§ 7.1. Somon Yo‘li Galaktikasi va uning ichki tuzilishi

Astronomiya fani jadal rivojlanib kelayotgani bizga ma’lum. Uning asosiy bo‘limlaridan biri “ yulduzlar astronomiyasi” deyilib, u bizning yulduzli uyimiz – Somon Yo‘li Galaktikamizning yulduzlari statistikasi, kinematikasi hamda dinamik evolyusiyasiga oid masalalarni o‘rganish bilan shug‘ullanib kelgan. Oxirgi 30 yil mobaynida yulduzlar astronomiyasi bo‘limi, avvalambor, keskin kengaygan bo‘lsa, undan tashqari u faqat bizning Galaktikamiz yulduzlari bilan chegaralanishi zarurligi ma’lum bo‘ldi. Shu tariqa yulduzlar astronomiyasi bugun “Galaktika astronomiyasi” nomini oldi.

Gap bizning Galaktikamiz haqida borayotganini bildirish maqsadida uning bosh harfi doim katta yozilishi kelishib olingan. Biz uning ichidan joy olganimiz sababli, Koinotning aynan shu ob’ektining ichki tuzilishi kabi masalalarni o‘rganishimiz ancha qiyin. Uni Erdan turib ko‘rish maqsadida obi-havo ochiq va Oysiz kechada osmonga qarasak, yulduzlardan iborat yoriq bir yo‘lni ko‘ramiz. U somon sepib chiqilgan uzun yo‘lga o‘xshaydi. Somon Yo‘liga teleskop bilan qaralsa, u g‘ij-g‘ij yulduzlardan tashkil topganini ko‘rish mumkin. Ushbu yulduzlarnig barchasi (ular 120 mlrd. dan ortiq) birgalikda bizning Galaktikamizni tashkil qiladi.

7.1 – rasm

Somon Yo‘lida “chaqaloq” yulduzlarni, turli qaynoq gigant va o‘ta gigant yulduzlarni, rentgen manbalarini, umri oxiriga etgan yoki so‘ngan yulduzlarni, ichki zichlig o‘ta zich bo‘lgan qator obektlar turlarini hamda yulduzlarning tug‘ilish o‘choqlarini, xususan, molekulyar bulutlarni kuzatamiz. Galaktikamizning shakli, o‘xshatish qilib aytganda, ikkita tarelkani og‘ziniog‘ziga qaratib bir-birini ustiga qo‘ygandagi ko‘rinishga juda o‘xshab ketadi. Galaktikamizda alohida yulduzlardan tashqari yulduzlarning to‘dalari ham mavjud. Bunday to‘dalar tarqoq va sharsimon ko‘rinishlarda uchraydi. Shuningdek, Galaktikamizda katta miqdorda vodorodning turli siyrak gazlari va chang zarralaridan tashkil topgan diffuz, gazchang tumanliklari ham mavjud.

Galaktikamiz o‘lchami haqida gapirsak, uning diametri 100 ming yorug‘lik yiliga teng bo‘lib, markazidan taxminan 30 000 yorug‘lik yili masofada Quyosh sistemasi joylashgan. Galaktikamizning bizga eng yaqin joylashgan yulduzigacha masofa 4,3 yorug‘lik yiliga teng bo‘lib, bizdan eng uzoq qismlarigacha masofa salkam 80 ming yorug‘lik yiligacha boradi.

7.2 - rasm

Galaktikamiz tuzilishi bo‘yicha u markaziy yadro, atrofida elliptic ko’rinishga ega bo'lgan balj deb ataluvchi qavariq qism, ekvatorial disk, so’ngra galo va nihoyat tojdan iborat. Uning disk tekisligida asosan spiralsimon tarmoqlar kuzatiladi Galaktikamizning markazidagi yadrosi Qavs yulduz turkumiga proeksiyalanib, u bu yo‘nalishdagi mavjud qoramtir tumanliklar tufayli bizga ko‘rinmaydi. Infraqizil nurlarda uni kuzatish, markaziy yadro qismining burchakli o‘lchami taxminan bir necha gradusni tashkil qilishi aniqlangan.

Galaktikamiz, sinfiga ko‘ra, spiral galaktika bo‘lib, uning markaziy qismida ikkita spiral tarmoqni ulab turuvchi bar ( ulagich ) borligi uchun uni SB sinfiga kiritish taklif qilinmoqda. Uning markazida o‘lchami 10 pk atrofidagi tez aylanuvchi ob’ekt kuzatiladi. U, quyuq gazchang materiya bilan o‘ralgan hamda ultrabinafsha va ko‘zga ko‘rinadigan nurlarni kuchli yutadigan yulduzlarning o‘ta zich to‘dasiga o‘xshaydi. Shuningdek u, tabiati jihatidan bizga hozircha butunlay noma’lum ob’ekt bo‘lishi ham ehtimoldan holi emas. Lekin Galaktikamiz yadrosi markazida massasi taxminan kamida 4 million Quyosh massasiga yaqin bo’lgan qora o’ra mavjud deb hisoblanmoqda. Shuni aytib o’tish o’rinliki, massiv yulduzlar evolyusiyasining oxiri qora o’ra bilan yakunlanib, Galaktikamizning boshqa qismlaridagi bunday o’ralar soni bir necha millionni tashkil qiladi. Galaktika markazidan 3 kpk masofada, radioastronomik metod yordamida, markazdan chetga tomon 50 km/s tezlik bilan kengayayotgan vodorod xalqasining shohobchasi topilgan.

Galaktikamiz diskining Quyosh joy olgan qismi atrofida bir necha spiral tarmoqlar topilgan bo‘lib, ular bo‘ylab yosh yulduzlarning tarqoqsimon to‘dalari, yulduzlararo gaz-chang materiya, yubduzlarning tug‘ilish o‘choqlari joylashgan.

7.3 - rasm

Masalan, Orion yulduz turkumida joylashgan yosh va turli qaynoq yulduzlar «Orion engi» deb ataluvchi tarmoqni hosil qilib, uning bir chetida Quyosh joylashadi. Bundan tashqari galaktikamizda yana ikki yirik tarmoqlar  Qavs engi tarmog‘i (Galaktika markazi tomonda) va Persey tarmog‘i (Galaktika markazidan qarama-qarshi tomonda)ning mavjudligi aniqlandi (7.3 -rasm).

Galaktikamizning tashkil etuvchilari

Demak, Galaktikamizning katta masshtabdagi ichki tuzilishi asosan ma’lum yupqa disk, uning markazida kichik yadro, atrofida qafariq balj, diskni o’rab turuvchi nisbatan katta ellipsoidal galo va undan keyin ulkan tojdan iborat ekan. Kuzatuvlarga ko‘ra, ushbu har bir qismning o‘zining ayrim boshqa qismda deyarli uchramaydigan ob’ektlari mavjud. Lekin hozircha, o‘zaro keskin farq qiluvchi qismlar ob’ektlari aniq ajratib ulgurilgani yo‘q, ammo o‘rta hisobda Galaktikamiz tarkibi va tuzilishi jihatidan uni 2 ta tashkil etuvchilarga oson ajratish mumkin. Qizig‘i shundaki, ularda biri qismida ikkinchisi kuzatilmaydi va teskarisi. Ular nomi “tekislik” va “sfera” tashkil etuvchilar deb ataladi.

Tekislik tashkil etuvchi qism Galaktimiz diski va unga yaqin fazodan joy olgan bo‘lib, tarkibiga yosh, qaynoq bo‘lgan, spektral sinflari O va B turlariga mansub yulduzlar, eng yosh qaynoq yulduzlar, uzun davrli sefeidlar, yangi va o’ta yangi yulduzlar, molekulyar va turli gaz-chang bulutlari hamda yulduzlarning tarqoqsimon to’dalari kiradi.Bu obyektlar Galaktikaning Somon Yo’li qismida joylashib, lekin ular uning yadrosi va uning atrofida kuzatilmaydi deyish mumkin. Ba’zan bu ob’ektlarni ba’zi avtorlar I – tur to’plami yoki tashkil etuvchilari ham dedilar. II – tur to’plami yoki “sfera” tashkil etuvchilarlar esa, asosan, yulduzlarning sharsimon to’dalari, qisqa davli sefeidlar, subkarliklar va turli qari yulduzlar, hususan, qora o’ralardan iborat. II – tur ob’ektlari Galaktikamizning galo va, qisman, yadro qismida kuzatiladi. Demak, Galaktikamiz evolyusiyasining bosh bosqichlarida dastlab sfera tashkil etuvchilar ob’ektlari tug’ilib, keyinchalik esa ma’lum modda uning ekvator qismida yig’ilib, undan I – tur ob’ektlari vujudga kelgan. Shu sababli tekislik tashkil etuvchilarda metallilik miqdori nisbatan anacha katta.

Galaktikamizning yuqorida aytilgan qator qismlarining aniq tarkibi va chegarasini ko’rsatish uchun birinchi navbatda ular yulduzlarigacha bo’lgan masofani bilish talab etadi. Yulduzlargacha masofalarni bilish, ularning fazodagi taqsimotini aniqlashga, binobarin Galaktikaning sktrukturasini o‘rganishga imkon beradi. Galaktikaning turli qismlarida yulduzlar sonini xarakterlash uchun yulduzlar soni bo’yicha zichligi tushunchasi kiritiladi. Yulduzlar zichligi 1 parsek kub hajmdagi yulduzlarning sonini xarakterlaydi. Hisob-kitoblar Quyosh atrofidagi zonada yulduzlarning zichligi 0,12 parsek kub ekanligini ma’lum qildi.

Osmonning turli qismlarida yulduzlarning zichligini aniqlash uchun har bir kvadrat gradusdagi yulduzlar sonini hisoblash zarur bo‘ladi. Bunday hisoblashlar yulduzlar soni Galaktika ekvatoriga yaqinlashganimiz sari oshib borishini ko‘rsatdi. Bu hol Galaktikamiz, uning aylanish o‘qi bo‘ylab siqilgan ko‘rinishda bo‘lib, Somon Yo‘li uning markaz atrofida aylanish o‘qiga perpendikulyar eng katta radiusli qismiga to‘g‘ri kelishini va Quyosh (aniqrog‘i Quyosh sistemasi) aynan shu simmetriya tekisligi yaqinida yotishini ma’lum qiladi.

Galaktikamiz strukturasiga tegishli, boshqa bir muhim xulosaga, uning ma’lum bir sohasida barcha yulduzlarning hisobini birdaniga emas, balki yulduzlar sonini har bir yulduz kattaligigacha alohidaalohida, ya’ni dastlab ko‘rinma yulduz kattaligini m_k kattalikkgacha bo‘lgan yulduzlar soni N_k ni, so‘ngra m_k+1 kattalikkacha bo‘lgan yulduzlar soni N_k+1 ni va hokazo hisoblash orqali erishish mumkin.

Agar bunda yulduzlarning zichligi, masofani ortishi bilan o‘zgarmaydi va ularning barchasi bir xil yorqinlikka ega deb qaralsa, u holda, yulduzlar xiralashgan sayin (ya’ni ko‘rinma yulduz kattaliklari ortgan sayin) ularning sonining ortib borishi; kuzatish qamrayotgan masofa ortishi bilan osmonning aniq bir yuzasiga proeksiyalanayotgan hajm ham ortib borishi orqali oson tushuntiriladi. Osmonning ma’lum bir sohasida yulduz kattaligi m ga teng va undan kichik yulduzlar, tegishli mos radius bilan chegaralangan shar sektori ichida joylashadi:

lg r_m =1+0,2(m-M).

Barcha yulduzlarning yorqinliklari bir xil deb olganimizda ularning yulduzlari absolyut yulduz kattaliklari ham bir xil M bo‘ladi deb qaraymiz. Yulduz kattaligi m+1 ga teng va undan kichik yulduzlar esa, r_m+1 –radiusli shar sektori ichida yotib, u ushbu ifodadan topiladi:

lg r_m+1=1+0,2(m+1)-M.

Bu tenglamadan oldingisini ayirsak

lg r_m+1 - lg r_m=0,2

yoki

qoladi. Yulduzlarning zichligi o‘zgarmaganda, ularning soni bu yulduzlar egallagan hajmning (binobarin radiuslarining) kubiga proporsional bo‘lishini e’tiborga olsak

yoki

,

ya’ni

bo‘ladi. Biroq kuzatishlar, m ortishi bilan yulduzlar soni bu qadar tez ortmasligini ko‘rsatadi. Xususan m ning uncha katta bo‘lmagan qiymatlari uchun ga yaqin, m=17 yulduzlar uchun esa 2 chiqadi. Agar barcha yulduzlarning yorqinliklari bir xil deb qaralsa, u holda kuzatiladigan ning qiymatlarini solishtirib, Quyoshdan uzoqlashayotgan barcha yo‘nalishlarda, yulduzlarning zichligi kamayib borishi ma’lum bo‘ladi. Agar yo‘nalish bo‘yicha, yulduzlararo bo‘shliqda nurning yutilish aytarli bo‘lmasa, bundan Galaktikamizning cheklanganligi haqida mulohaza kelib chiqadi.

Qilingan mulohazalar, aslida nisbatan murakkab masalani echish uchun yana bir asos bo‘ladi xolos. Bu masala, aslida, yulduzlar bir xil yorqinlikka ega emasligini va kuzatish natijalari yulduzlararo muhit tomonidan sezilarli o‘zgartirilishini hisobga olishi tufayli juda murakkab masalalardan sanaladi. Bu masalani hal qilishda, turli yorqinlikdagi yulduzlar uchun fazoni ma’lum sohasida M dan M+1 absolyut yulduz kattaligigacha bo‘lgan yulduzlar, umumiy yulduzlar sonining qancha miqdorini tashkil etishini hisobga oladigan yorqinlik funksiyasi- deb ataluvchi kattalik kiritiladi. Agar yorqinlik funksiyasi ma’lum bo‘lsa, u holda, turli masofalarda yulduzlarning zichligini hisoblash masalasi, ma’lum qiyinchiliklarga qaramay, hal qilsa bo‘ladigan masaladir.

Amalda bu masala turlicha hal qilingan bo‘lib, Galaktikamiz simmetriya tekisligi deyiluvchi asosiy tekisligiga nisbatan deyarli simmetrik ko‘rinishdagi, qutblari siqilgan ko‘rinishga ega. Somon Yo‘lining o‘rta chizig‘i bilan deyarli mos keladigan va osmon sferasi bilan kesishganda, hosil qiladigan katta aylanasigalaktik ekvator deyiladi. Mazkur sistemaning markazi, Galaktika markazi deyilib, u Quyosh sistemasidan qaraganda, Qavs yulduz turkumiga proeksiyalanadi. Uning ekvatorial koordinatalari, mos ravishda = 17^h 40^m ,  = - 29^ ni tashkil qiladi.

Galaktika markaziga yaqinlashgan sayin yulduziy zichlik ortib boradi. Shunday qilib Galaktikada yulduzlarning zichligi, uning tekisligi va uning markaziga tomon ortib borish xususiyatiga ega.

Yulduzlar zichligini, uning keskin kamayadigan masofalarini hamda Quyosh atrofi zonasida aniqlash, Galaktikamizning o‘lchamlari haqida ma’lumot beradi. Aniqlanishicha, Quyosh, Galaktika markazidan qarama-qarshi tomonda yotuvchi uning chegarasigacha masofa esa 5 ming pk bilan xarakterlanadi. Bundan Galaktikamizning diametri 30 kpk atrofida ekanligi ma’lum bo‘ladi. Quyoshning Galaktika ekvatorial tekisligidan uzoqligi esa 25 parsekni (shimoliy qutb tomonga) tashkil etadi.

Demak, Galaktikaning katta disk qismini tashkil etgan ob’ektlari - O va B spectral sinfiga kiruvchi yulduzlari, sefeidlar, tarqoq yulduz to‘dalari, o‘tayangi yulduzlarning 2rusumlilari va yulduz assotsiyalari, Galaktika tekisligida yotuvchi yupqa qalinlikdagi tekislik bilan chegaralangan fazoda joylashadi ( -rasm). Bu ob’ektlar haqida gap ketganda, ularning Galaktikamizning tekisligi sistemacha- sining ob’ektlari deb eslanadi.

7.4 - rasm

Biroq Galaktikamizning boshqa ob’ektlari, xususan, Liraning RR, Sumbulaning W, o‘tayangilarning 1-rusumlilari, submittilar, sharsimon to‘dalar egallagan hajm, nisbatan ulkan ellipsoid bilan chegaralanadi. Shuning uchun ham ular Galaktikamizning sferoidal (ba’zan sferik) sistemacha ob’ektlari deyiladi. Galaktikamiz kinematikasini o‘rganish, u Andromeda tumanligining strukturasiga o‘xshash spiral strukturaga ega ekanligini tasdiqlaydi (7.4 - rasm).