Сиз ҳечам оломондан, нураб кетган сўқмоқлардан ҳоли, алоҳида жойда ҳордиқ чиқариш ҳақида ўйлаб кўрганмисиз

.

2.1-rasm

Bu savolga javob topish masqsadida Xalqaro astronomiya jamiyati (XAJ) garvadlik professor O.Jingerix boshchiligida maxsus ishchi Dastlab u norasmiy ravishda Zena deb ataldi, 2006 yilga kelib esa muqim Erida nomiga ega bo’ldi. Habbl kosmik teleskopida o’tkazilgan mufassil tadqiqotlar Erida o’lchamini Plutonda bir muncha katta ekanini ko’rsatdi .Buning natijasi 2006 yilda Xalqaro astronomiya uyushmasi XX11 Bosh assambleyasining maxsus qarori bilan Pluton darajasi pasaytirilib, sayyoralar turkumidan kichik sayyoralar turkumiga o’tkazildi. Ha Serera asteroidi tarixi yana takrorlandi, lekin endi Pluton kichik sayyorasi bilan . Chorakam 1 asr davomida (1930 yilda 2006 yilgacha )sayyoralar royxatida turgan Pluton O’zining qonuniy O’rniga ega bo’ldi va endi u sayyora deb emas, balki kichik sayyora, aniqroq aytganda Koyper mintasi deb ataladigan bo’ldi. Shunday qilib hozirgi vaqtda Quyosh sist emsidagi ayyoralar ruyxati 9 ta emas, balki 8 tadan iborat. Shuni aytish kerakki Serera tarixidan farqli o’laroq quyosh sistemasi sayyoralari hozirgi ro’yhati asosini eng muhum fizik qonuniyat – sayyora massasi bilan uning orbital davri o’rtasidagi nisbat tashkil qiladi. Quyosh sistemasi sayyoralari va kichik jismlar uchun bu qonuniyatlar logarfmik shkalalarda keltirilgan. Sayyoralar massalari Yer massasi bilan birgalikda masofalar esa (absisslar o’qi ) - astronomik birliklarda berilgan . XX asr oxiriga kelib Neptun sayyorasi orbitasidan tashqarida ham asteroidlar belbog‘i topildi. Bu belboqqa «Koyper belbog‘i» deb nom berilgan. Bu belbog‘ning mavjudligi haqida ilk bor 1949 yilda ingliz astronomi Kennet Ejvort va 1951 yilda amerikalik astronom Jerard Koyper bashorat qilishgan edi. Ularning fikricha, bu belbog‘ gigant sayyoralardan 35-50 a.b. (1 a.b. – Yerdan Quyoshgacha bo‘lgan o‘rtacha masofa bo‘lib, 150 million km ga teng) uzoqlikda joylashgan bo‘lib, u asteroidlar va kometalardan iborat[21].

Lekin uzoq vaqt davomida ushbu belbog‘da hech kanday obekt topilmadi. Va nihoyat, 1992 yilda Koyper belbog‘idagi birinchi obekt - diametri 280 km bo‘lgan 1992QB1 topildi. 2000 yilning may oyiga kelib topilgan transneptun (neptunorti) obektlarining soni 300 ta ga yaqinlashib qoldi. Bu jismlarning bari sayyoralar singari Quyosh atrofida to‘g‘ri yo‘nalishda aylanadi. Ularni asteroid yoki kometa deb atash juda qiyin, chunki yangi ochilayotgan jismlarning diametri ancha katta, 100-800 km ni tashkil qiladi. Eng oxirgi tadqiqotlarning natijasiga ko‘ra, bu belbog‘da diametri 100 km dan ortiq bo‘lgan 70 000 dan ortiq obekt bo‘lishi mumkin.

Ekzosayyoralarning ochilishi. Bizning Quyosh sistemamiz koinotda yagona emasligi bizga ancha oldin ma’lum bo’lgan edi. XX asrning 80-yillariga kelib bir qator olimlar yangidan-yangi o’zga yulduzlar atrofidagi sayyoralarni qayd qila boshladi va ularga Ekzosayyoralar (Ekzo-lotincha, tashqarida degan ma’noni bildiradi) ya’ni quyosh tizimidan tashqaridagi sayyoralar deb nomladi.

Tarixda ekzosayyoralrning mavjudligi haqida birinchi bo’lib 1855 yilda, Madras observatotiyasining astronomi, kapitan Jeykob (W.S.Jacob) tomonidan qilingan xabarnomada berilgan edi. Bu xabar “70-Iloneltuvchi”ning qo’shaloq sistemasida “sayyora jismining bo’lishi ehtimoli yuqoridir” deyilgan edi. Keyinchalik, 1890 yillarda Chikago Universitetining astronomi Tomas Si (Thomas J.J. See) va AQSH Harbiy-dengiz observatoriyasi “70-Iloneltuvchi”ning bu sistemasida 36 yillik davrli bilan aylanuvchi ko’rinmas (“ko’rinmas yo’ldosh”) borligini tasdiqladi. Quyosh sistemasidan tashqaridagi sayyoralarni topishga qaratilgan urinishlar eng yaqin yulduzlarning o’rnini kuzatish bilan bog’liq edi.

Quyosh sistemasidan tashqari planetalarni qidirish va topish harakatlarini birinchi urunishlari Quyoshga yaqin yulduzlarni o‘rganish orqali boshlangan. 1916 yildayoq Eduard Barnard osmonda boshqa yulduzlardan ko’ra tezroq harakatlanayotgan, qizil rangli yulduzchani kashf etdi. Astronomlar bu yulduzni “Bernard uchar yulduzi” deb atashdi. Bu yulduz bizga eng yaqin joylashgan yulduzlardan bo’lib massa jihatdan Quyoshdan yetti marta kichikdir. Shundan kelib chiqqan holda, bu yulduzga uning atrofida aylanayotgan sayyoraning (agar u mavjud bo‘lsa) ta’siri sezilarli darajada bo’ladi. 1960 yillarda Piter Van de Kamp ushbu yulduzning massasi Yupiternikiga yaqin yo’ldoshini ochganini e’lon qildi. Ammo 1973-yilda Bernard yulduzining harakatini kuzatgan J. Geytvud uning harakati tebranishsiz ekanligini, ya'ni uning atrofida hech qanday massiv sayyora yo‘qligini aniqladi. 1980-yillar oxirida ko’pchilik astronomlar guruhi ekzosayyoralarni izlash maqsadida yuqori aniqlikdagi spektrometrlar yordamida Quyoshga o’xshash yulduzlarning nuriy tezligining o’zgarishlarini o’lchay boshlashdi.

Birinchi marta Quyosh sistemasidan tashqaridagi sayyora Sefeyning A gammasida, 1988 yilda B. Kempbell, G. Uolker va S Yang tamonidan ochildi. Lekin u o’z tasdig’ini 2002 yilga kelibgina topdi. 1989 yilda HD 114762 yulduzi yaqinida D.Latam tamonidan o’ta massiv sayyora (yoki jigarrang mitti ) topildi. Lekin, unga sayyoralik maqomi 1999 yilda berildi. Ekzosayyoralar birinchi bor 1991 yilda PSR 1257+12 neytron yulduzidan topildi. Bu planetalar o’tayangi yulduzning portlashidan so’ng hosil bo’lgan ikkilamchi sayyoralar deb tan olindi.

Birinchi “Haqiqiy” ekzoplanetani 1995 yilda Shvetsariyalik astronomlar M.Moyor va D.Kvelotis tomonidan “51-Pegas” yulduz sistemasida Quyosh tizimidan tashqaridagi planeta – ekzosayyora ochildi. Ular qurgan optic spektrometr, dopler chiziqlarini 13 m/s gacha aniqlikda qayd qiladi. Qizig’i shundaki D. Marsi boshchiligidagi Amerika astronomlari bunday uskunani avvalroq qurishgan va 1987 yilda izlanishni boshlagan, lekin birinchi bo’lib kashfiyot qila olishmaganlar. 1994 yil Moyyor va Kvelots 142 yulduzni, harakatini o’lchashga kirishishgan va tez orada 51 Pegas sistemasidagi tebranishni qayd etishgan.Pega Quyoshdan 50 yorug’lik yili 4.23 kun va 0,47 m massali planeta ta’sirida o’tadi.(Hozir bu yulduzni- Epikur deyishadi). Shundan keyin ekzosayyoralarni qidirish ishlari jadal rivojlandi. 2009-yilning mart oyida orbitaga chiqarilgan “Kepler” kosmik teleskopi yordamida 763ta ekzosayyora topildi. Ushbu sayyoralarni topishda turli usullar qo’llanildi. Bu usullar yordamida topilgan sayyoralar statistikasi 2.2-rasmda ko’rsatilgan. [13]

Eng so’nggi hisob kitoblarga ko’ra Somon yo’li deb atalmish galaktikamizdagi ekzosayyoralar soni 100 milyarddan oshar ekan. Ulardan 5-20 milliardi “yersimon” sayyoralar bo’lishi mumkin ekan. Bundan tashqari galaktikamizdagi yulduzlarning 34% Quyoshsimon yulduzlar bo’lib, ularda Yer bilan solishtirarli sayyoralar joylashgan hududlar bo’lishi mumkin.

Somon yo’li galaktikasida topilgan ekzosayyoralarning ko’pchiligi bevosita vizual kuzatuv usuli bilan emas, balki qayd etishning turli xil usullari yordamida kashf etilgan. Bu sayyoralarning ko’pchiligi gazli gigantlar bo’lib, ularning o’lchami ko’proq Yerdan ko’ra Yupiternikiga yaqindir.O’z-o’zidan ko’rinadiki bu qayd etish usullarining chegaralanganligi bilan bog’liqdir (qisqa davrli massiv sayyoralarni qayd etish osonroq kechadi). 1995 yilda astronomlar Mishel Moyor (MichelMeyor) va Dide Kelos (Didier Queloz) o’ta aniqlikdagi spektrometr yordamida 51 Pegas yulduzining 4,23 sutkalik tebranishini aniqlashdi. Yulduzlarning tebranishiga sabab bo’lgan sayyora Yupiterni eslatar, lekin u yulduz yaqinida joylashgan edi. Astronomlar orasida bunday planetalar “qaynoq Yupiterlar deb ataladi”. 2004 yilda 2m 1207 jigarrang mittidagi ekzosayyoralikka nomzodning birinchi tasviri infraqizil nurlarda olindi. 2008 yil 13 –noyabrda Regasning HR 8799 yulduzi atrofida harakatlanayotgan butun bir sayyoralar sistemasidan uchta planetaning tasvirini olishga erishildi. Ushbu planetar sistema A5 ilk spektral sinfiga tegishli qaynoq oq yulduzlarda ochilgan birinchi sayyoradir. Bunga qadar ochilgan planetar sistemalar (Pulsarlardan tashqari) eng so’ngi sinflarda (F-M) gi yulduzlar atrofida ochilgan edi. 2008 yilning 12-noyabrida Famolgout yulduzi atrofida Famolgout b sayyorasini ochilishi ham bo’ldi. 2001 yil Notr-Dam universitetidan(Undiana, AQSH)Deved Bekket (Yangi zillandiyadagi Maunt Jon) universitet observatoriyasida 2006- 2007 yillarda (1,8 metrli teleskop yordamida) bajarilgan kuzatishlar asosida mikrolinzalanish usuli bilan O’nta yakka –yakka holdagi Yupitersimon ekzosayyoralarni topdi. Ularning 2tasi o’z yulduzining baland orbitali yo’ldoshlari bo’lishi mumkin.

2011 yil sentabrda KIC 10905746 b va KIC 618 5331 b ekzosayyoralari (Planet Hunters) loyihasida qatnashuvchi astronomiya ishqibozlari tamonidan ochilganligi to’g’risida elon berildi.Bu guruh Kepler teleskopidan ma’lumotlarni tahlil etish uchun tuzilgan edi.Ushbu habarda o’nta ekzosayyoralikka nomzod planetalar haqida ham eslatib o’tilgan edi.Usha paytda ulardan ikk si Somon yo’li galaktikasida topilgan ekzosayyoralarning ko’pchiligi bevosita vizual kuzatuv usuli bilan emas, balki qayd etishning turli xil usullari yordamida kashf etilgan. Bu sayyoralarning ko’pchiligi gazli gigantlar bo’lib, ularning o’lchami ko’proq Yerdan ko’ra Yupiternikiga yaqindir.O’z-o’zidan ko’rinadiki bu qayd etish usullarining chegaralanganligi bilan bog’liqdir (qisqa davrli massiv sayyoralarni qayd etish osonroq kechadi)[13].

1995 yilda astronomlar Mishel Moyor (MichelMeyor) va Dide Kelos (Didier Queloz) o’ta aniqlikdagi spektrometr yordamida 51 Pegas yulduzining 4,23 sutkalik tebranishini aniqlashdi. Yulduzlarning tebranishiga sabab bo’lgan sayyora Yupiterni eslatar, lekin u yulduz yaqinida joylashgan edi. Astronomlar orasida bunday planetalar “qaynoq Yupiterlar deb ataladi”. 2004 yilda 2m 1207 jigarrang mittidagi ekzosayyoralikka nomzodning birinchi tasviri infraqizil nurlarda olindi.

2008 yil 13 –noyabrda Regasning HR 8799 yulduzi atrofida harakatlanayotgan butun bir sayyoralar sistemasidan uchta planetaning tasvirini olishga erishildi. Ushbu planetar sistema A5 ilk spektral sinfiga tegishli qaynoq oq yulduzlarda ochilgan birinchi sayyoradir.Bunga qadar ochilgan planetar sistemalar (Pulsarlardan tashqari) eng so’ngi sinflarda (F-M) gi yulduzlar atrofida ochilgan edi. 2001 yil Notr-Dam uneversitetidan (Undiana, AQSH) Deved Bekket ( Yangi Zillandiyadagi Maunt Jon) unversitet observatoriyasida 2006- 2007 yillarda (1,8 metrli teleskop yordamida) bajarilgan kuzatishlar asosida mikrolinzalanish usuli bilan O’nta yakka –yakka holdagi Yupitersimon ekzosayyoralarni topdi. Ularning 2tasi o’z yulduzining baland orbitali yo’ldoshlari bo’lishi mumkin.

Pulsarlar radio kuzativi     Radial tezliklar usuli      Tranzit usuli     Sinxronizatsiya usuli

Kuzatuv usuli     Gravitasion mikrolinzalash usuli      Astrometrik usul

2.2-rasm. Turli xil usullar yordamida ochilgan ekzoplanetalar statistikasi. Nuqtalar rangi kashf etilish uslubi. Gorizantal nuqta - katta yarim nuqtani o‘lchami. Vertikal nuqta massasi. Taqqoslash uchun,oq rang bilan Quyosh sistemasidagi planetalar ko’rsatilgan
2011 yil 5-dekabrda Kepler teleskopi yordamida Kepler - 22 b zonasida birinchi o’tayer topildi. 2011-yil 20-dekabrda Kepler teleskopi Kepler 20 yulduzida Yer o’lchamiga teng Kepler 20 e, Yer o’lchamidan kichik (radiusi 0,87 ®, massasi 0,39 dan 1,67 ®) bo’lgan va massasi 0,045Yupiter massasiga teng va radiusi 1,03 yer radiusi bo’lgan Kepler 20 f ekzoplanetalarni topdi. Va nihoyat, 2012 yil 22 fevralda Garvard – Smisston astrofika markazi olimlari Yerdan 40 yorug’lik yili uzoqlikda suvdan tashkil topgan GJ 1214 b ekzosayyorasini topishdi. Sayyoraning qizil mitti yulduz atrofida aylanish davri 38 soat ni tashkil etib, sayyora yulduzdan 2 million km masofada aylanar ekan. Sayyora sirtidagi o’rtacha tempratura taxminan 230°C ni tashkil etadi.[14]

Qora materiya va qora energiya mavjudligi haqidagi gipotezalar. Quyoshning sharqdan chiqib g'arbga botishini bolalikdan yaxshi bilamiz, keyinchalik maktab kurslaridan malum bo'ldiki, quyosh ham oddiy yulduz ekan. U juda ham katta va juda ham yorug' yulduz chunki u barcha yulduzlardan ko'ra bizga eng yaqin joylashgan yulduzdir. Quyoshga eng yaqin joylashgan yulduz -Proksimadan yorug'lik bizgacha to'rt yilda yetib keladi. Agarda astronomlardan Proksimagacha masofa qancha deb so'ralsa ular to'rt yorug'lik yili deyishadi. To'rt yorug'lik yili ozmi ko'pmi? Albatta ko'p. Solishtirish maqsadida shuni aytish mumkinki, Quyosh nuri Yerga atigi sakkiz minutda yetib keladi. Bundan ko'rinadiki, yulduzlargacha bo'lgan masofa inson tasavvuriga sig'mas darajada uzoqdir.

Quyosh ham Proksima ham hamda yana yuz milliarddan oshiq boshqa yulduzlar birgalashib bizning Galaktika - Somon yo'li deb ataluvchi ulkan masshtabdagi yulduzlar sestimasini hosil qiladi. Bizning galaktika galaktikalarning spiral sinfiga mansubdir. Galaktikamiz tarkibida yorqin yosh yulduzlardan iborat, spiral yengli gardish markazida katta zichlikdagi yulduz to'dalari mavjud. Barcha yulduzlar yadro atrofida aylanadi. Quyosh sistemasi Gallaktikamiz markazidan 28000 yorug'lik yili masofada joylashgan va Galaktika markazi atrofida sekundiga 220 km/s tezlik bilan harakatlanib, uning atrofini 230 mln yilda bir marta aylanib chiqadi. Somon yo'li galaktikasiga qo'shni spiral galaktika -Andromeda tumanligiga juda o'xshab ketadi.

Somon yo'li, Andromeda tumanligi hamda 30 ga yaqin galaktikalarning Mahalliy. guruhi deb nomlangan to'dani tashkil qiladi. Galakrikalar to'dalari yulduz to'dalaridan farqli bo'lib, ular nisbatan zichroq joylashgan - ular orasidagi masofalar galaktikalarning o'lchamlari kabidir. Katta masofalarda galaktika to'dalari chuzinchoq tuzulmalar o'ta tudalarni hosil qiladi, o'ta tudalar orasi esa bo'shliqdan iboratdir. Bu kabi ulkan masofalarni o'z ichiga olgan bo'shliqlarni astronomlar Voidlar (voids-ingiliz tilida bo'shliq ma'nosini anglatadi), bu voidlarda hech qachon yulduzlar paydo bo'lmaydi chunki u yerda modda miqdori judaham kamdir.
2.3.Quyoshning galaktikada joylashuvi.

Osmon jismlari harakati va gravitatsiya: Yer o’z orbitasi bo’ylab Quyosh atrofida 30 km/sek tezlik bilan harakatlanadi. Quyosh o’zining tortishish kuchlari ta’sirida Yerni uzoq kosmosga uchub ketishiga yul qo’ymay ushlab turadi. Demak, bu kuch gravitatsion ta’biatni bildiradi, uning kattaligi Quyosh massasiga bog’liq va masofaga qarab sezilarli darajada kamayadi. Quyoshga eng yaqin joylashgan Merkuriy aytaylik, Neptunga qaraganda Quyoshga mahkamroq bog’langan. Yerni Quyoshdan uzoqlashtirib va oldingi tezlik bilan xarakatlantirishni iloji bo’lsa, unda Quyosh sestemasi eng go’zal sayyorasidan judo bo’lar edi. Chunki bu qadar katta tezlik bilan aylanayotgan sayyorani tutib turish uchun Quyoshning massasi yetmas edi. Saturn va Neptun yerga qaraganda Quyoshdan ancha narida, Yerdan ko’ra ancha kichik tezlik bilan harakatlanadi. Aks holda ular ham Quyosh sestimasini tark etgan bo’lar edi. Bundan xulosa shuki, sayyora Quyoshdan qancha uzoq bo’lsa, uning orbital tezligi shunchalik kichik bo’ladi. Bu qonuniyatni 400 yil ilgari Parijlik astronom Iyogan Kepler kashf etgan edi. Bu qonuniyat Isaak Nyuton kashf etgan butun olam tortishish qonuni tufayli o’zining matematik ko’rinishiga ega bo’ldi.

Demak, gravitatsiya hamma joyda ”ishlamoqda”. Bu katta kosmik masofalarda ta’sir etuvchi birdan – bir fundamental kuchdir. Gravitatsiya galaktikalar va ularning tudalari kabi katta-katta massadagi obektlarni bir-biriga tortishib bog’langan sestemalarni hosil qilishiga majbur qiladi. Quyosh va planetalar, Yer va Oy gravitatsion bog’langan sistemalarning yorqin misolidir. Gravitatsiyaning xususiyatlaridan yana biri, u massiv jismlarning o’zaro tortishishini ta’minlaydi. Jismlarning ”gravitatsion itarilishi” degan tushuncha yo’q. O’zaro tortishish¹ kuchlari ta’sirida bir butun gravitatsion massaga aylanib qolmasligi uchun kosmik jismlar doimo harakatda bo’lishi kerak. Gravitatsion bog’langan sistemalar shuning uchun ham barqaror ravishda mavjud, chunki ularda kuchlar balansi mavjuddir. O’zaro tortishish kuchlari kosmik ob’yektlarni o’z sistemasi ichida ushlab turishga, markazdan qochma kuchlar esa bu ob’yektlarni bir butun bo’lib birlashishiga yo’l qo’ymaydi. Demak, sistemaning massasi qanchalik katta bo’lsa, uni tashkil etuvchi obektlarning tezligi ham shunchalik katta bo’lishi kerak. Tungi osmondagi yulduzlar bizga qo’zg’almas bo’lib ko’rinadi, chunki ular bizdan uzoqda joylashgan va ular orasidagi masofa ham juda kattadir. [15]

Eynshteynning nazariyasi: XX-asr boshlarida astronom va faylasuflar koinot barqaror, abadiy va cheksizdir, deb hisoblashar edi. Koinotning paydo bo’lishi haqida hech qanday savol o’rtaga qo’yilmas edi. Ushbu tabiiy ko’ringan tassavurlarga suyangan holda mashhur fizik Albert Eynshteyn o’zining endigina yaratgan umumiy nisbiylik nazariyasini (UNN) butun koinotga tadbiq etishga urinib ko’rdi. UNN tenglamalarini yechayotib u quyidagi muammoga duch keldi: ertami kechmi barqaror koinotning barcha moddasi gravitatsiya kuchlari ta’sirida bir joyga yig’iladi, ya’ni gravitatsion kollaps yuz beradi. Shuning uchun Eynshteyn tenglamalariga o’zi tomonidan oylab topilgan kosmologik doimiylikni kiritadi. Tenglamalarda kosmologik doimiylikning mavjudligi qandaydir no’malum, gravitatsiya kuchlariga teskari kuchlar borligiga sha’ma edi. Bu kuch moddaning umumiy bir to’pga birlashishiga yo’l quymaydi. Eynshteyn majburan kiritgan bu doimiylikni Piterburglik matematik Aleksandr Firdman bu sun’iy tadbir deb atadi. ”Eynshetyn topgan bu yechim keng spektrdagi yechimlarning birgina xususiy holidir. Bu esa UNN tenglamalarini buzib qo’yadi, Kosmologik doimiylikni kiritish shart emas, - degan edi Fredman. Olim buning o’rniga UNN tenglamalarini yechishda fazoni barqaror emas, balki bir tekisda kengayotgan deb qarashni taklif qildi. Lekin fazoning kengayishi koinotning barqaror emasligini anglatar edi. Bundan tashqari, uning boshlanishi va oxiri ham bo’lishi mumkin. Klassik dunyoqarashga ega bo’lgan odam uchun bunday olam tuzilishi modelini qabul qilish oson emas edi. Shunga qaramasdan, unchalik uzoq davom etmagan baxslardan so’ng Eynshteyn, Fridman fikriga rozi bo’ldi. Tez orada Fridman g’oyasi amerikalik astronom Edvin Habbl tomonidan qilingan kashfiyot tufayli o’z tasdig’ini topdi. Shundan so’ng Koinotning kengayishi hech kimni shubhaga solmadi. Eynshteyn keyinchalik kosmologik doimiylik haqidagi g’oyasini o’z hayotidagi eng katta ”xato” deb atadi.

Modda va nurlanish. O’sha davrda moddadan ajralib chiqqan nurlanish hozirgi kungacha ham saqlanib qolgan. Katta Portlashdan hozirgi davrgacha o’tgan taxminan 13.7mlyard yil davomida bu moddaning temperaturasi absolyut Kelvin shkalasi bo’yicha 2,7 (Selsiy shkalasi bo’yicha ~ - 270) gradusgacha pasaydi. Bu suyuq geliy temperaturasidan ham pasdir. 1965 yilda ochilgan va butun Koinotni qoplagan relikt nurlanish deb’ nomlangan bu nurlanishni topilishi Gamov qaynoq modelining naqadar ishonchli isbotiga aylandi.

Barion modda nurlanishdan ajralib chiqqandan so’ng gravitadsiya kuchlari tasirida katta masshtabdagi quyqumga to’plana boshladi. Keyinchalik bu quyqumlardan galaktikalar to’dalari, galaktikalar va yulduzlar paydo bo’ldi. Gamov modelida shunday deb faraz qilinadi. Lekin endilikda hech qanday shubha uo’qligini yo’qoridagi tuzilmalarning paydo bo’lishida barion moddalar bilan birga ”qora materiya” deb atalmish modda ham ishtirok etgan. Kompyuterda modellashtrish shuni ko’rsatadiki, tuzilmalar paydo bo’lmay turib materiya ”umumiy habbl oqimi” ta’sirida parchalanib ketgan bo’lar edi. Qora materiya haqidagi gipoteza 1931 yilda paydo bo’ldi. Shveytsariyalik Frits Tsvikki bitta to’dadagi galaktikalar soni va ularning yorqinliklarini sanab chiqdi. Agarda galaktika qanchalik yorqin bo’lsa unda yulduzlar soni ko’p va og’ir. Keyin spektral chiziqlarning qizilga siljishi yordamida Tsvikki galaktikalarning qochish tezligini aniqladi. Shunda u tezliklar naqadar katta ekanligini va yorqinlikdan topilgan materiya miqdori naqadar etishmasligini topdi. Bunday uncha katta bo’lmagan massa hosil qiladigan gravitadsion maydon to’da ichidagi galaktikalarni ushlab turolmaydi va ular uchib chiqib ketishi shart edi. Lekin ular nima sababdan uchib chiqib ketmayapdi? Shunda Tsvekki qo’rqmasdan ushbu gipotezani o’rtaga tashladi: Galaktikalarga boy to’dalarda ularni ushlab to’ruvchi yashirin, ko’rinmas massa mavjud. Astronomlarning ko’pchiligi uning gipotezasiga shubha bilan qarashdi. Ular galaktika to’dalari vaqtinchlik tuzilma deyishdi. Balki, to’da tarqab galaktikalar har tamonga sochilib ketar, deyishdi. U holda hech qanday ko’rinmas massaning keragi yo’q. Xullas olimlar Tsvikkiga ishonishmadi.

Lar olamiga g’ayrioddiy aylanish egriligini namoyish qildi. Vera Rubin ommobop kitoblarni o’qimagan shekilli yoki u ularni yoqtirmagan. Hattoki mantiqning o’zi unga yordamga kelganida ham u buni yoqtirmagan. U spektrometr yordamida galaktika gardishining yon tomonida ko’ringan yulduzlarni markazdan gardish chekkasigacha kesib oldi (skan) va ekisperimental aylanish egriligini topdi. Bu hammani hayratga soldi. Bu egrilikda yulduzlarning tezligi gardish chekkasiga qarab kamayish o’rniga bir xil qiymatni saqlab qolgan va hattoki u sezilarli darajada oshib ham ketishini kim uylabdi diysiz..[14].

Bu fakt faqat bitta narsani bildirar edi – galaktika o’zidan yorug’lik chiqarmaydigan materiyadan iborat galo (qobiq yoki toj) bilan uralgan. O’z gravitatsion maydoniga ega bo’lgan galoning ko’zga kurinmas moddasi yulduzlarning galaktikani tark etishiga yo’l qo’ymaydi va buning natljasida ularni tarqab ketishdan saqlaydi. Ushbu ko’rinmas massa bo’lmaganida galaktika tarqab ketgan bo’lar edi. Bugungi kunga kelib aylanish egriliklari Koinotda qora materiya mavjudligi foydasiga guvohlik beruvchi eng ishonchli dalildir. Savol to’g’iladi: ko’rinmas materiyaning o’zi nima va u nega kurinmaydi kurinib turibdiki u gravitatsion maydon hosil qiladi (massa mavjud) lekin uzidan elektromagnit to’lqinlarni diyarli chiqarmaydi.

Qora materiya rolini bajarishga nomzodlar: Astronomlar Koinotda oddiy barion moddadan tashkil topgan qora yoki xira nurlanayotgan ob’ektlar borligini rad etishmagan. Masalan, yulduzlarning to’g’ilishi, ma’lum nur sochishi va so’ngra so’nishi hammaga ma’lum. Va albatta ushbu yulduz qoldiqlari qora materiya bo’lishi mumkin. Xa, bu neytron yulduzlar, jigarrang va oq mitti yulduzlar va qora uralarning barchasi qora materiyami? – deb katta yoshdagi astronomlarning jaxli chiqdi. Bu siz uchun hali kammi? Og’irroq bo’lishi uchun sayyoralarni va Yupiterni qushing.Yana kosmik gaz va changlar bor. Yana sizga nima kerak? Ko’p narsa kerak, lekin... Biz massasining asosiy qismi o’zidan yoro’g’lik chiqaruvchi modda. Emas, balki qora materiyadan iborat Koinotda yashayapmiz. Kattagina miqdordagi yulduz qoldiqlari bizning galaktikamiz va qushni galaktikaning qorong’u galosida mavjud deb faraz qilaylik. U holda yorug’lik nuri millionlab yillar yo’l bosib keluvchi ushbu olis galaktikalar atrofida biz yorqin galoni kuzatgan bo’lardik, chunki usha paytda bu yulduzlar yorug’lik chiqarar edi-ku! Yaxshi planetalarni olib kuraylik. Agar bu planetalar Yupiter kabi gigant bo’lgan taqdirda ham galaktika atrofidagi ko’rinmas galo massasini taminlash uchun ular soni juda ham ko’p bo’lishi kerak, chunki alohida olingan sayyora Quyoshga o’xshash yulduzdan juda ko’plab martaga yengildir. Bu o’zidan o’zi, yulduzsiz paydo bo’la olmaydi. Bu yulduzlar qora galoni yorqin nurlanuvchi galoga aylantirgan bo’lar edi. Lekin bu hodisa kuzatilmayapdi. Va nihoyat, gaz va chang ham qora materiya rolini o’ynay olmaydi, chunki aslida ular turli xil chastotadagi elektromagnit tulqinlarni chiqaradi (ayniqsa gaz) va yo’tadi (ayniqsa chang). Bunday materiya mavjudligini uning gravitatsion effekti orqali aytish emas, balki bevosita ”ko’rish” mumkin edi. Lekin afsuski, oddiy barion materik yopiq massa roliga yaramaydi. Astroolimlar qiynalib qolganida, sahnaga “Yangi fizik”lar chiqishdi. Ular qora energiya roliga turli xil ko’rinishdagi mikroolamning supersimmetriya nazariyasidan ekzotik zarralarni taklif etishdi. Shu bilan bir vaqtda gepotetik kosmik uzunlik va super uzunlik magnit monopoli va vaqt – fazo deffektini ham reklama qilishga kirishishdi, bir qancha qiziqqon astronomlar Nyuton va uning butun olam tortishish qonunini “Yangi fizik”lar kemasi bilan to’qnashtirishni hohlashdi. Super simmetriya nazariyasi elementar zarralarning royxatini anchaga oshirdi. Elementar zarralar supersimmetrik juftlari ichida taqqoslanadi. Bu g’oyalar tortishuvida fiziklar ustun keldi. Fiziklarga jahon ahli va rivojlangan davlatlar hukumati juda ulkan tezlatgichlar va yuqori aniqlikda qayd qiladigan detektorlar qurish uchun mablag’ ajratdilar va asrlar muammosi bo’lgan qora materik zarralarini tutishini topshirdilar. Fiziklarga bo’lgan e’tibordan xafa bo’lgan astronomlar o’zlarining sevimli asboblari teleskop va antennalarga qaytdilar va shijoat bilan astronomik ko’zi va qo’loqlarini uzoq koinotning burchaklariga yo’naltirdilar hali ham qora materiya oddiy barion moddalardan tashkil topgan degan umid bor edi. Buni isbotlashga bo’lgan o’rinish natijasiz qolaverdi, ularning imkoniyati kamayib boraverdi. Quyosh tutilishidan keyin Quyosh toji juda yorqin nur sochadi, ana shu xodisadek uzoq galaktikadagi yulduzdan yoki galaktikadan qoramtir kompakt ob’ektning harakati davomida yorug’likning bir necha kun davomida yorqinligi ortganligini kuzatish mumkin. Bu hodisa galaktikamizda kam sodir bo’lgan, shunga asoslanib qoramtir kompakt ob’ektlar juda kam va ular ko’rinmas moddani tashkil etmaydi. O’zaro ilmiy kurashda fiziklar astronomlardan ustun kelib, ularni iskanjaga olishdi. Qoramtir materiyani topish, ularning asosiy maqsadi edi. Erishgan yutuqlaridan g’ururlangan fiziklar 2 ta mavhum narsa ketidan quvishdi. Fiziklar hech bo’lmasa gipotetik zarralardan birini tutishga muvaffaq bo’lishganda edi, bu bilan yangi fizikaning konseptual holatini tasdiqlashgan bo’lar edilar. Ikkinchidan qoramtir materiya bu darajada “qoramtir” bo’lmas edi. Chunki supersimmetrik zarraning xossalarini o’rganish orqali, qoramtir materiya haqida ko’p narsani bilish mumkin edi, fiziklarning fikricha qoramtir materiya xuddi shu zarralardan tashkil topgan.

Fiziklar o’zlarining nihoyatda sezgir asboblarini chuqur shaxta va g’orga tushirishdi. Fiziklar foto ko’paytirgichlar shodasini ko’llarga osib chiqdilar (m/n Baykal ko’liga). Fiziklar juda o’lkan tezlatgichlar kollayderida og’ir atom yadrolarini o’zaro to’qlashtirishni o’zlarining sezgir hisoblagichlari va detectorlari bilan har qanday, juda kichik, zarralarning bo’laklarini qayd qilib borishadilar.

Chunki og’ir yadrolarini yorug’lik tezligidan juda katta tezliklarda tuqnashtirishdan gitotetik zarrani qayd qilish mumkin deb taxmin qilishadi. “Yangi fizik” vimplarini ovlashmoqda. Vimplar – (WimPs – inglizcha qisqartma so’z) – tinchlikdagi massasi 0 ga teng bo’lgan, kuchsiz o’zaro ta’sirlanuvchi elementar zarralar. Vimplarini qayd qila olishmayapti. Qoramtir materiya sirini ochish hozirgacha hech kimga nasib qilmadi. [13]