Yulduz to`dalarini tadqiq etish

1.3.1-Jadval NGC (New General Catalog) katalogi bo`yicha ba`zi tarqoq yulduz to`dalari haqida ma`lumotlar.

NGC	d	N	r	D	α	δ	Yulduz turkumlari va to`dalarning joylashuv o`rni
752	45	70	3420	45	–	–	Andromeda; γ Andromedadan α Uchburchakka 1/3 masofada.
457	14	100	6800	28	1^h15^m,9	+58°01′	Kassiopeya; δ dan θ Kassiopeyagacha 1/3 masofada.
559	7	60	8960	18	–	–	Kassiopeya; shimoliy δ Kassiopeyadan 3^0 masofada .
581	6	60	8150	15	1^h29^m,9	+60°27′	Kassiopeya; δ dan ε Kassiopeyaga ¼ masofada.
663	11	80	2570	8	–	–	Kassiopeya; ε va φ Kassiopeya o`rtasidagi oraliqda.
7654	18	120	2940	13	23^h22^m,0	+61°20′	Kassiopeya; β Kassiopeyadan α TSefeygacha 1/3 masofada.
869	36	350	6200	65	2^h15m,5	+56°55′	Persey; δ Kassiopeya va γ Persey; h Perseylar o`rtasidagi oraliqda.
884	36	300	6520	68	2^h18^m,9	+56°53′	Persey; δ Kassiopeya va γ Persey; χ Perseylar o`rtasidagi oraliqda.
1039	42	80	1620	20	2^h38^m,8	+42°34′	Persey; taxminan β Persey va γ Andromeda o`rtasidagi oraliqda.
1912	26	150	2760	21	5^h25^m,3	+35°48′	Voznichiy; θ va ι Voznichiy o`rtasidagi oraliqda.
1960	19	60	3600	20	5^h32^m,0	+34°07′	Voznichiy; θ Voznichiy va β Bo`zoqni bog’lovchi chiziq oralig’ida 2^0o`ngroqda.
2099	34	270	3600	36	5^h49^m,0	+32°33′	Voznichiy; θ Voznichiy va β Bo`zoqni bog’lovchi chiziq oralig’ida 2^0chaproqda.
Pleyadi	180	160	420	22	3^h43^m,9	+23°58′	Bo`zoq; “cho`mich” α bo`zoqdan shimoliy-g’arbga; qo`rollanmagan ko`z bilan ko`rish mumkin.
Giadi	900	100	130	34	4^h16^m,7	+15°31′	Bo`zoq; “uchburchak” α bo`zoq qarshisida; qo`rollanmagan ko`z bilan ko`rish mumkin.
–	300	50	270	24	–	–	Veronika sochlari; qo`rollanmagan ko`zga kuchsiz nurlanish ko`rinishida ko`rinadi.
2168	40	120	2600	30	6^h05^m,7	+24°20′	Egizaklar; η egizaklardan 2°,5 shimoliy –g’arbda .
2323	16	100	2610	12	–	–	Katta It; α Katta Itdan β Kichik Itga tomon1/3 masofada.
2632 YAsli	420	320	520	64	8^h37^m,5	+19°52′	Qisqichbaqa; γ va δ Qisqichbaqa; “Yasli”ni bog’lovchi chiziq 1° g’arbiy oralig’ida.
2682	18	100	2600	14	8^h48^m,3	+12°00′	Qisqichbaqa; g’arbiy α Qisqichbaqadan 2°tomonda.
IC 4725	40	50	1790	21	–	–	γ Qalqondan 4°,5 janubroqda.
6611	25	55	5500	39	18^h16^m,0	–13°48′	Ajdar; γ Qalqondan 2°,5 shimoliy-g’arbroqda.
6705	12	200	5200	18	18^h48^m,4	–06°20′	Qalqon; R Qalqondan 1° sharqda .
7092	30	25	920	8	21^h30^m,4	+48°13′	ρ Oqqushdan 3°shimolroqda.

N – To`dadagi yulduzlar soni;

Boshqa ifodalar 1.2.1-jadvaldagi kabi.

II – BOB. YULDUZ TO`DALARINI TADQIQ ETISH USULLARI

2.1. Yulduz to`dalarining sinflashtirish.

Yaqin vaqtlargacha har bir YUT katalogi mualliflari undagi ob`ektlar sinflashtirish bo`yicha o`zlarining shaxsiy tizimini ishlab chiqishgan va taklif etishgan. Keyingi katalog va tizimlarda, ilgarigi ilmiy ishlar izlari saqlanib qolgan. YUTlari sinflashtirishi tizimi rivojlanish tarixi bilan tanishish foydali, bunda to`dalashuv asosiy xususiyatlari turli xilligi haqida tasavvurga ega bo`lish mumkin. Beyli sinflashtirishda (1908) to`dalar va tumanliklar haliyam birgalikda ko`rib chiqilmoqda, bu sinflashtirish qamrab oladigan ko`pchilik ob`ektlar tabiati qanaqaligi va spiral tumanliklar qanday masofalarda joylashganligi hamon noma`lumligicha qolmoqda. Beyli quyosh tizimi tashqarisidagi barcha kuzatiladigan ob`ektlarni 4 ta kategoriya (A,B,C,D) larga bo`lib chiqdi.

1. Ko`lami keng kuchsiz, noto`g’ri tumanliklar (Oqqush tumanligi);

2. Gazsimon tumanliklar (ularning spektri va tarkibidagi gaz bo`yicha);

Ular tashqi belgilari bo`yicha uch ko`rinishda bo`ladi.

V1. Katta diffuz noto`g’ri tumanliklar (Orion tumanligi, &eta Quyruq tumanligi).

V2. Planetar halqali va boshqa yaxshi ifodalangan mayda yorqin gazsimon tumanliklar.

V3. Yulduzlar tumanligi (NGC 1514, NGC 2003) .

3. Oq tumanliklar va sharsimon yulduz to`dalari, ularning tabiati haqida guvohlik beruvchi uzluksiz spektrli ob`ektlar:

S1. Mayda ruxsat etilmaydigan aniq shakl: dumaloq va elliptik.

S2. Spiral tumanliklar (M31- Andromeda tumanligi ,M51 Yuguruvchi itlar) C3. Sharsimon yulduz to`dalari (&omega Sen, 47 Tus, M 13).

4.Noto`g’ri yulduz to`dalari.

D1. Etarlicha kontsentrlangan, noto`g’ri shakldagi: ko`proq yoki kamroq yaqin kattaliklarga yulduz (NGC2437,NGC6494). D2. Etarlicha kontsnetrlangan, noto`g’ri shaklda har xil kattalikdagi yulduzlar bilan ( va h Per, Cru ga).

D3. Tarqoq, noto`g’ri shakldagi har xil kattalikdagi yulduzlar bilan (Giadlar, Pleadlar). Beyli har xil sinflashtirishdagi kategoriyalarni tumanliklar bilan bog’liqto`dalar:

D3, A Pleyadalari yoki D3, V1( Quyruq to`dalari) aralashuviga yo`l qo`yadi. Beyli sinflashtirishida bitta kategoriya (S)ga yana spiral va elliptik galaktika ob`ektlari va sharsimon yulduz to`dalari bu kategoriya ichida ular alohida ko`rib chiqilsa ham birlashadi. Faqat, real yulduz to`dalarini tutuvchi osmon fotografik atlasini yaratish uchun 10 dyumlik ob`ektiv bilan original plastinkalarda ko`rinuvchi Franklin-Adams tomonidan olingan 245 ta yulduz to`dalarini o`z ichiga oluvchi birinchi katalogni Melott (1915) tuzib chiqqan. Bu songa 83 ta sharsimon to`dalar va 162 ta tarqoq to`dalar kiradi.

Melott to`dalarni ularning tashqi ko`rinishi bo`yicha 4 sinflashtirishga ajratadi: 1. Sharsimon, markazga kontsentrlangan ( Sen); 2. Tarqoq (loose) to`g’ri, yaxshi ifodalangan belgilarga ega (M14); 3. Tarqoq noto`g’ri belgilari bilan, faqat bir necha yulduzlardan iborat; 4. Yirik (coarse) to`dalar (Pleadlar, Giadlar va bir necha kichik yulduz guruhlari, dastlabki uch sinfni o`z ichiga olmagan). Melottning ikkinchi sinfiga ko`p yulduzli tarqoq yulduzlar ham va markazga kuchsiz kontsentrlangan sharsimon to`dalar ham, xususan M14 to`dalari ham mansub bo`lishi mumkin.

20-yillarning o`rtalarida Shepli ishlari yakunlangandan so`ng, tipik sharsimon to`dalar yorqin yuduzlar rang-ko`rsatkich kattalik diagrammasi va o`xshash diagrammali tarqoq to`dalar yorqin yuduzlari farqlanishini aniqlab, shuningdek, V.Gershel tomonidan aytilgan, bu ob`ektlarning fazoviy tarqalganligini tushuntirib berdi va Shar’le ishlarida ta`kidlangan sharsimon va tarqoq yulduz to`dalarini haqidagi o`zaro qarama-qarshi farazlar davri kirib keldi. Shundan so`ng boshqa hech kim barcha yulduz to`dalari uchun yagona sinflashtirish tizimini taklif etmadi. Sharsimon va tarqoq yulduz to`dalari alohida o`rganila boshlandi. Astronomlar o`rtasida tor ixtisoslashuv yoki tarqoq yoki sharsimon yulduz to`dalarni o`rganishga intilish paydo bo`ldi. Sharsimon yulduz to`dalarining faqat shu ob`ektlarni tutuvchi, ilk katalogi 1914-yildayoq Beyli tomonidan (1916y), ikkinchisi esa, Parvulesko (1925y) tomonidan tuzildi. Raab tomonidan taklif etilgan (1922y) tarqoq yulduz to`dalari sinflashtirishi Melott sinflashtirishini eslatadi. Raab to`dalarni tashqi ko`rinishi bo`yicha to`rtta sinfga bo`ldi:

1. To`g’ri shaklda, markazga ravshan kontsentrlangan. 2. To`g’ri shaklda, markazga kuchsiz kontsentrlangan. 3. Noto`g’ri shaklda, lekin markazga ravshan kontsentrlangan. 4. Noto`g’ri shaklda, markazga kuchsiz kontsentrlangan. Raab katalogi 152 ta to`dalarni o`z ichiga olgan.

1925 yilda Tryumpler tomonidan taklif etilgan tarqoq yulduz to`dalarining eng omadli fizik sinflashtirish paydo bo`ldi. U Xertsshprung-Ressel diagrammasi ko`rinishi asosida har bir to`dalar uchun tuzilgan va deyarli bu hosilalarning fizik tarkibini ifodalagan edi. Bu sinflashtirish tamoyillari 2.1.1-rasmda tushuntirilgan. Bu yerda 1 raqami, ko`pchilik to`dalar asosiy ketma-ketlikka mansubligini, ”b”,”a”,”f” harflari esa bu ketma-ketlikning eng yorqin vakillari qaysi spektrial sinfga mansubligini bildiradi. 2 raqami asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlar qatorida qizil gigantlar mavjudligini bildiradi. 1930-1931 yillarda tarqoq yulduz to`dalari tadqiqotiga salmoqli ulush qo`shgan uchta muhim ishlar e`lon qilindi. Ularning hammasi yulduz to`dalari kataloglarini va bu ob`ektlarning yangi tizimini o`zida tutadi. Tryumpler yuqorida tasvirlangan tarqoq yulduz to`dalari sinflashtirishini 1o tipini (o-yulduzlarni tutuvchi to`dalar uchun) va 3a (katta sondagi qizil gigantlar, ammo kam sondagi A yulduzlarni tutuvchi) shuningdek, uning hududida kuzatiladigan kam sondagi sariq va qizil gigantlar to`da vakilimi yo`qmi aniqlash qiyin bo`lganda zarur bo`ladigan 1-2 oraliq tipini kiritib aniqlashtirdi va to`ldirdi. 100 ta shunday sinflashtirilgan to`dalardan 24 tasi (Pleadlar ham) 1b tipga, 18 tasi (Giadlar va Yasli tipi ham)-2a tipiga, 15 ta to`da esa (Persiy &chi si) 1-2b tipiga, 1-2b -a tipiga esa mansubligi aniqlandi. Boshqa ehtimoliy tiplar ulushiga bittadan yettitagacha ob`ektlar o`tadi.



2.2.1-rasm.Tarqoq yulduz to`dalarining absolyut spektrial kattalik Diagrammalari.

Shunda Tryumpler (1930) tarqoq yulduz to`dalarining alohida sinfi qaysiki, ixcham boshqa kuchsiz yulduzlar guruhi markazida bitta eng ravshan yulduz, ba`zida uncha katta bo`lmagan yorug’ tumanlik bilan uyushgan to`dalarning mavjudligiga e`tibor qaratdi. Bu sinfga Tryumpler NGC 1444, 2362, 2414 va 6383 yulduz to`dalarini kiritdi. Shepli (1930) taklif etgan tarqoq yulduz to`dalari sinflashtirishi hozirgi vaqtda qo`llanilmaydi. Lekin, u tomonidan kiritilgan atamalar umum uchun qo`llanilishga kirib keldi. Tryumpler Shepliga o`xshash ikki sinflashtirishdan foydalandi.

Rim raqami bilan ifodalanadigan, tashqi ko`rinishini beshta belgisi bo`yicha xarakterlanadigan Lundmark-Kollinder muqobil sinflashtirishi sinflashtirishning o`ziga xos taraqqiy etishi bo`ldi. Ular oldidagi “a” va “b” lotin harflari mazkur belgini bor yoki yo`qligini bildiradi.

Ia. To`da xususiyatlari yaxshi ifodalangan. Ib. To`da xususiyatlari yomon ifodalangan. IIa. Yulduzlar markazga sezilarli kontsentratsiyalashuvi. IIb. Yulduzlarning markazga sezilmas kontsentratsiyalashuvi. IIIa.To`da yulduzlarining atrofdagi maydon yulduzlaridan ravshanligi. IIIb. To`da yulduzlarining atrofdagi maydon yulduzlaridan yorqinligi farq qilmaydi. IVa. Boshqa sondagilardan ajralib turadigan yorqin bir necha yulduz. IVb. Boshqa sondagilardan ajralib turadigan yorqin bir necha yulduzlarning yo`qligi.

Va. To`da fon hududining quyuq qismida joylashgan. Vb. To`da fon hududining kam yulduzli qismida joylashgan. Shunga o`xshash sinflashtirishning misoli : Ib, IIa, IIIb,. IVb, Va-babba” jarangdorligi va noqulayligi uchun bu sinflashtirish ommalashmadi. Boshqa yuqorida ko`rib o`tilgan tarqoq to`dalar sinflashtirish tizimlari mualliflarga o`xshab Lundmark-Kollinder bitta sinflashtirish bilan chegaralinib qolmadilar va o`zlarning bu ob`ektlarni sinflashtirishning ikkinchi tizimini taklif qildilar: 1. Yasli tipidagi to`dalar - etarlicha kontsentrlangan va to`g’ri uzluksiz ketma-ketlikni hosil qiladi. 2. Plead tipidagi to`dalar-nisbatan yoyilgan va noto`g’ri, odatda yulduz kattaliklari sezilarli farqlarini ko`rsatadi. 3. Tumanliklar bilan uyushgan to`dalar. 4. &mu Nor (NGC 6169) tipidagi to`dalar- yorqin yulduz(odatda O yoki V0 spektrial sinfi), atrofida kuchsiz yulduzlar tig’iz guruhi bilan o`ralgan. Oxirgi keltirilgan tip shubhasiz Tryumplerning yuqorida tasvirlangan alohida to`dalari sinfiga mos keladi.

1927 yilda Shepli va Soyer (1927y) sharsimon yulduz to`dalarining to`da markaziga kontsentrlangan ko`rinma darajasi bo`yicha 12 sinfga bo`lingan rim raqamlari bilan ifodalanadigan umumqabul qilingan tizimini kiritdilar. Bu bo`linishda Garvard observatoriyasi Bryussov astrografi bilan suratga olingan bir jinsli suratlar seriyasidan foydalanilgan. I–sinfga eng ko`p kontsentrlangan, XII– sinfga esa kamroq kontsentrlangan tizimlar mansubdir (2.1.2-rasmga qarang).

2.1.2-rasm. Shepli –Soyerning har xil sinfdagi kontsentratsiyali sharsimon to`dalar: M2(II-sinf),M13(VI) ,NGC 5466 (XII). Suratlar 1968-69 yillarda. B.V.Kukarkin tomonidan. P.K Shternberg nomidagi Davlat astronomiya institut 40-santimetrli astrografi yordamida olingan a (ushlanish vaqti minut, plastinkalar - ORWO Spezial).

Yulduzlarning to`da markaziga ko`rinma kontsentratsiyalashuvi ifodalangan o`xshash tizimlar keyinroq boshqa mulliflar tomonidan ham taklif etilgan. Xuddi shunday tizim, Moubrey tomonidan 1946 yilda fotografik va spektr qizil chizig’ining suratlari bilan sharsimon to`dalar ko`rinma diametrini aniqlash bilan kontsentratsiyaning arab raqamlari bilan ifodalaniladigan 7 ta sinf kiritildi. 1-sinf ko`proq kontsentrlangan, 7-sinf esa kamroq kontsentrlangan to`dalarga mos keladi. Kukarkin tomonidan 1971-yilda kiritilgan, IR ramz bilan ifodalanadigan, amalda sharsimon to`dalar boylik indeksi ularning kontsentratsiya sinfi bo`lib hisoblanadi. Bu indekslarning qiymati 0,01 dan (yulduz fonidan farq qilmaydigan to`dalar uchun) 1,0 gacha (amalda fonga o`tish bo`lmagan to`dalar uchun) o`zgaradi.

“Boylik indeksi” atamasi “kontsentratsiya sinfi” atamasi o`rniga Kukarkin tomonidan taklif etilgan bo`lib to`da markaziga yulduzlar ko`rinma kontsentratsiyasi darajasi oldin ta`kidlangandek, tizim markaziga real kontsentratsiyani xarakterlaydigan miqdoriy parametrlari bilan mos kelmaydi. Lekin shu bilan birga uning yorqin vakillari bilan bog’liq to`da absolyut integral kattaligi M_v bilan bir vaqtning o`zida yaxshi mos keladi[5]

2.2. Yulduz to`dasigacha bo`lgan masofani topish usullari.

2.2.1 Tarqoq yulduz to`dasigacha bo`lgan masofani topish usullari.

Yulduz to`dalarigacha bo`lgan masofani topish muammosi bu ob`ektlarni tadqiq etishda ulkan ahamiyatga ega, binobarin, to`da zichligi va o`lchamlari va uning a`zolari ravshanligini baholash aniqlangan masofaga bog’liq. To`da markazigacha bo`lgan masofani aniqlash usuli bilan to`dalar o`zining asosiy fizik xususiyatlarini o`rganish bilan uzviy bog’liq.

To`dalargacha bo`lgan masofani topish uchun tarqoq yulduz to`dalarining “rang-ko`rsatkich ko`rinma kattaligi” (S-M) alohida qiymatga ega. Tarqoq yulduz to`dalarining kichik o`lchamga ega ekanliklari ularning Quyoshgacha bo`lgan masofasi S-M diagrammasi bilan solishtirganda boshlang’ich asosiy ketma-ketlik (BAK)da yonma-yon yotuvchi nuqtalarning tor polosasini namoyon qiladi. Asosiy ketma-ketlikdagi tarqoq yulduz to`dalarining S-M yuqori diagrammasida odatda o`ngga o`ta gigantlar yoki gigantlar hududiga og’adi. To`dalarning S-M diagrammasi nisbatan torligi asosiy ketma-ketlik (AK)ni standart BAK bilan o`rin almashtirish yo`li bilan ulargacha bo`lgan masofani katta aniqlikda topish imkonini beradi (2.2.1 -rasm).



2.2.1-rasm. Turli yoshda(yil bo`yicha)gi tarqoq yulduz to`dalari modellari uchun tegishli ketma-ketlik yaqinida ko`rsatilgan Gershprung-Ressel diagrammasi; Uzuq chiziqlar-nazariy boshlang’ich asosiy ketma-ketlik; o`qlarning ifodasi 1.3.2-rasmdagilarning o`zi.

Tarqoq yulduz to`dalarining sanab o`tilgan xossalari astrofizikaning qator fundamental muammolarini echishda muhim rol o`ynaydi. TYUTning yulduzlari ichki tuzilishi va evolyutsiyasi nazariyasi uchun tamal toshi bo`lib xizmat qiladi. Turli TYUT yulduzlar yoshidagi katta farqlar va o`sha to`dalardagi kuzatish ma`lumotlari bilan yulduzlar evolyutsiyasi nazariyasi xulosalari bilan bevosita solishtirish imkonini beradi. Shunday qilib yulduzlar ichki tuzilishi nazariyasi rivojlanishiga sezilarli turtki bergan asosiy ketma-ketlik yulduzlari va qizil gigantlar genetik bog’lanishi ko`rsatmasi TYUT Gershprung-Ressel diagrammasi tahlili asosida olingan (1.3.2-rasm bilan solishtiring). TYUT gacha bo`lgan masofani aniq hisoblash imkoniyati, ularning yoshini, kimyoviy tarkibini va boshqa parametrlarini Galaktika evolyutsiyasi va tuzilishini o`rganish va yuqori metallik xususiyatli yulduzlar, sefeidlar, oq karliklar va boshqa qiziqarli ob`ektlarning xususiyatlarini aniqlash, shuningdek, spektral va fotometrik kalibrovkalar shkalalarini tuzish bo`yicha keng ko`lamli masalalarni hal qilishga yordam beradi [5].

Shuni ta`kidlash kerakki, kosmik ob`ektlargacha bo`lgan masofaning zamonaviy shkalasi TYUTgacha bo`lgan masofa shkalasi hisoblanadi. Biz quyida TYUTgacha bo`lgan masofani aniqlashning asosiy usullarini sanab o`tamiz: Trigometrik, dinamik (harakatchan) va spektral parallakslar;

• 
  Guruhli parallakslar;
  
• 
  Gershprung-Ressel diagrammasi. To`dalargacha bo`lgan masofani yulduzlarning spektral sinfi va kattaligi bo`yicha aniqlash;
  
• 
  Diametrlar usuli. Yorug’likning yulduzlararo yutilishini hisobga olish imkoniyati va zaruriyati;
  
• 
  To`dalarning rang-ko`rsatkich kattalik diagrammasi. Tarqoq yulduzlargacha bo`lgan masofani aniqlashning fotometrik usullari kirib kelishi;
  
• 
  Rang-ko`rsatkich kattalik diagrammasi tuzilishi. Tarqoq yulduz to`dalaridagi ikki karrali yulduzlar;
  
• 
  R,G,U- fotometriyasi. Tarqoq yulduz to`dalarigacha bo`lgan masofani aniqlashning Bekker usuli.
  

2.2.1.Sharsimon yulduz to`dasigacha bo`lgan masofani topish usullari.

Tarqoq yulduz to`dalaridan farqli, SHYUT gacha bo`lgan masofalarni o`lchashda Gershprung-Ressel diagrammasi allaqachon qo`llanilib kelinayotgan va ularning boshlang’ich va asosiy ketma-ketlikdagi yo`llarni o`rin almashtirib eng aniq masofani geometrik usullar bilan kalibrlangan, haligacha asosan ishonchliligi yildan –yilga aniq bo`lib borayotgan bevosita usullardan foydalanilmoqda. M13 to`dalari uchun sharsimon yulduzlardagi yorqin yulduzlar spektral sinflari haqidagi dastlabki ma`lumotlar Adams (1913y) va Pizo tomonidan (1914y) olingan. Biroq, sharsimon yulduz eng ravshan yulduzlarining kuchsizligi tufayli va ularning spektral siniflashtirishi qiyinchiliklari sababli bu tizimlar uchun Gershprung-Ressel diagrammasi o`z ma`nosida amalda tuzilmagan. Ularning vazifasini avval boshdanoq, Shepli tomonidan M13 to`dalari uchun olingan (1915y) rang –ko`rsatkich kattalik diagrammasi o`ynay boshladi. Lekin, bu diagrammalarda uzoq vaqtlardan beri o`tgan asrning 50-yillarning boshlarigacha to`dalarning nisbatan yorqin yulduzlari faqat joylashgan o`rnigina ma`lum edi. O`sha davrning hatto eng yaxshi shunga o`xshash diagrammasida M92 to`dalari uchun olingan Xaxenberg (1939y) ning asosiy ketma-ketlik hududidagi ehtimoliy vakillari sharsimon to`dalarida borligini Bruggenkate ham topgan bu kuchsiz yulduzlarining rang–ko`rsatkichlari katta xatolik bilan aniqlanganligi sababli, faqat uzuq chiziqlar bilan belgilangan.

.



2.2.2-rasm M 92 sharsimon yulduz to`dalari uchun “Rang –ko`rsatkich

(CI) kattalik (m) diagrammasi. (Xaxenberg, 1939).

1953-yilgacha ko`pchilik to`dalarda kuzatilgan Liraning RR tipi o`zgaruvchan yulduzlari absolyut kattaliklari doimiyligi va masofalari ularning o`rtacha asrlik parallakslarini aniqlash yo`li bilan topilgan o`zgaruvchan RR tipidagi Lira yulduzlari Quyoshga yaqin o`zgaruvchan yulduzlari bilan bir xilliligi haqidagi farazlardan kelib chiqqan sharsimon yulduz to`dalarining CI yulduzlari m diagrammalarini kalibrovka qilishning boshqa imkoniyati yo`q edi [5]. Biroq, bu farazning ishonchliligi va to`g’riligi fantastik tarzda ulkan va bu faraz mutlaqlashtirilgan edi. Qator omillar bunga imkon bergan edi. Hammasi Shepli (1918y) ning tsefeidlar uchun yoritilganlik davriga bog’liqlik haqidagi 1917-yilda bajarilgan ishlaridan boshlangan edi. Bu erda biz sharsimon yulduz to`dalarigacha bo`lgan masofani aniqlashning asosiy metodlarini sanab o`tamiz:

• 
  Sharsimon to`dalarga bo`lgan masofani topishning Shepli usuli;
  
• 
  Sharsimon yulduz to`dalari rang-ko`rsatkich kattalik diagrammasi;
  
• 
  Subkarliklar (O`ta mittilar) usuli;
  
• 
  Sharsimon to`dalar yorqin yulduzlari spektrlari;
  
• 
  Sharsimon to`dalar integral spektrlari. Metallik indekslar;
  
• 
  Ko`ndalang va asimtota tarmoqlar. O`zgaruvchan RR tipidagi Lira yulduzlari o`tish davri;
  
• 
  Sharsimon to`dalargacha bo`lgan masofani aniqlashning o`zgaruvchan RR tipidagi Lira yulduzlarining o`tish davri va yoritilganligi o`rtasidagi munosobatdan foydalanish;
  
• 
  Galaktikaning sharsimon yulduz to`dalarining ikki o`lchamli va ko`p o`lchamli sinflashtirishi;
  
• 
  Ko`ndalang tarmoqlar morfologik parametrlari; Mironov – Samus guruhi.
  

2.3. Galaktikada yulduz to`dalarining taqsimoti.

Sharsimon yulduz to`dalari Galaktikada notekis taqsimlangan: Ular galaktika markaziga kuchli kontsentrlanib uning atrofida galo hosil qiladi (2.3.1-rasm); SHYUTning galaktika tekisligiga kontsentratsiyasi nisbatan kuchsizdir. SHYUTning tezligi 200 km/s,ularning orbitasi kuchli cho`zilgan. Ular taxminan bir marta aylanish davri(10⁸-10⁹ yil)da Galaktika markazining quyuq hududidan va yana bir marta aylanishida esa- galaktik diskning perifirik(chet qismi) Galaktika sferik tashkil etuvchisiga nisbatan shunday kuchli zichlikka ega hududdan o`tadi. Bunday o`tishlarda SHYUTdagi gaz “irg’itish”lar shuningdek, uning to`dadan kichik parabolik tezligi( 10-30 km/s) evaziga yuqolib borishi SHYUTlarida yulduzlararo gaz o`ta kamligi radio va optik kuzatishlar bilan o`rnatilgan dalil bilan tushuntiriladi.

2.3.1-rasm. Galaktikada sharsimon yulduz to`dalarining tarqalganligi, z-galaktika tekisligidan unga perpendikulyar yo`nalishdagi masofa (kpkda); a–Sharsimon yulduz to`dalarining galaktika markaziga perpendikulyar yo`nalishda galaktika markazidan o`tuvchi tekislikda joylashuvi; b – xuddi shu, Quyoshdan galaktika markazi va galaktika qutblardan o`tuvchi tekisliklarda.

Tarqoq yulduz to`dalari sharsimon yulduz to`dalaridan farqli ravishda Galaktika tekisligiga kuchli kontsentrlangan. Aksariyat, TYUT uchun galaktika tekisligidan 100-300pk masofadan oshmaydi. Galaktika tekisligining boshqa tashkil etuvchilari kabi TYUT lari ham Galaktika markazi atrofida aylanishda ishtirok etadi. TYUT tezliklari dispersiyasi unchalik yuqori emas-15 km/s atrofida, orbitasi esa kam ekstsentrisitetligi bilan sinflashtiriladi. Yosh to`dalar Galaktika spiral tuzilmalarining etarlicha yaxshi indikatorlari bo`lib hisoblandi. TYUT larining sharsimon yulduz to`dalaridan asosiy farqi – tarqoq to`dalar yoshlarining katta dispersiyasi bilan bog’liq Gershprunga-Ressela diagrammasi har xilligidir. (2.1.1-rasm). eng yosh to`dalar yoshi bir necha million yillar bilan, eng qari to`dalar yoshi esa -5-10 mlrd yillar bilan o`lchanadi.

Tarqoq yulduz to`dalari kimyoviy tarkibi etarlicha bir xil – metallik (ya`ni, yulduzlarda geliydan og’ir elementlarni tutishi) to`da tarkibidan farqi 5 martadan oshmaydi va tarkibi quyoshnikiga o`rtacha yaqin. Taqqoslash uchun sharsimon to`dalar metallik xossalari 20-30 marta farq qiladi, biroq, Quyoshnikidan o`rtacha 1-2 tartib kam. TYUT kimyoviy tarkibi va ularning fazoviy joylashuvi o`rtasida bog’liqlik aniqlangan: TYUT metallik xossasi Galaktik markazidan va uning diski tekisligidan masofa ortishi bilan kamayib boradi. Aftidan, TYUT yoshi va kimyoviy tarkibi o`rtasida bog’liqlik mavjud: qari to`dalar o`rtacha kichik metallik tarkibga ega [5].

XULOSA

Ushbu kurs ishimdan bajarilgan ishlar asosida quyidagi natijalarga erishdim:

1. 
   B.M.I asosida yulduz to`dalarida kechadigan jarayonlarni o`rganib ko`plab ma`lumotlarga ega bo`ldim.
   
2. 
   Yulduz to`dalarini o`rganishda ularni sinflashtirish usullarini o`rgandim.
   
3. 
   Yulduz to`dalarigacha bo`lgan masofalarni aniqlash bilan bog’liq qator metodlarni o`rganib chiqdim.
   
4. 
   Yulduz to`dalarini ya`ni, sharsimon va tarqoq yulduz to`dalarini harakatlarini, bu to`dalarning bir-biridan farqini va o`zgarishlarni o`rgandim.
   
5. 
   Yulduz to`dalarini Galaktikada taqsimotini o`rganib chiqdim.
   
6. 
   Sharsimon yulduz to`dalarini tabiatini o`rganib chiqib universitetimiz va Astronomiya instituti ovservatoriyalarida kuzatish mumkin bo`lganlarini ruyxatini tuzdik.
   
7. 
   Tarqoq to`dalarini tabiatini o`rganib chiqib ovservatoriyalarida kuzatish mumkin bo`lganlarini ruyxatini tuzdik.
   

ADABIYOTLAR RO`YXATI.

1. 
   I.A.Karimov “Jaxon moliyaviy –iktisodiy inkirozi, O’zbekiston sharoitida uni bartaraf etish yo’llari va choralari” Toshkent “O’zbekiston” 2009 yil .
   
2. 
   I.A.Karimov “Mamalakatimizda demokratik isloxatlarni yanada chukurlashtirish va fukarolik jamiyatini rivojlantirish kontseptsiyasi” 12-noyabr 2010 yil.
   
3. 
   M.Mamadazimov “Umumiy Astronomiya” Toshkent. 2008 yil.
   
4. 
   Р.Н.Холопов “Звездные скопленая” Москва “Наука” 1981год.
   
5. 
   Э.В.Кононович, В.И.Мороз “Общий курс астрономий” Учебное пособие Москва 2004.
   
6. 
   I.F.Polak “Umumiy astronomiya” Toshkent 1965 yil.
   
7. 
   I.Sattorov “Astrofizika” 1-kism. Toshkent 2007.
   
8. 
   M.Mirsalimova A.Raximov “Umumiy astronomiya kursi” Toshkent Ukituvchi 1976 yil.
   
9. 
   www.ziyonet.uz
   
10. 
    www.astrin.uz Uz.F.A. astronomiya universiteti .
    
11. 
    Fan va turmush jurnali.
    
12. 
    Kasu.uz