Qora tuynuklar va ularning tabiati

Rasm – 1. Habbl teleskopi yordamida tasvirga
olingan qora tuynuk
Umumiy nisbiylik nazariyasining ko’rsatishicha, massa fazoni egrilaydi. Eynshteyn ishlarini chop etgandan 4 yil keyin bu effekt astronomlar tomonidan topilgan edi. Quyoshning to’la tutilishi vaqtida astronomlar teleskop yordamida kuzatishlar olib borib haqiqatan ham quyoshning yonuvchi qora oy diskining cheti bilan yopilgan yulduzni kuzatdilar. Quyosh gravitatsiyasi ta’sirida yulduzning tasviri siljigan. Bu yerda o’lchashlarning aniqligi hayron qoldiradi, chunki, ular gradusning mingdab bir bo’lagiga siljigan. Astronomlar enfi “tortishish linzasi” sifatida bo’lgan og’ir yulduzlar, qora tuynuklar ta’sirida bo’lgan osmon jismlarining real o’rinlari yerda ko’rinadigan o’rnidan farq qilishini anglab yetdilar. Uzoqdagi galaktikalar ulardan yerga kelayotgan yorug’lik ko’p “tortishish linzalari” ning ta’sirida shakli o’zgargan va ravshanligi o’zinikidan yorqinroq bo’lib ko’rinadi. Ayrim og’ir ob’ekt yaqinidan o’tayotgan nur bo’linadi va yerdagi kuzatuvchi bitta ob’ektning ko’plab tasvirlarini ko’radi yoki ular bitta halqa bo’lib ko’rinadi.
Kompyuterda modellashtirish shuni ko’rsatadiki, masalan “qora tuynuk “ atrofida aylanaotgan gaz diskining chaqnashi uning “kapsulasi” orqasidan xan ko’rinadi. Umuman mumkin bo’lmaydigan holatni tasavvur etsak, biror jasur kosmanavt o’z kosmik kemasini qora tuynuk sirlarini o’rganish uchun unga qarab yo’naltirayotgan bo’lsin. U bunday fantastik safar vaqtida nimani ko’radi?
Mo’ljalga yaqinlashgan sari kosmik kemadagi soat orqada qola boshlaydi. –
Bu nisbiylik nazariyasidan kelib chiqadi. Mo’ljalga yaqin uchib kelgan kosmanavt guyo qora tuynukni o’rab olgan halqa ichidagi trubaga tushib qolgandek bo’ladi,biroq unga aylana bo’ylab emas balki, to’g’ri quvur bo’ylab harakatlangandek tuyuladi. Kosmanavtni yanada hayron qolarli hodisa kutadi:
“hodisalar gorizonti” ga tushib va quvur bo’ylab hrakatlanayotib u o’zining orqasini, o’z ensasini ko’radi.
Umumiy nisbiylik nazriyasi “tashqari” va “ichkari” tushunchalari ob’ektiv ma’noga ega emas, ular “chap” yoki “o’ng” , “yuqori” yoki “past” singari nisbiy ma’noga ega bo’lib qoladi, deb uqtiradi. Kema qora tuynuk chegarasini kesib o’tgan vaqtdayoq, yerdagi odamlar u yerda nima bo’layotganini ko’ra olmaydilar.
Kemada esa soatlar to’xtaydi, hamma ranglar qizil rang tomonga siljiydi: yorug’lik gravitatsiya bilan kurash vaqtida bir qism energiyasini yo’qotadi.
Hamma predmetlar qiziq egrilangan ko’rinishini oladi. Agar bu qora tuynuk bizning quyoshdan ikki marta og’ir bo’lsa, tortishish shunchalik kuchli bo’ladiki, kema va uning kapitani ipga osilgan va u tezda uzilib ketadi. Qora tuynuk ichiga tushgan materiya uning markaziga yo’nalgan kuchga qarshilik ko’rsata olmaydi. Ehtimol materiya yemiriladi va singulyar holatga o’tadi. Ba’zi tasavvurlarga ko’ra, bu yemirilgan materiya qandaydir boshqa koinotning qismi bo’lib qoladi. Qora tuynuklar bizning koinotni boshqa dunyo bilan bog’laydi.
Qora tuynuk o’z atrofida gigant modda miqdorini yutadi: har minutda bizning yer shariga teng massa yutiladi. Biroq qora tuynuk ichida yo’qolib ketishdan oldin materiya vannaga tushayotgan suv kabi vixirlanadi. Uning oqimi tez aylanadi, chunki uning zarrachalari bir-biriga kuchli urila boshlaydi, ularning harorati millionlab selsiy gradusga qiziydi. Zarrachalarning to’qnashishi tufayli yerdagi astrofiziklar payqab oladigan rentgen nurlanishi hosil bo’ladi. Bu yerda aytib o’tilgan kosmik jarayonlar hozirgi vaqtda juda kam ro’y beradi. Qariyb hamma rentgen nurlanishlari uzoq o’tmishdan yulduzlar hosil bo’lishi kuchli bo’layotgan zamonlardan kelmoqda. Biroq bu vaqtgacha allaqachon qora tuynuklar mavjud edi.
1998-yilning fevralida “ astronomik xabarlar ” jurnalida qora tuynuklar- ning “eng katta ishtahasi ” vaqtini aniqlashga doir maqola paydo bo’ldi. Hisoblashlar shuni ko’rsatadiki, ular shunday ishtahaga ko’pchilik gaz sharlari siqilib ravshan yulduzlarga aylanish oldidan ega bo’lar ekan. U vaqtlarda qora tuynuklar haqiqiy ulkan yutuvchanligi bilan ajralib turgan. Binobarin qora tuynuklar bizning koinotni yuzaga keltirgan birlamchi portlashdan keyin tezda paydo bo’lgan va birinchi yulduzlar yuzaga kelishdan avval hosil bo’lgan deb taxmin qilinadi. Ko’p narsa ushbu o’ta massivli qora tuynuklar milliardlab quyoshlarni birlashtirgan gallaktikalarning yadrosi bo’lib qolgani to’g’risida aytiladi. Agar bu gepoteza vaqt davomida tog’riligi isbotlansa, u hozirgi vaqtda boshlang’ich olamning paydo bo’lishi haqidagi qabul qilingan modelning o’zgartirishiga majbur qiladi.
Amerikalik astronom Xabbl nomi bilan atalgan orbital teleskop yerga juda zarur rasmlarni yubordi. Ular yerdan o’n million yorug’lik yiliga teng masofada turgan ulkan galaktika “ Sentavr -A ” ( NGC 5128 ) ning markazini ko’rsatadi. U yerda joylashgan massiv qora tuynuk kichik qo’shni gallaktikani “ yutadi ”. Maxsus fotokamera NGC 5128 galaktikaning atrofini urab olgan gaz bulutlarida chukkan chang quyuqlanishlari va yangi tug’ilgan yulduzlarning havorang nurlanish chiqaruvchi qora belbog’lar urab olganini aniq ko’rsatdi. Infraqizil nurlarda olingan tasvirlar astronomlarga chap pardasini ko’rishga yordam berdi. Ular u yerda qora tuynuk yutayotgan egrilangan issiq gaz manbasini ochdilar. Bu yutuvchi materiya juda ixcham ekan, u bizning quyosh sistemasidan ozroq katta bo’lib bir milliard quyosh massasiga teng massaga ega.
O’ziga xos “ qora tuynuk ” lar yerda ham bor ekan. 1998-yil may oyining oxirida bir tashkilot xodimlari Tomsk yaqinidagi Zarkalsivo posyolkasidan ikki kilometr masofada shunga o’xshash narsani topdilar. “ Oktyabr ” AO3T ning haydalgan yerlarida chuqurlik paydo bo’ldi. Uning quyilish chegarasi yarim sferik shaklida bo’lib, kengligi 1.5-2 metrga teng. Hosil bo’lgan bo’shliqning chuqurligi 4-5 metr. Bu narsa ehtimol texnogen sabablarga ko’ra hosil bo’lgandir. Butun bir “kamaz ” tuproq birdaniga yo’q bo’lib ketdi. Bu narsa yer qa’rida ro’y beradigan yer osti chaqmoqlaridir. Ular “ qora tuynuklarga” o’xshash xossalarga ega ekan. Salnikovning fikriga ko’ra, yerosti chaqmoqlari texnogen sabablarga ko’ra, ya’ni atrof – muhitning energetik ifloslanishi tufayli yuz beradi.
Bundan 200 yil avval gravitatsiyaning yulduzlar yorug’lik tarqalishiga ta’siri to’g’risida J. Mishel aytib o’tgan edi. U vaqtda ko’pchilik olimlar yorug’lik mayda zarrachalardan iborat deb hisoblaganlar. J. Mishel yorug’lik zarralari o’z harakati yulduzlar yoki planetalar tortishish kuchlari ta’sirida tezligini kamaytiradi deb hisoblagan. U yorug’lik zarrachalari o’z manbalarini tark eta olmasliklari uchun eng kichik tortishish kuchi qanday bo’lishi kerakligini hisoblab ko’rgan. Uning hisoblashlariga ko’ra, massasi quyosh massasidan 500 marta katta bo’lgan osmon jismi undan yorug’lik zarrachalarining tark etib ketishiga imkon bermas ekan.
Agar tabiatda haqiqatan ham shunday jiasmlar mavjud bo’lsa, ulardan chiqayotgan yorug’lik nurlari hech qachon bizni quvib yeta olmaydi, deb tamomlagan edi Mishel. Olimning fikrlari ma’lum vaqtgacha ilmiy jamoatchilik e’tiborini tortdi, biroq bu ishning davom ettiruvchilar topiladi.
Oradan 13 yil o’tgandan so’ng fransuz filosofi Pier Simon Laplas Mishel ishlaridan bexabar holda xuddi shunday xulosaga keldi. Biroq bu yerda yorug’lik – to’lqin hodisa ekanligi isbotlangan edi. Mishel va
Laplasning gipotezalari bir tomonda qolib ketdi. Yorug’lik va gravitatsiyaning o’zaro ta’siri to’g’risidagi fikrlarni Laplas o’zining keyingi ishlarida o’chirdi.
1906 yilda nemis fizigi SHvarsshild sferik jismning tortishish maydoni uchun umumiy nisbiylik nazariyasi tenglamasining yechimini topdi. Bu yechimdan ajoyib xulosa kelib chiqadi: Massasi M bo’lgan jism bilan massasi m bo’lgan sinov zarrasi o’rtasidagi ta’sir kuchi tortishuvchi jismlarning massalari o’rtasidagi r masofaga bog’liq holda
r=2GM/C ² (1)
bo’lganda cheksizlikgacha ortadi. Bu yerda G- gravitatsion doimiylik,
C- yorug’lik tezligi. Nyuton nazariyasi doirasida esa tortishish kuchi r _ 0 da
F=G ² Mm/r ² (2)
tenglamaga asosan, cheksizlikka intiladi. Boshqacha so’z bilan aytganda, nisbiylik nazriyasining ta’kidlashicha, markazlari orasidagi masofa chegaralangan qiymatlarga ega bo’lganda cheksiz katta gravitatsion kuchlar bilan ta’sirlashuvchi jismlar radiusi deb ataladi va u Shvarsshils sferasining radiusiga teng bo’ladi.
Shvarsshils sferasining radiusining o’lchamlarigacha siqilgan jismga qora tuynuk deb atash qabul qilingan. Bunday jismning tortishish maydoni materiyani ham, nurlanishni (shu jumladan yorug’likni ) Shvarsshils sferasi chegarasidan chiqishiga imkon bermaydi, shuning uchun ham qora tuynuk deb ataladi. Agar jism radiusi gravitatsion radiusgacha siqilsa, tortishish kuchlarining cheksiz ortib ketishi natijasida moddaning bitta nuqtaga ixtiyoriy uzluksiz siqilishi tufayli chegaralanmagan zichlikka ega singulyarlik deb ataluvchi holat boshlanadi. Jismning Shvarsshils sferasigacha bunday siqilish jarayoni relyavitistik gravitatsion kollaps degan nom oldi va 1939 yilda Amerikalik olim R . Oppengeymer va G . Volkovlar tomonidan aniq hisoblab kelib chiqadi. Masalan, vaqt oraliqlarining nisbiyligi kabi.
Gravitatsiya boshlanayotgan jism sirtida ikki hodisa o’rtasidagi vaqtni t ₀ bilan, shu massa tortishish maydonidan tashqarida bo’lgan va unga nisbatan

v= 2GM /r (3)
ikkinchi kosmik tezlik harakatlanayotgan kuzatuvchi tomonidan shu ikki hodisa orasida sarf bo’lgan vaqtni t bilan belgilaymiz.
Nisbiylik nazriyasiga ko’ra, bu ikki vaqt oraliqlari o’zaro

t=t ₀ / 1v² /c² (4)
formula orqali bog’langan. Demak,

t=t ₀ / 12GM /rc² = t ₀ / 1R_g /r (5)
ko’rinib turibdiki, radiusning gravitatsion radiusga yaqinlashishida t vaqt oralig’i oshadi.
Xususan, uzoqdagi kuzatuvchiga qora tuynukning o’zini hosil bo’lishi cheksiz uzoq vaqt davomida yuz beradi. Biror jismning masalan r ₀ boshlang’ich radiusga ega yulduz siqilishi tufayli tuynuk hosil bo’lsin. Siqilish vaqtida u
r(t) = R _п + ( r ₀ - R _g ) e^{ct / Rп} (6)
qonuniyat bo’yicha kichiklashadi va yulduz Shvarsshils sferasining radiusiga
t  _ bo’lganda erishadi.
Qora tuynuk hosil bo’layotganda statistik elektr maydondan tashqari hamma fizik maydonlar nurlanadi (agar kollapslanayotgan jism elektr jihatdan zaryadlangan bo’lsa).
Agar qora tuynukni hosil qilayotgan jism aylangan bo’lsa, u holda qora tuynuk atrofida unga yaqin jismlarni aylanma harakatga keltiruvchi “ vixrli ” gravitatsion maydon saqlanib qoladi. Bu maydon qora tuynuk massasidan tashqari faqat uning to’liq impuls momenti bilan aniqlanadi.
Aylanayotgan qora tuynuk atrofidagi tortishish maydonidagi Kerr maydoni deb ataladi.
Shvarsshild tortishish maydonida jismlarning harakati qator o’ziga xos xususiyatlarga ega. Nyuton nazriyasida tortuvchi markaz atrofida aylana bo’ylab harakat undan har qanday R masofada ham yuz berishi mumkin.
Eynshteyn nazariyasida esa bunday emas. Qora tuynukka qancha yaqin bo’lsa, aylana bo’ylab harakat tezligi shuncha katta bo’ladi. R= 1.5 r _g radiusli aylanada harakat tezligi yorug’lik tezligiga yetadi. Qora tuynuk yaqinida aylana bo’ylab harakat umuman mumkin bo’lmaydi. Amalda esa aylana bo’ylab harakat yetarlicha katta masofalarda barqaror bo’lmaydi, masalan: R=3r _g dan katta masofalarda harakat tezligi atiga yorug’lik tezligining yarmiga yetadi, faqatgina 3r _g dan katta masofalarda barqaror aylana bo’ylab tezlik hosil bo’lishi mumkin. Doiraviy orbitalarning barqarorlik chegarasida zarrachaning bog’lanish energiyasi
_E_ 0.06mc² (7)
ga teng bo’ladi, bu yerda m- zarrachaning massasi.
Cheksizlikdan uchib kelayotgan jismlarning qora tuynuk tomonidan o’ziga gravitatsion tortib olish mumkinligi alohida ahamiyatga ega.
Nyuton mexanikasida tortuvchi massaga cheksizlikdan yaqinlashib kelayotgan har qanday jism uning atrofida parabola yoki giperbola bo’ylab harakat qiladi (agar tortuvchi massa bilan to’qnashib qolmasa ) va yana cheksizlikka uchib ketadi. Bu holda gravitatsion tortib olish yuzaga kelaydi.
Qora tuynuk maydonida vaziyat boshqacha. Agar jism qora tuynukdan katta masofalarda R_100r_g harakatlansa, tortishish maydoni zaif va Nyuton nazariyasi yetarlicha aniqlikda bajariladi, u vaqtda harakat trayektoriyasi qariyb parabola yoki giperbola mos tushadi albatta.
Qora tuynukka yetarlicha yaqinlikda trayektoriya Nyuton nazariyasidagi trayekrotiyadan keskin farq qiladi. Masalan, jismning tezligi qora tuynukdan uzoqroqda yorug’lik tezligidan ko’p marta kichik bo’lsa, uning trayektoriyasi R=2r _g radiusli aylanaga yaqin bo’ladi va jism kosmosga uchib ketishdan oldin qora tuynuk atrofida ko’p aylanadi. (2a- rasm)