1-ma’ruza. Galaktik astronomiyaga kirish

Yulduzlar kinematikasi yulduzlar sistemasidagi yulduzlarning fazoviy harakatlarini o'rganadi. Shuningdek, u yakka yulduzlarning alohida (individual) orbita bo’ylab harakatlarini emas, balki ularning umumiy, ya’ni yulduzlar massasining jamoaviy (kollektiv) harakatlarini o’rganadi. Ayrim yulduzlar tomonidan hosil qilinadigan uzulikli tezlik maydonini, ma'lum bir hajmni doimiy ravishda to'ldiruvchi uzuliksiz maydon sifatida ifodalash imkoniyatini olish uchun sentroid tushunchasi kiritiladi. Yulduzlar guruhining sentroidi deb, fazoning biror bir elementar makraskopik hajmini to’ldirivchi, guruh massasining markazida joylashgan va Quyoshga nisbatan ushbu guruhning o’rtacha tezligiga teng tezlik bilan harakatlanayotgan nuqtaga aytiladi. Ushbu ta'rifdan kelib chiqib, fazoning istalgan nuqtasida sentiroidning parametrlari aniqlanish va natijada tezliklar maydonining uzuliksiz (misol uchun, galaktotsentrik masofaning oshishi bilan bir tekisda o’zgaruvchi) funktsiyasini olish mumkin.
Yulduzlar dinamikasi yulduzlar sistemsidagi massa taqsimotini, yulduzlarning o'zaro tortishishi ta'siri ostidagi jamoviy harakatlarining qonuniyatlarini va shu barobarida sistemaning tuzilishini va evolyutsiyasini o'rganadi. Yulduzlar sistemasidagi yulduzlarning harakatini boshqaruvchi tortishish maydoni yulduzlarning o'zlari tomonidan hosil qilingan gravitatsion maydondir. Suning uchun garvitatsion maydonni, to’liq sistema tomonidan yaratilgan regulyar (doimiy) maydon va yulduzlarning yaqinlashishi natijasida kelib chiqadigan irregulyar (tasodifiy, doimiy bo’lmagan) maydonlar yig'indisi deb qarash mumkin. Irregulyar kuchlar tasodifiy xarakterga ega. Yulduzlar sistemasida jismlar qancha koʻp boʻlsa, regulyar kuchlarning sistema dinamikasidagi roli shunchalik ortadi va irregulyar kuchlarning ahamiyati shunchalik kamayadi.
Regulyar kuchlarning hukumronlik (dominantlik) roli yulduzlar sistemasining statsionar holatda bo'lishini anglatadi, ammo bu har doim ham bunday emas, chunki sistemadagi relaksatsion jarayonlar natijasida ba'zi yulduzlar muqarrar ravishda yuqori tezlikka erishadi va sistemani tark etib chiqib ketadi, boshqalari kinetik energiyasini kamaytirib, ko'proq markazga to'planadi. Natijada massaning qayta taqsimlashi yuzaga keladi va bu o'z navbatida yulduzlarning harakatlarini o'zgartirishga olib keladi. Shuningdek, barcha yulduz sistemalari (yulduz to’dalari, birlashmalari (assotsiatsiyalari), galaktikalar) ning nostatsionarligi ularning to'liq izolyatsiyalanmaganligi va bir-biri bilan har doim o'zaro ta’sirda bo'lishi bilan izohlanadi. Xususan, so'nggi yillarda qilingan ko'plab tadqiqotlar shundan dalolat berayaptiki, hatto bizning Galaktikamiz ham doimiy ravishda o'z massasini oshirib bormoqda. Bu yulduzlararo gazlarning, yakka yulduzlar va sharsimon to’dalarning akkretsiyasi natijasida, priliv kuchlari tomonidan vayron qilingan mitti yo'ldosh galaktikalar tufayli sodir bo’lmoqda. Biroq, bu barcha o'zgarishlar juda sekin sodir bo'lganligi sababli, biz birinchi yaqinlashishda sistemani kvazistatsionar holatda bo'lgan deb hisoblay olamiz. Statsionar masalalarni hal qilish nostatsionar masalalarni echishga o'tishning tabiiy bosqichidir, shuning uchun yulduzlar dinamikasining asosiy vazifasi - yulduz sistemalarining evolyutsiyasi qonunlarini aniqlash uchun sistema evolyutsiyasining turli bosqichlaridagi nazariy modellarini yaratishi kerak. Nazariy modelda o'zaro ta'sirda bo’lgan yulduzlarning fazoviy taqsimoti va ularning harakatlari to'liq uyg’unlashgan holda bo'lishi kerak.
Ushbu o'quv qo'llanma Somon Yo’li, yoki qisqacha qilib Galaktika statistikasi, kinematikasi va dinamikasining asosiy tushunchalarini kirish qismiga mo'ljallangan. Ammo maqsad Galaktikani batafsil tavsiflash emas, balki uning statistik, kinematik va dinamik jarayonlariga e'tibor berishdan iboratdir. Galaktika so’zi, eski grek tilida γαλαϰτιϰός ya’ni “sutli” ma’nosini bildiradi. Bir qancha tillarda Galaktika - “Somon Yo’li” atmasi har xil nomlanadi.
Bizning yulduzlar sistemamiz – Galaktika asosan (massa jihatdan) 95% yulduzlardan tashkil topgan. Yulduzlararo chang va gazlar tahminan 2 – 5% tashkil etadi. Massasi tahminan Quyosh massasiga teng bo’lgan Galaktika tojining tabiati haqidagi savol xanuz ochiqligicha qolmoqda. Gazning miqdori, shu jumladan tojning tarkibida ham, Qyuosh massasidan ko’p emas. Galaktika tojini yorqinligi juda past bo’lgan yulduzlar yoki neytrino, yoki kuzatuvi juda murakkab bo’lgan, bugungi kunda korinmayotgan (noma’lum bolga qora materiya), materiya tashkil etadi. Bu esa, o’z navbatida, Galaktikaning hususiy regulyar gravitatsion maydonini uning tojidagi yulduzlar va noma’lum bo’lgan materiya aniqlashini anglatadi. Gaz va changlarning harakati “tashqi” gravitatsion maydon, ya’ni yulduzlarning harakati va fazoviy taqsimoti, va toj materiyasi bilan aniqlanadi.
Ushbu o’qub-uslubiy qo’llanmada o’rganiladigan, Galaktika dinamiksining muhokamasida tojning fizik tarkibi emas, balki ularning ta’sirida hosil bo’ladigan gravitatsion maydon muhimdir.
Umuman olganda, yulduzlararo chang va gazlarning Galaktikaning regulyar gravitatsion maydoniga ta’siri kamligiga qaramasdan, shunday dinamik jarayonlar borki, ularda gazlarning xususiy gravitatsion maydoni muhim bo’lib qoladi. Xususan, spiral to’lqin zichligi tarqaladigan, tekis tizimosti massasining yuza taqsimoti ga teng ( Quyosh massasi), vodorod atomi HI ning yuza zichligi . Shu bilan birga, bugungi kunda, molekulyar vodorod ning yuza zichligi unchalik ham aniq bo’lmay qolayapti. Uning qiymati, Galaktika markazidan masofada tahminan oraliqda o’zgaradi. Agar bu nisbat 0,05 atrofida bo’ladigan bo’lsa, u holda molekulyar vodorodning tekis tizmosti gravitatsiyasiga ta’siri ekstremal katta bo’lib qoladi. Bu holda, tekis tizmosti dinamikasining gravitatsion maydonga molekulyar vodorodning ta’sirini hisobga olish shart bo’ladi. Shunday bo’lsada, Galaktikaning to’laligicha, yoki uning ihtiyoriy boshqa bir tarkibiy qismlaridagi, dinamik jarayonlarini o’rganayotganimizda, biz faqat yulduzlar tomonidangina hosil bo’ladigan gravitatsion maydonni inobatga olamiz.
Yulduzlarning chiziqli o’lchamlari, ular orasidagi o’rtaca masofadan juda kichik. Shuning uchun ham, Galaktika dinamikasi o’rganilganda yulduzlar moddiy nuqta singari qaralib, ular fazoviy taqsimot funksiyasi orqali tafsiflanadi.