Kosmologiya - astrofizikaning Koinot tuzilishi va evolyutsiyasini yaxlit tarzda o’rganadigan bo’limi.

Hozirgi zamon kosmologiyasi asrimiz boshlarida vujudga keldi. Shu davrda yangi yirik teleskoplardan foydalanila boshlandi, astrofotografiya va spektroskopiya rivojlandi. Kuzatuv astronomiyasi yutuqlari olis yulduz sistemalari - galaktikalar harakat tezligini aniqlashga va ulargacha masofani o’lchashga imkon berdi. Koinotda katta masshtablarda moddalar taqsimotini va ularning harakatini aniqladi. Keyinroq astrofizik tadqiqotlarning yangi metodlari - radioastronomiya, rentgen astronomiyasi, gamma-astronomiya va boshqalar paydo bo’ldi. Bular esa bizning Koinot haqidagi tasavvurimizni kengaytirdi. Ikkinchi tomondan fizika muhim yutuqlarga erishdi. A. Eynshteyn kuchli gravitatsion maydonlar va tez harakatlar uchun butun olam tortishish qonunini umumlashtirdi. Faqat shunday umumlashtirishdan keyingina tortishish nazariyasini butun Koinotga qo’llashga imkon tug’ildi. Nazariy va eksperimental fizika yutuqlari astrofizika o’rganadigan protsesslarni tushunishga yordam berdi.

Astrofizik kuzatuvlar natijalari shuni ko’rsatadiki, galaktikalarning katta to’plamlari va o’ta to’plamlari Koinotning eng yirik strukturaviy birliklari hisoblanadi. Ularning o’lchamlari o’nlarcha million parsekka yetadi (1_nc=3•10¹⁸) Koinotda moddalar bundan katta masshtablarda (yuzlarcha megaparsek) bir tekis taqsimlanadi, ya’ni agar shunday katta o’lchamdagi kubni tasavvur qilsak, uni fazoning qaerida joylashtirishimizdan qat’i nazar, unda galaktikalarning taxminan bir xil soyli to’dalari bo’ladi.

Hisoblar shuni ko’rsatadiki, kengayishning hozirgi tezligida (bir-biridan million parsek uzoqlikdagi galaktikalar uchun taxminan 75km/s ) kelgusida kengayish siqilish bilan almashinadigan zichlikning kritik qiymati 10^-29g/sm³ ga teng. Kuzatishlarda aniqlangan moddalarning o’rtacha zichligi uncha ishonchli emas. U ehtimol kritik zichlikdan o’n martacha kichikdir. Shuning uchun Koinot har doim kengaya boradi. Lekin bu savolga uzil-kesil javobni kelgusi kuzatishlar beradi (Materiya).

Masalan, keyingi vaqtlarda shu narsa aniqlandiki, ehtimol, Koinotda ko’rinmaydigan moddalar juda ko’p bo’lsa kerak. Bular, masalan, og’ir neytronlar yoki biror boshqa zarralar bo’lishi mumkin. Bu holda Koinotdagi materiyaning asosiy qismi ko’rinmas va modda­larning to’liq zichligi kritik aniqlikka yaqin bo’ladi.

Eynshteyn nazariyasiga ko’ra, moddalarning taqsimlanishi va harakati fazoning geometrik xossalariga ta’sir qiladi. Shu narsa ma’lum bo’ldiki, Koinot moddasining zichligi kritik zichlikdan katta bo’lsa, u holda Fridman modelida Koinot bo’shliqning hajmi chekli, agar zichlik kritik zichlikdan kichik bo’lsa, hajm cheksiz.

Kuzatishlarning ko’rsatishicha, galaktikalar bir-biridan uzoqlashadi, demak, ilgari ular zichroq joylashgan, undan ham ilgariroq esa alohida galaktikalar va umuman alohida osmon jismlari bo’lmagan. Modda deyarli bir tekis taqsimlangan bo’lib, uning zichligi katta bo’lgan. Koinot taxminan 15-20 mlrd. yil ilgarn kengaya boshlagan. Bunda hech qanday kengayish markazi bo’lmagan. Koinotdagi barcha nuqtalar bir xil mavqeda bo’lgan. Koinot kengaya boshlagunga qadar nima bo’lganligi uzil-kesil aniqlangani yo’q, chunki materiyaning zichligi katta bo’lganda tabiatning bizga ma’lum bo’lmagan qonunlari kuchga kiradi.

Kuzatishlardan aniqlandiki, kengayish boshida moddalarning temperaturasi juda yuqori bo’lgan. Buning isboti sifatida butun Koinotga singadigan va 2,7K temperaturaga mos issiqlik spektriga ega bo’lgan elektromagnit nurlanish xizmat qiladi. Bu nurlanish hali Koinot moddasi nurlanish uchun shaffof bo’lmagan zich qaynoq plazmadan iborat bo’lgan davrning qoldig’i - «relikti» hisoblanadi (shuning uchun nurlanish relikt nurlanish deb ataladi). Koinot kengayishi bilan modda va nurlanish sovigan.

Kengayish boshida plazmaning eng qaynoq (o’nlarcha milliard gradusdan yuqori temperaturali) nuqtasida elementar zarralar orasida jadal reaktsiyalar yuz bergan. O’sha vaqtlarda temperaturalar shunchalik yuqori bo’lganki, hech qanday murakkab atom yadrolari mavjud bo’la olmagan: ularni jadal zarralar bir onda parchalab yuborgan bo’lardi. Kengayish boshlanishidan 3 minut o’tgandan so’ng Koinotdagi temperatura taxminan milliard gradusgacha pasaygan hamda protonlar (vodorod atomi yadrolari) va neytronlarning geliy atomi yadrolariga qo’shilib yadro reaktsiyalari yuz bergan. Natijada kengayishdan 5 minut o’tgandan so’ng Koinot plazmasi 30% geliy atomi yadrolaridan va 70% vodorod atomi yadrolaridan iborat bo’lgan. Bu vaqtda yadro reaktsiyalari so’ngan va plazmaning ximiyaviy tarkibi bizning davrimizgacha o’zgarishsiz qolgan. Kuzatishlarning ko’rsatishicha, eng «qari» yulduzlar, haqiqatan, 70% vodorod va 30% geliydan iborat.

Koinot kengayishi boshida yadro reaktsiyalari tugagandan so’ng plazma sovishda davom etgan. Million yil o’tgandan so’ng uning temperaturasi taxminan 4000K gacha pasaygan. O’sha davrda plazmaning neytral gazga aylanishi yuz bergan - atom yadrolari elektronlarni tutib olgan. Bu jarayon rekombinatsiya deb ataladi. Bu davrga qadar plaz­ma relikt nurlanish uchun noshaffof bo’lgan. Rekombinatsiyadan so’ng gaz shaffoflashgan. Bu fakt Koinotning keyingi evolyutsiyasi uchun katta ahamiyatga ega. Rekombinatsiyaga qadar noshaffof plazmadagi relikt nurlanish bosimi tortishish kuchlarining moddalarni alohida quyuqlanmalarga to’plashiga hamda osmon jismlari va ularning sistemalarini hosil qilishiga halaqit bergan. Rekombinatsiyadan so’ng neytral gaz nurlanish uchun shaffoflashdi, uning bosimi tortishish kuchlariga to’sqinlik qilmadi va bu kuchlar dastlab kichik bo’lgan quyuqlanmalarni o’sishga majbur qiladi. Quyuqlanishlarning o’sish protsessi uzoq davom etadi, biroq oqibat natijada bizning davrimizga yaqin davrda bu quyuqlanmalardan galaktika to’plamlari, galaktikalar, yulduzlar va boshqa osmon jismlari paydo bo’ladi.

Koinot struktura va evolyutsiyasi haqida hozirgi zamon tasavvurlari umumiy tarzda shulardan iborat. Kosmologiya oldida yangi masalalar turibdi. Muhim muammoni - nima uchun Koinot kengaya boshladi, bunga qadar nima bo’lgan, galaktikalar qanday paydo bo’lgan va boshqa ko’p muammolarni hal qilish kerak. Bu borada yaqin vaqtlarda qiziqarli kashfiyotlarni kutish kerak.