Fizika va astronomiya asoslari

REJA:
Quyosh va Оy tutilishlari.
Yulduzlarning harakati.
Quyosh sistеmasining harakati.
Gallaktikalar.
Kоinоtning tuzilishi va evolutsiyasi.
Sоmоn yo`li.
Galaktikalarning sinflari.


Quyosh va Оy tutilishlari.

Q

uyosh to'la tutilishi osmonda juda chiroyli manzarani hosil qiladi. Bunda kuzatuvchi osmonda qop-qora Quyosh gardishi atrofida Quyosh «toji» deb ataluvchi nozik kumushrang shu'la tovlanayotganini ko'radi (12-rasm). Shuningdek, bu paytda kunduzi bo'lishiga qaramay, osmonda yorug' yulduzlar va sayyoralar charaqlab ko'rinib turadi.
Q

uyosh tutilishlari tabiatning g'aroyib hodisalaridan bo'lib, qadimda kishilarda kuchli vahima tug'dirgan. Bunday hodisalarning ro'y berishi sabablari bugun yaxshi o'rganilgan. Shu tufayli olimlar bundan bir necha yil keyingi bo'ladigan tutilishlarning vaqtlarini ham aniq aytib bera oladilar.
Oy Yerning atrofida aylanayotib, ba'zan Quyoshni bizdan to'sib o'tadi. Bunday hoi Quyosh tutilishi deyilib, u har doim astronomik yangioy holatida ro'y beradi.Mazkur hodisa 13-rasmda keltirilgan chizmadagi kabi ro'y beradi. Chizmadan ko'rinadiki, Yer sirtiga Oyning soyasi va yarim soyasi tushadi. Agar Yerdagi kuzatuvchi Oy soyasining
Yerda hosil qilgan doirasi (uning deametri 271 kmgacha boradi) ichida bo'lsa, u Quyoshni Oy bilan to'la bekilgan holda ya'ni Quyosh to'la tutilayotgan holda ko'radi. Bordiyu kuzatuvchi yarim soya chegarasida turgan bo'lsa, u Quyoshningqisman tutilayotganini (ya'ni Oy, Quyoshning bir qismini bekitib o'tayotganini) ko'radi. Oy orbitasi ellips bo'lib, u Yerdan eng katta uzoqlashganda 405500 km, eng yaqinlashganda esa 363300 km masofada bo'ladi. Agar Quyoshning tutilishi Oy Yerga eng uzoq masofadaligida (orbitasining apogeyida) ro'y bersa, u hosil qilgan soyaning uchi Yergacha yetib kelmaydi. Bunday holda Oy soyasi konusi o'qining Yer sirti bilan kesishgan nuqtasi yaqinida joylashgan yerdagi kuzatuvchi Quyoshning halqasimon tutiltihini, ya'ni tim qora Oy diski atrofida ravshan halqani ko'radi (13-rasmga qarang).
Oy Yer atrofida g'arbdan sharqqa tomon aylanayotgani va Yer ham o'z o'qi atrofida aylanayotgani sababll Oyning Yerga tushgan soyasi ham Yer sirti bo'ylab g'arbdan sharqqa tomon sekin-asta siljib borib, eni o'rtacha 200 km, uzunligi bir necha ming kilometrga cho'zilgan tasmani chizadi. Yarimsoyaning yer sirtida «chizgan» bu tasmasi soyaning ikki tomonida joylashadi.
Quyosh tutilishi uning g'arb tomonidafl boshlanadi, chunki g'arbdan sharqqa tomon harakatlanayotgan Oy dastlab Quyoshni g'arb tomoni b'uan uchrashadl Shundan so`ng Quyoshrting «eytiayogarr» qisrni ortib borib, u Oy bilan to'la bekilganda, Quyosh butunlay ko'rinmay qoladi (agar kuzatuvchining joyi Yerda soya tchiga to'g'ri kelsa, albatta). Quyoshning to'la tutilish fazasi atigi bir necha minutda (maksimum yetti minut) davom etib, so'ngra Oyning diski Quyosh diskidan chiqib sharqqa tomon siljiy boshlaydi va Quyoshni to'la ozod qilguncha yana bir soatcha vaqt ketadi.
E

ndi Quyosh tutilishining mohiyati ustida to'xtaylik. Yuqorida bayon qilinganideL Quyosh tutilishining muhim shartlaridan biri - Oy Quyoshni bekitib o'tayotgan paytda uning yangioy fazasida bo'lishidir. Biroq har bir yangioyda Quyoshning tutilmasligidan ko'rinishicha, buning uchun birgina bu shartning o'zi yetarli emasligi roa'lum bo'ladi. Ana shu muhim shartni aniqlashga harakat qilamiz. Avvalo shuni aytish kerakki, har bir , yangioyda Quyosh tutilmasligining sababi Oy orbitasi tekisligining ekliptika tekisligi bilan ustma-ust tushmasligidadir. Ular orasidagi burchak, qayd etilganidek, 5C09' ni tashkil etadi. Shuning uchun yangioy paytida Oy ekliptika tekisligidan kattagina burchak masofada bo'lib, Quyoshni yo ustidan yoki ostidan uni bekitmagan holda o'tib ketadi. Bundan yangioy paytida Quyosh tutilishi uchun Oy o'z tugunlari (Oy orbitasining ekliptika tekisligi bilan kesishgan nuqtalari) yaqinida, ya'ni ekliptikaga yaqin yoy masofada bo'lishi zarurligi ayon bo'ladi.
Endi yangioy paytida Quyoshning markazi Oy tugunlarining ixtiyoriy biridan qanday minimal yoy masofada bo'lgandagina Quyosh tutilishi ro'y berishi mumkinligini aniqlaylik. Buning uchun Quyosh, Yer va Oy markazlari (mos ravishda va nuqtalar) bir tekislikda rasmdagidek joylashgan deb faraz qilaylik (14-rasm). U holda ekliptika tekisligi rasm joylashgan varaq tekisligiga perpendikulyar tekislikda yotadi.
M

a'lumki, bu o'rinda burchak Oyning ekliptika kenglamasini xarakterlaydi. U holda, bu burchak rasmdagi ko'rinishidan ozgina bo'lsa-da kichraysa, Yerning O nuqtasidagi ko'zatuvchi, Quyoshning qisman tutilishiga guvoh bo'ladi. Bunday hoi uchun burchakning kattaligini hisoblab ko'raylik. U quyidagi uchta burchakning yig'indisidan iborat:

Rasmdan ko'rinishicha, - Oyning ko'rinma radiusini: Quyoshning ko'rinma radiusini, bo'lib - Oyning gorizontal parallaksini; - Quyoshning gorizontal parallaksini ifodalaydi. Binobarin, burchak:
.
Agar tenglikning o'ng tomonidagi kattaliklar o'rtacha qiymatlaridan foydalansak, ya'ni
; ; ;
ekanini e'tiborga olsak, u holda = 88',7 bo'ladi. Bundan ko'rinadiki, qisman bo'lsa-da, Quyosh tutilishi uchun Oyning epliktikal kenglamasi 88,’7 dan kichik bolishi lozim. Topilgan ning qiymatiga ko'ra, 15-rasmdan Oyning ekliptikal uzunlamasini to'g'ri burchakli sferik uchburchakdan topaylik.

=88',7; =5°09'. Oyorbitasitekisligining epliktika tekisligiga og'maligidan =16,°5 chiqadi.
Binobarin Quyosh tutilishi uchun, yangioy paytida, Quyosh markazi Oy tugunlarining ixtiyoriy biridan 16,5° kichik yoy masofada bo'lishi ikkinchi muhira shart ekan. Quyosh markazi yangioy paytida tugundan chap tomonda, undan 16,5° dan kichik yoy masofada bo'lganda ham, albatta Quyosh tutilishi mumkinligini inobatga olsak.u holda Quyosh tugunlari atrofida joylashgan 33° (16,5° x 2) uzunlikdagi yoyni o'tayotganda albatta Quyosh tutilishi mumkinligi aniq bo'ladi. Endi Quyosh ekliptika bo'ylab har kuni o'rtacha 59' siljishini hisobga olsak, u 33° li «xavfli zona»ni 34kunda o'tishi ma'lum boiadi. Oyning sinoidik davri 29,53 kun bo'lib,bu34 kundan kichikligini e'tiborga olsak, u holda bu davr ichida kamida birmarta, bo'lmasa ikki marta yangioy bo'lishini, binobarin, kamida bir marta, bo'lmasa ikki marta Quyosh tutilishiga guvoh bo'lish mumkinligi aniqlanadi. Oy tugunlari ikkitaligini e'tiborga olsak, bir yilda kamida ikki marta, ko'pi bilan besh marta Quyosh tutilishini ko'rish mumkin.
Bir yilda besh marta Quyosh tutilishi uchun birinchi tutilish 1-yanvardan ko'p o'tmasdan ikkinchisi fevral boshida, uchinchi va to'rtinchilari yarim yil o'tishidan biroz oldin, beshinchisi esa, birinchisidan 354 kun o'tgach (bu davida 12 sinoidik yoy o'tadi), shu yilning dekabri oxirlarida ro'y berishi mumkin.

4. Oy tutilishi va uning shartlari

O

16-rasm. Oy tutilishi.
y Yer atrofida aylanayotib, ba'zan uning soyasi yoxud yarim soyasi orqali o'tadi. Bunday hodisa Oy tutilishi deyiladi. Oy tutilayotganda, u har doim to'linoy fazasida bo'ladi (16-rasm). Agar bunda Oy Yerning soyasi ichidan o'tsa, unda to'la tutiladi. Bordiyu yarim soya ichidan o'tsa, u holda yarim soyali tutilish deyiladi.
Oy tutilishlari tabiatning g'aroyib hodisalaridan boiib, qadimda u ham kishilarda kuchli vahima tug'dirgan. Bunday hodisalarning ro'y berishi sabablari bugun yaxshi o'rganilgan. Shu tufayli olimlar bundan bir necha yil keyingi bo'ladigan tutilishlar vaqtini ham aniq aytib bera olishgan.

Yerning ma'lum bir joyida Oy tutilishi Quyosh tutilishiga nisbatan ko'proq kuzatiladi. Chunki Quyosh tutilishlari Yerning Oy soyasi tushgan va uncha katta bo'lmagan maydonidagina kuzatiladi. Oy tutilishi esa, Yerning Quyoshga qarama-qarshi yarim sharining hamma qismida ko'rinadi.

Endi faraz qilaylik, Yer soyasining markazi ekliptikaning C nuqtasida bo'lsin (17-rasm). Bunda Oygacha bo'lgan o'rtacha masofada uning radiusi 41' bo'ladi. Rasmdagi Oy orbitasining bir qismi hisoblanib, - orbitada burchak radiusi 15',5 bo'lgan Oy markazining holatini, - esa Oy orbitasining ko'tarilish tugunini belgilaydi. Rasmdan ko'rinadiki, Oy tutilishi uchun u to'linoy fazasida bo'lib, Oy markazi va Yer soyasining markazi orasidagi yoy masofa ular radiuslarining yig'indisi, ya'ni 41'+15',5=56',5 dan kichik bo'lishi zarur. U holda to'g'ri burchakli sferik uchburchakdan

yoki

bularga ko'ra, quyidagilarga ega bo'lamiz:

Binobarin yuqoridagi hisobga ko'ra, Oy tutilishi uchun quyidagi shartlar bajarilishi shart: 1) Oy-to'linoy fazasida bo'lishi; 2) to'linoy paytida Quyosh markazi Oy tugunlarining biridan 10°,6 dan kichik yoy masofada bo'lishi zarur.

Oyning to'la tutilishida esa (ya'ni, u Yerning soyasiga butunlay kirganda), Oy ko'zdan butunlay g'oyib bo'lmay, to'q qizil rangda jilolanadi. Buning sababi, mazkur paytda Oyning Yer atmosferasida sochilgan va singan Quyosh nurlari bilan yoritilishidir. Bunda Yer atmosferasi ko'k va havorang nurlarni keskin sochib yuborib, Oy tomonga asosan qizil nurlarni sindirib o'tkazadi va Oy aynan shu nurlar bilan yoritiladi va qizarib ko'rinadi.

Qadimda Quyosh va Oy tutilishining yuqorida bayon qilingan ko'rinishlari kishilarda qo'rqinch va vahima tug'dirgan. Endi esa Quyosh va Oy tutilishlarining siri ilmiy isbot etilgan, u hech kimda vahima tug'dirmaydi. Olimlar Quyosh va Oy tutilishlarining bo'lish vaqtini bir necha yil oldindan aniq hisoblab berish metodlarini ishlab chiqishgan. Tutilishlarni kuzatgan astronomlar Quyoshning fizik tabiati, Yer atmosferasining tuzilishi va Oyning harakatiga doir qimmatli ma'lumotlarni qo'lga kiritish imkoniga ega bo'ldi.
Saros. Ma'lum tutilishi xuddi oldingidek ko'rinishda aniq davr bilan qaytarilib turadi va bu davr saros (saros misrcha - «qaytarilish») deb ataladi. Saros - bu tutilishlarning qadimgilarga ham ma'lum bo'lgan davri bo'lib, u 18 yilu 11,3 sutkaga teng. Haqiqatan ham ixtiyoriy tutilish, Oyning ma'lum fazadagi holati Oy tugunlarining biridan oldingi tutilish paytidagidek qiymatga ega bo'Iishiga ketadigan davr mavjud bo'lib, ayni shuncha davrdan so'ng qaytariladi. Buning sababi, ma'lum bo'lishicha, 242 ajdaho oyi (uzunligi 27,21 sutka) 6585,36 sutkani, 223 ta sinoidik oy (uzunligi 29,53 sutka) 6585,32 sutkani yoki 18 yil 11 kun 7 soatu 42 minutni tashkil etadi. 19 ta ajdaho yili (uzunligi 346,62 sutka) esa 6585,78 sutkaga teng bo'ladi. Binobarin, saros deyiluvchi bu davr taxminan 6585 kunga teng bo'ladi va shu bois ixtiyoriy tutilishni 18 yilu 11,3 sutka dan so'ng qaytarilishini ta'minlaydi.
Yulduzlarning harakati. Quyosh sistеmasining harakati.
Agar yulduzning xususiy harakati ("/yil) bo'lib, ungacha masofa parseklarda aniqlangan bo'lsa, u holda yulduz fazoviy tezligining manzara tekisligidagi proyeksiyasini hisoblab topish qiyin emas.
Bu proyeksiya yulduzning tangensial tezligi deyilib, ushbu formuladan topiladi:
km/c
Endi yulduzning fazoviy tezligini ni topish uchun uning nuriy tezligi dan foydalanamiz. Yulduzlarning radial tezligi uning spektridagi ixtiyoriy uzunlikdagi chiziqning siljishi kattaligi - orqali Doppler prinsipiga ko'ra:

orqali oson topiladi, bu o'rinda c - yorug'lik tezligi. U holda yulduzning fazoviy tezligi:

g

7-rasm. Yulduzlarning fazoviy tezligini topish.
a teng bo'ladi. Biroq yulduzning aniqlangan fazoviy bu tezligi aslida ikki tashkil etuvchidan iborat bo'ladi. Bulardan biri - yulduzning haqiqiy fazoviy tezligi bo'lsa, ikkinchisi kuzatuvchi joylashgan Yerning Quyosh bilan birgalikdagi tezligidir. Binobarin. Quyoshning tezligini, aniqrog'i uning shu yulduzga tomon yo'nalish bo'yicha proyeksiyasini aniqlamay turib, yulduzning haqiqiy tezligini topishning iloji yo'q ekan.
Quyoshning xususiy harakat tezligi. Yulduzlarning harakati haqida ma'lum bir xulosaga kelish uchun Quyoshning fazodagi harakat tezligini aniqlash va uni yulduzlarning kuzatiladigan tezligidan olib tashlash lozim. Osmon sferasida Quyoshning tezlik vektori yo'nalgan nuqta apeks, unga diametral qarama-qarshi nuqta esa antiapeks deb ataladi.
Agar yulduzlarga qo'zg'almas deb qarab, ularning spektrlaridagi qizilga yoki binafshaga siljishni - Quyoshning tezlik bilan harakatlanadi deb qarasak, unda Quyoshning harakat yo'nalishi bilan burchak hosil qilgan yo'nalish bo'ylab yotgan yulduz, go'yo Quyoshning tezligiga teng biroq, qarama-qarshi yo'nalgan tezlik bilan harakatlanayotgandek tuyuladi (7-rasm).
Yulduzning tuyulma bu tezligi ikki tashkil etuvchidan iborat bo'lib, ulardan biri - radial tashkil etuvchisi Quyosh tomonga, ikkinchisi esa unga perpendikulyar yo'naladi. U holda yulduzning radial tezligi ifodadan topiladi. Manzara tekisligida yotib, yulduzning xususiy tezligiga mos uning tangensial tezligi esa dan topiladi. Unda =0 yo'nalishdagi (ya'ni Quyosh apeksi deyiluvchi, Quyoshning tezlik vektori yo'nalgan tomondagi) yulduzlar nuriy tezligining haqiqiy qiymati, uning o'lchangan tezligidan Quyosh tezligiga kam chiqadi. Bu yo'nalishga qarama-qarshi tomondan (antiapeks) yotgan yulduzlarning o'lchangan nuriy tezligi esa aksincha, Quyosh tezligiga ( ) ortadi. Quyoshning harakat yo`nalishiga tik yo'nalishda harakatlanayotgan yulduzlarning nuriy tezliklari esa o'zgarmaydi. Biroq bunda ularning antiapeksga yo'nalgan xususiy harakatlari mavjud bo'ladi. Quyosh apeksi va antiapeksiga yaqinlashgan sayin yulduzlarning xususiy harakati ga proporsional ravishda kamayib, nolgacha boradi. Boshqacha aytganda, barcha yulduzlar go'yo antiapeksga tomon uchayotgandek tuyuladi.
Shunday qilib, turli yo'nalishdagi yulduzlarning nuriy tezliklari o'lchanganda ma'lum yo'nalishda ularning nuriy tezliklari (manfiy ishorali) maksimumga erishgani aniqlanadi, aynan shu yo'nalish Quyoshning apeksini xarakterlaydi.
Shuningdek, yulduzlarning xususiy harakatlarini o'rganib, osmon sferasida bu xususiy harakatlar yo'nalgan umumiy nuqtani topish mumkin. Aynan shu nuqtaga diametral qarama-qarshi yotgan osmon sferasining nuqtasi ham Quyosh apeksini xarakterlaydi. Quyosh apeksi Gerkules yulduz turkumida joylashib, uning koordinatalari =270° va =30° ni tashkil etadi. Bu yonalish bo'yicha Quyosh 30 km/s tezlik bilan «uchadi». Endi Quyoshning fazoviy harakat tezligini topish uchun, masofasi ma'lum bo'lgan yulduzning burchak siljishini chiziqli tezlikda ifodalab, so'ngra:

formuladan Quyoshning tezligi topiladi.

Gallaktikalar.

1934-yilgacha E.Xabbl Maunt-Vilson observatoriyasining 2,5 metrli teleskopida osmonning 1283 ta bir xil kattalikka (l°x1°) ega maydonchalaridagi yorugiigi kattalikkacha bo'lgan galaktikalami sanab chiqdi. Natijada osmonning ixtiyoriy yo'nalishda joylashgan bir kvadrat gradus maydonchasida o'rtacha 131 ta galaktika kuzatish mumkinligi topildi. Demak, galaktikalar osmon sferasi bo'ylab bir xil taqsimlangan.
Osmon sferasi 41253 kvadrat gradus yuzaga ega va yorug'ligi gacha bo'lgan galaktikalarning umumiy soni 5,4 mln ta. Diametri 2,5 metr bo'lgan teleskopda shuncha galaktika kuzatiladi.
B

1 – rasm. Xabbl diagrammasi
erilgan yorug'likdagi galaktikaning absolut kattaligi ( ) va uzoqligi (masofasi) formula orqali bog'langan. Bu formulani shaklda qayta yozish mumkin. Faraz qilaylik, radiusli sfera ichidagi barcha galaktikalar bir xil yorqinlikka, demak, absolut kattalik ( ) ka ega va bir tekis joylashgan bo'lsin. U holda -kattalikkacha bo'lgan galaktikalar soni bo'ladi. Bu yerga uchun yozilgan yuqoridagi munosabatni qo'ysak . Bunday munosabatni +1 – kattalikkacha bo'lgan galaktikalarga nisbatan yozish mumkin. U holda =100,6=3,98. Chunki , va +1 galaktikalar uchun bir xil. Bu formuladan gacha galaktikalar sonini 1,4·109 topamiz.
Galaktikalarning fazoda taqsimlanishini birinchi bor tekshirgan E.Xabbl bu munosabat to'g'riligini topdi, ya'ni galaktikalar koinotda bir tekis joylashgan.
Keyinchalik bajarilgan tekshirishlar galaktikalar ham yulduzlar singari guruhlar va to'dalar hosil qilishini ko'rsatdi. Ular o'nlabdan, o'n minglabgacha galaktikadan tarkib topgani aniqlandi. Bizning Galaktika o'z atrofidagi 13 ta yo'ldosh galaktika (Magellan Bulutlar shu jumladan) bilan birgalikda bitta oilani tashkil etadi. Andromeda tumanligi ( ) ni ham o'ndan ortiq galaktika o'rab turadi.
Galaktika bilan oilasi (ular orasidagi masofa 0.5 Mps) a'zolari va ular orasidagi galaktikalar (jami 35 ta galaktika) mahalliy tizim deb ataladigan guruhni tashkil etadi.
Tizim diametri 3 Mps. Yuzlab va minglab galaktikalardan tuzilgan tizim to'da deb ataladi. To'daning o'rtacha diametri 8 Mps. Bizga eng yaqin to'da Sumbula yulduz turkumi tomonda kuzatiladi. Ungacha masofa 12 Mps. Eng katta to'da bizdan 70 Mps uzoqlikda joylashgan Veronika sochlari deb ataladigan yulduz turkumidadir. 40 000 ta galaktika bor. Hozirgacha hammasi bo'lib 4000 ta galaktika to'dalari topilgan. Galaktikalar uzoq va qo'zg'almas manbalar deb hisoblab, ularga nisbatan Quyoshning harakat tezligini o'lchash maqsadida 1912-yilda amerikalik astronom Vesto M.Slayfer (1875 – 1969) spiral tumanliklar (galaktikalar) ning nuriy tezligini o'lchashga kirishdi. 41 ta o'lchangan tumanlikdan 36 tasining spektrida chiziqlar qizil tomon ga siljiganligini aniqladi. Bunday siljish ( ) ni Doppler effekti bilan tushuntirish tabiiy bo'lgani sababli , Slayfer bu tumanliklar kuzatuvchidan minglab km/s tezlik bilan uzoqlashmoqda degan xulosaga keldi (Quyoshning Galaktika markazi atrofida aylanish tezligi 250 km/s). Yuqorida aytganimizdek, 1923-yilda E.Xabbl galaktikalarning uzoqligini o'lchab, galaktikalarning uzoqlashish tezligi bilan ular orasidagi masofada o'zaro bog'lanish borligini tekshirdi. 1929-yilda E.Xabbl 36 ta galaktika spektrida chiziqlaming qizilga siljishiga va ularning o'zi o'lchagan masofalariga asoslanib

bog'lanishni topdi. Bu yerda, – Xabbl doimiysi, uning bugungi kundagi qiymati (72±3) km/s Mps; – galaktikaning uzoqligi; Mps larda. Bu bog'lanishga ko'ra galaktika bizdan qancha uzoqda bo'lsa, uning uzoqlashish tezligi ( ) shuncha katta bo'ladi. Shunday qilib, yoki .
Endi absolut kattalik formulasidan quyidagini topamiz:
.
Ya'ni bilan logarifmik bog'lanishga ega. 5.5-rasmda bilan ko'rinma yulduziy kattalik orasidagi bog'lanish tasvirlangan. Hozirgi kungacha 1500 dan ortiq galaktikaning qizilga siljishi aniqlangan. Eng xira galaktikalarda ga =100000 km/s to'g'ri keladi.
Ma'lumki, jismning harakat tezligi ( ) yorug'lik tezligi ( )ga yaqinlashganda ( ) uning spektrida chiziqlaming nisbiy siljishi quyidagi formula yordamida topiladi:
,
ya'ni da . Agar = bo'lsa, =1 va =0,6 va =2 bo'lsa =0,8 bo'ladi. / bilan orasidagi bog'lanish egri chizig'i 5.6-rasmda keltirilgan. Yerdan turib kuzatilgan eng uzoq galaktikalar ( 123, 318) ning qizilga siljishi =1 va nisbiy siljishi 0,6. Eng uzoq kvazar 173) niki =3,53 va / -0,86. Qizilga siljishning mohiyatiga nazar tashlaylik. Avvalo qizilga siljish galaktikalarning bir-biridan uzoqlashayotganini va Koinotning kengayotganini ko'rsatadi. Kengayish tezligi masofa ortishi bilan ortib boradi. Ikkinchidan agar yuqoridagi masofa ( ) uchun chiqarilgan formulaga =73 km/s Mps va =3·105 km/s ni qo'yib, masofani yorug'lik yillarda (1 ps =3,26 yorug'lik yili) ifodalasak, u holda mlrd yil=1,37 mlrd yil, ya'ni masofada kuzatilayotgan obyekt nuri bizga yetib kelishi uchun qancha vaqt o'tganligini topamiz.
Kоinоtning tuzilishi va evolutsiyasi.
Ayrim tur yulduzlar bilan tanishganimizda ularning paydо bo`lishi va evolutsiyasi haqida ba’zi fikrlar aytilgan edi.
Klassik kоsmоgоniyaga binоan yulduzlararо diffuz muhitdagi mоdda quyuklashishi natijasida yulduz paydо bo`ladi.
Diffuz muhit galaktikaning magnit maydоni ta’sirida uning spiral shохоbchalarida bo`ladi. Bundagi kuchsiz magnit maydоni yulduzlarni tutib tura оlmaydi, shuning uchun ham qari yulduzlar spiral shохоbchalarga dеyarli bоg`liq bo`lmaydi. YOsh yulduzlar ko`pincha katta-katta to`dalarnn tashkil etadi. To`dalarda kеngayuvchi gaz va chang ko`p uchraydi. Gaz va chang bilan to`ldirilgan birоn-bir chеkli fazоda diffuz muhit massasi ma’lum kritik miqdоrdan оrtib kеtsa, tоrtishish kuchi ta’sirida matеriya bu fazоda siqila bоshlaydi. Bu hоdisani gravitatsiоn kоndеnsatsiya dеyiladi. Kritik massa miqdоri zichlikka, tеmpеraturaga va o`rtacha molekular оg`irlikka bоg`liq.
Diffuz muhit tumanligining eng zichlashgan nuqtalarida aylanma harakat vujudga kеlib, matеriya siqila bоradi. Uning ichida bоsim va tеmpеratura shunday yuqоri bo`ladiki, markaziy qismda tеrmоyadrо rеaktsiyasi bоshlanishiga sharоit tug`iladi. Хеrbig – Arо оb’еktlari dеb ataluvchi yulduzsimоn kоsmik matеriyani yulduz paydо bo`lishining dastlabki davri dеb faraz qilinadi. Gravitatsiоn kоndеnsatsiya jarayonining bоshlang`ich davrida diffuz muhit tumanligi bir qancha bo`laklarga bo`linib kеtadi. Bоshlang`ich diffuz muhit tumanligining quyuqlanishini prоtоyulduz dеyiladi. Prоtоyulduzning siqilishidan uning markazidagi tеmpеratura bir nеcha mln. gradusga еtganida tеrmоyadrо rеaktsiyasi bоshlanadi. Avval dеytеriy, kеyin litiy, bеrilliy va bоr yonadi. Bunda qo`shimcha enеrgiyaning chiqishi sababli prоtоyulduz siqilishi sеkinlashadi. Tеmpеratura оrtgan sari prоtоn-prоtоn (massasi Quyosh massasidai 1,5 marta kichik yulduzlar uchun) yoki karbоn-azоt (massasi Quyosh massasidan 1,5 marta katta yulduzlar uchun) rеaktsiyalari bоshlanadi. Bu rеaktsiyalar uzоq vaqt davоm etadi, siqilish jarayoni to`хtaydi. YUlduzlarning ichki bоsimi tоrtishish kuchi bilan muvоzanatga kеlib, yulduz turg`un hоlatga o`tadi.
Qizil gigant bоsqichidagi yulduzning zich yadrоsida ma’lum bir vaqtda gеliyning karbоnga aylanish rеaktsiyasi yuz bеrishi mumkin. Buning uchun yulduz markazidagi tеmpеratura 1,5·108 ºK bo`lishi kеrak. Gеliy rеaktsiyasi tugagandan so`ng yulduzning tashqi qоbig`i kеngayadi va fazоga tarqalib kеta bоshlaydi. Ba’zida bu hоdisa pоrtlash ko`rinishida yuz bеradi.
Qоbiq sеkin tarqalsa, uning faqat markaziy yadrоsi qоladi va sayyora tumanligi hоsil bo`ladi. Agar yulduz massasi Quyosh massasidan 2 – 3 marta katta bo`lsa, Оq Karlik yulduz hоsil bo`ladi. Оq karliklarda yadrо rеaktsiyasi bo`lmaydi. Ular ilgari to`plangan issiqlik enеrgiyasi hisоbiga nur sоchadi. Galaktikada yulduz va yulduzlararо mоddaning nisbati vaqt o`tishi bilan o`zgarib bоradi, chunki mоddanint bir qismi оq karliklarga aylanib, yulduzlarda gaz va chang kamayadn. Galaktikaning shakli umumiy galaktik magnit maydоnining aylanishi bilan bеlgilanadi. Agar galaktika sеkin aylanayotgan bo`lsa, yulduzlararо gaz оg`irlik kuchi ta’sirida markazga yig`iladi. SHunday qilib, galaktikalar evolutsiya sinfi sfеra shaklidagi gaz – bulut ko`rinishidan bоshlab tеkshirish mumkin. Bulut tеz aylansa, spiral galaktika hоsil bo`ladi. Yulduzlar kоsmоgоniyasida V.A.Ambartsumyanning yulduzlar assоtsiatsiyasi kashfiyoti muhim ahamiyatga ega. U yulduzlarning gruppa-gruppa bo`lib paydо bo`lishini aniqladi. Kоsmоgоnik prоblеmalarni hal etishda fizika, kimyo, gеоlоgiya, biоlоgiya va bоshqa fanlarning yutuqlaridan fоydalaniladi.

4. Kuzatish natijalari va masalalari

Koinotning umumiy tarkibi va tuzilishi, rivojlanishiga nazariy qarashlarni bayon etamiz. Bunday qarashlar umumfizik qonunlarga, birinchi navbatda, tortishish qonuniga asoslangan. Metagalaktikada kuzatilayotgan jarayonlarni, galaktikalar, yulduzlar va boshqa osmon jismlarining hosil bo'lishi, rivojlanish bosqichlarini umumfizik qonuniyatlar asosida tushuntirishga to'xtalamiz. Bu sohadagi muammolarga e'tibor qaratamiz. Avvalo bunday nazariy qarashlar qanday kuzatish natijalariga asoslanganligini ko'rib chiqaylik.

Koinotning bizga ko'rinadigan qismi Metagalaktika deb ataladi. Metagalaktika milliardlab galaktikalar, kvazarlardan tarkib topgan. Hozirgi zamon kuzatish vositalari yordamida qayd qilingan eng uzoq obyekt (kvazar) laming masofasi Metagalaktikaning radiusi deb qabul qilingan va u 4000 Mps (megaparsek)dan biroz ko'proq. Bu oicham Xabbl qonuniga galaktikalarning qochish tezligi o'rniga kvazarlar tezligi (270000 km/s)ni va Xabbl doimiysi o'rniga =73 km/s·Mps ni qo'yib topilgan. Metagalaktikadagi obyektlar har xil yo'nalishlar va masofalar bo'yicha o'rtacha olganda bir tekis joylashgan. O'rtacha bir jinsli deganda biz Metagalaktikaning katta o'lchamli (1000 Mps) tuzilishini nazarda tutmoqdamiz. Yuqorida ko'rganimizdek, kichik o'lchamli (100 Mps) qismlarida Metagalaktika bir jinsli emas, unda galaktikalar guruhlari, to'dalari, o'ta katta to'dalar kuzatiladi. Metagalaktikaning katta o'lchamlarda bir jinsliligi undan tashqarida ham o'rinli bo'lsa kerak, deb faraz qilish mumkin. Shunday qilib, butun koinot (ya'ni Metagalaktika va undan tashqaridagi koinot qismi) da materiya izotrop va bir jinsli taqsimlangan deb qarash mumkin.
Har xil uzoqlikda joylashgan koinot obyektlaridan kelayotgan va qayd qilinayotgan nurlanish ulardan turli vaqtlarda sochilgan. Yorug'likning tarqalish tezligi fundamental fizik doimiyligini hisobga olsak, uzoqda joylashgan kvazar (kvazag)lardan kelayotgan nurlanish fatonlari yaqindagi galaktika (Andromeda tumanligi) dan kelayotganlarga qaraganda ancha (10 mid yil) oldin sochilgan (yoiga chiqqan). Metagalaktikada uzoqlik bo'yicha obyektlar (galaktikalar)ning taqsimlanishidagi bir jinslilik ular hosil bo'lish vaqti bo'yicha uzluksiz ketma-ketlikni hosil qiladi, degan xulosaga olib keladi. Agar endi Metagalaktikada kuzatilayotgan zamonaviy bir jinslilik undan tashqarida ham o'rinli deb faraz qilsak, koinotning fazoviy (mako-niy) bir jinsliligi uning zamoniy bir jinsliligi bilan uyg'unlashgan, degan xulosaga kelamiz. Galaktikalar, kvazarlar va kvazaglar spektrida chiziqlarning qizilga siljishi ularning bizdan uzoqlashishi bilan tushuntiriladi. Obyekt bizdan qancha uzoqda boisa, uzoqlashish tezligi shuncha katta. Metagalaktika kengaymoqda, kengayish tezligi Xabbl qonuni

bilan ifodalanadi. Metagalaktikani tashqi chegarasi yaqinida kengayish tezligi yorug'lik tezligiga yaqinlashadi. Agar bu qonuniyat Metagalaktikadan tashqarida ham o'rinli deb hisoblasak, u holda koinot makon va zamon bo'yicha bir jinsli. Butun koinot hozirgi zamonda kengaymoqda. Demak, u o'tgan zamonlarda hozirgiga qaraganda zichroq va qaynoqroq bo'lgan va uzoq o'tmish (10 mlrd yil oldin) esa zichlik va temperatura juda yuqori bo'lgan.
Metagalaktikada kuzatilayotgan obyektlar va jarayonlar butun olam tortishish qonuni (umumiy nisbiylik nazariyasijga bo'ysunadi. Bu qonunni uzoq o'tmishdagi o'ta yuqori zichlik (1093 g/m3) va temperaturadagi (1032 K) koinotga tatbiq etib bo'ladimi, yo'qmi bu muammo bo'lib qolmoqda. Koinotning rivojlanish masalalari va muammolari bilan kosmologiya shug'ullanadi. Bu masalalarga keyinroq qaytamiz.
Kosmogoniya masalalari. Tabiatda har bir jarayon va obyektning hosil bo'lish, rivojlanish va oxirati boigani singari galaktikalar, yulduzlar va boshqa kosmik obyektlar ham shunday bosqichlarni o'tishlari kerak. Galaktikalar koinot rivojlanishining, yulduzlar esa galaktikalar evolutsiyasining mahsulidir, chunki galaktikalar yulduzlardan, Metagalaktika esa galaktikalardan tarkib topgan.
Galaktikalarning uch turi mavjud: elliptik, spiral va noto'g'ri galaktikalar. Noto'g'ri galaktikalar nisbatan qaynoq va demak, yoshroq yulduzlardan tarkib topgan; elliptik galaktikalar esa aksincha nisbatan past temperatura-dagi yulduzlardan tarkib topgan; spiral galaktikalar oraliq o'rin egallaydi.
Qaynoq va yosh yulduzlar Galaktika tekisligi yaqinida, gaz+chang tumanliklar ichida kuzatiladi. Yosh yulduzlar nostatsionar bo'lib, ular ana shu tumanliklardan hosil bo'lganligini isbotlovchi ko'pgina kuzatish natijalari bor. Ko'rinishdan yulduz va Galaktikalarning hosil bo'lishi va rivojlanishida umumiy qonuniyatlar bo'lishi kerak. Agar yulduzlar gaz va changdan hosil bo'lgan bo'lsa, galaktikalar ham o'z navbatida ulkan gaz+chang bulutlardan hosil bo'lgan. Dastavval Quyosh atrofida sayyoralarning hosil bo'lish rau-ammolari bilan shug'ullangan kosmogoniya XX dan boshlab yulduzlar evolutsiyasi masalalarini ham o'z ichiga oldi. Haqiqatdan sayyoralar Quyosh bilan birgalikda, yulduzlar esa o'z atrofidagi sayyoralar bilan birgalikda hosil bo'lgan. Demak, sayyoralarning hosil bo'lish jarayonini yulduz evolutsiyasi bilan birgalikda ko'rish maqsadga muvofiqdir.
Shunday qilib, hozirgi zamon kosmogoniyasi yulduzlar va ular atrofida sayyoralar tizimi va karrali yulduzlar tizimlari hosil bo'lishi mexanizmlarini nazariy ravishda ko'radi va kuzatishdan olingan natijalarga va umumfizik qonunlarga asoslanadi.

5. Nostatsionar koinot va masshtab faktori

Yuqorida keltirilgan dalillardan ko'rinib turibdiki, yulduzlar va galaktikalar orasida nostatsionarlari mavjud, qolganlari statsionar bo'lsalarda (masalan: Bizning Galaktika va Quyosh), uzluksiz ravishda modda va energiya oqimi chiqib turadi. Chaqnovchi yulduzlar va aktiv yadroli galaktikalar esa vaqti-vaqti bilan fazoga katta miqdorda modda otib turadi.

Galaktikalar o'zagidagi kuzatilayotgan modda oqimini, shuningdek, Metagalaktikaning kengayishini XX asrning buyuk astronomi V.A.Ambarsumyan koinotda o'ta zich materiya manbalari borligi va ular o'zlaridan uzluksiz modda sochishi bilan tushuntirgan. Yulduzlar va galaktikalar hosil qiladigan chang+gaz modda ana shu o'ta zich materiyadan hosil bo'ladi. Ambarsumyan nazariyasi ham galaktikalar nostatsionar obyektlar ekanligini ta'kidlaydi. Metagalaktika ham o'z navbatida nostatsionardir, chunki uni tashkil etgan galaktikalar, kvazar (kvazag)lar bir-birlaridan qochmoqdalar. Agar endi Metagalaktika tashqarisidagi obyktlar ham shunday xususiyatga ega deb faraz qilsak, butun koinot nostatsionar ekan degan xulosaga kelamiz. Butun koinotning tashkil etuvchilari bir-biridan uzoqlashmoqda deganda, biz ularni o'z ichiga olgan fazo kengaymoqda degan xulosaga kelamiz. Haqiqatdan ham kengayayotgan ideal gazda atomlar va molekulalar bir-birlaridan qochmaydi, balki bosim kuchi ta'sirida gazning hajmi kattalashadi.
Koinotning kengayish tezligini masofaga bog'liq ravishda ortib borishini ham koinotdagi fazo kengaymoqda deyish oson tushuniladi.
Adiabatik kengayayotgan ideal gazdagi ikkita molekulani bir-biridan «uzoqlashish» tezligi ular orasidagi masofa o'zgarishining vaqtga nisbatiga teng. Molekulalar bir-birlaridan qancha uzoqda bo'lsa, ular orasidagi masofaning ortish miqdori shuncha katta boiadi, demak uzoqlashish tezligi shuncha katta bo'ladi yoki havo shari olib uni shishira boshlasak, shar sirtiga siyoh bilan qo'yilgan ikki nuqta bir-biridan uzoqlasha boshlaydi, uzoqlashish tezligi nuqtalar orasidagi masofaga bog'liq, masofa qancha katta bo'lsa, tezlik ham shuncha katta bo`ladi.
Sоmоn yo`li.
O’tagalaktika va mеtagalaktika. Galaktikalar ham yulduzlarga o’хshash qo’shalоq, karrali bo’lib, guruh va to’dalarni tashkil etadi. Galaktikalarning ko’pchiligi to’da-to’da bo’lib uchraydi. Galaktikalar to’dalari ham yulduzlar to’dalari kabi sharsimоn va tarqоq bo’lib, ularda o’nlab, ba’zilarida esa minglab galaktikalar bo’ladi. Bizga eng yaqin galaktikalar to’dalari o’tagalaktika dеb ataluvchi g’оyat katta galaktikalar sistеmasini tashkil etadi. Ayrim galaktikalar va galaktikalar to’dalari Sоmоn Yo’liga o’хshash bir tеkislik atrоfida to’dalanib o’tagalaktika ekvatоrini hоsil qiladi, Sunbula yulduz turkumidagi to’da esa o’tagalaktika markazida jоylashgan bo’lib, u taхminan 20 mln. parsеk masоfadadir.
O’tagalaktika diamеtri 30 mps, markazi atrоfida aylanish davri 50-200 mlrd. yil. U hоlda galaktikamizning tеzligi 500 km(sеk bo’ladi va o’tagalaktika massasi 1015 M ga tеng dеb aniqlanadi. O’tagalaktikaning kеngayishi sababli uning o’lchami har mlrd. yilda 2 mps ga оrtadi.
Kuzatiladigan hamma Galaktikalar va ularning to’dalari sistеmasiga mеtagalaktika dеyiladi. Mеtagalaktika – chеksiz Kоinоtning bir qismidir.
Mеtagalaktikaning milliard-milliard planеtalardan tashkil tоpganligi va bu planеtalarning ayrimlarida оrganik hayot paydо bo’lib rivоjlanishi uchun shart-sharоitlar mavjudligi ehtimоli Еrdan tashqarida, Kоinоtning birоr qismida hayotning mavjud bo’lishini taqоzо etadi. Mazkur umumiy mulоhaza asоsida, shuningdеk, Еrga yaqin Mars va Vеnеrada atmоsfеra va bоshqa fizik shart-sharоitlar mavjudligiga qarab, bu planеtalarda hayotning eng оddiy shakllari bоr dеgan taхminlar paydо bo’lgan.

Galaktikalarning sinflari.

K

2-rasm. Elliptik galaktika 3115 (E7).


1-rasm. Galaktikalarning shakllariga ko`ra bir-biri bilan bog`lab tuzilgan sinflari.
uzatishlarda qo'llanilayotgan teleskoplarning optik kuchi va sifati oshgan sari galaktikalar suratining aniqligi orta bordi. Ular har xil ko'rinishga ega ekanligi aniqlandi. 1926-yilda E. Xabbl birinchi bor galaktikalarni uchta asosiy sinflarga ajratdi: elliptik ( ), spiral ( ) va noto'g'ri ( ). Hozirgi paytda ham shu asosiy sinflar amalda va ular oraliq sinflarga ajratilgan holda qoilaniladi.
Elliptik galaktikalar aylana yoki ellips gardishcha ko'rinishga ega, ravshanligi gardishcha markazidan cheti tomon asta-sekin kamayib boradi. Ichki tuzilishda hech qanday mayda struktura kuzatilmaydi (1-rasm). Bunday elliptik galaktikalar ko'rinma siqiqligi ( ) ga ko'ra 8 oraliq sinfga bo'linadi, dan gacha: , va – elliptik galaktikaning katta va kichik yarim o'qlari. Yumaloq galaktika , cho`ziq elliptik galaktikalar bo`ladi.

Spiral galaktikalar o'zakdan boshlanadigan bir necha spiralsimon tarmoq yoki yenglarga ega. Oddiy spiral galaktikalar ( ) da spirallar to'ppa-to'g'ri o'zakdan boshlanadi. O'zagi ko'ndalang tasma bilan kesilgan yoki unda yelkasimon qism bor spiral galaktika ( ) larda ikkita tarmoq (yeng) bo'lib, ular yelkadan boshlanadi.

Spirallarning rivojlanganligiga ko'ra bir necha turlari ( , , va , , ) mavjud (2-rasm). galaktikalarda modda asosan o'zakda, spirallar yaxshi rivojlanmagan, – larda moddaning yarmi spirallarda, – larda esa galaktika moddasining hammasi spirallar bo'ylab tarqalgan. yoki Andromeda tumanligi va 1300 (3-rasm) spiral galaktikalardir. - va 1300 sinfga kiradi. Bizning Galaktika ga o'xshash spiral galaktikadir.
Elliptik va spiral galaktikalar orasida linzasimon ( ) galaktikalar bor. tipidagi galaktikalar singari ularda aniq ichki struktura kuzatilmaydi, biroq ravshanlik markazidan chetga tomon sakrab o'zgaradi. Bunday galaktika cho'zinchoq o'zak va uni o'rab turuvchi xira halqadan iborat.
Aniq o'zak va aylanma simmetrik qanotga ega bo'lmagan galaktikalar noto'g'ri ( ) galaktikalar deb atalib, ularga Katta va Kichik Magelan Bulutlar misol bo'la oladi. – galaktikalar turiga pekulyar, ya'ni ma'lum xususiyatga (disksimon, halqasimon) ega bo'lmagan asim-metrik galaktikalar kiradi. Bir-biri bilan o'zaro bogiangan galaktikalar ham mavjud. Bunday galaktikalar da soni 1765 ta. Ular, odatda qo'shaloq bo'lib bir-birlari bilan ulangan. Barcha galaktikalarning taxminan 25% elliptik ( ), 50% – spiral ( ) va 20 % – linzasimon ( ) va 5 % – noto'g'ri ( ) galaktikalardir.