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 [[
| müəllif = İosif Silk
| başlıq = Horizons of Cosmology/Kosmologiya Üfüqləri
Sətir 16:
| doi =
| ref =
}}</ref>
| müəllif = Simon Sinq
| başlıq = Big Bang: The Origin of the Universe/Böyük Partlayış: Kainatın mənşəyi
Sətir 30:
| doi =
| ref =
}}</ref>
|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 [[
|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]] ([[
[[Corc Lemetr]] [[1927-ci il
| müəllif = Helge Kraq
| başlıq = Cosmology and controversy : the historical development of two theories of the universe
Sətir 68:
| doi =
| ref =
}}</ref> Qalaktik [[
| 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, [[
|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
| 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, [[
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
|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 [[
=== Kosmosun genişlənməsi ===
Ümumi [[nisbilik nəzəriyyəsi]] nisbət yaxınlıqdakı nöqtələri ayıran məsafələri təyin edən [[metrik tenzor]] ilə [[fəza-zaman]] məfhumunu təsvir edir. [[Qalaktika
| 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.
| 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
| 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.
| müəllif = Edward W. Kolb, Michael Stanley Turner
| başlıq = The Early Universe. Frontiers in Physics.
Sətir 237:
=== Sinqulyarlıq ===
Keçmişdə [[
| 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
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 [[
| 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
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
=== İnflyasiya (kosmoloji) və baryogenez ===
Böyük partlayışın ən erkən dövrləri haqqında çoxlu [[
| müəllif = Alan Guth
| başlıq = The Inflationary Universe
Sətir 315:
| doi =
| ref =
}}</ref> Kosmik inflyasiya dayandıqdan sonra, kainat bütün digər [[
|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 [[
| 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.
| 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>
Genişlənməyə bir neçə dəqiqə qalmış, temperatur bir milyard [[
| müəllif = Edward W. Kolb, Michael Stanley Turner
| başlıq = The Early Universe. Frontiers in Physics. (4-cü fəsil)
Sətir 376:
| doi =
| ref =
}}</ref> [[
| 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.
=== 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.
| 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 [[
Qaranlıq enerji ən sadə tərtibini ümumi nisbiliyin [[Eynşteyn sahə tənlikləri
Kosmik inflyasiya dövründən sonrakı bütün bu kosmik təkamülü təsvir etmək və modelləşdirmək üçün [[
| 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
== Tarix ==
=== Etimologiya ===
[[İngilislər|İngilis]] [[
|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>
| 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,
| müəllif = Ken Croswell
| başlıq = The alchemy of the heavens
Sətir 497:
| doi =
| ref =
}}</ref>
| 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
| müəllif = Vesto Melvin Slipher
| başlıq = The Radial Velocity of the Andromeda Nebula
Sətir 545 ⟶ 544:
| doi =
| ref =
}}</ref>
| müəllif = Vesto Melvin Slipher
| başlıq = Spectrographic Observations of Nebulae
Sətir 559 ⟶ 558:
| doi =
| ref =
}}</ref> On il sonra [[
| müəllif = [[Aleksandr Fridman]]
| başlıq = On the Curvature of Space
Sətir 573 ⟶ 572:
| doi = 10.1023/A:1026751225741
| ref =
}}</ref> [[1924-cü il
| 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
| 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
| 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>
| 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.
[[1920-ci illər|1920]]-[[1930-cu illər
| 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]] [[
|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 [[
| müəllif = Artur Eddinqton
| başlıq = The End of the World: from the Standpoint of Mathematical Physics*
Sətir 674 ⟶ 673:
| doi = 10.1038/127447a0
| ref =
}}</ref>
| 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
| müəllif = Edward Arthur Milne
| başlıq = Relativity Gravitation and World Structure
Sətir 734 ⟶ 733:
| doi =
| ref =
}}</ref> və [[Fris Svikki
| müəllif = F. Zwicky
| başlıq = On the Red Shift of Spectral Lines through Interstellar Space
Sətir 792 ⟶ 791:
| doi = 10.1038/162774b0
| ref =
}}</ref> və [[
| 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
| 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
|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 [[
| 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
| 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
| 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
| 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.
|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
|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 [[
|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 [[
* <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 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
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 [[
| 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
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
[[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
Sonrakı on il ərzində [[
| 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 [[
=== 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>
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.
| 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 [[
* 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
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.
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.
*{{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.
=== 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
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.
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.
=== 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
== 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.
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, [[
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.
== 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
*{{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 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.
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.
== 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: "... 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
|