Эллиптик галактикалар

Эллиптик галактикаларнинг вужудга келиши

Узоқ йиллар давомида, аниқро\и 80-йилларга қадар эллиптик галактикалар асосан аста сиқилаётган протогалактиканинг ўз ўқи атрофида айланиш тезлиги ошиб бориши туфайли вужудга келган деб тушунилган. Хусусан Готт – III электрон щисоблаш машинасида қатор сонли тажрибалар ўтказиб, бу жараён сабабли эллиптик галактикалар ту\илиши мумкинлигини назарий тасдиқлаган. Бу усул билан у Е1 – Е5 эллиптик галактикаларнинг вужудга келишини кўрсатиб берган. Бироқ, 80-йиллари эллиптик галактикаларнинг ўз ўқлари атрофида айланиш қийматлари кузатувларга кўра щаддан ташқари кичик экани аниқланди. Бу қийматлар назариядаги натижалардан анча узоқ экани маълум бўлиб чиқди. Кейинчалик кузатувчи астрофизиклар эллиптик галактикаларнинг янада мураккаб моделларини тузиш мақсадида уларнинг айланиш чизи\и, зичлик ва равшанлик тақсимотлари каби функцияларни кузатувлардан топа бошлаб, моделлаштириш муаммоларини анча чуқур щал қилишди.

Шу даврда параллел равишда қатор назарий ишлар щам бажарилди. Хусусан Д.Линден-Белл эллиптик галактикалар регуляр ёрқинлигини улар эволюциясининг бошлан\ич даврида ностационар, ўта фаол коллектив релаксация жараёни билан тушунтира олди. 1981–85 йиллари ушбу қўлланма муаллифи эллиптик галактикалар эволюциясининг энг бошлан\ич босқичида физик щолат қандай бўлган экани билан шу\улланган. Аниқро\и, ушбу босқичнинг вақт давомида ночизиқли моделлари аналитик усул билан тузилиб, улар гравитацион беқарорлиги муаллиф томонидан тўла тащлил қилинган ва натижада вириал параметрнинг критик қийматлари аниқланиб, унинг айланиш қийматига бо\лиқлик диаграммалари щисобланиб чиқилган. Бу мақсадда С.Н Нуритдинов томонидан дастлаб биринчи бор Эйнштейннинг тўла мувозанат щолатдаги модели пульсацияланувчи ва хусусан коллапс жараёнини щам ўз ичига олган ночизиқли ностационар ўзгравитацияланувчи системанинг тақсимот функциясини қуйидаги кўринишда келтириб чиқарган:


. (48)
Бу ерда v_r и v_ – юлдуз тезлигининг радиал ва тангенциал ташкил этувчилари, пульсацияланувчи система радиуси эса
r қ П r_{0 , (49)}
қонун билан ўзгаради, - айланиш параметри,  - Хевисайда функцияси,
₍₅₀₎
- мувозанат холидаги системада юлдузнинг айланиш бурчак тезлиги,
₍₅₁₎
бўлиб, - кўндаланг тезлик нинг азимутал ва меридионал ташкил этувчилари. Тузилган ночизиқли ностационар моделнинг пульсация амплитудаси
(52)
экани аниқланган. Бу ерда - бошлан\ич вириал нисбат. Ушбу ностационар система зичлиги қонун билан ўзгаради. Бу моделнинг айланиш бурчак тезлиги ва моменти қуйидагича:


, . (53)

Бирор ўқув қўлланмада гравитацион системаларнинг ночизиқли номувозанат щолатдаги назарий модели шу вақтгача тузилмагани ёки берилмагани сабабли (48) моделнинг физик характеристикаларини берилиши лозим. Қуйидагилар

(54)

- пульсацион харакат кинетик энергиясининг компоненталари бўлиб, бу ерда M – системанинг тўлиқ массаси, фазавий фазо бўйича ўртача квадратик тезлик компоненталари эса қуйидагиларга тенг:

(55)
Пульсация даври бўйича эса ўртачалаштирилган кинетик энергия компоненталари
(56)
бўлгани сабабли бу модел қуйидаги «анизотропиянинг глобал параметрига» эга.
. (57)
Щосил қилинган (48) ностационар модель турли беқарорликларга эга. Уларни аниқлаш ва физик табиатини ўрганишнинг амалий ащамияти бор. Шунинг учун моделнинг беқарорлик масаласини тадқиқ қилиш мақсадида унга умумий холда кичик носимметрик \алаёнланиш берилади. Бу берилган \алаёнланишни Фурье қаторига ёйиб ностационар дисперсион тенглама (НДТ) хосил қилинади ва у ёрдамида ихтиёрий тебраниш модасига нисбатан моделнинг беқарорлиги тахлил қилинади. Хусусан эллипсоидал мода (2;2) учун қуйидаги НДТ щосил қилинган [13]:


(58)
(59)
Бу ерда
, (60)
(61)

бўлиб, S(, ₁) – Грин функциясининг аналоги, оператор

(62)

Бинобарин, (58) ва (59) тенгламалардан ташкил топган системада азимутал тўлқин сони m фақат 0, 1 ва 2 қийматларини олиши мумкин. m  0 холида беқарорлик z ўқи бўйича сиқилган ёки чўзилган икки ўқли айланувчи эллипсоидни юзага келтиради. m  1 да прецессияланувчи эллипсоидга, m  2 холида зса уч ўқли эллипсоидга эга бўламиз. Айнан бу m  2 холи спирал галактикалардаги улагичларни вужудга келиш учун жавобгар бўлган беқарорликка мос келади.

(58) ва (59) тенгламалар системаси беқарор ва барқарор щолатларни аниқ ажратиб турувчи критик мезонни топиш мақсадида компютерда сонли усуллар ёрдамида ечилган. Олинган натижалар ёрдамида бошлан\ич вириал муносабат билан айланиш параметри ва беқарорлик инкременти орасидаги бо\ланиш графиклари щосил қилинган (16-расм). Расмдан кўриниб турибдики, айланиш эффекти 0.922 қийматгача гравитацион системани нотур\унлаш хусусиятига эга бўлиб, кейинчалик эса глобал жараенни тур\унлаштирувчи ролини ўйнар экан. нуқта тармоқланувчи нуқта бўлиб, у қуйидаги хусусиятларга эга: а) пульсация бўлмаганда ( ) бу нуқта юзага келмайди ва бунда у барқарор холатга мос келади, лекин жуда кичик қатнашиши билан у беқарор бўлиб қолади. б) хисоблашлар бу нуқтада бўлишлигини кўрсатади.
Айтиш жоизки, щолида қуйидаги барқарорлик орали\и топилди:
. (63)
Бу оралиқ нинг қиймати ошиб борган сари қисқариб бориб, қийматида тўлиқ йўқолади. Ушбу барқарорлик «оролча»си тебранма-резонанс хусусиятига эга бўлган беқарорлик сощасини «радиал харакатлар беқарорлиги» сощасидан ажратиб туради. Бу икки беқарорлик кўринишлари нинг кичик қийматларида тезда қўшилиб кетади. Шунинг учун щолида «радиал харакатлар беқарорлиги» сощаси тебранма характерга эга бўлади.
Шундай қилиб, ушбу щисоб-китобларга кўра, масалан қ0 щолида, эллиптик галактикалар вужудга келиши учун бошлан\ич щолатнинг кинетик энергияси унинг потенциал энергиясининг 4,2 % қисмидан кичик бўлиши шарт. Бу натижа муаллиф томонидан Россиянинг марказий, инглиз тилига таржима қилинадиган илмий ойномаларида босиб чиқарилган. Қатор йиллардан сўнг, 1990 йилига келиб ушбу юқоридаги мезон АҚШ, Корея, Мексика астрофизиклари томонидан компьютерда сонли