Ast rofi zik rely at iv ist ik oby ek t lar Reja: 1. R e lyativistik astrofizika 2. Neytron yulduzlar va Pulsarlar 3. Qora tuynuklar

1. Relyativistik astrofizika. Ma'lumki, nisbiylik nazariyasining natijalari katta massalar fazo va vaqt (zamon va makon) xossalarini o`zgartiradi degan xulosaga olib keladi. Biz biladigan oddiy Evklid fazosidagi xossalar (masalan, uchburchak burchaklarining yig`indisi, parallel chiziqlar xossalari) katta massa yaqinida o`zgaradi, yoki boshqacha qilib aytganda, fazo egrilanadi. Shunday qilib masalan, quyosh to`liq tutilishi vaqtida uning yaqinidagi yulduz vaziyatini kuzatish natijasida yulduzdan kelayotgan nur quyosh ta'sirida o`z yo`nalaishini taxminan ga o`zgartirishi ma'lum bo`lgan. Hamma galaktikalar to`dalari massalarining hosil qilgan umumiy gravitatsion ta'siri bir butun fazoning ma'lum bir egrilanishiga olib kelishi mumkin va bunda uning xossalariga ta'sir ko`rsatishi aniq seziladi, binobarin, buning butun Koinot evolyutsiyasiga ham ta'siri bo`ladi. Umuman olganda, Koinotda massalar taqsimoti ixtiyoriy bo`lganda nisbiylik nazariyasi qonunlari asosida fazo va vaqt xossalarini aniqlash juda qiyin masala hisoblanadi. Zamonaviy relyativistik kosmologiyani A.A.Fridman ishlaridan boshlangan deb aytsa bo`ladi. qaysiki bu ishda bir jinsli izotrop Koinotda modda harakati hisoblanib, shu asosda modda tinch holatda bo`la olmasligi va Koinot nostatsionar holatda, ya'ni u yo kengayishda, yoki siqilish jarayonida bo`lishligi isbotlangan. Binobarin, bunda Koinotdagi o`rtacha zichlik ham vaqt davomida o`zgarib boradi. Relyativistik kosmologiyada Koinotning nostatsionarlik xarakteri aynan yuqoridagi paragrafda biz qaragan «klassik» holdagidek (cheksiz kengayish va siqilish jarayoni bilan almashinuvchi kengayish) aniqlanadi. Relyativistik kosmologiyada topilgan zichlikning kritik qiymati yuqoridagi (6) ifoda bilan umuman olganda, mos tushadi.

Relyativistik nazariyaning negizini fazo egrilanishini aniqlash mumkinligi tashkil etadi. O`rtacha zichlik kritik qiymatga teng bo`lganda kengayish tezligi nulga cheksiz intiladi (sekinlashish), fazoning egrilanishi nulga teng va u Evklid geometriyasiga bo`ysunadi. Boshqa qolgan hollarda fazo geometriyasi Evklid geometriyasi bilan mos tushmaydi. Agar zichlik kritik qiymatdan kichik bo`lsa fazo egrilanishi manfiy, katta holida esa egrilanish musbat bo`ladi. Binobarin, birinchi holda Koinot har doim kengayishda bo`ladi, ikkinchi holda esa ma'lum davrga kelib kengayish jarayoni siqilish bilan almashanadi. Bu ikkinchi holida noevklid gemetriyasiga ko`ra fazo chekli bo`lishi kerak, ya'ni u ixtiyoriy vaqt momentida chekli aniq hajmga, chekli massaga hamda galaktikalar to`dalarining chekli soniga ega bo`lishi kerak va h.k. Ammo, Koinot chegarasi albatta yo`q. Bunday uch o`lchovli fazoning ikki o`lchovli modeli sifatida kengayayotgan sfera sirtini olish mumkin. Bunday modelda galaktikalar unda chizilgan yassi shakllar ko`rinishida ifodalanadi. Sfera sirtining cho`zilishi natijasida uning yuzasi va hamma shakllar orasidagi masofalar kattalashadi. Aslida umuman olganda bunday sfera cheksiz kattalashishi mumkin, uning sirti yuzasi har bir vaqt momentida chekli bo`ladi, shu bilan birga bu ikki o`lchovli fazoda (sirtda) chegara yo`q. Relyativistik kosmologiyadagi modellarda ham masshtab faktori - R(t) ning qiymati energiya tenglamasi (4) dan, m - massa uchun yozilgan (3) va r(t) ning ifodasi (2) lardan topilgan R(t) bilan mos tushadi. ** -rasmda Koinotning asosiy uchta nostatsionar holati uchun R(t) bog`lanish tasvirlangan. 2. Neytron yulduzlar va pulsarlar . Y u lduzlar pulsar larga ham aylanishi mumkin. YA’ni yulduzlar sekin harakatlanmasdan tez, hatto halokatli

o‘zgarish holatlarida ham harakatlanadi. Masalan, bir yilga yaqin vaqt ichida ko‘rinishidan oddiy bir yulduz o‘ta gigant yulduz kabi chaqnaydi va taxminan xuddi shuncha vaqt ichida uning ravshanligi pasayadi. Natijada u neytronlardan tashkil topgan va o‘z o‘qi atrofida taxminan bir sekund va bundan ham kamroq davr bilan aylanadigan juda kichik neytron yulduz ga aylanadi. Uning zichligi atom yadrolari zichligiga qadar ortadi hamda radio va rentgen nurlari tarqatadigan juda kuchli manbaga aylanib, uning nurlari yorug‘lik nurlari kabi yulduzning o‘z o‘qi atrofida aylanish davriga mos davr bilan pulsatsiyalanib turadi.

“Pulsar” so‘zi inglizcha “pulsating star” – “pulsatsiyalanuvchi yulduz” so‘zidan olingan. Pulsarlarning xarakterli tomonlari, boshqa yulduzlardan farqli holda, doimiy nurlanib turmasdan regulyar impulsdagi radionurlanish holatida bo‘ladi. Impulslari juda tez, bitta impulsning davomiyligi sekundning mingdan bir ulushidan, maksimum bir necha sekundgacha bo‘ladi. Har xil pulsarlarning impuls tuzilishi va jarayonlari turlicha bo‘ladi. Jarayon vaqti-vaqti bilan 10 -14 sek.gacha o‘zgarib turadi. Pulsarlarning ochilish tarixiga nazar tashlasak, birinchi pulsar PSR1919+21 1967 yilda Kembridj universiteti fiziklari Bell va Entoni Xyush tomonidan qayd etilgan. Radioastronomiya bo‘yicha tadqiqot o‘tkazayotgan Bell tasodifan galaktika tekisligiga yaqin joyda “o‘lik” intensivlik signalini tutdi. Signal uzlukli bo‘lib, regulyar holda 1,37 sekund intervalda yo‘qolib, yana paydo bo‘lardi. Ingliz astronomlarining professor Xyush boshliq kichik bir guruhi yangi topilgan bu ob’ektni o‘rganishlari davomida amerikalik olimlar va dunyoning barcha yirik radioastronomik markazlari tomonidan salkam bir yil davomida 27 ta shu xildagi ob’ekt topildi. Ko‘plab tadqiqotlar va kuzatuvlar pulsarlarning signali Erning radioaktivlik signalidan bog‘liq bo‘lmagan, Erdan tashqari shaffof sivilizatsiyadan kelayotgan va pulsarlarning tashkil etuvchisi boshqa planetalar dunyosining yordami emasligini ko‘rsatdi. Astronomlar bu osmon jismlari ham yulduzlar sinfiga tegishliligini va ular tezlik bilan aylanishi natijasida markazdan qochma kuch ta’sirida parchalanishini kuzatishdi. Hisoblashlarga ko‘ra, pulsar yulduzlarning aylanish jarayoni xuddi atom yadrosi kabi, sekundning mingdan bir ulushida o‘lchanadi va uning zichligi 10 14 g(sm 3 ni tashkil qiladi. Taqqoslash uchun Everestni shakarning bir bo‘lagi misolida qarash mumkin. Pulsarlarning yashash davri (megaolam uchun) uncha uzoq bo‘lmagan bir necha million yilgacha davom etadi. Bundan keyin yulduzlar oq