dan 73 sm gacha)da ham o‘lchanadi va intensivligini to‘lqin uzunligi (chastota)
bo‘yicha taqsimlanish egri chizig‘i olindi (Rasm). Bu taqsimot absolyut
radionurlanish osmonning barcha tomonidan bir xil intensivlikka ega holda kelar
edi. Shuning uchun u mikroto‘lqinli sahn nurlanish deb atala boshlandi.
zichlikka ega nurlanish to‘g‘ri keladi. Bunday radio kvantlarning o‘rtacha
Bu natija hozirgi kunga to‘g‘ri keladi. Koinotning kengayishi natijasida kvantlar
chastotasini teng tarzda o‘zgarishini hisobga olsak, uzoq (10 yil oldin) o‘tmishda
bu kvantlar chastotasi (demak energiyasi) juda katta bo‘lgan. Bundan Koinot uzoq
A. Penzias va R. Vilson tomonidan kashf etilgan radionurlanish reliktiv
26
Bizning Galaktika o‘zining mlrd. lab yulduzlari (shu jumladan Quyosh)
bilan shu reliktiv nurlanish ummonida harakat qiladi. Harakatdagi kuzatuvchi
Doppler effektiga ko‘ra, harakat yo‘nalgan tomondan biroz yuqori qarama-qarshi
tomondan past chastotali kvantlar qayd qilishi kerak. Reliktiv nurlanishda bu
hodisa kuzatiladi. Sumbula va Asad yulduz turkumlari chegarasi tomon
yo‘naltirilgan radioteleskop o‘rtachadan biroz yuqori teskari tomon (Dalv yulduz
turkumi)dan esa past intensivlikka ega reliktiv nurlanish qayd qiladi. Odatda
radionurlanish quvvati temperaturalarda beriladi, u holda
T(
)=T
0
(1+
c
cos
) (6)
-harakat tezligi yo‘nalish bilan antenna yo‘naltirilishi o‘qi orasidagi burchak,
-
kuzatuvchining tezligi, s- yorug’lik tezligi.
Haqiqatdan ham Sumbula yulduz turkumi yo‘nalishida temperatura nisbiy
ortiqligi
T
T
=1.3
10
-3
ga teng mos keladigan reliktiv nurlanish intensivligi ortiqligi
qayd qilindi. Bu temperatura ortiqligini (
T=T(
)-T
0
, T=T
0
) yuqoridagi formulaga
qo‘ysak kuzatuvchi tezligi
=390 km/s ekanligini topamiz. Agar endi kuzatuvchi
Quyosh sistemasi bilan birgalikda Galaktika markazi atrofida 250 km/s tezlik bilan
hozirgi paytda Oqqush yulduz turkumi tomon harakat qilayotganini hisobga olsak
u holda Galaktika markazi reliktiv nurlanishga nisbatan 600 km/s tezlik bilan
Sumbula va Asad yulduz turkumlari chegarasiga tomon yo‘nalishda ketayotganini
topamiz.
Reliktiv radionurlanish spektrida intensivlik taqsimotini o‘zgartiruvchi yana
bir hodisa kuzatiladi. Yuqorida aytganimizdek galaktikalar to‘dalarida
galaktikalararo fazo qaynoq (10
8
K) gaz bilan bo‘lishi mumkin. Bu gazda zarra
konsentratsiyasi
N=10
-2
=10
-3
sm
-3
. Reliktiv fotonlar bunday to‘dadan o‘tayotganda
undagi qaynoq gaz elektronlarida sochiladi va qiziydi. Natijada reliktiv nurlanish
spektrida energiya taqsimoti o‘zgaradi. Past chastotalarda intensivlik o‘rtachadan
pasayadi yuqori chastotalarda esa aksincha kuchayadi (Ya.B. Zeldovich, R.A.
Syunyaev, 1972 y.). 1984 yilda uchta galaktikalar yo‘nalishida santimetr
27
diapazonida reliktiv nurlanish intensivligi pasayishi qayd qilindi. Bu pasayish 0,5-
1,5 mK ga teng. Reliktiv radionurlanish spektrini tekshirish kosmologiya uchun
muhim natijalar va bilimlar bermoqda.
Do'stlaringiz bilan baham: