Kontent qismiga oʻtish

Katta portlash

Ishoratlarni tahrirla
Vikipediya, ochiq ensiklopediya
(Big Bangdan yoʻnaltirildi)
Katta portlash modeliga binoan olam oʻta zich va issiq holatdan kengayib, bugunda ham kengayishda davom etmoqda. Fazoning kengayib, oʻzi bilan galaktikalarni surishini shishirilayotgan pufakdagi dogʻlarga qiyoslash mumkin. Yuqoridagi grafik tarxda tekis olam qismining kengayishi koʻrsatilgan.
Kosmologiya
Full-sky image derived from nine years' WMAP data

Katta portlash (inglizcha: Big Bang) nazariyasi amaldagi kosmologik model boʻlib, olam rivojlanishining erta bosqichlarini tasvirlaydi.[1] Bu nazariyaga binoan Katta portlash taxminan 13,798 ± 0.021 milliard yil oldin sodir boʻlgan;[2][3][4][5][6][7] bu koʻrsatkich olam yoshi deb hisoblanadi.[8][9][10][11] Bundan keyin olam oʻta issiq va zich holatda boʻlib, keskin kengayishni boshlagan. Boshlangʻich kengayishdan soʻng olam energiyaning turli subatom zarrachalar, jumladan proton, neytron va elektronlarga aylanishi uchun yetarli darajada sovugan. Sodda atom yadrolari tezda shakllangan boʻlishi mumkin, biroq birinchi elektrik neytral atomlar yuzaga kelishi uchun minglab yillar kerak boʻlgan. Kimyoviy elementlardan birinchi boʻlib vodorod, keyin geliy va litiy mahsul boʻlgan. Ushbu ibtidoiy unsurlarning ulkan bulutlari keyinchalik gravitatsiya orqali yulduz va galaktikalarni shakllantirish uchun yigʻilgan; ogʻirroq elementlar esa yulduzlarda yoki oʻta yangi yulduzlar portlashlarida sintezlangan.

Katta portlash sinchiklab tekshirilgan ilmiy nazariyadir va ilmiy hamjamiyat tomonidan keng qabul qilingan. U yengil unsurlar koʻpligi, qoldiq nurlanish, koinot tuzilishi va Ia tipli oʻta yangi yulduzlarning Hubble diagrammasi kabi kuzatiladigan turli fenomenlarni batafsil izohlaydi.[12] Katta portlashning negiz gʻoyalari — kengayish, erta issiq holat, geliy va galaktikalar shakllanishi - bu va boshqa kuzatishlardan kelib chiqib, har qanday kosmologik modeldan mustaqildir. Galaktika toʻplamlari orasidagi masofalar hozirda kattalashib borishidan oʻtmishda hamma narsa bir-biriga yaqinroq boʻlgani haqidagi xulosaga olib kelgan. Bu gʻoya ekstremal zichlik va haroratlargacha olib borilib,[13][14][15] bunday holatlarda tajribalar olib borish uchun katta zarracha tezlatgichlari qurilgan, natijada bu ilmiy model toʻliqroq ishlab chiqilgan. Boshqa tomondan, bu tezlatgichlarning juda baland energiyalar fizikasini tadqiq qilish uchun qobiliyatlari cheklangan. Kengayishning mutlaq ilk lahzasiga oid dalillar juda kam. Shunday qilib, Katta portlash nazariyasi bu ilk holatni izohlay olmaydi; biroq u olamning shu lahzadan keyingi umumiy evolutsiyasini tasvirlaydi va tushuntiradi.

Katta portlash nazariyasi ildizlari Georges Lemaître tomonidan oʻrtaga tashlangan „ibtidoiy atom gipotezasiga“ borib taqaladi. Vaqt oʻtishi bilan olimlar uning gʻoyalari asosida zamonaviy sintez nazariyasini qurishdi. Katta portlash modeli Albert Eynshteyn'ning umumiy nisbiylik nazariyasi va fazoning bir xilligi va izotropiyasi kabi tushunchalarga tayanadi. Asosiy tenglamalar Aleksandr Fridman tomonidan taʼriflangan. 1929-yili Edwin Hubble uzoq galaktikalargacha masofalar ularning qizil surilishiga mutanosib ekanini aniqladi - bu gʻoya Lemaître tomonidan 1927-yili olgʻa surilgan edi. Hubble'ning kuzatuvi barcha uzoq galaktika va klasterlar kuzatuv nuqtamizdan qochayotgan koʻrinma tezlikka ega ekanini koʻrsatdi: galaktika qancha uzoq boʻlsa, koʻrinma tezligi shunchalik yuqori.[16]

Ilmiy hamjamiyat bir vaqtlar Katta portlash va Sobit olam nazariyalari tarafdorlariga ajralgan boʻlsa,[17] 1964-yil qoldiq nurlanish kashfiyoti va ayniqsa uning spektri (yaʼni, har toʻlqin uzunligida oʻlchangan nurlanish miqdori) mutlaq qora jism termal nurlanishiga mos kelishi aniqlanganidan keyin koʻpchilik olimlar kuzatuvlarga Katta portlash ssenariylaridan biri eng mos kelishiga iqror boʻlishdi. Shundan buyon Lambda-CDM modeli zamonaviy nazariy kosmologiya tadqiqotlari tuzilmasi boʻlib xizmat qilgani uchun astrofiziklar Katta portlash modeli va uning parametrizatsiyasiga keng koʻlamli kuzatuv va nazariy qoʻshimchalar qilishdi.

Umumiy axborot

[tahrir | manbasini tahrirlash]

Katta portlash silsilasi

[tahrir | manbasini tahrirlash]
Asosiy maqola: Katta portlash silsilasi
Tashqi silsila Silsila uchun qarang:
Katta portlashning grafik silsilasi

Olam kengayishini umumiy nisbiylikdan foydalanib vaqt boʻylab teskari ekstrapolatsiyalash chekli vaqtli oʻtmishda cheksiz zichlik va harorat natijasini beradi.[18] Bu singularlik umumiy nisbiylik buzilishini koʻrsatadi. Singularlikka qanchalik darajada yaqin ekstrapolatsiya qila olishimiz bahs ostida, biroq shunisi aniq-ki, Planck davri oxiridan-da yaqinroq ekstrapolatsiyalash mumkin emas. Ushbu singularlik baʼzan „Katta portlash“ deb ataladi,[19] lekin bu atama olamimizning „tugʻilishi“ deb hisoblanishi mumkin boʻlgan eng avvalgi issiq, zich fazani ham bildirishi mumkin.[20][ilova 1] Ia tipli oʻta yangi yulduzlarni kuzatishdan foydalangan holda kengayish, qoldiq nurlanishdagi harorat fluktuatsiyalari va galaktikalarning korrelatsiya funksiyasi oʻlchovlariga asoslanib hisoblashlar natijasida olam yoshi 13,772 ± 0,059 milliard yil deb topilgan.[22] Bu uch mustaqil oʻlchovlar olam tarkibini batafsil taʼriflovchi ΛCDM modelini qatʼiyan tasdiqlaydi. 2013-yili Planck fazoviy observatoriyasi ushbu yoshni 13,798 ± 0,037 milliard yil etib aniqlashtirdi.[2]

Katta portlashning eng avvalgi fazasi haqida bahs-munozara mavjud. Eng umumiy modellarda olam gomogen (bir xil) va izotropik boʻlib, juda yuqori energiya zichligi hamda harorat va bosim bilan xarakterlanib, keskin kengayayotgan va soviyotgan edi. Kengayishning ~10−37-soniyasida fazaviy oʻtish fazo inflatsiyasiga olib keldi, bu vaqtda olam eksponensial oʻsayotgan edi.[23] Inflatsiya toʻxtaganidan keyin olam kvark-gluon plazmasi va boshqa elementar zarrachalardan iborat edi.[24] Harorat shunchalik baland edi-ki, zarrachalarning tasodifiy harakatlari relativistik tezliklarda, barcha turdagi zarracha-antizarracha juftlari esa uzluksiz yuzaga kelar va bir-biri bilan toʻqnashib, yoʻqolar edi. Qaysidir lahzada bariogenezis deb atalmish nomaʼlum reaksiya barion soni saqlanishini buzib, kvark va leptonlarning antikvark va antileptonlardan juda kichik — 1:30 million — nisbatda oshib ketishiga olib keldi. Natijada bugungi olamda materiya antimateriyaga nisbatan koʻproq tarqalgan.[25]

Hubble eXtreme Deep Field (XDF)
XDF kuzatuv maydoni Oy bilan solishtirilganda. Ushbu maydonda har biri milliardlab yulduzlardan iborat bir necha ming galaktika joylashgan.
XDF (2012) kuzatuvi - har bir yorugʻlik dogʻi butunboshli galaktikadir, ulardan ayrimlarining yoshi 13,2 milliard yilga yetadi.[26] Olamda 200 milliard galaktika borligi chamalangan.
XDF tasviri old planida voyaga yetgan galaktikalar, oʻrta planda (5—9 milliard yil oldin) deyarli voyaga yetgan galaktikalar, orqa planda (9 milliard yildan oshiq) esa yosh yulduzlar bilan toʻlgan protogalaktikalar koʻrinadi.

Olam zichlik va harorati pasayishda davom etgan, shuning uchun har bir zarrachaning tipik energiyasi ham pasaya borgan. Simmetriya buzilishi fazaviy oʻtishi fizik fundamental oʻzaro taʼsirlar va elementar zarrachalar parametrlarini bugungi holatiga keltirgan.[27] ~10−11 soniyadan keyingi vaziyatni tasvirlash nisbatan oson, chunki bu vaqtga kelib zarrachalar energiyalari zarrachalar fizikasi tajribalarida olinishi mumkin qiymatlargacha pasaygan. ~10−6 soniyadan keyin kvark va gluonlar birlashib, proton va neytron kabi barionlarni shakllantirdi. Kvarklarning antikvarklardan kichik nisbatda koʻpligi barionlarning antibarionlardan kichik nisbatda koʻpligiga olib keldi. Harorat endi yangi proton-antiproton va neytron-antineytron juftlarini yaratish uchun yetarlicha baland boʻlmay, bunday juftlar darhol yoppa annigilatsiyaga uchradi, natijada bironta ham antizarracha qolmay, avvalboshda boʻlgan proton va neytronlarning 1010 dan bir qismi qoldi. Shunga oʻxshash jarayon ~1 soniyadan keyin elektron va pozitronlar bilan roʻy berdi. Ushbu annigilatsiyalardan keyin qoldiq proton, neytron va elektronlar endilikda relativistik harakatlanmay, olamning energiya zichligi fotonlar va oz miqdorda neytrinolar tomonidan aniqlana boshlandi.

Kengayishning ilk daqiqalarida, harorat milliard (bir ming million; 109; SI prefiksi giga-) kelvin va zichlik ~1 kg/m3 boʻlganida, neytron va protonlar Katta portlash nukleosintezi deb ataluvchi jarayonda bir-birlariga chatishib, deyteriy va geliy yadrolarini shakllantirdi. Olam sovib borgach, materiyaning tinchlikdagi massasi energiya zichligi foton nurlanishidan gravitatsion ustun keldi. Taxminan 379 000 yildan keyin elektron va yadrolar qoʻshilib atomlarni (aksariyati vodorod) hosil qildi; shunday qilib nurlanish materiyadan ajraldi va fazo boʻylab toʻxtovsiz tarqalishda davom etdi. Ushbu qadimgi nurlanish qoldiq nurlanish yoki fazoviy mikrotoʻlqinli fon nurlanishi, deb ataladi.[28]

Deyarli bir tekis tarqalgan materiyaning nisbatan zichroq mintaqalari uzoq vaqt davomida yaqin atrofdagi materiyani gravitatsiyaviy tortib, yanada zichlashishdi va natijada bugun kuzatiladigan gaz-chang bulutlari, yulduzlar, galaktikalar va boshqa astronomik tuzilmalar shakllantirdi. Ushbu jarayon tafsilotlari olamdagi materiya miqdori va tipiga bogʻliq. Materiyaning toʻrt tipi boʻlishi mumkin, bular sovuq qorongʻu materiya, iliq qorongʻu materiya, qaynoq qorongʻu materiya va barionik materiya. WMAP fazoviy zondi kuzatuvlari bergan maʼlumotlar shuni koʻrsatdi-ki, qorongʻu materiyaning sovuq ekanligi ehtimoli juda yuqori (iliq qorongʻu materiya erta reionizatsiya tufayli mumkin emas[29]) va olam materiya/energiyasining 23 foizini tashkil etadi, barionik materiyaning bu koʻrsatkichi esa 4,6 foiz;[30] bu maʼlumotlar Lambda-CDM modeliga mos keladi. Neytrinolar shaklidagi qaynoq qorongʻu materiyani hisobga oluvchi „kengaytirilgan modelda“ esa fizik barion zichligi Ωbh2 taxminan 0,023 (bu koʻrsatkichni umumiy materiya/energiya nisbati sifatida ifodalanuvchi barion zichligi Ωb dan farqlash lozim, u, yuqorida qayd etilganidek, 0,046 ga teng), sovuq qorongʻu materiya zichligi Ωch2 taxminan 0,11, mos neytrino zichligi Ωvh2 esa 0,0062 dan kam.[30]

Ia tipli oʻta yangi yulduzlar va qoldiq nurlanishdan olingan mustaqil dalillar olam bugunda fazoni sizib oʻtgan energiyaning qorongʻu energiya deb ataluvchi sirli shakli bilan toʻla ekanligi haqidagi xulosaga olib keladi. Kuzatuvlar bugungi butun olam energiya zichligining 73 foizi shu shaklda ekanligiga ishora qiladi. Olam yosh paytida hoynahoy u butunlar qorongʻu energiya bilan toʻlgan, biroq kamroq fazo va yuqori zichlik sharoitida gravitatsiya ustun kelib, kengayishni sekinlashtirayotgan edi. Lekin alal-oqibat, milliardlab yillar kengayishdan keyin, qorongʻu energiyaning koʻpayishi olam kengayishini asta-sekin tezlashtira boshladi. Qorongʻu energiya oʻzining eng sodda ifodalanishida Einstein umumiy nisbiylik tenglamalaridagi kosmologik doimiyga mos keladi, ammo uning tuzilishi va mexanizmi nomaʼlum; uning holat tenglamasi va zarrachalar fizikasining Standart modeli bilan aloqasi ham kuzatuvlar orqali, ham nazariy tadqiq etilmoqda.[31]

Inflatsiya davridan keyingi bu kosmik evolutsiya bir-biridan mustaqil kvant mexanikasi va Einstein umumiy nisbiylik tizimlarini qoʻllovchi kosmologiyaning ΛCDM modeli yordamida qatʼiyan taʼriflanishi va modellashtirilishi mumkin. Yuqorida qayd etilganidek, 10−15 soniyagacha boʻlgan davr va undagi holatlarni taʼriflovchi ishonchli model mavjud emas. Ushbu toʻsiqni yengib oʻtish uchun, ehtimol, yangi birlashgan kvant gravitatsiyasi nazariyasi kerak boʻladi. Olam tarixining ushbu eng erta eralarini tushunish hozirda hal etilmagan fizika muammolaridan biri boʻlib turibdi.

Negiz farazlar

[tahrir | manbasini tahrirlash]

Katta portlash nazariyasi ikkita asosiy faraz: fizik qonunlar universalligi va kosmologik prinsipga tayanadi. Kosmologik prinsip olam katta miqyoslarda bir xil va izotropikdir, deydi.

Ushbu gʻoyalar avvaliga postulat sifatida olingan edi, biroq bugunda ularni tekshirishga harakatlar qilinmoqda. Masalan, birinchi faraz kuzatuvlar bilan tekshirilib, yupqa tuzilma doimiysining olam yoshi davomida eng katta ilojli ogʻishi 10−5 tartibida boʻlishi mumkinligi koʻrsatilgan.[32] Shuningdek, umumiy nisbiylik nazariyasi ham Quyosh tizimi va qoʻshaloq yulduzlar miqyosidagi talabchan sinovlardan oʻtgan.

Agar katta miqyosli olam Yerdan qaralganda izotropik koʻrinsa, kosmologik prinsip afzal koʻrilgan maxsus kuzatuv nuqtasi yoʻqligini taʼkidlovchi soddaroq Kopernik prinsipidan keltirib chiqarilishi mumkin. Hozirda kosmologik prinsip qoldiq nurlanish kuzatuvlari yordamida 10−5 tartibgacha tasdiqlangan.[ilova 2] Olam eng katta miqyoslarda 10% darajada bir xil ekanligi oʻlchangan.[33]

FLRW metrikasi

[tahrir | manbasini tahrirlash]
Asosiy maqola: Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker metrikasi

Umumiy nisbiylik fazo-vaqtni bir-biriga yaqin nuqtalarni ajratuvchi masofalarni aniqlovchi metrika orqali taʼriflaydi. Bunday nuqtalar galaktika, yulduz yoki boshqa jism boʻlishi mumkin, ular butun fazo-vaqtga yotqizilgan xayoliy toʻr yoki koordinatalar grafigi bilan belgilanadi. Kosmologik prinsip bu metrika katta miqyoslarda bir xil va izotropik boʻlishini taʼkidlab, Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker metrikasi (FLRW metrikasi) deb ataladigan metrikani yaqqol ajratadi. Ushbu metrika olam hajmi vaqt oʻtishi bilan qanday oʻzgarishini taʼriflovchi miqyos koeffitsientini oʻz ichiga oladi. Bu hamroh koordinatalar deb ataluvchi qulay koordinatalar tizimini tanlashga imkon beradi. Bu koordinatalar tizimida toʻr olam bilan birga kengayib, faqatgina olam kengayishi tufayli koʻchayotgan jismlarning toʻrdagi qoʻzgʻalmas nuqtalarda qolishini taʼminlaydi. Ularning koordinata masofasi (hamroh masofa) sobit qolar ekan, hamroh koʻchayotgan shunday ikki nuqta orasidagi fizik masofa olamning miqyos koeffitsientiga mutanosib kengayadi.[34]

Katta portlashni boʻm-boʻsh fazoni toʻldirib boruvchi materiya portlashi, deb tushunish kerak emas. Aksincha, fazoning oʻzi kengaya borib, ikki hamroh nuqta orasidagi fizik masofani kattalashtiradi. FLRW metrikasi massa va energiyaning bir tekis tarqaladi, deb hisoblagani uchun u olamimizga faqat katta miqyosda tadbiq etilishi mumkin; materiyaning mahalliy jamlanmalari, jumladan bizning galaktikamiz, gravitatsiyaviy bogʻlangan boʻlib, bunday katta miqyosli fazo kengayishini boshidan kechirmaydi.

Ufqlar

[tahrir | manbasini tahrirlash]
Asosiy maqola: Kosmologik ufq

Katta portlash fazo-vaqtining muhim xususiyati zarracha ufqlari mavjudligidir. Olam chekli yoshda va yorugʻlik chekli tezlikda ekan, oʻtmishda yorugʻligi bizgacha yetib kelishga vaqti boʻlmagan hodisalar boʻlgan boʻlishi mumkin. Bu kuzata olish mumkin jismlargacha masofaga chegara yoki oʻtmish ufqini qoʻyadi. Va aksincha, fazo kengayayotgan va uzoq jismlar yanada tezroq uzoqlashayotgan ekan, bizdan bugun chiqqan yorugʻlik ham u jismlarga hech qachon yetib bormasligi mumkin. Bu kelajak ufq boʻlib, biz taʼsir qilishimiz mumkin hodisalarga boʻlajak chegara qoʻyadi. Bu ikki ufqning mavjudligi olamimizni taʼriflaydigan FLRW modeli tafsilotlariga bogʻliq. Olamning ilk vaqtlariga oid tushunchamizdan oʻtmish ufqi boʻlgan boʻlishi mumkinligi xulosasi kelib chiqadi, biroq amaliyotda bu nazarimiz olam ilk vaqtlaridagi xiralik bilan cheklangan. Shuning uchun, ufq fazoda surilsa ham, bizning nazarimizni vaqt boʻylab ortga choʻza olmaymiz. Olam kengayishi tezlanishda davom etsa, kelajak ufqlari ham bor boʻlishi tayin.[35]

Tarixi

[tahrir | manbasini tahrirlash]
Asosiy maqola: Katta portlash nazariyasi tarixi
Yana qarang: Kosmologiya silsilasi

Etimologiyasi

[tahrir | manbasini tahrirlash]

„Katta portlash“ atamasini ilk bor Fred Hoyle 1949-yilgi radioeshittirishda qoʻllagan, deb hisoblanadi. „Sobit olam“ kosmologik modeli tarafdori boʻlgan Hoyle bu atamani mazax maqsadida oʻylab topgan, degan mish-mishlar tarqalgan edi, biroq Hoyle bu iddaolarni ochiq-oydin rad etib, ushbu atama ikki model orasidagi keskin tafovutni koʻrsatish uchun ijod qilganini aytgan.[36][37][38]

Ishlab chiqilishi

[tahrir | manbasini tahrirlash]
WMAP yoʻldoshi olimlarga Katta portlashni tushunishda yordam etish uchun maʼlumot yigʻmoqda (badiiy rasm).

Katta portlash nazariyasi olam tuzilishini kuzatish va nazariy muhokamalardan kelib chiqqan. 1912-yilda Vesto Slipher birinchi boʻlib spiral galaktika (u paytda „spiral tumanlik“ deyilar edi) Doppler siljishini oʻlchadi va deyarli barcha shunday tumanliklarning Yerdan chekinayotganini aniqladi. U bu faktning kosmologik ahamiyatini payqamadi, zero 20-asr boshida bu tumanliklar Somon yoʻli ichida yoki tashqarisida ekanligi bahsli savol edi.[39][40] Oʻn yil oʻtib, rossiyalik kosmolog va matematik Aleksandr Fridmann Einstein tenglamalaridan yangi, Einstein yoqlab chiqqan sobit olam modelidan farq qilib, olamning kengayayotgan boʻlishi mumkinligini koʻrsatuvchi Fridmann tenglamalarini keltirib chiqardi.[41] 1924-yilda Edwin Hubble spiral tumanliklargacha masofani oʻlchab, bu tizimlarning aslida mustaqil galaktikalar ekanligini koʻrsatdi. 1927-yili Fridmanndan mustaqil ravishda belgiyalik fizik va katolik ruhoniy Georges Lemaître tumanliklarning chekinishi olam kengayishi tufayli sodir boʻlayotgani haqidagi farazni taklif qildi.[42]

1931-yilda Lemaître fikrini yana rivojlantirib, olamning ayon kengayishi vaqt boʻylab teskari proyeksiyalansa, yaʼni qancha ortga qaytilsa, olam shunchalik kichik boʻlishidan kelib chiqib chekli oʻtmishda olam massasining bari „ibtidoiy atom“ degan bir nuqtada jamlanib, u yerda vaqt va fazo yuzaga kelganini aytish mumkin, degan farazni taklif qildi.[43]

1924-yildan Hubble Mount Wilson observatoriyasidagi 2 500 mm Hooker teleskopi yordamida astronomik masofalar shkalasini boshlab bergan masofa koʻrsatkichlarini puxtalik bilan ishlab chiqa boshladi. Bu unga qizil surilishlari oʻlchab boʻlingan galaktikalargacha masofalarni chamalashga imkon berdi. 1929-yilda Hubble masofa va chekinish tezligi orasida mutanosiblik topdi, hozirda bu mutanosiblik Hubble qonuni deb nomlanadi.[16][44] Lemaître kosmologik prinsipdan kelib chiqib, bu mutanosiblikni oldindan bashorat qilgan edi.[31]

1920—1930-yillarda deyarli barcha yirik kosmologlar Sobit olam nazariyasiga yon bosib, ayrimlar Katta portlash nazariyasidan kelib chiqadigan vaqt ibtidosi diniy qarashlarni fizikaga koʻchirishdir, deb norozilik bildirgan; bu eʼtiroz keyinchalik Sobit olam nazariyasi tarafdorlari tomonidan takrorlangan edi.[45] Bu norozilik Katta portlash nazariyasi mualliflaridan biri Georges Lemaître katolik ruhoniy boʻlgani uchun yanada kuchaygan edi.[46] Arthur Eddington Arastuning olamning vaqtdagi boshlanishi yoʻq, yaʼni materiya abadiydir, degan fikriga qoʻshilgan. Vaqt ibtidosi haqidagi gʻoya unga zid kelgan.[47][48] Biroq Lemaître shunday fikr bildirgan:

Agar olam yagona kvant bilan boshlangan esa, fazo va vaqt tushunchalari ibtidoda maʼnosiz boʻlur edi; ular boshlangʻich kvant yetarli miqdordagi kvantlarga boʻlinganidagina maʼnoli boʻla boshlar edi. Agarda bu iddao toʻgʻri boʻlsa, olam boshlanishi fazo va vaqt boshlanishidan biroz avval sodir boʻlgan.[49]

1930-yillarda Hubble kuzatublarini izohlash uchun nostandart kosmologiyalar sifatida boshqa gʻoyalar, jumladan, Milne modeli,[50] siklik olam (Fridman tomonidan ilgari surilgan, keyinchalik Albert Einstein va Richard Tolman eʼtiborini qozongan)[51] va Fritz Zwicky'ning charchagan yorugʻlik gipotezalari paydo boʻldi.[52]

Ilovalar

[tahrir | manbasini tahrirlash]
  1. ↑ Katta portlash fazasi qancha davom etgani borasida kelishuv yoʻq. Ayrim olimlar uchun bu faqat boshlangʻich singularlikni, boshqalar uchun esa olamning butun tarixini anglatadi (yaʼni olam kengayishda davom etayotgan ekan, hozir ham Katta portlash sodir boʻlmoqda, deb tushunish mumkin). Odatda birinchi bir necha daqiqa (geliy sintezlangan vaqt) „Katta portlash mobaynida“ deb olinadi.[21] (yana qarang: Katta portlash nukleosintezi)
  2. ↑ Bunda Quyosh tizimining radiatsiya maydoni boʻylab pekular tezlikda oʻtishi tufayli 0,1% darajasidagi dipol anizotropiyasi hisobga olinmaydi.

Manbalar

[tahrir | manbasini tahrirlash]
  1. ↑ Wollack, Edward J. „Cosmology: The Study of the Universe“. Universe 101: Big Bang Theory. NASA (10-dekabr 2010-yil). 2011-yil 14-mayda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 27-aprel 2011-yil.: « The second section discusses the classic tests of the Big Bang theory that make it so compelling as the likely valid description of our universe. »
  2. ↑ 2,0 2,1 „Planck reveals an almost perfect universe“. Planck. ESA (2013-yil 21-mart). Qaraldi: 2013-yil 21-mart.
  3. ↑ Staff. „Planck Reveals An Almost Perfect Universe“. ESA (21-mart 2013-yil). Qaraldi: 21-mart 2013-yil.
  4. ↑ Clavin, Whitney; Harrington, J.D. „Planck Mission Brings Universe Into Sharp Focus“. NASA (21-mart 2013-yil). Qaraldi: 21-mart 2013-yil.
  5. ↑ Overbye, Dennis. „An Infant Universe, Born Before We Knew“. New York Times (21-mart 2013-yil). Qaraldi: 21-mart 2013-yil.
  6. ↑ Boyle, Alan „Planck probe's cosmic 'baby picture' revises universe's vital statistics“. NBC News (21-mart 2013-yil). 2013-yil 23-martda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 21-mart 2013-yil.
  7. ↑ „How Old is the Universe?“. WMAP- Age of the Universe. The National Aeronautics and Space Administration (NASA) (2012-yil 21-dekabr). Qaraldi: 2013-yil 1-yanvar.
  8. ↑ Komatsu, E.; et al. (2009). „Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Observations: Cosmological Interpretation“. Astrophysical Journal Supplement. 180-jild, № 2. 330-bet. arXiv:0803.0547. Bibcode:2009ApJS..180..330K. doi:10.1088/0067-0049/180/2/330. ISSN 0067-0049. {{cite magazine}}: Invalid |ref=harv (yordam)
  9. ↑ Menegoni, E.; et al. (2009). „New constraints on variations of the fine structure constant from CMB anisotropies“. Physical Review D. 80-jild, № 8. 087302-bet. arXiv:0909.3584. Bibcode:2009PhRvD..80h7302M. doi:10.1103/PhysRevD.80.087302. {{cite magazine}}: Invalid |ref=harv (yordam)
  10. ↑ „Origins: CERN: Ideas: The Big Bang“. The Exploratorium (2000). 2010-yil 2-sentyabrda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 3-sentabr 2010-yil.
  11. ↑ Keohane, J. „Big Bang theory“. Ask an astrophysicist. GSFC/NASA (8-noyabr 1997-yil). 2010-yil 2-sentyabrda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 3-sentabr 2010-yil.
  12. ↑ Wright, E.L. „What is the evidence for the Big Bang?“. Frequently Asked Questions in Cosmology. UCLA, Division of Astronomy and Astrophysics (9-may 2009-yil). Qaraldi: 16-oktabr 2009-yil.
  13. ↑ Gibson, C.H. „The First Turbulent Mixing and Combustion“. IUTAM Turbulent Mixing and Combustion (21-yanvar 2001-yil). 2018-yil 4-oktyabrda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2013-yil 19-iyun.
  14. ↑ Gibson, C.H. (2001). "Turbulence And Mixing In The Early Universe". arXiv:astro-ph/0110012 [astro-ph]. 
  15. ↑ Gibson, C.H. (2005). "The First Turbulent Combustion". arXiv:astro-ph/0501416 [astro-ph]. 
  16. ↑ 16,0 16,1 Hubble, E. (1929). „A Relation Between Distance and Radial Velocity Among Extra-Galactic Nebulae“. Proceedings of the National Academy of Sciences. 15-jild, № 3. 168–73-bet. Bibcode:1929PNAS...15..168H. doi:10.1073/pnas.15.3.168. PMC 522427. PMID 16577160. {{cite magazine}}: Invalid |ref=harv (yordam)
  17. ↑ Kragh, Helge. Cosmology and Controversy. Princeton, NJ: Princeton University Press, 1996 — 318-bet. ISBN 0-691-02623-8. 
  18. ↑ Hawking, S.W.; Ellis, G.F.R.. The Large-Scale Structure of Space-Time. Cambridge University Press, 1973. ISBN 0-521-20016-4. 
  19. ↑ Roos, M. „Expansion of the Universe – Standard Big Bang Model“, . Astronomy and Astrophysics, Encyclopedia of Life Support Systems. EOLSS publishers, 2008. „This singularity is termed the Big Bang.“ 
  20. ↑ Drees, W.B.. Beyond the big bang: quantum cosmologies and God. Open Court Publishing, 1990 — 223–224-bet. ISBN 978-0-8126-9118-4. 
  21. ↑ Weinberg, S.. The First Three Minutes: A Modern View Of The Origin Of The Universe. Basic Books, 1993. ISBN 0-465-02437-8. 
  22. ↑ Bennett, C.L.; Larson, L.; Weiland, J.L.; Jarosk, N.; Hinshaw, N.; Odegard, N.; Smith, K.M.; Hill, R.S.; Gold, B.; Halpern, M.; Komatsu, E.; Nolta, M.R.; Page, L.; Wollack, E.; Dunkley, J.; Kogut, A.; Limon, M.; Meyer, S.S.; Tucker, G.S.; Wright, E.L. (20-dekabr 2012-yil). „Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results“. arXiv:1212.5225. Qaraldi: 1-yanvar 2013-yil. {{cite magazine}}: Cite magazine requires |magazine= (yordam); |first14= missing |last14= (yordam)CS1 maint: date format ()
  23. ↑ Guth, A.H.. The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Vintage Books, 1998. ISBN 978-0-09-995950-2. 
  24. ↑ Schewe, P. (2005). „An Ocean of Quarks“. Physics News Update. 728-jild, № 1. American Institute of Physics. 2005-04-23da asl nusxadan arxivlandi. Qaraldi: 2013-06-20. {{cite magazine}}: Andozada hech qanday qiymat berilmagan (boʻsh) nomaʼlum parametr mavjud: |seperator= (yordam); Invalid |ref=harv (yordam)
  25. ↑ Kolb and Turner (1988), chapter 6
  26. ↑ Moskowitz, Clara „Hubble Telescope Reveals Farthest View Into Universe Ever“. Space.com (25-sentabr 2012-yil). Qaraldi: 26-sentabr 2012-yil.
  27. ↑ Kolb and Turner (1988), chapter 7
  28. ↑ Peacock (1999), chapter 9
  29. ↑ Spergel, D. N.; et al. (2003). „First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: determination of cosmological parameters“. Astrophysical Journal Supplement. 148-jild, № 1. 175-bet. arXiv:astro-ph/0302209. Bibcode:2003ApJS..148..175S. doi:10.1086/377226.
  30. ↑ 30,0 30,1 Jarosik, N. „Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results“ (PDF). NASA/GSFC. 39, Table 8-bet. Qaraldi: 4-dekabr 2010-yil. {{cite magazine}}: Cite magazine requires |magazine= (yordam); Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (yordam)CS1 maint: date format ()
  31. ↑ 31,0 31,1 Peebles, P.J.E.; Ratra, B. (2003). „The Cosmological Constant and Dark Energy“. Reviews of Modern Physics. 75-jild, № 2. 559–606-bet. arXiv:astro-ph/0207347. Bibcode:2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559. {{cite magazine}}: Invalid |ref=harv (yordam)
  32. ↑ Ivanchik, A.V.; Potekhin, A. Y.; Varshalovich, D. A. (1999). „The Fine-Structure Constant: A New Observational Limit on Its Cosmological Variation and Some Theoretical Consequences“. Astronomy and Astrophysics. 343-jild. 459-bet. arXiv:astro-ph/9810166. Bibcode:1999A&A...343..439I. {{cite magazine}}: Invalid |ref=harv (yordam)
  33. ↑ Goodman, J. (1995). „Geocentrism Reexamined“. Physical Review D. 52-jild, № 4. 1821-bet. arXiv:astro-ph/9506068. Bibcode:1995PhRvD..52.1821G. doi:10.1103/PhysRevD.52.1821. {{cite magazine}}: Invalid |ref=harv (yordam)
  34. ↑ d'Inverno, R. „Chapter 23“, . Introducing Einstein's Relativity. Oxford University Press, 1992. ISBN 0-19-859686-3. 
  35. ↑ Kolb and Turner (1988), chapter 3
  36. ↑ „'Big bang' astronomer dies“. BBC News (22-avgust 2001-yil). 2008-yil 8-dekabrda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 7-dekabr 2008-yil.
  37. ↑ Croswell, K. „Chapter 9“, . The Alchemy of the Heavens. Anchor Books, 1995. 
  38. ↑ Mitton, S.. Fred Hoyle: A Life in Science. Aurum Press, 2005 — 127-bet. 
  39. ↑ Slipher, V.M (1913). „The Radial Velocity of the Andromeda Nebula“. Lowell Observatory Bulletin. 1-jild. 56–57-bet. Bibcode:1913LowOB...2...56S. {{cite magazine}}: Invalid |ref=harv (yordam)
  40. ↑ Slipher, V.M (1915). „Spectrographic Observations of Nebulae“. Popular Astronomy. 23-jild. 21–24-bet. Bibcode:1915PA.....23Q..21S. {{cite magazine}}: Invalid |ref=harv (yordam)
  41. ↑ Friedman, A.A. (1922). „Über die Krümmung des Raumes“. Zeitschrift für Physik. 10-jild, № 1. 377–386-bet. Bibcode:1922ZPhy...10..377F. doi:10.1007/BF01332580. {{cite magazine}}: Invalid |ref=harv (yordam) (Olmoncha)
    (English translation in: Friedman, A. (1999). „On the Curvature of Space“. General Relativity and Gravitation. 31-jild, № 12. 1991–2000-bet. Bibcode:1999GReGr..31.1991F. doi:10.1023/A:1026751225741. {{cite magazine}}: Invalid |ref=harv (yordam))
  42. ↑ 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-jild. 41-bet. {{cite magazine}}: Invalid |ref=harv (yordam) (Fransuzcha)
    (Translated in: Lemaître, G. (1931). „A Homogeneous Universe of Constant Mass and Growing Radius Accounting for the Radial Velocity of Extragalactic Nebulae“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 91-jild. 483–490-bet. Bibcode:1931MNRAS..91..483L. {{cite magazine}}: Invalid |ref=harv (yordam))
  43. ↑ Lemaître, G. (1931). „The Evolution of the Universe: Discussion“. Nature. 128-jild, № 3234. 699–701-bet. Bibcode:1931Natur.128..704L. doi:10.1038/128704a0. {{cite magazine}}: Invalid |ref=harv (yordam)
  44. ↑ Christianson, E.. Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae. Farrar, Straus and Giroux, 1995. ISBN 0-374-14660-8. 
  45. ↑ Kragh, H.. Cosmology and Controversy. Princeton University Press, 1996. ISBN 0-691-02623-8. 
  46. ↑ „People and Discoveries: Big Bang Theory“. A Science Odyssey. PBS. Qaraldi: 9-mart 2012-yil.
  47. ↑ Eddington, A. (1931). „The End of the World: from the Standpoint of Mathematical Physics“. Nature. 127-jild, № 3203. 447–453-bet. Bibcode:1931Natur.127..447E. doi:10.1038/127447a0. {{cite magazine}}: Invalid |ref=harv (yordam)
  48. ↑ Appolloni, S. (2011). „"Repugnant", "Not Repugnant at All": How the Respective Epistemic Attitudes of Georges Lemaitre and Sir Arthur Eddington Influenced How Each Approached the Idea of a Beginning of the Universe“. IBSU Scientific Journal. 5-jild, № 1. 19–44-bet. {{cite magazine}}: Invalid |ref=harv (yordam)
  49. ↑ Lemaître, G. (1931). „The Beginning of the World from the Point of View of Quantum Theory“. Nature. 127-jild, № 3210. 706-bet. Bibcode:1931Natur.127..706L. doi:10.1038/127706b0. {{cite magazine}}: Invalid |ref=harv (yordam)
  50. ↑ Milne, E.A.. Relativity, Gravitation and World Structure. Oxford University Press, 1935. 
  51. ↑ Tolman, R.C.. Relativity, Thermodynamics, and Cosmology. Clarendon Press, 1934. ISBN 0-486-65383-8. 
  52. ↑ Zwicky, F. (1929). „On the Red Shift of Spectral Lines through Interstellar Space“. Proceedings of the National Academy of Sciences. 15-jild, № 10. 773–779-bet. Bibcode:1929PNAS...15..773Z. doi:10.1073/pnas.15.10.773. PMC 522555. PMID 16577237. {{cite magazine}}: Invalid |ref=harv (yordam)

Havolalar

[tahrir | manbasini tahrirlash]
 Vikiomborda Katta portlash
haqida turkum mavjud 
"https://uz.wikipedia.org/w/index.php?title=Katta_portlash&oldid=4738893" dan olindi