REGULAR QORA TUYNUKLAR VA KVAZI DAVRIY TEBRANISHLAR Текст научной статьи по специальности «Физика»

>q )> d )> :>

Talqin va tadqiqotlar respublika ilmiy-uslubiy jurnali №5 REGULAR QORA TUYNUKLAR VA KVAZI

#

DAVRIY TEBRANISHLAR

* : i>

»

Jalolova Ziyodaxon Mahmudjon qizi

Urganch Davlat universiteti magistranti

Ilmiy ishi raxbari J.Rayimboyev O'z RFA.k.i.x Astranomiya inisituti PhD. https://doi.org/10.5281/zenodo.7264466

Annotatsiya: Mazkur maqolada muntazam qora tuynuklarning eng ichki barqaror dumaloq orbitalarda (ISCOs) radiusidagi zaryadi va 4D EGB tortishish kuchida oddiy Bardeen qora tuynukga tushadigan sinov zarralaridan energiyani chiqarish samaradorligi, shuningdek kvazi davriy tebranishlar (QPO) va Keplerian va garmonik tebranishlar, kabi asosiy chastotalar haqida qisqacha ma'lumotga ega bolasiz.

Insoniyat koinotni o'rganib,u haqidagi bilimlarini oshiraveradikan,inson bizning nazarimizga sig'mas darajada ulkan koinotning mitti bir zarrasi ekanligi va borliq oldida naqadar ojiz ekanligini anglab boraveradi.

»

m?

Kalit so'zlar: qora tuynuk, energiyani chiqarish samaradorligi, garmonik, kvazi

davriy tebranishlar. davriy tebranishlar.

XX-asrda fazoviy jismlar va koinotdagi hodisalarga doir ko'plab kashfiyotlar qilindi. Ulardan biri bu "Qora tuynuk" larning aniqlanishidir. O'zining butun energetik zaryadini sariflab bo'lgan yulduz o'z-o'zining ichiga qarab toraya

KAflV>1oir/^1 A /ínn O nVlll P1/1l1lfíl nnlnnnrln TniMlTWItirr rv'fturln al/ni ^ \nirirvti

boshlaydi. Mana shu siqilish natijasida yulduzning o'rnida zichligi cheksiz yuqori bo'lgan, massasi esa nolga yaqin qudratli gravitatsion maydon hosil bo'ladi. Mana shu maydon astranomiyada "qora tuynuk" deb ataladi.

Qora tuynuklarni eng qudratli teleskoplar bilan ham ko'rib bo'lmaydi. Chunki ular fotonlarni yutib yuboradi. Natijada inson ko'zi sezishi mumkin bo'lmagan yorug'likni ham yo'qotib yuboradi va ularni mutlaqo akslantirmaydi. Qora tuynuklarning avjudligini unung atrofidagi hosil bo'lgan g'oyatda kuchli magnit maydoniga qarab bilib olish mumkin. Olimlar so'ngi to'rt asrdan beri koinot dagi shu g'ayrioddiy jism haqida fikir yuritib, bu borada ba'zi kashfíyotlarni ham qilganlar.

Ulkan massaga ega bo'lgan yulduzlar koinotda tortishish maydonlarini hosil qiladi.

j "1 > ' ^^ \ "1 > Qora tuynuklar o'zlariga yaqinlashgan barcha jism va moddalarni o'z qa'riga tortib

i K*

ketadi va ularning hisobiga o'z zichligini uzliksiz ravishda orttirib boradi.

Natijada ularning tortishish kuchi ham kuchayib boraveradi. Bu jixatdan qaraganda, so'ngan yulduzlar o'rnida paydo bo'lgan va atrofidagi hamma narsalarni

J____• 1 ____ u ____ _ ___: ____.

o'z domiga tortib ketadigan bunday qora nuqtalarni qora tuynukka o'xshatish

j¿ : j*

WiW к/

>q )> q )> :>

Talqin va tadqiqotlar respublika ilmiy-uslubiy jurnali №5

mumkin. Shu sababdan falakkiyot olimlari bunday yulduzlarni qora tuynuklar deb

#

>

atashgan.

1994-yilda astrafizik olimlar Habbl teleskopi vositasida M 87 gallaktikasi markazida ko'zga ko'rinmas ulkan jism borligini aniqlashdi.

OHmlaming ta'kidlashicha, og'irligi Quyosh vaznidan 20 marta katta bo'lgan yulduzlar oxir-oqibat qora tuynukka aylanishi mumkin ekan. Bunga sabab ularning ulkan tortishish maydoni va yirik massaga ega ekanligidir. Lekin hajmi va massasi kichik bo'lgan yulduzlarning qora tuynukka aylanishi uchun yetarlich bosm

O J O 1 J J J

bo'magani sababli ular qora tuynukka aylana olmas ekan.

Qora tuynuklar 1916-yilada Karl Schwarzschild tomonidan Eynshteyn tenglamalarining yechimi sifatida bashorat qilingan.

Qora tuynuklar esa bu katta gallaktikamiz orasida yuzlab yoki yuzmillionlab bo'lishi hamdir. Insonlar aniqlaganlari esa bor yo'g'i bir necha xolos. Qora tuynuk sirlari hozircha sirligicha qolmoqda. Chunki qora tuynukka borishni borishni hech

nntYI л\ Г\ЛЛ тгл'л О 1 1Л 1 ПАГП f 1 11 mi Т rill ПГПГА ГП\ГЛПП + Г11Г Ко I \ГЛ 1ПГ Ап! ПГ ГГЧП 1

ham iloji yo'q. Balki qora tuynuk vaqtlararo sayohatdir, balki insonlar sonini

keltiruvchi bir vositadir. Bunisi esa bizga hozircha qorong'u.

Shunday bir fazo jismi borki u Quyoshimiz kabi yulduzlardan milyard marta yorqin va trillion marta katta va ko'p energiya ishlab chiqaradi. U o'z yo 'lida

»

uchragan nafaqat, sayyora va yulduzlarni balki butun boshli gallaktikani yo'q qila oladi. Ilim fanga ma'lum bo'lgan, eng yorug' bo'lgan, ushbu quyosh jismiga KVAZARLAR deb nom berilgan.

Kvazarlar nima? degan savolga mana bundek javob aytilgan. Insoniyat qadim

7omnnl arrian Hnmrnni \r i ir^ati 1л V\r»nV\ r»emr»n ncmlarma 1/AinntíTQ ni7imcb V\i1HinV\

zamonlardan dunyoni kuzatib borib, osmon jismlariga, koinotga qiziqish bildirib kelgan. So'ngi yuz yillikdan buyon insonlar imkoniyati kengroq teleskoplar yordamida osmon jisimlarini kuzatib o'rganib kelmoqda. Ammo kvazarlar o'tgan asrning 50-yillarida ham fan uchun mutloq noma'lum edi. Kvazarlar sayyoramizdan shu qadar olislardaki, osmonimizda xuddi yorqin yulduzlardek ko'rinadi. Shuning uchun uzoq vaqitgacha insoniyat, kvazarlarni oddiy yulduzlardan ajrata olmaganlar. Kvazarlar o'zlaridan o'ta katta miqdorda energiya va yorug'lik taratadi. Shu sababdan bizdan nixoyatda olisda joylashgan bo'lishiga qaramasdan, osmonimizda yorqin ko'rinishda, go'yoki bizga yaqin masofada joylashgan yulduzlardek nomoyon bo'ladi. Kvazar atamasi ham ingilizcha "quasi-steller" ya'ni yulduzga o'xshash so'zidan olingan.

O'tgan asrning 50-yillarida AQSH ning falakkiyotchi olimlari Alan Sendij va Tomas Matyuezlar DIVA yulduz turkimidagi yulduzlarni kuzatib borib, kvazarlar

yulduz emas, aksincha yulduzlardanda milyardlab katta milyard marta yorug' bo'lgan

fanga noma'lum bo'lgan fazo jismi ekanligini aniqlashdi. Kvazarlar nima ekanligi anchagacha jumboq bo'lib keldi.

------------ ------------------

¡ > >

>q ] i )> >

u>,* ^ «KQs

>q )> q )> :>

Talqin va tadqiqotlar respublika ilmiy-uslubiy jurnali №5

1963-yilda Galland astranomi Martin Shmidt kvazarlar bizdan ancha olisda

#

>

joulashganini, ularning ko'rinmas spektri qizil tusga o'tayotganini va ular bizdan katta tezlik bilan uzoqlashayotganini aniqlab beradi.

Keyinchalik fanga ma'lum bo'ldiki, kvazarlar Somon Yo'li gallaktikasidan tashqarida, bizdan nixoyatdagi olis gallaktika markazida joylashgan ekan.

Bugungi kun astrafizikasida kvazarlar paydo bo'lishi haqida bir qancha farazlarmavjud. Ularning ichida eng to'g'ri faraz, bu kvazarlarning paydo bo'lish qora tuynklar hisoblanadi.

1 J

Eynshteyn- Gauss-Bonnet (EGB) nazariyasi belgilagan D>4 o'lchovli fazoda va D. Lavelok teoremasi D= 4 o'lchovli fazoda umumiy munosabatni ta'kidlaydi, nolga teng bo'lmagan kosmologik doimiy tortishish haqidagi yagona nazariyadir. D.Lavelok teoremasi yaqinidagi 4D yechimini olish uchun yangi yondashuvni qabul qildi. Ushbu yondashuvda asosan qayta o'lchash Gauss- Bonnet (GB) termini 4D chegarasida 1/(D-4) omili bo'lgan.

Foton harakati va kvazinarmal rejimlar orqali tortishishning barqarorligi 4D

EGB, tortishish Refda o'rganilgan. Qora tuynuk gravitatsion jixatdan beqaror agar a kichik bo'lmasa yetarli (0<a<0.15) salbiy a ning mavjudligi qora tuynuk eritmasiga imkon beradigan bo'lishi uchun, 4D EGB tortishish kattaroq qiymatlari uchun ham,

»

m?

barqaror (0> a> -2) ning elektr zaryadlangan qora tuynuk eritmasi 4D EGB tortishish, shu jumladan kosmologik constan ham Refda olingan.

4D EGB nazariyasida Bardeen muntazam ravishda qora tuynuklar zaryadlangan aniqlagan. Bundan tashqari sinovdagi zarralarning harakatini o'rgangan, va taxlil

qilgan joyda samarali potensial energiya va burchak moment xususiyatlari, orbitadagi

„„ . ........ ......

zarralarni kuzatgan. 4D EGB tortishish kuchi ega ekanligi aniqlagan, yuqorida aytib o'tilgan fizikaga oid bir xil miqdordagi harakatga ega, yaqin atrof- muxit parametrning turli qiymatlar uchun qora tuynukning a ya'ni a ning musbat qiymatlarining oshishi ularning minimal darajaga tushishiga olib kelishini, ularga minimal joylashgan masofa esa markaziy ob'yekt tomon siljishini kuzatgan. Shuningdek qora tuynukning eng ichki barqaror dumaloq orbitalarida (ISCOs) radiusidagi zaryadi va 4D EGB tortishish kuchida oddiy Bardeen qora tuynukga

tushadigan sinov zarralaridan energiyani chiqish samaradorligini aniqlagan. Qora

• .^-„v. ____„_____

tuynuk atrofidagi yig'ish diskining energiya samaradorligini anglatadi. Eng yuqori

maksima energiya markaziy qora tuynukga tushadigan moddadan nurlanish sifatida olinish mumkin. Sinov zarrasini to'planish samaradorligini quyidagi formula orqali hisoblash mumkin. M F= 1- E isco

>1> >

:>q> q >■:>

¡ > >

>q ] - > >

-^otitot-- a i

u>,* ^ t<ns

ы>

* : > >>

Ы >>

Ы j> Ы ]>

Ы >

>3»

Ы >

>

Talqin va tadqiqotlar respublika ilmiy-uslubiy jurnali №5

i >>

Щ4 >

>j*

Ы>

! >i>

i ]><#i

)

J>

Ы >

ш j

-иф #ф>

>j:>

*ф>

! >>

pi j>

Ы >

i >i>

Ы i>

Bu yerda E isco - ISCO dagi zaïrachaning ene^iyasi tomonidan ta'siriangan bog'lanish eneгgiyasining nisbatidiг. Eneгgiya samaradoñigining magnit paгameteг g ga bog'liqligi ko^satilgan. Yuqoгidagi гasmda paгametгning turii qiymatlaг uchun chizmasi keltiгilgan. Bunda qaramlikni ko'гishimiz mumkin, samaгadoгlik aqilni oshiradiva qora tuynukning oгtishi, paramrtri esa a ning kamayishiga sabab bo'ladi. a ning kesishishi tufayli samaradorlikning maksimal qiymati haddan tashqari magni zaryadga egaligi, Doim a=-0 bo'lganda, 1 samaradoriikga yetadi va qiymati 16% gacha. Boshqa tomondan bizning raqamli taxlilimiz ushbu samaradorlikka ega.

Ken qoгa tuynuk va BKBH spini o'rtasidagi degnaгatsiya munosabatlari BKBH parametrlarining turli qiymatlari uchun ISCO radiusining bir xil qiymatini taminlaydi.

Fotonlaming dumaloq o^talan uchun ta'sir parametri BKBH soyasining kengayishi qora tuynuk magnit zaryadining funksiyasi sifatida tasvirlangan Yuqoridagi rasmda ko'гinib tuгibdiki, c qiymatlaгi ortishi bilan ta'siг paгametгi ham, c kichikroq bo'lgan holatga nisbatan yuqori qiymatlami oladi. c=0 uchun RN va BK qoгa tuynuk uchun ta'siï paгametгlaгining qiymatlaгi teng bo'ladi. Bundan tashqari, Wq= -1/3 ning kattaroq qiymatlaгi uchun ta'siг paramaetri kichikroq bo'ladi, chunki Wq qiymatining pasayishi bilan Bc kattalashadi. E'tibo! bering, qora tuynuk magnit zaryadining g qiymatlari ortishi bilan foton sferasi radiusi kamayadi. Sinov zarralarining haddan tashqari zaryadlangan BKBH qora tuynuk atrofidagi radial tebranish chastotasining radial bog'liqligi, haddan tashqari aylanadigan Ken BH qoгa tuynuk holatidagi chastotani taqqoslashish ko'rinishi.

Ushbu maqolada yangi to'rt o'lchovli Eynshteyn -Gauss-Bonnet (4D EGB) nazariyasida oddiy Bardeen qora tuynBirinchidan, biz Gauss-Bonnet (GB) ulanish parametri bo'yicha Baleen qora tuynugi atrofidagi fazoviy vaqtning xusuusiyatlarini tahlil qildik va qora tuynuk zaryadining qiymatlarining diapazoni va gorizant sifatida mavjud bo'lgan a parametriarini o^gandik. Muntazam qora tuynuklaming eng ichki

Дс ■>

ц >2i ; i > >

V>^ *ф>

ы >

<H i:

i >j

Al

ы>

*ф>

>

i

kci> I j>s*K

тш

i ifcj

Qj^f^S). .—

llo

IШ

q

q Ц+--

Г-5 Jí

К*

Talqin va tadqiqotlar respublika ilmiy-uslubiy jurnali №5

barqaror dumaloq orbitalarida (ISCOs) radiusdagi zaryadi va 4D EGB tortishish kuchida oddiy Bardeen qora tuynukga tushadigan sinov zarralaridan energiyani chiqarish samaradorligini, bundan tashqari, Keplerian va garmonik tebranishlar kabi asaosiy chastotalar, shunungdek kvazi davriy tebranshlar (QPO) ilovalari bilan tanishdik. Bundan tashqari kvazarlar va qora tuynuk atrofida harakatlanayotgan jismlarning ajralib chiqarayotgan energiyasi haqida qisqacha ma'lumotga ega bo'ldlk.

Foydalanilgan adabiyotlar:

1.G. D Karssen, M.Bursa, A.Eckart, M.Valensiya- S, M.Dovcik, V.Karas va J. Hoak, dus, R. Astron. Soc. 472 (2017) 4422, arXiv : 1709.09896 [astro-ph. GA].

2.C. Nemisa, fizika. Rev.D 96 (2017) 103015, arXiv: 1711.01626 [astro-ph. HE].

3.A. Ingram va S. Done, Mon. R.Astron. Soc 405 (2010) 2447, arXiv: 0907.5485 [astro- ph. SR].

4.J. Rayimboyev, A. Abdujabborov va H. Ven-Biao, fizika. Rev. D 103 (2021) 104070.

5.https:/ /ui. adsabs. harvard. edu /abs / 2021 Galax...9...75R/ /abstract.

6.https: / /ul. adsabs. hadará.. edu /abs/ 2021 Galax.. .9.. .71R/ abstract.

7.J. Bardin, Proc. GR5, C. DeWitt va B. DeWitt (taxrirlar) ( Gordon va Breakh, 1968),b 174.

>4*

Ш

-^¡fV-TíT f---^SfV-^ï f.—

lll

>

Щ >

>

> * >

^ J>

ы j>

q >3* >

J , JArt

q

Ы > Ы >

wi > Ы >

щ >

*ф>

]>Ж

*4> q

q >4*

Ы]>

q > >

q щъ q

*4>