Big Bang- büyük patlama genel bakış

7/25/2019 Big Bang- byk patlama genel bak

1/18

Byk Patlama

Byk Patlamaya daBig Bang,evreninyaklak 13,8milyar yl nce ar youn ve scak bir noktadan meyda-na geldiini savunanevrenin evrimi kuramve geni ekil-de kabul gren[1] kozmolojik model.[2] lk kez 1920ler-deRus kozmologvematematiki Alexander Friedmannve Belikal fiziki papaz Georges Lematre [3] tarafndanortaya atlan, evrenin bir balangc olduunu varsayan buteori, eitli kantlarla desteklendiindenbilim insanlararasnda, zellikle fizikiler arasnda geni lde[4] ka-bul grmtr.

Teorinin temel fikri, hlen genilemeye devam eden evre-nin gemiteki belirli bir zamanda scak ve youn bir ba-lang durumundan itibaren genilemi olduudur. Geor-ges Lematrein nceleri ilk atom hipotezi olarak ad-landrd bu varsaym gnmzde byk patlama te-orisi adyla yerlemi durumdadr. Modelin[2] iskeletiEinsteinngenel grelilik kuramnadayanmakta olup, ilkBig Bang modeli Alexander Friedmann tarafndan ha-zrlanmtr. Model daha sonraGeorge Gamowve al-ma arkadalar tarafndan savunulmu ve ilk nkleosentezolay eklenmek suretiyle[5] gelitirilerek sunulmutur.[1]

1929da Edwin Hubblen uzak galaksilerdeki (galaksile-

rin ndaki) nispikrmzya kaymaykefinden sonra,bu gzlemi, ok uzakgalaksilerinvegalaksi kmeleri-ninkonumumuza oranla bir grnr hz"a sahip olduk-larn ortaya koyan bir kant olarak ele alnd. Bunlar-dan en yksek grnr hz"la hareket edenler en uzakolanlardr.[6] Galaksi kmeleriarasndaki uzaklk gitgi-de artmakta olduuna gre, bunlarn hepsinin gemitebir arada olmalar gerekmektedir. Big Bang modeline g-re, evren genilemeden nceki bu ilk durumundayken a-r derecede youn ve scak bir halde bulunuyordu. Builk hale benzer koullarda retilen "parack hzlandr-clarla yaplan deney sonular teoriyi dorulamaktadr.

Fakat bu hzlandrclar, imdiye dek yalnzca laboratu-var ortamndaki yksek enerji sistemlerinde denenebil-mitir. Evrenin genilemesi olgusu bir yana braklrsa,Big Bang teorisinin, ilk genileme anna ilikin bir bul-gu olmakszn bu ilk hale herhangi bir kesin aklamagetirmesi mmkn deildir. Kozmozdaki hafif element-lerin gnmzde gzlemlediimiz bolluu, Big Bang te-orisince kabul edilen ilknkleosentez[7] sonularna uy-gun olarak, evrenin ilk hzl genileme ve souma dakika-larndaki nkleer srelerde hafifelementlerinolumuolduu tahminleriyle rtmektedir.(Hidrojen ve helyu-mun evrendeki oran, yaplan teorik hesaplamalara greBig Bang'den arta kalmas gereken hidrojen ve helyum

oranyla uyumaktadr. Evrenin bir balangc olmasay-d, evrendeki hidrojenin tmyle yanarak helyuma d-

nm olmas gerekirdi.) Bu ilk dakikalarda, souyanevren bazekirdeklerinolumasna imkn salam ol-malyd.(Belirli miktarlardahidrojen,helyumve lityumolumutu.)

Big Bang terimi ilk kez ngiliz fiziki Fred Hoyle tara-fndan 1949da, Eyann Tabiat adl bir radyo (BBC)programndaki konumas srasnda kullanlmtr.[8]

Hoyle, hafif elementlerin baz ar elementleri nasl mey-dana getirebilecekleri konusunda katklar olmu bir bi-lim insandr.

Bilim insanlarnn ou, evrenin balangcnda, birBig Bang olaynn cereyan etmi olduuna ancak1964/1965te, evrenin scak ve youn dneminin kantolarak kabul edilen kozmik mikrodalga arkaplan ma-snn ya da Georges Lematrein kulland terimlerle Big Bangn soluk kl yanksnn kefinden sonra iknaoldular.

Evrenin oluumu ve genilemesi. Big Bang modeline gre gn-mzdeki evren 13,5 milyar yldan biraz daha fazla zaman nceson derece youn ve scak bir halden ortaya km olup, gn-mzde genilemeye devam etmektedir. Galaksiler ieren uzaynkendisi genilemektedir.

1 Giri

Big Bang modeli temelde iki kabule dayanr: Albert Eins-tein'ingenel grelilik kuram ve kozmolojik prensip.[9]

Genel grelilik kuram tm cisimlerin ekimsel etkile-

1
https://tr.wikipedia.org/wiki/Genel_g%C3%B6relilik_kuram%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Kozmik_mikrodalga_arkaplan_%C4%B1%C5%9F%C4%B1mas%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Kozmik_mikrodalga_arkaplan_%C4%B1%C5%9F%C4%B1mas%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Evrenhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Bilim_insan%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Lityumhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Helyumhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Hidrojenhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Atom_%C3%A7ekirde%C4%9Fihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Elementhttps://tr.wikipedia.org/wiki/B%C3%BCy%C3%BCk_Patlama_n%C3%BCkleosentezihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Par%C3%A7ac%C4%B1k_h%C4%B1zland%C4%B1r%C4%B1c%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Par%C3%A7ac%C4%B1k_h%C4%B1zland%C4%B1r%C4%B1c%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Evrenhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Galaksi_k%C3%BCmelerihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Galaksi_k%C3%BCmesihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Galaksi_k%C3%BCmesihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Galaksihttps://tr.wikipedia.org/wiki/K%C4%B1rm%C4%B1z%C4%B1ya_kaymahttps://tr.wikipedia.org/wiki/George_Gamowhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Genel_g%C3%B6relilik_kuram%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Einsteinhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Bilim_insan%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Teorihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Georges_Lema%C3%AEtrehttps://tr.wikipedia.org/wiki/Papazhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Fizik%C3%A7ihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Bel%C3%A7ikal%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Alexander_Friedmannhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Matematik%C3%A7ihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Kozmologhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Rushttps://tr.wikipedia.org/wiki/Modelhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Kozmolojihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Evrenin_evrimi_kuram%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Evren


2/18

2 3 GZLEMSEL KANITLAR

imini hatasz olarak aklar. Albert Einstein tarafndan1915te genel greliliin kefi, evrenin aamal evrimi ge-nel grelilikle tanmlandndan, evreni bir fiziksel sis-tem gibi btnl iinde tanmlamay mmkn klanmodern kozmolojinin balangc saylr.

Einstein ayn zamanda,uzay btnl iinde tanmla-mada, genel grelilikten doan bir zm (Einstein ev-reni) nermesiyle genel grelilii bu yolda kullanan ilkkii olmutur. Bu model o dnemde Einsteinin gz-pek giriimiyle yeni bir kavramn domasn salamt:Kozmolojik prensip. Kozmolojik prensibe gre, insano-lu evrende ayrcalkl bir konuma sahip deildir, evrenhomojen veizotroptur. Yani insann bakt yer ve ynneresi olursa olsun evren uzay (mekn) bakmndan ho-mojendir; daha ak bir deyile, evrenin genel grn-m gzlemcinin konumuna ve bakt yne bal deil-dir. Bu, o dnem iin ok cretkar bir hipotez saylr-d; nk henz, sonradan Byk Tartma ad verilen,

Samanyoludnda cisimler olup olmad tartmasnnsrd o dnemde hibir inandrc gzlem, Samanyoludndaki cisimlerin varln dorulama imknn sala-yamyordu. Kozmolojik prensip evrenin makro zellik-lerini aklamakla birlikte, evrenin snr olmadn, bunedenle Big Bang'n bolukta belirli bir noktada deil, ay-n anda tm boluk boyunca gerekletiini ima eder.[1]

Makro lekte evren homojen ve izotroptur.[10] Bu ikikabul, evrenin Planck zamanndan sonraki tarihini hesap-lamay mmkn klmtr. Bilim insanlar hlen Planckzaman"ndan nce gerekleen ok nemli olaylar sap-tamaya almaktadr.[1]

Einstein 1915 ylnda ortaya att genel grelilikkura-myla yapt hesaplamalarda evrenin duraan olamaya-ca sonucunu karmt. Fakat o dnemlerde genel ka-bul, evrenin statik olduu ynndeydi; bu yzden Eins-tein vard sonucu dzeltmek zere denklemlerine kozmolojik sabite etkenini ekledi. Bylece, Einsteinkozmolojik prensibe st kapal biimde, gnmzdedorulanma derecesi aka azalm grnen bir baka hi-potez ekledi; bu, evrenin statik olduu, yani zamanla ev-rim geirmedii hipoteziydi. Bu da kendisini, denklem-lerine kozmolojik sabite terimini eklemek suretiyleilk zmn deitirme yoluna gtrd. Fakat gelecek-

teki gelimeler, yanlm olduunu ortaya koyacakt. r-nein 1920lerde Edwin Hubble gnmzde galaksi dedi-imiz baz neblzlerin galaksimiz dnda olduklarn,ayrca onlarn galaksimizden uzaklatklarn ve uzakla-ma hzlarnn galaksimize uzaklklaryla orantl olduu-nu (Hubble Yasas ya daHubble Sabiti) kefetti. Bu ke-iften beri Einsteinn statik evren hipotezini dorula-yacak hibir veriye rastlanmamtr.

Zaten Hubblen bu kefinden daha nce Willem deSitter, Georges Lematre ve Alexandre Friedmann gi-bi birok fiziki bir evren genilemesini tanmlayanbaka genel grelilik zmleri bulmu bulunuyorlar-

d. Onlarn ortaya koymu olduklar modeller


3/18

3.1 Kozmik arkaplan 3

Bu iki gzlem, 20. yy.n ikici yarsnn balarndagerekleti ve Big Bang kozmolojide, kesin biimde,gzlemlenebilir evrenitanmlayan model olarak yerle-tirdi. Bu modelinkozmolojikgzlemlerle hemem hemenmkemmel biimde rtmesinin yan sra, modeli do-rulayan baka kantlar da ortaya koyulmaya baland: Ga-

laktik kmelerin gzlemi ve kozmik arkaplan souma-s"nn llmesi (birka milyar yl ncesiyle gnmzde-ki s farknn llebilmesi).

3.1 Kozmik arkaplan

Kozmik mikrodalga arkaplan mas

Genileme, doal olarak bize evrenin gemite daha yo-un olduunu bildirmektedir. Evrenin gemite daha s-

cak olmas olaslndan ilk kez 1934te Georges Lema-trein sz etmi olduu grlyor; fakat bunun gerekanlamda aratrlmasna ancak 1940l yllardan itibarenbalanmtr. Uzak astrofizikselcisimlerin masndakikrmzya kaymaya benzer bir tarzda, evrenin genilemeolayyla enerji kaybeden bir mayla dolu olmas gerek-tii konusundaki ilk dnceler George Gamowdan gel-mitir.

Gamow aslnda, ilksel evrendeki gl younluklarn,atomlar arasnda bir termik dengenin kurulmasna veardndan bu atomlarca braklan bir mann varlnaimkn salam olmas gerektiini anlamt. Gamow,

1940'l yllarda Lemaitre'in hesaplamalarn gelitirdi veBig Bang'e bal olarak bir tez ortaya att. Big Bang'danarta kalan, belirli oranda bir mann var olmas gereki-yordu. Ayrca bu ma evrenin her yannda eit olmalyd.Bu mann evrenin younluu orannda bir younluktaolmas ve dolaysyla, bu mann, younluu artk sonderece azalm olsa da hlen mevcut olmas gerekiyordu.Gamow, Ralph Alpher ve Robert C. Hermanla birlikte,evrenin yandan, maddenin younluundan ve helyumunsalnmasndan yola klarak bu mann gnmzdekissnn hesaplanabileceini anlayan ilk kii oldu.

Bu maya gnmzde fosil ma diyenler de bulun-

makla birlikte, genellikle, kozmik mikrodalga arkap-lan (ya da kozmolojik mikrodalga artalan) mas denir.Bu ma, Gamowun ngrlerine uygun olarak, dk

sdaki bir karanlk cisim masna (2,7 K) denktir.Biraz rastlant sonucu olan bu kefi Arno Allan Penzi-as ve Robert Woodrow Wilsona borluyuz: 1960lardaNew Jersey'deki Bell LaboratuvarndanArno PenziasveRobert Woodrow Wilson,Samanyolunun d ksmlarn-dan gelen belirsiz radyo dalgalarn lmeye alyorlar-

d. Fakat bunun yerine gkyznn her tarafndan gelenbir radyasyon saptadlar. Bu ma ya da nmn btnynlerdeki parlakl ayn idi ve yaklak 3 K scakl-nda bir ortamdan geldii anlalyordu.[13] 1978de bubulular iinNobel Fizik dlsahibi olan Penzias veWilson ilgintir ki, ileride, Fred Hoyle gibi, Big Bang te-orisine muhalif olan bilim insanlar safna katlacaklard.

1965te kefedilen kozmik arkaplan Big Bangn en ak kant-larndan biridir. Bu keiften sonra kozmik arkaplan dalgalan-malarCOBE(1992) veWMAP(2003) uzay uydularnca ince-lenmektedir.

Bir kara cisim masnn varl Big Bang modeli er-evesinde kolayca aklanabilmektedir: Gemite evrenscakt ve youn bir maya maruz kalyordu. Gemiinok yksek younluktaki bu evreninde madde ve maarasnda ok eitli etkileimler olmaktayd. Bunun so-nucunda ma termalize olmutur, yanielektromanyetiktayfbir kara cisim"in elektromanyetik tayfdr. Bunakarlk duraan hal teorisi"nde byle bir mann varl- hemen hemen dorulanamaz durumdadr (Az saydakibaz savunucular aksini belirtmekteyse de)

Dk sdaki ve az enerjetik bir maya denk olmaklabirlikte, kozmik arkaplan, yani kozmik mikrodalga ar-kaplan mas hi de evrenin en byk elektromanye-tik enerji biimi olarak grnmyor: Enerjinin yaklak%96s szkonusu madakifotonlarbiiminde mevcut-ken, kalan % 4 grnr tayf"taki [14] yldzlarn n-mndan ve galaksilerdeki souk gazdan kaynaklanmak-tadr (kzltesi halde). Bu dier iki kaynak kukusuzdaha enerjetik, fakat daha az sayda fotonlar yaymakta-dr. Duraan hal teorisi"nde kozmik arkaplan"n varlmikroskobik demir paracklarnn braklmasyla olu-tuu varsaylan yldzsal mann termalizasyonunun bir

sonucu olduu varsaylr. Fakat bu model, gzlemsel ve-rilerle eliki halindedir. (Ayrca bu takdirde kozmik ar-kaplan bir karanlk cisim olarak da aklanamaz.)
https://tr.wikipedia.org/wiki/K%C4%B1z%C4%B1l%C3%B6tesihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Fotonhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Kozmik_mikrodalga_arkaplan_%C4%B1%C5%9F%C4%B1mas%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Kozmik_mikrodalga_arkaplan_%C4%B1%C5%9F%C4%B1mas%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Elektromanyetik_tayfhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Elektromanyetik_tayfhttps://tr.wikipedia.org/wiki/WMAPhttps://tr.wikipedia.org/wiki/COBEhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Nobel_%C3%96d%C3%BCl%C3%BChttps://tr.wikipedia.org/wiki/Samanyoluhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Robert_Woodrow_Wilsonhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Arno_Penziashttps://tr.wikipedia.org/wiki/New_Jerseyhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Kozmik_mikrodalga_arkaplan_%C4%B1%C5%9F%C4%B1mas%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Kozmik_mikrodalga_arkaplan_%C4%B1%C5%9F%C4%B1mas%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Astrofizikhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Kozmolojihttps://tr.wikipedia.org/wiki/G%C3%B6zlemlenebilir_evren


4/18

4 3 GZLEMSEL KANITLAR

Sonu olarak denilebilir ki kozmik arkaplann kefi, ta-rihsel olarak Big Bang'n kesinletirici kant olmutur.

3.2 lk nkleosentez

Gl nkleer gcn kefinden ve bunun yldzlarn ener-ji kayna olduunun anlalmasndan itibaren evrendeeitli kimyasal elementlerin salnmasn aklama me-selesi ortaya kt. 1950li yllar civarnda bu salnma -birbiriyle rekabet halindeki iki farkl grn nerdii-iki farkl srele aklanmaya allyordu:

Yldzsal nkleosentez

Balangtaki ilk nkleosentez

Duraan hal teorisi taraftarlar zaman boyunca srek-li olarak hidrojenden retilmi olduu ve bunun azar

azar helyuma ve daha sonra da yldzlarn kalbindeki enar elementlere dnm olduu grndeydiler. Ge-rek helyumun gerekse ar elementlerin blnmesi zamanboyunca srekliliini koruyordu; nk helyumun ora-n nkleosentez olgusuyla artarken, hidrojenin retilmesiolgusuyla da oran olarak azalr gibi grnyordu. Bunakarlk Big Bang taraftarlar helyumdanuranyumaka-dar tm elementlerin balangtaki evrenin scak evresisrasnda retilmi olduklar grndeydiler.

Gncel tez her iki hipoteze de dayanr. Buna gre, hel-yum ve lityum gerekten balangtaki ilk nkleosen-tez srasnda retilmilerdi. Bunun balca kant, hafif

denilen elementlerin (hidrojen, helyum, lityum) saln-masnn uzakkuasarlardaki incelenmesinden gelmekte-dir. Big Bang modeline gre bunlarn nispi salnmala-r ilk nkleosentezden beri srekliliini koruyan tek birparametreyeskca baldr; bu dafotonlarnyounluu-nunbaryonlarnyounluuyla ilikisindedir. Dier yn-temlerle de llebilen bu tek parametreden hareketlehelyumun (He)izotoplarnnve lityumun (Li) izotopu-nun salnmas aklanabilir. Ayn zamanda yakn galaksi-lerin iinde helyumun blnmesinde bir art gzlemlen-mektedir ki, bu, yldzlarca sentezlenenelementleryoluy-la yldzlar-aras ortamn tedrici geliiminin bir iaretiolarak kabul edilebilir.

3.3 Galaksilerin evrimi

Big Bang modeli, homojen olan evrenin gemite bugn-kne nazaran daha da homojen bir yapda olduunu var-sayar. Kant, yaylan kozmik arkaplann gzlemi yoluy-la salanmtr. Kozmik arkaplan mas olaanst birizotropi [10] gsterir.

Bu durumdaastrofizikselyaplar (galaksiler, galaksi k-meleri) Big Bangn ilk dneminde mevcut deillerdi,sonradan yava yava olumu olmalydlar. Oluumlar-

nn kkenindeki sre James Jeansin 1902deki alma-larndan itibaren bilinmektedir; bu sreJeans Kararsz-ladyla bilinir.

Hubble Uzay Teleskobu tarafndan edinilen uzayn Hubble ultraderin alan (Hubble Ultra Deep Field) resmi. Galaksileri evrenindaha gen, daha youn ve daha scak olduu eski bir adakihaliyle gstermektedir. Fornax Takmyldz'nn kk bir blge-sinden, Hubble Uzay Teleskopu ile 24 Eyll 2003'den 16 Ocak2004'e kadar olan bir dnemde toplanan verilerin bir araya ge-tirilmesiyle oluturulmu resimdir.

u halde Big Bang modeline gre, gnmzde gzlemle-diimiz galaksiler sonradan olumulard ve gemitekibu ilk galaksiler yakn evremizde gzlemlediimiz kom-

u galaksilere pek benzemiyorlard. Ik hzmthi birhz olmakla birlikte, belirli bir hz olduundan, gemi-te evrenin neye benzediini anlamak iin uzaktaki gkcisimlerine bakmamz yeterlidir. (rnein gezegenimizebir milyar k yl uzaklktaki bir gk cismini gzlemle-memiz, o cisimden Dnyaya gelen n kaynandan birmilyar yl nce yola kt gznnde bulundurulursa,ayn zamanda, o cismin bir milyar yl nceki durumunugrmemiz demektir.)

Hubble Yasasna grekrmzya kaymazellii gsterenuzak galaksilerin gzlemi gerekten ilk galaksilerin son-rakilerden yeterince farkl olduklarn gstermektedir. O

zamanlarda galaksiler aras etkileimler daha fazlayd; azsaydaki dev galaksiler, galaksiler arasnda birleme olay-larndan sonra ortaya kmlardr. Ayn ekilde, spiral,eliptik ve dzensiz galaksilerin snfsal oluumlar dazaman boyunca deiimlerle ortaya kmtr.

Uzak galaksilere ilikin tm bu gzlemler nispeten titizalmalarla yaplmtr; nk uzak galaksiler (uzaklk-larndan dolay) az kl olduklarndan, iyi gzlemlene-bilmeleri hassas ve mkemmel gzlem aralarn gerek-tirmektedir. 1990daHubble Uzay Teleskobunun ve ar-dndan VLT[15], Keck[16] ve Subaru[17] gibi byk gz-lemevlerinin hizmete girmeleriyle byk krmzya kay-

ma galaksilerinin gzlemi, bizlere, galaksilerin oluu-mu ve evrimi modelleri"nin ngrd galaksi kmeleri-nin evrim fenomenlerini dorulama olana vermektedir.
https://tr.wikipedia.org/wiki/Hubble_Uzay_Teleskobuhttps://tr.wikipedia.org/wiki/D%C3%BCzensiz_galaksihttps://tr.wikipedia.org/wiki/K%C4%B1rm%C4%B1z%C4%B1ya_kaymahttps://tr.wikipedia.org/wiki/Hubble_Sabitihttps://tr.wikipedia.org/wiki/I%C5%9F%C4%B1k_h%C4%B1z%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Jeans_Karars%C4%B1zl%C4%B1%C4%9F%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Jeans_Karars%C4%B1zl%C4%B1%C4%9F%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Astrofizikhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Elementhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Izotophttps://tr.wikipedia.org/wiki/Baryonhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Fotonhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Parametrehttps://tr.wikipedia.org/wiki/Kuasarhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Uranyumhttps://tr.wikipedia.org/wiki/B%C3%BCy%C3%BCk_Patlama_n%C3%BCkleosentezihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Y%C4%B1ld%C4%B1z_%C3%A7ekirdek_bire%C5%9Fimi


5/18

4.1 Bugnk evren (+ 13,7 milyar yl) 5

lk jenerasyonda yer alanyldzve galaksilerin incelen-mesi 21.yy.n banda astronomik aratrmann temel ko-nularndan biri haline gelmitir.

3.4 Byk krmzya kayma"da kozmikarkaplann s lm

2000 ylnn Aralk aynda Raghunathan Srianand, Pat-rick Petitjean ve Cdric Ledoux 2,57 derecesinde kr-mzya kaymada bulunan PKS 1232+0815 arkaplankuasarnca yaynlanan mann emildiini gzlemledik-leri bir yldzlararas buluttaki kozmik arkaplan"n s-sn lmeyi baardlar.

Tayf izgilerininincelenmesi bulutun kimyasal bileimi-nin anlalmasna imkn salad gibi, bulutta mevcut e-

itli atom ya da iyonlarn farkl enerji dzeyleri arasndakigeilere denk den izgilerin saptanmas, ssnn anla-lmasna da imkn salayabilecekti. Bu bulutun ayrt et-me gc ok yksek olan bir spektrometre (Very LargeTelescopeun UVES spektrometresi) ile saptanan kimya-sal zellikleri ilk kez kozmik arkaplan mas"nn ss-nn ayrt edilebilmesine imkn salad. Srianand, Petit-jean ve Ledoux kozmik arkaplan masnn ssnn 6 ile14 K (Kelvin) arasnda olduunu saptadlar; yani, bulu-tun 2,33.771 derecesinde krmzya kaymada bulunduugznne alnrsa, Big Bangn ngrd 9,1 K tahminiile uyum halindeydi.

Keifleri Britanyann bilimsel dergilerinden Naturedayaymland.[18].

4 Big Bangn kronolojisi

Big Bangn kronolojik aamalar tersten, yani gnmz-den gemie doru yle aklanr:

Big Bang'n ilk dneminden gnmze kadar evrenin genileme-

sinin grafik tarzndaki temsili. WMAPuydusu verileriyle 2006ylnda hazrlanmtr.

4.1 Bugnk evren (+ 13,7 milyar yl)

Evrenimiz, imdiki zamanda gemiteki haline kyaslason derece az youn (imdilerde evrende metre kp ba-na birka atom dmektedir) ve souk (2,73 kelvin, yani-270 C) haldedir. Her ne kadar ok scak baz astrofi-

ziksel cisimler (yldzlar) mevcutsa da evrenin imdilerdemaruz kald nm (ma) ok zayftr denebilir. Bu ol-guda yldzlarn evrendeki sklnn dk olmasnn pa-y byktr, yani evrenin herhangi bir noktasndaki biryldz ile kendisine en yakn yldz arasndaki uzaklk sonderece byktr. Astronomik gzlem bize yldzlar ve ga-laksilerin evren tarihinin ok erken bir dneminde, BigBangn ilk dneminden daha bir milyar yl gemeden n-ce mevcut olduklarn retmektedir.

4.2 Birleme

Big Bang dneminden 300.000 yl sonra, evren imdikihaline kyasla bin defa daha scak ve bir milyar misli dahayounken yldzlar ve galaksiler henz mevcut deildi.Bubyk patlamadan 300,000 yl sonraki, yani bundan aa- yukar 13,5 milyar yl nceki evrenin ilk grlebilirhalinin fotograf ekildi. 1992 ylnda NASAnn COBEuydusunun ektii bu fotorafn astrofizikilerin hesap-larna tam uyumlu olduu gzkt. te bu dnem, ev-renin younluunun n yaylabilmesine yeterli olacakdzeye dt dnemdir. Daha ncesinde n yay-labilmesine temel engel serbest elektronlarn varly-

d. Soumas srasnda evrende bu serbest elektronlaratomlar oluturmak zereatom ekirdeklerindebir ara-ya geldiler. Bu yzden bu dneme birleme dnemi de-nilir. Ayn zamanda n yaylmaya balad dnem ol-duundan, bu dnemden madde ve mann ayrlma d-nemi olarak da sz edilir. te kozmik arkaplan ma-s dediimiz ma, bu dnemden itibaren gnmze deksregelebilmi ma ya da klardr. NASA'nn WMAPuydusunun 2006 ylndaki verilerine gre Byk Patla-ma'dan 380,000 yl sonra evrenin daha net bir harita-s karld.Bu sonulara gre evrenin %12sinin atom-lardan,%15'inin fotonlardan,%10'unun ntronlardan ve%63'nn de karanlk madddeden olutuu belirlendi.Busonular nda, Byk Patlama'dan 380,000 yl son-rasnda evrenin %12si atomlardan olutuuna gre ilkatomlarn olumaya balad ve dolaysyla da serbestelektronlarn atom ekirdei etrafna dizilmeleri yoluy-la n yaylabildii zamann balangc Big Bang'denitibaren 300,000 yl olmaldr.380,000 yl ancak birle-me dneminin tamamland zaman olarak dnlebi-lir. Ayrca COBE uydusunun 1992 yl verileriyle BigBang'den 300,000 yl sonraki halinin bir haritas ka-rlabildiine gre,n evrende serbeste yaylabildiizamann balangcnn 300,000 yl olarak kabuln ge-rektirir. Bu da serbest dolaan elektronlarn ilk olarak

bu zamanda atom ekirdei etrafna dizilmeye balad-nn ,dier bir deyile ilk atomlarn olumaya balad-nn gstergesidir. Aksini kabul etmek, COBE uydu-
https://tr.wikipedia.org/wiki/Atom_%C3%A7ekirde%C4%9Fihttps://tr.wikipedia.org/wiki/WMAPhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Iyonhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Tayf_%C3%A7izgilerihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Kuasarhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Astronomihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Y%C4%B1ld%C4%B1z


6/18

6 4 BG BANGIN KRONOLOJS

sunun verilerinin geersiz olduunun kabuln gerekti-rir.NASA kaynaklarnda byle bir durumdan bahsedil-mez.Sonu olarak,380,000 yl sresi 300,000 yln yeri-ni alm deildir,WMAP uydusunun evrenin daha net birharitasn karmak adna gzlemledii zamandaki duru-munu yanstr.[19]

4.3 lk nkleosentez (+ 3 dakika)

Big Bangn ilk dneminden 300.000 yl sonra evren birelektronlar ve atom ekirdekleri plazmasndan olu-maktayd.(Bu srenin 380,000 yl olarak olarak kabu-l WMAP uydusunun 2006 yl verileriyle tezat olutu-rur. Zira, yukardaki paragrafta da belirtildii gibi, NA-SA'nn aklad sonulara gre evrenin Big Bang'dan380,000 yl sonrasnda %12sinin atomlara dnt- belirlenmitir.)[20] Is yeterince yksek olduunda

atom ekirdekleri mevcut olamazlar; bu durumdaproton,ntronveelektronkarmndan sz edilebilir. lksel ev-rende hkm sren koullarda s ancak 0,1 MeVun(Elektron Volt, yaklak bir milyar derece) altna indiin-de nkleonlar, atom ekirdekleri halinde kombine olabi-lirler. Bununla birlikte bu koullarda lityumdan daha aratom ekirdeklerinin olumas mmkn deildir. Dola-ysyla Big Bang balangcndan yaklak bir saniye sonrabalayan ve yaklak dakika sren bu evrede oluanatom ekirdekleri yalnzca hidrojen, helyum ve lityumekirdekleridir. Dolaysyla bu evre ya da dnem ilk nk-leosentez olarak adlandrlr. Gnmzde, modern koz-moloji aratrmaclar, sonularn gzlemi ve anlalmasbakmndan, ilk nkleosentez konusuna artk tamamlan-m bir konu gzyle bakmaktadr.

4.4 Elektron-pozitron iftlerinin yok ol-mas

Elektron-pozitron iftlerinin yok olmas

Is 0,1 MeV (Elektron Volt) olduunda balayan ilk nk-leosentezden az nce 0,5 MeVu (be milyar derece) aanevren ss elektronlarn ktle enerjisine [21] denk olmu-tur. Bu snn tesindeelektronlarilefotonlararasndakietkileimler kendiliinden elektron-pozitron iftleri yara-

tabilirler. Bu iftler, kendiliinden yok olabilirlerse de s0,5 MeV eiini getike durmakszn yeniden yaratlr-lar. Is bu eiin altna indike bu iftlerin hemen hemen

tm baryogenezden[22] doan elektron fazlalklarna yervererek fotonlar halinde yok olurlar.

4.5 Ntrinolarn ayrlmas

Bu dnemden az nce, s elektron, foton ventrinolarneitli etkileimleri iin yeterli olan 1 MeVun (on mil-yar derece) zerindeydi. Bu sdan itibaren bu tr,termik denge[23] halindedir. Evren souduunda elekt-ronlar ve fotonlarn etkileimlerini srdrmelerine karnntrinolarn etkileimleri biter. Bu dnem de ntrinola-rn ayrlma dnemidir. Dolaysyla bildiimiz kozmikarkaplan masnn zelliklerine benzer zellikler gs-teren bir ntrinolar kozmik arkaplan mevcuttur. Do-layl bir rol oynayan ntrinolarn kozmik arkaplannnvarl ilk nkleosentezin sonular yoluyla, dolayl ola-rak dorulanmtr.[24]. Ntrinolarn kozmik arkaplannn

dorudan saptanmas imdiki teknolojik imknlarla sonderece g[25] olmakla birlikte, varlklar konusunda her-hangi bir tartma olmamtr.

4.6 Baryogenez

Atomalt paracklar ve etkileimlerini konu alan, e-itli paracklarn ve temel etkileimlerin (temel kuvvet-lerin) elementer antitelerin (ntron, proton, elektron)yalnzca farkl grnmleri olarak ele alnd (rneinelektromanyetizma ve zayf nkleer g, tek bir etkile-imin iki grnm olarak tanmlanabilir) parack fi-

zii, deneylerle desteklenen genel fikir zerine kurulu-dur. Daha genel olarak belirtmek gerekirse, fizik yasa-larnn ve evrenin, yksek slarda daha simetrik birhal aldklar varsaylr. Mesela gemite evrende mad-de ve antimaddenin nicel e olarak mevcut oldukla-r kabul edilir. Gnmzdeki gzlemler antimaddeningzlemlenebilir evrenimizde hemen hemen mevcut olma-dn gstermektedir.[26].Bu durumda maddenin varl- belirli bir zamanda maddenin antimaddeye oranla ha-fif bir fazlalndan olumutur (maddenin antimadde-ye baskn gelmesi).[27] Evrenin sonraki evrimi srasndamadde ve antimadde, arkalarnda oluan en hafif maddefazlasn brakarak eit niceliklerle yok oldular. Bu olaanmaddebaryondenilenparacklardanolutuundan, szkonusu madde fazlalnn olutuu evreye baryogenezad verilir. Bu evre ya da sre hakknda ok az ey bilin-mektedir. rnein bu olay srasnda oluan s derecelen-mesi Big Bang modellerine gre deimektedir (bu, farklBig Bang modelleri arasndaki farklardan biridir). Baryo-genezin meydana gelmesi iin gerekli koullara Rus fizik-i Andri Sakharovun 1967deki almalarndan trSakharov koullar" ad verilmitir.

4.7 Byk birleik a

Giderek artan saydaki belirtiler, zayf ve gl elektro-manyetik kuvvetlerin tek bir etkileimin (kuvvetin) farkl
https://tr.wikipedia.org/wiki/Par%C3%A7ac%C4%B1khttps://tr.wikipedia.org/wiki/Baryonhttps://tr.wikipedia.org/wiki/G%C3%B6zlemlenebilir_evrenhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Antimaddehttps://tr.wikipedia.org/wiki/Antimaddehttps://tr.wikipedia.org/wiki/Par%C3%A7ac%C4%B1k_fizi%C4%9Fihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Par%C3%A7ac%C4%B1k_fizi%C4%9Fihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Temel_kuvvetlerhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Temel_kuvvetlerhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Atomalt%C4%B1_par%C3%A7ac%C4%B1klarhttps://tr.wikipedia.org/wiki/N%C3%B6trinohttps://tr.wikipedia.org/wiki/Fotonhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Elektronhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Elektron_Volthttps://tr.wikipedia.org/wiki/Elektron_Volthttps://tr.wikipedia.org/wiki/Elektronhttps://tr.wikipedia.org/wiki/N%C3%B6tronhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Protonhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Plazma_(fizik)


7/18

4.9 Planck a Kuantum Kozmolojisi 7

grnmlerinden ibaret olduklar fikrini vermektedir. Budurum, artk genellikle, ngilizcede ksaltma adyla GUTolarak bilinen, Byk Birleik Teori (ng. Grand uni-

fication theoryya da Grand Unified theory) kapsamndabulunmaktadr. Bu etkileim ya da kuvvetin 1016 GeVun(1029derece) zerindeki slarda tezahr ettii sanlmak-

tadr. u halde muhtemelen evren GUT teorisinin uygu-lanma alan bulduu bir evre geirmi olmaldr. Doa-s hlen bilinmemekle birlikte, bu evre, baryogenezin vemuhtemelenkaranlk maddeninkkeninde yer alm ol-malyd.

4.8 Kozmik ime

Evren ok ksa sren bir dnemde bir hayli byd. Bir imeninneden olduu bu fenomene kozmik ime ad verilir.

Big Bang teorisi kozmolojiye yeni meseleler getirmiti.

rnein evrenin homojen ve izotrop [10] olduunu ner-mi, fakat niin byle olmas gerektiini aklamamt.Oysa teorinin sade versiyonunda, evrende homojenlieyol aan Big Bang'n gereklemesinde bir mekanizma-dan ya da ileyiten sz edilmiyordu, byle bir ey yoktu.Bylece ime (ilk ani, hzl genileme) nedeni ya da ge-rekesinin evrenin homojen ve izotrop olmasna yol aanbir sre balatt varsaylyordu.

Kozmik ime kavramnn mucidi, byle bir sre-ci betimleyici bir senaryoyu ilk neren kii olan AlanGuthtur.[28] Franois Englert ve Alexei Starobinsky deayn dnemde (1980) bu meselenin baz sorunlu ksmlar

zerinde almalarda bulunmu dier isimler olarak bili-nir. Guth daha sonra (1982de), baz almalarda bulun-du ki, bu almalarnda ortaya koyduu sonulara gre,byk astrofiziksel yaplarn tohumlarn ieren kozmikime, evrenin homojen oluunu aklama imkn sala-makla kalmayp, evrenin niin homojenlie aykr bazolgular iermesi gerektiini de aklama imkn salyor-du.

imenin evren tarihinin, Byk Birleik ana vePlanck ana komu olan, son derece scak (1014 ile1019 GeV arasndaki, yani 1027ile1032 derece arasndakislarda) ve erken bir dneminde yer alm olmas gerekir.

Gerek Big Bang teorisinin ortaya koyduu meselelerinhemen hemen tmnn ime sreciyle aklanabilme-si, gerekse bu tr meselelerin aklanabilmesinde dier

senaryolarn daha kark olmalarna ramen sonu ver-mede yetersiz grlmesi, ime senaryosuna kozmolojidedaha n planda yer verilmesini salad. Kozmik arkapla-nn anizotropilerinin [29] ayrntl gzleminden itibaren,iyice emin olunduundan, ime modellerinin kantlarlapekitirilmesine gerek kalmad anlald. ime senar-

yosunun gzlemlerle uyum iinde olmas onun konuylailgili tm meselelerde ba role yerletirilmesini salambulunmaktadr.

ime evresi evrenin belli bir zaman iinde son dere-ce hzl bir ekilde genilemesidir. Genileme dolaysylayounluu azalan bu evren, ok homojen bir enerji try-le dolu haldeydi. Bu enerji o zaman ok hzl olarak et-kileimde bulunmaya ve snmaya koyulacak partikllerednt. imeyi sona erdiren bu iki evreye parackla-rn patlayc yaratl bakmndan snma-ncesi evreve paracklarn termalizasyonu bakmndan snma ev-resi ad verilir. imenin genel ileyii iyice anlalm

olmakla birlikte, snma-ncesi ve snma evrelerindekiileyi tam anlalamam olup, hlen eitli aratrmala-ra konu olmaktadr.

4.9 Planck a Kuantum Kozmolojisi

ime evresinin tesinde (ncesinde), daha genel olaraksylemek gerekirse,Planck ssgibi scaklklarda gncelfizik kuramlarnn artk geerli olmad bir sahaya gi-rilir. Bu,genel grelilik kuramndabir dzeltmenin szkonusu olaca,kuantum mekaniikavramlarnn geerli

olduu bir sahadr. Henz ortaya konmam olmakla bir-likte, belki de hlen geliim halindekisicim kuramndandoacak birkuantum ktleekimikuram, Planck adenilen dnemdeki evrene ilikin eitli speklasyonlarayer verilmesini salayacaktr.Stephen Hawkinggibi bir-ok yazar bu dnemlerdeki evreni tanmlayabilme dene-melerine olanak salayacak eitli aratrma yollar ner-milerdir. Bu aratrma alanna gnmzdekuantum koz-molojisiad verilmektedir.

5 Kozmoloji standart modeli

Kozmoloji standart modeli 20.yy.n ilk yarsnda ne-rilen Big Bang grnn mantksal bir sonucudur. Adparack fiziininstandart modelinin adndan rneksemeyoluyla oluturulmu kozmoloji standart modeli evrengzlemlerinin btnlyle uyuan bir evren tanm sun-maktadr.

zellikle u iki noktay art koar:

Gzlemlenebilir evren, youn ve scak bir evreden(Big Bang) domutur. Bu evre srasndaki bir ile-yi (mekanizma) eriebildiimiz (gzlemleyebildi-

imiz) blgenin homojen olmasn, fakat ayn za-manda baz istisnalar gstermesini salamtr. ne-rilen baka ileyiler olsa da, bu, muhtemelen ime
https://tr.wikipedia.org/wiki/G%C3%B6zlemlenebilir_evrenhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Par%C3%A7ac%C4%B1k_fizi%C4%9Fihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Kuantum_kozmolojisihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Kuantum_kozmolojisihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Stephen_Hawkinghttps://tr.wikipedia.org/wiki/Kuantum_k%C3%BCtle%C3%A7ekimihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Sicim_kuram%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Kuantum_mekani%C4%9Fihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Genel_g%C3%B6relilik_kuram%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Planck_%C4%B1s%C4%B1s%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Karanl%C4%B1k_madde


8/18

8 6 ZELLKLER, SONULAR, MESELELER VE ZMLER

Evreni oluturan unsurlarn en iyi Big-Bang modeli saylanCDM modeline gre oransal tablosu. NASA tarafndan hazr-lam bu tablonun gsterdii gibi, evrenin %95i karanlk maddeve karanlk enerji trlerinden olumutur.

tipli bir ileyitir.

Gncel evren birok madde tryle doludur:

Her eitelektromanyetikmay temsil ediciparacklar olanfotonlar.

Ntrinolar.

Atomlar oluturanbaryonikmadde.

Karanlk maddedenilen, laboratuvar ortamn-da retilememise de parack fiziinden-grlen, galaksilerin yapsndan sorumlu olan,kendilerini oluturan yldzlar btnnden da-

ha ktleli bir veya birka madde tr. Karanlk enerji denilen, gnmzde gzlemle-

nen evrenin genilemesinin hzlanmas"ndansorumlu olan (ve muhtemelen kozmik imeile dorudan ilgisi olmayan), allmam zel-liklere sahip bir enerji tr.

Artk astronomik gzlemlerin byk bir ksm bildii-miz evreni tanmlarken bu vazgeilmez temel talarndanyararlanmaktadr. Kozmolojik aratrma esas olarak bumadde trlerini, zelliklerini ve ilksel evrenin hzlanmgenileme senaryosunu tanmlamay amalamtr. Koz-moloji standart modeli"nin temel ta laboratuvar orta-

mnda gzlemlenmemi fiziksel fenomenlere bavurma-y gerekli klmaktadr: Kozmik ime, karanlk madde vekaranlk enerji. Bu temel talar ya da bunlardan biriniyok varsayan tatminkar hibir kozmolojik model yoktur.

6 zellikler, sonular, meseleler vezmleri

6.1 Big Bang'n getirdii meseleler

Big Bang modelleri incelendiinde bu tip bir modelin ba-z sorunlar da beraberinde getirmi olduu grlmek-teydi. zerinde deiiklikler yaplmadan nce, sade Big

Bang modeli pek ikna edici bir model olarak grnme-mekteydi; nk allm miktarlara kyasla son derecebyk ve son derece kk miktarlardaki birok fizik-sel niceliin varsaylmasn gerekli klmaktayd. Bir ba-ka deyile, ayakta kalabilmesi iin beklenmedik deer-lere birokparametrenineklenmesini gerekli klyor g-

rnmekteydi. Evren konusundaki bu tip bir ince akort(ng. fine-tuning)[30] kozmolojiyle ilgili olan ya da olma-yan tm fizik modellerinde sorunlu olarak kabul edilir.Bu durumda Big Bang, birok gzleme aklama getir-mesindeki baarsna ramen, ortaya birok sorun koyan,fakat kendisi bu sorunlar halledemeyen, dolaysyla, ge-tirdii zm pek ekici grnmeyen bir kavram duru-muna dmekteydi. Fakat Big Bang modellerine eklenensenaryolar, zellikle kozmik ime senaryosu teoriye ilkzamanlarda yaplan olumsuz yorumlar deitirmeyi ba-armtr.

6.1.1 Ufuk meselesi

Estetik ve sadelik argmanlar hari tutulduu takdirde,doann evrenin homojen ve izotrop[10] olmasn tercihetmesinde makul bir neden yoktur. Ayrca ilk Big Bangmodelinde homojenlikten niin -kozmik arkaplan ma-snn anizotropilerinde[29] grlen ve evrendeki byk ya-plarn (galaksiler, galaksi kmeleri vs.) oluumundan so-rumlu olan baz sapmalar olduunu aklayan tatminkarbir ileyi de mevcut deildi. Bu, herhangi bir tatmin edi-ci aklama getirilememi bir meseleydi ve uzun zamanboyunca soruna, yani evrenin niin amzda gzlemle-

diimiz hale (homojen ve izotrop hale) gelecek ekildeevrim geirmi olduuna ilk koullardan yola kan i-leyi aklamalaryla zm getirilmeye alld. Sorunyle de ifade edilebilir: Gemite birbirlerine yakn ol-mularsa da, herhangi bir enformasyon alveriine vakit-leri olmam, evrenin birbirinden son derece uzak iki bl-gesinin esas olarak ayn zellikleri gsteriyor olmas naslaklanabilirdi? Bu mesele, gnmzde ufuk meselesiolarak adlandrlr.

6.1.2 Evrenin dzlemsellii meselesi

Evrenin evriminin incelenmesi ele alndnda karla-lan bir baka mesele muhtemel erilik yarap (bir k-renin ya da elipzoid bir cismin merkezinden yzeye olanmesafe; sz konusu cisim bir eri yzeyden ibaretse eriyzey kresel cisme tamamlanarak da yarap elde edi-lebilir) meselesidir. Genel grelilik unu ortaya koymak-tadr ki, eer evrende maddenin dalm homojense, butakdirde evrenin geometrisi yalnzca tek birparametreye,uzaysal erilik[31] denilen parametreye baldr. Sezgi-sel olarak, bu niceliin, sz konusu koullarda artk geer-li olmayacak "klid geometrisi"nin tesindeki bir uzak-lk skalasyla ilgili olduu sylenebilir. rnein kele-

ri birka milyar k yl uzakla yaylm dev bir -genin ialarnn toplam 180 dereceye eit olmayabi-lir. Dorulanmam olmakla birlikte, gzlemlenebilir ev-
https://tr.wikipedia.org/wiki/Parametrehttps://tr.wikipedia.org/wiki/Parametrehttps://tr.wikipedia.org/wiki/Karanl%C4%B1k_enerjihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Par%C3%A7ac%C4%B1k_fizi%C4%9Fihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Karanl%C4%B1k_maddehttps://tr.wikipedia.org/wiki/Baryonhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Fotonhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Elektromanyetik


9/18

6.2 nerilen zmler 9

Genel grelilie gre evren kapal", ak ya da dz"dr. e-mada evrenin biimine ilikin bu mmkn, farkl geometrik tipler

grlmektedir: Kapal evren, hiperbolik evren ve dz evren.

renin mesafelerinden daha byk mesafelerin szkonusuolduu durumlarda bu tr olgularla karlalmas gayetnormaldir.[32]

Bununla birlikte, erilik yarap denilen uzunluk ska-lasnn gzlemlenebilir evreninboyutuna kyasla gittik-e kk hale gelme eiliminde olmas durumunda, birbaka mesele ortaya kmaktadr. Bir baka deyile, eererilik yarap" be milyar yl nce gzlemlenebilirevrenin boyutundan daha byk idiyse de gnmzde

gzlemlenebilir evrenin boyutundan daha kk olma-s ve sz edilen etki ya da sonularnn grnr hale gel-mesi gerekiyordu. Bu akl yrtmeye devam edilerek, e-rilie bal etki ya da sonular hlen grlr olmad-na gre, erilik yarapnn nkleosentez dneminde gz-lemlenebilir evrenin boyutundan son derece daha bykolduu sylenebilir. Erilik yarapnn gzlemlenebilirevrenin yarapndan hlen byk kalmas olayna gn-mzde dzlemsellik meselesi (ng. flatness problem)[33]

ad verilmektedir.

6.1.3 Tekkutuplular meselesi

Parack fizii evrenin genilemesinden doan soumassrasnda yava yava yeni paracklarn ortaya ktklar-n ngrr.

Bunlardan bazlar ilksel evrende meydana geldii san-lan,hal deiimidenilen olay srasnda ortaya km ol-malydlar. Bazlarna tekkutuplu ya da manyetik tekku-tuplu [34] denilen buparacklaristikrarl olma zellii-ne sahip olup, ok sayda ve son derece ar olmalydlar(protonun1015 misli olmalar tipik zelliklerinden biri-dir). Eer byle paracklar tremilerse, bunlarn evre-nin younluuna katklar da olaan maddeninkine kyas-la hatr saylr derecede yksek olmalyd.

Oysa, evren, younluunun bir ksmn pek bilmediimiz

madde trlerine borluysa da, evrende tekkutuplularn-ki gibi istisnai bir orana sahip paracklara kesinlikle yeryoktur. Parack fiziinin ngryor olmasyla birlikte,kefedilemediklerinden gerekten mevcut olup olmadk-lar saptanamam bu tr ar paracklar meselesi tekku-tuplular meselesi olarak adlandrlr.

6.1.4 Yaplarn oluumu meselesi

Gzlemler, evrenin byk leklerde homojen olduu-nu gstermekle birlikte, ayn zamanda, kk leklerde(gezegenler, yldzlar, galaksiler vs.) homojenlikten sap-malar ierdiini, yani homojen olmama zellii de ta-dn gstermektedir.

Gnmzde, belirli koullar olutuunda maddenin da-lmndaki kk bir homojen olmama halinin nasl,evresinden daha youn, nemli bir astrofiziksel cismi

yaratana dek byyp gelitii bilinmekte, aklanabil-mektedir. BunaJeans Kararszlileyii ad verilmekte-dir. Bununla birlikte, byle bir ileyiin meydana gelmesiiin ncelikle kk bir homojen olmay mevcudiyeti-nin varsaylmas gerekir ve ayrca gzlemlenen astrofi-ziksel yaplarn eitlilii gstermektedir ki balatc et-kide bulunan bu homojen olmay hallerinin genilik veboyut olarak dalm Harrison-Zel'dovich spectrumuadyla bilinen kesin bir yasaya tbidir. te ilk Big Bangmodelleri bu tr alkant ya da kararszlklar aklamadayetersiz kalmaktayd. Bu yzden ilk Big Bang modelleriortaya atldnda yaplarn oluumu meselesi ortaya k-mt.

6.2 nerilen zmler

6.2.1 Ufuk meselesi hakknda

Samanyolunun tesindeki galaksilerin dalmn gsteren pano-ramik grn.

Ufuk meselesi ile dzlemsellik meselesi kken olarak ay-n mesele kapsamnda ele alnabilir. Zaman ilerledikegenileme srmekte ve gitgide daha ok madde ierendaha byk blgelere geilmektedir. Zaman ilerledikesaylar grnr ekilde artan galaksilerin ayn zellikle-re sahip olmalar artc bir husustur.

Bu meselenin bir zm, evren tarihinin erken dne-minde evrenin hali hakkndaki belirli bir enformasyonun
https://tr.wikipedia.org/wiki/Jeans_Karars%C4%B1zl%C4%B1%C4%9F%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Astrofizikhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Protonhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Par%C3%A7ac%C4%B1khttps://tr.wikipedia.org/wiki/Hal_de%C4%9Fi%C5%9Fimihttps://tr.wikipedia.org/wiki/G%C3%B6zlemlenebilir_evren


10/18

10 6 ZELLKLER, SONULAR, MESELELER VE ZMLER

tm evrene son derece hzla yaylm olduu fikrindedir.Byle bir durumda evrenin birbirlerine son derece uzakblgeleri birbirlerine benzer oluumlar iine girmelerinisalayacak enformasyon alveriinde bulunmu olabilir-ler. Bu zmn karsndaki engel, zel grelilik kura-mdr; zel grelilik kuram hibir eyin ktan daha hzl

hareket edemeyeceini art komaktadr.Bununla birlikte, evrenin genilemesi ok hzl olmu ol-masna ramen, zel grelilik snrlar bir ekilde almolabilir. Aslnda, byle bir durumda, gzlemlenebilir ev-renin boyutu sabit kalrken, evrenin iki blgesi arasndakiuzaklk sl olarak artabilir. Yani balangta ok kkve homojen olan bir blgegzlemlenebilir evrenblgesi-ne oranla son derece byk bir boyuta erime olananasahiptir. Sabit genileme oranl bu evre tamamlandndaevrenin bulunduumuz homojen blgesi gzlemlerimizeulaan halinden son derece daha byk olabilir.

Friedmann denklemleri, evrende tipik olmayan bir mad-de trnn varlnn kabul artyla, bu tr senaryolarnmmkn olabileceini gstermektedir.

6.2.2 Dzlemsellik meselesi hakknda

Bir kresel bimin eriliinin alglanmas, zerinde lme ilemi-nin yapld blgenin rlatif boyutuna baldr. Bu boyut artt-nda eri gitgide grnr hale gelir. emada kresel yzey ge-nileme halindeki evreni, renkli (pembe) ksm ise rlatif boyutuzamanla artan gzlemlenebilir ksm temsil etmektedir.(Dikkat !

Evren bir kre deildir, nitekim burada da bir yzeyle temsil edil-mitir.)

Dzlemsellik meselesi de ayn tarzda zlebilir. Mese-lenin z udur: Erilik yarap", gzlemlenebilir evre-nin boyutundan daha az hzla bymektedir. Oysa eergenilemeye hkmeden yasa, olaan maddeyle dolu birevrenin genilemesine hkmeden yasadan farklysa bu ar-tk doru olamaz. Tipik olmayan zelliklere sahip (rne-in basnc negatif olan) bir madde trnn mevcudiyetivarsayldnda, erilik yarap" gzlemlenebilir evre-nin boyutundan daha hzl byyecektir. Eer byle bir

genileme evresi gemite olmu ve yeterince uzun birzaman srmse erilik yarapnn llebilir olmamashi de artc deildir.

6.2.3 Tek kutuplular meselesi hakknda

Manyetik tekkutuplular meselesi hzlanm bir genilemeevresi ile zlebilir. Bu, evrendeki tm olaan madde-nin younluunu azaltc eilimdedir. Ancak bu durumda

yeni bir mesele ortaya kar: Hzlanm genileme evresi,ardnda tmseksiz, ukursuz bir uzaysal dzlem halinde,homojen, fakat maddesiz bir evren brakr.

1980li yllarn balarnda Alan Guth tarafndan nerilenkozmik ime senaryosu bu sorunlarn tmn giderenbir zm olmutur. Bu zmde, hzlanm genilemeevresine neden olan, gerekli tm zelliklere sahip, tipikolmayan madde trdr.[35] zmde, hzlanm geni-lemenin sonucunda kararsz (deiken) hale gelen bu ge-nileme evresinden sorumlu olan sayl alan (ng. sca-lar field)[36] "snma ncesi ve "snma denilen karma-k sreler srasnda, aama aama standart model[37]

paracklar halinde paralanr.Kozmik ime ile ilgili sunulan ilk modeller eitli tek-nik sorunlar tam olsa da, nerilen sonraki model-ler bu teknik sorunlardan arndrlarak, makul bir duru-ma gelecek ekilde gelitirilmitir. Tekkutuplular, dz-lemsellik ve ufuk meselelerinin kozmik ime zm-ne alternatif bir zm Weyl curvature hipoteziyle [38]

sunulmutur.[39]

6.2.4 Byk yaplarn oluumu hakknda

Kozmik imede, maddenin her trne ilikinkuantumalkantlar ya da dalgalanmalar vardr (Heisenberginbelirsizlik ilkesininsonucu olarak). imenin beklenme-dik sonularndan biri, balangta kuantumtabiatl bualkantlarn hzlanm genileme evresi srasnda ola-an klasik younluklar haline gelmek zere evrim ge-irmeleridir. Bu alkantlarn kozmolojik karklklarteorisi kapsamnda gerekletirilen tayf hesaplamalar,sz konusu alkantlarn Harrison-Zeldovitch tayf"[40]

basklarn izlediklerini ortaya koymutur.

Bylece kozmik ime, evrendeki homojenlikten kkkalarn ya da sapmalarn ortaya kn aklayabilme-mize olanak salamaktadr. lk kozmik ime modelininbeklenmedik baars, ardndan daha gelitirilmi bir ha-linin hazrlanmasna nclk etti: Bu modele gre, koz-mik ime evresi srasnda yaratlan kk homojen ol-mama hallerinin ayrntlar, gncel evrenimizdeki homo-jen olmama hallerinin ilk nedenleri olabilirdiler.COBEve WMAP uydularnca gzlemlenen kozmik arkaplandalgalanmalar"na ilikin verilerin incelenmesi yoluylayaplan gzlemler ile bu tahminler arasndaki uyum ilgindzeydedir. SDSS (Sloan Digital Sky Survey)[41] ekibi ta-

rafndan hazrlanan galaksiler katalou adl alma so-nularnda da grlen bu uyum, 20. yy. kozmolojisininbyk baarlarndan birini gzler nne sermektedir.
https://tr.wikipedia.org/wiki/COBEhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Kuantumhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Belirsizlik_ilkesihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Kuantumhttps://tr.wikipedia.org/wiki/G%C3%B6zlemlenebilir_evrenhttps://tr.wikipedia.org/wiki/%C3%96zel_g%C3%B6relilik_kuram%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/%C3%96zel_g%C3%B6relilik_kuram%C4%B1


11/18

11

6.3 Karanlk madde

Hubble Uzay Teleskobu ile Abell 1689 ierisinde gzlenen glktleekimsel mercekleme, karanlk maddenin varln gsterir- Mercekleme erilerini grmek iin resmi bytnz

1970li ve 1980li yllarda yaplan eitli gzlemler,galaksilerin iindeki ve galaksiler arasndaki ktlee-

kimsel glerin grnrdeki (zahiri) etkisini aklaya-bilecek yeterince gzle grlr madde olmadn ka-ntlamtr. Bu saptama, doal olarak, evrendeki mad-denin azami % 90nn k yaymayan ya da normalbaryonik madde ile etkileime girmeyen bir madde t-rnnden (karanlk madde) olutuu sonucuna varlma-sn salamtr. Karanlk madde ksaca, n yayma-yan ya da elektromanyetik nlar dorudan alglana-bilecek ekilde yeterince yanstamayan bir madde t-rdr. Karanlk maddenin varl balangta tartma-l bir mesele olmusa da, sonradan eitli gzlemler,zellikle u gzlemler varln iyice ortaya koymu du-rumdadr: Kozmik mikrodalga arkaplan masndaki

anizotropiler[29],galaksi kmelerindekihz kayplar, ya-plarn dalmlarnn geni skalas ve galaksi kmelerin-dekiX nlarlmleri.[42] Hibir karanlk madde par-ac laboratuvar ortamnda retilmemi olmakla bir-likte, karanlk maddenin varlnn kant zellikle diermaddeler zerindekiktleekimseletkisinde bulunmak-tadr. imdiye dek, karanlk madde paracklar olabi-lecek pek okparackbilim evrelerine aday olarak su-nulmu ve karanlk madde paracklarn ortaya kar-mak ya da kefetmek zere birok proje balatlmtr. [43]

6.4 Karanlk enerji

Ia tipi spernovalardaki krmzya kayma-grnrkadir ilikisinin lmleri evrenin genilemesinin evre-nin imdiki yann yarsna gelmesinden itibaren hzlan-m olduunu gstermitir. Bu hzlanmay aklamada,genel grelilik evrendeki enerjinin bir ksmnn byknegatif basnca sahip bir unsurdan olumu olmasn zo-

runlu klmaktayd ki, bu unsura ya da enerjiye gnmz-de karanlk enerji ad verilmektedir. Karanlk enerjininvarl baka yollarla da anlalmaktadr.

Negatif basn bir tr vakum enerjisi zellii gsterir. Fa-kat karanlk enerjinin gerek doas Big Bangn byksrlarndan birinin kalntsdr denilebilir. Kimilerine g-re kozmolojik bir cevher ya da bir sabitedir. 2008dekiWMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) uy-dusu ekibinin kozmik mikrodalga arkaplan masnnverileriyle ve dier kaynaklarn verileriyle birletirilen so-nular gnmzdeki evrenin % 72sinin karanlk enerji-den, % 23nn karanlk maddeden, % 4.6snn dzenli

(olaan) maddeden ve % 1den az bir ksmnn ntrino-lardan olutuunu gstermitir [44] Maddedeki enerji yo-unluunun evrenin genilemesiyle azalmasna karn ka-ranlk enerjinin younluu sabit kalmaktadr. Sonu ola-rak, madde gemite evrenin tm enerjisinin nemli birksmn oluturmusa da ve hlen hatr saylr bir ksmnoluturuyorsa da, uzak bir gelecekte evrene katks iyicedecek ve karanlk enerji daha da baskn duruma gele-cektir.

Halihazrdaki en iyi Big Bang modeli olan CDMmodelinde[45] karanlk enerji genel grelilik kuramndakibirkozmolojik sabiteninvarlyla aklanmaktadr. Bu-

nunla birlikte karanlk enerjiyi gzelce aklayan sabite-nin boyutu,kuantum ktleekimineilikin fikirler ze-rine kurulu tahminlere gelindiinde, artc lde k-k gsterilmektedir. Kozmolojik sabite ile dier karan-lk enerji aklamalar arasndaki tefrik, halihazrda biraratrma alandr, devam eden aratrmalara konu tekileden aktif bir alma sahasdr.

7 Kozmik imeyi kabul eden farklkozmolojik modeller

Sicim kuramna dayal baz modellere gre, braneler zerine yer-leik evrenler ok boyutlu bir sper-evren"de yzmektedir.
https://tr.wikipedia.org/wiki/Kuantum_k%C3%BCtle%C3%A7ekimihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Kozmolojik_sabithttps://tr.wikipedia.org/wiki/Genel_g%C3%B6relilik_kuram%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Kozmik_mikrodalga_arkaplan_%C4%B1%C5%9F%C4%B1mas%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Kadir_(g%C3%B6kbilim)https://tr.wikipedia.org/wiki/K%C4%B1rm%C4%B1z%C4%B1ya_kaymahttps://tr.wikipedia.org/wiki/S%C3%BCpernovahttps://tr.wikipedia.org/wiki/Par%C3%A7ac%C4%B1khttps://tr.wikipedia.org/wiki/K%C3%BCtle%C3%A7ekimhttps://tr.wikipedia.org/wiki/X_%C4%B1%C5%9F%C4%B1nlar%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Galaksi_k%C3%BCmesihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Kozmik_mikrodalga_arkaplan_%C4%B1%C5%9F%C4%B1mas%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Elektromanyetikhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Baryon


12/18

12 10 BLM NSANLARINDAN GELEN ELETRLER

Big Bangn evren tarihinin ilk ya da balang anna da-yal olduu inan yanl bir inantr. Big Bang yalnzcaevrenin youn ve scak bir dnemden gemi olduunugsterir. Bu youn ve scak evreyi ok farkl tarzda be-timleyen eitli kozmolojik modeller vardr.

Sunulan ilk modellerden birinde Georges Lematremaddenin younluunun nkleer madde younluunda(1015g/cm3) olduu bir ilk hali varsayyordu. Lematre,hakl olarak, byle younluklardaki maddenin davran-n kesin olarak bilme iddiasnda bulunmann g oldu-unu dnyor ve genilemeyi balatan eyin bu kararsz(deiken) dev atomik ekirdein paralanmas olduunuvarsayyordu. Lematre daha nce, 1931de, evren tarihi-nin ilk anlarn tanmlamada daimakuantum mekanii-nebavurmak gerektiine[46] ve uzay (mekn) ile zamankavramlarnn allm niteliklerini muhtemelen kaybet-mi halde olacana dikkat ekiyordu.[47]

Gnmzde klasik Big Bang modellerinin yetersiz kal-d noktalar tamamlayan, kozmik ime ve Big Bang'farkl bir bak asyla ele alan farkl modeller olutu-rulmutur. Baz kozmik ime modelleri sonsuz (ebedi)bir evren varsayarlar, pre-Big Bang gibi baz modeller ilkhalin pek youn olmadn, buna karlk ardndan birgeri srama evresi geirdiini varsayarlar, sicim kura-mnadayal baz modeller ise gzlemlenebilir evren"indrt boyutluluun da tesindeki bir uzaya dalm haldeolduunu varsayarlar.[48] Bu sonuncu modellere gre, BigBang ve genileme hareketi ikibrane[49] arasndaki ar-pmadan kaynaklanmaktadr[50] Baz modeller de evre-nin hareketini tekrarlanan bir nabz atna (genileme ve

bzlme) benzetirler.Sonu olarak tekrar etmek gerekir ki, gzlemlediimizevren Big Bangdan domutur. Big Bang teorisine gre,gnmzde tandmz elementer paracklar sz konusuyoun ve scak dnemde olumular ve sonraki srelerdeevrende gzlemlediimiz tm yaplar olumutur.

8 Big Bang Nedir

Big Bangn ilk dneminde gzlemlenebilir evren bl-

gesinde hkm sren koullar her yerde aynyd. Bunakarlk maddi unsurlarn evrenin genilemesi olgusuylabirbirlerinden hzla uzaklatklar grlmektedir. BykPatlama terimi, bu genileme hareketinin iddetine ifadeetmek zere, bir terim olarak nerilmitir.

Big Bangin bir merkezi ya da zel bir yn yoktur. Ev-renin gemite nasl olduu, ancak evrenin uzak blgele-ri gzlemlenerek anlalabilmektedir. Evrende ne kadaruzak bir blge gzlemlenebilirse, evren tarihinde de o ka-dar uzak bir gemi tespit edilebilir. Fakat gnmzdegzlemlenebilen, dorudan doruya Big Bang'n ilk dne-minin kendisi deil, evren tarihindeki bu scak aamann

kl yansmas olan kozmik arkaplan masdr.Bu -ma esas olarak tekbiimli olup her ynde gzlemlenebil-mektedir. Bu, Big Bangn gzlemleme olana bulunan

blgelerde son derece homojen bir tarzda meydana gel-diini gstermektedir. Big-Bangn ilk halini tespit edile-meyecek olmasnn sebebi, ilksel evrenin, yksek youn-luundan dolay, donuk mal oluudur.

Genel kannn aksine Big Bang, herhangi bir yerde ol-

mu bir patlama deildir. Big Bang ya da Byk Patlama,kimilerinin adn ilk duyduunda dndkleri gibi, g-nmzdeki galaksileri oluturan maddeyi dar frlatpatan, herhangi bir noktada meydana gelmi bir patlamadeildir.

9 Felsefi sonular

Big Bangn nerdii ya da en azndan sade modelindenerdii zm, filozoflarn bir ksmna greyaratlfikrine uygun grld. Bu filozoflara gre temel fikir,

Yaratllk'n nerdii Balangl Evren ile uyutu-u zerine gelitirildi. Bilim camias teoriye kuku ile ba-karken, ksa zamanda genelini halkn oluturduu kitlelerbunu Yaratllk'n dorulamas olarak kabul etti. Evre-nin balangcna dairteolojive felsefede yaplm ncekiyorumlara ilave olarak, bu bilimsel gelime, felsefe ve te-oloji alanlarnda da farkl yorumcular tarafndan, ncekiakmlarn dorulanmasna veya sorgulanmasna yol at.Bu nokta Papa XII. Pius tarafndan zellikle ifade edildi.Bazlarna gre, Big Bangn nerdii kronoloji, Yarat-ln sonsuz olduuna inananNewton,Einsteingibi e-kim teorilerinin kurucularnn kanaatlarinin aksi gibi g-

rnme sahipti. Lematre, Papann ifade ettiinden farklbir bak asna sahipti. Buna karlk, bilimsel anlamdakabul edilebilir kantlara dayanlmasa da, Lematree BigBang modelini hazrlamasnda din kanaatlerinin yardm-c olduunu ileri srenler olmutur. [51].

Bir ksm bilim insan, astroloji ve kozmoloji verilerinin,herhangi bir felsefe veya teoloji ile rtmeyeceini ifa-de etmilerdir. Buna karn baz astrofizikiler, konununTanr'nn varl ile ilikilendirilebileceini savunmular-dr. rnein ABD'li astrofiziki Hugh Ross konuya ili-kin u aklamada bulunmutur:

"Zaman, olaylarn meydana geldii boyut olduuna gre,

eer madde, Big Bang'la ortaya kmsa, o halde evre-ni ortaya karan sebebin evrendeki zaman ve mekndantmyle bamsz olmas gerekir. Bu da bize Yaratc'nnevrendeki tm boyutlarn zerinde olduunu gstermekte-dir. [52]

10 Bilim insanlarndan gelen ele-tiriler

Big Bang teorisini reddeden ve teorinin eletirilecek ok

yan olduunu dnenlerden biri duraan hal teori-si"nin mimarlarndan Fred Hoyledr. Teoriye bilim dn-yasndan kar duranlar arasndan u isimler rnek olarak
https://tr.wikipedia.org/wiki/Einsteinhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Newtonhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Teolojihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Yarat%C4%B1l%C4%B1%C5%9F%C3%A7%C4%B1l%C4%B1khttps://tr.wikipedia.org/wiki/Par%C3%A7ac%C4%B1khttps://tr.wikipedia.org/wiki/Sicim_kuram%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Sicim_kuram%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Kuantum_mekani%C4%9Fihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Kuantum_mekani%C4%9Fihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Georges_Lema%C3%AEtre


13/18

13

verilebilir:

Hannes Alfvn (1908-1995): Plazma fiziindeki a-lmalarndan tr 1970te Nobel Fizik dl sahi-bi olmutur. Big Bang tmyle reddetmitir. Kenditeorisi olan plazma evren teorisini savunur.

Edward Arthur Milne (18961950): Newtoncukozmolojiden hareket ederek, genilemenin statikbir evrendeki galaksiler hareketinden baka bir eyolmadn savunmutur.

Arno Allan Penzias ve Robert Woodrow Wilson:1968de kozmolojik termik may keiflerindentr 1978de Nobel Fizik dl sahibi olmular-dr. Kefettikleri sonradan kozmik mikrodalga ar-kaplan mas olarak adlandrlmtr.

Yadsnamaz baarlarna karn Big Banga gnmz-

de de, bilim dnyasnn bir ksm muhalefet etmekte-dir. Bu muhalefet cephesinde baz astronomlar da var-dr. Bu muhaliflere rnek olarak, maddenin yaratlnesas alan yeni bir duraan hal versiyonu[53] gelitirmiolan Geoffrey Burbidge, Fred Hoyle ve Jayant Narlikarbelirtilebilir.[54] Big Banga son zamanlarda yeniden ge-tirilen bir eletiri de, Abell 1835 IR1916 ve HUDF-JD2galaksileri gibi baz uzak kozmik cisimlerin ya ile dahagen kalan evrenin ya arasndaki uyumsuzluk konusun-dadr. Fakat ou zaman bu tr sorunlar kt ya tahmin-lerinden ileri gelmektedir.

11 Gncel durum

Big Bang teorisi esasen iki temel fikir zerine kurulu-dur: Fiziksel yasalarn evrensellii ve kozmolojik prensip.Kozmolojik prensip daha nce deinildii gibi, evreninmakro leklerde homojen ve izotrop olduunu varsayar.Bu fikirler nceleri birer hipotez konumundaydlar, fakatgnmzde gzlemlerle desteklenmektedirler.

Gzlemsel kozmoloji alanndaki gzlemsel gelimelerBig Banga kesin bir destek salamaktadr, en azn-dan bu alanda alan aratrmaclar arasnda bu gr

ortaktr.

[55]

. Big Bangn karsndaki temel teori olanduraan hal teorisi de kozmik arkaplan masna ilikingzlemleri, hafif elementlerin salnmasn ve galaksilerinevrimini aklamakta yetersiz kal nedeniyle gnmz-de tmyle marjinal bir duruma gelmi bulunmaktadr.

Big Bang aslnda, hlen gzlemlerin bir yanln kara-mad genel greliliin bir sonucudur.[56] Dolaysyla ki-milerine gre Big Bang reddetmek genel grelilii red-detmek demektir.

Buna karlk birok dnem veya fenomenin hlen pekfazla bilinmedii bir gerektir. rnein,antimaddeyek-yasla hafif bir madde fazlasnn sz konusu olduu bar-

yogenez dnemi ve kozmik ime evresinin sonuna ili-kin ayrntlar, zellikle snma-ncesi ve snma evrele-ri... Gelitirilecek yanlar olan Big Bang modelleri hlen

geliim iinde olmakla birlikte, artk Big Bangn genelkavramn tartmak yeterince glemi bulunmaktadr.

12 Byk Patlama teorisine gre

gelecek

Bir evrenin bir blgesinin Byk k'e maruz kalnn temsiliresmi

Karanlk enerjinin varlnn anlalmasndan nce, koz-mologlar evrenin gelecei hakknda iki senaryo gelitir-milerdi. Evrenin ktle younluu kritik younluktan(ng. critical density) [57] byk olduu takdirde evrenazami boyutuna ulatktan sonra k srecine girecek-ti. Daha youn ve daha scak olacak ve bu sreci B-yk k (ng.Big Crunch)[58] denilen, balangtakihaline benzer bir halle tamamlayacakt.[59] Bu senaryoyaalternatif olarak, evrendeki younluk kritik younluaeit veya bunun altnda olduu takdirde genileme yava-layacak, fakat asla durmayacakt. Yldzlararas gazlar-daki yldz oluumu tm galaksilerde duracak, yldzlarak ccelere,ntron yldzlarnave kara delikleredn-

eceklerdi. Bunlar arasndaki arpmalar da yava yavaktle birikimlerinin olumasn, yani daha byk ktle-li cisimlerin olumasn ve giderek byk kara deliklerhaline gelmeleri sonucunu douracakt. Evrenin ortala-ma scaklsonumazolarak mutlak sfr"a yaklaacak-t (evrenin ssal lm) Ayrcaprotonkararsz kaldtakdirdebaryonikmadde ardnda yalnzca ma ve karadelikler brakarak yok olacakt. Sonunda kara delikler de"Hawking nm" yayarak buharlaacaklard (yok ola-caklard). Bylece evrenin entropisi hibir organize ener-ji trnn kendisini kurtaramayaca evrenin ssal l-m[60] denilen bir noktaya trmanacakt.

Modern hzl genileme gzlemleri unu gstermekte-dir ki, bugnk grlr evren yava yava olay uf-kumuzun tesine kayacak ve temas olanaklarmzn d-
https://tr.wikipedia.org/wiki/Hawking_%C4%B1%C5%9F%C4%B1n%C4%B1m%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Baryonhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Protonhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Sonu%C5%9Fmazhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Kara_delikhttps://tr.wikipedia.org/wiki/N%C3%B6tron_y%C4%B1ld%C4%B1z%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Ak_c%C3%BCcehttps://tr.wikipedia.org/wiki/Antimadde


14/18

14 14 AYRICA BAKINIZ

na kacaktr. Sonraki durum ya da nihai sonu bilinme-mektedir. En gelimi Big Bang modeli olan CDM mo-deli, karanlk enerjiyi bir "kozmolojik sabit" biimi ola-rak kabul eder. Bu teori ya da model yalnzca galaksilergibi snrl ekimsel sistemlerin birlikte kalabileceklerinivarsayar ki, ssal lmden onlar da kaamayacaklardr.

Karanlk enerjiye ilikin, fantom enerji teorileri deni-len baka aklamalar ise sonunda galaksi kmelerinin,yldzlarn, gezegenlerin, atomlarn vb.nin ebedi genile-meyle ayrlacaklarn ileri srmektedir.[61] Buna Big Rip[62] ad verilmektedir.

13 Byk Patlamann tesindekispeklatif fizik

Evrenin ok sayda uzay boyutu ierdiini varsayan sicim kura-mnda ve sper sicim kuramnda sz edilen, birok bzmuzay boyutunun ifade edilmeye alld, bir Calabi-Yau uzayrnei

Big Bang modeli kozmolojide yerlemi olmakla birlik-te, gelecek konusunu yantlamada daha yeterli olmas ge-rektii anlalmaktadr. Evrenin en erken dnemi hakkn-da da pek az ey bilinmektedir. Penrose-Hawking tekil-lii teoremleri kozmik zamann balangcnda bir tekil-liin varln zorunlu klmaktadr. Fakat bu teoremler,genel greliliin hep geerli olduunu varsayarlar; oysa

evreninPlanck ssnaulamasndan nceki dnemde ge-nel greliliin geerli olmamas gerekir ve tekillik"tenancak birkuantum ktleekimidavran kanabilir.[63]

Prensip olarak, evrenin gzlemlenebilir evrenin tesin-de de paralar olabilir. Bu, kozmik ime olduysa gayetmmkndr; nk sl (matematiksel slerle ifade edi-lebilecek) bir genileme, uzayn byk blgelerini gz-lem ufkumuzun tesine itmi olabilir.

Denenmemi hipotezleri gerektiren baz neriler unlar-dr:

Hartle-Hawking snrsz halini ieren modeller:

Bunlarda uzay-zaman btn snrldr; buradakiBig Bang, zamann snrn bir tekillie ihtiya duy-makszn temsil eder.[64]

Brane kozmolojisi modelleri:[65] Bunlarda kozmikime, sicim kuramndaki branelerin [66] hareke-tinden kaynaklanr. Bunlar, Pre- Big Bang mode-li, Big Bangn iki brane arasndaki arpmannsonucu olarak kabul edildii ekpirotik model veekpirotik modelde belirtilen arpmalarn periyo-

dik olarak tekrarlandn varsayan dngsel mo-deldir (ng. cyclic model).[67][68][69]

Kaotik ime teorisi: Kaotik ime teorisinde koz-mik ime olaylar rastlantsal birkuantum ktlee-kimidahilinde her yerde balar, ayr Big Banglarolan ayr evrenler oluur.[70][71]

Son iki kategoride yer alan modeller Big Bang evreninbir balangc olarak deil, ok daha byk, ok daha eskive ok tabakal (ya da ok boyutlu) varsaylan evrendekitali bir olgudan ibaret olarak grrler.

14 Ayrca baknz

zel grelilik kuram

Genel grelilik kuram

Kozmoloji

Kozmik mikrodalga arkaplan mas

Evrenin genilemesi

Byk k

Sicim Kuram

Kuantum fizii

Byk Patlama Kronolojisi

14.1 D balantlar

WMAP Big Bang Cosmology

Big Bang

big bang theory Creation of a Cosmology

Cosmologyat theOpen Directory Project

Dossier Sagascience du Centre national de la rec-herche scientifique : *Big bang

Vido-confrencesur le thme : Le Big Bang (intervention de Marc Lachize-Rey)

Ned Wrights Cosmology Tutorial, initiation lacosmologie, sur le site professionnel dEdward L.Wright. Il existe un lien vers une version franaise.

Prsentation de l'ouvrage L'invention du big bangpar son auteur Jean-Pierre Luminet
http://luth2.obspm.fr/~luminet/Books/FL.htmlhttp://luth2.obspm.fr/~luminet/Books/FL.htmlhttp://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmolog.htmhttp://www.canal-u.tv/index.php/canalu/producteurs/universite_de_tous_les_savoirs/dossier_programmes/les_conferences_de_l_annee_2000/les_grandes_questions_de_la_cosmologie/le_big_bang/http://www.cnrs.fr/cw/dossiers/dosbig/http://en.wikipedia.org/wiki/Open_Directory_Projecthttp://www.dmoz.org/Science/Astronomy/Cosmology//http://ssscott.tripod.com/BigBang.htmlhttp://www.big-bang-theory.com/http://www.bigbang.ws/http://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_theory.htmlhttps://tr.wikipedia.org/wiki/B%C3%BCy%C3%BCk_Patlama_Kronolojisihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Kuantum_fizi%C4%9Fihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Sicim_Kuram%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/B%C3%BCy%C3%BCk_%C3%87%C3%B6k%C3%BC%C5%9Fhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Evrenin_geni%C5%9Flemesihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Kozmik_mikrodalga_arkaplan_%C4%B1%C5%9F%C4%B1mas%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Kozmolojihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Genel_g%C3%B6relilik_kuram%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/%C3%96zel_g%C3%B6relilik_kuram%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Kuantum_k%C3%BCtle%C3%A7ekimihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Kuantum_k%C3%BCtle%C3%A7ekimihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Sicim_kuram%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/G%C3%B6zlemlenebilir_evrenhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Kuantum_k%C3%BCtle%C3%A7ekimihttps://tr.wikipedia.org/wiki/Planck_%C4%B1s%C4%B1s%C4%B1https://tr.wikipedia.org/wiki/Kozmolojik_sabit


15/18

15

14.2 Kaynaka

Kolb, Edward; Michael Turner (1988). The EarlyUniverse. Addison-Wesley.ISBN 0-201-11604-9.

Peacock, John (1999). Cosmological Physics.

Cambridge University Press.ISBN 0-521-42270-1.

Barrow, John D. (1994). TheOrigin of theUniverse:To the Edge of Space and Time. Phoenix. pp. 150.

Alpher, R. A.; R. Herman (August 1988). Reflecti-ons on early work on 'big bang' cosmology. PhysicsToday. pp. 2434.

Mather, John C.; John Boslough (1996). The veryfirst light: the true inside story of the scientific jo-urney back to the dawn of the universe. New York:BasicBooks. pp. 300.ISBN 0-465-01575-1.

Singh, Simon (2004). Big Bang: Themost importantscientific discovery of all time and why you need toknow about it. Fourth Estate.

Stephen W. Hawking, Une brve histoire du temps,J'ai lu, 2000,ISBN 2-290-30711-4

Stephen W. Hawking, L'univers dans une coquillede noix, Odile Jacob, coll. Sciences , 2002,ISBN2-7381-1035-5

Stephen W. Hawking et G. F. R. Ellis, The large

scale structure of space-time, Cambridge Univer-sity Press, coll. Cambridge Monographs on Mat-hematical Physics , 1975, 400 pages (ISBN 0-521-09906-4)

Andrei D. Linde, Particle Physics and Inflati-onary Cosmology, Harwood, Chur, 1990, 384 pages(ISBN 3-7186-0490-6). Version disponible en lignesur le site arXiv.org [1]

Edward W. Kolb & Michael S. Turner, The EarlyUniverse, Perseus Books Group, 1993 (ISBN0-201-62674-8)

Philip James Edwin Peebles, Principles of PhysicalCosmology, Princeton University Press, 1993, 736pages (ISBN 0-691-01933-9)

John A. Peacock, Cosmological Physics, Cambrid-ge University Press, coll. Cambridge AstrophysicsSeries , 1998, 702 pages (ISBN 0-521-42270-1)

Andrew R. Liddle & David H. Lyth, Cosmologi-cal Inflation and Large-Scale Structure, Cambrid-ge University Press, 2000, 414 pages (ISBN 0-521-57598-2)

Scott Dodelson, Modern Cosmology, AcademicPress, 2003, 464 pages (ISBN 0-12-219141-2)

Andrew Liddle, An Introduction to Modern Cosmo-logy, John Wiley & Sons, 2003, 188 pages (ISBN0-470-84835-9)

Viatcheslav Mukhanov, Physical Foundations ofCosmology, Cambridge University Press, 2005, 442

pages (ISBN 0-521-56398-4)

15 Notlar ve referanslar

[1] "model Byk Patlama. Encyclopdia Britannica.Encyclopdia Britannica Online.Encyclopdia Britanni-ca Inc.

[2] Scientific modelling

[3] Lematre, G. (1927). Un univers homogne de masseconstante et de rayon croissant rendant compte de la vites-se radiale des nbuleuses extragalactiques. Annals of theScientific Society of Brussels 47A: 41. (French) (Trans-lated in: "A Homogeneous Universe of Constant Massand Growing Radius Accounting for the Radial Velocityof Extragalactic Nebulae". Monthly Notices of the RoyalAstronomical Society 91: 483490. 1931. Expansion ofthe universe,Lematre) Lematre, G. (1931). The Evolu-tion of the Universe: Discussion. Nature 128: 699701.doi:10.1038/128704a0.

[4] E. Britannica/big-bang-model

[5] Alpher, R.A.; Bethe, H.; Gamow, G. (1948). "The Ori-gin of Chemical Elements". Physical Review 73: 803. doi:10.1103/PhysRev.73.803 Gamow

[6] Hubble, Edwin (1929).A relation between distance andradial velocity among extra-galactic nebulae. PNAS15:168173.doi:10.1073/pnas.15.3.168.http://antwrp.gsfc.nasa.gov/debate/1996/hub_1929.html.

[7] Nucleosynthesis

[8] BBC News - 'Big bang' astronomer dies

[9] Foundations of the Big Bang Model,Cosmological prin-ciple

[10] Isotrope

[11] Hoyle, F. (1948). "A New Model for the Expanding Uni-verse". Monthly Notices of the Royal Astronomical Soci-ety 108: 372.Hoyle

[12] Friedmann equations

[13] Penzias, A.A.; Wilson, R.W. (1965). "A Measurementof Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s". Ast-rophysical Journal 142: 419. doi:10.1086/148307. Pen-zias/Wilson

[14] Elektromanyetik tayfn, gzle grlebilen, dalga boyu 400nm (mor) ila 750nm (portakal rengi) arasndadeien ks-m

[15] Very Large Telescope

[16] Keck Observatory
http://en.wikipedia.org/wiki/W._M._Keck_Observatoryhttp://en.wikipedia.org/wiki/Very_Large_Telescopehttp://ucp.uchicago.edu/cgi-bin/resolve?id=doi:10.1086/148307http://ucp.uchicago.edu/cgi-bin/resolve?id=doi:10.1086/148307http://adsabs.harvard.edu/abs/1965ApJ...142..419Phttp://adsabs.harvard.edu/abs/1965ApJ...142..419Phttp://en.wikipedia.org/wiki/Friedmann_equationshttp://adsabs.harvard.edu/abs/1948MNRAS.108..372H.http://adsabs.harvard.edu/abs/1948MNRAS.108..372Hhttp://adsabs.harvard.edu/abs/1948MNRAS.108..372Hhttp://en.wikipedia.org/wiki/Isotropehttp://en.wikipedia.org/wiki/Cosmological_principlehttp://en.wikipedia.org/wiki/Cosmological_principlehttp://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_theory.htmlhttp://news.bbc.co.uk/1/hi/uk/1503721.stmhttp://en.wikipedia.org/wiki/Nucleosynthesishttp://antwrp.gsfc.nasa.gov/debate/1996/hub_1929.htmlhttp://antwrp.gsfc.nasa.gov/debate/1996/hub_1929.htmlhttp://dx.doi.org/10.1073%252Fpnas.15.3.168https://tr.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifierhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Proceedings_of_the_National_Academy_of_Scienceshttp://antwrp.gsfc.nasa.gov/debate/1996/hub_1929.htmlhttp://antwrp.gsfc.nasa.gov/debate/1996/hub_1929.htmlhttp://prola.aps.org/abstract/PR/v73/i7/p803_1http://adsabs.harvard.edu/abs/1948PhRv...73..803Ahttp://adsabs.harvard.edu/abs/1948PhRv...73..803Ahttp://www.britannica.com/EBchecked/topic/64893/big-bang-modelhttp://www.nature.com/doifinder/10.1038/128704a0http://adsabs.harvard.edu/abs/1931MNRAS..91..483L.http://adsabs.harvard.edu/abs/1931MNRAS..91..483L.http://adsabs.harvard.edu/abs/1931MNRAS..91..483Lhttp://adsabs.harvard.edu/abs/1931MNRAS..91..483Lhttp://adsabs.harvard.edu/abs/1931MNRAS..91..483Lhttp://en.wikipedia.org/wiki/Scientific_modellinghttps://tr.wikipedia.org/wiki/Encyclop%C3%A6dia_Britannicahttps://tr.wikipedia.org/wiki/Encyclop%C3%A6dia_Britannicahttp://www.britannica.com/EBchecked/topic/Big-banghttps://tr.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/0521563984https://tr.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/0470848359https://tr.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/0470848359https://tr.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/0122191412https://tr.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/0521575982https://tr.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/0521575982https://tr.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/0521422701https://tr.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/0691019339https://tr.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/0201626748https://tr.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/0201626748https://tr.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/3718604906https://tr.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/0521099064https://tr.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/0521099064https://tr.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/2738110355https://tr.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/2738110355https://tr.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/2290307114https://tr.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/0465015751https://tr.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/0521422701https://tr.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/0201116049


16/18

16 15 NOTLAR VE REFERANSLAR

[17] Subaru Telescope

[18] Raghunathan Srianand, Patrick Petitjean & Cdric Ledo-ux,The microwave background temperature at the redshiftof 2.33771,Nature,408, 931 (2000), astro-ph/0012222Voir en ligne.

[19] After 300,000 years, nuclei began to capture elect-rons and form the first atoms. This cosmic microwavemap reveals what the Universe was like after 380,000years. The red and yellow areas are slightly warmerthan the blue and green ones and are a sign that mat-ter was clumping.http://www.infoplease.com/dk/science/encyclopedia/big-bang.html(6) When the cosmic micro-wave background radiation was emitted during atom for-mation 300,000 years after the Big Bang, its temperatu-re was several thousand degrees and the light was in thevisible part of the electromagnetic spectrum. As the Uni-verse expanded, it cooled and the visible light first beca-me infrared radiation then microwaves. The temperatureof the Universe now is a frigid 2.725 degrees about ab-solute zero. (7) During the period in which atoms wereforming and earlier, the Universe was opaque in the sensethat light could not travel any appreciable distance. It wasas though the Universe was in a fog. At 380,000 years,recombination was essentially completed: Each protonhad paired up with an electron to form a hydrogen atom.Light was liberated. The Universe cleared and the cosmicbackground radiation has traveled undisturbed ever sin-ce. When WMAP makes its measurements, it captures so-me of the radiation that has been traveling uninterruptedfor almost 14 billion years. http://www.jupiterscientific.org/sciinfo/ncupdate.htmlAfter 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 char-ged protons, electrons and (eventually) nuclei, and con-tinue to do so for the next 300,000 years. http://www.wikinfo.org/index.php/Timeline_of_the_Universe http://map.gsfc.nasa.gov/media/080998/index.html

[20] http://map.gsfc.nasa.gov/media/080998/index.html

[21] nergie de masse

[22] Baryogenesis

[23] quilibre thermique

[24] La prsencede ces neutrinos influe sur le taux dexpansionde lunivers (voir quations de Friedmann), et par suitesurla vitesse laquelle lunivers se refroidit, et donc sur la du-rede la nuclosynthse, qui elle-mme dtermineen par-tie labondance des lments qui sont synthtiss pendantcelle-ci.

[25] Voir par exemple (ngilizce) Leo Stodolsky, Some neut-rino events of the 21st century, inNeutrino astrophysics,comptes rendus du quatrime atelier SFB-375, chteau deRingberg, Allemagne, 20-24 octobre 1997, page 178-181,astro-ph/9801320Voir en ligne.

[26] Si tel ntait pas le cas, un trs fort rayonnement gammaserait mis du voisinage des rgions o matire et antima-tire coexisteraient. Un tel rayonnement nest pas observ.

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

[28] Guth, A.H. (1998). The Inflationary Universe: Quest fora New Theory of Cosmic Origins. Vintage Books.ISBN978-0-09-995950-2.

[29] Anisotropy

[30] Fine-tuning

[31] Courbure spatiale

[32] rnein Planck uzunluu adyla bilinen, en kk uzun-lua yaklaldka uzay-zamann tmsek ve ukurluklarartar ve iki nokta arasndaki uzaklk kavramnn hibiranlam kalmaz.

[33] Flatness problem

[34] Magnetic monopole

[35] Bu zmde scalar field terimi yerine, ayn anlamdainflation (ime, ikinleme) terimi kullanlmtr.lgilibilimsel makaleler

[36] Scalar field

[37] Modle standard

[38] Weyl curvature hypothesis

[39] Penrose, R. (1979). Singularities and Time-Asymmetry. Hawking, S.W. (ed); Israel, W. (ed)General Relativity: An Einstein Centenary Survey: 581638, Cambridge University Press. Penrose, R. (1989).Difficulties with Inflationary Cosmology. Fergus,E.J. (ed) Proceedings of the 14th Texas Symposium onRelativistic Astrophysics: 249-264, New York Academy

of Sciences. doi:10.1111/j.1749-6632.1989.tb50513.x.,2

[40] Spectre de Harrison-Zel'dovich

[41] Sloan Digital Sky Survey

[42] Keel, B.. "Dark Matter". Retrieved on 2007-05-28.

[43] Yao, W.M., et al. (2006). Review of ParticlePhysics.Journal of Physics G 33: 11232. doi:10.1088/0954-3899/33/1/001. Chapter 22: DarkmatterPDF(152 KB).

[44] Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe

(WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, andBasic Results(PDF).The Astrophysical Journal.

[45] Lambda-CDM model

[46] Lematre bylece kuantum kozmolojisi"nin temellerinide atm bulunuyordu

[47] Lematre, G. (1931). The Evolution of theUniverse: Dis-cussion. Nature 128: 699701. doi:10.1038/128704a0.

[48] Braneworld

[49] Brane

[50] Ekpyrotic

[51] Bir rnekGeorges Lematre: el padre del big-bang.
http://www.unav.es/cryf/georgeslemaitreelpadredelbigbang.htmlhttp://en.wikipedia.org/wiki/Ekpyrotichttp://fr.wikipedia.org/wiki/Branehttp://en.wikipedia.org/wiki/Braneworldhttp://www.nature.com/doifinder/10.1038/128704a0http://en.wikipedia.org/wiki/Lambda-CDM_modelhttp://en.wikipedia.org/wiki/The_Astrophysical_Journalhttp://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr3/pub_papers/fiveyear/basic_results/wmap5basic.pdfhttp://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr3/pub_papers/fiveyear/basic_results/wmap5basic.pdfhttp://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr3/pub_papers/fiveyear/basic_results/wmap5basic.pdfhttp://pdg.lbl.gov/2006/reviews/darkmatrpp.pdfhttp://pdg.lbl.gov/2006/reviews/darkmatrpp.pdfhttp://www.iop.org/EJ/abstract/0954-3899/33/1/001/http://en.wikipedia.org/wiki/Journal_of_Physics_Ghttp://www.astr.ua.edu/keel/galaxies/darkmatter.htmlhttp://en.wikipedia.org/wiki/Sloan_Digital_Sky_Surveyhttp://fr.wikipedia.org/wiki/Spectre_de_Harrison-Zeldovitchhttp://www3.interscience.wiley.com/journal/119435863/abstracthttp://www3.interscience.wiley.com/journal/119435863/abstract?CRETRY=1&SRETRY=0http://en.wikipedia.org/wiki/Weyl_curvature_hypothesishttp://fr.wikipedia.org/wiki/Mod%25C3%25A8le_standardhttp://en.wikipedia.org/wiki/Scalar_fieldhttp://scholar.google.com.tr/scholar?q=%2522Alan+Guth%2522+1980+Magnetic+monopoles&hl=tr&lr=&as_qdr=all&um=1&ie=UTF-8&oi=scholarthttp://scholar.google.com.tr/scholar?q=%2522Alan+Guth%2522+1980+Magnetic+monopoles&hl=tr&lr=&as_qdr=all&um=1&ie=UTF-8&oi=scholarthttp://en.wikipedia.org/wiki/Magnetic_monopolehttp://en.wikipedia.org/wiki/Flatness_problemhttp://fr.wikipedia.org/wiki/Courbure_spatialehttp://en.wikipedia.org/wiki/Fine-tuninghttp://en.wikipedia.org/wiki/Anisotropyhttps://tr.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/9780099959502https://tr.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/9780099959502http://fr.arxiv.org/abs/astro-ph/9801320https://tr.wikipedia.org/wiki/1997http://fr.wikipedia.org/wiki/%25C3%2589quilibre_thermiquehttp://en.wikipedia.org/wiki/Baryogenesishttp://fr.wikipedia.org/wiki/%25C3%2589nergie_de_massehttp://map.gsfc.nasa.gov/media/080998/index.htmlhttp://map.gsfc.nasa.gov/media/080998/index.htmlhttp://map.gsfc.nasa.gov/media/080998/index.htmlhttp://www.wikinfo.org/index.php/Timeline_of_the_Universehttp://www.wikinfo.org/index.php/Timeline_of_the_Universehttp://www.jupiterscientific.org/sciinfo/ncupdate.htmlhttp://www.jupiterscientific.org/sciinfo/ncupdate.htmlhttp://www.infoplease.com/dk/science/encyclopedia/big-bang.htmlhttp://www.infoplease.com/dk/science/encyclopedia/big-bang.htmlhttp://adsabs.harvard.edu/abs/2000Natur.408..931Shttp://en.wikipedia.org/wiki/Subaru_(telescope)


17/18

17

[52] Hugh Ross, The Creator and the Cosmos: How GreatestScientific Discoveries of The Century Reveal God, Colo-rado: NavPress, revised edition, 1995, s. 76

[53] Thorie de l'tat quasi-stationnaire

[54] Voir lalistedes publications sur le sujet.

[55] Voir par exemple lensemble des articles de cosmologiebass sur les rsultats de COBE1, WMAP23, ou SDSS4567

[56] Pioneer anomalisi hari tutulursa

[57] Critical density

[58] Big Crunch

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

[60] Big Freeze

[61] Caldwell, R.R; Kamionkowski, M.; Weinberg,N.N. (2003). Phantom Energy and Cosmic Do-omsday. Physical Review Letters 91: 071301.doi:10.1103/PhysRevLett.91.071301.ariv:ariv.

[62] Big Rip

[63] Hawking, S.W. (1973). The Large Scale Structure ofSpace-Time. Cambridge (UK): Cambridge UniversityPress.ISBN 0-521-09906-4.

[64] Hartle, J.H.; Hawking, S.W. (1983). Wave Functi-on of the Universe. Physical Review D 28: 2960.doi:10.1088/1126-6708/2005/09/063.

[65] Langlois, D. (2002). Brane Cosmology: An Introduction.ariv:hep-th/0209261.

[66] Linde, A. (2002). Inflationary Theory versus Ekpyro-tic/Cyclic Scenario. ariv:hep-th/0205259.

[67] Than,K.(2006)."Recycled Universe: Theory Could SolveCosmic Mystery".Space.com.

[68] Kennedy, B.K. (2007). "Retrieved on 3 July 2007 WhatHappened Before the Big Bang?".Retrieved on 2007-07-03.

[69] Linde, A. (1986). Eternal Chaotic Inflation. ModernPhysics Letters A1: 81.

[70] Linde, A. (1986). Eternally Existing Self-ReproducingChaotic Inflationary Universe. Physics Letters B175:395400.

[71] Kragh, H. (1996). Cosmology and Controversy. Princeton(NJ):Princeton University Press.ISBN 0-691-02623-8.
https://tr.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/0691026238http://en.wikipedia.org/wiki/Princeton_University_Presshttp://www.science.psu.edu/alert/Bojowald6-2007.htm.http://www.science.psu.edu/alert/Bojowald6-2007.htm.http://www.space.com/scienceastronomy/060508_mm_cyclic_universe.html.http://www.space.com/scienceastronomy/060508_mm_cyclic_universe.html.http://en.wikipedia.org/wiki/Space.comhttp://www.space.com/scienceastronomy/060508_mm_cyclic_universe.htmlhttp://www.space.com/scienceastronomy/060508_mm_cyclic_universe.htmlhttp://arxiv.org/abs/hep-th/0205259http://arxiv.org/abs/hep-th/0209261http://www.iop.org/EJ/abstract/1126-6708/2005/09/063/http://en.wikipedia.org/wiki/Physical_Review_Dhttp://en.wikipedia.org/wiki/Stephen_Hawkinghttp://en.wikipedia.org/wiki/James_Hartlehttps://tr.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/0521099064http://en.wikipedia.org/wiki/Cambridge_University_Presshttp://en.wikipedia.org/wiki/Cambridge_University_Presshttp://en.wikipedia.org/wiki/Big_Riphttp://arxiv.org/abs/astro-ph/0302506astro-ph/0302506http://prola.aps.org/abstract/PRL/v91/i7/e071301http://en.wikipedia.org/wiki/Physical_Review_Lettershttp://en.wikipedia.org/wiki/Big_Freezehttp://en.wikipedia.org/wiki/Big_Crunchhttp://hypertextbook.com/facts/2000/ChristinaCheng.shtmlhttp://www-spires.slac.stanford.edu/spires/find/hep/www?rawcmd=c+astro-ph+0507711http://www-spires.slac.stanford.edu/spires/find/hep/www?rawcmd=c+astro-ph+0410239http://www-spires.slac.stanford.edu/spires/find/hep/www?rawcmd=c+astro-ph+0403325http://www-spires.slac.stanford.edu/spires/find/hep/www?rawcmd=c+astro-ph+0305492http://www-spires.slac.stanford.edu/spires/find/hep/www?rawcmd=c+astro-ph+0603449http://www-spires.slac.stanford.edu/spires/find/hep/www?rawcmd=c+astro-ph+0302209http://www-spires.slac.stanford.edu/spires/find/hep?c=ASJOA,396,L1http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&sim_query=YES&ned_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=Hoyle%252C+Fred&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_req=YES&ttl_logic=AND&title=quasi+steady+state+cosmology%250D%250A&txt_logic=OR&text=&nr_to_return=100&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1http://fr.wikipedia.org/wiki/Th%25C3%25A9orie_de_l%2527%25C3%25A9tat_quasi-stationnaire


18/18

18 16 TEXT AND MAGE SOURCES, CONTRBUTORS, AND LCENSES

16 Text and image sources, contributors, and licenses

16.1 Text

Byk PatlamaSource:http://tr.wikipedia.org/wiki/B%C3%BCy%C3%BCk%20Patlama?oldid=15380782Contributors:Ato, Pinar, E-ref, Dbl2010bot, Noumenon, ncelemeelemani, Math34, FlaBot, Selkem, Metal Militia, Onur Aslan, Mukaddime, Ugur Basak Bot, Rene-gade, Fcn, Ahmetan, EmreDuran, nfoCan, Aycan, Dnya vatanda, Bahar, Tarkovsky, Kibele, Escarbot, Alt-x, Cevlik, Thijs!bot, Krkzn,JAnDbot, Vito Genovese, B orhan b, BetBot, Coriolis, CommonsDelinker, Kuarkbilim, Abuk SABUK, Tema, Mach, Dnenadam, Vol-kovBot, Emre Dorman, Rei-bot, Bluesyboy, TXiKiBoT, Berfu, Levent, Nano, Synthebot, Numbo3, Nono le petit robot, Esasbilim, Ge-rakibot, SieBot, Vikiizer, robot, Loveless, AlleborgoBot, BigyBang, CRea80, Idioma-bot, Isparta, Bambi'nin annesi, Unlimited,DragonBot, Takabeg, Kemal K., Melihsen, Elgifari, Alexbot, Bcrt, MelancholieBot, SilvonenBot, Thoden, Luckas-bot, Superyetkin,Kudelski, Ptbotgourou, ArthurBot, LaaknorBot, Khutuck Bot, Nedim Ardoa, Xqbot, GhalyBot, RibotBOT, Utku Tanrivere, Rapsar, Rak-sidelic, TobeBot, D'ohBot, Sigitolo, Csunguray, KamikazeBot, RedBot, MastiBot, Mehmetdanisman, EmausBot, Tolqadernek, ZroBot,YBot, ANADOLU, KumulBot, Wall-e Bot, WikitanvirBot, Hedda Gabler, Movses-bot, Ullierlich, Drgulcu, MerlIwBot, MEOGLOBAL,Zohak, BSRF, Rettelo, Tatanka Bot, Peykbot, Mavigrikolye, Sizgiey, XxArweNxx, Addbot, Kverti qwerty, Ayrntl Bilgi, Perfectdesingve Anonymous: 140

16.2 Images

Dosya:2MASS_LSS_chart-NEW_Nasa_tr.jpg Source: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/ac/2MASS_LSS_chart-NEW_Nasa_tr.jpg License:Public domainContributors:

2MASS_LSS_chart-NEW_Nasa.jpgOriginal artist:2MASS_LSS_chart-NEW_Nasa.jpg:IPAC/Caltech, by Thomas Jarrett Dosya:Annihilation.pngSource:http: //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b2/Annihilation.pngLicense:Public domain Cont-

ributors:

http://nbn-resolving.de/urn:nbn:de:bsz:14-qucosa-23509Original artist:Jens Maus (http://jens-maus.de/)

Dosya:BigBangNoise.jpg Source: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/62/BigBangNoise.jpg License: Public domainContributors:map.gsfc.nasa.gov/m ig/030644/030644.htmlOriginal artist:NASA

Dosya:Big_Crunch.gifSource:http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f4/Big_Crunch.gifLicense:Public domainContribu-tors:?Original artist:?

Dosya:CMB_Timeline75.jpgSource:http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/60/CMB_Timeline75.jpgLicense:Public do-mainContributors:http://map.gsfc.nasa.gov/media/060915/index.html(direct link)Original artist:NASA/WMAP Science Team

Dosya:Cosmological_composition.jpg Source:http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b9/Cosmological_composition.jpgLicense:Public domainContributors:?Original artist:?

Dosya:Cosmologie_branaire.PNG Source:http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c4/Cosmologie_branaire.PNG License:

Public domainContributors:?Original artist:?

Dosya:Courbureunivers.pngSource:http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/3a/Courbureunivers.pngLicense:CC BY-SA3.0Contributors:Ykleyenin kendi almasOriginal artist:Lacosmo

Dosya:End_of_universe.jpgSource:http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/98/End_of_universe.jpgLicense:Public doma-inContributors:?Original artist:?

Dosya:Espace_de_Calabi-Yau.PNG Source: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/cb/Espace_de_Calabi-Yau.PNG Li-cense:Public domainContributors:Ykleyenin kendi almasOriginal artist:Rogilbert

Dosya:Evrenin_genilemesi.png Source:http://upload.wikimedia.org/wikipedia/tr/d/d5/Evrenin_geni%C5%9Flemesi.png License: ?Contributors:?Original artist:?

Dosya:Gravitationell-lins-4.jpgSource: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/0b/Gravitationell-lins-4.jpgLicense:Pub-lic domainContributors:http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2003/01/image/aOriginal artist:NASA, N. Benitez(JHU), T. Broadhurst (Racah Institute of Physics/The Hebrew University), H. Ford (JHU), M. Clampin (STScI),G. Hartig (STScI), G.Illingworth (UCO/Lick Observatory), the ACS Science Team and ESA

Dosya:Hubble_ultra_deep_field.jpg Source:http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/2f/Hubble_ultra_deep_field.jpg Li-cense:Public domain Contributors:http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/07/image/a/warn/ Original artist:NASA andthe European Space Agency.

Dosya:Inflation.PNG Source:http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/27/Inflation.PNGLicense:Public domain Contributors:Ykleyenin kendi almasOriginal artist:Rogilbert

Documents

Big Bang- büyük patlama genel bakış