
- •II semestr 223
- •So’z boshi
- •Fan dasturi
- •I. Ўқув фанининг долзарблиги ва олий касбий таълимдаги ўрни
- •II. Ўқув фаннинг мақсади ва вазифалари
- •III. Асосий назарий қисм (маъруза машғулотлари) Сферик астрономия асослари
- •Амалий астрономия масалалари
- •Осмон механикаси элементлари: сайёралар ҳаракати
- •Астрофизика тушунчалари ва телескоплар
- •Қуёш ва унинг тизими физикаси
- •Юлдузлар физикаси асослари
- •Галактика астрономияси
- •Космогония ва космология
- •IV. Амалий машғулотларни ташкил этиш бўйича кўрсатма ва тавсиялар
- •V. Лаборатория ишларини ташкил этиш бўйича кўрсатмалар
- •VI. Мустақил таълимни ташкил этишнинг шакли ва мазмуни
- •Фойдаланиладиган адабиётлар рўйҳати Асосий дарсликлар ва ўқув қўлланмалар
- •Қўшимча адабиётлар
- •Ishchi o’quv dasturi
- •Тошкент – 2017
- •1. Ўкув фанини ўқитилиши бўйича услубий кўрсатмалар
- •2. Маъруза машғулотлари Сферик астрономия асослари
- •Амалий астрономия масалалари
- •Осмон механикаси элементлари: сайёралар ҳаракати
- •Астрофизика тушунчалари ва телескоплар
- •Қуёш ва унинг тизими физикаси
- •Юлдузлар физикаси асослари
- •Галактика астрономияси
- •Космогония ва космология
- •3. Амалий машғулотлар
- •4. Лаборатория ишларини ташкил этиш бўйича кўрсатмалар
- •5. Мустақил таълимни ташкил этишнинг шакли ва мазмуни
- •Мустақил таълим мавзулари
- •6. Фойдаланиладиган адабиётлар рўйҳати Асосий дарсликлар ва ўқув қўлланмалар
- •Қўшимча адабиётлар
- •Интернет сайтлари
- •Талабалар билимини баҳолаш мезонлари
- •I semestr Ma’ruza materiallari
- •§ 1. Astronomiya fani: vazifalari va amaliy ahamiyati
- •§ 2. Astronomiyaning zamonaviy bo’limlari
- •I bob. Sferik astronomiya asoslari
- •§ 1.1. Samo jismlari va yulduz turkumlari
- •§ 1.2. Yoritgichlarning ko’rinma harakati
- •§ 1.3. Osmon sferasi va uning elementlari
- •§ 1.4. Gorizontal va ekvatorial koordinatalar sistemalari
- •§ 1.5. Kuzatuvchi kenglamasi turlari va olam qutbuning gorizontdan balandligi
- •§ 1.6. Yerning sutkalik aylanish oqibatlari
- •§ 1.7. Ekliptika va unga bog’liq koordinatalar sistemasi
- •§ 1.8. Vaqtni kuzatuvdan aniqlash usullari
- •§ 1.9. Vaqt o‘lchash tizimlari
- •§ 1.10. Taqvim va uning turlari
- •§ 1.11. Yulian kunlari va sana o‘zgarish chizig‘I
- •§ 1.12. Sferik uchburchak: sferik trigonometriyaning asosiy formulalari
- •§ 1.13. Parallaktik uchburchak. Koordinatalar sistemalariaro o‘tish formulalari
- •§ 1.14. Refraksiya
- •§ 1.15. Parallaks
- •§ 1.16. Presessiya va nutatsiya
- •§ 1.17. Yoritgichlarning chiqish va botish momentlarini aniqlash
- •II bob. Astronomiyaning amaliy va astrometrik masalalari
- •§ 2.1. Yer radiusini aniqlash. Triangulyasiya usuli
- •§ 2.2. Kuzatuvchining geografik uzunlama va kenglamasini topish
- •§ 2.3. Quyosh sistemasi jismlarigacha bo‘lgan masofalarni aniqlish
- •§ 2.4. Quyosh sistemasi jismlarining o‘lchamlarini aniqlish
- •§ 2.5. Oy fazalari va tutilishi
- •§ 2.6. Quyosh tutilishi. Saros
- •§ 2.7. Fundamental va fotografik astrometriya
- •§ 2.8. Yulduzlarning xususiy harakati
- •III bob. Osmon mexanikasiga kirish
- •§ 3.1. Olamning geliotsentrik sistemasi va osmon mexanikasi masalalari
- •§ 3.2. Sayyoralarning sirtmoqsimon ko‘rinma harakati
- •§ 3.3. Sayyoralar konfiguratsiyalari va aylanish davrlari
- •§ 3.4. Sayyoralar orbita elementlari
- •§ 3.5. Kepler va Nyuton qonunlari
- •§ 3.6. Keplerning umumlashgan 3-qonuni
- •§ 3.7. Uch jism masalasi va uning chegaralangan holi
- •§ 3.8. Ko‘tarilishlar va pasayishlar
- •§ 3.9. Quyosh sistemasining barqarorlik muammosi
- •IV bob. Astrofizika tushunchalari va teleskoplar
- •§ 4.1. Elektromagnit nurlanish spektri va uning astrofizik tadqiqoti
- •§ 4.2. Yoritgichlarning ko‘rinma va absolyut kattaliklari
- •§ 4.3. Nurlanish qonunlari
- •§ 4.4. Astrofizik obyektlar nurlanishining spektral tahlili
- •§ 4.5. Spektral chiziqlarning Dopler siljishi
- •§ 4.6. Spektral qurilmalar
- •§ 4.7. Astrofizik jismning temperaturasi turlari
- •§ 4.8. Astrofizik uskunalar va teleskoplar
- •§ 4.9. Optik teleskoplar va ularning asosiy ko‘rsatgichlari
- •§ 4.10. Radioteleskoplar
- •§ 4.11. Infraqizil astronomiya
- •Amaliy mashg’ulot materiallari
- •Uyga vazifa
- •Uyga vazifa
- •Dars davomida talabalarga beriladigan masalalar.
- •Uyga vazifa
- •Dars davomida talabalarga beriladigan masalalar.
- •Uyga vazifa
- •Laboratoriya mashg’ulot materiallari
- •Nazariy qism.
- •Umumiy ko’rsatmalar
- •Yulian sanani hisoblash
- •Nazariy qism.
- •II semestr Ma’ruza materiallari
- •§ 5.1. Quyoshning umumiy xarakteristikalari va ichki tuzilishi
- •§ 5.2. Quyoshning spektri, temperaturasi, tarkibi va yadrosi
- •§ 5.3. Fotosfera va uning aktiv sohalari
- •§ 5.4. Xromosfera va uning aktiv elementlari
- •§ 5.5. Quyosh toji va uning radionurlanishi
- •§ 5.6. Quyosh aktivligining davriy o‘zgarishi
- •§ 5.7. Yer tipidagi sayyoralar
- •§ 5.8. Gigant sayyoralar
- •§ 5.9. Asteroidlar va mitti sayyoralar
- •§ 5.10. Kometalar
- •§ 5.11. Meteorlar va meteoritlar
- •VI bob. Yulduzlar fizikasi asoslari
- •§ 6.1. Normal yulduzlar
- •§ 6.2. Yulduzlarning spektral sinflari
- •§ 6.3. Spektr-yorqinlik diagrammasi
- •§ 6.4. Yulduzlar massasi
- •§ 6.5. Yulduzlar o‘lchamlarini aniqlash
- •§ 6.6. Massa-yorqinlik-radius bog‘liqligi
- •§ 6.7. Yulduzlarning ichki tuzilishi
- •§ 6.8. Qo‘shaloq yulduzlar
- •§ 6.9. O‘zgaruvchan yulduzlar
- •§ 6.10. Yangi va o‘tayangi yulduzlar
- •§ 7.1. Somon Yo‘li Galaktikasi va uning ichki tuzilishi
- •§ 7.3. Quyosh sistemasining xarakati
- •§ 7.4. Yulduzlarning tarqoqsimon va sharsimon to‘dalari
- •§ 7.6. Spiral tarmoqlar
- •VIII-bob. Galaktikadan tashqi astronomiya
- •§ 8.1. Galaktikalarning Xabbl klassifikatsiyasi
- •§ 8.2. Galaktikalarning maxalliy guruxi
- •§ 8.3. Galaktikalargacha masofalarni aniqlash usullari
- •§ 8.4. Galaktikalar to’dalari
- •§ 8.5. Yadrosi aktiv galaktikalar
- •§ 8.6. Koinot modeli va tuzilishi
- •Amaliy mashg’ulot materiallari
- •Uyga vazifa
- •Laboratoriya mashg’ulot materiallari
- •Назарий қисм
- •Ҳисобот
- •§ 1. Юлдузларнинг массаларини аниқлаш
- •§ 2. Юлдузларнинг ўлчамларини аниқлаш
- •§ 3. Зичлик
- •Mustaqil ta’lim mashg’ulotlari
- •Мустақил таълим мавзулари
- •Glossariy
- •Ilovalar Tarqatma materiallar
- •Testlar Test savollari
§ 7.6. Spiral tarmoqlar
Kuzatuvlarga va nazariy tadqiqotlarga ko’ra, hech qachon elliptik galaktikalardan spiral S-galaktikalar vujudga kelmasligi aniqlangan. Quyida dastlab spiral galaktikalarga tegishli kuzatuv ma’lumotlari berilib, so’ngra ularning vujudga kelish nazariyalari bilan qisqa tanishtiriladi.
Spiral galaktikalar disksimon ob’ektlar xisoblanib, ularning faqat markaziy qismida ma’lum qavariqlik mavjud, lekin bosiqligi (a-b)/a > 0,8. Ularda spiral tarmoqlarni kuzatish uchun eng yosh, qaynoq yulduzlarni, spektri O-B bo’lgan yulduzlarni, vodorodning ionlashgan HII zonalarini va neytral vodorod HI larni katta masshtabda aniqlab olish lozim. Qizig’i shundaki, ushbu har bir turdagi ob’ektlar bo’yicha alohida spiral tarmoqlar mavjud (7.10-rasm). Ular bir-birlari bilan ustma-ust tushmay, azimut burchagi bo’yicha ma’lum siljishga ega.
7.10 - rasm.
Spiral galaktikada neytral vodoroddan iborat tarmoqni topish uchun 21 sm to’lqin uzunlikdagi radio kuzatuvlar olib borish lozim. Xususan F.Kerr bizning Galaktikamizda shu yo’l bilan neytral vodoroddan iborat spiral tarmoqlarning aniq o’rnini topib, uning xaritasini tuzgan.
S galaktikalar markaz atrofida differensial tarzda aylanib, uzoq yillar davomida bu aylanish ikki xil deb kelingan:
-
buralib aylanadigan spiral galaktikalar,
-
ochilib aylanadigan S galaktikalar.
Zamonaviy
ma’lumotlarga ko’ra, juda ko’p S galaktikalar tarmoqlari bilan
buralib aylanishlari kuzatilib, kamdan-kam xolda ochilib aylanish
bo’lishi mumkin. Ushbu masalani kuzatuvlar yordamida aniqlash uchun
galaktika tekisligi bilan nur yo’nalishi orasidagi burchak i
quyidagi tengsizlikni qanoatlantirishi lozim:
.
S galaktikalar ichida ulagichli turlari (13-rasm) normal turga
nisbatan sezilarli ravishda ko’proqdir.
7.11 - rasm. Ulagichli spiral galaktikalar: NGC1530, NGC1365 va M83.
Spiral tarmoqning ko’ndalang kengligi uning tashkil etuvchi ob’ektlari turiga bog’liq: qari ob’ektlar tomon tarmoq kengligi qiymati doimo oshib boradi. Ob’ektlarning yoshi qanchalik qari bo’lsa, spiral tarmoqlar shunchalik ochiq va noaniq bo’ladi. Spiral tarmoqlar bo’ylab xam ayrim xollarda ularning yoshi uzluksiz o’zgarib borishi mumkin. Lekin, masalan, Svikki mashxur M51 galaktikasi ( 7.12 – rasm) tarmoqlari bo’ylab ular yoshi o’zgarmas ekanini aniqlagan, ya’ni yulduzlar tug’ilishi bir vaqtda tarmoq bo’ylab global tarzda ro’y bergan. Xuddi shunday hulosani u M101 va NGC 6946 spiral galaktikalar bo’yicha ham topgan. S galaktikalarni tekislik tashkil etuvchi qismining massasi nisbatan katta bo’lgani uchun bu erda potensial energiya mos ravishda kichik va shu tufayli ushbu qismiga ikki tomondan gaz-chang bulutlarning doimo oqimi mavjud. Bu oqimlar balki ma’lum darajada yangi tarmoqlarni vujudga kelishida manbaa sifatida muxim rol o’ynar.
Umumiy xolda matematik aniq spiral osongina quyidagi xollarda chizilishi mumkin:
-
Arximed spirali,
-
logarifmik spiral.
Bu
erda r va
- qutb koordinatalari, α = tg μ bo’lsa, unda μ – tarmoqning
buralish burchagini bildiradi.
7.12 - rasm. Mashxur M51 galaktikasi o’z yo’ldoshi bilan.
Shuni ta’kidlab o’tish lozimki, yuqoridagi spiral galaktikalarning ulkan tojlari albatta mavjud bo’lib, ular berilgan rasmlarda sezilmay «ko’rinmas yashirin massani» tashkil qiladilar. Yashirin massa muammosi xususan tarkibi va tuzilishi bugun qator kosmologlar tomonidan faol o’rganilmoqda. Bizning xisob-kitoblarimizga ko’ra esa toj massasi spiral tarmoqlarni nisbatan barqaror ushlab turishda va turli gravitatsion beqarorliklarni S galaktikaning diskida so’nishi uchun yordam beradi.
Spiral tarmoqlarning vujudga kelishi
Spiral galaktikalar miqdor jixatidan galaktikalar olamida ko’pchilikni tashkil qiladilar. Gigant galaktikalarni spiralligi masalasi astronomlarni yarim asrdan beri mutassil qiziqtirib kelmoqda. Bu masala xayotga dadil nazariyalarni keltirib chiqarib, baxslashuvlar manbai bo’lmoqda. Ba’zida esa Koinotning fundamental fizik asoslarini rad qiluvchi keskin g’oyalar xam paydo bo’lmoqda.
Masalan, mashxur amerikalik astronom-kosmogonist J.Jins shunday gipotezalardan birini o’rtaga tashlagan edi. Unga ko’ra fazoning kutilmagan metrik va akslantiruvchi yangi xossalari bo’lishi mumkin. U galaktikamizning markazi «maxsus nuqtalar» xarakteriga ega bo’lib, unda materiya uzluksiz ravishda vujudga kelib tursa kerak, degan fikrga kelgan. Bunday g’oyalar spiral tarmoqlar qanday kelib chiqqanligi muammosini tushuntirish qiyinligi sababli paydo bo’lib, ularning xatoligi keyinchalik ko’rsatilgan. Oxirgi yarim asr davrida galaktikalarda ro’y beradigan jarayonlarni tushuntirish yo’lida katta qadam quyildi. Bu yutuq gidrodinamika, statistik fizika, plazma fizikasi kabi fanlarning rivojlanganligi natijasidir.
Keng tarqalgan fikrga ko’ra, yulduzlar katta massali gaz bulutining gravitatsion siqilish beqarorligi natijasi xisoblanib, ular gurux-gurux bo’lib vujudga keladi. V.A.Ambarsumyan gipotezasi bo’yicha esa, yulduzlar o’ta zich gravitatsion jismlarning parchalanishi tufayli kelib chiqqan. Ammo o’ta zich materiya fizikasi xali ishlab chiqilmaganligi sababli, bu gipoteza spirallik muammosini xal etishda xozircha yordam bermaydi. Kuzatishlar gaz materiyasi ko’p bo’lgan galaktikalarda yulduzlarning tug’ilish jarayoni tezlashayotganini ko’rsatadi. 1961-63 yillarda spiral tarmoqlar galaktika yadrosidan otilib chiqqan massa deb taxmin qilishgan. Ammo spektral analiz yordamida tarmoqlardagi gaz bulutlarining va yulduzlarning tezligini o’lchash ular radial yo’nalishda emas, balki aylanma orbita bo’ylab xarakat qilishlarini isbotladi.
Moskva universiteti astrofizigi S.B.Pikelner birinchi bo’lib yulduzlararo gaz materiyasining muvozanatsiz xolatida magnit maydonning rolini tekshirgan. Ma’lumki, magnit maydon to’g’ridan-to’g’ri yulduz xarakatiga ta’sir ko’rsata olmaydi. U faqat yulduzlararo gazga ta’sir qiladi, gaz esa gravitatsion tortish natijasida yulduzlar xarakatini o’zgartirishi mumkin. Shu tariqa kuchli magnit maydon gaz materiyasini spiral tarmoqlarga yiqib, ushlab tura oladi. Xisob-kitoblarga ko’ra, spiral galaktikaning differensial aylanishiga qarshi turib, strukturani uzoq vaqt ushlab turish uchun juda katta kuchlanishli magnit maydon kerak. Xususan, bizning Galaktikamiz uchun kuzatuv yordamida o’lchangan umumiy magnit maydon kuchlanishi nisbatan ancha kichik ekani ma’lum bo’ldi. Lekin shunga qaramay magnit nazariya tarafdorlaridan Rossiya Fanlar akademiyasining Bosh astronomik observatoriyasi etakchi ilmiy xodimi professor V.A.Antonov bugun xam bu nazariya ustida ishlamoqda. Unga ko’ra, magnit kuch chiziqlari spiral tarmoqlarda zich joylashib, ular kuchli magnit dastalari tarzida yashab kelayotgan bo’lishlari mumkin.
Yana bir imkoniyatni o’z vaqtida P.Goldreyx va D.Linden-Bell ko’rsatishgan. Spiral tarmoqlar muammosi xal bo’lavermaganidan ular birinchi bo’lib bu tarmoqlar galaktikaning differensial aylanishi tufayli xaqiqatda ma’lum bir nisbatan qisqa davrda yo’qolib, o’rinlariga esa qaytadan yulduzlar tug’ilishi jarayoni yana spirallarni bera oladi degan fikrni nazariy ishlab chiqqanlar. Ammo bu nazariyada qatnashuvchi ba’zi parametrlar qiymati kuzatuvlar natijasida olingan qiymat bilan keskin farq qilgan. Demak, bu yo’l xam muammoni echa olmasligini ko’rsatadi.
Spiral
tarmoqlarning kelib chiqishi nafaqat yulduzlar tug’ilishi jarayoni
bilan balki galaktikalar o’rtasidagi o’zaro gravitatsion ta’sir
bilan xam yaqindan bog’liqdir (7.8–rasm). Gravitatsion ta’sir
nazariyasining spiral galaktikalar muammosidagi o’rniga birinchi
bo’lib Sankt-Peterburg universitetining taniqli olimi professor
K.F. Ogorodnikov e’tibor bergan. Uning g’oyasi samarqandlik N.
Toshpo’latov tomonidan amalga oshirilib, u qator chiroyli
natijalarga erishgan. Bu nazariyaga ko’ra, bir necha ming, xatto
million yulduzdan iborat
massali sistema atrofida undan ma’lum masofalarda m massali jism
aylanib o’tib ketganida, gravitatsion ta’sir tufayli
massali sistemada asta spiral struktura vujudga keladi. 1969 yili
amerikalik olimlar Tumrelar zarrachalar sonini ko’paytirib,
nisbatan to’liqroq ma’lumot olishgan. Bunda chiqadigan natija
massalar qiymatidan tashqari ayrim «to’qnashuv» parametrlariga
keskin bog’liq. 1973 yili esa Moskvalik taniqli olim professor R.A.
Syunyaev boshchiligidagi ilmiy gurux ushbu masalani qayta ko’rib
chiqishgan. Ular Sa, Sb, Sc, SBa, ...galaktikalar aynan qanday
xollarda vujudga kelish mumkinligini o’rganib chiqishgan va qator
yangi natijalar topishgan. Xozirgi kunda esa ikkita turli sinf
galaktikalari ta’sirlanishi va o’zaro to’qnashuvi masalalari
kompyuterda sonli tajriba usuli bilan faol o’rganilmoqda. Ularda
zarrachalar soni 100 mingdan ortiq, xattoki bugun xar biri bir
million bo’lgan sistemalarni olish mumkin.
26-Ma’ruza. Galaktikalarning Xabbl klassifikatsiyasi. Galaktikalar maxalliy guruhi. Galaktikalargacha masofani aniqlash. Galaktikalar tarkibi va fizik xossalari.