Reja: Astanomya faninin predmeti va boshqa fanlar bilan aloqadorligi

Sinovsavollari:

1. 
   Gravitatsionlinzalashtirish deb nimagaaytiladi?
   
2. 
   Gravitatsionfokuslashtirishqandayhollardaikkitayokiuchtatasvirnihosilqiladi?
   
3. 
   Gravitatsionfokuslashtirishdauzoqdagikosmikob’ektko’rishburchaginikattalashishisababinitushuntiring.
   
4. 
   Gravitatsionfokuslashtirishdanqandayizlanishlardafoydalanishmumkin?
   
5. 
   Pachenskiyg’oyasinitushuntiring.
   
6. 
   Deflektorlarniyulduzlaryorqinliginioshirishigako’ragaloyashirinmassasinio’rganishmumkinliginitushuntiring.
   

Mavzu:9 Gravitatsion linzalashda foydalanib masofani topish usuli.

Reja:
1.Masofa shkalasi va kosmologik qizilga siljish.
2.Masofani aniqlashni trigonametrik parallaks metodi.
3.Masofani sefeyd va RR Lira yulduzlarga ko’ra aniqlash.
4.Masofani gravitatsion linzalashga ko’ra aniqlash.
Masofa shkalasi va kosmologik qizilga siljish. Turlicha obyektlargacha bo’lgan masofalarni aniqlash bilan bo’g’liq bo’lgan masofalarni to’la kompleksi masofalar shkalasini aniqlaydi.Yerda xuddi shunday quyosh sistemasida biz masofa deganda unga ko’ra biror narsa hisoblanadigan oddiy parameter sifatida qarab keldik .Kosmologik masshtabda masofa oddiy parametric xususiyatini yo’qotadi.Qonunning ma’nosi Edvin Habbl tomonidan formulirovka qilingan bo’lib hozirgi paytda uni nomini olgan.
1.Uzoqdagi galaktikalar spektridagi yutilish chiziqlari qizil tomonga siljigan bo’ladi.
2.Masofani oshishi bilan qizilga siljish ham oshadi va quyidagiga teng bo’ladi.
Место для формулы.
Bunda 9- chiziqning kuzatilgan to’lqin uzunligi.9-bu to’lqin uzunligini laborator qiymati r-masofa,s-yorug’lik tezligi, H-proporsionallik koyifsiyenti Habbl doimiysi Z-ga qizilga siljishi deyiladi.B’azi hollarda galaktikalarni bir- biridan uzoqlashish tezligi ular orasidagi masofaga proporsionallik deb ham ta’rif beriladi.Lekin bunday ta’rif kichik tezliklarda Dopler formulasi o’rinli bo’lgunga to’g’ri bo’ladi (v=sz) Habblda masofa shkalasini ikkita pag’onasi bo’lgan fundamental Evklid geometriyasidan kelib chiquvchi trigonametrik porolaks metodi va sefeidalarni ko’rinma masofani aniqlash metodi. Hozirgi vaqtda bunday pog’onalar ancha ko’p bo’lib,milliard parsekgacha bo’lgan masofalarni o’lchash imkonini beradi.
2.Masofani aniqlashni trigonometrik paralaks metodi.Kosmik obyektni osmon sferasiga proyeksiyalanganda hosil bo’luvchi burchakka paralaks deyiladi.Ikki xil paralaks ajratiladi:Yillik va Gruppali.Yulduzning massalar markazidan turib yerning orbitasini o’rtacha radiusini ko’rish burchagi _{ }-ga yillik paralaks deyiladi.Yerning quyosh atrofida yillik harakati tufayli yulduzga o’tkazilgan yo’nalish osmon sferasida ellips chizadi, bu ellipsning katta yarim o’qi berilgan yulduzni yillik parlaksiga teng bo’ladi.U holda aniqlangan paralaksga ko’ra yulduzgacha bo’lgan masofani toppish uchun quyidagi formuladan foydalaniladi.
Место для формулы.
Bunda D-yer orbitasining diametri.Bunday taxminiy tenglik radianda o’lchagan kichik burchak uchun yozilgan.Masofaning oshishi bilan paralaksning qiymati giperbolo bo’yicha kamayganligi sababli bu metoddan foydalanib uzoq yulduzlargacha masofani aniqlash katta texnik qiyinchiliklarga uchraydi. Masofani aniqlashni gruppali paralaks metodini ma’nosi shundan iboratki agar biror yulduzlar to’plami. Yerga nisbatan tezlikka ega bo’lsa proyeksiyalash qonuniga ko’ra to’plamga kiruvchi yulduzlarning ko’rinma harakati yo’nalishi osmon sferasida radian deb ataluvchi bir nuqtada to’planadi.Radianning o’rni yulduzlarning xususiy harakatiga ko’ra va ularni spektiral chiziqlarini Dopler effect tufayli ko’chishiga ko’ra aniqlanadi.U holda to’dagacha bo’lgan masofa quyidagi formulaga ko’ra aniqlanadi.
Место для ф-ормулы.

Bunda µ va Vr mos ravishda (yildagi yoy sekundlaridagi) burchak va (km /s dagi) nuri tezliklar bo’lsa,9 quyosh yulduz va yulduz radiant yo’nalishlari orasidagi burchak, r-parseklarda aniqlangan masofa faqatgina gruppali paralaksga ega bo’lib,Hipparkos suniy yo’ldoshini uchurgunga masofa shkalasi faqatgina shu metod yordamida kalibirovka qilingan.

3.Masofani sefeida va RR Lira yulduzlarga ko’ra aniqlash.Sefeidalarga RR Lira yulduzlarga ko’ra aniqlangan masofa shkalasi ikkita shoxaga ajratiladi.Yosh obyektlar va qari obyektlar masofa shkalasiga.
Sefeidalar yaqindagi yulduz hosil bo’lish oblastlarida joylashganliklari sababli yosh obyektlar hisoblanadi.RR Lira yulduzlari qari sistemalarga tortiladi bunday yulduzlar asosan shar shaklidagi sistemalarda galaktikani galosida ko’p uchraydi bunday masofani aniqlash usuli fotometrik usulga kiradi, bunda masofa quyidagi formuladan foydalangan holda topiladi.
Bunda M absalyut yulduz kattaligi m- kuzatigan ko’rinma yulduz kattaligi bo’lsa d0=10 pk har ikkala yulduzlar ham o’zgaruvchan bo’lib sefeidalar yosh yaqinda tug’ilgan yulduzlar bo’lsa RR Lira tipidagi yulduzlar bo’lsa yulduzlarning asosiy ketma-ketligida tushgan A-F spektiral sinflariga mansub bo’lgan gigantlar bo’lib asosan rang kattalik diagrammasini gorizantal shoxalarida joylashgan bo’ladi.Sefeidalar uchun “Pulsatsiya davri absalyut yulduz kattaligi orasida yaxshi bog’lanish bor.Bunday bog’lanishni borligi sefeidalarning massalari turlichaligini ko’rsatadi.RR Lira yul;duzlarining absalyut yulduz kattaliklari o’rtacha bir xil bo’lib quyidagiga tengdir.
MRR = 0.78m bunday metodlar masofani aniqlash bir qator qiyinchiliklarga ega.
1.Alohida yulduzlarni ajratish kerak.Samon yo’li doirasida bu qiyinchilik hosil qilmaydi lekin masofa qancha katta bo’lsa yulduzlarni ajratuvchi burchak shuncha kichik bo’ladi.
2.Yorug’lik chang tomonidan yutilishini va changni fazoda bir jinsli bo’lmagan taqsimlanishini hisobga olishi kerak bundan tashqari sefeidalar uchun “Pulsatsiya davri –yorqinlik” bog’lanish 0 punkitini aniqlash jiddiy masala bo’lib qolayapti.XX asr davomida uning qiymati hamma vaqt o’zgarib turadi demak sefeudalargacha bo’lgan masofa ham o’zgarib turdi.Bu bunday usulni asosiy kamchiligi hisoblanadi.
4.Masofaning gravitatsion linzalashga ko’ra aniqlash.Yorug’lik nurini massiv obyekt oldidan o’tayotib to’gri chiziq bo’ylab tarqalishdan chetlashishni ko’rib chiqqan edik ya’ni massiv fokuslashtiruvchi obyekt yorug’lik nuri dastasini qandaydir fokusda to’plab obyektni tasvirini hosil qilish qobiliyatiga ega ekan.Obyektiv tasvir bir nechta bo’lishi mumkin.Linzalashuvchi obyekt o’zgaruvchan bo’lib uning bir Shapiro effektiga o’xshash bo’ladi)Agar tasvir E va manba n kordinatalarining xarakterli masshtabi sifatida E0=D1 va n0=E0Ds/D1 larni olsak (D-burchak masofa) nomeri I va j bo’lgan tasvirlar orasidagi vaqtli kechikishni quyidagi tarzda yozish mumkin.

Bunda x=E/E0 va y=n/n0 bo’lib mos ravishda manbaning va tasvirning burchak holatini ifodalaydi.s-yorug’lik tezligi Zi-linzaning qizilga siljishi.Tanlangan modelga bog’liq bo’lgan chetlashtirish potensiali ko’p hollarda faraz qilinadiki linzaning potensiali shunda modelga asosan aproksimatsiya qilinadiki bu modelga asosan muhit taqsimlanishi radial simmetrik va potensial cheksizga aylanadi.U holda kechikish vaqti quyidagi formula yordamida aniqlanadi.

Lekin amalda metodning galaktika galosi potensiali ko’rinishga sezgirligi katta bo’ladi. Masalan:SBS1520+530 galaktikasi uchun H0-ning o’lchangan qiymati foydalanilgan modelga ko’ra 46dan 72 km /(s*Mpk) gacha bo’lgan intervalda yotadi.

6 rasm.Gravitatsion linzalashtirish geometriyasi.
Sinov savollari.
1.Masofa shkalasi va kosmologik qiziga siljishni tushuntiring.
2.Qizilga siljish Habbl qonuni bilan qanday bog’langan.
3.Yillik paralaksga ko’ra masofani aniqlashni tushuntiring.
4.Gruppali paralaksga ko’ra masofani aniqlashni tushuntiring.
5.Masofani aniqlashni fotometrik usulini tushuntiring.
6.Masofani aniqlashni fotometrik usulini qiyinchiliklarini tushuntiring.
7.Masofani aniqlashni gravitatsion linzalash usulini tuntirib bering.