Материал: UMK_Umumiy_astronomiya_Fizika

Sefeidlar F va G sinflarga kiruvchi gigant va o‘tagigant yulduzlar bo‘lganidan ularni Galaktikamizdan tashqaridagi obyektlarda ham ko‘rishning imkoni bor.

RR Lira tipidagi o‘zgaruvchan yulduzlar - A spektral sinfiga kiruvchi gigant yulduzlar bo‘lib, ravshanligining o‘zgarish intervali 1 dan 2 yulduz kattaligiga qadar bo‘ladi. Spektral sinflarining o‘zgarishi A va F sinflar bilan chegaralanadi. Bu tipdagi yulduzlarning ravshanliklarining o‘zgarish davri 0,05 sutkadan 1,2 sutkagacha bo‘lib, juda katta aniqlik bilan kuzatiladi.

Sefey yulduz turkumining  yoki Katta It yulduz turkumining  si tipidagi fizik o‘zgaruvchan yulduzlar - ravshanligining egriligi bo‘yicha RR tipidagi yulduzlarni eslatsada, yorqinligining juda kam o‘zgarishi (0,2 yulduz kattaligida) bilan ulardan farqlanadi. Bu tipdagi yulduzlarning o‘zgarish davri 3 soatdan 6 soatgacha borib, sefeidlarniki kabi, ravshanliklarining o‘zgarishi davriga bog‘liq bo‘ladi.

Savr yulduz turkumining RV tipidagi yulduzlar - ravshanligining o‘zgarish davri nisbatan doimiyligi bilan boshqa tipdagi fizik o‘zgaruvchan yulduzlardan farq qiladi. Ularning davri 30 sutkadan 150 sutkagacha borib, ravshanliklari 3 yulduz kattaligiga qadar o‘zgaradi. Bu tipdagi yulduzlarning spektral o‘zgarish chegarasi G‘ sinfdan K sinfgacha boradi.

Kit yulduz turkumidagi Mira tipidagi yulduzlar, uzun davrli o‘zgaruvchan yulduzlardan bo‘lib, ularning o‘zgarish davri 80 sutkadan 1000 va undan ortiq sutkagacha boradi. Ravshanligining o‘zgarish amplitudasi esa 2,5 yulduz kattaligigacha etadi. Bunday yulduzlar yorqinligining maksimumida uning spektrida ravshanligining minimumida kuzatilgan metall chiziqlari o‘rnini vodorodning emission chiziqlari oladi.

Egizaklar yulduz turkumidagi U tipidagi eruptiv o‘zgaruvchan yulduzlar V va A sinfiga kirib, yorqinliklari nisbatan kam o‘zgaradigan yulduzlardir. Biroq ba’zan bunday yulduzlarning ravshanligi 1-2 kun ichida 2 dan 6 yulduz kattaligigacha ortadi va bir necha kundan so‘ng o‘z holatiga qaytadi.

Kit yulduz turkumidagi UV tipidagi mitti yulduzlar M spektral sinfiga kiruvchi eruptiv o‘zgaruvchan yulduzlar bo‘lib, ba’zan juda qisqa davrli chaqnashlarni boshidan kechiradi. Chaqnash paytida ularning ravshanligi 1 -6 yulduz kattaligigacha o‘zgaradi. Chaqnash bir necha o‘n minutcha davom etgani holda minimal chaqnash boshlanishidan bir necha sekund keyin maksimumga etadi.

§ 6.10. Yangi va o‘tayangi yulduzlar

Eruptiv o‘zgaruvchan yulduzlar-asosan mitti yulduzlar bo‘lib, ularning o‘zgaruvchanligi, vaqti-vaqti bilan qaytalanuvchi chaqnash ko‘rinishida bo‘ladi. Bunday chaqnashlar, mazkur yulduzlardan uloqtirilgan plazmaning uloqtirilishi (erupsisiya) bilan tushuntirilgani uchun ham ular eruptiv o‘zgaruvchan yulduzlar deb yuritiladi. Eruptiv o‘zgaruvchan yulduzlarning yarmidan ko‘pi Aravakash yulduz turkumining RW tipidagi yulduzlardir. Bunday tipdagi o‘zgaruvchan yulduzlarning ravshanligi shu qadar noto‘g‘ri o‘zgaradiki, natijada hech qanday qonuniyat bilan bu o‘zgarishni belgilab bo‘lmaydi. Aravakashning RW tipidagi ma’lum bir yulduz ravshanligi ba’zan juda tez (1 soatda 1 yulduz kattaligiga) o‘zgargani holda, ba’zan juda sekin (1 sutkada 0,1 yulduz kattaligiga) o‘zgaradi. Umuman bunday yulduzlarda ravshanlikning o‘zgarish amplitudasi 0,1 dan 3 yulduz kattaligigacha borishi mumkin. Bu xil fizik o‘zgaruvchan yulduzlarning ko‘pchiligi G‘ spektral sinfidagi yulduzlar bo‘lib, faqat ayrimlarigina V sinfidan M sinfigacha uchraydi.

O‘tayangi yulduzlar - eruptiv o‘zgaruvchi yulduzlar bo‘lib, yorqinligi keskin o‘zgaruvchi (chaqnovchi) yulduzlardir. Ularning chaqnashlari portlash hisobiga bo‘ladi. Portlash tufayli bunday yulduzlarning ravshanligi bir necha kun davomida o‘nlab million marta ortadi ya’ni yulduz kattaligi o‘nlab yulduz kattaligiga ortadi. Yulduz o‘z ravshanligining maksimumiga erishganda, o‘zi joylashgan Galaktika ravshanligiga, undan ham bir necha marta ko‘p ravshanlikka ega bo‘ladi va ravshanligining maksimumida, uning absolyut yulduz kattaligi -18 dan to –19 yulduz kattaligigacha etadi. o‘tayangi yulduzlar o‘z yorqinligining maksimumiga, portlash yuz bergandan keyin 2-3 hafta o‘tgach erishadi va so‘ngra bir necha oy davomida uning yorqinligi 25-30 marta kamayadi. Chaqnash davomida, o‘tayangi yulduzlar umumiy nurlanish energiyasi 10⁴⁸-10 ⁴⁹ erggacha etadi.

Ma’lum galaktikada o‘tayangi yulduzlarning chaqnashi, taxminan 100 yil ichida 1-2 martagina bo‘lishi mumkin. Tarixda bizning Galaktikamizda ham bir necha o‘tayangi yulduzlarning chaqnashi kuzatilgan. Bular ichida Savr yulduz turkumida 1054 yilda Xitoy astronomlari tomonidan kuzatilgani eng quvvatlilaridan hisoblanadi. Bu yulduzni, uning portlashdan so‘ng bir necha kun davomida kunduzi ham ko‘rishning iloji bo‘ldi. 1572 yili boshqa bir o‘tayangi yulduz Tixo Brage tomonidan Kassiopeya yulduz turkumida, 1604 yili esa, Kepler tomonidan Ilon Eltuvchi yulduz turkumida kuzatildi.

Garchi o‘tayangi yulduzlarning chaqnash mexanizmiga doir nazariya hali to‘la ishlab chiqilmagan bo‘lsa-da, hozircha yulduzlarning portlashi, ularni evolyusiyalarining oxirgi stadiyasida vujudga keladigan nomuvozanatlikning oqibati deb qaraladi. Chaqnash paytida bunday yulduzlar, 0,1  1,0 Quyosh massasiga teng o‘z moddasini 6000 km/s tezlik bilan yulduzlararo bo‘shliqqa uloqtiradi.

O‘tayangi yulduzlar ravshanliklarining vaqt bo‘yicha o‘zgarish xarakteri va spektriga ko‘ra ikki tipga bo‘linadi. o‘tayangi yulduz- larning I tipi, II tipiga nisbatan 5-10 marta ravshan bo‘lib, ravshanligining maksimumiga tez erishadi va bu davrda uning spektri tutash spektrga aylanadi. So‘ngra ko‘p o‘tmay uning spektrida keng nurlanish polosalari paydo bo‘ladi. o‘tayangi yulduzlarning II tipiga tegishli yulduzlarning spektrida vodorod, geliy, azot va boshqa elementlarning yutilish va nurlanish chiziqlari paydo bo‘ladi.

O‘tayangi yulduzlarning I tipi chaqnashdan so‘ng o‘z maksimumiga taxminan 15 sutkalarda erishib, bir necha kun maksimum holatda bo‘ladi, shundan so‘ng 20-30 kunda ravshanligi 2 - 3 yulduz kattaligiga kamayib, keyin ravshanligining kamayishi sekin-asta kechadi va sal kam bir yilda (300-350 kunda) dastlabki holatiga qaytadi. Jami bo‘lib 60 dan ortiq o‘tayangi yulduzlarning fotosuratlari olingan.

24-Ma’ruza. Somon Yo'li galaktikasi va uning ichki tuzilishi. Galaktikamiz tashkil etuvchilari va yulduzlar taqsimoti. Quyosh sistemasi harakati. Yulduzlarning tarqoq va sharsimon to'dalari.

VII-bob. GALAKTIKA ASTRONOMIYASI ASOSLARI

§ 7.1. Somon Yo‘li Galaktikasi va uning ichki tuzilishi

Astronomiya fani jadal rivojlanib kelayotgani bizga ma’lum. Uning asosiy bo‘limlaridan biri “ yulduzlar astronomiyasi” deyilib, u bizning yulduzli uyimiz – Somon Yo‘li Galaktikamizning yulduzlari statistikasi, kinematikasi hamda dinamik evolyusiyasiga oid masalalarni o‘rganish bilan shug‘ullanib kelgan. Oxirgi 30 yil mobaynida yulduzlar astronomiyasi bo‘limi, avvalambor, keskin kengaygan bo‘lsa, undan tashqari u faqat bizning Galaktikamiz yulduzlari bilan chegaralanishi zarurligi ma’lum bo‘ldi. Shu tariqa yulduzlar astronomiyasi bugun “Galaktika astronomiyasi” nomini oldi.

Gap bizning Galaktikamiz haqida borayotganini bildirish maqsadida uning bosh harfi doim katta yozilishi kelishib olingan. Biz uning ichidan joy olganimiz sababli, Koinotning aynan shu ob’ektining ichki tuzilishi kabi masalalarni o‘rganishimiz ancha qiyin. Uni Erdan turib ko‘rish maqsadida obi-havo ochiq va Oysiz kechada osmonga qarasak, yulduzlardan iborat yoriq bir yo‘lni ko‘ramiz. U somon sepib chiqilgan uzun yo‘lga o‘xshaydi. Somon Yo‘liga teleskop bilan qaralsa, u g‘ij-g‘ij yulduzlardan tashkil topganini ko‘rish mumkin. Ushbu yulduzlarnig barchasi (ular 120 mlrd. dan ortiq) birgalikda bizning Galaktikamizni tashkil qiladi.

7.1 – rasm

Somon Yo‘lida “chaqaloq” yulduzlarni, turli qaynoq gigant va o‘ta gigant yulduzlarni, rentgen manbalarini, umri oxiriga etgan yoki so‘ngan yulduzlarni, ichki zichlig o‘ta zich bo‘lgan qator obektlar turlarini hamda yulduzlarning tug‘ilish o‘choqlarini, xususan, molekulyar bulutlarni kuzatamiz. Galaktikamizning shakli, o‘xshatish qilib aytganda, ikkita tarelkani og‘ziniog‘ziga qaratib bir-birini ustiga qo‘ygandagi ko‘rinishga juda o‘xshab ketadi. Galaktikamizda alohida yulduzlardan tashqari yulduzlarning to‘dalari ham mavjud. Bunday to‘dalar tarqoq va sharsimon ko‘rinishlarda uchraydi. Shuningdek, Galaktikamizda katta miqdorda vodorodning turli siyrak gazlari va chang zarralaridan tashkil topgan diffuz, gazchang tumanliklari ham mavjud.

Galaktikamiz o‘lchami haqida gapirsak, uning diametri 100 ming yorug‘lik yiliga teng bo‘lib, markazidan taxminan 30 000 yorug‘lik yili masofada Quyosh sistemasi joylashgan. Galaktikamizning bizga eng yaqin joylashgan yulduzigacha masofa 4,3 yorug‘lik yiliga teng bo‘lib, bizdan eng uzoq qismlarigacha masofa salkam 80 ming yorug‘lik yiligacha boradi.

7.2 - rasm

Galaktikamiz tuzilishi bo‘yicha u markaziy yadro, atrofida elliptic ko’rinishga ega bo'lgan balj deb ataluvchi qavariq qism, ekvatorial disk, so’ngra galo va nihoyat tojdan iborat. Uning disk tekisligida asosan spiralsimon tarmoqlar kuzatiladi Galaktikamizning markazidagi yadrosi Qavs yulduz turkumiga proeksiyalanib, u bu yo‘nalishdagi mavjud qoramtir tumanliklar tufayli bizga ko‘rinmaydi. Infraqizil nurlarda uni kuzatish, markaziy yadro qismining burchakli o‘lchami taxminan bir necha gradusni tashkil qilishi aniqlangan.

Galaktikamiz, sinfiga ko‘ra, spiral galaktika bo‘lib, uning markaziy qismida ikkita spiral tarmoqni ulab turuvchi bar ( ulagich ) borligi uchun uni SB sinfiga kiritish taklif qilinmoqda. Uning markazida o‘lchami 10 pk atrofidagi tez aylanuvchi ob’ekt kuzatiladi. U, quyuq gazchang materiya bilan o‘ralgan hamda ultrabinafsha va ko‘zga ko‘rinadigan nurlarni kuchli yutadigan yulduzlarning o‘ta zich to‘dasiga o‘xshaydi. Shuningdek u, tabiati jihatidan bizga hozircha butunlay noma’lum ob’ekt bo‘lishi ham ehtimoldan holi emas. Lekin Galaktikamiz yadrosi markazida massasi taxminan kamida 4 million Quyosh massasiga yaqin bo’lgan qora o’ra mavjud deb hisoblanmoqda. Shuni aytib o’tish o’rinliki, massiv yulduzlar evolyusiyasining oxiri qora o’ra bilan yakunlanib, Galaktikamizning boshqa qismlaridagi bunday o’ralar soni bir necha millionni tashkil qiladi. Galaktika markazidan 3 kpk masofada, radioastronomik metod yordamida, markazdan chetga tomon 50 km/s tezlik bilan kengayayotgan vodorod xalqasining shohobchasi topilgan.

Galaktikamiz diskining Quyosh joy olgan qismi atrofida bir necha spiral tarmoqlar topilgan bo‘lib, ular bo‘ylab yosh yulduzlarning tarqoqsimon to‘dalari, yulduzlararo gaz-chang materiya, yubduzlarning tug‘ilish o‘choqlari joylashgan.

7.3 - rasm

Masalan, Orion yulduz turkumida joylashgan yosh va turli qaynoq yulduzlar «Orion engi» deb ataluvchi tarmoqni hosil qilib, uning bir chetida Quyosh joylashadi. Bundan tashqari galaktikamizda yana ikki yirik tarmoqlar  Qavs engi tarmog‘i (Galaktika markazi tomonda) va Persey tarmog‘i (Galaktika markazidan qarama-qarshi tomonda)ning mavjudligi aniqlandi (7.3 -rasm).

Galaktikamizning tashkil etuvchilari

Demak, Galaktikamizning katta masshtabdagi ichki tuzilishi asosan ma’lum yupqa disk, uning markazida kichik yadro, atrofida qafariq balj, diskni o’rab turuvchi nisbatan katta ellipsoidal galo va undan keyin ulkan tojdan iborat ekan. Kuzatuvlarga ko‘ra, ushbu har bir qismning o‘zining ayrim boshqa qismda deyarli uchramaydigan ob’ektlari mavjud. Lekin hozircha, o‘zaro keskin farq qiluvchi qismlar ob’ektlari aniq ajratib ulgurilgani yo‘q, ammo o‘rta hisobda Galaktikamiz tarkibi va tuzilishi jihatidan uni 2 ta tashkil etuvchilarga oson ajratish mumkin. Qizig‘i shundaki, ularda biri qismida ikkinchisi kuzatilmaydi va teskarisi. Ular nomi “tekislik” va “sfera” tashkil etuvchilar deb ataladi.

Tekislik tashkil etuvchi qism Galaktimiz diski va unga yaqin fazodan joy olgan bo‘lib, tarkibiga yosh, qaynoq bo‘lgan, spektral sinflari O va B turlariga mansub yulduzlar, eng yosh qaynoq yulduzlar, uzun davrli sefeidlar, yangi va o’ta yangi yulduzlar, molekulyar va turli gaz-chang bulutlari hamda yulduzlarning tarqoqsimon to’dalari kiradi.Bu obyektlar Galaktikaning Somon Yo’li qismida joylashib, lekin ular uning yadrosi va uning atrofida kuzatilmaydi deyish mumkin. Ba’zan bu ob’ektlarni ba’zi avtorlar I – tur to’plami yoki tashkil etuvchilari ham dedilar. II – tur to’plami yoki “sfera” tashkil etuvchilarlar esa, asosan, yulduzlarning sharsimon to’dalari, qisqa davli sefeidlar, subkarliklar va turli qari yulduzlar, hususan, qora o’ralardan iborat. II – tur ob’ektlari Galaktikamizning galo va, qisman, yadro qismida kuzatiladi. Demak, Galaktikamiz evolyusiyasining bosh bosqichlarida dastlab sfera tashkil etuvchilar ob’ektlari tug’ilib, keyinchalik esa ma’lum modda uning ekvator qismida yig’ilib, undan I – tur ob’ektlari vujudga kelgan. Shu sababli tekislik tashkil etuvchilarda metallilik miqdori nisbatan anacha katta.

Galaktikamizning yuqorida aytilgan qator qismlarining aniq tarkibi va chegarasini ko’rsatish uchun birinchi navbatda ular yulduzlarigacha bo’lgan masofani bilish talab etadi. Yulduzlargacha masofalarni bilish, ularning fazodagi taqsimotini aniqlashga, binobarin Galaktikaning sktrukturasini o‘rganishga imkon beradi. Galaktikaning turli qismlarida yulduzlar sonini xarakterlash uchun yulduzlar soni bo’yicha zichligi tushunchasi kiritiladi. Yulduzlar zichligi 1 parsek kub hajmdagi yulduzlarning sonini xarakterlaydi. Hisob-kitoblar Quyosh atrofidagi zonada yulduzlarning zichligi 0,12 parsek kub ekanligini ma’lum qildi.

Osmonning turli qismlarida yulduzlarning zichligini aniqlash uchun har bir kvadrat gradusdagi yulduzlar sonini hisoblash zarur bo‘ladi. Bunday hisoblashlar yulduzlar soni Galaktika ekvatoriga yaqinlashganimiz sari oshib borishini ko‘rsatdi. Bu hol Galaktikamiz, uning aylanish o‘qi bo‘ylab siqilgan ko‘rinishda bo‘lib, Somon Yo‘li uning markaz atrofida aylanish o‘qiga perpendikulyar eng katta radiusli qismiga to‘g‘ri kelishini va Quyosh (aniqrog‘i Quyosh sistemasi) aynan shu simmetriya tekisligi yaqinida yotishini ma’lum qiladi.

Galaktikamiz strukturasiga tegishli, boshqa bir muhim xulosaga, uning ma’lum bir sohasida barcha yulduzlarning hisobini birdaniga emas, balki yulduzlar sonini har bir yulduz kattaligigacha alohidaalohida, ya’ni dastlab ko‘rinma yulduz kattaligini m_k kattalikkgacha bo‘lgan yulduzlar soni N_k ni, so‘ngra m_k+1 kattalikkacha bo‘lgan yulduzlar soni N_k+1 ni va hokazo hisoblash orqali erishish mumkin.