Büyük Patlama

Büyük patlama (İngilizce: Big Bang), evrenin en eski 13,8 milyar yıl önce tekillik noktası denilen bir noktadan itibaren genişlediğini varsayan evrenin evrimi kuramı ve geniş şekilde kabul gören^[1] kozmolojik modeldir. İlk kez 1920'li yıllarda Rus kozmolog ve matematikçi Alexander Friedmann ve Belçikalı fizikçi papaz Georges Lemaître^[2] tarafından ortaya atılan bu teori, çeşitli kanıtlarla desteklendiğinden bilim insanları arasında, özellikle fizikçiler arasında geniş ölçüde^[3] kabul görmüştür.

Teorinin temel fikri, hâlen genişlemeye devam eden evrenin geçmişteki belirli bir zamanda sıcak ve yoğun bir noktadan yani tekillik noktasından itibaren genişlemiş olduğudur. Georges Lemaître'in önceleri “ilk atom hipotezi” olarak adlandırdığı bu varsayım günümüzde “büyük patlama teorisi” adıyla yerleşmiş durumdadır. Modelin iskeleti Einstein'ın genel görelilik kuramına dayanmakta olup, ilk Big Bang modeli Alexander Friedmann tarafından hazırlanmıştır. Model daha sonra George Gamow ve çalışma arkadaşları tarafından savunulmuş ve ilk nükleosentez olayı eklenmek suretiyle^[4] geliştirilerek sunulmuştur.^[1]

1929'da Edwin Hubble'ın uzak galaksilerdeki (galaksilerin ışığındaki) nispi kırmızıya kaymayı keşfinden sonra, bu gözlemi, çok uzak galaksilerin ve galaksi kümelerinin konumumuza oranla bir "görünür hız"a sahip olduklarını ortaya koyan bir kanıt olarak ele alındı. Bunlardan en yüksek "görünür hız"la hareket edenler en uzak olanlarıdır.^[5] Galaksi kümeleri arasındaki uzaklık gitgide artmakta olduğuna göre, bunların hepsinin geçmişte bir arada olmaları gerekmektedir. Big Bang modeline göre, evren genişlemeden önceki bu ilk durumundayken aşırı derecede yoğun ve sıcak bir hâlde bulunuyordu. Bu ilk hâle benzer koşullarda üretilen "parçacık hızlandırıcı"larla yapılan deney sonuçları teoriyi doğrulamaktadır. Fakat bu hızlandırıcılar, şimdiye dek yalnızca laboratuvar ortamındaki yüksek enerji sistemlerinde denenebilmiştir. Evrenin genişlemesi olgusu bir yana bırakılırsa, Big Bang teorisinin, ilk genişleme anına ilişkin bir bulgu olmaksızın bu ilk hâle herhangi bir kesin açıklama getirmesi mümkün değildir. Kozmozdaki hafif elementlerin günümüzde gözlemlediğimiz bolluğu, Big Bang teorisince kabul edilen ilk nükleosentez sonuçlarına uygun olarak, evrenin ilk hızlı genişleme ve soğuma dakikalarındaki nükleer süreçlerde hafif elementlerin oluşmuş olduğu tahminleriyle örtüşmektedir (Hidrojen ve helyumun evrendeki oranı, yapılan teorik hesaplamalara göre Big Bang'den arda kalması gereken hidrojen ve helyum oranıyla uyuşmaktadır. Evrenin bir başlangıcı olmasaydı, evrendeki hidrojenin tümüyle yanarak helyuma dönüşmüş olması gerekirdi.). Bu ilk dakikalarda, soğuyan evren bazı çekirdeklerin oluşmasına imkân sağlamış olmalıydı (Belirli miktarlarda hidrojen, helyum ve lityum oluşmuştu.).

Big Bang terimi ilk kez İngiliz fizikçi Fred Hoyle tarafından 1949’da, “Eşyanın Tabiatı” adlı bir radyo (BBC) programındaki konuşması sırasında kullanılmıştır.^[6] Hoyle, hafif elementlerin bazı ağır elementleri nasıl meydana getirebilecekleri konusunda katkıları olmuş bir bilim insanıdır.

Bilim insanlarının çoğu, evrenin başlangıcında, bir Big Bang olayının cereyan etmiş olduğuna ancak 1964/1965'te, evrenin sıcak ve yoğun döneminin kanıtı olarak kabul edilen “kozmik mikrodalga arka plan ışıması"nın ya da Georges Lemaître’in kullandığı terimlerle «Big Bang’ın soluk ışıklı yankısı»nın keşfinden sonra ikna oldular.

Giriş

Big Bang modeli temelde iki kabule dayanır: Albert Einstein'in genel görelilik kuramı ve kozmolojik prensip.^[7] Genel görelilik kuramı tüm cisimlerin çekimsel etkileşimini hatasız olarak açıklar. Albert Einstein tarafından 1915’te genel göreliliğin keşfi, evrenin aşamalı evrimi genel görelilikle tanımlandığından, evreni bir fiziksel sistem gibi bütünlüğü içinde tanımlamayı mümkün kılan modern kozmolojinin başlangıcı sayılır.

Einstein aynı zamanda, uzayı bütünlüğü içinde tanımlamada, genel görelilikten doğan bir çözümü (“Einstein evreni”) önermesiyle genel göreliliği bu yolda kullanan ilk kişi olmuştur. Bu model o dönemde Einstein'in gözüpek girişimiyle yeni bir kavramın doğmasını sağlamıştı: Kozmolojik prensip. Kozmolojik prensibe göre, insanoğlu evrende ayrıcalıklı bir konuma sahip değildir, evren homojen ve izotroptur. Yani insanın baktığı yer ve yön neresi olursa olsun evren uzay (mekân) bakımından homojendir; daha açık bir deyişle, evrenin genel görünümü gözlemcinin konumuna ve baktığı yöne bağlı değildir. Bu, o dönem için çok cüretkar bir hipotez sayılırdı; çünkü henüz, sonradan “Büyük Tartışma” adı verilen, Samanyolu dışında cisimler olup olmadığı tartışmasının sürdüğü o dönemde hiçbir inandırıcı gözlem, Samanyolu dışındaki cisimlerin varlığını doğrulama imkânını sağlayamıyordu. "Kozmolojik prensip" evrenin makro özelliklerini açıklamakla birlikte, evrenin sınırı olmadığını, bu nedenle Big Bang'in boşlukta belirli bir noktada değil, aynı anda tüm boşluk boyunca gerçekleştiğini ima eder.^[1] Makro ölçekte evren homojen ve izotroptur.^[8] Bu iki kabul, evrenin Planck zamanından sonraki tarihini hesaplamayı mümkün kılmıştır. Bilim insanları hâlen "Planck zamanı"ndan önce gerçekleşen çok önemli olayları saptamaya çalışmaktadır.^[1]

Einstein 1915 yılında ortaya attığı genel görelilik kuramıyla yaptığı hesaplamalarda evrenin durağan olamayacağı sonucunu çıkarmıştı. Fakat o dönemlerde genel kabul, evrenin statik olduğu yönündeydi; bu yüzden Einstein vardığı sonucu düzeltmek üzere denklemlerine “ kozmolojik sabite ” etkenini ekledi. Böylece, Einstein kozmolojik prensibe üstü kapalı biçimde, günümüzde doğrulanma derecesi açıkça azalmış görünen bir başka hipotez ekledi; bu, evrenin statik olduğu, yani zamanla evrim geçirmediği hipoteziydi. Bu da kendisini, denklemlerine “ kozmolojik sabit ” terimini eklemek suretiyle ilk çözümünü değiştirme yoluna götürdü. Fakat gelecekteki gelişmeler, yanılmış olduğunu ortaya koyacaktı. Örneğin 1920’lerde Edwin Hubble günümüzde galaksi dediğimiz bazı “nebülöz”lerin galaksimiz dışında olduklarını, ayrıca onların galaksimizden uzaklaştıklarını ve uzaklaşma hızlarının galaksimize uzaklıklarıyla orantılı olduğunu (Hubble Yasası ya da Hubble Sabiti) keşfetti. Bu keşiften beri Einstein’ın “statik evren hipotezi”ni doğrulayacak hiçbir veriye rastlanmamıştır.

Zaten Hubble’ın bu keşfinden daha önce Willem de Sitter, Georges Lemaître ve Alexandre Friedmann gibi birçok fizikçi bir “evren genişlemesi”ni tanımlayan başka “genel görelilik” çözümleri bulmuş bulunuyorlardı. Onların ortaya koymuş oldukları modeller evrenin genişlemesi keşfedilir keşfedilmez derhâl kabul edildiler. Böylece milyarlaca yıldır genişleme hâlinde olan bir evren tanımlanmıştı.

Big Bang ve karşısındaki durağan hâl teorisi

Evrenin genişlediğinin keşfi, evrenin statik olmadığını ortaya koymakla birlikte, "maddenin sakınımı yasası"nı göz önünde bulunduran ve bulundurmayan birçok farklı görüşün ortaya atılmasına imkân vermişti. Bu görüşlerden başlangıçta maddenin yaratılışının söz konusu olduğunu varsayan görüş, ilk zamanlar en popüler olanıydı. Bu başarıdaki sebeplerden biri, “durağan hâl (sabit durum) teorisi” denilen bu modelde evrenin sonsuz kabul edilmesiydi. Fred Hoyle tarafından ortaya atılan "durağan hâl teorisi"ne göre evrenin yaşı ile bir gök cisminin yaşı arasında bir çelişki olamazdı.^[9]

Buna karşılık Big Bang hipotezinde evrenin, genişleme oranından yola çıkılarak hesaplanabilecek belirli bir yaşı vardı. 1940'lı yıllarda evrenin genişleme oranı hakkındaki tahminler bir hayli abartılıydı, bu da evrenin yaşı hakkındaki tahminlerin gerçeğin bir hayli altında olarak yapılmasına neden olmuştu. Öyle ki, Dünya’nın yaşını belirleyen farklı tarihlendirme yöntemlerinin bildirdiği değerlere göre Dünya evrenden daha yaşlı kalıyordu. Bu, önceleri, Big Bang tipi modellerin çeşitli gözlemler karşısında içine düştüğü güçlüklerden yalnızca biriydi. Fakat bu tür güçlükler evrenin genişleme oranının kesin biçimde belirlenmesiyle tarihe karıştılar.

Gözlemsel kanıtlar

Büyük Patlama'nın bilim insanlarınca anlaşılabilmesi amacıyla veri toplayan WMAP uydusunun bir sanatçı tarafından tasviri.

Sonradan iki kesin gözlemsel kanıt Big Bang modellerine tümüyle hak verdi: Evren tarihinin sıcak devrinin kalıntısı denilebilecek enerji ışıması (mikrodalga sahası) olan "kozmik mikrodalga arka plan ışıması"ın keşfi ve hafif elementlerin salınmasının ölçülmesi, yani ilk sıcak evre sırasında oluşmuş hidrojen, helyum, lityumun farklı izotoplarının bırakılmasının ölçülmesi.

Bu iki gözlem, 20. yy.’ın ikinci yarısının başlarında gerçekleşti ve Big Bang’i kozmolojide, kesin biçimde, gözlemlenebilir evreni tanımlayan model olarak yerleştirdi. Bu modelin kozmolojik gözlemlerle hemen hemen mükemmel biçimde örtüşmesinin yanı sıra, modeli doğrulayan başka kanıtlar da ortaya koyulmaya başlandı: Galaktik kümelerin gözlemi ve "kozmik arka plan soğuması"nın ölçülmesi (birkaç milyar yıl öncesiyle günümüzdeki ısı farkının ölçülebilmesi).

Kozmik arka plan

Genişleme, doğal olarak bize evrenin geçmişte daha yoğun olduğunu bildirmektedir. Evrenin geçmişte daha sıcak olması olasılığından ilk kez 1934’te Georges Lemaître’in söz etmiş olduğu görülüyor; fakat bunun gerçek anlamda araştırılmasına ancak 1940'lı yıllardan itibaren başlanmıştır. Uzak astrofiziksel cisimlerin ışımasındaki kırmızıya kaymaya benzer bir tarzda, evrenin genişleme olayıyla enerji kaybeden bir ışımayla dolu olması gerektiği konusundaki ilk düşünceler George Gamow’dan gelmiştir.

Gamow aslında, ilksel evrendeki güçlü yoğunlukların, atomlar arasında bir termik dengenin kurulmasına ve ardından bu atomlarca bırakılan bir ışımanın varlığına imkân sağlamış olması gerektiğini anlamıştı. Gamow, 1940'lı yıllarda Lemaitre'in hesaplamalarını geliştirdi ve Big Bang'e bağlı olarak bir tez ortaya attı. Big Bang'den arta kalan, belirli oranda bir ışımanın var olması gerekiyordu. Ayrıca bu ışıma evrenin her yanında eşit olmalıydı. Bu ışımanın evrenin yoğunluğu oranında bir yoğunlukta olması ve dolayısıyla, bu ışımanın, yoğunluğu artık son derece azalmış olsa da hâlen mevcut olması gerekiyordu. Gamow, Ralph Alpher ve Robert C. Herman’la birlikte, evrenin yaşından, maddenin yoğunluğundan ve helyumun salınmasından yola çıkılarak bu ışımanın günümüzdeki ısısının hesaplanabileceğini anlayan ilk kişi oldu.

Bu ışımaya günümüzde « fosil ışıma » diyenler de bulunmakla birlikte, genellikle, “ kozmik mikrodalga arka plan (ya da kozmolojik mikrodalga artalan) ışıması” denir. Bu ışıma, Gamow’un öngörülerine uygun olarak, düşük ısıdaki bir "karanlık cisim" ışımasına (2,7 °K) denktir. Biraz rastlantı sonucu olan bu keşfi Arno Allan Penzias ve Robert Woodrow Wilson'a borçluyuz: 1960'larda New Jersey'deki Bell Laboratuvarı'ndan Arno Penzias ve Robert Woodrow Wilson, Samanyolu’nun dış kısımlarından gelen belirsiz radyo dalgalarını ölçmeye çalışıyorlardı. Fakat bunun yerine gökyüzünün her tarafından gelen bir radyasyon saptadılar. Bu ışıma ya da ışınımın bütün yönlerdeki parlaklığı aynı idi ve yaklaşık 3 °K sıcaklığında bir ortamdan geldiği anlaşılıyordu.^[10] 1978’de bu buluşları için Nobel Fizik Ödülü sahibi olan Penzias ve Wilson ilginçtir ki, ileride, Fred Hoyle gibi, Big Bang teorisine muhâlif olan bilim insanları safına katılacaklardı.

1965’te keşfedilen "kozmik arka plan" Big Bang’ın en açık kanıtlarından biridir. Bu keşiften sonra kozmik arka plan dalgalanmaları COBE (1992) ve WMAP (2003) uzay uydularınca incelenmektedir.

Bir "kara cisim" ışımasının varlığı Big Bang modeli çerçevesinde kolayca açıklanabilmektedir: Geçmişte evren sıcaktı ve yoğun bir ışımaya maruz kalıyordu. Geçmişin çok yüksek yoğunluktaki bu evreninde madde ve ışıma arasında çok çeşitli etkileşimler olmaktaydı. Bunun sonucunda ışıma termalize olmuştur, yani elektromanyetik tayfı bir "kara cisim"in elektromanyetik tayfıdır. Buna karşılık "durağan hâl teorisi"nde böyle bir ışımanın varlığı hemen hemen doğrulanamaz durumdadır (Az sayıdaki bazı savunucuları aksini belirtmekteyse de…)

Düşük ısıdaki ve az enerjetik bir ışımaya denk olmakla birlikte, kozmik arka plan, yani kozmik mikrodalga arka plan ışıması hiç de evrenin en büyük elektromanyetik enerji biçimi olarak görünmüyor: Enerjinin yaklaşık %96’sı söz konusu ışımadaki fotonlar biçiminde mevcutken, kalan %4’ü "görünür tayf"taki^[11] yıldızların ışınımından ve galaksilerdeki soğuk gazdan kaynaklanmaktadır (kızılötesi hâlde). Bu diğer iki kaynak kuşkusuz daha enerjetik, fakat daha az sayıda fotonlar yaymaktadır. "Durağan hâl teorisi"nde "kozmik arka plan"ın varlığı mikroskobik demir parçacıklarının bırakılmasıyla oluştuğu varsayılan yıldızsal ışımanın termalizasyonunun bir sonucu olduğu varsayılır. Fakat bu model, gözlemsel verilerle çelişki hâlindedir. (Ayrıca bu takdirde "kozmik arka plan" bir karanlık cisim olarak da açıklanamaz.)

Sonuç olarak denilebilir ki kozmik arka planın keşfi, tarihsel olarak Big Bang'in kesinleştirici kanıtı olmuştur.

İlk nükleosentez

Güçlü nükleer kuvvetin keşfinden ve bunun yıldızların enerji kaynağı olduğunun anlaşılmasından itibaren evrende çeşitli kimyasal elementlerin salınmasını açıklama meselesi ortaya çıktı. 1950'li yıllar civarında bu salınma -birbiriyle rekabet hâlindeki iki farklı görüşün önerdiği- iki farklı süreçle açıklanmaya çalışılıyordu:

"Durağan hâl teorisi" taraftarları zaman boyunca sürekli olarak hidrojenden üretilmiş olduğu ve bunun azar azar helyuma ve daha sonra da yıldızların kalbindeki en ağır elementlere dönüşmüş olduğu görüşündeydiler. Gerek helyumun gerekse ağır elementlerin bölünmesi zaman boyunca sürekliliğini koruyordu; çünkü helyumun oranı nükleosentez olgusuyla artarken, hidrojenin üretilmesi olgusuyla da oran olarak azalır gibi görünüyordu. Buna karşılık Big Bang taraftarları helyumdan uranyuma kadar tüm elementlerin başlangıçtaki evrenin sıcak evresi sırasında üretilmiş oldukları görüşündeydiler.

Güncel tez her iki hipoteze de dayanır. Buna göre, helyum ve lityum gerçekten başlangıçtaki ilk nükleosentez sırasında üretilmişlerdi. Bunun başlıca kanıtı, hafif denilen elementlerin (hidrojen, helyum, lityum) salınmasının uzak kuasar’lardaki incelenmesinden gelmektedir. Big Bang modeline göre bunların nispi salınmaları ilk nükleosentezden beri sürekliliğini koruyan tek bir parametreye sıkıca bağlıdır; bu da fotonların yoğunluğunun baryonların yoğunluğuyla ilişkisindedir. Diğer yöntemlerle de ölçülebilen bu tek parametreden hareketle helyumun (He) izotoplarının ve lityumun (Li) izotopunun salınması açıklanabilir. Aynı zamanda yakın galaksilerin içinde helyumun bölünmesinde bir artış gözlemlenmektedir ki, bu, yıldızlarca sentezlenen elementler yoluyla “yıldızlar-arası ortam”ın tedrici gelişiminin bir işareti olarak kabul edilebilir.

Galaksilerin evrimi

Big Bang modeli, homojen olan evrenin geçmişte bugünküne nazaran daha da homojen bir yapıda olduğunu varsayar. Kanıtı, yayılan kozmik arka planın gözlemi yoluyla sağlanmıştır. Kozmik arka plan ışıması olağanüstü bir izotropi ^[8] gösterir.

Bu durumda astrofiziksel yapılar (galaksiler, galaksi kümeleri) Big Bang'ın ilk döneminde mevcut değillerdi, sonradan yavaş yavaş oluşmuş olmalıydılar. Oluşumlarının kökenindeki süreç James Jeans'in 1902'deki çalışmalarından itibaren bilinmektedir; bu süreç Jeans Kararsızlığı adıyla bilinir.

Şu hâlde Big Bang modeline göre, günümüzde gözlemlediğimiz galaksiler sonradan oluşmuşlardı ve geçmişteki bu ilk galaksiler yakın çevremizde gözlemlediğimiz komşu galaksilere pek benzemiyorlardı. Işık hızı müthiş bir hız olmakla birlikte, belirli bir hız olduğundan, geçmişte evrenin neye benzediğini anlamak için uzaktaki gök cisimlerine bakmamız yeterlidir. (Örneğin gezegenimize bir milyar ışık yılı uzaklıktaki bir gök cismini gözlemlememiz, o cisimden Dünya'ya gelen ışığın kaynağından bir milyar yıl önce yola çıktığı gözönünde bulundurulursa, aynı zamanda, o cismin bir milyar yıl önceki durumunu görmemiz demektir.)

Hubble Yasası’na göre kırmızıya kayma özelliği gösteren uzak galaksilerin gözlemi gerçekten ilk galaksilerin sonrakilerden yeterince farklı olduklarını göstermektedir. O zamanlarda galaksiler arası etkileşimler daha fazlaydı; az sayıdaki dev galaksiler, galaksiler arasında birleşme olaylarından sonra ortaya çıkmışlardır. Aynı şekilde, spiral, eliptik ve “düzensiz galaksi”lerin sınıfsal oluşumları da zaman boyunca değişimlerle ortaya çıkmıştır.

Uzak galaksilere ilişkin tüm bu gözlemler nispeten titiz çalışmalarla yapılmıştır; çünkü uzak galaksiler (uzaklıklarından dolayı) az ışıklı olduklarından, iyi gözlemlenebilmeleri hassas ve mükemmel gözlem araçlarını gerektirmektedir. 1990’da Hubble Uzay Teleskobu’nun ve ardından VLT,^[12] Keck^[13] ve Subaru^[14] gibi büyük gözlemevlerinin hizmete girmeleriyle büyük "kırmızıya kayma" galaksilerinin gözlemi, bizlere, "galaksilerin oluşumu ve evrimi modelleri"nin öngördüğü galaksi kümelerinin evrim fenomenlerini doğrulama olanağı vermektedir.

İlk jenerasyonda yer alan yıldız ve galaksilerin incelenmesi 21.yy.'ın başında astronomik araştırmanın temel konularından biri hâline gelmiştir.

Büyük "kırmızıya kayma"da kozmik arka planın sıcaklık ölçümü

2000 yılının Aralık ayında Raghunathan Srianand, Patrick Petitjean ve Cédric Ledoux 2,57 derecesinde kırmızıya kaymada bulunan PKS 1232+0815 arka plan kuasar'ınca yayınlanan ışımanın emildiğini gözlemledikleri bir "yıldızlararası bulut”taki "kozmik arka plan"ın sıcaklığını ölçmeyi başardılar.

Tayf çizgilerinin incelenmesi bulutun kimyasal bileşiminin anlaşılmasına imkân sağladığı gibi, bulutta mevcut çeşitli atom ya da iyonların farklı enerji düzeyleri arasındaki geçişlere denk düşen çizgilerin saptanması, ısısının anlaşılmasına da imkân sağlayabilecekti. Bu bulutun ayırt etme gücü çok yüksek olan bir spektrometre (Very Large Telescope’un UVES spektrometresi) ile saptanan kimyasal özellikleri ilk kez "kozmik arka plan ışıması"nın sıcaklığının ayırt edilebilmesine imkân sağladı. Srianand, Petitjean ve Ledoux kozmik arka plan ışımasının ısısının 6 ile 14 °K (Kelvin) arasında olduğunu saptadılar; yani, bulutun 2,33.771 derecesinde kırmızıya kaymada bulunduğu göz önüne alınırsa, Big Bang'in öngördüğü 9,1 °K tahmini ile uyum hâlindeydi.

Keşifleri Britanya’nın bilimsel dergilerinden Nature’da yayımlandı.^[15]

Big Bang’in kronolojisi

Big Bang’in kronolojik aşamaları tersten, yani günümüzden geçmişe doğru şöyle açıklanır:

Bugünkü evren (+ 13,7 milyar yıl)

Evrenimiz, şimdiki zamanda geçmişteki hâline kıyasla son derece az yoğun (şimdilerde evrende metre küp başına birkaç atom düşmektedir) ve soğuk (2,73 kelvin, yani -270°C) hâldedir. Her ne kadar çok sıcak bazı astrofiziksel cisimler (yıldızlar) mevcutsa da evrenin şimdilerde maruz kaldığı ışınım (ışıma) çok zayıftır denebilir. Bu olguda yıldızların evrendeki sıklığının düşük olmasının payı büyüktür, yani evrenin herhangi bir noktasındaki bir yıldız ile kendisine en yakın yıldız arasındaki uzaklık son derece büyüktür. Astronomik gözlem bize yıldızlar ve galaksilerin evren tarihinin çok erken bir döneminde, Big Bang’in ilk döneminden daha bir milyar yıl geçmeden önce mevcut olduklarını öğretmektedir.

Birleşme

Big Bang döneminden 300.000 yıl sonra, evren şimdiki hâline kıyasla bin defa daha sıcak ve bir milyar misli daha yoğunken yıldızlar ve galaksiler henüz mevcut değildi. Bu büyük patlamadan 300.000 yıl sonraki evrenin ilk görülebilir hâlinin fotoğrafı çekildi. 1992 yılında NASA’nın COBE uydusunun çektiği bu fotoğrafın astrofizikçilerin hesaplarına tam uyumlu olduğu gözüktü. İşte bu dönem, evrenin yoğunluğunun ışığın yayılabilmesine yeterli olacak düzeye düştüğü dönemdir. Daha öncesinde ışığın yayılabilmesine temel engel “serbest elektronlar”ın varlığıydı. Soğuması sırasında evrende bu "serbest elektronlar" atomları oluşturmak üzere atom çekirdeklerinde bir araya geldiler. Bu yüzden bu döneme "birleşme dönemi" denilir. Aynı zamanda ışığın yayılmaya başladığı dönem olduğundan, bu dönemden "madde ve ışımanın ayrılma dönemi" olarak da söz edilir. İşte kozmik arka plan ışıması dediğimiz ışıma, bu dönemden itibaren günümüze dek süregelebilmiş ışıma ya da ışıklardır. NASA'nın WMAP uydusunun 2006 yılındaki verilerine göre Büyük Patlama'dan 380.000 yıl sonra evrenin daha net bir haritası çıkarıldı. Bu sonuçlara göre evrenin %12'sinin atomlardan,%15'inin fotonlardan,%10'unun nötronlardan ve %63'nün de karanlık maddeden oluştuğu belirlendi. Bu sonuçlar ışığında, Büyük Patlama'dan 380.000 yıl sonrasında evrenin %12'si atomlardan oluştuğuna göre ilk atomların oluşmaya başladığı ve dolayısıyla da serbest elektronların atom çekirdeği etrafına dizilmeleri yoluyla ışığın yayılabildiği zamanın başlangıcı Big Bang'den itibaren 300.000 yıl olmalıdır. 380.000 yıl ancak "birleşme döneminin" tamamlandığı zaman olarak düşünülebilir. Ayrıca COBE uydusunun 1992 yılı verileriyle Big Bang'den 300.000 yıl sonraki hâlinin bir haritası çıkarılabildiğine göre, ışığın evrende serbestçe yayılabildiği zamanın başlangıcının 300.000 yıl olarak kabulünü gerektirir. Bu da serbest dolaşan elektronların ilk olarak bu zamanda atom çekirdeği etrafına dizilmeye başladığının, diğer bir deyişle ilk atomların oluşmaya başladığının göstergesidir. Aksini kabul etmek, COBE uydusunun verilerinin geçersiz olduğunun kabulünü gerektirir. NASA kaynaklarında böyle bir durumdan bahsedilmez. Sonuç olarak 380.000 yıl süresi 300.000 yılın yerini almış değildir, WMAP uydusunun evrenin daha net bir haritasını çıkarmak adına gözlemlediği zamandaki durumunu yansıtır.^[16]

İlk nükleosentez (+ 3 dakika)

Big Bang'in ilk döneminden 300.000 yıl sonra evren bir "elektronlar ve atom çekirdekleri plazması"ndan oluşmaktaydı (Bu sürenin 380.000 yıl olarak kabulü WMAP uydusunun 2006 yılı verileriyle tezat oluşturur. Zira, yukarıdaki paragrafta da belirtildiği gibi, NASA'nın açıkladığı sonuçlara göre evrenin Big Bang'den 380.000 yıl sonrasında %12'sinin atomlara dönüştüğü belirlenmiştir.).^[17] Isı yeterince yüksek olduğunda atom çekirdekleri mevcut olamazlar; bu durumda proton, nötron ve elektron karışımından söz edilebilir. İlksel evrende hüküm süren koşullarda ısı ancak 0,1 MeV’un (Elektron Volt, yaklaşık bir milyar derece) altına indiğinde nükleonlar, atom çekirdekleri hâlinde kombine olabilirler. Bununla birlikte bu koşullarda lityumdan daha ağır atom çekirdeklerinin oluşması mümkün değildir. Dolayısıyla Big Bang başlangıcından yaklaşık bir saniye sonra başlayan ve yaklaşık üç dakika süren bu evrede oluşan atom çekirdekleri yalnızca hidrojen, helyum ve lityum çekirdekleridir. Dolayısıyla bu evre ya da dönem ilk nükleosentez olarak adlandırılır. Günümüzde, modern kozmoloji araştırmacıları, sonuçların gözlemi ve anlaşılması bakımından, ilk nükleosentez konusuna artık tamamlanmış bir konu gözüyle bakmaktadır.

Elektron-pozitron çiftlerinin yok olması

Isı 0,1 MeV (Elektron Volt) olduğunda başlayan ilk nükleosentezden az önce 0,5 MeV’u (beş milyar derece) aşan evren ısısı elektronların kütle enerjisine^[18] denk olmuştur. Bu ısının ötesinde elektronlar ile fotonlar arasındaki etkileşimler kendiliğinden elektron-pozitron çiftleri yaratabilirler. Bu çiftler, kendiliğinden yok olabilirlerse de ısı 0,5 MeV eşiğini geçtikçe durmaksızın yeniden yaratılırlar. Isı bu eşiğin altına indikçe bu çiftlerin hemen hemen tümü baryogenezden^[19] doğan elektron fazlalıklarına yer vererek fotonlar hâlinde yok olurlar.

Nötrinoların ayrılması

Bu dönemden az önce, ısı elektron, foton ve nötrinoların çeşitli etkileşimleri için yeterli olan 1 MeV’un (on milyar derece) üzerindeydi. Bu ısıdan itibaren bu üç tür, “termik denge”^[20] hâlindedir. Evren soğuduğunda elektronlar ve fotonların etkileşimlerini sürdürmelerine karşın nötrinoların etkileşimleri biter. Bu dönem de nötrinoların ayrılma dönemidir. Dolayısıyla bildiğimiz “kozmik arka plan ışıması”nın özelliklerine benzer özellikler gösteren bir “nötrinolar kozmik arka planı” mevcuttur. Dolaylı bir rol oynayan nötrinoların “ kozmik arka planı”nın varlığı ilk nükleosentezin sonuçları yoluyla, dolaylı olarak doğrulanmıştır.^[21] Nötrinoların kozmik arka planının doğrudan saptanması şimdiki teknolojik imkânlarla son derece güç^[22] olmakla birlikte, varlıkları konusunda herhangi bir tartışma olmamıştır.

Baryogenez

Atomaltı parçacıkları ve etkileşimlerini konu alan, çeşitli parçacıkların ve temel etkileşimlerin (temel kuvvetlerin) “elementer antiteler”in (nötron, proton, elektron) yalnızca farklı görünümleri olarak ele alındığı (örneğin elektromanyetizma ve zayıf nükleer güç, tek bir etkileşimin iki görünümü olarak tanımlanabilir) parçacık fiziği, deneylerle desteklenen genel fikir üzerine kuruludur. Daha genel olarak belirtmek gerekirse, fizik yasalarının ve evrenin, yüksek ısılarda daha “simetrik” bir hâl aldıkları varsayılır. Mesela geçmişte evrende madde ve antimaddenin nicel eş olarak mevcut oldukları kabul edilir. Günümüzdeki gözlemler antimaddenin gözlemlenebilir evrenimizde hemen hemen mevcut olmadığını göstermektedir.^[23] Bu durumda maddenin varlığı belirli bir zamanda maddenin antimaddeye oranla hafif bir fazlalığından oluşmuştur (maddenin antimaddeye baskın gelmesi).^[24] Evrenin sonraki evrimi sırasında madde ve antimadde, arkalarında oluşan en hafif madde fazlasını bırakarak eşit niceliklerle yok oldular. Bu olağan madde baryon denilen parçacıklardan oluştuğundan, söz konusu madde fazlalığının oluştuğu evreye baryogenez adı verilir. Bu evre ya da süreç hakkında çok az şey bilinmektedir. Örneğin bu olay sırasında oluşan ısı derecelenmesi Big Bang modellerine göre değişmektedir (bu, farklı Big Bang modelleri arasındaki farklardan biridir). Baryogenezin meydana gelmesi için gerekli koşullara Rus fizikçi Andréi Sakharov'un 1967'deki çalışmalarından ötürü "Sakharov koşulları" adı verilmiştir.

"Büyük birleşik" çağı

Giderek artan sayıdaki belirtiler, zayıf ve güçlü elektromanyetik kuvvetlerin tek bir etkileşimin (kuvvetin) farklı görünümlerinden ibaret oldukları fikrini vermektedir. Bu durum, artık genellikle, İngilizcede kısaltma adıyla GUT olarak bilinen, “Büyük Birleşik Teori” (İng. Grand unification theory ya da Grand Unified theory) kapsamında bulunmaktadır. Bu etkileşim ya da kuvvetin 10¹⁶ GeV'un (10²⁹derece) üzerindeki ısılarda tezahür ettiği sanılmaktadır. Şu hâlde muhtemelen evren GUT teorisinin uygulanma alanı bulduğu bir evre geçirmiş olmalıdır. Doğası hâlen bilinmemekle birlikte, bu evre, baryogenezin ve muhtemelen karanlık maddenin kökeninde yer almış olmalıydı.

Kozmik şişme

Big Bang teorisi kozmolojiye yeni meseleler getirmişti. Örneğin evrenin homojen ve izotrop ^[8] olduğunu önermiş, fakat niçin böyle olması gerektiğini açıklamamıştı. Oysa teorinin sade versiyonunda, evrende homojenliğe yol açan Big Bang'in gerçekleşmesinde bir mekanizmadan ya da işleyişten söz edilmiyordu, böyle bir şey yoktu. Böylece şişme (ilk ani, hızlı genişleme) nedeni ya da gerekçesinin evrenin homojen ve izotrop olmasına yol açan bir süreç başlattığı varsayılıyordu.

"Kozmik şişme" kavramının mucidi, böyle bir süreci betimleyici bir senaryoyu ilk öneren kişi olan Alan Guth'tur.^[25] François Englert ve Alexei Starobinsky de aynı dönemde (1980) bu meselenin bazı sorunlu kısımları üzerinde çalışmalarda bulunmuş diğer isimler olarak bilinir. Guth daha sonra (1982'de), bazı çalışmalarda bulundu ki, bu çalışmalarında ortaya koyduğu sonuçlara göre, büyük astrofiziksel yapıların tohumlarını içeren kozmik şişme, evrenin homojen oluşunu açıklama imkânı sağlamakla kalmayıp, evrenin niçin homojenliğe aykırı bazı olgular içermesi gerektiğini de açıklama imkânı sağlıyordu.

Şişmenin evren tarihinin, Büyük Birleşik Çağı'na ve Planck Çağı'na komşu olan, son derece sıcak (10¹⁴ ile 10¹⁹ GeV arasındaki, yani 10²⁷ile10³² derece arasındaki ısılarda) ve erken bir döneminde yer almış olması gerekir. Gerek Big Bang teorisinin ortaya koyduğu meselelerin hemen hemen tümünün şişme süreciyle açıklanabilmesi, gerekse bu tür meselelerin açıklanabilmesinde diğer senaryoların daha karışık olmalarına rağmen sonuç vermede yetersiz görülmesi, şişme senaryosuna kozmolojide daha ön planda yer verilmesini sağladı. Kozmik arka planın anizotropilerinin ^[26] ayrıntılı gözleminden itibaren, iyice emin olunduğundan, şişme modellerinin kanıtlarla pekiştirilmesine gerek kalmadığı anlaşıldı. Şişme senaryosunun gözlemlerle uyum içinde olması onun konuyla ilgili tüm meselelerde baş role yerleştirilmesini sağlamış bulunmaktadır.

Şişme evresi evrenin belli bir zaman içinde son derece hızlı bir şekilde genişlemesidir. Genişleme dolayısıyla yoğunluğu azalan bu evren, çok homojen bir enerji türüyle dolu hâldeydi. Bu enerji o zaman çok hızlı olarak etkileşimde bulunmaya ve ısınmaya koyulacak partiküllere dönüştü. Şişmeyi sona erdiren bu iki evreye parçacıkların patlayıcı yaratılışı bakımından “ısınma-öncesi evre” ve parçacıkların termalizasyonu bakımından “ısınma evresi” adı verilir. Şişmenin genel işleyişi iyice anlaşılmış olmakla birlikte, ısınma-öncesi ve ısınma evrelerindeki işleyiş tam anlaşılamamış olup, hâlen çeşitli araştırmalara konu olmaktadır.

Planck Çağı — Kuantum Kozmolojisi

Şişme evresinin ötesinde (öncesinde), daha genel olarak söylemek gerekirse, Planck ısısı gibi sıcaklıklarda güncel fizik kuramlarının artık geçerli olmadığı bir sahaya girilir. Bu, genel görelilik kuramında bir düzeltmenin söz konusu olacağı, kuantum mekaniği kavramlarının geçerli olduğu bir sahadır. Henüz ortaya konmamış olmakla birlikte, belki de hâlen gelişim hâlindeki sicim kuramından doğacak bir kuantum kütleçekimi kuramı, Planck Çağı denilen dönemdeki evrene ilişkin çeşitli spekülasyonlara yer verilmesini sağlayacaktır. Stephen Hawking gibi birçok yazar bu dönemlerdeki evreni tanımlayabilme denemelerine olanak sağlayacak çeşitli araştırma yolları önermişlerdir. Bu araştırma alanına günümüzde kuantum kozmolojisi adı verilmektedir.

Kozmoloji standart modeli

"Kozmoloji standart modeli" 20.yy.’ın ilk yarısında önerilen Big Bang görüşünün mantıksal bir sonucudur. Adı parçacık fiziğinin standart modelinin adından örnekseme yoluyla oluşturulmuş “kozmoloji standart modeli” evren gözlemlerinin bütünlüğüyle uyuşan bir evren tanımı sunmaktadır.

Özellikle şu iki noktayı şart koşar:

Gözlemlenebilir evren, yoğun ve sıcak bir evreden (Big Bang) doğmuştur. Bu evre sırasındaki bir işleyiş (mekanizma) erişebildiğimiz (gözlemleyebildiğimiz) bölgenin homojen olmasını, fakat aynı zamanda bazı istisnalar göstermesini sağlamıştır. Önerilen başka işleyişler olsa da, bu, muhtemelen şişme tipli bir işleyiştir.
Güncel evren birçok madde türüyle doludur:
- Her çeşit elektromanyetik ışımayı temsil edici parçacıklar olan fotonlar.
- Nötrinolar.
- Atomları oluşturan baryonik madde.
- Karanlık madde denilen, laboratuvar ortamında üretilememişse de parçacık fiziğinde öngörülen, galaksilerin yapısından sorumlu olan, kendilerini oluşturan yıldızlar bütününden daha kütleli bir veya birkaç madde türü.
- Karanlık enerji denilen, günümüzde gözlemlenen "evrenin genişlemesinin hızlanması"ndan sorumlu olan (ve muhtemelen kozmik şişme ile doğrudan ilgisi olmayan), alışılmamış özelliklere sahip bir enerji türü.

Artık astronomik gözlemlerin büyük bir kısmı bildiğimiz evreni tanımlarken bu vazgeçilmez temel taşlarından yararlanmaktadır. Kozmolojik araştırma esas olarak bu madde türlerini, özelliklerini ve ilksel evrenin hızlanmış genişleme senaryosunu tanımlamayı amaçlamıştır. "Kozmoloji standart modeli"nin üç temel taşı laboratuvar ortamında gözlemlenmemiş fiziksel fenomenlere başvurmayı gerekli kılmaktadır: Kozmik şişme, karanlık madde ve karanlık enerji. Bu temel taşları ya da bunlardan birini yok varsayan tatminkar hiçbir kozmolojik model yoktur.

Özellikler, sonuçlar, meseleler ve çözümleri

Big Bang'in getirdiği meseleler

Big Bang modelleri incelendiğinde bu tip bir modelin bazı sorunları da beraberinde getirmiş olduğu görülmekteydi. Üzerinde değişiklikler yapılmadan önce, sade Big Bang modeli pek ikna edici bir model olarak görünmemekteydi; çünkü alışılmış miktarlara kıyasla son derece büyük ve son derece küçük miktarlardaki birçok fiziksel niceliğin varsayılmasını gerekli kılmaktaydı. Bir başka deyişle, ayakta kalabilmesi için beklenmedik değerlere birçok parametrenin eklenmesini gerekli kılıyor görünmekteydi. Evren konusundaki bu tip bir “ince akort” (İng. fine-tuning)^[27] kozmolojiyle ilgili olan ya da olmayan tüm fizik modellerinde sorunlu olarak kabul edilir. Bu durumda Big Bang, birçok gözleme açıklama getirmesindeki başarısına rağmen, ortaya birçok sorun koyan, fakat kendisi bu sorunları halledemeyen, dolayısıyla, getirdiği çözümü pek çekici görünmeyen bir kavram durumuna düşmekteydi. Fakat Big Bang modellerine eklenen senaryolar, özellikle kozmik şişme senaryosu teoriye ilk zamanlarda yapılan olumsuz yorumları değiştirmeyi başarmıştır.

Gözlenebilir Evren'in yarıçapı 92-93 milyar ışık yılıdır. Ancak cevaplanması gereken bir sorun, büyük patlama teorisine göre tek bir noktadan (sıfır noktası) başlayarak sürekli genişlediği düşünülen bir evren 13,8 milyar yılda evrende en büyük hız olarak bilinen ışık hızıyla genişliyor olsa bile bugünkü boyutlarına ulaşabilir miydi?^[28]

Ufuk meselesi

Estetik ve sadelik argümanları hariç tutulduğu takdirde, doğanın evrenin homojen ve izotrop^[8] olmasını tercih etmesinde makul bir neden yoktur. Ayrıca ilk Big Bang modelinde homojenlikten niçin -kozmik arka plan ışımasının anizotropilerinde^[26] görülen ve evrendeki büyük yapıların (galaksiler, galaksi kümeleri vs.) oluşumundan sorumlu olan bazı sapmalar olduğunu açıklayan tatminkâr bir işleyiş de mevcut değildi. Bu, herhangi bir tatmin edici açıklama getirilememiş bir meseleydi ve uzun zaman boyunca soruna, yani evrenin niçin çağımızda gözlemlediğimiz hâle (homojen ve izotrop hâle) gelecek şekilde evrim geçirmiş olduğuna ilk koşullardan yola çıkan işleyiş açıklamalarıyla çözüm getirilmeye çalışıldı. Sorun şöyle de ifade edilebilir: Geçmişte birbirlerine yakın olmuşlarsa da, herhangi bir enformasyon alışverişine vakitleri olmamış, evrenin birbirinden son derece uzak iki bölgesinin esas olarak aynı özellikleri gösteriyor olması nasıl açıklanabilirdi? Bu mesele, günümüzde “ufuk meselesi” olarak adlandırılır.

Evrenin düzlemselliği meselesi

Evrenin evriminin incelenmesi ele alındığında karşılaşılan bir başka mesele muhtemel “eğrilik yarıçapı” (bir kürenin ya da elipzoid bir cismin merkezinden yüzeye olan mesafe; söz konusu cisim bir eğri yüzeyden ibaretse eğri yüzey küresel cisme tamamlanarak da yarıçap elde edilebilir) meselesidir. Genel görelilik şunu ortaya koymaktadır ki, eğer evrende maddenin dağılımı homojense, bu takdirde evrenin geometrisi yalnızca tek bir parametreye, “uzaysal eğrilik”^[29] denilen parametreye bağlıdır. Sezgisel olarak, bu niceliğin, söz konusu koşullarda artık geçerli olmayacak "öklid geometrisi"nin ötesindeki bir uzaklık skalasıyla ilgili olduğu söylenebilir. Örneğin köşeleri birkaç milyar ışık yılı uzaklığa yayılmış dev bir üçgenin iç açılarının toplamı 180 dereceye eşit olmayabilir. Doğrulanmamış olmakla birlikte, gözlemlenebilir evrenin mesafelerinden daha büyük mesafelerin söz konusu olduğu durumlarda bu tür olgularla karşılaşılması gayet normaldir.^[30]

Bununla birlikte, “eğrilik yarıçapı” denilen uzunluk skalasının gözlemlenebilir evrenin boyutuna kıyasla gittikçe küçük hâle gelme eğiliminde olması durumunda, bir başka mesele ortaya çıkmaktadır. Bir başka deyişle, eğer "eğrilik yarıçapı" beş milyar yıl önce "gözlemlenebilir evren”in boyutundan daha büyük idiyse de günümüzde "gözlemlenebilir evren”in boyutundan daha küçük olması ve sözü edilen etki ya da sonuçlarının görünür hâle gelmesi gerekiyordu. Bu akıl yürütmeye devam edilerek, eğriliğe bağlı etki ya da sonuçları hâlen görülür olmadığına göre, eğrilik yarıçapının nükleosentez döneminde gözlemlenebilir evrenin boyutundan son derece daha büyük olduğu söylenebilir. Eğrilik yarıçapının gözlemlenebilir evrenin yarıçapından hâlen büyük kalması olayına günümüzde düzlemsellik meselesi (İng. flatness problem)^[31] adı verilmektedir.

Tekkutuplular meselesi

Parçacık fiziği evrenin genişlemesinden doğan soğuması sırasında yavaş yavaş yeni parçacıkların ortaya çıktıklarını öngörür.

Bunlardan bazıları ilksel evrende meydana geldiği sanılan, hâl değişimi denilen olay sırasında ortaya çıkmış olmalıydılar. Bazılarına tekkutuplu ya da manyetik tekkutuplu^[32] denilen bu parçacıklar istikrarlı olma özelliğine sahip olup, çok sayıda ve son derece ağır olmalıydılar (protonun 10¹⁵ misli olmaları tipik özelliklerinden biridir). Eğer böyle parçacıklar türemişlerse, bunların evrenin yoğunluğuna katkıları da olağan maddeninkine kıyasla hatırı sayılır derecede yüksek olmalıydı.

Oysa, evren, yoğunluğunun bir kısmını pek bilmediğimiz madde türlerine borçluysa da, evrende tekkutuplularınki gibi istisnai bir orana sahip parçacıklara kesinlikle yer yoktur. Parçacık fiziğinin öngörüyor olmasıyla birlikte, keşfedilemedikleri için gerçekten mevcut olup olmadıkları saptanamamış bu tür ağır parçacıklar meselesi tekkutuplular meselesi olarak adlandırılır.

Yapıların oluşumu meselesi

Gözlemler, evrenin büyük ölçeklerde homojen olduğunu göstermekle birlikte, aynı zamanda, küçük ölçeklerde (gezegenler, yıldızlar, galaksiler vs.) homojenlikten sapmalar içerdiğini, yani homojen olmama özelliği de taşıdığını göstermektedir.

Günümüzde, belirli koşullar oluştuğunda maddenin dağılımındaki küçük bir homojen olmama hâlinin nasıl, çevresinden daha yoğun, önemli bir astrofiziksel cismi yaratana dek büyüyüp geliştiği bilinmekte, açıklanabilmektedir. Buna Jeans Kararsızlığı işleyişi adı verilmektedir. Bununla birlikte, böyle bir işleyişin meydana gelmesi için öncelikle küçük bir homojen olmayış mevcudiyetinin varsayılması gerekir ve ayrıca gözlemlenen astrofiziksel yapıların çeşitliliği göstermektedir ki başlatıcı etkide bulunan bu homojen olmayış hâllerinin genişlik ve boyut olarak dağılımı "Harrison-Zel'dovich spektrumu" adıyla bilinen kesin bir yasaya tâbidir. İşte ilk Big Bang modelleri bu tür çalkantı ya da kararsızlıkları açıklamada yetersiz kalmaktaydı. Bu yüzden ilk Big Bang modelleri ortaya atıldığında yapıların oluşumu meselesi ortaya çıkmıştı.

Önerilen çözümler

Ufuk meselesi hakkında

Ufuk meselesi ile düzlemsellik meselesi köken olarak aynı mesele kapsamında ele alınabilir. Zaman ilerledikçe genişleme sürmekte ve gitgide daha çok madde içeren daha büyük bölgelere geçilmektedir. Zaman ilerledikçe sayıları görünür şekilde artan galaksilerin aynı özelliklere sahip olmaları şaşırtıcı bir husustur.

Bu meselenin bir çözümü, evren tarihinin erken döneminde evrenin hâli hakkındaki belirli bir enformasyonun tüm evrene son derece hızla yayılmış olduğu fikrindedir. Böyle bir durumda evrenin birbirlerine son derece uzak bölgeleri birbirlerine benzer oluşumlar içine girmelerini sağlayacak enformasyon alışverişinde bulunmuş olabilirler. Bu çözümün karşısındaki engel, özel görelilik kuramıdır; özel görelilik kuramı hiçbir şeyin ışıktan daha hızlı hareket edemeyeceğini şart koşmaktadır.

Bununla birlikte, evrenin genişlemesi çok hızlı olmuş olmasına rağmen, özel görelilik sınırları bir şekilde aşılmış olabilir. Aslında, böyle bir durumda, gözlemlenebilir evrenin boyutu sabit kalırken, evrenin iki bölgesi arasındaki uzaklık üslü olarak artabilir. Yani başlangıçta çok küçük ve homojen olan bir bölge gözlemlenebilir evren bölgesine oranla son derece büyük bir boyuta erişme olanağına sahiptir. Sabit genişleme oranlı bu evre tamamlandığında evrenin bulunduğumuz homojen bölgesi gözlemlerimize ulaşan hâlinden son derece daha büyük olabilir.

Friedmann denklemleri, evrende tipik olmayan bir madde türünün varlığının kabulü şartıyla, bu tür senaryoların mümkün olabileceğini göstermektedir.

Düzlemsellik meselesi hakkında

Bir küresel biçmin eğriliğinin algılanması, üzerinde ölçme işleminin yapıldığı bölgenin rölatif boyutuna bağlıdır. Bu boyut arttığında eğri gitgide görünür hâle gelir. Şemada küresel yüzey genişleme hâlindeki evreni, renkli (pembe) kısım ise rölatif boyutu zamanla artan gözlemlenebilir kısmı temsil etmektedir. (Dikkat ! Evren bir küre değildir, nitekim burada da bir yüzeyle temsil edilmiştir.)

Düzlemsellik meselesi de aynı tarzda çözülebilir. Meselenin özü şudur: "Eğrilik yarıçapı", gözlemlenebilir evrenin boyutundan daha az hızla büyümektedir. Oysa eğer genişlemeye hükmeden yasa, olağan maddeyle dolu bir evrenin genişlemesine hükmeden yasadan farklıysa bu artık doğru olamaz. Tipik olmayan özelliklere sahip (örneğin basıncı negatif olan) bir madde türünün mevcudiyeti varsayıldığında, "eğrilik yarıçapı" gözlemlenebilir evrenin boyutundan daha hızlı büyüyecektir. Eğer böyle bir genişleme evresi geçmişte olmuş ve yeterince uzun bir zaman sürmüşse eğrilik yarıçapının ölçülebilir olmaması hiç de şaşırtıcı değildir.

Tek kutuplular meselesi hakkında

Manyetik tekkutuplular meselesi hızlanmış bir genişleme evresi ile çözülebilir. Bu, evrendeki tüm olağan maddenin yoğunluğunu azaltıcı eğilimdedir. Ancak bu durumda yeni bir mesele ortaya çıkar: Hızlanmış genişleme evresi, ardında tümseksiz, çukursuz bir uzaysal düzlem hâlinde, homojen, fakat maddesiz bir evren bırakır.

1980'li yılların başlarında Alan Guth tarafından önerilen "kozmik şişme" senaryosu bu sorunların tümünü gideren bir çözüm olmuştur. Bu çözümde, hızlanmış genişleme evresine neden olan, gerekli tüm özelliklere sahip, "tipik olmayan madde" türüdür.^[33] Çözümde, hızlanmış genişlemenin sonucunda kararsız (değişken) hâle gelen bu genişleme evresinden sorumlu olan "sayıl alan" (İng. scalar field)^[34] "ısınma öncesi" ve "ısınma" denilen karmaşık süreçler sırasında, aşama aşama “standart model”^[35] parçacıkları hâlinde parçalanır.

Kozmik şişme ile ilgili sunulan ilk modeller çeşitli teknik sorunlar taşımış olsa da, önerilen sonraki modeller bu teknik sorunlardan arındırılarak, makul bir duruma gelecek şekilde geliştirilmiştir. Tekkutuplular, düzlemsellik ve ufuk meselelerinin kozmik şişme çözümüne alternatif bir çözümü Weyl curvature hipoteziyle^[36] sunulmuştur.^[37]

Büyük yapıların oluşumu hakkında

Kozmik şişmede, maddenin her türüne ilişkin kuantum çalkantıları ya da dalgalanmaları vardır (Heisenberg'in belirsizlik ilkesinin sonucu olarak). Şişmenin beklenmedik sonuçlarından biri, başlangıçta kuantum tabiatlı bu çalkantıların “hızlanmış genişleme evresi ” sırasında olağan klasik yoğunluklar hâline gelmek üzere evrim geçirmeleridir. Bu çalkantıların “kozmolojik karışıklıklar teorisi” kapsamında gerçekleştirilen tayf hesaplamaları, söz konusu çalkantıların "Harrison-Zeldovitch tayfı"^[38] baskılarını izlediklerini ortaya koymuştur.

Böylece kozmik şişme, evrendeki homojenlikten küçük kaçışların ya da sapmaların ortaya çıkışını açıklayabilmemize olanak sağlamaktadır. İlk kozmik şişme modelinin beklenmedik başarısı, ardından daha geliştirilmiş bir hâlinin hazırlanmasına öncülük etti: Bu modele göre, kozmik şişme evresi sırasında yaratılan küçük homojen olmama hâllerinin ayrıntıları, güncel evrenimizdeki homojen olmama hâllerinin ilk nedenleri olabilirdiler. COBE ve WMAP uydularınca gözlemlenen "kozmik arka plan dalgalanmaları"na ilişkin verilerin incelenmesi yoluyla yapılan gözlemler ile bu tahminler arasındaki uyum ilginç düzeydedir. SDSS (Sloan Digital Sky Survey)^[39] ekibi tarafından hazırlanan “galaksiler kataloğu” adlı çalışma sonuçlarında da görülen bu uyum, 20. yy. kozmolojisinin büyük başarılarından birini gözler önüne sermektedir.

Karanlık madde

1970'li ve 1980'li yıllarda yapılan çeşitli gözlemler, galaksilerin içindeki ve galaksiler arasındaki kütleçekimsel güçlerin görünürdeki (zahiri) etkisini açıklayabilecek yeterince gözle görülür madde olmadığını kanıtlamıştır. Bu saptama, doğal olarak, evrendeki maddenin azami %90'ının ışık yaymayan ya da normal baryonik madde ile etkileşime girmeyen bir madde türünden (karanlık madde) oluştuğu sonucuna varılmasını sağlamıştır. Karanlık madde kısaca, ışın yaymayan ya da elektromanyetik ışınları doğrudan algılanabilecek şekilde yeterince yansıtamayan bir madde türüdür. Karanlık maddenin varlığı başlangıçta tartışmalı bir mesele olmuşsa da, sonradan çeşitli gözlemler, özellikle şu gözlemler varlığını iyice ortaya koymuş durumdadır: Kozmik mikrodalga arka plan ışımasındaki anizotropiler^[26], galaksi kümelerindeki hız kayıpları, yapıların dağılımlarının geniş skalası ve galaksi kümelerindeki X ışınları ölçümleri.^[40] Hiçbir karanlık madde parçacığı laboratuvar ortamında üretilmemiş olmakla birlikte, karanlık maddenin varlığının kanıtı özellikle diğer maddeler üzerindeki kütleçekimsel etkisinde bulunmaktadır. Şimdiye dek, karanlık madde parçacıkları olabilecek pek çok parçacık bilim çevrelerine aday olarak sunulmuş ve karanlık madde parçacıklarını ortaya çıkarmak ya da keşfetmek üzere birçok proje başlatılmıştır.^[41]

Karanlık enerji

Ia tipi süpernovalardaki “kırmızıya kayma”-“görünür kadir” ilişkisinin ölçümleri evrenin genişlemesinin evrenin şimdiki yaşının yarısına gelmesinden itibaren hızlanmış olduğunu göstermiştir. Bu hızlanmayı açıklamada, "genel görelilik" evrendeki enerjinin bir kısmının büyük negatif basınca sahip bir unsurdan oluşmuş olmasını zorunlu kılmaktaydı ki, bu unsura ya da enerjiye günümüzde "karanlık enerji" adı verilmektedir. Karanlık enerjinin varlığı başka yollarla da anlaşılmaktadır.

Negatif basınç bir tür vakum enerjisi özelliği gösterir. Fakat karanlık enerjinin gerçek doğası Big Bang'in büyük sırlarından birinin kalıntısıdır denilebilir. Kimilerine göre kozmolojik bir cevher ya da bir sabitedir. 2008'deki WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) uydusu ekibinin "kozmik mikrodalga arka plan ışıması”nın verileriyle ve diğer kaynakların verileriyle birleştirilen sonuçları günümüzdeki evrenin %72'sinin karanlık enerjiden, %23'ünün karanlık maddeden, %4,6'sının düzenli (olağan) maddeden ve %1'den az bir kısmının nötrinolardan oluştuğunu göstermiştir^[42] Maddedeki enerji yoğunluğunun evrenin genişlemesiyle azalmasına karşın karanlık enerjinin yoğunluğu sabit kalmaktadır. Sonuç olarak, madde geçmişte evrenin tüm enerjisinin önemli bir kısmını oluşturmuşsa da ve hâlen hatırı sayılır bir kısmını oluşturuyorsa da, uzak bir gelecekte evrene katkısı iyice düşecek ve karanlık enerji daha da baskın duruma gelecektir.

Hâlihazırdaki en iyi Big Bang modeli olan ΛらむだCDM modelinde^[43] karanlık enerji genel görelilik kuramındaki bir kozmolojik sabitenin varlığıyla açıklanmaktadır. Bununla birlikte karanlık enerjiyi güzelce açıklayan sabitenin boyutu, kuantum kütleçekimine ilişkin fikirler üzerine kurulu tahminlere gelindiğinde, şaşırtıcı ölçüde küçük gösterilmektedir. Kozmolojik sabite ile diğer karanlık enerji açıklamaları arasındaki tefrik, hâlihazırda bir araştırma alanıdır, devam eden araştırmalara konu teşkil eden aktif bir çalışma sahasıdır.

Kozmik şişmeyi kabul eden farklı kozmolojik modeller

Big Bang'in evren tarihinin ilk ya da başlangıç anına dayalı olduğu inanışı yanlış bir inanıştır. Big Bang yalnızca evrenin yoğun ve sıcak bir dönemden geçmiş olduğunu gösterir. Bu yoğun ve sıcak evreyi çok farklı tarzda betimleyen çeşitli kozmolojik modeller vardır.

Sunulan ilk modellerden birinde Georges Lemaître maddenin yoğunluğunun nükleer madde yoğunluğunda (10¹⁵g/cm³) olduğu bir ilk hâli varsayıyordu. Lemaître, haklı olarak, böyle yoğunluklardaki maddenin davranışını kesin olarak bilme iddiasında bulunmanın güç olduğunu düşünüyor ve genişlemeyi başlatan şeyin bu kararsız (değişken) dev atomik çekirdeğin parçalanması olduğunu varsayıyordu. Lemaître daha önce, 1931'de, evren tarihinin ilk anlarını tanımlamada daima kuantum mekaniğine başvurmak gerektiğine^[44] ve uzay (mekân) ile zaman kavramlarının alışılmış niteliklerini muhtemelen kaybetmiş hâlde olacağına dikkat çekiyordu.^[45]

Günümüzde klasik Big Bang modellerinin yetersiz kaldığı noktaları tamamlayan, kozmik şişme ve Big Bang'i farklı bir bakış açısıyla ele alan farklı modeller oluşturulmuştur. Bazı kozmik şişme modelleri sonsuz (ebedi) bir evren varsayarlar, pre-Big Bang gibi bazı modeller ilk hâlin pek yoğun olmadığını, buna karşılık ardından bir geri sıçrama evresi geçirdiğini varsayarlar, sicim kuramına dayalı bazı modeller ise "gözlemlenebilir evren"in dört boyutluluğun da ötesindeki bir uzaya dalmış hâlde olduğunu varsayarlar.^[46] Bu sonuncu modellere göre, Big Bang ve genişleme hareketi iki brane^[47] arasındaki çarpışmadan kaynaklanmaktadır^[48] Bazı modeller de evrenin hareketini tekrarlanan bir nabız atışına (genişleme ve büzülme) benzetirler.

Sonuç olarak tekrar etmek gerekir ki, gözlemlediğimiz evren Big Bang'den doğmuştur. Big Bang teorisine göre, günümüzde tanıdığımız elementer parçacıklar söz konusu yoğun ve sıcak dönemde oluşmuşlar ve sonraki süreçlerde evrende gözlemlediğimiz tüm yapılar oluşmuştur.

Oluşumu

Big Bang'in ilk döneminde gözlemlenebilir evren bölgesinde hüküm süren koşullar her yerde aynıydı. Buna karşılık maddi unsurların evrenin genişlemesi olgusuyla birbirlerinden hızla uzaklaştıkları görülmektedir. Büyük Patlama terimi, bu genişleme hareketinin şiddetine ifade etmek üzere, bir terim olarak önerilmiştir.

Big Bang'in bir merkezi ya da özel bir yönü yoktur. Evrenin geçmişte nasıl olduğu, ancak evrenin uzak bölgeleri gözlemlenerek anlaşılabilmektedir. Evrende ne kadar uzak bir bölge gözlemlenebilirse, evren tarihinde de o kadar uzak bir geçmiş tespit edilebilir. Fakat günümüzde gözlemlenebilen, doğrudan doğruya Big Bang'in ilk döneminin kendisi değil, evren tarihindeki bu sıcak aşamanın ışıklı yansıması olan “kozmik arka plan ışıması”dır. Bu ışıma esas olarak tekbiçimli olup her yönde gözlemlenebilmektedir. Bu, Big Bang'in gözlemleme olanağı bulunan bölgelerde son derece homojen bir tarzda meydana geldiğini göstermektedir. Big Bang'in ilk hâlini tespit edilemeyecek olmasının sebebi, ilksel evrenin, yüksek yoğunluğundan dolayı, donuk ışımalı oluşudur.

Genel kanının aksine Big Bang, herhangi bir yerde olmuş bir patlama değildir. Big Bang ya da Büyük Patlama, kimilerinin adını ilk duyduğunda düşündükleri gibi, günümüzdeki galaksileri oluşturan maddeyi dışarı fırlatıp atan, herhangi bir noktada meydana gelmiş bir patlama değildir.

Felsefi sonuçları

Big Bang’in önerdiği ya da en azından sade modelinde önerdiği çözüm, filozofların bir kısmına göre yaratılışçı fikrine uygun görüldü. Bu filozoflara göre temel fikir, Yaratılışçılık'ın önerdiği "Başlangıçlı Evren" ile uyuştuğu üzerine geliştirildi. Bilim camiası teoriye kuşku ile bakarken, kısa zamanda genelini halkın oluşturduğu kitleler bunu Yaratılışçılık'ın doğrulaması olarak kabul etti. Evrenin başlangıcına dair teoloji ve felsefede yapılmış önceki yorumlara ilave olarak, bu bilimsel gelişme, felsefe ve teoloji alanlarında da farklı yorumcular tarafından, önceki akımların doğrulanmasına veya sorgulanmasına yol açtı. Bu nokta Papa XII. Pius tarafından özellikle ifade edildi.^{[kaynak belirtilmeli]} Bazılarına göre, Big Bang'in önerdiği kronoloji, Yaratılış'ın sonsuz olduğuna inanan Newton, Einstein gibi çekim teorilerinin kurucularının kanaatlerinin aksi gibi görünüme sahipti. Lemaître, Papa'nın ifade ettiğinden farklı bir bakış açısına sahipti. Buna karşılık, bilimsel anlamda kabul edilebilir kanıtlara dayanılmasa da, Lemaître'e Big Bang modelini hazırlamasında dinî kanaatlerinin yardımcı olduğunu ileri sürenler olmuştur.^[49]

Bir kısım bilim insanı, astroloji ve kozmoloji verilerinin, herhangi bir felsefe veya teoloji ile örtüşmeyeceğini ifade etmişlerdir. ^{[kaynak belirtilmeli]} Buna karşın bazı astrofizikçiler, konunun Tanrı'nın varlığı ile ilişkilendirilebileceğini savunmuşlardır. Örneğin Amerikalı astrofizikçi Hugh Ross konuya ilişkin şu açıklamada bulunmuştur:

"Zaman, olayların meydana geldiği boyut olduğuna göre, eğer madde, Big Bang'le ortaya çıkmışsa, o hâlde evreni ortaya çıkaran sebebin evrendeki zaman ve mekândan tümüyle bağımsız olması gerekir. Bu da bize Yaratıcı'nın evrendeki tüm boyutların üzerinde olduğunu göstermektedir."^[50]

Bilim insanlarından gelen eleştiriler

Big Bang teorisini reddeden ve teorinin eleştirilecek çok yanı olduğunu düşünenlerden biri "durağan hâl teorisi"nin mimarlarından Fred Hoyle’dür. Teoriye bilim dünyasından karşı duranlar arasından şu isimler örnek olarak verilebilir:

Hannes Alfvén (1908-1995): Plazma fiziğindeki çalışmalarından ötürü 1970'te Nobel Fizik Ödülü sahibi olmuştur. Big Bang’i tümüyle reddetmiştir. Kendi teorisi olan "plazma evren" teorisini savunur.
Edward Arthur Milne (1896–1950): Newton'cu kozmolojiden hareket ederek, genişlemenin statik bir evrendeki galaksiler hareketinden başka bir şey olmadığını savunmuştur.
Arno Allan Penzias ve Robert Woodrow Wilson: 1968'de kozmolojik termik ışımayı keşiflerinden ötürü 1978'de Nobel Fizik Ödülü sahibi olmuşlardır. Keşfettikleri sonradan « kozmik mikrodalga arka plan ışıması» olarak adlandırılmıştır.

Yadsınamaz başarılarına karşın Big Bang'e günümüzde de, bilim dünyasının bir kısmı muhalefet etmektedir. Bu muhalefet cephesinde bazı astronomlar da vardır. Bu muhaliflere örnek olarak, maddenin yaratılışını esas alan yeni bir "durağan hâl" versiyonu^[51] geliştirmiş olan Geoffrey Burbidge, Fred Hoyle ve Jayant Narlikar belirtilebilir.^[52] Big Bang'e son zamanlarda yeniden getirilen bir eleştiri de, Abell 1835 IR1916 ve HUDF-JD2 galaksileri gibi bazı uzak kozmik cisimlerin yaşı ile daha genç kalan evrenin yaşı arasındaki uyumsuzluk konusundadır. Fakat çoğu zaman bu tür sorunlar kötü yaş tahminlerinden ileri gelmektedir.

Güncel durum

Big Bang teorisi esasen iki temel fikir üzerine kuruludur: Fiziksel yasaların evrenselliği ve kozmolojik prensip. Kozmolojik prensip daha önce değinildiği gibi, evrenin makro ölçeklerde homojen ve izotrop olduğunu varsayar. Bu fikirler önceleri birer hipotez konumundaydılar, fakat günümüzde gözlemlerle desteklenmektedirler.

Gözlemsel kozmoloji alanındaki gözlemsel gelişmeler Big Bang'e kesin bir destek sağlamaktadır, en azından bu alanda çalışan araştırmacılar arasında bu görüş ortaktır.^[53] Big Bang'in karşısındaki temel teori olan "durağan hâl teorisi" de kozmik arka plan ışımasına ilişkin gözlemleri, hafif elementlerin salınmasını ve galaksilerin evrimini açıklamakta yetersiz kalışı nedeniyle günümüzde tümüyle marjinal bir duruma gelmiş bulunmaktadır.

Big Bang aslında, hâlen gözlemlerin bir yanlışını çıkaramadığı genel göreliliğin bir sonucudur.^[54] Dolayısıyla kimilerine göre Big Bang'i reddetmek genel göreliliği reddetmek demektir.

Buna karşılık birçok dönem veya fenomenin hâlen pek fazla bilinmediği bir gerçektir. Örneğin, antimaddeye kıyasla hafif bir madde fazlasının söz konusu olduğu baryogenez dönemi ve kozmik şişme evresinin sonuna ilişkin ayrıntılar, özellikle ısınma-öncesi ve ısınma evreleri... Geliştirilecek yanları olan Big Bang modelleri hâlen gelişim içinde olmakla birlikte, artık Big Bang'in genel kavramını tartışmak yeterince güçleşmiş bulunmaktadır.

Büyük Patlama teorisine göre gelecek

Karanlık enerjinin varlığının anlaşılmasından önce, kozmologlar evrenin geleceği hakkında iki senaryo geliştirmişlerdi. Evrenin "kütle yoğunluğu" “kritik yoğunluk”tan (İng. critical density)^[55] büyük olduğu takdirde evren azami boyutuna ulaştıktan sonra çöküş sürecine girecekti. Daha yoğun ve daha sıcak olacak ve bu süreci “Büyük Çöküş” (İng.Big Crunch)^[56] denilen, başlangıçtaki hâline benzer bir hâlle tamamlayacaktı.^[57] Bu senaryoya alternatif olarak, evrendeki yoğunluk "kritik yoğunluğa" eşit veya bunun altında olduğu takdirde genişleme yavaşlayacak, fakat asla durmayacaktı. Yıldızlararası gazlardaki yıldız oluşumu tüm galaksilerde duracak, yıldızlar ak cücelere, nötron yıldızlarına ve kara deliklere dönüşeceklerdi. Bunlar arasındaki çarpışmalar da yavaş yavaş kütle birikimlerinin oluşmasını, yani daha büyük kütleli cisimlerin oluşmasını ve giderek büyük kara delikler hâline gelmeleri sonucunu doğuracaktı. Evrenin ortalama sıcaklığı sonuşmaz olarak "mutlak sıfır"a yaklaşacaktı (evrenin ısısal ölümü) Ayrıca proton kararsız kaldığı takdirde baryonik madde ardında yalnızca ışıma ve kara delikler bırakarak yok olacaktı. Sonunda kara delikler de "Hawking ışınımı" yayarak buharlaşacaklardı (yok olacaklardı). Böylece evrenin entropisi hiçbir organize enerji türünün kendisini kurtaramayacağı “evrenin ısısal ölümü”^[58] denilen bir noktaya tırmanacaktı.

Modern “hızlı genişleme” gözlemleri şunu göstermektedir ki, bugünkü “görülür evren” yavaş yavaş “olay ufku”muzun ötesine kayacak ve temas olanaklarımızın dışına çıkacaktır. Sonraki durum ya da nihai sonuç bilinmemektedir. En gelişmiş Big Bang modeli olan ΛらむだCDM modeli, karanlık enerjiyi bir "kozmolojik sabit" biçimi olarak kabul eder. Bu teori ya da model yalnızca galaksiler gibi sınırlı çekimsel sistemlerin birlikte kalabileceklerini varsayar ki, ısısal ölümden onlar da kaçamayacaklardır. Karanlık enerjiye ilişkin, “fantom enerji teorileri” denilen başka açıklamalar ise sonunda galaksi kümelerinin, yıldızların, gezegenlerin, atomların vb.’nin ebedi genişlemeyle ayrılacaklarını ileri sürmektedir.^[59] Buna Big Rip^[60] adı verilmektedir.

Büyük Patlama’nın ötesindeki spekülatif fizik

Big Bang modeli kozmolojide yerleşmiş olmakla birlikte, gelecek konusunu yanıtlamada daha yeterli olması gerektiği anlaşılmaktadır. Evrenin en erken dönemi hakkında da pek az şey bilinmektedir. Penrose-Hawking tekilliği teoremleri kozmik zamanın başlangıcında bir tekilliğin varlığını zorunlu kılmaktadır. Fakat bu teoremler, genel göreliliğin hep geçerli olduğunu varsayarlar; oysa evrenin Planck ısısına ulaşmasından önceki dönemde genel göreliliğin geçerli olmaması gerekir ve "tekillik"ten ancak bir kuantum kütleçekimi davranışı kaçınabilir.^[61] Prensip olarak, evrenin “gözlemlenebilir evren”in ötesinde de parçaları olabilir. Bu, "kozmik şişme" olduysa gayet mümkündür; çünkü üslü (matematiksel üslerle ifade edilebilecek) bir genişleme, uzayın büyük bölgelerini “gözlem ufku”muzun ötesine itmiş olabilir.

Denenmemiş hipotezleri gerektiren bazı öneriler şunlardır:

Hartle-Hawking sınırsız hâlini içeren modeller: Bunlarda uzay-zaman bütünü sınırlıdır; buradaki Big Bang, zamanın sınırını bir tekilliğe ihtiyaç duymaksızın temsil eder.^[62]
Brane kozmolojisi modelleri:^[63] Bunlarda kozmik şişme, sicim kuramındaki brane’lerin^[64] hareketinden kaynaklanır. Bunlar, “Pre-Big Bang modeli”, Big Bang'in iki brane arasındaki çarpışmanın sonucu olarak kabul edildiği “ekpirotik model” ve ekpirotik modelde belirtilen çarpışmaların periyodik olarak tekrarlandığını varsayan “döngüsel model”dir (İng. cyclic model).^[65]^[66]^[67]
Kaotik şişme teorisi: Kaotik şişme teorisinde kozmik şişme olayları rastlantısal bir kuantum kütleçekimi dâhilinde her yerde başlar, ayrı Big Bang’leri olan ayrı evrenler oluşur.^[68]^[69]

Son iki kategoride yer alan modeller Big Bang’i evrenin bir başlangıcı olarak değil, çok daha büyük, çok daha eski ve çok tabakalı (ya da çok boyutlu) varsayılan evrendeki tali bir olgudan ibaret olarak görürler.

Ayrıca bakınız

Kaynakça

^ ^a ^b ^c ^d "model Büyük Patlama." Encyclopædia Britannica. Encyclopædia Britannica Online. Encyclopædia Britannica Inc.
^ Lemaître, G. (1927). "Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques". Annals of the Scientific Society of Brussels 47A: 41. (French) (Translated in: "A Homogeneous Universe of Constant Mass and Growing Radius Accounting for the Radial Velocity of Extragalactic Nebulae 2 Mayıs 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 91: 483–490. 1931. Expansion of the universe,Lemaître) Lemaître, G. (1931). "The Evolution of the Universe: Discussion". Nature 128: 699–701. doi: 10.1038/128704a0 25 Nisan 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
^ "E. Britannica/big-bang-model". 2 Ocak 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ Alpher, R.A.; Bethe, H.; Gamow, G. (1948). "The Origin of Chemical Elements 23 Şubat 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Physical Review 73: 803. doi: 10.1103/PhysRev.73.803 Gamow 7 Şubat 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
^ Hubble, Edwin (1929). "A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae". Proceedings of the National Academy of Sciences. Cilt 15. ss. 168-173. doi:10.1073/pnas.15.3.168. ISSN 0027-8424. 18 Haziran 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ "BBC News - 'Big bang' astronomer dies". 8 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ Foundations of the Big Bang Model 22 Ocak 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.,Cosmological principle 25 Şubat 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
^ ^a ^b ^c ^d "Isotrope". 26 Mart 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ Hoyle, F. (1948). "A New Model for the Expanding Universe 23 Şubat 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 108: 372. Hoyle
^ Penzias, A.A.; Wilson, R.W. (1965). "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s 26 Şubat 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Astrophysical Journal 142: 419. doi: 10.1086/148307. Penzias/Wilson^{[ölü/kırık bağlantı]}
^ Elektromanyetik tayfın, gözle görülebilen, dalga boyu 400 nm (mor) ila 750 nm (portakal rengi) arasında değişen kısmı
^ "Very Large Telescope". 23 Şubat 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ "Keck Observatory". 26 Şubat 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ "Subaru Telescope". 27 Şubat 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ Raghunathan Srianand, Patrick Petitjean & Cédric Ledoux, The microwave background temperature at the redshift of 2.33771, Nature, 408, 931 (2000), astro-ph/0012222 Voir en ligne 18 Mart 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
^ After 300,000 years, nuclei began to capture electrons and form the first atoms. This cosmic microwave map reveals what the Universe was like after 380,000 years. The red and yellow areas are slightly warmer than the blue and green ones and are a sign that matter was clumping.http://www.infoplease.com/dk/science/encyclopedia/big-bang.html 12 Ağustos 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. (6) When the cosmic microwave background radiation was emitted during atom formation 300,000 years after the Big Bang, its temperature was several thousand degrees and the light was in the visible part of the electromagnetic spectrum. As the Universe expanded, it cooled and the visible light first became infrared radiation then microwaves. The temperature of the Universe now is a frigid 2.725 degrees about absolute zero. (7) During the period in which atoms were forming and earlier, the Universe was opaque in the sense that light could not travel any appreciable distance. It was as though the Universe was "in a fog." At 380,000 years, recombination was essentially completed: Each proton had paired up with an electron to form a hydrogen atom. Light was liberated. The Universe cleared and the cosmic background radiation has traveled undisturbed ever since. When WMAP makes its measurements, it captures some of the radiation that has been traveling uninterrupted for almost 14 billion years. http://www.jupiterscientific.org/sciinfo/ncupdate.html 1 Aralık 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. After most leptons and anti-leptons are annihilated at the end of the lepton epoch the energy of the universe is dominated by photons. These photons are still interacting frequently with charged protons, electrons and (eventually) nuclei, and continue to do so for the next 300,000 years. http://www.wikinfo.org/index.php/Timeline_of_the_Universe 22 Kasım 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. http://map.gsfc.nasa.gov/media/080998/index.html 12 Ocak 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
^ "Arşivlenmiş kopya". 30 Ocak 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Mayıs 2009.
^ "Énergie de masse". 4 Haziran 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ "Baryogenesis". 17 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ "équilibre thermique". 25 Eylül 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ La présence de ces neutrinos influe sur le taux d’expansion de l’univers (voir équations de Friedmann), et par suite sur la vitesse à laquelle l’univers se refroidit, et donc sur la durée de la nucléosynthèse, qui elle-même détermine en partie l’abondance des éléments qui sont synthétisés pendant celle-ci.
^ Voir par exemple (İngilizce) Leo Stodolsky, Some neutrino events of the 21st century, in Neutrino astrophysics, comptes rendus du quatrième atelier SFB-375, château de Ringberg, Allemagne, 20-24 octobre 1997, page 178-181, astro-ph/9801320 Voir en ligne 16 Kasım 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
^ Si tel n’était pas le cas, un très fort rayonnement gamma serait émis du voisinage des régions où matière et antimatière coexisteraient. Un tel rayonnement n’est pas observé.
^ Kolb and Turner (1988), chapter 6
^ Guth, A.H. (1998). The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Vintage Books. ISBN 978-0-09-995950-2.
^ ^a ^b ^c "Anisotropy". 7 Ocak 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ "Fine-tuning". 30 Mart 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ "Arşivlenmiş kopya". 26 Nisan 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Aralık 2020.
^ "Courbure spatiale". 22 Ocak 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ Örneğin Planck uzunluğu adıyla bilinen, en küçük uzunluğa yaklaşıldıkça uzay-zamanın tümsek ve çukurlukları artar ve iki nokta arasındaki uzaklık” kavramının hiçbir anlamı kalmaz.
^ "Flatness problem". 17 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ "Magnetic monopole". 2 Şubat 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ Bu çözümde "scalar field” terimi yerine, aynı anlamda "inflation" (şişme, şişkinleşme) terimi kullanılmıştır.İlgili bilimsel makaleler
^ "Scalar field". 13 Şubat 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ "Modèle standard". 27 Eylül 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ "Weyl curvature hypothesis". 13 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ Penrose, R. (1979). "Singularities and Time-Asymmetry". Hawking, S.W. (ed); Israel, W. (ed) General Relativity: An Einstein Centenary Survey: 581–638, Cambridge University Press. Penrose, R. (1989). "Difficulties with Inflationary Cosmology". Fergus, E.J. (ed) Proceedings of the 14th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics: 249-264, New York Academy of Sciences. doi: 10.1111/j.1749-6632.1989.tb50513.x.^{[ölü/kırık bağlantı]}, 2^{[ölü/kırık bağlantı]}
^ "Spectre de Harrison-Zel'dovich". 13 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ "Sloan Digital Sky Survey". 17 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ Keel, B.. "Dark Matter 5 Mart 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Retrieved on 2007-05-28.
^ Yao, W.M., et al. (2006). "Review of Particle Physics".Journal of Physics G 33: 1–1232 26 Mart 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. doi: 10.1088/0954-3899/33/1/001^{[ölü/kırık bağlantı]}. Chapter 22: Dark matterPDF 3 Ekim 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. (152 KB).
^ Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results" 10 Nisan 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. (PDF). The Astrophysical Journal. 24 Şubat 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
^ "Lambda-CDM model". 17 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ Lemaître böylece "kuantum kozmolojisi"nin temellerini de atmış bulunuyordu
^ Lemaître, G. (1931). "The Evolution of the Universe: Discussion". Nature 128: 699–701. doi: 10.1038/128704a0 25 Nisan 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
^ "Braneworld". 10 Haziran 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ "Brane". 28 Temmuz 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ "Ekpyrotic". 22 Ağustos 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ Bir örnek Georges Lemaître: el padre del big-bang 24 Ocak 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
^ Hugh Ross, The Creator and the Cosmos: How Greatest Scientific Discoveries of The Century Reveal God, Colorado: NavPress, revised edition, 1995, s. 76
^ "Théorie de l'état quasi-stationnaire". 3 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ Voir la liste 3 Ocak 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. des publications sur le sujet.
^ Voir par exemple l’ensemble des articles de cosmologie basés sur les résultats de COBE 1^{[ölü/kırık bağlantı]}, WMAP 2^{[ölü/kırık bağlantı]}3^{[ölü/kırık bağlantı]}, ou SDSS 4^{[ölü/kırık bağlantı]}5^{[ölü/kırık bağlantı]}6^{[ölü/kırık bağlantı]}7^{[ölü/kırık bağlantı]}
^ Pioneer anomalisi hariç tutulursa
^ "Critical density". 7 Şubat 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ "Big Crunch". 21 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ Kolb and Turner (1988), chapter 3
^ "Big Freeze". 8 Şubat 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ Caldwell, R.R; Kamionkowski, M.; Weinberg, N.N. (2003). "Phantom Energy and Cosmic Doomsday". Physical Review Letters 13 Nisan 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. 91: 071301. doi:10.1103/PhysRevLett.91.071301.^{[ölü/kırık bağlantı]} arΧかいiv:arΧかいiv.
^ "Big Rip". 19 Ocak 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.
^ Hawking, S.W. (1973). The Large Scale Structure of Space-Time. Cambridge (UK): Cambridge University Press. ISBN 0-521-09906-4.
^ Hartle 3 Ekim 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., J.H.; Hawking 24 Şubat 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., S.W. (1983). "Wave Function of the Universe". Physical Review D 28: 2960 6 Mayıs 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. doi:10.1088/1126-6708/2005/09/063^{[ölü/kırık bağlantı]}.
^ Langlois, D. (2002). Brane Cosmology: An Introduction. arΧかいiv:hep-th/0209261 28 Temmuz 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
^ Linde, A. (2002). Inflationary Theory versus Ekpyrotic/Cyclic Scenario. arΧかいiv:hep-th/0205259 28 Temmuz 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
^ Than, K. (2006). "Recycled Universe: Theory Could Solve Cosmic Mystery 24 Aralık 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Space.com. 24 Şubat 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
^ Kennedy, B.K. (2007). "Retrieved on 3 July 2007 What Happened Before the Big Bang?^{[ölü/kırık bağlantı]}". Retrieved on 2007-07-03. ^{[ölü/kırık bağlantı]}
^ Linde, A. (1986). "Eternal Chaotic Inflation". Modern Physics Letters A1: 81.
^ Linde, A. (1986). "Eternally Existing Self-Reproducing Chaotic Inflationary Universe". Physics Letters B175: 395–400.
^ Kragh, H. (1996). Cosmology and Controversy. Princeton (NJ): Princeton University Press. ISBN 0-691-02623-8.

Yararlanılan kaynaklar

Belušević, Radoje (2008). Relativity, Astrophysics and Cosmology. 1. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 978-3-527-40764-4. OCLC 876678499.
Block, David L.; Puerari, Ivânio; Stockton, Alan; Ferreira, DeWet, (Ed.) (2000). Toward a New Millennium in Galaxy Morphology: Proceedings of an International Conference 'Toward a New Millennium in Galaxy Morphology: from z=0 to the Lyman Break, held at the Eskom Conference Centre, Midrand, South Africa, September 13-18, 1999. Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. doi:10.1007/978-94-011-4114-7. ISBN 978-94-010-5801-8. LCCN 00042415. OCLC 851369444. "Reprinted from Astrophysics and Space Science Volumes 269-270, Nos. 1-4, 1999".
Block, David L. (2012). "Georges Lemaître and Stigler's Law of Eponymy". Holder, Rodney D.; Mitton, Simon (Ed.). Georges Lemaître: Life, Science and Legacy. Astrophysics and Space Science Library. 395. Heidelberg; New York: Springer. ss. 89-96. arXiv:1106.3928v2 $2. Bibcode:2012ASSL..395...89B. doi:10.1007/978-3-642-32254-9_8. ISBN 978-3-642-32253-2. LCCN 2012956159. OCLC 839779611.
Carroll, Sean M. (n.d.). "Why Is There Something, Rather Than Nothing?". Knox, Eleanor; Wilson, Alastair (Ed.). Routledge Companion to the Philosophy of Physics. Londra: Routledge. arXiv:1802.02231v2 $2. Bibcode:2018arXiv180202231C.
Chow, Tai L. (2008). Gravity, Black Holes, and the Very Early Universe: An Introduction to General Relativity and Cosmology. New York: Springer. ISBN 978-0-387-73629-7. LCCN 2007936678. OCLC 798281050.
Christianson, Gale E. (1995). Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae. New York: Farrar, Straus and Giroux. ISBN 978-0-374-14660-3. LCCN 94045995. OCLC 461940674.
Croswell, Ken (1995). Alchemy of the Heavens: Searching for Meaning in the Milky Way. Illustrations by Philippe Van (1. Anchor Books bas.). New York: Anchor Books. ISBN 978-0-385-47213-5. LCCN 94030452. OCLC 1100389944.
d'Inverno, Ray (1992). Introducing Einstein's Relativity. Oxford, İngiltere; New York: Clarendon Press; Oxford University Press. ISBN 978-0-19-859686-8. LCCN 91024894. OCLC 554124256.
Drees, William B. (1990). Beyond the Big Bang: Quantum Cosmologies and God. La Salle, IL: Open Court Publishing Company. ISBN 978-0-8126-9118-4. LCCN 90038498. OCLC 1088758264.
Farrell, John (2005). The Day Without Yesterday: Lemaître, Einstein, and the Birth of Modern Cosmology. New York: Thunder's Mouth Press. ISBN 978-1-56025-660-1. LCCN 2006272995. OCLC 61672162.
Frame, Tom (2009). Losing My Religion: Unbelief in Australia. Sidney: UNSW Press. ISBN 978-1-921410-19-2. OCLC 782015652.
Gibbons, Gary W.; Shellard, E.P.S.; Rankin, Stuart John, (Ed.) (2003). The Future of Theoretical Physics and Cosmology: Celebrating Stephen Hawking's 60th Birthday. Cambridge, İngiltere; New York: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-82081-3. LCCN 2002041704. OCLC 1088190774.
Guth, Alan H. (1998) [İlk olarak 1997'de yayınlandı]. The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Alan Lightman'ın Önsözü. Londra: Vintage Books. ISBN 978-0-09-995950-2. LCCN 96046117. OCLC 919672203.
Harris, James F. (2002). Analytic Philosophy of Religion. Handbook of Contemporary Philosophy of Religion. 3. Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. ISBN 978-1-4020-0530-5. LCCN 2002071095. OCLC 237734029.
Harrison, Peter, (Ed.) (2010). The Cambridge Companion to Science and Religion. Cambridge Companions to Religion. Cambridge, İngiltere; New York: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-71251-4. LCCN 2010016793. OCLC 972341489.
Hawking, Stephen W.; Ellis, George F. R. (1973). The Large-Scale Structure of Space-Time. Cambridge, İngiltere: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-20016-5. LCCN 72093671. OCLC 1120809270.
Hawking, Stephen W. (1988). A Brief History of Time: From the Big Bang to Black Holes. Carl Sagan tarafından sunulan giriş; Ron Miller'ın çizimleri. New York: Bantam Dell Publishing Group. ISBN 978-0-553-10953-5. LCCN 87033333. OCLC 39256652.
Hawking, Stephen W.; Israel, Werner, (Ed.) (2010) [İlk olarak 1979'da yayınlandı]. General Relativity: An Einstein Centenary Survey. Cambridge, İngiltere: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-13798-0. LCCN 78062112. OCLC 759923541.
Kolb, Edward; Turner, Michael, (Ed.) (1988). The Early Universe. Frontiers in Physics. 70. Redwood City, CA: Addison-Wesley. ISBN 978-0-201-11604-5. LCCN 87037440. OCLC 488800074.
Kragh, Helge (1996). Cosmology and Controversy: The Historical Development of Two Theories of the Universe. Princeton, NJ: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-02623-7. LCCN 96005612. OCLC 906709898.
Krauss, Lawrence M. (2012). A Universe From Nothing: Why there is Something Rather than Nothing. Richard Dawkins'in Son Sözü (1. Free Press ciltli bas.). New York: Free Press. ISBN 978-1-4516-2445-8. LCCN 2011032519. OCLC 709673181.
Livio, Mario (2000). The Accelerating Universe: Infinite Expansion, the Cosmological Constant, and the Beauty of the Cosmos (Tom Parks'tan sesli kitap performansı, Brilliance Audio). Allan Sandage'nin Önsözü. New York: John Wiley & Sons. ISBN 978-0-471-32969-5. LCCN 99022278. OCLC 226086793.
Manly, Steven L. (2011). Brandon, Jodi (Ed.). Visions of the Multiverse. Pompton Plains, NJ: New Page Books. ISBN 978-1-60163-720-8. LCCN 2010052741. OCLC 609531953.
Martínez-Delgado, David, (Ed.) (2013). Local Group Cosmology. Cambridge, İngiltere: Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-02380-2. LCCN 2013012345. OCLC 875920635. "17-18 Kasım 2008 tarihlerinde İspanya, Tenerife'de düzenlenen XX Kanarya Adaları Astrofizik Kış Okulu'nda sunulan dersler."
Milne, Edward Arthur (1935). Relativity, Gravitation and World-Structure. The International Series of Monographs on Physics. Oxford, İngiltere; Londra: Clarendon Press; Oxford University Press. LCCN 35019093. OCLC 1319934.
Mitton, Simon (2011). Fred Hoyle: A Life in Science. Cambridge, İngiltere; New York: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-18947-7. LCCN 2011293530. OCLC 774201415.
Olive, K.A.; ve diğerleri. (Particle Data Group) (2014). "Review of Particle Physics" (PDF). Chinese Physics C. 38 (9). ss. 1-708. arXiv:1412.1408 $2. Bibcode:2014ChPhC..38i0001O. doi:10.1088/1674-1137/38/9/090001. PMID 10020536. 30 Ocak 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 13 Aralık 2019.
Partridge, R. Bruce (1995). 3K: The Cosmic Microwave Background Radiation. Cambridge Astrophysics Series. 25 (resimli bas.). Cambridge, İngiltere: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-35808-8. LCCN 94014980. OCLC 1123849709.
Peacock, John A. (1999). Cosmological Physics. Cambridge Astrophysics Series. Cambridge, İngiltere; New York: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-42270-3. LCCN 98029460. OCLC 60157380.
Penrose, Roger (1989). "Difficulties with Inflationary Cosmology". Fenyves, Ervin J. (Ed.). Fourteenth Texas Symposium on Relativistic Astrophysics. Annals of the New York Academy of Sciences. 571. New York: New York Bilimler Akademisi. ss. 249-264. Bibcode:1989NYASA.571..249P. doi:10.1111/j.1749-6632.1989.tb50513.x. ISBN 978-0-89766-526-1. ISSN 0077-8923. LCCN 89014030. OCLC 318253659. "Sempozyum Dallas, Teksas'ta yapıldı, 11-16 Aralık 1988."
Penrose, Roger (2007) [Orijinal yayın: Londra: Jonathan Cape, 2004]. The Road to Reality (1. Vintage Books bas.). New York: Vintage Books. ISBN 978-0-679-77631-4. LCCN 2008274126. OCLC 920157277. Kitabın 2004 baskısına İnternet Arşivi'nden ulaşılabilir.. 20 Aralık 2019 tarihinde erişilmiştir.
Roos, Matts (2012) [Bölüm orijinal olarak 2008'de yayınlandı]. "Expansion of the Universe - Standard Big Bang Model". Engvold, Oddbjørn; Stabell, Rolf; Czerny, Bozena; Lattanzio, John (Ed.). Astronomy and Astrophysics. Encyclopedia of Life Support Systems. II. Ramsey, Man Adası: UNESCO, Eolss Publishers Co. Ltd. ile ortaklaşa. arXiv:0802.2005 $2. Bibcode:2008arXiv0802.2005R. ISBN 978-1-84826-823-4. OCLC 691095693.
Ryden, Barbara Sue (2003). Introduction to Cosmology. San Francisco: Addison-Wesley. ISBN 978-0-8053-8912-8. LCCN 2002013176. OCLC 1087978842.
Silk, Joseph (2009). Horizons of Cosmology: Exploring Worlds Seen and Unseen. Templeton Science and Religion Series. Conshohocken, PA: Templeton Press. ISBN 978-1-59947-341-3. LCCN 2009010014. OCLC 818734366.
Singh, Simon (2004). Big Bang: The Origin of the Universe (1. U.S. bas.). New York: Fourth Estate. Bibcode:2004biba.book.....S. ISBN 978-0-00-716220-8. LCCN 2004056306. OCLC 475508230.
Tanabashi, M.; ve diğerleri. (Particle Data Group) (2018). "Review of Particle Physics". Physical Review D. 98 (3). ss. 1-708. Bibcode:2018PhRvD..98c0001T. doi:10.1103/PhysRevD.98.030001. PMID 10020536.
Tolman, Richard C. (1934). Relativity, Thermodynamics and Cosmology. The International Series of Monographs on Physics. Oxford, İngiltere; Londra: Clarendon Press; Oxford University Press. ISBN 978-0-486-65383-9. LCCN 34032023. OCLC 919976.
Woolfson, Michael (2013). Time, Space, Stars & Man: The Story of Big Bang (2. bas.). Londra: Imperial College Press. ISBN 978-1-84816-933-3. LCCN 2013371163. OCLC 835115510.
Wright, Edward L. (2004). "Theoretical Overview of Cosmic Microwave Background Anisotropy". Freedman, Wendy L. (Ed.). Measuring and Modeling the Universe. Carnegie Observatories Astrophysics Series. 2. Cambridge, İngiltere: Cambridge University Press. s. 291. arXiv:astro-ph/0305591 $2. Bibcode:2004mmu..symp..291W. ISBN 978-0-521-75576-4. LCCN 2005277053. OCLC 937330165.
Yao, W.-M.; ve diğerleri. (Particle Data Group) (2006). "Review of Particle Physics" (PDF). Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics. 33 (1). ss. 1-1232. Bibcode:2006JPhG...33....1Y. doi:10.1088/0954-3899/33/1/001. 12 Şubat 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 16 Aralık 2019.

Dış bağlantılar

WMAP Big Bang Cosmology 22 Ocak 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
Big Bang 6 Şubat 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
big bang theory 31 Ocak 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
Creation of a Cosmology
Cosmology at the Open Directory Project 16 Mart 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
Dossier Sagascience du Centre national de la recherche scientifique : *Big bang 15 Şubat 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
Vidéo-conférence sur le thème : « Le Big Bang » (intervention de Marc Lachièze-Rey)
Ned Wright’s Cosmology Tutorial24 Ağustos 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., initiation à la cosmologie, sur le site professionnel d'Edward L. Wright. Il existe un lien vers une version française.
Présentation de l'ouvrage « L'invention du big bang »27 Temmuz 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. par son auteur Jean-Pierre Luminet

[Brit-1] "model Büyük Patlama." Encyclopædia Britannica. Encyclopædia Britannica Online. Encyclopædia Britannica Inc.

[2] Lemaître, G. (1927). "Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques". Annals of the Scientific Society of Brussels 47A: 41. (French) (Translated in: "A Homogeneous Universe of Constant Mass and Growing Radius Accounting for the Radial Velocity of Extragalactic Nebulae 2 Mayıs 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 91: 483–490. 1931. Expansion of the universe,Lemaître) Lemaître, G. (1931). "The Evolution of the Universe: Discussion". Nature 128: 699–701. doi: 10.1038/128704a0 25 Nisan 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..

[Brit/BB-3] "E. Britannica/big-bang-model". 2 Ocak 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[4] Alpher, R.A.; Bethe, H.; Gamow, G. (1948). "The Origin of Chemical Elements 23 Şubat 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Physical Review 73: 803. doi: 10.1103/PhysRev.73.803 Gamow 7 Şubat 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.

[hubble-5] Hubble, Edwin (1929). "A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae". Proceedings of the National Academy of Sciences. Cilt 15. ss. 168-173. doi:10.1073/pnas.15.3.168. ISSN 0027-8424. 18 Haziran 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[6] "BBC News - 'Big bang' astronomer dies". 8 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[7] Foundations of the Big Bang Model 22 Ocak 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.,Cosmological principle 25 Şubat 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.

[wiki/isot-8] "Isotrope". 26 Mart 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[9] Hoyle, F. (1948). "A New Model for the Expanding Universe 23 Şubat 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 108: 372. Hoyle

[10] Penzias, A.A.; Wilson, R.W. (1965). "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s 26 Şubat 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Astrophysical Journal 142: 419. doi: 10.1086/148307. Penzias/Wilson^{[ölü/kırık bağlantı]}

[11] Elektromanyetik tayfın, gözle görülebilen, dalga boyu 400 nm (mor) ila 750 nm (portakal rengi) arasında değişen kısmı

[12] "Very Large Telescope". 23 Şubat 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[13] "Keck Observatory". 26 Şubat 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[14] "Subaru Telescope". 27 Şubat 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[15] Raghunathan Srianand, Patrick Petitjean & Cédric Ledoux, The microwave background temperature at the redshift of 2.33771, Nature, 408, 931 (2000), astro-ph/0012222 Voir en ligne 18 Mart 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..

[16] After 300,000 years, nuclei began to capture electrons and form the first atoms. This cosmic microwave map reveals what the Universe was like after 380,000 years. The red and yellow areas are slightly warmer than the blue and green ones and are a sign that matter was clumping.http://www.infoplease.com/dk/science/encyclopedia/big-bang.html 12 Ağustos 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. (6) When the cosmic microwave background radiation was emitted during atom formation 300,000 years after the Big Bang, its temperature was several thousand degrees and the light was in the visible part of the electromagnetic spectrum. As the Universe expanded, it cooled and the visible light first became infrared radiation then microwaves. The temperature of the Universe now is a frigid 2.725 degrees about absolute zero. (7) During the period in which atoms were forming and earlier, the Universe was opaque in the sense that light could not travel any appreciable distance. It was as though the Universe was "in a fog." At 380,000 years, recombination was essentially completed: Each proton had paired up with an electron to form a hydrogen atom. Light was liberated. The Universe cleared and the cosmic background radiation has traveled undisturbed ever since. When WMAP makes its measurements, it captures some of the radiation that has been traveling uninterrupted for almost 14 billion years. http://www.jupiterscientific.org/sciinfo/ncupdate.html 1 Aralık 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. After most leptons and anti-leptons are annihilated at the end of the lepton epoch the energy of the universe is dominated by photons. These photons are still interacting frequently with charged protons, electrons and (eventually) nuclei, and continue to do so for the next 300,000 years. http://www.wikinfo.org/index.php/Timeline_of_the_Universe 22 Kasım 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. http://map.gsfc.nasa.gov/media/080998/index.html 12 Ocak 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.

[17] "Arşivlenmiş kopya". 30 Ocak 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Mayıs 2009.

[18] "Énergie de masse". 4 Haziran 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[19] "Baryogenesis". 17 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[20] "équilibre thermique". 25 Eylül 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[21] La présence de ces neutrinos influe sur le taux d’expansion de l’univers (voir équations de Friedmann), et par suite sur la vitesse à laquelle l’univers se refroidit, et donc sur la durée de la nucléosynthèse, qui elle-même détermine en partie l’abondance des éléments qui sont synthétisés pendant celle-ci.

[22] Voir par exemple (İngilizce) Leo Stodolsky, Some neutrino events of the 21st century, in Neutrino astrophysics, comptes rendus du quatrième atelier SFB-375, château de Ringberg, Allemagne, 20-24 octobre 1997, page 178-181, astro-ph/9801320 Voir en ligne 16 Kasım 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..

[23] Si tel n’était pas le cas, un très fort rayonnement gamma serait émis du voisinage des régions où matière et antimatière coexisteraient. Un tel rayonnement n’est pas observé.

[24] Kolb and Turner (1988), chapter 6

[25] Guth, A.H. (1998). The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Vintage Books. ISBN 978-0-09-995950-2.

[WP/anisot-26] "Anisotropy". 7 Ocak 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[27] "Fine-tuning". 30 Mart 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[28] "Arşivlenmiş kopya". 26 Nisan 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Aralık 2020.

[29] "Courbure spatiale". 22 Ocak 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[30] Örneğin Planck uzunluğu adıyla bilinen, en küçük uzunluğa yaklaşıldıkça uzay-zamanın tümsek ve çukurlukları artar ve iki nokta arasındaki uzaklık” kavramının hiçbir anlamı kalmaz.

[31] "Flatness problem". 17 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[32] "Magnetic monopole". 2 Şubat 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[33] Bu çözümde "scalar field” terimi yerine, aynı anlamda "inflation" (şişme, şişkinleşme) terimi kullanılmıştır.İlgili bilimsel makaleler

[34] "Scalar field". 13 Şubat 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[35] "Modèle standard". 27 Eylül 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[36] "Weyl curvature hypothesis". 13 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[37] Penrose, R. (1979). "Singularities and Time-Asymmetry". Hawking, S.W. (ed); Israel, W. (ed) General Relativity: An Einstein Centenary Survey: 581–638, Cambridge University Press. Penrose, R. (1989). "Difficulties with Inflationary Cosmology". Fergus, E.J. (ed) Proceedings of the 14th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics: 249-264, New York Academy of Sciences. doi: 10.1111/j.1749-6632.1989.tb50513.x.^{[ölü/kırık bağlantı]}, 2^{[ölü/kırık bağlantı]}

[38] "Spectre de Harrison-Zel'dovich". 13 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[39] "Sloan Digital Sky Survey". 17 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[40] Keel, B.. "Dark Matter 5 Mart 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Retrieved on 2007-05-28.

[41] Yao, W.M., et al. (2006). "Review of Particle Physics".Journal of Physics G 33: 1–1232 26 Mart 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. doi: 10.1088/0954-3899/33/1/001^{[ölü/kırık bağlantı]}. Chapter 22: Dark matterPDF 3 Ekim 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. (152 KB).

[42] Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results" 10 Nisan 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. (PDF). The Astrophysical Journal. 24 Şubat 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.

[43] "Lambda-CDM model". 17 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[44] Lemaître böylece "kuantum kozmolojisi"nin temellerini de atmış bulunuyordu

[45] Lemaître, G. (1931). "The Evolution of the Universe: Discussion". Nature 128: 699–701. doi: 10.1038/128704a0 25 Nisan 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..

[46] "Braneworld". 10 Haziran 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[47] "Brane". 28 Temmuz 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[48] "Ekpyrotic". 22 Ağustos 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[49] Bir örnek Georges Lemaître: el padre del big-bang 24 Ocak 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..

[50] Hugh Ross, The Creator and the Cosmos: How Greatest Scientific Discoveries of The Century Reveal God, Colorado: NavPress, revised edition, 1995, s. 76

[51] "Théorie de l'état quasi-stationnaire". 3 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[52] Voir la liste 3 Ocak 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. des publications sur le sujet.

[53] Voir par exemple l’ensemble des articles de cosmologie basés sur les résultats de COBE 1^{[ölü/kırık bağlantı]}, WMAP 2^{[ölü/kırık bağlantı]}3^{[ölü/kırık bağlantı]}, ou SDSS 4^{[ölü/kırık bağlantı]}5^{[ölü/kırık bağlantı]}6^{[ölü/kırık bağlantı]}7^{[ölü/kırık bağlantı]}

[54] Pioneer anomalisi hariç tutulursa

[55] "Critical density". 7 Şubat 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[56] "Big Crunch". 21 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[57] Kolb and Turner (1988), chapter 3

[58] "Big Freeze". 8 Şubat 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[59] Caldwell, R.R; Kamionkowski, M.; Weinberg, N.N. (2003). "Phantom Energy and Cosmic Doomsday". Physical Review Letters 13 Nisan 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. 91: 071301. doi:10.1103/PhysRevLett.91.071301.^{[ölü/kırık bağlantı]} arΧかいiv:arΧかいiv.

[60] "Big Rip". 19 Ocak 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2009.

[61] Hawking, S.W. (1973). The Large Scale Structure of Space-Time. Cambridge (UK): Cambridge University Press. ISBN 0-521-09906-4.

[62] Hartle 3 Ekim 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., J.H.; Hawking 24 Şubat 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., S.W. (1983). "Wave Function of the Universe". Physical Review D 28: 2960 6 Mayıs 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. doi:10.1088/1126-6708/2005/09/063^{[ölü/kırık bağlantı]}.

[63] Langlois, D. (2002). Brane Cosmology: An Introduction. arΧかいiv:hep-th/0209261 28 Temmuz 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..

[64] Linde, A. (2002). Inflationary Theory versus Ekpyrotic/Cyclic Scenario. arΧかいiv:hep-th/0205259 28 Temmuz 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..

[65] Than, K. (2006). "Recycled Universe: Theory Could Solve Cosmic Mystery 24 Aralık 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Space.com. 24 Şubat 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.

[66] Kennedy, B.K. (2007). "Retrieved on 3 July 2007 What Happened Before the Big Bang?^{[ölü/kırık bağlantı]}". Retrieved on 2007-07-03. ^{[ölü/kırık bağlantı]}

[67] Linde, A. (1986). "Eternal Chaotic Inflation". Modern Physics Letters A1: 81.

[68] Linde, A. (1986). "Eternally Existing Self-Reproducing Chaotic Inflationary Universe". Physics Letters B175: 395–400.

[69] Kragh, H. (1996). Cosmology and Controversy. Princeton (NJ): Princeton University Press. ISBN 0-691-02623-8.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36]

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]

[42]

[43]

[44]

[45]

[46]

[47]

[48]

[49]

[50]

[51]

[52]

[53]

[54]

[55]

[56]

[57]

[58]

[59]

[60]

[61]

[62]

[63]

[64]

[65]

[66]

[67]

[68]

[69]

g t d Kozmoloji
Arka plan	Evrenin yaşı Büyük Patlama Evrenin kronolojisi Evren Gözlemlenebilir evren
Kozmolojik teorilerin tarihi	Kozmik mikrodalga arka plan ışımasının keşfi Büyük patlama teorisinin tarihi Büyük patlama teorisinin dini yorumları Kozmolojik teorilerin zaman çizelgesi
Geçmişteki evren	Kozmik mikrodalga arka planı Kozmik nötrino arka planı Kütleçekimsel dalga arka planı Enflasyon Nükleosentez Yaşanabilir dönem
Şimdiki evren	FLRW metriği Friedmann denklemleri Hubble kanunu Uzayın metrik genişlemesi İvmelenerek genişleme Kırmızıya kayma
Gelecekteki evren	Genişleyen bir evrenin geleceği Evrenin nihai kaderi
Bileşenler	Karanlık enerji Karanlık sıvı Karanlık madde Lambda-CDM modeli
Yapı oluşumu	Gökada iplikçiği Gökada oluşumu Büyük kuasar grubu Büyük ölçekli yapı Reiyonizasyon Evrenin şekli Yapı oluşumu
Deneyler	2dF 6dF BOOMERanG COBE Illustris projesi Gözlemsel kozmoloji Planck SDSS WMAP
'