Kosmogoniya

Vikipediya, ochiq ensiklopediya

Kosmogoniya (kosmos va ... goniya) — koʻzatilayotgan Koinotning barcha turdagi jismlari va ular sistemalari (sayyoralar va ularning tabiiy yoʻldoshlari, Quyosh sistemasi, yulduzlar, galaktikalar va boshqalar) ning paydo boʻlishi va taraqqiyotini asosan, Nyuton mexaniqasi doirasida oʻrganuvchi fan. K. nazariyalari va gipotezalari jismlarni astronomik usullar bilan kuzatuv natijasida vujudga keladi. Roʻy berayotgan kosmogonik jarayonlarga oid kuzatuv maʼlumotlariga ega boʻlish bevosita astrofizikaning asosiy masalalaridan hisoblanadi. K. astronomik tadqiqot usullaridan tashkari yana nazariy fizika qonunlari va maʼlumotlariga ham suyanadi. K. shartli ravishda galaktikalar, yulduzlar va sayyoralar K.lariga boʻlinadi. Mac, sayyoralar K.si yoʻnalishi geologiya, geofizika, geokimyo maʼlumotlarini va kosmik apparatlar bilan tadqiq qilingan natijalarni ham qoʻllaydi.

Amerikalik olim J. Jinsning gravitatsion beqarorlik nazariyasi K.ning eng asosiy tushunchalaridan biri hisoblanadi. Unga koʻra, Koinotning ulkan bulutida protogalaktikalar yoki ularda protoyulduzlar paydo boʻlishi uchun gravitatsion beqarorlik mezoni bajarilishi shart. Xususan, zichligi barcha nuqtalarda deyarli bir xil boʻlgan muhitda biror sabab bilan toʻlqinlashish roʻy berib, oʻlchami 1 ga teng biror "quyuklik" shakllana boshlasa, u yanada quyuqlashib (siqilib) borishi uchun quyidagi munosabat boʻlishi lozim: X>\=i yj^G / r (i — gaz atomining oʻrtacha issiqlik tezligi, G — gravitatsion doimiylik, r—zichlik).

Natijada massasi rAg ga teng protobulut hosil boʻladi. Mac, p = 1SN4 g/sm3 va temperaturasi 106 K boʻlgan gaz bulutida massasi 10" t0 (t0— Quyosh massasi)ga teng protogʻalaktika (protobulut) vujudga keladi. Protogʻalaktikalarning shakllanishi va evolyusiyasiga oid kosmogonik muammolar, asosan, kuchli kompyuterdar yordamida tajribalar usuli bilan tadqiq qilinmoqda. Ularga nisbatan protoyulduz va protosayyoralar K. si ancha chuqur ishlab chiqilgan. Somon Yoʻlining yulduzlararo fazosida massasi \t0 ga teng , oʻlchami 1 parsek (pk) va temperaturasi bir necha oʻn gradus boʻlgan gaz bulutlari yetarlicha koʻp. Lekin ular siqilib yulduzlarga aylana olmaydi, chunki bunda gaz bosimi oʻz xususiy tortishish kuchi bilan deyarli ichki muvozanatda boʻladi. Somon Iulida massasi 103—105 t0 va ulchami 10—100 parsek boʻlgan gaz-chang bulutlari ham mavjud. Hisob-kitoblarga koʻra, ularning fizik holati Jins mezonini toʻla kanoatlantiradi va gravitatsion bekarorlik tufayli siqilib hosil boʻladigan issiqlik energiyasi osongina infraqizil nurlanish tarzida tashqariga sochiladi. Ularning massasi katta boʻlgani bilan biror sababga koʻra ichki temperatura tashqi fazoga infraqizil nurlanish sifatida chika olmasa, unda bosim kuchi oshib, gravitatsion siqilish jarayonini toʻxtatib qoʻyishi mumkin. Shuning uchun yulduzlar tutilish sohalari (YUTS), odatda, infraqizil oraligʻida yuzlanadi. YUTS ni amalda oson topish maq-sadida yana boshqa indikatorlar aniqlangan. Siqilish davomida protoyulduz yadrosida temperatura koʻtarilib borib 101 K ga yetganida uning markazida termoyadro reaksiyasi boshlanadi va u endi yulduzga aylangan deyiladi. Yulduz umri uning massasi kubiga teskari proporsional, takdiri ham mos ravishda turlicha. Mas, yulduz massasi t>3to boʻlsa, odatda, u oxiri qora uraga aylanadi. Agar t<\,2t() boʻlsa, natijada oq mitti vujudga keladi.

Sayyoralar K.sida ularning vujudga kelish nazariyasini ishlab chiqishda quyidagi kuzatuv maʼlumotlari toʻla hisobga olinishi lozim: 1) Pluton orbitasi ichidagi 8 ta sayyora orbitalari tekisliklari oʻzaro juda yaqin va ular Quyosh ekvatori tekisligi bilan deyarli ustma-ust toʻshadi; 2) barcha sayyoralar Quyosh atrofida aylanaga yaqin orbitalar boʻylab va aynan Quyoshning oʻz oʻqi atrofida aylanish yoʻnalishi boʻyicha harakatlanadi; 3) sayyoralarning oʻz oʻqi atrofida aylanish yoʻnalishi ular orbitalari boʻyicha harakati yoʻnalishi bilan bir xil (Venera va Urandai tashqari); 4) sayyoralarning Quyoshdan oʻrtacha uzoqligi Titsius — Bode qonuniga boʻysunadi; 5) sayyoralar oʻz fizik holatlari boʻyicha keskin 2 guruhga boʻlinadi: gigant va Yer tipidagi sayyoralar; 6) Quyosh sistemasidagi barcha sayyoralar massalari yigʻin-disi Quyosh massasidan 750 marta kichik boʻlsada, butun Quyosh sistemasi aylanish momentining 98% sayyoralarga tegishli; 7) barcha gigant sayyoralar halqalarga va koʻp (hatto bir necha oʻn) tabiiy yoʻldoshlarga ega.

Tabiiy yoʻldoshlarning asosiy qismi aylana orbitalar boʻylab sayyora ailanishi yoʻnalishi boʻyicha harakatda boʻladi, ularning orbita tekisliklari esa sayyoraning ekvator tekisligida joylashgan.

Bugoʻngi hisob-kitoblarga koʻra, 5 mlrd. yil burun sezilarli darajada aylanishga va magnit maydonga ega boʻlgan gaz-changdan iborat yirik budut siqilishni boshlab, asta-sekin uning markazida massiv markaziy quyuqlik vujudga kelgan. Quyuqlikdan tashqaridagi qism massasi nisbatan 10 marta kichik boʻlgan. Bu sistema aylanish oʻqi boʻyicha siqilib borgan sari magnit kuch chiziklari markazdagi protoyulduzga oʻralib borib, uning aylanish momentini ular tashqi qismga uzatishda qatnashadi. Natijada markazida Quyosh va uning ekvator tekisligi atrofida aylanish momenti asta-sekin oshib borayotgan qalin disk vujudga keladi. Ushbu disk zichligi maʼlum kritik qiymatga erishishi bilan u gravitatsion beqarorlik tufayli bir nechta halqalarga ajraladi. Har bir halqa asta-sekin boʻlinishi va massalarini yigʻilib borishi jarayonlari sababi sayyora hamda tabiiy yoʻldoshlari vujudga keladi. Gazsimon gigant sayyoralar atrofida disklar xuddi shu tariqa vujudga kelib, ular ham beqarorlik oqibatida halqalarga boʻlinadi.

Oʻzbekistonda K. muammolari, asosan, OʻzMU Astronomiya kafedrasida, galaktikalar K.si esa Oʻzbekiston FA Astronomiya institutida oʻrganiladi.

Ad.:Gurevsch L. E., Chernin A. D., Vvedeniye v kosmogoniyu, M, 1987; M., 1986; Nuritdinov S. N., Somon Yoʻli fizikasi, T., 1989.

Salohitdin Nuritdinov.[1]

Manbalar[tahrir]

  1. OʻzME. Birinchi jild. Toshkent, 2000-yil