Yulduz to`dalarini tadqiq etish

1.2.2.-rasm. M3 sharsimon yulduz to`dalarining “rang ko`rsatkich o`rinma –yulduz kattaligi”.

Hammasi bo`lib Galaktikada 130 ga yaqin SHYUT ochilgan. Hisob- kitoblarga ko`ra ularning soni 200-550 taga etishi mumkin. Demak, SHYUTlarining bir qismi ehtimol ularning yulduzlararo chang bulutlari shafaqlari tufayli ko`rinmaydi. (ayniqsa, Galaktika markazi yo`nalishida). Har bir galaktik hosilalar kabi SHYUT evolyutsiyalanadi. Ularning massasi yulduzlar “bug’lanishi” natijasida kamayishi kerak, shuningdek, boshqa yulduzlar bilan yaqinlashuvi hisobiga katta tezlikka erishadi. Biroq, ixchamlik, gravitatsion barqarorlik ko`pchilik SHYUT larini bizning davrimizgacha saqlanib qolishiga imkon beradi. SHYUTlarni tadqiqi etish Galaktika evolyutsiyasi dastlabki bosqichlariga va shuningdek, kam massali (quyoshnikidan kam) yulduzlarning kechki evolyutsiyasiga yangicha nur olib kirishi mumkin.

Sharsimon yulduz to`dalar kuchsiz teleskop yordamida diametri bir necha minut keladigan va o`rtasi ancha yorug’ bo`lgan tuman dog’chalarga o`xshab ko`rinadi. To`da kuchli instrumentlar yordamida fazoning yo shar, yoki aylanish ellipsoid shaklidagi qismi ichiga to`plangan o`n minglab juda xira yulduzlarga ajraladi. Sharsimon to`dalarning parallaleslari shunchalik kichikki, ularni to`g’ridan-to`g’ri o`lchab bo`lmaydi. Shuningdek, to`daning ham to`da ichidagi yulduzlarning ham o`ziga xos harakatlari nihoyatda kichik. Ammo deyarli yorug’ bo`lgan to`dalarning umumiy nuriy tezligini o`lchash mumkin bo`ldi. Topilgan tezliklar yulduzlarning o`rtacha nuriy tezliklariga nisbatan juda katta, o`rta hisobda 200 km/sek dan ortiq bo`lib chiqdi; bunda ba`zi to`dalarning tezliklari 300 dan 400 km/sek gacha bo`lishi aniklandi. Sharsimon yulduz to`dalarining umumiy (integral) ravshanligini M.E.Nabokov, V.A.Voronsov – Vel`minov va P.P.Paryenagolar uzoq vaqt o`rganganlar va ular integral ravshanlikning maxsus kataloglarini tuzganlar; sharsimon to`dalarning ko`rinma ravshanligi 5<sup>m</sup> bilan 13<sup>m</sup> oralig’ida ekanligi aniqlangan. Sharsimon to`dalarning ko`pchiligida Liraning RR tipidagi juda ko`p o`zgaruvchan yulduzlar bo`ladi; ularning Quyoshga nisbatan gigantligi ma`lum. Bu tipdagi yulduzlar sharsimon to`dalarga ham xuddi Somon Yo`lidagi ravshanlikda bo`ladi deb olib, ularning absol’yut kattaligi M ni ko`rinma kattaligi m bilan solishtirib, to`dalarning uzoqligini

0,4 (m – M) = 2 lgr – 2. m – M = 5lgr – 5. M = m +5 – 5lgr.

formula yordamida aniqlash mumkin. Bu uzoqliklar juda katta 8000 dan 50000 yorug’lik yiliga teng ekan. To`dalarning haqiqiy diametri taxminan 100 yorug’lik yiliga teng. To`dalarning haqiqiy diametri taxminan 100 yorug’lik yiliga teng. To`dadagi yulduzlar bizning Quyosh atrofidagiga qaraganda bir-birlariga ancha yaqin joylashgan («yulduz zichligi» deyiladigan miqdor, ya`ni 1kub parsekdagi yulduzlarning o`rtacha soni u erda minglab marta ortiqdir). Sharsimon to`dalardagi eng yorug’ yulduzlar – qizil o`ta gigandlardir. Sharsimon to`dalardagi yulduzlar uchun yasalgan «yulduz kattaligi – rang ko`rsatgichi» diagrammalari tarqoq to`dalardagi yulduzlar uchun tuzilgan shunday diagrammalardan jiddiy farq qiladi.

Garchi yulduzlar aksariyat hollarda gaz-chang tumanlikli soxalarida paydo bo`lsada, ba`zan bir qarashda gaz-changsiz ko`ringan soxalarda ham yulduz to`dalari uchraydi. Bunga perseyning x va h qo`shalok to`dasi eng yaxshi misol bo`la oladi. Perseyning Rossiopeya yulduz turkumiga chegaradosh uchastkasida ko`rinadigan va to`dalarda ko`pchilik O sinfga kiruvchi ravshan ko`k yulduzlar ichida M sinfga kiruvchi qizil o`ta gigantlarning uchrashi, mazkur to`da 10 million yillar chamasi yoshdagi «go`dak» to`dalardan ekanligini ma`lum qiladi. Bu sohada gaz-chang va tumanning kuzatilmasligini sababi ostidan, Yerda insoniyatning paydo bo`lishi davri Koinotning bu kismidagi gaz-chang «xamiridan» yulduzlar yug’irilib bo`lgan paytda to`g’ri kelishi bilan tushuntirilsa kerak. Sharsimon yulduz to`dalari bir necha o`n minglab yulduzlarni o`z ichiga olgan va ulardan bog’langan sistemasining o`zaro dinamik bo`lib, nisbatan kam uchraydigan samoviy ob`ektlardir. Bunday to`dalarda yulduzlarinng konsentraktsiyasi ularning markaziga tomon ortib borib, tashqi ko`rinishidan sfera yoki ellipga o`xshab ketgani uchun ham sharsimon degan nom bilan yuritiladi. Sharsimon yulduz to`dalarining yorqinliklari juda yuqori bo`lganliklari sababli teleskop orqali ularni galaktikaning eng uzoq chekkalarida ham bemalol ko`rish mumkin. «Qurollanmagan» ko`z bilan ko`rish mumkin bo`lgan sharsimon to`dalarning ikkitasi osmonning janubiy yarim sharidan o`rin olgan. Ular juda uzoqliklari tufayli kentavr va Tikan yulduz turkumlarida xira yulduzcha shaklida ko`zga tashlanadi. Shuning uchun ham bu ob`ektlarning birinchi kuzatgan astronomlar ularni yulduz hisoblab, kentavrning omegasi va tikaning 47-sonli yulduzi nomi bilan ataganlar va ularga yulduz katalogidan o`rin berganlar. Sharsimon yulduz to`dalarining massalari Quyosh massasidan bir necha yuz ming marta ortiq. Sharsimon yulduz to`dalari Galaktikamizning eng «qari» ob`ektlaridan hisoblanib, ularning yoshi 10-15 milliard yil bilan xarakterlanadi. Ba`zan 10-100 million yilga teng sharsimon to`dalar ham uchrab turadi. Xozir bir necha bunday «yosh» to`da fakat Magellan bulutlar deyilmish qo`shni (masofani salkam 200 ming yorug’lik yiliga teng) Galaktik tumanliklarda kuzatilib, ularning oxirgi yillarda aniqlangan massalari, Quyoshdan massasidan qarib 100 ming martacha ko`p chiqdi. Sharsimon to`dalar uchun yasalgan Gersshprung– Ryossel diagrammasining (aniqrog’i shunday to`dalarga kiruvchi yulduzlarning ko`rinma yulduz kattaliklarini ularning rangiga bog’liqligini xarakterlovchi diagrammaning) xarakterli xususiyati, ularning gorizontal shahobchasidir. Bu shahobchada yotgan yulduzlarning soni ularning spektorida og’ir elementlarga kambag’al bo`lgan yulduzlari ko`p bo`lganligi uchun uning havo rang qismi yaxshi rivojlangan (ya`ni ko`p yulduzli), bunday elementlarga boy bo`lgan yulduzlari ko`p bo`lgan sharsimon to`da uchun esa, uning gigant yulduzlar shahobchasiga tutashgan qismi yaxshi rivojlangan bo`ladi. Sharsimon yulduz to`dasigacha masofani aniqlash, astronomlar uchun mushkul vazifalardan hisoblanadi. Buning sababi, ulargacha masofa juda uzoq bo`lishidan tashqari, mashhur to`dalar spektrlarida og’ir elementlar miqdorining kamligi va turlichaligi tufayli spektrda ularning aniq «avtograflar»ining chiqmasligi tushuntiriladi. Natijada spektr yorqinlik diagrammasi, juda kam miqdordagi sharsimon yulduz to`dalari uchun tuzilgan bo`lib, faqat ular uchungina masofa yetarlicha aniqlik bilan topilgan. Sharsimon yulduz to`dalarning oxirgi yillardagi tadqiqoti, ularning yoshiga ko`ra, ularda «xalok bo`lgan yulduzlar, jumladan neytron yulduzlar va «qora o`ra»lar ko`p bo`lishi kerak degan xulosaga olib keladi.

Bu hol, o`nlab sharsimon to`dalarda quvvatli rentgen manbalarni (ba`zan o`zgaruvchi xarakterli) kuzatilishi bilan tasdiqlanadi. «Eynshteyn» nomli sun`iy yuldoshdan turib rentgen diapazonda yulduz to`dalarini tuzatishlar, uchta sharsimon to`daning geometrik markazi rentgen diapazonda nurlanuvchi quvvatli manba bilan ustma-ust tushishi ham mazkur to`dalar osmonning eng “muysafid” obe`ktlar ekanligiga yana bir dalil bo`lsada, biroq hali ularning muammolariga tegishli chigalni to`la echishga ancha bor [6].