|
1.3-rasm. Radiomanbalar soni bilan radionurlanish oqimi orasidagi bog‘lanish.
21
Kritik zichlik va kosmologik doimiy muammosi.
Koinot modelining xususiyatlarini bilish uchun metagalaktikada o‘rtacha modda, modda zichligi qiymatini bilish yetarliga o‘xshab ko‘rinadi. Chunki, agar p>Pkr k>0 va Koinot berk bo‘ladi va hozirgi paytda kuzatilayotgan kengayish jarayoni to‘xtash va undan keyin esa siqilish jarayoni boshlanishi kerak. Haqiqatdan olingan barcha natijalar shunday bo‘lsa kerak degan xulosa qilishga undamoqda. Biroq bunday qarash qo‘yilgan savollarga hali aniq javob bera olmayapti. Agar metagalaktikada kuzatiladigan barcha galaktikalar va ular orasidagi gaz-chang modda massalari yig‘indisini Metagalaktika hajmiga bo‘lsak o‘rtacha zichlikni topamiz. U 10+10 g/sm oraliqda bo‘lish kerakligi aniqlanadi. 2001 yilgacha Xabbl doimiysining eski qiymatiga (N-50) asosan hisoblangan kritik zichlik ham shu oraliqqa to‘g‘ri kelar edi. Bu zichliklar bir-biriga teng emasmikan degan shubha mavjud edi. Xabbl Kosmik teleskopi yordamida bajarilgan tekshirishlar Xabbl doimiysining yangi, aniq qiymatini N=74 km/s-Mps topishga imkon beradi. Bu yangi qiymatga asosan hisoblangan kritik zichlik (p
-10 g/sm) o‘rta zichlikdan ishonarli darajada farq qilishni ko‘rsatdi.
Biroq yaqinda osmonning barcha tomonidan bir xil intensivlikka ega rentgen nurlanish qayd qilindi. Bu nurlanishni galaktikalararo fazodagi, temperaturasi 450 mln. gradus bo‘lgan, vodorod sochmoqda degan faraz qilindi.
Agar shunday bo‘lsa, u holda, koinot moddasining asosiy qismi tarqoq holatda degan xulosa kelib chiqadi. Ikkinchidan, agar neytrinoning tinch holatdagi massasi noldan farq qilishi to‘g‘ri bo‘lib chiqsa u holda koinotda neytrino massasi oddiy modda massasidan 30 marta ko‘p chiqadi. Bular hisobga olinsa o‘tacha zichlik kritik zichlikni yana «quvib» o‘tadi, ya’ni p > p kr bo‘lib chiqadi.
Bularning hammasi yuqorida ko‘rib chiqilgan modellarning birinchisi Koinot xususiyatlarini qoniqarli tushuntira oladi degan xulosaga olib keladi. Biroq pulsatsiyalanuvchi koinot modelida oddiy «siqilish va kengayish» bo‘lishi mumkin emas. Termodinamikaning ikkinchi qonuniga asosan entropiya kengayish paytida ham siqilish paytida ham ortib borishi kerak. Demak ketma-ket
22
pulsatsiyalanishlarda amplituda va davr ortib borishi zarur. Bitta zarra uchun hisoblangan entropiya qiymati chegaralangan, demak Koinot cheklangan marta pulsatsiyalangan. Bu holda vaqt bo‘yicha cheksiz Koinot nazariyasini yaratib bo‘lmaydi.
Agar p>p kr bo‘lishiga qaramasdan koinotni cheksiz kengayishi o‘rinli
bo‘lsa, u holda kengayishni tezlatuvchi kuch bo‘lishi kerak. Bu kuch itarish kuchi bo‘lib u Kosmologik doimiylik orqali (16) tenglamada o‘z ifodasini topgan. Kosmologik doimiylikni kiritishning zarurligi yana bir jihati mavjud.
Kosmologik doimiylik Koinot materiyasining tabiati va tarkibi bilan bog‘liq. Agar Koinot materiya atomlardan, yulduzlardan, sayyoralardan iborat deb hisoblansa u holda Xabbl doimiysining yangi qiymatiga ko‘ra koinotning «yoshi» 7 mld. yil bo‘lib chiqadi. Holbuki yuqorida ko‘rganimizdek sharsimon to‘dalar yoshi bundan 1,5 marta katta. Bunday bo‘lishi mumkin emas.
Oxirgi yillarda olingan natijalarga ko‘ra Koinotda materiyaning uchdan birigina modda, ya’ni tortish maydoni hosil qiladigan materiya qolgan qismi esa, aksincha itarish kuchi xususiyatiga ega va Koinotni tezlashgan holda kengayishini ta’minlaydi. Materiyaning bu ko‘rinishi «qora energiya» nomini oldi. Shu munosabat bilan Kosmologik doimiylik koinotda modda miqdori nega aynan shunday munosabatda degan savol ko‘ndalang turibdi. Bu yo‘nalishda tekshirishlar olib borilmoqda va yaqin yillar ichida yaxshi natijalar kutilmoqda.
Pulsatsiyalanuvchi Koinot yoshi qancha.
Koinotning «yoshi» Koinot moddasining o‘rtacha va kritik zichlik nisbatiga va moddaning fizik holatiga ham bog‘liq.
( — \
P = 0,7
p
(*)
Koinot o‘tmishda «sovuq» yoki»qaynoq» bo‘lishi mumkin. Agar p = pt
bo‘lsa o‘tishi sovuq koinot uchun f
( — \
p
p
\r xp J
= 0,7 va qaynoq- 0,5. Agar p =4
p ih
J
23
bo‘lsa yuqoridagi hollarda 0,5 va 0,3 bo‘lishi topiladi. Qaynoq Koinot modeli uchun -^>1 bo‘lsa (*) ni
p
кр
t= — —ko‘rinishga keladi. Koinot yoshi Quyosh
h i Wn
sistemasinikidan kam bo‘lmasligi kerak, demak Q<9. Bu pzp^ degan xulosaga olib keladi, ya’ni koinotda o‘rtacha zichlik kritik zichlikdan kichik bo‘lishi kerak.
I.5. Qaynoq Koinot modeli
Reliktiv (antiqiy) radionurlanish
Shunday qilib 10 mlrd. yil avval, hozirgi kunda galaktikalarga aylangan modda nihoyatda yuqori darajada zichlashgan holatda bo‘lganlar. Koinot esa kichik hajm egallagan. Bunday yuqori darajadagi modda qanday fizik holatda va qanday kimyoviy tarkibga ega bo‘lgan? Koinotning modeli bu xususiyatlarga bog‘liq. Haqiqatdan agar Koinot qaynoq bo‘lgan bo‘lsa unda yadro reaksiyalari ro‘y berishi kerak va demak moddaning tarkibi o‘zgaradi. Bu esa o‘z navbatida Koinot modelini va yoshini, yulduzlarning kattaligini, rivojlanish sur’atini belgilaydi. «Sovuq» Koinot modeli butunlay boshqacha bo‘lib chiqadi.
XX asrning birinchi yarmida kosmologiyada ikkala modelni ham ma’qul jihatlari va kamchiliklari tarafdorlari va tanqidchilari bo‘lgan. Faqat bu modellarni qaysi biri to‘g‘riligini isbotlovchi dalil, kuzatish natijasi bo‘lmagan.
1965 yilda A. Penzias va R. Vilson (AQSH) 7,35 sm.da radioto‘lqinlar qabul qilishga mo’ljallangan yangi antennani (u kosmik aloqani tizimiga mo‘ljallangan edi) sinab ko‘rayotganlarida to‘satdan intensivligi radioantennaning yo‘nalishiga bog‘liq bo‘lmagan radio signallarni qayd qildilar. Bu signallar o‘sha paytda ma’lum bo‘lgan kosmik radionurlanish manbalarining (radiogalaktika, kvazar) birortasiga ham to‘g‘ri kelmas edi. Hisoblashlarni ko‘rsatishicha qabul qilingan radiosignallar intensivligi kosmik va Yer atmosferasida kuzatiladigan manbalarnikidan ikki marta kuchli edi.
24
Do'stlaringiz bilan baham: |
