Masofa endikatorlari. Sfeyidalar, yangi va o’ta yangi yulduzlar

Masofa endikatorlari.Sfeyidalar, yangi va o’ta yangi yulduzlar.

O’ qituvchi: Ajabov

Talaba: Xudoynazarova M.

REJA:

• Masofa endikatorlari.
• Sfeyidalar.
• Yangi va o’ta yangi yulduzlar.

Galaktikamizning spiral “Yenglari” (ust tomondan qaraganda)

Галактика қисмлари	в/а	а/кпк/	M[ 1011m]
Ядро	0,6	0,005	0,0009
Балж	0,6	0,2	0,04
Гало	0,3	1,9	0,12
Диск	0,1	4,6	0,77
Тож	1,0	75,0	11,0

Галактика таркибий қисмлари ва юлдузлар кинематикаси
Танланган майдонлар плани ва махсус программалар

	соxалар сони
900	2
750	12
600	24
450	48
300	48
150	48
00	24

Xар бир соxа  бўйича тахминан 1h оралатиб жойлашган. Соxалар ўлчамлари бир хил эмас ва у кузатилаётган телескопга боғлиқ.
=206

Galaktika tarkibining katta qismini tashkil etgan obyektlar — O va B sinfga kiruvchi yulduzlar, sefeidlar, sochma yulduz to'da-lari, o'tayangi yulduzlarning bir qismi va yulduz assotsiatsiyalari Galaktikamizning ekvator tekisligida yotuvchi ingichka qalinlikdagi tekislik bilan chegaralangan fazoda joylashadi. Bu obyektlar haqida gap ketganda, ularni Galaktikamizning tekislikli qism sistemasining obyektlari deb eslanadi.

Biroq Galaktikamizning boshqa obyektlari, xususan, Liraning RR, Sumbulaning W, o'tayangilarning boshqa bir qismi, submittilar, sharsimon yulduz to'dalari egallagan hajm — diametri Galaktik tekislik bilan ifodalanadigan ellipsoid bilan chegaralanadi (130- rasm). Shuning uchun ham ular Galaktikamizning sferoidal (ba'zan sferik) qism sistemasi obyektlari degan umumiy nom bilan ataladilar. Galaktikamiz kinematikasini o'rganish, u Andromeda tumanligining strukturasiga o'xshash spiral strukturaga ega ekanligini tasdiqlaydi.

130—rasm. Galaktikamzning asosiy tashkil etuvchilari.
Sefeidlar pulsasiyasini - pulsasiyalanish gipotezasi tushuntiradi. Bu gipotezaga muvofiq sefeidlar goh davriy siqilib, goh kengayib turadilar. Ular gaz holidagi gigant sharlar bo’lib, unda gaz hajmi bilan bosimning o’zgarishi temperaturaning o’zgarishi bilan sodir bo’ladi.
Sefeidlarning asosiy fizik xarakteristikalaridan, ko’rinma yulduz kattaligining o’zgarishi bir necha sutkadan bir necha o’nlab sutkaga yetadi. Bunday yulduzlar ravshanligining egriligi sefey yulduz turkumi  yulduzining o’zgarishiga o’xshaganligi uchun ham ular sefeidlar deb ataladi. Sefeidlar ravshanligining o’zgarishi 0,1 dan 2,0 yulduz kattaligi chegarasida bo’ladi. quyidagi rasmda sefeidlarning ko’rinma yulduz kattaligining vaqtga bog’liqligi keltirilgan.
Sefeidlar F va G sinflarga kiruvchi o’ta gigant va gigant yulduzlar bo’lganligidan ularning galaktikamizdan tashqaridagi obyektlarda ham ko’rishning imkoni bor.
Янги юлдузларнинг чарақлаши юлдузнинг тўсатдан бир неча минг марта кенгайиб кетишининг оқибатидир. Янги юлдуз диа­метри максимумда Марс орбитаси диаметридан ҳам ортиб ке­тади. Юлдузнинг нур сочаётган сирти ўн минг марталаб ортади ва бу юлдуз равшанлигининг тўсатдан ортишига сабаб бўлади.
Янги юлдузларнинг спектрлари жуда мураккаб ва ўзгарувчандир. Бошланғич босқичда баъзи элементлар, асосан водород чизиқлари спектрнинг бинафша томонига анча силжиган бўла­ди. Бу эса массаларнинг юлдуздан кузатувчи томон ниҳоятда катта 1000 км/сек дан 2000 км/сек гача тезлик билан ҳаракатланаётганидан далолат беради. Ҳақиқатан, юлдуздан газ массалари ҳар томонга тарқалади.
Ўта янги юлдузлар чарақлаган жойда катта туманликлар пайдо бўлади ва бу туманликлар радионурланишнинг кучли манбаларига айланади. Масалан, 1054 йили Савр юлдуз туркумидаги ўта янги юлдузнинг чарақлаган жойида, ўзининг ташқи шаклига кўра Қисқичбақасимон деб аталган туманлик пайдо бўлган (6-расм). Хитой солномаларида ёзилишига қараганда бу юлдуз равшанлиги максимумда Венерадан ҳам ор­тиб кетган, ҳатто у кундузи ҳам кўриниб турган. Бизнинг юлдуз системамиз - Галактикада бу юлдуздан бошқа ўта янги юл­дузлар 369, 1572 ва 1604 йилларда чарақлаган.

XULOSA.

Yulduzlargacha masofalarni bilish ularning fazodagi taqsimotini aniqlashga, binobarin, Galaktikamizning strukturasini o'rganishga imkon beradi. Galaktikaning turli qismlarida yulduzlar sonini baholash uchun yulduzlarning zichligi tushunchasi kiritiladi. Yul­duzlarning zichligi 1 kub parsek hajmdagi yulduzlarning sonini xarakterlaydi. Hisob-kitoblar, Galaktikamizning Quyosh atrofidagi sohada yulduzlarning zichligi 0,12 ekanligini ma'lum qiladi. Bu degani, 8 pk3 dan ortiqroq hajmga bitta yulduz to'g'ri keladi degani bo'ladi.

E’TIBORINGIZ UCHUN RAXMAT.