|
e) Pulsasiyalanuvchi Koinot yoshi qancha. Koinotning "yoshi" Koinol moddasining o‘rtacha va kritik zichlik nisbatiga va moddaning fizik holatiga ham bog'liq:
/
P ( 21)
Koinot o'tmishda "sovuq" yoki "qaynoq" bo'lishi mumkin. Agar P - P«,
bo‘lsa, sovuq koinot uchun / p 0 '7 va qaynoq uchun — 0,5. Agar
Pkp
p
pkh = 4 bo‘lsa, yuqoridagi hollarda uchun 0,5 va 0,3 bo‘lishi kelib chiqadi.
p
Kaynoq Koinot modeli uchun p^"> 1 bo‘lsa (21*) formula.
t= L -
H i + Va
ko‘rinishga keladi. Koinot yoshi Quyosh sistemasinikidan kam bo‘lmasligi kerak, demak Q < 9. Bu esa P^pKp degan hulosaga olib keladi, ya’ni koinotda o‘rtacha zichlik kritik zichlikdan kichik bo‘lishi kerak.
6.6. Qaynoq Koinot modeli 6.6.1. Reliktiv (antiqiy) radionurlanish
Shunday qilib, 10 mlrd yil awal, hozirgi kunda galaktikalarga aylangan modda nihoyatda yuqori darajada zichlashgan holatda bo‘lgan. Koinot esa kichik hajm egallagan. Bunday yuqori darajadagi modda qanday fizik holat- da va qanday kimyoviy tarkibga ega bo‘lgan? Koinotning modeli ana shu xususiyatlarga bog‘liq. Haqiqatdan agar Koinot qaynoq bo‘lgan bo‘lsa, unda yadro reaksiyalari ro‘y berishi kerak va demak, moddaning tarkibi
190
1
o'zgaradi. Bu esa o‘z navbatida Koinot modeli va yoshini, yulduzlarning kattaligini, rivojlanish su’ratini belgilaydi. «Sovuq» Koinot modeli butunlay hoshqacha 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 lio'lmagan.
1965-yilda A. Penzias va R. Vilson (AQSH) 7,35 sm da radioto‘lqinlar qabul qilishga m o‘ljallangan yangi antennani (kosmik aloqa tizimiga mo‘ljalangan) sinab ko‘rayotganlarida to‘satdan intensivligi radioanten- naning yo‘nalishiga bog‘liq bo‘lmagan radiosignallarni qayd qildilar. Bu signallar o‘sha paytda ma'lum bo‘lgan kosmik radionurlanish manbalarining (radiogalaktika, kvazar) birortasiga ham to‘g‘ri kelmas edi. Hisoblashlarning ko‘rsatishicha, qabul qilingan radiosignallar intensivligi kosmik va Yer atmosferasida kuzatiladigan manbalamikidan ikki marta kuchli edi.
Shundan keyin mabayi topilmagan bu radiosignallar boshqa to ‘lqin- lar (0,8 mm dan 73 sm gacha)da ham o‘lchandi va intensivligi to ‘lqin uzunligi (chastota) bo‘yicha taqsilanish egri chizig‘i olindi (6.4-rasm). Bu taqsimot absolut temperaturasi T=2,7 K bo'lgan issiqlik tabiatiga ega nurla- nish manbaining spektri bo‘lib chiqdi. Taqsimot maksimumi 1.1 mm (3 • 10" gs) ga to ‘g‘ri keladi. Bu radionurlanish osmonning barcha tomonidan bir xil intensivlikka ega bo‘lgan holda kelar edi. Shuning uchun u mikro- to‘lqinli sahn nurlanish deb atala boshlandi. Galaktikalararo fazo shunday past(10n)gs chastotali kvantlar bilan to ‘ldirilgan. T=2.7 K temperaturadagi Stefan-Bolsman qonuniga asosan u = aT4=10-13 erg/sm zichlikka ega nurlanish to‘g‘ri keladi. Bunday radio kvantlarning o‘rtacha energiyasi 10-15 erg va kvantlar konsentratsiyasi 400 sm 3. Galaktikalararo fazoda zichlik 10-30 g/ sm3. Shunday qilib, har bir zarracha (proton)ga 19 kvant to ‘g‘ri keladi!!!
Bu natija hozirgi kunga to ‘g‘ri keladi. K oinotning kengayishi natijasida kvantlar chastotasini
Vj= -K('o) tarzda o ‘zgartishini
/{(, )
hisobga olsak, uzoq (13,7 mld yil oldin) o ‘tm ishda 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. V ilson
6.4-rasm. Reliktiv radionurlanish va tomonidan kashf etilgan radio- Metagalaktikada alohida kuzatiladigan barcha nurlanish reliktiv (antiqiy), ya’ni radiomanbalar umumiy o‘rtacha spektrida qadimiy va noyob nurlanish bo‘lib oqim quwatining taqsimlanishi. chiqdi. Uzoq o‘tmishda Koinot
191
nihoyatda qaynoq bo'lgan va kengayish natijasida soviy boshlagan, hozirgi kunda uning temperaturasi 2.7 K gacha pasaygan.
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 past chastotali kvantlar qayd qilishi kerak. Reliktiv nurlanishda bu hodisa kuzatiladi. Sumbula va Asad yulduz turkumlari chegarasi tomon yo‘na!tiril- gan radioteleskop o‘rtachadan biroz yuqori, teskari tomon (Dalv yulduz turkumijdan esa past intensivlikka ega reliktiv nurlanish qayd qiladi. Odatda, radionurlanish quwati temperaturalarda beriladi, ya‘ni:
T(0)=TO( 1 + |c o s 0 ) . (22)
0 — harakat tezligi yo‘nalishi bilan antenna yo'naltirish o‘qi orasidagi burchak; t) — kuzatuvchining tezligi; c — yorug‘lik tezligi.
Haqiqatdan ham Sumbula yulduz turkumi yo‘nalishida temperatura nisbiy
ortiqligi -y- =1.3 - 10-3 ga mos keladigan reliktiv nurlanish intensivligi ortiqligi qayd qilindi. Bu temperatura ortiqligini (AT = T(0)—'T0, T=T 0) yuqoridagi formulaga qo‘ysak, kuzatuvchi tezligi t) = 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 (zarra konsentratsiyasi N = 10 _
2= 10 -3 sm-3) bilan o‘ralgan bo‘lishi mumkin. Reliktiv fotonlar bunday to‘dadan o‘tayotganda undagi qaynoq gaz elektronlarida sochiladi va qiziydi. Natijada reliktiv nurlanish spektrida energiya taqsimoti o‘zgaradi. Past cha- stotalarda intensivlik o‘rtachadan pasayadi, yuqori chastotalarda esa aksincha kuchayadi (Ya.B. Zeldovich, R.A. Syunyayev, 1972-y.). 1984-yilda uchta galaktikalar yo‘nalishida santimetr diapazonida reliktiv nurlanish intensivligi pasayishi (0,5—1,5 mK ga teng) qayd qilindi. Reliktiv radionurlanish spektrini tekshirish kosmologiya uchun muhim natijalar va bilimlar bermoqda.
6.6.2. Kengayish boshida Koinot qanday bo‘Igan?
Koinot kengaygan sari elementar hajm masshtab faktor (R(t)) ning kubiga proporsional ravishda kattalasha boradi. Shuning uchun ixtiyoriy vaqt momenti (t)da modda zichligi quyidagicha:
P m odda (0 ~ ^ . (23)
192
Bunda, t0— kuzatish (hozirgi) momentiga mos keladi. Birlik hajmdagi fotonlar soni shunday qonun b o ' y i c h a o'zgarib boradi. Energiya zichligi esa ham hajm (R 3(t>) o ‘zgargani, ham kengayish (R(t)) ro‘y berayotgani uchun
U = p c 1 = — — (24 )
Do'stlaringiz bilan baham: |
