2-bob. Gravitatsiya to`lqinlari va lazer gravitatsion-to`lqin antennalardan qo`lga kiritilgan va kutilayotgan natijalar. 2.1.Gravitatsion to`lqinlarning samoviy manbalari xossalari haqida asosiy ma`lumotlar.
Umumiy nisbiylik nazariyasi(UNN) tenglamalari e`lon qilingandan 2 yil o`tgach 1918 yil A.Eynshteyn UNN tenglamalaridan kelib chiqadigan gravitatsiya to`lqinlari mavjudligi haqidagi yana bir maqolani e`lon qildi. Bu to`lqinlar vakuumda xuddi yorug’lik to`lqinlari tezligiga teng tezlik bilan tarqaladi. SHu maqolada agar massa o`zgaruvchan tezlanish bilan harakatlanganda doim hosil bo`ladigan gravitatsion nurlanish quvvati uchun formula ham keltirildi.
Kuchsiz gravitatsiya maydoni uchun tenglamalar elektromagnit maydon uchun Maksvell tenglamalari kabi bo`ladi. Maksvell tenglamalari yordamida elektr tokining elektr zaryadi qanday elektr va qanday magnit maydonini yuzaga keltirishini oldindan hisoblash mumkin. Zaryadlarning o`zgaruvchan harakatida golland fizigi G.A.Lorents mulohazalariga ko`ra elektromagnit to`lqinlar yuzaga kelib, dastlab ular ajralib so`ngra uni yuzaga keltirgan zaryad va tokga bog’liq bo`lmagan holda mavjud bo`ladi. UNN tenglamalari bilan o`xshashlik holati bilan birgalikda sezilarli darajada farqli tomonlari ham mavjud. Birinchi va eng ahamiyatli farqli tomoni shundaki UNN tenglamalari inert massa(N’yutonning 2 qonuniga asosan kiritilgan massa) va gravitatsion massaning(N’yutonning gravitatsiya qonuniga asosan kiritilgan) ekvivalentlik deb ataluvchi printsipga asoslanadi. YAxshisi bu printsipni ixtiyoriy jism uchun gravitatsion va inert massalarning tenglik munosabati kabi ifodalagan qulay. Bu printsip UNN tenglamalariga umumiylik xarakteri imkoniyatini beradi:ixtiyoriy chekli massa vaqt fazo metrikasini o`zgartiradi(bukadi).UNN tenglamalaridan sinov massali jismning massiv jism yaqinida harakatlanish traektoriyasini hisoblash mumkin. SHuning uchun UNN tenglamalari ixtiyoriy massali jism yordamida uyg’otilgan fazo-vaqt egriligi tenzori tashkil etuvchilarini tasvirlaydi. Ba`zida UNN tenglamalari geometrodinamika tenglamalari deyiladi. Yuqorida takidlangandek massiv jismlarni o`zgaruvchan harakatida ular yordamida uyg’otiladigan gravitatsion nurlanishlar yuz beradi. Bu nurlanishlar xuddi elektromagnit nurlanishlar kabi manbadan uzilib undan mustaqil mavjud bo`ladi, bo`shliqda yorug’lik tezligi bilan tarqaladi. Bu to`lqinlar uchun prof. K.S.Torn taklif qilgan “vaqt–fazo egriligi o`rkachi” termini kiritiladi. Bu termin uning universalligini xarakterlaydi. UNN va elektrodinamika tenglamalari orasidagi ikkinchi sezilarli farq 1) gravitatsion o`zarota`sirlarning nisbatan kichikligi(kuchsizligi) va 2) barcha gravitatsion zaryadlar(massa) tortishadilar (elektrodinamikadagidek musbat va manfiy massalar mavjud emas). Gravitatsion o`zarota`sirlarni kuchsizligini ikkita proton orasidagi o`zarota`sirlar bilan tushuntirish mumkin: ular orasidagi gravitatsion massali tortishishi elektrostatik itarishishidan marta kichik. Erliklar esda saqlashlari joizki sayyoramizning massaga ega ekanligi uning sirti yaqinida shakliga bog’liq bo`lmagan holda barcha jismlarga tezlanish beradi. Gravitatsion massaning inert massaga nisbatining bir xilligi biror xil massaga biror xil usul bilan tezlanish berilsa ikiknchi massa teskari yo`nalishda tezlanish oladi(massalar markazi o`z o`rnida qolaveradi). Bu holda elektrodinamika terminlaridan foydalanib, dipol’ nurlanish emas balki faqat kvadrupol’ nurlanish bo`ladi. Kvadrupol’ nurlanishni ikkita bir-biriga xalaqit qiluvchi dipol’ nurlanish sifatida tasavvur qilinadi. Boshqacha aytganda bir nurlanish ikkinchi dipol’ nurlanish bilan to`laligicha kompensatsiyalanadi. Bu oxirgi holat 1918 yilda A.Eynshteyn tomonidan gravitatsiya to`lqinlari haqida maqola e`lon qilingandan so`ng tajribakor olimlar orasida gravitatsion to`lqinlar uchun Er sharoitidagi laboratoriyalarda Gerts tajribasini takrorlashga qiziqish uyg’onmadi. Agar masalan har birining massasi tonnadan iborat kuchli maxkamlovchi po`lat sterjenli gantelni aylantirsak 100 Gts chastotaga erishish mumkin va A.Eynshteyn formulasiga ko`ra gravitatsion nurlanish quvvati dan ortmaydi.
Gravitatsion nurlanishlarning mavjudligi haqidagi A.Eynshteyn fikridan so`ng 30 yil o`tdi. Erdan tashqarigi manbalardan foydalanishning imkoniyati mavjudligi haqida birinchi bo`lib rus olmi V.A. Fok fikr bildirdi. Haqiqatdan sayyoralar va yulduzlarning massalari Erdagi laboratoriyalarda erishilishi mumkin bo`lgan masalardan ko`p marotaba katta. V.A. Fok Yupiter sayyorasining quyosh atrofida aylanishidan yuzaga keladigan gravitatsion nurlanish quvvati qiymatini baholadi: . Agar V.A. Fok ishlaridan bir necha yil o`tgach kuchli gravitatsion nurlanish quvvatiga ega kosmik halokatlarni izlash borasida jiddiy izlanishlar boshlandi. Bu yo`nalishda rus olimlari Ya.B. Zel’dovich, I.S. Shklovskiy, N.S. Kardashev, va I.D. Novikovlar katta hissa qo`shdilar. 60- yillarning boshida bajarilgan ularning tahlillari ko`rsatishicha katta qora tuynukka agar neytron yulduz tushsa yulduzning ishlab bir necha foiz massasining s2 ga ko`paytmasi gravitatsion nurlanish chiqindilariga aylanishi mumkinligini ko`rsatdi. Bu gravitatsion nurlanishlarning samoviy manbalarini qidirish borasida keng ko`lamli ishlarni boshlab yubordi. Bu borada bugun ham yuzdan ortiq kosmologik nazariyotchilar ishlamoqda. Bunday izlanishlar boshlanishi bilan darhol qo`shaloq yulduzlarning(gallaktikamizda bunday yulduzlar 50% ni tashkil etadi) astronomik kataloglarini kuzatish natijasida bizni Quyoshimizdan uncha uzoqda bo`lmagan 1022 vatt quvvat bilan gravitatsion nurlanuvchi yaqin qo`shaloq yulduzlar borligi ma`lum bo`ldi. Bu bizni Quyoshimiz optik va infraqizil elektromagnit nurlanuvchi energiyaning 0.1% ni tashkil qiladi. Haqiqatda bu qo`shaloq yulduzlarning gravitatsion nurlanishi soat birliklariga teng davrga ega. Bu manbalardan Ergacha oqim zichlik bilan etib keladi.Agar Yerdagi gravitatsion antennalar ham xuddi elektromagnit antennalar kabi samaradorlikka ega bo`lganda edi bunday quvvatli oqimni qayd qilish hech qanday qiyinchilik tug’dirmas edi. Ammo gravitatsion nurlanishlarning kvadrupol xarakterli o`ziga xosligi to`lqinlarning gravitatsion-to`lqin antennalar bilan o`zarota`sirini kuchsizligida namoyon bo`ladi.
1967 yilda mashhur hodisa: J. Bell va e. X’yuish tomonidan birinchi neytron yulduzlar kashf qilindi.Bu maqtgacha mutaxassislar bunday ob`ektlarni mavjudligi haqida fafat taxmin qilgan edilar. Haqiqatda hozirda pul’sar deb ataluvchi ob`ektlar: magnit momentining o`qi aylanish o`qi bilan mos tushmaydigan katta magnit maydoniga ega tez aylanuvchi neytron yulduz kashf qilingan edi. SHu vaqtdan boshlab nazariyotchi kosmologlar massiv va kompakt yulduzlarning mavjudligi va mana shunday qo`shaloq yulduzlar qo`shilishidan yuz beradigan gravitatsion nurlanish yollarining shakli hamda qiymatini hisoblash to`g’risida ishonchli tajribaviy isbotga dolzarb masala bo`ldi. Ko`pgina guruhlar bu masalani turli usullar bilan hal qildilar. Bu masalani echishga o`n yildan ortiq vaqt ketdi. Hozirgi vaqtda nurlanish yollari Mc2 (M-yulduz massasi) bir foizidan boshlanadi, ya`ni ni tashkil qilishi haqida kelisho`uvlar mavjud. YOllar bu vaqt bo`yicha bir necha sekund davomiylikka va chastota va amplituda bo`yicha tekis o`zgaruvchi o`rkachga ega. Bunday yollarning o`rtacha chastotasi-100Gts atrofida. YOllarning shakli va o`rtacha chastotasi bo`yicha to`la kelishuv mavjud emas, neytron yulduz qanday moddadan tashkil etilganligi haqidagi holat tenglamasi aniq mavjud emas. G. Bete va G. Braun modellari bilan yaxshi muvofiqlashgan modelga ko`ra bunday qo`shilish birta gallaktikada 104 yilda bir marta kuzatiladi. Demak Er orqali mana shunday birta yolni uchib o`tishini qayd qilish uchun taxminan oyida bir marta 105 ta gallaktikadan foydalanish kerak bo`ladi. Bu miqdor radiusi 1026 sm bo`lgan sferani egallaydi.
YOlda mavjud butun energiya qiymatini hisobga olib tajribakorlar shunday antennani qurishlari zarurki gravitatsion to`lqinlarda oqim zichligining quvvati ga teng bo`lsin.
YUqorida keltirilgan baholashlar erdagi LIGO va VIRGO gravitatsion to`lqin antennalari dasturlarida asosiy hisoblanadi.
Demak xulosa o`rnida bu bo`limda J. Teylor va R. Xals neytron yulduz pul’sar kashf qilingandan so`ng qo`shaloq pulsarlar kashf qilindi. Aylanish chastotasi monoton ortishini sinchkovlik bilan o`lchash bunday nurlanishlar uchun A.Eynshteyn formulasini to`g’riligini tekshirishda imkon yaratdi. Bu 3% o`lchash xatoligi bilan to`g’riligi topildi.
Yulduzlarning fizik xarakteristikalarini, ichki tuzilishini va kimyoviy tarkibini vaqt bo`yicha o`zgarishi yulduzni evolyutsiyasi yoki rivojlanish jarayonida o`zgarishi deb ataladi. Statsionar holatdagi yulduz bu gidrostatik (gravitatsion kuch ichki bosim kuchiga teng) va energetik (atrofga sochilayotgan nuriy energiya yulduz o`zagida ajralayotgan energiyaga teng) muvozanatdagi gaz (plazma) shar. YUlduzni «tug’ilishi» bu atrof fazoga sochilayotgan energiyasini o`zining ichki energiya manbai hisobiga to`ldirib turuvchi gidrostatik muvozanatdagi ob`ektni hosil bo`lishidir. YUlduzni «o`lishi» bu tiklanmaydigan muvozanatni buzilishi yoki uni halokatli holatda siqilishidir.
Yulduz sirtidan energiya sochilishi uning ichki qatlamlarini sovishi, uni siqilishi natijasida ajralib chiqayotgan gravitatsion potentsial energiya yoki yadro reaktsiyalar hisobiga ro`y berishi mumkin. Sovish va gavitatsion siqilish, masalan, Quyoshni 10 million yil hozirgi kundagidek nurlanish sochib turishi uchun etadi. Holbuki, Quyosh bilan birga hosil bo`lgan Erning yoshi 4.5 milliard yilga teng, demak uning energiyasi siqilish energiyasi emas.
Yulduzning evolyutsiyasi boshidan oxirigacha kuzatib bo`lmaydigan juda uzoq dovom etadigan jarayon. SHuning uchun, yulduz evolyutsiyasini tekshirishda har xil massaga ega yulduzlarning ichki tuzilishi va kimyoviy tarkibini vaqt bo`yicha o`zgarishini namoyish etuvchi evolyutsion modellarni tuzish usuli qo`llaniladi. Bu evolyutsion modellar kuzatish natijalari, masalan, har xil evolyutsiya bosqichidagi ko`plab yulduzlarning yorqinligi bilan temperaturasini bog’lovchi Gershprung-Ressel diagrammasi bilan solishtiriladi va bu yulduzni evolyutsion ketma-ketlikda o`rnini aniqlashga yordam beradi. Bu usul yulduz to`dalari (tarqoq va sharsimon) uchun qo`llanilganda ayniqsa yaxshi natija beradi. CHunki to`da a`zolari bir vaqtda bir xil kimyoviy tarkibdagi tumanlikdan hosil bo`lganlar.
Yulduzlarni evolyutsion ketma-ketliklari ularning ichida massani, zichlikni, temperaturani va yorqinlikni ifodalovchi differentsial tenglamalarni gazlarning holat tenglamasi, energiya ajralish qonunlari, ichki qatlamlarni notiniqligini hisoblash formulalari va bu qatlamlarning kimyoviy tarkibini vaqt bo`yicha o`zgarish tenglamalari bilan birgalikda echiladi.
Eng keng tarqalgan qarashga ko`ra yulduzlar yulduzlararo muhitdagi moddani kondensatsiyalanishi natijasida hosil bo`ladilar. Buning uchun yulduzlararo muhit ikki bosqichni o`tishi zarur: zich sovuq bulut va yuqoriroq temperpturadagi siyraklashgan muhit. Birinchi bosqich yulduzlararo muhitdagi magnit maydonda Reley-Teylor noturg’unligi tufayli ro`y bersa ikkinchisiga zich bulut moddasini kosmik va rentgen nurlar tomonidan ionlantirish natijasida ro`y bergan issiqlik noturg’unligi sabab bo`ladi. Haqiqatdan massasi = (105 – 106) (- Quyosh massasi) teng, o`lchamlar 10 – 100 parsek, zarra kontsentratsiyasi n = 108 m-3 bo`lgan chang+gaz komplekslar kuzatiladi. Bunday komplekslar siqilishi uchun ularda zarralarning gravitatsion bog’lanish energiyasi zarralarning issiqlik harakati, bulutning yaxlit holda aylanish energiyalar yig’indisidan kata bo`lishi kerak (Jins kriteriyasi). Agar faqat issiqlik energiyasi hisobga olinsa Jins kriteriyasiga ko`ra hosil bo`lgan bulutning massasi
> j 150 T2/3 n-1/2 ,
bo`lishi kerak. Bu erda T - kelvinlarda hisoblangan temperptura, n – bir sm3 da zarra kontsentratsiyasi. Gaz+chang bulutlar uchun hozirgi zamonda aniqlangan T va n larda ularning massasi > 103 bo`lishi kerak.
Jins kriteriyasiga ko`ra massasi hozir ma`lum bo`lgan oraliqdagi (0.01 – 100 ) yulduz hosil bo`lishi uchun siqilayotgan bulutda n = 103 – 106 sm-3 bo`lishi kerak. Bu gaz+chang bulutlarda kuzatilayotgandan 10 – 100 - marta ko`p demakdir. Biroq bunday zarralar kontsentratsiya bulut o`zagida bo`lishi mumkin. Demak massiv bulutda ketma-ket ro`y beradigan bo`laklarga ajralish natijasida yulduz hosil bo`lishi mumkin. Bu yulduzlar to`da holda paydo bo`ladi, degan xulosa qilishga imkon beradi.
Keyinchalik kollaps natijasida yulduzga aylanadigan ob`ekt (bulut bo`lagi) protoyulduz deb ataladi. Bunda magnit maydonsiz va aylanmaydigan sferik simmetrik protoyulduz birnecha bosqichlarni bosib o`tadi. Dastavval birjinsli va izotermik bulut o`zining issiqlik nurlanishi uchun tiniq va kollaps energiya yo`qotish natijasida boshlanadi. CHang gaz zarralarini kinetik energiyasi hisobiga issiyboshlaydi va unda energiya issiqlik uzatuvchanlik natijasida tarqalaboshlaydi va protoyulduzni tashqi chegarasidan issiqlik nurlanishi sifatida fazoga sochiladi (energiya yo`qotish). Birjinsli bulutda bosim gradienti yo`q va siqilish erkin tushish sifatida boshlanadi. Siqilish boshlangandanoq bulutda tovush tezligida uning markazga tomon tarqaladigan siyraklashish to`lqini hosil bo`ladi. CHunki kollaps zichlik yuqori joyda tez, natijada protoyulduz kuyuq o`zakka va keng siyrak qobuqqa ajraladi. o`zakda zarra kontsentratsiyasi 1011 sm-3 ga etgach u o`zining infraqizil nurlanishi uchun notiniqlashadi. o`zakda ajralayotgan energiya uning sirtiga nuriy yo`l bilan chiqaboshlaydi. Temperatura adiabatik ko`tarilaboshlaydi va bu bosimni ko`tarilishiga olib keladi va o`zak gidrostatik muvozanatga o`tadi. Qobuq moddasi o`zakka tushishini dovom etadi va o`zak chetida zarb to`lqini hosil bo`ladi. Bu paytda o`zak parametrlari protoyulduz massasiga kam bog’liq va uning massasi, radiusi, zichligi, va temperaturasi quyidagicha
o` = 5* 10-3 , ro` = 100 R, = 2*10-10 g/sm3, T = 200 K.
Qobug’dan o`zakka moda tushishi (akkretsiya) natijasida uning temperaturasi 2000 K ga etguncha adiabatik ko`tariladi. Temperatura 2000 K ga etgach vodorod molekulalari parchalanaboshlaydi va adiabata ko`satqichi 4/3 dan kamayadi. Bu holatda bosimnmni o`zgarishi gravitatsiya kuchlarini engishga etmaydi. o`zak yana siqiladi (kollaps) va uning parametrlari endi quyidagicha
o` = 5* 10-3 , ro` = 1 R, = 2*10-2 g/sm3, T = 2*104 K.
Qobug’dan o`zakka modda akkrektsiyasi dovom etadi, temperaturani ko`tarilishi dovom etadi. endi o`zakda vodorodni ionlanishi boshlanadi va yuqoridagi o`zakni qayta tuzilishi ro`y beradi.
O`zakni qobug’ hisobiga kattalashuvi qobug’da modda tugaguncha dovom etadi. Qobug’ moddasining bir qismi yulduzning nuriy bosimi tasirida fozoga tarqalib ketadi. o`zak va qobug’dan iborat yulduzlar IQ nur manbai sifatida kuzatiladi. Qobug’ optik yupqa bo`lgach protoyulduz yulduz maqomiga ega ob`ekt sifatida kuzatiladi. Ayrim massiv yulduzlarda qobug’ o`zakda yadro reaktsiyalari boshlanguncha qoladi. Protyulduz kollapsi 105 – 106 yil dovom etadi. o`zak tomonidan yoritilayotgan qobug’ qoldiqlari yulduz shamoli tasirida tezlatiladi. Bunday ob`ektlar Xerbig - Aro obektlari deb ataladi. Kam massadagi yulduzlar ko`rinaboshlaganda ular Savrning T – si singari xususiyatlarga ega bo`ladi.
Gidrostatik muvozanatdagi kam massaga ega yulduzlar o`zagidan energiya konvektsiya yo`li bilan chiqadi. Massasi Quyoshnikining uchdan biridan ko`p yulduzlar o`zagida nuriy muvozanat qaror topadi. Massasi uch Quyosh massasidan ko`p yulduzlar o`zagida nuriy muvozanat tezda shakillanadi.
| 