Böyük partlayış: Redaktələr arasındakı fərq

Silinən məzmun Əlavə edilmiş məzmun
Redaktənin izahı yoxdur
k clean up, removed: <nowiki/> (3) using AWB
Sətir 2:
[[Şəkil:CMB Timeline300 no WMAP.jpg|400px|thumb|right|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}}
'''Böyük partlayış''' — müşahidə edilə bilən [[Kainat|kainatınkainat]]ın məlum olan ən erkən dövrlərindən, sonrakı geniş miqyaslı [[Təkamül|təkamülünətəkamül]]ünə qədər araşdıran kosmoloji model və nəzəriyyə. <ref>{{kitab3
| müəllif = İosif Silk
| başlıq = Horizons of Cosmology/Kosmologiya Üfüqləri
Sətir 16:
| doi =
| ref =
}}</ref> <ref>{{kitab3
| müəllif = Simon Sinq
| başlıq = Big Bang: The Origin of the Universe/Böyük Partlayış: Kainatın mənşəyi
Sətir 30:
| doi =
| ref =
}}</ref> <ref>{{cite web
|url = https://map.gsfc.nasa.gov/universe/
|archiveurl =https://web.archive.org/web/20110629050256/https://map.gsfc.nasa.gov/universe/
Sətir 41:
|accessdate = 22 yanvar 2020
|language = {{dil-en|}}
}}</ref> Nəzəriyyə kainatın çox yüksək [[sıxlıq]] və yüksək [[Temperatur|temperaturuntemperatur]]un təsiri ilə necə böyüdüyünü təsvir edir, <ref name=":0">{{cite web
|url = https://www.sciencechannel.com/tv-shows/how-the-universe-works/full-episodes/first-second
|archiveurl = https://web.archive.org/web/20180803102714/https://www.sciencechannel.com/tv-shows/how-the-universe-works/full-episodes/first-second
Sətir 52:
|accessdate = 22 yanvar 2020
|language = {{dil-en|}}
}}</ref> işıq elementlərinin çoxluğu, [[radiasiya]], genişmiqyaslı struktur, [[Habbl qanunu]] ([[Qalaktika|qalaktikalarqalaktika]]lar nə qədər uzaq olsa, [[Yer|Yerdən]]dən 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 il|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. <ref>{{kitab3
| müəllif = Helge Kraq
| başlıq = Cosmology and controversy : the historical development of two theories of the universe
Sətir 68:
| doi =
| ref =
}}</ref> Qalaktik [[Qırmızıqırmızı yerdəyişmə|qırmızı yerdəyişmələr]]lər əsasında aparılan analizlərə görə, [[Edvin Habbl]] [[1929-cu il|1929-cu ildə]] [[Qalaktika|qalaktikalarınqalaktika]]ların bir-birindən ayrıldığı nəticəsinə gəldi; bu genişlənən kainat üçün olduqca əhəmiyyətli müşahidə dəlilidir. [[1964-cü il|1964-cü ildə]] Böyük partlayış modelinin lehinə olan çox önəmli bir hadisə, [[Kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanması]] hadisəsi kəşf edildi.<ref>{{kitab3
| müəllif = Tay L. Çou
| başlıq = Gravity, Black Holes, and the Very Early Universe: An Introduction to General Relativity and Cosmology
Sətir 82:
| doi =
| ref =
}}</ref>
 
[[Fizika]] qanunlarından kainatın xüsusiyyətlərini, sıxlıq və temperaturun artmasına qədər olan dövrü ətraflı şəkildə hesablamaq üçün istifadə edilə bilər.<ref>{{kitab3
Sətir 109:
|accessdate = 22 yanvar 2020
|language = {{dil-en|}}
}}</ref> Kainat ilk genişlənməsindən sonra, [[Subatomsubatom zərrəciklər|subatom zərrəciklərin]]in, daha sonralar isə [[Atom|atomlarınatom]]ların 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. [[Astronom|Astronomlar]]lar qalaktikaların ətrafındakı [[Qaranlıqqaranlıq maddə|qaranlıq maddənin]]nin cazibə təsirini də müşahidə edirlər. [[Kainat|Kainatdakı]]dakı [[Materiya (fizika)|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 ulduz|İfrat yeni ulduzun]]un qırmızı yerdəyişmələrinin ölçülməsi kainatın genişlənməsinin sürətləndiyini və [[Qaranlıqqaranlıq enerji|qaranlıq enerjinin]]nin mövcud olduğunu göstərən bariz müşahidələrdən biridir. <ref name=":1">{{cite web
|url = https://journals.aps.org/rmp/abstract/10.1103/RevModPhys.75.559
|archiveurl = https://web.archive.org/web/20140602032202/https://journals.aps.org/rmp/abstract/10.1103/RevModPhys.75.559
Sətir 121:
|language = {{dil-en|}}
}}</ref>
== Modelin xüsusiyyətləri ==
 
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.<ref>{{cite web
Sətir 134:
|accessdate = 23 yanvar 2020
|language = {{dil-en|}}
}}</ref> 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 sabiti|incə struktur sabitinin]]nin ən böyük mümkün sapmasının 10<sup>-5−5</sup> əmsal olduğunu göstərən müşahidələr ilə sınanmışdır.<ref>{{kitab3
| müəllif = A.V. Ivanchik, A.Y. Potekhin, D.A. Varshalovich
| başlıq = Astronomy and astrophysics : a European journal / Supplement series: The fine-structure constant: a new observational limit on its cosmological variation and some theoretical consequences
Sətir 150:
| doi =
| ref =
}}</ref> Həmçinin, [[Ümumi nisbilik nəzəriyyəsi|ümumi nisbilik nəzəriyyəsi]] [[Günəş sistemi]] və [[ikili ulduzlar|ikili ulduzların]]ın 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 prinsipi|Kopernik prinsipinə]] əsasən yarana bilərdi. <ref>{{cite web
|url = https://southerncrossreview.org/51/rudnicki4.htm
|archiveurl = http://web.archive.org/web/20150306050439/http://southerncrossreview.org/51/rudnicki4.htm
Sətir 163:
|accessdate = 23 yanvar 2020
|language = {{dil-en|}}
}}</ref> Bu məqsədlə, kosmoloji prinsip [[Kosmikkosmik mikrodalğa arxa plan şüalanması|kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasının]]nın müşahidələri ilə 10<sup>-5−5</sup> səviyyəsinə təsdiq edilmişdir.
 
=== Kosmosun genişlənməsi ===
 
Ümumi [[nisbilik nəzəriyyəsi]] nisbət yaxınlıqdakı nöqtələri ayıran məsafələri təyin edən [[metrik tenzor]] ilə [[fəza-zaman]] məfhumunu təsvir edir. [[Qalaktika|Qalaktikalar]]lar, [[Ulduz|ulduzlarulduz]]lar 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|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, müşaiyət edən koordinatlar adlanan [[Koordinatkoordinat sistemi|koordinat sisteminin]]nin rahat seçilməsinə imkan yaradır. Bu koordinat sistemində, şəbəkə ("grid") kainatla birlikdə genişlənir və yalnız kainatın genişlənməsi səbəbi ilə 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. <ref>{{kitab3
| müəllif = Ray d'Inverno,
| başlıq = Introducing Einstein's Relativity
Sətir 183:
}}</ref>
 
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 fəzanın genişlənməsi deməkdir.<ref name=":0" /> 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. <ref name=":2">{{kitab3
| müəllif = Tamara M. Davis və Charles H. Lineweaver
| başlıq = Expanding Confusion: Common Misconceptions of Cosmological Horizons and the Superluminal Expansion of the Universe
Sətir 201:
=== Horizontallar ===
 
Böyük partlayış fəza-zamanının əhəmiyyətli bir xüsusiyyəti [[hissəciklər üfüqü|hissəciklər üfüqünün]]nün olmasıdır. Kainatın yaşının sonlu və [[İşıqişıq sürəti|işıq sürətin]]<nowiki/>innin 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, [[Kainatın genişlənməsi nəzəriyyəsi|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. <ref name=":3">{{kitab3
| müəllif = Edward W. Kolb, Michael Stanley Turner
| başlıq = The Early Universe. Frontiers in Physics.
Sətir 217:
}}</ref>
 
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. <ref>{{kitab3
| müəllif = Edward W. Kolb, Michael Stanley Turner
| başlıq = The Early Universe. Frontiers in Physics.
Sətir 237:
=== Sinqulyarlıq ===
 
Keçmişdə [[Kainat|kainatınkainat]]ın [[Ümumiümumi nisbilik nəzəriyyəsi|ümumi nisbilik nəzəriyyəsinə]] əsasən zamanla geriyə genişlənməsinin ekstrapolyasiyası hədsiz sıxlıq və temperaturu yaradır. <ref name=":4">{{kitab3
| müəllif = Stephen Hawking, G. Ellis
| başlıq = The Large Scale Structure Of Space Time
Sətir 251:
| doi =
| ref =
}}</ref> Bu halda sinqulyarlıq ümumi nisbilik nəzəriyyəsinin fizika qanunlarının adekvat təsviri olmadığını göstərir. Təkcə ümumi nisbiliyə əsaslanan modellər [[Plank erası|Plank erasından]]ndan sonra təkliyə doğru ekstrapolyasiya edə bilməz.
 
Primordial sinqulyarlıq bəzən Böyük partlayış adlanır və ya onunla əlaqələndirilir.<ref>{{kitab3
Sətir 281:
| doi =
| ref =
}}</ref> 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 [[İfratifrat yeni ulduz|ifrat yeni ulduzdan]]dan 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.<ref>{{kitab3
| müəllif = Planck Collaboration
| başlıq = Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters
Sətir 295:
| doi = 10.1051/0004-6361/201525830
| ref =
}}</ref> Bu yaşın əldə edilməsinə görə aparılan müstəqil ölçmələr kainatın xüsusuiyyətləri ilə bağlı ətraflı izah verən [[Lambda-CDM model|Lambda-CDM modelini]]ini dəstəkləyir.
 
Hal-hazırda kainatın sıxlığının çox olmasına baxmayaraq (qara dəliyin yaranması üçün tələb olunan sıxlıqdan daha çox), kainat yenidən [[Qara dəlik|qara dəliyə]] geri dönmədi. Bu, çox vaxt istifadə edilən hesablamaların və cazibə qüvvələrinin dağılma həddinin zamanla genişlənən kosmosa yox, adətən sabit ölçülü cisimlərə ([[ulduz|ulduzlar]]lar kimi) şamil olunması ilə izah olunur.
 
=== İnflyasiya (kosmoloji) və baryogenez ===
 
Böyük partlayışın ən erkən dövrləri haqqında çoxlu [[Fərziyyə|fərziyyələrfərziyyə]]lər mövcuddur. Ən çox bilinən modellərdə kainatın homogen və izotropik olaraq çox yüksək [[enerji sıxlığı |enerji sıxlığı]], [[temperatur]] və [[Təzyiq|təzyiqlərlətəzyiq]]lərlə doldurulmuş, daha sonra isə çox sürətlə genişlənərək və soyumuşdur. Genişlənməyə 10<sup>-37−37</sup> [[saniyə]] qalmış bir [[Faza keçidləri|fazalı keçid]] kosmik inflasiyaya səbəb oldu. Bu müddət ərzində kainat çox yüksək sürətlə böyüdü, [[Müəyyənsizlik prinsipi|Heyzenberqin qeyri-müəyyənlik prinsipi]] səbəbi ilə meydana gələn [[sıxlıq dalğalanmaları]], sonradan kainatın geniş miqyaslı quruluşunu formalaşdıracaq toxumları gücləndirmişdir.<ref name=":5">{{kitab3
| müəllif = Alan Guth
| başlıq = The Inflationary Universe
Sətir 315:
| doi =
| ref =
}}</ref> Kosmik inflyasiya dayandıqdan sonra, kainat bütün digər [[Elementar hissəciklər|elementar hissəciklər]] kimi bir [[kvark-qluon plazması|kvark-qluon plazmasının]]nın yaranması üçün lazım olan temperaturu əldə edənə qədər isinməyə başladı.<ref>{{cite web
|url = https://web.archive.org/web/20050423224100/http://www.aip.org/pnu/2005/split/728-1.html
|archiveurl = https://web.archive.org/web/20050423224100/http://www.aip.org/pnu/2005/split/728-1.html
Sətir 326:
|accessdate = 23 yanvar 2020
|language = {{dil-en|}}
}}</ref> Temperatur o qədər yüksək idi ki, hissəciklərin təsadüfi hərəkətləri nisbi [[Sürət|sürətdəsürət]] idi və hər növ zərrəcik-[[antizərrəcik]] cütləri davamlı olaraq toqquşma şəraitində yaranıb və məhv edilmişdir.<ref name=":0" /> Bir anda baryogenez adlı bilinməyən reaksiya, [[Barion|barion]] nömrəsinin sabitliyini pozdu, [[Kvark|kvarklarınkvark]]ların və [[Lepton|leptonlarınlepton]]ların 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. <ref name=":6">{{kitab3
| müəllif = Edward W. Kolb, Michael Stanley Turner
| başlıq = The Early Universe. Frontiers in Physics. (6-cı fəsil)
Sətir 346:
 
[[Şəkil:2MASS LSS chart-NEW Nasa.jpg|350px|thumb|left|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. <ref name=":7">{{kitab3
| müəllif = Edward W. Kolb, Michael Stanley Turner
| başlıq = The Early Universe. Frontiers in Physics. (7-ci fəsil)
Sətir 360:
| doi =
| ref =
}}</ref> Təxminən 10<sup>−11</sup> saniyədən sonra zərrəcik enerjisi hissəcik sürətləndiricilərində əldə edilə bilən enerji miqdarına qədər düşdüyünə görə "böyük şəkil" daha az spekulyativ olur. Təxminən 10<sup>-6−6</sup>-cı saniyədə [[kvark]]<nowiki/>lar və [[qlüon]]<nowiki/>lar 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|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 10<sup>10</sup>-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 [[Foton|fotonlarfoton]]lar hakim idi.
 
Genişlənməyə bir neçə dəqiqə qalmış, temperatur bir milyard [[kelvin |kelvin]] və sıxlığı havanın sıxlığına yaxın olduqda, neytronlar protonlarla birləşərək kainatın [[Deyterium|deyterium]] və [[Helium|helium]] [[Atomun nüvəsi|nüvələrini]] Böyük partlayış nukleosintezi (BBN) adlanan bir prosesdə meydana gətirdilər.<ref>{{kitab3
| müəllif = Edward W. Kolb, Michael Stanley Turner
| başlıq = The Early Universe. Frontiers in Physics. (4-cü fəsil)
Sətir 376:
| doi =
| ref =
}}</ref> [[Hidrogen |Hidrogen]] nüvələri kimi bəzi maddələrdə, protonların əksəriyyəti birləşməmiş qaldı. <ref>{{kitab3
| müəllif = John A. Peacock
| başlıq = Cosmological physics (9cu fəsil)
Sətir 392:
}}</ref>
 
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. <ref name="Loeb_2014">{{cite journal |last= Loeb |first=Abraham |author-link= |date=Oktaybr 2014 |title=The habitable epoch of the early Universe |url=https://www.cfa.harvard.edu/~loeb/habitable.pdf |url-status=live |journal=International Journal of Astrobiology |location=Cambridge, UK |publisher=[[Kembric Universiteti Nəşriyyatı|Kembric Universiteti nəşriyyatı]] |volume=13 |issue=4 |pages=337–339 |doi=10.1017/S1473550414000196 |issn=1473-5504 |archive-url=https://web.archive.org/web/20190429095059/https://www.cfa.harvard.edu/~loeb/habitable.pdf |archive-date=29 aprel 2019 |access-date=30 noyabr 2019}}</ref><ref name="NYT-20141202">{{cite news |last=Claudia |first=Dreifus |author-link= |date=1 dekabr 2014 |title=Much-Discussed Views That Go Way Back - Avi Loeb Ponders the Early Universe, Nature and Life |url=https://www.nytimes.com/2014/12/02/science/avi-loeb-ponders-the-early-universe-nature-and-life.html |url-status=live |url-access=registration |department=Science |newspaper=[[The New York Times]] |location=[[Nyu-York]] |publisher=[[Nyu-York Tayms]]|issn=0362-4331 |archive-url=https://web.archive.org/web/20150327142444/https://www.nytimes.com/2014/12/02/science/avi-loeb-ponders-the-early-universe-nature-and-life.html |archive-date=27 mart 2015 |access-date=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."</ref>
 
=== Quruluşun formalaşması ===
Sətir 412:
| doi = 10.1086/377226
| ref = [[ISSN]] 1538-4365
}}</ref> və kainatın/maddənin enerjisinin təxminən 23%-ni, baryonik maddənin isə 4.6%-ni təşkil etdiyi təxmin edilir. <ref name=":9">{{kitab3
| müəllif = 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.
Sətir 432:
=== Kosmik sürətlənmə ===
 
Tip Ia [[İfrat yeni ulduz|ifrat yeni ulduz]] və [[Kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanması|Kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasına]]na 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|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.<ref name=":1" />
 
Qaranlıq enerji ən sadə tərtibini ümumi nisbiliyin [[Eynşteyn sahə tənlikləri|Eynşteyn sahə tənliklərindəki]]ndəki 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 [[Kvantkvant mexanikası|kvant mexanikasının]]nın və ümumi nisbiliyin detallarından istifadə edən, kosmologiyanın ΛCDM modelindən istifadə oluna bilər. Hərəkəti təxminən 10<sup>−15</sup> saniyədən əvvəl təsvir edən hər hansısa dəstəklənən modellər və ya birbaşa eksperimental müşahidələr yoxdur.<ref>{{kitab3
| müəllif = Steven Manly
| başlıq = Visions of the Multiverse (-7ci fəsil)
Sətir 450:
| doi =
| ref =
}}</ref> Görünür ki, bu maneəni keçmək üçün yeni bir kvant cazibə nəzəriyyəsi lazımdır. Kainat tarixindəki bu erkən dövrləri anlamaq hazırda [[fizika|fizikada]]da ən böyük həll edilməmiş problemlərdən biri olaraq göstərilir.
 
== Tarix ==
 
=== Etimologiya ===
 
[[İngilislər|İngilis]] [[Astronom|astronomuastronom]]u Fred Hoyl, [[1949-cu il|1949-cu ilin]]in mart ayında [[BBC|BBC Radiosundakı]] bir söhbəti zamanı "Big Bang" ifadəsini işlədir: "Bu nəzəriyyələr kainatdakı bütün maddələrin, zərrəciklərin uzaq keçmişdəki böyük bir partlayışda yarandığı fərziyyəsinə əsaslanırdı.<ref>{{cite web
|url = https://www.joh.cam.ac.uk/library/special_collections/hoyle/exhibition/radio/
|archiveurl = https://web.archive.org/web/20140526084945/https://www.joh.cam.ac.uk/library/special_collections/hoyle/exhibition/radio/
Sətir 467:
|accessdate = 24 yanvar 2020
|language = {{dil-en|}}
}}</ref> <ref name=":10">{{kitab3
| müəllif = Kraq Helge
| başlıq = Big Bang: the etymology of a name
Sətir 481:
| doi = 10.1093/astrogeo/att035
| ref =
}}</ref>
 
Alternativ sabit vəziyyət kosmoloji modelini dəstəkləyən Hoyl bunu alçatmaq niyəti ilə eləməsə də, <ref>{{cite web |url=https://imagine.gsfc.nasa.gov/educators/programs/cosmictimes/online_edition/1955/hoyle.html |url-status=live |title=Hoyle Scoffs at 'Big Bang' Universe Theory |last=Mattson |first=Barbara (Project Leader) |date=8 dekabr 2017 |website=Cosmic Times (hosted by Imagine the Universe!) |location=Greenbelt, MD |publisher=[[NASA]]: Goddard Space Flight Center#High Energy Astrophysics Science Archive Research Center|High Energy Astrophysics Science Archive Research Center |oclc=227004453 |archive-url=https://web.archive.org/web/20180310172435/https://imagine.gsfc.nasa.gov/educators/programs/cosmictimes/online_edition/1955/hoyle.html |archive-date=10 mart 2018 |access-date=2 dekabr 2019}}</ref> Hoyl açıq bir şəkildə bunu rədd etmiş və bunun sadəcə iki model arasındakı fərqi göstərmək üçün valehedici bir üslub olduğunu demişdir. <ref>{{cite news |author=<!--Staff writer(s); no by-line.--> |date=22 avqust 2001 |title='Big bang' astronomer dies |url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/uk_news/1503721.stm |url-status=live |department=Sci/Tech |work=[[BBC News]] |location=[[London]] |publisher=[[BBC]] |access-date=2 dekabr 2019 |archive-url=https://web.archive.org/web/20190903152416/http://news.bbc.co.uk/2/hi/uk_news/1503721.stm |archive-date=3 sentyabr 2019}}</ref> <ref>{{kitab3
| müəllif = Ken Croswell
| başlıq = The alchemy of the heavens
Sətir 497:
| doi =
| ref =
}}</ref> <ref name=":11">{{kitab3
| müəllif = Simon Mitton
| başlıq = Fred Hoyle: A Life in Science
Sətir 509:
| səhifələr =
| isbn = 9781139495950
 
 
| doi =
Sətir 531 ⟶ 530:
[[Şəkil:XDF-separated.jpg|thumb|right|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 il|1912-ci ildə]] Vesto Slayfer bir [[spiral]] [[Dumanlıq|nebulanın]] ilk dəfə [[Dopler effekti|Dopler effektini]]ni (spiral [[Dumanlıq|dumanlıq]] [[spiral qalaktikalar]] üçün köhnəlmiş termindir) ölçdü və demək olar ki, qısa müddətdə bütün bu dumanların [[Yer|Yerdən]]dən geri çəkildiyini kəşf etdi. O, bu hadisənin kosmoloji təsirlərini dərk etmədi və həmin dumanların [[Süd Yolu|Süd Yolumuzdan]]muzdan kənarda yerləşən "ada kainatları" olub-olmaması çox mübahisəli idi. <ref>{{kitab3
| müəllif = Vesto Melvin Slipher
| başlıq = The Radial Velocity of the Andromeda Nebula
Sətir 545 ⟶ 544:
| doi =
| ref =
}}</ref> <ref>{{kitab3
| müəllif = Vesto Melvin Slipher
| başlıq = Spectrographic Observations of Nebulae
Sətir 559 ⟶ 558:
| doi =
| ref =
}}</ref> On il sonra [[Rus|rus]] kosmoloq və [[Riyaziyyatçı|riyaziyyatçısıriyaziyyatçı]] [[Aleksandr Fridman]] Eynşteyn sahə tənliklərindən [[Kainatın Fridman modeli|Kainatın Fridman modelini]]ni və tənliklərini əldə etdi. Bu zaman [[Albert Eynşteyn]] tərəfindən irəli sürülən [[Stasionar Kainat nəzəriyyəsi|statsionar kainat modelindən]] fərqli olaraq kainatın genişlənə biləcəyini göstərdi.<ref name=":12">{{kitab3
| müəllif = [[Aleksandr Fridman]]
| başlıq = On the Curvature of Space
Sətir 573 ⟶ 572:
| doi = 10.1023/A:1026751225741
| ref =
}}</ref> [[1924-cü il|1924-cü ildə]] [[Amerikalılar|amerikalı]] [[astronom]] [[Edvin Habbl|Edvin Habbl-ın]] ən yaxın spiral dumana qədər olan məsafəni ölçməsi bu sistemlərin həqiqətən də başqa qalaktikalar olduğunu göstərdi. [[1927-ci il|1927-ci ildə]] müstəqil olaraq Fridman tənliklərinin əldə olunması ilə [[Belçikalı|belçikalı]] [[Fizik|fizik]] [[Corc Lemetr |Corc Lemetr]], dumanın azalmasının kainatın genişlənməsi ilə əlaqədar olduğunu irəli sürdü.<ref name=":13">{{kitab3
| müəllif = Corc Lemetr
| başlıq = Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques
Sətir 589 ⟶ 588:
}}</ref>
 
Bundan əlavə olaraq, [[1931-ci il|1931-ci ildə]] Lemetr, kainatın genişlənməsi keçmişdə kainatın bütün kütlələrinin bir nöqtədə ([[Zaman|zaman]] və [[Məkan|məkan]] anlayışlarının meydana gəldiyi ibtidai [[atom]]) cəmləndiyi müddətə qədər olan dövrlərdə kainatın daha kiçik olduğunu ifadə edir.<ref>{{kitab3
| müəllif = [[Corc Lemetr]]
| başlıq = Contributions to a British Association Discussion on the Evolution of the Universe
Sətir 603 ⟶ 602:
| doi = 1038/128704a0
| ref =
}}</ref> [[1924-cü il|1924-cü ildən]]dən başlayaraq, Habbl böyük səylərlə Mount Uilson [[Rəsədxana|Rəsədxanasında]]sında 100 düymlük (2,5 m) Hooker [[Teleskop|teleskopundanteleskop]]undan istifadə edərək kosmik məsafə nərdivanın qabaqcılığını və bir sıra məsafə təyinedicilərinin seriyalarını inkişaf etdirdi. Bu [[Qırmızıqırmızı yerdəyişmə|qırmızı yerdəyişmələri]]ləri (artıq Slayfer tərəfindən ölçülmüşdü), qalaktikalara qədər olan məsafələri təxmin etməyə imkan verdi. [[1929-cu il|1929-cu ildə]] Habbl, hazırda [[Habbl qanunu]] olaraq bilinən məsafə və tənəzzül sürəti arasındakı [[Korrelyasiya|korrelyasiyanıkorrelyasiya]] kəşf etdi.<ref name=":14">{{kitab3
| müəllif = [[Edvin Habbl]]
| başlıq = A Relation Between Distance and Radial Velocity Among Extra-Galactic Nebulae
Sətir 619 ⟶ 618:
| doi = 10.1073/pnas.15.3.168
| ref =
}}</ref> <ref>{{kitab3
| müəllif = Gale E. Christianson
| başlıq = Edwin Hubble : mariner of the nebulae
Sətir 633 ⟶ 632:
| doi =
| ref =
}}</ref> Lemetr kosmoloji prinsipi irəli sürməklə bunun gözlənildiyini göstərmişdi. <ref name=":1" />
 
[[1920-ci illər|1920]]-[[1930-cu illər|1930-cu illərdə]], demək olar ki, hər bir böyük kosmoloq "əbədi sabit kainat" modelinə üstünlük verdi. Bir çox [[Alim|alimləralim]]lər Böyük partlayış nəzəriyyəsində ifadə edilən zamanın başlanğıcı anlayışının [[Fizika|fizikayafizika]]ya dini baxışlar gətirməsindən şikayət edirdi. Bu etiraz daha sonradan sabit vəziyyət nəzəriyyəsinin tərəfdarları tərəfindən təkrarlandı.<ref>{{kitab3
| müəllif = Helge Kraq
| başlıq = Cosmology and controversy : the historical development of two theories of the universe
Sətir 649 ⟶ 648:
| doi =
| ref =
}}</ref> Bu fikirlər Böyük partlayış nəzəriyyəsinin yaradıcısı kimi hesab olunan Lemetrın [[Romalılar|romalı]] [[katolik]] [[Rahib|rahib]] olması ilə daha da gücləndi.<ref>{{cite web
|url = https://www.pbs.org/wgbh/aso/databank/entries/dp27bi.html
|archiveurl = https://web.archive.org/web/19990423033457/https://www.pbs.org/wgbh/aso/databank/entries/dp27bi.html
Sətir 660 ⟶ 659:
|accessdate = 24 yanvar 2020
|language = {{dil-en|}}
}}</ref> Artur Eddinqton kainatın bir başlanğıc tarixinin olmaması, [[Materiya (fizika)|materiyanın]] və [[Maddə|maddəninmaddə]]nin əbədi var olması barəsində [[Aristotel]] ilə həmfikir idi. Kainatın başlanğıc tarixi məfhumu ona gülməli gəlirdi.<ref>{{kitab3
| müəllif = Artur Eddinqton
| başlıq = The End of the World: from the Standpoint of Mathematical Physics*
Sətir 674 ⟶ 673:
| doi = 10.1038/127447a0
| ref =
}}</ref> <ref>{{kitab3
| müəllif = Simon Appolloni
| başlıq = "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
Sətir 706 ⟶ 705:
}}</ref>}}
 
[[1930-cu illər|1930-cu illərdə]], Habblın müşahidələrini, Milne modelini,<ref>{{kitab3
| müəllif = Edward Arthur Milne
| başlıq = Relativity Gravitation and World Structure
Sətir 734 ⟶ 733:
| doi =
| ref =
}}</ref> və [[Fris Svikki|Fris Svikkinin]]nin yorğun işıq [[Hipotez|hipotezinihipotez]]ini izah etmək üçün [[qeyri-standart kosmologiya]] kimi bir çox idealar təklif edildi. <ref>{{kitab3
| müəllif = F. Zwicky
| başlıq = On the Red Shift of Spectral Lines through Interstellar Space
Sətir 792 ⟶ 791:
| doi = 10.1038/162774b0
| ref =
}}</ref> və [[Kosmikkosmik mikrodalğa arxa plan şüalanması|kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasını]] təxmin edən Corc Qamou tərəfindən dəstəklənən və inkişaf etdirilən [[Corc Lemetr|Lemetrin]] Böyük partlayış nəzəriyyəsi idi. Qəribədir ki, [[1949-cu il|1949-cu ilin]]in [[mart]] ayında BBC-dəki radio yayım zamanı Lemetrin bu nəzəriyyəsini "Böyük Partlayış" olaraq adlandıran məhz Hoyl idi. <ref name=":1110" /><ref name=":1011" /> 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 il|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.<ref name=":15">{{kitab3
| müəllif = Penzias, A. A.; Wilson, R. W.
| başlıq = A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s
Sətir 836 ⟶ 835:
| doi = 10.1098/rspa.1970.0021
| ref =
}}</ref> 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 il|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.<ref>{{kitab3
| müəllif = Alan Guth
| başlıq = Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems
Sətir 850 ⟶ 849:
| doi = 10.1103/PhysRevD.23.347
| ref =
}}</ref> Bununla yanaşı, bu onilliklər ərzində [[Habbl sabiti|Habbl sabitinin]]nin dəqiq dəyərləri<ref>{{cite web
|url = https://www.cfa.harvard.edu/~dfabricant/huchra/hubble/
|archiveurl = https://web.archive.org/web/20190930124013/https://www.cfa.harvard.edu/~dfabricant/huchra/hubble/
Sətir 861 ⟶ 860:
|accessdate = 29 yanvar 2020
|language = {{dil-en|}}
}}</ref> və kainatın maddə sıxlığı (qaranlıq enerjinin kəşfinə qədər kainatın taleyi üçün əsas proqnozçu hesab olunurdu) haqqındakı suallar [[Kosmologiya|kosmologiyadakosmologiya]]da müzakirə və fikir ayrılıqlarına səbəb oldu.<ref>{{kitab3
| müəllif = Mario livio
| başlıq = The Accelerating Universe: Infinite Expansion, the Cosmological Constant, and the Beauty of the Cosmos
Sətir 875 ⟶ 874:
| doi =
| ref =
}}</ref>
 
[[1990-cı illər|1990-cı illərin]]in 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.<ref>{{kitab3
| müəllif = Ali Akbar Navabi & Nematollah Riazi
| başlıq = Is the age problem resolved?
Sətir 891 ⟶ 890:
| doi = 10.1007/BF03012187
| ref =
}}</ref> Klasterlərin yaşının necə ölçüldüyü hələ də tam olaraq bilinməsə də, kainatdakı ən qədim cisimlərdən biri kimi kosmologiyanı da maraqlandırır.
 
[[1990-cı illər|1990-cı illərin]]in sonlarından bəri teleskop texnologiyasındakı irəliləyişlər, eləcə də KOBE,<ref name=":16">{{kitab3
| müəllif = Boggess, N. W., Mather, J. C., Weiss, R., Bennett, C. L., Cheng, E. S., Dwek, E., ,
| başlıq = Astrophysical Journal, Part 1:The COBE mission - Its design and performance two years after launch
Sətir 932 ⟶ 931:
}}
 
[[Habbl qanunu|Habbl qanununa]]na əsasən kainatın genişlənməsi (qalaktikaların qırmızı yerdəyişmələrinin də göstərdiyi kimi), [[Kosmikkosmik mikrodalğa arxa plan şüalanması|kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasının]]nın [[Kəşf|kəşfikəşf]]i və ölçülməsi, [[Böyük partlayış nukleosintezi|Böyük partlayış nukleosintezinin]]nin meydana gətirdiyi [[işıq]] elementlərinin çoxluğu nəzəriyyənin etibarlılığının ən başlıca müşahidə dəlillərindən hesab olunur. Ən yeni sübutlara qalaktikanın formalaşması və [[Təkamül|təkamülütəkamül]]ü, genişmiqyaslı kosmik strukturların bölünməsi<ref>{{kitab3
| müəllif = Michael D. Gladders, H.K.C. Yee, Subhabrata Majumdar, L. Felipe Barrientos, Henk Hoekstra, Patrick B. Hall, and Leopoldo Infante
| başlıq = The Astrophysical Journal: Cosmological Constraints from the Red-Sequence Cluster Survey
Sətir 946 ⟶ 945:
| doi = 10.1086/509909
| ref =
}}</ref> daxildir. Bunlara bəzən Böyük partlayış nəzəriyyəsinin “dörd sütunu” deyilir. <ref>{{cite web
|url = http://www.ctc.cam.ac.uk/outreach/origins/big_bang_four.php
|archiveurl = https://web.archive.org/web/20131102133646/http://www.ctc.cam.ac.uk/outreach/origins/big_bang_four.php
Sətir 957 ⟶ 956:
|accessdate = 24 yanvar 2020
|language = {{dil-en|}}
}}</ref>
 
Böyük partlayışın dəqiq müasir modelləri [[Yer|Yerdə]] aparılan laboratoriya təcrübələrində müşahidə olunmayan və ya [[Hissəciklərhissəciklər fizikası|hissəciklər fizikasının]]nın standart modelinə daxil olmayan müxtəlif ekzotik fiziki hadisələrə müraciət edir. Bu xüsusiyyətlərinə görə, [[qaranlıq maddə |qaranlıq maddə]] hal-hazırda ən aktiv [[laboratoriya]] tədqiqatlarının subyektidir.<ref>{{cite web
|url = https://www8.nationalacademies.org/astro2010/DetailFileDisplay.aspx?id=225
|archiveurl = https://web.archive.org/web/20090413141208/https://www8.nationalacademies.org/astro2010/DetailFileDisplay.aspx?id=225
Sətir 998 ⟶ 997:
| doi =
| ref =
}}</ref> daxildir. Kosmologiyada alimlər üçün böyük maraq doğuran sahələrdən biri də [[Qaranlıqqaranlıq enerji|qaranlıq enerjidir]]dir. Ancaq, qaranlıq enerjinin birbaşa aşkarlanmasının mümkün olub-olmadığı məlum deyil.<ref>{{cite web
|url = https://www8.nationalacademies.org/astro2010/DetailFileDisplay.aspx?id=243
|archiveurl = https://web.archive.org/web/20110807103919/http://www8.nationalacademies.org/astro2010/DetailFileDisplay.aspx?id=243
Sətir 1.010 ⟶ 1.009:
|language = {{dil-en|}}
| ref =harv |bibcode=2009astro2010S..35B
}}</ref> 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 ===
 
Uzaq qalaktikalar və [[Kvazarlar|kvazarlarınkvazarlar]]ın müşahidələri bu cisimlərin qalaktik qırmızı yerdəyişmələr olduğunu göstərir: onlardan yayılan işıq daha uzun dalğa uzunluğuna keçmişdir. Bunu bir cismin [[tezlik]] [[Spektr|spektrinispektr]]ini götürmək və işıqla qarşılıqlı təsirdə olan [[Kimyəvikimyəvi elementlər|kimyəvi elementlərin]]in [[Atom|atomlarınaatom]]larına uyğun gələn [[emissiya]] və ya [[absorbsiya]] xətlərinin [[Spektroskopiya|spektroskopik]] nümunəsinə uyğunlaşdırmaqla görmək olar. Bu [[Qırmızıqırmızı yerdəyişmə|qırmızı yerdəyişmələr]]lər 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<ref name=":14" />: <math>v = H_0D</math> Burada
* <math>v</math> qalaktikanın və ya başqa bir uzaq cismin tənəzzül sürəti,
* <math>D</math> cismin hərəkət sürəti
* <math>H_0</math> WMAP tərəfindən [[Kilometr|km]]/[[Saniyə|s]]/[[Parsek|Mpc]] olaraq hesablanan [[Habbl sabiti|Habbl sabitidir]]dir.<ref name=":9" />
 
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 <ref name=":12" /> və [[1927-ci il|1927-ci ildə]] [[Corc Lemetr|Lemetr]] <ref name=":13" /> tərəfindən təxmin olundu və Fridmann, Lemetr, Robertson və Uolker tərəfindən inkişaf etdirilən Böyük Partlayış nəzəriyyəsinin təməli olaraq qalır.
 
Nəzəriyyə <math>v = HD</math> əlaqəsinin hər zaman saxlanmasını tələb edir. Burada <math>D</math> - müşaiyət məsafəsi, ''v'' - tənəzzül sürətidir və kainat genişləndikcə <math>v</math>, <math>H</math> və <math>D</math> dəyişir (buna görə də, hal-hazırkı Habbl “sabiti”ni göstərmək üçün <math>H_0</math> 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.<ref>{{kitab3
Sətir 1.039 ⟶ 1.038:
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.<ref name=":14" /> 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 [[Astrofizika|astrofiziki]] sistemlərin [[Dinamika|dinamikasınadinamika]]sına təsirinin ölçülməsi Kopernik prinsipini, yəni kosmik miqyasda Yerin mərkəzi vəziyyətdə olmadığını sübut etdi.<ref>{{kitab3
| müəllif = R. Srianand, P. Petitjean & C. Ledoux
| başlıq = The cosmic microwave background radiation temperature at a redshift of 2.34
Sətir 1.053 ⟶ 1.052:
| doi = 10.1038/35050020
| ref =
}}</ref> 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 ===
Sətir 1.068 ⟶ 1.067:
|language = {{dil-en|}}
}}</ref> 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.<ref name=":15" /> Onların kəşfi Alfer, Herman və Qamounun təxminən [[1950-ci il|1950-ci ildə]] Böyük Partlayışla bağlı proqnozlarını təsdiqləyən əhəmiyyətli bir sübut idi. [[1970-ci il|1970-ci illər]]lər 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 mükafatı|Nobel mükafatına]]na 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 [[foton|fotonların]]ların sərbəst hissəciklərdən sürətli şəkildə səpələndiyi isti, sıx foton-bariyon plazma dənizindən ibarət idi. Təxminən 372 ± 14 kyr’da <ref name=":8" /> pik həddə çatanda, fotonun orta sərbəst yolu bu günə çatacaq qədər uzanır və kainat şəffaflaşır.
[[Şəkil:Ilc 9yr moll4096.png|thumb|left|Kosmik mikrodalğa arxa plan radiasiyasının 9 illik VMAA şəkli.<ref>{{kitab3
| müəllif = C. L. Bennett, D. Larson, J. L. Weiland1, N. Jarosik, G. Hinshaw, N. Odegard, K. M. Smith, R. S. Hill, B. Gold, M. Halpern
Sətir 1.112 ⟶ 1.111:
}}</ref>]]
 
[[1989]]-cu ildə [[NASA]] iki böyük irəliləyiş əldə edən KOBE-ni işə saldı: [[1990-cı il|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 ([[Anizotropiya|anizotropiyalaranizotropiya]]lar) aşkar etdi.<ref name=":16" /> Con Mater və Corc Smut bu nəticələrdəki səylərinə görə [[2006-cı il|2006-cı ildə]] [[fizika]] üzrə Nobel mükafatına layiq görüldü.
 
Sonrakı on il ərzində [[Kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanması|kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanması]] anizotropiyaları şar eksperimenti də daxil olmaqla bir çox yerüstü [[eksperiment|eksperimentlər]]lər 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. <ref>{{kitab3
| müəllif = 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
| başlıq = A measurement of Omega from the North American test flight of BOOMERANG
Sətir 1.158 ⟶ 1.157:
}}</ref>
 
[[2003-cü il|2003-cü ilin əvvəlində]] o vaxta görə bəzi [[Kosmolojikosmoloji prinsip|kosmoloji prinsiplər]]lər 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.<ref name=":17" /> 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 ===
Böyük Partlayış modelindən istifadə edərək, helium-4, helium-3, [[deyterium]] və [[litium]]-7-nin kainatdakı konsentrasiyasını adi hidrogenin miqdarına nisbət olaraq hesablamaq mümkündür.<ref name=":7" /> 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) <chem>^4He/H</chem> üçün təxminən 0,25, <chem>^2H/H</chem> üçün təxminən 10<sup>-3−3</sup>, <chem>^3He/H</chem> üçün təxminən 10<sup>-4−4</sup> və <chem>^7Li/H</chem> üçün təxminən 10<sup>-9−9</sup>-dur. <ref name=":7" />
 
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.<ref>{{kitab3
Sətir 1.274 ⟶ 1.273:
}}</ref>]]
 
[[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. <ref>{{kitab3
| müəllif = Michele Fumagalli, John M. O'Meara, J. Xavier Prochaska
| başlıq = Detection of Pristine Gas Two Billion Years After the Big Bang
Sətir 1.299 ⟶ 1.298:
|accessdate = 31 yanvar 2020
|language = {{dil-en|}}
}}</ref> Qaz buludlarında ağır elementlər olmadığından, onlar çox güman ki, Böyük Partlayışdan sonrakı ilk dəqiqələrdə, Böyük Partlayış nukleosintezi zamanı meydana gəlmişdir.
 
=== Digər sübutlar ===
Sətir 1.341 ⟶ 1.340:
=== Baryon asimmetriyası ===
 
Kainatın niyə [[Antimaddə|antimaddədənantimaddə]]dən daha önəmli olduğu hələ də başa düşülmür.<ref name=":6" /> 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 [[Termodinamika|termodinamik]] tarazlıqdan ayrılmasını tələb edir.<ref name="sakharov">{{cite journal |last=Sakharov |first=Andrei D. |author-link=Andrey Saxarov |date=10 yanvar 1967 |title=Нарушение ''СР''-инвариантности, ''С''-асимметрия и барионная асимметрия Вселенной |trans-title=Violation of ''CP''-invariance, ''C''-asymmetry and baryon asymmetry of the Universe |url=http://www.jetpletters.ac.ru/ps/808/article_12459.pdf |url-status=live |journal=Journal of Experimental and Theoretical Physics |language=ru |location=Moskva |publisher=Nauka (publisher)|Nauka |volume=5 |issue=1 |page=32–35 |doi=10.1070/PU1991v034n05ABEH002497 |archive-url=https://web.archive.org/web/20180728190714/http://www.jetpletters.ac.ru/ps/808/article_12459.pdf |archive-date=28 iyul 2018 |ref=harv}}
* Translated in: {{cite journal |last=Sakharov |first=Andrei D. |author-link=Andrei Sakharov |date=10 yanvar 1967 |title=Violation of CP Invariance, С Asymmetry, and Baryon Asymmetry of the Universe |url=http://www.jetpletters.ac.ru/ps/1643/article_25089.pdf |url-status=live |journal=[[Journal of Experimental and Theoretical Physics|JETP Letters]] |location=Moscow |publisher=Nauka (publisher)|Nauka |volume=5 |issue=1 |pages=24–27 |archive-url=https://web.archive.org/web/20191109163819/http://www.jetpletters.ac.ru/ps/1643/article_25089.pdf |archive-date=9 noyabr 2019 |access-date=13 dekabr 2019}}
** Reprinted in: {{harvnb|Kolb|Turner|1988|pp=371-373}}</ref> Bütün bu şərtlər Standart Modeldə baş verir, lakin cari baryon asimmetriyasını izah etmək üçün əldə edilən nəticələr kifayət qədər güclü deyil.
Sətir 1.353 ⟶ 1.352:
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 il|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.<ref name=":9" /> 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 eqzotik şəffaf formalara və ya digər dəyişdirilmiş cazibə sxemlərinə genişləndirilərək Eynşteynin kosmoloji sabitliyi də daxil olmaqla müxtəlif rəqib nəzəriyyələrdən istifadə edən nəzəriyyəçilər tərəfindən izah edildi.<ref>{{harvnb|Tanabashi, M.|2018|pp=[http://pdg.lbl.gov/2018/reviews/rpp2018-rev-dark-energy.pdf 406–413]|loc=27-ci fəsil: "Dark Energy" (Sentyabr 2017) by David H. Weinberg and Martin White.}}
Sətir 1.360 ⟶ 1.359:
=== Qaranlıq maddə ===
 
[[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, geniş miqyaslı struktur paylaşımı, qravitasiya lensləri tədqiqatları və qalaktika çoxluqlarının rentgen ölçmələri. <ref>{{cite web |url=http://pages.astronomy.ua.edu/keel/galaxies/darkmatter.html |url-status=live |last=Keel |first=William C. |date=Oktyabr 2009 |orig-year=Last changes: Fevral 2015 |title=Dark Matter |website=Bill Keel's Lecture Notes - Galaxies and the Universe |archive-url=https://web.archive.org/web/20190503112916/http://pages.astronomy.ua.edu/keel/galaxies/darkmatter.html |archive-date=3 may 2019 |access-date=15 dekabr 2019 |ref=harv}}</ref>
 
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. <ref name="pdg">{{harvnb|Tanabashi, M.|2018|pp=[http://pdg.lbl.gov/2018/reviews/rpp2018-rev-dark-matter.pdf 396–405]|loc=26-cı fəsil: "Dark Matter" (Revised Sentyabr 2017) by Manuel Drees and Gilles Gerbier.}}
*{{harvnb|Yao, W.-M.|2006|pp=[http://pdg.lbl.gov/2006/reviews/darkmatrpp.pdf 233–237]|loc=22-ci fəsil: "Dark Matter" (Sentyabr 2003) by Manuel Drees and Gilles Gerbier.}}</ref>
 
Bundan əlavə, soyuq qaranlıq maddə modeli ilə əlaqəli problemlər mövcuddur ki, bu da hazırda üstünlük verilən soyuq cırtdan qalaktikası problemi<ref name=":18" /> 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. <ref>{{cite journal |last1=Dodelson |first1=Scott |date=31 dekabr 2011 |title=The Real Problem with MOND |journal=|International Journal of Modern Physics D |location=[[Sinqapur]] |publisher=World Scientific |arxiv=1112.1320 |doi=10.1142/S0218271811020561 |pages=2749–2753 |bibcode=2011IJMPD..20.2749D |issn=0218-2718}}</ref>
 
=== Üfüq problemi ===
 
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.<ref name="kolb_c8">{{harvnb|Kolb|Turner|1988|loc= 8-ci fəsil}}</ref> [[Kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanması|Kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasının]]nın 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.<ref name=":19" />
 
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. <ref name=":19" /> İnflyasiya, ilkin dəyişkənliyin demək olar ki, sabit ölçülü və [[Normal paylanma|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.<ref name=":5" />
 
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 geniş miqyaslı kəsilmələrin qarşısını ala bilməməlidir. <ref>{{harvnb|Penrose|2007}}</ref>
 
=== Maqnetik tək qütb ===
Sətir 1.384 ⟶ 1.383:
=== Düzlük problemi ===
 
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 zamanı|Plank zamanının]]nın düzlükdən uzaqlaşma müddətinin 10<sup>−43</sup> saniyə ola biləcəyini nəzərə alsaq,<ref name=":0" /> milyardlarla il sonra kainatın nə termiki ölümünə, nə də [[Böyük çöküş]] mərhələsinə çata bilməməsi izahat tələb edir. Nukleosintez zamanlarında kainatın sıxlığı öz kritik dəyərinin 10<sup>14</sup> də bir hissəsini təşkil eləməli idi, yoxsa kainatın vəziyyəti indiki kimi olmazdı.<ref name=":20">{{harvnb|Hawking|Israel|2010|pp=504–517|loc=9-cu fəsil: "The big bang cosmology — enigmas and nostrums" Robert H. Dicke and Phillip J.E. Peebles tərəfindən.}}</ref>
 
== Kainatın sonu ==
Sətir 1.393 ⟶ 1.392:
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.<ref name=":3" />
 
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.<ref>{{cite web |url=https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_fate.html |title=What is the Ultimate Fate of the Universe? |author=NASA/WMAP Science Team |date=29 iyun 2015 |work=Universe 101: Big Bang Theory |publisher=[[NASA]] |location=Washington, D.C |url-status=live |archive-url=https://web.archive.org/web/20191015052245/https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_fate.html |archive-date=15 oktyabr 2019 |access-date=18 dekabr 2019 |ref=harv}}</ref> 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. <ref name=dying>{{cite journal |last1=Adams |first1=Fred C. |author1-link= |last2=Laughlin |first2=Gregory |author2-link=|date=Aprel 1997 |title=A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects |journal=Reviews of Modern Physics |location=College Park, MD |publisher=American Physical Society |volume=69 |issue=2 |pp.=337–372 |arxiv=astro-ph/9701131 |bibcode=1997RvMP...69..337A |doi=10.1103/RevModPhys.69.337 |issn=0034-6861}}.</ref>
 
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.<ref>{{cite journal |last1=Caldwell |first1=Robert R. |author1-link= |last2=Kamionkowski |first2=Marc |author2-link= |last3=Weinberg |first3=Nevin N. |date=15 avqust 2003 |title=Phantom Energy: Dark Energy with w<−1 Causes a Cosmic Doomsday |journal=Physical Review Letters |location=College Park, MD |publisher=American Physical Society |volume=91 |issue=7 |page=071301 |arxiv=astro-ph/0302506 |bibcode=2003PhRvL..91g1301C |doi=10.1103/PhysRevLett.91.071301 |pmid=12935004 |issn=0031-9007 |ref=harv}}</ref>
Sətir 1.399 ⟶ 1.398:
== Yanılmalar ==
 
Böyük partlayış modeli ilə bağlı yayılmış yanlış təsəvvürlərdən biri də nəzəriyyənin kainatın mənşəyini tam izah etməsidir. Bununla birlikdə, Böyük partlayış modeli enerjinin, [[Fəzafəza-zaman|fəza-zamanın]]ın necə meydana gəldiyini deyil, daha çox kainatın ultra təzyiqli və yüksək temperaturlu ilkin vəziyyətindən necə indiki vəziyyətinə gəlməsini təsvir edir.<ref>{{cite web |url=https://www.cfa.harvard.edu/seuforum/faq.htm |url-status=live |title=Brief Answers to Cosmic Questions |website=Universe Forum |publisher=Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics |location=Cambridge, MA |archive-url=https://web.archive.org/web/20160413195349/https://www.cfa.harvard.edu/seuforum/faq.htm |archive-date=13 aprel 2016 |access-date=18 dekabr 2019}}</ref> 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.<ref name=":2" />
 
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. <ref name=":2" /> 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. <ref name=":2" />
 
== Böyük Partlayışdan əvvəlki mücərrəd kosmologiya ==
 
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.{{sfn|Hawking|1988|p=69}} İstənilən halda, müşahidələr göstərir ki, kainat düz olmağa uyğundur, bu da cazibə potensialı enerjisi və əlavə enerji tələb etməyən digər formalar arasında tarazlıq deməkdir.<ref>{{cite magazine |last1=Filippenko |first1=Alexei V.|last2=Pasachoff |first2=Jay M. |date=Mart-aprel 2002 |title=A Universe from Nothing |url=http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/31_02/nothing.html |url-status=dead |magazine=Mercury (jurnal) |location=[[San-Fransisko]] |publisher=Astronomical Society of the Pacific|volume=31 |issue=2 |page=15 |bibcode=2002Mercu..31b..15F |issn=0047-6773 |access-date=10 mart 2010 |archive-url=https://web.archive.org/web/20131022135932/http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/31_02/nothing.html |archive-date=22 oktyabr 2013}}</ref><ref>{{cite AV media |people=Lawrence M. Krauss (natiq); R. Elisabeth Cornwell (rejissor) |date=21 oktyabr 2009 |title='A Universe From Nothing' by Lawrence Krauss, AAI 2009 |medium=Video |url=https://www.youtube.com/watch?v=7ImvlS8PLIo |access-date=17 oktyabr 2011 |location=[[Vaşinqton şəhəri|Vaşinqton ]] |publisher=Richard Dawkins Foundation for Reason and Science}}</ref> 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.<ref name=":4" /> Bəzi kvant cazibə əməliyyatları, məsələn, Vhiler-Devit tənliyi göstərir ki, elə zamanın özü sonradan ortaya çıxan bir məfhum ola bilər.<ref>{{harvnb|Carroll|n.d.}}</ref> Beləliklə, fizikada Böyük Partlayışdan əvvəl vaxt anlayışı olmadığı qənaətinə gəlmək olar.<ref>{{cite magazine |last=Beckers |first=Mike |date=16 fevral 2015 |title=Quantentrick schafft Urknall-Singularität ab |trans-title=Quantum Trick Eliminates the Big Bang Singularity |url=https://www.spektrum.de/news/quantentrick-schafft-urknall-singularitaet-ab/1332377 |url-status=live |department=Cosmology |magazine=Scientific American#International editions|Spektrum der Wissenschaft |language=de |location=Stuttgart |publisher=Springer Nature |issn=0170-2971 |archive-url=https://web.archive.org/web/20170721041648/https://www.spektrum.de/news/quantentrick-schafft-urknall-singularitaet-ab/1332377 |archive-date=21 iyul 2017 |access-date=19 dekabr 2019 |ref=harv}} {{Google translation|en|de|www.spektrum.de/news/quantentrick-schafft-urknall-singularitaet-ab/1332377}}
*{{cite journal |last1=Ali |first1=Ahmed Farag |last2=Das |first2=Saurya |date=4 fevral 2015 |title=Cosmology from quantum potential |journal=Physics Letters|Physics Letters B |location=[[Amsterdam]] |publisher=[[Elsevier]] |volume=741 |pages=276–279 |arxiv=1404.3093v3 |doi=10.1016/j.physletb.2014.12.057 |issn=0370-2693 |ref=harv}}
**{{cite journal |last=Lashin |first=Elsayed I. |date=7 mart 2016 |title=On the correctness of cosmology from quantum potential |journal=Modern Physics Letters A |location=Sinqapur |publisher=World Scientific |volume=31 |issue=7 |page=1650044 |arxiv=1505.03070 |bibcode=2016MPLA...3150044L |doi=10.1142/S0217732316500449 |issn=0217-7323 |ref=harv}}
Sətir 1.417 ⟶ 1.416:
 
* 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.<ref>{{cite journal |last1=Hartle |first1=James H. |author1-link=|last2=Hawking |first2=Stephen W. |author2-link=Stiven Hokinq |date=15 dekabr 1983 |title=Wave function of the Universe |journal=Physical Review D |location=College Park, MD |publisher=American Physical Society |volume=28 |issue=12 |pages=2960–2975 |bibcode=1983PhRvD..28.2960H |doi=10.1103/PhysRevD.28.2960 |issn=1550-7998 |ref=harv}}</ref> Bu halda, kainat öz-özünə kifayətdir və öz varlığına səbəb olmuşdur. {{sfn|Hawking|1988|p=71}}
* [[Sim nəzəriyyəsi|Sim nəzəriyyəsindəki]]ndəki "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. <ref>{{cite journal |last=Langlois |first=David |date=İyun 2002 |title=Brane Cosmology |journal=Progress of Theoretical Physics Supplement |location=Oksford |publisher=[[Oxford University Press]] |volume=148 |pages=181–212 |arxiv=hep-th/0209261 |bibcode=2002PThPS.148..181L |doi=10.1143/PTPS.148.181 |issn=0375-9687 |ref=harv}}</ref><ref>{{harvnb|Gibbons|Shellard|Rankin|2003|pp=[https://arxiv.org/pdf/hep-th/0205259.pdf 801–838]|loc=43-cü fəsil: "Inflationary theory versus the ekpyrotic/cyclic scenario" by Andrei Lind].}} {{Bibcode|2003ftpc.book..801L}}</ref><ref name="rebirth">{{cite web |url=https://www.space.com/2372-recycled-universe-theory-solve-cosmic-mystery.html |url-status=live |title=Recycled Universe: Theory Could Solve Cosmic Mystery |last=Than |first=Ker |date=8 may 2006 |website=Space.com |location=Nyu-York |publisher=Future plc |archive-url=https://web.archive.org/web/20190906000057/https://www.space.com/2372-recycled-universe-theory-solve-cosmic-mystery.html |archive-date=6 sentyabr 2019 |access-date=19 dekabr 2019 |ref=harv}}</ref><ref name="rebirth2">{{cite web |url=https://science.psu.edu/news-and-events/2007-news/Bojowald6-2007.htm |url-status=live |last=Kennedy |first=Barbara K. |title=What Happened Before the Big Bang? |date=1 iyul 2007 |website=News and Events |publisher=Eberly College of Science, [[Pensilvaniya Universiteti]] |location=University Park, PA |access-date=19 dekabr 2019 |archive-url=https://web.archive.org/web/20191215041942/http://science.psu.edu/news-and-events/2007-news/Bojowald6-2007.htm/ |archive-date=15 dekabr 2019 |ref=harv}}
 
* [[Sim nəzəriyyəsi|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. <ref>{{cite journal |last=Langlois |first=David |date=İyun 2002 |title=Brane Cosmology |journal=Progress of Theoretical Physics Supplement |location=Oksford |publisher=[[Oxford University Press]] |volume=148 |pages=181–212 |arxiv=hep-th/0209261 |bibcode=2002PThPS.148..181L |doi=10.1143/PTPS.148.181 |issn=0375-9687 |ref=harv}}</ref><ref>{{harvnb|Gibbons|Shellard|Rankin|2003|pp=[https://arxiv.org/pdf/hep-th/0205259.pdf 801–838]|loc=43-cü fəsil: "Inflationary theory versus the ekpyrotic/cyclic scenario" by Andrei Lind].}} {{Bibcode|2003ftpc.book..801L}}</ref><ref name="rebirth">{{cite web |url=https://www.space.com/2372-recycled-universe-theory-solve-cosmic-mystery.html |url-status=live |title=Recycled Universe: Theory Could Solve Cosmic Mystery |last=Than |first=Ker |date=8 may 2006 |website=Space.com |location=Nyu-York |publisher=Future plc |archive-url=https://web.archive.org/web/20190906000057/https://www.space.com/2372-recycled-universe-theory-solve-cosmic-mystery.html |archive-date=6 sentyabr 2019 |access-date=19 dekabr 2019 |ref=harv}}</ref><ref name="rebirth2">{{cite web |url=https://science.psu.edu/news-and-events/2007-news/Bojowald6-2007.htm |url-status=live |last=Kennedy |first=Barbara K. |title=What Happened Before the Big Bang? |date=1 iyul 2007 |website=News and Events |publisher=Eberly College of Science, [[Pensilvaniya Universiteti]] |location=University Park, PA |access-date=19 dekabr 2019 |archive-url=https://web.archive.org/web/20191215041942/http://science.psu.edu/news-and-events/2007-news/Bojowald6-2007.htm/ |archive-date=15 dekabr 2019 |ref=harv}}
*{{cite journal |last=Bojowald |first=Martin |author-link=Martin Bojowald |date=August 2007 |title=What happened before the Big Bang? |journal=Nature Physics |location=[[London]] |publisher=Nature Publishing Group |volume=3 |issue=8 |pages=523–525 |doi=10.1038/nphys654 |issn=1745-2473 |ref=harv}}</ref>
* 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. <ref>{{cite journal |last=Linde |first=Andrei D.|date=May 1986 |title=Eternal Chaotic Inflation |url=http://cds.cern.ch/record/167897 |url-status=live |journal=Modern Physics Letters A |location=Sinqapur |publisher=World Scientific |volume=1 |issue=2 |pages=81–85 |bibcode=1986MPLA....1...81L |doi=10.1142/S0217732386000129 |issn=0217-7323 |archive-url=https://web.archive.org/web/20190417211031/http://cds.cern.ch/record/167897/ |archive-date=17 aprel 2019 |ref=harv}}</ref><ref>{{cite journal |last=Linde |first=Andrei D. |author-link=Andrei Linde |date=14 avqust 1986 |title=Eternally Existing Self-Reproducing Chaotic Inflationary Universe |journal=Physics Letters|Physics Letters B |location=[[Amsterdam]] |publisher=[[Elsevier]] |volume=175 |issue=4 |pages=395–400 |bibcode=1986PhLB..175..395L |doi=10.1016/0370-2693(86)90611-8 |issn=0370-2693 |ref=harv}}</ref>
 
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. <ref name="SA-20191012">{{cite web |url=https://blogs.scientificamerican.com/observations/a-well-deserved-physics-nobel/ |title=A Well-Deserved Physics Nobel - Jim Peebles's award honors modern cosmological theory at last |url-status=live |last=Hooper |first=Dan |date=12 oktyabr 2019 |department=Observations |website=Scientific American#Website|Scientific American |publisher=Springer Nature |location=[[Stuttgart]] |type=blog |issn=0036-8733 |archive-url=https://web.archive.org/web/20191022031312/https://blogs.scientificamerican.com/observations/a-well-deserved-physics-nobel/ |archive-date=22 oktyabr 2019 |access-date=13 oktyabr 2019 }}</ref> 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. ”<ref name="AFP-20191114">{{cite news |last1=Couronne |first1=Ivan |last2=Ahmed |first2=Issam |date=14 noyabr 2019 |title=Top cosmologist's lonely battle against 'Big Bang' theory |url=https://www.afp.com/en/news/826/top-cosmologists-lonely-battle-against-big-bang-theory-doc-1m915e1 |url-status=dead |agency=[[Agence France-Presse]] |location=[[Paris]] |archive-url=https://web.archive.org/web/20191114152141/https://www.afp.com/en/news/826/top-cosmologists-lonely-battle-against-big-bang-theory-doc-1m915e1 |archive-date=14 noyabr 2019 |access-date=20 dekabr 2019}}</ref>
 
== Dini və fəlsəfi şərhlər ==
Sətir 1.432 ⟶ 1.430:
*{{cite web |url=https://www.reasonablefaith.org/writings/scholarly-writings/the-existence-of-god/the-ultimate-question-of-origins-god-and-the-beginning-of-the-universe |url-status=live |title=The Ultimate Question of Origins: God and the Beginning of the Universe |last=Craig |first=William Lane |website=Reasonable Faith |location=Dallas, TX |archive-url=https://www.reasonablefaith.org/writings/scholarly-writings/the-existence-of-god/the-ultimate-question-of-origins-god-and-the-beginning-of-the-universe/ |archive-date=27 iyun 2019 |access-date=21 dekabr 2019}}</ref> və bəziləri istinad kimi öz müqəddəs kitablarını göstərir,<ref name="Asad">{{harvnb|Asad|1980}}</ref> bəziləri isə Böyük Partlayış kosmologiyasının yaradıcı anlayışından daha artıq olduğunu iddia edir.<ref name="Frame2009" />{{sfn|Hawking|1988|loc=Introduction: "...&nbsp;kosmosda ucu-bucağı olmayan ,başlanğıcı və sonu olmayan bir kainat üçün yaradanın edə biləcəyi bir şey yoxdur" — [[Karl Saqan]]}}
 
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.<ref>{{cite web