|
b) Galaktikalarning aylanishi. Galaktikalar spektridagi chiziqlar■niiif, loiqin uzunligini laboratoriya manbainiki bilan solishtirib oichash yoki chiziqning kengligini tekshirish y o ii bilan ularning nuriy yoki oi'lacha kvadratik tezligi aniqlanadi. Bizga yon tom oni bilan joylaslqum galaktikaning tasvirini spektrografning kirish tirqishi bo‘ylab joylashtii sak. uning spektral chiziqlari dispersiya yo‘nalishiga tik bo'lm ay, balki uiulaii kichik burchakka og‘gan holda kuzatiladi. Bu galaktikaning aylanish tu • n i ho‘lib, Galaktikaning markaziga nisbatan uning qarama-qarshi tomonlai i leskari yo‘nalishda aylanadi va Doppler effekti tufayli chiziqning ulaiga tegishli qismi qarama-qarshi tomonga siljiydi. Spektral chiziq dispeisiya yo‘nalishiga tik yo‘nalishdan og‘adi. Agar galaktika spektri chetlarida chiziqning to ‘lqin uzunligi X va shu chiziqning laboratoriya manbayi spektrida to ‘lqin uzunligi A,0 bo‘lsa, u holda galaktikaning aylanish le/liri v= (X0 —X)/X c. Spiral galaktikalarning chetki qismlarining aylanishi 11 II sohalami kuzatishdan aniqlanadi. Galaktikaning chiziqiy aylanish le/ligi uning markazidan chetga tom on, aylanayotgan qattiq jismlarniki singan ortib boradi. 0 ‘lchashlar shuni ko‘rsatadiki, Galaktika markazidan ma'liim masofadan boshlab undagi yulduzlarining aylanish tezligi kamayabosh laydi. Bu masofadan tashqarida joylashgan yulduzlar Kepler qommipn mos ravishda aylanadi. Bunday o ‘lchashlar galaktikalarning aylanish davn 50 dan 500 mln yilgacha bo‘lishini ko‘rsatdi. S0 va Sa tipdagi Galaklika lar eng tez, Sc va n o to ‘g‘ri (Ir) lar eng sekin aylanadi. lilliptik galaktikalarning aylanishi to ‘g‘risida ishonchli m a’lumotlar yo‘q. Bundav galaktikalar chiziqlarining kengligi ularda kuchli xaotik harakatlar boilifmu ko‘rsatadi. Ayrim S, Ir galaktikalarning aylanish tezliklari 5.1-jadvnldn keltirilgan.
d) Galaktikalaming massasi. Eng chetki qismlaridagi yuduzlarning spiml galaktika markazi atrofida aylanish tezligi (x>) ni o ‘lchash yo‘li hilan Galaktika massasi baholanadi. Bunda galaktika massasi uning markazida jov lashgan, deb faraz qilinadi va eng chetki yulduzlarning gravitatsion le/ln nishi quyidagicha olinadi:
_ i?2 _ G m
g
bu yerda, R — galaktika radiusi; V — yulduzning galaktika markazi ntrolula
„.» 2
aylanish tezligi; m — galaktika massasi; u m = + + -ga teng. Elliptik vn
linzasimon (S0) galaktikalarning massasini bunday usul bilan nniqlnb bo‘lmaydi. Buning uchun virial teoremasiga asoslangan yulduzlarining xnol ik tezliklari o‘lchanadi. Agar sistemaning inersiya momenti o'zgarmasn yoki juda sekin o‘zgarsa, u holda vaqt bo‘yicha qatorga yoyib faqat birinchi ikluin hadi qaraladi, ya’ni 2E+P = 0. Bunda, E — sistemaning kinetik cncrgiyasi va quyidagicha ifodalanadi:
171
Bunda, $ 2 — sistema a’zolarining markazga nisbatan kvadratik fazoviy tezligi; lTt>(r)— radius r bo'ylab zichlikni taqsimlanishini ifodalaydi. Agar
L galaktikani sirt yorqinligi boTsa, u holda K = '-j- radiusga bogTiq emas deb hisoblash mumkin. ToTa potensial energiya formulasidagi zichlikni (m(r) radius (r) bo‘yicha o‘zgarishini, yuza yorqinligini L (a) radius (a) bo‘yicha
o‘zgarishi bilan almashtirish mumkin. Bunda ^ = K masofaga (r yoki a)
bogTiq emas, deb qabul qilinadi r = aa; berilgan tipdagi Galaktika uchun xarakterli masofa, ya’ni Galaktika nurlanishining yarmini o‘z ichiga oluvchi aylananing radiusi a — Galaktikaning uzoqligi (d)ga bogTiq. Agar B(a) orqali radius bo‘yicha ravshanlikning standart taqsimlanishi boTsa, berilgan Galaktika uchun sirt ravshanligi q B(a) boTadi; bunda, q — koefitsiyent. Agar endi Q=q a belgilash kiritsak,
L ( a ) J L
9 J a
P = —GQ 'a 0
Bu yerda, L(a) - j 4n r02B(a)da .
0
Bu integral barcha Galaktikalar uchun bir xil va fotometrik ko‘rsat- kichlar (B(a)) bo‘yicha hisoblanishi mumkin. U holda a — yoy minutlari- da, galaktika spektral chizigT profilidan aniqlanadi va u nuriy tezligi dispersiyasini belgilaydi; d — galaktikani uzoqligi (sferik Galaktika uchun) T2= t)2 Ayrim yaqin va yorug‘ galaktikalarning massasi jadvalda keltirilgan eng katta elliptik galaktikalar massasi 1013ms ga yetadi, Karlik galaktikalamiki 106me dan oshmaydi. Spiral galaktikalarning massasi (10®—10l2) npQ, noto‘g‘rilarniki (108—1010) f|J0 atrofida.
Do'stlaringiz bilan baham: |
