|
5.1. Galaktikadan tashqi obyektlar
Yulduzlar osmonida kichkina yorug' bulutchasimon tumanliklar borli- gi qadimdan ma’lum. Andromeda yulduz turkumidagi tumanlik ko‘zga yaqqol ko‘rinadi va bu to ‘g‘rida melodiy 960-yilda As-Sufi yozib qoldirgan. 1610- yildan boshlab astronomik kuzatishlarga teleskopning qo‘llanilishi bunday yorug‘ tumansimon bulutchalarni ko'plab topishga imkon berdi. 1781-yilda fransuz astronomi Sharl M es'e (1730—1817) birinchi m arta 108 ta tumanchaning ro‘yxatini tuzdi. Bu tumanchalar yulduzlarga nisbatan qo‘zg‘almas. Bu ro‘yxat (jadval)da tumanchalar M l, M2,... tarzda belgilan- gan. Ml-Qisqichbaqasimon, M 31-Andromeda tumanligidir. Bu belgilash hozir ham qo‘llaniladi. XVIII—XIX asrda ingliz olimlari ota-bola Vilyam va Jeyms Gershellar kuchli teleskoplar qo‘llab tumanliklar ro‘yxatini 5079 taga yetkazdilar.
Spektral tahlil kashf etilgach 1864-yilda ingliz astronomi U. Xyoggins (1824—1910) tumanliklar spektrini tekshirdi va ayrim tumanliklar spektri qaynoq gazlamikiga o ‘xshash emission chiziqlardan, boshqalariniki esa yul- duzlarnikiga o ‘xshash qora chiziqlar bilan kesilgan tutash spektrdan iborat ekanligi aniqlandi. Shuningdek, yulduz to‘dalari spektri ham qora chiziqlar bilan kesilgan tutash spektrga ega ekanligi aniqlandi. Biroq spektri yulduz- larnikiga o‘xshash tumanliklar yulduzlardan tarkib topganligi uzoq vaqt tan olinmadi.
1912-yilda Garvard (AQSH) rasadxonasi astronomi Xenriyetta. S. Levitt (1868—1921) Kichik Magellan Bulutida 25 ta uzun davrli Sefeid topdi va ular uchun «davr-yulduziy kattalik» bog‘lanishini kashf etdi va daniyalik astronom Eynar Gersshprung (1873—1967) bu bog‘lanishning hisob boshini aniqladi va natijada u «davr-yorqinlik (absolut kattalik)» ko‘rinishiga aylantirdi. Hisob boshini aniqlash masalasi muammoli masaladir. 1922—23-yy. da Edvin
P. Xabbl (1889-1953) (AQSh) qator tumanliklar (M 31, M33, N G C 6822)da sefeidlar topdi va ular uchun «davr-yorug‘lik» bog‘lanishni tuzdi.
Xabbl M 31 sefeidlarining pulsatsiyalanish davri bilan yorug'ligi orasidagi bog‘lanish Magellan bulutidagilarnikiga o‘xshashligini va ulaming yorqinligi (M) bizning Galaktikadagi sefiyeidlarnikiga tengligini aniqladi. Bu birinchi bor qator galaktikalar uchun masofa modeli (M-m) ning aniq qiymatini topishga va ular masofasi (r) ni hisoblashga imkon berdi. M31 ning uzoq- ligi 900000, M33 niki 850000 yorug‘lik yiliga tengligi topildi, ya’ni bu tumanliklar bizning Galaktikadan tashqarida joylashganligi aniqlandi.
162
Shunday qilib, yulduzlarnikiga o‘xshash spektrga ega tumanliklar (M31, M33 va boshqalar) Galaktikaga o‘xshash yulduz tizimlari ekanligi kashf ilildi. Ularni ham galaktikalar deb atala boshlandi. Biroq M31 Andromeda imnanligi deb ham ataladi.
Tumanliklaming bir necha jadvallari (kataloglari) tuzilgan. Birinchisini Sh. Mes’e, ikkinchisini katalogni V. Gershel (GC- «jeneral katalog» ya’ni bosh katalog), uchinchisini 1888-yilda Yoxan L. Dreyer (1852—1926) (NGC-nyu jeneral katalog, ya’ni yangi bosh katalog) tuzgan. Bu katalog 7840 ta tumanlikni o‘z ichiga oladi va undagi tumanlik nomeri oldiga NGC qo‘shib yuritiladi.
5.2. Galaktikalami sinflarga ajratish
Kuzatishlarda qo‘llanilayotgan teleskoplaming optik kuchi va sifati oshgan sari galaktikalar suratining aniqligi orta bordi. Ular har xil ko‘rinishga ega ekanligi aniqlandi. 1926-yilda E. Xabbl birinchi bor galaktikalarni uchta asosiy sinflarga ajratdi: elliptik (E), spiral (S) va noto‘g‘ri (I). Hozirgi paytda ham shu asosiy sinflar amalda va ular oraliq sinflarga ajratilgan holda qoTlaniladi.
Normal
Elliptik 0 C i i
•'s*? - Spiral
S• O mi T f f v- V . $?!■
r <
o - . _ . V 1
Yelkali # /- - c
l /
5.1-rasm. Galaklikalarning shakllariga ko'ra bir-biri bilan bog'lab tuzilgan sinflari.
Elliptik galaktikalar aylana yoki ellips gardishcha ko‘rinishga ega, ravshanligi gardishcha markazidan cheti tomon asta-sekin kamayib boradi. Ichki tuzilishda hech qanday mayda struktura kuzatilmaydi (5.1-rasm). Bunday elliptik galaktikalar ko‘rinma siqiqligi (e) ga ko‘ra 8 oraliq sinfga
boTinadi, E0 dan E7 gacha: £ = - —- , a va b — elliptik galaktikaning katta va kichik yarim o‘qlari.
Spiral galaktikalar o ‘zakdan boshlanadigan bir necha spiralsimon tarmoq yoki yenglarga ega. Oddiy spiral galaktikalar (S) da spirallar to‘ppa- to‘g‘ri o‘zakdan boshlanadi. 0 ‘zagi ko‘ndalang tasma bilan kesilgan yoki unda yelkasimon qism bor spiral galaktika (SB) larda ikkita tarmoq (yeng) boTib, ular yelkadan boshlanadi.
Spirallaming rivojlanganligiga ko‘ra bir necha turlari (Sa, Sb, Sc va SBa, SBb, SBc) mavjud (5.1-rasm). Sa galaktikalarda modda asosan o ‘zakda, spirallar yaxshi rivojlanmagan, Sb-larda moddaning yarmi spirallarda, Sc- larda esa galaktika moddasining hammasi spirallar bo‘ylab tarqalgan. M31
163
yoki Andromeda tumanligi va NGC 'tiBSi'"- 1300 ( 5 .3 -rasm ) spiral galaktikalardir. M 31-SavaNGC 1300
Sb sinfga kiradi. Bizning Galaktika M31 ga o‘xshash spiral galaktikadir. Elliptik va spiral galaktikalar orasida linzasimon (S0) galaktikalar bor. E tipidagi galaktikalar singari ularda aniq ichki struktura kuza- tilmaydi, biroq ravshanlik mar- kazidan ch etga to m o n sakrab o ‘zg aradi. B unday g a lak tik a cho'zinchoq o ‘zak va uni o'rab
turuvchi xira halqadan iborat.
Aniq o‘zak va aylanma simmetrik qanotga ega bo'lmagan galaktikalar noto‘g‘ri (Ir) galaktikalar deb atalib, ularga Katta va Kichik Magelan
5.3-rasm. Spiral galaktikalar: Sentavr yulduz turkumida ko‘rinadigan NGC 4603(a) va Andromeda tumanligi (b).
B ulutlar misol b o ‘laoladi. Ir — galaktikalar turiga pekulyar, ya’ni m a’lum xususiyatga (disksim on, halqasimon) ega bo‘lmagan asim- metrik galaktikalar kiradi. Bir-biri bilan o‘zaro bog'langan galaktikalar ham mavjud. Bunday galaktikalar NGCda soni 1765 ta. Ular, odatda qo‘shaloq bo‘lib bir-birlari bilan ulangan. Barcha galaktikalarning taxminan 25% elliptik (E), 50% — spiral (S) va 20 % — linzasimon
(S 0) va 5 % — n o to ‘g ‘ri (Ir) 5.4-rasm. Bir-biri bilan bogiangan
galaktikalardir. galaktikalar M51.
164
Do'stlaringiz bilan baham: |
