Материал: UMK_Umumiy_astronomiya_Fizika

kvazar (quasar) deb nomlandi. O’sha yillariyoq bu ekzotik nom ilmiy maqolalardan matbuot ro’znomalari saxifasiga o’tib, astronomik ob’ekt bo’lmagan - televizor va ayrim uy anjomlari shu nomda atala boshlandi.

Bugungi kunda 4000 ga yaqin kvazarlar ma’lum. Ular ichida eng ravshani 3S 273 xisoblanib, uning yorqinligi normal gigant galaktika yorqinligidan 100 marotaba katta (8.10-rasm). Uning ko’rinma yulduziy kattaligi 12^m,7 ga teng, qizilga siljishi esa z=0,158 bo’lib, bu qiymatga taxminan 630 Mpk masofa to’g’ri keladi. U radiogalaktika kabi bir tomonlama ajralib chiqqan massa oqimi – jet bilan xam mashxur. Ushbu jet optik va infraqizil to’lqin uzunliklarda yaxshi kuzatiladi.

Kvazarlarni Koinotda o’rta xisob bilan eng kuchli nurlanish manbasi deyish mumkin. Barcha to’lqin uzunliklar (radio, infraqizil, optik, ultrabinafsha, rentgen va b.) bo’yicha kvazarning nurlanishi umumiy quvvati 10⁴⁶ – 10⁴⁷ erg/sek. Kvazarlar o’z yorqinliklari bo’yicha Seyfert galaktikalari qatoridan joy olib, xuddi ular kabi nurlanishlari vaqt davomida o’zgaruvchan. Bu o’zgaruvchanlik davri asosan oylar va xaftalar bilan o’lchanadi. Bunchalik kichik davrga ega bo’lgan jismning o’lchami galaktikalar o’lchamidan juda keskin kichik bo’lishi kerak. Masalan, samo jismining nurlanishi bir kun davr bilan o’zgarib tursa, undan kelayotgan nur 1 sutkada atigi bir yorug’lik kuni masofasini o’tib, uni o’lchami aynan 1 yorug’lik kuniga taxminan teng bo’lishi kerak. Bir yorug’lik kuni masofasi Quyosh sistemasining o’lchamiga yaqin. Unday bo’lsa darrov savol tug’iladi: qanday qilib Quyosh sistemasi o’lchamiga yaqin jism milliard yulduzlardan iborat galaktika nurlanishidan 100 marotaba ko’p quvvatni o’zidan tarqatishi mumkin? Radioastronomlar kvazarlar o’lchamlarini qit’alararo interferometr yordamida o’lchab, ular juda kichik ekanliklarini tasdiqladilar va murakkab strukturaga ega bo’lishlarini ko’rsatib berdilar. Bu ma’lumotlar asosida nazariyotchilar kvazarlarning turli modellarini tuza boshlaganlar. Dastlabki modellarga ko’ra, kvazarlar yulduzlarning o’tazich sistemasi bo’lib, ularda massiv yulduzlar portlashi yordamida yorqinlikning o’zgarishi tushuntirilgan. Lekin bu model xozircha ancha taqribiy va ba’zi ma’lumotlarni o’z ichiga olmaydi. Yana bir nechta modellar ichida quyidagisi xaqiqatga ancha yaqin. Unga ko’ra, kvazarlar endi shakllanayotgan galaktikalar o’zagi qismi bo’lib, uning markazida juda katta massali qora o’ra joylashgan va kuzatilayotgan jarayonlar atrof muxitdagi gaz moddasining bu qora o’raga akkretsiyalanishi (katta tezlik bilan tushishi) bilan tushuntiriladi. Tuzilgan eng asosiy modellar va xisob – kitoblarga tayangan xolda shunday xulosa qilish mumkin: kvazarlar vujudga kelayotgan chaqaloq galaktikalarning o’zaklaridir.

Lekin kvazarlarni o’rganish xali ancha davom etadi. Dastlab ularga eng yaqin fazo tuzilishi o’rganilishi lozim. Darxaqiqat, nuqtaviy manba deyilishi mumkin bo’lgan kvazarlar atrofida tumanliksimon qobiqlar mavjud. Afsuski, bu qobiqlar shu darajada xiraki, ular faqat bizga yaqin bo’lgan kvazarlarda yaxshi kuzatiladi. Ular tuzilishi yumshoq patlarning parlariga o’xshaydi. Ushbu qobiq o’lchami gigant galaktikalar o’lchamiga yaqin bo’lib, ular markazida kichik va zich o’zak – kvazar joylashgan. Bu qobiq tuzilishida ko’pincha spirallar kuzatilib, ko’p xollarda ulagichli spiral galaktikaga o’xshab ketishi aniqlangan. Demak, 1982 yili amerikalik astronomlar T.Boroson, J.Ouk va K.Grinlar 3S48 qobig’ining spektrida magniy elementining yutilish chizig’i Mg Ib  5175 ni topganlari bejiz emas ekan. Axir bu qator turdagi oddiy yulduzlar spektrida uchrab turadigan spektral chiziq-ku! Demak, 3S48 kvazarning qobig’ida yulduzlardan iborat komponenta bo’lishi kelib chiqadi. Kvazarning o’zida esa agar qora o’ra bo’lsa, uning massasi 100 million Quyosh massasidan iborat bo’lib, u yiliga kamida 100 Quyosh massasini (aniqrog’i, gazsimon plazmani) atrof – muxitdan yutib yuborib turishi kerak bo’ladi. Lekin bu qachongacha davom etadi va qay tarzda normal galaktika tug’ilishi umuman noma’lum. Demak, kvazar – bu akkretsion diskga ega bo’lgan qora o’ra bo’la olib, uning yaqinida joylashgan va aktiv xarakatdagi gaz keng emission chiziqlarni spektrda xosil qiladi, uzoqdagi sovuq gaz moddasi esa yutilish chiziqlarini vujudga keltiradi. Yana bir natijalarga ko’ra, kvazarlarni radioaktivlik jixatidan uch sinfga ajratishimiz mumkin: radioaktiv; radionurlardagi energiyasi o’rta me’yorli; radioda xira va tinch. Oxirgi turi borgan sari nisbatan ko’proq foizni tashkil etishi ayon bo’lmoqda. Lekin ular xar birining Koinotdagi taqsimoti qanday va radioaktivlik xususiyati bizdan ulargacha bo’lgan masofaga bog’liqmi kabi savollar xali o’z echimini topgani yo’q.

O’zagi aktiv galaktikalar qatoriga latsertidalar nomli ob’ektlar xam kiradi. Ulardan eng birinchisi “Kaltakesak” (Lacerta) yulduz turkumining BL belgisi bilan ma’lum bo’lgan nuqtaviy radiomanba ekani sababli qolganlarini xam shu nomda latsertidalar deb atash qabul qilingan. BL Lac ilgari adabiyotda Galaktikamizning o’zgaruvchan yulduzlaridan biri bo’lgan. Bu ob’ektlar spektrida Seyfert galaktikalar, kvazarlar va radiogalaktikalardagi kabi emission chiziqlar yo’q. Kvazarlar va Seyfert o’zaklari ravshanligi uzog’i bilan 5 marta o’zgarsa, latsertidalarniki bir necha o’n marotaba o’zgarib turadi. Demak, bu nurlanish ularda noyulduziy va noissiqlik tabiatlariga ega. Bu ob’ektlar fizikasini to’g’ri tushunish maqsadida ularning absolyut yulduziy kattaliklarini bilish lozim. Kuzatuvlarga ko’ra, BL Lac uchun bu kattalik –23^m, uning qizilga siljishi zq0,07 ekan. Bu absolyut yulduziy kattalik bizning Galaktikamiznikidan –2^mga ravshan ekanligi ularni so’zsiz o’zagi faol galaktikalar sinfiga taaluqli ekanidan dalolat beradi. Ular spektri bo’yicha kvazarlardan farq qilsada, katta nurlanish energiyasi o’zakdagi nuqtaviy jismdan ajralayotgani bilan baribir yaqin turadi. Latsertidalarda xam kvazarlarga o’xshab atroflarida tumansimon qobig’ borligi aniqlangan. Ular kvazarlarga nisbatan bizga ancha yaqin bo’lgan gigant galaktikalar sinfiga kirib, qobiqlarining absolyut yulduz kattaligi –21^m. Latsertidalarning optik to’lqinlardagi o’zgaruvchanligi 4^m - 5^m gacha farq qiladi.

Latsertidalar modelini tuzishda kvazarlarga tegishli nazariyadan foydalanib, so’ngra u kuzatuv ma’lumotlari yordamida xisob – kitob qilinadi. Yuqorida aytib o’tilgan o’zagi aktiv galaktikalarning to’rtta sinfi (radiogalaktikalar, Seyfertlar, kvazarlar, latsertidalar) so’zsiz galaktikalar evolyusiyasining bosh, o’ta nostatsionar bosqichlari bo’lib, qisqasi ular o’zaklari eng aktiv davri xam deb aytish mumkin. Lekin ular ma’lum turdagi galaktika evolyusiyasining deyarli ketma – ket keladigan bosqichlarimi yoki tamomila evolyusion ma’nosi turlicha va o’zaro bog’lanmagan sinflarmi ? Ularning galaktikaning o’zini shakllanishida qanday roli bor?

O’zagi aktiv galaktikalar va ayniqsa kvazarlar tabiati xali oxirigacha noma’lum ekaniga qaramay, ular Eynshteynning umumiy nisbiylik nazariyasi asoslarini isbotlashda juda foydali ob’ektlardir. Bu nazariyaga ko’ra, massasi etarlicha katta bo’lgan ob’ektlarning gravitatsion maydonlaridan o’tayotgan nurlar sinib ma’lum bir fokusga yig’ilish xususiyatiga ega. Bunday ob’ektlar gravitatsion linzalar deb ataladi. Ular fizikasi bilan nazariy jixatdan ko’p mualliflar shug’ullangan (masalan, A.Eddington, G.Tixov, A.Eynshteyn, S.Refsdal, P.Bliox, A.Minakov, D.SHnayder, R.SHild, V.Dudinov va boshqalar). 1979 yilga kelib birinchi gravitatsion linza «qo’shaloq kvazar» kuzatilishi natijasida ingliz astronomlari D.Uolsh va R.Karsvell xamda amerikalik R.Veymanlar xamkorligida topilgan. Bu radiomanba 0957 + 561 A, V bilan belgilanib, bunda ko’rsatilgan sonlar gravilinzaning ekvatorial koordinatalarini, ikkita xarf esa komponentalari sonini bildiradi. Qizig’i shundaki, A va V komponentalarining spektrlari to’la bir xil, vaxolanki tabiatda spektri tamomila ustma-ust tushadigan ikkita jism bo’lishi mumkin emas ! Demak bu yagona nurlanish manbasining – kvazarning u bilan kuzatuvchi orasida o’rin olgan massiv jismning kuchli gravitatsion maydonida tasviri sinishi bilan bog’liq xodisadir. Gravilinza komponentalar soni va ularning joylashuvi avvalambor kvazar, linza va kuzatuvchi bir to’g’ri chiziqdan qaysi biri va qay darajada chetda ekaniga bog’liq. Agar uchchala jism ideal ravishda yagona to’g’ri chiziqda bo’lsa, biz linza atrofida xalqasimon ob’ektni ko’ramiz (shunday xol aslida mavjud bo’lib, bu linza «Eynshteyn xalqasi» deyiladi). 8.10-rasmda esa Eynshteyn nomi

8.10-rasm. «Eynshteyn buti (kresti)» nomli gravitatsion linza (QSO 2237 + 0305). U sistemaning markazida joylashib, atrofida 4 ta komponentasi bor (ushbu tasvir O’zFA Astronomiya Instituti Maydanak baland tog’ observatoriyasida olingan).

bilan ramziy bog’liq bo’lgan va dastlab 1984 yili kashf qilingan kvazar (QSO 2237 + 0305) aniq strukturasi berilgan. Bu struktura 1987 yili Mauna-Kea baland tog’ observatoriyasining 3,6-metrli teleskopida PZS-detektori yordamida olingan (gap shundaki, unga qadar kuchsiz teleskopda to’rtta komponenta birlashib xalqaga yaqin strukturaga ega edi). Rasmdagi gravitatsion linzani xar safar nomerini aytish o’rniga uni krestga ramziy ravishda o’xshatib nomlash oson. O’sha yillari kuzatuvdan olingan ma’lumotlarga ko’ra bu gravilinza yadrosining qizilga siljishi z q 1,7, komponentlari uchun esa z q 0,04 ga teng. SHunga yaqin natijalar keyinchalik Respublikamizning Qashqadaryo viloyatidagi Maydanak baland tog’ astrofizik observatoriyasiga qarashli 1,5-metrli teleskopda zamonaviy PZS-detektor yordamida muallif ilmiy guruxi va Ukrainalik xamkasblari bilan xamkorlikda qo’lga kiritilgan (8.10-rasm).

Bugun 50 dan ortiq gravitatsion linzalar topilgan. Ularni eng katta o’lchamli va tabiiy teleskoplar deyish mumkin. Bu «teleskoplar» yordamida Erda quriladigan eng yirik teleskop bilan bevosita (gravilinzasiz) kuzatib bo’lmaydigan bizdan eng uzoq masofalardagi xususan kvazarlarni tadqiqot qila olamiz. Xozir bunday tadqiqotlarni O’zFA Astronomiya Instituti va O’zMU Astronomiya kafedrasi xamkorlikda faol olib bormoqda.

28-Ma’ruza. Kosmogoniya muammolari. Yulduzlarning kelib chiqishi va evolyutsiyasi. Galaktikalarning kelib chiqishi va evolyutsiyasi.

§ 8.6. Koinot modeli va tuzilishi

Koinotni bir butun deb qaralgandagi tuzilishi va evolyusiyasini o‘rganadigan fan kosmologiya deyiladi. Kosmologiya o‘rganadigan masalalar ichida eng muhimlari - fazo va vaqtning geometrik strukturasi, evolyusiyasi, uning turli ob’ektlarining, ayniksa galaktikalar va ularning to‘dalarining tashkil topishi va rivojlanishi masalalaridir.

Koinotni bir butun ob’ekt sifatida xarakterlash uchun, zamonaviy metodlar yordamida uning Metagalaktika deb nom olgan qismigina kuzatilishini hisobga olish zarur bo‘ladi.

Ma’lumki, nisbiylik nazariyasiga ko‘ra, katta massali ob’ektlarning mavjudligi fazo va Vaqtning xossalariga ta’sir etadi. Evklid geometriyasi xarakterlaydigan bizga tanish fazo, yirik masala jismlar atrofida o‘zgarib “egiladi”. Xususan yorug‘lik nuri Quyosh yaqinidan o‘tayotib egiladi va o‘z yo‘nalishini o‘zgartiradi. Bu effekt Quyosh to‘la tutilganda, uning yonidan ko‘rinadigan yulduzlar nurining yo‘nalishini o‘rganish bilan tasdiqlandi. Bu juda kichik mikdorni tashkil etib, u o‘lchash aniqligi chegarasida kuzatildi.

Biroq, barcha galaktikalar va utagalaktikalar massalarining ta’siri fazoda aniq kattalikdagi egrilikni vujudga keltirib, uning xossalariga binobarin, butun Koinot evolyusiyasiga sezilarli ta’sir qiladi.

Koinot bo‘ylab massaning ixtiyoriy taqsimlanishida nisbiyliku nazariyasi asosida fazo va Vaqtning xossalarini aniqlash masalalasining kuyilishi juda murakkab masalalardan biri bo‘lib unig esimini topish mushkul. SHuning uchun mazkur masalanimng kuyilishidan oldin Koinot tuzilishining ma’lum sxemasini qabul qilinadi. 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 Koinortni bir jinsli izotrop modeli deyiladi.

Koinotning bir jinsli izotrop modeli uchun Eynshteynning tortishish nazariyaisga oid tenglamalarning echimiga ko‘ra ayrim bir jinsli bo‘lmagan qismlari orasidagi masofa ularning individual xaotik harakatlarini e’tiborga olmaganda o‘zgarmas saklanib kolaolmaydi. Bu Koinot yoki siqilishi yoki kuzatishlardan ma’lum bo‘lgani kabi kengaymogi lozim degani bo‘ladi.

Darvoke, ixtiyoriy ikki galaktikaning bir-biridan uzoqlashish tezligi ular orasidagi masofaning ortishi bilan ortib boradi. Nisbatan kichik masofalarda, bu bog‘lanish chiziqli bo‘lib proporsionallik koeffitsenti sifatida Xabbl doimiysi xizmat qiladi. Aytilganlardan ma’lum bo‘lishicha, ixtiyoriy ikki jism 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”. Evklid fazosiga mos nulinchi egrilikda Koinotning kengayish sekinlashish bilan davom etib, kengayish tezligi nolga intiladi. Va nihoyat, musbat egrilikka ega kengayuvchi Koinot ma’lum boskichda siqilish bilan almashishi mumkin. Bir jinsli izotrop modelda, fazoning egriligi moddaning o‘rtacha zichligining miqdoriga bog‘liq bo‘ladi. Ikkinchi hol (nulinchi egrilik) zichlikning kritik zichlikka teng mikdorida ro‘y beradi.

Kengayish jarayonida egrilikning absolyut qiymatda o‘zgarishi mumkin, biroq bunda uning ishorasi o‘zgarmay qoladi.

Koinotning kritik zichligi Xabbl doimiysi N va gravitatsion doimiylik orqali quyidagicha topiladi:

;

Bu erda N55kmsMps deb olsak, kritik zichlik teng _kr5,0 10^-30 gsm³

Galaktikada mavjud barcha ob’ektlarning massalarini inobatga olganda, o‘rtacha zichlikning qiymati taxminan 5 10^-31gsm³ ni tashkil etadi.

Bu yerda galaktikalar orasidagi ko‘rinmas muhitning massasi hisobga olinmagani tufayli zichlikning aniqlangan bu qiymati asosida real fazo egriligining ishorasi haqida aniq bir narsa deyish qiyin.

Shuningdek, Koinotning yanada real modelini (empirik yo‘l bilan tanlash imkoniyatlari mavjud bo‘lib, juda uzoqdagi (nurlari bir necha yuz million yohud milliard yillarda etib keladigan) ob’ektlarning qizilga siljishlarini aniqlash va bu tezliklarini, boshqa metodlar yordamida aniqlangan ulargacha masofalar bilan solishtirish asosida amalga oshiriladi. Aynan shu usul yordamida Koinotning kengayish tezligini Vaqt bo‘yicha o‘zgarishi kuzatishlardan aniqlash mumkin bo‘ladi. Biroq hozirgi zamon kuzatishlari, fazo egriligining ishorasi haqida ishonch bilan biror narsa deydigan darajada aniqlikka ega emas. Faqat Koinot fazosi egriligi nulga yaqinligini ishonch bilan aytish mumkin.

Bu o‘rinda Xabbl doimiysining, bir jinsli izotrop Koinot uchun ajoyib xususiyati borligini eslatish o‘rinli. Uni anglash uchun, bu doimiylikka teskari kattalik (1H) vaqt bilan o‘lchanishini, ya’ni 1H6 10¹⁷ s yoki taxminan 20 mlrd yilga yaqin ekaniga e’tibor qarataylik. Bu, metagalaktikaning to hozirgi holatiga kadar kengayishi uchun ketgan vaqtni ifodalashini (agar kadimda kengayish tezligi o‘zgarmagan deb qaralsa) tushunish qiyin emas. Biroq, shuni ta’kidlash joizki kengayish tezligining, uzoq o‘tmishda va hozir, o‘zgarmasligini olimlar tomonidan yaxshi o‘rganilmagan. Koinot haqiqatan ham bir Vaqtlar alohida bir holatda (fizik parametrlariga ko‘ra) bo‘lganligi, 1965 yilda relikt (qoldiq) nurlanish deb ataluvchi kosmik radionurlanishning ochilishi bilan tasdiqlanadi. Uning spektri issiqlik nurlanishi spektriga mos kelib, Plank egriligini beradi. Bu egrilik asosida aniqlangan temperatura esa 3 K ga mos keladi (bu nurlanishning maksimumi 1 mm ga to‘g‘ri keladi). Relikt nurlarining xarakterli xususiyati shundaki, u barcha yo‘nalishlar bo‘yicha bir xil intensivlikka, ya’ni izotrop hossaga ega. SHu tufayli bu nurlanishni alohida bir ob’ekt yoki sohaning nurlanishi deb qarab bo‘lmaydi.

Bunday radionurlanishni “qoldik nurlanish” deb atalishining boisi, u -Koinotning katta zichlikka ega bo’lgan (boshqacha aytganda o‘z nurlanishlar uchun ham tinikmas) davriga kelib tegishli nurlanishining koldigi deb taxmin qilinishidandir.

Hisob-kitoblar u davrda Koinotning zichligi  = 10^-20 g/sm³ ekanligini (xar kub santimetriga 1000 ta atom to‘g‘ri kelganini) ma’lum qiladi. Boshqacha aytganda zichlik, hozirgi davrdagidan milliard martadan ziyod bo‘lganini ko‘rsatadi. Zichlik radiusining kubiga proporsionalligidan, kadimda Koinotning kengayishi hozirdagidan ming martaga kam bo‘lganligi ma’lum bo‘ladi. Nurlanishning to‘lqin uzunligi  ham shuncha marta kam bo‘lganidan to‘lqin uzunligi u davrda 1 mikron astrofida bo‘lib, unga mos temperatura 3000 K ga yaqin bo‘lgan.

Shunday qilib relikt nurlanishning mavjuo’dligi kadimda Koinot faqat katta zichlikkagina emas yuqori temperaturaga ham ega bo‘lganidan darak beradi.

Yuqoridagi muloxazalardan ko‘rinishicha kosmologiyada hali ko‘p muammolar hal qilinishi zarurligiga qaramay u Koinotning tuzilishi va rivojlanishiga umulashgan qonunlar haqida tasavvurlar tegishli beraoladi.

Shuningdek astronomiyaning bu bo‘limi misolida to‘g‘ri ilmiy dunyokarashni shakllantirishda qanchalik buyuk axamiyat kasb etishini o‘z-o‘zidan ko‘rinib turibdi. Koinotning bu xil umumiy qonunlarini o‘rganish orqali biz materiya, fazo va Vaqt xossalarini yanada chuqurrok anglaymiz. Bu muammolarning Koinot masshtabida o‘rganilishi faqat fizika yoki astronomiya fanlariuchungina emas, balki modiy dunyoning qonunlarini umumlashtirish yo‘lida falsafa fani uchun ham juda muhim hisoblanadi.