Professori f m. f d. I. Sattorov ttymi qoshidagi al o‘qituvchisi L

1.1-rasm. Koinot modellarida masshtab faktorini vaqt bo‘yicha o‘zgarishi.

1. 
   Agar K > 0 va Л<0 (ya’ni nolga yaqin bo‘lsa), shuningdek K <0 (nolga yaqin) va Л < 0 bo‘lganda hisoblashlar pulsatsiyalanuvchi modelga olib keladi. Koinot t = 0 da R(0) = 0 bo‘lgan va shundan keyin R(t) orta boshlaydi. Ma’lum vaqtda maksimal qiymatga yetadi, undan keyin, kamaya boshlaydi. Galaktika orasidagi masofa ham shu tarzda o‘zgaradi.
   
2. 
   Agar K > 0 va kosmologik doimiy ma’lum “kritik” qiymatga teng Л = Л_кг
   

va

14

Л =

R ³

’ [ 4kG p (t_o}]²

Masshtab faktori R(t) noldan boshlab orta boshlaydi va cheksiz kelajakda maksimal qiymatga yetadi.

3. 
   Agar kosmologik doimiylik o‘zining kritik qiymatidan katta bo‘lsa Л > Ль- u holda R(t) noldan boshlab orta boshlaydi va ma’lum qiymatga yetgach uzoq vaqt davomida qariyib o‘zgarmas holatda qoladi va undan keyin yana keskin orta boshlaydi.
   

Bu modelni vatikan Observatoriyasi olimi Lemetr ishlab chiqqan.

4. 
   Agar K = 0 va Л = 0 bo‘lsa, yuqorida ko‘rganimizdek (12) tenglama (10) holga keladi va aniq analitik yechim (11) ga ega. Bu Eynshteyn va de-Sitter modeli. Bu modelga ko‘ra Xabbl doimiysi (N) masofaga teskari proporsional holda o‘zgaradi ya’ni
   

h = — = — va Koinot yoshi t = = — t

R 31 3 h 3 "

5. 
   Agar K > 0 va Л = Л_kr bo‘lsa ikkita yechim bo‘lishi mumkin:
   

1. 
   R(t) = R0 = const - Eynshteyn “statsionar Koinoti” va
   
2. 
   Eddington-Lemetr modeli. Bu modelga ko‘ra uzoq o‘tgan zamonda R(t)=Rj bo‘lgan va shundan keyin orta boshlagan, kelajakda chegarasiz ortadi.
   

6. 
   Nihoyat K = 0 va Л > 0 bo‘lganda R(t) ochiq evklid fazoni ifodalaydi va vaqt bo‘yicha eksponensial R(t) = const e^HZ tarzda o‘zgaradi. Bu model de-Sitter tomonidan tuzilgan va uning nomi bilan ataladi. Bu model “statsionar Koinot” modeli bo‘lib unga ko‘ra Koinotni kengayishiga qaramasdan zichlik “energetik maydon”dan hosil bo‘lgan modda hisobiga o‘zgarmas qiymatda saqlanadi.
   

Bu modelni F.Xoyl (Angliya) ishlab chiqqan va hozirgi paytda Koinotning “juda-juda dastlabki” paytlarida ro‘y bergan “inflatsion davr”ni tasvirlashda qo‘llaniladi.

15


To‘g‘ri modelni tanlash qiyinchiliklari.

Nazariy ravishda tuzilgan (12) tenglama Koinotning o‘ndan ortiq nazariy modellarini tuzishga sababchi bo‘ldi. Biroq Koinotni yagona, qaysi model uni to‘g‘ri va aniq tasvirlaydi? Bu savolga faqat kuzatish natijalarini tahlil qilish javob berishi mumkin.

Kosmologik nuqtai nazardan muhim bo‘lgan bir necha muhim kattaliklar bevosita kuzatishlardan aniqlanadi: bular galaktikalar, kvazarlar va kvazaglarning ko‘rinma yulduziy kattaliklar (m), ularning spektrida chiziqlarni qizilga siljish miqdori (z), galaktikalarning burchakiy kattaligi (в). Shuningdek, ma’lum yulduziy kattalikkacha (m) bo‘lgan, galaktika va kvazarlarni sanash N(m) asosida ham Koinotni tuzilishga oid ma’lum xulosalar olish mumkin. Biroq bu ishning ma’lum qiyinchiliklar va nozik jihatlari borki ularga e’tibor qaratmasdan iloji yo‘q. Shulardan biri kosmologiyada masofani o‘lchash va u bilan bog‘liq galaktikalar va kvazarlarning yulduziy va burchakiy kattaliklarini topish muammolaridir. Bu muammoga o‘tishdan oldin modellarning yana bir xususiyatiga e’tibor qarataylik. Bu masshtab faktorini o‘zgartirish sur’ati bilan bog‘liq jihatlaridir. Kosmologiyada modellarni tasvirlashda o‘lchamsiz tezlanish parametri deb ataladigan