Böyük Partlayış

Kainatın metrik genişləməsinin xronologiyası. Kainatın nəzəri olaraq müşahidə edilə bilinməyən hissələri də daxil olmaqla, kainatın hər bir zamanı dairəvi bölmələrdə göstərilib. Solda inflasionar epoxada böyük genişləmə yaşanır və mərkəzdə genişləmə sürətlənir (rəssamın təsviridir, dəqiq ölçüsü deyil).
Fiziki kosmologiya
Erkən kainat
Fon
Genişlənməsi · Gələcəyi
Komponentləri · Strukturu
Komponentləri
Strukturu
Eksperimentlər
Aaronson • Alfven • Alfer • Baradvaj

Kopernik • de Sitter • Dike • Eddinqton Ehlers • Eynşteyn • Ellis • Fridman • Qaliley • Qamov • Qut • Habbl • Lemetr • Linde Mater • Nyuton • Penzias • Rubin • Şmidt •Şvarzçild • Smut • Starobinski • Steinhard

Sunçef • Sunyaev • Tolman • Uilson • Zeldoviç

Böyük partlayış — müşahidə edilə bilən kainatın məlum olan ən erkən dövrlərindən, sonrakı genişmiqyaslı təkamülünə qədər araşdıran kosmoloji model və nəzəriyyə.[1][2][3] Nəzəriyyə kainatın çox yüksək sıxlıq və yüksək temperaturun təsiri ilə necə böyüdüyünü təsvir edir,[4] işıq elementlərinin çoxluğu, radiasiya, genişmiqyaslı struktur, Habbl qanunu (qalaktikalar nə qədər uzaq olsa, Yerdən daha sürətli uzaqlaşırlar) və kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanması (CMB — cosmic microwave background) daxil olmaqla geniş hadisələr üçün hərtərəfli izahat verir. Müşahidə olunan şərtlər fizikanın məlum qanunlarından istifadə edərək vaxtında geri ekstrapolyasiya edilsə, proqnoz yüksək sıxlıq dövründən əvvəl Böyük partlayış ilə əlaqələndirilən heçlik və ya sinqulyarlıq olduğunu göstərir. Cari biliklər sinqulyarlığın primordial olduğunu müəyyən etmək üçün yetərsizdir.

Corc Lemetr 1927-ci ildə ilk dəfə olaraq genişlənən kainatın zamanla yaranan tək nöqtə ilə izlənilə biləcəyini qeyd etdi. Bu nəzəriyyəni "ibtidai atom" nəzəriyyəsi adlandırdı. Bir zamanlar elmi ictimaiyyət Böyük partlayış tərəfdarları və "stasionar vəziyyət" tərəfdarları (Böyük partlayış olmadığına, həmişə stabilliyin olduğuna inananlar) olaraq 2 fərqli model tərəfdarları arasında bölünmüşdü. Lakin, bir sıra geniş empirik sübutlara əsasən hal-hazırda əksəriyyət hamı tərəfindən qəbul edilən Böyük partlayış tərəfdarıdır.[5] Qalaktik qırmızı yerdəyişmələr əsasında aparılan analizlərə görə, Edvin Habbl 1929-cu ildə qalaktikaların bir-birindən ayrıldığı nəticəsinə gəldi; bu genişlənən kainat üçün olduqca əhəmiyyətli müşahidə dəlilidir. 1964-cü ildə Böyük partlayış modelinin lehinə olan çox önəmli bir hadisə, Kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanması hadisəsi kəşf edildi.[6]

Fizika qanunlarından kainatın xüsusiyyətlərini, sıxlıq və temperaturun artmasına qədər olan dövrü ətraflı şəkildə hesablamaq üçün istifadə edilə bilər.[7] Kainatın genişlənmə dərəcəsinin detallı ölçmələri Böyük partlayışın təxminən 13,8 milyard il əvvəl meydana gəldiyini iddia edir. Bu da kainatın yaşı hesab olunur.[8] Kainat ilk genişlənməsindən sonra, subatom zərrəciklərin, daha sonralar isə atomların yaranmasına şərait yaradacaq həddə qədər soyudu. Bu primordial elementlərin nəhəng buludları (əsasən hidrogen, bəzi helium və litium buludları) sonradan cazibə qüvvəsi vasitəsilə birləşərək bu gün nəsilləri görünən erkən ulduz və qalaktikaları meydana gətirdi. Astronomlar qalaktikaların ətrafındakı qaranlıq maddənin cazibə təsirini də müşahidə edirlər. Kainatdakı materiyanın çox hissəsinin qaranlıq materiya şəklində olduğu görünür. Böyük partlayış nəzəriyyəsi və müxtəlif müşahidələr bunun adi bariyon materiya (atomları) olmadığını göstərir. Qaranlıq materiyanın (maddənin) tam olaraq nə olduğu hələ də dəqiq bilinmir. İfrat yeni ulduzun qırmızı yerdəyişmələrinin ölçülməsi kainatın genişlənməsinin sürətləndiyini və qaranlıq enerjinin mövcud olduğunu göstərən bariz müşahidələrdən biridir.[9]

Modelin xüsusiyyətləri

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Böyük partlayış nəzəriyyəsi işıq elementlərinin çoxluğu, kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanması (CMB — cosmic microwave background), radiasiya, genişmiqyaslı struktur və Habbl qanunu da daxil olmaqla müşahidə olunan hadisələrin əksəriyyətinin əhatəli izahatını təqdim edir.[10] Nəzəriyyə iki əsas fərziyyədən asılıdır: fizika qanunların universallığı və kosmoloji prinsip. Kosmoloji prinsip kainatın böyük miqyasda homogen və izotrop olduğunu bildirir.

Bu fikirlər əvvəlcə postulat şəklində alındı. Lakin, günümüzdə bu fikirlərin hər birini sınamaq üçün cəhdlər var. Məsələn, ilk fərziyyə kainatın ilk illərindən etibarən incə struktur sabitinin ən böyük mümkün sapmasının 10−5 əmsal olduğunu göstərən müşahidələr ilə sınanmışdır.[11] Həmçinin, ümumi nisbilik nəzəriyyəsi Günəş sistemi və ikili ulduzların miqyasında ciddi sınaqlardan keçdi.

Geniş miqyaslı kainat Yerdən müşahidə olunduğu kimi izotropik görünsə, çox da üstünlük verilməyən, müşahidəçi və ya boş nöqtə olmadığını bildirən, daha sadə prinsip olan Kopernik prinsipinə əsasən yarana bilərdi.[12] Bu məqsədlə, kosmoloji prinsip kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasının müşahidələri ilə 10−5 səviyyəsinə təsdiq edilmişdir.

Kosmosun genişlənməsi

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Ümumi nisbilik nəzəriyyəsi nisbət yaxınlıqdakı nöqtələri ayıran məsafələri təyin edən metrik tenzor ilə fəza-zaman məfhumunu təsvir edir. Qalaktikalar, ulduzlar və ya digər cisimlər ola biləcək nöqtələr, bütün fəza-zaman boyunca qurulan bir koordinat qrafiki və ya "grid" istifadə edərək özlərini təyin edirlər. Kosmoloji prinsip, metrikin Freydman-Lemeytri-Robertson-Uolker metrikasını (FLRW) özünəməxsus şəkildə fərqləndirən böyük ölçülərdə homogen və izotropik olmasını nəzərdə tutur. Bu metrikdə kainatın ölçüsünün zamanla necə dəyişdiyini izah edən kosmoloji miqyas amili var. Bu, müşayiət edən koordinatlar adlanan koordinat sisteminin rahat seçilməsinə imkan yaradır. Bu koordinat sistemində, şəbəkə ("grid") kainatla birlikdə genişlənir və yalnız kainatın genişlənməsi səbəbi ilə müşayiət edən cisimlər şəbəkədəki sabit nöqtələrdə qalırlar. Onların koordinat məsafəsi (müşayiət məsafəsi) sabit qalsa da, iki belə müşayiət nöqtəsi arasındakı fiziki məsafə kainatın miqyas amili ilə düz mütənasib olaraq genişlənir.[13]

Böyük partlayış boş bir kainatı doldurmaq üçün hərəkət edən maddənin partlaması deyildir. Bunun əvəzinə, kosmos özü zamanla genişlənir və iki müşayiət nöqtəsi arasındakı fiziki məsafəni artırır. Başqa sözlə, Böyük partlayış kosmosdakı bir partlayış deyil, əksinə fəzanın genişlənməsi deməkdir.[4] FLRW metrikası kütlə və enerjinin vahid paylanmasını nəzərdə tutduğuna görə, bu, kainatımıza yalnız böyük miqyasda aiddir — qalaktikamız kimi maddənin yerli konsentratları qravitasiya baxımından bağlıdır və kosmosun genişmiqyaslı genişlənməsini hiss etmir.[14]

Horizontallar

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Böyük partlayış fəza-zamanının əhəmiyyətli bir xüsusiyyəti hissəciklər üfüqünün olmasıdır. Kainatın yaşının sonlu və işıq sürətinin limitli olmasına görə keçmişdə baş vermiş bəzi hadisələrin işığı, ola bilsin ki, günümüzə qədər gəlib çatmayıb. Bu müşahidə oluna bilən ən uzaq obyetklərə, cisimlərə limit qoyur. Əksinə, kainat genişləndiyi və uzaq cisimlər daha sürətlə geri çəkildiyi üçün bu gün bizə gəlib çatan işıq heç vaxt daha uzaqda olan cisimlərə "qovuşa" bilməz. Hər hansısa bir üfüq növünün mövcudluğu kainatı təsvir edən FLRW modelinin təfərrüatları ilə bağlıdır.[15]

Bizim keçmiş zamanlara söykənən kainat anlayışımız "keçmiş üfüq"ün (past horizon) olduğunu irəli sürür, baxmayaraq ki, təcrübədə kainatın ilk dövrlərinə aid fikirlərimizdə çox vaxt yanılmışıq. Əgər kainat sürətlə genişlənməyə davam edərsə, bununla yanaşı, gələcəkdə yeni bir üfüqün ortaya çıxacağı iddia edilir.[16]

Xronoloji qrafik

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Sinqulyarlıq

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Keçmişdə kainatın ümumi nisbilik nəzəriyyəsinə əsasən zamanla geriyə genişlənməsinin ekstrapolyasiyası hədsiz sıxlıq və temperaturu yaradır.[17] Bu halda sinqulyarlıq ümumi nisbilik nəzəriyyəsinin fizika qanunlarının adekvat təsviri olmadığını göstərir. Təkcə ümumi nisbiliyə əsaslanan modellər Plank erasından sonra təkliyə doğru ekstrapolyasiya edə bilməz.

Primordial sinqulyarlıq bəzən Böyük partlayış adlanır və ya onunla əlaqələndirilir.[18] Bu termin kainatın daha əvvəlki ümumi isti, sıx fazası[19] ilə də əlaqələndirilə bilər. Hər iki halda Böyük partlayış kainatın doğumu kimi hesab olunur. Çünki, Böyük partlayış, kainatın fizika qanunları ilə işlədiyi rejimi təsdiq edə biləcək başlanğıc nöqtəsidir. Tip Ia ifrat yeni ulduzdan istifadə edərək genişlənmənin ölçmələrinə və kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasına əsasən temperatur dəyişmələrinin və ya dalğalanmaların ölçülməsinə əsaslanaraq, bu hadisədən bu yana keçən vaxt, yəni, "kainatın yaşı" kimi tanınan vaxt 13.799 ± 0.021 milyard ildir.[20] Bu yaşın əldə edilməsinə görə aparılan müstəqil ölçmələr kainatın xüsusuiyyətləri ilə bağlı ətraflı izah verən Lambda-CDM modelini dəstəkləyir.

Hal-hazırda kainatın sıxlığının çox olmasına baxmayaraq (qara dəliyin yaranması üçün tələb olunan sıxlıqdan daha çox), kainat yenidən qara dəliyə geri dönmədi. Bu, çox vaxt istifadə edilən hesablamaların və cazibə qüvvələrinin dağılma həddinin zamanla genişlənən kosmosa yox, adətən sabit ölçülü cisimlərə (ulduzlar kimi) şamil olunması ilə izah olunur.

İnflyasiya (kosmoloji) və baryogenez

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Böyük partlayışın ən erkən dövrləri haqqında çoxlu fərziyyələr mövcuddur. Ən çox bilinən modellərdə kainatın homogen və izotropik olaraq çox yüksək enerji sıxlığı, temperatur və təzyiqlərlə doldurulmuş, daha sonra isə çox sürətlə genişlənərək və soyumuşdur. Genişlənməyə 10−37 saniyə qalmış bir fazalı keçid kosmik inflasiyaya səbəb oldu. Bu müddət ərzində kainat çox yüksək sürətlə böyüdü, Heyzenberqin qeyri-müəyyənlik prinsipi səbəbi ilə meydana gələn sıxlıq dalğalanmaları, sonradan kainatın genişmiqyaslı quruluşunu formalaşdıracaq toxumları gücləndirmişdir.[21] Kosmik inflyasiya dayandıqdan sonra, kainat bütün digər elementar hissəciklər kimi bir kvark-qluon plazmasının yaranması üçün lazım olan temperaturu əldə edənə qədər isinməyə başladı.[22] Temperatur o qədər yüksək idi ki, hissəciklərin təsadüfi hərəkətləri nisbi sürətdə idi və hər növ zərrəcik-antizərrəcik cütləri davamlı olaraq toqquşma şəraitində yaranıb və məhv edilmişdir.[4] Bir anda baryogenez adlı bilinməyən reaksiya, barion nömrəsinin sabitliyini pozdu, kvarkların və leptonların antikvarka və antileptonlara nisbətdə (çox az — 30 milyonda bir hissənin) artmasına səbəb olur. Bu, hal-hazırda kainatda maddənin antimaddə üzərində üstünlük təşkil etməsi ilə nəticələndi.[23]

Soyuma

[redaktə | mənbəni redaktə et]
border=none Əsas məqalə: Kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanması
Bütün infra şüalanmış göyün panoramik görünüşü Süd yolunun arxasındakı qalaktikaların necə yerləşdiyini ortaya qoyur. Qalaktikalar qırmızı yerdəyişmə tərəfindən rəngləriylə kodlanıb.

Kainatda sıxlığın azalması və temperaturun düşməsinə davam etdi, buna görə də hər bir hissəciyin enerjisi azalırdı. Simmetriya pozan faza keçidləri fizikanın təməl prinsiplərini və ibtidai hissəciklərin parametrlərini indiki formasına saldı.[24] Təxminən 10−11 saniyədən sonra zərrəcik enerjisi hissəcik sürətləndiricilərində əldə edilə bilən enerji miqdarına qədər düşdüyünə görə "böyük şəkil" daha az spekulyativ olur. Təxminən 10−6-cı saniyədə kvarklar və qlüonlar birləşərək proton və neytron kimi baryonları meydana gətirdilər. Antikvarklara nisbətən kvarkların çox olması, baryonların antibaryonlara nisbətən daha sürətlə artmasına səbəb oldu. Bir müddətdən sonra temperatur yeni proton-antiproton cütlükləri (həmçinin neytronlar-antineytronlar) yaratmaq üçün kifayət qədər yüksək deyildi, buna görə də onlar kütləvi şəkildə məhv oldu. Orjinal proton və neytronların yalnız 1010-da biri qaldı. Onların antizərrəcikləri (antineytron və antiproton) isə məhv oldu. Bənzər proses 1 saniyə sonra elektron və pozitron üçün baş verdi. Bu qırılmalardan sonra qalan proton, neytron və elektron artıq nisbi olaraq hərəkət etmədilər və kainatın enerji sıxlığına daha çox fotonlar hakim idi.

Genişlənməyə bir neçə dəqiqə qalmış, temperatur bir milyard kelvin və sıxlığı havanın sıxlığına yaxın olduqda, neytronlar protonlarla birləşərək kainatın deyterium və helium nüvələrini Böyük partlayış nukleosintezi (BBN) adlanan bir prosesdə meydana gətirdilər.[25] Hidrogen nüvələri kimi bəzi maddələrdə, protonların əksəriyyəti birləşməmiş qaldı.[26]

Kainat soyuduqca, maddənin qalan kütləvi enerjisinin sıxlığı foton şüalanmasına nisbətdə üstünlük təşkil etdi. Təxminən 379.000 il sonra, elektron və nüvələr atomlara birləşdi (əsasən hidrogendə); bu səbəbdən radiasiya maddədən ayrıldı və kosmosda maneəsiz şəkildə hərəkətinə davam etdi. Bu relikt radiasiya Kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanması kimi tanınır. Biokimya 13,8 milyard il əvvəl, Kainatın cəmi 10–17 milyon yaşının olduğu dövrlərdə Böyük Partlayışdan biraz əvvəl yaranmış ola bilər.[27][28]

Quruluşun formalaşması

[redaktə | mənbəni redaktə et]
Abell 2744 qalaktika çoxluğu
Alimlərə Böyük partdayışı başa düşməyə kömək edəcək məlumat toplayan VMAA (Vilkinson Mikrodalğa Anisotropiya Araşdırması) peykinin rəssam tərəfindən təsviri.

Uzun müddətdən sonra, sıx bölgələri bərabər paylanmış maddə cazibə ilə əlaqədar olaraq yaxınlıqdakı maddəni cəlb etdi və beləliklə, daha da böyüdü. Bunun nəticəsində qaz buludları, ulduzlar, qalaktikalar və bu gün müşahidə edilən digər astronomik quruluşlar meydana gəldi.[4] Bu prosesin detalları kainatdakı maddənin miqdarından və növündən asılıdır. Maddənin mümkün olan dörd növü soyuq qaranlıq maddə, ilıq qaranlıq maddə, isti qaranlıq maddə və baryon maddələri kimi tanınır. Vilkinson Mikrodalğalı Anizotropiya Zondundan (WMAP) istifadə edilərək aparılan ölçmələrə əsasan əldə edilən məlumatlarə görə, qaranlıq maddənin soyuq olduğu güman edilən Lambda-CDM modelinə uyğun olduğu göstərilir[29] və kainatın/maddənin enerjisinin təxminən 23%-ni, baryonik maddənin isə 4,6%-ni təşkil etdiyi təxmin edilir.[30]

Kosmik sürətlənmə

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Tip Ia ifrat yeni ulduz və Kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasına əsasən əldə edilən dəlillər kainatın qaranlıq enerji kimi tanınan və bütün kosmosu əhatə edən sirli bir enerji formasına hakim olduğunu göstərir. Müşahidələr bugünkü kainatın ümumi enerji sıxlığının 73%-nin qaranlıq enerji formasında olduğunu göstərir. Ehtimal olunur ki, kainat özünün erkən dövrlərində daha çox qaranlıq enerji ilə əhatə olunmuşdur. Lakin, daha az boşluq və hər şey bir-birinə daha yaxın olduqda, cazibə qüvvəsi üstünlük təşkil edir və yavaş-yavaş genişlənməyə maneə olurdu. Lakin nəticədə, milyardlarla illik genişlənmədən sonra böyüyən qaranlıq enerjisı kainatın genişlənməsinin yavaş-yavaş sürətlənməsinə səbəb oldu.[9]

Qaranlıq enerji ən sadə tərtibini ümumi nisbiliyin Eynşteyn sahə tənliklərindəki kosmoloji sabit formasından götürür. Lakin, onun tərkibi və mexanizmi hələ də məlum deyil. Ümumiyyətlə, hissəciklər fizikasının standart modeli ilə münasibət tənliklərinin detalları həm müşahidə, həm də nəzəri cəhətdən araşdırılmağa davam edir.

Kosmik inflyasiya dövründən sonrakı bütün bu kosmik təkamülü təsvir etmək və modelləşdirmək üçün kvant mexanikasının və ümumi nisbiliyin detallarından istifadə edən, kosmologiyanın ΛCDM modelindən istifadə oluna bilər. Hərəkəti təxminən 10−15 saniyədən əvvəl təsvir edən hər hansısa dəstəklənən modellər və ya birbaşa eksperimental müşahidələr yoxdur.[31] Görünür ki, bu maneəni keçmək üçün yeni bir kvant cazibə nəzəriyyəsi lazımdır. Kainat tarixindəki bu erkən dövrləri anlamaq hazırda fizikada ən böyük həll edilməmiş problemlərdən biri olaraq göstərilir.

Tarix

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Etimologiya

[redaktə | mənbəni redaktə et]

İngilis astronomu Fred Hoyl, 1949-cu ilin mart ayında BBC Radiosundakı bir söhbəti zamanı "Big Bang" ifadəsini işlədir: "Bu nəzəriyyələr kainatdakı bütün maddələrin, zərrəciklərin uzaq keçmişdəki böyük bir partlayışda yarandığı fərziyyəsinə əsaslanırdı.[32][33]

Alternativ sabit vəziyyət kosmoloji modelini dəstəkləyən Hoyl bunu alçatmaq niyəti ilə eləməsə də,[34] Hoyl açıq bir şəkildə bunu rədd etmiş və bunun sadəcə iki model arasındakı fərqi göstərmək üçün valehedici bir üslub olduğunu demişdir.[35][36][37]

İnkişafı

[redaktə | mənbəni redaktə et]
XDF ölçüsü Ayın ölçüsü ilə müqayisə edilib (XDF Ayın aşağısına yaxın sol tərəfində kiçik bir qutu içərisindədir). Bu fiqurda hərəsi milyardlarla ulduzdan ibarət olan bir neçə min qalaktika yerləşir.
XDF (2012) görünüşü — hər işıq ləkəsi bir qalaktikadır — onlardan bəzilərinin yaşı 13.2 milyarddır[38]- kainatda 200 milyard qalaktikanın olduğu təxmin edilir.
XDF şəkli önplan müstəvisində tamamilə yetkin olan qalaktikaları göstərir — təqribən 5–9 milyard il əvvəl olan yetkin qalaktikalar — yeni ulduzlarla parlayan 9 milyard il əvvəlki protoqalaktikalar.

Böyük partlayış nəzəriyyəsi kainat quruluşunun müşahidələri və nəzəri mülahizələr nəticəsində inkişaf etmişdir. 1912-ci ildə Vesto Slayfer bir spiral nebulanın ilk dəfə Dopler effektini (spiral dumanlıq spiral qalaktikalar üçün köhnəlmiş termindir) ölçdü və demək olar ki, qısa müddətdə bütün bu dumanların Yerdən geri çəkildiyini kəşf etdi. O, bu hadisənin kosmoloji təsirlərini dərk etmədi və həmin dumanların Süd Yolumuzdan kənarda yerləşən "ada kainatları" olub-olmaması çox mübahisəli idi.[39][40] On il sonra rus kosmoloq və riyaziyyatçısı Aleksandr Fridman Eynşteyn sahə tənliklərindən Kainatın Fridman modelini və tənliklərini əldə etdi. Bu zaman Albert Eynşteyn tərəfindən irəli sürülən statsionar kainat modelindən fərqli olaraq kainatın genişlənə biləcəyini göstərdi.[41] 1924-cü ildə amerikalı astronom Edvin Habbl-ın ən yaxın spiral dumana qədər olan məsafəni ölçməsi bu sistemlərin həqiqətən də başqa qalaktikalar olduğunu göstərdi. 1927-ci ildə müstəqil olaraq Fridman tənliklərinin əldə olunması ilə belçikalı fizik Corc Lemetr, dumanın azalmasının kainatın genişlənməsi ilə əlaqədar olduğunu irəli sürdü.[42]

Bundan əlavə olaraq, 1931-ci ildə Lemetr, kainatın genişlənməsi keçmişdə kainatın bütün kütlələrinin bir nöqtədə (zaman və məkan anlayışlarının meydana gəldiyi ibtidai atom) cəmləndiyi müddətə qədər olan dövrlərdə kainatın daha kiçik olduğunu ifadə edir.[43] 1924-cü ildən başlayaraq, Habbl böyük səylərlə Mount Uilson Rəsədxanasında 100 düymlük (2,5 m) Hooker teleskopundan istifadə edərək kosmik məsafə nərdivanın qabaqcılığını və bir sıra məsafə təyinedicilərinin seriyalarını inkişaf etdirdi. Bu qırmızı yerdəyişmələri (artıq Slayfer tərəfindən ölçülmüşdü), qalaktikalara qədər olan məsafələri təxmin etməyə imkan verdi. 1929-cu ildə Habbl, hazırda Habbl qanunu olaraq bilinən məsafə və tənəzzül sürəti arasındakı korrelyasiyanı kəşf etdi.[44][45] Lemetr kosmoloji prinsipi irəli sürməklə bunun gözlənildiyini göstərmişdi.[9]

1920–1930-cu illərdə, demək olar ki, hər bir böyük kosmoloq "əbədi sabit kainat" modelinə üstünlük verdi. Bir çox alimlər Böyük partlayış nəzəriyyəsində ifadə edilən zamanın başlanğıcı anlayışının fizikaya dini baxışlar gətirməsindən şikayət edirdi. Bu etiraz daha sonradan sabit vəziyyət nəzəriyyəsinin tərəfdarları tərəfindən təkrarlandı.[46] Bu fikirlər Böyük partlayış nəzəriyyəsinin yaradıcısı kimi hesab olunan Lemetrın romalı katolik rahib olması ilə daha da gücləndi.[47] Artur Eddinqton kainatın bir başlanğıc tarixinin olmaması, materiyanın və maddənin əbədi var olması barəsində Aristotel ilə həmfikir idi. Kainatın başlanğıc tarixi məfhumu ona gülməli gəlirdi.[48][49] Lemetr isə bununla razılaşmırdı:

" Dünya tək bir kvantla başlamış olsa idi, məkan və zaman anlayışları ümumiyyətlə başlanğıcda heç bir məna daşımazdı; məkan və zaman anlayışları yalnız ilk kvant kifayət miqdarda kvantlara bölündükdə məntiqli bir məna verməyə başlaya bilər. Bu təklif düzgündürsə, dünyanın başlanğıcı məkan və zamanın başlanmasından bir az əvvəl baş verib.[50]

"

1930-cu illərdə, Habblın müşahidələrini, Milne modelini,[51] tsiklik kainat modelini[52] və Fris Svikkinin yorğun işıq hipotezini izah etmək üçün qeyri-standart kosmologiya kimi bir çox idealar təklif edildi.[53]

İkinci Dünya Müharibəsindən sonra iki fərqli ehtimal ortaya çıxdı. Biri Fred Hoylun kainatın genişləndikcə yeni maddənin yaranacağı sabit vəziyyət modeli idi. Bu modeldə istənilən anda kainatın ölçüləri eynidir.[54] Digəri isə Ralf Alfer və Robert Hermanın köməyi ilə[55] Böyük partlayış nukleosintezini təqdim edən[56] və kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasını təxmin edən Corc Qamou tərəfindən dəstəklənən və inkişaf etdirilən Lemetrin Böyük partlayış nəzəriyyəsi idi. Qəribədir ki, 1949-cu ilin mart ayında BBC-dəki radio yayım zamanı Lemetrin bu nəzəriyyəsini "Böyük Partlayış" olaraq adlandıran məhz Hoyl idi.[33][37] Bir müddət alimlər bu iki nəzəriyyəyə görə iki yerə bölündü. Nəhayət, müşahidə dəlillərinə əsasən Böyük Partlayış nəzəriyyəsi sabit vəziyyət modelindən üstün olmağa başladı. 1964-cü ildə kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasının kəşfi və təsdiqlənməsi Böyük partlayış nəzəriyyəsini kainatın mənşəyi və təkamülü haqqında ən yaxşı nəzəriyyə kimi tanınmasını təmin etdi.[57] Böyük partlayış kontekstində, kosmologiya sahəsində mövcud işlərin çoxuna qalaktikaların necə meydana gəldiyini anlamaq, əvvəlki dövrlərdə kainatın fizikasını dərk etmək və müşahidələri əsas nəzəriyyə ilə uzlaşdırmaq daxildir.

1968–1970-ci illərdə Rocer Penrouz, Stiven Hokinq və Corc Ellis Böyük partlayış nisbi modellərinin zəruri şərtlərindən birinin riyazi sinqulyarlar olduğunu göstərdikləri yazılarını nəşr etdilər.[58][59] daha sonralar, 1970-ci illərdən 1990-cı illərə qədər kosmoloqlar Böyük partlayış ilə əlaqəli olaraq kainatının xüsusiyyətlərini səciyyələndirmək və ortaya çıxan problemlərin həlli üzərində çalışdılar. 1981-ci ildə Alan Qut "İnflyasiya" adlandırdığı kainatın sürətlə genişlənmə dövrünün başlaması ilə bağlı ortaya çıxan müəyyən nəzəri problemlərin həlli istiqamətində bir sıra işlər gördü.[60] Bununla yanaşı, bu onilliklər ərzində Habbl sabitinin dəqiq dəyərləri[61] və kainatın maddə sıxlığı (qaranlıq enerjinin kəşfinə qədər kainatın taleyi üçün əsas proqnozçu hesab olunurdu) haqqındakı suallar kosmologiyada müzakirə və fikir ayrılıqlarına səbəb oldu.[62]

1990-cı illərin ortalarında yaşı təqribən 15 milyard olaraq təxmin edilən bəzi kürəşəkilli klasterlərin müşahidələri ortaya çıxdı ki, bu da kainatın hazırkı yaşı (13.8 milyard) ilə ziddiyyət təşkil edir. Yeni kompüter simulasiyaları (ulduz küləkləri səbəbi ilə kütləvi itkinin təsirlərini əhatə edən) qlobal klasterlərin yaşının daha az olduğunu göstərdiyində bu məsələ həll edildi.[63] Klasterlərin yaşının necə ölçüldüyü hələ də tam olaraq bilinməsə də, kainatdakı ən qədim cisimlərdən biri kimi kosmologiyanı da maraqlandırır.

1990-cı illərin sonlarından bəri teleskop texnologiyasındakı irəliləyişlər, eləcə də KOBE,[64] Habbl kosmik teleskopu və WMAP[65] kimi peyklərdən əldə edilən məlumatların təhlili nəticəsində Böyük Partlayış kosmologiyasında ciddi irəliləyiş əldə edilmişdir.

Müşahidə dəlilləri

[redaktə | mənbəni redaktə et]
"Böyük partlayış şəkli ümumi xüsusiyyətlərində etibarsız olduğunu təsdiqlənmək üçün hər sahədəki məlumatlara çox möhkəm əsaslandırılmışdır."

Laurens Krauz[66]

Habbl qanununa əsasən kainatın genişlənməsi (qalaktikaların qırmızı yerdəyişmələrinin də göstərdiyi kimi), kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasının kəşfi və ölçülməsi, Böyük partlayış nukleosintezinin meydana gətirdiyi işıq elementlərinin çoxluğu nəzəriyyənin etibarlılığının ən başlıca müşahidə dəlillərindən hesab olunur. Ən yeni sübutlara qalaktikanın formalaşması və təkamülü, genişmiqyaslı kosmik strukturların bölünməsi[67] daxildir. Bunlara bəzən Böyük partlayış nəzəriyyəsinin "dörd sütunu" deyilir.[68]

Böyük partlayışın dəqiq müasir modelləri Yerdə aparılan laboratoriya təcrübələrində müşahidə olunmayan və ya hissəciklər fizikasının standart modelinə daxil olmayan müxtəlif ekzotik fiziki hadisələrə müraciət edir. Bu xüsusiyyətlərinə görə, qaranlıq maddə hal-hazırda ən aktiv laboratoriya tədqiqatlarının subyektidir.[69] Digər problemlərə isə cuspy halo problemi[70] və soyuq qaranlıq maddənin cırtdan qalaktika problemi[71] daxildir. Kosmologiyada alimlər üçün böyük maraq doğuran sahələrdən biri də qaranlıq enerjidir. Ancaq, qaranlıq enerjinin birbaşa aşkarlanmasının mümkün olub-olmadığı məlum deyil.[72] Belə olduğu halda kosmik inflyasiya və baryogenez Böyük Partlayış modellərinin daha spekulyativ xüsusiyyətləri olaraq qalır. Bu cür hadisələr üçün etibarlı kəmiyyət izahları hələ də axtarılır. Bunlar hal-hazırda fizikanın həll olunmamış problemləridir.

Kosmosun genişlənməsi və Habbl qanunu

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Uzaq qalaktikalar və kvazarların müşahidələri bu cisimlərin qalaktik qırmızı yerdəyişmələr olduğunu göstərir: onlardan yayılan işıq daha uzun dalğa uzunluğuna keçmişdir. Bunu bir cismin tezlik spektrini götürmək və işıqla qarşılıqlı təsirdə olan kimyəvi elementlərin atomlarına uyğun gələn emissiya və ya absorbsiya xətlərinin spektroskopik nümunəsinə uyğunlaşdırmaqla görmək olar. Bu qırmızı yerdəyişmələr eyni dərəcədə izotropik olub, bütün istiqamətlərdə müşahidə olunan obyektlər arasında bərabər paylanır. Əgər qırmızı yerdəyişmə Dopler yerdəyişməsi kimi şərh olunarsa, cismin tənəzzül sürəti hesablana bilər. Bəzi qalaktikalar üçün məsafələri kosmik məsafə nərdivanı vasitəsilə təxmin etmək mümkündür. Tənəzzül sürətləri bu məsafələrə qarşı çəkildikdə, Habbl qanunu olaraq tanınan xətti bir əlaqə müşahidə olunur[44]: Burada

  • qalaktikanın və ya başqa bir uzaq cismin tənəzzül sürəti,
  • cismin hərəkət sürəti
  • WMAP tərəfindən km/s/Mpc olaraq hesablanan Habbl sabitidir.[30]

Habbl qanununun iki mümkün izahı var. Ya biz qalaktikalar partlayışının mərkəzindəyik (Kopernik prinsipinə görə bu mümkün deyil), ya da kainat hər yerdə eyni dərəcədə genişlənir. Bu universal genişlənmə Habbl 1929-cu ildəki analiz və müşahidələrini etməzdən öncə, ümumi nisbilik nəzəriyyəsinə əsasən 1922-ci ildə Fridmann[41] və 1927-ci ildə Lemetr[42] tərəfindən təxmin olundu və Fridmann, Lemetr, Robertson və Uolker tərəfindən inkişaf etdirilən Böyük Partlayış nəzəriyyəsinin təməli olaraq qalır.

Nəzəriyyə əlaqəsinin hər zaman saxlanmasını tələb edir. Burada — müşayiət məsafəsi, v — tənəzzül sürətidir və kainat genişləndikcə , və dəyişir (buna görə də, hal-hazırkı Habbl "sabiti"ni göstərmək üçün yazırıq). Müşahidə olunan kainatın ölçüsündən daha kiçik məsafələr üçün Habbl yerdəyişməsi tənəzzül sürətinə uyğun gələn Dopler dəyişməsi olaraq düşünülə bilər. Buna baxmayaraq, qırmızı yerdəyişmə əsl Dopler yerdəyişməsi deyil, daha çox işığın yayıldığı vaxtla aşkar edildiyi vaxt arasında kainatın genişlənməsinin nəticəsidir.[73]

Məkanın metrik genişlənmədən keçməsi Habbl qanunu ilə birgə, başqa heç bir izahı olmayan, kosmoloji prinsipin və Kopernik prinsipinin birbaşa müşahidə dəlilləri vasitəsilə göstərilir. Astronomik qırmızı yerdəyişmələr həddən artıq izotrop və homogendir.[44] Kainatın bütün istiqamətlərdə eyni göründüyünü vurğulayan kosmoloji prinsipi və bir çox başqa sübutları dəstəkləyir. Əgər qırmızı yerdəyişmələr bizdən uzaq olan bir mərkəzdə baş verən partlayışın nəticəsi olsa idi, onlar fərqli istiqamətlərdə bu qədər oxşar olmazdı.

2000-ci ildə kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasının uzaq astrofiziki sistemlərin dinamikasına təsirinin ölçülməsi Kopernik prinsipini, yəni kosmik miqyasda Yerin mərkəzi vəziyyətdə olmadığını sübut etdi.[74] Əvvəllər Böyük Partlayışdan gələn radiasiya bütün kainatda daha isti idi. Kosmik mikrodalğa arxa planının milyardlarla il ərzində eyni dərəcədə soyuması yalnız kainat metrik şəkildə genişlənirsə və bizim partlayışın vahid mərkəzinə yaxın olma ehtimalımızı inkar edirsə, izah oluna bilər.

Kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanması

[redaktə | mənbəni redaktə et]
KOBE peykində FİRAS aləti tərəfindən ölçülən kosmik mikrodalğa arxa plan spekturumu təbiətdə ən dəqiq ölçülən qara cisim sepktrumudur.[75] Data nöqtələri və yanlış sütunlar qrafikdə nəzəri əyrilərlə gizlədilib.

1964-cü ildə Arno Penzias və Robert Uilson təsadüfən mikrodalğalı zolaqda çoxistiqamətli bir siqnal, kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasını kəşf etdilər.[57] Onların kəşfi Alfer, Herman və Qamounun təxminən 1950-ci ildə Böyük Partlayışla bağlı proqnozlarını təsdiqləyən əhəmiyyətli bir sübut idi. 1970-ci illər ərzində radiasiyanın bütün istiqamətlərdə qara maddə spektrinə hardasa uyğun olduğu aşkar edildi; bu spektr kainatın genişlənməsi ilə dəyişdirildi və bu gün təxminən 2.725 K-a uyğun gəlir. Bu sübut, mübahisəni Böyük Partlayış modelinin dəstəkçilərinin lehinə dəyişdi, Penzias və Uilson 1978-ci ildə fizika üzrə Nobel mükafatına layiq görüldü.

Kosmik mikrodalğa arxa plan emissiyasına uyğun gələn son səpilmə səthi rekombinasiyadan qısa müddət sonra, neytral hidrogen sabit hala gəldikdə ortaya çıxır. Bundan əvvəl, kainat fotonların sərbəst hissəciklərdən sürətli şəkildə səpələndiyi isti, sıx foton-bariyon plazma dənizindən ibarət idi. Təxminən 372 ± 14 kyr’da[29] pik həddə çatanda, fotonun orta sərbəst yolu bu günə çatacaq qədər uzanır və kainat şəffaflaşır.

Kosmik mikrodalğa arxa plan radiasiyasının 9 illik VMAA şəkli.[76][77] Radiasiya təxminən 100 000-də bir hissəyə izotropikdir.[78]

1989-cu ildə NASA iki böyük irəliləyiş əldə edən KOBE-ni işə saldı: 1990-cı ildə yüksək dəqiqliyə malik spektr ölçmələri kosmik mikrodalğa arxa planının tezlik spektrinin 104-də 1 hissə səviyyəsində, demək olar heç bir ayrılmanın olmadığı mükəmməl bir qara cisim olduğunu göstərdi və sabit temperaturun 2.726 K olduğunu ölçdü (son ölçmələr bu rəqəmi bir qədər aşağı — 2.7255 K-ə salmışdır); sonra 1992-ci ildə, sonrakı KOBE ölçmələri səma boyunca kosmik mikrodalğa arxa plan temperaturunda, 105-də təxminən 1 hissə səviyyəsində olan kiçik dalğalanmalar (anizotropiyalar) aşkar etdi.[64] Con Mater və Corc Smut bu nəticələrdəki səylərinə görə 2006-cı ildə fizika üzrə Nobel mükafatına layiq görüldü.

Sonrakı on il ərzində kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanması anizotropiyaları şar eksperimenti də daxil olmaqla bir çox yerüstü eksperimentlər vasitəsi ilə daha da dərindən araşdırıldı. 2000–2001-ci illərdə başda BOOMERanG olmaqla, bir neçə eksperiment anizotropiyaların tipik bucaq ölçüsünü (göydəki ölçü) ölçməklə kainatın formasının düz olduğu kəşf etdi.[79][80][81]

2003-cü ilin əvvəlində o vaxta görə bəzi kosmoloji prinsiplər üçün ən dəqiq dəyərlərini təklif edən Vilkinson Mikrodalğalı Anizotropiya Zondunun ilk nəticələri açıqlandı. Nəticələr bir neçə spesifik kosmik inflyasiya modelini təkzib etdi, lakin ümumilikdə inflyasiya nəzəriyyəsinə uyğun gəlirdi.[65] Plank kosmik zondu 2009-cu ilin may ayında fəaliyyətə başladı. Kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanması ilə bağlı digər yerüstü və şar təcrübələri isə davam etməkdədir.

Primordial elementlərin çoxluğu

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Böyük Partlayış modelindən istifadə edərək, helium-4, helium-3, deyterium və litium-7-nin kainatdakı konsentrasiyasını adi hidrogenin miqdarına nisbət olaraq hesablamaq mümkündür.[24] Nisbi çoxluq bir parametrdən, fotonun bariyonlara nisbətindən asılıdır. Bu dəyər kosmik mikrodalğa arxa plan dalğalanmalarının ətraflı quruluşundan asılı olmayaraq hesablana bilər. Proqnozlaşdırılan nisbətlər (kütləyə görə, say görə yox) üçün təxminən 0,25, üçün təxminən 10−3, üçün təxminən 10−4 və üçün təxminən 10−9-dur.[24]

Ölçülən çoxluqlar hamısı ən azından bariyon-foton nisbətinin vahid dəyərindən təxmin olunanlara demək olar uyğundur. Bu uzlaşma deyterium üçün mükəmməl, 4H üçün yaxın olsa da, təzadlı, Li7 üçün isə iki faktora görə fərqlidir (bu anomaliya kosmoloji litium problemi olaraq tanınır); son iki vəziyyətdə önəmli sistematik qeyri-müəyyənliklər var. Buna baxmayaraq, Böyük Partlayış nukleosintezi tərəfindən proqnozlaşdırılan element bolluqları ilə ümumi uyğunluq Böyük Partlayış üçün tutarlı sübutdur, çünki nəzəriyyə işıq elementlərinin nisbi çoxluğunun məlum olan yeganə izahıdır və Böyük Partlayışın 20–30%-li heliumdan daha az və ya daha çoxunu meydana gətirməsini "tənzimləmək", demək olar ki, mümkünsüzdür.[82] Həqiqətən də, məsələn, gənc kainatda (məsələn, ulduz formalaşmasından əvvəl, ulduz nukleosintez məhsullarının olmadığı materiyanın araşdırılaraq müəyyənləşdirildiyi kimi) Böyük Partlayışdan başqa sabit nisbətdə deyteriumdan çox helium və ya -dən daha çox deyterium olmalı olduğunu göstərən heç bir əyani sübut yoxdur.[83]

Qalaktik təkamül və bölünmə

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Qalaktikaların və kvazarların morfologiyası və bölünməsinin təfərrüatlı müşahidələri Böyük Partlayış nəzəriyyəsinin hazırkı halı ilə uyğunluq təşkil edir. Müşahidələrin və nəzəriyyənin kombinasiyası iddia edir ki, ilk kvazar və qalaktikalar Böyük Partlayışdan təxminən bir milyard il sonra əmələ gəlmiş, o vaxtdan bəri qalaktik klasterlər və superklasterlər kimi daha böyük strukturlar formalaşmaqdadır.[84]

Ulduzların nüfusu yaşlanmaqda və inkişaf etməkdədir, ona görə də, uzaq qalaktikalar (erkən kainatda olduğu kimi) yanaşı qalaktikalardan çox fərqli görünür (daha sonrakı halı müşahidə olunmuşdur). Bundan əlavə, nisbətən yaxın vaxtlarda əmələ gələn qalaktikalar oxşar məsafədə olan, lakin Böyük Partlayışdan qısa bir müddət sonra yaranan qalaktikalardan gözəçarpan dərəcədə fərqlənir. Bu müşahidələr sabit vəziyyət modelinə qarşı əsaslı dəlillərdir. Ulduz formalaşmasının, qalaktika və kvazar bölünmələrinin və daha böyük strukturların müşahidələri kainatdakı struktur formalaşması ilə bağlı Böyük Partlayış simulyasiyalarına uyğundur və nəzəriyyənin təfərrüatlarını tamamlamağa kömək edir.[85]

Primordial qaz buludları

[redaktə | mənbəni redaktə et]
BİCEP2 teleskobunun fokus müstəvisi mikroskop altında — CMB-dəki qütbləşməni araşdırmaq üçün istifad edilir.[86][87],[88][89]

2011-ci ildə astronomlar uzaq kvazarların spektrlərindəki absorbsiya xətlərini analiz edərək, saf primordial qaz buludları olduğuna inandıqlarını şeyi aşkar etdilər. Bu kəşfdən əvvəl bütün digər astronomik cisimlərdə ulduzlarda əmələ gələn ağır elementlərin olduğu müşahidə edilmişdir. Bu iki qaz buludunun tərkibində hidrogen və deyteriumdan daha ağır element yoxdur.[90][91] Qaz buludlarında ağır elementlər olmadığından, onlar çox güman ki, Böyük Partlayışdan sonrakı ilk dəqiqələrdə, Böyük Partlayış nukleosintezi zamanı meydana gəlmişdir.

Digər sübutlar

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Habbl genişlənməsindən və kosmik mikrodalğa arxa planından hesabladığı kimi, kainatın yaşı həm ulduz təkamülü nəzəriyyəsini kürəformalı klasterlərə tətbiq edən, həm də individual 2-ci nüfus ulduzların radiometrik tarixləndirilməsi ilə ölçülən ən qədim ulduzların yaşlarından istifadə edən digər hesablamalarla yaxşı uzlaşır.[92]

Keçmişdə kosmik mikrodalğa arxa plan istiliyinin daha yüksək olması ilə bağlı proqnoza qırmızı yerdəyişmələrdəki qaz buludlarının çox aşağı temperaturlu absorbsiya xətlərinin müşahidələri ilə təcrübi şəkildə dəstək verilmişdir.[93] Bu proqnoz, eyni zamanda, qalaktika klasterlərindəki Sunyaev-Zeldoviç effektinin amplitudasının qırmızı yerdəyişmədən asılı olmadığını göstərir. Müşahidələr bunun təxminən doğru olduğunu aşkarlayıb, amma bu təsir kosmik zamanla dəyişən klasterlərin xüsusiyyətlərindən asılıdır və dəqiq ölçmələr aparmağı çətinləşdirir.[94][95]

Gələcək müşahidələr

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Ola bilsin ki, gələcək qravitasiya-dalğa müşahidələri Böyük Partlayışdan sonra 1 saniyədən daha az bir müddətdə primordial qravitasiya-dalğalarını, erkən kainatın qalıntılarını təsbit edə biləcək.[96][97]

Fizikada problemli məsələlər

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Digər nəzəriyyələrdə olduğu kimi, Big Bang, yəni Böyük Partlayış nəzəriyyəsinin inkişafı nəticəsində bir sıra müəmmalı məsələlər və problemlər ortaya çıxdı. Bu sirlərin və problemlərin bəziləri həll olundu, bəziləri isə hələ də öz həll yolunu axtarır. Böyük partlayış modelindəki bəzi problemlərə təklif olunan həllər elə özləri başqa müəmmalı məsələlərin ortaya çıxmasına səbəb oldu. Məsələn, üfüq (horizontal) problemi, maqnetik qütb problemi və düzlük problemi ən çox inflyasiya nəzəriyyəsi ilə izah olunur, lakin inflyasiya kainatının təfərrüatları hələ də həll olunmur və nəzəriyyənin bəzi qurucuları da daxil olmaqla bir çoxları bunun sübut olunmadığını söyləyirlər.[98][99][100][101] Aşağıda kosmoloqlar və astrofiziklər tərəfindən üzərində sıx araşdırma aparılan Böyük Partlayış nəzəriyyəsinin sirli tərəflərinin siyahısı verilmişdir.

Baryon asimmetriyası

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Kainatın niyə antimaddədən daha önəmli olduğu hələ də başa düşülmür.[23] Ümumiyyətlə, kainatın cavan və çox isti olduğu dövrdə, statistik tarazlıqda olduğu və bərabər miqdarda baryon və antibaryon saxladığı güman edilir. Ancaq müşahidələr, kainatın ən uzaq hissələri də daxil olmaqla tamamilə maddələrdən təşkil olunduğunu göstərir. Baryogenez adlı bir prosesin asimmetriyanı izah etdiyi güman edilir. Baryogenezin baş verməsi üçün Saxarov şərtlərinə əməl edilməlidir. Bunlar baryon sayının qorunmamasını, C-simmetriyasının və CP-simmetriyasının pozulması və kainatın termodinamik tarazlıqdan ayrılmasını tələb edir.[102] Bütün bu şərtlər Standart Modeldə baş verir, lakin cari baryon asimmetriyasını izah etmək üçün əldə edilən nəticələr kifayət qədər güclü deyil.

Qaranlıq enerji

[redaktə | mənbəni redaktə et]
Qrafik kainatı təşkil edən müxtəlik komponentlərin nisbətlərini göstərir — təxminən 95%-i qara maddə və qara enerjidir.

İfrat yeni ulduz üçün qırmızı yerdəyişmələrinin ölçülməsi göstərir ki, kainat təqribən indiki yaşının yarısı qədər olduğu dövrlərdən etibarən sürətlə genişlənir. Bu sürətlənməni izah etmək üçün ümumi nisbilik nəzəriyyəsi kainatdakı enerjinin böyük hissəsinin "qaranlıq enerji" adlanan böyük mənfi təzyiqə malik bir komponentdən ibarət olduğunu iddia edir.[9]

Qaranlıq enerji mücərrəd olsa da, bir çox problemləri həll edir. Kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasının ölçmələri göstərir ki, kainat demək olar ki, fəzada düzdür və buna görə də ümumi nisbiliyə görə kainat demək olar ki, kritik kütlə/enerji sıxlığına sahib olmalıdır. Bununla birlikdə, kainatın kütləvi sıxlığının cazibə qüvvəsindən ölçülməsi mümkündür və müəyyən edilmişdir ki, kritik sıxlıq sadəcə 30%-dir.[9] Nəzəriyyə, qaranlıq enerjinin adi şəkildə yığılmadığını irəli sürdüyünə görə, çatışmayan enerji sıxlığının ən yaxşı izahıdır.

Qaranlıq enerji, eyni zamanda, cazibə linzalarının tezliyindən və genişmiqyaslı quruluşun xarakterik nümunəsindən kosmik xətkeş kimi istifadə etməklə kainatın ümumi əyriliyinin iki həndəsi ölçməsini izah etməyə kömək edir.

Mənfi təzyiqin vakuum enerjisinin bir xüsusiyyəti olduğuna inanılır, ancaq qaranlıq enerjinin dəqiq təbiəti və varlığı Böyük Partlayışın ən böyük müəmmalı məsələlərindən biri olaraq qalır. 2008-ci ildə WMAP qrupunun nəticələri 73% qaranlıq enerji, 23% qaranlıq maddə, 4,6% normal maddə və 1%-dən az neytrinlərdən ibarət bir kainatın var olduğunu göstərir.[30] Nəzəriyyəyə görə, maddənin enerji sıxlığı kainatın genişlənməsi ilə azalır, lakin qaranlıq enerji sıxlığı sabit qalır (demək olar ki). Buna görə maddə, keçmiş dövrdə kainatın ümumi enerjisinin indikindən daha çoxunu təşkil edirdi, lakin qaranlıq enerji getdikcə daha çox dominant hala gəldiyindən, maddənin uzaq gələcəkdə fraksiya qatqısı azalacaq.

Kainatın qaranlıq enerji komponenti, eyni zamanda, daha ekzotik şəffaf formalara və ya digər dəyişdirilmiş cazibə sxemlərinə genişləndirilərək Eynşteynin kosmoloji sabitliyi də daxil olmaqla müxtəlif rəqib nəzəriyyələrdən istifadə edən nəzəriyyəçilər tərəfindən izah edildi.[103] Bəzən "fizikada ən utandırıcı problem" olaraq adlandırılan kosmoloji sabitlik problemi, qaranlıq enerjinin ölçülmüş enerji sıxlığı və Plank vahidlərindən proqnozlaşdırılan problem arasındakı aydın fərqdən qaynaqlanır.[104]

Qaranlıq maddə

[redaktə | mənbəni redaktə et]

1970–1980-ci illər ərzində aparılan müxtəlif müşahidələr kainatda qalaktikalar içərisində və aralarında cazibə qüvvələrinin gücünü izah etmək üçün kifayət qədər görünən material olmadığını göstərdi. Buna görə də kainatdakı maddənin 90%-i işıq yaymayan və ya normal baryonik maddə ilə qarşılıqlı təsirdə olmayan qaranlıq maddə olduğu qənaətinə gəlindi. Bundan əlavə, kainatın əsasən normal maddədən təşkil olduğuna dair fərziyyəsi müşahidələrlə uyğunlaşmaya proqnozlara səbəb oldu. Xüsusilə, bu gün kainat qaranlıq maddə olmadan daha az deyterium saxlayır. Qaranlıq maddə həmişə mübahisəli olsa da, bir neçə müşahidə varlığını təsdiq edir: SPK-dəki anizotropiyalar, qalaktikanın çoxluq sürət bölgüsü, genişmiqyaslı struktur paylaşımı, qravitasiya lensləri tədqiqatları və qalaktika çoxluqlarının rentgen ölçmələri.[105]

Qaranlıq maddənin varlığı üçün dolayı sübutlardan biri digər maddələrə cazibə təsirinə bağlıdır, çünki laboratoriyalarda qaranlıq maddə hissəcikləri müşahidə edilmir. Qaranlıq maddə üçün bir çox hissəciklər fizikası namizədi təklif edildi və onları birbaşa müəyyənləşdirmək üçün başladılan bəzi layihələr hələ də davam edir.[106]

Bundan əlavə, soyuq qaranlıq maddə modeli ilə əlaqəli problemlər mövcuddur ki, bu da hazırda üstünlük verilən soyuq cırtdan qalaktikası problemi[71] və "cuspy halo" problemini əhatə edir. Əvəzində Nyuton və Eynşteyn tərəfindən yaradılan cazibə qanunlarını dəyişdirməklə, külli miqdarda aşkarlanmayan maddələrin varlığını tələb etməyən alternativ nəzəriyyələr təklif edildi. Buna baxmayaraq, həmin nəzəriyyələrin heç biri bütün müşahidələri izah edən soyuq qaranlıq maddələrin mövcudluğu təklifi qədər uğurlu olmamışdır.[107]

Üfüq problemi

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Üfüq problemi, məlumatın işıqdan daha sürətli səyahət edə bilməməsindən irəli gəlir. Məhdud yaşa sahib kainatda bu, kosmosun əlaqədə olan hər hansı iki bölgəsini ayırmaq üçün sərhəd qoyur.[108] Kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasının müşahidə olunan izotropiyası bu baxımdan, problemlidir: əgər son parçalanma dövrünə qədər kainatda radiasiya və ya maddə hökmran olsa idi, onda hissəciklər üfüqü səmada təxminən 2 dərəcəyə uyğun gələrdi. Belə olduğu halda, daha böyük bölgələrin eyni temperaturda olmasına səbəb olacaq bir mexanizm olmayacaqdı.[83]

Bu uyğunsuzluğun həlli, homogen və izotrop enerji sahəsinin kainatda çox erkən mərhələdə (bariogenezdən əvvəl) üstünlük təşkil etdiyi inflyasiya nəzəriyyəsi ilə təqdim olunur. İnflyasiya zamanı kainat sürətli genişlənməyə məruz qalır və hissəciklər üfüqü təxmin edildiyindən daha sürətlə genişlənir, beləliklə, hazırda müşahidə olunan kainatın əks tərəflərindəki bölgələr bir-birinin hissəciklər üfüqündə yerləşirlər. Kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasının müşahidə olunan izotropiyası inflyasiya başlamazdan öncə daha böyük bir bölgənin əvvəllər əlaqəli olduğu faktından irəli gəlir.

Heyzenberqin qeyri-müəyyənlik prinsipi, inflyasiya mərhələsində kvant istilik dalğalanmalarının olacağını və bunun kosmik miqyasda genişlənəcəyini proqnozlaşdırır. Bu dalğalanmalar kainatda mövcud olan bütün quruluşların toxumu kimi fəaliyyət göstərir.[83] İnflyasiya, ilkin dəyişkənliyin demək olar ki, sabit ölçülü və Qaus olduğunu proqnozlaşdırır, hansi ki, bu SPK ölçmələri ilə dəqiqliklə təsdiqlənir.

İnflyasiya baş verərsə, genişlənmə bölgələrimizin müşahidə edilə bilən üfüqümüzün xaricində böyük kosmik bölgələrə təsir edəcəkdi.[21]

Klassik üfüq problemi ilə əlaqədar bir problem ortaya çıxır, çünki standart kosmoloji inflyasiya modellərinin əksəriyyətində elektrozəif simmetriyasının pozulmasından əvvəl inflyasiya yaxşı nəticələnirdi. Buna görə də, elektrozəif parçalanma bitdikdən sonra inflyasiya, müşahidə olunan kainatın uzaq hissələrində elektrozəif vakumda genişmiqyaslı kəsilmələrin qarşısını ala bilməməlidir.[109]

Maqnetik tək qütb

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Maqnetik qütb etirazı 1970-ci illərin sonlarında ortaya çıxdı. Böyük Birləşmiş nəzəriyyələri (GUTs) kosmosda maqnit qütbləri kimi meydana çıxacaq topoloji çatışmazlıqları proqnozlaşdırdı. Tək qütblərin olmadığını nəzərə alsaq, bu cismlər erkən isti kainatda səmərəli şəkildə ortaya çıxacaq və nəticədə daha yüksək sıxlığa səbəb olacaqdır. Bu problem, kosmik inflyasiya ilə həll olunur. Beləliklə, müşahidə olunan kainatın bütün nöqsanlarını aradan qaldırır, eyni şəkildə, həndəsi düzlüyə gətirib çıxarır.[110]

Düzlük problemi

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Düzlük problemi (antik dövr problemi olaraq da bilinir) FLRW ilə əlaqəli müşahidə problemidir. Kainat ümumi enerji sıxlığından asılı olaraq müsbət, mənfi və ya sıfır məkan əyriliyinə sahib ola bilər. Sıxlığı kritik sıxlıqdan aşağı olduqda əyrilik mənfi, çox olduqda müsbət olur. Kritik sıxlıqda isə sıfıra bərabərdir, hansi ki, bu vəziyyətdə boşluq, düzlük hesab edilir.

Problem ondadır ki, kritik sıxlıqdan istənilən kiçik ayrılma zaman keçdikcə böyüyür, buna baxmayaraq, hazırda kainat düzləşməyə çox yaxındır. Təbii bir zaman miqyasındakı Plank zamanının düzlükdən uzaqlaşma müddətinin 10−43 saniyə ola biləcəyini nəzərə alsaq,[4] milyardlarla il sonra kainatın nə termiki ölümünə, nə də Böyük çöküş mərhələsinə çata bilməməsi izahat tələb edir. Nukleosintez zamanlarında kainatın sıxlığı öz kritik dəyərinin 1014 də bir hissəsini təşkil eləməli idi, yoxsa kainatın vəziyyəti indiki kimi olmazdı.[110]

Kainatın sonu

[redaktə | mənbəni redaktə et]
Kainatın ümumi həndəsəsi Omeqa kosmoloji parametrinin 1-dən az, bərabər və ya daha böyük olub olmaması ilə müəyyən edilir. Yuxarıdan aşağıya göstərilənlər müsbət əyriliyi olan qapalı bir kainat, mənfi əyriliyi olan hiperbola şəkilli bir kainat və sıfır əyrilik ilə düz bir kainatdır.

Qaranlıq enerji müşahidə edilməzdən əvvəl kosmoloqlar kainatın gələcəyi haqqında iki ssenari nəzərdə tuturdular. Kainatın kütləvi sıxlığı kritik sıxlığı zamanla artacaq, kainat maksimum ölçüyə çatacaq və sonra dağılmağa başlayacaqdır. Yenidən sıxlaşacaq və istilik artacaq, nəticədə başlanğıc vəziyyətinə qayıdaraq, Böyük Çöküş yaranacaq.[15]

Alternativ fərziyyə belə idi ki, kainatdakı sıxlıq kritik sıxlığa bərabər və ya daha az olarsa, genişlənmə daha yavaş olacaq, amma heç vaxt dayanmayacaq. Ulduz meydana gəlməsi hər qalaktikada ulduzlararası qazların yaranması ilə başa çatacaq; ağ cırtdanlar, neytron ulduzlar və qara dəliklər buraxaraq ulduzlar yanacaq. Aralarındakı toqquşmalar kütlənin daha böyük qara dəliklərdə toplanmasına səbəb olacaq. Kainatın orta temperaturu tədricən asimptotik olaraq mütləq sıfıra yaxınlaşacaq və Böyük Donma baş verəcək.[111] Üstəlik, protonlar qeyri-sabit olarsa, bariyon maddə yox olaraq geridə yalnız radiasiya və qara dəliklər buraxacaqdır. Nəticədə qara dəliklər Hokinq radiasiyasını yayaraq buxarlanacaq. Kainatın istifadə olunmayan enerji miqdarı, heç bir nizamlı enerji formasının ayrıla bilmədiyi səviyyəyə qədər yüksələcək. Beləliklə də, Kainatın termiki ölümü senarisi gerçəkləşəcək.[112]

Sürətlənən genişlənmənin müasir müşahidələri, hazırda görünən kainatın getdikcə hadisə üfüqündən kənara çıxacağını göstərir. Son nəticə isə məlum deyil. Kainatın ΛCDM modelində kosmoloji sabit şəklində qaranlıq enerji var. Bu nəzəriyyə göstərir ki, yalnız qravitasiya ilə bir-biriylə əlaqəli sistemlər, məsələn, qalaktikalar öz birliyini saxlayacaq və kainat genişləndikcə və soyuduqca onlar da termiki ölümə məruz qalacaqdır. Qaranlıq enerji haqqında məlumat verən nəzəriyyələrdən bir digəri, Fantom enerji nəzəriyyəsi son nəticədə qalaktikanın klasterləri, ulduzlar, planetlər, atomlar, nüvələr və maddələrin özlərinin də Böyük Rip adlanan genişlənmənin artması ilə parçalanacağı fikrini irəli sürür.[113]

Yanılmalar

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Böyük partlayış modeli ilə bağlı yayılmış yanlış təsəvvürlərdən biri də nəzəriyyənin kainatın mənşəyini tam izah etməsidir. Bununla birlikdə, Böyük partlayış modeli enerjinin, fəza-zamanın necə meydana gəldiyini deyil, daha çox kainatın ultra təzyiqli və yüksək temperaturlu ilkin vəziyyətindən necə indiki vəziyyətinə gəlməsini təsvir edir.[114] Böyük partlayış prosesi haqqında böyük ölçülü materiya ilə müqayisə edərək təsəvvür yaratmaq düzgün deyil. "Big Bang" dövründə kainatın ölçüsü izah edilərkən, bütün kainatın deyil, müşahidə olunan kainatın ölçüsünə istinad edilir.[14]

Habbl qanunu, Habbl məsafəsindən kənardakı qalaktikaların işıq sürətindən daha sürətlə uzaqlaşacağını proqnozlaşdırır. Bununla birlikdə, xüsusi nisbiilik kosmosdakı hərəkət xaricində tətbiq edilmir. Habbl qanunu kosmosda deyil, kosmosun genişlənməsi nəticəsində yaranan sürəti təsvir edir.

Astronomlar tez-tez kosmoloji qırmızı yerdəyişmələrə Dopler dəyişməsi kimi yanaşırlar. Bu da anlaşılmazlığa səbəb olur.[14] Bənzər olsa da, kosmoloji qırmızı yerdəyişmələr şərti olaraq alınan Dopler qırmızı yerdəyişmələri ilə eyni deyil, çünki Dopler qırmızı yerdəyişmələin əsas törəmələrinin əksəriyyəti kainatın genişlənməsinə uyğun gəlmir. Kosmoloji qırmızı yerdəyişmələrin düzgün törəməsi ümumi nisbiliyin istifadəsini tələb edir. Daha sadə Dopler effekti arqumentlərindən istifadə etməklə yaxın qalaktikalar üçün də, demək olar ki, eyni nəticələr alınır. Ən sadə Dopler qırmızı yerdəyişmələrinin hərəkətlərinə əsaslanaraq uzaq qalaktikaların qırmızı yerdəyişmələrinin dəyərləndirməsini etmək isə qarışıqlığa səbəb ola bilər.[14]

Böyük Partlayışdan əvvəlki mücərrəd kosmologiya

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Böyük Partlayış, kainatın təkamülünü insan qabiliyyəti ilə təkrarlanmayacaq dərəcədə intensivlik və temperaturla izah edir, buna görə ən ekstremal şərtlərə və ən erkən dövrlərə qədər olan təxminlər daha çox abstrakdır. Lemetr bu ilkin vəziyyəti "ibtidai atom", Gamou isə "ylem" (kainatın ibtidai maddəsi) adlandırmışdır. Kainatın ilkin vəziyyəti və necə yaranması hələ də sual olaraq qalır, lakin Böyük partlayış modeli onun bəzi xüsusiyyətlərini izah edir. Məsələn, müəyyən təbii qanunlar çox güman ki, təsadüfi yaranmışdır, lakin inflyasiya nümunələrinin göstərdiyi kimi bunların bəzi birləşmələri daha çox ağlabatandır.[115] İstənilən halda, müşahidələr göstərir ki, kainat düz olmağa uyğundur, bu da cazibə potensialı enerjisi və əlavə enerji tələb etməyən digər formalar arasında tarazlıq deməkdir.[116][117] Erkən kainatdakı kvant dalğalanmaları maddənin sıx bölgələrinin (məsələn, superklastlar) meydana gəlməsinə şərait yarada bilər. Nəticə olaraq, klassik ümumi nisbilik tənlikləri üzərində qurulan Böyük partlayış nəzəriyyəsi kosmik zamanın mənşəyində bənzərsizdir və belə sonsuz enerji sıxlığı fiziki olaraq mümkünsüz ola bilər. Son vaxtlarda anlaşılmışdır ki, ümumi nisbilik və kvant mexanikasının fiziki nəzəriyyələri Plank dövründən əvvələ tətbiq oluna bilməz, bunun düzəldilməsi isə kvant cazibə qüvvəsi üzərində işlərin daha doğru şəkildə inkişaf etdirilməsini tələb edir.[17] Bəzi kvant cazibə əməliyyatları, məsələn, Vhiler-Devit tənliyi göstərir ki, elə zamanın özü sonradan ortaya çıxan bir məfhum ola bilər.[118] Beləliklə, fizikada Böyük Partlayışdan əvvəl vaxt anlayışı olmadığı qənaətinə gəlmək olar.[119][120]

İlk kainatın isti-sıx bir vəziyyətindən əvvəl nəyin mövcud olduğu, niyə və necə meydana gəldiyi və ya bu kimi sualların məna verib-verməməsi bilinməsə də, "kosmoqoniya" mövzusunda bu məsələ haqqında təxminlər çoxdur.

Bu çərçivədə, hər birində sınanmamış fərziyyələr olan bəzi mücərrəd təkliflər bunlardır:

  • Hartle-Hokinq limitsiz şərti də daxil olmaqla, kosmik vaxtın tamamilə məhdud olduğu modellər; Böyük Partlayış, heç bir "sinqulyarlıq" "bənzərsizlik" "xüsusilik" olmadan, vaxt məhdudiyyətini təmsil edir.[121] Bu halda, kainat öz-özünə kifayətdir və öz varlığına səbəb olmuşdur. [122]
  • Sim nəzəriyyəsindəki "brane"lərin hərəkəti səbəbindən inflyasiyanın olduğu Brane kosmologiya modelləri; Böyük Partlayışdan əvvəlki model; Böyük partlayışı 2 brane arasında əmələ gələn toqquşmanın nəticəsi kimi qəbul olduğu ekpirotik model; və tsiklik model, dövri olaraq toqquşmaların baş verdiyi ekpirotik modelin bir variantı. Qeyd edilən axırıncı modeldə, Böyük Partlayışdan öncə Böyük Çat baş verir və kainat bir prosesdən digərinə keçir.[123][124][125][126]
  • Genişmiqyaslı inflyasiyasının bu və digər yerlərdə təsadüfi tərzlərdə bitməsi və hər bitişdən sonra genişlənmə nəticəsində baş verən Böyük Partlayışla Kürəşəkilli Kainatın yaranmasına gətirib çıxaran sonsuz inflyasiya.[127][128]

Son iki kateqoriyadakı təkliflər Böyük Partlayışı kainatın başlanğıcı kimi yox, bunu daha böyük, daha yaşlı və çox qatlı (və ya çox ölçülü) ehtimal olunan kainatda tabe bir fenomen olaraq görürlər.

Cim Pibls 2019-cu ildə Fiziki kosmologiyada nəzəri kəşflərinə görə Fizika Nobel Mükafatına layiq görüldü.[129] Təqdimat zamanı konkret sübut olmadığı üçün Böyük Partlayış nəzəriyyəsini dəstəkləmədiyini söylədi və dedi: "Çox təəssüf ki, bəziləri başlanğıc haqqında düşündüyü halda, bizim onu sübut edəcək yaxşı bir nəzəriyyəmiz yoxdur. "[130]

Dini və fəlsəfi şərhlər

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Böyük Partlayışın kainat mənşəyinin izahı kimi din və fəlsəfəyə əhəmiyyətli təsiri var.[131][132] Nəticədə elm və din arasındakı mübahisənin ən hərəkətli sahələrindən birinə çevrildi.[133] Bəziləri Böyük Partlayışın yaradıcının işarəti olduğuna inanır[134][135] və bəziləri istinad kimi öz müqəddəs kitablarını göstərir,[136] bəziləri isə Böyük Partlayış kosmologiyasının yaradıcı anlayışından daha artıq olduğunu iddia edir.[132][137]

Böyük Partlayış nəzəriyyəsinin dominant fiziki kosmoloji paradiqma kimi qəbul olunmasından bu günə qədər onun dini kosmologiyalara təsirləri ilə bağlı dini qruplar tərəfindən müxtəlif reaksiyalar olmuşdur.

Bəziləri Böyük partlayışın elmi sübutlarını nominal dəyərlə qəbul edir, bəziləri onu dini prinsiplərinə uyğunlaşdırmağa çalışır, bəziləri isə bu nəzəriyyənin elmi dəlillərini rədd edir və ya görməməzlikdən gəlirlər.[138]

Həmçinin bax

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Mənbə

[redaktə | mənbəni redaktə et]

İstinadlar

[redaktə | mənbəni redaktə et]
  1. ↑ İosif Silk. Horizons of Cosmology/Kosmologiya Üfüqləri. Templeton Press. 2009. səh. 198. ISBN 9781599473413.
  2. ↑ Simon Sinq. Big Bang: The Origin of the Universe/Böyük Partlayış: Kainatın mənşəyi. HarperCollins. 2005. səh. 560. ISBN 9780007162208.
  3. ↑ NASA/WMAP Science Team. "Cosmology: The Study of the Universe". NASA (ing. ). map.gsfc.nasa.gov. 6 iyun 2011. 29 iyun 2011 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 22 yanvar 2020.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 Mark Bridc. "HOW THE UNIVERSE WORKS". Silver Spring (ing. ). sciencechannel.com. 30 iyul 2014. 3 avqust 2018 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 22 yanvar 2020.
  5. ↑ Helge Kraq. Cosmology and controversy : the historical development of two theories of the universe. Princeton University Press. 1996. səh. 319. ISBN 978-0-691-02623-7.
  6. ↑ Tay L. Çou. Gravity, Black Holes, and the Very Early Universe: An Introduction to General Relativity and Cosmology. Nyu-York: Springer. 2008. səh. 211. ISBN 9780387736310.
  7. ↑ Partridge, R. Bruce. 3K: The Cosmic Microwave Background Radiation. Cambridge University Press. 2007. səh. xvii. ISBN 9780521358088.
  8. ↑ "Planck reveals an almost perfect Universe". United space in Europe (ing. ). esa.int. 21 mart 2013. 6 iyun 2019 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 22 yanvar 2020.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 P. J. E. Peebles, Bharat Ratra. "The cosmological constant and dark energy". American Physical Society (ing. ). journals.aps.org. 22 aprel 2003. 2 iyun 2014 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 22 yanvar 2020.
  10. ↑ Edward L. Wright. "Frequently Asked Questions in Cosmology/Kosmologiyada tez-tez soruşulan suallar" (ing. ). astro.ucla.edu. 24 may 2013. 10 December 2019 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 23 yanvar 2020.
  11. ↑ A.V. Ivanchik, A.Y. Potekhin, D.A. Varshalovich. Astronomy and astrophysics : a European journal / Supplement series: The fine-structure constant: a new observational limit on its cosmological variation and some theoretical consequences. 2. Les Ulis : EDP Sciences. 1999. səh. 439-445.
  12. ↑ Konrad Rudnicki. "The Generalized Copernican Cosmological Principle" (ing. ). southerncrossreview.org. 2015-03-06 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 23 yanvar 2020.
  13. ↑ Ray d'Inverno,. Introducing Einstein's Relativity. Oxford [Eng.] : Clarendon Press ; New York : Oxford University Press. 1992. səh. 23. ISBN 978-0-19-859686-8.
  14. ↑ 1 2 3 4 Tamara M. Davis və Charles H. Lineweaver. Expanding Confusion: Common Misconceptions of Cosmological Horizons and the Superluminal Expansion of the Universe. Cambridge University Press. 2013. səh. 97-109.
  15. ↑ 1 2 Edward W. Kolb, Michael Stanley Turner. The Early Universe. Frontiers in Physics. Addison-Wesley. 1990. səh. 70. ISBN 9780201116038.
  16. ↑ Edward W. Kolb, Michael Stanley Turner. The Early Universe. Frontiers in Physics. Addison-Wesley. 1990. səh. 70-71. ISBN 9780201116038.
  17. ↑ 1 2 Stephen Hawking, G. Ellis. The Large Scale Structure Of Space Time. Cambridge University Press. 1973. ISBN 978-0-521-20016-5.
  18. ↑ Oddbjorn Engvold, Rolf Stabell, Bozena Czerny , John Lattanzio. Astronomy and Astrophysics: Expansion of the Universe – Standard Big Bang Model. Ramsey, Isle of Man: UNESCO in partnership with Eolss Publishers Co. 2012. səh. 216. ISBN 978-1-84826-823-4.
  19. ↑ Willem B. Drees. Beyond the Big Bang: Quantum Cosmologies and God. Open Court Publishing. 1990. səh. 223-224. ISBN 9780812691184.
  20. ↑ Planck Collaboration. Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters (PDF). ESO. 2016. səh. 594: Article A13 (pdf linkində səhifə 32,4-cü cədvəl).
  21. ↑ 1 2 Alan Guth. The Inflationary Universe. London: Vintage Books. 1998 (orjinal versiyası 1997-ci ildə nəşr edilmişdir). ISBN 9780201328400.
  22. ↑ Phil Schewe and Ben Stein. "An Ocean of Quarks" (ing. ). aip.org. 20 aprel 2005. Archived from the original on 2005-04-23. İstifadə tarixi: 23 yanvar 2020.
  23. ↑ 1 2 Edward W. Kolb, Michael Stanley Turner. The Early Universe. Frontiers in Physics. (6-cı fəsil). Addison-Wesley. 1990. ISBN 9780201116038.
  24. ↑ 1 2 3 Edward W. Kolb, Michael Stanley Turner. The Early Universe. Frontiers in Physics. (7-ci fəsil). Addison-Wesley. 1990. ISBN 9780201116038.
  25. ↑ Edward W. Kolb, Michael Stanley Turner. The Early Universe. Frontiers in Physics. (4-cü fəsil). Addison-Wesley. 1990. ISBN 9780201116038.
  26. ↑ John A. Peacock. Cosmological physics (9cu fəsil). Nyu-York: Kembric Universiteti nəşriyyatı. 1999. ISBN 978-0-521-42270-3.
  27. ↑ Loeb, Abraham. "The habitable epoch of the early Universe" (PDF). International Journal of Astrobiology. Cambridge, UK: Kembric Universiteti nəşriyyatı. 13 (4). Oktaybr 2014: 337–339. doi:10.1017/S1473550414000196. ISSN 1473-5504. 29 aprel 2019 tarixində arxivləşdirilib (PDF). İstifadə tarixi: 30 noyabr 2019.
  28. ↑ Claudia, Dreifus. "Much-Discussed Views That Go Way Back - Avi Loeb Ponders the Early Universe, Nature and Life". Science. The New York Times. Nyu-York: Nyu-York Tayms. 1 dekabr 2014. ISSN 0362-4331. 27 mart 2015 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 3 dekabr 2014. "A version of this article appears in print on Dec. 2, 2014, Section D, Page 2 of the New York edition with the headline: Much-Discussed Views That Go Way Back."
  29. ↑ 1 2 D. N. Spergel, L. Verde, H. V. Peiris, E. Komatsu. First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters. Nyu-York: Çikaqo Universiteti Nəşriyyatı. American Astronomical Society. Sentyabr 2003. səh. 175-194.
  30. ↑ 1 2 3 N. Jarosik, C. L. Bennett, J. Dunkley, B. Gold, M. R. Greason, M. Halpern, R. S. Hill, G. Hinshaw, A. Kogut, E. Komatsu, D. Larson, M. Limon, S. S. Meyer, M. R. Nolta, N. Odegard, L. Page, K. M. Smith, D. N. Spergel, G. S. Tucker, J. L.Weiland. Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results (PDF). 2. Nyu-York: IOP Publishing. Fevral 2011. səh. 192.
  31. ↑ Steven Manly. Visions of the Multiverse (-7ci fəsil). Nyu-Cersi: New Page Books. 2011. ISBN 978-1-60163-720-8.
  32. ↑ "Fred Hoyle: An Online Exhibition. Hoyle on the Radio: Creating the 'Big Bang'" (ing. ). joh.cam.ac.uk. 26 may 2014 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 24 yanvar 2020.
  33. ↑ 1 2 Kraq Helge. Big Bang: the etymology of a name. Oksford: Oksford Universiteti Nəşriyyatı. 2011. səh. 54 2.28-2.30.
  34. ↑ Mattson, Barbara (Project Leader). "Hoyle Scoffs at 'Big Bang' Universe Theory". Cosmic Times (hosted by Imagine the Universe!). Greenbelt, MD: NASA: Goddard Space Flight Center#High Energy Astrophysics Science Archive Research Center. 8 dekabr 2017. OCLC 227004453. 10 mart 2018 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 2 dekabr 2019.
  35. ↑ "'Big bang' astronomer dies". Sci/Tech. BBC News. London: BBC. 22 avqust 2001. 3 sentyabr 2019 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 2 dekabr 2019.
  36. ↑ Ken Croswell. The alchemy of the heavens. Anchor Books. 1995. ISBN 9780385472135.
  37. ↑ 1 2 Simon Mitton. Fred Hoyle: A Life in Science. Oksford: Cambridge University Press. 2011. səh. 129. ISBN 9781139495950.
  38. ↑ Clara Moskowitz. "Hubble telescope reveals farthest view into universe ever" (ing. ). sapce.com. 25 sentyabr 2012. 12 oktyabr 2019 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 28 yanvar 2020.
  39. ↑ Vesto Melvin Slipher. The Radial Velocity of the Andromeda Nebula. Lowell Observatory Bulletin. Flagstaff. Yanvar 1912. səh. 56-57.
  40. ↑ Vesto Melvin Slipher. Spectrographic Observations of Nebulae. Popular Astronomy. Yanvar 1915. səh. 21-24.
  41. ↑ 1 2 Aleksandr Fridman. On the Curvature of Space (PDF). Springer. Dekabr 1999. səh. 31.
  42. ↑ 1 2 Corc Lemetr. Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques. Annales de la Société scientifique de Bruxelles (in French). Namur: Société scientifique de Bruxelles. Dekabr 1999. səh. 49-59.
  43. ↑ Corc Lemetr. Contributions to a British Association Discussion on the Evolution of the Universe. London: Nature Publishing Group. Dekabr 1999. səh. 704-706.
  44. ↑ 1 2 3 Edvin Habbl. A Relation Between Distance and Radial Velocity Among Extra-Galactic Nebulae. Vaşinqton: National Academy of Sciences. Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America. 15 mart 1929. səh. 168-173.
  45. ↑ Gale E. Christianson. Edwin Hubble : mariner of the nebulae. Nyu-York: Farrar, Straus, Giroux. 15 mart 1929. səh. 168-173. ISBN 978-0-374-14660-3.
  46. ↑ Helge Kraq. Cosmology and controversy : the historical development of two theories of the universe. Princeton University Press. 1996. ISBN 978-0-691-02623-7.
  47. ↑ "Big bang theory is introduced - 1927". pbs.org (ing. ). A Science Odyssey. MA: WGBH Boston. 1998. 23 aprel 1999 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 24 yanvar 2020.
  48. ↑ Artur Eddinqton. The End of the World: from the Standpoint of Mathematical Physics*. London: Nature. Nature Publishing Group. 21 mart 1931. səh. 447-453.
  49. ↑ Simon Appolloni. "Repugnant", "Not Repugnant at All": How the Respective Epistemic Attitudes of Georges Lemaitre and Sir Arthur Eddington Influenced How Each Approached the Idea of a Beginning of the Universe. Tbilisi: IBSU Scientific Journal. International Black Sea University. 17 iyun 2011. səh. 19-44.
  50. ↑ Corc Lemetr. The Beginning of the World from the Point of View of Quantum Theory. London: Nature. Nature Publishing Group. 9 may 1931. səh. 706.
  51. ↑ Edward Arthur Milne. Relativity Gravitation and World Structure. London: Clarendon Press; Oxford University Press. 1935.
  52. ↑ Richard C. Tolman. Relativity Thermodynamics And Cosmology. London: Clarendon Press; Oxford University Press. 1934. ISBN 978-0-486-65383-9..
  53. ↑ F. Zwicky. On the Red Shift of Spectral Lines through Interstellar Space. Vaşinqton: National Academy of Sciences 15. 1929. səh. 773-779.
  54. ↑ Fred Hoyl. A New Model for the Expanding Universe. London: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Royal Astronomical Society. 108. 1948. səh. 372-382.
  55. ↑ R. A. Alpher, H. Bethe, and G. Gamow. The Origin of Chemical Elements. London: Physical Review. College Park, MD: American Physical Society. 73. 1948. səh. 803-804.
  56. ↑ R. A. Alpher, H. Bethe, and G. Gamow. Evolution of the Universe. London: Nature Publishing Group. 1948. səh. 774-775.
  57. ↑ 1 2 Penzias, A. A.; Wilson, R. W. A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s. London: The Astrophysical Journal. Chicago: University of Chicago Press. 1965. səh. 419-421.
  58. ↑ Stephen William Hawking & Ellis, G. F. R.. The Cosmic Black-Body Radiation and the Existence of Singularities in Our Universe. London: The Astrophysical Journal. Chicago: University of Chicago Press. 1968. səh. 25.
  59. ↑ Stephen William Hawking & Roger Penrose. The singularities of gravitational collapse and cosmology. London: Proceedings of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences. London: Royal Society. 314. 1970. səh. 529-548.
  60. ↑ Alan Guth. Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems. London: Physical Review D. College Park, MD: American Physical Society. 23. 1970. səh. 347-356.
  61. ↑ John P. Huchra. "The Hubble Constant". cfa.harvard.edu (ing. ). John Huchra's Website. Cambridge, MA: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 2008. 5 dekabr 2019 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 29 yanvar 2020.
  62. ↑ Mario livio. The Accelerating Universe: Infinite Expansion, the Cosmological Constant, and the Beauty of the Cosmos. New York: John Wiley & Sons. 2000. səh. 160. ISBN 978-0-471-32969-5.
  63. ↑ Ali Akbar Navabi & Nematollah Riazi. Is the age problem resolved?. Nyu-Dehli: Springer India, Indian Academy of Sciences, and Astronomical Society of India. 24. Mart 2003. səh. 3-10.
  64. ↑ 1 2 Boggess, N. W., Mather, J. C., Weiss, R., Bennett, C. L., Cheng, E. S., Dwek, E., ,. Astrophysical Journal, Part 1:The COBE mission - Its design and performance two years after launch. Nyu-Dehli: The Astrophysical Journal. Chicago: University of Chicago Press for the American Astronomical Society. Mart 2003. səh. 420-429.
  65. ↑ 1 2 David Spergel, Rachel Bean, Olivier Doré və b. Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology. The Astrophysical Journal Supplement Series. Chicago: University of Chicago Press. İyun 2007. səh. 420-429.
  66. ↑ Krauss, 2012. səh. 118
  67. ↑ Michael D. Gladders, H.K.C. Yee, Subhabrata Majumdar, L. Felipe Barrientos, Henk Hoekstra, Patrick B. Hall, and Leopoldo Infante. The Astrophysical Journal: Cosmological Constraints from the Red-Sequence Cluster Survey. 655 №1. Çikaqo: University of Chicago Press. 2007.
  68. ↑ Paul Shellard. "The Four Pillars of the Standard Cosmology" (ing. ). Kembric Universiteti. 2012. 2 may 2013 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 24 yanvar 2020.
  69. ↑ Bernard Sadoulet. "Direct Searches for Dark Matter". Astronomy and Astrophysics Decadal Survey (ing. ). National Academies Press. 2012. 13 aprel 2013 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 24 yanvar 2020.
  70. ↑ Jürg Diemand, Marcel Zemp, Ben Moore, Joachim Stadel, Marcella Carollo. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Cusps in cold dark matter haloes. 364 (2). London: Royal Astronomical Society. 2005. səh. 665–673.
  71. ↑ 1 2 Martínez-Delgado. Notes on the Missing Satellites Problem (PDF). London: Kembric Universiteti nəşriyyatı. James S. Bullock. 2013. səh. 95-122. ISBN 978-1-107-02380-2.
  72. ↑ Robert N. Cahn. "Whitepaper: For a Comprehensive Space-Based Dark Energy Mission". Astronomy and Astrophysics Decadal Survey (ing. ). National Academies Press, National Academies of Sciences, Engineering, and Medicine, Program units. 2012. Bibcode:2009astro2010S..35B. 7 avqust 2011 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 24 yanvar 2020.
  73. ↑ John A. Peacock. Cosmological physics (3-cü fəsil). Nyu-York: Kembric Universiteti nəşriyyatı. James S. Bullock. 1999. səh. 95-122. ISBN 978-0-521-42270-3..
  74. ↑ R. Srianand, P. Petitjean & C. Ledoux. The cosmic microwave background radiation temperature at a redshift of 2.34. London: Nature Publishing Group. 408 (6815). 21 dekabr 2000. səh. 931-935.
  75. ↑ Martin White. "Anisotropies in the CMB" (PDF) (ing. ). University of Il linois, Urbana-Champaign. 1999. 4 fevral 2017 tarixində arxivləşdirilib (PDF). İstifadə tarixi: 29 yanvar 2020.
  76. ↑ C. L. Bennett, D. Larson, J. L. Weiland1, N. Jarosik, G. Hinshaw, N. Odegard, K. M. Smith, R. S. Hill, B. Gold, M. Halpern. Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results. The Astrophysical Journal Supplement Series. Bristol: IOP Publishing 208. Oktyabr 2013.
  77. ↑ Megan Gannon. "New 'Baby Picture' of Universe Unveiled". space.com (ing. ). Future plc. 21 dekabr 2012. 29 oktyabr 2019 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 29 yanvar 2020.
  78. ↑ Edward L. Wright. Theoretical Overview of Cosmic Microwave Background Anisotropy. Carnegie Observatories Astrophysics Series. 2. Cambridge, UK: Cambridge University Press. 2004. səh. 291.
  79. ↑ A. Melchiorri, P.A.R. Ade, P. de Bernardis, J.J. Bock, J. Borrill, A. Boscaleri, B.P. Crill, G. De Troia, P. Farese, P. G. Ferreira, K. Ganga, G. de Gasperis, M. Giacometti, V.V. Hristov, A. H. Jaffe, A.E. Lange, S. Masi, P.D. Mauskopf, L. Miglio, C.B. Netterfield, E. Pascale, F. Piacentini, G. Romeo, J.E. Ruhl, N. Vittorio. A measurement of Omega from the North American test flight of BOOMERANG. The Astrophysical Journal Letters. Chicago: University of Chicago Press 536. 2000. səh. L63-L66.
  80. ↑ P. de Bernardis, P.A.R.Ade, J.J.Bock, J.R.Bond və başqaları. A flat Universe from high-resolution maps of the cosmic microwave background radiation (PDF). Nature Publishing Group. 404. 2000. səh. 955-959.
  81. ↑ Miller, Andre D.; Caldwell, Robert H.; Devlin, Mark Joseph və başqaları. A Measurement of the Angular Power Spectrum of the Cosmic Microwave Background from l = 100 to 400. The Astrophysical Journal Letters. Chicago: University of Chicago Press for the American Astronomical Society. 524. 1999. səh. L1-L4.
  82. ↑ Gary Steigman. Primordial Nucleosynthesis: Successes And Challenges. International Journal of Modern Physics E. Singapore: World Scientific. 15. 2006. səh. 1-36.
  83. ↑ 1 2 3 Barbara Sue Ryden. Introduction to Cosmology. San-Fransisko: Addison-Wesley. 2003. səh. 1-36. ISBN 978-0-8053-8912-8.
  84. ↑ Edmund Bertschinger. Cosmological Perturbation Theory and Structure Formation. 2000.
  85. ↑ Edmund Bertschinger. Simulations of Structure Formation in the Universe. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Palo Alto, CA: Annual Reviews. 36 (1). 2000. səh. 599-654.
  86. ↑ "BICEP2 March 2014 Results and Data Products". bicepkeck.org (ing. ). The BICEP and Keck Array CMB Experiments. Cambridge, MA: FAS Research Computing, Harvard University. 2014. 18 mart 2014 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 29 yanvar 2020.
  87. ↑ Whitney Clavin. "NASA Technology Views Birth of the Universe". jpl.nasa.gov (ing. ). Washington, D.C.:Jet Propulsion Laboratory. 17 mart 2014. 10 oktyabr 2019 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 29 yanvar 2020.
  88. ↑ Dennis Overbye. "Space Ripples Reveal Big Bang's Smoking Gun". nytimes.com (ing. ). The New York Times. 17 mart 2014. 17 mart 2014 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 29 yanvar 2020.
  89. ↑ Dennis Overbye. "Ripples From the Big Bang". nytimes.com (ing. ). The New York Times. 25 mart 2014. 24 mart 2014 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 29 yanvar 2020.
  90. ↑ Michele Fumagalli, John M. O'Meara, J. Xavier Prochaska. Detection of Pristine Gas Two Billion Years After the Big Bang. Science jurnalı: American Association for the Advancement of Science. 334 (. 2000. səh. 1245–1249.
  91. ↑ Tim Stephens. "Astronomers find clouds of primordial gas from the early universe". news.ucsc.edu (ing. ). REGENTS OF THE UNIVERSITY OF CALIFORNIA. 10 noyabr 2011. 14 noyabr 2011 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 31 yanvar 2020.
  92. ↑ Daniel Perley. "Determination of the Universe's Age" (ing. ). astro.berkeley.edu. 21 fevral 2005. 11 sentyabr 2006 tarixində arxivləşdirilib (#archive_missing_url). (#cite_web_url); (#accessdate_missing_url)
  93. ↑ Srianand, Raghunathan; Noterdaeme, Pasquier; Ledoux, Cédric; və b. "First detection of CO in a high-redshift damped Lyman-α system". Astronomy & Astrophysics. Les Ulis: EDP Sciences for European Southern Observatory. 482 (3). May 2008: L39–L42. doi:10.1051/0004-6361:200809727. ISSN 0004-6361.
  94. ↑ Avgoustidis, Anastasios; Luzzi, Gemma; Martins, Carlos J.A.P.; və b. "Constraints on the CMB temperature-redshift dependence from SZ and distance measurements". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2012 (2). 14 fevral 2012: Article 013. arXiv:1112.1862. doi:10.1088/1475-7516/2012/02/013. ISSN 1475-7516.
  95. ↑ Belušević, Radoje. [Astrophysics and Cosmology]. Weinheim: Wiley-VCH. 2008. səh. 16. ISBN 978-3-527-40764-4. OCLC 876678499. (#missing_pipe); (#bad_paramlink)
  96. ↑ Ghosh, Pallab. "Einstein's gravitational waves 'seen' from black holes". Science & Environment. BBC News. London: BBC. 11 fevral 2016. 11 fevral 2016 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 13 aprel 2017.
  97. ↑ Lee, Billings. "The Future of Gravitational Wave Astronomy". Scientific American#Website. Ştutqart: Springer Nature. 12 fevral 2016. ISSN 0036-8733. 13 fevral 2016 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 13 arpel 2017.
  98. ↑ Earman, John; Mosterín, Jesús. "A Critical Look at Inflationary Cosmology". Philosophy of Science (journal). Chicago: University of Chicago Press on behalf of the Philosophy of Science Association. 66 (1). Mart 1999: 1–49. doi:10.1086/392675. ISSN 0031-8248. JSTOR 188736.
  99. ↑ S. W. Hawking, W. Israel. General Relativity: An Einstein Centenary Survey: Singularities and time-asymmetry. 12-ci fəsil. Cambridge University Press. 2000. səh. 581–638. ISBN 978-0-521-13798-0.
  100. ↑ Penrose, 1989
  101. ↑ Steinhardt, Paul J. "The Inflation Debate: Is the theory at the heart of modern cosmology deeply flawed?" (PDF). Scientific American. 304 cild no. 4. Stuttgart: Springer Nature. Aprel 2011. 36–43. doi:10.1038/scientificamerican0411-36. ISSN 0036-8733. 1 noyabr 2019 tarixində arxivləşdirilib (PDF). İstifadə tarixi: 23 dekabr 2019.
  102. ↑ Sakharov, Andrei D. "Нарушение СР-инвариантности, С-асимметрия и барионная асимметрия Вселенной" [Violation of CP-invariance, C-asymmetry and baryon asymmetry of the Universe] (PDF). Journal of Experimental and Theoretical Physics (rus). Moskva: Nauka (publisher). 5 (1). 10 yanvar 1967: 32–35. doi:10.1070/PU1991v034n05ABEH002497. 28 iyul 2018 tarixində arxivləşdirilib (PDF).
  103. ↑ Tanabashi, M., 2018. səh. 406–413, 27-ci fəsil: "Dark Energy" (Sentyabr 2017) by David H. Weinberg and Martin White.
  104. ↑ Rugh, Svend E.; Zinkernagel, Henrik. "The quantum vacuum and the cosmological constant problem". Studies in History and Philosophy of Science Part B. Amsterdam: Elsevier. 33 (4). Dekabr 2002: 663–705. arXiv:hep-th/0012253. doi:10.1016/S1355-2198(02)00033-3. ISSN 1355-2198.
  105. ↑ Keel, William C. "Dark Matter". Bill Keel's Lecture Notes - Galaxies and the Universe. Oktyabr 2009 [Last changes: Fevral 2015]. 3 may 2019 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 15 dekabr 2019.
  106. ↑ Tanabashi, M., 2018. səh. 396–405, 26-cı fəsil: "Dark Matter" (Revised Sentyabr 2017) by Manuel Drees and Gilles Gerbier.
  107. ↑ Dodelson, Scott. "The Real Problem with MOND". Sinqapur: World Scientific. 31 dekabr 2011: 2749–2753. arXiv:1112.1320. Bibcode:2011IJMPD..20.2749D. doi:10.1142/S0218271811020561. ISSN 0218-2718.
  108. ↑ Kolb, Turner, 1988, 8-ci fəsil
  109. ↑ Penrose, 2007
  110. ↑ 1 2 Hawking, Israel, 2010. səh. 504–517, 9-cu fəsil: "The big bang cosmology — enigmas and nostrums" Robert H. Dicke and Phillip J.E. Peebles tərəfindən.
  111. ↑ NASA/WMAP Science Team. "What is the Ultimate Fate of the Universe?". Universe 101: Big Bang Theory. Washington, D.C: NASA. 29 iyun 2015. 15 oktyabr 2019 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 18 dekabr 2019.
  112. ↑ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory. "A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects". Reviews of Modern Physics. College Park, MD: American Physical Society. 69 (2). Aprel 1997. arXiv:astro-ph/9701131. Bibcode:1997RvMP...69..337A. doi:10.1103/RevModPhys.69.337. ISSN 0034-6861..
  113. ↑ Caldwell, Robert R.; Kamionkowski, Marc; Weinberg, Nevin N. "Phantom Energy: Dark Energy with w<−1 Causes a Cosmic Doomsday". Physical Review Letters. College Park, MD: American Physical Society. 91 (7). 15 avqust 2003: 071301. arXiv:astro-ph/0302506. Bibcode:2003PhRvL..91g1301C. doi:10.1103/PhysRevLett.91.071301. ISSN 0031-9007. PMID 12935004.
  114. ↑ "Brief Answers to Cosmic Questions". Universe Forum. Cambridge, MA: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. 13 aprel 2016 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 18 dekabr 2019.
  115. ↑ Hawking, 1988. səh. 69
  116. ↑ Filippenko, Alexei V.; Pasachoff, Jay M. "A Universe from Nothing". Mercury (jurnal). 31 cild no. 2. San-Fransisko: Astronomical Society of the Pacific. Mart-aprel 2002. səh. 15. Bibcode:2002Mercu..31b..15F. ISSN 0047-6773. 22 oktyabr 2013 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 10 mart 2010.
  117. ↑ Lawrence M. Krauss (natiq); R. Elisabeth Cornwell (rejissor). 'A Universe From Nothing' by Lawrence Krauss, AAI 2009 (Video). Vaşinqton: Richard Dawkins Foundation for Reason and Science. 21 oktyabr 2009. 2011-10-13 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 17 oktyabr 2011.
  118. ↑ Carroll, n.d.
  119. ↑ Beckers, Mike. "Quantentrick schafft Urknall-Singularität ab" [Quantum Trick Eliminates the Big Bang Singularity]. Cosmology. Scientific American#International editions (alman). Stuttgart: Springer Nature. 16 fevral 2015. ISSN 0170-2971. 21 iyul 2017 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 19 dekabr 2019. Şablon:Google translation
  120. ↑ Hawking, Stephen W. "The Beginning of Time". Stephen Hawking (Lecture). London: The Stephen Hawking Foundation. 1996. 2014-10-06 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 26 aprel 2017.
  121. ↑ Hartle, James H.; Hawking, Stephen W. "Wave function of the Universe". Physical Review D. College Park, MD: American Physical Society. 28 (12). 15 dekabr 1983: 2960–2975. Bibcode:1983PhRvD..28.2960H. doi:10.1103/PhysRevD.28.2960. ISSN 1550-7998.
  122. ↑ Hawking, 1988. səh. 71
  123. ↑ Langlois, David. "Brane Cosmology". Progress of Theoretical Physics Supplement. Oksford: Oxford University Press. 148. İyun 2002: 181–212. arXiv:hep-th/0209261. Bibcode:2002PThPS.148..181L. doi:10.1143/PTPS.148.181. ISSN 0375-9687.
  124. ↑ Gibbons, Shellard və Rankin, 2003. səh. 801–838, 43-cü fəsil: "Inflationary theory versus the ekpyrotic/cyclic scenario" by Andrei Lind]. Bibcode: 2003ftpc.book..801L
  125. ↑ Than, Ker. "Recycled Universe: Theory Could Solve Cosmic Mystery". Space.com. Nyu-York: Future plc. 8 may 2006. 6 sentyabr 2019 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 19 dekabr 2019.
  126. ↑ Kennedy, Barbara K. "What Happened Before the Big Bang?". News and Events. University Park, PA: Eberly College of Science, Pensilvaniya Universiteti. 1 iyul 2007. 2019-12-15 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 19 dekabr 2019.
  127. ↑ Linde, Andrei D. "Eternal Chaotic Inflation". Modern Physics Letters A. Sinqapur: World Scientific. 1 (2). May 1986: 81–85. Bibcode:1986MPLA....1...81L. doi:10.1142/S0217732386000129. ISSN 0217-7323. 17 aprel 2019 tarixində arxivləşdirilib.
  128. ↑ Linde, Andrei D. "Eternally Existing Self-Reproducing Chaotic Inflationary Universe". Physics Letters. Amsterdam: Elsevier. 175 (4). 14 avqust 1986: 395–400. Bibcode:1986PhLB..175..395L. doi:10.1016/0370-2693(86)90611-8. ISSN 0370-2693.
  129. ↑ Hooper, Dan. "A Well-Deserved Physics Nobel - Jim Peebles's award honors modern cosmological theory at last". Observations. Scientific American#Website (blog). Stuttgart: Springer Nature. 12 oktyabr 2019. ISSN 0036-8733. 22 oktyabr 2019 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 13 oktyabr 2019.
  130. ↑ Couronne, Ivan; Ahmed, Issam. "Top cosmologist's lonely battle against 'Big Bang' theory". Paris. Agence France-Presse. 14 noyabr 2019. 14 noyabr 2019 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 20 dekabr 2019.
  131. ↑ Harris, 2002. səh. 128
  132. ↑ 1 2 Frame, 2009. səh. 137–141
  133. ↑ Harrison, 2010. səh. 9
  134. ↑ Harris, 2002. səh. 129
  135. ↑ Craig, William Lane. "The Ultimate Question of Origins: God and the Beginning of the Universe". Astrophysics and Space Science (Lecture). Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. 269–270 (1–4). Dekabr 1999: 721–738. doi:10.1023/A:1017083700096. ISSN 0004-640X.
  136. ↑ Asad, 1980
  137. ↑ Hawking, 1988, Introduction: "... kosmosda ucu-bucağı olmayan ,başlanğıcı və sonu olmayan bir kainat üçün yaradanın edə biləcəyi bir şey yoxdur" — Karl Saqan
  138. ↑ Edward L. Wright. "Cosmology and Religion/Kosmologiya və din" (ing. ). astro.ucla.edu. 10 May 2000 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 23 yanvar 2020.

Ədəbiyyat

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Əlavə ədəbiyyat

[redaktə | mənbəni redaktə et]