Reja: Astanomya faninin predmeti va boshqa fanlar bilan aloqadorligi

Синов саволлари:

1. 
   Галлактикалар тўдаларидаги галлактикалар ёки спирал галактикалар перифориясидаги юлдузларни ҳаракатини ўрганишдан қандай хулоса келиб чивади?
   
2. 
   WIMHs зарралари деб қандай зарраларга айтилади, уларни қандай қайд қилиш мумкин?
   
3. 
   Нейттринолар деб аталувчи зарраларни хусусиятларини тушунтиринг, нима учун улар яширин масса ташувчилари булиши мумкин.
   
4. 
   Нейттирнолларни тибий манбаларни тушунтиринг?
   
5. 
   Яширин масса деб қандай массага айтилади?
   
6. 
   Аксионлар табиий масса ташувчилари бўлиши мумкинлигини тушунтиринг.
   
7. 
   Тўқ рангли сайёралар деб қандай сайёраларга айтилади, нима учун улар яширин масса ташувчиси бўлиши мумкин.
   

Маърўза 11 Галактикалар физикаси
Режа:

1. 
   Галактикаларнинг синфлари ва спектрлари.
   
2. 
   Радио галактикалар.
   
3. 
   Квазарлар ва блазарлар.
   

Галлактикаларнинг синфлари ва спектрлари. Гравитатцион боғланган статционар юлдузлар системаларига галактикалар дейилади. Бизнинг галлактикамиз ичида Қуёш системаси жойлашган юлдузлар системаларининг улкан тўдаси, тахминан 10/11 та юлдуздан ташкилтопган бўлиб, массаси 2 . 10/11 гр га яъни 10/11 Мо (Мо – Қуёш массаси ) га тенгдир бу галлактиканинг тўла ёрқинлиги 3.11/43 эр г/с тартибидир. Биздан ташқарида жойлашган галлактикалардан бири Андролида юлдуз туркумида проекцияланиб кўринади ва шу юлдуз тукумининг номи билан Андролида галлактикаси (базан Андролида туманлиги) деб юритилади андролида галлактикаси биздан 2 миллион ёруғлик йили масофасида етади.У самода хира туман шаклида кўринади. Галлактикалар коинотда кенг тарқалган бўлиб турли туман хусусиятларга эгадир. Уларни умумий э\хусусиятларига кўра қуйдаги учта синфга бўлиб урганиш ғояси биринчи маротиба АҚШлик астрофизик Е. Хоббл томонидан критилган: Эллиптик (Е), спирал (S) ва нотўғри (Irr) галлактикалари.
Элиптик галлактикалар, ташқи кўриниши элипс ёхуд доира кўринишига эга бўлган галлактикалардир.бундай галлактикалар учун характерли хусусиятларидан бири уларнинг равшанлиги марказидан четига томон бир текис камайиб боради.
Галлактикаларнинг синфидаги галлактикалари коинотда кенг тарқалган галлактикалардан бўлиб, уларнинг тузилиши аниқ спирал енглардан иборатбўлади. Бизнинг галлактика ва андролида галлактикаси спирал галлактикаларнинг типик вакилларидан ҳисобланади. Сперал галлактикалар ҳам иккига бўлинади. Улардан бири, бизнинг галлактикамизга ўхшашлари S (ёки Sа ) билан белгиланиб, сперал структура маркази қуйилма – ядродан бошланади. SB деб белгиланувчи иккинчи хилида эса спирал шахобчалар ядро ўрнига диаметр бўйлаб чўзилган кўприксимон структуранинг учларидан бошланади. Сперал галлактикалар енгларининг ривожланиши даражасига кўра яна қўшимча Sa, Sb, Sc, Sd ( ёки SBa, SBC, SBd) синфларга бўлинади. Спирал ва элиптик галлактикалар оралиғидаги (структурасига кўра ) галлактикалар линзасимон галлактикалар (So) типини ташкил этади.
Нотўғри галлактикаларда ядро бор йўқлиги бўлинмайди ва улар айланма симметрияли структурага эга эмас. Бу каби галлактикаларга мисол қилиб катта Малелан булутини ( КМВ), кичик молейлан булутини (kich MB) кўрсатиш мумкин бу икки галлактика самон йўли атрофида кузатилади. Нотўғри галлактикаларга яна пекуляр галлактикаларҳам киради бундай галлактикалар учун умумий кўриниш структураси, уларнинг ҳар бири ўзига ноёб кўринишига эга бўлади. Галлактикаларнинг ташқи кўриниши унинг ёши билан боғлиқ бўлиб галлактикалар эволутциясининг маълум босқичига мос келади.
Коинот турли туман галлактикалар билан тўлдирилган эканлигини кашф этиш, коинотни спектрал анализ методи ёрдамида ўрганишдан бошланган. Галлактикамиздан ташқи туманликларнинг спектри юлдузларнинг спектрини эслатиб, ютилиш чизиқларидан ташкилтопган бўлади улар таркибига кўра А, F ва G синфларга киручи юлдузларнинг спектридан, фақат айрим газ туманликларининг спектрларига учрайдиган, эмисшон чизиқларнинг борлиги билан фарққилади. Нотўғри галлактикаларнинг спектрлари А ва F спектрал синфларга, спирал галактикаларнинг F ва G синфларга ва ниҳоят эллиптик галлактикаларники G ва К синфларга кирувчи юлдузларнинг спектирини эслатади.
Радиогаллактикалар.
Коинотни ўрганишда кейинги йилларда янги сезгирлиги юқори бўлган радиотелескоплардан фойдаланиш натижасида сўнги 40йил ичида ўнмингдан ортиқ дискрет радионурланиш манбалари очилиб, уларнинг рўихати тузилди. Улар ичида учинчи кембридж катологи (3с) тўлалиги билан бошқаларидан ажралиб туради. Бу каби қувватли радиоманбалардан бирқанчаси бизнинг галлактикамизга тегишли бўлиб, кўпинча улар ўта янги юлдузлар чақнашининг қолдиқлари ҳисобланади. Кўп ҳолларда эса, радионурланишнинг манбалари ташқи галлактикалар бўлиб, уларнинг радиодияпозонда нурланиш энергияси оптик диопозондапги нурланиш энергиясининг атиги 10/-6 қисминигина ташкил этади. Спирал ва нотўғри типидаги галлактикалар ҳам кучсиз радионурланиш манбаларидан бўлиб чиқди уларнинг детсиметрли диопозонли нурланиш энергияси тахминан 10/32 ватни ташкилэтади. Шу диопозонда эллиптик галлактикаларнинг радионурланиши уларникидан 100 мартача ортиқбўлиб қуввати 10/36 ватгача боради. Радиодиапазонда нурланиш қуввати, оптик диапозондаги нурланиш қуввати билан бирхил тартибда ёки ундан ортиқ бўлган галлактикалар радиогаллактикалар деб юритилади шундай катта қувватли, бизга яқин жойлашган радиогаллактикалардан бири “оққуш А” деб аталади. Спектрдаги қизилга солиштиришга кўра бу радиогаллактика биздан 330 МПК га тенг масофада туради. Энг узоқдаги радиогаллактикаларнинг вакили “сентавр А” бизнинг галлактикамиздан тахминан 2500 МПК масофада ётади.
Квазарлар ва блазарлар.
Ўта узоқда жойлашган ўта порлоқ юлдузсимон ёритгичларга квазарлар дейилади. Бундай юлдузларинг борлиги хх асрнинг 60 - йиллари кашф этилган. Бироқ, унинг тарихи ўтган асирнинг 20 – йилларига бориб тақалади. Ўша кезлардаҳам маунт – Вилсон абсерваториясининг ходими Е. Хабблс ўз даврида дунёда энг йирик ҳисобланган 2.5 метрли телескопда кейинчалик машҳур бўлиб кетган “туманликлар” ни (галлактика ўшанда шундай номланар эди) ўрганди. Натижада хабб икита ажойиб далилни қўлга критди. Хабб диаграммасини (эндиликда Хабб қонкнини) ва таърихда илкбор галлактикалар тавсифи (у Хабб Камертон Хабб диограммаси ҳам деб юритилади). Бу кашфиётлар “туманликлар” нинг ногаллактик табиатга эга эканлигини узул – кесил исботлади ва ҳозирги ногаллактик астрономияга пойдево қуйди, ки буфан орадан айрим ярим асир ўтгач квазарларни кашфэтишга муваффақ бўлди. Илк квазарлар 1960 йили оптик диопозонда суст юлдузсимон обектлар билан мос келувчи манба сифатида аниқланган. Квазар сўзининг маъноси “квази юлдузли радиоманба” деган манони англатади. 1963 йида голланд астрономи мартин Шмидт квазарлар спектридаги чизиқлар қизил томонга анча силжиганини исботлаб берган эди. Бундай силжижга кўра квазарларгача масофа аниқланди олинган натижалар квазарлар галлактикадан ташқарида жуда узоқда жойлашган ўта даражада ёруғ ҳамда бурчак ўлчамлари кичик (бошқа галлактикалардан фарқлий ўлароқ) эканлиги маълумбўлди шундайқилиб, 1960 – йилларга келиб астрофизикада янги обектлар квазарлар кашфэтилган бундай обектларнинг асосий хусусиятлари нурланишнинг қизилга силжиши жуда катта, жуда кучсиз (16 – 18 юлдуз каталигидаги) нуқтавий (10 бурчак секунтидан камроқ ўлчамдаги ) обектлар еканлигида намоёнбулади. Ҳозирги илмий адабиётларда квазарла QSD (квази юлдуз) ёки (квази юлдуз манбалари ) тарзида ифодаланади.
Ҳозирда қариб иккиюзмингга яқин квазалар мавжудлиги аниқланган, шулардан бир фоизигина радиотўлқинлар тарзида сезиларли энергия чиқариш маълум. Яққол радионурланишли квазарлар “радиошовқинли” ёки “радиоқаттиқшовқинли” квазарлар деб юритилади. Бундай хусусиятга эга бўлмаганлари эса “радиотинч квазарлар деб юритилади. Шунингдек учинчи типли квазарлар ҳам борки, обсорбсион чизиқли квазарлар номини олган. Радио қаттиқ шовқинли квазарлардан радиотинч квазалларга ўтиш кескин бўлмай, тўлиқ нурланишига нисбатан радиотўлқинларда нурланиш улуши аста камая боради. Квазарлар нурланиш бўйича коинотда энг кучли обект ҳисобланади. Квазарларнинг бутун электромагнит тулқинлар диопозонидаги нурланиши ~10 / 46 – 10/47 эрг/с гача етади. Замонав й астрономик асбоблар ёрдамида кузатилиш мумкин бўлган энг узоқдаги обектлар квазарлардир. Улар ба мисоли метагаллактика – коинотнинг кузатиладиган соҳасининг чегараларини белгилайди. Энг узоқдаги квазарларгача бўлган масофа минглаб мегапаксерларни ташкилэтади улардан ёруғлик бизга миллиард йиллар давомида етиб келади. Квазарларнинг яқин қушнилари сейферт галлактикалари ва блазорлардир.
Блазорлар (илгари латсердитлар ёки BL Lac типидпги обектлар деб аталган) ўта фаъол ядроли галлактикалардан иборат бўлиб, улар бир неча соатдан бирнеча йилгача бўлганғоят хилма-хил вақт қуламида нурланишнинг юқори узгарувчанлигини намоён этади. Дунёдаги 22 та осерватория, жумладан Ўзбекистоннинг майдонан баланд тоғ обсервоторияси ҳам BL Lac типидаги обектларни кузатиши билан шуғулланади.