Katta portlash

Hubble eXtreme Deep Field (XDF)



XDF kuzatuv maydoni Oy bilan solishtirilganda. Ushbu maydonda har biri milliardlab yulduzlardaniborat bir necha ming galaktikajoylashgan.



XDF (2012) kuzatuvi - har bir yorugʻlik dogʻi butunboshli galaktikadir, ulardan ayrimlarining yoshi 13,2 milliard yilga yetadi.[27]Olamda 200 milliard galaktika borligi chamalangan.



XDF tasviri old planida voyaga yetgan galaktikalar, oʻrta planda (5—9 milliard yil oldin) deyarli voyaga yetgan galaktikalar, orqa planda (9 milliard yildan oshiq) esa yosh yulduzlar bilan toʻlgan protogalaktikalar koʻrinadi.

Olam zichlik va harorati pasayishda davom etgan, shuning uchun har bir zarrachaning tipik energiyasi ham pasaya borgan. Simmetriya buzilishi fazaviy oʻtishi fizik fundamental oʻzaro taʼsirlar va elementar zarrachalar parametrlarini bugungi holatiga keltirgan.[28] ~10⁻¹¹ soniyadan keyingi vaziyatni tasvirlash nisbatan oson, chunki bu vaqtga kelib zarrachalar energiyalari zarrachalar fizikasi tajribalarida olinishi mumkin qiymatlargacha pasaygan. ~10⁻⁶soniyadan keyin kvark va gluonlar birlashib, proton va neytron kabi barionlarnishakllantirdi. Kvarklarning antikvarklardan kichik nisbatda koʻpligi barionlarning antibarionlardan kichik nisbatda koʻpligiga olib keldi. Harorat endi yangi proton-antiproton va neytron-antineytron juftlarini yaratish uchun yetarlicha baland boʻlmay, bunday juftlar darhol yoppa annigilatsiyaga uchradi, natijada bironta ham antizarracha qolmay, avvalboshda boʻlgan proton va neytronlarning 10¹⁰ dan bir qismi qoldi. Shunga oʻxshash jarayon ~1 soniyadan keyin elektron va pozitronlar bilan roʻy berdi. Ushbu annigilatsiyalardan keyin qoldiq proton, neytron va elektronlar endilikda relativistik harakatlanmay, olamning energiya zichligi fotonlar va oz miqdorda neytrinolartomonidan aniqlana boshlandi.

Kengayishning ilk daqiqalarida, harorat milliard (bir ming million; 10⁹; SI prefiksi giga-) kelvin va zichlik ~1kg/m³ boʻlganida, neytron va protonlar Katta portlash nukleosintezi deb ataluvchi jarayonda bir-birlariga chatishib, deyteriy va geliy yadrolarini shakllantirdi. Olam sovib borgach, materiyaning tinchlikdagi massasi energiya zichligi foton nurlanishidangravitatsion ustun keldi. Taxminan 379 000 yildan keyin elektron va yadrolar qoʻshilib atomlarni (aksariyati vodorod) hosil qildi; shunday qilib nurlanish materiyadan ajraldi va fazo boʻylab toʻxtovsiz tarqalishda davom etdi. Ushbu qadimgi nurlanish qoldiq nurlanish yoki fazoviy mikrotoʻlqinli fon nurlanishi, deb ataladi.[29]

Deyarli bir tekis tarqalgan materiyaning nisbatan zichroq mintaqalari uzoq vaqt davomida yaqin atrofdagi materiyani gravitatsiyaviy tortib, yanada zichlashishdi va natijada bugun kuzatiladigan gaz-chang bulutlari, yulduzlar, galaktikalar va boshqa astronomik tuzilmalar shakllantirdi. Ushbu jarayon tafsilotlari olamdagi materiya miqdori va tipiga bogʻliq. Materiyaning toʻrt tipi boʻlishi mumkin, bular sovuq qorongʻu materiya, iliq qorongʻu materiya, qaynoq qorongʻu materiyava barionik materiya. WMAP fazoviy zondi kuzatuvlari bergan maʼlumotlar shuni koʻrsatdi-ki, qorongʻu materiyaning sovuq ekanligi ehtimoli juda yuqori (iliq qorongʻu materiya erta reionizatsiya tufayli mumkin emas[30]) va olam materiya/energiyasining 23 foizini tashkil etadi, barionik materiyaning bu koʻrsatkichi esa 4,6 foiz;[31] bu maʼlumotlar Lambda-CDM modeliga mos keladi. Neytrinolar shaklidagi qaynoq qorongʻu materiyani hisobga oluvchi „kengaytirilgan modelda“ esa fizik barion zichligi Ω_bh²taxminan 0,023 (bu koʻrsatkichni umumiy materiya/energiya nisbati sifatida ifodalanuvchi barion zichligi Ω_b dan farqlash lozim, u, yuqorida qayd etilganidek, 0,046 ga teng), sovuq qorongʻu materiya zichligi Ω_ch²taxminan 0,11, mos neytrino zichligi Ω_vh² esa 0,0062 dan kam.[31]

Ia tipli oʻta yangi yulduzlar va qoldiq nurlanishdan olingan mustaqil dalillar olam bugunda fazoni sizib oʻtgan energiyaning qorongʻu energiya deb ataluvchi sirli shakli bilan toʻla ekanligi haqidagi xulosaga olib keladi. Kuzatuvlar bugungi butun olam energiya zichligining 73 foizi shu shaklda ekanligiga ishora qiladi. Olam yosh paytida hoynahoy u butunlar qorongʻu energiya bilan toʻlgan, biroq kamroq fazo va yuqori zichlik sharoitida gravitatsiya ustun kelib, kengayishni sekinlashtirayotgan edi. Lekin alal-oqibat, milliardlab yillar kengayishdan keyin, qorongʻu energiyaning koʻpayishi olam kengayishini asta-sekin tezlashtira boshladi. Qorongʻu energiya oʻzining eng sodda ifodalanishida Einstein umumiy nisbiylik tenglamalaridagi kosmologik doimiyga mos keladi, ammo uning tuzilishi va mexanizmi nomaʼlum; uning holat tenglamasi va zarrachalar fizikasining Standart modeli bilan aloqasi ham kuzatuvlar orqali, ham nazariy tadqiq etilmoqda.[32]

Inflatsiya davridan keyingi bu kosmik evolutsiya bir-biridan mustaqil kvant mexanikasi va Einstein umumiy nisbiylik tizimlarini qoʻllovchi kosmologiyaning ΛCDM modeli yordamida qatʼiyan taʼriflanishi va modellashtirilishi mumkin. Yuqorida qayd etilganidek, 10⁻¹⁵ soniyagacha boʻlgan davr va undagi holatlarni taʼriflovchi ishonchli model mavjud emas. Ushbu toʻsiqni yengib oʻtish uchun, ehtimol, yangi birlashgan kvant gravitatsiyasi nazariyasi kerak boʻladi. Olam tarixining ushbu eng erta eralarini tushunish hozirda hal etilmagan fizika muammolaridanbiri boʻlib turibdi.