Материал: UMK_Umumiy_astronomiya_Fizika

VIII-bob. Galaktikadan tashqi astronomiya

§ 8.1. Galaktikalarning Xabbl klassifikatsiyasi

Birinchi bo‘lib galaktikalarni sinflarga ajratish masalasini amerikalik astronom olim Edvin Xabbl 1925 yili hal etgan. U dactlab galaktikalarni quyidagi 3 ta sinfga ajratish mumkinligini taklif qilgan: elliptik E, spiral S va noto‘g‘ri Ir galaktikalar.

8.1 - rasm. Tipik spiral galaktikalar [5]: NGC 5194 (A), NGC 5236 (B),

NGC 2997 (C) va NGC 628 (D).

E galaktikalarning eng ajoyib xususiyati shunda-ki, ularda ravshanlik galaktika markazidan tashqariga qarab faqat masofa koordinatasi bo‘yicha juda uzluksiz kamayib borib, yaqqol biror ichki tuzilmaga ega emas. Sirtqqi ravshanlikni masofaga bog‘liqligi oddiy empirik munosabat bilan ifodalanishini birinchi bo‘lib Xabbl topgan:

, (8.1)

bu erda V₀ va a – konstantalar bo‘lib, har bir galaktika uchun qiymatlari kuzatuvdan topiladi. Keyinchalik bu munosabat Vokuler tomonidan batafsilroq o‘rganilib, ravshanlik taqsimoti r^0.25 qonuni bo‘yicha juda yaxshi aniqlikda ifoda qilinishini ko‘rsatib bergan.

Agar ravshanlikning bir xil yonma-yon turgan qiymatlarini fazoda birlashtirib chiqsak, unda biz yagona markaz atrofida qator konsentrik (biri birini ichiga olgan) deyarli ellipslar ko‘rinishidagi ta’svir hosil qilinishini guvohi bo‘lamiz. Har qanday elliptik galaktika o‘z bosiqligi

qiymati bilan ma’lum En sinfchalarini tashkil qiladi. Bunda a va b galaktikaning katta va kichik yarim o‘qlari, kvadrat qovus esa kuzatuv asosida hisoblangan qiymatning faqat butun qismi n ga teng deb olinishi lozimligini bildiradi. Kuzatuvlar esa n qiymati 0 dan to maksimum 7 gacha bo‘lishi mumkinligini ko‘rsatgan (8.2-rasm). Bu masalaning fizik sabablari haqida quyida albatta to‘xtalib o‘tamiz.

8.2-rasm. Taniqli elliptik galaktikalar [5]: NGC 205, M49 va M87.

Spiral galaktikalar disksimon ko‘rinishga ega bo‘lib, yadrolari sferoid yoki uzun ulagich ( inglizcha «Bar» ) ekaniga qarab ikki yirik turga ajratiladi: normal S va ulagichli SB. Lekin bu ikki turni o‘zi spirallar qay darajada ochiq yoki yadroga tarang o‘ralgan ekaniga qarab yana qo‘shimcha alohida 3 sinfga bo‘linadilar: a, b, c. Bunda a sinfi - galaktika xajmining nisbatan ancha qismini egallagan yadrosi atrofida tarangroq o‘ralgan, b - yadrosi va spirallar o‘ralganligi o‘rta meyorda va c sinfi – xajmi nisbatan kichik yadro atrofida ochiq o‘ralgan spiral strukturalardan iboratligini (8.3 va 8.4- rasm) bildiradi.

8.3-rasm. Normal spiral galaktikalarning shartli ko‘rinishi.

Noto‘g‘ri galaktikalar na elliptik na spiral strukturaga yaqin. Ularda hech bir simmetriya xususiyati yo‘q. Lekin ob’ektlari nisbatan ravshan bo‘lib, ular uncha massiv emas. Bu sinfni Xabbl Ir deb belgilagan (8.4-rasm). Keyinchalik bu galaktikalarni ular ob’ektlari yoshroq yoki nisbatan qariroq ekaniga qarab ikkita tipga bo‘lish mumkinligi aniqlandi. Natijada Xabbl kuzatuv ma’lumotlari asosida galaktikalarning quyidagi sinflar ketma-ketligini tuzdi (8.4-rasm):

8.4-rasm. Xabbl ketma-ketligi (yoki kamertoni).

1936 yili Xabbl va Shepli markazida yadrosi biroz sezilarli, lekin disksimon qismi albatta mavjud bo‘lib, bosiqligi nisbatan kattaroq elliptik galaktikalarga o‘xshashlarini topishgan va ularni alohida SO sinfi bilan ifodalab, yuqoridagi ketma-ketlikga E7 dan so‘ng kiritishgan. Adabiyotda ushbu galaktikalar linzasimon deb ataladi. Bu turdagi galaktikalarda gaz va changlar ma’lum miqdorda bor, lekin spirallar diskda umuman kuzatilmaydi. Bu klassifikatsiyani Xabbl kamertoni ham deb yuritiladi.

Xabbl linzasimon galaktikalarni quyidagi uch sinfga ajratgan:

SO₁ - disk qismi va uni o‘rab turgan qobiq aniq strukturaga ega bo‘lmay, ular amorfsimon (masalan, NGC 3065, 4684, 1332),

SO₂ - qobig‘i yaqqol ajralgan va ma’lum tuzilishga (xalqaga) ega, disk esa amorfdir (NGC 4459, 4111, 4215).

SO₃ - disk qismi juda yorug‘ va xalqasimon strukturaga ega (yon tomoni bilan ko‘rinadigan SO galaktikalarda seziladi).

1940 yillari 8.4-rasmdagi Xabbl ketma-ketligiga amerikalik olim J.Jins fizik ma’no berish mumkin deb hisoblab, evolyusiya sferik E0 xolatdan elliptik va spiral galaktikalar bosqichlaridan o‘tib, noto‘g‘ri galaktikalargacha davom etadi degan fikrni ilgari surgan. Unga ko‘ra, boshida galaktikaning siqilishi tufayli elliptik galaktikalar, uning aylanishi oshib borishi tufayli esa boshqa galaktikalar yuzaga keladi. So‘ngra uning asta diski paydo bo‘lib, unda spirallar tug‘ilishi ro‘y beradi deb o‘ylagan. Galaktikaning differensial aylanishi tufayli esa spirallar aralashib ketib noto‘g‘ri galaktikalar vujudga kelishini hisoblab chiqqan. Djins nazariyasiga ko‘ra elliptik galaktikalar yosh, noto‘g‘ri galaktikalar esa qari bo‘lishi kerak. Lekin kuzatuvlar noto‘g‘ri galktikalar yosh, elliptik galaktikalar ancha qari ekanini ko‘rsatadi. Turli galaktikalar ichida eng ko‘p foizni, 8.1-jadvalga ko‘ra, umuman olganda

8.1 – jadval

spiral galaktikalar tashkil etadi. O‘rta hisobda esa foiz jihatidan munosabat quyidagichadir:

E : SO : S : Ir q 13 : 22 : 61 : 3. (8.2)

§ 8.2. Galaktikalarning maxalliy guruxi

Bizning Galaktikamiz yakka holdagi avtonom ob’ekt bo‘lmay, balki u galaktikalarning mahalliy guruhiga kirishi birinchi bo‘lib E.Xabbl tomonidan aytib ketilgan edi. Darhaqiqat, ushbu bashorat oxirgi o‘n yilliklar ichida to‘la tasdiqlanib, bugun 35 ga yaqin maxalliy galaktikalar fizik va dinamik bog‘langan gravitatsion sistemani tashkil qilishi aniqlangan. Galaktikalarning mahalliy guruhining o‘lchami kamida 2 Mpk = 2000 kpk (Galaktikamiz o‘lchami optik to‘lqinlarda 30 kpk). Ushbu mahalliy guruh (MG) tuzilishi bo‘yicha shartli ravishda 2 ta kichik guruhning yig‘indisidan iborat deyish mumkin: 1) Galaktikamiz atrofida tahminan 10 dan ortiq galaktikalardan iborat guruhcha; 2) taxminan 20 ta galaktikadan tashkil topgan Andromeda tumanligi (M31) guruhchasi. Ikkinchi guruhcha birinchisiga nisbatan o‘lchami va massasi bo‘yicha kamida 1,5 marta katta. Buning sababi avvalambor M31 ning o‘zi shuncha marotaba bizning Galaktikamizdan katta ekani va nihoyat eng yirik yo‘ldoshi M33 spiral galaktika ekanligi bilan bog‘liq. 9-jadvalda MGning bugungi kunda ma’lum bo‘lgan a’zolari ularning eng zarur xarakteristikalari asosan Sidney van den Bergning 1999 yildagi ma’lumotlariga ko‘ra berilgan [6]. MGning barcha a’zolari massalarini alohida aniqlash haddan tashqari qiyin masala, lekin o‘zining optik diapazondagi to‘la massasi hisob-kitoblarga ko‘ra (2,3 ± 0,6) x 10¹² M_q teng bo‘lib, bunda ko‘rinmas massa umuman hisobga olinmagan. MGning inersiya markazi Andromeda tumanligi va Galaktikamiz orasida joylashgan bo‘lib bizdan taxminan 460 kpk masofada joylashgan va u M31 ga ancha yaqin (≈300 kpk). Ikkita oilaning tashqarisidagi asosiy massani ayrim mitti noto‘g‘ri galaktikalar tashkil qiladi. Ushbu MGning to‘la yorqinligi –22^m absolyut yulduziy kattalik bilan xarakterlanib massaning bu yorqinlikka nisbati taxminan 44 ± 12 ga teng. Uning tashqi chegarasiga yaqin joylarida optik diapazonda ko‘rinmaydigan ayrim noyob galaktikalar bor. Masalan, Baade ob’ekti kuzatilib, uning o‘lchami atigi 5 kpk, massasi esa 4 x 10⁸ M_q dir.

Quyosh sistemasi MGga nisbatan 306 ± 18 km/sek tezlikka ega bo‘lib, bu xarakat galaktik koordinatalari l = 99⁰, b = -4⁰ nuqta tomonga yo‘nalgan MGning ichki qismida ob’ektlarining tezlik dispersiyasi 61 ± 8 km/sek. Bugungi kunda uning faqat 8 ta galaktikasi uchun nuriy tezlik qiymatlari noma’lum. 9-jadvalning oxirgi ustunida har bir galaktikaning inersiya markazidan uzoqligi qiymatlari berilgan. Bu bo‘yicha osongina MG xaritasini tuzish mumkin. Nuriy tezlik, masofa r va astronomik koordinatalari yordamida MGda ayrim qo‘shaloq va karrali galaktikalarni aniqlash mumkin. Ko‘rinib turibdiki M31, M32, NGC 205 va And III galaktikalar uchun yuqoridagi parametrlar deyarli bir xil.

Bugungi kunda qator kuzatuvchi astrofiziklar MG tuzilishi va fizik xarakteristikalari bo‘yicha faol tadqiqot olib borishmoqda. MG a’zolari yildan-yilga asta oshib boryapdi. O‘rta hisobda bir yilda 1-2 yangi galaktika (asosan mitti) a’zo ekanligi ko‘rsatib kelinmoqda. Shunga qaramay, mavjud a’zolar statistikasi etarlicha o‘rganilgan.

Xususan, MG uchun yorqinlik taqsimoti quyidagi funksiya orqali approksimatsiya qilingan [6]:

(8.3)

Bu erda L* - xarakteristik yorqinlik, α = -1,1 ± 0,1. MG galaktikalari uchun absolyut yulduziy kattalik bilan galaktikalar metalliyligi [Fe/H] orasidagi empirik munosabat

8.5-rasm. Mahalliy galaktikalar guruhining qo‘shaloq

o‘zagi tuzilishi.

esa quyidagicha:

. (8.4)

Yuqoridagi jadval asosida galaktikalarning MG inersiya markazidan uzoqligi bo‘yicha gistogramma ham tuzish mumkin. Unga ko‘ra, MGda eng zich soxa 300 kpk < r_c < 600 kpk.

Shuni ta’kidlab o‘tish lozimki, MGga o‘xshash guruhlar Koinotda etarlicha ko‘pdir. Uning qo‘shni guruhi Antlia-Sextnans hisoblanib, u uchun masofa r_c = 1700 kpk. Tadqiqotlarga ko‘ra, bu guruhlar nisbatan beqaror bo‘lib, keyinchalik asta a’zolari tarqalib massasi uzluksiz kamayib borishi aniqlangan.

Quyida MGning asosiy a’zosi hisoblangan Andromeda tumanligiga oid zarur fizik ma’lumotlar keltirilgan.