АзягЬаусап Respublikasımn Təhsil Nazirliyi tərəfindən Universitetlər üçün dəvslik kimi təsdiq edilmişdir



Yüklə 2.68 Mb.
səhifə15/17
tarix14.01.2017
ölçüsü2.68 Mb.
1   ...   9   10   11   12   13   14   15   16   17
§ 15.2. Bizim Qalaktikanın üzvləri

Bizim Qalaktikaya daxil olan əsas göy cisimləri ulduzlar-dır. Ulduzlar Qalaktikada müəyyən qruplar və ya ulduz topa-ları əmələ gətirirlər. Topaya daxil olan ulduzlar dinamik əla-qədə olub, birgə hərəkətdə iştirak edirlər.

Ulduz topaları xarici görünüşlərinə görə üç qrupa ayrılır:


  1. Kürəvi ulduz topaları;

  2. Açıq və ya dağıınq ulduz topaları;

  3. Ulduz assosiasiyaları;



Kürəvi ulduz topalarında 100 minlərlə ulduz olur. Bu to-paların orta diametri 30 ps tərtibindədir. Kürəvi topalarda ul-duzlarm konsentrasiyası Qalaktikada ulduzların orta konsentrasiyasından qat-qat böyükdür. İndiyə qədər Qalaktikamızda 130 kürəvi ulduz topası kəşf olunmuşdur.

Şəkil 15.3 -də Herku-les bürcündəki kürəvi ul-duz topası göstərilmişdir.



Dağınıq ııldıız topaları-

nın orta diametri 2-20 ps- Şdkil 15.3. Herkules bürcündəki

dir. Qalaktikada 1200-ə kürəvi ulduz topası

qədər dağınıq ulduz topası kəşf olunmuşdur.

Ulduz assosiasiyaları ХХ əsrin ortalarında kəşf olunmuş-dur. Aşkar olunmuşdur ki, nəhəng və böyük işıqlıqlı ulduzlar dinamik qruplar təşkil edirlər. Onlara ulduz assosiasiyaları deyilir. Ulduz assosiasiyaları iki qrupa ayrılır. OB - assosiasi-yalar əsasən isti ulduzlardan, T - assosiasiyalar isə nisbətən soyuq və cırtdan ulduzlardan ibarətdir.

Ulduz assosiasiyalarındakı ulduzların sayı 100-500 tərti-bindədir. Müəyyən olunmuşdur ki, bu ulduzlar cavan ulduz


lardır. Bundan başqa ulduz assosiasiyaları dayanıqsız sistem-lərdir. Ona görə güman edilir ki, bu ulduzlar Qalaktikamızda yeni əmələ gəlmişlər. Yəni ulduz əmələgəlmə prosesi bu gün də davam edir. Nəhayət bu ulduz assosiasiyalarının tədqiqi göstərir ki, ulduzlar tək-tək yox, qruplarla yaranırlar.

Qalaktikada ulduzlarla yanaşı qaz, toz və qaz-toz du-manlıqları vardır. Bu dumanlıqlar iki qrupa ayrılır:



  1. Işıqlanan dumanlıqlar,

  2. Qaranlıq dumanlıqlar.

İşıqlanan dumanlıqlar onların yaxınlığındakı isti ulduz-ların hesabına işıqlanırlar.

Qalaktikada işıq sürətinə yaxın sürətlə hərəkət edən ele-mentar zərrəciklər də mövcuddur. Onlar "kosmik şüalar" ad-lanır.


§ 15.3. Qalaktikanın fırlanması
Spektroskopik tədqiqatlarla müəyyən olunmuşdur ki, bizim Qalaktikanın yaxınlığında olan qalaktikalar fırlanırlar. Onda təbiidir ki, bizim Qalaktika da bir ox ətrafında fırlan-malıdır.

Fərz edək ki, bizim Qalaktika da daxil olan yerli qalakti-kalar qrupu bir-birinə nəzərən sükunətdədir. Onda aydındır ki, verilmiş qalaktikanın spektrində müşahidə olunan şüa sü-rətləri müşahidəçinin özünün hərəkətinin, başqa sözlə Günə-şin qalaktik fırlanmasının təzahürü olacaqdır. Bu yolla aşkar olunmuşdur ki, Qalaktika öz mərkəzi nüvəsi ətrafında fırla-nır.

Fakin Qalaktikanın fırlanmasını Qalaktikadan kənar ul-duz sistemlərinə -qalaktikalara əl atmadan da aşkar etmək olar. Bunun üçün bizim Qalaktikaya daxil olan uzaq ulduzla-rın hərəkətini öyrənmək kifayətdir. Elə bu yolla 1927-ci ildə holland alimi Oort Qalaktikanın fırlanmasını kəşf etmişdir.
Təbiidir ki, Qalaktikanın Günəşətrafı hissəsinin fırlan-ması dəqiq öyrənilmişdir. Qalaktikanın fırlanması dedikdə də biz bu bölgənin fırlanmasını nəzərdə tutacağıq.

Yuxarıda dediyimiz kimi bizim Qalaktika spiral qurulu-şa malik olub daxili və xarici qoldan ibarətdir. Daxili qol xarici qoldan daha sürətlə fırlanır.

Günəşin qonşu ulduzlarla birlikdə Qalaktikanın mərkəzi ətrafında fırlanması da Kepler qanunlarına tabe olacaqdır.

İndi Günəşin Qalaktik orbit üzrə fırlanma dövrünü təyin edək:

Günəşin Qalaktikanın mərkəzindən məsafəsi 10 000 ps olduğundan onun Qalaktik orbitinin uzunluğu üçün yaza bi-lərik:

2pRq =2p-10000ps = 2 p-3-1017 km. (15.1)

Günəşin Qalaktikanın mərkəzi ətrafında xətti fırlanma sürəti 250 km/s olduğundan yazmaq olar ki,

2pRq = 250Tq, (15.2)

harada ki, Rq - Günəşin qalaktik orbitinin radiusu və Tq - Gü-

nəşin Qalaktika-nın mərkəzi ətrafında fırlanma dövrüdür.

Aydındır ki, (15.1) və (15.2)-nin sağ tərəflərinin bərabər-liyindən Qalaktikanın Günəş yerləşən hissəsinin fırlanma dövrü üçün taparıq ki,

Tq=2 p-3-1017/ 250 » 2108 il . (15.3)

Yəni Qalaktikanın Günəşətrafı hissəsinin fırlanma dövrü 200 milyon ildir. Bu dövrə qalaktik il deyilir. Son məlumatla-ra görə bu dövr 240-250 milyon ildir.

Qalaktikanın fırlanması nəticəsində o sıxılmış ellipsoid şəkli alır. Ona görə ulduzlar Qalaktika müstəvisi ətrafında cəmləşirlər. Günəş də bu müstəvidə yerləşir.

Qalaktikanın fırlanması çox mürəkkəb bir prosesdir. Tə
biidir ki, o bərk cisim kimi fırlanmır. Onun fırlanmasının əsas özəllikləri aşağıdakılardır:


  1. Əgər Qalaktikanın şimal qütbü tərəfindən baxsaq onun fırlanması saat əqrəbi istiqamətində baş verir.

  1. Qalaktikanın mərkəzindən kənarlarına doğru getdikcə fırlanmanın bucaq sürəti azalır.

  2. Qalaktikanın mərkəzindən kənarlarına doğru xətti fır-lanma sürəti əvvəlcə artır, Günəş ətrafında maksimum olub 250 km/s-yə çatır, bundan sonra isə yavaş-yavaş azalır.


§ 15.4. Qalaktikada ulduzların pekulyar sürətləri
Hər bir ulduz, o cümlədən Günəş Qalaktikanın fırlanma-sında iştirak etməklə yanaşı məxsusi və ya pekulyar hərəkətə də malikdir. Yəni hər bir ulduz ətrafda yerləşən ulduzlarla birlikdə Qalaktikanın mərkəzi ətrafında fırlanır və eyni za-manda bu ulduzlar arasında müəyyən istiqamətdə də hərəkət edir. Ulduzların bu hərəkət sürətlərini Dopler effektinə görə təyin etmək olar. Ümumi halda ulduzun hərəkət istiqaməti Günəşlə ulduzu birləşdirən düz xətlə bucaq əmələ gətirir. Onun hərəkət sürətini bu istiqamət və ona perpendikulyar ol-maqla iki toplanana ayırmaq olar. Onlardan ulduz - Günəş is-tiqamətində olan komponentə şüa sürəti, bu istiqamətə per-pendikulyar olan komponentə isə tangensial sürət deyilir.

Şüa sürətlərinə görə təyin olunmuşdur ki, Günəşin pekul-yar sürəti 20 km/s olub Herkules bürcünə doğru yönəlmişdir. Günəşətrafı ulduzların pekulyar hərəkətləri ixtiyari istiqamət-lərdə baş verir. Günəş ətrafında yerləşən ulduzların pekulyar sürətlərinin maksimal qiyməti 500 km/s - dir.

Aydındır ki, ulduzların pekulyar hərəkətləri nəticəsində ulduz bürclərinin görünüşü uzun illərdən sonra böyük dəyişik-liklərə məruz qalacaqdır. Fakin elə ulduz qrupları vardır ki, onların pekulyar hərəkətləri və sürətləri bir-birinə çox yaxın
dır. Belə ulduzlar qrupu bütövlükdə hərəkət etdiyindən onla-rın xarici görünüşü uzun müddət dəyişməz qalır.
§ 15.5. Qalaktik dumanlıqlar
Qalaktikada ulduzlardan başqa ümumi halda ulduzlara-rası maddə adlanan çoxlu sayda dumanlıqlar vardır. Duman-lıqlar aşağıdakı qruplara bölünür:


  1. Qaz dumanlıqları;

  2. Toz dumanlıqları;

  3. Qaz - toz dumanlıqları;

Qaz dumanlıqlarında maddə atom, molekul və ionlardan ibarətdir. Toz dumanlıqları isə ölçüləri çox kiçik olan (~10-5 sm) toz dənələrinə bənzər zərrəciklərdən ibarətdir. Daha öncə dediyimiz kimi ulduzlararası maddə Qalaktikanın kütləsinin təxminən 1.5-2% -ni təşkil edir. Qalaktikanın əsas kütləsi ul-duzlarda cəmlənmişdir.

Astronomiyada Qaz dumanlıqları daha böyük maraq do-ğurur. Onlarda fiziki şərait ulduz atmosferlərindəki fiziki şə-raitdən əsaslı surətdə fərqlənir.





Qaz dumanlıqları içərisində planetar dumanlıqlar xüsusi-lə maraqlıdır.

Şəkil 15.4-də planetar dumanlıq göstərilmişdir.

Onlar xarici görünüşünə görə planet diskinə bən-zəyir və ona görə də "planetar" adı al-mışlar. Planetar dumanlıqların mər-

kəzİndə temperatU- Şəkü 15.4. Planetar dumanlıq


ru 25000-300000К olan isti ulduz yerləşir. Mərkəzi ulduzun ətrafındakı dumanlığın temperaturu təxminən 100К, radiusu təxminən 1018km, kütləsi

M=10-6M© » 1027q

olur.

Spektroskopik yolla müəyyən olunmuşdur ki, planetar dumanlıqlar 10-30 km/s sürətlə genişlənirlər.



İndiyə qədər bizim Qalaktikada 1000-dən çox planetar dumanlıq müşahidə olunmuşdur. Planetar dumanlıqlar Qa-laktikanın mərkəzinə doğru sıxlaşıblar.

Planetar dumanlıqlar onun mərkəzindəki isti ulduzun he-sabına şüalandırırlar. Onlar daxilindəki ulduzun ultrabənöv-şəyi şüalarını udur və yenidən spektrin görünən bölgəsində (113800 -7000 ÄÄ) şüalandırırlar. Diffuz dumanlıqlar düzgün formaya və ya kəskin kənara malik deyillər. Onların diametr-ləri bir neçə yüz parsek, kütlələri təxminən

M = 104M© » 1037q - dır.

Diffuz dumanlıqlar da onların içində və ya yaxınlığında yerləşən isti parlaq ulduzlar hesabına şüalandırırlar. Duman-lıq ulduzun ultrabənövşəyi şüalanmasını udur, sonra isə onu





Şəkil 15.5 Orion


Bizim Qalaktika

görünən bölgədə şüa-landırır.

bürsündə diffuz du-manlıq göstərilmişdir.



Şəhil 15.5. Orion bürcündə diffuz dumanlıqlar

da 150 -dən çox diffuz dumanlıq müşahidə olunmuşdur. Lakin güman edilir ki, onla-rın sayı 1000-dən çox




Şəhil 15.6. İçərisində qara Ät başı dumanlığı olan parlaq dumanlıq

olmalıdır. Sadəcə olaraq yaxınlığında isti ulduz olmayan dumanlıqlar mü-şahidə olunmurlar.

Şəkil 15.6-da içərisində At başı qaranlıq dumanlıq olan parlaq diffuz dumanlıq göstə-rilmişdir.

Şəhil 15.7. Buğa bürcündə Xərçəngdbənzər dumanlıq

Qalaktikada lif-vari, xərçəngəbənzər və s. dumanlıqlar da mövcuddur.

Qalaktikada parlaq dumanlıqlar-la yanaşı qaranlıq qaz və toz duman-lıqları da vardır. Onların mövcudlu-ğu ulduzlararası mühitdə işıq şüalan-masının udulmasına görə təyin olunur.

Şəkil 15.7-də Buğa bürcündəki xərçənğəbənzər dumanlıq göstərilmişdir.


§ 15.6. Kosmik şüalar
Bu fəslin birinci paraqrafında dediyimiz kimi Qalaktika-da kosmik şüalar - işıq sürətinə yaxın sürətlərlə hərəkət edən yüksək enerjili elementar zərrəciklər və atom nüvələri də möv-cuddur. Onların enerjisi yüz milyard elektron -voltlarla (~10neV) ölçülür. Onlar Yer atmosferinə qədər gəlib çatır və orada molekullar və atomlarla toqquşaraq ikinci komik şüa-lar əmələ gətirirlər.

Tədqiqatlar göstərir ki, kosmik şüalar Qalaktikada izot-rop paylanıb. Onlar öz hərəkət istiqamətini çox qat dəyişir, yəni diffuziya edir. Nəticədə onlar Qalaktikada çox uzun yol qət edirlər. Onların hərəkət istiqamətini dəyişdirən səbəb Qa-laktikanın maqnit sahəsidir. Məlumdur ki, maqnit sahəsi yüklü zərrəcikləri yalnız maqnit qüvvə xətləri istiqamətində hərəkət etməyə məcbur edir. Ümumi halda yüklü zərrəciklər maqnit qüvvə xətləri ətrafında spirallar üzrə hərəkət edir. Maqnit qüvvə xətləri qapandığından kosmik şüaların Qalak-tikadan çıxması üçün maqnit sahəsinin gərginliyi 10-6-10-5 ers-teddən kiçik olmalıdır.

Kosmik şüaların izotropluğu göstərir ki, Qalaktikada ul-duzlararası maqnit sahəsinin qüvvə xətləri mürəkkəb və dola-şıqdır. Ona görə yüklü zərrəciklər qazlarda molekulların dif-fuziyasına bənzər hərəkət edir və ona görə də izotrop payla-nır.

Bir çox astronomların qənaətinə görə Qalaktikada ilk kosmik şüalar ifrat yeni ulduz püskürmələri zamanı yaranır.

Kosmik şüalar Qalaktikada seyrəlmiş qazları milyon də-rəcəyə qədər qızdırır. Qalaktikanın sferik hissəsinə aid olan bu isti və seyrəkləşmiş qaz geniş bir həcmi doldurur.

İlkin kosmik şüalar Qalaktikanın ulduzlararası diffuz mühitin sıx qatlarından keçdikcə maddə ilə qarşılıqlı təsirdə olur. Bu qarşılıqlı təsir nəticəsində Qalaktikada güclü qamma


- şüalanma meydana gəlir. Qalaktik qamma - kvantların ene-rjisi 60-70 MeV-dan böyük olur. Qamma-şüalanma Qalaktik ekvatora doğru güclənir və eni 5-10o təşkil edən Qalaktik ekvator zolağında maksimal olur.
§ 15.7. Başqa qalaktikaların təsnifatı
Əvvəlki paraqraflarda dediyimiz kimi Kainatda çoxlu sayda qalaktikalar - nəhəng ulduz sistemləri vardır. Onlardan biri də haqqında danışdığımız bizim Qalaktikadır.

Qalaktikaların əksəriyyəti parlaq mərkəzi hissəyə və ya nüvəyə malikdir. Nüvədə ulduzların konsentrasiyası böyük-dür. Burada hər kub parsekə 106-108 ulduz düşür. Bəzi qalak-tikalarda parlaq nüvə müşahidə olunmur, bəzilərində isə nü-vələr digər qalaktikaların nüvəsindən çox-çox zəif görünür.

Qalaktikalar xarici görünüşünə görə aşağıdakı siniflərə ayrılır:


  1. Elliptik qalaktikalar,

  2. Spiral qalaktikalar,

  3. Linzavari qalaktikalar,

  4. Irrequlyar ya düzgün olmayan qalaktikalar. Elliptik qalaktikalar fotoqrafiyada ellipsə bənzəyir. On-



ların fəza quruluşu ellipsoid şəklindədir. Belə qalaktikaların
kəskin kənarları yoxdur.
Ulduzların qalaktikada
konsentrasiyası kənar-
lardan mərkəzə doğru
artır. Heç bir daxili
struktur müşahidə olun-
mur. Şəkil 15.8-də And-
romeda qalaktikasının
peyki olan elliptik qa-
laktika göstərilsmişdir. şəkU 15 8 ЕШрйк qaıaktika




Spiral qalaktikalar ən çox yayılmış qa-laktikalardır. Qalakti-kaların əksəriyəti, o cümlədən bizim Qalaktika bu sinfə aiddir. Bu qalaktikalar spiral qollara malikdirlər. Ulduzların çoxu xüsu-silə parlaq ulduzlar bu qollarda cəmləşirlər.

Şəkil 15.9. Tazı bürcündə spiral qalaktika Şəkİl 15.9-da TaZl bür-

cündəki spiral qalaktika göstərilmişdir.

Spiral qalaktikaların əsas hissələri aşağıdakılardır:


  1. Ulduz diski - qalınlığı qalaktikanın diametrindən 5-10 dəfə kiçik olan disk,

  2. Sferik hissə - kiçik elliptik qalaktikaya bənzəyən hissə,

  1. Müstəvi hissə - diskin qalınlığından bir neçə dəfə na-zik olan müstəvi hissə.

Linzavari qalaktikalar ulduz diski olmayan elliptik qa-laktikalara və ya müstəvi hissəsi olmayan spiral qalaktikalara

ı bənzəyir.





Düzgün olmayan və ya irrequlyar qalaktikalar simmetriyaya malik deyil-lər, spiral qolları yoxdur, ulduzların əksəriyyəti ulduz diski və müstəvi hissələrdə cəmləşir.

Bəzi qalaktikalar bir-


birinə çox yaxın olduqla-
rmdan qarşılıqlı təsirdə
olan qalaktiakalar olurlar. Ona görə onların


^x

t**U


xarici görünüşü təhrif olunur və yuxarıdakı qalaktika siniflərinin heç birinə uyğun gəlmirlər. Belə qalaktikalar arasında qaz və ya ulduz əlaqə yolları mü-şahidə olunur. Bu qalaktikalar qarşılıqlı təsirdə olan qalaktikalar adlanır.

Şəkİl 15.10-da qarşi- Şəkil 15.11. Kəsişməli spiral qalaktika

lıqlı əlaqədə olan qalaktikalar göstərilmişdir.

Şəkil 15.11-də kəsişməli spiral qalaktika göstərilmişdir.


§ 15.8. Fəal nüvəli qalaktikalar

Bəzi qalaktikaların nüvəsində güclü enerji mənbələri var-dır. Bu enerjini adi ulduzların şüalanması ilə izah etmək müm-kün deyil. Bəzi qalaktikaların nüvəsinin enerjisi qalaktikanın bütün ulduzlarının summar şüalanmasından da böyük olur. Belə qalaktika nüvələri fəal nüvələr adlanır.

Qalaktikalar nüvələrinin fəallığına görə iki növə ayrılır:


  1. Seyfert qalaktikaları,

  2. Radioqalaktikalar.

Seyfert qalaktikalarının mərkəzində bucaq ölçüləri çox kiçik olan güclü şüalan-ma mənbəyi müşahidə olunur. Şüalanmanın kəsilməz spektri qeyri istilik xarakterlidir. Spektral xətlərin profil-lərinin çox güclü geniş-lənməsinə görə müəy-yən edilmişdir ki, nüvə




də qaz çox böyük sürətlə hərəkət edir. Nüvələrin işıqlılığı aylıq, həftəlik və hətta günlük dövrlə dəyi-şir.

Radioqalaktikaların

nüvələri güclü radioşüa-lanma mənbəyidir. Bu şüalanma qalaktikanın nüvəsindən atılmış relyati-vist zərrəciklərin maqnit



Şəkil 15.13 Radioqalaktika 1 • 1 1 1

sahəsində hərəkəti zamanı əmələ gələn sinxrotron şüalanmasıdır. Indiyə qədər 500-ə qə-dər radioqalaktika kəşf olunmuşdur.

Şəkil 15.12 Seyfert qalaktikası və şəkil 15.13-də isə Sen-tavr bürcündəki radioqalaktika göstərilmişdir.
§ 15.9. Kvazarlar
Kvazarlar 1963-cü ildə kəşf olunmuşdur. Həmin il bəzi kiçik bucaq ölçülü radioşüalanma mənbələri fotoqrafiyada ul-duzabənzər obyektlərlə üst-üstə düşmüşdür. Sonralar aydın olmuşdur ki, onların heç də hamısı güclü radioşüalanma mən-bələri deyil. Ona görə onlara kvazi ulduz radioşüalanma mən-bələri və ya sadəcə kvazarlar adı verilmişdir.

Kvazarların xarakterik əlamətləri aşağıdakılardır:



  1. Mənbənin yığcamlığı,

  2. Şüalanmanın qeyri istilik xarakterliliyi,

  3. Şüalanmanın dəyişkənliyi,

  4. Spektral xətlərin güclü genişlənməsi.

Uzun müddət kvazarların spektri heç bir kimyəvi ele-mentin spektri ilə eyniləşdirilə bilməmişdir. Sonralar aydın ol-muşdur ki, onun spektrində müşahidə olunan spektral xətlər
güclü qırmızı sürüş-məyə məruz qalmış adi dumanlıqların spektrindəki xətlər-dən ibarətdir. Bu qırmızı sürüşmə nəti-cəsində spektrin ult-rabənövşəyi bölgə-sindəki spektral xət-lər spektrin görünən
Л '

Şəkil 15.14. Kvazar


bölgəsində müşahidə olunur. Nəticədə spektr tanınmaz şəklə düşür.

Kvazarların təbiəti və spektrlərində müşahidə olunan çox güclü qırmızı sürüşmə hələ tam öyrənilməmişdir. Güman edilir ki, kvazarların spektrində müşahidə olunan qırmızı sürüş-mə Kainatın genişlənməsi ilə qalaktikaların işıq sürətinə yaxın sürətlərlə uzaqlaşması ilə əlaqədardır. Onda sonrakı paraq-rafda haqqında danışacağımız Habbl qanununa görə demək olar ki, kvazarlar bizdən bir neçə min meqaparsek məsafədə olan ən uzaq və çox güclü şüalanma obyektləridir.

Bu qədər uzaq məsafələrdə yerləşən heç bir qalaktika mü-şahidə olunmur və ona görə də onlardan bizə heç bir informa-siya gəlib çatmır.

Şəkil 15.14-də 1963-cü ildə kəşf olunan kvazar göstəril-mişdir.


§ 15.10. Kainatın genişlənməsi
Spektroskopik müşahidələr göstərmişdir ki, bütün qalak-tikaların spektrində spektral xətlər spektrin qırmızı tərəfinə doğru sürüşmüşdür. Bu hadisə Kainatın genişlənməsi ilə izah oluna bilər. Kainat genişləndiyindən qalaktikalar bir-birin-dən, o cümlədən də bizim Qalaktikadan uzaqlaşırlar. Bu za


man məşhur Dopler effektinə görə qalaktikaların spektrində spektral xətlər spektrin qırmızı kənarına tərəf sürüşməlidir. Bu sürüşmənin qiyməti
düsturu ilə təyin olunur. Burada 10 - tərpənməz laboratoriya

işıq mənbəyində spektral xətlərin dalğa uzunluğu, l- hərəkət edən işıq mənbəyinin spektrindəki həmin xəttin dalğa uzunlu-ğu, u - işıq mənbəyinin hərəkət sürəti və c - işıq sürətidir. Ay-dındır ki, işıq mənbəyinin hərəkət istiqaməti baxış şüası ilə J bucağı əmələ gətirsə (15.4)


kimi yazılmalıdır. Burada ur-şüa sürətidir.

Aydındır ki, qalaktikaların spektrində spektral xətlərin laboratoriya spektrinə nəzərən Al sürüşməsini təyin etməklə onun hərəkət sürətini, daha doğrusu uzaqlaşma sürətini təyin etmək olar, yəni


Müşahidələrlə müəyyən olunmuşdur ki, qalaktikaların Yerdən məsafəsi artdıqca onların uzaqlaşma sürəti xətti olaraq artır, yəni
harada ki, r - qalaktikanın geosentrik məsafəsi, H - mütəna-siblik əmsalıdır. Sonuncu ifadə Habbl tərəfmdən verilmiş və Habbl qanunu, H isə Habbl sabiti adlanır. Qeyd edək ki, (15.7) ifadəsi yalnız

şərti ödənildikdə doğrudur.

İndiyə qədər müşahidə olunmuş ən uzaq qalaktikalar

üçün



Bu hal üçün qalaktikaların uzaqlaşma sürətini Habbl qa-nunundan təyin etmək olmaz. Ən uzaq kvazarlar üçün


Son məlumatlara görə


Habbl sabitini məsafəsi başqa üsullarla təyin olunmuş və bizə yaxın qalaktikaların spektrində qırmızı sürüşməni ölçməklə təyin etmək olar. Lakin bizə yaxın olan qalaktikalar üçün Habbl qanunu pis ödənilir. Hətta elə qalaktikalar da var ki, onlar bizdən uzaqlaşmır, tərsinə bizə yaxınlaşır. Ona görə Habbl sabitini dəqiq təyin etmək mümkün deyil.

Çoxlu sayda müşahidələr əsasında müəyyən olunmuşdur ki, Habbl sabiti 60-80 km/s-mps (km/saniyə. meqaparsek) arasında dəyişir.

Adətən Habbl sabiti üçün

H = 75 km/s-mps

qəbul olunur.


(15.8)


Habbl qanunu qalaktikalara qədər məsafəni təyin etmə-yə də imkan verir. Doğrudan da (15.7)-dən

_ ur _ с Ak



r~ ıı ~hT

olar. Məsələn Al =1 olsa (15.8)- dən alarıq ki,

r » 4000 mps.


ƏDƏBİYYÄT

  1. R.Ə. Hüseynov, Astronomiya, Bakı, 1997.

  2. Э.В. Кононович, В.И. Мороз, Курс общей астрономии, Москва, 2001.

  3. И.Ф. Полак, Курс общей астрономии, Москва, 1951.

  4. К.А. Куликов, Курс сферической астрономии, Москва, 1974.

  5. М.М. Дагаев, В.Г. Демин, В.М. Чаругин, Астрономия, Москва, 1983.

  6. M.U. Haşımzadə, Astronomiya, Bakı, 1970.

  7. О.Струве, Б.Линдс, Э. Пилланс, Элементарная астрономия, Москва, 1967.

  8. И.Ф.Субботин, Введение в теоретическую астрономию, Москва, 1968.

  9. Под ред. З. Копала, Физика и астрономия Луны, Москва, 1973.

  10. В.А. Бронштен, Планеты и их наблюдение,

Москва, 1979.

  1. Б.А. Воронцов - Вельяминов, Внегалактическая астрономия, Москва, 1978.

  2. А.А. Михайлов, Теория затмений, Москва,

1951.
ƏLÄVƏLƏR
I Riyazi sabithr
p = 3.1415926536 e = 1.7724538509 1 radian = 57°.2957795131

= 3437274677078

= 206264".80625

1°= 0.0174532925 radian

1'= 0.0002908882 radian

1 "= 0.0000048481 radian


II Fiziki sabithr

İşıq sürəti

С = 2.997925 1010 sm/s

Qravilasiya sabiti

G= 6.670 10« din.sm2/q2

Elektronun yiikii

т.— л елпе i/л ı(\ ....ı.;.С—1 üvııe 1 ft 7ft

1. 4.oU325-lU sqsevanKÜ l.oU2142-Hr sqsm

vahidi

Elektronun kiitbsi

me= 9.10956-1028q =5.48593-10« a.k.v.

Atom kii tb vahidi

M= a.k.v. = 1.660531-10*^

Bolsman sabiti

К = 1.3862-10«6eıq/dər=8.61711(r5ev/dər.

Qaz sabiti

R = 8.3143-10 7 eıq/dər mol=1.9865 kal/dənnol

Avaqadro ododi

na= б.оггп-кршор

Loşmidədədi

ш = 6.68684-10" sm3

Ridberq sabiti

RH= 109677-576 sm1 Rnc= 109722-267 sm1 R„= 109737-312 sm1

Incə qıırulıış sabiti

a=7.297351-10-3

Birinci Bor orbitinin radiusu

ao=0.529177-10« sm

Elektronun klassik radiusu

Ro=2.81794-10«3sm

I [idrogcn atomunun kiitbsi

mn=1.67352-10« q=1.00782-a.k.v

Pro (onun kiitbsi

mp=1.672661-10*,q=1.00727-a.k.v

Stefan Bolsman sabiti

o=5.66956-10«erg/sm-dərəcə4-s
















lima

LL=9.4Sö5»MBm




liWMFq




Re=69S940*,m




pö 1 <11qtarrf













KKimcfMslgi




KtmifaAiiidndiEQ

R—»=637846'Äm




r. 179«?5 0003




в=20Г.«6




=9"21




кММЙТЖМВЮЭО

AymlHba

1£,=^Г.35-№|




IV, l741

ЛтчунЬгяжгмЬ

£,=384400 tan







ЛутривЪкэ

р,=ЗГ

Ц[|11Ш1К]аяяр9

=30"22ЭИ










т^моюак aeYjM* этг-и-ш-кг




SH29jS№BKM j^S=m2«tt-

SifeAi

T=3ft5J2ai3ö(M tttGüBF jipfiF3S5fl(H»4F-J54




T!=3ft5J24219ffi <жМ<^вдМ=№ШЧ»<4Э'.9В


III Astronomiya sabithri

ь. а
а *>

İ

*> -2



g

а ь. а



■«

а



:£<

а
ч



4 « о

ш




Я










İ

1







jll







1

1

1

Э




1

g

1

ф!







1

p.

pp







рЯ

1




1

p

I

İ

1

1

I

1




1

Ш 1 f

l!İ








1










I

A

1




.1: l||







vi




Ü




I

§




Si.

1

1













1

1




!







1

n

1

1




s




s


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