Galaktikalarning shakllanishi va tuzilishi koinotning kelib chiqishi haqidagi navbatdagi muhim savoldir. U nafaqat kosmologiya tomonidan olam haqidagi fan sifatida, balki o'rganiladi kosmogoniy (yunoncha. "Goneya" - tug'ilish degan ma'noni anglatadi) - kosmik jismlar va ularning tizimlarining (sayyora, yulduz, galaktik kosmogoniya farqlanadi) kelib chiqishi va rivojlanishini o'rganadigan fan sohasi. Kosmologiya o'z xulosalarini fizika, kimyo va geologiya qonunlariga asoslaydi.

Galaxy yulduzlar va ularning tizimlarining (taxminan 10 13 yulduzgacha) o'z markazi (yadrosi) va turli shakllari (sferik, spiral, elliptik, tekis yoki hatto tartibsiz) bo'lgan ulkan klasterlardir. Galaktikalarning yadrolari koinotning asosiy moddasi bo'lgan vodorodni hosil qiladi. Galaktikalarning o'lchamlari bir necha o'nlab yorug'lik yilidan 18 million yorug'lik yiligacha o'zgarib turadi. Olamning bizga ko'rinadigan qismida - Metagalaktikada milliardlab galaktikalar mavjud va ularning har birida milliardlab yulduzlar mavjud. Barcha galaktikalar bir-biridan uzoqlashmoqda va galaktikalar uzoqlashganda bu "kengayish" tezligi ortadi. Galaktikalar statik tuzilmalardan uzoqda: ular shakli va konturini o'zgartiradi, to'qnashadi va bir-birini singdiradi. Bizning galaktikamiz hozirda Sagittarius mitti galaktikasini qamrab oladi. Taxminan 5 milliard yil ichida "dunyolar to'qnashuvi" sodir bo'ladi. Qo'shni galaktikalar Somon yo'li va Andromeda tumanligi sekin, lekin muqarrar ravishda bir-biriga qarab 500 ming km/soat tezlikda harakatlanmoqda.

Bizning galaktikamiz Somon yo'li deb ataladi va 150 milliard yulduzdan iborat. Biz bu yulduzlar to'plamini tiniq kechalarda Somon yo'lining chizig'i sifatida ko'ramiz. U yadro va bir nechta spiral shoxlardan iborat. Uning o'lchamlari 100 ming yorug'lik yili. Galaktikaning yoshi taxminan 15 milliard yil. Somon yo'liga eng yaqin galaktika (yorug'lik nuri 2 million yilda yetib boradi) Andromeda tumanligidir. Bizning galaktikamizdagi yulduzlarning aksariyati qalinligi taxminan 1500 yorug'lik yili bo'lgan biconveks linzalari ko'rinishidagi ulkan "diskda" to'plangan. Galaktika ichidagi yulduzlar va tumanliklar juda murakkab orbitalarda harakatlanadi. Avvalo, ular Galaktikaning o'z o'qi atrofida taxminan 250 km/s tezlikda aylanishida ishtirok etadilar. Quyosh galaktika markazidan taxminan 30 ming yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan. O'zining mavjudligi davomida Quyosh o'z aylanish o'qi atrofida taxminan 25 aylanishni amalga oshirdi.

Yulduzlarning paydo bo'lishi va ulardagi elementlarning sintezidan farqli o'laroq, galaktikalarning paydo bo'lish jarayoni hali yaxshi tushunilmagan. 1963 yilda ular kuzatilishi mumkin bo'lgan koinot chegarasida kashf qilishdi kvazarlar(kvazziyulduzli radio manbalar) galaktikalarning yorqinligidan yuzlab marta kattaroq va o'lchamlari ulardan o'nlab marta kichikroq bo'lgan koinotdagi eng kuchli radio emissiya manbalari. Kvazarlar yangi galaktikalarning yadrolarini ifodalaydi va shuning uchun galaktikalarning paydo bo'lish jarayoni hozirgi kungacha davom etmoqda, deb taxmin qilingan.

Yaxshi ishingizni bilimlar bazasiga yuborish oddiy. Quyidagi shakldan foydalaning

Talabalar, aspirantlar, bilimlar bazasidan o‘z o‘qishlarida va ishlarida foydalanayotgan yosh olimlar sizdan juda minnatdor bo‘lishadi.

http://www.allbest.ru/ saytida joylashtirilgan

Nodavlat ta'lim muassasasi

oliy kasbiy ta'lim

ANTRACT

zamonaviy tabiatshunoslik kontseptsiyasiga ko'ra

"Galaktika evolyutsiyasi va tuzilishi" mavzusida

Moskva 2013 yil

Kirish

1. Galaktikalar evolyutsiyasi

2. Galaktikalarning tuzilishi

3. Galaktikamizning tuzilishi (Somon yo‘li)

Xulosa

Bibliografiya

Kirish

Hozirgi vaqtda galaktikalarning kelib chiqishi va evolyutsiyasi haqida qoniqarli nazariya mavjud emas. Ushbu hodisani tushuntirish uchun bir nechta raqobatbardosh farazlar mavjud, ammo ularning har biri o'zining jiddiy muammolariga ega. Inflyatsiya gipotezasiga ko'ra, koinotda birinchi yulduzlar paydo bo'lgandan so'ng, ularning gravitatsion klasterlarga, keyin esa galaktikalarga birlashishi jarayoni boshlandi. Yaqinda bu nazariya shubha ostiga olindi. Zamonaviy teleskoplar Katta portlashdan taxminan 400 ming yil o'tgach mavjud bo'lgan ob'ektlarni ko'ra oladigan darajada "qarashga" qodir. To'liq shakllangan galaktikalar o'sha davrda allaqachon mavjud bo'lganligi aniqlandi. Taxminlarga ko'ra, birinchi yulduzlarning paydo bo'lishidan koinotning yuqorida aytib o'tilgan rivojlanish davri o'rtasida juda oz vaqt o'tgan va Katta portlash nazariyasiga ko'ra, galaktikalar paydo bo'lishga ulgurmagan bo'lar edi.

Yana bir keng tarqalgan faraz shundan iboratki, kvant tebranishlari doimo vakuumda sodir bo'ladi. Ular, shuningdek, koinot mavjudligining boshida, olamning inflyatsion kengayishi, o'ta yorug'lik tezligida kengayish jarayoni davom etayotgan paytda sodir bo'lgan. Bu shuni anglatadiki, kvant tebranishlarining o'zi (lotincha fluctuatio - tebranish) va boshlang'ich hajmidan ko'p, bir necha marta kattaroq bo'lgan o'lchamlarga qadar kengaydi. Ulardan inflyatsiya to'xtagan paytda mavjud bo'lganlari "shishib ketgan" bo'lib qoldi va shu tariqa koinotdagi birinchi tortishish bir xilligi bo'lib chiqdi. Ma’lum bo‘lishicha, materiya bu bir jinsli bo‘lmaganlar atrofida gravitatsion siqilishdan o‘tib, gaz tumanliklarini hosil qilish uchun taxminan 400 ming yil vaqt kerak bo‘lgan. Va keyin yulduzlarning paydo bo'lishi va tumanliklarning galaktikalarga aylanishi jarayoni boshlandi.

1. Galaktikalar evolyutsiyasi

Galaktikalarning paydo bo'lishi tortishish kuchlari ta'sirida sodir bo'lgan koinot evolyutsiyasining tabiiy bosqichi sifatida qaraladi. Ko'rinishidan, taxminan 14 milliard yil oldin, protoklasterlarning ajralishi birlamchi moddada boshlangan (yunonchadan proto - birinchi). Protoklasterlarda turli dinamik jarayonlar jarayonida galaktikalar guruhlari ajratilgan. Galaktika shakllarining xilma-xilligi galaktikalarning paydo bo'lishi uchun boshlang'ich sharoitlarning xilma-xilligi bilan bog'liq. Galaktikaning qisqarishi taxminan 3 milliard yil davom etadi. Bu vaqt ichida gaz buluti yulduz tizimiga aylanadi. Yulduzlar gaz bulutlarining gravitatsion siqilishi natijasida hosil bo'ladi. Siqilgan bulutning markazi termoyadroviy reaktsiyalar samarali bo'lishi uchun etarli bo'lgan zichlik va haroratga yetganda, yulduz tug'iladi. Massiv yulduzlarning chuqurligida geliydan og'irroq kimyoviy elementlarning termoyadroviy sintezi sodir bo'ladi. Ushbu elementlar birlamchi vodorod-geliy muhitiga yulduz portlashlari paytida yoki yulduzlar bilan materiyaning tinch chiqishi paytida kiradi. Temirdan og'irroq elementlar ulkan yangi yulduz portlashlari paytida hosil bo'ladi. Shunday qilib, birinchi avlod yulduzlari birlamchi gazni geliydan og'irroq kimyoviy elementlar bilan boyitadi. Bu yulduzlar eng qadimgi va vodorod, geliy va juda oz miqdordagi og'ir elementlardan iborat. Ikkinchi avlod yulduzlarida og'ir elementlarning aralashmasi ko'proq seziladi, chunki ular allaqachon og'ir elementlar bilan boyitilgan birlamchi gazdan hosil bo'ladi. Yulduz tug'ilishi jarayoni galaktikaning davom etayotgan siqilishi bilan sodir bo'ladi, shuning uchun yulduzlarning shakllanishi tizimning markaziga yaqinroq va yaqinroq sodir bo'ladi va markazga qanchalik yaqin bo'lsa, yulduzlarda qanchalik og'ir elementlar bo'lishi kerak. Bu xulosa bizning Galaktika va elliptik galaktikalar halosidagi yulduzlardagi kimyoviy elementlarning ko'pligi haqidagi ma'lumotlarga juda mos keladi. Aylanadigan galaktikada kelajakdagi halo yulduzlari qisqarishning oldingi bosqichida, aylanish hali galaktikaning umumiy shakliga ta'sir qilmagan paytda hosil bo'ladi.

Galaktikamizdagi bu davrning dalili globulyar yulduz klasterlaridir. Protogalaktikaning siqilishi to'xtaganda, hosil bo'lgan disk yulduzlarining kinetik energiyasi kollektiv tortishish o'zaro ta'sirining energiyasiga teng bo'ladi. Bu vaqtda spiral strukturaning shakllanishi uchun sharoitlar yaratiladi va yulduzlarning tug'ilishi gaz juda zich bo'lgan spiral novdalarda sodir bo'ladi. Bu uchinchi avlod yulduzlari. Bularga bizning Quyoshimiz kiradi. Yulduzlararo gaz zahiralari asta-sekin tugaydi va yulduzlarning tug'ilishi kuchayib boradi. Bir necha milliard yil ichida barcha gaz zahiralari tugagach, spiral galaktika xira qizil yulduzlardan iborat lentikulyar galaktikaga aylanadi. Elliptik galaktikalar allaqachon bu bosqichda: ulardagi barcha gaz 10-15 milliard yil oldin iste'mol qilingan. Galaktikalar yoshi taxminan koinot yoshiga teng. Astronomiya sirlaridan biri galaktikalar yadrolari nimadan iboratligi masalasi bo'lib qolmoqda. Ba'zi galaktik yadrolarning faol ekanligi juda muhim kashfiyot edi. Bu kashfiyot kutilmagan edi. Ilgari, galaktika yadrosi yuz millionlab yulduzlar to'plamidan boshqa narsa emas, deb ishonilgan. Ma'lum bo'lishicha, ba'zi galaktik yadrolarning ham optik, ham radio emissiyasi bir necha oy davomida o'zgarishi mumkin. Bu shuni anglatadiki, qisqa vaqt ichida yadrolardan juda katta miqdordagi energiya ajralib chiqadi, bu o'ta yangi yulduz portlashi paytida chiqarilgandan yuzlab marta ko'pdir. Bunday yadrolar "faol" deb ataladi va ularda sodir bo'ladigan jarayonlar "faollik" deb ataladi. 1963 yilda bizning galaktikamiz chegaralaridan tashqarida joylashgan yangi turdagi ob'ektlar topildi. Bu narsalar yulduzsimon ko'rinishga ega. Vaqt o'tishi bilan ular ularning yorqinligi galaktikalarning yorqinligidan o'nlab marta ko'p ekanligini aniqladilar! Eng ajablanarlisi shundaki, ularning yorqinligi o'zgaradi. Ularning nurlanish kuchi faol yadrolarning kuchidan minglab marta katta. Bu jismlar kvazarlar deb atalgan. Hozirgi vaqtda ba'zi galaktikalarning yadrolari kvazarlar ekanligiga ishonishadi.

Olimlar 1940-yillarning oʻrtalarida galaktikalar evolyutsiyasi muammosiga jiddiy yondashishni boshladilar. Bu yillar yulduzlar astronomiyasida bir qancha muhim kashfiyotlar bilan nishonlandi. Ochiq va sharsimon yulduz klasterlari orasida yosh va qari borligini aniqlash mumkin edi va olimlar hatto ularning yoshini ham hisoblay olishdi. Har xil turdagi galaktikalarda aholini ro'yxatga olish turini o'tkazish va natijalarni solishtirish kerak edi. Qaysi galaktikalarda (elliptik yoki spiral), qaysi galaktikalar sinfida yosh yoki kattaroq yulduzlar ustunlik qiladi. Bunday tadqiqot galaktikalar evolyutsiyasi yoʻnalishini aniq koʻrsatib beradi va galaktikalarning Xabbl tasnifining evolyutsion maʼnosini oydinlashtirish imkonini beradi. Biroq, avvalo, astronomlar har xil turdagi galaktikalar o'rtasidagi raqamli munosabatlarni aniqlashlari kerak edi. Uilson tog‘i rasadxonasida olingan fotosuratlarni bevosita o‘rganish Xabblga quyidagi natijalarni olish imkonini berdi: elliptik galaktikalar - 23%, spiral galaktikalar - 59%, panjarali spirallar - 15%, tartibsiz - 3%.

Astrofizik Edvin Pauell Xabbl 1926-yilda galaktikalarning qiziqarli tasnifini taklif qildi va 1936-yilda uni takomillashtirdi. Bu tasnif “Hubble tuning fork” deb ataladi. 1953 yilda vafotigacha. Xabbl o'z tizimini takomillashtirdi va uning o'limidan so'ng bu amerikalik astronom Allan Reks Samndij tomonidan amalga oshirildi, u 1961 yilda Hubble tizimiga muhim yangiliklarni kiritdi. yulduz qorong'u materiya galaktikasi Somon yo'li

Biroq, 1948 yilda astronom Yuriy Nikolaevich Efremov amerikalik astronom Xarlou Shaplining galaktikalar katalogi va NASA tadqiqot markazi ma'lumotlarini qayta ishladi. Eyms va quyidagi xulosalarga keldi: elliptik galaktikalar mutlaq kattalikdagi spiral galaktikalarga qaraganda o'rtacha 4 kattalik zaifroq. Ular orasida mitti galaktikalar ko'p. Agar biz ushbu holatni hisobga olsak va birlik hajmdagi galaktikalar sonini qayta hisoblasak, elliptik galaktikalar spiralga qaraganda taxminan 100 baravar ko'p ekanligi ma'lum bo'ladi. Ko'pchilik spiral galaktikalar gigant galaktikalar, ko'pchilik elliptik galaktikalar mitti galaktikalardir. Albatta, ikkalasi orasida o'lchamlari bo'yicha ma'lum bir tarqalish mavjud; elliptik gigant galaktikalar va spiral mittilar mavjud, ammo ikkalasi ham juda oz. 1947 yilda X.Shepli tartibsiz galaktikalardan spiralga, keyin esa elliptik galaktikalarga o‘tganimizda yorqin supergigantlar soni asta-sekin kamayib borishiga e’tibor qaratdi. Ma'lum bo'lishicha, aynan tartibsiz galaktikalar va shoxlari yuqori bo'lgan galaktikalar yosh edi. Keyin X.Shapli galaktikalarning bir sinfdan ikkinchi sinfga o‘tishi shart emas, degan fikrni bildirdi. Galaktikalarning barchasi biz ko'rib turganimizdek shakllangan bo'lishi mumkin, keyin esa asta-sekin ularning shakllarini tekislash va yaxlitlash yo'nalishi bo'yicha evolyutsiyaga uchragan bo'lishi mumkin. Galaktikalarda bir tomonlama oʻzgarish boʻlmasa kerak. X.Shapli yana bir muhim holatga e'tibor qaratdi. Qo'sh galaktikalar bir galaktikaning to'qnashuvi va boshqa bir galaktika tomonidan tutilishi natijasi emas. Spiral galaktikalar ko'pincha elliptik galaktikalar bilan bunday juftlikda yashaydi. Bunday galaktik juftliklar, ehtimol, birga paydo bo'lgan. Bunday holda, ular sezilarli darajada boshqacha rivojlanish yo'lidan o'tgan deb taxmin qilish mumkin emas. 1949 yilda sovet astronomi Boris Vasilyevich Kukarkin nafaqat juftlashgan galaktikalar, balki galaktikalar klasterlari ham mavjudligiga e'tibor qaratdi. Shu bilan birga, galaktikalar klasterining yoshi, samoviy mexanika ma'lumotlariga ko'ra, 10-12 milliard yildan oshmasligi kerak. Shunday qilib, turli shakldagi galaktikalar Metagalaktikada deyarli bir vaqtda shakllanganligi ma'lum bo'ldi. Bu shuni anglatadiki, har bir galaktikaning mavjudligi davomida bir turdan ikkinchisiga o'tishi mutlaqo keraksizdir.

2. Galaktikalarning tuzilishi

Galamktika (qadimgi yunoncha GblboYabt — Somon yoʻli) — gravitatsion bogʻlangan yulduzlar, yulduzlararo gaz, chang va qorongʻu moddalar tizimi. Galaktikalardagi barcha jismlar umumiy massa markaziga nisbatan harakatda ishtirok etadi. Galaktikalar juda uzoq ob'ektlardir, eng yaqinlarigacha bo'lgan masofa odatda megaparseklarda, uzoqlarga esa - qizil siljish z birliklarida o'lchanadi. Aynan ularning uzoqligi tufayli osmonda faqat uchtasini yalang'och ko'z bilan ajratib ko'rsatish mumkin: Andromeda tumanligi (shimoliy yarim sharda ko'rinadi), Katta va Kichik Magellan bulutlari (janubiy yarim sharda ko'rinadi). 20-asr boshlariga qadar galaktikalar tasvirlarini alohida yulduzlargacha hal qilish mumkin emas edi. 1990-yillarning boshlariga kelib, alohida yulduzlarni ko'rish mumkin bo'lgan 30 dan ortiq galaktikalar mavjud emas edi va ularning barchasi Mahalliy guruhning bir qismi edi. Xabbl kosmik teleskopi ishga tushirilgandan va 10 metrli yerga asoslangan teleskoplar ishga tushirilgandan so'ng, alohida yulduzlarni farqlash mumkin bo'lgan galaktikalar soni keskin oshdi. Galaktikalar tuzilishidagi hal qilinmagan muammolardan biri bu qorong'u materiya bo'lib, u faqat tortishish o'zaro ta'sirida namoyon bo'ladi. U galaktikaning umumiy massasining 90% ni tashkil qilishi yoki mitti galaktikalardagi kabi butunlay yoʻq boʻlishi mumkin.

Galaktika disk, halo va tojdan iborat.

1. Halo (Galaktikaning sferik komponenti). Uning yulduzlari galaktika markaziga to'g'ri keladi va galaktika markazida yuqori bo'lgan materiyaning zichligi undan uzoqlashganda juda tez tushadi.

2. Boʻrtiq — Galaktika markazidan bir necha ming yorugʻlik yili uzoqlikdagi haloning markaziy, eng zich qismi.

3. Yulduzli disk (Galaktikaning tekis komponenti). Bu chetiga o'ralgan ikkita plastinkaga o'xshaydi. Diskdagi yulduzlarning kontsentratsiyasi haloga qaraganda ancha katta. Disk ichidagi yulduzlar Galaktika markazi atrofida aylana traektoriyalari bo'ylab harakatlanadi. Quyosh yulduz diskida spiral qo'llar orasida joylashgan.

Galaktikaning markaziy, eng ixcham hududi yadro deb ataladi. Yadro yulduzlarning yuqori konsentratsiyasiga ega, har bir kub parsekda minglab yulduzlar mavjud. Deyarli har bir galaktikaning markazida juda katta jism - qora tuynuk - shunday kuchli tortishish kuchi borki, uning zichligi atom yadrolarining zichligiga teng yoki undan katta. Darhaqiqat, har bir qora tuynuk kosmosda kichikdir, ammo massa jihatidan u shunchaki dahshatli, shiddat bilan aylanadigan yadrodir. "Qora tuynuk" nomi juda achinarli, chunki u umuman teshik emas, balki kuchli tortishish kuchiga ega juda zich tanadir - hatto engil fotonlar ham undan qochib qutula olmaydi. Va qora tuynuk juda ko'p massa va aylanishning kinetik energiyasini to'plaganida, unda massa va kinetik energiya muvozanati buziladi va keyin u o'zidan parchalarni chiqarib yuboradi, ular (eng massiv) ikkinchi darajali kichik qora tuynuklarga aylanadi. kichik bo'laklar galaktik bulutlardan katta vodorod atmosferalarini yig'ib, kelajakdagi yulduzlarga aylanadi va to'plangan vodorod termoyadro sintezini boshlash uchun etarli bo'lmaganda kichik bo'laklar sayyoralarga aylanadi. Menimcha, galaktikalar katta qora tuynuklardan hosil bo'ladi, bundan tashqari materiya va energiyaning kosmik aylanishi galaktikalarda sodir bo'ladi. Birinchidan, qora tuynuk Metagalaktikada tarqalgan moddalarni o'ziga singdiradi: bu vaqtda o'zining tortishish kuchi tufayli u "chang va gaz so'rg'ich" vazifasini bajaradi. Metagalaktikada tarqalgan vodorod qora tuynuk atrofida to'planib, gaz va changning sharsimon to'planishi hosil bo'ladi. Qora tuynukning aylanishi gaz va changni o'ziga singdirib, sferik bulutning tekislanishiga olib keladi va markaziy yadro va qo'llarni hosil qiladi. Kritik massa to'planib, gaz va chang buluti markazidagi qora tuynuk markaziy qora tuynuk atrofida dumaloq orbitaga otish uchun etarli bo'lgan yuqori tezlanish bilan undan ajralib chiqadigan bo'laklarni (fragmentoidlarni) chiqara boshlaydi. Orbitada gaz va chang bulutlari bilan o'zaro ta'sirlashganda, bu fragmentoidlar gravitatsion ravishda gaz va changni ushlaydi. Katta fragmentoidlar yulduzga aylanadi. Qora tuynuklar o'zlarining tortishish kuchi bilan kosmik chang va gazni tortib oladilar, ular bunday teshiklarga tushib, juda qizib ketadi va rentgen nurlarini chiqaradi. Qora tuynuk atrofida materiya miqdori kamayganda, uning yorqinligi keskin kamayadi. Shuning uchun ba'zi galaktikalar markazida yorqin nur bor, boshqalari esa yo'q. Qora tuynuklar kosmik "qotillar"ga o'xshaydi: ularning tortishish kuchi hatto fotonlar va radio to'lqinlarni ham o'ziga tortadi, shuning uchun qora tuynukning o'zi chiqarmaydi va butunlay qora tanaga o'xshaydi. Ammo, ehtimol, vaqti-vaqti bilan qora tuynuklar ichidagi tortishish muvozanati buziladi va ular kuchli tortishish kuchi bilan o'ta zich moddalar bo'laklarini chiqarib yuborishni boshlaydilar, ularning ta'siri ostida bu bo'laklar sharsimon shaklga ega bo'lib, atrofdagi kosmosdan chang va gazni tortib olishni boshlaydilar. . Olingan moddadan bu jismlarda qattiq, suyuq va gazsimon qobiqlar hosil bo'ladi. Qora tuynuk tomonidan chiqarilgan o'ta zich materiyaning (fragmentoid) laxtasi qanchalik katta bo'lsa, u atrofdagi kosmosdan shunchalik ko'p chang va gaz to'playdi (agar, albatta, bu modda atrofdagi bo'shliqda mavjud bo'lsa). Yulduzlararo muhitning deyarli barcha molekulyar moddalari galaktik diskning halqasimon mintaqasida (3-7 kpc) to'plangan. Galaktikaning markaziy mintaqalaridan ko'rinadigan nurlanish moddalarning qalin qatlamlari orqali bizdan butunlay yashiringan.

Galaktikalarning uch turi mavjud: spiral, elliptik va tartibsiz. Spiral galaktikalar aniq belgilangan disk, qo'llar va halosga ega. Markazda yulduzlar va yulduzlararo materiyaning zich klasteri, eng markazida esa qora tuynuk joylashgan. Spiral galaktikalardagi qo'llar o'z markazidan cho'ziladi va yadro va uning markazidagi qora tuynuk (aniqrog'i, o'ta zich jism) aylanishiga qarab o'ngga yoki chapga buriladi. Galaktika diskining markazida bo'rtiq deb ataladigan sferik kondensatsiya mavjud. Tarmoqlar (qo'llar) soni har xil bo'lishi mumkin: 1, 2, 3,... lekin ko'pincha faqat ikkita shoxli galaktikalar mavjud. Galaktikalarda halo yulduzlar va spirallar yoki disklarga kiritilmagan juda kam uchraydigan gazsimon moddalarni o'z ichiga oladi. Biz Somon yo'li deb ataladigan spiral galaktikada yashaymiz va aniq kunlarda bizning Galaktikamiz tungi osmonda osmon bo'ylab keng, oq rangli chiziq shaklida aniq ko'rinadi. Bizning Galaktikamiz bizga profilda ko'rinadi. Galaktikalar markazidagi globulyar klasterlar galaktika diskining joylashuvidan deyarli mustaqildir. Galaktikalarning qo'llari barcha yulduzlarning nisbatan kichik qismini o'z ichiga oladi, ammo ularda deyarli barcha yuqori yorqinlikdagi issiq yulduzlar to'plangan. Ushbu turdagi yulduzlar astronomlar tomonidan yosh hisoblanadi, shuning uchun galaktikalarning spiral qo'llarini yulduz paydo bo'lish joyi deb hisoblash mumkin. Elliptik galaktikalar ko'pincha spiral galaktikalarning zich klasterlarida joylashgan. Ular ellipsoid yoki to'p shakliga ega va sferiklar odatda ellipsoidlardan kattaroqdir. Ellipsoid galaktikalarning aylanish tezligi spiral galaktikalarnikidan kamroq, shuning uchun ularning diski hosil bo'lmaydi. Bunday galaktikalar, odatda, yulduzlarning globulyar klasterlari bilan to'yingan. Astronomlarning fikricha, elliptik galaktikalar eski yulduzlardan iborat va gazdan deyarli mahrum. Noto'g'ri galaktikalar odatda past massa va hajmga ega va bir nechta yulduzlarni o'z ichiga oladi. Qoida tariqasida, ular spiral galaktikalarning sun'iy yo'ldoshlari. Ularda odatda juda oz globulyar yulduzlar klasterlari mavjud. Bunday galaktikalarga Somon yo'lining sun'iy yo'ldoshlari - Katta va Kichik Magellan bulutlarini misol qilib keltirish mumkin. Ammo tartibsiz galaktikalar orasida kichik elliptik galaktikalar ham mavjud.

3. Galaktikamizning tuzilishi (Somon yo'li)

Somon yo'li - latdan. laktea "sut yo'li" orqali

Sovet astronomik maktabida Somon yo'li oddiygina "bizning Galaktikamiz" yoki "Somon yo'li tizimi" deb nomlangan; "Somon yo'li" iborasi kuzatuvchiga Somon yo'lini optik jihatdan tashkil etuvchi ko'rinadigan yulduzlarga ishora qilish uchun ishlatilgan.

Galaktikaning diametri taxminan 30 ming parsek (taxminan 100 000 yorug'lik yili, 1 kvintillion kilometr), o'rtacha qalinligi taxminan 1000 yorug'lik yili. Galaktikada, eng past hisob-kitoblarga ko'ra, taxminan 200 milliard yulduz mavjud (zamonaviy hisob-kitoblar 200 dan 400 milliardgacha). Yulduzlarning asosiy qismi tekis disk shaklida joylashgan. 2009 yil yanvar holatiga ko'ra Galaktikaning massasi 3·10 12 Quyosh massasi yoki 6·10 42 kg deb baholangan. Galaktika massasining katta qismi yulduzlar va yulduzlararo gazda emas, balki qorong'u materiyaning yorug' bo'lmagan halosida joylashgan. Faqat 1980-yillarda astronomlar Somon yo‘li oddiy spiral galaktika emas, balki to‘siqli spiral galaktika ekanligini taxmin qilishdi. Bu taxminni 2005 yilda Lyman Spitzer kosmik teleskopi tasdiqladi, bu bizning galaktikamizning markaziy chizig'i ilgari o'ylanganidan kattaroq ekanligini ko'rsatdi. Yoshi bir necha milliard yildan oshmaydigan yosh yulduzlar va yulduz klasterlari disk tekisligi yaqinida to'plangan. Ular yassi deb ataladigan komponentni hosil qiladi. Ular orasida yorqin va issiq yulduzlar ko'p. Galaktika diskidagi gaz ham asosan uning tekisligi yaqinida to'plangan. U notekis taqsimlangan bo'lib, ko'plab gaz bulutlarini hosil qiladi - bir necha ming yorug'lik yiliga cho'zilgan heterojen tuzilishdagi ulkan bulutlardan tortib, o'lchami parsekdan oshmaydigan kichik bulutlargacha. Galaktikaning o'rta qismida bo'rtiq deb ataladigan qalinlashuv mavjud bo'lib, uning diametri taxminan 8 ming parsek. Galaktika yadrosining markazi Sagittarius yulduz turkumida joylashgan. Quyoshdan Galaktika markazigacha bo'lgan masofa 8,5 kiloparsek (2,62·10 17 km, yoki 27700 yorug'lik yili). Galaktikaning markazida, aftidan, o'ta massiv qora tuynuk mavjud bo'lib, uning atrofida o'rtacha massali qora tuynuk va taxminan 100 yil orbital davri va bir necha ming nisbatan kichiklari aylanadi. Ularning qo'shni yulduzlarga qo'shma tortishish ta'siri ikkinchisining g'ayrioddiy traektoriyalar bo'ylab harakatlanishiga olib keladi. Aksariyat galaktikalarning yadrosida supermassiv qora tuynuklar bor degan taxmin mavjud. Galaktikaning markaziy hududlari yulduzlarning kuchli kontsentratsiyasi bilan ajralib turadi: markaz yaqinidagi har bir kub parsekda minglab yulduzlar mavjud. Yulduzlar orasidagi masofalar Quyosh yaqinidagidan o'nlab va yuzlab marta kichikroq. Ko'pgina boshqa galaktikalar singari, Somon yo'lida massa taqsimoti shundayki, bu galaktikadagi aksariyat yulduzlarning orbital tezligi ularning markazdan masofasiga sezilarli darajada bog'liq emas. Markaziy ko'prikdan tashqi doiraga qadar yulduzlarning odatdagi aylanish tezligi 210-240 km / s ni tashkil qiladi. Shunday qilib, turli orbitalarning aylanish tezligi har xil bo'lgan quyosh tizimida kuzatilmaydigan tezlikning bunday taqsimoti qorong'u materiya mavjudligining zaruriy shartlaridan biridir. Galaktik chiziqning uzunligi taxminan 27 000 yorug'lik yili deb ishoniladi. Bu chiziq galaktika markazidan Quyoshimiz va galaktika markazi orasidagi chiziqqa 44 ± 10 gradus burchak ostida o‘tadi. U asosan qizil yulduzlardan iborat bo'lib, ular juda qadimgi hisoblanadi. Jumper "Besh Kiloparsek halqa" deb nomlangan halqa bilan o'ralgan. Bu halqa Galaktikadagi molekulyar vodorodning katta qismini o'z ichiga oladi va bizning Galaktikamizdagi faol yulduz hosil qiluvchi hudud hisoblanadi. Agar Andromeda galaktikasidan kuzatilsa, Somon yo'lining galaktik chizig'i uning yorqin qismi bo'lar edi.

Bizning galaktikamiz spiral galaktikalar sinfiga kiradi, ya'ni Galaktikaning disk tekisligida joylashgan spiral qo'llari bor. Disk sferik haloga botiriladi va uning atrofida sharsimon toj joylashgan. Quyosh tizimi galaktika markazidan 8,5 ming parsek masofada, Galaktika tekisligi yaqinida (Galaktikaning Shimoliy qutbiga siljish bor-yoʻgʻi 10 parsek), Orion qoʻli deb ataladigan qoʻlning ichki chetida joylashgan. . Ushbu tartibga solish yenglarning shaklini vizual ravishda kuzatishga imkon bermaydi. Molekulyar gaz (CO) kuzatuvlaridan olingan yangi ma'lumotlar bizning Galaktikamizning Galaktikaning ichki qismidagi bardan boshlangan ikkita qo'li borligini ko'rsatadi. Bundan tashqari, ichki qismda yana bir nechta yenglar mavjud. Keyinchalik bu qo'llar Galaktikaning tashqi qismlarida neytral vodorod chizig'ida kuzatilgan to'rt qo'lli tuzilishga aylanadi. Ko'pgina samoviy jismlar turli xil aylanish tizimlariga birlashtirilgan. Shunday qilib, Oy Yer atrofida aylanadi, gigant sayyoralarning sun'iy yo'ldoshlari jismlarga boy o'z tizimlarini tashkil qiladi. Yuqori darajada Yer va boshqa sayyoralar Quyosh atrofida aylanadi. Tabiiy savol tug'ildi: Quyosh ham kattaroq tizimning bir qismimi? Bu masalani birinchi tizimli o'rganish 18-asrda ingliz astronomi Uilyam Gerschel tomonidan amalga oshirilgan. U osmonning turli sohalaridagi yulduzlar sonini hisoblab chiqdi va osmonda katta doira (keyinchalik u galaktik ekvator deb ataladi) mavjudligini aniqladi, u osmonni ikkita teng qismga ajratadi va uning ustida yulduzlar soni eng ko'p bo'ladi. . Bundan tashqari, osmonning bir qismi bu doiraga qanchalik yaqin bo'lsa, yulduzlar shunchalik ko'p bo'ladi. Nihoyat, aynan shu doirada Somon yo'li joylashganligi aniqlandi. Buning yordamida Gerschel biz kuzatgan barcha yulduzlar galaktik ekvator tomon tekislangan ulkan yulduz tizimini tashkil qilishini taxmin qildi. Avvaliga koinotdagi barcha jismlar bizning Galaktikamizning bir qismi deb taxmin qilingan, ammo Kant ham ba'zi tumanliklar Somon yo'liga o'xshash galaktikalar bo'lishi mumkinligini taxmin qilgan. 1920-yildayoq ekstragalaktik ob'ektlarning mavjudligi haqidagi savol munozaralarga sabab bo'ldi (masalan, Xarlou Shapli va Xeber Kertis o'rtasidagi mashhur Buyuk bahs; birinchisi bizning Galaktikamizning o'ziga xosligini himoya qilgan). Kantning gipotezasi nihoyat faqat 1920-yillarda, Edvin Xabbl ba'zi spiral tumanliklarga bo'lgan masofani o'lchab, uzoqligi tufayli ular Galaktikaning bir qismi bo'la olmasligini ko'rsata olganida isbotlandi.

Xulosa

Olamda materiyaning aylanishi mavjud bo'lib, uning mohiyati materiyaning o'ta massali qora tuynuklar tomonidan tarqalishi, yangi va o'ta yangi yulduzlarning portlashi, so'ngra ularning tortishish kuchidan foydalangan holda sayyoralar, yulduzlar va qora tuynuklar tomonidan tarqalib ketgan moddalarni to'plashdan iborat. Katta portlash yo'q edi, buning natijasida bizning koinotimiz (Metagalaktika) o'ziga xoslikdan tug'ildi. Portlashlar (va juda kuchlilari) vaqti-vaqti bilan bu erda va u erda Metagalaktikada sodir bo'ladi va sodir bo'ladi. Koinot pulsatsiyalanmaydi, u shunchaki qaynaydi, u cheksizdir va biz u haqida juda oz narsa bilamiz va u haqida kamroq narsani tushunamiz. Olamni va unda sodir bo'layotgan jarayonlarni tushuntiruvchi yakuniy nazariya yo'q va hech qachon bo'lmaydi. Nazariyalar va farazlar bizning texnologiyamiz, fanimiz va insoniyatning hozirgi vaqtda to'plagan tajribasining rivojlanish darajasiga mos keladi. Shuning uchun biz to'plangan tajribaga iloji boricha ehtiyotkorlik bilan munosabatda bo'lishimiz va har doim haqiqatni nazariyadan ustun qo'yishimiz kerak. Ba'zi fanlar buning aksini qilishi bilanoq, u darhol ochiq axborot tizimi bo'lishni to'xtatadi va yangi dinga aylanadi. Ilmda asosiy narsa shubha, dinda esa iymon.

Bibliografiya:

1. Vikipediya. Kirish manzili: http://ru.wikipedia.org/wiki/

2. Agekyan T.A. Yulduzlar, galaktikalar, metagalaktikalar. - M.: Nauka, 1981 yil.

3. Vaucouleurs J. Galaktikalarning tasnifi va morfologiyasi // Yulduz tizimlarining tuzilishi. Per. u bilan. - M., 1962 yil.

4. Zeldovich Ya.B. Novikov I.D. Koinotning tuzilishi va evolyutsiyasi, - M.: Nauka, 1975.

5. Levchenko I.V. Ko'p qirrali koinot // Kashfiyotlar va farazlar, "Intelligence Media" MChJ. - 2007 yil 9 sentyabr (67).

6. Novikov I. D., Frolov V. P. Koinotdagi qora tuynuklar // Fizika fanlaridagi yutuqlar. - 2001. - T. 131. 3-son.

Allbest.ru saytida e'lon qilingan

Shunga o'xshash hujjatlar

    Yulduzlarning kelib chiqishi va Quyosh sistemasi va galaktikalar evolyutsiyasi haqidagi gipoteza. Gravitatsion beqarorlik tufayli gazdan yulduz hosil bo'lish nazariyasi. Yer atmosferasining termodinamiği haqida tushuncha va konvektiv muvozanat bosqichi. Yulduzning oq mittiga aylanishi.

    referat, 31.08.2010 qo'shilgan

    Entropiya tushunchasining ta'rifi va uni oshirish tamoyillari. Ikki turdagi termodinamik jarayonlar o'rtasidagi farqlar - qaytariladigan va qaytarilmaydigan. Organik dunyoning birligi va xilma-xilligi. Yulduzlar va Yerning tuzilishi va evolyutsiyasi. Galaktikalarning kelib chiqishi va evolyutsiyasi.

    test, 11/17/2011 qo'shilgan

    Kosmologik nazariyaning asosiy tamoyillarining shakllanishi - olamning tuzilishi va evolyutsiyasi haqidagi fan. Olamning paydo bo'lishi haqidagi nazariyalarning xususiyatlari. Katta portlash nazariyasi va koinot evolyutsiyasi. Koinotning tuzilishi va uning modellari. Kreatsionizm tushunchasining mohiyati.

    taqdimot, 11/12/2012 qo'shilgan

    Tabiatshunoslikdagi inqilob, atom tuzilishi haqidagi ta'limotning paydo bo'lishi va yanada rivojlanishi. Megadunyoning tarkibi, tuzilishi va vaqti. Hadronlarning kvark modeli. Metagalaktika, galaktikalar va alohida yulduzlarning evolyutsiyasi. Olamning paydo bo'lishining zamonaviy tasviri.

    kurs ishi, 2011-yil 16-07-da qo'shilgan

    Kvant mexanikasida noaniqlik, to'ldiruvchilik, o'ziga xoslik tamoyillari. Koinot evolyutsiyasi modellari. Elementar zarrachalarning xossalari va tasnifi. Yulduzlarning evolyutsiyasi. Quyosh tizimining kelib chiqishi, tuzilishi. Yorug'lik tabiati haqidagi g'oyalarni rivojlantirish.

    cheat varaq, 01/15/2009 qo'shilgan

    Koinotning tuzilishi va evolyutsiyasi. Olamning kelib chiqishi va tuzilishi haqidagi farazlar. Katta portlashdan oldingi fazo holati. Spektral tahlil bo'yicha yulduzlarning kimyoviy tarkibi. Qizil gigantning tuzilishi. Qora tuynuklar, yashirin massa, kvazarlar va pulsarlar.

    referat, 2011-11-20 qo'shilgan

    Evolyutsiya kontseptsiyasi materiyaning eng oddiy shakllaridan murakkab ijtimoiy shakllanishlarning paydo bo'lishigacha bo'lgan o'z-o'zini rivojlantirish va murakkablashishi jarayoni sifatida. Asosiy evolyutsion nazariyalarning xarakteristikalari. Falokat nuqtasiga yaqinlashish belgilari. Epigenez nazariyasini asoslash.

    taqdimot, 12/01/2014 qo'shilgan

    Amfibiyalar (amfibiyalar) sinfining paydo bo'lishi umurtqali hayvonlar evolyutsiyasida katta qadamdir. Amfibiyalar sinfi qurbaqalarining tuzilishi va xususiyatlari. Sudralib yuruvchilar, ularni guruhlarga bo'lish. Kaltakesak va timsohlarning tuzilishi. Ilon va toshbaqalarning ixtisoslashgan tuzilishi.

    test, 24/04/2009 qo'shilgan

    Hayvonot olamining evolyutsion qonuniyatini o'rganish. Diffuz, tugun va poya tipidagi nerv sistemasining xususiyatlarini o'rganish. Artropodlar miyasining tuzilishi. Xaftaga tushadigan baliqlarda umumiy harakat koordinatsiyasini rivojlantirish. Umurtqali hayvonlar miya evolyutsiyasi bosqichlari.

    taqdimot, 18/06/2016 qo'shilgan

    Klassik bo'lmagan termodinamika tomonidan kiritilgan ochiq tizimlar tushunchasi. Galaktikalarning kelib chiqishi nazariyalari, farazlari va modellari. Koinotning kengayishini tushuntirish uchun taxminlar. "Katta portlash": sabablari va xronologiyasi. Evolyutsiya bosqichlari va oqibatlari.

Shoir so‘radi: “Eshiting! Axir, agar yulduzlar yonsa, bu kimgadir kerak degani?” Biz bilamizki, yulduzlar porlashi uchun zarurdir va bizning Quyoshimiz bizning mavjudligimiz uchun zarur bo'lgan energiyani ta'minlaydi. Galaktikalar nima uchun kerak? Ma'lum bo'lishicha, galaktikalar ham kerak va Quyosh bizni nafaqat energiya bilan ta'minlaydi. Astronomik kuzatishlar shuni ko'rsatadiki, galaktikalar yadrolaridan vodorod doimiy ravishda chiqib ketadi. Shunday qilib, galaktikalar yadrolari koinotning asosiy qurilish materiali - vodorodni ishlab chiqaradigan zavodlardir.

Atomi yadrodagi bitta proton va orbitasidagi bitta elektrondan iborat bo'lgan vodorod atom reaktsiyalari jarayonida yulduzlar chuqurligida yanada murakkab atomlar hosil bo'ladigan eng oddiy "qurilish bloki" dir. Bundan tashqari, yulduzlarning o'lchamlari har xil bo'lishi bejiz emasligi ma'lum bo'ldi. Yulduzning massasi qanchalik katta bo'lsa, uning chuqurligida shunchalik murakkab atomlar sintezlanadi.

Bizning Quyosh, oddiy yulduz kabi, vodoroddan faqat geliy hosil qiladi (u galaktikalar yadrolari tomonidan ishlab chiqariladi); juda massiv yulduzlar uglerod ishlab chiqaradi - tirik materiyaning asosiy "qurilish bloki". Galaktikalar va yulduzlar aynan shu maqsadda. Yer nima uchun? U inson hayoti uchun barcha zarur moddalarni ishlab chiqaradi. Inson nima uchun mavjud? Ilm-fan bu savolga javob bera olmaydi, lekin bu bizni yana bir bor o'ylashga majbur qilishi mumkin.

Agar kimgadir yulduzlarning "olovi" kerak bo'lsa, ehtimol kimdir ham odamga muhtojdir? Ilmiy ma'lumotlar bizning maqsadimiz, hayotimizning ma'nosi haqida tasavvurga ega bo'lishga yordam beradi. Bu savollarga javob berayotganda, Koinotning evolyutsiyasiga murojaat qilish kosmik fikrlashni anglatadi. Tabiatshunoslik bizni kosmik fikrlashga o'rgatadi, shu bilan birga bizning mavjudligimiz haqiqatidan uzoqlashmaydi.

Galaktikalarning shakllanishi va tuzilishi masalasi koinotning paydo bo'lishining navbatdagi muhim savolidir. U nafaqat kosmologiya tomonidan koinot haqidagi fan sifatida - yaxlit bir butunlik, balki kosmogoniya (yunoncha "gonea" tug'ilish degan ma'noni anglatadi) - kosmik jismlar va ularning tizimlarining (sayyora, sayyoralar) kelib chiqishi va rivojlanishini o'rganadigan fan sohasi tomonidan o'rganiladi. yulduz, galaktik kosmogoniy ajralib turadi) .

Galaktika - bu o'z markazi (yadrosi) va har xil, nafaqat sharsimon, balki ko'pincha spiral, elliptik, tekis yoki umuman tartibsiz shaklga ega bo'lgan ulkan yulduzlar klasteri va ularning tizimlari. Milliardlab galaktikalar mavjud va ularning har birida milliardlab yulduzlar mavjud.

Bizning galaktikamiz Somon yo'li deb ataladi va 150 milliard yulduzdan iborat. U yadro va bir nechta spiral shoxlardan iborat. Uning o'lchamlari 100 ming yorug'lik yili. Galaktikamizdagi yulduzlarning aksariyati qalinligi taxminan 1500 yorug'lik yili bo'lgan ulkan "disk"da to'plangan. Quyosh galaktika markazidan taxminan 30 ming yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan.

Biznikiga eng yaqin galaktika (yorug'lik nuri 2 million yil yo'l bosib o'tadi) "Andromeda tumanligi" dir. U shunday nom olgan, chunki 1917 yilda Andromeda yulduz turkumida birinchi ekstragalaktik ob'ekt kashf etilgan. Uning boshqa galaktikaga mansubligi 1923 yilda E. Xabbl tomonidan isbotlangan va u spektral analiz orqali ushbu ob'ektda yulduzlarni topgan. Keyinchalik boshqa tumanliklarda yulduzlar topildi.

Va 1963 yilda kvazarlar (kvaziyulduzli radio manbalari) kashf qilindi - bu koinotdagi eng kuchli radio emissiya manbalari yorqinligi galaktikalarning yorqinligidan yuzlab marta kattaroq va o'lchamlari ulardan o'nlab marta kichikroq. Kvazarlar yangi galaktikalarning yadrolarini ifodalaydi va shuning uchun galaktikalarning paydo bo'lish jarayoni hozirgi kungacha davom etmoqda, deb taxmin qilingan.

Astronomiya va kosmik tadqiqotlar

Yulduzlar astronomiya tomonidan o'rganiladi (yunoncha "astron" - yulduz va "nomos" - qonundan) - kosmik jismlar va ularning tizimlarining tuzilishi va rivojlanishi haqidagi fan. Bu mumtoz fan 20-asrda kuzatuv texnologiyasining jadal rivojlanishi - tadqiqotning asosiy usuli: aks ettiruvchi teleskoplar, radiatsiya qabul qiluvchilar (antennalar) va boshqalar tufayli oʻzining ikkinchi yoshligini boshdan kechirmoqda. SSSRda 1974 yilda koʻzguli reflektor. diametri 6 m bo'lib, inson ko'zidan millionlab marta ko'proq yorug'lik to'playdi.

Astronomiya radioto'lqinlar, yorug'lik, infraqizil, ultrabinafsha, rentgen va gamma nurlarini o'rganadi. Astronomiya osmon mexanikasi, radioastronomiya, astrofizika va boshqa fanlarga boʻlinadi.

Astronomiyaning osmon jismlarida, ularning tizimlarida va kosmosda sodir bo'ladigan fizik va kimyoviy hodisalarni o'rganadigan bo'limi bo'lgan astrofizika hozirgi kunda alohida ahamiyat kasb etmoqda. Tajribaga asoslangan fizikadan farqli o'laroq, astrofizika birinchi navbatda kuzatishlarga asoslanadi. Ammo ko'p hollarda samoviy jismlar va tizimlarda materiyaning mavjud bo'lgan sharoitlari zamonaviy laboratoriyalarda mavjud bo'lgan sharoitlardan farq qiladi (o'ta yuqori va o'ta past zichlik, yuqori harorat va boshqalar). Buning sharofati bilan astrofizik tadqiqotlar yangi fizik qonunlarni kashf etishga olib keladi.

Astrofizikaning ichki ahamiyati shundan kelib chiqadiki, hozirgi vaqtda relativistik kosmologiyada asosiy e'tibor Olam fizikasiga - materiya holati va koinot kengayishining turli bosqichlarida, shu jumladan eng dastlabki bosqichlarida sodir bo'ladigan fizik jarayonlarga qaratilgan.

Astrofizikaning asosiy usullaridan biri spektral tahlildir. Agar siz oq quyosh nuri nurini tor yoriqdan, so'ngra shisha uchburchak prizmadan o'tkazsangiz, u o'zining tarkibiy ranglariga bo'linadi va qizildan binafsha rangga - uzluksiz spektrga bosqichma-bosqich o'tish bilan ekranda kamalak rangli chiziq paydo bo'ladi. Spektrning qizil uchi prizmadan o'tayotganda eng kam egilgan nurlar tomonidan hosil bo'ladi, binafsha uchi eng ko'p burilishli. Har bir kimyoviy element aniq belgilangan spektral chiziqlarga to'g'ri keladi, bu esa moddalarni o'rganish uchun ushbu usuldan foydalanishga imkon beradi.

Afsuski, qisqa to'lqinli nurlanish - ultrabinafsha, rentgen va gamma nurlari - Yer atmosferasidan o'tmaydi va bu erda fan yaqin vaqtgacha birinchi navbatda texnik - astronavtika (yunoncha "nautika" dan) hisoblangan astronomlarga yordam beradi. - navigatsiya san'ati) , samolyotlar yordamida insoniyat ehtiyojlari uchun kosmik tadqiqotlarni ta'minlaydi.

Kosmonavtika muammolarni o'rganadi: kosmik parvoz nazariyalari - traektoriyalarni hisoblash va boshqalar; ilmiy-texnikaviy - kosmik raketalar, dvigatellar, bortda boshqarish tizimlari, uchirish moslamalari, avtomatik stansiyalar va boshqariladigan kosmik kemalar, ilmiy asboblar, erdagi parvozlarni boshqarish tizimlari, traektoriyani o'lchash xizmatlari, telemetriya, orbital stansiyalarni tashkil etish va ta'minlash va boshqalarni loyihalash. .; tibbiy va biologik - bortda hayotni qo'llab-quvvatlash tizimlarini yaratish, ortiqcha yuk, vaznsizlik, radiatsiya va boshqalar bilan bog'liq inson tanasidagi salbiy hodisalarni qoplash.

Astronavtika tarixi K. E. Tsiolkovskiy o'zining "Jahon fazolarini reaktiv asboblar bilan o'rganish" (1903) asarida keltirgan insonning yersiz kosmosga chiqishining nazariy hisoblaridan boshlanadi. Raketa texnologiyasi sohasidagi ishlar SSSRda 1921 yilda boshlangan. Suyuq yonilg'i raketalarining birinchi uchirilishi 1926 yilda AQShda amalga oshirilgan.

1957-yil 4-oktabrda Yerning birinchi sunʼiy sunʼiy yoʻldoshining uchirilishi, 1961-yil 12-aprelda insonning koinotga birinchi parvozi, 1969-yilda Oyga ekspeditsiyasi, past darajadagi boshqariladigan orbital stansiyalarning yaratilishi kosmonavtika tarixidagi asosiy bosqichlar boʻldi. Yer orbitasi va qayta ishlatiladigan kosmik kemaning uchirilishi.

Ish SSSR va AQShda parallel ravishda amalga oshirildi, ammo so'nggi yillarda kosmik tadqiqotlar sohasida sa'y-harakatlarni birlashtirish kuzatildi. 1995 yilda qo'shma Mir-Shuttle loyihasi amalga oshirildi, unda Amerika Shuttle kemalari kosmonavtlarni Rossiyaning Mir orbital stantsiyasiga etkazish uchun ishlatilgan.

Yer atmosferasi tomonidan kechiktirilgan orbital stansiyalarda kosmik nurlanishni o'rganish qobiliyati astrofizika sohasida sezilarli yutuqlarga yordam beradi.

5-mavzu

Yulduzlar va sayyoralarning tuzilishi va evolyutsiyasi

Yulduzlarning tuzilishi va evolyutsiyasi. Quyosh tizimi va uning kelib chiqishi. Yerning tuzilishi va evolyutsiyasi

Yulduzlarning tuzilishi va evolyutsiyasi

Osmon jismlarining kelib chiqishi haqida ikkita asosiy tushuncha mavjud. Birinchisi, frantsuz fizigi va matematigi Per Laplas tomonidan ilgari surilgan va nemis faylasufi Immanuel Kant tomonidan ishlab chiqilgan quyosh tizimining shakllanishining tumanli modeliga asoslanadi. Unga ko'ra, yulduzlar va sayyoralar tarqoq diffuz materiyadan (kosmik chang) asl tumanlikning asta-sekin siqilishi orqali hosil bo'lgan.

Katta portlash modeli va kengayib borayotgan koinotning qabul qilinishi samoviy jismlarning paydo bo'lish modellariga sezilarli ta'sir ko'rsatdi va Viktor Ambartsumyanning o'ta zich (eng og'ir elementar zarralar - giperonlardan iborat) galaktikalar, yulduzlar va sayyora tizimlarining paydo bo'lishi haqidagi gipotezasiga olib keldi. galaktikalar yadrolarida joylashgan materiya, uni qismlarga bo'lish orqali.

Osmon jismlarining talqini ikkita gipotezaning qaysi biri to'g'ri deb hisoblanishi bilan belgilanadi. V. Ambartsumyanning bir-biridan qochishga urinayotgan juda yosh yulduzlardan tashkil topgan yulduzlar assotsiatsiyasini kashf etishini u yulduzlarning asl oʻta zich materiyadan paydo boʻlishi haqidagi farazning tasdigʻi sifatida tushundi. Bu ikki tushunchaning qaysi biri haqiqatga yaqinroq ekanligi tabiatshunoslikning keyingi rivojlanishini hal qiladi.

Kengayayotgan koinot modeli astronomiya taraqqiyotiga hissa qo'shgan bir qancha qiyinchiliklarga duch keldi. Katta portlashdan keyin cheksiz yuqori zichlikdagi nuqtadan tarqalib ketgan materiya bo'laklari o'zaro tortishish kuchlari bilan bir-birini biroz sekinlashtirishi va ularning tezligi tushishi kerak. Ammo koinotning butun massasi sekinlashishi uchun etarli emas. Ushbu e'tirozdan kelib chiqqan holda, 1939 yilda koinotda ko'rinmaydigan, ammo koinot massasining 9/10 qismini (ya'ni etishmayotgan darajada) saqlaydigan "qora tuynuklar" borligi haqidagi gipoteza paydo bo'ldi. ).

"Qora tuynuklar" nima? Agar moddaning ma'lum bir massasi ma'lum bir massa uchun juda muhim bo'lgan nisbatan kichik hajmda tugasa, u holda o'z tortishish kuchi ta'sirida bunday modda nazoratsiz ravishda siqila boshlaydi. Gravitatsion qulash sodir bo'ladi. Siqilish natijasida massa kontsentratsiyasi oshadi va yuzadagi tortishish kuchi shunchalik katta bo'ladiki, uni engish uchun yorug'lik tezligidan kattaroq tezlikni rivojlantirish kerak bo'ladi. Shuning uchun, "qora tuynuk" hech narsani tashqariga chiqarmaydi yoki hech narsani aks ettirmaydi va shuning uchun uni aniqlab bo'lmaydi. "Qora tuynuk" da bo'shliq egilib, vaqt sekinlashadi. Agar siqilish bundan keyin ham davom etsa, u holda ma'lum bir bosqichda o'zgarmas yadro reaktsiyalari boshlanadi. Siqish to'xtaydi, keyin esa qulashga qarshi portlash sodir bo'ladi va "qora tuynuk" "oq tuynuk" ga aylanadi. Taxminlarga ko'ra, "qora tuynuklar" juda kuchli energiya manbai bo'lgan galaktikalar yadrolarida joylashgan.

Barcha samoviy jismlarni energiya chiqaradigan - yulduzlar va energiya chiqarmaydigan - sayyoralar, kometalar, meteoritlar, kosmik changlarga bo'lish mumkin. Yulduzlarning energiyasi ularning chuqurligida yadro jarayonlari natijasida o'n millionlab darajaga yetadigan haroratlarda hosil bo'ladi, bu juda katta kirib boradigan kuchning maxsus zarralari - neytrinolarning chiqishi bilan birga keladi.

Yulduzlar kimyoviy elementlar va yorug'lik va hayot manbalarini ishlab chiqaradigan zavodlardir. Bu bir vaqtning o'zida bir nechta muammolarni hal qiladi. Yulduzlar galaktika markazi atrofida murakkab orbitalarda harakatlanadi. Yorqinligi va spektri o'zgarib turadigan yulduzlar bo'lishi mumkin - o'zgaruvchan yulduzlar (Tau Ceti) va statsionar (yosh) yulduzlar, shuningdek, yoshi 10 million yildan oshmaydigan yulduzlar uyushmalari. Ehtimol, ulardan o'ta yangi yulduzlar hosil bo'ladi, ularning portlashlari paytida juda ko'p issiqlik bo'lmagan energiya ajralib chiqadi va tumanliklar (gazlar klasterlari) hosil bo'ladi.

Juda katta yulduzlar - qizil gigantlar va supergigantlar va massasi Quyosh massasiga yaqin, ammo radiusi quyoshnikining 1/50000 qismi (10-20 km) bo'lgan neytron yulduzlar mavjud; ular juda katta neytronlar to'plamidan iborat bo'lgani uchun shunday deyiladi).

1967 yilda pulsarlar topildi - vaqti-vaqti bilan takrorlanadigan portlashlar shaklida Yerga keladigan radio, optik, rentgen va gamma nurlanishning kosmik manbalari. Radiopulsarlarning (tez aylanuvchi neytron yulduzlari) puls davri 0,03-4 sekund, rentgen pulsarlari (qo‘sh yulduzlar, materiya bir soniyadan neytron yulduzga oqib o‘tadigan oddiy yulduzlar) bir necha soniya yoki undan ko‘proq vaqtga ega.

Ko'pincha g'ayritabiiy ahamiyatga ega bo'lgan qiziqarli samoviy jismlarga kometalar kiradi. Quyosh radiatsiyasi ta'sirida kometa yadrosidan gazlar ajralib chiqadi va kometaning keng boshini hosil qiladi. Quyosh radiatsiyasi va quyosh shamoliga ta'sir qilish dumning shakllanishiga olib keladi, ba'zan uzunligi millionlab kilometrlarga etadi. Chiqarilgan gazlar kosmosga chiqadi, buning natijasida kometa har safar Quyoshga yaqinlashganda o'z massasining muhim qismini yo'qotadi. Shu munosabat bilan kometalar nisbatan qisqa umr ko'radilar (ming yilliklar va asrlar).

Osmon faqat tinch ko'rinadi. Unda doimo falokatlar ro'y beradi va yangi va o'ta yangi yulduzlar tug'iladi, ularning paydo bo'lishi paytida yulduzning yorqinligi yuz minglab marta ortadi. Bu portlashlar galaktik pulsni xarakterlaydi.

Evolyutsiya davrining oxirida, barcha vodorod yoqilg'isi tugagandan so'ng, yulduz cheksiz zichlikka qisqaradi (massa bir xil bo'lib qoladi). Oddiy yulduz "oq mitti" ga aylanadi - nisbatan yuqori sirt harorati (7000 dan 30000 ° C gacha) va yorqinligi past bo'lgan, Quyoshning yorqinligidan bir necha baravar kam.

Taxminlarga ko'ra, neytron yulduzlar evolyutsiyasi bosqichlaridan biri yangi va o'ta yangi yulduzlarning paydo bo'lishi bo'lib, ular hajmi kattalashib, gaz qobig'ini tashlab, bir necha kun ichida milliardlab quyosh kabi porlab, energiya chiqaradi. Keyin, o'z resurslarini tugatgandan so'ng, yulduz xiralashadi va olov o'rnida gaz tumanligi qoladi.

Agar yulduz juda katta o'lchamlarga ega bo'lsa, u holda evolyutsiyaning oxirida zarralar va nurlar sirtdan zo'rg'a chiqib, tortishish kuchlari ta'sirida darhol orqaga tushadi, ya'ni "qora tuynuk" hosil bo'lib, keyinchalik "qora tuynuk" ga aylanadi. oq tuynuk".

Yulduzlarning evolyutsiya jarayoni diagrammada keltirilgan.

Tiniq tunda siz osmonda Somon yo'li chizig'ini tomosha qilishingiz mumkin. Ming yillar davomida astronomlar unga hayrat bilan qarashdi va asta-sekin bizning Quyoshimiz Galaktikadagi milliardlab yulduzlardan biri ekanligini anglab yetdi. Vaqt o'tishi bilan bizning asboblarimiz va texnikamiz yaxshilandi va biz Somon yo'lining o'zi koinotni tashkil etuvchi milliardlab galaktikalardan biri ekanligini tushundik.

Nisbiylik nazariyasi va yorug'lik tezligining kashfiyoti tufayli biz kosmosga nazar tashlaganimizda, vaqtga nazar tashlayotganimizni ham angladik. Bir milliard yorug'lik yili uzoqlikdagi ob'ektni ko'rish orqali biz uning milliard yil oldin qanday ko'rinishini bilamiz. Vaqt mashinasi effekti astronomlarga galaktikalar evolyutsiyasini o'rganish imkonini berdi.

Galaktikalarning shakllanishi va rivojlanishi jarayoni katta e'tibor mavzusi bo'lib qolmoqda va hanuzgacha o'zining sirli ulushini yashirmoqda.

Galaktikalarning shakllanishi

Hozirgi ilmiy konsensus shundan iboratki, koinotdagi barcha moddalar taxminan 13,8 milliard yil oldin Katta portlash deb nomlanuvchi hodisa paytida yaratilgan. Dastlab, barcha materiya cheksiz zichlikdagi va juda katta haroratli juda kichik to'pga siqilgan bo'lib, uni singularlik deb atashgan. To'satdan o'ziga xoslik kengaya boshladi. Koinot shunday boshlangan.

Tez kengayish va sovutishdan so'ng, barcha moddalar deyarli bir xil taqsimlangan. Bir necha milliard yil davomida koinotning zichroq hududlari tortishish kuchi bilan bir-birini torta boshladi. Shuning uchun ular zichroq bo'lib, gaz bulutlari va katta materiya bo'laklarini hosil qildilar.

Bizdan 32 million yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan Messier 74 spiral galaktikasi 100 milliardga yaqin yulduzni o'z ichiga oladi. Kredit: NASA, ESA va Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble hamkorlik

Protogalaktikalar ichidagi vodorod gazi bulutlari birinchi yulduzlarga aylanish uchun gravitatsion qulashdan o'tdi. Ushbu dastlabki ob'ektlarning ba'zilari mitti galaktikalar edi, boshqalari esa bizning Somon yo'li kabi tanish spiral shaklni oldi.

Galaktikaning birlashishi

Bu galaktikalar shakllangandan so'ng, guruhlar, klasterlar va superklasterlar deb ataladigan kattaroq galaktik tuzilmalarga aylandi. Vaqt o'tishi bilan galaktikalar tortishish kuchi bilan bir-biriga tortilib, birlashdi. Ushbu qo'shilishning natijasi to'qnashayotgan galaktikalarning massasiga bog'liq edi.

Kichik galaktikalar katta qo'shnilar tomonidan so'riladi va ularning massasini oshiradi. Shunday qilib, Somon yo'li yaqinda bir nechta mitti galaktikalarni yutib yubordi va ularni galaktika yadrosi atrofida aylanadigan yulduzlar oqimiga aylantirdi. Ammo oʻlchami oʻxshash galaktikalar birlashib, ulkan elliptik galaktikalarga aylanadi.

Bu sodir bo'lganda, nozik spiral tuzilmalar yo'qoladi. Elliptik galaktikalar eng yirik yulduzlar uyushmalaridan biridir. Ushbu birlashishning yana bir natijasi shundaki, ularning markazlaridagi supermassiv qora tuynuklar yanada kattalashadi.

Ikki spiral galaktikaning to'qnashuvi, agar u bitta ulkan elliptik galaktikani yaratmasa, ularning nozik tuzilmalarini o'zgartiradi. Kredit: ESA/Hubble va NASA, Tasdiqlash: Luka Limatola

Garchi barcha birlashishlar elliptik tuzilmalarga olib kelmasa ham, ularning barchasi birlashtirilgan galaktikaning tuzilishini sezilarli darajada o'zgartiradi.

Birlashishlar paytida yulduzlar orasidagi juda katta masofani hisobga olsak, yulduz tizimlari o'rtasidagi haqiqiy to'qnashuvlar dargumon. Biroq, birlashish yangi yulduzlarning paydo bo'lishiga olib keladigan gravitatsion zarba to'lqinlariga olib kelishi mumkin. Bu 4 milliard yil ichida Somon yo'li Andromeda galaktikasi bilan birlashganda sodir bo'lishi bashorat qilingan.

Galaktikalarning o'limi

Oxir-oqibat, galaktikalar sovuq gaz va chang zahiralari tugashi bilan yulduz shakllanishini to'xtatadi. Yulduz shakllanishi milliardlab yillar davomida to'liq to'xtaguncha sekinlashadi. Biroq, davom etayotgan birlashishlar ko'proq yulduzlar, gaz va changlarning eski galaktikalarga joylashishini ta'minlaydi va shu bilan ularning umrini uzaytiradi.

Hozirda bizning Galaktikamiz vodorod bilan deyarli to'liq ta'minlangan deb ishoniladi va yulduz shakllanishi uning tugashi bilan davom etadi. Quyosh kabi yulduzlar taxminan 10 milliard yil umr ko'rishlari mumkin, ammo eng kichik qizil mittilar bir necha trillionlab yillar yashashi mumkin. Mitti galaktikalar mavjudligi va Andromeda bilan yaqinlashib kelayotgan qo'shilish tufayli Somon yo'li uzoqroq yashashi mumkin edi.

Natijada, koinotdagi barcha galaktikalar oxir-oqibat bir-biriga tortishish kuchi bilan bog'lanadi va ulkan elliptik galaktikalarga birlashadi. Astronomlar shunga o'xshash "qazilma qoldiqlari"ga duch kelishdi, ularning yaxshi namunasi Messier 49, supermassiv elliptik galaktikadir.

Elliptik Galaxy Messier 49. Kredit: Siggi Kohlert

Bu galaktikalar allaqachon yulduzlarning paydo bo'lishi uchun barcha gaz zahiralarini ishlatib bo'lishgan va ularda faqat kichik, uzoq umr ko'radigan yulduzlar qolgan. Oxir-oqibat, yulduzlar birin-ketin so'nadi.

Bizning Galaktikamiz Andromeda bilan birlashgandan so'ng, u mahalliy guruhdagi boshqa barcha yaqin galaktikalar bilan birlashish yo'lida davom etadi. Ushbu supergalaktika ham xuddi shunday taqdirga duchor bo'lishini kutishimiz mumkin. Shunday qilib, galaktikalar evolyutsiyasi milliardlab yillar davomida sodir bo'ladi va yaqin kelajakda ham davom etadi.

Galaktikalar– gravitatsion bogʻlangan ulkan yulduzlar va yulduz klasterlari tizimlari, yulduzlararo gaz va chang, qorongʻu materiya. Kosmosda galaktikalar notekis taqsimlangan: bitta hududda siz yaqin atrofdagi galaktikalarning butun guruhini aniqlay olasiz yoki bitta galaktikani, hatto eng kichigini ham aniqlay olmaysiz. Kuzatish mumkin bo'lgan koinotdagi galaktikalarning aniq soni noma'lum, ammo u yuz milliardga yaqin bo'lishi mumkin.

Birinchi shart Olamdagi galaktikalarning paydo bo'lishi bir hil olamdagi materiyaning tasodifiy klasterlari va kontsentratsiyasining paydo bo'lishi edi. Birinchi marta bunday fikrni I. Nyuton ifodalagan bo'lib, u agar materiya cheksiz fazoda bir xilda tarqalgan bo'lsa, u hech qachon bir massaga to'planmaydi, deb ta'kidladi.

Ikkinchi shart galaktikalarning paydo bo'lishi - kosmosning bir xilligi va izotropiyasidan chetga chiqishga olib keladigan kichik buzilishlar, materiyaning tebranishlari mavjudligi. Aynan tebranishlar materiyaning kattaroq siqilishlari paydo bo'lishiga olib kelgan "urug'lar" ga aylandi. Bu jarayonlarni Yer atmosferasida bulut hosil bo'lish jarayonlari bilan o'xshashlik bilan ifodalash mumkin.

GALAKTIYALARNING UMUMIY XUSUSIYATLARI(O'lchami, yorqinligi, massasi, tarkibi)

Hajmi. Hajmi tushunchasi aniq belgilanmagan, chunki... galaktikalar keskin chegaralarga ega emas, ularning yorqinligi markazdan tashqariga uzoqlashganda asta-sekin kamayadi. Galaktikalarning ko'rinadigan o'lchamlari teleskopning hech qachon to'liq qora bo'lmagan tungi osmonning porlashiga qarshi ularning past yorug'likdagi tashqi hududlarini ajratib ko'rsatish qobiliyatiga bog'liq. Galaktikalarning periferik qismlari uning zaif nurida "cho'kadi". Galaktikalarning o'lchamini ob'ektiv baholash uchun ularning chegarasi sifatida shartli ravishda sirt yorqinligining ma'lum bir darajasi yoki ular aytganidek, ma'lum bir izofot (bu sirt yorqinligi doimiy qiymatga ega bo'lgan chiziqning nomi) olinadi.

Galaktikalarning yorqinligi(ya'ni, umumiy radiatsiya quvvati) ularning o'lchamidan ham kattaroq chegaralarda o'zgarib turadi - eng kichik galaktikalar uchun bir necha million quyosh nuridan (LC) gigant galaktikalar uchun bir necha yuz milliard Lc gacha. Bu qiymat taxminan galaktikadagi yulduzlarning umumiy soniga yoki uning umumiy massasiga mos keladi.

Galaktika massalari, shuningdek, ularning yorqinligi ham bir necha kattalik tartiblari bilan farq qilishi mumkin - ba'zi elliptik galaktikalarda million quyosh massasidan ming milliard quyosh massasigacha.

Tarkibi va tuzilishi. Galaktikaning tarkibiy qismlari yulduzlar, siyrak gaz, chang (bu yulduzlararo muhit) va kosmik nurlardir. Galaktikalar, eng avvalo, yulduzlar sistemasidir. Fazoviy jihatdan yulduzlar galaktikaning ikkita asosiy tarkibiy qismini tashkil qiladi, go'yo bir-birining ichiga joylashtirilgan: tez aylanadigan yulduz disk, Va sekin aylanadigan sharsimon (yoki sferoid) komponent. Sferodal komponentning ichki, eng yorqin qismi deyiladi bo'rtib(inglizcha bo'rtiqdan - shish) va past yorqinlikning tashqi qismi - yulduz halo. Ko'pgina galaktikalarning markazida yorqin mintaqa mavjud yadro. Massiv galaktikalarning markaziy qismida kichik va tez aylanadigan perinuklear disk u ham yulduzlar va gazdan iborat. O'zaro tortishish kuchi bilan chambarchas bog'langan ko'p sonli yulduzlar sun'iy yo'ldosh sifatida galaktika markazi atrofida aylanadilar - bu - sharsimon yulduz klasteri. Globulyar yulduz klasterlaridan tashqari ochiq yulduz klasterlarini ajrata oladi. Galaktik diskda joylashgan ochiq yulduz klasterlaridan farqli o'laroq, globulyar klasterlar haloda joylashgan; ular ancha eski, tarkibida yana ko'p yulduzlar bor, simmetrik sharsimon shaklga ega va yulduzlar kontsentratsiyasining klaster markaziga qarab ortishi bilan tavsiflanadi. Globulyar klasterlarning kuzatuvlari shuni ko'rsatadiki, ular birinchi navbatda samarali yulduz hosil bo'lgan hududlarda, ya'ni yulduzlararo muhit oddiy yulduz hosil qiluvchi mintaqalarga qaraganda zichroq bo'lgan hududlarda uchraydi.

Ochiq klasterlardagi yulduzlar nisbatan zaif tortishish kuchlari bilan bir-biriga bog'langan, shuning uchun ular galaktika markazi atrofida aylanar ekan, klasterlar boshqa klasterlarga yoki gaz bulutlariga yaqin o'tish orqali yo'q qilinishi mumkin, bu holda ularni tashkil etuvchi yulduzlar oddiy yulduzlarning bir qismiga aylanadi. galaktika aholisi. Ochiq yulduz klasterlari faqat spiral va tartibsiz galaktikalarda uchraydi, bu yerda yulduz hosil bo‘lish jarayonlari faol sodir bo‘ladi.

Har bir galaktikada massasi, kimyoviy tarkibi va yoshi har xil bo'lgan yulduzlardan tashqari, kamdan-kam uchraydigan va biroz magnitlangan yulduzlar mavjud. yulduzlararo muhit (gaz va chang), yuqori energiyali zarralar (kosmik nurlar) orqali kirib boradi. Yulduzlararo muhitga tegishli nisbiy massa ham galaktikalarning kuzatilishi mumkin bo'lgan eng muhim xususiyatlaridan biridir. Yulduzlararo materiyaning umumiy massasi bir galaktikadan ikkinchisiga juda katta farq qiladi va odatda yulduzlar umumiy massasining oʻndan bir necha foizidan 50 foizigacha boʻladi (kamdan-kam hollarda gaz yulduzlar ustidan ham massasi boʻyicha ustun boʻlishi mumkin). Tarkib gaz galaktikada - bu juda muhim xususiyat bo'lib, galaktikalarda sodir bo'ladigan jarayonlarning faolligi va birinchi navbatda, yulduzlarning paydo bo'lish jarayoni ko'p jihatdan bog'liq. Yulduzlararo gaz asosan vodorod va geliydan iborat bo'lib, unchalik katta bo'lmagan og'ir elementlardan iborat. Bu og'ir elementlar yulduzlarda hosil bo'ladi va yulduzlar tomonidan yo'qotilgan gaz bilan birga yulduzlararo bo'shliqqa tushadi.

Yulduzlararo fazoning gazsimon muhiti shuningdek, nozik dispersli qattiq komponentni o'z ichiga oladi - yulduzlararo chang. U o'zini ikki shaklda namoyon qiladi. Birinchidan, chang ko'rinadigan va ultrabinafsha nurlarni o'zlashtiradi, bu esa galaktikaning umumiy xiralashishiga va qizarishiga olib keladi. Galaktikaning eng shaffof (chang tufayli) joylari yorug', yorqin fonda qorong'u joylar sifatida ko'rinadi. Yulduz diskining tekisligi yaqinida ayniqsa ko'plab noaniq hududlar mavjud - bu erda yulduzlararo sovuq muhit to'plangan. Ikkinchidan, changning o'zi nurlanib, to'plangan yorug'lik energiyasini uzoq infraqizil nurlanish shaklida chiqaradi.Changning umumiy massasi nisbatan kichik: u yulduzlararo gazning umumiy massasidan bir necha yuz marta kam.

Galaktikalar juda xilma-xildir: ular orasida sferik elliptik galaktikalar, diskli spiral galaktikalar, panjarali galaktikalar, lentikulyar, mitti, tartibsiz va boshqalarni ajratib ko'rsatish mumkin. Galaktikalarning kuzatilgan shakllarining xilma-xilligi astronomlarning o'xshash ob'ektlarni birlashtirish va galaktikalarni qatorlarga bo'lish istagini uyg'otdi. tashqi ko'rinishi bo'yicha sinflar (morfologiyasi bo'yicha). Galaktikalarning eng ko'p qo'llaniladigan morfologik tasnifi 1925 yilda E. Xabbl tomonidan taklif qilingan va 1936 yilda u tomonidan ishlab chiqilgan sxemaga asoslanadi. Galaktikalar bir necha asosiy sinflarga bo'linadi: elliptik (E), spiral (S), lentikulyar (S0) va tartibsiz (Irr).

Elliptik elektron galaktikalar Ular elliptik yoki oval dog'larga o'xshaydi, unchalik cho'zilmagan, ularning yorqinligi markazdan masofa bilan asta-sekin kamayadi. Odatda ichki tuzilish yo'q (ular ichida sezilarli disk yo'q, lekin aniq fotometrik o'lchovlar ba'zi hollarda uning mavjudligiga shubha qilish imkonini beradi. Ularda chang yoki gaz izlari ham kam uchraydi)

Spiral galaktikalar (S) eng keng tarqalgan turi (ularning taxminan yarmi). Odatiy vakillari bizning Galaktikamiz va Andromeda tumanligidir. Elliptik galaktikalardan farqli o'laroq, ular xarakterli spiral shoxchalar ko'rinishidagi tuzilishga ega. Shakllarning xilma-xilligiga qaramay, spiral galaktikalar o'xshash tuzilishga ega. Ularda uchta asosiy komponent kuzatiladi: yulduz diski, sharsimon komponent, bo'rtiq deb ataladigan yorqin ichki mintaqa va qalinligi diskdan bir necha marta kichik bo'lgan tekis komponent. Yassi komponent yulduzlararo gaz, chang, yosh yulduzlar va spiral qo'llarni o'z ichiga oladi. Bizning Galaktikamiz ham xuddi shunday tuzilishga ega.

E va S turlari orasida tur mavjud lentikulyar galaktikalar (S0). S galaktikalar singari ularda ham yulduz diski va bo'rtiq bor, lekin spiral qo'llari yo'q. Taxminlarga ko'ra, bular uzoq o'tmishda spiral bo'lgan, ammo hozirda yulduzlararo gazni deyarli butunlay "yo'qotgan" yoki ishlatgan va u bilan yorqin spiral novdalarni hosil qilish qobiliyatiga ega bo'lgan galaktikalardir. Har qanday spiral galaktika, agar gaz va yosh yulduzlardan mahrum bo'lsa, lentikulyar deb tasniflanadi.

Tartibsiz Irr galaktikalari tartiblangan tuzilishga ega emaslar, ular spiral novdalarga ega emaslar, garchi ular turli o'lchamdagi yorqin hududlarni o'z ichiga oladi (qoida tariqasida, bular qizg'in yulduz shakllanishi hududlari). Bu galaktikalardagi bo'rtiq juda kichik yoki umuman yo'q. Bu galaktikalar odatda yulduzlararo gaz va yosh yulduzlarga ega.

Ba'zi galaktikalar g'ayrioddiy yorqin yadroga ega. Faol yadroli galaktikalar odatda bir necha turga bo'linadi. Seyfert galaktikalari, radiogalaktikalar, S kvazarlari mavjud Heifert galaktikalari nomlanadi 1943 yilda ularni birinchi marta payqagan amerikalik astronom Karl Seyfert sharafiga Ba'zi hollarda Seyfert galaktikalarining yadrolari Quyoshdan 100 milliard marta yorqinroq. S.g. - bular, qoida tariqasida, spiral galaktikalardir. Yadrolarning faolligini tushuntirish uchun eng ehtimolli gipoteza galaktika markazida qora tuynuk (massasi o'nlab yoki yuzlab million quyosh massasi bilan) mavjudligini taxmin qiladi.

Ulardan eng g'ayrioddiylari deb nomlangan ob'ektlardir kvazarlar. Inglizcha kvazar atamasi so'zma-so'z "yulduzga o'xshash radio manba" degan ma'noni anglatadi) - kuchli va uzoqdagi faol galaktika yadrosi. Ular diametri 1 yorug'likdan kam bo'lgan maydondan chiqaradilar. Yillar davomida, yuzlab oddiy galaktikalar chiqaradigan energiya miqdori bir xil bo'ladi.G'ayrioddiy tabiatiga qaramay, kvazarlar vizual jihatdan ta'sirchan emas, shuning uchun ular faqat 1963 yildan keyin sezilgan.

Bugungi kunda eng keng tarqalgan nuqtai nazar shundan iboratki, kvazar - bu atrofdagi moddalarni so'radigan o'ta massali qora tuynuk. Zaryadlangan zarralar qora tuynukga yaqinlashganda, ular tezlashadi va to'qnashadi, natijada kuchli yorug'lik chiqariladi. Boshqa nuqtai nazarga ko'ra, kvazarlar birinchi yosh galaktikalar bo'lib, biz ularning tug'ilish jarayonini shunchaki kuzatmoqdamiz. Shu bilan birga, oraliq ham bor, garchi gipotezaning "birlashgan" versiyasini aytish to'g'riroq bo'lar edi, unga ko'ra kvazar - hosil bo'lgan galaktika materiyasini o'zlashtiradigan qora tuynuk.

Radiogalaktika - bu boshqa galaktikalarga qaraganda ko'proq radio emissiyasiga ega bo'lgan galaktikaning bir turi. Radiogalaktikalarning nurlanish manbalari odatda bir nechta komponentlardan (yadro, halo, radio emissiya) iborat. Radiogalaktikalar odatda ellips shakliga ega va katta hajmga ega.

Kuzatilgan galaktikalarning bir necha foizi tavsiflangan tasnif sxemasiga mos kelmaydi, ular deyiladi O'ziga xos. Odatda bu qo'shni galaktikalar bilan kuchli o'zaro ta'sir natijasida shakli buzilgan galaktikalardir (bunday galaktikalar deyiladi. o'zaro ta'sir qilish. Ushbu atama uchun aniq ta'rif yo'q va galaktikalarning ushbu turga tayinlanishi bahsli bo'lishi mumkin. Ba'zida galaktikani o'ziga xos tur sifatida tasniflash bahsli edi. Shunday qilib, masalan, B.A. Vorontsov-Velyaminovning fikricha, o'zaro ta'sir qiluvchi galaktikalar o'ziga xos emas, chunki ularning shaklidagi ko'rinadigan o'zgarishlar yaqin qo'shnilarning bezovtalanishidan kelib chiqadi. Biroq, o'zaro ta'sir qiluvchi tizimlar orasida shunday g'alati shakldagi ob'ektlar borki, ularni o'ziga xos deb atash qiyin.

O'ziga xos galaktikaning klassik namunasi - Centaurus A radiogalaktikasi (NGC 5128).

Alohida guruhga ajratilgan mitti galaktikalar- kichik o'lchamli, yorug'ligi bizning yoki Andromeda tumanligi kabi galaktikalarnikidan minglab marta kam. Ular galaktikalarning eng ko'p sinfidir, ammo ularning past yorqinligi ularni uzoq masofalarda aniqlashni qiyinlashtiradi. Ular orasida elliptik dE, spiral dS (juda kam) va tartibsiz (dIrr) ham bor. D harfi (inglizcha mitti - mitti) mitti tizimlarga a'zolikni bildiradi.

Galaktikalar evolyutsiyasi

Galaktikalarning kuzatilgan xilma-xilligi ular paydo bo'lgan turli xil sharoitlarning natijasidir. Galaktikalarning spektrlari va yulduzlar tarkibini tahlil qilish shuni ko'rsatdiki, ularning katta qismi juda qadimgi va 10-15 milliard yil oldin shakllangan. Zamonaviy kontseptsiyalarga ko'ra, galaktikalarning shakllanishi Olam kengayishining dastlabki davrida, Olamdagi materiyaning o'rtacha zichligi hozirgidan yuzlab marta ko'p bo'lgan paytda boshlangan. Galaktikalar vodorod-geliy gaz bulutlarining o'z tortishish kuchi ta'sirida qulashi natijasida paydo bo'lgan. Siqilishning ma'lum bir bosqichida protogalaktikalarda qizg'in yulduz shakllanishi boshlandi. O'ta yangi yulduzlar sifatida tez rivojlanib, portlayotgan massiv yulduzlar portlash natijasida hosil bo'lgan turli xil kimyoviy elementlar bilan boyitilgan gazni atrofdagi kosmosga chiqarib yubordi.

Galaktikalarda diskning paydo bo'lishi bilan bog'liq tarqalish(Energiyaning tarqalishi - tartiblangan jarayonlar energiyasining bir qismining (harakatlanuvchi jismning kinetik energiyasi, elektr tokining energiyasi va boshqalar) tartibsiz jarayonlar energiyasiga, oxir-oqibat issiqlikka o'tishi.) qisqaruvchi protogalaktikadagi gaz energiyasi. Ma'lum bir momentga ega bo'lgan gaz, mexanik energiyasini yo'qotib, diskka siqilib, gazdan yulduzlar paydo bo'lishi natijasida asta-sekin yulduz diskiga aylandi.

Galaktikalar evolyutsiyasida yirik galaktikalar tomonidan kichikroq tizimlarning yutilishi katta rol o'ynadi, ular to'lqin kuchlari tomonidan vayron qilingan va hosil bo'lgan galaktikalar massasini to'ldirgan.

KLASTERLAR VA SUPERKLASTLAR

Galaktikalarning fotosuratlari haqiqatan ham yolg'iz galaktikalar kamligini ko'rsatadi. Galaktikalarning taxminan 95% ni tashkil qiladi galaktikalar guruhlari.. Ularda ko'pincha bitta massiv elliptik yoki spiral galaktika hukmronlik qiladi, ular to'lqin kuchlari tufayli vaqt o'tishi bilan sun'iy yo'ldosh galaktikalarini yo'q qiladi va ularning massasini oshiradi va ularni iste'mol qiladi.

Galaktikalar klasteri bir necha yuz galaktikalar assotsiatsiyasi deyiladi, ular ham alohida galaktikalarni, ham galaktikalar guruhlarini o'z ichiga olishi mumkin. Odatda, bu masshtabda kuzatilganda bir nechta juda yorqin supermassiv elliptik galaktikalarni aniqlash mumkin. Bunday galaktikalar klaster tuzilishining shakllanishi va shakllanishi jarayoniga bevosita ta'sir qilishi kerak.

Superklaster- galaktikalar assotsiatsiyasining eng katta turi, minglab galaktikalarni o'z ichiga oladi. Superklasterlar miqyosida galaktikalar keng va ingichka bo'shliqlarni o'rab turgan tasma va filamentlarga joylashadi. Bunday klasterlarning shakli har xil bo'lishi mumkin: zanjirdan, masalan, Markarian zanjiri, Sloanning katta devori kabi devorlarga.

Mahalliy galaktikalar guruhi. Somon yo'li galaktikasi

Mahalliy galaktikalar guruhi - bu yaqin atrofdagi galaktikalar to'plami bo'lib, ularning masofalari taxminan 1 million pc (taxminan 3 million yorug'lik yili) dan oshmaydi. U ikkita katta guruh va ular orasida tarqalgan mitti galaktikalardan iborat - jami 30 ga yaqin a'zo. Guruhlardan birida kattaligi, massasi va yorug'lik intensivligi bo'yicha yaqin atrofdagi Magellan bulutlari bilan bizning Galaktikamiz hukmronlik qiladi. Boshqa guruhda asosiy o'rinni yanada kuchliroq bo'lgan spiral galaktika (Andromeda tumanligi) egallaydi. U kichikroq spiral galaktikaga - Uchburchakdagi M 33, ikkita kichik elliptik galaktikalar va bir nechta mitti galaktikalarga tutashgan. M. g. g.ga kirgan galaktikalar bizga yaqin boʻlganligi sababli eng batafsil oʻrganish uchun ochiqdir.

Mahalliy guruh a'zolari bir-biriga nisbatan harakat qiladilar, lekin o'zaro tortishish bilan bog'langan va shuning uchun uzoq vaqt davomida taxminan 6 million yorug'lik yili bo'lgan cheklangan joyni egallaydi va boshqa shunga o'xshash galaktikalar guruhlaridan alohida mavjud. Mahalliy guruhning barcha a'zolari umumiy kelib chiqishiga ishoniladi va taxminan 13 milliard yil davomida birga evolyutsiyada bo'lgan.

Bizning galaktikamiz - Somon yo'li - markazida bo'rtib chiqqan disk shakliga ega - yadro, undan spiral qo'llar chiqadi. Uning qalinligi 1,5 ming yorug'lik yili, diametri esa 100 ming yorug'lik yili. Galaktikamizning yoshi taxminan 15 milliard yil. U juda murakkab tarzda aylanadi: uning galaktik materiyasining muhim qismi boshqa, juda uzoq kosmik jismlar harakatlanadigan orbitalarga e'tibor bermasdan, sayyoralar Quyosh atrofida aylanadigandek, differentsial tarzda aylanadi va bu jismlarning aylanish tezligi pasayadi. markazdan masofani oshirish bilan. Bizning galaktikamiz diskining yana bir qismi magnit pleerda aylanayotgan musiqa diski kabi qattiq aylanadi. Bizning Quyoshimiz Galaktikaning qattiq jism va differentsial aylanish tezligi teng bo'lgan mintaqasida joylashgan. Bunday joy korotatsion doira deb ataladi. Yulduz shakllanishi jarayonlari uchun maxsus, sokin va statsionar sharoitlarni yaratadi.

Bizning galaktikada Magellan bulutlari deb ataladigan ikkita kichik sun'iy yo'ldosh galaktikasi mavjud. Katta va kichik Magellan bulutlari mavjud. Bular barcha o'lchamdagi asboblar bilan kuzatish uchun boy joylar bo'lib, Janubiy yarimsharda yalang'och ko'z bilan ko'rish mumkin. Magellan bulutlari janubiy yarimshardagi dengizchilarga tanish bo'lgan va 15-asrda "Kap bulutlari" deb nomlangan. Ferdinand Magellan ularni 1519-1521 yillarda dunyo bo'ylab sayohati paytida Shimoliy Yulduzga muqobil ravishda navigatsiya uchun ishlatgan. Magellan vafotidan so'ng, uning kemasi Evropaga qaytib kelganida, Antonio Pigafetta (Magellanning hamrohi va sayohatning rasmiy yilnomachisi) uning xotirasini abadiylashtirish uchun Magellan burni bulutlarini chaqirishni taklif qildi.

Ilgari ikkala bulut ham tartibsiz galaktikalar hisoblangan, ammo keyinchalik panjarali spiral galaktikalarning strukturaviy xususiyatlari aniqlangan. Ular bir-biriga nisbatan yaqin joylashgan va tortishish bilan bog'langan (qo'sh) tizimni tashkil qiladi. Ikkala Magellan buluti ham neytral vodorodning umumiy qobig'iga botiriladi. Bundan tashqari, ular bir-biriga vodorod ko'prigi bilan bog'langan

Magellan bulutlarida juda ko'p yulduz klasterlari mavjud. Olimlar Katta bulutda 1100 ta, Kichik bulutda esa 100 dan ortiq ochiq klasterlarni qayd etgan. Katta bulutda 35 ta, Kichik bulutda 5 ta sharsimon klasterlar topilgan.Magellan bulutlarida bizning galaktikada uchramaydigan globulyar klasterlar aniqlangan. Ularda ko'k va oq gigantlar ko'p. Shuning uchun ular oq rangga ega. Oddiy globulyar klasterlar qizil gigantlardan iborat, shuning uchun ularning rangi sariq-to'q sariq rangga ega.

1). Yulduz astrofizikaning o'rganish ob'ekti sifatida.

2). Yulduzlarning tasnifi.

3). Yulduzlarning tug'ilishi va evolyutsiyasi.