Fizika · Gravitatsiya va koinot · 1-kurs

Kengayayotgan koinot

Galaktikalar nega bizdan uzoqlashadi va Koinot necha yoshda?

Vaziyat

1929-yilda Edvin Xabbl galaktikalar spektridagi chiziqlarning qizil tomonga siljishi (uni V. Slayfer o‘lchagan) masofaga proporsional ekanini — uzoqroqdagi galaktikalar tezroq uzoqlashayotganini aniqladi. 1965-yilda A. Penzias va R. Vilson shoxsimon antennada osmonning hamma tomonidan keladigan zaif radioshovqinni topishdi — harorati atigi 2,7 K bo‘lgan nurlanish. Ikkala kashfiyot bitta xulosaga olib keladi: koinot kengaymoqda va bir paytlar juda issiq va zich bo‘lgan. Pechdagi mayizli non ko‘tarilganda ham har bir mayiz boshqalaridan uzoqlashadi. Koinot qachon «boshlangan» va galaktikalarni nima ushlab turadi?

Mavzu

Kosmologiya: kengayayotgan koinot. Xabbl qonuni, relikt nurlanish va galaktikalar aylanishi — qorong‘i materiya

Asosiy tushunchalar

Xabbl qonuni
Relikt nurlanish
Qorong‘i materiya

Formulalar

v = H_{0} d, t_{H} = \frac{1}{H_{0}} \approx 14 mlrd yil (H_{0} = 70 km/(s·Mpk))

Xabbl qonuni: uzoqlashish tezligi masofaga proporsional. $1 / H_{0}$ — Xabbl vaqti, koinot yoshining bahosi.

H^{2} = H_{0}^{2} (\frac{Ω_{r}}{a^{4}} + \frac{Ω_{m}}{a^{3}} + Ω_{Λ}), a = \frac{1}{1 + z}

Fridman tenglamasi (tekis koinot): nurlanish, materiya va qorong‘i energiya kengayish tezligini belgilaydi.

T = T_{0} (1 + z), λ_{m a x} = \frac{b}{T} = \frac{2,898 mm·K}{2,7255 K} = 1,06 mm

Relikt nurlanish kengayish bilan soviydi; Vin qonuni uning maksimumini beradi.

v (r) = \sqrt{\frac{G M (r)}{r}} \Rightarrow v = const \Rightarrow M (r) = \frac{v^{2} r}{G} \propto r

Tekis aylanish egri chizig‘i: ko‘rinadigan yulduzlar tugagan joyda ham massa o‘sadi — qorong‘i materiya.

f = \frac{f_{0}}{1 + v / c}, f_{0} = 1420,406 MHz (λ = 21 sm)

Neytral vodorodning 21 sm chizig‘i: Dopler siljishidan gazning tezligi topiladi.

Nazariya

Xabbl qonuni va kengayish

Pechdagi non 60 minutda ikki marta kattalashsa, har bir mayizdan qaraganda qolganlari $v = H d$ tezlikda uzoqlashadi — qaysi mayizni tanlamang, grafik bir xil. Demak kengayishning markazi yo‘q. Mayizlar o‘zi kattalashmaydi: galaktikalar, yulduzlar, atomlar ham tortishish va elektr kuchlari bilan bog‘langan, kengaymaydi. Kosmologik qizil siljish $z$ — fazo cho‘zilishi bilan yorug‘lik to‘lqinining cho‘zilishi: $1 + z = 1 / a$ . Yaqin galaktikalar uchun $v \approx c z$ . $1 / H_{0}$ ≈ 14 mlrd yil — agar kengayish doim bir xil tezlikda bo‘lganida koinot yoshi shuncha bo‘lardi.

Katta portlash va birinchi daqiqalar

Vaqtni orqaga bursak, koinot issiqroq va zichroq bo‘ladi. Taxminan 10 mks gacha kvark–glyuon plazmasi bo‘lgan; keyin kvarklar proton va neytronlarga birlashgan. Materiya antimateriyadan ozgina ko‘p bo‘lgan (barion asimmetriyasi: har ≈ 10⁹ juftga bitta ortiqcha zarra) — qolgan hamma narsa annigilyatsiya bo‘lib, fotonlarga aylangan. Taxminan 3 minutda (T ≈ 10⁹ K) birlamchi nukleosintez: deyarli barcha neytronlar geliy-4 ga birlashgan. O‘sha paytda n/p ≈ 1/7, demak geliyning massa ulushi $Y = 2 (n / p) / (1 + n / p) \approx 0,25$ — og‘ir elementlarga eng kambag‘al gaz bulutlarida taxminan shuncha (≈ 0,245) o‘lchanadi.

Relikt nurlanish

z ≈ 1100 gacha (≈ 380 ming yil) koinot issiq plazma edi: fotonlar erkin elektronlarda sochilib, uzoqqa yura olmagan. T ≈ 3000 K da elektronlar yadrolar bilan birlashib atomlar hosil qildi (rekombinatsiya) — koinot shaffof bo‘ldi. O‘shandan beri fotonlarning to‘lqin uzunligi ≈ 1100 marta cho‘zildi: bugun ular 2,7255 K li qora jism nurlanishi, maksimumi 1,06 mm da. Bu nurlanish butun osmonda bir xil, farqlar atigi ≈ 1/100 000 — aynan shu zichlik «dog‘lari» tortishish tufayli o‘sib, galaktikalar va ularning to‘dalarini hosil qilgan (galaktikalar paydo bo‘lishi nazariyasi).

Somon Yo‘li va galaktikalar

Bizning Galaktika — to‘sinli spiral: markazda balj (qari, sarg‘ish yulduzlar), yupqa disk va spiral yenglar (yosh, ko‘kish yulduzlar, gaz va chang, tarqoq to‘dalar), atrofida sferik halo va unda taxminan 150 ta qari sharsimon to‘da. Quyosh markazdan ≈ 8 kpk (26 000 yorug‘lik yili) uzoqda ≈ 230 km/s tezlikda aylanadi; bir aylanish ≈ 230 mln yil. Xabbl sinflari: elliptik (E), spiral (S), to‘sinli spiral (SB), noto‘g‘ri (Irr). Somon Yo‘li, Andromeda va Uchburchak galaktikasi bir necha o‘nlab mitti galaktikalar bilan Mahalliy guruhni tashkil qiladi. Galaktikalar to‘dalarga (Virgo, Coma) yig‘iladi. Ba’zi galaktikalar yadrosida o‘ta massiv qora tuynuk gazni yutib, butun galaktikadan yorqinroq porlaydi — faol yadrolar, kvazarlar (masalan, 3C 273, z = 0,158) va radiogalaktikalar.

Yulduzlararo muhit va 21 sm chiziq

Yulduzlar orasidagi fazo bo‘sh emas: siyrak gaz (asosan vodorod), chang va qisman ionlashgan kosmik plazma. Neytral vodorod (HI) atomida elektron va proton spinlari parallel holatdan antiparallel holatga o‘tganda 21 sm (1420,4 MHz) to‘lqin chiqadi. Bu taqiqlangan o‘tish: bitta atom uchun u o‘rtacha ≈ 11 mln yilda bir marta bo‘ladi, lekin vodorod juda ko‘p — signal kuchli va chang uni to‘smaydi. Issiq yosh yulduzlar atrofidagi gaz ionlashadi — HII sohalari (Hα nuridan pushti). Zich sovuq molekulyar bulutlarda (H₂, CO) yangi yulduzlar tug‘iladi; ularda OH va H₂O molekulalari kosmik mazer sifatida kuchli radionur chiqaradi. Tumanliklardagi [O III] kabi taqiqlangan chiziqlar gaz juda siyrakligini ko‘rsatadi.

Qorong‘i materiya, qorong‘i energiya va model

1933-yilda F. Svikki Coma to‘dasida galaktikalar ko‘rinadigan massa ushlab tura olmaydigan tezlikda harakatlanishini aniqlagan; 1970-yillarda V. Rubin va boshqalar spiral galaktikalarning tekis aylanish egri chiziqlarini o‘lchashgan. Massa yorug‘likni ham egadi — gravitatsion linzalanish: uzoq galaktikalar tasviri to‘da atrofida yoy va halqaga aylanadi, bu esa qorong‘i materiyani bevosita «tortib ko‘rish» imkonini beradi. 1998-yilda Ia turdagi o‘ta yangi yulduzlar kengayish tezlashayotganini ko‘rsatdi — qorong‘i energiya. Bugungi tarkib: ≈ 5 % oddiy materiya, ≈ 27 % qorong‘i materiya, ≈ 68 % qorong‘i energiya. Model: non eksponensial ko‘tariladi; galaktikalar o‘lchami kattalashtirilgan; M31 modeli taqribiy (balj + disk sferik yaqinlashishda + izotermik halo); relikt xaritasi haqiqiy ma’lumot emas, sxematik; e⁺e⁻ annigilyatsiyasigacha harorat taqribiy. Yulduzlar evolyutsiyasi, oq mittilar, neytron yulduzlar — «Yulduzlar fizikasi», qora tuynuklar — «Qora tuynuklar» tajribasida.

Bilasizmi?

Penzias va Vilson antennadagi yo‘qolmaydigan shovqinni avval antennaga in qurgan kaptarlarning iflosligidan deb o‘ylashgan. Tozalashdan keyin ham shovqin qolgan — bu relikt nurlanish edi; ular 1978-yilda Nobel mukofotini olishgan.
Andromeda galaktikasi (M31) — yalang ko‘z bilan ko‘rinadigan eng uzoq obyektlardan biri: uning yorug‘ligi bizgacha taxminan 2,5 mln yil yo‘l bosadi.

Tajribada nima bor

Tajriba hayotiy vaziyatdan boshlanadi: natijani taxmin qilasiz, boshqaruvlarni o‘zgartirib tajriba o‘tkazasiz va xulosa chiqarasiz. Ichida topshiriqlar, nazariya, test va ekskursiya bor — kamera o‘zi harakatlanib, eng muhim joylarni tushuntiradi.