O’zbekiston respublikasi xalq ta’limi vazirligi

1.4. Hozirgi zamon tasavvuriga ko’ra koinot rivojlanishi
Hozirgi zamon tasavvuriga ko’ra koinot boshlang’ich rivojlanish paytida siyraklangan gaz bilan to’la bo’lgan Gravitatsion ta’sir tufayli quyuqlanish sohalar paydo bo’lgan bu quyuqlanish sohalar alohida massaga ega bo’lgan bulutlarni hosil qilgan ayrim bulutlar aylanish momentiga ega bo’lib markazga tomon yanada quyuqlana borgan, bulardan keyinchalik spiralsimon galaktikalar paydo bo’lgan ayrimlari deyarli amalda aylanmagan. Bular elliptik galaktikalar hosil bo’lishiga olib kelgan markaziy quyuqlanishiga ega bo’lmay aylanish momentiga ega bo’lgan bulutlar noto’g’ri galaktikalar hosil bo’lishiga olib kelgan.
Quyosh va yulduz sistemalari, yulduzlararo chang va gaz, atom va kosmik zarachalardan iborat ma’lum strukturali o’zaro dinamik bog’liq sistemaga Galaktika deyiladi. Katta teleskoplar yordamida aniqlanishicha, 75 mlnga yaqin Galaktikaga o’xshash sistemalar mavjudligi ma’lium. Ularga Galaktikadan tashqari tumanliklar yoki Galaktikalar deyiladi. Galaktika umumiy ko’rinishi va katta – kichikligi jihatidan mashhur Andromeda tumanligi bilan bir xil. Quyosh sistemasi Gallaktika ichida bo’lganligidan biz uning umumiy ko’rinishini bevosita to’la tassavur qila olmaymiz. Gallaktika shaklini dastlab uch o’qli Ellinsond deb qabul qilish mumkin. Uning simmetriya tekisligi - galaktik tekisligi taxminan Somon yo’lining o’rtasidan o’tadi. Gallaktik tekisligi osmon sferasi bilan osmon ekvatoriga 62⁰ burchak ostida og’gan holda kesishib Galaktik ekvatorni hosil qiladi. Undan 90⁰ uzoqlikda joylashgan nuqtalar Galaktika qutublari deyiladi. Galaktika shimoliy qutibdan qaralganda Galaktika markazi yo’nalishidan boshlab soat milining harakat yo’nalishiga teskari yo’nalishda galaktik ekvator bo’ylab hisoblanadigan hamda yoritgich va Galaktika qutbidan o’tuvchi katta aylanaga bo’lgan burchakli masofa galaktik uzunlama deyiladi va l harfi bilan belgilanadi. Yoritgichning galaktik ekvatordan burchakl;I balandligi uning Galaktik kenglamasi deyiladi va b harfi bilan belgilanadi. ( l , b.) gallaktik koordinatalar sistemasi deyiladi.
Osmon sferasining har xil yo’nalishdagi maydonchalarida turli ravshanlikdagi yulduzlarning sonini hisoblash, yulduzlarning to’da – to’da bo’lib joylashishlarini tekshirish, infraqizil va radiato’lqinlarni kuzatish usullari yordamida Galaktikada materiyaning taqsimlanish qonunlari o’rganiladi.
Galaktikadagi turli – tuman ob’ektlar ularning joylashishiga qarab uch turga bo’linadi. Galaktik tekislikda yaqin joylashgan jismlarni tekislik tashkil etuvchilar, Gallaktika qutublariga yaqin va uni har tomonlama o’rab turuvchi jismlarni sfera tashkil etuvchilar deyiladi. Qolgan boshqa jismlar oraliq tashkil etuvchilarga kirgan har xil obektlar qism sistema deyiladi. Galaktikada markaziy qism diametrik – 1,3 kns bo’lgan yadro mavjud. Yadroni chang, gaz tumanliklari o’rab turganligi va yulduzlar ko’p bo’lganligi sababli uni antiqaviy asboblar yordamida qurib bo’lmaydi. Yadroning o’rtacha zichligi quyosh atrofidagi yulduzlar zichligidan taxminan ikki barobar ortiq. Markaziy qism kuchli radionurlanishga ega bo’lib, yadroning fizikaviy tabiati haqida ma’lumotlar asosan ana shu radionurlanishni kuzatish yordamida olinadi.
Undan so’ng galaktikaning massif yoki missif emasligiga bog’liq ravishda har xil yo’nalishlar bo’ylab harakatlangan massif galaktikalarda evolyutsiya tezroq boradi. Agar aylanish momenti katta bo’lsa Sb Galaktikalar nisbatan pastroq bo’lsa, Sb Galaktikalar kichik bo’lsa Sa Galaktikalar paydo bo’lgan.
Bizning Galaktikamiz misolida spiral galaktikalarning mumkin bo’lgan evolyutsiyasini qarash mumkin. Yulduzlarning 1-avlodi har xil yashash davriga ega. Kichik massali yulduzlar hozir ham mavjud massaga kattaroq bir necha Quyosh massasiga ega bo’lgan yulduzlar o’z hayotini tezroq yashagan yulduzlar qancha massif bo’lgan modda uning markaziga qarab shuncha siqiladi. Siqilish darajasiga bog’liq ravishda markaziy qismida harorat shuncha yuqori bo’ladi. Chunki siqilgan moddalar termoyadro reaksiyasi shuncha tez ketadi. Ularning quvvati shuncha yuqori 10¹⁵, 10¹⁶ K yadro yoqilg’isi tezroq yonadi va bunday yulduzlar o’zi bilan (yulduzlar) og’ir elementlar bilan boyitiladi, va massasi bunday yulduzlar o’zidan modda chiqarib turadi. Ular yerdagi kuzatuvchiga o’ta yangi yulduzning chaqnashi bo’lib ko’rinadi. Yulduzlar evolyutsiya vaqtida chiqargan gazi bilan 1-avlod yulduz tarkibiga kirmagan gaz modda tortishish ta’sirida Galaktika tekisligida konsentratsiyalanadi, gazning zichligi katta bo’lgan joylarda yana gaz quyuqlanishlar hosil bo’lgan bulardan esa yangi yulduzlarda og’ir elementlarning miqdori boshqa avlod yulduzlariga nisbatan yuqori bo’ladi.
Xozirgi vaqtda Galaktikamiz tarkibiga kiradigan obyektlarning yoshiga og’ir elementlarning miqdoriga va fazodagi taqsimlanishiga qarab bir necha sistemachalarni kuzatadilar. Bu sistemalar Galaktikaning evolyutsiyasini nomoyish qilgandek bo’ladi. Yulduzlar aro gaz doimo siqilib boradi. Uning fazoviy taqsimlanishi sferik ko’rinishdan yassi ko’rinishga o’zgaradi. ulardan paydo bo’lgan yulduzlar Galaktikaning sferik va yassi sistemachalarini hosil qiladi. Nisbatan zichroq gaz yassi sistemada saqlanadi va u boshqa siqilmaydi. Siqilishga magnit maydon bosimi va kosmik nurlar qarshilik ko’rsatadi. Sistemacha qancha yupqa bo’lsa uni tashkil etuvchi yulduzlarning soni shuncha katta bo’ladi. yosh yulduzlar Galaktikaning markaziy sohasida bo’lib ular aylanish momentiga ega bo’lmagan gaz bulutlari 2 – avlod yulduzlar hosil qilgan.
Spiral Galaktika massif bo’lsa tortishish kuchlari shuncha spiralni kuchliroq tortadi. Shuning uchun massif Galaktikalarda ingichka. Ularda yulduz ko’proq gaz kamroq bo’ladi. M31 Galaktikada spiralning qo’llari juda ingichka, M33 tumanlikda esa o’rtacha o’lchamga ega bo’lgan qo’llar kuzatiladi, tipiga bog’liq ravishda spiral Galaktikalarning yulduzlari har xil hosil bo’lish tezligiga ega, eng katta tezlik Sc tipidagi Galaktikada elliptik yulduz sistemalarda evalyutsion jarayon sodda bo’lish kerak chunki ularda modda yuqori aylanish momenti va magnit maydonga ega emas. Shunga ko’ra bunday sistemada gazning hammasi sferik sistemalarning yulduzlar hosil bo’lishiga olib keladi.
Elliptik Galaktikalarda yulduz bo’lish surati o’ta yangi yulduzlar chiqayotgan gazning miqdoriga bog’liq. Yulduzlar yuqotgan gazning yillik miqdori massasi 10¹¹ Galaktikalarga kelib tushadigan yulduzlarning massasi 0,1m₀ bo’ladi. shuningdek hisoblashlar shuni ko’rsatadigan elliptik Galaktikalarning markaziy qismi, yosh yulduzlardan iborat, bo’lganligi sababli chekkasiga qaraganda havo rangliroq bo’ladi.
Xulosa qilib aytganda sonli Galaktikalardagi har xil ravshanligining, evolyutsiyasining yorug’lik bir necha milliard yilda kelayotgan, undan juda (yuqori) uzoq va yaqin joylashgan yulduzlarning taqqoslash yo’li bilan solishtirish mumkin.
Galaktikamiz paydo bo’lishi va dinamikasi haqida gapirar ekanmiz – yulduzlar tug’ulgunga qadar bo’lgan uning holatini protoyulduzlar deb ataganimiz kabi, hali malum turdagi galaktika holiga yetib kelmagan, boshlang’ich gazsimon tumanlikni qisqacha protogalaktika deb atashga kelishib olaylik. Demak, bundan qarib 15-17 milliard yil burun bizning galaktikamiz vodorod va geliydan iborat ulkan gaz buluti holatida bo’lib, boshqa protogalaktika bilan gravitatsion ta’sir ostida ma’lum o’q atrofida aylanish qobuliyatiga ham erishib bo’lgan deb hisoblash mumkin. Bu holatda protogalaktikadagi gazning o’rtacha zichligi hozirgi kuzatilayotgan galaktikalararo fazodagi zichlikdan keskin farq qilib, uning qiymati 10^-27 gr/sm³ ga teng bo’lishi kerak. hozirgi vaqtda galaktikamizning o’rtacha zichligi 10^-24 gr/sm³ ni tashkil qiladi. Bunday holatga yetib kelish uchun protogalaktikamiz o’lchami shu kundagi galaktikamiz o’lchamidan kamida
1marta katta bo’lishi zarur, chunki shundagina gravitatsion siqilish natijasida boshlang’ich zichlik ming marta oshadi (sababi zichlik masofaning kubiga teskari proporsionaldir). Demak, o’sha davrda protogalaktikamizning radiusi tahminan 100 – 120 km.ga teng bo’lgan. Bu radiusning aniqroq qiymatini topish uchun protogalaktikaning aylanish o’qi yo’nalishi va bu o’qqa perpendikulyar yo’nalish bo’yicha vaqt ichida yuz berishini hisobga olish zarur. Shuni ham ta’kidlab o’tish kerakki, yulduzlarning vujudga kelishi gravitatsion siqilish oqibatida ro’y bersa, ulkan massali galaktikalarning paydo bo’lishida gravitatsion siqilish undan ham muhim rol o’ynaydi. Protogalaktikalarning boshlang’ich temperaturasi o’n ming gradusga yaqin bo’ladi. Bu temperatura qiymatida gazning bosim kuchi protogalaktikaning siqilishiga halaqit bermaydi. Protogalaktikaning bunday modeli evolyutsiyasi birinchi bo’lib 60 – yillar boshida O.Eggen, D.Linden – Bell va A. Sendij tomonidan batafsil o’rganib chiqilgan. Bu modelning gravitatsion siqilish uzluksiz davom etib, yulduzlarning tug’ilishi jarayoni katta masshtabdan kichik masshtabga o’tib boradi deyish mumkin. Protogalaktika hamma zarralar uning markazi tomon deyarli erkin tushib, bu davrda sistemaning aylanish momenti katta ahamiyatga ega bo’lmagan. Lekin protogalaktika o’lchami kamaygan sari markazidan qochma kuchning qiymati oshib borib, ma’lum vaqtdan so’ng uning aylanish o’qiga perpendikulyar bo’lgan yo’nalish bo’yicha siqilish asta sekin to’xtaydi. Lekin aylanish o’qi yo’nalishida siqilish jarayoni davom etaverib, nihoyat gardishsimon yupqa qatlam vujudga keladi.
Oxirgi o’n yil ichida kuzatuvlar orqali qator yangi ma’lumotlar qo’lga kiritildi. Masalan, Galaktikamiz tarkibi, massasi va boshqa parametrlari bo’yicha u turlicha bo’lgan alohida kampanentlar – yadro, balj, disk, galo, toj kabilar yig’indisidan iborat ekanligi ma’lum bo’ladi. Og’ir elementlar miqdori galadagi yulduzlar tarkibida juda kam, tekislik tashkil etuvchi qismyulduzlarida esa, aksincha, ko’p miqdorda ekan. Quyosh o’rin olgan joyda gardishsimon qatlam aylanishining chiziqli tezligi galoning aylanish tezligidan 5 – 6 marta kattaligi ma’lum bo’ldi va h.k.
Nazariy tadqiqotlarga ko’ra, protogalaktikaning siqilishi boshlanishi bilan gravitatsion beqarorlik natijasida undan turli quyuqlanishlar va bo’laklar vujudga kelib, ular massasi oralig’ida bo’lishi mumkin. Bu bulutlar markaz tomon osongina tushib borib, ba’zilari bir – birlari bilan o’z xususiy harakatlari tufayli to’qnashib ketadilar. To’qnashish natijasida paydo bo’lgan yangi bulutlar yulduzlar tug’ulish yanada tezroq sodir bo’ladi. Buning oqibatida birinchi yulduzlar va ularning to’dalari tug’ila boshlaydi. Protogalaktika evolyutsiyasi davrida eng katta bo’lgan yulduzlarning hayot yo’li juda qisqa ekanligini biz yaxshi bilamiz. Ularning markazida termoyadro reaksiyalari tugagandan so’ng yangi yulduz portlashi ro’y beradi. O’ta yangi yulduzlar tufayli esa protogalaktika gazining tarkibida og’ir elementlar miqdori keskin ravishda oshib ketadi. Shuning uchun kamroq vujudga keladi yulduzlar tarkibida qator og’ir metallar hamda azot, kislorod, uglerod kabi elementlar nisbatan ko’proq bo’ladi. Bu elementlar protogalaktika siqilish davrda uning markazi tomon yig’ilib borishga intiladi.
Demak, Galaktikamizning markaziy qismlariga yaqinlashganimiz sari uchraydigan yulduzlar tarkibida o’g’ir elementlar miqdori oshib borishi kerak. Galaktikamiz evolyutsiaysi va dinamikasini o’rganishda nazariy tatqiqotlar mihim rol o’ynaydi. Sababi shundaki, uning tarkibiy qismlarida yirik masshtabda biror dinamik jarayon sodir bo’lishi uchun eng kamida bir necha o’n million yil kerak. Amaliy astrofizika yoki boshqa kuzatuv metodlari yordamida bunday jarayonlarini bevosita o’rganishning hech qanday imkoniyati yo’q. lekin, ko’pincha, nazariy tekshirishlar natijasi to’g’ri yoki hato chiqqanini eng oxirida kuzatuvlar bilan solishib aytib berish mumkin. Galaktikamiz evolyutsiyasiga bog’liq holatlarini, spiral tarmoqlar muammosini va qator kuzatuv natijalarini tekshirib hal etishda, uning o’zini hamda tashkil etuvchi qismlarning muvozanat va nostatsionar hollaridagi modellarini nazariy ravishda tuzish, har birining dinamikasini va turg’unlik masalasini alohida o’rganish talab qilinadi. Bu ilmiy ishlar oxirgi yo’llar mobaynida Toshkent Davlat Universitetining astronomiya kafedrasida ham keng ko’lamda olib borilmoqda. Qo’lga kiritilgan muhim natijalardan bazilarini aytib o’tadigan bo’lsak, birinchi o’rinda Galaktikamizning turlitashkil etuvchi qismlarining modeli va evolyutsiyasi bosqichi to’g’risida to’xtatib o’tish kerak.
Umuman olganda, kuzatilayotgan yulduz sistemasining yoki uning nazariy ravishda tuzilgan noto’g’ri modellarining evolyutsiya bosqichi qanday holatda ekanligini bilish katta ahamiyatga ega. Buni aniqlash uchun bevosita kuzatuv yordamida yoki nazariy hisoblashni ham qo’llab hisoblash topish mumkin bo’lgan parometrlarini o’rganilayotgan masalaga bog’lash lozim. Indikatorlik rolini bajaruvchi bunday parametrlar sifatida, masalan, gravitatsion sistema “zarra” larning ko’rinma (radial) va ko’ndalang (unga perpendikulyar) yo’nalishlardagi tezlik dispersiyalari nisbatini olib, “tezliklar anizotropiya” parametrini qo’llash mumkin. Undan tashqari sistemaning kinetik va gravitatsion energiyalari nisbatini olsak, uni “vizual parametr” deyish mumkin. Sistema turgan holatga erishganida uning qiymati aniq ½ ga teng bo’lib, qolgan hollarda undan kichik yoki katta bo’lishi kerak.
Turli fizik sistemalar qatorida Galaktikamiz va uning asosiy tashkil etuvchi qismlari ham o’z evolyutsiyasini oqibatida ma’lum darajada turg’un yoki muvozanat holdagi holatga intiladi. Bu holatga intilish jarayoniga reaksiya deyiladi. Masalan. Laboratoriyadagi havo gazi reaksiyasi uning molekulalari to’qnashuvi natijasida ro’y berib, bunda ular energiyasi muvozanat taqsimotiga erishadi.
Malumki, bir necha o’n milliard yulduzdan tashkil topgan sistemaning erkinlik darajasi nihoyatda katta. Bunday sistemaning dinamikasini o’rganish ham
shunga yarasha ancha og’ir masaladir. Buning uchun dastlab sistemaning elementlariga ta’sir qiluvchi kuchlar tabiatini bilish zarur. Galaktikamizdagi yulduzlar sistemasining kuch maydoni murakkab strukturaga ega, chunki har bir yulduz o’z massasiga binoan boshqa yaqin yulduzlar bilan gravitatsion tortishishda ishtirok etadi. Bunday sistemadagi ixtiyoriy yulduzlarning harakatini, asosan, ikkita kuch bosh qaradi. Agar sistemaning tuzilishi bizga to’liq ma’lum bo’lsa, u holda uning har bir qismi uchun umumiy bo’lsa, u holda uning qismi uchun ummumiy gravitatsion maydon kuchining qiymatini hisoblab topish mumkin. Bu kuch yulduz qayerda bo’lishidan qatiy nazar uning harakatiga doimo ta’sir ko’rsatib turadi. Akademik V.A. Ambarsimiyan yulduzlar sistemasidagi graviatatsion maydon kuchining tabiati o’rganib chiqib, ya’ni bo’lmagan yulduzlarning umumiy ta’sir kuchiga doimiy kuch deb nom bergan. V.A. Amarsumyan bu kuchini notekis kuch deb ham atagan. Notekis kuchini qiymatini va yo’nalishini oldindan aytish ancha qiyin.
Galaktikamiz dunyoga kelganda nostatsionar harakterga ega bo’lgani aniq. Bu nostatsionar sistemada bir qancha yulduz to’plamlarining kolektiv harakati, ularning o’zaro va gaz bulutlari bilan murakkab ta’siri vujudga kelib natijasida jo’shqin reaksiya jarayoni yuz beradi. Bu reaksiya oqibatida galaktika dastlabki doimiy kuchlar maydonida statsionar holatga intiladi. Bu davr ichida uning spiral tarmoqlari paydo bo’lib, gaz moddasining massasi juda oz qoladi.
Protogalaktika dinamikasi muammosiga qaytib kelib, ohirgi tatqiqotlar haqida qisqacha to’xtalib o’tamiz. Kuzatuvlarga ko’ra, qismlarining yoshlari orasidagi farq bir necha milliard yilga teng. Bu ma’lumotga va Galaktikamiz turli qismlar yig’indisidan iborat ekanligiga asoslanib, Rostov universitetida ishlovchi A.A.Suchkov rahbarligidagi astrofiziklar gruppasi protogalaktikaning yangi “qaynoq” modeli taklif etdilar.
Somon Yo'li bo'ylab kuzatilsa, uning hamma qismining kengligi bir xil emasligi ma'lum bo'ladi. Oddiy dala durbini yoxud kichikroq teleskopdan Somon Yo'liga qaralgandayoq, u g'ij-g'ij yulduzlardan tashkil topganini ko'ramiz, faqat uning ayrim qismlarida yulduzlar deyarli ko'rinmaydi. Buning sababi, Somon Yo'lining shu qismida joylashgan chang bulutlar bo'lib, ularning ortida joylashgan yulduzlarning nurlanishlari bu bulutlarda butunlay yutilib, bizga ko'rinmay qoladi. Osmonda ko'rinadigan barcha yulduzlar Galaktikamizning tarkibini tashkil qiladi.
Bizning Quyosh ham (bir oddiy yulduz sifatida) shu ulkan yulduzlar sistemasining a'zosi bo'lgani uchun biz uni Bizning Galaktikamiz deb nomlaganmiz. Galaktikamizga kiruvchi yulduz­larning asosiy qismining fazoda egallagan shakli qavariq linza ko'rinishiga o'xshaydi.
Bunday ko'rinishdagi Galaktikamizning diametri salkam 100 ming yorug'lik yiliga, qalinligi esa 7 ming yorug'lik yiliga tengdir. Quyosh sistemasi Galaktikamizning markazidan uning radiusining 2/3 qismiga teng masofada (33 ming yorug'lik yili) joylashadi. Agar Galaktika­miz diskiga (ya'ni Somon Yo'li tekisligiga) tepadan turib, boshqacha aytganda, uning tekisligiga tik yo'nalish tomonda turib qaralsa, Galaktikamiz markazdan spiral ko'rinishda tarqaluvchi va soat mayatnigi prujinasini eslatuvchi yenglar ko'rinishini oladi. Quyosh sistemasi tomondan qaralganda, Galaktikamizning markaziy yadrosi Qavs yulduz turkumiga proyeksiyalanadi.
Hisob-kitoblar, Galaktikamizda 150 mlrd ga yaqin yulduz borligini ma'lum qiladi. Yulduzlar Galaktikamizning asosiy qismini tashkil qiladi. Biroq bu degan so'z, u faqat yulduzlardan tuzilgan degani emas, unda yulduzlardan tashqari yulduzlarning turli sistemalari (karrali yulduzlar, yulduz to'dalari va g'ujlari), yulduzlararo gaz va chang muhit (bulutlar va tumanliklar), kosmik nurlar, vodorod atomlarining gazlari va boshqalar uchraydi. Maxsus kuzatishlar esa yulduzlarning ulkan bu to'dasi, jumladan, gaz va chang tumanliklar Galaktikamiz markazi atrofida Galaktikamizda yulduzlar faqat yakka holda uchramay, o'zaro dinamik bog'langan holda qo'shaloq, uchtadan, to'rttadan va nihoyat juda ko'p sonli — yuzlab, minglab to'da shaklida ham uchraydi. O'nlab yulduzlardan bir necha minggacha yulduzlarni o'z ichiga olib, o'zaro dinamik bog'langan yulduzlarning sistemalari yulduz to'dalari yoki g'ujlari deb yuritiladi.
Tashqi ko'rinishiga ko'ra yulduz to'dalari ikki guruhga — sochma va sharsimon to'dalarga bo'linadi. Sochma yulduz to 'dalari bir necha o'n yulduzdan bir necha minggacha yulduzlarni o'z ichiga olgani holda, sharsimon to'dalar o'n mingdan yuz ming­gacha yulduzlarni o'z ichiga oladi.
Galaktikamizda 800 ga yaqin sochma yulduz to'dalari bo'lib, ularning diametri 1,5 parsekdan 20 parsekkacha boradi. Sochma yulduz to'dalarining yaxshi o'rganilgan vakili — Savr yulduz turkumidagi Hulkar deb nomlangan to'da bo'lib, Quyosh sistemasidan o'rtacha 130 parsekli masofada joylashgan (4-rasm).
Boshqa bir sochma yulduz to'da — Giadlar esa bizdan salkam 40 pk li masofada yotadi.
Sharsimon yulduz to'dalari sochma yulduz to'dalaridan kimyoviy tarkibi bilan farqlanadi. Xususan, sochma yulduz to'dala­rining spektrida og'ir elementlarning miqdori 1 - 4 protsentni tashkil qilgani holda, sharsimon to'dalarda atigi 0,1-0,01 prot­sentni tashkil qiladi. Bunday hol ma'him galaktikada sharsimon va sochma yulduz to'dalarining paydo bo'lishida turlicha sharoit mavjud bo'lganidan dalolat beradi. Shuningdek, bu sharsimon to'dalar hali og'ir elementlarga boyib ulgurmagan sferik shakldagi protogalaktik gaz tumanligidan paydo bo'lgan degan ilmiy gipotezaning tug'ilishiga sabab bo'lgan.
Yulduzlar osmoni tushirilgan fotorasmlarda ular bir tekis taqsimlanmaganini sezish mumkin. Buning asosiy sababi, ayrim — yulduzlar kam kuzatiladigan sohalarda nurlanishni kuchli yutadigan yirik chang materiyaning borligidir.
Yulduzlararo bunday nurlanishni kuchli yutuvchi materiyaning borligini bundan yuz yildan ko'proq vaqt oldin taniqli astronom Y.V.Struve bashorat qilgan edi. 1930-yillarda yulduzlararo bunday muhitning mavjudligi uzil-kesil tasdiqlandi.
Bunday nurlanishni kuchli yutuvchi chang muhitining borligiga Janubiy Krest yulduz turkumida proyeksiyalanadigan «Ko'mir qopi» va Orion yulduz turkumida joylashgan «Ot boshi» tumanliklari yorqin misol bo'la oladi. «Ko'mir qopi» qora tumanligi bizdan 150 pk masofada, o'lchami 8 pk ga yaqin Somon Yo'lidagi tu manlik bo'lib, uning burchak o'lchami 3° ni tashkil etadi. Teleskop bilan kuzatilganda uning ko'rish chegarasida kuzatiladigan xira yulduzlarning soni tumanlikdan tashqarida shunday maydonda kuzatiladigan yulduzlar sonidan taxminan 3 martacha kam chiqadi. Bundan «Ko'mir qopi» undan narida joylashgan yulduzlarning nurlanishlarini yutib, ularning nurlanishlarini qariyb 3 marta kamaytiradi. degan xulosa kelib chiqadi.
Galaktikada bunday tumanliklar ko'p bo'lib, xususan, Oqqush yulduz turkumidan boshlanib, Burgut, lion, Qavs va Aqrab yul­duz turkumlarigacha cho'zilgan chang tasmasi, Somon Yo'lining bu qismida yulduzlarning bizdan «yashirib», unda ulkan qora ayrilikni vujudga keltirgan. Ayniqsa, Galaktika markaziga tomon yo'nalishda (Qavs yulduz turkumi tomonida) qora tumanlik juda quyuq bo'lib, biz uchun qiziq sanalgan Galaktikamizning markaziy quyulma qismini ko'rishni qiyinlashtiradi.
Yulduzlararo fazoda nurni yutuvchi bunday moddaning borligi, yana bir hodisa — nurning yulduzlararo qizarishi bilan tasdiqlangan. Bu hodisani miqdor jihatidan xarakterlash uchun, butunlay tiniqmas holatda bo'ladi. Shuning uchun ham Galaktika tekisligida yotgan neytral vodorod harakatsiz holda bo'lganda, uning 1 kpk li masofadan, ya'ni Galaktika radiusining 6 protsent qismidan narida ko'rishning iloji yo'q. Biroq bu faqat Galak­tika markazi va unga qarama-qarshi yotgan yo'nalishlar uchungina o'rinli bo'lib (chunki bu yo'nalishlarda harakatlar qarash chizig'iga perpendikular yo'nalishda bo'lib, uning radial tashkil etuvchisi nolga teng bo'ladi), qolgan barcha yo'nalishlarda, Galaktikaning aylanishi tufayli, turli obyektlarning nuriy tezliklarining farqi masofaning ortishi bilan ortib boradi. Shuning uchun ham Galaktikaning nuriy tezligining ma'lum qiymati bilan xarakterlanadigan turli sohalari o'rganilayotgan to'lqin uzunligining doplercha siljishi tufayli 21 sm li to'lqin uzunligidan sal uzunroq va sal qisqaroq «xususiy» to'lqin uzunligi bilan nurlanadi. Har bir to'lqin uzunligiga mos radiospektr chizig'ining profili Galaktikamiz differensial aylanish effektining kattaligiga mos masofada gaz zichligi haqida ma'lumot beradi.
Yulduzlargacha masofalarni bilish ularning fazodagi taqsimotini aniqlashga, binobarin, Galaktikamizning strukturasini o'rganishga imkon beradi. Galaktikaning turli qismlarida yulduzlar sonini baholash uchun yulduzlarning zichligi tushunchasi kiritiladi. Yulduzlarning zichligi 1 kub parsek hajmdagi yulduzlarning sonini xarakterlaydi. Hisob-kitoblar, Galaktikamizning Quyosh atrofidagi sohada yulduzlarning zichligi 0,12 ekanligini ma'lum qiladi. Bu degani, 8 pk3 dan ortiqroq hajmga bitta yulduz to'g'ri keladi degani bo'ladi.
Osmonning turli qismlarida yulduzlarning zichligini aniqlash uchun osmonning har bir kvadrat gradus yuzasiga to'g'ri kelgan yulduzlar sonini hisoblash zarur bo'ladi. Bunday hisoblashlar, yulduzlarning konsentratsiyasi, Somon Yo'li tekisligiga yaqinlashgan sayin keskin ortib borishini ko'rsatadi. Bu Galaktikamiz o'qi bo'yicha siqilgan ko'rinishda bo'lib, Somon Yo'li uning o'qidan eng katta radiusli qismiga to'g'ri kelishini va Quyosh (aniqrog'i, Quyosh sistemasi) aynan shu simmetriya tekisligi yaqinida yotishini ma'lum qiladi (2- rasmga qarang).
Yulduzlarni Galaktikamizda taqsimlanishi to'g'risidagi boshqa bir muhim xulosaga ko'ra, osmonning ma'lum bir sohasida barcha yulduzlarning hisobini birdaniga emas, balki har bir yulduz katta­ligiga alohida-alohida, ya'ni dastlab ko'rinma yulduz kattaligi mAgar bunda yulduzlarning zichligi masofaning ortishi bilan o'zgarmaydi va ularning barchasi bir xil yorqinlikka ega deb faraz qilinsa, u holda yulduzlar xiralashgan sayin (ya'ni ko'rinma yul­duz kattaliklari ortgan sayin) ular sonining ortib borishi, osmon­ning qaralayotgan aniq yuza birligiga proyeksiyalanayotgan hajmning orta borishi tufayli oson tushuntiriladi.
Barcha yulduzlarning yorqinliklari bir xil deb olganimiz tu­fayli ularning barchasining absolut yulduz kattaliklari ham bir xil M bo'ladi. Unda m + 1 yulduz kattaligiga teng va undan kichik yulduz kattaligiga ega bo'lgan yulduzlar esa m+l radiusli shar sektori ichida yotib, u Kosmologiya elementlari - (mustaqil o 'qish uchun) Kosmologiya — Koinotni bir butun deb qarab, uning xususiyatlarini va rivojlanishini o'rganadigan fandir.
Kosmologiyaning maqsadi, Koinotning Metagalaktika deb nom olgan, radiusi 3000 Mpk bilan chegaralangan va bevosita kuzatiladigan fazo qismining nazariyasini yaratishdir.
Ma'lumki, nisbiylik nazariyasiga ko'ra, katta massali obyektlaming mavjudligi
fazo va vaqtning xossalariga ta'sir etadi. Bizga tanish bo'lgan Yevklid geometriyasidagi fazoning xususiyatlari (misol uchun uchburchak ichki burchaklarining yig'indisi, parallel chiziqlarning xossalari va boshqalar) katta massali obyektlar yaqinida o'zgaradi, boshqacha aytganda, fazo «egiladi». Alohida osmon jismlari, jumladan, yulduzlar tomonidan vujudga keltirilgan fazoning bu egilishi juda kichik miqdorni tashkil etadi.
Xususan yorug'lik nuri Quyosh yaqinidan o'tayotib egiladi va o'z yo'nalishini o'zgartiradi. Bu effekt Quyosh to'la tutilganda, uning yonida ko'rinadigan yulduzlardan kelayotgan nurlarning yo'nalishini o'rganish bilan tasdiqlangan. Bu o'zgarish, kutilganidek, juda kichik miqdorni tashkil etib, u o'lchash aniqligi chegarasida kuzatildi.
Biroq, barcha galaktikalar va o'tagalaktikalar ulkan massalarining ta'siri, fazoda sezilarli kattalikdagi egrilikni vujudga keltirib, fazoning xossalariga, binobarin, butun Koinot evolutsiyasiga sezilarli ta'sir qiladi.
Koinot bo'ylab massaning ixtiyoriy taqsimlanishida nisbiylik nazariyasi asosida fazo va vaqtning xossalarini aniqlash masalasi juda murakkab masalalardan biri bo'lib, uning yechimini topish juda mushkul. Shuning uchun ham mazkur masalani qo'yishdan oldin Koinot tuzilishining ma'lum sxemasini qabul qilishga to'g'ri keladi. Koinotning modeli deb yuritiluvchi bunday sxemalarning eng soddasi quyidagi holatlarga asoslanadi:
— koinotda, katta masshtablarda modda bir tekis taqsimlangan;
— fazoning xossalari hamma yo'nalishlarda bir xil (izotrop). Bunday fazo ma'lum egrilikka ega bo'lib, unga mos model Koinotning bir jinsli izotrop modeli deyiladi.
Koinotning bir jinsli izotrop modeli uchun yaratilgan Eynshteynning tortishish nazariyasiga oid tenglamalari yechimining ko'rsatishicha, uning ayrim bir jinsli bo'lmagan qismlari orasidagi masofa o'zgarmas saqlanib qola olmaydi. Bu degani Koinot yoki siqilishni yoki, aksincha, kengayishni boshidan kechirmog'i lozim degani bo'ladi.
Darvoqe, kuzatishlar ixtiyoriy ikki galaktikaning vaqt o'tishi bilan bir-biridan uzoqlashishini va uzoqlashish tezligi, ular orasidagi masofaning ortishi bilan ortib borishini ma'lum qiladi, boshqacha aytganda, Koinot kengayayotganidan darak beradi. Nisbatan kichik masofalarda bu bog'lanish chiziqli bo'lib, unda proporsionallik koefiitsiyenti rolini Habbl doimiysi (H) o'ynaydi. Aytilganlardan ma'lum bo'lishicha, ixtiyoriy ikki ulkan massali osmon jismlari orasidagi masofa vaqtning funksiyasidir. Bunday funksiyaning ko'rinishi, fazo egriligining ishorasiga bog'liq bo'ladi. Agar egrilik manfiy bo'lsa, Koinot doimo kengayishni «boshidan kechiradi». Yevklid fazosiga mos nolinchi egrilikda Koinotning kengayish tezligi nolga intiladi va nihoyat, musbat egrilikka ega kengayuvchi Koinot, o'zining ma'lum bosqichida siqilish bilan almashinishi mumkin. Bir jinsli izotrop modelda fazoning egriligi moddaning o'rtacha zichligining miqdoriga bog'liq bo'ladi. Ikkinchi (nolinchi egrilik) zichlikning kritik zichlikka teng miq-doirada ro'y beradi.
Galaktikalar bir – biridan faqat shakli bilan farq qilsa bitta sinfga ( E yoki S) kiradiganlari esa o’lchamlari, massalari, yorqinliklari va boshqa fizik ko’rsatkichlari bilan farq qiladi.
Yulduzlarda ko’rganimizdek, bir sinfga kiradigan galaktikalarning fizik ko’rsatkichlari orasida bog’lanishlar bo’lishi kerak chunki galaktikani tashkil etgan yulduzlar bir – biri bilan kuch vositasida bog’lagan va bir – biriga ta’sir ko’rsatadi. Galaktika tarkibiga kiradigan barcha yulduzlar, ular orasida joylashgan gaz va chang modda umumiy maydonda harakat qiladi.
Galaktika ma’lum shaklga ega va o’z o’qi atrofida aylanadigan yaxlit material muxit deb hisoblanadi va unga umumiy fizik ( aylanish) qonunlar qullanishi mumkin. Yuqorida galaktika misolida ko’rganimizdek, boshqa galaktikalar ham o’zak atrofida aylanadi. S va E sinfidagi galaktikalar moddasining asosiy qismi ularning o’zagida joylashgan. O’zakda modda zichligi galaktika markazi tomon ortib boradi va o’zak markazida maksimal qiymatga yetadi. Bunday tizimga kiradigan va uning yashqi qismlaridagi yulduzning xarakati massa markazi atrofida aylanadigan jismning harakat qonunlariga ( Kenler qonunlari) bo’ysunishi kerak.
Bunda Kepler qonunlari qullanilishi va markaziy galaktika o’ziga massaning fizik ko’rsatkichlari hisoblanish mumkin.

2. 
   Galaktikalarning burchak va chiziqli o’lchamlari.
   

Galaktikaning burchak kattaligi uning tasvirini o’lchashdan topiladi. Ko’pchilik Gallaktikalar( S₁ I_r ) keskin chegaraga ega bolmaganligi uchun tasvirlarining ko’ndalang kesimini o’lchash ma’lum qiyinchiliklar va noqilayliklarga olib keladi. Masalan ; tasvirning kattaligi suratga olishdagi ekispazitsiya vaqtiga bog’liq . Katta ekispazitsiya bilan olingan tasvirlarga galaktikaning tashqi xira qismlari ham chiqadi, kichik ekispazitsiyalarga esa faqat uning yorug’ qismining tasviri hosil bo’ladi. Shuning uchun galaktikalarning o’lchamlari xatolik bilan o’lchanishi mumkin.
Agar barcha galaktikalar bir xil ekispazitsiya bilan olinsa, yaqindagi yorug’lari katta va uzoqdagi xiralari esa kichik tas’vir xosil qiladi.
b) Galaktikalarning aylanishi.
Galaktikalar elektiridagi chiziqlarning to’lqin uzunligini labaratoriya manbainiki bilan solishtirib o’lchash yoki chiziqning kengligini tekshirish yo’li bilan ularning nuriy yoki o’rtacha kvadratik tezligi aniqlanadi. Bizga yon tomoni bilan joylashgan galaktikaning tasvirini spektrografning kirish tirqishi bo’ylab joylashtirsak, uning spektral chiziqlari dispersiya yo’nalishiga tik bo’lmay, balki undan kichik burchakga og’gan holda kuzatiladi.
Bu gallaktikalarning aylanishi ta’siri tufayli vujudga keladi. galaktikaning markaziga nisbatan uning qarama – qarshi tomonlari teskari yo’nalishda ayla - nadi va Dopler effekti tufayli chiziqning ularga tegishli qismi qarama- qarshi tomonga siljiydi. Spektrlar chiziq despersiya yo’nalishiga tik yo’nalishdan og’adi. Spektral galaktikalarning chetki qisimlarining aylanishi H sohalarni ko’zatishdan aniqlanadi.

5.