M. Mamadazimov

MAVZU. 59-§. Tashqi galaktikalar.

Galaktikalarning sinflari va spektrlari
O‘tgan asrning 20-yillarida tumanliklargacha masofalarni aniqlash imkoni tug‘ilgach, ulardan bir qismi oddiy tumanlik bo‘lmay, millionlab yulduzlardan tashkil topgan tashqi galaktikalar ekanligi ma’lum bo‘ldi.

Ulkan tashqi galaktikalardan biri Andromeda yulduz turkumida proyek- siyalanib ko‘rinadi va shu yulduz turkumining nomi bilan Andromeda galaktikasi (ba’zan Andromeda tumanligi) deb yuritiladi (109-rasm). Andromeda tumanligi bizdan 2 million yorug‘lik yiliga teng masofada yotadi. Havo tiniq bo‘lgan tog‘li hududlarda tunda uni oddiy ko‘z bilan ko‘rsa bo‘ladi.

Galaktikalar Koinotda keng tarqalgan bo‘lib, bizga qo‘shni boshqa bir shunday galaktika M-51 nomi bilan mashhur. Ungacha masofa 1,8 million yorug‘lik yilini tashkil qiladi. Osmonning janubiy yarimsharida joylashgan no- to‘g‘ri shakldagi bizga qo‘shni galaktikalar Katta va Kichik Magellan bulutlari deb nom olgan.

Tashqi galaktikalar o‘z o‘lchamlariga ko‘ra turlicha kattaliklarda uchrab, eng yiriklari milliardlab, mittilari esa bir necha millionlab yulduzni o‘z ichiga oladi. Gigant galaktikalarning o‘lchamlari 50 ming parsekkacha (ya’ni diametri

150 ming yorug‘lik yiligacha) borgani holda, eng kichiklari bir necha 100 par- sekdan ortmaydi.

Birinchi bo‘lib 1925-yilda astronom E. Xabbl galaktikalarni tashqi ko‘ri- nishlariga ko‘ra, quyidagi uchta sinfga bo‘lishni taklif etdi: elliptik (E), spiral (S) va noto‘g‘ri (Irr) galaktikalar.

Elliptik galaktikalar tashqi ko‘rinishi ellips yoxud doira ko‘rinishiga ega bo‘lgan galaktikalardir. Bunday galaktikalarga xos xususiyatlardan biri ularning

ravshanligi markazidan chetga tomon bir tekis kamayib boradi. Ularning ichida biror-bir struktura elementi ajralgan holda kuzatilmaydi.

Spiral galaktikalar juda keng tarqalgan bo‘lib, kuzatiladigan galaktikalarning qariyb yarmi shu xildagi galaktikalardan hisoblanadi. Boshqa galaktikalardan farq qilib, ularning strukturasi aniq spiral «yenglardan» iborat bo‘ladi. Andromeda va bizning galaktikamiz spiral galaktikalarning odatiy vakillaridan hisoblanadi. Spiral galaktikalar ham ikkiga bo‘linadi. Ularning biri, bizning galaktikamizga o‘xshashlari S (yoki SA) bilan belgilanib, spiral struktura markaziy quyilma – yadrodan boshlanadi. SB deb belgilanuvchi ikkinchi xilida esa spiral shoxobchalar yadro o‘rnida diametr bo‘ylab cho‘zilgan ko‘priksimon strukturaning uchlaridan boshlanadi (110-rasm).

Spiral va elliptik galaktikalar oralig‘idagi (strukturasiga ko‘ra) galaktikalar linzasimon galaktikalar (SO) tipini tashkil qiladi.

Noto‘g‘ri galaktikalarda yadro bor-yo‘qligi bilinmaydi. Shuningdek, ular aylanma simmetriyali strukturaga ham ega emas. Bunday galaktikalarga misol qilib Katta Magellan Buluti (KMB) va Kichik Magellan Bulutini (KichMB) (ular Somon Yo‘li atrofida kuzatiladi) keltirish mumkin.

Galaktikaning tashqi ko‘rinishi uning yoshi bilan bog‘liq bo‘lib, galaktika evolutsiyasining ma’lum bosqichiga mos keladi (111-rasm).

Galaktikalarning spektri. Galaktikamizdan tashqi tumanliklarning (galak- tikalarning) spektri yulduzlarning spektrini eslatib, yutilish chiziqlaridan tash- kil topadi. Ular tarkibiga ko‘ra, A, F va G sinflarga kiruvchi yulduzlarning

spektridan, faqat ayrim gaz tumanliklarning spektrlarida uchraydigan, emission chiziqlarining borligi bilan farq qiladi. Bundan kuzatilgan tumanliklar yulduzlar sistemasi va diffuz materiyadan tashkil topganligi ayon bo‘ladi.

Noto‘g‘ri galaktikalarning spektri A va F spektral sinflarga, spiral galak- tikalarniki F va G sinflarga va nihoyat, elliptik galaktikalarniki G va K sinflarga kiruvchi yulduzlarning spektriga o‘xshab ketadi.

Bu – spiral va noto‘g‘ri galaktikalarda boshlang‘ich spektral sinflarga kiruvchi qaynoq va yosh yulduzlarning ko‘pligidan, elliptik galaktikalar esa nisbatan yoshi o‘tgan, keyingi spektral sinflarga mansub yulduzlarga boyligidan darak beradi. Galaktikalarning rangiga qarab ham, unda ko‘pchilikni tashkil etgan yulduzlarning spektral sinflari haqida xulosa qilish mumkin. Galaktikalar yoki ularning qismlarining rang ko‘rsatkichlari ham yulduzlarning rang ko‘r- satkichlarini aniqlash yo‘li bilan topiladi.

Galaktikalargacha masofalarni (r) aniqlashda, dastlab ularning tarkibidagi sefeidlarning davr-yorqinlik bog‘lanishlari asosida yorqinliklari topiladi, keyin ularning ko‘rinma yulduz kattaligi asosida ungacha (galaktikagacha ham) maso- faning m – M moduli orqali quyidagi ifodadan foydalanib aniqlash mumkin bo‘ladi:

lg r = 0,2(m – M) + 1.

Shuningdek, tashqi galaktikaning qizilga siljish kattaligi Δλ ni topishning imkoni bo‘lganda, H – Xabblning doimiysi (70 km/s · Mpk) va yorug‘lik tezligi c yordamida ungacha masofa

^∆  c  H  r



ifodadan oson topiladi, bu yerda ^{∆  z} a’zo deb yuritiladi.

