1- §. Ko‘rinmà yulduz kàttàligi Yulduzlar – Koinotning eng keng tarqalgan obyektlari hisob

1- §. Gàlàktikàlarning ochilishi. Bizning Galaktika

123- rasm. Galaktikamizning ust va yon

tomondan ko‘rinishi.

Quyosh

Quyosh

30000 

yo.y.

50000 

yo.y.

222

IX. Kîinîtning tuzilishi và evîlutsiyasi

nishini mà’lum qilàdi. Bàrchà yulduzlàr, jumlàdàn, Quyosh (o‘z

«îilà à’zîlàri» – plànåtàlàrni ergàshtirib), Gàlàktikàmiz yadrîsi

àtrîfidà  Sîmîn  Yo‘li  tåkisligigà  (Gàlàktikàmizning  ekvàtîr

tåkisligi hàm dåyilàdi) pàràllål ràvishdà àylànàdi. Bundà yulduz-

làrning tåzliklàri ulàrning Gàlàktikàmiz yadrîsigà yaqin yoki uzîq

jîylàshishigà ko‘rà hàr xil bo‘làdi. Quyosh và uning yaqinidà

jîylàshgàn yulduzlàrning àylànish tåzliklàri såkundigà 240 km ni

tàshkil qilib, àylànish dàvri tàxminàn 200 mln yilgà tångdir.

1. Tashqi galaktikalar qachon va kim tomonidan ochildi?

2. Tashqi galaktikalar qanday usul bilan topildi?

3. Somon Yo‘li Galaktikamizning qanday qismiga to‘g‘ri keladi?

4. Galaktikamizda taxminan qancha yulduz bor?

5. Uning o‘lchamlari haqida nima bilasiz?

6. Galaktikamizning ko‘rinishini ko‘z oldingizga qanday keltirasiz?

7. Quyosh sistemasi Galaktikamizning qayeridan joy olgan?

8. Galaktikamizda  yulduzlardan  tashqari  yana  qanday  yirik

obyektlar bor?

124- rasm.  Galaktikamizning  spiral  «yenglari»  (ust  tomondan

qaralganda).

Quyosh

240

°

180

°

120

°

90

°

60

°

30

°

270

°

300

°

330

°

0

°

Bosh  yeng

Oraliq yeng

Ichki yeng

Optik kuzatishlar

Radiokuzatishlar

Galaktika

markazi

0 2 4 kpk

Tashqi yeng

223

2- §. Yulduzlàrning shàrsimîn và sîchmà to‘dàlàri

Galaktikamizda  yulduzlàr  fàqàt  yakkà  hîldà  uchràmày,

o‘zàrî dinàmik bîg‘làngàn hîldà qo‘shàlîq, uchtàdàn, to‘rttàdàn

và nihîyat judà ko‘p sînli – yuzlàb, minglàb to‘dà shàklidà hàm

uchràydi. O‘nlàb yulduzlàrdàn bir nåchà minggàchà yulduzlàrni

o‘z ichigà îlib, o‘zàrî dinàmik bîg‘làngàn yulduzlàrning sistå-

màlàri yulduz to‘dàlàri yoki g‘ujlàri dåb yuritilàdi.

Tàshqi ko‘rinishigà ko‘rà yulduz to‘dàlàri ikki guruhga –

sîchmà và shàrsimîn to‘dàlàrgà bo‘linàdi. Sîchmà yulduz to‘dàlàri

bir nåchà o‘n yulduzdàn bir nåchà minggàchà yulduzlàrni o‘z

ichigà îlgàni hîldà, shàrsimîn to‘dàlàr o‘n mingdàn yuz ming-

gàchà yulduzlàrni o‘z ichigà îlàdi.

Gàlàktikàmizdà 800 gà yaqin sîchmà yulduz to‘dàlàri bo‘lib,

ulàrning diàmåtri 1,5 pàrsåkdàn 20 pàrsåkkàchà bîràdi. Sîchmà

yulduz to‘dàlàrining yaxshi o‘rgànilgàn vàkili – Sàvr yulduz

turkumidàgi Hulkàr dåb nîmlàngàn to‘dà bo‘lib, Quyosh sistå-

màsidàn o‘rtacha 130 pàrsåkli màsîfàdà jîylàshgàn (125- ràsm).

Bîshqà bir sîchmà yulduz to‘dࠖ Giàdlàr esà bizdàn salkam

40 pk li màsîfàdà yotàdi.

Shàrsimîn yulduz to‘dàlàri sîchmà yulduz to‘dàlàridàn ki-

myoviy tàrkibi bilàn fàrqlànàdi. Xususàn, sîchmà yulduz to‘dàlà-

rining spåktridà îg‘ir elåmåntlàrning miqdîri 1–4 prîtsåntni

tàshkil qilgàni hîldà, shàrsimîn

to‘dàlàrdà  àtigi  0,1–0,01  prît-

såntni tàshkil qilàdi. Bundày hîl

mà’lum gàlàktikàdà shàrsimîn và

sîchmà yulduz to‘dàlàrining pàydî

bo‘lishidà turlichà shàrîit màvjud

bo‘lgànidàn dàlîlàt båràdi. Shu-

ningdåk,  bu  shàrsimîn  to‘dàlàr

hàli  îg‘ir  elåmåntlàrgà  bîyib

ulgurmàgàn sfårik shakldàgi prî-

tîgàlàktik gàz tumànligidàn pàydî

bo‘lgàn dågàn ilmiy gipîtåzàning

tug‘ilishigà sabab bo‘lgan.

2- §. Yulduzlàrning shàrsimîn và sîchmà to‘dàlàri

125- rasm.  Hulkar  deb

nomlangan  yulduzlarning

sochma to‘dasi.

224

IX. Kîinîtning tuzilishi và evîlutsiyasi

Shàrsimîn to‘dàlàr, yul-

duzlàrining ko‘pligi và àniq

sfårik shakligà ko‘rà, sîchmà

yulduz  to‘dàlarigà  nisbàtàn

yulduzlàr fînidà yaqqîl àjràlib

ko‘rinàdi. Shàrsimîn to‘dà-

làrning o‘rtàchà diàmåtri 40 pk

àtrîfidà bo‘lib, Gàlàktikàmiz-

dà bunday to‘dàlàrdan 100 gà

yaqini  topilgan.  Shàrsimîn

to‘dàlàr, sîchmàlàridàn fàrq

qilib, Gàlàktikàmizning màr-

kàzigà tomon ularning kîn-

såntràtsiyasi kåskin îrtib bî-

ràdi. Shàrsimîn to‘dàlàrning

tipik vàkili Gårkulås yulduz turkumidà jîylàshgàn Ì–13 deb

nomlangan to‘da bo‘lib, u 20 minggà yaqin yulduzni o‘z ichigà

îladi, bizdàn uzîqligi 24 ming yorug‘lik yiligà tång (126- rasm).

1. Yulduz to‘dalari necha xil bo‘ladi?

2. Sharsimon yulduz to‘dalarining o‘lchamlari va tarkibi haqida

nimalar bilasiz?

3. Sochma yulduz to‘dalari sharsimonlaridan qanday farq qiladi?

4. Sochma yulduz to‘dalari o‘lchamlari va tarkibi haqida gapirib

bering.

5. Sharsimon va sochma yulduz to‘dalarining vakillari sifatida qaysi

to‘dalarini bilasiz?

3- §. Yulduzlararo chang va gaz

Yulduzlar osmoni tushirilgan fotorasmlarda ular bir tekis taq-

simlanmaganini sezish mumkin. Buning asosiy sababi, ayrim –

yulduzlar kam kuzatiladigan sohalarda nurlanishni kuchli yuta-

digan yirik chang materiyaning borligidir. Yulduzlararo bunday

nurlanishni kuchli yutuvchi materiyaning borligini bundan yuz

yildan ko‘proq vaqt oldin taniqli astronom Y.V.Struve bashorat

qilgan  edi.  1930- yillarda  yulduzlararo  bunday  muhitning

mavjudligi uzil-kesil tasdiqlandi.

126- rasm.  20000  dan  ortiq

yulduzni  qamragan  M–13

yulduzlarning  sharsimon  to‘dasi.

225

Bunday nurlanishni kuchli

yutuvchi chang muhitining

borligiga Janubiy Krest yul-

duz turkumida proyeksiya-

lanadigan «Ko‘mir qopi» va

Orion yulduz turkumida joy-

lashgan «Ot boshi» tuman-

liklari  yorqin  misol  bo‘la

oladi (127- rasm).

«Ko‘mir qopi» qora tu-

manligi bizdan 150 pk ma-

sofada,  o‘lchami  8  pk  ga

yaqin Somon Yo‘lidagi tu-

manlik  bo‘lib,  uning  bur-

chak o‘lchami 3

°

 ni tashkil

etadi. Teleskop bilan kuzatil-

ganda uning ko‘rish chegarasida kuzatiladigan xira yulduzlarning

soni tumanlikdan tashqarida shunday maydonda kuzatiladigan

yulduzlar sonidan taxminan 3 martacha kam chiqadi. Bundan

«Ko‘mir qopi» undan narida joylashgan yulduzlarning nurla-

nishlarini yutib, ularning nurlanishlarini qariyb 3 marta kamay-

tiradi degan xulosa kelib chiqadi. Bunday yutilish yulduzlarning

ko‘rinma kattaligini

∆

m 

= 

1,2

m

kattalikka o‘zgarishiga olib keladi.

Galaktikada bunday tumanliklar ko‘p bo‘lib, xususan, Oqqush

yulduz turkumidan boshlanib, Burgut, Ilon, Qavs va Aqrab yul-

duz turkumlarigacha cho‘zilgan chang tasmasi, Somon Yo‘lining

bu qismida yulduzlarning bizdan «yashirib», unda ulkan qora

ayrilikni vujudga keltirgan. Ayniqsa, Galaktika markaziga tomon

yo‘nalishda (Qavs yulduz turkumi tomonida) qora tumanlik juda

quyuq bo‘lib, biz uchun qiziq sanalgan Galaktikamizning mar-

kaziy quyulma qismini ko‘rishni qiyinlashtiradi.

Yulduzlararo fazoda nurni yutuvchi bunday moddaning bor-

ligi, yana bir hodisa – nurning yulduzlararo qizarishi bilan tasdiq-

langan.  Bu  hodisani  miqdor  jihatidan  xarakterlash  uchun,

3- §. Yulduzlàraro chang va gaz

127- rasm.  Mashhur  «Ot  boshi»  deb

ataluvchi  chang  tumanlik.

15 – Astronomiya

226

IX. Kîinîtning tuzilishi và evîlutsiyasi

yulduzning kuzatilgan rang ko‘rsatgichi Cl

k

 bilan uning spektriga

mos rang ko‘rsatkichi Cl

s

 orasidagi farq bilan belgilanadigan rang

orttirmasi CE degan tushuncha kiritiladi: CE

=

Cl

k

−

Cl

s

. Aniq bir

rangdagi yutilish kattaligi yulduz kattaligining o‘zgarishi bilan

quyidagicha ifodalanadi:

∆

m

 = γ

CE,

bu yerda 

γ

 – proporsionallik koeffitsiyentini ifodalab, agar yutilish

fotografik yulduz kattaliklarida ifodalansa, 4 ga yaqin sonni, agar

vizual yulduz kattaliklarida ifodalansa, 3 ga yaqin sonni beradi.

Yulduzning haqiqiy yulduz kattaligi m

0

 uning kuzatilgan

yulduz kattaligi m

k

 orqali quyidagicha topiladi:

m

0

 = 

m

k

 − ∆

m

 = 

m

k

 − γ

CE.

Quyosh atrofida 1000 pk li masofada joylashgtan yulduzlar

uchun rang orttirmasi 0,5

m

 ga teng bo‘lib, unga mos 

∆

m

∆

m

 = 

1,5

m

,

boshqacha aytganda, bu yulduzlarni ko‘rinma nurlanishlari yul-

duzlararo  yutuvchi  muhit  tomonidan  taxminan  4  martacha

susaytirilgan bo‘lar ekan.

Gazsimon tumanliklar. Tim qorong‘i osmonda yulduzlararo

gaz hatto qurollanmagan ko‘z bilan ham ko‘rish mumkin bo‘lgan

eng mashhur gaz tumanlik Orion yulduz turkumida joylashgan

bo‘lib, uning eni 6 pk gacha cho‘zilgan (128- rasm). Shuningdek,

Qavs yulduz turkumida Laguna, Omega va Uchtarmoqli, Oqqush

yulduz turkumida Shimoliy Amerika va Pelikan, Yakkashox yul-

duz turkumida Rozetka (129- rasm) kabi taniqli gaz tumanliklar

mavjud. Bu xildagi jami obyektlarning soni 400 ga yaqin.

Bu tumanliklarning spektri vodorodning H

α

 va H

β

, ikki qayta

ionlashgan kislorodning OIII chiziqlari (

λ = 

5007  A

o

, 

λ = 

4950  A

o

),

azot va boshqa elementlarning emission chiziqlaridan tashkil

topib, tutash spektri juda xira fonda ko‘rinadi. Aksariyat hollarda

tumanlikning ichida yoki uning yon atrofida qaynoq O yoki B0

sinfiga tegishli yulduz uchraydi. Bunday yulduz quvvatli ultrabi-

nafsha nurlanishning manbayi bo‘lib, uning yaqinida joylashgan

tumanlik gazining atomlari tomonidan yutilib, ularni ionlanishiga

227

va nurlanishga majbur etadi. Bunda yulduzning quvvatli ultrabi-

nafsha nurlanishining asosiy qismi gaz atomlarini ionlashtirishga

sarf bo‘lib, kam qismi, oqibatda issiqlikka aylanadigan elektronlar-

ning kinetik energiyasini orttirishga ketadi.

Ionlashgan gazda erkin elektronlarning atom bilan bog‘langan

holatga o‘tishi bilan kechadigan rekombinatsiya hodisasi kuzatilib,

bunda atomlar, dastlab yutilgan qattiq ultrabinafsha nurlarning

kvantlari o‘rniga, ko‘zga ko‘rinadigan diapazonda, nisbatan kam

energiyali bir necha kvantlarda nurlanadi, boshqacha aytganda,

fluoressensiya hodisasi ro‘y beradi.

Tumanlikda bu jarayon tufayli qaror topgan 10

4

 K ga teng

temperatura mazkur tumanlikning issiqlik radionurlanishi orqali

tasdiqlanadi.

Neytral vodorodning Galaktika bo‘ylab taqsimlanishi. Vodo-

rodning yulduzlararo fazodan joy olgan sovuq gazlarda kuzatiladi-

gan neytral chizig‘i, bu sohalarning fizik xossalari va tabiatlarini

qisman bo‘lsa-da o‘rganishga imkon beradi. Galaktikamizda

neytral vodorodning taqsimlanishi to‘g‘risidagi to‘la ma’lumotni

vodorodning bevosita nurlanishini o‘rganish asosida qo‘lga kiritish

mumkin. Bunga neytral vodorodning, radiodiapazonda, 21 sm li

to‘lqindagi nurlanishlarini o‘rganish orqali erishiladi.

21 sm li to‘lqin uzunligida nurlanayotgan vodorod atomining

umumiy soni shu qadar ko‘pki, natijada galaktika tekisligida

yotgan qalinligi 1 kpk li muhit 21 sm li radionurlanishlar uchun

3- §. Yulduzlàraro chang va gaz

128- rasm.  Orion  yulduz

turkumidan  joy  olgan  ulkan

Orion gaz tumanligi.

129- rasm. Yakkashox yulduz

turkumidagi «Rozetka» gaz

tumanligi.

228

IX. Kîinîtning tuzilishi và evîlutsiyasi

butunlay tiniqmas holatda bo‘ladi. Shuning uchun ham Galaktika

tekisligida yotgan neytral vodorod harakatsiz holda bo‘lganda,

uning 1 kpk li masofadan, ya’ni Galaktika radiusining 6 protsent

qismidan narida ko‘rishning iloji yo‘q. Biroq bu hol faqat Galak-

tika markazi va unga qarama-qarshi yotgan yo‘nalishlar uchun-

gina o‘rinli bo‘lib (chunki bu yo‘nalishlarda harakatlar qarash

chizig‘iga perpendikular yo‘nalishda bo‘lib, uning radial tashkil

etuvchisi nolga teng bo‘ladi), qolgan barcha yo‘nalishlarda, Galak-

tikaning aylanishi tufayli, turli obyektlarning nuriy tezliklarining

farqi masofaning ortishi bilan ortib boradi. Shuning uchun ham

Galaktikaning nuriy tezligining ma’lum qiymati bilan xarakter-

lanadigan  turli  sohalari  o‘rganilayotgan  to‘lqin  uzunligining

dopplercha siljishi tufayli 21 sm li to‘lqin uzunligidan sal uzunroq

va sal qisqaroq «xususiy» to‘lqin uzunligi bilan nurlanadi. Har bir

to‘lqin uzunligiga mos radiospektr chizig‘ining profili Galakti-

kamiz differensial aylanish effektining kattaligiga mos masofada

gaz zichligi haqida ma’lumot beradi.

1. Yulduzlararo chang muhit qanday aniqlangan?

2. Yulduzlararo chang orqali o‘tgan yulduzlarning nurlanishida

qanday o‘zgarishlar bo‘ladi?

3. Diffuz gaz tumanliklar chang tumanliklardan nimasi bilan farq

qiladi?

4. Diffuz gaz tumanliklarning spektri qanday xususiyatlarga ega?

5. Diffuz tumanliklarning nurlanishiga sabab nima?

6. Yulduzlararo chang va diffuz tumanliklar ichida eng taniqli-

larining nomlarini ayting.

4- §. Gàlàktikàdà yulduzlàrning tàqsimlànishi

(mustaqil o‘qish uchun)

Yulduzlàrgàchà màsîfàlàrni bilish ulàrning fàzîdàgi tàq-

simîtini àniqlàshgà, binîbàrin, Gàlàktikàmizning strukturàsini

o‘rgànishgà imkîn båràdi. Gàlàktikàning turli qismlàridà yulduzlàr

sînini baholash uchun yulduzlàrning zichligi tushunchàsi kiri-

tilàdi. Yulduzlàrning zichligi 1 kub parsåk hàjmdàgi yulduzlàrning

sînini xàràktårlàydi. Hisîb-kitîblàr, Galaktikamizning Quyosh

229

àtrîfidàgi sîhàdà yulduzlàrning zichligi 0,12 ekànligini mà’lum

qiladi. Bu degani, 8 pk

3

 dan ortiqroq hajmga bitta yulduz to‘g‘ri

keladi degani bo‘ladi.

Îsmînning turli qismlàridà yulduzlàrning zichligini àniqlàsh

uchun osmonning hàr bir kvàdràt gràdus yuzasiga to‘g‘ri kelgan

yulduzlàr sînini hisîblàsh zàrur bo‘làdi. Bundày hisîblàshlàr,

yulduzlàrning kînsåntràtsiyasi, Sîmîn Yo‘li tekisligiga yaqinlàsh-

gàn sàyin  kåskin îrtib bîrishini ko‘rsàtàdi. Bu hîl Gàlàktikàmiz

o‘qi bo‘yicha siqilgàn ko‘rinishda bo‘lib, Sîmîn Yo‘li uning

o‘qidàn eng kàttà ràdiusli qismigà to‘g‘ri kålishini va Quyosh

(àniqrîg‘i, Quyosh siståmàsi) àynàn shu simmåtriya tåkisligi yaqi-

nidà yotishini mà’lum qiladi (123- rasmga qarang).

Yulduzlarni Galaktikamizda taqsimlanishi to‘g‘risidagi boshqà

bir muhim xulîsàgà ko‘ra, osmonning mà’lum bir sîhàsidà bàrchà

yulduzlàrning hisîbini birdànigà emàs, bàlki hàr bir yulduz kàttà-

ligigà àlîhidà-àlîhidà, ya’ni dàstlàb ko‘rinmà yulduz kàttàligi

m

≤

k yulduzgàchà bo‘lgàn yulduzlàr sînini, so‘ngrà m

≤

k

+

1

kàttàlikkàchà bo‘lgàn yulduzlàr sînini và hokazî hisîblàsh îrqàli

erishish mumkin.

Àgàr bundà yulduzlàrning zichligi màsîfàning îrtishi bilàn

o‘zgàrmàydi và ulàrning bàrchàsi bir xil yorqinlikkà egà dåb faraz

qilinsa, u hîldà yulduzlàr xiràlàshgàn sàyin (ya’ni ko‘rinmà yul-

duz kàttàliklàri îrtgàn sàyin) ulàr sînining îrtib bîrishi, îsmîn-

ning qaralayotgan àniq yuzà birligigà prîyåksiyalànàyotgàn hàjm-

ning îrtà bîrishi tufayli îsîn tushuntirilàdi. Îsmînning mà’lum

bir  sîhàsidà  m  yulduz  kàttàligiga  và  undàn  kichik  ko‘rinma

kattalikka ega bo‘lgan yulduzlàr, ilgari aniqlangan M

 = 

m

+ 

5

 − 

5 lg r

formulaga ko‘ra ushbu ràdius bilàn chågàràlàngàn shàr sektori

ichidà jîylànàdi:

lg r

m

 = 

1

 + 

0,2(m

 − 

M).                       (1)

Bàrchà yulduzlàrning yorqinliklàri bir xil dåb îlgànimiz tu-

fayli ularning bàrchàsining àbsîlut yulduz kàttàliklàri hàm bir xil

Ì bo‘làdi. Unda m

 + 

1 yulduz kàttàligigà tång và undàn kichik

yulduz kattaligiga ega bo‘lgan yulduzlàr esà r

m

+

1

 ràdiusli shàr

såktîri ichidà yotib, u

4- §. Gàlàktikàdà yulduzlàrning tàqsimlànishi

230

IX. Kîinîtning tuzilishi và evîlutsiyasi

lg r

m

+

1

 = 

1

 + 

0,2[(m

 + 

1)

 − 

M]                    (2)

dàn tîpilàdi.

Bu tånglàmàlàrdàn kåyingisidàn îldingisini àyirsàk,

lg r

m

+

1

 − 

lg r

m

 = 

0,2  yoki  

+

=

1

lg

0,2

m

m

r

r

               (3)

ga erishamiz.

Yulduzlàrning zichligi o‘zgàrmàgàndà, yulduzlàrning sîni

ulàr egàllàgàn hàjmning (binîbàrin ràdiuslàrining) kubigà prîpîr-

siînàl bo‘lishini e’tibîrgà îlsàk,

( )

+

+

=

=

=

3

0,2 3

0,6

1

1

(10 )

10

m

m

m

m

N

r

N

r

,               (4)

bundan

+

=

1

lg

0,6

m

m

N

N

                            (5)

yoki

N

N

m

m

+

≈

1

4                                (6)

bo‘ladi. Bu Zeyeliger qonuni (yoki teoremasi) deyiladi. Birîq,

kuzàtishlàr, m îrtishi bilàn yulduzlàr sîni bu qàdàr tåz îrtmàs-

ligini ko‘rsàtàdi. Xususàn, m ning unchà kàttà bo‘lmàgàn qiymàt-

làri  uchun

 

+

=

1

3

m

m

N

N

  gà  yaqin,  m

 = 

17  kattalikdagi  yulduzlàr

uchun esà 

+

>

1

2

m

m

N

N

 chiqàdi. Àgàr bàrchà yulduzlàrning yorqin-

liklàri bir xil dåb qàràlsà, u hîldà kuzàtilàdigàn 

1

m

m

N

N

+

 nisbàtgà

ko‘rà Quyoshdàn uzîqlàshgàn sàyin yulduzlàrning zichligi o‘zgà-

rishini îsînginà pàyqàsh mumkin. 

1

m

m

N

N

+

 ning kuzàtilgàn qiymàt-

làrini sîlishtirib, Quyoshdàn uzîqlàshàyotgàn bàrchà yo‘nàlish-

làrdà yulduzlàrning zichligi kàmàya bîrishi àniqlàngàn. Àgàr

tànlàngàn yo‘nàlish bo‘yichà yulduzlàràrî bo‘shliqdà nurning

231

sezilarli  yutilishi  bo‘lmàsà,  bundàn  Gàlàktikàmizning  chåk-

làngànligi hàqidà xulîsà kelib chiqàdi.

Qilingàn mulîhàzàlàr àslidà yanàdà muràkkàb bir màsàlàning

yechilishi uchun bir àsîs bo‘làdi, xolîs. Bu màsàlà yulduzlàr

aslida bir xil yorqinlikkà egà emàsligini và kuzàtish nàtijàlàriga

ko‘ra yulduzlàràrî muhit tîmînidàn yulduzlarning nurlanishlari

såzilàrli yutilishi tufayli ularni hisîbgà olinishi zarurligi hisobiga

judà muràkkàb màsàlàlàrdàn sànàlàdi. Bu màsàlàni hàl qilishdà,

yulduzlàrning yorqinliklarini baholash uchun fàzîning mà’lum

sîhàsidà Ì dàn Ì

 + 

1 àbsîlut yulduz kàttàligigàchà bo‘lgàn yul-

duzlàr umumiy yulduzlàr sînining qànchà qismini tàshkil etishini

hisîbgà îlàdigàn yorqinlik funksiyasi f (Ì) dåb àtàluvchi kàttàlik

kiritilàdi. Àgàr yorqinlik funksiyasi mà’lum bo‘lsà, u hîldà turli

màsîfàlàrdà yulduzlàrning zichligini hisîblàsh màsàlàsi mà’lum

qiyinchiliklàrgà  qàràmày,  hàl  qilsà  bo‘làdigàn  màsàlàlàrdàn

hisîblànàdi.

Àmàldà bu màsàlà yetàrlichà hàl qilingàn bo‘lib, Gàlàktikàmiz

uning ekvator tekisligiga (Somon Yo‘li tekisligiga) nisbàtàn sim-

måtrik ko‘rinishdàgi qutblàri bo‘yicha siqilgan ko‘rinishgà egà

ekanligi oshkor bo‘ladi. Gàlàktikàmiz màrkàzi, Quyosh siståmàsidà

qàràlgàndà, oldin aytganimizdek, Qàvs yulduz turkumidà prîyåk-

siyalànàdi. Uning ekvàtîriàl kîîrdinàtàlàri 

α = 

17

h

40

m

 và 

δ = 

29

°

 ni

tàshkil etàdi. Gàlàktikà màrkàzigà yaqinlàshgàn sàyin yulduz-

làrning zichligi îrta bîràdi. Shundày qilib, Gàlàktikàmizdà yul-

duzlàrning zichligi uning ekvator tåkisligi và màrkàzigà tîmîn

îrtib bîrish tåndånsiyasigà egà.

Yulduzlàr zichligini uning kåskin kàmàyadigàn màsîfàlàrida

hàmdà Quyosh àtrîfi sîhàsidà àniqlàsh, Gàlàktikàmizning o‘l-

chàmlàri hàqidà mà’lumît båràdi. Àniqlànishichà, Quyosh Gàlàk-

tikàmiz màrkàzidàn tàxminàn 10 kpk màsîfàdà, Quyoshdàn

Gàlàktikàmiz màrkàzidàn qàràmà-qàrshi tîmîndà yotuvchi uning

chågàràsigàchà màsîfà esà 5000 pk bilàn xàràktårlànàdi. Bundàn

Gàlàktikàmizning  diàmåtri  30  kpk  àtrîfidà  ekànligi  mà’lum

bo‘làdi. Quyoshning Gàlàktikà tåkisligidàn uzîqligi esà (Shimîliy

qutb tîmîngà) 25 pk ni tàshkil etàdi.

Gàlàktikà tarkibining kàttà qismini tàshkil etgàn îbyåktlàr –

Πvà B sinfgà kiruvchi yulduzlàr, såfåidlàr, sîchmà yulduz to‘dà-

4- §. Gàlàktikàdà yulduzlàrning tàqsimlànishi

232

IX. Kîinîtning tuzilishi và evîlutsiyasi

làri, o‘tàyangi yulduzlàrning bir qismi và yulduz àssîtsiàtsiyalàri

Gàlàktikàmizning  ekvator  tåkisligidà  yotuvchi  ingichkà

qàlinlikdàgi tåkislik bilàn chågàràlàngàn fàzîdà jîylàshàdi. Bu

îbyåktlàr hàqidà gàp kåtgàndà, ulàrni Gàlàktikàmizning tåkislikli

qism siståmàsining îbyåktlàri dåb eslànàdi.

Birîq Gàlàktikàmizning bîshqà îbyåktlàri, xususàn, Liràning

RR, Sumbulàning W, o‘tàyangilàrning boshqa bir qismi, submit-

tilàr,  shàrsimîn  yulduz  to‘dàlàri  egallagan  hàjm  –  diàmåtri

Gàlàktik tåkislik bilàn ifodalanadigan ellipsîid bilàn chågàràlànàdi

(130- rasm). Shuning uchun hàm ulàr Gàlàktikàmizning sfårîidàl