|
Katta portlash Vikipediya, ochiq ensiklopediya
|
| bet | 2/5 | | Sana | 13.10.2022 | | Hajmi | 179.14 Kb. | | #27191 |
Bog'liq Katta portlash 1 Teylor qatori Makloren qatori Elementar funktsiyalarni dara (2), 1-8-lab(urolov shohruh)Katta portlash silsilasi[tahrir | manbasini tahrirlash]
Asosiy maqola: Katta portlash silsilasi
|
Silsila uchun qarang:
Katta portlashning grafik silsilasi
|
Olam kengayishini umumiy nisbiylikdan foydalanib vaqt boʻylab teskari ekstrapolatsiyalash chekli vaqtli oʻtmishda cheksiz zichlik va harorat natijasini beradi.[18] Bu singularlik umumiy nisbiylik buzilishini koʻrsatadi. Singularlikka qanchalik darajada yaqin ekstrapolatsiya qila olishimiz bahs ostida, biroq shunisi aniq-ki, Planck davri oxiridan-da yaqinroq ekstrapolatsiyalash mumkin emas. Ushbu singularlik baʼzan „Katta portlash“ deb ataladi,[19] lekin bu atama olamimizning „tugʻilishi“ deb hisoblanishi mumkin boʻlgan eng avvalgi issiq, zich fazani ham bildirishi mumkin.[20][ilova 1] Ia tipli oʻta yangi yulduzlarni kuzatishdan foydalangan holda kengayish, qoldiq nurlanishdagi harorat fluktuatsiyalari va galaktikalarning korrelatsiya funksiyasi oʻlchovlariga asoslanib hisoblashlar natijasida olam yoshi 13,772 ± 0,059 milliard yil deb topilgan.[22] Bu uch mustaqil oʻlchovlar olam tarkibini batafsil taʼriflovchi ΛCDM modelini qatʼiyan tasdiqlaydi. 2013-yili Planck fazoviy observatoriyasi ushbu yoshni 13,798 ± 0,037 milliard yil etib aniqlashtirdi.[2]
Katta portlashning eng avvalgi fazasi haqida bahs-munozara mavjud. Eng umumiy modellarda olam gomogen (bir xil) va izotropik boʻlib, juda yuqori energiya zichligi hamda harorat va bosim bilan xarakterlanib, keskin kengayayotgan va soviyotgan edi. Kengayishning ~10−37-soniyasida fazaviy oʻtish fazo inflatsiyasiga olib keldi, bu vaqtda olam eksponensial oʻsayotgan edi.[23] Inflatsiya toʻxtaganidan keyin olam kvark-gluon plazmasi va boshqa elementar zarrachalardan iborat edi.[24] Harorat shunchalik baland edi-ki, zarrachalarning tasodifiy harakatlari relativistik tezliklarda, barcha turdagi zarracha-antizarracha juftlari esa uzluksiz yuzaga kelar va bir-biri bilan toʻqnashib, yoʻqolar edi. Qaysidir lahzada bariogenezis deb atalmish nomaʼlum reaksiya barion soni saqlanishini buzib, kvark va leptonlarning antikvark va antileptonlardan juda kichik — 1:30 million — nisbatda oshib ketishiga olib keldi. Natijada bugungi olamda materiya antimateriyaga nisbatan koʻproq tarqalgan.[25]
Hubble eXtreme Deep Field (XDF)
XDF kuzatuv maydoni Oy bilan solishtirilganda. Ushbu maydonda har biri milliardlab yulduzlardan iborat bir necha ming galaktika joylashgan.
XDF (2012) kuzatuvi - har bir yorugʻlik dogʻi butunboshli galaktikadir, ulardan ayrimlarining yoshi 13,2 milliard yilga yetadi.[26] Olamda 200 milliard galaktika borligi chamalangan.
XDF tasviri old planida voyaga yetgan galaktikalar, oʻrta planda (5—9 milliard yil oldin) deyarli voyaga yetgan galaktikalar, orqa planda (9 milliard yildan oshiq) esa yosh yulduzlar bilan toʻlgan protogalaktikalar koʻrinadi.
Olam zichlik va harorati pasayishda davom etgan, shuning uchun har bir zarrachaning tipik energiyasi ham pasaya borgan. Simmetriya buzilishi fazaviy oʻtishi fizik fundamental oʻzaro taʼsirlar va elementar zarrachalar parametrlarini bugungi holatiga keltirgan.[27] ~10−11 soniyadan keyingi vaziyatni tasvirlash nisbatan oson, chunki bu vaqtga kelib zarrachalar energiyalari zarrachalar fizikasi tajribalarida olinishi mumkin qiymatlargacha pasaygan. ~10−6 soniyadan keyin kvark va gluonlar birlashib, proton va neytron kabi barionlarni shakllantirdi. Kvarklarning antikvarklardan kichik nisbatda koʻpligi barionlarning antibarionlardan kichik nisbatda koʻpligiga olib keldi. Harorat endi yangi proton-antiproton va neytron-antineytron juftlarini yaratish uchun yetarlicha baland boʻlmay, bunday juftlar darhol yoppa annigilatsiyaga uchradi, natijada bironta ham antizarracha qolmay, avvalboshda boʻlgan proton va neytronlarning 1010 dan bir qismi qoldi. Shunga oʻxshash jarayon ~1 soniyadan keyin elektron va pozitronlar bilan roʻy berdi. Ushbu annigilatsiyalardan keyin qoldiq proton, neytron va elektronlar endilikda relativistik harakatlanmay, olamning energiya zichligi fotonlar va oz miqdorda neytrinolar tomonidan aniqlana boshlandi.
Kengayishning ilk daqiqalarida, harorat milliard (bir ming million; 109; SI prefiksi giga-) kelvin va zichlik ~1 kg/m3 boʻlganida, neytron va protonlar Katta portlash nukleosintezi deb ataluvchi jarayonda bir-birlariga chatishib, deyteriy va geliy yadrolarini shakllantirdi. Olam sovib borgach, materiyaning tinchlikdagi massasi energiya zichligi foton nurlanishidan gravitatsion ustun keldi. Taxminan 379 000 yildan keyin elektron va yadrolar qoʻshilib atomlarni (aksariyati vodorod) hosil qildi; shunday qilib nurlanish materiyadan ajraldi va fazo boʻylab toʻxtovsiz tarqalishda davom etdi. Ushbu qadimgi nurlanish qoldiq nurlanish yoki fazoviy mikrotoʻlqinli fon nurlanishi, deb ataladi.[28]
Deyarli bir tekis tarqalgan materiyaning nisbatan zichroq mintaqalari uzoq vaqt davomida yaqin atrofdagi materiyani gravitatsiyaviy tortib, yanada zichlashishdi va natijada bugun kuzatiladigan gaz-chang bulutlari, yulduzlar, galaktikalar va boshqa astronomik tuzilmalar shakllantirdi. Ushbu jarayon tafsilotlari olamdagi materiya miqdori va tipiga bogʻliq. Materiyaning toʻrt tipi boʻlishi mumkin, bular sovuq qorongʻu materiya, iliq qorongʻu materiya, qaynoq qorongʻu materiya va barionik materiya. WMAP fazoviy zondi kuzatuvlari bergan maʼlumotlar shuni koʻrsatdi-ki, qorongʻu materiyaning sovuq ekanligi ehtimoli juda yuqori (iliq qorongʻu materiya erta reionizatsiya tufayli mumkin emas[29]) va olam materiya/energiyasining 23 foizini tashkil etadi, barionik materiyaning bu koʻrsatkichi esa 4,6 foiz;[30] bu maʼlumotlar Lambda-CDM modeliga mos keladi. Neytrinolar shaklidagi qaynoq qorongʻu materiyani hisobga oluvchi „kengaytirilgan modelda“ esa fizik barion zichligi Ωbh2 taxminan 0,023 (bu koʻrsatkichni umumiy materiya/energiya nisbati sifatida ifodalanuvchi barion zichligi Ωb dan farqlash lozim, u, yuqorida qayd etilganidek, 0,046 ga teng), sovuq qorongʻu materiya zichligi Ωch2 taxminan 0,11, mos neytrino zichligi Ωvh2 esa 0,0062 dan kam.[30]
Ia tipli oʻta yangi yulduzlar va qoldiq nurlanishdan olingan mustaqil dalillar olam bugunda fazoni sizib oʻtgan energiyaning qorongʻu energiya deb ataluvchi sirli shakli bilan toʻla ekanligi haqidagi xulosaga olib keladi. Kuzatuvlar bugungi butun olam energiya zichligining 73 foizi shu shaklda ekanligiga ishora qiladi. Olam yosh paytida hoynahoy u butunlar qorongʻu energiya bilan toʻlgan, biroq kamroq fazo va yuqori zichlik sharoitida gravitatsiya ustun kelib, kengayishni sekinlashtirayotgan edi. Lekin alal-oqibat, milliardlab yillar kengayishdan keyin, qorongʻu energiyaning koʻpayishi olam kengayishini asta-sekin tezlashtira boshladi. Qorongʻu energiya oʻzining eng sodda ifodalanishida Einstein umumiy nisbiylik tenglamalaridagi kosmologik doimiyga mos keladi, ammo uning tuzilishi va mexanizmi nomaʼlum; uning holat tenglamasi va zarrachalar fizikasining Standart modeli bilan aloqasi ham kuzatuvlar orqali, ham nazariy tadqiq etilmoqda.[31]
Inflatsiya davridan keyingi bu kosmik evolutsiya bir-biridan mustaqil kvant mexanikasi va Einstein umumiy nisbiylik tizimlarini qoʻllovchi kosmologiyaning ΛCDM modeli yordamida qatʼiyan taʼriflanishi va modellashtirilishi mumkin. Yuqorida qayd etilganidek, 10−15 soniyagacha boʻlgan davr va undagi holatlarni taʼriflovchi ishonchli model mavjud emas. Ushbu toʻsiqni yengib oʻtish uchun, ehtimol, yangi birlashgan kvant gravitatsiyasi nazariyasi kerak boʻladi. Olam tarixining ushbu eng erta eralarini tushunish hozirda hal etilmagan fizika muammolaridan biri boʻlib turibdi.
|
| |
