Kirish astrofizika, kosmologiya va koinot nurlari muammolari fani koinot nurlari xosil bo’lishi, tabiati, tadqiqot yo’nalishlari, ularning astrofizik va kosmologik jarayonlardagi roli to’g’risida tushincha beradi

KIRISH Astrofizika, kosmologiya va koinot nurlari muammolari fani koinot nurlari xosil bo’lishi, tabiati, tadqiqot yo’nalishlari, ularning astrofizik va kosmologik jarayonlardagi roli to’g’risida tushincha beradi. Demak bu bo’limda, asosan koinot nurlari tabiati, xususiyatlari, ular bilan bo’ladigan turli jarayonlar o’rganilib, ularning astrofizik jarayonlarga ta’siri hamda olam tuzilishi bilan bog’liq kosmologik tomonlari ham qarab chiqiladi. Koinot nurlari fizikasi — koinot nurlarining hosil bo’lishi va tyezlanishi — koinot zarrachalari, ularning tabiati va xususiyatlari — kosmik fazoda, atmosferada, Yer va planetalar qobig’ida koinot zarralari bilan bo’ladigan jarayonlarni o’rganadi. Bu tadqiqotlarda yadro fizikasida yaratilgan asbob — uskunalar ishlatiladi. Lekin Yerning magnit maydoni va atmosferasi koinot zarrachalarini o’rganishda asosiy rol o’ynaydi. Baland tog’ stansiyalari, havo sharlari, Yer yo’ldoshlari, raketalar, planetalararo va orbital stansiyalarning ishlatilishi koinot nurlari fizikasini geofizika va koinot fizikasi bilan chambarchas bog’laydi. Koinot nurlari astrofizikasi yo’nalishi koinotdagi radionurlanishlarni o’rganadi. Bu nurlanish radioteleskoplar yordamida o’rganiladi. Bundan — nurlanishlar elektronlar, protonlar vatashqari rentgen va yadrolar yordamida hosil bo’ladi. Bu nurlanishlar yordamida Galaktikadan tashqarida bo’lgan jarayonlarni ham o’rganish mumkin. Bundan tashqari koinot nurlari fizikasi fan — texnikaning turli sohalariga, masalan, kosmik parvozlar, yuqori energiyalar fizikasi, zarrachalar o’zaro ta’siri va ularning xususiyatlarini o’rganishga bevosita daxldordir. Dastlab 20 —asrning 30 — yillarida koinot nurlari yuqori energiyali zarralar oqimi ekanligi ma’lum bo’lgach, ularning xususitlarini o’rganishiga kirishildi. Lekin yuqori energiyali tezlatgichlar qurilishi bilan bu soha tezlatgichlar yordamida, ya’ni o’ta yuqori energiyalarda o’rganila boshlandi. Hozirgi paytda koinot nurlari fizikasi yadro fizikasi, astrofizika, kosmik fazo fizikasi, geofizika va geliofizika kabi fanlarga aloqadaor juda ko’p muammolarni o’rganadi. Endi koinot nurlarnin
nurlarini o’rganish gazlardagi tok o’tkazuvchanlikni o’rganishdan boshlangan. Bunda ionizatsiya kamerasi qalin qo’rg’oshin bilan to’sib qo’yilganda ham gaz ma’lum miqdorda tok o’tkazgan. Shu sababli, Vilson bu ionizatsiyani keltirib chiqaruvchi sabab yerdan tashqaridagi manba ekanligini birinchi bo’lib aytdi. 1911 — 1912 yillarda havo sharlari yordamida o’tkazilgan tajribalar balandlik oshishi bilan ionizatsiya tokining oshishini ko’rsatdi. Keyinchalik esa bu balandlikdagi nurlanish boshqa nurlanishlarga qaraganda yomon yutilishi, ya’ni yuqori o’tuvchanlikka ega ekanligi aniqlandi. 1927 yili D.Skobelsin Vilson kamerasini magnit maydoniga joylashtirdi va 1200 e kuchlanish magnit maydonida u kuchsiz og’gan izlarni kuzatishga muvaffaq bo’ldi. Natijada koinot nurlari korpuskulyar tabiatga ega ekanligini aniqladi. Keyinchalik koinot nurlarini kuzatish uchun qalin fotoemulsiya metodi qo’llanila boshlandi. 1932 yili esa Anderson kosmik nurlarda pozitronni kashf qildi. Koinot nurlari «yumshoq» va «qattiq» komponentlarga ajratib o’rganila boshlandi. Bu ajratish shartli bo’lib, 10 sm qalinlikdagi qo’rg’oshinda yutilganda nurlar yumshoq, qolganlarini esa qattiq deb ataldi. Yumshoq komponenta elektronlar va pozitoronlar ekanligi keyinchalik aniqlandi. Qattiq komponenta esa 1937 yili topilgan s — mezonga mos keldi. U elektrondan 200 marta og’ir bo’lib kichik tormozlanish nurlanishiga ega va shu sababli energiyasini asosan atomlarni ionlashga sarflaydi. Keyingi intyensiv izlanishlar koinot nurlari bilan bo’ladigan quyidagi jarayonlar bo’lishi mumkinligini ko’rsatdi. Birlamchi elektronlar atmosferada myuonlarni va ikkilamchi elektronlarni hosil qiladi. Myuonlar ham o’z navbatida parchalanib elektronlarni va atomlarni ionlashtirib yuqori energiyali elektronlarni hosil qiladi. Lekin bu mexanizm yetarlicha mavjud jarayonlarni tushuntirib bera olmadi. Tez orada ikkilamchi elektronlar va myuonlar bilan bir qatorda protonlar ham qayd qilindi. Bunga asosan elektron — yadro jalalarining topilishi sabab bo’ldi. Bu jalalarning tarkibini protonlar, neytronlar va 1947 yili topilgan p mezonlar tashkil qiladi. Dastlabki mexanizmda elektromagnit ta’sir rol o’ynagan bo’lsa, elektron— yadro jalalarida yadro kuchlari o’zini namoyon qildi. Bu jarayondagi birlamchi zarralar 1017 ev va undan ham katta energiyaga ega bo’lishi aniq Bu jarayondagi birlamchi zarralar 1017 ev va undan ham katta energiyaga ega bo’lishi aniq bo’ldi. 5 1949 yili S.Vernov boshchiligidagi ekspeditsiya kosmik nurlarining asosini protonlar tashkil qilinishini aniqladi. 1. Koinot nurlari deganda nimani tushunasiz? 2. Koinot nurlarini o’rganish tarixini gapirib bering? 3. Koinot nurlarinig astrofizik va kosmologik jarayonlarga aloqasi qanday? OLAMNING TUZILISHI Hayot paydo bo’lgandan beri tungi osmondagi son — sanoqsiz yulduzlar, oy va quyosh tutilishlari, nur sochuvchi va boshqa kichik osmon jisimlari bilan bog’liq holatlar insoniyatni o’ylantirib kelgan. Hozirga kelib koinotdagi barcha modda yulduzlar, yulduzsimon tuzilmalar, planetalar, planetalararo gazlar va koinot nurlari ko’rinishda majudligi ma’lum. Astronomiya ma’lumotlariga ko’ra bu obyektlarning yoshi bir necha o’n milliard yilga tyeng. Agar bu vaqtni uzunlik birligida ifodalasak 1010йил= 1028см= 9 103.2 пс ga tyeng bo’ladi. Bu kattalik signali bizgacha yetib kelishi mumkin bo’lgan osmon jismlarigacha bo’lgan masofadir. Koinotning bunday ko’rinadigan qismiga Metagalaktika deyiladi. Yulduzlar to’planib galaktikalar hosil qiladi. Koinot ning 1026 SM radiusli qismida 104 ta galaktigada joylashgan va ular orasidagi o’rtacha masofa 10 25 sm ga tyeng. Galaktikalar turli formaga ega. Bizning galaktikamiz Somon yo’li deb ataladi va u qo’shni andromeda tumanligi, Katta va Kichik magellan bulutlari, hamda yana 20 tacha galaktika bilan birgalikda galaktikalarning mahalliy gruppasini tashkil qiladi. Koinotning dastlabki modeli statsionar model bo’lib, unga ko’ra koinotning bizga ma’lum qismi cheksiz davriy takrorlanib davom etadi. Lekin 1922 yili A.Fridman Eynshteynning nisbiylik nazariyasi asosida Metagalaktikaning kengayishini asosladi. 1929 yili esa Xabbl dopler — effekti yordamida galaktikalarining bir — biridan uzoqlashayotganligini ko’rsatdi. Unga ko’ra Hr,U бунда Мнс Хаббл c doimiysi bo’lib, u faqat vaqtga bogliq. Bunga  55 km H ko’ra metagalaktikaninig yoshi 6 1 10 H10 1,8   u r t yilga teng. Koinot nurlari metagalaktikada haotik magnit maydoni ta’sirida sochilib, o’ziga xos trayektoriya bilan hapakatlanali. Bu harakat diffusion harakat ga o’xshaydi. Diffuziya koeffitsiyenti s sm D IV 2 3 1  ga tyeng bo’lib, u son jihatidan zarrachaning vaqt birligidagi siljishining o’rtacha kvadrati yarmiga teng, ya’ni 2 2 1 2DT ga kelamiz. RT  R R D s 10 sm,l Agar yugurish yo’li 25 va 1010 T yil desak, 8 Rmax 10 2.6  yilga ga tyeng bo’ladi. Demak, metagalaktikamiz mavjud bo’lgandan beri Yerga 8 10 yorug’lik yiliga tyeng masofalardagi signallar yet ib kelishi mumkin. Metagalaktikadagi jarayonlar gigant portlash natijasi deb qaraladi. Dastlab juda yuqori zichlik va tyemperaturaga ega bo’lgan matyeriya portlashi sababli olam yaralgan deb taxmin qilinadi. Dastab 10KT Gev 18 energiyalarda leptokvarklar va unversal o’zaro ta’sir tashuvchilari mavjud bo’lgan. Keyinchalik tyemperaturaning sovushi sababli universal o’zaro ta’sir kuchsiz, elektromagnit va kuchli ta’sirlarga ajralgan. Bunda mavjud matyeriya kvarklar, glyuonlar, leptonlar va fotonlardan iborat bo’lgan. Ular barchasi tyermodinamik muvozanatda bo’lishgan. Temperaturaning keyingi pasayishi natijasida kvark —glyuon plazma adronlarga aylangan va yadro hamda yulduzlar hosil bo’lgan. Hozirda mavjud koinot relikt nurlanishni dastlabki davrda modda bilan muvozanatda bo’lgan elektromagnit nurlanishning «qoldig’i» deb qarash mumkin. Bu koinotning nostatsionar modelini asoslovchi fakt hisoblanadi. Endi Galaktikamiz haqida gapiradigan bo’lsak, u 100 milliardga yaqin yulduzlardan tashkil topgan. U spiral ko’rinishga ega bo’lib, radiusi 30 Kps ga teng. Spiral aylanma harakatda bo’lib, Quyosh yaqinida, ya’ni markazdan 10 Kps 7 masofada , uning aylanma tyezligi 200 km/s tyeng. Galaktikaning aylanish davri 275 mln. yilga tyeng. Yulduzlararo muhit gaz (asosan, vodorod va geliy ) va changliklardan iborat . Gazning zichligi 1 atom/sm3 va undan kamroq bo’lib, uning 3% ionlashgan. Gaz bulutlari zichligi esa 3 20 30 sм аtом ga teng, elektronlarniki B Gs 6 5 10 va ular  temperaturasi 100 K ga teng. Quyosh Galaktikamizdagi 100 milliard yulduzlardan biri bo’lib, massasi Mq kg 33 10 2 radiusi Rq sm 10 10 , o’z uqi atrofida aylanish davri 7 27 sutkaga tyeng. Uning nur sochishi s erg Lq 33 10 3,86  ga teng. Quyoshning sirti fotosfera deyiladi, undan keyingi km 3 1014 qalinlikdagi qismi xromosfera deyilib, keyin Quyosh toji — Quyosh atmosferasining yanada siyraklashgan va ionlashgan qismi boshlanadi. Quyoshda juda kuchli portlashlar bo’lib, bunda at mosferaga ajralib chiqqan moddalar energiyasi 1033 erg gacha yetadi. Quyosh aktivligi 11 yillik davrga ega, Quyosh magnit maydoniga ega bo’lib, uning ta’siri Quyosh sistemasi chegarasigacha seziladi, va bu sohaga geliosfera deyiladi. Quyosh energiyasi vodorodning He 4 ga aylanish termoyadro reaksiyasi hisobidan deb qaraladi. Bunday reaksiya K 7 10 temperaturadan yuqori haroratda sodir bo’ladi. Vodorodning har bir He 4 e hosil bo’ladi. Devis tajribasi natijasiga ko’ra,ga aylanishida 2 ta e oqimi nazariyaga qaraganda 3 marta kamligi aniqlandi. Hozircha bu muammo hal qilingan yo’q. Nazariy jihatdan bunga neytrino ossilyatsiyasi sabab bo’lishi mumkin degan fikrlar ham mavjud. Bir necha o’n yillarda galaktikada o’ziga xos hodisa sodir bo’ladi. Bu o’ta yangi yulduzlarning tug’ilishidir. Ular gaz bulutlarining zichlashishi bilan sodir bo’ladi deb qaraladi. Bu yulduzlar bir necha oydan keyin so’nadilar. Lekin bir necha yuz yillar davomida ularning qoldiq yorugligini kuzatish mumkin. Bundan tashqari koinotda qora tuynuklar deb ataluvchi ob’yektlar ham mavjudligi aytilmoqda. Odatda yulduzlar o’z faoliyati oxirida sunib, o’z gravitatsion kuchlari ta’sirida siqilib , juda yuqori zichlikka va kichik razmerga ega bo’lishadi. Bu ob’yektlarning gravitatsiya maydoni juda yuqori bo’lganidan ulardan hech narsa, hatto yorug’lik ham uchib chiqa olmaydi. Shu sababli ular «qora tuynuklar» deb nomlanadi. 8 Ular 2 R 2GM / s m ga teng radiusga ega bo’lishadi. Bunga Shvarsshild radiusi deyiladi. Bu yerda G — gravitatsiya doimiysi, M —ob’yekt massasi va s —yorug’lik tyezligi. Quyosh energiyasining manbai ham uning markazida qora teshik borligidan degan gipotyezalar ham mavjud. Chunki bunday ob’yektga tushgan jismlar va zarralar tezlanishli harakat qiladilar va bunda o’zlaridan nur chiqaradilar. Lekin haligacha ular kuzatilmagan. Koinotdagi ob’yektlarning o’ziga xos xususiyatga ega bo’lganlaridan biri pulsarlardir , ya’ni neytron yulduzlar. Ular juda katta magnit momentga ega bo’lib, katta tyezlikda aylanadilar. Shu sababli ma’lum chastotali radionurlanish tarqatadilar. Ular chastotasi 2 dan 200 Gs gacha bo’lib, massasi quyosh massasiga tyeng, radiusi esa 10 — 30 km bo’ladi. Pulsarlar sirtida magnit maydon kuchlanganligi 10 Gs ga tyeng, hozirda ular koinot nurlarini tyezlatuvchi manbalardan biri sifatida qaralmoqda. Endi koinot nurlarini yaxshiroq tushunish uchun metagalaktikadagi nurlanish spektrini qaraymiz. Energiyasiga qarab bu nurlarni quydagi tartibda joylasht irish mumkin. Nurlanish1.  1Mev E 2. Rentgen nurlanish 1 ekv < Ye < 1Mev 3. Optik diapazondagi nurlanish 1EvE 4. Mikroto’lqinli nurlanish 1m  100mkm 5. Radionurlanish  > 1m, Koinot da shunday obyekt lar borki ular radiodiapazonda optik diapazonga qaraganda ko’proq nur sochadilar. Oddiy obyektlar (galaktikalar) optiq diapazonda radiodipazonga qaraganda million marta ko’proq nur sochadi. Lekin bunday nurlanish elektronlarning obyektlar magnit maydonidagi harakati natijasida yuzaga 9 keladi deb qaraladi. Lekin ular tabiati hozirgacha noaniq. Bunday yulduzsimon obyektlar kvazarlar deb ataladi. Ular juda kam tarqalgan va juda uzoq masofalarda joylashgan. Hozirda kvazarlar koinot nurlari generatori sifatida qaralmoqda.
1. Olamning umumiy tuzilishini tavsiflang.
2. Koinot modellarini tavsiflang.
3. Koinotdagi ob’yektlarni izohlang. Koinot nurlari harakt yerist ikalari Koinot nurlarining muhim xaraktyeristikalaridan biri uning intyensivligidir
Koinot nurlari harakt yerist ikalari Koinot nurlarining muhim xaraktyeristikalaridan biri uning intyensivligidir. Intyensivlik deganida ma’lum yo’nalishga perpendikulyar bo’lgan birlik yuzadan vaqt va jism burchagi birligida o’tgan Ye dan Ye + dYe gacha energiyali zarralar soni t ushuniladi. 2 1 / ( )  Gevsr sdtdE sm  dN dJ Bu yerda ,,dt,d d yuza, jism burchagi va vaqt elementlari. Intyensivlikdan tashqari zarrachalar oqimi tushunchasi ishlatiladi va u gorizontal birlik yuza orqali vaqt birligida o’tgan zarralar soniga teng bo’ladi.          2 1 I(E) J(Q, ,E)cosQd (sm s Gev) Q . Bundan tashkari, birlik energiya intyervalidagi zarralar intyensivligiga differensial energetik spektr deyiladi, ya’ni dE dN J (E) Shunga o’xshash, differensial impuls spektrni dP dN J (P) kabi aniqlanadi. Koinot nurlanishining muhim xaraktyeristikalaridan biri — anizatropiya darajasidir. Agar biror \2\ yo’nalishda intyensivlik maksimumi, ( ) Q1 J MAKS , boshqasida ega minimum ( ) J MIN Q2 kuzatilsa, u holda anizotropiya darajasi 10 MAKS MON MAKS MIN J J J J   2  kabi aniqlanadi. Har bir zarracha fazoda 6 ta parametr bilan aniqlanadi PX PY PZ x, y,z, , , . Ma’lum hajmdagi zarralar zichligi esa o’zgarmasdir. Bu tasdiq const dVdP dn r p  n r p ( , ) ( , ) Luivill teoremasi deyiladi, ya’ni Izotrop nurlanishda zarralar konsentrasiyasi intyensivlik bilan quyidagicha bog’langan .J(E)/ 4n(E) 1. Koinot nurlari qanday xaraktyeristikalarga ega? 2. Luivill teoremasini tushuntiring 3. Koinot nurlari anizotropiyasini tushuntiring. Quyosh shamoli va sayyoralararo muhit fizikasi.