Katta portlash

Katta portlash () nazariyasi amaldagi kosmologik model boʻlib, olam rivojlanishining erta bosqichlarini tasvirlaydi.: « The second section discusses the classic tests of the Big Bang theory that make it so compelling as the likely valid description of our universe. » Bu nazariyaga binoan Katta portlash taxminan 13,798 ± 0.021 milliard yil oldin sodir boʻlgan; bu koʻrsatkich olam yoshi deb hisoblanadi. Bundan keyin olam oʻta issiq va zich holatda boʻlib, keskin kengayishni boshlagan. Boshlangʻich kengayishdan soʻng olam energiyaning turli subatom zarrachalar, jumladan proton, neytron va elektronlarga aylanishi uchun yetarli darajada sovugan. Sodda atom yadrolari tezda shakllangan boʻlishi mumkin, biroq birinchi elektrik neytral atomlar yuzaga kelishi uchun minglab yillar kerak boʻlgan. Kimyoviy elementlardan birinchi boʻlib vodorod, keyin geliy va litiy mahsul boʻlgan. Ushbu ibtidoiy unsurlarning ulkan bulutlari keyinchalik gravitatsiya orqali yulduz va galaktikalarni shakllantirish uchun yigʻilgan; ogʻirroq elementlar esa yulduzlarda yoki oʻta yangi yulduzlar portlashlarida sintezlangan.

Katta portlash sinchiklab tekshirilgan ilmiy nazariyadir va ilmiy hamjamiyat tomonidan keng qabul qilingan. U yengil unsurlar koʻpligi, qoldiq nurlanish, koinot tuzilishi va Ia tipli oʻta yangi yulduzlarning Hubble diagrammasi kabi kuzatiladigan turli fenomenlarni batafsil izohlaydi. Katta portlashning negiz gʻoyalari — kengayish, erta issiq holat, geliy va galaktikalar shakllanishi - bu va boshqa kuzatishlardan kelib chiqib, har qanday kosmologik modeldan mustaqildir. Galaktika toʻplamlari orasidagi masofalar hozirda kattalashib borishidan oʻtmishda hamma narsa bir-biriga yaqinroq boʻlgani haqidagi xulosaga olib kelgan. Bu gʻoya ekstremal zichlik va haroratlargacha olib borilib, bunday holatlarda tajribalar olib borish uchun katta zarracha tezlatgichlari qurilgan, natijada bu ilmiy model toʻliqroq ishlab chiqilgan. Boshqa tomondan, bu tezlatgichlarning juda baland energiyalar fizikasini tadqiq qilish uchun qobiliyatlari cheklangan. Kengayishning mutlaq ilk lahzasiga oid dalillar juda kam. Shunday qilib, Katta portlash nazariyasi bu ilk holatni izohlay olmaydi; biroq u olamning shu lahzadan keyingi umumiy evolutsiyasini tasvirlaydi va tushuntiradi.

Katta portlash nazariyasi ildizlari Georges Lemaître tomonidan oʻrtaga tashlangan „ibtidoiy atom gipotezasiga“ borib taqaladi. Vaqt oʻtishi bilan olimlar uning gʻoyalari asosida zamonaviy sintez nazariyasini qurishdi. Katta portlash modeli Albert Eynshteyn'ning umumiy nisbiylik nazariyasi va fazoning bir xilligi va izotropiyasi kabi tushunchalarga tayanadi. Asosiy tenglamalar Aleksandr Fridman tomonidan taʼriflangan. 1929-yili Edwin Hubble uzoq galaktikalargacha masofalar ularning qizil surilishiga mutanosib ekanini aniqladi - bu gʻoya Lemaître tomonidan 1927-yili olgʻa surilgan edi. Hubble'ning kuzatuvi barcha uzoq galaktika va klasterlar kuzatuv nuqtamizdan qochayotgan koʻrinma tezlikka ega ekanini koʻrsatdi: galaktika qancha uzoq boʻlsa, koʻrinma tezligi shunchalik yuqori.

Ilmiy hamjamiyat bir vaqtlar Katta portlash va Sobit olam nazariyalari tarafdorlariga ajralgan boʻlsa, 1964-yil qoldiq nurlanish kashfiyoti va ayniqsa uning spektri (yaʼni, har toʻlqin uzunligida oʻlchangan nurlanish miqdori) mutlaq qora jism termal nurlanishiga mos kelishi aniqlanganidan keyin koʻpchilik olimlar kuzatuvlarga Katta portlash ssenariylaridan biri eng mos kelishiga iqror boʻlishdi. Shundan buyon Lambda-CDM modeli zamonaviy nazariy kosmologiya tadqiqotlari tuzilmasi boʻlib xizmat qilgani uchun astrofiziklar Katta portlash modeli va uning parametrizatsiyasiga keng koʻlamli kuzatuv va nazariy qoʻshimchalar qilishdi.

 Umumiy axborot 

 Katta portlash silsilasi 

Olam kengayishini umumiy nisbiylikdan foydalanib vaqt boʻylab teskari ekstrapolatsiyalash chekli vaqtli oʻtmishda cheksiz zichlik va harorat natijasini beradi. 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, lekin bu atama olamimizning „tugʻilishi“ deb hisoblanishi mumkin boʻlgan eng avvalgi issiq, zich fazani ham bildirishi mumkin. 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. 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.

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. Inflatsiya toʻxtaganidan keyin olam kvark-gluon plazmasi va boshqa elementar zarrachalardan iborat edi. 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.Kolb and Turner (1988), chapter 6

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.Kolb and Turner (1988), chapter 7 ~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.Peacock (1999), chapter 9

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) va olam materiya/energiyasining 23 foizini tashkil etadi, barionik materiyaning bu koʻrsatkichi esa 4,6 foiz; 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.

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.

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.

 Negiz farazlar 
Katta portlash nazariyasi ikkita asosiy faraz: fizik qonunlar universalligi va kosmologik prinsipga tayanadi. Kosmologik prinsip olam katta miqyoslarda bir xil va izotropikdir, deydi.

Ushbu gʻoyalar avvaliga postulat sifatida olingan edi, biroq bugunda ularni tekshirishga harakatlar qilinmoqda. Masalan, birinchi faraz kuzatuvlar bilan tekshirilib, yupqa tuzilma doimiysining olam yoshi davomida eng katta ilojli ogʻishi 10−5 tartibida boʻlishi mumkinligi koʻrsatilgan. Shuningdek, umumiy nisbiylik nazariyasi ham Quyosh tizimi va qoʻshaloq yulduzlar miqyosidagi talabchan sinovlardan oʻtgan.

Agar katta miqyosli olam Yerdan qaralganda izotropik koʻrinsa, kosmologik prinsip afzal koʻrilgan maxsus kuzatuv nuqtasi yoʻqligini taʼkidlovchi soddaroq Kopernik prinsipidan keltirib chiqarilishi mumkin. Hozirda kosmologik prinsip qoldiq nurlanish kuzatuvlari yordamida 10−5 tartibgacha tasdiqlangan.Bunda Quyosh tizimining radiatsiya maydoni boʻylab pekular tezlikda oʻtishi tufayli 0,1% darajasidagi dipol anizotropiyasi hisobga olinmaydi. Olam eng katta miqyoslarda 10% darajada bir xil ekanligi oʻlchangan.

FLRW metrikasi

Umumiy nisbiylik fazo-vaqtni bir-biriga yaqin nuqtalarni ajratuvchi masofalarni aniqlovchi metrika orqali taʼriflaydi. Bunday nuqtalar galaktika, yulduz yoki boshqa jism boʻlishi mumkin, ular butun fazo-vaqtga yotqizilgan xayoliy toʻr yoki koordinatalar grafigi bilan belgilanadi. Kosmologik prinsip bu metrika katta miqyoslarda bir xil va izotropik boʻlishini taʼkidlab, Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker metrikasi (FLRW metrikasi) deb ataladigan metrikani yaqqol ajratadi. Ushbu metrika olam hajmi vaqt oʻtishi bilan qanday oʻzgarishini taʼriflovchi miqyos koeffitsientini oʻz ichiga oladi. Bu hamroh koordinatalar deb ataluvchi qulay koordinatalar tizimini tanlashga imkon beradi. Bu koordinatalar tizimida toʻr olam bilan birga kengayib, faqatgina olam kengayishi tufayli koʻchayotgan jismlarning toʻrdagi qoʻzgʻalmas nuqtalarda qolishini taʼminlaydi. Ularning koordinata masofasi (hamroh masofa) sobit qolar ekan, hamroh koʻchayotgan shunday ikki nuqta orasidagi fizik masofa olamning miqyos koeffitsientiga mutanosib kengayadi.

Katta portlashni boʻm-boʻsh fazoni toʻldirib boruvchi materiya portlashi, deb tushunish kerak emas. Aksincha, fazoning oʻzi kengaya borib, ikki hamroh nuqta orasidagi fizik masofani kattalashtiradi. FLRW metrikasi massa va energiyaning bir tekis tarqaladi, deb hisoblagani uchun u olamimizga faqat katta miqyosda tadbiq etilishi mumkin; materiyaning mahalliy jamlanmalari, jumladan bizning galaktikamiz, gravitatsiyaviy bogʻlangan boʻlib, bunday katta miqyosli fazo kengayishini boshidan kechirmaydi.

 Ufqlar 

Katta portlash fazo-vaqtining muhim xususiyati zarracha ufqlari mavjudligidir. Olam chekli yoshda va yorugʻlik chekli tezlikda ekan, oʻtmishda yorugʻligi bizgacha yetib kelishga vaqti boʻlmagan hodisalar boʻlgan boʻlishi mumkin. Bu kuzata olish mumkin jismlargacha masofaga chegara yoki oʻtmish ufqini qoʻyadi. Va aksincha, fazo kengayayotgan va uzoq jismlar yanada tezroq uzoqlashayotgan ekan, bizdan bugun chiqqan yorugʻlik ham u jismlarga hech qachon yetib bormasligi mumkin. Bu kelajak ufq boʻlib, biz taʼsir qilishimiz mumkin hodisalarga boʻlajak chegara qoʻyadi. Bu ikki ufqning mavjudligi olamimizni taʼriflaydigan FLRW modeli tafsilotlariga bogʻliq. Olamning ilk vaqtlariga oid tushunchamizdan oʻtmish ufqi boʻlgan boʻlishi mumkinligi xulosasi kelib chiqadi, biroq amaliyotda bu nazarimiz olam ilk vaqtlaridagi xiralik bilan cheklangan. Shuning uchun, ufq fazoda surilsa ham, bizning nazarimizni vaqt boʻylab ortga choʻza olmaymiz. Olam kengayishi tezlanishda davom etsa, kelajak ufqlari ham bor boʻlishi tayin.Kolb and Turner (1988), chapter 3

 Tarixi 

 Etimologiyasi 
„Katta portlash“ atamasini ilk bor Fred Hoyle 1949-yilgi radioeshittirishda qoʻllagan, deb hisoblanadi. „Sobit olam“ kosmologik modeli tarafdori boʻlgan Hoyle bu atamani mazax maqsadida oʻylab topgan, degan mish-mishlar tarqalgan edi, biroq Hoyle bu iddaolarni ochiq-oydin rad etib, ushbu atama ikki model orasidagi keskin tafovutni koʻrsatish uchun ijod qilganini aytgan.

 Ishlab chiqilishi 
Katta portlash nazariyasi olam tuzilishini kuzatish va nazariy muhokamalardan kelib chiqqan. 1912-yilda Vesto Slipher birinchi boʻlib spiral galaktika (u paytda „spiral tumanlik“ deyilar edi) Doppler siljishini oʻlchadi va deyarli barcha shunday tumanliklarning Yerdan chekinayotganini aniqladi. U bu faktning kosmologik ahamiyatini payqamadi, zero 20-asr boshida bu tumanliklar Somon yoʻli ichida yoki tashqarisida ekanligi bahsli savol edi. Oʻn yil oʻtib, rossiyalik kosmolog va matematik Aleksandr Fridmann Einstein tenglamalaridan yangi, Einstein yoqlab chiqqan sobit olam modelidan farq qilib, olamning kengayayotgan boʻlishi mumkinligini koʻrsatuvchi Fridmann tenglamalarini keltirib chiqardi. 
(English translation in: ) 1924-yilda Edwin Hubble spiral tumanliklargacha masofani oʻlchab, bu tizimlarning aslida mustaqil galaktikalar ekanligini koʻrsatdi. 1927-yili Fridmanndan mustaqil ravishda belgiyalik fizik va katolik ruhoniy Georges Lemaître tumanliklarning chekinishi olam kengayishi tufayli sodir boʻlayotgani haqidagi farazni taklif qildi. 
(Translated in: )

1931-yilda Lemaître fikrini yana rivojlantirib, olamning ayon kengayishi vaqt boʻylab teskari proyeksiyalansa, yaʼni qancha ortga qaytilsa, olam shunchalik kichik boʻlishidan kelib chiqib chekli oʻtmishda olam massasining bari „ibtidoiy atom“ degan bir nuqtada jamlanib, u yerda vaqt va fazo yuzaga kelganini aytish mumkin, degan farazni taklif qildi.

1924-yildan Hubble Mount Wilson observatoriyasidagi 2 500 mm Hooker teleskopi yordamida astronomik masofalar shkalasini boshlab bergan masofa koʻrsatkichlarini puxtalik bilan ishlab chiqa boshladi. Bu unga qizil surilishlari oʻlchab boʻlingan galaktikalargacha masofalarni chamalashga imkon berdi. 1929-yilda Hubble masofa va chekinish tezligi orasida mutanosiblik topdi, hozirda bu mutanosiblik Hubble qonuni deb nomlanadi. Lemaître kosmologik prinsipdan kelib chiqib, bu mutanosiblikni oldindan bashorat qilgan edi.

1920—1930-yillarda deyarli barcha yirik kosmologlar Sobit olam nazariyasiga yon bosib, ayrimlar Katta portlash nazariyasidan kelib chiqadigan vaqt ibtidosi diniy qarashlarni fizikaga koʻchirishdir, deb norozilik bildirgan; bu eʼtiroz keyinchalik Sobit olam nazariyasi tarafdorlari tomonidan takrorlangan edi. Bu norozilik Katta portlash nazariyasi mualliflaridan biri Georges Lemaître katolik ruhoniy boʻlgani uchun yanada kuchaygan edi. Arthur Eddington Arastuning olamning vaqtdagi boshlanishi yoʻq, yaʼni materiya abadiydir, degan fikriga qoʻshilgan. Vaqt ibtidosi haqidagi gʻoya unga zid kelgan. Biroq Lemaître shunday fikr bildirgan:Agar olam yagona kvant bilan boshlangan esa, fazo va vaqt tushunchalari ibtidoda maʼnosiz boʻlur edi; ular boshlangʻich kvant yetarli miqdordagi kvantlarga boʻlinganidagina maʼnoli boʻla boshlar edi. Agarda bu iddao toʻgʻri boʻlsa, olam boshlanishi fazo va vaqt boshlanishidan biroz avval sodir boʻlgan.

1930-yillarda Hubble kuzatublarini izohlash uchun nostandart kosmologiyalar sifatida boshqa gʻoyalar, jumladan, Milne modeli, siklik olam (Fridman tomonidan ilgari surilgan, keyinchalik Albert Einstein va Richard Tolman eʼtiborini qozongan) va Fritz Zwicky'ning charchagan yorugʻlik gipotezalari paydo boʻldi.

 Ilovalar 

 Manbalar 

 Havolalar 
 Big Bang Cosmology
 The Big Bang, NASA Science
 Evidence for the Big Bang
 Cosmology , Open Directory Project

Turkum:Kosmologiya