Somon yo'li haqida

Somon Yo‘li
Somon Yo‘li
	Galaktika
	Somon Yo‘lining tashqi ko‘rinishi modeli
Xususiyatlari
Turi	To‘siqli spiral galaktika
Tarkibiga kiradi	Mahalliy guruh
Mutlaq yulduz kattaligi (V)	−20,9m
Massa	(1—2)⋅1012 M☉
Radius	50 ming yorug‘lik yili (16 kpk)
Xususiyatlari	Yer sayyorasi joylashgan galaktika — Yer sayyorasi va butun Quyosh tizimi, shuningdek, oddiy ko‘z bilan ko‘rinadigan barcha alohida yulduzlar shu yerda joylashgan
	Vikima’lumotdagi ma’lumotlar ?
	Vikiombordagi mediafayllar

Somon Yo‘li — galaktika, unda Yer va Quyosh tizimi joylashgan. U to‘siqli spiral galaktikalar turiga mansub. Somon Yo‘lining radiusi uning yulduz diskining radiusiga teng deb hisoblanadi va 16 kiloparsekni tashkil etadi. Galaktikaning qorong‘i materiya hisobga olingan umumiy massasi 1—2⋅10¹² M_⊙ deb baholanadi. Somon Yo‘lida 100 dan 400 milliardgacha yulduz mavjud, uning yorqinligi esa 2⋅10¹⁰ L_⊙ deb baholanadi. Boshqa spiral galaktikalarga nisbatan Somon Yo‘lining massasi ancha katta, yorqinligi ham yuqori. Quyosh tizimi Galaktika markazidan 7,5—8,5 kiloparsek masofada joylashgan va uning atrofida 220 km/s tezlikda harakatlanadi.

Barcha yulduzlar, jumladan, oddiy ko‘z bilan ko‘rinadiganlari, bizning Galaktikamizga mansub. «Somon Yo‘li» nomi esa yorug‘ tumanli tasmani — tungi osmondagi ko‘rinishni anglatadi. Uning yorug‘ligini Galaktika diskidagi ko‘plab xira yulduzlar hosil qiladi. Yer Somon Yo‘lining ichida joylashgani sababli Galaktikamiz tashqaridan aynan qanday ko‘rinishi noma’lum.

Galaktikadagi yulduzlarning aksariyati galaktika diskida, spiral yenglari mavjud bo‘lgan hududda jamlangan. Shuningdek, unda o‘rtacha kattalikdagi balj va o‘rtacha ifodalangan bar mavjud. Morfologik tasnifga ko‘ra, u Xabbl tasnifida SBbc yoki SB(rs)bc turiga kiradi. Bundan tashqari, Somon Yo‘li diski galaktika galosi bilan o‘ralgan bo‘lib, unda yulduzlarning oz qismi va faraz qilinayotgan qorong‘i materiyaning katta miqdori mavjud. Galaktika markazida joylashgan o‘ta massiv qora tuynuk Qavs A*.

Somon Yo‘lida yulduzlar hosil bo‘lish sur’ati yiliga 1,6—2 M_⊙ ni tashkil etadi. Soddalashtirilgan holda Galaktikaning yulduzlar populyatsiyasini ikki toifaga: I populyatsiya va II populyatsiyaga ajratish mumkin. Birinchisi metallga boylik darajasi yuqori bo‘lgan nisbatan yosh yulduzlardan iborat. Ular deyarli aylana orbitalar bo‘ylab harakatlanib, tekis aylanuvchi galaktika diskini hosil qiladi. Ikkinchisi esa og‘ir elementlar miqdori kam bo‘lgan, cho‘zinchoq orbitalarda harakatlanuvchi keksa yulduzlardir. Ular galoni — yaxlit holda aylanmaydigan sferoidsimon tuzilmani — va baljni hosil qiladi. Yulduzlararo gaz va tarqoq yulduz to‘dalari I populyatsiyaga, sharsimon to‘dalar esa II populyatsiyaga mansub. Yulduzlar populyatsiyasini qalin va yupqa disk, galo va baljning alohida tizimlariga ajratish aniqroq hisoblanadi. Galaktikaning turli kichik tizimlari dinamikasi ham farq qiladi: yassiroq tizimlar tezroq aylanadi va ularda tezliklarning tarqoqligi kamroq bo‘ladi.

Somon Yo‘li Mahalliy galaktikalar guruhida joylashgan. Galaktika guruhda kattaligi va yulduzlar soni bo‘yicha Andromeda galaktikasidan keyin ikkinchi o‘rinni egallaydi, biroq massasi bo‘yicha undan ustun. Galaktikaning yigirmadan ortiq yo‘ldosh galaktikasi mavjud bo‘lib, eng yiriklari — Katta va Kichik Magellan Bulutlari. 4 milliard yildan so‘ng Somon Yo‘li bilan Andromeda galaktikasining to‘qnashuvi va qo‘shilishi sodir bo‘lib, natijada elliptik galaktika hosil bo‘ladi.

Somon Yo‘li qadim zamonlardan ma’lum. 1610-yilda Galileo Galiley Somon Yo‘li tasmasining tarqoq nuri ko‘plab xira yulduzlardan hosil bo‘lishini aniqlagan. Oradan bir yarim asr o‘tib, 1784—1785-yillarda Uilyam Gershel Galaktikamizning o‘lchami va shaklini aniqlashga ilk urinishni amalga oshirgan. Gershel Somon Yo‘li yassilangan disk shaklida degan xulosaga kelgan, ammo uning diametrini ancha past baholagan. 1917-yilda Xarlou Shepli ilk bor Quyosh Galaktikamiz markazidan uzoqda joylashganini ko‘rsatgan, 1924—1925-yillarda esa Edvin Xabbl biz yashaydigan Koinot Galaktikamiz bilan cheklanmasligini isbotlashga muvaffaq bo‘lgan. Galaktikamizni o‘rganishda kosmik teleskop Hipparcos, 1989-yilda uchirilgan bo‘lib, muhim rol o‘ynagan; uning yordamida ko‘plab yulduzlarning koordinatalari, xususiy harakatlar va ko‘plab yulduzlargacha bo‘lgan masofalar o‘lchangan. 2013-yildan 2025-yilgacha bu vazifani bajargan kosmik teleskop — Gaia.

Somon Yo‘li qadimdan turli xalqlar madaniyati, dini va falsafasida muhim o‘rin tutgan. «Somon Yo‘li» nomining o‘zi yunon-rim mifologiyasidan kelib chiqqan. Rivoyatlardan biriga ko‘ra, Gera erining nikohsiz tug‘ilgan farzandlarini emizishdan bosh tortgan. Uning eri — Zevs. Bir kuni Gera uxlab yotganida Germes uning ko‘kragiga Geraklni tutgan. Bola emishni boshlagach, Gera uyg‘onib, uni itarib yuborgan. Shunda uning ko‘kragidan sachragan sut Somon Yo‘liga aylangan. «Galaktika» so‘zi ham shu afsonaga bog‘liq bo‘lib, qadimgi yunoncha Κύκλος Γαλαξίας iborasidan kelib chiqqan va «sutli doira» degan ma’noni anglatadi.

Umumiy xususiyatlari

Somon Yo‘li — spiral galaktika bo‘lib, unda Yer va butun Quyosh tizimi joylashgan. Somon Yo‘li bosh harf bilan yoziladigan «Galaktika» deb ham ataladi. Somon Yo‘lini o‘rganadigan astronomiya bo‘limi galaktik astronomiya deb ataladi.

Somon Yo‘lining yulduz diski markazdan 16 kiloparsek masofagacha cho‘zilgan; Galaktika radiusi ham shunga teng deb qabul qilinadi. Yulduzlar galosi markazdan 80 kiloparsekgacha kuzatiladi, sharsimon yulduz to‘dalari tizimi esa bundan ham uzoqroqqa — 100 kiloparsekgacha yetadi. Somon Yo‘li markazidan 21 kiloparsek ichidagi massa 2⋅10¹¹ M_⊙ ga teng. Galaktikamizning qorong‘i materiya hisobga olingan umumiy massasi ko‘pincha 1—2⋅10¹² M_⊙ deb baholanadi, garchi ayrim baholar bu oraliqdan tashqarida ham uchrasa-da. Ushbu massaning yulduzlarga, turli hisob-kitoblarga ko‘ra Galaktikamizda ularning 100 dan 400 milliardgachasi mavjud bo‘lib, taxminan 5―6⋅10¹⁰ M_⊙ to‘g‘ri keladi. Somon Yo‘lining V diapazonidagi yorqinligi 2⋅10¹⁰ L_⊙ bo‘lib, u mutlaq yulduz kattaligi −20,9^m ga mos keladi. Shunday qilib, boshqa spiral galaktikalarga qaraganda Somon Yo‘li ancha katta massaga va yuqori yorqinlikka ega.

Quyosh tizimining joylashuvi

Quyosh tizimi Galaktika markazidan 7,5—8,5 kiloparsek masofada, kichik spiral Orion yengida, yirik Persey yengi bilan Qavs yengi orasida, har ikkisidan 1,5—2 kiloparsek uzoqlikda joylashgan. Hozir Quyosh tizimi galaktika tekisligidan 10 parsek uzoqlikda. Ekliptikaning galaktika tekisligiga og‘ish burchagi 60 daraja.

Quyosh Galaktika markaziga nisbatan taxminan 220 km/s tezlik bilan harakatlanadi va uning atrofini 240 million yilda bir marta aylanib chiqadi. Yaqin atrofdagi yulduzlarga nisbatan esa Quyosh 20 km/s tezlikda Gerkules yulduz turkumi tomon harakatlanadi. Quyoshning Galaktikadagi orbitasi mukammal aylana emas: harakati davomida u markazga hozirgidan 0,1 kiloparsek yaqinlashishi yoki 0,6 kiloparsek uzoqlashishi, galaktika tekisligidan esa 85 parsekgacha chetlashishi mumkin.

Quyosh tizimining Galaktikamiz ichida joylashgani uni o‘rganish imkoniyatlariga o‘ziga xos ta’sir ko‘rsatadi. Bir tomondan, faqat Somon Yo‘lida yorqinligi past bo‘lgan, masalan, qizil va oq mitti yulduzlarni kuzatish, ayrim yulduzlarning o‘lchami va shaklini bevosita aniqlash hamda Galaktikaning uch o‘lchamli tuzilishini o‘rganish mumkin. Boshqa galaktikalar tuzilishi faqat osmon sferasiga tushirilgan proyeksiyasi orqali ma’lum. Biroq ayni holat qator qiyinchiliklarni ham keltirib chiqaradi. Galaktika jismlari barcha yo‘nalishlarda joylashgan, ulargacha bo‘lgan masofalar esa keskin farq qiladi. Shu sababli Somon Yo‘lini o‘rganish uchun butun osmonni kuzatish va masofalar farqini hisobga olish kerak. Bundan tashqari, galaktika ekvatori yaqinidagi jismlardan keladigan yorug‘likka yulduzlararo yutilish kuchli ta’sir qiladi. Bu hodisa Galaktika diskidagi yulduzlararo chang mavjudligi bilan bog‘liq.

Galaktik koordinatalar tizimi

{\displaystyle b} — Ekvatorial va galaktik koordinatalar tizimlari. Galaktika ekvatori ko‘k rangda ko‘rsatilgan; B nuqtasi Galaktika markazi yo‘nalishini, $b$ va $l$ esa mos ravishda galaktik kenglik va uzunlikni bildiradi

Somon Yo‘lini o‘rganishda galaktik koordinatalar tizimidan foydalanish qulay. Unda galaktika ekvatori — deb ataluvchi katta aylana osmon sferasida joylashib, Galaktika diski tekisligiga mos keladi. Birinchi koordinata — galaktik kenglik $b$ — osmon jismi yo‘nalishi bilan galaktika ekvatori orasidagi burchakka teng. Ikkinchi koordinata — galaktik uzunlik $l$ — galaktika ekvatori bo‘ylab Galaktika markaziga yo‘nalish bilan osmon jismiga yo‘nalish orasidagi burchakdir. Bu tizimda Galaktika markazining koordinatalari $l=0$ , $b=0$ . Shimoliy va janubiy Galaktika qutblari mos ravishda $b=+90^{\circ }$ va $b=-90^{\circ }$ .

Galaktika markazi mazkur koordinatalar tizimida Galaktika yadrosidagi Qavs A* radio manbasining o‘rni bilan mos kelmaydi: ular orasida taxminan 5 burchak minuti farq bor. Sababi, Qavs A* ushbu koordinatalar tizimi joriy etilganidan keyin kashf etilgan.

Koordinatalar davri J2000.0 bo‘lganda Galaktika markazining ekvatorial koordinatalar tizimidagi — og‘ish $\delta$ va to‘g‘ri ko‘tarilish $\alpha$ koordinatalari $\delta =-28^{\circ }56{,}2'$ , $\alpha =17^{h}45{,}6^{m}$ . Galaktika ekvatori osmon ekvatoriga nisbatan 62,87° burchak ostida og‘gan. Galaktika shimoliy qutbining ekvatorial koordinatalari $\delta =+27^{\circ }7{,}7'$ , $\alpha =12^{h}51^{m}$ .

Tashqi ko‘rinishi

Yerdan ko‘rinishi

Osmondagi yulduzlarning barchasi, oddiy ko‘z bilan ko‘rinadigan, bizning Galaktikamizga mansub. Shunga qaramay, tungi osmon ko‘rinishi haqida gap ketganda, Somon Yo‘li faqat shu nomdagi yorug‘, xira tasma bilan chegaralanadi; u butun osmonni o‘rab turadi. Somon Yo‘lining yorug‘ligi Galaktika diskiyulduzlaridan hosil bo‘ladi, ularning aksariyati alohida ko‘rinmaydi. Somon Yo‘lini yetarlicha qorong‘i tungi osmonda — shaharlardan uzoqda va Oy ufqdan yuqorida bo‘lmagan paytda ko‘rish mumkin.

Somon Yo‘li osmonda notekis shaklga ega, uning kengligi taxminan 15 daraja. Somon Yo‘li fonida turli tumanliklar, masalan, Laguna tumanligi va Rozetka tumanligi joylashgan. Ayrim hududlar, masalan, Katta Yoriq qorong‘iroq ko‘rinadi, chunki bu yo‘nalishlardan kelayotgan yorug‘likni yulduzlararo chang bulutlari to‘sib qoladi. Somon Yo‘li eng yorqin holatda Galaktika markazi yo‘nalishida ko‘rinadi.

Yulduzlararo yutilish diskda shunday ta’sir ko‘rsatadiki, galaktika ekvatori atrofida qochish zonasi — osmonning 20 % qismini egallovchi hudud hosil bo‘ladi. Bu yerda optik diapazonda Galaktikadan tashqaridagi jismlar ko‘rinmaydi. Shunga qaramay, qochish zonasidagi galaktikalarni, masalan, infraqizil va radio diapazonlarida kuzatish orqali aniqlash mumkin.

Somon Yo‘lining Yerdan ko‘rinishi

Yer osmonidagi Somon Yo‘lining bir qismi; surat Jasper milliy bog‘ida

Somon Yo‘lining panoramali surati; O‘lim vodiysida

Tashqaridan ko‘rinishi

Ma’lumki, Yer Somon Yo‘li ichida joylashgani sababli Galaktikamiz tashqaridan qanday ko‘rinishi aniq noma’lum. Biroq uning turli usullar bilan aniqlanadigan tuzilishi haqidagi ma’lumotlarga (quyiga qarang) asoslanib, uning tashqi ko‘rinishini modellashtirish va o‘xshash galaktikalarni aniqlash mumkin. Niderlandiyalik olim Korneliy Iston Somon Yo‘li ham spiral tuzilishga ega degan taxminni ilgari surgan. Uning spiral tuzilishi bilan qiyoslangan galaktika — «Andromeda tumanligi».

» galaktikasining spiral tuzilishiga qiyoslab, Somon Yo‘li ham spiral galaktika degan farazni ilgari surgan. Tashqi ko‘rinishi Somon Yo‘liga o‘xshashi mumkin bo‘lgan galaktikalar

M 95

NGC 891, qirrasidan ko‘rinishi

NGC 6744

Tuzilishi

Galaktikamizdagi yulduzlar asosan diskda jamlangan. Bundan tashqari, Galaktikada o‘rtacha kattalikdagi balj, keng ochilgan spiral yenglar va o‘rtacha ifodalangan bar mavjud. Demak, Somon Yo‘li — spiral galaktika bo‘lib, kech morfologik turga mansub. Uning ayrim ko‘rsatkichlari, masalan, neytral vodorodning umumiy miqdori va balj kattaligi Sb turiga, boshqalari, jumladan, yulduzlar hosil bo‘lish sur’ati esa Sc turiga mos keladi. Bar mavjudligini hisobga olib, morfologik tasnifda Galaktikamiz SBbc yoki SABbc turiga kiritiladi.

Galaktikaning tarkibiy qismlari nafaqat joylashuvi va shakli, balki yulduzlar populyatsiyasining yoshi va metallga boylik darajasi (quyiga qarang) kabi ko‘rsatkichlari hamda dinamikasi jihatidan ham bir-biridan farq qiladi (quyiga qarang).

Disk

Disk — yulduzlar massasining asosiy qismi jamlangan Galaktikamizning bosh tarkibiy qismi. U yassi shaklda bo‘lib, unda spiral yenglar ham mavjud. Butun diskdagi yulduzlarning massasi taxminan 5⋅10¹⁰ M_⊙ ga teng. Galaktikamiz diskini yupqa va qalin disklarga ajratish mumkin. Birinchisida ikkinchisiga qaraganda taxminan o‘n baravar ko‘p massa jamlangan bo‘lib, umuman Galaktikaning 80 % barion massasi ham unda mavjud. Bu qismlarning xususiyatlari turlicha va ular, ehtimol, turli yo‘llar bilan shakllangan (quyiga qarang).

Quyosh atroflarida qalin diskning qalinligi 1,2 kiloparsek, yupqa diskniki esa 300—400 parsek bo‘lib, uning tarkibida bundan ham yupqaroq gaz qatlami mavjud. Yupqa va qalin disklar Galaktikaning tashqi hududlarida qalinlashib boradi. Qalin disk asosan metallga boylik darajasi past bo‘lgan keksa yulduzlardan iborat, yupqa diskda esa yulduzlar yoshroq va metallarga boyroq (quyiga qarang); ular orasida boshqa farqlar ham mavjud.

Somon Yo‘lining yupqa diskida, boshqa galaktikalardagi kabi, modda zichligining markazdan masofaga bog‘liq taqsimlanishi eksponensial ko‘rinishga ega bo‘lib, uning xarakterli radiusi 3 kiloparsek. Yupqa disk Galaktika markazidan 16 kiloparsekgacha cho‘ziladi, gaz qismi esa undan ham uzoqqa borib, markazdan 35 kiloparsekgacha kuzatiladi. Diskning tashqi hududlari egilgan bo‘lib, bunga, ehtimol, boshqa galaktikalar bilan o‘zaro ta’sir sabab bo‘lgan. Gaz qatlamida bu egilish ustiga diskning butun tashqi qismiga tarqalgan tik burmalar — amplitudasi 100 dan 200 parsekgacha va radial to‘lqin uzunligi 3,9 dan 7,9 kiloparsekgacha bo‘lgan to‘lqinlar qo‘shiladi.

Spiral yenglar

Galaktika diskida spiral yenglar borligini optik diapazonda kuzatish orqali aniqlash qiyin, chunki yulduzlararo chang yorug‘likni yutadi. Biroq neytral vodorod yoki molekulyar bulutlar, shuningdek, yulduzlar assotsiatsiyalari kabi juda yosh jismlar taqsimoti xaritasi tuzilsa, spiral yenglarni payqash mumkin. Yenglardagi gaz zichligi diskning boshqa qismlaridagidan bir necha baravar yuqori, aynan shu hududlarda yulduzlar hosil bo‘lishi eng faol kechadi. Spiral yenglar zichlik to‘lqinlari bo‘lib, shuning uchun spiral naqsh umumiy holda yulduzlar va gazga nisbatan boshqa tezlikda aylanadi.

Spiral yenglarning joylashuvi, uzunligi, hatto soni ham hali aniq belgilanmagan. Ko‘pincha Somon Yo‘lida to‘rtta yirik spiral yeng bor deb hisoblanadi: ikkita asosiy yeng — Sentavr yengi va Persey yengi, ikkita ikkinchi darajali yeng esa Uchburchak chizg‘ich yengi va Qavs yengi. Ularning shakli logarifmik spirallar ko‘rinishidagi, taxminan 12° burchak ostida o‘ralgan spirallardir. Yirik yenglardan tashqari, Orion yengi kabi kichikroq tuzilmalar ham mavjud; Orion yengi Mahalliy yeng deb ham ataladi. Yenglardagi gaz qismlari Galaktikaning yulduz tizimidan ancha uzoqqa cho‘ziladi. Bundan tashqari, diskdagi molekulyar gaz halqa hosil qiladi; uning ichki va tashqi radiuslari markazdan mos ravishda 4 va 6 kiloparsekni tashkil etadi.

Quyosh tizimi atrofi

Galaktikaning eng yaxshi o‘rganilgan hududi — Quyosh tizimining atrofi. Masalan, Quyoshdan 10 parsek radiusdagi hududda 373 ta yulduz ma’lum bo‘lib, ulardan 20 tasi oq mitti yulduz, 85 jigarrang mitti yulduz, aksariyati esa qizil mitti yulduzlar. Quyoshdan eng yaqin yulduz — Sentavr Proksimasigacha bo‘lgan masofa 1,3 parsek, eng yaqin yulduz to‘dasi — Giadalargacha esa 40 parsek.

Quyosh tizimi atrofida Gould kamari — ko‘plab yorqin yulduzlar va gazni o‘z ichiga olgan halqasimon tuzilma joylashgan. Gould kamari ellipssimon bo‘lib, o‘lchamlari taxminan 500×1000 parsekni tashkil etadi. U Galaktika diski tekisligiga nisbatan 20° og‘gan, Quyosh esa uning markazidan 100 parsek uzoqda. Shuningdek, spektral sinfi O yoki B bo‘lgan, Quyoshdan 1 kiloparsek masofada joylashgan yulduzlarning 90 % qismi Gould kamarida joylashgan.

Quyosh atrofidagi modda zichligini Galaktikaning dinamik xususiyatlari orqali aniqlash, shuningdek, diskning kuzatiladigan turli qismlari zichligini o‘lchash mumkin. Bu qiymatlar orasidagi farq, ehtimol, qorong‘i materiya mavjudligi bilan bog‘liq (quyiga qarang). Jadvalda har bir tarkibiy qismning Quyoshning yaqin atrofidagi hajmiy zichlikka hamda diskning butun qalinligi bo‘yicha sirt zichligiga qo‘shgan hissasi keltirilgan:

Quyosh atrofidagi modda zichligi
Disk tarkibiy qismi	Hajmiy zichlik, M_⊙/pc³	Sirt zichligi, M_⊙/pc²
Yulduzlar	0,033	29
Yulduz qoldiqlari	0,006	5
Jigarrang mitti yulduzlar	0,002	2
Yulduzlararo muhit	0,050	13
Kuzatilgan jami modda	0,09	49
Dinamik baho	0,10	74
Qorong‘i materiya	0,01	25

Hajmiy va sirt zichligi hisob-kitoblari bir-biriga zid emas. Masalan, Quyosh yaqinida va diskning butun qalinligida qorong‘i materiya ulushining farq qilishi shuni ko‘rsatadiki, diskdan uzoqlashgan sari qorong‘i materiya zichligi odatiy moddanikiga nisbatan sekinroq kamayadi. Shu bois uning butun disk qalinligidagi hissasi disk tekisligi yaqinidagidan kattaroq. Disk qalinligi hisobga olinganda qorong‘i materiyaning hajmiy va sirt zichligi baholari o‘zaro mos keladi, garchi 0,01 M_⊙/pc³ hajmiy zichlik o‘lchash xatoligidan katta bo‘lmasa ham.

Balj

Somon Yo‘lining markaziy qismida o‘rtacha ifodalangan balj mavjud. U yassilangan sferoid shaklida bo‘lib, o‘lchamlari 2,2×2,9 kiloparsek. Uning bar bilan birgalikdagi (quyiga qarang) massasi taxminan 9⋅10⁹ M_⊙ ga teng. Galaktikamiz balji fizik xususiyatlariga ko‘ra klassik balj emas, balki psevdobaljlar turiga kiradi. Klassik baljlardan farqli ravishda, ular aylanadi, yassiroq va disklarga ko‘proq o‘xshaydi. Somon Yo‘li baljida qutisimon hamda disksimon qismlar mavjud.

Baljni o‘rganishda Baade oynasining mavjudligi muhim ahamiyatga ega. Bu Galaktika markazi yaqinidagi osmonning kichik hududi bo‘lib, u yerda yulduzlararo yutilish nisbatan kuchsiz; shu sabab baljdagi jismlarni kuzatish mumkin.

Bar

Somon Yo‘lida bar — diskning markaziy qismidagi cho‘zinchoq tuzilma mavjud. Uning radiusi 4 kiloparsek, katta o‘qi esa kuzatish yo‘nalishiga nisbatan 20° og‘gan. Barning Quyoshga yaqinroq qismi musbat galaktik uzunlikda ko‘rinadi, shuning uchun Galaktikaning markaziy hududida yulduzlar taqsimoti asimmetrik ko‘rinishga ega. Bar mavjudligining yana bir belgisi — Galaktika markazidagi gazning g‘ayrioddiy tezliklari. Xususan, uning musbat va manfiy nur bo‘ylab tezliklari 200 km/s ga yetadi. Barning gravitatsion potensiali nosimmetrik bo‘lib, gazga qo‘shimcha kuch momentini berishi mumkin.

Asosiy bardan tashqari, Galaktika markazida radiusi 150 parsekcha bo‘lgan, asosiy barga deyarli tik yo‘nalgan kichik ikkilamchi bar ham bor. Galaktika markazidagi radiusi 200 parsek bo‘lgan molekulyar gaz halqasi, ehtimol, aynan shu ikkilamchi bar bilan bog‘liq.

Galo

Yulduzlar galosi — Galaktikaning deyarli sharsimon, keng hududga cho‘zilgan kichik tizimi. U Galaktika markazidan 80 kiloparsekgacha davom etadi, eng uzoq yulduzlar esa 320 kiloparsek masofada topilgan. Galo Somon Yo‘li yulduzlarining atigi bir necha foizini o‘z ichiga oladi — uning yulduz massasi taxminan 10⁹ M_⊙. Shu bilan birga, galoda qorong‘i materiya ko‘p (quyiga qarang).

Yulduzlar galosi bir jinsli emas: unda yulduz oqimlari, masalan, Qavs oqimi va Yakkashox halqasi kuzatiladi. Yulduz oqimlari — fazoning muayyan hududini egallagan, tezliklari o‘zaro yaqin va kimyoviy tarkibi o‘xshash yulduzlar guruhidir. Ularning kelib chiqishi mitti galaktikalarning — ilgari Somon Yo‘lining yo‘ldoshlari bo‘lgan galaktikalarning — qalqish kuchlari ta’sirida parchalanishi bilan izohlanadi. Xususan, Qavs yulduz turkumidagi mitti elliptik galaktika hozir kuchli qalqish ta’siriga uchrab, Qavs oqimini hosil qilmoqda.

Markaz

Galaktika markazida joylashgan o‘ta massiv qora tuynuk. Uning massasi 4,3⋅10⁶ M_⊙. U ixcham radioto‘lqin manbasi — Qavs A* sifatida kuzatiladi va kattaroq Qavs A radiomanbasi tarkibiga kiradi. Qora tuynuk yaqinida alohida yulduzlar ma’lum: ulardan biri Galaktika markazi atrofida 15 yilda bir marta aylanadi, boshqasi esa markazga 60 astronomik birlikgacha yaqinlashib, 9000 km/s tezlikda harakatlangan.

Markazdagi taxminan 1 parseklik hududda ikkita yulduz to‘dasi bor: nisbatan eski to‘da massasi 10⁶ M_⊙ va juda yosh to‘da massasi 1,5⋅10⁴ M_⊙. Har ikkalasi disksimon shaklda. Markaz atrofidagi 2×3 parseklik hududda gaz yo‘q; ehtimol, u yulduz shamoli bilan uchirib ketilgan. Bu hudud chegarasida gaz halqasi joylashgan bo‘lib, u qora tuynukning akretsion diski bo‘lishi mumkin. Galaktika markazidan 100 parsek radiusdagi, ko‘pincha yadro deb ataladigan hududda yulduzlar hosil bo‘lishi faol kechadi. Bu yerda o‘ta yangi yulduz qoldiqlari, infraqizil nurlanish manbalari va ulkan molekulyar bulutlar aniqlangan. Markazdan uzoqroqda markaziy molekulyar zona^[ingl.] — ko‘p molekulyar gaz saqlovchi, radiusi 200 parsek bo‘lgan halqasimon hudud joylashgan.

Galaktika markazini o‘rganish qiyin, chunki bu yo‘nalishda yulduzlararo changning yorug‘likni yutishi 30^m ga yetadi (V diapazonida). Shu sababli hudud faqat infraqizil va radiodiapazonda kuzatiladi.

Tarkibi

Yulduzlar populyatsiyasi

Somon Yo‘lida yulduzlar hosil bo‘lish sur’ati turli hisob-kitoblarga ko‘ra yiliga 1,6—2 M_⊙ ni tashkil qiladi. Juda soddalashtirilgan holda Galaktikaning yulduzlar populyatsiyasini ikki toifaga: I populyatsiya va II populyatsiyaga ajratish mumkin. Birinchisi metallga boylik darajasi yuqori bo‘lgan nisbatan yosh yulduzlardan iborat. Ular aylanasimon orbitalar bo‘ylab harakatlanib, tekis aylanuvchi galaktika diskini tashkil etadi. Ikkinchisi og‘ir elementlarga kambag‘al, cho‘zinchoq orbitalarda harakatlanadigan keksa yulduzlardan iborat. Ular galoni — yaxlit holda aylanmaydigan sferoidsimon tuzilmani — va baljni hosil qiladi hosil qiladi. U yoki bu populyatsiyaga nafaqat yulduzlar, balki Galaktikaning boshqa jismlari ham mansub bo‘lishi mumkin. I populyatsiyaning xos vakillari — yulduzlararo gaz, yulduzlar assotsiatsiyalari va tarqoq to‘dalar, shuningdek, klassik sefeidalar. II populyatsiyaga esa, masalan, sharsimon to‘dalar va RR Lira turidagi o‘zgaruvchan yulduzlar.

kiradi. Biroq yuqoridagi tizim umuman eskirgan deb hisoblanadi. Yosh, kimyoviy tarkib va kinematika o‘rtasidagi korrelyatsiya mukammal emasligi aniqlandi, qat’iy chegaralar o‘rniga esa uzluksizroq o‘tish kuzatildi. Aslida Galaktikaning har bir qismida turli yosh va metallga boylik darajasiga ega yulduzlar bor, bu ko‘rsatkichlar sezilarli farqlanadi. Bundan tashqari, populyatsiya xususiyatlariga ko‘ra diskni yupqa va qalin disklarga (yuqoriga qarang) ajratish mumkin; baljdagi yulduzlar populyatsiyasi galonikidan farq qiladi. Shu bois bu to‘rtta kichik tizim populyatsiyalarini alohida ko‘rib chiqish maqsadga muvofiq.

Yupqa disk populyatsiyasiga Quyosh va uning atrofidagi yulduzlarning 96 % qismi kiradi. Yupqa diskda hozir paydo bo‘layotgan yulduzlardan tortib 10 milliard yoshdagi yulduzlargacha uchraydi, ularning o‘rtacha yoshi 6 milliard yil. Demak, yupqa disk nisbatan yosh kichik tizim bo‘lib, unda hozir ham yulduzlar hosil bo‘lishi davom etmoqda; bu jarayon ayniqsa spiral yenglarda faol. Yupqa disk yulduzlarining metallga boylik darajasi yuqori: ulardagi og‘ir elementlar ulushi o‘rtacha Quyoshnikiga yaqin, aksariyatida esa Quyosh ko‘rsatkichining 1/3 qismidan 3 baravarigacha. Yupqa diskda metallga boylikning gradienti kuzatiladi: diskning ichki qismida u tashqi qismidagidan yuqori. Yupqa disk Galaktika markazi atrofida tez aylanadi, yulduzlar esa deyarli aylana orbitalarda harakatlanadi. Quyosh yaqinida yupqa disk yulduzlarining tezligi taxminan 220 km/s.

Qalin disk populyatsiyasi ko‘plab xususiyatlari bilan yupqa disk populyatsiyasidan farq qiladi. Quyosh yaqinidagi yulduzlarning taxminan 4 % qismi qalin diskka mansub bo‘lib, ulardan biri, ehtimol, Arktur yulduzidir. Bu yulduzlar ancha keksa, yoshi taxminan 10—12 milliard yil. Metallga boylik darajasi yupqa disk yulduzlarinikidan past: ko‘pchiligida metall miqdori Quyoshnikining 1/10 qismidan 1/2 qismigacha, o‘rtacha 1/4 qismiga teng. Shu bilan birga, qalin disk yulduzlarida alfa-elementlar, masalan, kislorod va magniyning barcha metallarga nisbatan ulushi yupqa diskdagidan yuqori. Qalin disk ham aylanadi, ammo yupqa diskdan 40 km/s sekinroq; shu sababli undagi yulduzlar elliptik orbitalarda harakatlanadi va tezliklar tarqoqligi kattaroq.

Yulduzlar galosi, asosan, metallga juda kambag‘al keksa yulduzlardan, ko‘proq submitti yulduzlardan iborat. Quyoshga eng yaqin galo yulduzi — Kapteyn yulduzi. Galo yulduzlarining yoshi 12 milliard yildan ortiq, ulardagi metallar ulushi odatda Quyoshnikining 1/100 qismidan 1/10 qismigacha, ko‘pincha taxminan 1/30 qismiga teng. Bu kichik tizim yulduzlarining umumiy impuls momenti deyarli yo‘q, tezliklarning tarqoqligi katta va orbitalari juda cho‘zinchoq. Shuning uchun yulduzlar galosi deyarli sharsimon shaklga ega va aylanmaydi.

Galaktika balji asosan 7 milliard yoshdan katta yulduzlardan iborat, biroq unda yoshroq, jumladan, 500 million yoshdan kichik yulduzlar ham uchraydi. Balj yulduzlarining metallga boylik darajasi keskin o‘zgaradi: ko‘pchiligida bu ko‘rsatkich Quyoshnikining 2 % qismidan 1,6 baravarigacha, o‘rtacha esa nisbatan yuqori — Quyoshnikining 0,6 qismiga teng. Bundan tashqari, balj yulduzlari alfa-elementlarga boy. Balj populyatsiyasi, ehtimol, turli mexanizmlar ta’sirida shakllangan. Quyosh yaqinida balj populyatsiyasi vakillari yo‘q.

Yulduz to‘dalari va assotsiatsiyalari

Somon Yo‘lida yulduzlarning turli guruhlari mavjud: sharsimon va tarqoq yulduz to‘dalari, shuningdek, yulduzlar assotsiatsiyalari. Bu tizimlardagi yulduzlar umumiy kelib chiqishga ega. Bundan tashqari, Galaktikada harakatlanuvchi yulduz guruhlari uchraydi; ulardagi yulduzlar fazoda bir joyga to‘planmagan bo‘lsa ham, harakat tezliklari o‘zaro yaqin.

Sharsimon to‘dalar

Sharsimon to‘dalarning shakli deyarli shar bo‘lib, ularda minglab, hatto millionlab yulduzlar jamlangan. O‘lchamlari 3 dan 100 parsekgacha. Somon Yo‘lidagi eng yorqin sharsimon to‘da — Omega Sentavr — ning mutlaq yulduz kattaligi −10,4^m, eng xira to‘dalarniki esa taxminan −3^m. O‘rtacha va eng ko‘p uchraydigan ko‘rsatkich −7^m. Sharsimon to‘dalar balj va galoda joylashadi. Ular markazdan 100 kiloparsekgacha bo‘lgan masofada uchraydi, ammo eng ko‘p Galaktika markazida to‘plangan.

Somon Yo‘lidagi sharsimon to‘dalar 11―13 milliard yoshdagi qadimiy jismlardir. Biroq barcha galaktikalarda ham shunday emas: ko‘plarida yosh sharsimon to‘dalar mavjud. Bunday jismlarning metallga boylik darajasi odatda past, hatto −2,5 gacha, lekin ayrim to‘dalarda Quyoshnikidan ham yuqori.

Galaktikada shunday 150 ga yaqin jism ma’lum. Ularning umumiy soni taxminan 200 ta bo‘lishi kerak: ayrimlari yulduzlararo chang ortida yashiringan va kuzatilmaydi.

Somon Yo‘lida sharsimon to‘dalarning ikkita kichik tizimi ajratiladi: metallga boylik darajasi −0,8 dan past bo‘lgan F-to‘dalar yoki galo to‘dalari va undan yuqori bo‘lgan G-to‘dalar yoki disk to‘dalari. Galo to‘dalari deyarli sharsimon simmetriya bilan taqsimlangan, markazdan uzoqroqqacha tarqalgan va yassiroq kichik tizimni hosil qiluvchi disk to‘dalariga nisbatan ko‘proq. Disk to‘dalari, ehtimol, qalin disk.

Tarqoq to‘dalar

Sharsimon to‘dalardan farqli ravishda, tarqoq to‘dalarning shakli kamroq tartibli, yulduzlari siyrakroq. O‘lchamlari taxminan 10 parsek yoki undan kichik, yulduzlari soni esa bir necha o‘ntadan bir necha mingtagacha. Eng xira tarqoq to‘dalarning mutlaq yulduz kattaligi −3^m dan kichik yorqinlikka mos, eng yorqinlariniki esa −9^m ga yetadi. Tarqoq to‘dalar Galaktika tekisligi bo‘ylab taqsimlangan, eng yoshlari esa spiral yenglarda.

jamlangan. Tarqoq to‘dalar asosan yosh jismlar bo‘lib, ko‘pchiligi paydo bo‘lganidan keyin bir necha yuz million yil ichida parchalanadi, ammo ular orasida ancha keksalari ham bor. Shu sababli tarqoq to‘dalarda sharsimon to‘dalarda uchramaydigan yorqin ko‘k yulduzlar mavjud. Ularning metallga boylik darajasi yuqori, o‘rtacha Quyoshnikiga yaqin.

Galaktikada 1200 dan ortiq tarqoq to‘da ma’lum. Biroq bunday to‘dalarni boshqa yulduzlar fonidan ajratish har doim ham oson emas, ular Galaktika diskida bo‘lib, yulduzlararo yutilish kuzatishga xalaqit beradi. Shu sababli barcha tarqoq to‘dalarning ozgina qismi ma’lum.

Yulduzlar assotsiatsiyalari

Yulduzlar assotsiatsiyalari — bitta hududda birgalikda hosil bo‘lgan juda yosh yulduzlar guruhlari. Ularning o‘lchami katta — 80 parsekgacha, shu bois assotsiatsiyadagi yulduzlar o‘zaro gravitatsiya orqali juda kuchsiz bog‘langan va bu tuzilmalar bir necha million yilda parchalanadi. Odatda assotsiatsiyalarda mingtagacha yulduz bo‘ladi, ammo eng yorqin assotsiatsiyalar hatto sharsimon to‘dalardan yorqinroq ko‘rinishi mumkin, chunki ularda umri qisqa bo‘lgan massiv va yorqin yulduzlar mavjud.

Yulduzlararo muhit

Galaktikamiz yulduzlari orasidagi fazo siyrak yulduzlararo muhit bilan to‘lgan. U diskda jamlangan bo‘lib, 99 % gazdan — asosan vodorod va geliydan iborat. Qolgan 1 % chang bo‘lib, u yulduzlararo yutilish va yorug‘likning qutblanishi orqali namoyon bo‘ladi. Yulduzlararo muhitga magnit maydon ham kiradi. Uning kuchlanganligi 3 mikrogauss. Bu qiymat Galaktikadagi gaz harakatiga ta’sir qilish uchun juda kichik, ammo chang zarralarini muayyan yo‘nalishda burib, yorug‘lik qutblanishini yuzaga keltirish uchun yetarli. Yulduzlararo muhitda kosmik nurlar — zaryadlangan zarralar, jumladan, elektronlar va protonlar, ular relyativistik tezliklarda harakatlanadi.

Somon Yo‘lining yulduzlararo muhiti harorati va zichligi jihatidan juda notekis. Issiq gazning harorati million kelvingacha yetishi, sovuq gazniki esa 100 K dan past bo‘lishi mumkin. Konsentratsiya o‘rtacha 1 zarra/sm³ qiymatidan ancha kam bo‘lishi ham, 10¹⁰ zarra/sm³ gacha yetishi ham mumkin; bu, ayniqsa, molekulyar bulutlarda kuzatiladi. Bunday notekislik yulduzlararo muhitning, masalan, yulduz shamoli bilan doimiy o‘zaro ta’siri va o‘ta yangi yulduzlar portlashlari tufayli saqlanib turadi.

portlashlari orqali saqlanadi. Galaktikadagi yulduzlararo muhitning turli fazalari va ularning taxminiy ko‘rsatkichlari
Faza		Konsentratsiya (sm⁻³)	Harorat (K)	Umumiy massa (M_⊙)
Atomar gaz	Sovuq	25	100	4⋅10⁹
Atomar gaz	Iliq	0,25	8000	4⋅10⁹
Molekulyar gaz		1000	≤100	≥3⋅10⁹
Ionlashgan muhit	H II hududlari	1―10⁴	10 000	5⋅10⁷
	Diffuz	0,03	8000	10⁹
	Issiq	6⋅10⁻³	5⋅10⁵	10⁸

Emissiya tumanliklari va o‘ta yangi yulduz qoldiqlari

Galaktikaning ko‘zga tashlanadigan tarkibiy qismlaridan biri — H II hududlari. Ularda shu hududlarning o‘zida shakllanadigan ko‘plab yosh va yorqin yulduzlar joylashgan. Bu yulduzlar atrofidagi gazni ionlashtiradi va H II hududlarining nurlanishiga sabab bo‘ladi. Bunday hududlarning odatiy o‘lchami 50 yorug‘lik yili, eng yiriklarining diametri esa 1000 yorug‘lik yiliga yaqinlashadi. Ulardagi gaz massasi 1—2 M_⊙ dan bir necha minggacha o‘zgaradi. H II hududlari asosan spiral yenglarda jamlangan, ammo yenglar orasida ham uchraydi.

Sayyora tumanliklari tashqi ko‘rinishidan boshqa turdagi tumanliklarga o‘xshaydi va gazining ionlashishi hisobiga nur sochadi. Ular evolyutsiyasini yakunlab, tashqi qobiqlarini tashlagan yulduzlarning qoldiqlaridir. Shuning uchun odatiy o‘lchamlari 1 yorug‘lik yiliga yaqin, gaz massasi esa taxminan 0,3 M_⊙ ga teng. Ular diskning turli qismlarida va galoning ichki hududlarida kuzatiladi. Hisoblarga ko‘ra, Galaktikada taxminan 20 000 sayyora tumanligi bo‘lishi kerak, ammo atigi 1800 tasi ma’lum.

O‘ta yangi yulduz qoldiqlari quyidagi hodisa natijasida yuzaga keladi — o‘ta yangi yulduzlar portlashi. Sayyora tumanliklariga nisbatan ularda gaz massasi ko‘proq, ular tezroq kengayadi va qisqaroq vaqt ko‘rinadi. Shuningdek, ular sinxrotron nurlanishini aynan radio diapazonda hosil qiladi. Butun Galaktikada o‘ta yangi yulduz portlashi taxminan 50 yilda bir marta sodir bo‘ladi.

Qorong‘i materiya

Dinamik ko‘rsatkichlarga (quyiga qarang) asoslanib baholanadigan Somon Yo‘lining umumiy massasi undagi kuzatiladigan moddalar massasidan ancha katta. Bunday holat ko‘pchilik boshqa galaktikalarda ham uchraydi. Bundan Galaktikamizda va boshqalarida qorong‘i materiya mavjud degan xulosa kelib chiqadi. Uning tabiati noma’lum, u bevosita kuzatilmaydi, ammo gravitatsion o‘zaro ta’sirda qatnashadi.

qatnashadi. Qorong‘i materiya Galaktika galosida (yuqoriga qarang) taqsimlangan va qorong‘i galo hosil qiladi. U markazdan 100—200 kiloparsekgacha cho‘ziladi. Galaktikaning ichki qismlarida qorong‘i materiya umumiy massaga katta hissa qo‘shmaydi. Ammo uning zichligi markazdan masofa ortishi bilan $R$ sekin — $R^{-2}$ ga mutanosib ravishda kamaygani sabab Galaktikaning chekkasida qorong‘i materiya ustunlik qiladi va Somon Yo‘lining umumiy massasidagi eng katta ulushni tashkil etadi.

Dinamikasi

Galaktikamiz aylanadi, uning turli kichik tizimlari esa har xil tezlikda harakatlanadi — yassiroq tizimlar tezroq aylanadi. Quyosh disk yulduzlari bilan birga Galaktika markazi atrofida 220 km/s tezlikda aylanadi.

Galaktikaning aylanish egri chizig‘i turli tadqiqotlarda biroz farq qilsa-da, uning umumiy shakli ma’lum. Chiziq yotiq bo‘lib, markazdan o‘nlab kiloparsek masofagacha pasaymaydi. Bu holat qorong‘i materiyaning katta miqdorda mavjudligi bilan bog‘liq. Bundan tashqari, Oort konstantalari yordamida Quyosh atrofidagi aylanish egri chizig‘ining qiyaligini aniqlash mumkin. U kiloparsek uchun taxminan −2 km/s bo‘lib, bu hududda aylanish tezligi deyarli o‘zgarmasligini bildiradi.

Ayrim yulduzlar tezligi diskning aylanish tezligidan farq qiladi, bu farq qoldiq tezlik deyiladi. Yassiroq tizimlarda yulduzlarning umumiy qoldiq tezliklari dispersiyasi eng kichik, 15 km/s gacha bo‘ladi, sferik kichik tizimda esa 100—150 km/s gacha yetishi mumkin. Keksaroq yulduzlarning Galaktika markazi atrofidagi o‘rtacha aylanish tezligi yosh yulduzlarnikidan past, tezliklar dispersiyasi esa kattaroq. Masalan, Quyosh atrofida umr davomiyligi qisqa bo‘lgan O va B yulduzlarida disk tekisligiga tik yo‘nalishdagi tezliklar dispersiyasi 6 km/s, o‘rtacha ancha keksa bo‘lgan G dan M gacha sinfdagi mitti yulduzlarda esa 21 km/s. Buning sababi shundaki, vaqt o‘tishi bilan yulduz tizimlarining tezliklar dispersiyasi yulduzlarning molekulyar bulutlar va spiral yenglar.

bilan o‘zaro ta’siri tufayli ortadi. Yulduzlarning qoldiq tezliklari anizotrop taqsimlangan: barcha kichik tizimlarda Galaktika markaziga yo‘nalgan dispersiya disk aylanish yo‘nalishidagi hamda disk tekisligiga tik yo‘nalishdagi dispersiyadan kattaroq. Bundan tashqari, bu taqsimot Galaktika markazi yo‘nalishiga nisbatan asimmetrik. Bu hodisa verteks og‘ishi deb ataladi. Uning sababi diskdagi spiral yenglar tufayli Galaktikaning gravitatsion potensiali nosimmetrik bo‘lishi deb hisoblanadi.

Mahalliy guruhda

Somon Yo‘li bir necha o‘nlab turli galaktika jamlangan Mahalliy guruh deb ataluvchi, o‘lchami taxminan 2 megaparsek bo‘lgan tizimda joylashgan. Somon Yo‘li va Andromeda galaktikasi ko‘plab ko‘rsatkichlar bo‘yicha Mahalliy guruhning ikki ustun galaktikasidir. Andromeda Galaktikamizdan kattaroq va yulduzlari ko‘proq, ammo ulkan qorong‘i materiya galosi tufayli Somon Yo‘lining massasi Andromedanikiga tenglashishi yoki undan ham katta bo‘lishi mumkin. Yana bir jism — Uchburchak galaktikasi — guruhdagi uchinchi yirik galaktikadir.

Yo‘ldoshlar

Galaktikamiz yigirmadan ortiq yo‘ldosh galaktikasi bilan birgalikda Mahalliy guruhdagi Somon Yo‘li kichik guruhini hosil qiladi. Uning o‘lchami 300 kiloparsek. Eng yirik va mashhur yo‘ldoshlar — Katta va Kichik Magellan Bulutlari. Ularda yulduzlar hosil bo‘lishi davom etmoqda va yorqin yosh yulduzlar mavjud. Qolgan yo‘ldoshlar — mitti sferoidsimon galaktikalar bo‘lib, ularda yangi yulduzlar hosil bo‘lmaydi. Ular ko‘rinadigan yulduz turkumlari nomi bilan ataladi, masalan, Pech galaktikasi, Haykaltarosh galaktikasi va Nasos galaktikasi.

Shakllanishi va evolyutsiyasi

Katta portlash 13,7 milliard yil avval sodir bo‘lgan. Taxmin qilinishicha, dastlabki Koinotda zichlikning birlamchi tebranishlari tufayli kichik qorong‘i materiya galolari paydo bo‘lgan. Ularning massasi taxminan 10⁷ M_⊙ bo‘lgan. Bu jismlar Koinotdagi gazni to‘plab, o‘zaro to‘qnashish natijasida protogalaktikalarni hosil qilgan. 13 milliard yil avval Galaktikamizda yulduzlar shakllana boshlagan. Ungacha u butunlay gaz va qorong‘i materiyadan iborat edi. Galaktikaning balj, galo, yupqa va qalin disk (yuqoriga qarang) kabi qismlari turli davrlarda va turli yo‘llar bilan shakllangan. Galaktikamiz paydo bo‘lgan davrda Koinot Katta portlashda hosil bo‘lgan elementlar — — vodorod, , geliy, ularning izotoplari — deyteriy va geliy-3 hamda litiy-7 dan iborat bo‘lgan. Og‘irroq elementlarning aksariyati esa keyinchalik hosil bo‘lgan — yulduzlarda.

Katta portlashdan keyin 4 milliard yildan kamroq vaqt ichida balj shakllangan. Unda yulduzlar juda tez hosil bo‘lib, jarayon 0,5 milliard yildan kam vaqtda yakunlangan. Shu sababli balj yulduzlarida temirga nisbatan alfa-elementlar ortiqcha (yuqoriga qarang). Shu davrda, ammo uzoqroq — taxminan 1—2 milliard yil davomida galoda oz miqdorda yulduzlar shakllangan. Disk keyinroq, Katta portlashdan so‘ng 4—5 milliard yilga kelib paydo bo‘lgan. Shundan keyin yulduzlar asosan diskda, oz qismi esa baljda shakllangan.

Disk ichkaridan tashqariga qarab shakllangan deb hisoblanadi: uning ichki qismlarida yulduzlar hosil bo‘lishining xarakterli muddati 2 milliard yil, tashqi qismlarida esa 10 milliard yil yoki undan ortiq bo‘lgan. Bu disk yulduzlarining metallga boylik gradientini tushuntiradi (yuqoriga qarang). Qalin disk yupqa diskdan avval shakllangan. Birinchisi 8 milliard yil avval shakllanib bo‘lgach, yulduzlar hosil bo‘lishi deyarli bir milliard yilga to‘xtagan. 7 milliard yil avval bu jarayon qayta boshlangan va deyarli o‘zgarmas sur’atda hozirgacha davom etmoqda; yangi yulduzlar faqat yupqa diskda hosil bo‘lmoqda. Galaktikamiz evolyutsiyasiga akretsiya orqali tashqaridan yiliga taxminan 3 M_⊙ miqdorda keladigan gaz ta’sir qiladi; bu yulduzlar hosil bo‘lishiga sarflangan gazning o‘rnini to‘ldiradi.

So‘nggi 12 milliard yil ichida Galaktikamiz boshqa yirik galaktikalar bilan qo‘shilishlarni boshdan kechirmagan. Bunday to‘qnashuvlar tarixi odatiy emas va Somon Yo‘lini boshqa galaktikalardan ajratib turadi. Masalan, 11 milliard yil avval Somon Yo‘li Kraken galaktikasi bilan qo‘shilgan; uning massasi Somon Yo‘li massasining taxminan 3 % qismini tashkil etgan. Ayrim hisob-kitoblarga ko‘ra, dastlabki Koinotda bo‘lgan qo‘shilishlarni hisobga olmaganda, bu eng yirik qo‘shilish bo‘lishi mumkin. Boshqa baholashlarda esa Gayya-Enselad bilan qo‘shilish yirikroq, uning massasi Somon Yo‘li massasining 6 % qismiga teng bo‘lgani aytiladi. Somon Yo‘lida dastlab shu galaktikalarda hosil bo‘lgan, mos ravishda, kamida 13 va 20 ta sharsimon yulduz to‘dasi bor deb hisoblanadi.

Kelajagi

Somon Yo‘li va Andromeda galaktikasi qo‘shilishining modeli

Galaktikamizning yo‘ldoshi — Katta Magellan Buluti bilan to‘qnashuvi va qo‘shilishi hisob-kitoblarga ko‘ra kelajakda, 2,4 milliard yildan keyin sodir bo‘ladi. Natijada Somon Yo‘lining ayrim ko‘rsatkichlari massasi o‘xshash galaktikalar uchun odatiyroq bo‘ladi: masalan, o‘rtacha metallga boylik darajasi galoda ortadi, shuningdek, Galaktika markazidagi o‘ta massiv qora tuynukning massasi ham ortadi.

Bundan tashqari, kelajakda, ehtimol, Somon Yo‘li va Andromeda galaktikasining to‘qnashuvi sodir bo‘ladi. Chunki Andromeda galaktikasi bilan Somon Yo‘li taxminan 120 km/s tezlikda yaqinlashmoqda va Andromedaning tangensial tezligi yetarlicha kichik. To‘qnashuv 4 milliard yildan keyin sodir bo‘ladi, galaktikalarning qo‘shilishi yana 2 milliard yil davom etadi. Natijada elliptik galaktika hosil bo‘ladi. Yulduzlar zichligi kam bo‘lgani sabab alohida yulduzlar to‘qnashuvi ehtimoli juda past, ammo Quyosh tizimi hosil bo‘lgan galaktika markazidan ancha uzoqqa uloqtirilishi mumkin. To‘qnashuvda Uchburchak galaktikasi ham qatnashadi. Hatto Somon Yo‘li Andromedadan oldin shu galaktika bilan to‘qnashishi ham mumkin.

O‘rganilish tarixi

XX asrgacha

Somon Yo‘li qadimdan ma’lum. Klavdiy Ptolemey I—II asrlarda yashagan va uni batafsil tasvirlagan. Biroq faqat 1610-yilda Galileo Galiley Galaktika yulduzlardan iborat degan to‘g‘ri xulosaga birinchi bo‘lib kelgan. U teleskop orqali kuzatib, Somon Yo‘li tasmasining tarqoq yorug‘ligini ko‘plab xira yulduzlar hosil qilishini aniqlagan.

Somon Yo‘lida yulduzlarning taqsimlanishi haqidagi ilk taxminlar Tomas Raytga tegishli. U ikkita modelni taklif qilgan: «ilohiy markaz» atrofida aylanuvchi yulduzlardan iborat disk va yulduzlarning sharsimon qobig‘i. Quyosh tizimi shu disk yoki qobiq ichida joylashgani Somon Yo‘lining kuzatiladigan shaklini tushuntirgan. Rayt ishlariga tayanib, Immanuil Kant 1755-yilda Somon Yo‘li «ulkan tortish kuchiga ega» jism atrofida aylanuvchi yulduzlar diskidan iboratligini asoslovchi risola e’lon qilgan. Rayt va Kant kuzatiladigan ba’zi tumanliklar ham son-sanoqsiz yulduzlardan iborat boshqa «somon yo‘llari» ekanini taxmin qilishgan.

Galileydan bir yarim asr keyin, 1784—1785-yillarda Uilyam Gershel kuzatuv ma’lumotlari asosida Somon Yo‘lining o‘lchami va shaklini miqdoriy aniqlashga ilk bor uringan. U butun osmon bo‘ylab turli yo‘nalishlardagi yulduzlar sonini sanab, Galaktikamiz yassilangan disk shaklida degan xulosaga kelgan. Gershel Galaktika o‘lchamlarini ham baholamoqchi bo‘lgan: o‘sha davrda yulduzlar orasidagi o‘rtacha masofa noma’lum bo‘lgani sababli aynan shu masofani o‘lchov birligi sifatida olgan. Natijada Somon Yo‘li diametri yulduzlar orasidagi o‘rtacha masofaning 800 baravariga, qalinligi esa 150 baravariga teng degan. Bu 1800 parsek diametr va 340 parsek qalinlikka to‘g‘ri keladi. O‘shandan beri qalinlik bahosi kam o‘zgargan, ammo diametr ancha past baholangan edi. Bundan tashqari, Gershel Quyosh Galaktika markaziga yaqin joylashgan degan noto‘g‘ri xulosaga kelgan.

Galaktika o‘lchamini deyarli shu usulda baholashga yana bir urinishni Vasiliy Struve 1847-yilda amalga oshirgan. Bu vaqtgacha ba’zi yulduzlargacha masofa allaqachon aniqlangan edi. Xususan, 1838-yilda Fridrix Bessel birinchi marta parallaksni yulduzda — 61 Oqqush — o‘lchab, ungacha masofa 3,3 parsek ekanini aniqlagan. Struve Galaktika kattaligini kamida 4 kiloparsek deb baholagan hamda yulduzlararo yutilish mavjudligini taxmin qilgan. Shuningdek, u Galaktika tekisligidan uzoqlashgan sari yulduzlar konsentratsiyasi kamayishini sezgan.

XX asr

XX asr boshida Somon Yo‘li o‘lchamini aniqlashga urinishlar davom etgan. Xususan, Gyugo Zeliger va Yakobus Kapteyn kuzatuvlar uchun fotoplastinkalardan foydalanib, Galaktikamiz o‘lchamini bir necha marta baholashgan. Zeligerning 1920-yildagi va Kapteynning 1922-yildagi so‘nggi baholari mos ravishda 14,4×3,3 va 16×3 kiloparsekni tashkil etgan. Ikkala modelda ham Gershel kabi Quyosh markaz yaqinida joylashgan deb xato taxmin qilingan. O‘sha davr astronomlari yulduzlararo yutilish kuzatuvlarga ta’sir qilishini tushunishgan, ammo uni aniq o‘lchay olishmagan.

1917-yilda Xarlou Shepli Somon Yo‘li o‘lchamini boshqa usul — sharsimon yulduz to‘dalari taqsimlanishi orqali aniqlagan. U to‘dalargacha masofani ulardagi sefeidalarni kuzatib o‘lchagan. Natijada Shepli Galaktika o‘lchami 100 kiloparsek, Quyoshning uning markazigacha masofasi esa 13 kiloparsek degan xulosaga kelgan. Ikkala qiymat ham ortiqcha baholangan bo‘lsa-da, Shepli Quyosh Galaktikamiz markazidan uzoqda joylashganini birinchi bo‘lib ko‘rsatgan.

O‘sha paytda Shepli ham, olimlarning aksariyati ham butun Koinot barcha ko‘rinadigan jismlarni o‘z ichiga oluvchi Galaktikamiz bilan cheklanadi deb hisoblashgan. 1920-yilda Buyuk bahs — Shepli va Geber Kyortis o‘rtasida Galaktika o‘lchamlari, undagi Quyoshning joylashuvi va boshqa masalalar yuzasidan munozara bo‘lib o‘tgan. Xususan, Kyortis Shepli masofalarni to‘g‘ri o‘lchagan deb hisoblamagan. Kyortis modelida Galaktika ancha kichik, Quyosh uning markaziga yaqin bo‘lgan, Andromeda galaktikasi kabi ayrim jismlar esa uning tarkibiga kirmagan. Aslida Shepli ham, Kyortis ham qisman haq bo‘lib chiqqan.

Koinot faqat Galaktikamiz bilan cheklanmasligini Edvin Xabbl 1924—1925-yillarda isbotlagan. Xabbl bir nechta galaktikadagi sefeidalarni kuzatib, ulargacha bo‘lgan masofani aniqlagan. Bu masofalar Somon Yo‘lining hatto Shepli oshirib baholagan o‘lchamidan ham ancha katta bo‘lgan. Shu tariqa ayrim tumanliklar Galaktikamizdan tashqarida joylashgani va alohida yulduz tizimlari ekani isbotlangan.

1925-yilda Bertil Lindblad Quyoshga nisbatan katta tezlikda harakatlanuvchi yulduzlarning tezliklari asimmetrik taqsimlanganini va ular Quyoshga nisbatan bir yo‘nalishda harakatlanishini payqagan. U sharsimon to‘dalarda ham shuni kuzatgan. Lindblad buni Quyosh va uning atrofidagi aksar yulduzlar Galaktika markazi atrofida aylanuvchi yassi diskda joylashgani, sharsimon to‘dalar va yulduzlarning kichik qismi esa deyarli aylanmaydigan sharsimon kichik tizimni hosil qilishi bilan izohlagan. Shu sababli bu tizim jismlari Quyoshga nisbatan bir tomonga yo‘nalgan katta tezliklarga ega. 1927—1928-yillarda Lindblad va Yan Oort Galaktika Shepli aniqlagan sharsimon to‘dalar tizimi markaziga mos keladigan markaz atrofida aylanishini isbotlashgan. Shuningdek, aylanish qattiq jismniki kabi emas, balki differensial ekanini aniqlashgan.

1944-yilda Valter Baade Galaktika diski va sferoidsimon tizimidagi yulduzlar farqlanishini aniqlab, ularni I va II populyatsiyalarga ajratishni joriy qilgan. 1940-yillarga kelib Somon Yo‘lida disk, balj va galo ajratila boshlangan. 1950-yillarda esa yulduzlar populyatsiyalari kimyoviy tarkibi bilan ham farq qilishi aniqlangan. 1953-yilda Quyosh yaqinida Galaktikaning spiral yenglari qismlari, keyingi yilda esa butun Galaktikaning spiral tuzilishi topilgan. 1950-yillarning oxirida Galaktika markazida joylashgan Qavs A radioto‘lqin manbasi aniqlangan. Bar esa Galaktikamizda ilk bor faqat 1991-yilda topilgan.

Galaktikamizni o‘rganishda muhim rol o‘ynagan kosmik teleskop — Hipparcos. U 1989-yilda uchirilgan. Uning yordamida ko‘plab yulduzlarning joylashuvi, xususiy harakatlari va masofalari o‘lchangan. 120 ming yulduz uchun xususiy harakat va masofa 10 % dan yuqori aniqlikda, 2,5 million yulduz uchun esa pastroq aniqlikda o‘lchangan. Bu natijalar oldingi barcha natijalardan ancha ustun bo‘lib, ayniqsa, Quyosh atrofi haqidagi ma’lumotlarni aniqlashtirish imkonini bergan.

XXI asr

Somon Yo‘lini o‘rganishga osmonning turli keng ko‘lamli kuzatuvlaridan olingan ma’lumotlar ham ta’sir qilgan. Masalan, 2MASS, 2000-yillarda bajarilgan butun osmonning infraqizil kuzatuvi natijasida yulduzlararo yutilish sababli o‘rganish qiyin bo‘lgan Galaktika markaziy qismlarini batafsil tekshirish imkoni paydo bo‘lgan. Xususan, 2MASS ma’lumotlari bar mavjudligini tasdiqlagan va kichikroq ikkilamchi barni aniqlashga yordam bergan. Sloan raqamli osmon sharhi yordamida Galaktikaning turli tuzilish ko‘rsatkichlari aniqlashtirilgan va galoda yangi yulduz oqimlari kashf etilgan.

Bundan tashqari, turli spektroskopik kuzatuvlar Galaktikaning kimyoviy evolyutsiyasini batafsil o‘rganishga imkon bergan. Millimetrli va submillimetrli diapazondagi kuzatuvlar natijasida yulduzlararo muhitda turli molekulalar aniqlangan. Hisoblash texnikasining rivojlanishi esa galaktikalarning shakllanishi va evolyutsiyasi jarayonlarini modellashtirishga imkon bergan.

Kosmik teleskop Gaia 2013-yilda uchirilgan va Hipparcos teleskopining davomchisiga aylangan. Gaia Galaktika yulduzlarining joylashuvi va xususiy harakatlarini avvalgi teleskopga qaraganda 200 baravar aniqroq o‘lchaydi va ancha xira jismlarni kuzata oladi. Teleskop 2014-yilda ishga tushgan, birinchi Gaia DR1 katalogi 2016-yilda e’lon qilingan va unda 1,1 milliarddan ortiq jism qayd etilgan. 2022-yilda ma’lumotlar to‘plami — Gaia DR3^[nem.], e’lon qilingan bo‘lib, unda 1,8 milliarddan ortiq obyekt 21- yulduz kattaligigacha qayd etilgan. Ulardan 1,4 milliardi uchun faqat osmondagi koordinatalar emas, balki parallaks va xususiy harakat ham o‘lchangan. 470 million yulduzning past aniqlikdagi spektri olingan, 217 million yulduzning esa spektral sinfi aniqlangan.

Madaniyatda

Somon Yo‘li qadimdan turli xalqlar madaniyati, dini va falsafasida muhim o‘rin tutgan. Yevropa tillarida keng tarqalgan «Somon Yo‘li» nomi yunon-rim mifologiyasidan kelib chiqqan. Eng mashhur afsonalardan biriga ko‘ra, Gera — Zevsning xotini — erining nikohsiz tug‘ilgan farzandlarini emizishdan bosh tortgan. Bir kuni Gera uxlab yotganida Germes uning ko‘kragiga Geraklni tutgan. Bola ema boshlagach, Gera uyg‘onib, uni itarib yuborgan. Shunda ko‘kragidan sachragan sut Somon Yo‘liga aylangan. Shu syujet asosida turli rassomlar, jumladan, Rubens va Tintoretto kartinalar yaratgan. «Galaktika» so‘zi ham shu afsonaga bog‘liq bo‘lib, qadimgi yunoncha Κύκλος Γαλαξίας ifodadan kelib chiqqan va «sutli doira» degan ma’noni anglatadi.

Ko‘pgina tillarda Somon Yo‘lining nomi so‘zma-so‘z boshqacha tarjima qilinadi, u kalka, ya’ni «Somon Yo‘li»ning bevosita tarjimasi emas va kelib chiqishi mutlaqo boshqacha. Ayrim madaniyatlarda Somon Yo‘li xudolar va halok bo‘lgan qahramonlar uchun samoviy yo‘l sifatida tasavvur qilingan. Xitoy mifologiyasida Somon Yo‘li sevishgan to‘quvchi qiz va podachini bir-biridan ajratib turuvchi kumush daryo sifatida tasvirlanadi; ular yorqin Vega va Altair yulduzlari bilan ifodalanadi. Avstraliya aborigenlari afsonalarida Somon Yo‘li yomg‘ir va hosildorlik keltiradigan ilon sifatida qaraladi. Atsteklar ham Somon Yo‘lini ilon, mayyalar esa dunyo daraxti sifatida tasavvur qilgan.

Adabiyotlar

Novikov N. B. Fanni o‘zgartirgan 1000 ta o‘xshatish (daholikka yangicha nazar) (rus.). — Moskva, 2010. — 878 b.
Surdin V. G. Galaktikalar. — 2-nashr, tuzatilgan va to‘ldirilgan. — Moskva: Fizmatlit, 2017. — 432 b. — ISBN 978-5-9221-1726-5.
Yefremov Yu. N. Somon Yo‘li. — Fryazino: Vek 2, 2006. — 64 b. — («Bugungi fan»). — ISBN 5-85099-156-5.
Binni J., Merrifild M. Galaktika astronomiyasi. — Prinston: Princeton University Press, 1998. — 816 b. — ISBN 978-0-691-23332-1.
van den Berg S. Mahalliy guruh galaktikalari. — Kembrij; Nyu-York: Cambridge University Press, 2000. — 348 b. — ISBN 978-1-139-42965-8.
Uoller V. H. Somon Yo‘li: ichkaridan qarash. — Prinston: Princeton University Press, 2013. — 316 b. — ISBN 978-0-691-12224-3.
Komb F., Lekyo J. Somon Yo‘li: tuzilishi, dinamikasi, shakllanishi va evolyutsiyasi. — Lez-Yuli: EDP Sciences, 2016. — 195 b. — ISBN 978-2-7598-1915-7.
Blend-Xotorn J., Frimen K., Matteuchchi F. Galaktika va Mahalliy guruhning kelib chiqishi / Mur B., Shveysariya astrofizika va astronomiya jamiyati. — Berlin; Xaydelberg: Springer Berlin Heidelberg, 2014. — viii, 254 b. — (Saas-Fee ilg‘or kursi, 37). — ISBN 978-3-642-41719-1.