«Fizika» kafеdrasi

Yer  sayyorasi.
  Biz  ustida  yashayotgan  osmon  jismi,  Quyoshdan  uzoqligi  bo'yicha  uchinchi 
o'rinda turadi, o'rtacha uzoqligi 149,6 million kilometrni tashkil etadi. Sayyoramizning ekvatorial 
radiusi 6378 kilometr, ya'ni qutb radiusidan taxminan 21 kilometrga ortiq. Yer Quyosh atrofida 
sekundiga 30 kilometr tezlik bilan harakatlanib, uni 365,24 kunda bir marta to'la aylanib chiqadi. 
Bir  yilda  to'rt  fasl  kuzatilishining  sababi  Yer  o'qining  orbita  tekisligiga  66,5  daraja  og'maligi 
tufaylidir. 
Oy 
- 
Yer  yo'ldoshi. 
Oy  Yerga  eng  yaqin  osmon  jismi  bo'lib,  u  sayyoramiz  yo'ldoshidir. 
Oyning  Yer  atrofidagi  orbitasi  barcha  sayyoralarning  Quyosh  atrofida  aylanish  orbitasi  kabi 
ellips shaklidadir. Shu tufayli Oyning Yerdan uzoqligi biroz o'zgarib turadi. U Yerga eng yaqin 
kelganda  (orbitaning  perigeyida)  363400  kilometr,  eng  uzoqlashganda  (apogeyda)  esa  405400 
kilometr  masofada  bo'ladi.  Oyning  diametri  3476  kilometr  bo'lib,  uning  hajmi  Yer  hajmining 
ellikdan bir qismini tashkil qiladi.  
 
7-ma’ruza: Yulduzlar fizikasi asoslari. 
 
Yulduzlar - koinotda eng keng tarqalgan obyektlar bo'lib, barcha kosmik obyektlarning qariyb 
98% ga  yaqin moddasini o'zlarida mujassamlashtirgan. Garchi  yulduzlar bir qarashda bir-biriga 
juda  o'xshashdek  tuyulsa-da,  aslida  fizik  tabiatlariga  (temperaturasi,  rangi,  massasi,  zichligi  va 
boshqa parametrlariga) ko'ra bir-birlaridan keskin farq qiladi. Shuning uchun tabiatlari jihatidan 
bir-biriga  o'xshash  bo'lgan  yulduzlarni  topib,  ularni  sinflarga  ajratgan  holda  o'rganish  yaxshi 
natija beradi. Bu masalada ayniqsa, fizik o'zgaruvchi, chaqnovchi yulduzlarni alohida o'rganish, 
quvvatli va juda keng miqyosdagi fizik jarayonlar haqida qiziqarli ma'lumotlarni qo'lga kiritishga 
imkon beradi. 

 
Astronomiya va astrofizika asoslari (majmua) 
 
189 
Ma'lum  yulduzning  evolyutsiyasi  davomida  asosiy  xarakterlovchi  fizik  parametrlaridan 
bo'lgan  massasi,  yorqinligi,  temperaturasi  va  radiuslarini  aniqlash  juda  muhim  jarayonlardan 
sanalib,  yulduzlar  atmosferasining  fizik  tabiatiga  tegishli  ma'lumotlarni  asosan  kuzatish 
metodlari,  ularning  ichki  qismlariga  tegishli  ma'lumotlarni  qo'lga  kiritish  esa,  astrofizikaning  , 
ma'lum modellariga tayanilgan metodlar yordamida amalga oshiriladi 
Yulduzlargacha masofani aniqlash, ularning yillik parallaktik siljishlariga asoslanadi. Quyosh 
atrofida  radiusi  qariyb  150  million  kilometrli  aylana  bo'ylab  sayyoramiz  bilan  birga 
harakatlanayotgan kuzatuvchi yaqindagi yulduzlarning uzoqdagi yulduzlar fonida siljib
, 
bir yilda 
aylana  (agar  yulduz  Yer  orbita  tekisligiga  tik  yo'nalishda  joylashganda),  ellips  (yulduz,  Yer 
orbita  tekisligiga  burchak  ostida  joylashganda)  yoki  to'g'ri  chiziq  kesmasini  (Yer  orbita 
tekisligida yotgan yulduz uchun) chizishini kuzatishi mumkin (1-rasm). 
 
8-ma’ruza: Yulduz olchamlarini va ularning ichki tuzilishi. Qosholoq yulduzlar. 
 
Elementar matematika kursidan ma'lumki kuzatuvchidan aniq masofada joylashgan jismning 
burchagiy  o'lchami  ma'lum  bo'lsa,  uning  chiziqli  o'lchamini  hisoblash  ortiqcha  qiyinchilik 
tug'dirmaydi. Binobarin, agarda yulduzning burchagiy diametri d ma'lum bo'lsa, bu yulduzgacha 
masofa 
r
 
aniq bo'lganda uning 
D
 diametrini ham osongina hisoblash mumkin. Buning uchun 
ushbu formuladan foydalaniladi: 
r
d
D
⋅
=
"
sin
  yoki 
r
d
pk
r
d
D
⋅
⋅
=
⋅
=
6
10
8
,
74
206265
"
 km 
 
(1) 
Biroq  yulduzlar  juda  uzoq  masofada  joylashganliklaridan  eng  yirik  teleskoplar  bilan  ham 
ularning  burchagiy  o'lchamlarini  aniqlab  bo'lmaydi.  Faqat  maxsus  yulduzlar  interferometri  deb 
yuritiluvchi  teleskoplar  yordamidagina  atigi  bir  necha  o'nlab  yulduzlarning  burchagiy 
o'lcharalarini va bu asosda ularning chiziqli o'lchamlarini aniqlash mumkin. 
Alohida  yulduzning  massasini  bevosita  aniqlash  mumkin  bo'lmay,  faqat  qo'shaloq 
yulduzlarning  tashkil  etuvchilarini  birgallikda  olingan  massalarini  ularning  harakatlarini 
o'rganish  asosida  hisoblash  mumkin.  Buning  uchun  Keplerning  Nyuton  tomonidn 
aniqlashtirilgan uchinchi qonunidan foydalaniladi: 
(
)
(
)
3
3
2
2
⊕
⊕
Θ
⊕
=
+
+
a
a
m
M
T
M
M
T
y
y
a
y
 
 
 
 
 
(2) 
bu o'rinda 
y
a
M
M
,
 - mos ravishda asosiy va yo'ldosh yulduzlar massalarini; 
⊕
Θ
m
M
,
 - esa 
Quyosh va Yer massalarini xarakterlaydi. 
⊕
Θ
>> m
M
, 
⊕
T
=1  yil, 
⊕
a
=l  a.b.  deb  yo'ldosh  yulduzning  aylanish  davri  yillarda 
orbitaning  katta  yarim  o'qini  astronoraik  birliklarda  ifodalasak  (1)  ifoda  quyidagi  ko'rinishni 
oladi: 
2
3
y
y
y
a
T
a
M
M
=
+
 
 
 
 
 
(3) 
(10)  ifoda  bilan  hisoblanganda  yulduzlar  kompoftentlarining  rnassasi  Quyosh  massasi  birligida 
chiqadi. 
Agar  qo'shaloq  sistemaga  kiruvchi  yulduzlarning  massa  raarkaziga  nisbatan  holatini  alohida  va 
natijada ularning katta yarim o'qlarining burchagiy o'lchamlarini alohida aniqlashning imkoni boisa, 
u holda ular massalarining munosabatlarini ushbu ifoda yordamida aniqlash mumkin: 
2
1
2
1
"
"
a
a
M
M
=
, 
Biror  yulduzning  radiusi  va  massasi  berilgan  bo'lsa,  uning  ichidagi  fizik  sharoitlar  haqida 
ma'lumotlami  aniqlashning  usullari  mavjud  bo'lib,  ulardan  Quyoshning  ichki  tuzilishini 
o'rganishda  foydalangan  edik.  Yulduzning  ma'lum  qatlamidagi  temperaturasini  aniqlash 

 
 
 
 
 
 
 
 
 
Astronomiya va astrofizika asoslari (majmua) 
 
190 
masalasida, Quyosh markazi uchun topilgan ushbu formulani qo'llash mumkin: 
R
m
k
T
Q
=
 
 
 
 
 
 
 
bu  o'rinda,  k  -  gravitatsion  va  gaz  doimiyliklari  bilan  bog'liq  kattalik.  Agar  m  uchun  Quyosh 
massasi 
0
M
, 
R
  radiusi  uchun 
0
R
  Quyosh  radiusi  olinsa,  T
©
  temperatura  15  mln.  gradusga  teng 
chiqadi.  Binobarin,  Quyoshga  o'xshash  bosh  ketma-ketlikda  yotgan  yulduzlarning  markazidagi 
temperatura 
*
*
7
*
10
5
,
1
R
m
T
⋅
=
  ifodadan topiladi. 
 
9-ma’ruza: Bizni Galaktikamiz astranomiyasi. 
 
Oysiz  yulduzlar  charaqlagan  tunlarida  butun  osmon  bo'ylab  cho'zilgan  Somon  Yo'lini 
ko'rmaganlar  bo'lmasa  kerak.  Somon  Yo'liga  teleskop  bilan  qaralsa,  u  g'ij-g'ij  yulduzlardan 
tashkil  topganini  ko'rish  mumkin.  (1-rasm)  Ana  shu  yulduzlarnig  barchasi  (ular  150  mlrd.  ga 
yaqin) birgalikda Bizning Galaktikamizni tashkil qiladi. 
Galaktikamizning shakli, qo'polroq qilib aytganda, ikkita tarelkani og'zini-og'ziga qaratib bir-
birining ustiga qo'ygandagi ko'rinishga juda o'xshab ketadi. U asosan  yulduzlardan, qisman gaz 
chang  tumanliklar,  kosmik  nurlardan  tashkil  topgan.  Galaktikaraizda  alohida  yulduzlardan 
tashqari  talay  yulduzlarning  to'dalari  ham  mavjud.  Bunday  to'dalar  tarqoq  va  sharsimon 
ko'rinishda  bo'lib,  Hulkar  va  Giadlar  deb  ataluvchi  mashhur  sochma  va  Gerkules  yulduz 
turkumida  proyeksiyalanuvchi  sharsimon  ko'rinishga  ega.  Shuningdek,  Galaktikamizda  katta 
miqdorda siyrak gazlar va chang zarralaridan tashkil topgan diffuz va gaz-chang tumanliklar ham 
mavjud, 
Bizning  Galaktikamizning  diametri  100  ming  yorug'lik  yiliga  teng  bo'lib,  uning  markazidan 
taxminan 30  000  yorug'lik  yili masofada Quyosh  sistemasi  joylashgan.  Galaktikamizning  bizga 
eng  yaqin joylashgan  yulduzigacha masofa 4,3  yorug'lik  yiliga, bizdan eng uzoq qismlarigacha 
masofa salkam 80 ming yorug'lik yiligacha boradi. 
Galaktikamiz strukturasi elementlari bilan oldingi paragraflarda tanishgan ma'lumotlarimizni 
umumlashtirsak,  u 
markaziy  quyulmadan,  spekra  lyenglardan  yoki  shoxobchalardan
 
va  disk 
kabi  tashkiliy  qismlardan  iborat  ekanligi  ayon  bo'ladi.  Galaktikamizning  markaziy  quyulmasi 
Qavs  yulduz  turkumiga  proyeksiyalanib,  u  bu  yo'nalishdagi  mavjud  qora-nur  o'tkazmaydigan 
gaz-chang  moddadan  tashkil  topgan  noshaffof  materiya  tufayli  bizga  ko'rinmaydi.'  Infraqizil 
nurlarda  uni  kuzatganda,  markaziy  quyilmaning  burchak  o'lchami  28°xl8°  atrofida  bo'lib, 
taxminan 4,8x3,1 kpk chiziqli o'lchamga mos keladi. 
 
10-ma’ruza: Galaktikadan tashqari astronomya
. 
 
Yulduzlar  osmonida  kichkina  yorug'  bulutchasimon  tumanliklar  borligi qadimdan ma'lum. 
Andromeda yulduz turkumidagi tumanlik ko'zga yaqqol ko'rinadi va bu to'g'rida melodiy 960-yilda 
As-Sufi yozib qoldirgan. 1610-yildan boshlab astronomik kuzatishlarga teleskopning qollanilishi 
bunday  yorug'  tumansimon  bulutchalarni  ko'plab  topishga  imkon  berdi.  1781-yilda  fransuz 
astronomi  Sharl  Mes'e  (1730  –  1817)  birinchi  marta  108  ta  tumanchaning  ro'yxatini  tuzdi.  Bu 
tumanchalar  yulduzlarga  nisbatan  qo'zg'almas.  Bu  ro'yxat  (jadval)da  tumanchalar 
,...
2
,
1 M
M
 
tarzda  belgilangan. 
1
M
  –  Qisqichbaqasimon, 
31
M
  –  Andromeda  tumanligidir.  Bu  belgilash 
hozir  ham  qo'llaniladi.  XVIII  –  XIX  asrda  ingliz  olimlari  ota-bola  Vilyam  va  Jeyms  Gershellar 
kuchli teleskoplar qo'llab tumanliklar ro'yxatini 5079 taga yetkazdilar. 
Spektral  tahlil  kashf  etilgach  1864-yilda  ingliz  astronomi 
U.Xyoggins  (1824  –  1910)
 
tumanliklar spektrini tekshirdi va ayrim tumanliklar spektri qaynoq gazlarnikiga o'xshash emission 
chiziqlardan,  boshqalariniki  esa  yulduzlarnikiga  o'xshash  qora  chiziqlar  bilan  kesilgan  tutash 
spektrdan iborat ekanligi aniqlandi. Shuningdek, yulduz to'dalari spektri ham qora chiziqlar bilan 

 
Astronomiya va astrofizika asoslari (majmua) 
 
191 
kesilgan tutash spektrga ega ekanligi aniqlandi. Biroq spektri yulduzlarnikiga o'xshash tumanliklar 
yulduzlardan tarkib topganligi uzoq vaqt tan olinmadi. 
1912-yilda Garvard (AQSh) rasadxonasi astronomi Xenriyetta. S.Levitt (1868 – 1921) Kichik 
Magellan  Bulutida  25  ta  uzun  davrli  Sefeid  topdi  va  ular  uchun  «davr-yulduziy  kattalik» 
bog'lanishini kashf etdi va daniyalik astronom Eynar Gersshprung (1873 – 1967) bu bog'lanishning 
hisob  boshini  aniqladi  va  natijada u  «davr-yorqinlik (absolut  kattalik)»  ko'rinishiga  aylantirdi. Hisob 
boshini  aniqlash  masalasi  muammoli  masaladir.  1922  –  23-yy.  da  Edvin  P.Xabbl  (1889  –  1953) 
(AQSh)  qator  tumanliklar  (M31,  M33,  NGC  6822)da  sefeidlar  topdi  va  ular  uchun  «davr-
yorug'lik» bog'lanishni tuzdi. 
 
11-ma’ruza: Galaktikalarning fazoda taqsimlanishi va Xabbl qonuni. 
 
1934-yilgacha  E.Xabbl  Maunt-Vilson  observatoriyasining  2,5  metrli  teleskopida 
osmonning 1283 ta bir xil kattalikka (l°x1°) ega maydonchalaridagi yorugiigi 
m
20
 kattalikkacha 
bo'lgan  galaktikalami  sanab  chiqdi.  Natijada  osmonning  ixtiyoriy  yo'nalishda  joylashgan  bir 
kvadrat  gradus  maydonchasida  o'rtacha  131  ta  galaktika  kuzatish  mumkinligi  topildi.  Demak, 
galaktikalar osmon sferasi bo'ylab bir xil taqsimlangan. 
Osmon  sferasi  41253  kvadrat  gradus  yuzaga  ega  va  yorug'ligi 
m
20
  gacha  bo'lgan 
galaktikalarning umumiy soni 5,4 mln ta. Diametri 2,5 metr bo'lgan teleskopda shuncha galaktika 
kuzatiladi. 
Berilgan 
m
  yorug'likdagi  galaktikaning  absolut  kattaligi  (
M
)  va  uzoqligi  (masofasi) 
r
m
M
lg
5
5
−
+
=
  formula  orqali  bog'langan.  Bu  formulani 
M
m
r
2
,
0
1
2
,
0
10
10
−
⋅
=
  shaklda 
qayta  yozish  mumkin.  Faraz  qilaylik, 
r
  radiusli  sfera  ichidagi  barcha  galaktikalar  bir  xil 
yorqinlikka,  demak,  absolut  kattalik  (
M
)  ka  ega  va  bir  tekis  joylashgan  bo'lsin.  U  holda 
m
-
kattalikkacha  bo'lgan  galaktikalar  soni 
3
~
)
(
r
m
N
  bo'ladi.  Bu  yerga 
r
  uchun  yozilgan 
yuqoridagi munosabatni qo'ysak 
)
2
,
0
1
(
3
6
,
0
3
10
10
~
)
(
M
m
r
m
N
−
⋅
≈
. Bunday munosabatni 
m
+1 – 
kattalikkacha 
bo'lgan 
galaktikalarga 
nisbatan 
yozish 
mumkin. 
U 
holda
m
m
m
N
m
N
6
,
0
)
1
(
6
,
0
10
10
)
(
)
1
(
+
=
+
=10
0,6
=3,98. Chunki 
)
2
,
0
1
(
3
10
M
−
, 
m
 va 
m
+1 galaktikalar uchun 
bir xil. Bu formuladan 
m
m
24
=
 gacha galaktikalar sonini 1,4·10
9
 topamiz. 
Tizim diametri 3  Mps. Yuzlab va minglab galaktikalardan tuzilgan tizim to'da deb ataladi. 
To'daning  o'rtacha  diametri  8  Mps.  Bizga  eng  yaqin  to'da  Sumbula  yulduz  turkumi  tomonda 
kuzatiladi.  Ungacha masofa 12 Mps. Eng katta to'da bizdan 70 Mps uzoqlikda joylashgan Veronika 
sochlari deb ataladigan yulduz turkumidadir. 40 000 ta galaktika bor. Hozirgacha hammasi bo'lib 
4000 ta galaktika to'dalari topilgan. 
 
12-ma’ruza: Kasmagoniya va kasmologiya asoslari 
 
K
о
sm
о
g
о
niya  fani  yulduzlar,  Quyosh,  sayyoralarning  payd
о
  bo`lishi  va  taraqqiyoti, 
yulduzlar tizimlarining evolutsiyasi bilan shug`ullanuvchi fandir. 
Ins
о
n k
о
sm
о
g
о
niya masalalarini ilmiy nuqtai nazardan t
е
kshirish imk
о
niyatiga ega bo`lgan 
zam
о
nlardan b
е
ri sayyoralarning payd
о
 bo`lishi va ularning evolutsiyasi masalalari bilan qizikib 
k
е
lgan.  XVIII  va  XIX  asrlarda  o`rtaga  tashlangan  gip
о
t
е
zalarda  masala  ancha  s
о
dda  qo`yilgan 
bo`lib,  Quyosh  tizimining  fizikaviy  tabiati  va  undagi  k
о
nuniyatlarni  hammasini  his
о
bga 
о
linmagan. 
Quyosh  tizimining  payd
о
  bo`lishi  va  taraqqiyoti  haqidagi  har  qanday 
gipоtеza
  quyidagi 
q
о
nuniyatlarning k
е
lib chiqishiii tushuntib bilishi k
е
rak. 
1.  Sayyoralar  Quyosh  atr
о
fida  elliptik 
о
rbitalar  bo`ylab  va  Quyosh  ekvat
о
riga  yaqin 
t
е
kisliklarda aylanadi. 

 
 
 
 
 
 
 
 
 
Astronomiya va astrofizika asoslari (majmua) 
 
192 
2. Barcha sayyoralar Quyosh atr
о
fida bir t
о
m
о
nga aylanadi. 
3.  Katta  sayyoralarning  ba’zi  uz
о
q  yo`ld
о
shlaridan  tashqari  barcha  yo`ld
о
shlari  ham 
sayyoraniig Quyosh atr
о
fida aylanish yo`nalishida uning atr
о
fida aylanadi. 
4.  V
е
n
е
ra  va  Urandan  b
о
shqa  barcha  sayyoralar  o`z  o`qi  atr
о
fida  to`g`ri  harakatlanadi 
(shim
о
liy qutbdan qaraganda g`arbdan-sharqqa).  
5.  Sayyoralarning  Quyoshdan  uz
о
qligi  bir
о
r  q
о
nuniyatga  bo`ysunadi  (masalan,  Titsius-
B
о
d
е
 q
о
idasi YUpit
е
r va undan yaqin sayyoralargacha ta
х
minan to`g`ri). 
6.  Massalari,  kimyoviy  tarkibi  va  zichliklaritshg  ta
х
minan  bir 
х
illigi  jihatidan  sayyoralar 
ikki gruppaga ajraladi: 
Е
r tipidagi sayyoralar va gigant sayyoralar. 
7. Quyosh tizimi umumiy massasining 99,86% i Quyoshga jamlangan bo`lishiga qaramay, 
unga harakat miqd
о
ri m
о
m
е
ntinnng faqat 2% i to`g`ri k
е
ladi. 
Kant  –  Laplas  gipоtеzalari.
  K
о
smik  jismlarning  payd
о
  bo`lishi  haqida  birinchi  gip
о
t
е
zann 
Kant  b
е
rgan.  Uning  gip
о
t
е
zasiga  ko`ra  Quyosh  tizimi  o`rnida  ilgari  gaz  va  chang  buluti  bo`lgan. 
Bulutning  markaziy  quyuqlashish  j
о
yida  k
о
nd
е
nsatsiya  jarayoni  natijasida  Quyosh,  uning  atr
о
fidagi 
quyuqlanish j
о
ylarida sayyoralar payd
о
 bo`ladi. Amm
о
 Kant yashagan davrda bu g`
о
yani mukammal 
ishlab  chiqishga  imk
о
n  bo`lmagan.  CHunki  at
о
m  nazariyasi,  t
е
rm
о
dinamika  fanlari,  gazlarning 
molekular-kin
е
tik  nazariyasi,  shuningd
е
k  k
о
smik  jnsmlarning  fizikaviy  tabiati  va  kimyoviy  tarkibi 
haqida  ma’lum
о
tlar  yo`q  edi.  K
е
yincha  Laplas  Kant  gip
о
t
е
zasidagi  gaz  va  chang  bulutini  aylanma 
harakatda d
е
b 
о
lib, k
о
nd
е
nsatsiya jarayonini aylanma harakat yordamida tushuntirm
о
qchi bo`ldi.  
 
 

 
Astronomiya va astrofizika asoslari (majmua) 
 
193 
Horijiy manbalar: 
 
1.
 
Fizika K
о
sm
о
sa. Mal
е
nkaya entsikl
о
p
е
diya. P
о
d. r
е
d. R.Syunya
е
va, M.: Nauka, 1986 
2.
 
Klimishin I.A. Astr
о
n
о
miya nashi
х
 dn
е
y. M.: Nauka, 1980 
3.
 
All
е
n K.U. Astr
о
fizich
е
ski
е
 v
е
lichino’, M.:, IL, 1977 
4.
 
Nuritdin
о
v S.N., Umumiy astr
о
n
о
miya kursi, O’zMU 2000 
5.
 
Daff
е
t-Smit P. Praktich
е
skaya astr
о
n
о
miya s kalkulator
о
m, M.: Mir, 1987 
6.
 
Bakulin P. N., K
о
n
о
n
о
vich E. V., M
о
r
о
z V. I. Kurs 
о
b
ще
y astr
о
n
о
mii, M.: Nauka, 1983 
7.
 
V
о
r
о
nts
о
v-V
е
lyamin
о
v B. A., Sb
о
rnik zadach i praktich
е
ski
х
 uprajn
е
niy p
о
 astr
о
n
о
mii, 
M. Nauka. 1974 
8.
 
Mash
о
nkina  L.I.,  Sul
е
yman
о
v  V.F.,  Zadachi  i  uprajn
е
niya  p
о
 
о
b
ще
y  astr
о
n
о
mii, 
http://www.astronet.ru/db/msg/1175354 
9.
 
Bakulin  P.  N.,  K
о
n
о
n
о
vich  E.  V.,  M
о
r
о
z  V.  I.  Kurs 
о
b
ще
y  astr
о
n
о
mii, 
http://crydee.sai.msu.ru/ak4/Table_of_Content.htm 
10.
 
Kurs 
о
b
ще
y astr
о
n
о
mii, http://zipsites.ru/human/astronom_kurs/ 
11.
 
http://www.astrolab.ru 
12.
 
http://www.astronet.ru 
 
 
KURS ISHLARI 
 
Kurs ishlari ko`zda tutilmagan. 
 
 
 

 
 
 
 
 
 
 
 
 
Astronomiya va astrofizika asoslari (majmua) 
 
194 
Annotatsiya 
 
Ushbu “Astronomiya va astrofizika asoslari” fani osm
о
n yoritgichlari haqidagi fan, ya’ni 
astr
о
n
о
miya tabiiy fanlar ichida ancha ilgari payd
о
 bo’lgan. Ko’pchilik zam
о
naviy fanlar qat
о
ri 
astr
о
n
о
miya ham k
е
yingi yillarda ulkan  yutuqlarga erishm
о
qda. Gigant t
е
l
е
sk
о
plar qurilib, ular 
yordamida  K
о
in
о
tning  kuzatiladigan  qismi  yanada  k
е
ngaytirildi,  yangi  tur  k
о
smik 
о
b’
е
ktlar 
kashf  qilindi,  ular  tabiati  o’rganildi.  Madaniyatli  hamma  qadimiy 
х
alqlar  o’z  tari
х
larining 
birinchi b
о
sqichlaridayoq 
о
sm
о
n h
о
disalarini shunchalik o’rgandilarki, ular yil fasllari bilan 
О
y 
fazalarinigina  emas,  balki  tutilishlar  vaqtini  va  sayyoralar  ko’rinish  vaqtini  ham 
о
ldindan  aytib 
b
е
ra 
о
lganlar.  Amm
о
  u  vaqtlar  ularning  b
о
shqa  tabiiy  fanlardan  bilimlari 
е
tarlicha  bo’lmagan. 
Vaqt  o’tishi  bilan  astr
о
n
о
miya  va  astr
о
fizika  s
о
hasida  qilingan  kashfiyotlar  bizga 
о
sm
о
n 
jismlarini  harakatini,  ulardagi  fizik  shari
о
tni,  ularning  kimyoviy  tarkibini  va  riv
о
jlanish 
jarayonini  bilishga  yordam  b
е
rdi.  Masalan,  birgina  Quyosh  sist
е
masidagi  Plut
о
n  sayyorasining 
kichik  sayyoralar  guruhiga  qo’shilishi  juda  katta  sh
о
v-shuvga  sabab  bo’ldi.  SHuning  uchun 
astr
о
n
о
miya fanini o’rganish bugungi kunning d
о
lzarb masalalarini o’rganishga yordam b
е
radi. 
So’nggi  yillarda  sun’iy  k
о
smik  jismlar 
о
lamni  o’rganishda  katta  qiziqish  uyg`
о
tgan 
vaqtda  ushbu  fanning  o’rni  b
е
qiyos  d
е
yishimiz  mumkin.  Masalan, 
Е
rning  yaqin  atr
о
fidagi 
k
о
smik faz
о
ni o’zlashtirish b
о
rasida 
о
lib b
о
rilayotgan ishlar ushbu fanning riv
о
jlanish imk
о
nini 
yanada 
о
shirdi va hak
о
z
о
. Astr
о
fizika s
о
hasidagi bunday o’zgarishlarni talabalarga tushuntirish, 
ularda 
о
sm
о
n  jismlari  haqida  tasavvur  h
о
sil  qilish,  ularga 
о
sm
о
n  jismlarini  tuzilishi,  harakati, 
evolutsiyasi va ins
о
n hayotidagi o’rnini o’rgatish muhim ahamiyat kasb etadi. 
Astr
о
n
о
miya va astr
о
fizika fani bo’yicha ilmiy a
х
b
о
r
о
tlar aynan h
о
zirgi kunda ancha jadal 
ravishda  o’sm
о
qda.  XX  asrning  b
о
shlariga  k
е
lib,  tashkil  t
о
pgan  astr
о
fizika,  astr
о
n
о
miyaning 
uncha katta bo’lmagan bo’limidan uni 
е
takchi qismiga aylanganligi astr
о
fizika muamm
о
larining 
chuqurligi  va  kashfiyotlarning  ch
е
ksiz  ko’pligi  bilan  tasdiqlandi.  Astr
о
n
о
miyadagi  buyuk 
taraqqiyot  ko’p  jihatdan,  yirik  t
е
l
е
sk
о
plar  yangi  avl
о
dlarning  vujudga  k
е
lishi  va  nurlanishlarni 
qayd  qiliuvchi  asb
о
blarning  tak
о
millashuvi  hamda 
о
lingan  ma’lum
о
tlarni  ishlashda  el
е
ktr
о
n 
his
о
blash  t
ех
nikasining  qo’llanishi  tufayli  ro’y  b
е
rdi.  SHuning  uchun  ushbu  fan  bo’lg`usi 
fiziklarni tayyorlashda muhim o’rin tutadi. 
“Astr
о
n
о
miya va astr
о
fizika as
о
slari”  fanining  maqsadi talabalarni K
о
in
о
tning tuzilishi, 
astr
о
fizika  tadqiq
о
tlarning  nazariy  va  kuzatuv  as
о
slari  bilan  kuzatuvda  qo’llaniladigan  as
о
siy 
astr
о
fizik asb
о
blarni, astr
о
fizik tadqiq
о
t usullalarini o’rgatishdan ib
о
ratdir.  
“Astr
о
n
о
miya  va  astr
о
fizika  as
о
slari”  fanini  o`rganishda  quyidagi:  1.  Astr
о
n
о
miya  va 
astr
о
fizika  as
о
slari  pr
е
dm
е
ti,  tadqiq
о
t  d
о
irasi,  maqsadi  va  vazifalari;  2.  Amaliy  astr
о
n
о
miya 
as
о
slari;  3. 
О
sm
о
n  m
ех
anikasi  el
е
m
е
ntlari:  sayyoralar  harakati;  4.  Astr
о
fizika  as
о
slari;  5. 
Quyosh va uning sist
е
masi fizikasi; 6. Yulduzlar fizikasi as
о
slari; 7. Galaktika va undan tashqari 
astr
о
n
о
miya;  8.  K
о
sm
о
g
о
niya  va  k
о
sm
о
l
о
giya  as
о
slari  kabi  bo`limlardan  ma’ruza  va  seminar 
mashg`ulotlari keng yoritilgan. 
 

 
Astronomiya va astrofizika asoslari (majmua) 
 
195