Mamadmusa mamadazimov
Download 48 Kb. Pdf ko'rish
|
- Bu sahifa navigatsiya:
- K o ‘mir qopi»
- 153-rasm. Galaktikamizning Otboshi chang tumanligi 256
- 6-§. Neytral vodorodning Galaktika bo‘ylab taqsimlanishi
- 156-rasm. M-51 deyiluchi taniqli tashqi spiral galaktika 261
- 157-rasm. Galaktikalar evolyutsiyasining kechishi
- 3-§. Galaktikalargacha masofalarni hisoblash
|
254 is h o r a li) m a k sim u m g a e ris h g a n i a n iq la n a d i, a y n a n sh u y o ‘n alish Q uyoshning apeksini xarakterlaydi. S h u n ing dek , yulduzlarning xususiy h a ra k a tla rin i o 'rg a n ib , osm on sfe ra sid a bu xususiy h a ra k a tla r y o ‘n a lg a n um um iy n u q ta n i topish m u m kin . A ynan shu nuq tag a d iam e tra l qaram a-qarshi y o tgan osmon sferasining nu qtasi ham Q uyosh apeksini xarakterlaydi. Quyosh apeksi G erku les yulduz turkum ida jo y lash ib , uning koo rd in atalari X=270° va £ = 3 0 ° ni tashkil etadi. Bu yonalish b o ‘yicha Q uyosh 30 km/s tezlik bilan «uchadi». Endi Q uyoshning fazoviy h ara k a t tezligini topish uchun, m asofasi m a ’lum b o ‘lgan yulduzning b u rch ak siljishini chiziqli tezlikda ifo d a lab , so ‘ngra: Vt = - V e sin0 fo rm u lad an Quyoshning tezligi V© topiladi. Savol va topshiriqlar 1. Galaktika deb qanday osmon obyektiga aytiladi? 2. «Bizning Galaktika» deganda nimani tushunasiz? 3. Galaktikaning asosiy tashkil etuvchilari qanday obyektlar? 4. Yulduzlarning qanday to'dalarini bilasiz? 5. Yulduzlarning xususiy harakatlari qanday topiladi? 6. Yulduzlarning fazoviy harakatlari qanday hisoblanadi? 7. Quyosh sistemasining G alaktikam iz yulduzlariga nisbatan h a ra k a ti qanday? U ning asp ek si qaysi yulduz tu rk u m id a joylashgan? 255 5-§. Y u ld u z la ra ro chang va gaz Y ulduzlararo fazoda gaz va chang m oddalari mavjudligi, q o ‘shaloq yu ld u zla rn in g sp ek trid a k u z a tilg a n ayrim chiziq lar «fe’l-atvo ri» d a n m a ’lum bo 'lad i. G ap shundaki, b u chiziqlar spektrdagi bo sh q a chiziqlar kabi davriy siljishlarda (m azkur yulduzlarning um um iy m assa m arkazi atrofida aylanishi tufayli) ishtirok etmaydi. Bu hoi, Quyosh bilan m azkur q o ‘sh a lo q la r orasida jo y lash ib , D o pp ler prinsipiga b o ‘ysunm aydigan, ayn an shu spektral chiziqlarn i v u ju dg a k eltirgan gaz-chang b u lu tlari borligidan dalolat beradi. 1. Q ora chang tum anliklar. Yulduzlarning kelayotgan nurning kuchli y u tish i h iso b ig a zich y u ld u z la r fo n id a q o ra y ib k o 'r in g a n tu m a n lik k o n tu rn in g s h a k lig a k o ‘r a (1 5 3 -ra sm ), « O t b o sh i» ( O rio n yu ld u z tu rk u m id a ) « K o ‘m ir q o p i» , (Ja n u b iy k rest y u ld u z tu rk u m id a ) deb ataladigan m ashhur chang tum an lik lar ajralib ko'rinad i. «K o ‘mir qopi» q ora tum anligi bizdan 150 pk m asofada, o 'lch am i 8 pk ga yaqin Som on y o iid a g i tum anlik b o iib , uning b u rch a k o ‘lchami 3° ni ta s h k il e ta d i. T e le sk o p b ila n k u z a tilg a n d a u n in g c h e g a ra s id a kuzatiladigan xira yulduzlarning soni, tum anlikdan tash q a rid a shunday m ayd on da kuzatiladigan y ulduzlar sonidan taxm inan 3 m artach a kam chiqadi. B undan « K o ‘m ir qopi» un d an narida joylashgan yulduzlarning 153-rasm. Galaktikamizning Otboshi chang tumanligi 256 nurlanishlarini yutib, ularning nurlanishlarini qariyb 3 m arta kam aytiradi, d e g a n xu lo sa kelib chiqadi. B u n d ay yutish ga m os m u h itn in g o p tik qalinligi ushbu ifodadan topiladi: x = ln3 = 1,1 boshqacha aytganda, bu yutilish yulduzlarning k o ‘rinm a kattaligini Am = 1 , 08 t = 1 , 2 ™ k attalik k a o ‘zgarishiga olib keladi. G a la k tik a d a b u n d a y tu m a n lik la r k o ‘p b o i i b , x u su sa n OqqUsh y u ld u z tu rk u m id a n b o shlan ib, B u rg u t, lio n , Q avs va A q ra b yulduz tu r k u m la r ig a c h a c h o 'z ilg a n c h a n g ta s m a si, S o m o n y o ‘lin in g bu qism id a y u ld uzlarning bizdan «yashirib», u n d a q o ra ay rilik ni vujudga k e ltirg a n . A yn iqsa, G a la k tik a m a rk a z ig a tom o n y o 'n a lis h d a (Qavs y u ld u z tu rk u m i tom o n id a) q o ra tu m a n lik ju d a quyuq b o 'lib , biz uchun q iz iq s a n a lg a n G a la k tik a m iz n in g m a rk a z iy q u y u lm a q ism in in g k o 'r in i s h n i q iy in la s h tir a d i. Y u ld u z la r a r o f a z o d a n u r n i y u tu v c h i b u n d a y m o d d a n in g borligi y a n a b ir h o d isa - n u rn in g y u ld u zla ra ro q izarish i bilan tasdiqlangan. Bu h o disani m iq d o r jih a tid a n xarak terlash u c h u n y u ld u z n in g k u z a tilg a n r a n g k o 'r s a t g ic h i C lk b ila n u n in g sp e k trig a m os ran g k o ‘rsatkichi Cls orasid ag i farq bilan belgilanadigan r a n g o r ttirm a s i CE (« c o lo r’s excess») d eg an tu s h u n c h a k iritila d i: a ) b ) 154-rasm. Galaktikamizning gaz tumanliklari - Orion va Rozetka 257 C E = C lk- C l s. an iq bir ran g d ag i yutilish k attaligi, yulduz k a tta lig in in g o ‘zgarishi bilan quy id agicha ifodalanadi: A m =g. CE; bu o ‘rin d a , g - p ro p o rsio n allik koeffitsiyenti b o ‘lib, a g a r yutilish fotografik yulduz kattaliklarida ifodalansa 5 ga yaqin sonni, a g a r vizual yulduz kattaliklarid a ifodalansa 4 ga yaqin sonni beradi. Y u ld u zn in g haq iq iy yulduz k attalig i m, uning k u z a tilg a n yulduz kattaligi m q orqali quyidagicha topiladi. m =m -A m =m -gC E q q b Q uyosh atrofida 1000 p k li m asofada joylashgan yulduzlar u chun ran g orttirm asi 0,5m ga teng b o ‘lib, unga m os Am: Am = 1,5 m, boshqacha aytganda, bu yulduzlarni k o ‘rinm a nurlanishlari tax m in an 4 m artach a susaytirilgan b o ‘lar ekan. 2. Gazsimon tum anliklar. T im q o ro n g ‘u osm onda y u ld uzlararo gaz h a tto q u ro lla n m a g a n k o ‘z b ila n h am k o ‘rish m u m k in b o ‘lg an eng m ashh ur gaz tum anlik - O rion yulduz turkum ida joylashgan b o ‘lib, uning eni 6 p k g a c h a c h o ‘z ilg a n (1 5 4 -a rasm ). S h u n in g d e k , Q a v s y uld uz turkum ida L aguna, Om ega va U chtarm oqli, O qqush yulduz tu rku m ida shim oliy A m erika va Pelik an , Y akkashox yulduz tu rk u m id a R ozetka (154-b rasm ) kabi taniqli gaz tum anliklar m avjud. Bu xil jam i obyektlar soni 400 ga yaqin. Bu tu m a n lik la rn in g s p e k tri v o d o ro d n in g H a va H p, ik k i q a y ta io n lash g an kisloro dnin g O III t a ’qiqlangan chiziqlari (Я, 5007 A va A. 4950 A), azot va bo sh q a elem enlarning emission ch iziq larid an tashkil to p ib , tu ta s h spektri - ju d a x ira fo n da k o ‘rinadi. A k sa riy a t ho llard a tum anlik ichida yoki uning yon atrofida qaynoq О yoki B0 sinfiga tegishli yulduz uchraydi. B unday yulduz quvvatli u ltrab in afsh a nu rlan ish n in g m a n b a i b o ‘lib , u n in g y a q in id a jo y la s h g a n tu m a n lik gazi a to m la ri to m o nid an yutilib, ularni ionlanishga va nurlanishga m ajbur etad i. Bunda y u ld u z n in g q u v v a tli u ltr a b in a fs h a n u rla n ish in in g asosiy q ism i gaz 258 atom larini ionlashtirishga sarf b o 'lib , k am qismi issiqlikka aylanadigan elektronlar kinetik energiyasini o rttirishga ketadi. Io n lashg an gazda erkin elektronlam ing ato m bilan b o g ia n g a n holatga o ‘t is h i b ila n k e c h ad ig a n re k o m b in a ts iy a hodisasi k u z a tilib , b u n d a a to m la r d a s tla b y u tilg an q a ttiq u ltra b in a fs h a n u rla rin in g k v a n tla ri o ‘rn ig a , k o ‘zga k o 'rin ad ig an d iap azo n d a, nisbatan kam energiyali bir n echa kv antlarda nurlanadi, boshqacha aytganda, fluorestsensiya hodisasi ro ‘y beradi. T u m an lik d a bu jarayon tufayli q a ro r to p g an 10 К ga teng tem peratura, m azlcur tum anlikning issiqlik radionurlanishi orqali tasdiqlanadi. Bunda e le k tro n la m in g o ‘rtach a tezligi atigi 500 km/s ga yetib, elektronning nav b atd ag i to'qnashishlari uchun ju d a k a tta vaqt talab etadi. Bu vaqt, a to m la rn in g k o 'p g in a ta ’qiqlangan o ‘tish holatlariga m os, uy g ‘ongan h o la tla rn in g y ash ash v aq tid a n m illio n la b m a rta k o ‘p b o i i b , u gaz s p e k tr id a , y u q o r id a e s la tilg a n a to m la r n in g ta q iq la n g a n em issiy a chiziqlarining kuzatilishiga sabab b o ‘ladi. 6-§. Neytral vodorodning Galaktika bo‘ylab taqsimlanishi V o d o r o d n in g y u ld u z la ra r o f a z o d a n jo y o lg a n s o v u q g a z la rd a kuzatiladigan neytral chizig'i, bu soh alarning fizik va tabiiy xossalarini q is m a n g in a o 'r g a n is h g a im k o n b e r a d i. G a la k tik a m iz d a n e y tra l v o d o ro d n in g taqsim lanishi to ‘g‘risidagi to ‘la m a ’lum otni vodorodning bev o sita nurlanishini o ‘rganish asosida q o 'lg a kiritish m um kin. Bunga n e y tra l vodorodning radiodiapazonda 21 sm to'lqindagi nurlanishlarini o ‘rg an ish orqali erishish m um kin. 21 sm t o iq i n uzunligida n u rla n a y o tg a n vodorod atom ining um um iy soni shu q a d a r k o ‘pki, n a tija d a g a la k tik a tekisligida y o tg an qalinligi lk p lc li m u h it 21 sm li ra d io n u r la n is h la r uch u n b u tu n la y tin iq m a s h o la td a b o 'lad i. Shu bois G a la k tik a tekisligida yotgan neytral v od orod h a ra k a ts iz h o ld a b o ‘lganda, uni lk p k li m aso fad an , y a ’ni G a la k tik a ra d iv s in in g 6 foizli qism idan n a rid a k o ‘rishning iloji y o ‘q. B iroq bu hoi f a q a t G a la k tik a m arkazi va un g a q aram a-q arsh i y otgan y o 'n a lish la r u c h u n g in a o 'rin li b o 'lib (chunki b u y o ‘n alish lard a h a ra k a tla r q arash c h iz ig 'ig a p e rp e n d ik u ly a r, u n in g r a d ia l ta sh k il etuvchisi n o lg a teng b o 'la d i), q olgan barcha y o ‘nalish lard a G a lak tik an in g aylanishi tufayli tu rli o b y e k tla rn in g nuriy te z lik la ri fa rq i, m aso fa o rtish i b ila n o rtib 259 b o r a d i. S hu b o is G a la k tik a n im g n u riy te z lig in in g m a ’lu m q i y m a ti b ila n x a r a k t e r l a n a d i g a n tu r li s o h a l a r i , o ‘r g a n ila y o tg a n t o ‘lq in u z u n lig in in g dopplercha siljishi tufayli 21 sm li to iq in u zunligidan sal u z u n ro q va sal q isqaroq «xususiy» to iq in uzunligi bilan n u rlan ad i. H a r bir to iq in uzunligiga mos rad io sp e k tr c h iz ig 'in in g p r o f i li . G a l a k ti k a m i z differensial aylanish effektining k attalig ig a m o s m aso fa d a g az n in g z ic h lig i h a q id a m a i u m o t beradi. A y n a n shu y o ‘l bilan 155-rasm. Galaktikamizda a n iq l a n g a n n e y tr a l v o d o r o d n in g neytral vodorodning G alaktik am izd a taqsim lanishi 155-rasm da taqsimlanishi keltirilgan. R a sm d a n k o ‘rin a d ik i, n e y tr a l v o d o rodning G alaktikam izda taqsimlanishi bir tekis b o im a y , m a’lu m darajada uning spiral strukturasini o ‘zida aks ettiradi. U zoq yulduzlardan lcelayotgan nurlan ish nin g q u tb lan ish i haqidagi m a iu m o tla r, G a la k tik am iz asosiy m agnit m aydonining kuch chiziqlari uning yenglari b o ‘ylab yo‘nalganidan d arak beradi. Savol va topshiriqlar 1. Yulduzlararo qanday gaz tumanliklarini bilasiz? 2. Gaz tumanliklarning nurlanish mexanizmi qanday? 3. Yulduzlararo chang tumanliklardan qaysilarini bilasiz? 4. IJlarda nurlarning yutilish darajasi nimalarga bogiiq? 5. Chang tum anliklarda yulduzlarning ko'rinm a yulduz kattaligi ularning optik qalinliklariga k o ‘ra qanday o'zgaradi? 6. Neytral vodorod galaktikamiz bo'yicha qanday taqsimlangan? U qanday aniqlangan? 260 XI BOB. GALAKTIKADAN T A SH Q I A STR O N O M IY A l-§ . Tashqi galaktikalar va ularning sinflari G alaktikam izdan tashqi astoronom iya shakllanishi, X X asrning 20- y illa rid a yulduz tu rk u m la rid a p ro y ek siy a la n g a n ayrim tu m a n lik la r, G a la k tik a m iz d a n (b o sh q a c h a a y tg a n d a Q uyoshni o ‘z ich ig a olgan yul T Jlk an g a la k tik a la r d a n b iri - A n d r o m e d a y u ld u z tu r k u m id a p ro y e k s iy a la n ib k o 'r in a d i va sh u y u ld u z tu rk u m in in g n o m i bilan An yot-adi. H avo tiniq b o ‘lgan to g ii ray o nlard a tunda uni oddiy k o ‘z bilan k o ‘ rsa ham b o ia d i. U, A n d ro m ed a yulduz tu rk u m id a y o ru g 1 tum an d o g ‘ shaklida k o ‘rinadi. S p ira l g a la k tik a lar k o in o td a keng tarq a lg a n b o ‘lib, bizga q o 'sh n i bos hqa shunday galaktika M -5 1 nom i bilan m ashhur (156-rasm). Ungacha m a s o fa 1,8 m illion yorug‘lik yilini tash kil qiladi. O sm onning Janubiy 156-rasm. M-51 deyiluchi taniqli tashqi spiral galaktika 261 S p ir a l g a la k tik a la r ’ /у& • 11 * < E llip tik g a la k tik a la r aft, ' Щ . N o lo ‘g ‘ri siib g a la k tik a la r K o 'p rik li sp iral g a la k tik a la r 157-rasm. Galaktikalar evolyutsiyasining kechishi yarim sharida joylashgan n o to ‘g ‘ri form adagi bizga q o ‘shni galak tik alar K a tta va Kichik M agellan bulutlari deb nom olgan. T ash q i G a la k tik ala r o ‘z o ic h a m la rig a k o ‘ra turlicha k a tta lik la rd a u chrab, eng yiriklari m illiardlab, m ittilari esa bir necha m illionlab yulduzni o ‘z ichiga oladi. G igant galaktikalarning o ic h a m la ri 50 ming parsekkacha (ya’ni diam etri 150 m ing y o ru g iik yiligacha) borgani holda, eng lcichiklari bir necha 100 parsekdan ortm aydi. H ozirgi zamonning quvvatli teleskop-lari yordam ida rasmga tushirilgan g a la k tik a la r soni bir necha m illiardni tashkil etadi. Biroq u la rd a n bir qism igina kataloglardan jo y olib, tuzilishi o ‘rga-nilgan va statistik tahlil e tilg an , xolos. G a la k tik a la r h aq id a g i m a ’lu m o tla rn i o ‘z ic h ig a olgan k a ta lo g la rd an biri B .A .V orontsov-V elyam inov rahbarligida tiizilg an 4 tom lik «G alaktikalarning m orfologik katalogi» b o iib , u yu ld u z kattaligi 10,1 d a n r a v s h a n 30000 g a y a q in g a la k tik a n i o ‘z i c h i g a o lad i. G a la k tik ala rn i tashqi k o ‘rinishlariga k o ‘ra b a ’zi o ‘xshash tom o n larini in o b a tg a olib, bir necha tip ga ajratish m um kin. Birinchi b o “i i b 1925- yilda astro n o m E .H ab b l (A Q SH ) g alak tik alarn ing tashqi к о '‘rinishiga k o ‘ra quyidagi uchta sinfga b o iis h n i tak lif etdi: elliptik (E), sp ira l (S) va n o to ‘g ‘ri (Ir). Elliptik galaktikalar, tashqi k o ‘rinishi ellips yoxud doira k o ‘rinishga ega b o i g a n g a la k tik a la rd ir. B u n d ay g a la k tik a la r uch u n jcarakterli xususiyatlardan biri, ularning ravshanligi m arkazidan chetga to m o n bir tekis pasayib boradi. U lar ichida ajralgan biron bir struktura. elementi kuzatilm ayd i. 262 a ) b ) 158-rasm. Galaktikamizga qo'shni Katta (a) va Kichik Magellan (b) bulutlari S p i r a l g a la k t ik a l a r j u d a k e n g t a r q a lg a n , k u z a ti la d i g a n g a la k tik a la rn in g qariyb yarm i shu xildagi g alak tik alard an hisoblanadi. B o s h q a g a la k tik a la rd a n fa rq q ilib , u la rn in g s tru k tu ra s i an iq spiral y e n g la r d a n i b o r a t. A n d r o m e d a v a B iz n in g G a la k tik a m iz s p ira l gal a k tik a la rn in g tipik vakillarid an hisoblanadi. Spiral galak tik alar ham iklciga b o 'lin ad i. U larnig biri, bizning G alaktikam izga o ‘xshashlari S (y o k i Sa) bilan belgilanib, spiral s tru k tu ra m arkaziy q uyulm a-yadrodan b o sh la n a d i. SB deb belgilanuvchi ikkinchi xilida esa spiral shahobchalar, y a d ro o ‘rnida diam etr b o 'y la b c h o ‘zilgan k o'p rik sim o n stru ktu ran ing u c h la rid a n b o sh lan ad i (157-rasm ). S p iral g a la k tik a la r, yeng larin ing riv c jla n ish darajasig a k o ‘ra , y an a q o 'sh im c h a Sa, Sb, Sc, Sd (yoki S Ba„ S Bb, S Bs, S Bd) sinflarga b o 'lin a d i. S p ira l va e llip tik g a la k tik a la r o r a lig ‘idag i ( s tr u k tu r a g a k o ‘ra ) g a la k tik a la r linzasimon g alak tik alar (SO) tipini tashkil qiladi. N oto‘g‘ri galaktikalarda yadro b o r-y o ‘qligi bilinmaydi. Shuningdek, u l a r aylanm a simmetriyali stru k tu rag a ega emas. Bunday galaktikalarga m iso l qilib K a tta M agellan bulutini (K M B), Kichik M agellan Bulutini (K ich M B ) (158-rasm) (ular Som on y o 'li atrofida kuzatiladi) keltirish m u m k in . N o to ‘g ‘ri g alak tik alarg a p ek u ly ar g a lak tik alar ham kiradi. B u n d a y g a la k tik a la r u c h u n u m u m iy k o ‘rin ish s tru k tu ra s i m av ju d bo^lm ay, ularning har biri o ‘zicha n oyob ko'rinishga ega. 263 2-§. Galaktikaiar spektri G alak tik ad an tashqi tum an lik lar spektri, yulduzlar sp e k trin i eslatib, yutilish chiziqlaridan tashkil to p ad i. U lar tarkibiga k o ‘ra A, F va G sinflariga kiruvchi yulduzlar sp ek trid an faq at ayrim g az-tu m an lik lari spektrlarid a uchraydigan em ission chiziqlari bilan farq qiladi. Bundan kuzatilay o tgan tum anliklar, yulduzlar sistemasi va diffuz m ateriy ad an tashkil topganligi ayon bo 'lad i. N o t o ‘g ‘ri g a la k tik a ia r s p e k tri A v a F s p e k tra l s in f la r g a , spiral g alak tik alarn ik i F va G sinflarga va nihoyat, elliptik g a la k tik a larn ik i G va К sin flarga kiruvchi y u ld u zla r spektrini eslatad i. Bu s p ir a l va n o to ‘g ‘ri g alaktikalarda b o sh la n g ‘ich spektral sinflarga k iru v c h i qaynoq va yosh yulduzlar k o ‘pligidan, elliptik g alak tikaiar esa, n is b a ta n yoshi o ‘tgan keyingi spektral sinflarga m an su b yulduzlarga b o y lig id an darak beradi. G a la k tik an in g rangiga q a ra b h am unda k o 'p ch ilik n i ta s h k il etgan yulduzlarning spektral sinflari h aq id a xulosa qilish m um kin. G a la k tik aia r y oki u la r q ism larinin g ra n g k o ‘rsa tk ic h lari h am y u ld u z la rn in g rang k o ‘rsatgichlarini aniqlash m etodi asosida topiladi. 3-§. Galaktikalargacha masofalarni hisoblash G a la k tik a la rg a c h a m aso fa la rn i hisoblash, G a la k tik a d a n tashqari astronom iya uchun m uhim ah am iyat kasb etadi. T ashqi galaktilcalam ing m assasi, yoritilganligi, o ‘lcham lari va boshqa p a ra m e trla rin in g aniqlik d arajasi, u n gacha b o ig a n m aso fan in g qay d a ra ja d a an iq top ilg an ig a b o g iiq . G alaktik alargach a m asofalarni o'lchashning bir necha usullari m avjud. U larning ayrim lari bilan tanishamiz. 1. Sefeidlar m etodiga k o ‘ra tash q i g alak tik ad a k u zatilg an ravshan se fe id n in g d a v ri k u z a tis h o r q a li to p ilib , s o ‘n g ra « y o rq in lik -d a v r» b o g ia n is h id a n uning yorqinligi an iq lanad i. K eyin «S pektr-yorq in lik» diagram m asi asosida sefeidning absolyut yulduz kattaligi M to p ilad i. Va n ihoy at, G alak tik ag ach a m asofani topishga bevosita im kon b eradig an m asofaning m oduli (m -M ) aniqlanadi. Bu yerda m - tashqi g alak tik ad a k u zatilay otg an sefeidning k o 'rin m a yulduz kattaligini ifo d alay d i. 2. Yangi yulduzlar metodi. M a ’lum ki yangi yulduzlar c h a q n ag a n d a m aksim um ida ularning absolyut yulduz kattaligi -8,5 gacha b o rad i. Yangi 264 yulduzlarni tadqiq etish shuni ko'rsatadiki, m aksim um dan keyin ularning ravshanligi qanchalik keskin pasaysa, m aksimum ida yorqinligi shunchalik yuq ori b o ‘ladi. A gar maksimumidan keyin ravshanligi 3m ga pasayishi uchun k e tg a n vaqt t b o is a , u holda t < 12 sutka b o ig an d a , uning maksimumidagi absolyut yulduz kattaligi M = -9 b o ‘ladi. t ortishi bilan, m os ravishda M kam ayadi. Shunga k o ‘ra, sefeidnig m aksim um ida uning k o 'rin m a yulduz k a tta lig i m va t ni aniqlab, m aso fa n in g m oduli (m -M ), b in o b arin , g a la itik a g ac h a b o ig a n masofani aniqlash mumkin b o ia d i. Shuningdek, nisb atan yaqin joylashgan galaktikalargacha m asofalarni ularning burchak o ic h a m la rig a k o ‘ra ham aniqlash m um kin. Ju d a uzoqdagi galaktikalarning m asofasi ular spektrlaridagi chiziqlam ing dopplercha siljishiga asoslanib, H a b b l ochgan (1929-y.) qonun asosida topiladi. 4-§. G a la k tik a la rn in g K o in o td a taq sim lanish i G a la k tik a la rn in g fazoda taq sim lanishini o ‘rganishda, yulduzlarning taqsim lanishini o ‘rganishdagi k a b i osm onning m a ’lum uchastkasidagi o b y e k tla r sonini ifodalaydigan, ravshanlikning integral funksiyasi N m, o sm o n n in g m a ’lum uchastkasida (k o ‘pin ch a 1 k v ad rat gradusda) yulduz k a tt a lig i m v a u n d a n k ic h ik k a t t a l i k d a g i G a l a k t i k a l a r s o n in i x a ra k terlay d i. A g a r galaktikalar fazoda bir tekis taqsim lanadi deb qaralsa, yulduzlar statistikasida aniqlanganidek, Zeeliger teorem asi o 'rin li b o ‘lib: -^'я+i ~ 4 B u m u a m m o b irin c h i m a r t a 2 ,5 m e t r l i k r e f l a k t o r d a o sm o n n in g 1283 ucha_stkada 20 m g ach a o b y e k tla r tu sh i- rilga:n fo to ra sm la rn i tahlil qilish o rq ali E .H a b b l to m o n id an 1934 yilda b ajaril- di. H a b b l s h u y o ‘l b ila n 1 k v a d r a t gradxisli m ay d o n g a 20m g acha rav sh an - lik d a g i 131 g a la k tik a t o ‘g ‘ri k e lish in i aniqLadi. B utun sferaga to ‘g ‘ri k elad ig an Download 48 Kb. Do'stlaringiz bilan baham: 
|