|
6.5. To‘g‘ri modelni tanlash qiyinchiliklari
Nazariy ravishda tuzilgan (12) tenglama Koinotning o ‘ndan ortiq nazariy modellarini yaratishga sababchi bo'ldi. Biroq Koinotni yagona, qaysi model to ‘g‘ri va aniq tasvirlaydi? Bu savolga faqat kuzatish natijalarining tahlili javob berishi mumkin.
184
Kosmologik nuqtayi nazardan muhim bo‘lgan bir necha muhim katta- liklar bevosita kuzatishlardan aniqlanadi; bular galaktikalar, kvazarlar va kvazaglarning ko'rinm a yulduziy kattaliklari (m), ularning spektrida chiziqlarning qizilga siljish miqdori (z), galaktikalarning burchak kattaligi (0). Shuningdek, ma'lum yulduziy kattalikkacha (m) bo'lgan, galaktika va kvazarlarni sanash N(m) asosida ham Koinotning tuzilishga oid m a’lum xulosalar chiqarish mumkin. Biroq bu ishning m a’lum qiyinchiliklari va uozik jihatlari borki, ularga e'tibor qilmay iloji yo‘q. Shulardan biri kosmologiyada masofani o ‘lchash va u bilan bog'liq galaktikalar va kvazarlarning yulduziy va burchak kattaliklarini topish muammolaridir. Bu muammoga o‘tishdan oldin modellarning yana bir xususiyatiga e’tibor (|arataylik. Bu masshtab faktorini o'zgartirish sur'ati bilan bog‘liq jihatlaridir. Kosmologiyada modellarni tasvirlashda o'lchamsiz tezlanish parametri deb ataladigan quyidagi ko‘rsatkich kiritiladi:
/y (13)
Bu yerda, R,R — masshtab faktori ((R(t))dan vaqt bo‘yicha olingan birinchi va ikkinchi hosila. Hozirgi payt (t = t0) da q(t0) = q0.
a) kosmologiyada masofa muammosi. Astronomiyada masofa (/)ni
aniqlashda yoritqichning ko‘rinma (m) va absolut (M) yulduziy kattaliklarini bogiovchi quyidagi formuladan foydalanamiz:
M —m = 5 + 51g7t = 5(1—lgl).
Bu yerda, rc — yoritqichning yillik parallaksi va u yoy sekundlarida ifodalanadi. Masofa (/) bilan tt orasida quyidagicha bogian ish bor: K"
yoki / = ; / — parseklarda ifodalanadi. Ko'rinma yulduziy kattaligi (m)
Pogson formulasiga asosan yoritqich nuri Yerda hosil qilayotgan yoritil- ganlik (E) bilan bogiiq. Yoritilganlik esa yoritqichning yorqinligi (L) bilan
E = L (14)
4 n l2
bogiangan. Bu yerda qoilanilgan masofa / — fotometrik masofadir, chunki u yoritqich yorugiigining, to ‘g‘rirog‘i uning nuri hosil qilayotgan yoritilganligini oichash y o ii bilan topiladi. Statsionar Koinot modelida R = const boiganda va yaqin masofalardagi yoritqichlarning fotometrik masofa (/) si ulaming geometrik masofasiga teng.
Kengayotgan Koinotda masofa masalasi maium xususiyatlarga ega. Bunday holda yoritilganlik yoki Yerda yuza birligiga tushayotgan nurlanish oqimi nafaqat geometrik nuqtayi nazardan, ya’ni masofaning kvadratiga teskari proporsional ravishda kamayishi, balki vaqt birligi ichida kuzatuvchiga yetib
185
kelayotgan kvantlar sonining kamayishi (sanash effekti) va energiyasininn o‘zgarishi (energiya effekti) ham e’tiborga olinadi.
Agar t, vaqt momentida birorta galaktikadan At, vaqt oralig‘i farqi bikm kuzatuvchi tomon ikkita kvant chiqqan bo‘lsa, ulami kuzatuvchi t0 vaqi momentida At0 oraliq bilan qayd qiladi. Kengayotgan Koinot nazariyasig;i ko‘ra quyidagicha bo‘ladi:
Afj _ R ( f j)
Af _ R(f ) va R(t0) > R(t,) shuning uchun At0> At,.
Kvantlar kelish vaqt oralig‘i uzaydi yoki birlik vaqt oralig'ida qayd qilingan kvantlar soni, shunday vaqt oralig‘ida galaktikadan chiqarilgan kvantlar sonidan kam bo'ladi.
Haqiqatdan agar At, va At0 elektromagnit to'lqin davri deb qaralsa, ya’ni A t ^ T ^ va At0=T 0= \r~ bo‘lsa va qizilga siljish tufayli \ + AA
bo‘lishini hisobga olinsa, . *(*,)
K R(to ) ;
1+ 2 = 0> (15)
Yuqorida keltirilgan (1) formulaga ko‘ra r(t) = r0R(t)= r0 R(t0)( l+ z ) va galaktika nuri Yerda hosil qilayotgan yoritilganlik quyidagicha:
° 4 , [ , 0R(f0)( l+ z ) ] 2 '
Shunday qilib, fotometrik (/) va kosmologik (r) masofalar orasidagi bog‘lanish
l = r(l + z) (17)
ekanligini topamiz. Bu bog‘lanish masofalarni qanday o‘zgartiradi? Shunday misolni ko‘raylik. Kvazar (4G0534)ning qizilga siljishi z =2.88 va uning
Xabbl qonuniga ko‘ra fotometrik masofasi l = -j j z = 17.3 rnlrd ps; kosmolo-
gik masofasi r = = 4.46 mlrd ps.
Masofalar orasidagi bu farq Xabbl qonunini barcha z larga qo‘llab bo‘lmasligini ko‘rsatdi va Xabbl qonuni z » 0,3 gacha o‘rinlidir. Savol tug‘iladi, kosmologik masofa bilan qizilga siljish orasidagi bog‘lanish umumiy holda qanday ko‘rinishga ega? Bu bog‘lanish V. Matich (Germaniya) to- monidan topilgan va q0> 0 bo‘lganda quyidagicha bo‘ladi:
r = Hq*l\ + t) [g0^+(?0-D(V1+2g0Z-1)] . (18)
186
■I 1 bo‘lsa, Koinotning berk modeli uchun Xabbl qonuni o‘mida r ii 1 + 1
2c
ui topamiz; agar q0= - (ochiq evklid fazo) bo‘lsa H [ Vl+z
Bu bog'lanish z < 1 bo‘lganda Xabbl qonuni beradi. Shunday qilib, kosmologik (metrik) masofani kuzatishdan bevosita aniqlab bo‘lmaydi va uning qiymati model turiga va tezlanish parametri (q0)ga bog‘liq.
Do'stlaringiz bilan baham: |
