§ 8.3. Galaktikalargacha masofalarni aniqlash usullari

Galaktikalargacha masofalarni hisoblash, Galaktikadan tashqari astronomiya uchun muhim ahamiyat kasb etadi. Tashqi galaktikalarning massasi, yoritilganligi, o‘lchamlari va boshqa parametrlarining aniqlik darajasi, ungacha bo‘lgan masofaning qay darajada aniq topilganiga bog‘liq. Galaktikalargacha masofalarni o‘lchashning bir necha usullari mavjud. Ularning ayrimlari bilan tanishamiz:

Koinotning katta masshtabdagi tuzilishini (xususan, o‘tagalaktikalar va galaktikalarning to‘dalari a’zolarini, massalarini, tuzilishini taxlil qilish, Metagalaktikaning to‘rsimon strukturasini topishda va qator boshqa masalalarni) o‘rganish uchun galaktikalargacha bo‘lgan masofalarni iloji boricha aniq bilish zarur. Bu masofa ko‘p hollarda

M=m+5-5lgr-A(r) (8.5)

formuladan topiladi. Bu erda M – absolyut yulduziy kattalik, m – ko‘rinma yulduziy kattalik, A(r)- yutilish funksiyasi bo‘lib, u ko‘pincha empirik metod bilan topiladi. Ushbu masofani topishda qo‘llaniladigan usullar kuzatuv ob’ektlariga qarab, turlicha bo‘ladi. Bu ob’ektlar adabietda masofalar indikatorlari deyiladi. Ushbu indikatorlar sifatida ko‘pincha sefeidalar, yangi yulduzlar, o‘ta yangi yulduzlar, vodorodning H II zonalari ishlatilishi mumkin.

1. Sefeidlar metodi. Bu metodga ko‘ra tashqi galaktikada kuzatilgan ravshan sefeidning davri kuzatish orqali topilib, so‘ngra “yorqinlik-davri” bog‘lanishidan uning yorqinligi aniqlanadi. Keyin “Spektr-yorqinlik” diagrammasi asosida, sefeidning absolyut yulduz kattaligi M topiladi. Va, nihoyat, Galaktikagacha masofani topishga bevosita imkon beradigan, masofaning moduli (m-M) aniqlanadi. Bu erda m- tashqi galaktikada kuzatilayotgan sefeidning ko‘rinma yulduz kattaligini ifodalaydi.

2. Yangi yulduzlar metodi. Ma’lumki yangi yulduzlar chaqnaganda, maksimumida ularning absolyut yulduz kattaligi –8,5 gacha boradi. Sefeidlarni tadqiq etish shuni ko‘rsatadiki, maksimumidan keyin ularning ravshanligi qanchalik keskin pasaysa, maksimumida yorqinligi shunchalik yuqori bo‘ladi. Agar maksimumidan keyin ravshanligi 3 ga pasayishi uchun ketgan vaqt t bo‘lsa, u holda t < 12 sutka bo‘lganda, uning maksimumidagi absolyut yulduz kattaligi M=-9 bo‘ladi. t ortishi bilan, mos ravishda, M kamayadi. SHunga ko‘ra, sefeidnig maksimumida uning ko‘rinma yulduz kattaligi m va t ni aniqlab, masofaning moduli (m-M), binobarin galaktikagacha bo‘lgan masofani aniqlash mumkin bo‘ladi. SHuningdek, nisbatan yaqin joylashgan galaktikalargacha masofalarni, ularning burchak o‘lchamlariga ko‘ra ham aniqlash mumkin. Juda uzoqdagi galaktikalarning masofasi, ularning spektrlaridagi chiziqlarning doplercha siljishiga asoslanib, Xabbl ochgan (1929 y) qonun asosida topiladi.

3. O‘tayangi yulduzlar metodi. Bu ham oldingi usulga juda o‘xshash. O‘tayangi yulduz portlashida uning maksimumga erishgan ravshanligi kuzatuvdan ma’lum. Nisbatan tez o‘z holiga qaytib keluvchi o‘tayangilar uchun o‘rta hisobda M=-18.9^m, sekin o‘z holiga keluvchilari uchun M= -17.5^m. Qolgan hisob-kitob xuddi yuqoridek olib boriladi. Bu usul 1 Mpk masofagacha o‘rinli.

4. Ob’ektlarni o‘xshatish metodi. Galaktikamizdagi va o‘rganilaetgan boshqa galaktikalardagi ayrim ob’ektlarning absolyut yulduz kattaliklari deyarli bir xil deb olish mumkin. Masalan, yulduzlarning sharsimon to‘dalari uchun absolyut yulduziy kattalikning o‘rtacha qiymati (ayniqsa spiral galaktikalarda) xuddi bizning Galaktikamizdagi shunday to‘dalar uchun ma’lum qiymat bilan o‘xshash deb qarash mumkin. Bunday mezon eng ravshan yulduzlar uchun ham qo‘llanishi o‘rinli.

5. Xalqasimon struktura metodi. Bu usul Vokuler tomonidan taklif qilinib, spiral galaktikalarda mavjud halqasimon strukturalar o‘lchamlari o‘rta hisobda o‘zaro yaqinligiga asoslangan. Spiral galaktika turiga qaramay bu o‘lchamni 2,5 ± 0,4 kpk deb olinadi. Agar xalqaning chiziqli diametri ma’lum bo‘lsa, unda uning burchakli diametrini qiymatini kuzatuvdan olib, ushbu strukturagacha masofa osongina topiladi. Bu metodning afzalliklari shundaki, birinchidan nurlarni fazoda yutilishining umuman aloqasi yo‘q va ikkinchisi yuqoridagi usullar qo‘llab bo‘lmaydigan juda uzoq masofadagi galaktikalarga ishlatiladi.

6. Nuriy tezliklar metodi. Koinotdagi bizdan eng uzoq masofada yotgan galaktikalar uchun Xabblning qizilga siljish qonunini qo‘llash mumkin. Bunda

υ = H · r , (8.6)

bo‘lib, υ – galaktikalar yoki ular to‘dasining bizdan uzoqlashish tezligi, H – Xabbl doimiyligi, r – galaktikagacha masofa. Bu usul kamida 10 Mpk masofadan boshlabgina qo‘llanishi mumkin, ya’ni galaktika qanchalik uzoqda bo‘lsa natija shunchalik aniqroq chiqadi. Gap shundaki, (8.6) formula o‘rta hisobda bajarilib, galaktikalarning qoldiq tezliklari (400-500 km/sek) hisobga olinishi qiyin.

Galaktikalar to‘dalari yoki sistemalariga ham yulduzlarga qo‘llaniladigan statistik funksiyalarni ishlatish mumkin: yorqinlik funksiyasi , ravshanlik funksiyasi va massalar funksiyasi kabilarni kiritib, zarur statistik qonuniyatlar asosida ko‘rinma va haqiqiy masofalarni hamda galaktikalarning katta masshtabdagi taqsimotini topish mumkin. Masalan, bizga eng yaqin fazoda galaktikalar uchun assimetrik ko‘rinishga ega (8.8-rasm). Uning maksimumi ga to‘g‘ri keladi.

8.6–rasm. Bizga yaqin fazodagi galaktikalar sistemasi uchun yorqinlik funksiyasi.

Yorqinlik bo‘yicha esa adabietda quyidagi empirik bog‘lanish mavjud:

(8.7)

27-Ma’ruza. Galaktikalar to'dalari. O'zagi faol galaktikalar. Radiogalaktikalar. Kvazarlar. Gravitatsion linzalar.