Umumiy astronomiya

§ 8.5. Yadrosi aktiv galaktikalar

Oxirgi 40 yil ichida 10 mingdan ortiq diskret nurlanish manbalari ochilib, bu manbalarning kataloglari tuzildi. Bular ichida Uchinchi Kembridj katalogi (qisqacha 3S) to‘laligi bilan boshqalaridan ajralib turadi. Bu manbalardan bir qanchasi o‘zimizning Galaktikamizga tegishli bo‘lib, aksariyat holda o‘tayangi yulduzlarning chaqnash mahsulotlari hisoblanadi.

Biroq, ko‘p hollarda, radionurlanishning manbalari tashqi galaktikalar bo‘lib, ularning radiodiapazonda nurlanish energiyasi, optik nurlanish energiyasining atigi 10^-6 qisminigina tashkil etadi.
Spiral va noto‘g‘ri galaktikalar – kuchsiz radionurlanish manbalaridan bo‘lib chiqdi. Ularning detsimetrli diapazonida nurlanish energiyasi taxminan 10³² Vt ni tashkil etadi. SHu diapazonda elliptik galaktikalarning nurlanishi 100 martacha ortiq bo‘lib, 10³⁶ Vt atrofida chiqadi.
Radiodiapazonda nurlanish quvvati, optik diapazondagi nurlanish quvvati bilan bir xil tartibda yoki undan ortiq bo‘lgan galaktikalar – radiogalaktikalar deb yuritiladi. Shunday katta quvvatli bizga yaqin joylashgan radiogalaktika “Oqqush A” deb ataladi. Qizilga siljishga ko‘ra, aniqlangan uning masofasi 330 Mpk. Eng uzoqdagi radiogalaktikalardan biri “Sentavr A” bizning Galaktikamizdan taxminan 2500 Mpk masofada yotadi. Ularning radionurlanishi, noissiqlik xarakter kasb etib, magnit maydonlarida relyativistik elektronlarning sinxrotron nurlanishlari bilan tushuntiriladi.
Kvazarlar. Radiodiapazonda juda katta quvvat bilan nurlanadigan galaktikamizdan tashqi ob’ektlardan biri kvazarlardir. Birinchi kvazar 1960 yilda Uchburchak yulduz turkumida 3 S 48 nomli radiomanba 16^m yulduzga o‘xshash ob’ekt sifatida qayd etildi. 1963 yilda 13 yulduz kattaligiga ega bo‘lgan radio ob’ekt Sunbula yulduz turkumida topilib, 3 – Kembridj katalogida 3S273 nom bilan qayd etildi. Uzoq vaqtga qadar bu ob’ektlarning spektrlarini tahlil qilish qiyin bo‘ldi. Va nihoyat, ularning spektridagi chiziqlar qaysi atomlarga tegishli ekanligi aniqlangach, ularning qizilga siljish kattaliklari aniqlandi. So‘ngra Xabbl qonuni asosida, ularning masofalari va yorqinliklari hisoblandi. Ayni paytda bir necha yuzlab kvazarlar kashf etilgan bo‘lib, ulardan OQ172 nomlanganigacha masofa 10 milliard yorug‘lik yilidan ham ko‘p bo‘lib chiqadi.
Kvazarlarning nurlanish energiyasi juda yuqori bo‘lib, ularning nurlanish quvvati 10⁴⁰-10⁴¹ Vt ni tashkil etadi. Bu kvazarlar yuz milliardlab yulduzi bo‘lgan eng quvvatli galaktikalarning yorqinligidan 100 –1000 marta ko‘p quvvat bilan nurlanadi degani bo‘ladi. Taxmin qilinishicha, kvazarlar, galaktikalar evolyusiyasining uncha uzoq davom etmaydigan bir bosqichidir.
Ma’lumki kvazarlar 1960 yil kashf qilinib, ular tabiati uzoq vaqtgacha noma’lum bo’lib kelgan. Ular spektrida biror chiziq qaysi kimyoviy element bilan bog’liq ekanini aniqlashning dastlab iloji bo’lmagan. Faqat uch yildan so’ng amerikalik astronom M.Shmidt barcha spektral chiziqlar qizil tomonga keskin siljigan bo’lishi lozim degan taxminidan keyin bu chiziqlarning to’lqin uzunliklari aniq topilgan. Natijada «Radiomanbalarning uchinchi Kembridj katalogi»dagi 3C 273 va 3C 48 deb belgilangan va optik nurlarda xira bo’lgan yulduzlarga mos kelgan ob’ektlar spektrining kaliti topilgan. qizilga siljish qiymati esa Dopler effekti orqali topilib, bu qiymatga mos tezlik 150 000 km/sek ekani aniqlangan. Ma’lumki bizning Galaktikamizdagi yulduzlar uchun eng katta tezlik qiymati 400 km/sek dan oshmaydi. Demak bu yulduzlar Somon Yo’li galaktikasiga umuman ta’luqli bo’lmay, bizdan juda uzoq masofada joylashgani aniq bo’ldi (17-rasm). Bu ob’ektlar nomi yulduzsimon radiomanba (quasi-stellar radio source) - qisqacha

8.9 - rasm. Mashxur 3S 273 raqamli kvazar. Uning quyi qismida bir tomonga

otilib chiqqan qaynoq oqim – jetni yaqqol ko’rish mumkin.

kvazar (quasar) deb nomlandi. O’sha yillariyoq bu ekzotik nom ilmiy maqolalardan matbuot ro’znomalari saxifasiga o’tib, astronomik ob’ekt bo’lmagan - televizor va ayrim uy anjomlari shu nomda atala boshlandi.

Bugungi kunda 4000 ga yaqin kvazarlar ma’lum. Ular ichida eng ravshani 3S 273 xisoblanib, uning yorqinligi normal gigant galaktika yorqinligidan 100 marotaba katta (8.10-rasm). Uning ko’rinma yulduziy kattaligi 12^m,7 ga teng, qizilga siljishi esa z=0,158 bo’lib, bu qiymatga taxminan 630 Mpk masofa to’g’ri keladi. U radiogalaktika kabi bir tomonlama ajralib chiqqan massa oqimi – jet bilan xam mashxur. Ushbu jet optik va infraqizil to’lqin uzunliklarda yaxshi kuzatiladi.
Kvazarlarni Koinotda o’rta xisob bilan eng kuchli nurlanish manbasi deyish mumkin. Barcha to’lqin uzunliklar (radio, infraqizil, optik, ultrabinafsha, rentgen va b.) bo’yicha kvazarning nurlanishi umumiy quvvati 10⁴⁶ – 10⁴⁷ erg/sek. Kvazarlar o’z yorqinliklari bo’yicha Seyfert galaktikalari qatoridan joy olib, xuddi ular kabi nurlanishlari vaqt davomida o’zgaruvchan. Bu o’zgaruvchanlik davri asosan oylar va xaftalar bilan o’lchanadi. Bunchalik kichik davrga ega bo’lgan jismning o’lchami galaktikalar o’lchamidan juda keskin kichik bo’lishi kerak. Masalan, samo jismining nurlanishi bir kun davr bilan o’zgarib tursa, undan kelayotgan nur 1 sutkada atigi bir yorug’lik kuni masofasini o’tib, uni o’lchami aynan 1 yorug’lik kuniga taxminan teng bo’lishi kerak. Bir yorug’lik kuni masofasi Quyosh sistemasining o’lchamiga yaqin. Unday bo’lsa darrov savol tug’iladi: qanday qilib Quyosh sistemasi o’lchamiga yaqin jism milliard yulduzlardan iborat galaktika nurlanishidan 100 marotaba ko’p quvvatni o’zidan tarqatishi mumkin? Radioastronomlar kvazarlar o’lchamlarini qit’alararo interferometr yordamida o’lchab, ular juda kichik ekanliklarini tasdiqladilar va murakkab strukturaga ega bo’lishlarini ko’rsatib berdilar. Bu ma’lumotlar asosida nazariyotchilar kvazarlarning turli modellarini tuza boshlaganlar. Dastlabki modellarga ko’ra, kvazarlar yulduzlarning o’tazich sistemasi bo’lib, ularda massiv yulduzlar portlashi yordamida yorqinlikning o’zgarishi tushuntirilgan. Lekin bu model xozircha ancha taqribiy va ba’zi ma’lumotlarni o’z ichiga olmaydi. Yana bir nechta modellar ichida quyidagisi xaqiqatga ancha yaqin. Unga ko’ra, kvazarlar endi shakllanayotgan galaktikalar o’zagi qismi bo’lib, uning markazida juda katta massali qora o’ra joylashgan va kuzatilayotgan jarayonlar atrof muxitdagi gaz moddasining bu qora o’raga akkretsiyalanishi (katta tezlik bilan tushishi) bilan tushuntiriladi. Tuzilgan eng asosiy modellar va xisob – kitoblarga tayangan xolda shunday xulosa qilish mumkin: kvazarlar vujudga kelayotgan chaqaloq galaktikalarning o’zaklaridir.
Lekin kvazarlarni o’rganish xali ancha davom etadi. Dastlab ularga eng yaqin fazo tuzilishi o’rganilishi lozim. Darxaqiqat, nuqtaviy manba deyilishi mumkin bo’lgan kvazarlar atrofida tumanliksimon qobiqlar mavjud. Afsuski, bu qobiqlar shu darajada xiraki, ular faqat bizga yaqin bo’lgan kvazarlarda yaxshi kuzatiladi. Ular tuzilishi yumshoq patlarning parlariga o’xshaydi. Ushbu qobiq o’lchami gigant galaktikalar o’lchamiga yaqin bo’lib, ular markazida kichik va zich o’zak – kvazar joylashgan. Bu qobiq tuzilishida ko’pincha spirallar kuzatilib, ko’p xollarda ulagichli spiral galaktikaga o’xshab ketishi aniqlangan. Demak, 1982 yili amerikalik astronomlar T.Boroson, J.Ouk va K.Grinlar 3S48 qobig’ining spektrida magniy elementining yutilish chizig’i Mg Ib  5175 ni topganlari bejiz emas ekan. Axir bu qator turdagi oddiy yulduzlar spektrida uchrab turadigan spektral chiziq-ku! Demak, 3S48 kvazarning qobig’ida yulduzlardan iborat komponenta bo’lishi kelib chiqadi. Kvazarning o’zida esa agar qora o’ra bo’lsa, uning massasi 100 million Quyosh massasidan iborat bo’lib, u yiliga kamida 100 Quyosh massasini (aniqrog’i, gazsimon plazmani) atrof – muxitdan yutib yuborib turishi kerak bo’ladi. Lekin bu qachongacha davom etadi va qay tarzda normal galaktika tug’ilishi umuman noma’lum. Demak, kvazar – bu akkretsion diskga ega bo’lgan qora o’ra bo’la olib, uning yaqinida joylashgan va aktiv xarakatdagi gaz keng emission chiziqlarni spektrda xosil qiladi, uzoqdagi sovuq gaz moddasi esa yutilish chiziqlarini vujudga keltiradi. Yana bir natijalarga ko’ra, kvazarlarni radioaktivlik jixatidan uch sinfga ajratishimiz mumkin: radioaktiv; radionurlardagi energiyasi o’rta me’yorli; radioda xira va tinch. Oxirgi turi borgan sari nisbatan ko’proq foizni tashkil etishi ayon bo’lmoqda. Lekin ular xar birining Koinotdagi taqsimoti qanday va radioaktivlik xususiyati bizdan ulargacha bo’lgan masofaga bog’liqmi kabi savollar xali o’z echimini topgani yo’q.
O’zagi aktiv galaktikalar qatoriga latsertidalar nomli ob’ektlar xam kiradi. Ulardan eng birinchisi “Kaltakesak” (Lacerta) yulduz turkumining BL belgisi bilan ma’lum bo’lgan nuqtaviy radiomanba ekani sababli qolganlarini xam shu nomda latsertidalar deb atash qabul qilingan. BL Lac ilgari adabiyotda Galaktikamizning o’zgaruvchan yulduzlaridan biri bo’lgan. Bu ob’ektlar spektrida Seyfert galaktikalar, kvazarlar va radiogalaktikalardagi kabi emission chiziqlar yo’q. Kvazarlar va Seyfert o’zaklari ravshanligi uzog’i bilan 5 marta o’zgarsa, latsertidalarniki bir necha o’n marotaba o’zgarib turadi. Demak, bu nurlanish ularda noyulduziy va noissiqlik tabiatlariga ega. Bu ob’ektlar fizikasini to’g’ri tushunish maqsadida ularning absolyut yulduziy kattaliklarini bilish lozim. Kuzatuvlarga ko’ra, BL Lac uchun bu kattalik –23^m, uning qizilga siljishi zq0,07 ekan. Bu absolyut yulduziy kattalik bizning Galaktikamiznikidan –2^mga ravshan ekanligi ularni so’zsiz o’zagi faol galaktikalar sinfiga taaluqli ekanidan dalolat beradi. Ular spektri bo’yicha kvazarlardan farq qilsada, katta nurlanish energiyasi o’zakdagi nuqtaviy jismdan ajralayotgani bilan baribir yaqin turadi. Latsertidalarda xam kvazarlarga o’xshab atroflarida tumansimon qobig’ borligi aniqlangan. Ular kvazarlarga nisbatan bizga ancha yaqin bo’lgan gigant galaktikalar sinfiga kirib, qobiqlarining absolyut yulduz kattaligi –21^m. Latsertidalarning optik to’lqinlardagi o’zgaruvchanligi 4^m - 5^m gacha farq qiladi.
Latsertidalar modelini tuzishda kvazarlarga tegishli nazariyadan foydalanib, so’ngra u kuzatuv ma’lumotlari yordamida xisob – kitob qilinadi. Yuqorida aytib o’tilgan o’zagi aktiv galaktikalarning to’rtta sinfi (radiogalaktikalar, Seyfertlar, kvazarlar, latsertidalar) so’zsiz galaktikalar evolyusiyasining bosh, o’ta nostatsionar bosqichlari bo’lib, qisqasi ular o’zaklari eng aktiv davri xam deb aytish mumkin. Lekin ular ma’lum turdagi galaktika evolyusiyasining deyarli ketma – ket keladigan bosqichlarimi yoki tamomila evolyusion ma’nosi turlicha va o’zaro bog’lanmagan sinflarmi ? Ularning galaktikaning o’zini shakllanishida qanday roli bor?
O’zagi aktiv galaktikalar va ayniqsa kvazarlar tabiati xali oxirigacha noma’lum ekaniga qaramay, ular Eynshteynning umumiy nisbiylik nazariyasi asoslarini isbotlashda juda foydali ob’ektlardir. Bu nazariyaga ko’ra, massasi etarlicha katta bo’lgan ob’ektlarning gravitatsion maydonlaridan o’tayotgan nurlar sinib ma’lum bir fokusga yig’ilish xususiyatiga ega. Bunday ob’ektlar gravitatsion linzalar deb ataladi. Ular fizikasi bilan nazariy jixatdan ko’p mualliflar shug’ullangan (masalan, A.Eddington, G.Tixov, A.Eynshteyn, S.Refsdal, P.Bliox, A.Minakov, D.SHnayder, R.SHild, V.Dudinov va boshqalar). 1979 yilga kelib birinchi gravitatsion linza «qo’shaloq kvazar» kuzatilishi natijasida ingliz astronomlari D.Uolsh va R.Karsvell xamda amerikalik R.Veymanlar xamkorligida topilgan. Bu radiomanba 0957 + 561 A, V bilan belgilanib, bunda ko’rsatilgan sonlar gravilinzaning ekvatorial koordinatalarini, ikkita xarf esa komponentalari sonini bildiradi. Qizig’i shundaki, A va V komponentalarining spektrlari to’la bir xil, vaxolanki tabiatda spektri tamomila ustma-ust tushadigan ikkita jism bo’lishi mumkin emas ! Demak bu yagona nurlanish manbasining – kvazarning u bilan kuzatuvchi orasida o’rin olgan massiv jismning kuchli gravitatsion maydonida tasviri sinishi bilan bog’liq xodisadir. Gravilinza komponentalar soni va ularning joylashuvi avvalambor kvazar, linza va kuzatuvchi bir to’g’ri chiziqdan qaysi biri va qay darajada chetda ekaniga bog’liq. Agar uchchala jism ideal ravishda yagona to’g’ri chiziqda bo’lsa, biz linza atrofida xalqasimon ob’ektni ko’ramiz (shunday xol aslida mavjud bo’lib, bu linza «Eynshteyn xalqasi» deyiladi). 8.10-rasmda esa Eynshteyn nomi

8.10-rasm. «Eynshteyn buti (kresti)» nomli gravitatsion linza (QSO 2237 + 0305). U sistemaning markazida joylashib, atrofida 4 ta komponentasi bor (ushbu tasvir O’zFA Astronomiya Instituti Maydanak baland tog’ observatoriyasida olingan).

bilan ramziy bog’liq bo’lgan va dastlab 1984 yili kashf qilingan kvazar (QSO 2237 + 0305) aniq strukturasi berilgan. Bu struktura 1987 yili Mauna-Kea baland tog’ observatoriyasining 3,6-metrli teleskopida PZS-detektori yordamida olingan (gap shundaki, unga qadar kuchsiz teleskopda to’rtta komponenta birlashib xalqaga yaqin strukturaga ega edi). Rasmdagi gravitatsion linzani xar safar nomerini aytish o’rniga uni krestga ramziy ravishda o’xshatib nomlash oson. O’sha yillari kuzatuvdan olingan ma’lumotlarga ko’ra bu gravilinza yadrosining qizilga siljishi z q 1,7, komponentlari uchun esa z q 0,04 ga teng. SHunga yaqin natijalar keyinchalik Respublikamizning Qashqadaryo viloyatidagi Maydanak baland tog’ astrofizik observatoriyasiga qarashli 1,5-metrli teleskopda zamonaviy PZS-detektor yordamida muallif ilmiy guruxi va Ukrainalik xamkasblari bilan xamkorlikda qo’lga kiritilgan (8.10-rasm).
Bugun 50 dan ortiq gravitatsion linzalar topilgan. Ularni eng katta o’lchamli va tabiiy teleskoplar deyish mumkin. Bu «teleskoplar» yordamida Erda quriladigan eng yirik teleskop bilan bevosita (gravilinzasiz) kuzatib bo’lmaydigan bizdan eng uzoq masofalardagi xususan kvazarlarni tadqiqot qila olamiz. Xozir bunday tadqiqotlarni O’zFA Astronomiya Instituti va O’zMU Astronomiya kafedrasi xamkorlikda faol olib bormoqda.

28-Ma’ruza. Kosmogoniya muammolari. Yulduzlarning kelib chiqishi va evolyutsiyasi. Galaktikalarning kelib chiqishi va evolyutsiyasi.