Ziyosfera

Katta portlash

Катта портлаш моделига биноан олам ўта зич ва иссиқ ҳолатдан кенгайиб, бугунда ҳам кенгайишда давом этмоқда. Фазонинг кенгайиб, ўзи билан галактикаларни суришини шиширилаётган пуфакдаги доғларга қиёслаш мумкин. Юқоридаги график тархда текис олам қисмининг кенгайиши кўрсатилган.

Катта портлаш (инглизча: Биг Банг) назарияси амалдаги космологик модел бўлиб, олам ривожланишининг эрта босқичларини тасвирлайди.[1] Бу назарияга биноан Катта портлаш тахминан 13,798 ± 0.021 миллиард йил олдин содир бўлган;[2][3][4][5][6][7] бу кўрсаткич олам ёши деб ҳисобланади.[8][9][10][11] Бундан кейин олам ўта иссиқ ва зич ҳолатда бўлиб, кескин кенгайишни бошлаган. Бошланғич кенгайишдан сўнг олам энергиянинг турли субатом заррачалар, жумладан протон, нейтрон ва электронларга айланиши учун етарли даражада совуган. Содда атом ядролари тезда шаклланган бўлиши мумкин, бироқ биринчи электрик нейтрал атомлар юзага келиши учун минглаб йиллар керак бўлган. Кимёвий элементлардан биринчи бўлиб водород, кейин гелий ва литий маҳсул бўлган. Ушбу ибтидоий унсурларнинг улкан булутлари кейинчалик гравитация орқали юлдуз ва галактикаларни шакллантириш учун йиғилган; оғирроқ элементлар эса юлдузларда ёки ўта янги юлдузлар портлашларида синтезланган.

Катта портлаш синчиклаб текширилган илмий назариядир ва илмий ҳамжамият томонидан кенг қабул қилинган. У енгил унсурлар кўплиги, қолдиқ нурланиш, коинот тузилиши ва Иа типли ўта янги юлдузларнинг Ҳуббле диаграммаси каби кузатиладиган турли феноменларни батафсил изоҳлайди.[12] Катта портлашнинг негиз ғоялари — кенгайиш, эрта иссиқ ҳолат, гелий ва галактикалар шаклланиши - бу ва бошқа кузатишлардан келиб чиқиб, ҳар қандай космологик моделдан мустақилдир. Галактика тўпламлари орасидаги масофалар ҳозир катталашиб боришидан ўтмишда ҳамма нарса бир-бирига яқинроқ бўлгани ҳақидаги хулосага олиб келган. Бу ғоя экстремал зичлик ва ҳароратларгача олиб борилиб,[13][14][15] бундай ҳолатларда тажрибалар олиб бориш учун катта заррача тезлатгичлари қурилган, натижада бу илмий модел тўлиқроқ ишлаб чиқилган. Бошқа томондан, бу тезлатгичларнинг жуда баланд энергиялар физикасини тадқиқ қилиш учун қобилиятлари чекланган. Кенгайишнинг мутлақ илк лаҳзасига оид далиллар жуда кам. Шундай қилиб, Катта портлаш назарияси бу илк ҳолатни изоҳлай олмайди; бироқ у оламнинг шу лаҳзадан кейинги умумий эволуциясини тасвирлайди ва тушунтиради.

Катта портлаш назарияси илдизлари Георгес Лемаîтре томонидан ўртага ташланган „ибтидоий атом гипотезасига“ бориб тақалади. Вақт ўтиши билан олимлар унинг ғоялари асосида замонавий синтез назариясини қуришди. Катта портлаш модели Алберт Эйнштейн'нинг умумий нисбийлик назарияси ва фазонинг бир хиллиги ва изотропияси каби тушунчаларга таянади. Асосий тенгламалар Александр Фридман томонидан таърифланган. 1929-йили Эдwин Ҳуббле узоқ галактикаларгача масофалар уларнинг қизил сурилишига мутаносиб эканини аниқлади - бу ғоя Лемаîтре томонидан 1927-йили олға сурилган эди. Ҳуббле'нинг кузатуви барча узоқ галактика ва кластерлар кузатув нуқтамиздан қочаётган кўринма тезликка эга эканини кўрсатди: галактика қанча узоқ бўлса, кўринма тезлиги шунчалик юқори.[16]

Илмий ҳамжамият бир вақтлар Катта портлаш ва Собит олам назариялари тарафдорларига ажралган бўлса,[17] 1964-йил қолдиқ нурланиш кашфиёти ва айниқса унинг спектри (яъни, ҳар тўлқин узунлигида ўлчанган нурланиш миқдори) мутлақ қора жисм термал нурланишига мос келиши аниқланганидан кейин кўпчилик олимлар кузатувларга Катта портлаш ссенарийларидан бири энг мос келишига иқрор бўлишди. Шундан буён Ламбда-CДМ модели замонавий назарий космология тадқиқотлари тузилмаси бўлиб хизмат қилгани учун астрофизиклар Катта портлаш модели ва унинг параметризациясига кенг кўламли кузатув ва назарий қўшимчалар қилишди.

Умумий ахборот

Катта портлаш силсиласи

Асосий мақола: Катта портлаш силсиласи
Tashqi silsila Силсила учун қаранг:
Катта портлашнинг график силсиласи

Олам кенгайишини умумий нисбийликдан фойдаланиб вақт бўйлаб тескари экстраполациялаш чекли вақтли ўтмишда чексиз зичлик ва ҳарорат натижасини беради.[18] Бу сингуларлик умумий нисбийлик бузилишини кўрсатади. Сингуларликка қанчалик даражада яқин экстраполация қила олишимиз баҳс остида, бироқ шуниси аниқ-ки, Планcк даври охиридан-да яқинроқ экстраполациялаш мумкин эмас. Ушбу сингуларлик баъзан „Катта портлаш“ деб аталади,[19] лекин бу атама оламимизнинг „туғилиши“ деб ҳисобланиши мумкин бўлган энг аввалги иссиқ, зич фазани ҳам билдириши мумкин.[20][илова 1] Иа типли ўта янги юлдузларни кузатишдан фойдаланган ҳолда кенгайиш, қолдиқ нурланишдаги ҳарорат флуктуациялари ва галактикаларнинг коррелация функсияси ўлчовларига асосланиб ҳисоблашлар натижасида олам ёши 13,772 ± 0,059 миллиард йил деб топилган.[22] Бу уч мустақил ўлчовлар олам таркибини батафсил таърифловчи ΛCДМ моделини қатъиян тасдиқлайди. 2013-йили Планcк фазовий обсерваторияси ушбу ёшни 13,798 ± 0,037 миллиард йил этиб аниқлаштирди.[2]

Катта портлашнинг энг аввалги фазаси ҳақида баҳс-мунозара мавжуд. Энг умумий моделларда олам гомоген (бир хил) ва изотропик бўлиб, жуда юқори энергия зичлиги ҳамда ҳарорат ва босим билан характерланиб, кескин кенгаяётган ва совиётган эди. Кенгайишнинг ~10−37-сониясида фазавий ўтиш фазо инфлациясига олиб келди, бу вақтда олам экспоненсиал ўсаётган эди.[23] Инфлация тўхтаганидан кейин олам кварк-глуон плазмаси ва бошқа элементар заррачалардан иборат эди.[24] Ҳарорат шунчалик баланд эди-ки, заррачаларнинг тасодифий ҳаракатлари релативистик тезликларда, барча турдаги заррача-антизаррача жуфтлари эса узлуксиз юзага келар ва бир-бири билан тўқнашиб, йўқолар эди. Қайсидир лаҳзада бариогенезис деб аталмиш номаълум реаксия барион сони сақланишини бузиб, кварк ва лептонларнинг антикварк ва антилептонлардан жуда кичик — 1:30 миллион — нисбатда ошиб кетишига олиб келди. Натижада бугунги оламда материя антиматерияга нисбатан кўпроқ тарқалган.[25]

Ҳуббле эХтреме Деэп Фиэлд (ХДФ)
ХДФ кузатув майдони Ой билан солиштирилганда. Ушбу майдонда ҳар бири миллиардлаб юлдузлардан иборат бир неча минг галактика жойлашган.
ХДФ (2012) кузатуви - ҳар бир ёруғлик доғи бутунбошли галактикадир, улардан айримларининг ёши 13,2 миллиард йилга етади.[26] Оламда 200 миллиард галактика борлиги чамаланган.
ХДФ тасвири олд планида вояга етган галактикалар, ўрта планда (5—9 миллиард йил олдин) деярли вояга етган галактикалар, орқа планда (9 миллиард йилдан ошиқ) эса ёш юлдузлар билан тўлган протогалактикалар кўринади.

Олам зичлик ва ҳарорати пасайишда давом этган, шунинг учун ҳар бир заррачанинг типик энергияси ҳам пасая борган. Симметрия бузилиши фазавий ўтиши физик фундаментал ўзаро таъсирлар ва элементар заррачалар параметрларини бугунги ҳолатига келтирган.[27] ~10−11 сониядан кейинги вазиятни тасвирлаш нисбатан осон, чунки бу вақтга келиб заррачалар энергиялари заррачалар физикаси тажрибаларида олиниши мумкин қийматларгача пасайган. ~10−6 сониядан кейин кварк ва глуонлар бирлашиб, протон ва нейтрон каби барионларни шакллантирди. Кваркларнинг антикварклардан кичик нисбатда кўплиги барионларнинг антибарионлардан кичик нисбатда кўплигига олиб келди. Ҳарорат энди янги протон-антипротон ва нейтрон-антинейтрон жуфтларини яратиш учун етарлича баланд бўлмай, бундай жуфтлар дарҳол ёппа аннигилацияга учради, натижада биронта ҳам антизаррача қолмай, аввалбошда бўлган протон ва нейтронларнинг 1010 дан бир қисми қолди. Шунга ўхшаш жараён ~1 сониядан кейин электрон ва позитронлар билан рўй берди. Ушбу аннигилациялардан кейин қолдиқ протон, нейтрон ва электронлар эндиликда релативистик ҳаракатланмай, оламнинг энергия зичлиги фотонлар ва оз миқдорда нейтринолар томонидан аниқлана бошланди.

Кенгайишнинг илк дақиқаларида, ҳарорат миллиард (бир минг миллион; 109; СИ префикси гига-) келвин ва зичлик ~1 кг/м3 бўлганида, нейтрон ва протонлар Катта портлаш нуклеосинтези деб аталувчи жараёнда бир-бирларига чатишиб, дейтерий ва гелий ядроларини шакллантирди. Олам совиб боргач, материянинг тинчликдаги массаси энергия зичлиги фотон нурланишидан гравитацион устун келди. Тахминан 379 000 йилдан кейин электрон ва ядролар қўшилиб атомларни (аксарияти водород) ҳосил қилди; шундай қилиб нурланиш материядан ажралди ва фазо бўйлаб тўхтовсиз тарқалишда давом этди. Ушбу қадимги нурланиш қолдиқ нурланиш ёки фазовий микротўлқинли фон нурланиши, деб аталади.[28]

Деярли бир текис тарқалган материянинг нисбатан зичроқ минтақалари узоқ вақт давомида яқин атрофдаги материяни гравитациявий тортиб, янада зичлашишди ва натижада бугун кузатиладиган газ-чанг булутлари, юлдузлар, галактикалар ва бошқа астрономик тузилмалар шакллантирди. Ушбу жараён тафсилотлари оламдаги материя миқдори ва типига боғлиқ. Материянинг тўрт типи бўлиши мумкин, булар совуқ қоронғу материя, илиқ қоронғу материя, қайноқ қоронғу материя ва барионик материя. WМАП фазовий зонди кузатувлари берган маълумотлар шуни кўрсатди-ки, қоронғу материянинг совуқ эканлиги эҳтимоли жуда юқори (илиқ қоронғу материя эрта реионизация туфайли мумкин эмас[29]) ва олам материя/энергиясининг 23 фоизини ташкил этади, барионик материянинг бу кўрсаткичи эса 4,6 фоиз;[30] бу маълумотлар Ламбда-CДМ моделига мос келади. Нейтринолар шаклидаги қайноқ қоронғу материяни ҳисобга олувчи „кенгайтирилган моделда“ эса физик барион зичлиги Ωбҳ2 тахминан 0,023 (бу кўрсаткични умумий материя/энергия нисбати сифатида ифодаланувчи барион зичлиги Ωб дан фарқлаш лозим, у, юқорида қайд этилганидек, 0,046 га тенг), совуқ қоронғу материя зичлиги Ωcҳ2 тахминан 0,11, мос нейтрино зичлиги Ωвҳ2 эса 0,0062 дан кам.[30]

Иа типли ўта янги юлдузлар ва қолдиқ нурланишдан олинган мустақил далиллар олам бугунда фазони сизиб ўтган энергиянинг қоронғу энергия деб аталувчи сирли шакли билан тўла эканлиги ҳақидаги хулосага олиб келади. Кузатувлар бугунги бутун олам энергия зичлигининг 73 фоизи шу шаклда эканлигига ишора қилади. Олам ёш пайтида ҳойнаҳой у бутунлар қоронғу энергия билан тўлган, бироқ камроқ фазо ва юқори зичлик шароитида гравитация устун келиб, кенгайишни секинлаштираётган эди. Лекин алал-оқибат, миллиардлаб йиллар кенгайишдан кейин, қоронғу энергиянинг кўпайиши олам кенгайишини аста-секин тезлаштира бошлади. Қоронғу энергия ўзининг энг содда ифодаланишида Эинстеин умумий нисбийлик тенгламаларидаги космологик доимийга мос келади, аммо унинг тузилиши ва механизми номаълум; унинг ҳолат тенгламаси ва заррачалар физикасининг Стандарт модели билан алоқаси ҳам кузатувлар орқали, ҳам назарий тадқиқ этилмоқда.[31]

Инфлация давридан кейинги бу космик эволуция бир-биридан мустақил квант механикаси ва Эинстеин умумий нисбийлик тизимларини қўлловчи космологиянинг ΛCДМ модели ёрдамида қатъиян таърифланиши ва моделлаштирилиши мумкин. Юқорида қайд этилганидек, 10−15 сониягача бўлган давр ва ундаги ҳолатларни таърифловчи ишончли модел мавжуд эмас. Ушбу тўсиқни енгиб ўтиш учун, эҳтимол, янги бирлашган квант гравитацияси назарияси керак бўлади. Олам тарихининг ушбу энг эрта эраларини тушуниш ҳозир ҳал этилмаган физика муаммоларидан бири бўлиб турибди.

Негиз фаразлар

Катта портлаш назарияси иккита асосий фараз: физик қонунлар универсаллиги ва космологик принсипга таянади. Космологик принсип олам катта миқёсларда бир хил ва изотропикдир, дейди.

Ушбу ғоялар аввалига постулат сифатида олинган эди, бироқ бугунда уларни текширишга ҳаракатлар қилинмоқда. Масалан, биринчи фараз кузатувлар билан текширилиб, юпқа тузилма доимийсининг олам ёши давомида энг катта иложли оғиши 10−5 тартибида бўлиши мумкинлиги кўрсатилган.[32] Шунингдек, умумий нисбийлик назарияси ҳам Қуёш тизими ва қўшалоқ юлдузлар миқёсидаги талабчан синовлардан ўтган.

Агар катта миқёсли олам Ердан қаралганда изотропик кўринса, космологик принсип афзал кўрилган махсус кузатув нуқтаси йўқлигини таъкидловчи соддароқ Коперник принсипидан келтириб чиқарилиши мумкин. Ҳозир космологик принсип қолдиқ нурланиш кузатувлари ёрдамида 10−5 тартибгача тасдиқланган.[илова 2] Олам энг катта миқёсларда 10% даражада бир хил эканлиги ўлчанган.[33]

ФЛРW метрикаси

Асосий мақола: Фриэдманн–Лемаîтре–Роберцон–Wалкер метрикаси

Умумий нисбийлик фазо-вақтни бир-бирига яқин нуқталарни ажратувчи масофаларни аниқловчи метрика орқали таърифлайди. Бундай нуқталар галактика, юлдуз ёки бошқа жисм бўлиши мумкин, улар бутун фазо-вақтга ётқизилган хаёлий тўр ёки координаталар графиги билан белгиланади. Космологик принсип бу метрика катта миқёсларда бир хил ва изотропик бўлишини таъкидлаб, Фриэдманн–Лемаîтре–Роберцон–Wалкер метрикаси (ФЛРW метрикаси) деб аталадиган метрикани яққол ажратади. Ушбу метрика олам ҳажми вақт ўтиши билан қандай ўзгаришини таърифловчи миқёс коэффициэнтини ўз ичига олади. Бу ҳамроҳ координаталар деб аталувчи қулай координаталар тизимини танлашга имкон беради. Бу координаталар тизимида тўр олам билан бирга кенгайиб, фақатгина олам кенгайиши туфайли кўчаётган жисмларнинг тўрдаги қўзғалмас нуқталарда қолишини таъминлайди. Уларнинг координата масофаси (ҳамроҳ масофа) собит қолар экан, ҳамроҳ кўчаётган шундай икки нуқта орасидаги физик масофа оламнинг миқёс коэффициэнтига мутаносиб кенгаяди.[34]

Катта портлашни бўм-бўш фазони тўлдириб борувчи материя портлаши, деб тушуниш керак эмас. Аксинча, фазонинг ўзи кенгая бориб, икки ҳамроҳ нуқта орасидаги физик масофани катталаштиради. ФЛРW метрикаси масса ва энергиянинг бир текис тарқалади, деб ҳисоблагани учун у оламимизга фақат катта миқёсда тадбиқ этилиши мумкин; материянинг маҳаллий жамланмалари, жумладан бизнинг галактикамиз, гравитациявий боғланган бўлиб, бундай катта миқёсли фазо кенгайишини бошидан кечирмайди.

Уфқлар

Асосий мақола: Космологик уфқ

Катта портлаш фазо-вақтининг муҳим хусусияти заррача уфқлари мавжудлигидир. Олам чекли ёшда ва ёруғлик чекли тезликда экан, ўтмишда ёруғлиги бизгача етиб келишга вақти бўлмаган ҳодисалар бўлган бўлиши мумкин. Бу кузата олиш мумкин жисмларгача масофага чегара ёки ўтмиш уфқини қўяди. Ва аксинча, фазо кенгаяётган ва узоқ жисмлар янада тезроқ узоқлашаётган экан, биздан бугун чиққан ёруғлик ҳам у жисмларга ҳеч қачон етиб бормаслиги мумкин. Бу келажак уфқ бўлиб, биз таъсир қилишимиз мумкин ҳодисаларга бўлажак чегара қўяди. Бу икки уфқнинг мавжудлиги оламимизни таърифлайдиган ФЛРW модели тафсилотларига боғлиқ. Оламнинг илк вақтларига оид тушунчамиздан ўтмиш уфқи бўлган бўлиши мумкинлиги хулосаси келиб чиқади, бироқ амалиётда бу назаримиз олам илк вақтларидаги хиралик билан чекланган. Шунинг учун, уфқ фазода сурилса ҳам, бизнинг назаримизни вақт бўйлаб ортга чўза олмаймиз. Олам кенгайиши тезланишда давом эца, келажак уфқлари ҳам бор бўлиши тайин.[35]

Тарихи

Асосий мақола: Катта портлаш назарияси тарихи
Яна қаранг: Космология силсиласи

Этимологияси

„Катта портлаш“ атамасини илк бор Фред Ҳойле 1949-йилги радиоэшиттиришда қўллаган, деб ҳисобланади. „Собит олам“ космологик модели тарафдори бўлган Ҳойле бу атамани мазах мақсадида ўйлаб топган, деган миш-мишлар тарқалган эди, бироқ Ҳойле бу иддаоларни очиқ-ойдин рад этиб, ушбу атама икки модел орасидаги кескин тафовутни кўрсатиш учун ижод қилганини айтган.[36][37][38]

Ишлаб чиқилиши

WМАП йўлдоши олимларга Катта портлашни тушунишда ёрдам этиш учун маълумот йиғмоқда (бадиий расм).

Катта портлаш назарияси олам тузилишини кузатиш ва назарий муҳокамалардан келиб чиққан. 1912-йилда Весто Слипҳер биринчи бўлиб спирал галактика (у пайтда „спирал туманлик“ дейилар эди) Допплер силжишини ўлчади ва деярли барча шундай туманликларнинг Ердан чекинаётганини аниқлади. У бу фактнинг космологик аҳамиятини пайқамади, зеро ХХ аср бошида бу туманликлар Сомон йўли ичида ёки ташқарисида эканлиги баҳсли савол эди.[39][40] Ўн йил ўтиб, россиялик космолог ва математик Александр Фридманн Эинстеин тенгламаларидан янги, Эинстеин ёқлаб чиққан собит олам моделидан фарқ қилиб, оламнинг кенгаяётган бўлиши мумкинлигини кўрсатувчи Фридманн тенгламаларини келтириб чиқарди.[41] 1924-йилда Эдwин Ҳуббле спирал туманликларгача масофани ўлчаб, бу тизимларнинг аслида мустақил галактикалар эканлигини кўрсатди. 1927-йили Фридманндан мустақил равишда белгиялик физик ва католик руҳоний Георгес Лемаîтре туманликларнинг чекиниши олам кенгайиши туфайли содир бўлаётгани ҳақидаги фаразни таклиф қилди.[42]

1931-йилда Лемаîтре фикрини яна ривожлантириб, оламнинг аён кенгайиши вақт бўйлаб тескари проексияланса, яъни қанча ортга қайтилса, олам шунчалик кичик бўлишидан келиб чиқиб чекли ўтмишда олам массасининг бари „ибтидоий атом“ деган бир нуқтада жамланиб, у ерда вақт ва фазо юзага келганини айтиш мумкин, деган фаразни таклиф қилди.[43]

1924-йилдан Ҳуббле Моунт Wилсон обсерваториясидаги 2 500 мм Ҳоокер телескопи ёрдамида астрономик масофалар шкаласини бошлаб берган масофа кўрсаткичларини пухталик билан ишлаб чиқа бошлади. Бу унга қизил сурилишлари ўлчаб бўлинган галактикаларгача масофаларни чамалашга имкон берди. 1929-йилда Ҳуббле масофа ва чекиниш тезлиги орасида мутаносиблик топди, ҳозир бу мутаносиблик Ҳуббле қонуни деб номланади.[16][44] Лемаîтре космологик принсипдан келиб чиқиб, бу мутаносибликни олдиндан башорат қилган эди.[31]

1920—1930-йилларда деярли барча йирик космологлар Собит олам назариясига ён босиб, айримлар Катта портлаш назариясидан келиб чиқадиган вақт ибтидоси диний қарашларни физикага кўчиришдир, деб норозилик билдирган; бу эътироз кейинчалик Собит олам назарияси тарафдорлари томонидан такрорланган эди.[45] Бу норозилик Катта портлаш назарияси муаллифларидан бири Георгес Лемаîтре католик руҳоний бўлгани учун янада кучайган эди.[46] Артҳур Эддингтон Арастунинг оламнинг вақтдаги бошланиши йўқ, яъни материя абадийдир, деган фикрига қўшилган. Вақт ибтидоси ҳақидаги ғоя унга зид келган.[47][48] Бироқ Лемаîтре шундай фикр билдирган:

Агар олам ягона квант билан бошланган эса, фазо ва вақт тушунчалари ибтидода маъносиз бўлур эди; улар бошланғич квант етарли миқдордаги квантларга бўлинганидагина маъноли бўла бошлар эди. Агарда бу иддао тўғри бўлса, олам бошланиши фазо ва вақт бошланишидан бироз аввал содир бўлган.[49]

1930-йилларда Ҳуббле кузатубларини изоҳлаш учун ностандарт космологиялар сифатида бошқа ғоялар, жумладан, Милне модели,[50] сиклик олам (Фридман томонидан илгари сурилган, кейинчалик Алберт Эинстеин ва Ричард Толман эътиборини қозонган)[51] ва Фритз Зwиcкй'нинг чарчаган ёруғлик гипотезалари пайдо бўлди.[52]

Иловалар

  1. ↑ Катта портлаш фазаси қанча давом этгани борасида келишув йўқ. Айрим олимлар учун бу фақат бошланғич сингуларликни, бошқалар учун эса оламнинг бутун тарихини англатади (яъни олам кенгайишда давом этаётган экан, ҳозир ҳам Катта портлаш содир бўлмоқда, деб тушуниш мумкин). Одатда биринчи бир неча дақиқа (гелий синтезланган вақт) „Катта портлаш мобайнида“ деб олинади.[21] (яна қаранг: Катта портлаш нуклеосинтези)
  2. ↑ Бунда Қуёш тизимининг радиация майдони бўйлаб пекулар тезликда ўтиши туфайли 0,1% даражасидаги дипол анизотропияси ҳисобга олинмайди.

Манбалар

  1. ↑ Wоллаcк, Эдwард Ж. „Cосмологй: Тҳе Студй оф тҳе Универсе“. Универсе 101: Биг Банг Тҳеорй. НАСА (10-декабр 2010-йил). 2011-йил 14-майда асл нусхадан архивланган. Қаралди: 27-апрел 2011-йил.: « Тҳе сеcонд сеcтион дисcуссес тҳе cлассиc тесц оф тҳе Биг Банг тҳеорй тҳат маке ит со cомпеллинг ас тҳе ликелй валид десcриптион оф оур универсе. »
  2. ↑ 2,0 2,1 „Планcк ревеалс ан алмост перфеcт универсе“. Планcк. ЭСА (2013-йил 21-март). Қаралди: 2013-йил 21-март.
  3. ↑ Стафф. „Планcк Ревеалс Ан Алмост Перфеcт Универсе“. ЭСА (21-март 2013-йил). Қаралди: 21-март 2013-йил.
  4. ↑ Cлавин, Wҳитней; Ҳаррингтон, Ж.Д. „Планcк Миссион Брингс Универсе Инто Шарп Фоcус“. НАСА (21-март 2013-йил). Қаралди: 21-март 2013-йил.
  5. ↑ Овербе, Деннис. „Ан Инфант Универсе, Борн Бефоре Wе Кнеw“. Неw Ёрк Тимес (21-март 2013-йил). Қаралди: 21-март 2013-йил.
  6. ↑ Бойле, Алан „Планcк пробе'с cосмиc 'бабй пиcтуре' ревисес универсе'с витал статистиcс“. НБC Неwс (21-март 2013-йил). 2013-йил 23-мартда асл нусхадан архивланган. Қаралди: 21-март 2013-йил.
  7. ↑ „Ҳоw Олд ис тҳе Универсе?“. WМАП- Аге оф тҳе Универсе. Тҳе Натионал Аэронаутиcс анд Спаcе Администратион (НАСА) (2012-йил 21-декабр). Қаралди: 2013-йил 1-январ.
  8. ↑ Комацу, Э.; эт ал. (2009). „Фиве-Еар Wилкинсон Миcроwаве Анисотропй Пробе Обсерватионс: Cосмологиcал Интерпретатион“. Астропҳйсиcал Жоурнал Супплемент. 180-жилд, № 2. 330-бет. арХив:0803.0547. Бибcоде:2009АпЖС..180..330К. дои:10.1088/0067-0049/180/2/330. ИССН 0067-0049. {{cите магазине}}: Инвалид |реф=ҳарв (ёрдам)
  9. ↑ Менегони, Э.; эт ал. (2009). „Неw cонстраинц он вариатионс оф тҳе фине струcтуре cонстант фром CМБ анисотропиэс“. Пҳйсиcал Ревиэw Д. 80-жилд, № 8. 087302-бет. арХив:0909.3584. Бибcоде:2009ПҳРвД..80ҳ7302М. дои:10.1103/ПҳйсРевД.80.087302. {{cите магазине}}: Инвалид |реф=ҳарв (ёрдам)
  10. ↑ „Оригинс: CЕРН: Идеас: Тҳе Биг Банг“. Тҳе Эхплораториум (2000). 2010-йил 2-сентябрда асл нусхадан архивланган. Қаралди: 3-сентабр 2010-йил.
  11. ↑ Кеоҳане, Ж. „Биг Банг тҳеорй“. Аск ан астропҳйсиcист. ГСФC/НАСА (8-ноябр 1997-йил). 2010-йил 2-сентябрда асл нусхадан архивланган. Қаралди: 3-сентабр 2010-йил.
  12. ↑ Wригҳт, Э.Л. „Wҳат ис тҳе эвиденcе фор тҳе Биг Банг?“. Фреқуэнтлй Аскед Қуэстионс ин Cосмологй. УCЛА, Дивисион оф Астрономй анд Астропҳйсиcс (9-май 2009-йил). Қаралди: 16-октабр 2009-йил.
  13. ↑ Гибсон, C.Ҳ. „Тҳе Фирст Турбулент Михинг анд Cомбустион“. ИУТАМ Турбулент Михинг анд Cомбустион (21-январ 2001-йил). 2018-йил 4-октябрда асл нусхадан архивланган. Қаралди: 2013-йил 19-июн.
  14. ↑ Гибсон, C.Ҳ. (2001). "Турбуленcе Анд Михинг Ин Тҳе Эарлй Универсе". арХив:астро-пҳ/0110012 [астро-пҳ]. 
  15. ↑ Гибсон, C.Ҳ. (2005). "Тҳе Фирст Турбулент Cомбустион". арХив:астро-пҳ/0501416 [астро-пҳ]. 
  16. ↑ 16,0 16,1 Ҳуббле, Э. (1929). „А Релатион Бетwеэн Дистанcе анд Радиал Велоcитй Амонг Эхтра-Галаcтиc Небулаэ“. Проcеэдингс оф тҳе Натионал Аcадемй оф Сcиэнcес. 15-жилд, № 3. 168–73-бет. Бибcоде:1929ПНАС...15..168Ҳ. дои:10.1073/пнас.15.3.168. ПМC 522427. ПМИД 16577160. {{cите магазине}}: Инвалид |реф=ҳарв (ёрдам)
  17. ↑ Крагҳ, Ҳелге. Cосмологй анд Cонтроверсй. Принcетон, НЖ: Принcетон Университй Пресс, 1996 — 318-бет. ИСБН 0-691-02623-8. 
  18. ↑ Ҳаwкинг, С.W.; Эллис, Г.Ф.Р.. Тҳе Ларге-Сcале Струcтуре оф Спаcе-Тиме. Cамбридге Университй Пресс, 1973. ИСБН 0-521-20016-4. 
  19. ↑ Роос, М. „Эхпансион оф тҳе Универсе – Стандард Биг Банг Модел“, . Астрономй анд Астропҳйсиcс, Энcйcлопедиа оф Лифе Суппорт Сйстемс. ЭОЛСС публишерс, 2008. „Тҳис сингуларитй ис термед тҳе Биг Банг.“ 
  20. ↑ Дреэс, W.Б.. Беёнд тҳе биг банг: қуантум cосмологиэс анд Год. Опен Cоурт Публишинг, 1990 — 223–224-бет. ИСБН 978-0-8126-9118-4. 
  21. ↑ Wеинберг, С.. Тҳе Фирст Тҳреэ Минутес: А Модерн Виэw Оф Тҳе Оригин Оф Тҳе Универсе. Басиc Боокс, 1993. ИСБН 0-465-02437-8. 
  22. ↑ Беннетт, C.Л.; Ларсон, Л.; Wеиланд, Ж.Л.; Жароск, Н.; Ҳиншаw, Н.; Одегард, Н.; Смитҳ, К.М.; Ҳилл, Р.С.; Голд, Б.; Ҳалперн, М.; Комацу, Э.; Нолта, М.Р.; Паге, Л.; Wоллаcк, Э.; Дунклей, Ж.; Когут, А.; Лимон, М.; Меер, С.С.; Туcкер, Г.С.; Wригҳт, Э.Л. (20-декабр 2012-йил). „Нине-Еар Wилкинсон Миcроwаве Анисотропй Пробе (WМАП) Обсерватионс: Финал Мапс анд Ресулц“. арХив:1212.5225. Қаралди: 1-январ 2013-йил. {{cите магазине}}: Cите магазине реқуирес |магазине= (ёрдам); |фирст14= миссинг |ласт14= (ёрдам)CС1 маинт: дате формат ()
  23. ↑ Гутҳ, А.Ҳ.. Тҳе Инфлатионарй Универсе: Қуэст фор а Неw Тҳеорй оф Cосмиc Оригинс. Винтаге Боокс, 1998. ИСБН 978-0-09-995950-2. 
  24. ↑ Счеwе, П. (2005). „Ан Оcеан оф Қуаркс“. Пҳйсиcс Неwс Упдате. 728-жилд, № 1. Америcан Институте оф Пҳйсиcс. 2005-04-23да асл нусхадан архивланди. Қаралди: 2013-06-20. {{cите магазине}}: Андозада ҳеч қандай қиймат берилмаган (бўш) номаълум параметр мавжуд: |сеператор= (ёрдам); Инвалид |реф=ҳарв (ёрдам)
  25. ↑ Колб анд Турнер (1988), чаптер 6
  26. ↑ Москоwитз, Cлара „Ҳуббле Телесcопе Ревеалс Фартҳест Виэw Инто Универсе Эвер“. Спаcе.cом (25-сентабр 2012-йил). Қаралди: 26-сентабр 2012-йил.
  27. ↑ Колб анд Турнер (1988), чаптер 7
  28. ↑ Пеаcоcк (1999), чаптер 9
  29. ↑ Спергел, Д. Н.; эт ал. (2003). „Фирст еар Wилкинсон Миcроwаве Анисотропй Пробе (WМАП) обсерватионс: детерминатион оф cосмологиcал параметерс“. Астропҳйсиcал Жоурнал Супплемент. 148-жилд, № 1. 175-бет. арХив:астро-пҳ/0302209. Бибcоде:2003АпЖС..148..175С. дои:10.1086/377226.
  30. ↑ 30,0 30,1 Жаросик, Н. „Севен-Еар Wилкинсон Миcроwаве Анисотропй Пробе (WМАП) Обсерватионс: Скй Мапс, Сйстематиc Эррорс, анд Басиc Ресулц“ (ПДФ). НАСА/ГСФC. 39, Табле 8-бет. Қаралди: 4-декабр 2010-йил. {{cите магазине}}: Cите магазине реқуирес |магазине= (ёрдам); Ункноwн параметер |cоаутҳорс= игноред (|аутҳор= суггестед) (ёрдам)CС1 маинт: дате формат ()
  31. ↑ 31,0 31,1 Пеэблес, П.Ж.Э.; Ратра, Б. (2003). „Тҳе Cосмологиcал Cонстант анд Дарк Энергй“. Ревиэwс оф Модерн Пҳйсиcс. 75-жилд, № 2. 559–606-бет. арХив:астро-пҳ/0207347. Бибcоде:2003РвМП...75..559П. дои:10.1103/РевМодПҳйс.75.559. {{cите магазине}}: Инвалид |реф=ҳарв (ёрдам)
  32. ↑ Иванчик, А.В.; Потекҳин, А. Й.; Варшалович, Д. А. (1999). „Тҳе Фине-Струcтуре Cонстант: А Неw Обсерватионал Лимит он Иц Cосмологиcал Вариатион анд Соме Тҳеоретиcал Cонсеқуэнcес“. Астрономй анд Астропҳйсиcс. 343-жилд. 459-бет. арХив:астро-пҳ/9810166. Бибcоде:1999А&А...343..439И. {{cите магазине}}: Инвалид |реф=ҳарв (ёрдам)
  33. ↑ Гоодман, Ж. (1995). „Геоcентрисм Реэхаминед“. Пҳйсиcал Ревиэw Д. 52-жилд, № 4. 1821-бет. арХив:астро-пҳ/9506068. Бибcоде:1995ПҳРвД..52.1821Г. дои:10.1103/ПҳйсРевД.52.1821. {{cите магазине}}: Инвалид |реф=ҳарв (ёрдам)
  34. ↑ д'Инверно, Р. „Чаптер 23“, . Интродуcинг Эинстеин'с Релативитй. Охфорд Университй Пресс, 1992. ИСБН 0-19-859686-3. 
  35. ↑ Колб анд Турнер (1988), чаптер 3
  36. ↑ „'Биг банг' астрономер диэс“. ББC Неwс (22-август 2001-йил). 2008-йил 8-декабрда асл нусхадан архивланган. Қаралди: 7-декабр 2008-йил.
  37. ↑ Cросwелл, К. „Чаптер 9“, . Тҳе Алчемй оф тҳе Ҳеавенс. Анчор Боокс, 1995. 
  38. ↑ Миттон, С.. Фред Ҳойле: А Лифе ин Сcиэнcе. Аурум Пресс, 2005 — 127-бет. 
  39. ↑ Слипҳер, В.М (1913). „Тҳе Радиал Велоcитй оф тҳе Андромеда Небула“. Лоwелл Обсерваторй Буллетин. 1-жилд. 56–57-бет. Бибcоде:1913ЛоwОБ...2...56С. {{cите магазине}}: Инвалид |реф=ҳарв (ёрдам)
  40. ↑ Слипҳер, В.М (1915). „Спеcтрограпҳиc Обсерватионс оф Небулаэ“. Популар Астрономй. 23-жилд. 21–24-бет. Бибcоде:1915ПА.....23Қ..21С. {{cите магазине}}: Инвалид |реф=ҳарв (ёрдам)
  41. ↑ Фриэдман, А.А. (1922). „Üбер диэ Крüммунг дес Раумес“. Зеицчрифт фüр Пҳйсик. 10-жилд, № 1. 377–386-бет. Бибcоде:1922ЗПҳй...10..377Ф. дои:10.1007/БФ01332580. {{cите магазине}}: Инвалид |реф=ҳарв (ёрдам) (Олмонча)
    (Энглиш транслатион ин: Фриэдман, А. (1999). „Он тҳе Cурватуре оф Спаcе“. Генерал Релативитй анд Гравитатион. 31-жилд, № 12. 1991–2000-бет. Бибcоде:1999ГРеГр..31.1991Ф. дои:10.1023/А:1026751225741. {{cите магазине}}: Инвалид |реф=ҳарв (ёрдам))
  42. ↑ Лемаîтре, Г. (1927). „Ун универс ҳомогèне де массе cонстанте эт де раён cроиссант рендант cомпте де ла витессе радиале дес нéбулеусес эхтрагалаcтиқуэс“. Анналс оф тҳе Сcиэнтифиc Соcиэтй оф Брусселс. 47А-жилд. 41-бет. {{cите магазине}}: Инвалид |реф=ҳарв (ёрдам) (Франсузча)
    (Транслатед ин: Лемаîтре, Г. (1931). „А Ҳомогенеоус Универсе оф Cонстант Масс анд Гроwинг Радиус Аccоунтинг фор тҳе Радиал Велоcитй оф Эхтрагалаcтиc Небулаэ“. Монтҳлй Нотиcес оф тҳе Роял Астрономиcал Соcиэтй. 91-жилд. 483–490-бет. Бибcоде:1931МНРАС..91..483Л. {{cите магазине}}: Инвалид |реф=ҳарв (ёрдам))
  43. ↑ Лемаîтре, Г. (1931). „Тҳе Эволутион оф тҳе Универсе: Дисcуссион“. Натуре. 128-жилд, № 3234. 699–701-бет. Бибcоде:1931Натур.128..704Л. дои:10.1038/128704а0. {{cите магазине}}: Инвалид |реф=ҳарв (ёрдам)
  44. ↑ Чристиансон, Э.. Эдwин Ҳуббле: Маринер оф тҳе Небулаэ. Фаррар, Страус анд Гироух, 1995. ИСБН 0-374-14660-8. 
  45. ↑ Крагҳ, Ҳ.. Cосмологй анд Cонтроверсй. Принcетон Университй Пресс, 1996. ИСБН 0-691-02623-8. 
  46. ↑ „Пеопле анд Дисcовериэс: Биг Банг Тҳеорй“. А Сcиэнcе Одйссей. ПБС. Қаралди: 9-март 2012-йил.
  47. ↑ Эддингтон, А. (1931). „Тҳе Энд оф тҳе Wорлд: фром тҳе Стандпоинт оф Матҳематиcал Пҳйсиcс“. Натуре. 127-жилд, № 3203. 447–453-бет. Бибcоде:1931Натур.127..447Э. дои:10.1038/127447а0. {{cите магазине}}: Инвалид |реф=ҳарв (ёрдам)
  48. ↑ Апполлони, С. (2011). „"Репугнант", "Нот Репугнант ат Алл": Ҳоw тҳе Респеcтиве Эпистемиc Аттитудес оф Георгес Лемаитре анд Сир Артҳур Эддингтон Инфлуэнcед Ҳоw Эач Аппроачед тҳе Идеа оф а Бегиннинг оф тҳе Универсе“. ИБСУ Сcиэнтифиc Жоурнал. 5-жилд, № 1. 19–44-бет. 2019-05-02да асл нусхадан архивланди. Қаралди: 2013-07-29. {{cите магазине}}: Инвалид |реф=ҳарв (ёрдам)
  49. ↑ Лемаîтре, Г. (1931). „Тҳе Бегиннинг оф тҳе Wорлд фром тҳе Поинт оф Виэw оф Қуантум Тҳеорй“. Натуре. 127-жилд, № 3210. 706-бет. Бибcоде:1931Натур.127..706Л. дои:10.1038/127706б0. {{cите магазине}}: Инвалид |реф=ҳарв (ёрдам)
  50. ↑ Милне, Э.А.. Релативитй, Гравитатион анд Wорлд Струcтуре. Охфорд Университй Пресс, 1935. 
  51. ↑ Толман, Р.C.. Релативитй, Тҳермодйнамиcс, анд Cосмологй. Cларендон Пресс, 1934. ИСБН 0-486-65383-8. 
  52. ↑ Зwиcкй, Ф. (1929). „Он тҳе Ред Шифт оф Спеcтрал Линес тҳроугҳ Интерстеллар Спаcе“. Проcеэдингс оф тҳе Натионал Аcадемй оф Сcиэнcес. 15-жилд, № 10. 773–779-бет. Бибcоде:1929ПНАС...15..773З. дои:10.1073/пнас.15.10.773. ПМC 522555. ПМИД 16577237. {{cите магазине}}: Инвалид |реф=ҳарв (ёрдам)

Ҳаволалар

Викиомборда „Катта портлаш“ мавзуси бўйича медиафайллар бор. 
"https://new.ziyosfera.uz/ziyo/Katta_portlash" dan olindi