logo
  1. Bosh sahifa
  2. Diplom ishlar
  3. Umumiy
  4. Yulduz to`dalarini tadqiq etish

Yulduz to`dalarini tadqiq etish

Yuklangan vaqt:

12.08.2023

Ko'chirishlar soni:

0

Hajmi:

738 KB
Ko'chirib olish
Yulduz to`dalarini tadqiq etish MUNDARIJA KIRISH ………………………………………………………… 3 I - BOB . YULDUZ TO`DALARI H A Q IDA UMUMIY MA`LUMOT 1. 1 . Y u lduz to`dasi h a q ida tushunchalar ……………………………….. 7 1.2. Sharsimon yulduz to`dalari……………………………………….. . 11 1.3. Tarqoq yulduz to`dalari …………………………………………... 22 II-BOB. YULDUZ TO`DALARINI TADQIQ ETISH USULLARI 2.1. Yulduz to`dalarini sinflashtirish ………………………………….. . 28 2.2. Yulduz to`dasigacha bo`lgan masofani topish usullari……………. 3 5 2.3. Galaktikada yulduz to`dalarini taqsimoti …………………………..41 XULOSA ……………………………………………………… …. 4 3 ADABIYOTLAR ………………………………………………… . 4 4 KIRISH 2 Hozirgi kunda yulduz to`dalarini o`rganishning yangi davri boshlandi deb xisobga olish mumkin unga bir nechta sabablarni keltirib o`tamiz. Gap shundaki, o`tgan asrning 90-yillarigacha asosan fot o grafik usul bilan yulduz to`dalari urganilgan. Fotografik usul bilan o`rganilganda olingan suratlar o`rtasidagi davr far q i 20 yil atrofida bo`lishi talab q ilinar edi. S h unda biz yulduz t o’ dalaridagi xususiy h arakatlarni to` g’ riro g’ i to`da a`zolarini ani q lay olar edik. Misol uchun to`dadagi o`zgaruvchan yulduzlarni o`rganish uchun odatda Fotoelektron kuchaytirgichlar (F.E.K) yordamida o`rganilgan. Demak biz yulduz to`dalaridagi o`zgaruvchan yulduzlarni panaramal o`rganish imkoniyatiga ega bo`lmaganmiz. Bundan tashqari ulardagi nozik harakatlarni sezish katta qiziqishlar bilan amalga oshirilgan. O`tgan asrning 90-yillaridan boshlab kuzatuv astronomiyasida zaryadli bog’langan qurilmalar (Z.B.Q) keng qullanila boshlanishi bilan birga yulduz to`dasini o`rganish yangi bosqichga kutarildi. Misol uchun bunga sabab kuzatuv astranomiyasida foydalanilayotgan asbob-uskunalarning ani q ligi bir necha borabar ortdi. Shu bilan birga zaryadli bog’langan qurilmalar yulduz to`dalarida panaramal tarzida o`rganish imkoniyatini yaratib berdi. Shu yerda yulduz to`dalarining 2-xil turiga to`xtalib utamiz. Yaxshi ma`lumki, yulduz to`dalari odatda 2-xilga bo`linadi. 1 - sharsimon yulduz to`dalari va 2 - tar q o q yulduz to`dalari. Bizni eng ko`p qiziqtirgani ularning evalyutsiyasi bo`lib, a`zolarining xususiy harakatlari ranglari, o`zgaruvchan yulduzlarni o`rganish orqali koinot haqidagi ilmiy bilimlarimizni kengaytiramiz va yangilaymiz. BITIRUV MALAKAVIY ISHNING MAQSADI VA VAZIFASI. 3 Ushbu bitiruv malakaviy ishning asosiy maqsadi sharsimon va tarqoq yulduz to`dalarini o`rganish usuli ya`ni ularni sinflarga ajratish, tashkil etuvchilaridagi (a`zolari)o`zgaruvchanliklarini o`rganish orqali ulargacha bo`lgan masofani aniqlash bilan bog’liq qator masalalarni o`rganib chiqishdan iborat. Bunday masalalarda qo`yidagilarni keltirib o`tishimiz mumkin. Yulduz to`dalarini inflashtirish, ulargacha bo`lgan masofani topish usullari va Galaktikadagi yulduz to`dalari taqsimotini o`rganish kabi asosiy masalalarga e`tibor qaratilgan. Misol uchun sharsimon yulduz to`dalarini sinflashtirishda ularning tash q i ko`rinishi inobatga olinadi. Shu yerda aytib o`tish kerakki ulardagi yulduzlar soni juda kichik burchaklar sohasida yuzlab yulduzlar joylashgan bo`lishi mumkin. Ya`ni yulduz to`dalarigacha bo`lgan masofani aniqlash o`z-o`zidan koinot o`lchamlari haqidagi (galaktika) o`lchamlari haqida tug’ri tasavvur berishga harakat qilinadi. Ushbu B.M.I ni vazifasiga to`xtalsak birinchi galda yulduz to`dalari haqida sinflarga bo`lingan holda umumiy ma`lumotlarni o`rganib chiqish, ayrim yulduz to`dalari bilan yaqindan tanishib chiqishga sharoit yaratish, kelgusda shu sohada qilingan ishlarga ham amaliy, ham fundamental quyish vazifasi quyilgan. Ushbu vazifalarga eng muhimi Galaktikamizda yulduz to`dalari taqsimotini o`rganishga qaratilgan. Agarda biz Galaktikada yulduz to`dalarini to`g’ri taqsimlay olsak Galaktikamiz tuzilishi haqida bilimlarimizni mukammallashtirgan bo`lamiz. BITIRU V MALAKAVIY ISHNING ILMIYLIGI VA AMALIY A H AMIYATI . 4 Ushbu B.M.I hozirda uni e`tirof etilgan fizik va matematik usulardan foydalanishga asoslangan. Zamonaviy ilmiy adabiyotlardan shunisi ma`lumki, xususan sharsimon yulduz to`dalarining diametri 20-60pk dan iboratdir. Ularning o`rtacha massasi 10 4 – 10 6 M tengdir. Agar biz shu narsani tarqoq yulduz to`dalari uchun keltirib o`tadigan bo`lsak ularning diametri 5 dan 30 pk gacha massani ~10 3 M teng. Faqatgina mana shu bir necha parametrlarning o`zi fundamental ahamiyatga ega ekanligini ko`rsatib turibdi. Biz o`rgangan yorqinligi atamasini har ikki xil yulduz to`dasiga qullab ko`rib chiqadigan bo`lsak, ular orasidagi farq sezilarli darajada ekanligini his qilamiz. Misol uchun tipik sharsimon yulduz to`dalari yorqinligi ~ 10 5 Quyosh yorqinliklari birliklarida bo`lsa xuddi shu parametr tarqoq yulduz to`dasi uchun ~ 10 4 ni tashkil qiladi. Bu esa o`z navbatida dolzarb ekanligini ko`rsatib turibdi. Agar biz B.M.I ning amaliy ahamiyatiga to`xtalsak u holda biz kelajakka tegishli darajada keng foydalanishimiz, amaliy ishlarni bajarishda, rejalar tuzishda katta samara berishida ishonchimiz komil. Chunki, bu B.M.I da oxirgi yillardagi yulduz to`dalari haqidagi ma`lumotlar jamlandi va umumlashtirildi. Shu bilan birga bir necha o`nta yulduz to`dalari haqidagi ma`lumot jadval ko`rinishiga keltirilib kelajakdagi bajariladigan ishlarga poydevor vazifasini o`tashi kerak bo`lgan darajaga keltirildi.Har qanday moddani qanday agregat holatda bo`lishidan qat`iy nazar ularni fizikaviy-ximiyaviy xossalarini, ayniqsa spektroskopik xossalarini bilish, ulardan amaliyotda to’g’ri foydalanishga olib keladi. Bu esa o`z navbatida hurmatli Prezidentimiz aytganlaridek tabiat in`om etgan xom-ashyolardan to`g’ri ilmiy asoslangan holda foydalanish iqtisodiy samaradorlikni oshiradi [1]. 2010 yil 12 noyabr kuni hurmatli Prezidentimiz I.A.Karimov O`zbekiston Respublikasi Oliy majlisi qonunchilik palatasi va senatining qo`shma majlisida «Mamlakatimizni demokratik islohatlarni yanada chuqurlashtirish va fuqarolik jamiyatini rivojlantirish kontseptsiyasi» mavzusida ma`ruza qildilar [2]. 5 O`z ma`ruzalarida oltita yo`nalishni eng muhim ustuvor vazifalari sifatida belgilab berdilar. Bu yunalishlar qo`yidagi yunalishlardir. 1. Davlat xokimiyati va boshqaruvni demokratlashtirish. . 2. Sud – xuquq tizimini isloh qilish. 3. Axborot sohasini isloh qilish, axborot va so`z erkinligini ta`minlash. 4. O`zbekistonda saylov xuquqi erkinligini ta`minlash va saylov qonunchiligini rivojlantirish. 5.Fuqarolik jamiyati institutlarini shakllantirish va rivojlantirish. 6. Demokratik bozor islohatlarini va iqtisodiyotini liberallashtirishni yanada chuqurlashirish. Oltinchi yunalishda ra q obat to` g’ risida to`xtaldi. Raqobatlasha oladigan har qanday mahsulot yoki shu mahsulotni ishlab chiqaruvchi ilmiy asoslangan bo`lsagina yoki uni ishlab chiqaruvchining ilmiy saviyasi yuqori darajada bo`lganligini bu mahsulot raqobatlasha olishi mumkin ekanligini aniqlash mumkin. Ushbu kontseptsiya O`zbekiston zaminida yashayotgan fizik, ximik, biolog, vrach, injener, iqtisodchi, moliyachi, talaba va hokazo. Kim bo`lishdan qat`iy nazar h amma uchun dasturi amal bo`lib xizmat q iladi. I-BOB. YULDUZ T O` DALARI H A Q IDA UMUMIY MA`LUMOT. 1.1. Y u lduz to`dasi h a q ida tushunchalar . 6 Koinotda yulduzlar faqat yakka holda uchramaydi, o`zaro dinamik bog’langan holda qo`shaloq, uchtadan, to`rttadan va nihoyat juda ko`p sonli yuzlab, minglab to`da shaklida ham uchraydi. O`nlab yulduzlardan bir necha minggacha yulduzlarni o`z ichiga olgan, o`zaro dinamik bog’langan yulduzlarning sistemalari yulduz to`dalari yoki g’ujlari deb yuritiladi. Tash q i ko`rinishiga ko`ra yulduz to`dalari ikki guru h ga sharsimon va tar q o q to`dalarga bo`linadi. Tarqoq yulduz to`dalari bir necha o`n yulduzdan bir necha minggacha yulduzlarni, sharsimon to`dalar esa, o`n mingdan yuz minggacha yulduzlarni o`z ichiga oladi. Galaktikamizda 800 ga yaqin tarqoq yulduz to`dalari bo`lib, ularning diametri 1,5 parsekdan 20 parsekgacha boradi. Tarqoq yulduz to`dalarining yaxshi o`rganilgan tipik vakillari – Savr yulduz turkumidagi Hulkar deb nomlangan to`da bo`lib, quyosh sistemasidan 130 parsekli masofada joylashgan (1.1.1 - rasm). Bosh q a bir tar q o q yulduz to`da - Giadlar esa bizdan 40pk li masofada yotadi. 1.1.1-rasm. Hulkar deb nomlangan yulduzlarning tarqoq to`dasi. Sharsimon yulduz to`dalari tarqoq yulduz to`dalaridan kimyoviy tarkibi bilan farqlanadi. Xususan, tarqoq yulduz to`dalarining spektrida og’ir elementlar miqdori 1-4 foizni tashkil qilgani holda, sharsimon yulduz to`dalarda atigi 0,1 – 7 0,01 foizni tashkil qiladi. Bunday h ol muayyan galaktikada sharsimon va tar q o q yulduz to`dalari paydo bo`lishida turlicha sharoit mavjud bo`lganidan dalolat beradi. Shuningdek bu, bunday sharsimon to`dalar h ali o g’ ir elementlarga boyib ulgurmagan sferik formadagi protogalaktik gaz tumanligidan paydo bo`lgan degan ilmiy gepotezaning tu g’ ilishiga olib kelgan. Sharsimon to`dalar yulduzlarining ko`pligi va aniq sferik formasiga ko`ra, tarqoq yulduz to`dasiga nisbatan yulduzlar fanida yaqqol ajralib ko`rinadi. S h arsimon to`dalarning o`rtacha diametri 40 parsek atrofida bo`ladi. Galaktikamizda 100 ga yaqin sharsimon to`dalar ko`rinadi. Ravshanliklari tufayli sharsimon to`dalarni qo`shni galaktikalarda (Magellan bulutlari va Andromedada) h am ko`rish mumkin. Sharsimon to`dalar tarqoqlaridan farq qilib, Galaktikamizning markaziga tomon konsentratsiyasi keskin ortib boradi. Sharsimon to`dalarning tipik vakili Gerkules yulduz turkumida joylashgan M-13 bo`lib, u 20 mingga yaqin yulduzni o`z ichiga oladi (1.1.2. - rasm). Uning bizdan uzoqligi 24 ming yorug’lik yiliga teng [3]. 1.1.2 – rasm. Gerkules yulduz turkumidagi M-13 yulduzlarning sharsimon to`dasi. Yulduzlar biror to`dani tashkil etishi birlik sferik yuzdagi yulduzlar soni to`daga yaqinlashgan sari ortib borishiga qarab aniqlanadi. Y u lduz to`dalarini birinchi ruyxatini 1771-yilda frantsuz astronomi Mess`i tuzgan edi. Ba`zi to`dalar h ozirgacha uning ruyxati bo`yicha belgilanadi. Masalan, 8 Gerkulisdagi sharsimon to`da M13, yani Mess`e ro`yxatiga 13-o`rinda, tumanliklar va yulduzlar to`dalarning yangi umumiy katalogida (NGC) da esa 6205-o`rbnda turadi, ya`ni NGC 6205 deb belgilanadi. Tarqoq to`dalar Galaktika ekvatoriga yaqin atrofida joylashgan. Shuning uchun ularni Galaktikaning tekislik tashkil etuvchisiga qo`shadilar. Quyoshdan bir necha kpk uzoqlikda joylashgan 1000 tacha tarqoq to`da ma`lum Glakatikada taxminan 15000 tacha tarqoq to`da bor deb taxmin qilinadi. Tar q o q to`da diametri 2-20 p k orali g’ ida, ko`pincha 3-5 p k atrofida bo`ladi. Tarqoq to`da zichliklarining fazoviy zichligi turlicha, bir kub pk ga 0.25 tadan 80 tagacha yulduz to`g’ri keladi. Massalari yig’indisi esa 15M o dan 250 M o gacha bo`ladi. Tarqoq to`dalar Galaktikaning spiral shaxobchalarida joylashgan bo`lib, asosan bosh ketma-ketlik yulduzlaridan va gigandlardan, ba`zilari esa B yulduzsiz bosh ketma-ketlik yulduzlaridan iborat bo`ladi. Galaktika yadrosi, to`daga qo`shni yulduzlar va to`da yulduzlarining o`zaro tortishish kuchi ta`sirida to`daga tegishli yulduzlar asta sekin fazoga tarqalib ketadi. Dastaval kichik massali yulduzlar to`daning tortishish kuchi maydon ta`sirini engib chi q a oladigan tezlikka erishadi. Nazariy hisoblarga ko`ra to`dada yulduzlarning fazoviy zichligi R < 0.093 M o ps 3 bo`lsa, to`da turg’un bola olmaydi, u bir necha million yildan (n va x persey) etti mlrd.yil (M67) ga teng bo`lganlari ma`lum. To`daga tegishli yulduzlarni ajratib olish uchun avval uning chegarasi aniqlanadi. Buning uchun birlik yuzaga to`g’ri keladigan yulduzlar soni N eng quyuqlashgan nuqtasidan (shartli markazdan) turli yo`nalishlar bo`yicha hisoblanib, jadval tuziladi. Tarqoq to`daning shartli markazidan biror uzoqlikdan boshlab birlik yuzaga to`g’ri keladigan yulduzlar soni minimal qiymatga ega bo`lib, o’zgarmas bo`lib qoladi. Aniqlangan chegara orasidagi yulduzlarning bir qismi, aniqrog’i, xususiy harakatlari va nuriy tezliklari bir xil bilganlari to’da a`zosi bo`lishi mumkin[8]. Yulduzlar osmonida sharsimon to`dalari markazi tomon yulduz 9 konsentrattsiyasi kuchayib borishi natijasida sferik shakl hosil qilganligi bilan ko`zga yaqqol tashlanib turadi. S h arsimon to`dalarning diametri 5 pk dan 40 pk gacha bo`ladi. Yorug’ bo`lganliklari uchun ularni Galaktikaning tekisligi yaqinidan chetdagi uzoq chekkalariga ham ko`rish mumkin. Hammasi bo`lib 136 ta bunday to`da ro`yxatga olingan. Biro q ularning jami soni 500 ga ya q in bo`lishi kerak, degan taxmin bor. S h arsimon to`da 10 mingdan 100 minggacha yulduzni o`z ichiga oladi. Bunday to`dalarga kiradigan yulduzlarning “Spektr – yulduz kattalik (m)” yoki rang (B-V) – yulduz kattalik (m) diagrammasi tarqoq to`dalar va statsionar yulduzlarnikidan farq qiladi. M3 – to`da bo`yicha tuzilgan “rang yulduziy kattalik (m)” diagramma kiritilgan. Diagrammada pastidan o`rta qismiga qadar bosh ketma-ketlikda tegishli yulduzlar joylashgan va undan o`ngga va yuqoriga tomon gigantlar tarmog’i cho`zilgan. Diagrammaning o`rtasidan yu q oriro q da q izil gigantlarning bosh ketma- ketlik bilan bo g’ lovchi gorizontal tarmo q ni ko`rish mumkin. Bu tarmoqni hosil qiluvchi yulduzlar pulsattsiyalanuvchi (liridlar) yulduzlardir [7]. Sharsimon to`da yulduzlarining ko`pchiligi F va G sinflarga kiradi. Ularda ko`plab Liridlar (RR lyr) ni ko`rish mumkin. Liridlar diagrammada gorizontal tarmo q ni h osil q iladi va ularga asoslanib to`daning uzo q ligi topilgan. Sharsimon to`dalarning tarqoq yulduz to`dalarining farqi o`laroq Galaktika tekisligidan tashqariga zichlangan holda joylashib, Galaktika o`zagi atrofida ko`rinadi va uning sferik tashkil etuvchisini hosil qiladi, ya`ni ularning soni markazdan barcha tomonga masofaning kvadratiga teskari proportsional ravishda kamayib boradi. Sharsimon yulduz to`dalarning yoshi 10 milliard yildan katta,Galaktikadagi eng “keksa” obe`ktlar hisoblanadi. . 1.2. Sharsimon yulduz to`dalari. Sharsimon yulduz to`dalari (SHYUT) - avval boshdanoq o`ziga xos tashqi ko`rinishiga ko`ra galaktika ob`ektlarining alohida turkumi sifatida ajratilgan. (1.2.1-rasm). SHYUT yulduzlari qariyib sferik (aniqrog’i, kam siqilgan, sferoidal) 10 hajmni egallaydi, shu sababli yulduzlarning fazoviy kontsentratsiyasi uning to`dalashuv markazidan periferiyasi(tashqi cheti)ga tomon keskin kamayadi. Yulduz to`dalari SHYUTga tashqi ko`rinishiga ko`ra emas, balki yulduz tarkibiga, ya`ni ularning Gershprung- Ressel diagrammasi bo`yicha xarakterli ko`rinishi, shu bilan bog’liq SHYUT turkumiga tarqoq yulduz to`dalaridan ko`rinishi bilan deyarli farq qilib bo`lmaydigan ba`zi ob`ektlar kiritilgan. eng yulduzga “boy” SHYUT dagi yulduzlar soni bir necha yuz ming bilan, markaziy qismidagi yulduzlarning 1pk 3 da kontsentratsiyasi esa, bir necha ming va hattoki yuz mingta yulduzlar bilan o`lchanadi. (Quyosh atrofidagi yulduzlar fazoviy kontsentratsiyasi 1pk 3 da atigi 0,13 ta yulduzni tashkil etadi). eng “qashshoq” SHYUT lari “boy ”SHYUT lariga qaraganda yulduzlar taxminan 2 tartib kam songa ega bo`ladi. SHYUT larining og’irligi ga teng. SHYUTda har xil turdagi o`zgaruvchan yulduzlar uchraydi. eng ko`p sondagi yulduzlar Liraning RR tipidagi o`zgaruvchan yulduzlari, shuningdek, Galaktikaning sferik tashkil etuvchilari bo`lgan uzoq davrli sefeidalar (Hulkar yulduzining W tipi) Kit Dunyolari va boshqalar. O`zgaruvchan yulduzlar asosiy tiplarining nur sochishi ma`lum bo`lib, bu SHYUT gacha bo`lgan masofani aniqlashga imkon berib, bu esa yulduzlar evolyutsiya nazariyasi qoidalari asosida SHYUT larining yulduz tarkibi haqida va ularning Galaktikadagi o`rniga oid ma`lumotlarni aniqlash uchun zarur [4]. 11 1.2.1.-rasm. Ajdar h o yulduz turkumidagi M10 sharsimon yulduz to`dasi. 12 SHYUT ning xarakterli diametrlari -20-60pk (ba`zi h ollarda undan kattaro q ). Yaqin sharsimon yulduz to`dalarigacha bo`lgan ~10 kpk o`rtacha masofadagi SHYUTning barcha yulduzlarini bir xil uzoqlikda deb hisoblash mumkin; ularning ko`rinma yorqinligidan nur sochish tafovutini aniqlash mumkin. Bitta SHYUT yulduzining umumiy paydo bo`lishidan yulduz to`dasi yulduzlari taxminan bir xil yosh va bir xil kimyoviy tarkibga ega deb hisoblash mumkin. Aksariyat SHYUT yulduz atmosferasida og’ir elementlarni tutishi quyoshga qaraganda kam (ekstremal holatlarda 100 martadan ko`proq uchraydi). Yulduz yorqinligi farqi yulduz og’irligi tafovuti bilan bog’liq bo`lishi, shuningdek, ularning evolyutsion yo`llaridan har xil harakatlanishi, shu bilan birga oxirgi hisoblashlarda dastlabki og’irlikdan farqi aniqlanadi. Gershprung-Ressel diagrammasida M3 (1.2.2-rasm) tipik SHYUTning bevosita asosiy ketma- ketligidan subkarlik (o`ta mitti) yulduzlar(4), subgigantlar (o`ta ulkan) ketma- ketligi, ya`ni o`zining asosiy ketma-ketlik (AK) da bo`lish davrini yakunlagan yulduzlar ketma-ketligi (3) boshlanadi. O`ta kech evolyutsion bosqichlarga qizil gigantlar (1) va orasiga Liraning RR tipidagi o`zgaruvchan yulduzlari tushadigan yotiq “shox”(2) mansubdir. Sharsimon yulduz to`dalari asosiy ketma-ketlikning yorqin massiv yulduzlariga ega emas.(eng massiv yulduzlar og’irlik bilan yulduzlar “burilish nuqtasi”, ya`ni asosiy ketma-ketlik bilan subgigantlar ketma-ketligi birlashgan joy yaqinida joylashgan). SHYUTning yulduz tarkibining bu xususiyati ularning katta yoshini bildiradi; SHYUT yulduz tarkibi Galaktika sferik tashkil etuvchisi uchun xarakterlidir. Shuni ham ta`kidlash kerakki, boshqa galaktikalarda ba`zida SHYUT ga tashqi jihatdan o`xshash, lekin yassi tashkil etuvchilar uchun xususiyatli yulduz tarkibi bilan uchrab turadi. (I chi joylashuvdagilar uchun, yosh yulduzlarni qo`shgan holda) Bunday yulduzlarni yosh yulduzlar safiga q o`shish mumkin. SHYUT Galaktikamizning eng kuhna vakillaridan biridir. Ularning yoshi ~10mlrd yilga teng. SHYUTning massiv yulduzlari ko`rinishidan allaqachon 13 evolyutsiya davrini o`tagan va oq karliklar (mittilar), neytron yulduzlar yoki qora to`ynuklar aylangani bo`lib shu bilan birga to`dalargacha masofa ulkanligi sababli ular optik diapozonda ko`rinmaydi. Biroq, bu yulduzlarning SHYUT da mavjudligini bevosita ma`lumotlar bo`yicha aniqlanadi, ular to`da yulduzlari jami og’irligiga katta ulush qo`shish mumkin (o`nlab foizlarda). Ba`zi SHYUT da yangi yulduzlar va zamonaviy farazlarga ko`ra, zich ikki karrali tizimlar bilan evolyutsion davrni o`tagan komponentlar bo`lib hisolanayotgan egizaklarning U tipidagi o`zgaruvchan yulduzlarining chaqnash kuzatilmoq. XX- asrning 70- yillarida sakkizta galaktik SHYUTda rentgen nurlanishlari manbalari topilgan. SHYUTda rentgen nurlanish manbalarining barcha asosiy tiplari: doimiy nurlanuvchi, muvaqqat (ya`ni, vaqtincha paydo bo`lib so`ngra yo`qoladigan), birdan chaqnab ketuvchi(barsterlar) yulduzlar ham uchraydi. 1979- yilda SHYUTning rentgen nurlanishi manbalari M31 galaktikasi(Andromeda tumanligi) da h am topilgan. Rentgen nurlanishi manbalarini odatda tor ikki karali yulduzlar bilan, ularning vakillaridan biri bo`lgan oq karliklar, neytron yulduzlari yoki moddalarni o`ziga tortib yutib yuboruvchi qora to`ynuk bilan bog’lashadi. SHYUTda bunday sistemalar yulduzning kamroq massali yulduzni quyuq markaziy qismida qoplab olishi natijasida ham hosil bo`lishi mumkin. SHYUT ning rentgen nurlanishi boshqa ehtimoliy vakili to`da markazidagi moddalarni o`z markazida yig’ilishi, akkretsiya ro`y beradigan katta qora to`ynuk ham bo`lishi mumkin. Shu dalil Galaktika jami og’irligining 0,1% qismini tashkil etadigan SHYUTlari bilan SHYUT hududidagi ma`lum bir necha foizni tashkil etadigan galaktik rentgen nurlanish manbalari orasida genetik bog’lanish borligini ko`rsatadi. 14 1.2.2.-rasm. M3 sharsimon yulduz to`dalarining “rang ko`rsatkich o`rinma – yulduz kattaligi”. 15 H ammasi bo`lib Galaktikada 130 ga ya q in SHYUT ochilgan. H isob- kitoblarga ko`ra ularning soni 200-550 taga etishi mumkin. Demak, SHYUTlarining bir qismi ehtimol ularning yulduzlararo chang bulutlari shafaqlari tufayli ko`rinmaydi. (ayni q sa, Galaktika markazi yo`nalishida). H ar bir galaktik h osilalar kabi SHYUT evolyutsiyalanadi. Ularning massasi yulduzlar “bug’lanishi” natijasida kamayishi kerak, shuningdek, boshqa yulduzlar bilan yaqinlashuvi hisobiga katta tezlikka erishadi. Biroq, ixchamlik, gravitatsion barqarorlik ko`pchilik SHYUT larini bizning davrimizgacha saqlanib qolishiga imkon beradi. SHYUTlarni tadqiqi etish Galaktika evolyutsiyasi dastlabki bosqichlariga va shuningdek, kam massali (quyoshnikidan kam) yulduzlarning kechki evolyutsiyasiga yangicha nur olib kirishi mumkin. Sharsimon yulduz to`dalar kuchsiz teleskop yordamida diametri bir necha minut keladigan va o`rtasi ancha yorug’ bo`lgan tuman dog’chalarga o`xshab ko`rinadi. To`da kuchli instrumentlar yordamida fazoning yo shar, yoki aylanish ellipsoid shaklidagi q ismi ichiga to`plangan o`n minglab juda xira yulduzlarga ajraladi. S h arsimon to`dalarning parallaleslari shunchalik kichikki, ularni to` g’ ridan- to` g’ ri o`lchab bo`lmaydi. Shuningdek, to`daning ham to`da ichidagi yulduzlarning ham o`ziga xos harakatlari nihoyatda kichik. Ammo deyarli yoru g’ bo`lgan to`dalarning umumiy nuriy tezligini o`lchash mumkin bo`ldi. Topilgan tezliklar yulduzlarning o`rtacha nuriy tezliklariga nisbatan juda katta, o`rta hisobda 200 km/sek dan ortiq bo`lib chiqdi; bunda ba`zi to`dalarning tezliklari 300 dan 400 km/sek gacha bo`lishi aniklandi. Sharsimon yulduz to`dalarining umumiy (integral) ravshanligini M.E.Nabokov, V.A.Voronsov – Vel`minov va P.P.Paryenagolar uzoq vaqt o`rganganlar va ular integral ravshanlikning maxsus kataloglarini tuzganlar; sharsimon to`dalarning ko`rinma ravshanligi 5 m bilan 13 m oralig’ida ekanligi aniqlangan. Sharsimon to`dalarning ko`pchiligida Liraning RR tipidagi juda ko`p 16 o`zgaruvchan yulduzlar bo`ladi; ularning Quyoshga nisbatan gigantligi ma`lum. Bu tipdagi yulduzlar sharsimon to`dalarga h am xuddi Somon Yo`lidagi ravshanlikda bo`ladi deb olib, ularning absol’yut kattaligi M ni ko`rinma kattaligi m bilan solishtirib, to`dalarning uzo q ligini 0,4 (m – M) = 2 lgr – 2. m – M = 5lgr – 5. M = m +5 – 5lgr. formula yordamida ani q lash mumkin. Bu uzo q liklar juda katta 8000 dan 50000 yoru g’ lik yiliga teng ekan. To`dalarning h a q i q iy diametri taxminan 100 yoru g’ lik yiliga teng. To`dalarning haqiqiy diametri taxminan 100 yorug’lik yiliga teng. To`dadagi yulduzlar bizning Quyosh atrofidagiga qaraganda bir-birlariga ancha yaqin joylashgan («yulduz zichligi» deyiladigan miqdor, ya`ni 1kub parsekdagi yulduzlarning o`rtacha soni u erda minglab marta ortiqdir). S h arsimon to`dalardagi eng yoru g’ yulduzlar – q izil o`ta gigandlardir. Sharsimon to`dalardagi yulduzlar uchun yasalgan «yulduz kattaligi – rang ko`rsatgichi» diagrammalari tarqoq to`dalardagi yulduzlar uchun tuzilgan shunday diagrammalardan jiddiy farq qiladi. Garchi yulduzlar aksariyat hollarda gaz-chang tumanlikli soxalarida paydo bo`lsada, ba`zan bir qarashda gaz-changsiz ko`ringan soxalarda ham yulduz to`dalari uchraydi. Bunga perseyning x va h q o`shalok to`dasi eng yaxshi misol bo`la oladi. Perseyning Rossiopeya yulduz turkumiga chegaradosh uchastkasida ko`rinadigan va to`dalarda ko`pchilik O sinfga kiruvchi ravshan ko`k yulduzlar ichida M sinfga kiruvchi qizil o`ta gigantlarning uchrashi, mazkur to`da 10 million yillar chamasi yoshdagi «go`dak» to`dalardan ekanligini ma`lum qiladi. Bu sohada gaz-chang va tumanning kuzatilmasligini sababi ostidan, Yerda insoniyatning paydo bo`lishi davri Koinotning bu kismidagi gaz-chang «xamiridan» yulduzlar yug’irilib bo`lgan paytda to`g’ri kelishi bilan tushuntirilsa kerak. Sharsimon 17 yulduz to`dalari bir necha o`n minglab yulduzlarni o`z ichiga olgan va ulardan bog’langan sistemasining o`zaro dinamik bo`lib, nisbatan kam uchraydigan samoviy ob`ektlardir. Bunday to`dalarda yulduzlarinng konsentraktsiyasi ularning markaziga tomon ortib borib, tashqi ko`rinishidan sfera yoki ellipga o`xshab ketgani uchun ham sharsimon degan nom bilan yuritiladi. Sharsimon yulduz to`dalarining yorqinliklari juda yuqori bo`lganliklari sababli teleskop orqali ularni galaktikaning eng uzoq chekkalarida ham bemalol ko`rish mumkin. « Q urollanmagan» ko`z bilan ko`rish mumkin bo`lgan sharsimon to`dalarning ikkitasi osmonning janubiy yarim sharidan o`rin olgan. Ular juda uzoqliklari tufayli kentavr va Tikan yulduz turkumlarida xira yulduzcha shaklida ko`zga tashlanadi. Shuning uchun ham bu ob`ektlarning birinchi kuzatgan astronomlar ularni yulduz hisoblab, kentavrning omegasi va tikaning 47-sonli yulduzi nomi bilan ataganlar va ularga yulduz katalogidan o`rin berganlar. S h arsimon yulduz to`dalarining massalari Q uyosh massasidan bir necha yuz ming marta orti q . Sharsimon yulduz to`dalari Galaktikamizning eng «qari» ob`ektlaridan hisoblanib, ularning yoshi 10-15 milliard yil bilan xarakterlanadi. Ba`zan 10-100 million yilga teng sharsimon to`dalar h am uchrab turadi. Xozir bir necha bunday «yosh» to`da fakat Magellan bulutlar deyilmish qo`shni (masofani salkam 200 ming yorug’lik yiliga teng) Galaktik tumanliklarda kuzatilib, ularning oxirgi yillarda aniqlangan massalari, Quyoshdan massasidan qarib 100 ming martacha ko`p chiqdi. Sharsimon to`dalar uchun yasalgan Gersshprung– Ryossel diagrammasining (aniqrog’i shunday to`dalarga kiruvchi yulduzlarning ko`rinma yulduz kattaliklarini ularning rangiga bog’liqligini xarakterlovchi diagrammaning) xarakterli xususiyati, ularning gorizontal shahobchasidir. Bu shahobchada yotgan yulduzlarning soni ularning spektorida og’ir elementlarga kambag’al bo`lgan yulduzlari ko`p bo`lganligi uchun uning havo rang qismi yaxshi rivojlangan (ya`ni ko`p yulduzli), bunday elementlarga boy bo`lgan yulduzlari ko`p bo`lgan sharsimon to`da uchun esa, uning gigant yulduzlar shahobchasiga tutashgan qismi 18 yaxshi rivojlangan bo`ladi. Sharsimon yulduz to`dasigacha masofani aniqlash, astronomlar uchun mushkul vazifalardan hisoblanadi. Buning sababi, ulargacha masofa juda uzoq bo`lishidan tashqari, mashhur to`dalar spektrlarida og’ir elementlar miqdorining kamligi va turlichaligi tufayli spektrda ularning aniq «avtograflar»ining chiqmasligi tushuntiriladi. Natijada spektr yorqinlik diagrammasi, juda kam miqdordagi sharsimon yulduz to`dalari uchun tuzilgan bo`lib, faqat ular uchungina masofa yetarlicha aniqlik bilan topilgan. Sharsimon yulduz to`dalarning oxirgi yillardagi tadqiqoti, ularning yoshiga ko`ra, ularda «xalok bo`lgan yulduzlar, jumladan neytron yulduzlar va «qora o`ra»lar ko`p bo`lishi kerak degan xulosaga olib keladi. Bu hol, o`nlab sharsimon to`dalarda quvvatli rentgen manbalarni (ba`zan o`zgaruvchi xarakterli) kuzatilishi bilan tasdiqlanadi. «Eynshteyn» nomli sun`iy yuldoshdan turib rentgen diapazonda yulduz to`dalarini tuzatishlar, uchta sharsimon to`daning geometrik markazi rentgen diapazonda nurlanuvchi quvvatli manba bilan ustma-ust tushishi ham mazkur to`dalar osmonning eng “muysafid” obe`ktlar ekanligiga yana bir dalil bo`lsada, biroq hali ularning muammolariga tegishli chigalni to`la echishga ancha bor [6]. 19 1.2.1-jadval. NGC (new general catalog) katalogi bo`yicha ba`zi sharsimon yulduz to`dalarining ma`lumotlari. NGC d r D α δ Yu lduz turkumlari va to`dalarining joylashuv o`rni 5272 24 30000 200 13 h 39 m ,9 +28°39′ Y u guruvchi Itlar ; taxminan α Y u guruvchi Itlar va α Volopas o`rtasidagi orali q da . 6205 18 16300 85 16 h 39 m ,9 +36°33′ Gerkules; η Gerkulesa dan 1/3 masofada ζ Gerkules gacha . 6341 20 25400 150 17 h 15 m ,6 +43°12′ Deyarli ι Gerkules bilan η Gerkules o`rtasidagi orali q da . 6218 17 14600 70 16 h 44 m ,6 –01°52′ Ajdar ; ε Ajdardan β Ajdargacha bo`lgan 1/3 masofada . 6656 30 9100 80 18 h 33 m ,3 –23°58′ O` q otar ; Deyarli σ O` q otar va μ O` q otar o`rtasidagi orali q da . 7078 20 27000 120 21 h 27 m ,6 +11°57′ Pegas; 3°,5 g ’ arbiy i 2°,5 shimoliy ε Pegas da . 7089 20 28600 140 21 h 30 m ,9 –01°03′ Q ov g ’ a ; α Q ov g ’ a va θ Burgut orasidagi 1/3 masofada . d – Minutlardagi ko`rinma burcha q diametri. r – yoru g’ lik yili bo`yicha to`dalargacha bo`lgan masofa. D – yoru g’ lik yili bo`yicha to`dalarning chizi g’ li diametri.  - to` g’ ri ko`tarilish.  - o g’ ish 20 1.3.1 –rasm. M35 va NGC 2158 tar q o q yulduz to`dalari . 21 1.3. Tar q o q yulduz to`dalari. Tar q oq yulduz to`dalari yulduzlarning gravitatsion bog’langan guruhi bo`lib umumiy kelib chiqishi, yaqin kimyoviy tarkibi va yoshi bir xil bo`lgan Galaktikaning yassi tashkil etuvchilariga xos ob`ektlardir. Hozirgi vaqtga kelib 1200ga yaqin TYUT ma`lum bo`lib asosan quyoshdan 2 kpk uzoqlikda joylashgan. Undan h am uzo q dagi to`dalar Somon yo`li yulduzlarining yu q ori zichligi tufayli ko`rinmaydi (1.3.1 –rasm). Kuzatuv ekranidan to`dalar yo`qolib boradi. Galaktikamizda tarqoq yulduz to`dalari taxminan miqdordan ko`p. Etarlicha yaxshi o`rganilganlari esa 400dan ortiq (1.3.2-rasm, 1.3.1-jadval). Bu ob`ektlar o`rtacha olganda yaqin ob`ektlar hisoblanadi. Quyoshga yaqinroq Giad to`dalari 46 pk masofada joylashgan. 1.3.2-rasm. Gershprung-Resselning qator yaxshi o`rganilgan tarqoq yulduz to`dalari tahliliy diagrammasi (Asosiy ketma-ketlik turli to`dalari va asosiy ketma-ketlik Giadlar to`dalari o`rnini almashtirish bilan olingan) ko`rsatkich bilan quyosh ko`rsatilgan, T e – effektiv temperatura, L – yorug’langanlik, -Quyosh yorug’langanligi. 22 Odatda TYUT 100 tadan -1000 tagacha yulduz tutadi, biroq, 10 4 taga yaqin yulduzga ega yulduz to`dalari ham ma`lum. To`dalarning og’irligi Quyoshning 1000 ta og’irligiga teng, yulduzlarnig kontsentratsiyasi esa < 1 pk -3 ga taxminan maydon yulduzlardan bir tartib yuqori bo`ladi. TYUT nisbatan quyuq yadro va yulduz yadrolari bilan solishtirganda siyrak yulduzli tojdan iborat bo`ladi. O`rtacha yadro radiusi pk, toj radiusi esa 2-10 marta (to`da massasiga bo g’ li q ) katta. TYUT favqulodda turfa yulduz tarkibi bilan xarakterlanadi. Ularda moviy va qizil o`ta gigantlar, gigantlar, qo`shaloq va magnit yulduzlar va boshqa o`zgaruvchan yulduzlar –tsefeidlar, chaqnovchi va boshqalar kuzatiladi [4] Yulduzlar hosil bo`lishi nazariyasi uchun yosh va yangi tug’ilayotgan TYUT larini kuzatish unchalik muhim emas. Yosh TYUT dagi yulduzlarni statik tadqiq etish hosil bo`layotgan yulduzlarda og’irlik bo`yicha massa–bo`linish boshlang’ich funktsiyasi haqida ma`lumot beradi. Og’irligi 1-25 bo`lgan yulduzlar uchun boshlang’ich massa funksiyasi ko`prog’ ishonchliligi aniqlangan, u darajali funksiya ko`rinishida tasvirlangan. Bizning galaktikada besh yuzga ya q in shunday to`dalar ma`lum. Ular aniq bir shaklga ega bo`lmay, eng ko`p deganda bir necha yuz bo`ladi va ko`pincha o`zlarini qurshab olgan yulduzlar osmoni fanida ko`zga keskin tashlanmaydi. Ularning h ammasi Somon Yo`lida yoki uning ya q inida joylashgan, shuning uchun h am ba`zan ularni Galaktik to`dalar deb atashadi. Ular galaktik sistema ichidagi mahalliy zichlanishlardan iborat. Zichlanish qanchalik uzoqda bo`lsa, bu zichlanishga tegishli yulduzni atrofdagi boshqa yulduzlardan ajratish shuncha qiyinlashadi. Shuning uchun ehtimol bizga tarqoq yulduz to`dalarining faqat oz qismi ma`lumdir, ularning Galaktikadagi umumiy soni o`n minglarcha bo`lishi mumkin. Savr yulduz turkumiga Hulkar bizga yaqin yulduz to`dalaridan biri hisoblanadi va u tarqoq to`dalarga misol bo`ladi. (1.3.1-rasm); bu to`daning parallellanishi 0” .007, uzoqligi esa taxminan 490 yorug’lik yiliga teng. 23 Yulduz to`dalarini o`rganish kosmogoniya nuqtai nazaridan muhimdir; chunki har bir to`da, ehtimol, kelib chiqishi umumiy va yoshlari bir xil bo`lgan juda ko`p yulduzlar to`plamidan tashkil topgandir. To`dadagi hamma yulduzlarning bizdan deyarli bir xil uzoqlikda joylashganligi ularni o`rganishni juda osonlashtiradi; demak, agar to`dadagi biron yulduz ikkinchisidan necha marta yorug’ bo`lib ko`rinsa, u haqiqatda ham shuncha marta yorug’dir. Bu esa to`dadagi yulduzlar absolyut kattaliklarini rangi, spektiri va h okazolar bilan solishtirishga imkon beradi. Faqat to`daga tegishli yulduzlarni boshqa yulduzlardan ( yulduz “fanidan”) ajrata bilishi. Bu dastlab Hulkar uchun bajarilgan To`da egallagan sohadagi 2000 yulduzning o`ziga xos harakatiga qarab, ulardan faqat 150 ta yulduz (2 m dan 10 m gacha bo`lgan) to`daga tegishli ekani va qolganlarining hammasi ulardan ancha narida joylashganligi isbotlandi. Quyoshdan to`da markazigacha bo`lgan masofa taxminan 150 ps. To`dadagi hamma yulduzlar spektr – yorqinlik diagrammasi bo`yicha bosh ketma-ketlikda joylashgan. Hulkar to`dasidagi yulduzlar uchun bu diagramma egri chizig’i ko`rsatilgan shaklda bo`ladi. Bu to`dada qizil gigantlar yo`q, ba`zi boshqa to`dalarda (masalan, Giadda) ular uchraydi. Shuningdek, sharsimon to`dalarda uchraydigan Liraning RR yulduzi tipidagi o`zgaruvchan yulduzlarning tarqoq to`dalarda mutlaqo bo`lmasligi ajoyibdir. Tar q o q to`dalarning diametri ba`zan 10ps dan orti q bo`ladi. Hamma yulduzlar kabi, to`dalar tashkil etuvchi yulduzlar ham harakatlanadilar. Ma`lum to`dadagi yulduzlarning yuz yillar davomida o`zlarining nisbiy vaziyatlarini deyarli, o`zgartirmasligi, ularning fazoda bir xil geometrik tezliklar bilan harakatlanayotganini ko`rsatadi. Ammo harakatlanayotgan to`dadagi yulduzlarning oralaridagi masofa shunchalik kattaki, to`daning ichki kuchi (ya`ni to`da a`zolarining o`zaro tortishish kuchi) to`dani uzoq vaqtgacha tarqalib ketishdan saqlab qola olmaydi. V.A.Amborsumyaning to`dalari o`z tarkibiga yulduzlarni asta-sekin yo`qotishi aniqlandi: ma`lum to`daga kiradigan ayrim yulduzlarning o`zaro juda yaqinlashishi va Galaktika yadrosi tortishining ta`siri 24 natijasida yulduzlarning bir qanchasi to`dani tashlab ketishga etadigan tezlik olishi kerak. Shunday qilib, to`daga tegishli yulduzlar asta-sekin tarqaladi.Bunday prosess nihoyatda sekin – million va milliard yillar davomida sodir bo`ladi [6]. 1.3.1-Jadval NGC (New General Catalog) katalogi bo`yicha ba`zi tarqoq yulduz to`dalari haqida ma`lumotlar . NGC d N r D α δ Y u lduz turkumlari va to`dalarning joylashuv o`rni 752 45 70 3420 45 – – Andromeda; γ Andromed adan α Uchburchakka 1/3 masofada . 457 14 100 6800 28 1 h 15 m ,9 +58°01′ Kassiopeya; δ dan θ Kassiope yagacha 1/3 masofada . 559 7 60 8960 18 – – Kassiopeya; shimoliy δ Kassiope yadan 3 0 masofada . 581 6 60 8150 15 1 h 29 m ,9 +60°27′ Kassiopeya; δ dan ε Kassiope yaga ¼ masofada . 663 11 80 2570 8 – – Kassiopeya ; ε va φ Kassiope ya o`rtasidagi orali q da . 7654 18 120 2940 13 23 h 22 m ,0 +61°20′ Kassiopeya; β Kassiope yadan α TSefe ygacha 1/3 masofada . 869 36 350 6200 65 2 h 15 m ,5 +56°55′ Persey; δ Kassiope ya va γ Perse y ; h Perse ylar o`rtasidagi orali q da . 884 36 300 6520 68 2 h 18 m ,9 +56°53′ Persey; δ Kassiope ya va γ Perse y ; χ Perse ylar o`rtasidagi orali q da . 25 1039 42 80 1620 20 2 h 38 m ,8 +42°34′ Persey; taxminan β Perse y va γ Andromed a o`rtasidagi orali q da . 1912 26 150 2760 21 5 h 25 m ,3 +35°48′ Voznichiy; θ va ι Vozni chiy o`rtasidagi orali q da . 1960 19 60 3600 20 5 h 32 m ,0 +34°07′ Voznichiy; θ Voznich iy va β Bo`zo q ni bo g ’ lovchi chizi q orali g ’ ida 2 0 o`ngro q da . 2099 34 270 3600 36 5 h 49 m ,0 +32°33′ Voznichiy; θ Voznich iy va β Bo`zo q ni bo g ’ lovchi chizi q orali g ’ ida 2 0 chapro q da . Pleyadi 180 160 420 22 3 h 43 m ,9 +23°58′ Bo`zo q ; “ cho`mich ” α bo`zo q dan shimoliy- g ’ arbga ; q o`rollanmagan ko`z bilan ko`rish mumkin. Giadi 900 100 130 34 4 h 16 m ,7 +15°31′ Bo`zo q ; “ uchburchak ” α bo`zo q q arshisida ; q o`rollanmagan ko`z bilan ko`rish mumkin. – 300 50 270 24 – – Veronik a sochlari ; q o`rollanmagan ko`zga kuchsiz nurlanish ko`rinishida ko`rinadi. 2168 40 120 2600 30 6 h 05 m ,7 +24°20′ Egizaklar ; η e gizaklardan 2°,5 shimoliy – g ’ arbda . 2323 16 100 2610 12 – – Katta It ; α Katta Itdan β Kichik Itga tomon1/3 masofada . 2632 420 320 520 64 8 h 37 m ,5 +19°52′ Q is q ichba q a; γ va δ Q is q ichba q a; 26 YAsli “Y a sli”ni bo g ’ lovchi chizi q 1° g ’ arbiy orali g ’ ida . 2682 18 100 2600 14 8 h 48 m ,3 +12°00′ Q is q ichba q a; g ’ arbiy α Q is q ichba q adan 2° tomonda . IC 4725 40 50 1790 21 – – γ Q al q ondan 4°,5 janubro q da . 6611 25 55 5500 39 18 h 16 m ,0 –13°48′ Ajdar; γ Q al q ondan 2°,5 shimoliy- g ’ arbro q da. 6705 12 200 5200 18 18 h 48 m ,4 –06°20′ Q al q on; R Q al q ondan 1° shar q da . 7092 30 25 920 8 21 h 30 m ,4 +48°13′ ρ O qq ushdan 3° shimolro q da . N – To`dadagi yulduzlar soni; Boshqa ifodalar 1.2.1-jadvaldagi kabi. II – BOB. YULDUZ TO`DALARINI TADQIQ ETISH USU LLARI 2.1. Yulduz to`dalarining sinflashtirish. Yaqin vaqtlargacha har bir YUT katalogi mualliflari undagi ob`ektlar sinflashtirish bo`yicha o`zlarining shaxsiy tizimini ishlab chiqishgan va taklif etishgan. Keyingi katalog va tizimlarda, ilgarigi ilmiy ishlar izlari saqlanib qolgan. YUTlari sinflashtirishi tizimi rivojlanish tarixi bilan tanishish foydali, 27 bunda to`dalashuv asosiy xususiyatlari turli xilligi haqida tasavvurga ega bo`lish mumkin. Beyli sinflashtirishda (1908) to`dalar va tumanliklar haliyam birgalikda ko`rib chiqilmoqda, bu sinflashtirish qamrab oladigan ko`pchilik ob`ektlar tabiati qanaqaligi va spiral tumanliklar qanday masofalarda joylashganligi hamon noma`lumligicha qolmoqda. Beyli q uyosh tizimi tash q arisidagi barcha kuzatiladigan ob`ektlarni 4 ta kategoriya (A,B,C,D) larga bo`lib chi q di. 1. Ko`lami keng kuchsiz, noto`g’ri tumanliklar (Oqqush tumanligi); 2. Gazsimon tumanliklar (ularning spektri va tarkibidagi gaz bo`yicha); Ular tashqi belgilari bo`yicha uch ko`rinishda bo`ladi. V1. Katta diffuz noto`g’ri tumanliklar (Orion tumanligi, &eta Quyruq tumanligi). V2. Planetar halqali va boshqa yaxshi ifodalangan mayda yorqin gazsimon tumanliklar. V3. Yulduzlar tumanligi (NGC 1514, NGC 2003) . 3. Oq tumanliklar va sharsimon yulduz to`dalari, ularning tabiati haqida guvohlik beruvchi uzluksiz spektrli ob`ektlar: S1. Mayda ruxsat etilmaydigan aniq shakl: dumaloq va elliptik. S2. Spiral tumanliklar (M31- Andromeda tumanligi ,M51 Yuguruvchi itlar) C3. Sharsimon yulduz to`dalari (&omega Sen, 47 Tus, M 13 ). 4 . Noto` g’ ri yuldu z to`dala ri. D1. Etarlicha kontsentrlangan, noto`g’ri shakldagi: ko`proq yoki kamroq yaqin kattaliklarga yulduz (NGC2437,NGC6494) . D2. Etarlicha kontsnetrlangan, noto` g’ ri shaklda h ar xil kattalikdagi yulduzlar bilan (  va h Per, Cru ga) . 28 D3. Tarqoq, noto`g’ri shakldagi har xil kattalikdagi yulduzlar bilan (Giadlar, Pleadlar). Beyli har xil sinflashtirishdagi kategoriyalarni tumanliklar bilan bog’liqto`dalar: D3, A Pleyadalari yoki D3, V1(  Quyruq to`dalari) aralashuviga yo`l qo`yadi. Beyli sinflashtirishida bitta kategoriya (S)ga yana spiral va elliptik galaktika ob`ektlari va sharsimon yulduz to`dalari bu kategoriya ichida ular alohida ko`rib chiqilsa ham birlashadi. Faqat, real yulduz to`dalarini tutuvchi osmon fotografik atlasini yaratish uchun 10 dyumlik ob`ektiv bilan original plastinkalarda ko`rinuvchi Franklin-Adams tomonidan olingan 245 ta yulduz to`dalarini o`z ichiga oluvchi birinchi katalogni Melott (1915) tuzib chiqqan. Bu songa 83 ta sharsimon to`dalar va 162 ta tar q o q to`dalar kiradi. Melott to`dalarni ularning tashqi ko`rinishi bo`yicha 4 sinflashtirishga ajratadi: 1. Sharsimon, markazga kontsentrlangan (  Sen); 2. Tarqoq (loose) to`g’ri, yaxshi ifodalangan belgilarga ega (M14); 3. Tarqoq noto`g’ri belgilari bilan, faqat bir necha yulduzlardan iborat; 4. Yirik (coarse) to`dalar (Pleadlar, Giadlar va bir necha kichik yulduz guruhlari, dastlabki uch sinfni o`z ichiga olmagan). Melottning ikkinchi sinfiga ko`p yulduzli tarqoq yulduzlar ham va markazga kuchsiz kontsentrlangan sharsimon to`dalar ham, xususan M14 to`dalari ham mansub bo`lishi mumkin. 20-yillarning o`rtalarida Shepli ishlari yakunlangandan so`ng, tipik sharsimon to`dalar yorqin yuduzlar rang-ko`rsatkich kattalik diagrammasi va o`xshash diagrammali tarqoq to`dalar yorqin yuduzlari farqlanishini aniqlab, shuningdek, V.Gershel tomonidan aytilgan, bu ob`ektlarning fazoviy tarqalganligini tushuntirib berdi va Shar’le ishlarida ta`kidlangan sharsimon va tarqoq yulduz to`dalarini haqidagi o`zaro qarama-qarshi farazlar davri kirib keldi. Shundan so`ng boshqa hech kim barcha yulduz to`dalari uchun yagona 29 sinflashtirish tizimini taklif etmadi. S h arsimon va tar q o q yulduz to`dalari alo h ida o`rganila boshlandi. Astronomlar o`rtasida tor ixtisoslashuv yoki tar q o q yoki sharsimon yulduz to`dalarni o`rganishga intilish paydo bo`ldi. Sharsimon yulduz to`dalarining faqat shu ob`ektlarni tutuvchi, ilk katalogi 1914-yildayoq Beyli tomonidan (1916y), ikkinchisi esa, Parvulesko (1925y) tomonidan tuzildi. Raab tomonidan taklif etilgan (1922y) tarqoq yulduz to`dalari sinflashtirishi Melott sinflashtirishini eslatadi. Raab to`dalarni tash q i ko`rinishi bo`yicha to`rtta sinfga bo`ldi: 1. To` g’ ri shaklda, markazga ravshan kontsentrlangan. 2. To` g’ ri shaklda, markazga kuchsiz kontsentrlangan. 3. Noto`g’ri shaklda, lekin markazga ravshan kontsentrlangan. 4. Noto`g’ri shaklda, markazga kuchsiz kontsentrlangan. Raab katalogi 152 ta to`dalarni o`z ichiga olgan. 1925 yilda Tryumpler tomonidan taklif etilgan tarqoq yulduz to`dalarining eng omadli fizik sinflashtirish paydo bo`ldi. U Xertsshprung-Ressel diagrammasi ko`rinishi asosida h ar bir to`dalar uchun tuzilgan va deyarli bu h osilalarning fizik tarkibini ifodalagan edi. Bu sinflashtirish tamoyillari 2.1.1-rasmda tushuntirilgan. Bu yerda 1 raqami, ko`pchilik to`dalar asosiy ketma-ketlikka mansubligini, ”b”,”a”,”f” harflari esa bu ketma-ketlikning eng yorqin vakillari qaysi spektrial sinfga mansubligini bildiradi. 2 raqami asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlar qatorida qizil gigantlar mavjudligini bildiradi. 1930-1931 yillarda tarqoq yulduz to`dalari tadqiqotiga salmoqli ulush qo`shgan uchta muhim ishlar e`lon qilindi. Ularning h ammasi yulduz to`dalari kataloglarini va bu ob`ektlarning yangi tizimini o`zida tutadi. Tryumpler yuqorida tasvirlangan tarqoq yulduz to`dalari sinflashtirishini 1o tipini (o-yulduzlarni tutuvchi to`dalar uchun) va 3a (katta sondagi qizil gigantlar, ammo kam sondagi A yulduzlarni tutuvchi) shuningdek, uning hududida kuzatiladigan kam sondagi sariq va qizil gigantlar to`da vakilimi yo`qmi aniqlash qiyin bo`lganda zarur bo`ladigan 1-2 oraliq tipini kiritib aniqlashtirdi va to`ldirdi. 30 100 ta shunday sinflashtirilgan to`dalardan 24 tasi (Pleadlar ham) 1b tipga, 18 tasi (Giadlar va Yasli tipi ham)-2a tipiga, 15 ta to`da esa (Persiy &chi si) 1-2b tipiga, 1-2b -a tipiga esa mansubligi aniqlandi. Bosh q a e h timoliy tiplar ulushiga bittadan y ettitagacha ob`ektlar o`tadi. 2.2.1- rasm.Tarqoq yulduz to`dalarining absolyut spektrial kattalik Diagrammalari . Shunda Tryumpler (1930) tarqoq yulduz to`dalarining alohida sinfi qaysiki, ixcham boshqa kuchsiz yulduzlar guruhi markazida bitta eng ravshan yulduz, ba`zida uncha katta bo`lmagan yorug’ tumanlik bilan uyushgan to`dalarning mavjudligiga e`tibor qaratdi. Bu sinfga Tryumpler NGC 1444, 2362, 2414 va 6383 yulduz to`dalarini kiritdi. Shepli (1930) taklif etgan tarqoq yulduz to`dalari sinflashtirishi hozirgi vaqtda qo`llanilmaydi. Lekin, u tomonidan kiritilgan atamalar umum uchun q o`llanilishga kirib keldi. Tryumpler Shepliga o`xshash ikki sinflashtirishdan foydalandi. 31 Rim raqami bilan ifodalanadigan, tashqi ko`rinishini beshta belgisi bo`yicha xarakterlanadigan Lundmark-Kollinder muqobil sinflashtirishi sinflashtirishning o`ziga xos taraqqiy etishi bo`ldi. Ular oldidagi “a” va “b” lotin h arflari mazkur belgini bor yoki yo` q ligini bildiradi. Ia. To`da xususiyatlari yaxshi ifodalangan. Ib. To`da xususiyatlari yomon ifodalangan. IIa. Yulduzlar markazga sezilarli kontsentratsiyalashuvi. IIb. Yulduzlarning markazga sezilmas kontsentratsiyalashuvi . IIIa.To`da yulduzlarining atrofdagi maydon yulduzlaridan ravshanligi. IIIb. To`da yulduzlarining atrofdagi maydon yulduzlaridan yorqinligi farq qilmaydi. IVa. Boshqa sondagilardan ajralib turadigan yorqin bir necha yulduz. IVb. Boshqa sondagilardan ajralib turadigan yorqin bir necha yulduzlarning yo`qligi. Va. To`da fon h ududining q uyu q q ismida joylashgan. Vb. To`da fon h ududining kam yulduzli q ismida joylashgan. Shunga o`xshash sinflashtirishning misoli : Ib, IIa, IIIb,. IVb, Va-babba” jarangdorligi va no q ulayligi uchun bu sinflashtirish ommalashmadi. Boshqa yuqorida ko`rib o`tilgan tarqoq to`dalar sinflashtirish tizimlari mualliflarga o`xshab Lundmark-Kollinder bitta sinflashtirish bilan chegaralinib qolmadilar va o`zlarning bu ob`ektlarni sinflashtirishning ikkinchi tizimini taklif qildilar: 1. Yasli tipidagi to`dalar - etarlicha kontsentrlangan va to`g’ri uzluksiz ketma-ketlikni hosil qiladi. 2. Plead tipidagi to`dalar-nisbatan yoyilgan va noto`g’ri, odatda yulduz kattaliklari sezilarli farqlarini ko`rsatadi. 3. Tumanliklar bilan uyushgan to`dalar. 4. &mu Nor (NGC 6169) tipidagi to`dalar- yorqin yulduz(odatda O yoki V0 spektrial sinfi), atrofida kuchsiz yulduzlar tig’iz guruhi bilan o`ralgan. Oxirgi 32 keltirilgan tip shubhasiz Tryumplerning yuqorida tasvirlangan alohida to`dalari sinfiga mos keladi. 1927 yilda Shepli va Soyer (1927y) sharsimon yulduz to`dalarining to`da markaziga kontsentrlangan ko`rinma darajasi bo`yicha 12 sinfga bo`lingan rim ra q amlari bilan ifodalanadigan umum q abul q ilingan tizimini kiritdilar. Bu bo`linishda Garvard observatoriyasi Bryussov astrografi bilan suratga olingan bir jinsli suratlar seriyasidan foydalanilgan. I–sinfga eng ko`p kontsentrlangan, XII– sinfga esa kamro q kontsentrlangan tizimlar mansubdir (2.1.2-rasmga q arang). 2.1.2-rasm . S h epli –Soyerning h ar xil sinfdagi kontsentratsiyali sharsimon to`dalar: M2(II-sinf),M13(VI) , NGC 5466 (XII). Suratlar 1968-69 yillarda. B.V.Kukarkin tomonidan. P.K Shternberg nomidagi Davlat astronomiya institut 40-santimetrli astrografi yordamida olingan a (ushlanish vaqti minut, plastinkalar - ORWO Spezial). Yulduzlarning to`da markaziga ko`rinma kontsentratsiyalashuvi ifodalangan o`xshash tizimlar keyinroq boshqa mulliflar tomonidan ham taklif etilgan. Xuddi 33 shunday tizim, Moubrey tomonidan 1946 yilda fotografik va spektr qizil chizig’ining suratlari bilan sharsimon to`dalar ko`rinma diametrini aniqlash bilan kontsentratsiyaning arab raqamlari bilan ifodalaniladigan 7 ta sinf kiritildi. 1-sinf ko`pro q kontsentrlangan, 7-sinf esa kamro q kontsentrlangan to`dalarga mos keladi. Kukarkin tomonidan 1971-yilda kiritilgan, IR ramz bilan ifodalanadigan, amalda sharsimon to`dalar boylik indeksi ularning kontsentratsiya sinfi bo`lib h isoblanadi. Bu indekslarning qiymati 0,01 dan (yulduz fonidan farq qilmaydigan to`dalar uchun) 1,0 gacha (amalda fonga o`tish bo`lmagan to`dalar uchun) o`zgaradi. “Boylik indeksi” atamasi “kontsentratsiya sinfi” atamasi o`rniga Kukarkin tomonidan taklif etilgan bo`lib to`da markaziga yulduzlar ko`rinma kontsentratsiyasi darajasi oldin ta`kidlangandek, tizim markaziga real kontsentratsiyani xarakterlaydigan miqdoriy parametrlari bilan mos kelmaydi. Lekin shu bilan birga uning yorqin vakillari bilan bog’liq to`da absolyut integral kattaligi M v bilan bir vaqtning o`zida yaxshi mos keladi[5] 2.2. Y u lduz to`dasigacha bo`lgan masofani topish usullari . 2.2.1 Tar q o q yulduz to`dasigacha bo`lgan masofani topish usullari. Yulduz to`dalarigacha bo`lgan masofani topish muammosi bu ob`ektlarni tadqiq etishda ulkan ahamiyatga ega, binobarin, to`da zichligi va o`lchamlari va uning a`zolari ravshanligini baholash aniqlangan masofaga bog’liq. To`da markazigacha bo`lgan masofani ani q lash usuli bilan to`dalar o`zining asosiy fizik xususiyatlarini o`rganish bilan uzviy bo g’ li q . To`dalargacha bo`lgan masofani topish uchun tar q o q yulduz to`dalarining “rang-ko`rsatkich ko`rinma kattaligi” (S-M) alo h ida q iymatga ega. Tarqoq yulduz to`dalarining kichik o`lchamga ega ekanliklari ularning Quyoshgacha bo`lgan masofasi S-M diagrammasi bilan solishtirganda boshlang’ich asosiy ketma-ketlik (BAK)da yonma-yon yotuvchi nuqtalarning tor polosasini namoyon qiladi. Asosiy ketma-ketlikdagi tarqoq yulduz to`dalarining S-M yuqori diagrammasida odatda 34 o`ngga o`ta gigantlar yoki gigantlar hududiga og’adi. To`dalarning S-M diagrammasi nisbatan torligi asosiy ketma-ketlik (AK)ni standart BAK bilan o`rin almashtirish yo`li bilan ulargacha bo`lgan masofani katta ani q likda topish imkonini beradi (2.2.1 -rasm). 35 2.2.1-rasm. Turli yoshda(yil bo`yicha)gi tarqoq yulduz to`dalari modellari uchun tegishli ketma-ketlik yaqinida ko`rsatilgan Gershprung- Ressel diagrammasi; Uzuq chiziqlar-nazariy boshlang’ich asosiy ketma- ketlik; o`qlarning ifodasi 1.3.2-rasmdagilarning o`zi . 36 Tarqoq yulduz to`dalarining sanab o`tilgan xossalari astrofizikaning qator fundamental muammolarini echishda muhim rol o`ynaydi. TYUTning yulduzlari ichki tuzilishi va evolyutsiyasi nazariyasi uchun tamal toshi bo`lib xizmat qiladi. Turli TYUT yulduzlar yoshidagi katta farqlar va o`sha to`dalardagi kuzatish ma`lumotlari bilan yulduzlar evolyutsiyasi nazariyasi xulosalari bilan bevosita solishtirish imkonini beradi. Shunday qilib yulduzlar ichki tuzilishi nazariyasi rivojlanishiga sezilarli turtki bergan asosiy ketma-ketlik yulduzlari va qizil gigantlar genetik bog’lanishi ko`rsatmasi TYUT Gershprung-Ressel diagrammasi tahlili asosida olingan (1.3.2-rasm bilan solishtiring). TYUT gacha bo`lgan masofani aniq hisoblash imkoniyati, ularning yoshini, kimyoviy tarkibini va boshqa parametrlarini Galaktika evolyutsiyasi va tuzilishini o`rganish va yuqori metallik xususiyatli yulduzlar, sefeidlar, oq karliklar va boshqa qiziqarli ob`ektlarning xususiyatlarini aniqlash, shuningdek, spektral va fotometrik kalibrovkalar shkalalarini tuzish bo`yicha keng ko`lamli masalalarni hal qilishga yordam beradi [5]. Shuni ta`kidlash kerakki, kosmik ob`ektlargacha bo`lgan masofaning zamonaviy shkalasi TYUTgacha bo`lgan masofa shkalasi hisoblanadi. Biz quyida TYUTgacha bo`lgan masofani aniqlashning asosiy usullarini sanab o`tamiz: Trigometrik, dinamik (harakatchan) va spektral parallakslar;  Guru h li parallakslar;  Gershprung-Ressel diagrammasi. To`dalargacha bo`lgan masofani yulduzlarning spektral sinfi va kattaligi bo`yicha ani q lash;  Diametrlar usuli. Yorug’likning yulduzlararo yutilishini hisobga olish imkoniyati va zaruriyati;  To`dalarning rang-ko`rsatkich kattalik diagrammasi. Tarqoq yulduzlargacha bo`lgan masofani aniqlashning fotometrik usullari kirib kelishi;  Rang-ko`rsatkich kattalik diagrammasi tuzilishi. Tar q o q yulduz to`dalaridagi ikki karrali yulduzlar; 37  R,G,U- fotometriyasi. Tar q o q yulduz to`dalarigacha bo`lgan masofani ani q lashning Bekker usuli. 2.2.1.S h arsimon yulduz to`dasigacha bo`lgan masofani topish usullari . Tarqoq yulduz to`dalaridan farqli, SHYUT gacha bo`lgan masofalarni o`lchashda Gershprung-Ressel diagrammasi allaqachon qo`llanilib kelinayotgan va ularning boshlang’ich va asosiy ketma-ketlikdagi yo`llarni o`rin almashtirib eng aniq masofani geometrik usullar bilan kalibrlangan, haligacha asosan ishonchliligi yildan –yilga aniq bo`lib borayotgan bevosita usullardan foydalanilmoqda. M13 to`dalari uchun sharsimon yulduzlardagi yorqin yulduzlar spektral sinflari haqidagi dastlabki ma`lumotlar Adams (1913y) va Pizo tomonidan (1914y) olingan. Biroq, sharsimon yulduz eng ravshan yulduzlarining kuchsizligi tufayli va ularning spektral siniflashtirishi qiyinchiliklari sababli bu tizimlar uchun Gershprung-Ressel diagrammasi o`z ma`nosida amalda tuzilmagan. Ularning vazifasini avval boshdano q , S h epli tomonidan M13 to`dalari uchun olingan (1915y) rang –ko`rsatkich kattalik diagrammasi o`ynay boshladi. Lekin, bu diagrammalarda uzoq vaqtlardan beri o`tgan asrning 50-yillarning boshlarigacha to`dalarning nisbatan yorqin yulduzlari faqat joylashgan o`rnigina ma`lum edi. O`sha davrning hatto eng yaxshi shunga o`xshash diagrammasida M92 to`dalari uchun olingan Xaxenberg (1939y) ning asosiy ketma-ketlik hududidagi ehtimoliy vakillari sharsimon to`dalarida borligini Bruggenkate ham topgan bu kuchsiz yulduzlarining rang–ko`rsatkichlari katta xatolik bilan aniqlanganligi sababli, faqat uzuq chiziqlar bilan belgilangan. . 38 2.2.2-rasm M 92 sharsimon yulduz to`dalari uchun “Rang –ko`rsatkich (CI) kattalik (m) diagrammasi . (Xaxenberg, 1939). 39 1953-yilgacha ko`pchilik to`dalarda kuzatilgan Liraning RR tipi o`zgaruvchan yulduzlari absolyut kattaliklari doimiyligi va masofalari ularning o`rtacha asrlik parallakslarini aniqlash yo`li bilan topilgan o`zgaruvchan RR tipidagi Lira yulduzlari Quyoshga yaqin o`zgaruvchan yulduzlari bilan bir xilliligi haqidagi farazlardan kelib chiqqan sharsimon yulduz to`dalarining CI yulduzlari m diagrammalarini kalibrovka qilishning boshqa imkoniyati yo`q edi [5]. Biroq, bu farazning ishonchliligi va to`g’riligi fantastik tarzda ulkan va bu faraz mutlaqlashtirilgan edi. Qator omillar bunga imkon bergan edi. Hammasi Shepli (1918y) ning tsefeidlar uchun yoritilganlik davriga bog’liqlik haqidagi 1917-yilda bajarilgan ishlaridan boshlangan edi. Bu erda biz sharsimon yulduz to`dalarigacha bo`lgan masofani aniqlashning asosiy metodlarini sanab o`tamiz: o S h arsimon to`dalarga bo`lgan masofani topishning S h epli usuli; o S h arsimon yulduz to`dalari rang-ko`rsatkich kattalik diagrammasi; o Subkarliklar (O`ta mittilar) usuli; o S h arsimon to`dalar yor q in yulduzlari spektrlari; o S h arsimon to`dalar i ntegral spektr lari . M etalli k i ndeks lar; o Ko`ndalang va asimtota tarmo q lar. O`zgaruvchan RR tipidagi Lira yulduzlari o`tish davri; o Sharsimon to`dalargacha bo`lgan masofani aniqlashning o`zgaruvchan RR tipidagi Lira yulduzlarining o`tish davri va yoritilganligi o`rtasidagi munosobatdan foydalanish; o Galaktikaning sharsimon yulduz to`dalarining ikki o`lchamli va ko`p o`lchamli sinflashtirishi; 40 o Ko`ndalang tarmo q lar morfologik parametrlari; Mironov – Samus guru h i. 2.3. Galaktikada yulduz to`dalarining ta q simoti. Sharsimon yulduz to`dalari Galaktikada notekis taqsimlangan: Ular galaktika markaziga kuchli kontsentrlanib uning atrofida galo hosil qiladi (2.3.1-rasm); SHYUTning galaktika tekisligiga kontsentratsiyasi nisbatan kuchsizdir. SHYUTning tezligi 200 km/s,ularning orbitasi kuchli cho`zilgan. Ular taxminan bir marta aylanish davri(10 8 -10 9 yil)da Galaktika markazining quyuq hududidan va yana bir marta aylanishida esa- galaktik diskning perifirik(chet qismi) Galaktika sferik tashkil etuvchisiga nisbatan shunday kuchli zichlikka ega hududdan o`tadi. Bunday o`tishlarda SHYUTdagi gaz “irg’itish”lar shuningdek, uning to`dadan kichik parabolik tezligi( 10-30 km/s) evaziga yuqolib borishi SHYUTlarida yulduzlararo gaz o`ta kamligi radio va optik kuzatishlar bilan o`rnatilgan dalil bilan tushuntiriladi. 2.3.1-rasm. Galaktikada sharsimon yulduz to`dalarining tarqalganligi, z -galaktika tekisligidan unga perpendikulyar yo`nalishdagi masofa (kpkda); 41 a–Sharsimon yulduz to`dalarining galaktika markaziga perpendikulyar yo`nalishda galaktika markazidan o`tuvchi tekislikda joylashuvi; b – xuddi shu, Quyoshdan galaktika markazi va galaktika qutblardan o`tuvchi tekisliklarda. Tarqoq yulduz to`dalari sharsimon yulduz to`dalaridan farqli ravishda Galaktika tekisligiga kuchli kontsentrlangan. Aksariyat, TYUT uchun galaktika tekisligidan 100-300pk masofadan oshmaydi. Galaktika tekisligining boshqa tashkil etuvchilari kabi TYUT lari h am Galaktika markazi atrofida aylanishda ishtirok etadi. TYUT tezliklari dispersiyasi unchalik yu q ori emas-15 km/s atrofida, orbitasi esa kam ekstsentrisitetligi bilan sinflashtiriladi. Y o sh to`dalar Galaktika spiral tuzilmalarining etarlicha yaxshi indikatorlari bo`lib h isoblandi. TYUT larining sharsimon yulduz to`dalaridan asosiy far q i – tar q o q to`dalar yoshlarining katta dispersiyasi bilan bo g’ li q Gershprunga-Ressela diagrammasi h ar xilligidir. (2.1.1-rasm). eng yosh to`dalar yoshi bir necha million yillar bilan, eng q ari to`dalar yoshi esa -5-10 mlrd yillar bilan o`lchanadi. Tarqoq yulduz to`dalari kimyoviy tarkibi etarlicha bir xil – metallik (ya`ni, yulduzlarda geliydan og’ir elementlarni tutishi) to`da tarkibidan farqi 5 martadan oshmaydi va tarkibi quyoshnikiga o`rtacha yaqin. Ta qq oslash uchun sharsimon to`dalar metallik xossalari 20-30 marta far q q iladi, biro q , Q uyoshnikidan o`rtacha 1-2 tartib kam. TYUT kimyoviy tarkibi va ularning fazoviy joylashuvi o`rtasida bog’liqlik aniqlangan: TYUT metallik xossasi Galaktik markazidan va uning diski tekisligidan masofa ortishi bilan kamayib boradi. Aftidan, TYUT yoshi va kimyoviy tarkibi o`rtasida bog’liqlik mavjud: qari to`dalar o`rtacha kichik metallik tarkibga ega [5]. 42 XULOSA Ushbu bitiruv malakaviy ishimdan bajarilgan ishlar asosida quyidagi natijalarga erishdim: 1. B.M.I asosida yulduz to`dalari da kechadigan jarayonlarni o`rganib ko`plab ma`lumotlarga ega bo`ldim. 2. Y u lduz to`dalarini o`rganishda ularni sinflashtirish usullarini o`rgandim. 3. Y u lduz to`dalarigacha bo`lgan masofalarni ani q lash bilan bo g’ li q q ator metodlarni o`rganib chi q dim. 4. Y u lduz to`dalarini ya`ni, sharsimon va tar q o q yulduz to`dalarini h arakatlarini, bu to`dalarning bir-biridan far q ini va o`zgarishlarni o`rgandim. 5. Yulduz to`dalarini Galaktikada taqsimotini o`rganib chiqdim. 6. Sharsimon yulduz to`dalarini tabiatini o`rganib chiqib universitetimiz va Astronomiya instituti ovservatoriyalarida kuzatish mumkin bo`lganlarini ruyxatini tuzdik. 7. Tarqoq to`dalarini tabiatini o`rganib chiqib ovservatoriyalarida kuzatish mumkin bo`lganlarini ruyxatini tuzdik. 43 ADABIYOTLAR R O` YXATI. 1. I.A.Karimov “Jaxon moliyaviy –iktisodiy inkirozi, O ’ zbekiston sharoitida uni bartaraf etish y o ’ llari va choralari” Toshkent “ O ’ zbekiston” 2009 yil . 2. I.A.Karimov “Mamalakatimizda demokratik isloxatlarni yanada chukurlashtirish va fukarolik jamiyatini rivojlantirish kontseptsiyasi” 12- noyabr 2010 yil. 3. M.Mamadazimov “Umumiy Astronomiya” Toshkent. 2008 yil. 4. Р.Н.Холопов “Звездные скопленая” Москва “ Наука ” 1981 год . 5. Э.В.Кононович, В.И.Мороз “Общий курс астрономий” Учебное пособие Москва 2004. 6. I.F.Polak “Umumiy astronomiya” Toshkent 1965 yil. 7. I.Sattorov “Astrofizika” 1-kism. Toshkent 2007. 8. M.Mirsalimova A.Raximov “Umumiy astronomiya kursi” Toshkent Ukituvchi 1976 yil. 9. www.ziyonet.uz 10. www.astrin.uz Uz.F.A. astronomiya universiteti . 11. Fan va turmush jurnali . 12. Kasu.uz 44

Yulduz to`dalarini tadqiq etish

MUNDARIJA KIRISH ………………………………………………………… 3 I - BOB . YULDUZ TO`DALARI H A Q IDA UMUMIY MA`LUMOT 1. 1 . Y u lduz to`dasi h a q ida tushunchalar ……………………………….. 7 1.2. Sharsimon yulduz to`dalari……………………………………….. . 11 1.3. Tarqoq yulduz to`dalari …………………………………………... 22 II-BOB. YULDUZ TO`DALARINI TADQIQ ETISH USULLARI 2.1. Yulduz to`dalarini sinflashtirish ………………………………….. . 28 2.2. Yulduz to`dasigacha bo`lgan masofani topish usullari……………. 3 5 2.3. Galaktikada yulduz to`dalarini taqsimoti …………………………..41 XULOSA ……………………………………………………… …. 4 3 ADABIYOTLAR ………………………………………………… . 4 4 KIRISH 2

Hozirgi kunda yulduz to`dalarini o`rganishning yangi davri boshlandi deb xisobga olish mumkin unga bir nechta sabablarni keltirib o`tamiz. Gap shundaki, o`tgan asrning 90-yillarigacha asosan fot o grafik usul bilan yulduz to`dalari urganilgan. Fotografik usul bilan o`rganilganda olingan suratlar o`rtasidagi davr far q i 20 yil atrofida bo`lishi talab q ilinar edi. S h unda biz yulduz t o’ dalaridagi xususiy h arakatlarni to` g’ riro g’ i to`da a`zolarini ani q lay olar edik. Misol uchun to`dadagi o`zgaruvchan yulduzlarni o`rganish uchun odatda Fotoelektron kuchaytirgichlar (F.E.K) yordamida o`rganilgan. Demak biz yulduz to`dalaridagi o`zgaruvchan yulduzlarni panaramal o`rganish imkoniyatiga ega bo`lmaganmiz. Bundan tashqari ulardagi nozik harakatlarni sezish katta qiziqishlar bilan amalga oshirilgan. O`tgan asrning 90-yillaridan boshlab kuzatuv astronomiyasida zaryadli bog’langan qurilmalar (Z.B.Q) keng qullanila boshlanishi bilan birga yulduz to`dasini o`rganish yangi bosqichga kutarildi. Misol uchun bunga sabab kuzatuv astranomiyasida foydalanilayotgan asbob-uskunalarning ani q ligi bir necha borabar ortdi. Shu bilan birga zaryadli bog’langan qurilmalar yulduz to`dalarida panaramal tarzida o`rganish imkoniyatini yaratib berdi. Shu yerda yulduz to`dalarining 2-xil turiga to`xtalib utamiz. Yaxshi ma`lumki, yulduz to`dalari odatda 2-xilga bo`linadi. 1 - sharsimon yulduz to`dalari va 2 - tar q o q yulduz to`dalari. Bizni eng ko`p qiziqtirgani ularning evalyutsiyasi bo`lib, a`zolarining xususiy harakatlari ranglari, o`zgaruvchan yulduzlarni o`rganish orqali koinot haqidagi ilmiy bilimlarimizni kengaytiramiz va yangilaymiz. BITIRUV MALAKAVIY ISHNING MAQSADI VA VAZIFASI. 3

Ushbu bitiruv malakaviy ishning asosiy maqsadi sharsimon va tarqoq yulduz to`dalarini o`rganish usuli ya`ni ularni sinflarga ajratish, tashkil etuvchilaridagi (a`zolari)o`zgaruvchanliklarini o`rganish orqali ulargacha bo`lgan masofani aniqlash bilan bog’liq qator masalalarni o`rganib chiqishdan iborat. Bunday masalalarda qo`yidagilarni keltirib o`tishimiz mumkin. Yulduz to`dalarini inflashtirish, ulargacha bo`lgan masofani topish usullari va Galaktikadagi yulduz to`dalari taqsimotini o`rganish kabi asosiy masalalarga e`tibor qaratilgan. Misol uchun sharsimon yulduz to`dalarini sinflashtirishda ularning tash q i ko`rinishi inobatga olinadi. Shu yerda aytib o`tish kerakki ulardagi yulduzlar soni juda kichik burchaklar sohasida yuzlab yulduzlar joylashgan bo`lishi mumkin. Ya`ni yulduz to`dalarigacha bo`lgan masofani aniqlash o`z-o`zidan koinot o`lchamlari haqidagi (galaktika) o`lchamlari haqida tug’ri tasavvur berishga harakat qilinadi. Ushbu B.M.I ni vazifasiga to`xtalsak birinchi galda yulduz to`dalari haqida sinflarga bo`lingan holda umumiy ma`lumotlarni o`rganib chiqish, ayrim yulduz to`dalari bilan yaqindan tanishib chiqishga sharoit yaratish, kelgusda shu sohada qilingan ishlarga ham amaliy, ham fundamental quyish vazifasi quyilgan. Ushbu vazifalarga eng muhimi Galaktikamizda yulduz to`dalari taqsimotini o`rganishga qaratilgan. Agarda biz Galaktikada yulduz to`dalarini to`g’ri taqsimlay olsak Galaktikamiz tuzilishi haqida bilimlarimizni mukammallashtirgan bo`lamiz. BITIRU V MALAKAVIY ISHNING ILMIYLIGI VA AMALIY A H AMIYATI . 4

Ushbu B.M.I hozirda uni e`tirof etilgan fizik va matematik usulardan foydalanishga asoslangan. Zamonaviy ilmiy adabiyotlardan shunisi ma`lumki, xususan sharsimon yulduz to`dalarining diametri 20-60pk dan iboratdir. Ularning o`rtacha massasi 10 4 – 10 6 M tengdir. Agar biz shu narsani tarqoq yulduz to`dalari uchun keltirib o`tadigan bo`lsak ularning diametri 5 dan 30 pk gacha massani ~10 3 M teng. Faqatgina mana shu bir necha parametrlarning o`zi fundamental ahamiyatga ega ekanligini ko`rsatib turibdi. Biz o`rgangan yorqinligi atamasini har ikki xil yulduz to`dasiga qullab ko`rib chiqadigan bo`lsak, ular orasidagi farq sezilarli darajada ekanligini his qilamiz. Misol uchun tipik sharsimon yulduz to`dalari yorqinligi ~ 10 5 Quyosh yorqinliklari birliklarida bo`lsa xuddi shu parametr tarqoq yulduz to`dasi uchun ~ 10 4 ni tashkil qiladi. Bu esa o`z navbatida dolzarb ekanligini ko`rsatib turibdi. Agar biz B.M.I ning amaliy ahamiyatiga to`xtalsak u holda biz kelajakka tegishli darajada keng foydalanishimiz, amaliy ishlarni bajarishda, rejalar tuzishda katta samara berishida ishonchimiz komil. Chunki, bu B.M.I da oxirgi yillardagi yulduz to`dalari haqidagi ma`lumotlar jamlandi va umumlashtirildi. Shu bilan birga bir necha o`nta yulduz to`dalari haqidagi ma`lumot jadval ko`rinishiga keltirilib kelajakdagi bajariladigan ishlarga poydevor vazifasini o`tashi kerak bo`lgan darajaga keltirildi.Har qanday moddani qanday agregat holatda bo`lishidan qat`iy nazar ularni fizikaviy-ximiyaviy xossalarini, ayniqsa spektroskopik xossalarini bilish, ulardan amaliyotda to’g’ri foydalanishga olib keladi. Bu esa o`z navbatida hurmatli Prezidentimiz aytganlaridek tabiat in`om etgan xom-ashyolardan to`g’ri ilmiy asoslangan holda foydalanish iqtisodiy samaradorlikni oshiradi [1]. 2010 yil 12 noyabr kuni hurmatli Prezidentimiz I.A.Karimov O`zbekiston Respublikasi Oliy majlisi qonunchilik palatasi va senatining qo`shma majlisida «Mamlakatimizni demokratik islohatlarni yanada chuqurlashtirish va fuqarolik jamiyatini rivojlantirish kontseptsiyasi» mavzusida ma`ruza qildilar [2]. 5

O'xshashlar

F3O4 SINTEZI VA UNING XOSSALARINI TADQIQ ETISH
Matematik paketlar yordamida determinatlarning xossalarini tadqiq etish
BA’ZI ORGANIK MODDALAR ARALASHMASINI POLIAKRILAMID GELIDA AJRALISH JARAYONINI TADQIQ ETISH
BA’ZI ORGANIK MODDALAR ARALASHMASINI POLIVINILSPIRT GELIDA AJRALISH JARAYONINI TADQIQ ETISH
Bir jinslimas g’ovak muhitlarda anomal modda ko’chishi masalasini sonli tadqiq etish