Umumiy astronomiya

8.5-rasm. Mahalliy galaktikalar guruhining qo‘shaloq
o‘zagi tuzilishi.

							8.2-jadval
Nomi	Α	δ	Turi	Mv	Vr km/c	r Mpk		Rc Mpk
WLM	00^h01^m57.8	-1527’51	Ir	-14.4	-120	0.93		0.79
IC 10	00 20 24.5	5917 30	Ir	-16.3	-344	0.66		0.27
NGC 147	00 33 11.6	4830 28	dE4	-15.1	-193	0.66		0.22
AndIII	00 35 17.0	3630 30	dE5	-10.2	?	0.76		0.31
NGC 185	00 38 58.0	4820 18	dE0	-15.6	-202	0.66		0.22
NGC 205	00 40 22.5	411 11	E6	-16.4	-244	0.76		0.31
NGC221	00 42 41.9	4015 55	E2	-16.5	-205	0.76		0.31
NGC224	00 42 44.2	4116 09	Sb	-21.2	-301	0.76		0.30
And I	00 45 43	3800 24	dE3	-11.8	?	0.81		0.36
MKCHB	00 52 36	-7248 00	Ir	-17.1	148	0.06		0.48
Haykal Tarosh	01 00 04.3	-3342 51	dE3	-9.8	110	0.09		0.44
Hut	01 03 56.5	2153 41	dIr	-10.4	-286	0.81		0.42
IC 1613	01 04 47.3	0208 14	dIr	-15.3	-232	0.72		0.47
And V	01 10 17.1	4737 41	dE	-10.2	?	0.81		0.37
And II	01 16 27	3325 42	dE	-11.8	?	0.70		0.26
NGC 598	01 33 50.9	3029 37	Sc	-18.9	-181	0.79		0.37
Feniks	01 51 03.3	-4427 11	dIr	-9.8	?	0.40		0.59
Qo‘ra	02 39 53.1	-3430 16	dE3	-13.1	53	0.14		0.45
MKTB	05 19 36	-6927 06	Ir	-18.5	275	0.05		0.48
Kil	06 41 36.7	-5057 58	dE4	-9.4	223	0.10		0.51
Leo A	09 59 23.0	3044 44	Ir	-11.5	24	0.69		0.88
Leo I	10 08 26.7	1218 29	dE3	-11.9	287	0.25		0.61
Sekstant	10 13 02.9	-0136 52	dE	-9.5	226	0.09		0.51
Leo II	11 13 27.4	2209 40	dE0	-10.1	76	0.21		0.57
Kich.Ayiq	15 08 48.2	6706 38	dE5	-8.9	-247	0.06		0.43
Ajdar	17 20 18.6	5755 06	dE3	-8.6	-293	0.08		0.43
Somon Yo‘li	17 45 39.9	-2900 28	SBbc	-20.9	16	0.01		0.46
Qavs	18 55 04.3	-3028 42	dE	-13.8	142	0.03		0.46
SagDIG	19 29 58.9	-1740 41	Ir	-10.7	-79	1.40		1.48
NGC 6822	19 44 56.0	-1448 06	dIr	-16.0	-56	0.50		0.67
Dalv	20 46 53	-1250 58	Ir	-11.3	-131	1.02		1.02
Tukan	22 41 48.9	-6425 21	dE	-9.6	?	0.87		1.10
And VII	23 26 31	5041 31	dE	-9.5	?	0.69		0.29
Pegas	23 28 34	1444 48	Ir	-12.3	-182	0.76		0.44
And VI	23 51 39.0	2435 42	dE	-10.6	?	0.83		0.43

esa quyidagicha:

. (8.4)

Yuqoridagi jadval asosida galaktikalarning MG inersiya markazidan uzoqligi bo‘yicha gistogramma ham tuzish mumkin. Unga ko‘ra, MGda eng zich soxa 300 kpk < r_c < 600 kpk.

Shuni ta’kidlab o‘tish lozimki, MGga o‘xshash guruhlar Koinotda etarlicha ko‘pdir. Uning qo‘shni guruhi Antlia-Sextnans hisoblanib, u uchun masofa r_c = 1700 kpk. Tadqiqotlarga ko‘ra, bu guruhlar nisbatan beqaror bo‘lib, keyinchalik asta a’zolari tarqalib massasi uzluksiz kamayib borishi aniqlangan.
Quyida MGning asosiy a’zosi hisoblangan Andromeda tumanligiga oid zarur fizik ma’lumotlar keltirilgan.


§ 8.3. Galaktikalargacha masofalarni aniqlash usullari

Galaktikalargacha masofalarni hisoblash, Galaktikadan tashqari astronomiya uchun muhim ahamiyat kasb etadi. Tashqi galaktikalarning massasi, yoritilganligi, o‘lchamlari va boshqa parametrlarining aniqlik darajasi, ungacha bo‘lgan masofaning qay darajada aniq topilganiga bog‘liq. Galaktikalargacha masofalarni o‘lchashning bir necha usullari mavjud. Ularning ayrimlari bilan tanishamiz:

Koinotning katta masshtabdagi tuzilishini (xususan, o‘tagalaktikalar va galaktikalarning to‘dalari a’zolarini, massalarini, tuzilishini taxlil qilish, Metagalaktikaning to‘rsimon strukturasini topishda va qator boshqa masalalarni) o‘rganish uchun galaktikalargacha bo‘lgan masofalarni iloji boricha aniq bilish zarur. Bu masofa ko‘p hollarda

M=m+5-5lgr-A(r) (8.5)

formuladan topiladi. Bu erda M – absolyut yulduziy kattalik, m – ko‘rinma yulduziy kattalik, A(r)- yutilish funksiyasi bo‘lib, u ko‘pincha empirik metod bilan topiladi. Ushbu masofani topishda qo‘llaniladigan usullar kuzatuv ob’ektlariga qarab, turlicha bo‘ladi. Bu ob’ektlar adabietda masofalar indikatorlari deyiladi. Ushbu indikatorlar sifatida ko‘pincha sefeidalar, yangi yulduzlar, o‘ta yangi yulduzlar, vodorodning H II zonalari ishlatilishi mumkin.

1. Sefeidlar metodi. Bu metodga ko‘ra tashqi galaktikada kuzatilgan ravshan sefeidning davri kuzatish orqali topilib, so‘ngra “yorqinlik-davri” bog‘lanishidan uning yorqinligi aniqlanadi. Keyin “Spektr-yorqinlik” diagrammasi asosida, sefeidning absolyut yulduz kattaligi M topiladi. Va, nihoyat, Galaktikagacha masofani topishga bevosita imkon beradigan, masofaning moduli (m-M) aniqlanadi. Bu erda m- tashqi galaktikada kuzatilayotgan sefeidning ko‘rinma yulduz kattaligini ifodalaydi.
2. Yangi yulduzlar metodi. Ma’lumki yangi yulduzlar chaqnaganda, maksimumida ularning absolyut yulduz kattaligi –8,5 gacha boradi. Sefeidlarni tadqiq etish shuni ko‘rsatadiki, maksimumidan keyin ularning ravshanligi qanchalik keskin pasaysa, maksimumida yorqinligi shunchalik yuqori bo‘ladi. Agar maksimumidan keyin ravshanligi 3 ga pasayishi uchun ketgan vaqt t bo‘lsa, u holda t < 12 sutka bo‘lganda, uning maksimumidagi absolyut yulduz kattaligi M=-9 bo‘ladi. t ortishi bilan, mos ravishda, M kamayadi. SHunga ko‘ra, sefeidnig maksimumida uning ko‘rinma yulduz kattaligi m va t ni aniqlab, masofaning moduli (m-M), binobarin galaktikagacha bo‘lgan masofani aniqlash mumkin bo‘ladi. SHuningdek, nisbatan yaqin joylashgan galaktikalargacha masofalarni, ularning burchak o‘lchamlariga ko‘ra ham aniqlash mumkin. Juda uzoqdagi galaktikalarning masofasi, ularning spektrlaridagi chiziqlarning doplercha siljishiga asoslanib, Xabbl ochgan (1929 y) qonun asosida topiladi.
3. O‘tayangi yulduzlar metodi. Bu ham oldingi usulga juda o‘xshash. O‘tayangi yulduz portlashida uning maksimumga erishgan ravshanligi kuzatuvdan ma’lum. Nisbatan tez o‘z holiga qaytib keluvchi o‘tayangilar uchun o‘rta hisobda M=-18.9^m, sekin o‘z holiga keluvchilari uchun M= -17.5^m. Qolgan hisob-kitob xuddi yuqoridek olib boriladi. Bu usul 1 Mpk masofagacha o‘rinli.
4. Ob’ektlarni o‘xshatish metodi. Galaktikamizdagi va o‘rganilaetgan boshqa galaktikalardagi ayrim ob’ektlarning absolyut yulduz kattaliklari deyarli bir xil deb olish mumkin. Masalan, yulduzlarning sharsimon to‘dalari uchun absolyut yulduziy kattalikning o‘rtacha qiymati (ayniqsa spiral galaktikalarda) xuddi bizning Galaktikamizdagi shunday to‘dalar uchun ma’lum qiymat bilan o‘xshash deb qarash mumkin. Bunday mezon eng ravshan yulduzlar uchun ham qo‘llanishi o‘rinli.
5. Xalqasimon struktura metodi. Bu usul Vokuler tomonidan taklif qilinib, spiral galaktikalarda mavjud halqasimon strukturalar o‘lchamlari o‘rta hisobda o‘zaro yaqinligiga asoslangan. Spiral galaktika turiga qaramay bu o‘lchamni 2,5 ± 0,4 kpk deb olinadi. Agar xalqaning chiziqli diametri ma’lum bo‘lsa, unda uning burchakli diametrini qiymatini kuzatuvdan olib, ushbu strukturagacha masofa osongina topiladi. Bu metodning afzalliklari shundaki, birinchidan nurlarni fazoda yutilishining umuman aloqasi yo‘q va ikkinchisi yuqoridagi usullar qo‘llab bo‘lmaydigan juda uzoq masofadagi galaktikalarga ishlatiladi.
6. Nuriy tezliklar metodi. Koinotdagi bizdan eng uzoq masofada yotgan galaktikalar uchun Xabblning qizilga siljish qonunini qo‘llash mumkin. Bunda
υ = H · r , (8.6)

bo‘lib, υ – galaktikalar yoki ular to‘dasining bizdan uzoqlashish tezligi, H – Xabbl doimiyligi, r – galaktikagacha masofa. Bu usul kamida 10 Mpk masofadan boshlabgina qo‘llanishi mumkin, ya’ni galaktika qanchalik uzoqda bo‘lsa natija shunchalik aniqroq chiqadi. Gap shundaki, (8.6) formula o‘rta hisobda bajarilib, galaktikalarning qoldiq tezliklari (400-500 km/sek) hisobga olinishi qiyin.

Galaktikalar to‘dalari yoki sistemalariga ham yulduzlarga qo‘llaniladigan statistik funksiyalarni ishlatish mumkin: yorqinlik funksiyasi , ravshanlik funksiyasi va massalar funksiyasi kabilarni kiritib, zarur statistik qonuniyatlar asosida ko‘rinma va haqiqiy masofalarni hamda galaktikalarning katta masshtabdagi taqsimotini topish mumkin. Masalan, bizga eng yaqin fazoda galaktikalar uchun assimetrik ko‘rinishga ega (8.8-rasm). Uning maksimumi ga to‘g‘ri keladi.


8.6–rasm. Bizga yaqin fazodagi galaktikalar sistemasi uchun yorqinlik funksiyasi.

Yorqinlik bo‘yicha esa adabietda quyidagi empirik bog‘lanish mavjud:

(8.7)

27-Ma’ruza. Galaktikalar to'dalari. O'zagi faol galaktikalar. Radiogalaktikalar. Kvazarlar. Gravitatsion linzalar.