Böyük partlayış

(Böyük Partlayış səhifəsindən istiqamətləndirilmişdir)

Böyük partlayış nəzəriyyəsi müşahidə edilə bilən kainatın bilinən ən erkən dövrlərindən sonrakı geniş miqyaslı təkamülünə qədər araşdıran kosmoloji modeldir. [1] [2] [3] Nəzəriyyə kainatın çox yüksək sıxlıq və yüksək temperaturun təsiri ilə necə böyüdüyünü təsvir edir [4] [5], 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 olduğunu göstərir. Cari biliklər təkliyin 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. [6] Qalaktik qırmızı yerdəyişmələr əsasında aparılan analizlərə əsasən 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.[7]

Fizika qanunlarından kainatın xüsusiyyətlərini, sıxlıq və temperaturun artmasına qədər olan dövrü ətraflı şəkildə hesablamaq üçün istifadə edilə bilər.[8]Kainatın genişlənmə dərəcəsinin detallı ölçmələri Böyük partlayışın təxminən 13.8 milyard il əvvəl meydana gəldiyini iddia edir. Bu da kainatın yaşı hesab olunur.[9] İlk genişlənməsindən sonra, kainat,subatom zərrəciklərin, daha sonralar isə atomların yaranmasına şərait yaradacaq həddə qədər soyudu. Bu primordial elementlərin nəhəng buludları (əsasən hidrogen, bəzi heliumlitium buludları) sonradan cazibə qüvvəsi vasitəsilə birləşərək bu gün nəsilləri görünən erkən ulduz və qalaktikaları meydana gətirdi. Astronomlar qalaktikaların ətrafındakı qaranlıq materiyanın cazibə təsirini də müşahidə edirlər. Kainatdakı materiyanın çox hissəsi qaranlıq materiya şəklində olduğu görünür. Böyük partlayış nəzəriyyəsi və müxtəlif müşahidələr bunun adi bariyon materiya (atomları) olmadığını göstərir. Qaranlıq materiyanın tam olaraq nə olduğu hələ də dəqiq bilinmir. Fövqəlnəvilərin qırmızı rənglərinin ölçülməsi, kainatın genişlənməsinin sürətləndiyini, qaranlıq enerjinin mövcudluğuna aid bir müşahidə olduğunu göstərir. İfrat yeni ulduzun qırmızı yerdəyişmələrinin ölçülməsi kainatın genişlənməsinin sürətləndiyini və qaranlıq enerjinin mövcud olduğunu göstərən bariz müşahidələrdən biridir. (10)

Modelin xüsusiyyətləriRedaktə

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. (11) Nəzəriyyə iki əsas fərziyyədən asılıdır: fizika qanunların universallığı və kosmoloji prinsip. Kosmoloji prinsip böyük miqyasda kainatın 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.(12) Həmçinin, ümumi nisbilik nəzəriyyəsi Günəş sistemiikili ulduzların miqyasında ciddi sınaqlardan keçdi.

Geniş miqyaslı kainat Yerdən müşahidə olunduğu kimi izotropik görünsə, daha çox üstünlük verilən, müşahidəçi və ya boş nöqtə olmadığını bildirən daha sadə prinsip olan Kopernik prinsipindən törəyə bilərdi. Bu məqsədlə, kosmoloji prinsip kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasının müşahidələri ilə 1010-5 səviyyəsinə təsdiq edilmişdir.

Kosmosun genişlənməsiRedaktə

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 Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker 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, müşaiyət edən koordinatlar adlanan koordinat sisteminin rahat seçilməsinə imkan yaradır. Bu koordinat sistemində, şəbəkə ("grid") kainatla birlikdə genişlənir və yalnız kainatın genişlənməsi səbəbiylə müşaiyət edən cisimlər şəbəkədəki sabit nöqtələrdə qalırlar. Onların koordinat məsafəsi (müşaiyət məsafəsi) sabit qalsa da, iki belə müşaiyət nöqtəsi arasındakı fiziki məsafə kainatın miqyas amili ilə düz mütənasib olaraq genişlənir. (14)

Böyük partlayış boş bir kainatı doldurmaq üçün hərəkət edən maddənin partlaması deyildir. Bunun əvəzinə kosmos özü zamanla genişlənir və iki müşaiyət nöqtəsi arasındakı fiziki məsafəni artırır. Başqa sözlə, Böyük partlayış kosmosdakı bir partlayış deyil, əksinə məkanın 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 geniş miqyaslı genişlənməsini hiss etmir. (15)

HorizontallarRedaktə

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. (16)

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 qrafikRedaktə

TəklikRedaktə

Keçmişdə kainatın ümumi nisbilik nəzəriyyəsinə əsasən zamanla geriyə genişlənməsinin ekstrapolyasiyası hədsiz sıxlıq və temperaturu yaradır. (16) Bu halda "təklik" ümumi nisbilik nəzəriyyəsinin fizika qanunlarının adekvat təsviri olmadığını göstərir. Təkcə ümumi nisbiliyə əsaslanan modellər Plank erasından sonra təkliyə doğru ekstrapolyasiya edə bilməz.

Bu primordial təklik bəzən Böyük partlayış adlanır,(17) amma, bu termin kainatın daha əvvəlki ümumi isti, sıx fazası (18) 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.(19) 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 baryogenezRedaktə

Böyük partlayışın ən erkən dövrləri haqqında çoxlu fərziyyələr mövcuddur. Ən çox bilinən modellərdə kainatın homogen və izotropik olaraq çox yüksək enerji sıxlığı, temperaturtəzyiqlərlə 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 səbəbiylə meydana gələn sıxlıq dalğalanmaları, sonradan kainatın geniş miqyaslı quruluşunu formalaşdıracaq toxumları gücləndirmişdir.(20) Kosmik inflyasiya dayandıqdan sonra, kainat bütün digər elementar hissəciklər kimi bir kvark-qluon plazmasının yaranması üçün lazım olan temperaturu əldə edənə qədər isinməyə başladı.(21) 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, kvarklarınleptonların 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. (22)

SoyumaRedaktə

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. (23) 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 qlyonlar birləşərək protonneytron 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 elektronpozitron 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 deyteriumhelium nüvələrini Böyük partlayış nukleosintezi (BBN) adlanan bir prosesdə meydana gətirdilər.(24) Hidrogen nüvələri kimi bəzi maddələrdə, protonların əksəriyyəti birləşməmiş qaldı. (25)

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. [26] [27]

Quruluşun formalaşmasıRedaktə

Uzun müddətdən sonra sıx bölgələri bərabər paylanmış maddən 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%-ini, baryonik maddənin isə 4.6%-ini təşkil etdiyi təxmin edilir. (30)

Kosmik sürətlənməRedaktə

Tip Ia ifrat yeni ulduzKosmik 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%-inin 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 mane 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.

TarixRedaktə

EtimologiyaRedaktə

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)

İnkişafıRedaktə

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. 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 (zamanməkan anlayışlarının meydana gəldiyi ibtidai atom) cəmləndiyi müddətə qədər olan dövrlərdə kainatın daha kiçik olduğunu ifadə edir.


İstinadlarRedaktə

  1. İosif Silk (2009). Horizons of Cosmology/Kosmologiya Üfüqləri. Templeton Press. səh. 198. ISBN 9781599473413.
  2. Simon Sinq (2005). Big Bang: The Origin of the Universe/Böyük Partlayış: Kainatın mənşəyi. HarperCollins. səh. 560. ISBN 9780007162208.
  3. NASA/WMAP Science Team (6 iyun 2011). "Cosmology: The Study of the Universe". NASA (ing. ). map.gsfc.nasa.gov. 29 iyun 2011 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 22 yanvar 2020.
  4. Mark Bridc (30 iyul 2014). "HOW THE UNIVERSE WORKS". Silver Spring (ing. ). sciencechannel.com. 3 avqust 2018 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 22 yanvar 2020.
  5. Helge Kraq (1996). Cosmology and controversy : the historical development of two theories of the universe. Princeton University Press. səh. 319. ISBN 978-0-691-02623-7.
  6. Helge Kraq (2007). 3K: The Cosmic Microwave Background Radiation. Cambridge University Press. səh. xvii. ISBN 9780521358088.
  7. Tay L. Çou (2008). Gravity, Black Holes, and the Very Early Universe: An Introduction to General Relativity and Cosmology. Nyu-York: Springer. səh. 211. ISBN 9780387736310.
  8. "Planck reveals an almost perfect Universe". United space in Europe (ing. ). esa.int. 21 mart 2013. 6 iyun 2019 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 22 yanvar 2020.
  9. P. J. E. Peebles, Bharat Ratra (22 aprel 2003). "The cosmological constant and dark energy". American Physical Society (ing. ). journals.aps.org. 2 iyun 2014 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 22 yanvar 2020.