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

1.4-rasm. Reliktiv radionurlanish va Metagalaktikada alohida kuzatiladigan barcha radiomanbalar umumiy o‘rtacha spektrida oqim quvvatini taqsimlanishi.

Shundan keyin manba topilmagan bu radiosignallar boshqa to‘lqinlar (0,8 mm 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 temperaturasi T=2,7 K bo‘lgan issiqlik tabiatiga ega nurlanish manbaining spektri bo‘lib chiqdi. Taqsimot maksimumini 1.1 mm (3-10 gs) to‘g‘ri keladi. Bu radionurlanish osmonning barcha tomonidan bir xil intensivlikka ega holda kelar edi. Shuning uchun u mikroto‘lqinli sahn nurlanish deb atala boshlandi. Galaktikalararo fazo bunday past(10) chastotali kvantlar bilan to‘ldirilgan.

T=2.7 K temperaturadagi Stefan-Bolsman qonuniga asosan u=aT 410 erg/sm zichlikka ega nurlanish to‘g‘ri keladi. Bunday radio kvantlarning o‘rtacha energiyasi 10 erg va kvantlar konsentratsiyasi 400 sm^-3. Galaktikalararo fazoda zichlik 10 g/sm . Shunday qilib har bir zarracha (proton) 19 kvant to‘g‘ri keladi!!! 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 o‘tmishda qaynoq bo‘lgan degan xulosa kelib chiqadi.

A. Penzias va R. Vilson tomonidan kashf etilgan radionurlanish reliktiv (antiqiy) ya’ni qadimiy va noyob nurlanish bo‘lib chiqdi. Uzoq o‘tmishda Koinot nihoyatda qaynoq bo‘lgan va kengayish natijasida sovuy boshlagan, hozirgi kunda uning temperaturasi 2.7 K gacha pasaygan.

25


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(d)=T0(1 + - cose) (6)

c

e-harakat tezligi yo‘nalish bilan antenna yo‘naltirilishi o‘qi orasidagi burchak, u- kuzatuvchining tezligi, s- yorug’lik tezligi.

Haqiqatdan ham Sumbula yulduz turkumi yo‘nalishida temperatura nisbiy

A T

ortiqligi —=1.3-10^-3 ga teng mos keladigan reliktiv nurlanish intensivligi ortiqligi

T

qayd qilindi. Bu temperatura ortiqligini (AT=T(e)-T0, T=T0) yuqoridagi formulaga qo‘ysak kuzatuvchi tezligi u=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 (10⁸ 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

26


diapazonida reliktiv nurlanish intensivligi pasayishi qayd qilindi. Bu pasayish 0,5­

5. 
   mK ga teng. Reliktiv radionurlanish spektrini tekshirish kosmologiya uchun muhim natijalar va bilimlar bermoqda.
   

2. 
   Kengayish boshida Koinot qanday bo‘lgan
   

Koinot kengaygan sari elementar hajm masshtab faktorlari (R(t)) ning kubiga proporsional ravishda kattalasha boradi. Shuning uchun ixtiyoriy vaqt momenti (t)da modda zichligi

p ^ ^(t) = ^pP(±). ⁽⁶⁾

R ³(t)

t₀-kuzatish (hozirgi) momentiga mos keladi. Birlik hajmdagi fotonlar soni shunday qonun bo‘yicha o‘zgarib boradi. Energiya zichligi esa hajm (R³(t)) o‘zgargani uchun ham kengayish (R(t)) ro‘y berayotgani uchun