«Fizika» kafеdrasi

2. Qyosh tizimining paydо bo`lishi haqida hоzirgi zamоn gipоtеzalari 
 
Uncha  qayn
о
q.  bo`lmagan  ba’zi  yulduzlarning  Quyoshga  o`
х
shab  s
е
kin  aylanishi  ularda 

 
 
 
 
 
 
 
 
 
Astronomiya va astrofizika asoslari (majmua) 
 
156 
ham  sayyoralar  tizimi  mavjudligidan  darak  b
е
radi.  SHu  bilan  birga  yulduz  va  sayyoralar 
yulduzlarar
о
  gaz+chang  mat
е
riya  –  pr
о
t
о
sayyora  mat
е
riyaning  qisilishi  natijasida  d
е
yarli  bir 
vaqtda  payd
о
  bo`lishini  ko`rsatadi.  Amm
о
  Kant  va  Laplas  gip
о
t
е
zasidagi  pr
о
t
о
sayyora  buluti 
as
о
sida hal qilinmagan qat
о
r masalalar h
о
zirgi zam
о
n fani  yutuqlaridangina f
о
ydalanib qisman 
hal qilindi. 
F.
Хо
yl,  L.Kam
е
r
о
n,  E.SHatsman  gip
о
t
е
zasiga  ko`ra  Quyosh  tizimi  aylanib  qisiluvchi 
pr
о
t
о
sayyora  bulutidan  payd
о
  bo`lgan.  Laplas  bunday  bulutdan  sayyoralar  tizimining  payd
о
 
bo`lishini s
о
f m
ех
anika usulida t
е
kshirgan edi. F.
Хо
il va b
о
shqalar Quyoshning magnit mayd
о
ni 
va  k
о
rpuskulyar  nurlanishning  ta’sir  eff
е
ktini  ham  his
о
blay 
о
lganlar,  bu  esa  Quyosh  va 
sayyoralar 
о
rasida harakat miqd
о
ri m
о
m
е
ntining taqsimlanishini tushuntirish imk
о
nini b
е
rdi. 
О
.YU.SHmidt  va  X.Alfv
е
n  esa  Quyosh  pr
о
t
о
sayyora  bulutini  yulduzlarar
о
  faz
о
dan 
qamrab 
о
lgan  va  u  Quyosh  atr
о
fida  aylanishi  natijasida  sayyora  payd
о
  bo`lgan  d
е
b 
tushuntiradilar. 
Agar  pr
о
t
о
sayyora  buluti  dastlab  faqat  qayn
о
q  gazlardangina  ib
о
rat  d
е
b 
о
lsak,  qattiq, 
changlar  gazlarning  s
о
vishi  jarayonida  h
о
sil  bo`ladi.  Avval  silikat  va  t
е
mir  kabi  eng  kam 
uchuvchi m
о
ddalar k
о
nd
е
nsatsiyalanadi. Pr
о
t
о
sayyora bulutining ichki qismini Quyosh qizdirib 
turadi.  Bu  qismda  uchmaydigan  changlar  h
о
sil  bo`lgan,  s
о
vuq  tashqi  qismda  esa  uchuvchi 
m
о
ddalar  ham  k
о
nd
е
nsatsiyalangan.  Tashqi  z
о
naning  s
о
vuq  bo`lishiga  sabab  bir  jihatdan 
bulutning  n
о
shaff
о
fligidir.  Agar  pr
о
t
о
sayyora  buluti  dastlab  s
о
vuq  h
о
latda  bo`lib,  changlar 
as
о
san  uchuvchan  m
о
ddalardan  tashkil  t
о
pgan  bo`lsa,  bulutning  tashqi  t
о
m
о
nida  ular  saqlanib 
q
о
lib,  ichki  t
о
m
о
nida  Quyosh  nurlari  ta’siri  sababli  bug`lanib  uchib  k
е
tgan  va  faqat 
о
g`ir 
m
о
ddalardan  tashkil  t
о
pgan  bulut  va  jismlar  q
о
lgan. 
О
.YU.SHmidtning  fikricha,  bir
о
rta 
pr
о
t
о
sayyora  bulutining  chang  k
о
mp
о
n
е
ntasidan  ta
х
minan  1  mln.  yil  dav
о
mida  kattaligi  bir 
n
е
cha  100  km  li  jismlar  payd
о
  bo`lgan.  K
е
yingi  yuz  mplli
о
n  yilda  bu  jismlardan  sayyoralar 
h
о
snl bo`lgan. Eng katta sayyoralar YUpit
е
r va Saturn akkumulyatsiya b
о
sqichida hatt
о
 gazlarni 
ham qamrab 
о
lgan. 
Bulut m
о
ddalarning quyuqlanish jarayonini turlicha tushuntiriladi. Masalan, changlarnnng 
yupqa  diskka  yig`ilib,  uning  turli  nuqtalarida  quyuqlashishi;  changlarning  bir-biriga  yopishishi 
va b
о
shqalar, Sayyoralarning akkumulyatsiya jarayotni yordamida ularnnng Quyoshdan uz
о
qlik 
q
о
nuniyatlarini,  o`z  o`qi  va  Quyosh  atr
о
fida  bir  t
о
m
о
nga  aylanishini  t
е
kshirish  mumkin. 
Pr
о
t
о
sayyora  bulutining  ba’zi  quyuqlashgan  bo`laklarining  to`qnashishi  natijasida  yo`ld
о
shlar 
payd
о
 bo`lishi tushuntiriladi. 
О
yning payd
о
 bo`lishi haqida b
о
shqa gip
о
t
е
zalar ham mavjud. J.Darvin gip
о
t
е
zasiga ko`ra 
О
y 
Е
rdan  ajralib  chiqqan.  B
о
shqa  bir  gip
о
t
е
zaga  ko`ra 
Е
r 
о
rbitasi  yaqinida  chang 
quyuqlanishidan payd
о
 bo`lgan 
О
yni 
Е
r o`z ta’siriga 
о
lgan. 
His
о
blashlar  shuni  ko`rsatadiki, 
Е
r  shari  200  milli
о
n  yilda  h
о
zirgi  kattaligiga  erishgan, 
markazida  t
е
mp
е
raturasi  1000  °K,  sirtqi  qismi  s
о
vuq  bo`lgan.  Q
е
yinchalik  radi
о
aktiv 
el
е
m
е
ntlarning  issiqlik  ajratishi  his
о
biga  ichki  qismi  qizib  suyuq  h
о
latga  k
е
lgan.  Buni  h
о
zirgi 
zam
е
n g
ео
kimyo ma’lum
о
tlari ham tasdiqlaydi. 
 
3. Yulduzlarning paydо bo`lishi va evolutsiyasi 
 
Ayrim tur  yulduzlar bilan tanishganimizda ularning payd
о
 bo`lishi va evolutsiyasi haqida 
ba’zi fikrlar aytilgan edi. 
Klassik  k
о
sm
о
g
о
niyaga  bin
о
an  yulduzlarar
о
  diffuz  muhitdagi  m
о
dda  quyuklashishi 
natijasida yulduz payd
о
 bo`ladi. 
Diffuz muhit galaktikaning magnit mayd
о
ni ta’sirida uning spiral sh
охо
bchalarida bo`ladi. 
Bundagi  kuchsiz  magnit  mayd
о
ni  yulduzlarni  tutib  tura 
о
lmaydi,  shuning  uchun  ham  qari 
yulduzlar spiral sh
охо
bchalarga d
е
yarli b
о
g`liq bo`lmaydi. YOsh yulduzlar ko`pincha katta-katta 
to`dalarnn tashkil etadi. To`dalarda k
е
ngayuvchi gaz va chang ko`p uchraydi. Gaz va chang bilan 
to`ldirilgan  bir
о
n-bir  ch
е
kli  faz
о
da  diffuz  muhit  massasi  ma’lum  kritik  miqd
о
rdan 
о
rtib  k
е
tsa, 
t
о
rtishish  kuchi  ta’sirida  mat
е
riya  bu  faz
о
da  siqila  b
о
shlaydi.  Bu  h
о
disani  gravitatsiоn 
k
оndеnsatsiya  d
е
yiladi.  Kritik  massa  miqd
о
ri  zichlikka,  t
е
mp
е
raturaga  va  o`rtacha  molekular 

 
Astronomiya va astrofizika asoslari (majmua) 
 
157 
о
g`irlikka b
о
g`liq. 
Diffuz  muhit  tumanligining  eng  zichlashgan  nuqtalarida  aylanma  harakat  vujudga  k
е
lib, 
mat
е
riya  siqila  b
о
radi.  Uning  ichida  b
о
sim  va  t
е
mp
е
ratura  shunday  yuq
о
ri  bo`ladiki,  markaziy 
qismda  t
е
rm
о
yadr
о
  r
е
aktsiyasi  b
о
shlanishiga  shar
о
it  tug`iladi. 
Хе
rbig  –  Ar
о
 
о
b’
е
ktlari  d
е
b 
ataluvchi  yulduzsim
о
n  k
о
smik  mat
е
riyani  yulduz  payd
о
  bo`lishining  dastlabki  davri  d
е
b  faraz 
qilinadi.  Gravitatsi
о
n  k
о
nd
е
nsatsiya  jarayonining  b
о
shlang`ich  davrida  diffuz  muhit  tumanligi 
bir qancha bo`laklarga bo`linib k
е
tadi. B
о
shlang`ich diffuz muhit tumanligining quyuqlanishini 
pr
оtоyulduz  d
е
yiladi.  Pr
о
t
о
yulduzning  siqilishidan  uning  markazidagi  t
е
mp
е
ratura  bir  n
е
cha 
mln. gradusga 
е
tganida t
е
rm
о
yadr
о
 r
е
aktsiyasi b
о
shlanadi. Avval d
е
yt
е
riy, k
е
yin litiy, b
е
rilliy va 
b
о
r  yonadi. Bunda qo`shimcha en
е
rgiyaning chiqishi sababli pr
о
t
о
yulduz siqilishi s
е
kinlashadi. 
T
е
mp
е
ratura 
о
rtgan  sari  pr
о
t
о
n-pr
о
t
о
n  (massasi  Quyosh  massasidai  1,5  marta  kichik  yulduzlar 
uchun)  yoki  karb
о
n-az
о
t  (massasi  Quyosh  massasidan  1,5  marta  katta  yulduzlar  uchun) 
r
е
aktsiyalari  b
о
shlanadi.  Bu  r
е
aktsiyalar  uz
о
q  vaqt  dav
о
m  etadi,  siqilish  jarayoni  to`
х
taydi. 
YUlduzlarning  ichki  b
о
simi  t
о
rtishish  kuchi  bilan  muv
о
zanatga  k
е
lib,  yulduz  turg`un  h
о
latga 
o`tadi. 
Qizil gigant b
о
sqichidagi yulduzning zich yadr
о
sida ma’lum bir vaqtda g
е
liyning karb
о
nga 
aylanish r
е
aktsiyasi yuz b
е
rishi mumkin. Buning uchun yulduz markazidagi t
е
mp
е
ratura 1,5·10
8
 
ºK  bo`lishi  k
е
rak.  G
е
liy  r
е
aktsiyasi  tugagandan  so`ng  yulduzning  tashqi  q
о
big`i  k
е
ngayadi  va 
faz
о
ga tarqalib k
е
ta b
о
shlaydi. Ba’zida bu h
о
disa p
о
rtlash ko`rinishida yuz b
е
radi. 
Q
о
biq  s
е
kin  tarqalsa,  uning  faqat  markaziy  yadr
о
si  q
о
ladi  va  sayyora  tumanligi  h
о
sil 
bo`ladi.  Agar  yulduz  massasi  Quyosh  massasidan  2  –  3  marta  katta  bo`lsa, 
О
q  Karlik  yulduz 
h
о
sil  bo`ladi. 
О
q  karliklarda  yadr
о
  r
е
aktsiyasi  bo`lmaydi.  Ular  ilgari  to`plangan  issiqlik 
en
е
rgiyasi  his
о
biga  nur  s
о
chadi.  Galaktikada  yulduz  va  yulduzlarar
о
  m
о
ddaning  nisbati  vaqt 
o`tishi bilan o`zgarib b
о
radi, chunki m
о
ddanint bir qismi 
о
q karliklarga aylanib, yulduzlarda gaz 
va chang kamayadn. Galaktikaning shakli umumiy galaktik magnit mayd
о
nining aylanishi bilan 
b
е
lgilanadi.  Agar  galaktika  s
е
kin  aylanayotgan  bo`lsa,  yulduzlarar
о
  gaz 
о
g`irlik  kuchi  ta’sirida 
markazga  yig`iladi.  SHunday  qilib,  galaktikalar  evolutsiya  sinfi  sf
е
ra  shaklidagi  gaz  –  bulut 
ko`rinishidan  b
о
shlab  t
е
kshirish  mumkin.  Bulut  t
е
z  aylansa,  spiral  galaktika  h
о
sil  bo`ladi. 
Yulduzlar k
о
sm
о
g
о
niyasida V.A.Ambartsumyanning yulduzlar ass
о
tsiatsiyasi kashfiyoti muhim 
ahamiyatga  ega.  U  yulduzlarning  gruppa-gruppa  bo`lib  payd
о
  bo`lishini  aniqladi.  K
о
sm
о
g
о
nik 
pr
о
bl
е
malarni hal etishda fizika, kimyo, g
ео
l
о
giya, bi
о
l
о
giya va b
о
shqa fanlarning yutuqlaridan 
f
о
ydalaniladi. 
 
4. Kuzatish natijalari va masalalari
 
 
Koinotning  umumiy  tarkibi  va  tuzilishi,  rivojlanishiga  nazariy  qarashlarni  bayon  etamiz. 
Bunday  qarashlar  umumfizik  qonunlarga,  birinchi  navbatda,  tortishish  qonuniga  asoslangan. 
Metagalaktikada  kuzatilayotgan  jarayonlarni,  galaktikalar,  yulduzlar  va  boshqa  osmon 
jismlarining  hosil  bo'lishi,  rivojlanish  bosqichlarini  umumfizik  qonuniyatlar  asosida  tushuntirishga 
to'xtalamiz.  Bu  sohadagi  muammolarga  e'tibor  qaratamiz.  Avvalo  bunday  nazariy  qarashlar 
qanday kuzatish natijalariga asoslanganligini ko'rib chiqaylik. 
Koinotning bizga ko'rinadigan qismi Metagalaktika deb ataladi.  Metagalaktika milliardlab 
galaktikalar,  kvazarlardan  tarkib  topgan.  Hozirgi  zamon  kuzatish  vositalari  yordamida  qayd 
qilingan eng uzoq obyekt (kvazar) laming masofasi Metagalaktikaning radiusi deb qabul qilingan 
va  u  4000  Mps  (megaparsek)dan  biroz  ko'proq.  Bu  oicham  Xabbl  qonuniga  galaktikalarning 
qochish  tezligi  o'rniga  kvazarlar  tezligi  (270000  km/s)ni  va  Xabbl  doimiysi  o'rniga 
H
  =73 
km/s·Mps
 ni qo'yib topilgan. Metagalaktikadagi obyektlar har xil yo'nalishlar va masofalar bo'yicha 
o'rtacha  olganda  bir  tekis  joylashgan.  O'rtacha  bir  jinsli  deganda  biz  Metagalaktikaning  katta 
o'lchamli  (1000  Mps)  tuzilishini  nazarda  tutmoqdamiz.  Yuqorida  ko'rganimizdek,  kichik 
o'lchamli  (100  Mps)  qismlarida  Metagalaktika  bir  jinsli  emas,  unda  galaktikalar  guruhlari, 
to'dalari,  o'ta  katta  to'dalar  kuzatiladi.  Metagalaktikaning  katta  o'lchamlarda  bir  jinsliligi  undan 
tashqarida ham  o'rinli  bo'lsa  kerak,  deb  faraz  qilish  mumkin.  Shunday  qilib,  butun  koinot  (ya'ni 
Metagalaktika  va undan tashqaridagi koinot qismi) da materiya izotrop  va  bir  jinsli  taqsimlangan 

 
 
 
 
 
 
 
 
 
Astronomiya va astrofizika asoslari (majmua) 
 
158 
deb qarash mumkin. 
Har  xil  uzoqlikda  joylashgan  koinot  obyektlaridan  kelayotgan  va  qayd  qilinayotgan 
nurlanish  ulardan  turli  vaqtlarda  sochilgan.  Yorug'likning  tarqalish  tezligi  fundamental  fizik 
doimiyligini  hisobga  olsak,  uzoqda  joylashgan  kvazar  (kvazag)lardan  kelayotgan  nurlanish 
fatonlari yaqindagi galaktika (Andromeda tumanligi) dan kelayotganlarga qaraganda ancha (10 mid 
yil) oldin sochilgan (yoiga chiqqan). Metagalaktikada uzoqlik bo'yicha obyektlar (galaktikalar)ning 
taqsimlanishidagi bir jinslilik ular hosil bo'lish vaqti bo'yicha uzluksiz ketma-ketlikni hosil qiladi, 
degan  xulosaga  olib  keladi.  Agar  endi  Metagalaktikada  kuzatilayotgan  zamonaviy  bir  jinslilik 
undan tashqarida ham o'rinli deb faraz qilsak, koinotning fazoviy (mako-niy) bir jinsliligi uning 
zamoniy  bir  jinsliligi  bilan  uyg'unlashgan,  degan  xulosaga  kelamiz.  Galaktikalar,  kvazarlar  va 
kvazaglar  spektrida  chiziqlarning  qizilga  siljishi  ularning  bizdan  uzoqlashishi  bilan  tushuntiriladi. 
Obyekt  bizdan  qancha  uzoqda  boisa,  uzoqlashish  tezligi  shuncha  katta.  Metagalaktika 
kengaymoqda, kengayish tezligi Xabbl qonuni 
r
H
v
⋅
=
 
bilan  ifodalanadi.  Metagalaktikani  tashqi  chegarasi  yaqinida  kengayish  tezligi  yorug'lik  tezligiga 
yaqinlashadi.  Agar  bu  qonuniyat  Metagalaktikadan  tashqarida  ham  o'rinli  deb  hisoblasak,  u 
holda  koinot  makon  va  zamon  bo'yicha  bir  jinsli.  Butun  koinot  hozirgi  zamonda  kengaymoqda. 
Demak, u o'tgan zamonlarda hozirgiga qaraganda zichroq va qaynoqroq bo'lgan va uzoq o'tmish 
(10 mlrd yil oldin) esa zichlik va temperatura juda yuqori bo'lgan. 
Metagalaktikada  kuzatilayotgan  obyektlar  va  jarayonlar  butun  olam  tortishish  qonuni 
(umumiy nisbiylik nazariyasijga bo'ysunadi. Bu qonunni uzoq o'tmishdagi o'ta yuqori zichlik (10
93
 
g/m
3
)  va  temperaturadagi  (10
32
  K)  koinotga  tatbiq  etib  bo'ladimi,  yo'qmi  bu  muammo  bo'lib 
qolmoqda.  Koinotning  rivojlanish  masalalari  va  muammolari  bilan  kosmologiya  shug'ullanadi. 
Bu masalalarga keyinroq qaytamiz. 
Kosmogoniya masalalari. 
Tabiatda har bir jarayon va obyektning hosil bo'lish, rivojlanish 
va  oxirati  boigani  singari  galaktikalar,  yulduzlar  va  boshqa  kosmik  obyektlar  ham  shunday 
bosqichlarni  o'tishlari  kerak.  Galaktikalar  koinot  rivojlanishining,  yulduzlar  esa  galaktikalar 
evolutsiyasining mahsulidir, chunki galaktikalar yulduzlardan, Metagalaktika esa galaktikalardan 
tarkib topgan. 
Galaktikalarning  uch  turi  mavjud:  elliptik,  spiral  va  noto'g'ri  galaktikalar.  Noto'g'ri 
galaktikalar nisbatan qaynoq va demak, yoshroq yulduzlardan tarkib topgan; elliptik galaktikalar 
esa aksincha nisbatan past temperatura-dagi yulduzlardan tarkib topgan; spiral galaktikalar oraliq 
o'rin egallaydi. 
Qaynoq  va  yosh  yulduzlar  Galaktika  tekisligi  yaqinida,  gaz+chang  tumanliklar  ichida 
kuzatiladi.  Yosh  yulduzlar  nostatsionar  bo'lib,  ular  ana  shu  tumanliklardan  hosil  bo'lganligini 
isbotlovchi ko'pgina kuzatish natijalari bor. Ko'rinishdan yulduz va Galaktikalarning hosil bo'lishi 
va  rivojlanishida  umumiy  qonuniyatlar  bo'lishi  kerak.  Agar  yulduzlar  gaz  va  changdan  hosil 
bo'lgan  bo'lsa,  galaktikalar  ham  o'z  navbatida  ulkan  gaz+chang  bulutlardan  hosil  bo'lgan. 
Dastavval  Quyosh  atrofida  sayyoralarning  hosil  bo'lish  rau-ammolari  bilan  shug'ullangan 
kosmogoniya XX dan boshlab yulduzlar evolutsiyasi masalalarini ham o'z ichiga oldi. Haqiqatdan 
sayyoralar  Quyosh  bilan  birgalikda,  yulduzlar  esa  o'z  atrofidagi  sayyoralar  bilan  birgalikda  hosil 
bo'lgan. Demak, sayyoralarning hosil bo'lish jarayonini yulduz evolutsiyasi bilan birgalikda ko'rish 
maqsadga muvofiqdir. 
Shunday qilib, hozirgi zamon kosmogoniyasi yulduzlar va ular atrofida sayyoralar tizimi va 
karrali  yulduzlar  tizimlari  hosil  bo'lishi  mexanizmlarini  nazariy  ravishda  ko'radi  va  kuzatishdan 
olingan natijalarga va umumfizik qonunlarga asoslanadi. 
 
5. Nostatsionar koinot va masshtab faktori
 
 
Yuqorida  keltirilgan  dalillardan  ko'rinib  turibdiki,  yulduzlar  va  galaktikalar  orasida 
nostatsionarlari  mavjud,  qolganlari  statsionar  bo'lsalarda  (masalan:  Bizning  Galaktika  va  Quyosh), 
uzluksiz ravishda modda va energiya oqimi  chiqib  turadi.  Chaqnovchi  yulduzlar  va  aktiv  yadroli 
galaktikalar esa vaqti-vaqti bilan fazoga katta miqdorda modda otib turadi. 

 
Astronomiya va astrofizika asoslari (majmua) 
 
159 
Galaktikalar  o'zagidagi  kuzatilayotgan  modda  oqimini,  shuningdek,  Metagalaktikaning 
kengayishini  XX  asrning  buyuk  astronomi  V.A.Ambarsumyan  koinotda  o'ta  zich  materiya 
manbalari  borligi  va  ular  o'zlaridan  uzluksiz  modda  sochishi  bilan  tushuntirgan.  Yulduzlar  va 
galaktikalar  hosil  qiladigan  chang+gaz  modda  ana  shu  o'ta  zich  materiyadan  hosil  bo'ladi. 
Ambarsumyan  nazariyasi  ham  galaktikalar  nostatsionar  obyektlar  ekanligini  ta'kidlaydi. 
Metagalaktika  ham  o'z  navbatida  nostatsionardir,  chunki  uni  tashkil  etgan  galaktikalar,  kvazar 
(kvazag)lar  bir-birlaridan  qochmoqdalar.  Agar  endi  Metagalaktika  tashqarisidagi  obyktlar  ham 
shunday xususiyatga ega deb faraz qilsak, butun koinot nostatsionar ekan degan xulosaga kelamiz. 
Butun  koinotning  tashkil  etuvchilari  bir-biridan  uzoqlashmoqda  deganda,  biz  ularni  o'z  ichiga 
olgan  fazo  kengaymoqda  degan  xulosaga  kelamiz.  Haqiqatdan  ham  kengayayotgan  ideal  gazda 
atomlar  va  molekulalar  bir-birlaridan  qochmaydi,  balki  bosim  kuchi  ta'sirida  gazning  hajmi 
kattalashadi. 
Koinotning kengayish tezligini masofaga bog'liq ravishda ortib borishini ham koinotdagi fazo 
kengaymoqda deyish oson tushuniladi. 
Adiabatik kengayayotgan ideal gazdagi ikkita molekulani bir-biridan  «uzoqlashish»  tezligi 
ular  orasidagi  masofa  o'zgarishining  vaqtga  nisbatiga  teng.  Molekulalar  bir-birlaridan  qancha 
uzoqda bo'lsa, ular orasidagi masofaning ortish miqdori shuncha katta boiadi, demak uzoqlashish 
tezligi shuncha katta bo'ladi yoki havo shari olib uni shishira boshlasak, shar sirtiga siyoh bilan 
qo'yilgan  ikki  nuqta  bir-biridan  uzoqlasha  boshlaydi,  uzoqlashish  tezligi  nuqtalar  orasidagi 
masofaga bog'liq, masofa qancha katta bo'lsa, tezlik ham shuncha katta bo`ladi. 
 
Nazorat uchun savollar
 
 
1. Sayyoralar tizimlarining q
о
nuniyatlari. 
2. Kant – Laplas gip
о
t
е
zalari.  
3. Hal
о
katli g`in
о
t
е
zalar. 
4. Quyosh tizimining payd
о
 bo`lishi haqida h
о
zirgi zam
о
n gip
о
t
е
zalari. 
5. Yulduzlarning payd
о
 bo`lishi va evolutsiyasi. 
6. Kuzatish natijalari va masalalari. 
7. Nostatsionar koinot va masshtab faktori. 
 

 
 
 
 
 
 
 
 
 
Astronomiya va astrofizika asoslari (majmua) 
 
160 
SEMINAR MASHGULОTLAR MAVZULARI 
                                                                
№
 
Mavzular mazmuni 
Ajrat. 
s
о
at 
1 
О
sm
о
n sf
е
rasi elementlarini o’rganish 
a) Osmon sferasi. b) Osmon ekvatori va olam o’qi c) Osmon qutblari, 
meridiani, zenith, nadir vat eng kunliklar 
2 
2 
Astran
о
mik k
о
rdinat
о
rlar tizimi: a) geografik koordinatalar b) g
о
rizantal 
koordinatalar, c) ekvatorial koordinatalar d) ekliptik koordinatalar tizimi 
2 
3 
Koordinatalr bir tizimidan boshqasiga o’tish:  a) geografik koordinatalaridan 
ekvatorial koordinatalar tizimiga o’tish b) gorizontal koordinatlar tizimidan 
ekvatorial tizimiga o’tish c) ekvatorial koordinatalar tizimidan gorizntal 
koordinatalar tizizmiga o’ish 
2 
4 
Gorizontal tomonlarini aniqlash uslublari” a) yulduz turkumlari yordan\mida 
b) kompas yordamida c) quyosh harakatiga qarab 
2 
5 
Osmonda yoritkichlarning ko`rinma 
х
arakati: a) Osmonning sutkalik 
aylanishi, b) Osmonning yillik ko’rinma harakati   
2 
6 
Yulduzlar osmonida planetalarning toppish usullari: a) ichki planetalar, 
Merkuriy, Vnera, b) tashqi planetalar Mars, Yupiter, Saturn 
2 
7 
Yulduz turkumlarini o’rganish: a) Zadiak yulduz turkumlari haqida, b) Boshqa 
yulduz tukunlaru\i haqida 
2 
8 
Yulduzlar osmonining Atlasini o’rganish(A.A. Mixael) a) yulduzlar 
koordinatlari(
δ
 va 
α
 ni aniqlash) b) Yorug’ va nomlangan yulduzlar o’rnini 
aniqlash(Sirius, Sentavr, Deneb va h.k.), c) qo’shaloq yulduzlar 
2 
9 
Yulduzlarning surilma xaritasini o’rganish: a) Surilma karta yordamida 
osmonda yulduzlarni orientir qilish, b) xarita yordamida yulduzlarning 
koordinatalarini aniqlash, c) surilma xarita yordimida quyoshning yillik 
xaritasini aniqlash  
2 
10 
Yoritkichlarning  kulminatsiyasi:  a)  yoritkichlarning  kulminatsiyasidan 
foydalanib  geografik  koordinatalarini  aniqlash,  b)  kulminatsiya  yordamida 
yulduzlarning yillik xarakatini o’rganish 
2 
11 
Universial, teodolit, Sekstant asboblarini o’rganish: a) Universial asbob 
yordamida yoritkichlarning balandligini aniqlash, b) Teodolit yoki Sekstant 
yordamida yoritkichlar balandligini aniqlash, c) aniqlangan balandlik (h) 
orqali joining geografik koordinatalarirni aniqlash 
2 
12 
Teleskoplar a) teleskoplarning tuzilishi va maqsadi b) refraktor lik teleskoplar, 
c)  reflektorlik teleskoplar, d) radioteleskoplar 
2 
13 
 
Oy xarakati va fazalari: a) Oyning yulduzlarga nisbatan xarakati, b) oyning 
fazalari o;zgarishi, c) oy va quyi\osh tutilishi 
2 
14 
Taqvimlar: a) Oy taqvimlar, b) Umar Hayyom taqvimlari haqida, c) Xozirgi 
zamon taqvimlari 
2 
15 
Planetalarning  ko’rinma  xarakati:  a)  Planetalarning  konfiguratsiyasi,  b) 
planetalarning  sirtmoqsimon  xarakati,  c)  planetalarning  to;gri  xarakati,  d) 
planetalarni xaqiqiy xarakati, Keoler qonunlari 
2 
16 
Kometalar: a) kometalarning ochilishi haqida tarixiy ma’lumotlar, b) 
kometalarning tuzilashi, c) kometalarning xarakati va orbitalari  
2 
17 
Galaktikalar: a) bizning galaktikamizning tuzilishi, b) qo’shni galaktikalar, c) 
galaktikalalarning klassifikatsiyasi, d) meta galaktika 
2 
18 
Olamning paydo bo’lishi to’grisida gipotezalar: a) Kant, Jins gipotezalari, b) 
Laplas, Shmdt gipotezalari, c) xozirgi zamon gipotezalari 
2