Samarqand – 2013 Маъруза космогония ва космология: асосий муаммолар

2. Koinot evolyutsiyasining bpsqichlari.
Demak taxminan, 10 миллиард йил илгари Коинот жуда зич ва қайноқ ҳолатда бўлган. Умуман олганда, зичлик ва температуранинг ўзгариш қонунини вақт бўйича орқага давом эттириб бориб шундай вақтни кўрсатиш мумкинки, бунда кенгайиш қандайдир алоҳида ўта зич ҳолатдан бошланганлигини кўрсатиш мумкин ва бу ҳолатни сингуляр ҳолат деб аташ қабул қилинган. Бу кенгайиш жараёни бошини Катта портлаш деб номланган. Босим ва зичлик бу вақтда расмий ҳолда чексизликка интилади. Бу шу нарсани билдирадики, модда ҳолати сингулярликка яқин вақтида физикада ҳали номаълум бўлган қонунлар асосида бўлади. Зичлик қийматидан ошганда ҳаттоки Эйнштейнинг тортишиш релятивистик назариясини ҳам у квант эффектларини ҳисобга олмаганлиги сабабли қўллаб бўлмайди. Планк даври деб аталувчи бу асрда гравитацион майдоннинг квантлари – гравитонлар юзага келиши керак.
Лекин тахминан кенгайиш бошланганидан секунд кейинги ҳолатга НУН қўллаш мумкин бўлади. Бизнинг олам эволюциясининг жуда бошланғич босқичи учун тузилган кенгаювчи бир жинсли изотроп қайноқ Коинот моделидан келиб чиқувчи, лекин тахминий ва ҳали унча тўлиқ текширилмаган хулосаларни маълум бирларини келтирамиз:
Аслида Коинотнинг ўта зич ҳолати унча кўп вақт давом этмаслиги керак, лекин у кейинги эволюция давомида катта аҳамиятга эга бўлган давр ҳисобланади. Энг аҳамиятлиси шундаки, модда температураси ва зичлигининг катта қийматларида заррача ва квант нурланишлари орасида ўзаро ўтишларнинг актив жараёни бошланган. Биринчи вақт онларида заррачалар ва уларнинг антизаррачалари тенг миқдорда туғилиб турган. Бу жараён аналогияси сифатида икки кучли гамма-квантларининг тўқнашиши натижасида юзага келган электрон-позитрон жуфтлигини кўрсатиш мумкин:
.
Бу реакция тескари йўналишда ҳам, яъни электрон ва позитрон аннигиляция жараёни туфайли иккита кванти ҳосил бўлиши мумкинлигидан стрелка чапга ҳам кўрсатилган. Мувозанат шароитларида тўғри ва тескари жараёнлар ҳамма вақт бир хил миқдорда рўй беради.
Тинч ҳолатдаги массаси m бўлган заррача юзага келиши учун квант энергияси қийматидан кичик бўлмаслиги керак, шунинг учун электрон-позитрон жуфтлиги учун камида 1000 кэВ энергия талаб қилинади, ёки температура К бўлиши керак. Температура ва унга мос ҳолда квант энергияси қанча катта бўлса, ўзаро таъсир натижасида шунча катта массали заррача юзага келиши мумкин. Коинот эволюциясининг жуда бошланғич босқичларида хаддан ташқари қисқа яшовчи ва жуда массив гипотетик заррачалар юзага келиши мумкин бўлган. Зичлик ва температуранинг камайиши билан нисбатан кичик массали заррачалар пайдо бўла бошлаган ҳамда бу вақтда массивроқ заррачалар эса парчаланиш ва аннигиляция ҳисобига қандайдир «йўқолиб» борган.
Муҳими шундаки, заррачаларнинг ва уларга мос антизаррачаларнинг «йўқолиб» бориши айнан бир хил кечмаган, яъни антизаррачаларнинг ҳаммаси умуман олганда йўқолиб кетган, протон ва нейтронларнинг (нуклонларнинг) жудаям кам улуши эса қолган. Натижада кузатилаётган олам антимоддадан эмас, балки моддадан қурилган, аслида умуман олганда Коинотнинг қаеридадур антимоддадан иборат соҳа бўлиши ҳақиқатдан ҳоли эмас. Ҳар эҳтимолга қарши, заррача ва антизаррачаларнинг асимметрия хоссаси бўлмаганида, олам умуман ёлғон моддадан иборат бўлиб қоларди.
Нуклонларнинг ҳосил бўлиши билан Коинот эволюциясининг адронлар (адронлар бу – кучли ўзаротаъсирлашувчи заррачалар: протонлар, нейтронлар, мезонлар ва бошқалар) асри тугайди. Адрон асридан кейин лептонлар эраси бошланади. Бунда муҳит мусбат ва манфий мюонлар, нейтрино ва антинейтрино, позитрон ва электронладан ташкил топган бўлади. Нуклонлар нисбатан кам бўлади. Коинотнинг кейинги кенгайиши давомида мюонлар, шу билан бир қаторда электрон ва позитронларнинг аннигиляция жараёни рўё бера бошлайди. Кейинчалик модда билан нейтринонинг ўзаро таъсирлашуви тугайди ва юқорида қайд қилган сингулярликдан 0,2 секунд кейинги моментда нейтрино «ажралиши» жараёни рўй беради. Ҳозирги кунга келиб бу реликтик нейтриноларнинг иссиқлик энергияси камайган ва у тахминан 2К температурага мос бўлиб қолган.
Сингулярликдан кейин тахминан 10 секунд ўтгач температура К атрофидаги қийматга эришади ва нурланиш асри бошланади. Бу даврда модда билан ҳали кучли ўзаро таъсирлашувчи фотонлар, шу билан бирга моддадан «ажралиб чиққан» нейтринолар мавжуд бўлади. Катта портлашдан 100 секунд кейин биринчи нуклеосинтез жараёни бошланади. Энг ассосийси шундаки, протонларнинг маълум бир қисми нейтронлар билан бирлашишга улгуриб гелий ядросини ҳосил қилади. Бунга умумий протонлар сонининг тахминан 10% кетади. Нурланиш асри плазманинг ион ҳолатидан нейтрал ҳолатга ўтиши билан тугалланади. Бу эса модда хиралиги даражасининг камайиши ва нурланишнинг «ажралиши» билан бирга рўй беради. Кенгайиш жараёни бошланганидан кейин миллион йил ўтгач мода асри бошланади ва бунда қайноқ водород-гелий плазмаси ва бошқа ядроларнинг жуда кам улушидан бизнинг оламнинг ҳамма мавжуд кўп кўринишлари ривожлана бошлаган.
Коинот кенгайишининг бу босқичларини қараётган вақтимизда қуйидаги муҳим савол юзага келади:
- қандай қилиб нобиржинслилик юзага келган, қайсики бунинг натижасида Коинотнинг бутун ташкилий шакллари (галактикалар, галактикалар тўдалари ва бошқалар) пайдо бўлган?
Тахмин қилинадики, бу нобиржинслиликлар кичгина флуктуациялар кўринишида туғулиб, кейинчалик эса улар Коинотдаги ионлашган газ нейтраллаша бошлагандан, яъни моддадан нурланиш «ажралиб» реликтик бўлганда кучая борган. Бундай кучайиш сезиларли флуктуацияларнинг юзага келишига олиб келиши мумкин, қайсики бунинг натижасида галактикалар шакллана бошлаган.
Коинотнинг анча каттароқ тузилмалари шаклланишида нейтринолар сезиларли роль ўйнаган бўлишлари мумкин бўлади, агарда фақат ҳақиқатан уларнинг тинчликдаги массаси нулдан фарқли бўлса. Нейтриноларнинг ҳаракат тезликлари тахминан ёруғлик тезлиги тенг бўлганлиги учун уларнинг ихтиёрий флуктуацияси жуда тез сўрилиб кетган. Аммо кенгайиш бошлангандан кейин бир қанча юз йил ўтгач массага эга бўлган нейтринолар тезлиги ёруғлик тезлигидан сезиларли кичик бўла бошлаган бўлиши керак. Шунинг учун қандайдир моментдан бошлаб нейтриноларнинг йирик қуйуқлашмалари энди сўрилмасдан Коинотдаги галактикалар тўдалари ва галактикалар ўта тўдалари каби катта тузилмалари юзага кела бошлашига имкон берган. Бунда галактикаларнинг ўзлари оддий ҳолдаги моддадан шаклланади, агар нейтринолар сезиларли массага эга бўлсалар унда улар массаларнинг гигант қуйиқлашишлари учун тортишиш маркази роли вазифасини баржара бошлаб, шу тариқа галактикалар тўдасининг кўринмас масса манбаига айланадилар.
Ҳозирги кунда жуда катта қийинчиликларга қарамай космология муаммолари жадал ўрганилмоқда. Албатта, ҳали кўп нарсалар биз учун номаълум, лекин умуман олганда космологияда қўлга киритилган ютуқларимиз доирасида Коинот тузилиши ва эволюциясининг умумий қонуниятлари ҳақида маълум бир тассавурга эгамиз.