АзягЬаусап Respublikasımn Təhsil Nazirliyi tərəfindən Universitetlər üçün dəvslik kimi təsdiq edilmişdir



Yüklə 2.68 Mb.
səhifə14/17
tarix14.01.2017
ölçüsü2.68 Mb.
1   ...   9   10   11   12   13   14   15   16   17
§14.4. Nəhəng planetlər

  1. Yupiter. Günəş sisteminin ən böyük planetidir. Günəş-dən orta məsafəsi 778 600 000 km=5.20 a.v., Günəş ətrafında siderik dolanma dövrü 4 334.6 gün, sinodik dolanma dövrü 398.87 gün, ekvatorial radiusu 71 492 km, kütləsi 1.899-1030q (Yerinkindən 318 dəfə böyük), orta sıxlığı 1.33 q/sm3, səthin-də qravitasiya təcili 2482 sm/s2, böhran sürəti (parabolik sü-rət) 59.5 km/s, effektiv temperaturu 134 К və orta orbital sü-rəti 13.1 km/s -dir.

Yupiter öz oxu ətrafında sürətlə fırlandığından basıqlılığı Yerinkindən xeyli böyükdür (1:15).

Yupiterin xarici görünən səthi şəffaf olmayan bulud örtü-yündən ibarətdir. Onun ekvatorundan qütblərinə doğru uzaq-laşdıqca müxtəlif zonalar üçün fırlanma dövrü müxtəlifdir. Yəni müxtəlif zonalar müxtəlif sürətlərlə fırlanır. Başqa sözlə Yupiter bərk cisim kimi fırlanmır.

Yupiterin 18 peyki və nazik halqa sistemi vardır. Onların bəziləri planetdən çox uzaqdadır və Günəşin təsiri ilə qapalı olmayan trayektoriyalar üzrə hərəkət edirlər.

Yupiterin tədqiqində ABŞ -da buraxılan "Pioner -10" (1973), "Pioner -11" (1974), "Vodyager -1" (1979), "Vodyager -2" və "Qalileo" (1995 -2001) kosmik aparatlarının böyük ro-lu olmuşdur.



  1. Saturn. Günəşdən orta məsafəsi 1433700000 km=9.58 a.v, siderik dolanma dövrü 10 835.3 gün, sinodik dolanma dövrü 378.09 gün, orbital sürəti 9.6 km/s, kütləsi 5.685-1029q (Yerinkindən 95 dəfə böyük), orta sıxlığı 0.79 q/sm3, ekvato-rial radiusu 60 268 km, səthində qravitasiya təcili 1040 sm/s2, böhran sürəti 35.5 km/s, effektiv temperaturu 97 K-dir.

Saturnun basıqlılığı (1:10) çox böyükdür. O da bərk cisim kimi fırlanmır. Ekvatorda fırlanma dövrü 10h 12m, 40° -lik en-likdə isə 10h 40m -dir. Saturnun ekvator müstəvisində halqa
. 1 .. 1 . Şəhil 14.4. Saturnun halqası

vardır. Halqa çox kiçik hissəciklərdən ibarətdir. Bu hissə-ciklər planet ətra-fında Kepler qa-nunlarına görə dolanırlar. Halqa-




nın ümumi kütləsi

planetin kütləsindən 104 -105 dəfə kiçikdir. Şəkil 14.4 -də Saturn və onun halqası göstərilmişdir.

Saturnun 24 peyki vardır. Onun ən böyük peyki Titan öl-çü və kütləsinə görə Aydan böyükdür. Bu peyk atmosferə ma-likdir.

3. Uran. Günəşdən orta məsafəsi 2870400000 km= 19.19
a.v., siderik dolanma dövrü 30 685 gün, sinodik dolanma döv-
rü 369.66 gün, orbital sürəti 6.8 km/s, kütləsi 8.663-1028q (Ye-
rinkindən 14.5 dəfə böyük), orta sıxlığı 1.3 q/sm3, ekvatorial
radiusu 25 220 km, səthində qravitasiya təcili 883 sm/s2, effek-
tiv temperaturu 59 K-dir. Uranın öz oxu ətrafında fırlanma
dövrü 17h 14m, basıqlılığı böyükdür (1:14) -dür. Uran öz oxu
ətrafında əks tərəfə fırlanır. Fırlanma oxu orbit müstəvisi ilə
98°-lik bucaq əmələ gətirir, sanki planet böyrü üstə uzanaraq
fırlanır. Uranın 21 peyki vardır. 1977 -ci ildə Uranın 5 halqa
sistemi kəşf olunub.

4. Neptun. Günəşdən orta məsafəsi 4498100000
km=30.07 a.v., siderik dolanma dövrü 60 190 gün, sinodik do-
lanma dövrü 367.49 gün, orbital sürəti 5.4 km/s, kütləsi
1.02-1029q (Yerinkindən 17.2 dəfə böyük), orta sıxlığı 1.76
q/sm3, orta ekvatorial radiusu 24 760 km, səthində böhran sü-
rəti 23.5 km/s, qravitasiya təcili 1118 sm/s2, effektiv tempera-
turu 59 K-dir. Neptunun 8 peyki vardır. Onun ən böyük pey-
ki olan Triton ölçülərinə görə Aydan böyükdür. "Vodyager -2"
kosmik aparatı Neptunun da parlaq halqalara sahib olduğu-


nu göstərmişdir.

5. Pluton. Günəşdən ən uzaq planetdir. Orta heliosentrik məsafəsi 5868900000 km=39.23 a.v, siderik dolanma dövrü 90 800 gün, sinodik dolanma dövrü 366.72 gün, orbital sürəti 4.8 km/s, kütləsi 1.5-1025q, orta sıxlığı 1.1 q/sm3, ekvatorial radiusu 1195 km, səthində böhran sürəti 1.3 km/s, effektiv tem-peraturu 32 K-dir. Yeganə peyki Xaron 1978 -ci ildə Kristi və Harrinqton (ABŞ) tərəfindən kəşf olunmuşdur. Onun ölçülə-ri Plutonun ölçülərindən çox fərqlənmədiyindən Pluton və Xarona qoşa planet kimi baxmaq olar.
§14.5. Asteroidlər
Təxminən 230 il bundan əvvəl Tisius və Bode planetlərin Günəşdən olan məsafələrini təyin etmək üçün empirik bir qayda vermişdir. Bu qaydaya görə planetlərin astronomik va-hidlərlə ifadə olunmuş heliosentrik məsafələri aşağıdakı empirik düsturla təyin oluna bilər:

rn=0.4 +0.15-2n-1 . (14.1)

Burada n planetlərin Günəşdən məsafələrinə görə nömrə-sidir. Yeri gəlmişkən qeyd edək ki, Fesenkov (14.1) -in əvəzi-nə yeni bir empirik düstur təklif etmişdir:
Burada K - sabit, Mn -n -ci planetin kütləsi, М® -Günəşin

kütləsi və rn-1 -bir əvvəlki planetin heliosentrik məsafəsidir.

Maraqlıdır ki, Yupiter Günəş sisteminin 5 -ci planetidir. Lakin o Tisius -Bode düsturundan təyin olunmuş məsafəsinə görə 5 -ci yox, 6 -cı planetə uyğun gəlir. Doğrudan da onun heliosentrik məsafəsi 5.2 a.v -dir. Empirik (14.1) -düsturuna
görə isə n=5 olduqda rn=2.8 a.v. alırıq. Onda belə fikir mey-

dana çıxmışdır ki, Günəş sistemində heliosentrik məsafəsi təx-minən 2.8 a.v. olan və hələ məlum olmayan bir planet də ol-malıdır.

Belə bir planet yalnız 1801-ci ildə Piassi tərəfindən kəşf olundu və ona Serera adı verildi. Daha sonra Marsla Yupiter orbitləri arasında minlərlə belə kiçik planetlər kəşf olundu. Onlar çox kiçik olduqlarından ulduza bənzəyir. Elə ona görə də onlara asteroid (ulduzabənzər) adı verildi.

Şəhil 14.5. İhavın orbiti

Kiçik planetlər - asteroidlər Marsla Yupiter orbitləri arasında eni təxminən 40 000 000 km olan bir halqa əmələ gə-tirirlər. Asteroidlər də Gü-nəş ətrafında Kepler qa-nunları üzrə planetlərin dolanma istiqamətində (qərbdən şərqə doğru) do-lanırlar. Bəzi asteroidlərin orbitlərinin eksentrisiteti çox böyükdür. Onların bə-ziləri perihelidə Merkuri-nin də orbitinin daxilinə gi-rirlər. 1949 -cu ildə Baade-nin kəşf etdiyi Ikar orbitinin perihelisində Merkuri orbitinin daxilinə girir, afelisində isə Mars orbitindən də kənara çıxır. Onun orbitinin eksentrisiteti e=0.83. Şəkil 14.5 -də Ikarın orbiti göstərilmişdir.



Ən böyük asteroid olan Sereranın diametri 960 km, küt-ləsi isə 0.9-1021 kq. Ən kiçik asteroidin diametri isə 50 m, küt-ləsi isə 109 kq -dır . Orta asteroid qurşağındakı asteroidlərin diametri təxminən 100 km -dir. Asteroidlərin orta heliosentrik məsafəsi 2.8 a.v., Günəş ətrafında orta dolanma dövrü isə 4.7 ildir.


Planet

N

Günəşdən olan məsafəbri

Tisius -Bode düsturuna görə

Fesenkov düsturuna görə

Müşahidə olunan

ıvıcrKiırı

1 1




0 43

0 39

Д/рпргя




0.70

0.64

0.72

Yer

3

1.00

0.98

1.00

Mars

4

1.60

F55

1.52

Serera

5

2.80

2.65

2.77

Yupiter

6

5.20

5.20

5.20

Saturn

7

10.00

1F00

9.54

Uran

8

19.60

19.60

19.19

Neptun

9

38.80

29.00

30.07

Pluton

10

77.20

40.00

39.52


Cədvəl 14.1

Cədvəl 14.1 -də planetlərin (14.1) və (14.2) empirik düs-turlarına görə hesablanmış və müşahidə olunmuş heliosentrik məsafələri verilmişdir.




Müşahidələrlə müəyyən olunmuşdur ki, asteroidlərin parlaqlığı dəyişir. Bu o deməkdir ki, asteroidlər düzgün for-maya malik olmayan qəlpələrdir.

tki asteroid qrupu xüsusi maraq kəsb edir. Onlar Günəş-dən və Yupiterdən eyni məsafədə olub, Yupiterin orbiti üzrə dolanırlar. Bu asteroid qruplarından biri 60° Yupiterdən qa-baqda, digəri isə 60° Yupiterdən arxada yerləşir. Yupiterdən

Yupite

Yunanla


. Troyanlar

Şəkil 14.6. "Yunanlav" və "Tvoyanlav"

öndə gedən asteroid qrupu "Yu-nanlar", arxada ge-dən asteroid qrupu isə "Troyanlar" adlanır (onlara tro-yan müharibəsinin qəhrəmanlarının adı verilmişdir). Onların Günəş ət




rafında dolanma dövrü Yupiterin Günəş ətrafında dolanma dövrünə bərabərdir. Beləliklə, şəkil 14.6 -da göstərildiyi kimi "Yunanlar", "Troyanlar" və Yupiter bərabər tərəfli üçbucağın təpələrində yerləşir və Günəş ətrafında dolanaraq həmişə bə-rabər tərəfli üçbucağın təpələrində qalır. Bu da Laqranjın xü-susi üç cisim məsələsinə tam uyğun gəlir.
§14.6. Kometlər




Günəş sisteminin ən maraqlı üzvlərindən biri də komet-lərdir. Komet yunanca kometos sözündən olub "quyruqlu ulduz" deməkdir. Əvvəllər güman edilirdi ki, kometlər atmosfer hadisəsidir. Yalnız XVI əsrin axırında Tiho Brahe isbat et-mişdir ki, kometlər Aydan uzaqdadır, təxminən 100 il sonra isə Nyuton göstərmitşdir ki, kometlərin hərəkəti də ümum-dünya cazibə qanununa tabedirlər. tngilis alimi Halley bir çox kometlərin orbitlərini hesablamış və onların Günəş sisteminin cisimləri olduğunu isbat etmiş-

dir.

Kometlər kürə şəkilli nü-vədən, nüvə ətrafı buluddan (komadan) və quyruqdan iba-rətdir. Komet Günəşdən uzaq-da olduqda o tutqun ləkə şək-lində görünür. Günəşə yaxın-laşdıqca onun Günəşə tərəf çevrilən hissəsi qızır, buxarla-nır. tşığın təzyiqi və Günəşdən gələn yüklü hissəciklərin təsiri ilə bu buxar Günəşdən əks tə-rəfə yönələn quyruğa çevrilir.



Şəkil 14.7-də Halle kome-
tinin orbiti göstərilmişdir. Şəkil UJm Halle kometinin orbiti
Komet nüvələri kiçik meteor hissəcikləri toplusundan ibarətdir. Onun sıxlığı çox kiçik olub, Yer atmosferinin sıxlı-ğından da kiçikdir. Kometlərin ölçüləri böyükdür. Bəzi komet nüvələri Yerdən də böyükdür. Lakin onların kütləsi Yerin kütləsindən milyon, hətta milyard dəfə kiçikdir.

Kometlərin orbitləri elliptik, parabolik və hiperbolik ola bilər. Aydındır ki, orbitinin eksentrisiteti e< 1 olan elliptik ko-metlər periodik olaraq görünür və periodik kometlər adlanır. Eksentrisiteti e=1 və e>1 olan kometlər isə Günəş sisteminin müvəqqəti cisimləridir.

Elliptik kometlərin də eksentrisiteti çox böyükdür. Məsə-lən, şəkil 14.7 -də göstərilən Halley kometinin eksentrisiteti e=0.97, böyük yarım oxu a=17.95 a.v., periheli məsafəsi q=0.59 a.v., afeli məsafəsi isə Q=35.30 a.v.-dir. Beləliklə, orbitin perihelisində komet Veneranın orbitinin daxilinə keçir, afelisində isə Neptunun orbitindən də kənara çıxır.



Halley kometinin orbit müstəvisinin ekliptika müstəvisi-nə (başqa sözlə Yerin orbit müstəvisinə) meyli и=162° -dir. Məlum olduğu kimi orbitinin meyli и>90° olan göy cisimləri Yerin Günəş ətrafında dolanmasının əksi istiqamətdə dola-nırlar, yəni tərs hərəkətdədirlər. Ona görə Halley kometi Gü-nəş ətrafında əks istiqamətdə fırlanır. Onu da qeyd etmək la-zımdır ki, kometlərin quyruğu onun orbit müstəvisində yerlə-

şir. Şəkil 14.8 -də Vesta kometi göstərilmişdir.

Güman edilir ki, ko-metlər Yupiter və onun peyklərində baş verən vul-kan püskürmələri zamanı əmələ gəlir. Lakin professor Vsexsvyatskinin təklif etdiyi bu mexanizmin bir çətinliyi vardır. Hesabla
malar göstərir ki, Yupiterdə püskürmə zamanı əmələ gələn cismin sürəti 60 km/san olmalıdır. Bu sürəti yarada biləcək qüvvənin təbiəti məlum deyil.

Professor Orlov hesab edir ki, kometlər asteroidlərin və ya asteroidlə iri meteoridin toqquşması zamanı əmələ gəlir. Toqquşma nəticəsində asteroid kiçik qəlpələrə parçalanır və ətrafında əmələ gələn külli miqdarda tozla Günəşə yaxınlaş-dıqda qəlpələr qızır, buxarlanır və nəticədə meteorid qəlpəsi qaz və toz dumanlığına bürünərək komet əmələ gətirir.


§ 14.7 Meteorlar
Asteroidlərin bir-biri ilə toqquşması, kometlərin Yerlə toqquşması, kometlərin dağılması və s. nəticəsində planetlər arası fəzada çoxlu miqdarda toz yığışır. Bu toz əsasən eklipti-ka müstəvisində sıxlaşır. Toz hissəcikləri Yer atmosferinə düş-dükdə tormozlanır, sürtünmədən qızır, əriyir və qarşısına gə-lən molekul və atomları ionlaşdırır və atmosferdə qısa müd-dətli işıqlanma yaradır, buna "meteor" deyilir. El arasında buna "düşən ulduzlar" deyilir.

Meteorların işıqlanması Yer atmosferinin 80-120 km hündürlüyündə baş verir və 3-5 saniyə davam edir. Meteor hissəciklərinin sürəti təxminən 30-40 km/s olur. Yerin qarşı-sından gələn hissəciklərin sürəti 75 km/s, arxasından gəlib onun atmosferinə çatan hissəciklərin isə sürəti 14 km/s olur. Meteor hissəciklərinin ölçüləri çox kiçik, kütlələri bir neçə qramdan 10-3 q-a qədər olur. Bir gün ərzində Yer atmosferinə düşən meteor hissəciklərinin sayı 108-109-a çatır.

Mikro meteor hissəciklərinin kütləsi 10-8 10-12 q, ölçülə-ri isə bir neçə mikrometr olur.

Kütləsi böyük olan meteor hissəcikləri Yer atmosferində daha geniş miqyaslı alışma yaradır və parlaq kürə kimi görü-nür. Bu kürəşəkilli alışma atmosferdə partlayır, böyük gurul


tu verir. Beb meteorlar "bolid" adlanır. Şəkil 14.9 -^ I da bolid göstərilmişdir.



Yuxarıda dediyimiz kimi meteor hissəciklərinin / yaranma mexanizmlərin-dən biri də kometbrin Yer-b toqquşmasıdır. Hesabla-шашмляк!»^^, malar göstərir ki, Yerin ko-

Şəkil 14.9. Bolid . .. • ч .

met nüvəsi ilə toqquşma ehtimalı çox kiçikdir (~10-9). Nüvəətrafı toz və qaz dumanlı-ğının ölçüləri Yerin ölçülərindən dəfələrlə böyük olduğundan onun Yerlə toqquşma ehtimalı böyükdür. Belə bir hal 1833 -cü il noyabrın 12 -də olmuşdur. Bu toqquşma zamanı 200 000 -dən çox meteor seli əmələ gəlmişdir. Bu hadisə "meteor yağı-şı" adlanır. Maraqlıdır ki, bu meteor seli Günəş ətrafında ko-metin dolandığı orbit üzrə dolanır və orbit boyu təxminən bə-rabər paylanır. Onlar bir müddət ana kometlə yanaşı yaşayır, zaman keçdikcə komet dağılır, buxarlanır və yox olur. Meteor seli isə Günəş ətrafında dolanmaqda davam edir və döv-rü olaraq Yer orbitini kəsir və "meteor yağışı" yaradırlar.

Meteor selinin Yer orbitini kəsməsi sxematik olaraq şəkil 14.10-da göstərilmişdir.

Meteor selinin izlərini əks istiqamətdə uzatsaq, onlar bir

nöqtədə kəsişir. Bu nöqtə

^eteorselininor^. meteor seHnin "radiantl"



adlanır. Meteor selinin ra-
diantının göyün müəyyən
ulduz bürcünə uyğun gəl-
məsi dövrü olaraq təkrar-
lanır. Radiant hansı bürcə
uyğun gəlirsə meteor seli o
$əkü 14.10. Meteor seii bürcün adına uyğun ola-
raq adlandırılır. Məsələn radiantı Lira bürcünə düşən meteor seli "Liridlər" adlanır.



§14.8. Meteoritlər
Kütləsi və ölçüləri kifayət qədər böyük olan meteoritlər Yer atmosferində tamam yanıb qurtarmır və Yer səthinə qə-dər gəlib çatırlar. El arasında onlara "göy daşları" və ya "dü-şən daşlar" deyilir. Şəkil 14.11 -də Yeni Meksika ya-xmlığmda kütləsi 55 kq olan dəmir meteorit göstərilmiş-dir. ,-•



Orta hesabla ildo Yerə 2000 -ə yaxın meteorit dü-şür. Onların orta kütləsini 100 kg hesab etsək Yerə ildə 200 000 kg kütlə əlavə olu-nur.

Meteoritlər Yer atmos-ferinin aşağı six qatlarmda

SÜrtÜnmƏ IlƏtİCƏSİndə qiZir, Şəkil 14.11. Yeni Meksika yaxınlığında

alovlanır və üz qatı əriyir. ^ən 55 kr-l,r dəmir meteorit Meteoritlər Yer səthində böyük kraterlər əmələ gətirir. Kra-terlərin dərinliyi və ölçüsü meteoritin kütləsindən və sürətin-dən asılıdır.

Şəkil 14.12 -də meteorit krateri göstərilmişdir.

Meteoritlər üç qrupa ayrılır:



  1. Daş (aerolit) meteoritlər,

  2. Daş -dəmir (siderolit) meteoritlər,

  3. Dəmir (siderit) meteoritlər.

İndiyə qədər məlum olan meteoritlərin ən böyüyü cənubi -qərbi Afrikada düşən Qoba meteoritidir. Onun kütləsi 50 000




kg, diametri təxminən 2 m olmuşdur. 1947 -ci ilin fev-ralın 12 -də Rusiyanın uzaq şərqində Sixote -Alin dağı-na düşən Sixote -Alin me-teoriti ümumi kütləsi 100000 kg olan qəlpələrdən

ibarət olmuşdur. Onun ya-



ŞəM14.12. Anzomda me^vh /сгШеп ratdığı kraterlərdən ən bö-

yüyünün diametri 30 m, dərinliyi 15 -20 m olmuşdur. Meteo-ritin qəlpələri 30 km2 sahəyə səpələnmişdir.

1908 -ci ildə Sibir meşələrində Tunqus meteoriti düşmüş-dür. Lakin aparılmış ekspedisiyalar onun yerində heç bir meteorit qəlpəsi aşkar edə bilməmişdir. Meteoritin düşmə nöqtə-sində ağaclar böyük sahədə radial istiqamətlərdə Yerə səril-mişdir. Onun Yer atmosferində yaratdığı zərbə dalğası üç də-fə Yer kürəsi ətrafında dolanmışdır.

Güman edilir ki, Tunqus meteoriti Yerlə toqquşan komet olmuşdur. O Yerə çatana qədər atmosferdə tamam buxarlan-mış və ona görə də Yerdə heç bir izi qalmamışdır.

İndiyə qədər Yerdə 3000-ə qədər meteorit tapılmışdır. Şübhəsiz ki, Kəbədə saxlanılan qara daş da bir neçə min il bundan əvvəl Kəbə yaxınlığında düşən meteoritdir.

Meteoritlər quruluşuna və yaranma mexanizminə görə iki qrupa ayrılır:



  1. Differensasiya olunmuş meteoritlər bir böyük cismin, məsələn asteroidin parçalanmasından əmələ gəlmişlər.

  2. Xondritlər isə kiçik hissəciklərin birləşməsindən, məsə-lən protoplanet dumanlığından əmələ gəlmişlər.



XV FƏSİL QÄFAKTİKÄLAR
Kainatda çoxlu sayda nəhəng ulduz sistemləri vardır. Milyardlarla ulduz-lardan ibarət olan bıı sistemlərə qalak-tikalar deyilir. Onlardan biri də bizim Günəş sisteminin daxil olduğu Qalakti-kadır. Bizim daxil olduğumuz ulduz sis-temini digər ulduz sistemlərindən fərq-ləndirmək üçün onu böyük hərflə, yəni "Qalaktika" yazırlar.

Bu fəsildə Qalaktika, onun ölçülə-ri, üzvləri və quruluşundan bəhs edilə-cək və digər qalaktikalar haqqında ümumi bilgilər veriləcəkdir.
§ 15.1. Bizim Qalaktikanın quruluşu
Açıq və Ау sız ulduz göyündə şimaldan cənuba qədər uza -nan parlaq işıqlı zolaq insanlarda çox qədim zamanlardan maraq oyatmışdır. Qədim yunanlar ona Qalaktika (qalaxias), yəni "südlü dairə" adı verimşlər. "Qala" yunanca süd demək-dir. Azərbaycanda ona "süd yolu" və ya "Kəhkəşan" deyilir.

Bizim eradan əvvəl qədim yunan filosofu Demokrit (yeni eradan əvvəl 463-370-ci illər) hesab edirdi ki, süd yolu çoxlu sayda ulduzlardan ibarətdir. Bu fikir təxminən 2 min ildən sonra Qalileyin ilk teleskopik müşahidələri ilə təsdiq olun-muşdur. Lakin bizim Qalaktikanın həqiqi ölçüləri və qurulu-şu ХХ əsrin birinci yarısında müəyyən olunmuşdur. Qalakti-ka formaca diametri

d = 30 kps = 30-30.86-1015 km » 9.26-1017 km

olan, mərkəzində kürəyə bənzər qalınlaşma olan müstəvi dis-kə və ya linzaya bənzəyir. Qalaktikanın mərkəzi kürəvi hissə-si baldc adlanır. Onun diametri təxminən 4 kps-dir.

Qalaktikanın diski və baldcı sferik alt sistemlə əhatə olu-nub. Ona qalo deyilir. Qalonun diametri təxminən 20 kps-dir. Qalaktikanın qalosu hüdudlarından kənarda yerləşən sferik alt sistem qalaktik tac adlanır. Qalaktik tac çoxlu sayda zəif ulduzlardan ibarətdir.

Qalaktikanın mərkəzi hissəsindən kənarlara doğru iki spiral qol - daxili və xarici qollar ayrılır.

Qalaktikada ulduzların konsentrasiyası (vahid həcmdəki ulduzların sayı) bir müstəviyə doğru artır. Bu müstəviyə Qa-laktika müstəvisi deyilir. Bu müstəvi Qalaktikanın simmetri-ya müstəvisidir.

Ulduzların konsentrasiyası Qalaktikanın mərkəzinə doğ-ru da sürətlə artır. Qalaktikanın ulduzların konsentrasiyası maksimal olan mərkəzi hissəsi onun nüvəsi adlanır. Nüvənin


diametri təxminən 10 ps -dir.

Günəş sistemi daxili spiral qolda Qalaktikanın mərkəzin-dən 10 kps=30.86-1016 km və Qalaktika müstəvisindən şimala doğru 25 ps = 7.7 -1014 km məsafədə yerləşir. Statistik hesab-lamalardan müəyyən olunmuşdur ki, Qalaktikanın radiusu təxminən 15 kps olan sferik həcmində təxminən 200 milyard-dan çox ulduz vardır, yəni ulduzların sayı

N » 2 -1011 .

Qalaktikanın Günəşətrafı hissəsində ulduzların orta sıxlı-ğı, yəni bir kub parsek həcmdəki ulduzların sayı 0.12 -dir. Bu o deməkdir ki, Qalaktikada hər ulduza təxminən 8 ps3 həcm düşür, ulduzlar arasında orta məsafə isə 2 ps-dir.

Qalaktikanın mərkəzinə doğru ulduzların konsentrasiya-sı sürətlə artır və nüvəsində 106-ya çatır.

Qalaktikanın mərkəzindən uzaqlaşdıqca spiral qolların eni artır, ulduzların sıxlığı isə azalır. Yaşlı ulduzlar (~1.5T010 il) əsasən Qalaktikanın qalosunu təşkil edir. Cavan və orta yaşlı ulduzlar, qazlar və toz isə əsasən Qalaktikanın diskində yerləşirlər. Qalaktikanın diski sürətlə fırlandığı halda onun qalosu demək olar ki, fırlanmır. Yəni Qalaktikanın diski tər-pənməz qalo içərisində fırlanır.

Adi gözlə bizim Qalaktikada 6000-ə qədər ulduz görünür. Müasir teleskoplarda Qalaktikada milyonlarla ulduz müşahi-də etmək olar.

Əgər ulduzların orta kütləsini Günəş kütləsinə bərabər hesab etsək radiusu 15 kps olan sferik həcmdə Qalaktikanın kütləsi üçün

M » 2 •1033q-2-1011 = 4-1044q

alarıq. Qalaktika kütləsinin 98-99%-ni ulduzlar təşkil edir. Qalan 1-2 % -i qaz və tozun payına düşür. Qalaktik tacın küt-ləsi də təxminən M=1-10nM® kimi qiymətləndirilir.


Şəkil 15.1. Bizim Qalahtihanın sxematik quruluşu

Şəkil 15.2. Bizim Qalatikanın spiral quruluşu və Günəşin yeri

Şəkil 15.1-də Qalaktikanın quruluşu sxematik olaraq göstərilmişdir. Şəkil 15.2 -də isə Qalaktikanın spiral qolları və Günəşin yeri göstərilmişdir.





Dostları ilə paylaş:
1   ...   9   10   11   12   13   14   15   16   17


Verilənlər bazası müəlliflik hüququ ilə müdafiə olunur ©muhaz.org 2017
rəhbərliyinə müraciət

    Ana səhifə