Kuark Bilgilerini Goumlrmek İccedilin Tıkla Evren ve Buumlyuumlk Patlama ya da Big Bang evrenin yaklaşık 137 milyar yıl oumlnce aşırı yoğun ve sıcak bir noktadan meydana geldiğini savunan evrenin evrimi kuramı ve geniş şekilde kabul goumlren[1] kozmolojik model[2] İlk kez 1920rsquolerde Rus kozmolog ve matematikccedili Alexander Friedmann ve Belccedilikalı fizikccedili papaz Georges Lemaicirctre [3] tarafından ortaya atılan evrenin bir başlangıcı olduğunu varsayan bu teori ccedileşitli kanıtlarla desteklendiğinden bilim insanları arasında oumlzellikle fizikccedililer arasında geniş oumllccediluumlde[4] kabul goumlrmuumlştuumlr

Teorinin temel fikri halen genişlemeye devam eden evrenin geccedilmişteki belirli bir zamanda sıcak ve yoğun bir başlangıccedil durumundan itibaren genişlemiş olduğudur Georges Lemaicirctrersquoin oumlnceleri ldquoilk atom hipotezirdquo olarak adlandırdığı bu varsayım guumlnuumlmuumlzde ldquobuumlyuumlk patlama teorisirdquo adıyla yerleşmiş durumdadır Modelin[2] iskeleti Einsteinrsquoın genel goumlrelilik kuramına dayanmakta olup ilk Big Bang modeli Alexander Friedmann tarafından hazırlanmıştır Model daha sonra George Gamow ve ccedilalışma arkadaşları tarafından savunulmuş ve ilk nuumlkleosentez olayı eklenmek suretiyle [5] geliştirilerek sunulmuştur[1]

1929rsquoda Edwin Hubblersquoın uzak galaksilerdeki (galaksilerin ışığındaki) nispi kırmızıya kaymayı keşfinden sonra bu goumlzlemi ccedilok uzak galaksilerin ve galaksi kuumlmelerinin konumumuza oranla bir goumlruumlnuumlr hıza sahip olduklarını ortaya koyan bir kanıt olarak ele alındı Bunlardan en yuumlksek goumlruumlnuumlr hızla hareket edenler en uzak olanlarıdır[6] Galaksi kuumlmeleri arasındaki uzaklık gitgide artmakta olduğuna goumlre bunların hepsinin geccedilmişte bir arada olmaları gerekmektedir Big Bang modeline goumlre evren genişlemeden oumlnceki bu ilk durumundayken aşırı derecede yoğun ve sıcak bir halde bulunuyordu Bu ilk hale benzer koşullarda uumlretilen parccedilacık hızlandırıcılarla yapılan deney sonuccedilları teoriyi doğrulamaktadır Fakat bu hızlandırıcılar şimdiye dek yalnızca laboratuvar ortamındaki yuumlksek enerji sistemlerinde denenebilmiştir Evrenin genişlemesi olgusu bir yana bırakılırsa Big Bang teorisinin ilk genişleme anına ilişkin bir bulgu olmaksızın bu ilk hale herhangi bir kesin accedilıklama getirmesi muumlmkuumln değildir Kozmozdaki hafif elementlerin guumlnuumlmuumlzde goumlzlemlediğimiz bolluğu Big Bang teorisince kabul edilen ilk nuumlkleosentez[7] sonuccedillarına uygun olarak evrenin ilk hızlı genişleme ve soğuma dakikalarındaki nuumlkleer suumlreccedillerde hafif elementlerin oluşmuş olduğu tahminleriyle oumlrtuumlşmektedir(Hidrojen ve helyumun evrendeki oranı yapılan teorik hesaplamalara goumlre Big Bangden arta kalması gereken hidrojen ve helyum oranıyla uyuşmaktadır Evrenin bir başlangıcı olmasaydı evrendeki hidrojenin tuumlmuumlyle yanarak helyuma doumlnuumlşmuumlş olması gerekirdi) Bu ilk dakikalarda soğuyan evren bazı ccedilekirdeklerin oluşmasına imkacircn sağlamış olmalıydı(Belirli miktarlarda hidrojen helyum ve lityum oluşmuştu)

Big Bang terimi ilk kez İngiliz fizikccedili Fred Hoyle tarafından 1949rsquoda ldquoEşyanın Tabiatırdquo adlı bir radyo (BBC) programındaki konuşması sırasında kullanılmıştır[8] Hoyle hafif elementlerin bazı ağır elementleri nasıl meydana getirebilecekleri konusunda katkıları olmuş bir bilim insanıdır

Bilim insanlarının ccediloğu evrenin başlangıcında bir Big Bang olayının cereyan etmiş olduğuna ancak 19641965rsquote evrenin sıcak ve yoğun doumlneminin kanıtı olarak kabul edilen ldquokozmik mikrodalga arkaplan ışımasının ya da Georges Lemaicirctrersquoin kullandığı terimlerle laquo Big Bangrsquoın soluk ışıklı yankısıraquonın keşfinden sonra ikna oldular

Evrenin oluşumu ve genişlemesi Big Bang modeline goumlre guumlnuumlmuumlzdeki evren 135 milyar yıldan biraz daha fazla zaman oumlnce son derece yoğun ve sıcak bir halden ortaya ccedilıkmış olup guumlnuumlmuumlzde genişlemeye devam etmektedir Galaksiler iccedileren uzayın kendisi genişlemektedir Konu başlıkları

[gizle]

1 Giriş 2 Big Bang ve karşısındaki durağan hal teorisi 3 Goumlzlemsel kanıtlar

o 31 Kozmik arkaplan o 32 İlk nuumlkleosentez o 33 Galaksilerin evrimi o 34 Buumlyuumlk kırmızıya kaymada kozmik arkaplanın ısı oumllccediluumlmuuml

4 Big Bangrsquoın kronolojisi o 41 Buguumlnkuuml evren (+ 138 milyar yıl) o 42 Birleşme o 43 İlk nuumlkleosentez (+ 3 dakika) o 44 Elektron-pozitron ccediliftlerinin yok olması o 45 Noumltrinoların ayrılması o 46 Baryogenez o 47 Buumlyuumlk birleşik ccedilağı o 48 Kozmik şişme o 49 Planck Ccedilağı mdash Kuantum Kozmolojisi

5 Kozmoloji standart modeli 6 Oumlzellikler sonuccedillar meseleler ve ccediloumlzuumlmleri

o 61 Big Bangın getirdiği meseleler 611 Ufuk meselesi

612 Evrenin duumlzlemselliği meselesi 613 Tekkutuplular meselesi 614 Yapıların oluşumu meselesi

o 62 Oumlnerilen ccediloumlzuumlmler 621 Ufuk meselesi hakkında 622 Duumlzlemsellik meselesi hakkında 623 Tek kutuplular meselesi hakkında 624 Buumlyuumlk yapıların oluşumu hakkında

o 63 Karanlık madde o 64 Karanlık enerji

7 Kozmik şişmeyi kabul eden farklı kozmolojik modeller 8 Big Bang nedir ne değildir 9 Felsefi sonuccedilları 10 Bilim insanlarından gelen eleştiriler 11 Guumlncel durum 12 Buumlyuumlk Patlama teorisine goumlre gelecek 13 Buumlyuumlk Patlamarsquonın oumltesindeki spekuumllatif fizik 14 Ayrıca bakınız

o 141 Dış bağlantılar o 142 Kaynakccedila

15 Notlar ve referanslar

Giriş [değiştir]

Big Bang modeli temelde iki kabule dayanır Albert Einsteinin genel goumlrelilik kuramı ve kozmolojik prensip[9] Genel goumlrelilik kuramı tuumlm cisimlerin ccedilekimsel etkileşimini hatasız olarak accedilıklar Albert Einstein tarafından 1915rsquote genel goumlreliliğin keşfi evrenin aşamalı evrimi genel goumlrelilikle tanımlandığından evreni bir fiziksel sistem gibi buumltuumlnluumlğuuml iccedilinde tanımlamayı muumlmkuumln kılan modern kozmolojinin başlangıcı sayılır

Einstein aynı zamandauzayı buumltuumlnluumlğuuml iccedilinde tanımlamada genel goumlrelilikten doğan bir ccediloumlzuumlmuuml (ldquoEinstein evrenirdquo) oumlnermesiyle genel goumlreliliği bu yolda kullanan ilk kişi olmuştur Bu model o doumlnemde Einsteinrsquoin goumlzuumlpek girişimiyle yeni bir kavramın doğmasını sağlamıştı Kozmolojik prensip Kozmolojik prensibe goumlre insanoğlu evrende ayrıcalıklı bir konuma sahip değildir evren homojen ve izotroptur Yani insanın baktığı yer ve youmln neresi olursa olsun evren uzay (mekacircn) bakımından homojendir daha accedilık bir deyişle evrenin genel goumlruumlnuumlmuuml goumlzlemcinin konumuna ve baktığı youmlne bağlı değildir Bu o doumlnem iccedilin ccedilok cuumlretkar bir hipotez sayılırdı ccediluumlnkuuml henuumlz sonradan ldquoBuumlyuumlk Tartışmardquo adı verilen Samanyolu dışında cisimler olup olmadığı tartışmasının suumlrduumlğuuml o doumlnemde hiccedilbir inandırıcı goumlzlem Samanyolu dışındaki cisimlerin varlığını doğrulama imkacircnını sağlayamıyordu Kozmolojik prensip evrenin makro oumlzelliklerini accedilıklamakla birlikte evrenin sınırı olmadığını bu nedenle Big Bangın boşlukta belirli bir noktada değil aynı anda tuumlm boşluk boyunca gerccedilekleştiğini ima eder[1] Makro oumllccedilekte evren homojen ve izotroptur[10] Bu iki kabul evrenin Planck zamanından sonraki tarihini hesaplamayı muumlmkuumln kılmıştır Bilim insanları halen Planck zamanından oumlnce gerccedilekleşen ccedilok oumlnemli olayları saptamaya ccedilalışmaktadır[1]

Einstein 1915 yılında ortaya attığı genel goumlrelilik kuramıyla yaptığı hesaplamalarda evrenin durağan olamayacağı sonucunu ccedilıkarmıştı Fakat o doumlnemlerde genel kabul evrenin statik olduğu youmlnuumlndeydi bu yuumlzden Einstein vardığı sonucu duumlzeltmek uumlzere denklemlerine ldquo kozmolojik sabite rdquo etkenini ekledi Boumlylece Einstein kozmolojik prensibe uumlstuuml kapalı biccedilimde guumlnuumlmuumlzde doğrulanma derecesi accedilıkccedila azalmış goumlruumlnen bir başka hipotez ekledi bu evrenin statik olduğu yani zamanla evrim geccedilirmediği hipoteziydi Bu da kendisini denklemlerine ldquo kozmolojik sabite rdquo terimini eklemek suretiyle ilk ccediloumlzuumlmuumlnuuml değiştirme yoluna goumltuumlrduuml Fakat gelecekteki gelişmeler yanılmış olduğunu ortaya koyacaktı Oumlrneğin 1920rsquolerde Edwin Hubble guumlnuumlmuumlzde galaksi dediğimiz bazı ldquonebuumlloumlzrdquolerin galaksimiz dışında olduklarını ayrıca onların galaksimizden uzaklaştıklarını ve uzaklaşma hızlarının galaksimize uzaklıklarıyla orantılı olduğunu (Hubble Yasası ya da Hubble Sabiti) keşfetti Bu keşiften beri Einsteinrsquoın ldquostatik evren hipotezirdquoni doğrulayacak hiccedilbir veriye rastlanmamıştır

Zaten Hubblersquoın bu keşfinden daha oumlnce Willem de Sitter Georges Lemaicirctre ve Alexandre Friedmann gibi birccedilok fizikccedili bir ldquoevren genişlemesirdquoni tanımlayan başka ldquogenel goumlrelilikrdquo ccediloumlzuumlmleri bulmuş bulunuyorlardı Onların ortaya koymuş oldukları modeller [2] evrenin genişlemesi keşfedilir keşfedilmez derhal kabul edildiler Boumlylece milyarlaca yıldır genişleme halinde olan bir evren tanımlanmıştı

Big Bang ve karşısındaki durağan hal teorisi [değiştir]

Evrenin genişlediğinin keşfi evrenin statik olmadığını ortaya koymakla birlikte maddenin sakınımı yasasını goumlzuumlnde bulunduran ve bulundurmayan birccedilok farklı goumlruumlşuumln ortaya atılmasına imkacircn vermişti Bu goumlruumlşlerden başlangıccedilta maddenin yaratılışının soumlzkonusu olduğunu varsayan goumlruumlş ilk zamanlar en popuumller olanıydı Bu başarıdaki sebeplerden biri ldquodurağan hal (sabit durum) teorisirdquo denilen bu modelde evrenin sonsuz kabul edilmesiydi Fred Hoyle tarafından ortaya atılan durağan hal teorisine goumlre evrenin yaşı ile bir goumlk cisminin yaşı arasında bir ccedilelişki olamazdı[11]

Buna karşılık Big Bang hipotezinde evrenin genişleme oranından[12] yola ccedilıkılarak hesaplanabilecek belirli bir yaşı vardı 1940rsquolı yıllarda evrenin genişleme oranı hakkındaki tahminler bir hayli abartılıydı bu da evrenin yaşı hakkındaki tahminlerin gerccedileğin bir hayli altında olarak yapılmasına neden olmuştu Oumlyle ki Duumlnyarsquonın yaşını belirleyen farklı tarihlendirme youmlntemlerinin bildirdiği değerlere goumlre Duumlnya evrenden daha yaşlı kalıyordu Bu oumlnceleri Big Bang tipi modellerin ccedileşitli goumlzlemler karşısında iccediline duumlştuumlğuuml guumlccedilluumlklerden yalnızca biriydi Fakat bu tuumlr guumlccedilluumlkler evrenin genişleme oranının kesin biccedilimde belirlenmesiyle tarihe karıştılar

Goumlzlemsel kanıtlar [değiştir]

Sonradan iki kesin goumlzlemsel kanıt Big Bang modellerine tuumlmuumlyle hak verdi Evren tarihinin sıcak devrinin kalıntısı denilebilecek enerji ışıması (mikrodalga sahası) olan kozmik mikrodalga arkaplan ışımasıın keşfi ve hafif elementlerin salınmasının oumllccediluumllmesi yani ilk sıcak evre sırasında oluşmuş hidrojen helyum lityumun farklı izotoplarının bırakılmasının oumllccediluumllmesi

Buumlyuumlk Patlamanın bilim insanlarınca anlaşılabilmesi amacıyla veri toplayan WMAP uydusunun bir sanatccedilı tarafından tasviri

Bu iki goumlzlem 20 yyrsquoın ikici yarısının başlarında gerccedilekleşti ve Big Bangrsquoı kozmolojide kesin biccedilimde goumlzlemlenebilir evreni tanımlayan model olarak yerleştirdi Bu modelin kozmolojik goumlzlemlerle hemem hemen muumlkemmel biccedilimde oumlrtuumlşmesinin yanı sıra modeli doğrulayan başka kanıtlar da ortaya koyulmaya başlandı Galaktik kuumlmelerin goumlzlemi ve kozmik arkaplan soğumasının oumllccediluumllmesi (birkaccedil milyar yıl oumlncesiyle guumlnuumlmuumlzdeki ısı farkının oumllccediluumllebilmesi)

Kozmik arkaplan [değiştir]

Ana madde Kozmik mikrodalga arkaplan ışıması

Kozmik mikrodalga arkaplan ışıması

Genişleme doğal olarak bize evrenin geccedilmişte daha yoğun olduğunu bildirmektedir Evrenin geccedilmişte daha sıcak olması olasılığından ilk kez

1934rsquote Georges Lemaicirctrersquoin soumlz etmiş olduğu goumlruumlluumlyor fakat bunun gerccedilek anlamda araştırılmasancak 1940rsquolı yıllardan itibaren başlanmıştır Uzak

ına astrofiziksel cisimlerin ışımasındaki kırmızıya

kaymaya benzer bir tarzda evrenin genişleme olayıyla enerji kaybeden bir ışımayla dolu olmasgerektiği konusundaki ilk duumlşuumlnceler Georg

ı e Gamowrsquodan gelmiştir

Gamow aslında ilksel evrendeki guumlccedilluuml yoğunlukların atomlar arasında bir termik dengenin kurulmasına ve ardından bu atomlarca bırakılan bir ışımanın varlığına imkacircn sağlamış olması gerektiğini anlamıştı Gamov 1940lı yıllarda Lemaitrein hesaplamalarını geliştirdi ve Big Bange bağlı olarak bir tez ortaya attı Big Bangdan arta kalan belirli oranda bir ışımanın var olması gerekiyordu Ayrıca bu ışıma evrenin her yanında eşit olmalıydı Bu ışımanın evrenin yoğunluğu oranında bir yoğunlukta olması ve dolayısıyla bu ışımanın yoğunluğu artık son derece azalmış olsa da halen mevcut olması gerekiyordu Gamow Ralph Alpher ve Robert C Hermanrsquola birlikte evrenin yaşından maddenin yoğunluğundan ve helyumun salınmasından yola ccedilıkılarak bu ışımanın guumlnuumlmuumlzdeki ısısının hesaplanabileceğini anlayan ilk kişi oldu

Bu ışımaya guumlnuumlmuumlzde laquo fosil ışıma raquo diyenler de bulunmakla birlikte genellikle ldquo kozmik mikrodalga arkaplan (ya da kozmolojik mikrodalga artalan) ışımasırdquo denir Bu ışıma Gamowrsquoun oumlngoumlruumllerine uygun olarak duumlşuumlk ısıdaki bir karanlık cisim ışımasına (27 degK) denktir Biraz rastlantı sonucu olan bu keşfi Arno Allan Penzias ve Robert Woodrow Wilsonrsquoa borccedilluyuz 1960rsquolarda New Jerseydeki Bell Laboratuvarırsquondan Arno Penzias ve Robert Woodrow Wilson Samanyolursquonun dış kısımlarından gelen belirsiz radyo dalgalarını oumllccedilmeye ccedilalışıyorlardı Fakat bunun yerine goumlkyuumlzuumlnuumln her tarafından gelen bir radyasyon saptadılar Bu ışıma ya da ışınımın buumltuumln youmlnlerdeki parlaklığı aynı idi ve yaklaşık 3 degK sıcaklığında bir ortamdan geldiği anlaşılıyordu[13] 1978rsquode bu buluşları iccedilin Nobel Fizik Oumlduumlluuml sahibi olan Penzias ve Wilson ilginccediltir ki ileride Fred Hoyle gibi Big Bang teorisine muhalif olan bilim insanları safına katılacaklardı

1965rsquote keşfedilen kozmik arkaplan Big Bangrsquoın en accedilık kanıtlarından biridir Bu keşiften sonra kozmik arkaplan dalgalanmaları COBE (1992) ve WMAP (2003) uzay uydularınca incelenmektedir

Bir kara cisim ışımasının varlığı Big Bang modeli ccedilerccedilevesinde kolayca accedilıklanabilmektedir Geccedilmişte evren sıcaktı ve yoğun bir ışımaya maruz kalıyordu Geccedilmişin ccedilok yuumlksek yoğunluktaki bu evreninde madde ve ışıma arasında ccedilok ccedileşitli etkileşimler olmaktaydı Bunun sonucunda ışıma termalize olmuştur yani elektromanyetik tayfı bir kara cisimin elektromanyetik tayfıdır Buna karşılık durağan hal teorisinde boumlyle bir ışımanın varlığı hemen hemen doğrulanamaz durumdadır (Az sayıdaki bazı savunucuları aksini belirtmekteyse dehellip)

Duumlşuumlk ısıdaki ve az enerjetik bir ışımaya denk olmakla birlikte kozmik arkaplan yani kozmik mikrodalga arkaplan ışıması hiccedil de evrenin en buumlyuumlk elektromanyetik enerji biccedilimi olarak goumlruumlnmuumlyor Enerjinin yaklaşık 96rsquosı soumlzkonusu ışımadaki fotonlar biccediliminde mevcutken kalan 4rsquouuml goumlruumlnuumlr tayftaki [14] yıldızların ışınımından ve galaksilerdeki soğuk gazdan kaynaklanmaktadır (kızıloumltesi halde) Bu diğer iki kaynak kuşkusuz daha enerjetik fakat daha az sayıda fotonlar yaymaktadır Durağan hal teorisinde kozmik arkaplanın varlığı mikroskobik demir parccedilacıklarının bırakılmasıyla oluştuğu varsayılan yıldızsal ışımanın termalizasyonunun bir sonucu olduğu varsayılır Fakat bu model goumlzlemsel verilerle ccedilelişki halindedir (Ayrıca bu takdirde kozmik arkaplan bir karanlık cisim olarak da accedilıklanamaz)

Sonuccedil olarak denilebilir ki kozmik arkaplanın keşfi tarihsel olarak Big Bangın kesinleştirici kanıtı olmuştur

İlk nuumlkleosentez [değiştir]

Guumlccedilluuml nuumlkleer guumlcuumln keşfinden ve bunun yıldızların enerji kaynağı olduğunun anlaşılmasından itibaren evrende ccedileşitli kimyasal elementlerin salınmasını accedilıklama meselesi ortaya ccedilıktı 1950rsquoli yıllar civarında bu salınma -birbiriyle rekabet halindeki iki farklı goumlruumlşuumln oumlnerdiği- iki farklı suumlreccedille accedilıklanmaya ccedilalışılıyordu

Yıldızsal nuumlkleosentez Başlangıccediltaki ilk nuumlkleosentez

Durağan hal teorisi taraftarları zaman boyunca suumlrekli olarak hidrojenden uumlretilmiş olduğu ve bunun azar azar helyuma ve daha sonra da yıldızların kalbindeki en ağır elementlere doumlnuumlşmuumlş olduğu goumlruumlşuumlndeydiler Gerek helyumun gerekse ağır elementlerin boumlluumlnmesi zaman boyunca suumlrekliliğini koruyordu ccediluumlnkuuml helyumun oranı nuumlkleosentez olgusuyla artarken hidrojenin uumlretilmesi olgusuyla da oran olarak azalır gibi goumlruumlnuumlyordu Buna karşılık Big Bang taraftarları helyumdan uranyuma kadar tuumlm elementlerin başlangıccediltaki evrenin sıcak evresi sırasında uumlretilmiş oldukları goumlruumlşuumlndeydiler

Guumlncel tez her iki hipoteze de dayanır Buna goumlre helyum ve lityum gerccedilekten başlangıccediltaki ilk nuumlkleosentez sırasında uumlretilmişlerdi Bunun başlıca kanıtı hafif denilen elementlerin (hidrojen helyum lityum) salınmasının uzak kuasarrsquolardaki incelenmesinden gelmektedir Big Bang modeline goumlre bunların nispi salınmaları ilk nuumlkleosentezden beri suumlrekliliğini koruyan tek bir parametreye sıkıca bağlıdır bu da fotonların yoğunluğunun baryonların yoğunluğuyla ilişkisindedir Diğer youmlntemlerle de oumllccediluumllebilen bu tek parametreden hareketle helyumun (He) izotoplarının ve lityumun (Li) izotopunun salınması accedilıklanabilir Aynı zamanda yakın galaksilerin iccedilinde helyumun boumlluumlnmesinde bir artış goumlzlemlenmektedir ki bu yıldızlarca sentezlenen elementler yoluyla ldquoyıldızlar-arası ortamrdquoın tedrici gelişiminin bir işareti olarak kabul edilebilir

Galaksilerin evrimi [değiştir]

Hubble Uzay Teleskobu tarafından edinilen uzayın ldquoHubble ultra derin alanrdquo (Hubble Ultra Deep Field) resmi Galaksileri evrenin daha genccedil daha yoğun ve daha sıcak olduğu eski bir ccedilağdaki haliyle goumlstermektedir Fornax Takımyıldızının kuumlccediluumlk bir boumllgesinden Hubble Uzay Teleskopu ile 24 Eyluumll 2003den 16Ocak 2004e kadar olan bir doumlnemde toplanan verilerin bir araya getirilmesiyle oluşturulmuş resimdir

n

lemi

ğanuumlstuuml bir izotropi [10]

Big Bang modeli homojen olaevrenin geccedilmişte buguumlnkuumlne nazaran daha da homojen bir yapıda olduğunu varsayar Kanıtı yayılan kozmik arkaplanın goumlzyoluyla sağlanmıştır Kozmik arkaplan ışıması ola

goumlsterir

Bu durumda astrofiziksel yapılar (galaksiler galaksi kuumlmeleri) Big Bangrsquoın ilk doumlneminde mevcut değillerdi sonradan yavaş yavaş oluşmuş olmalıydılar Oluşumlarının koumlkenindeki suumlreccedil James Jeansrsquoin 1902rsquodeki ccedilalışmalarından itibaren bilinmektedir bu suumlreccedil Jeans Kararsızlığı adıyla bilinir

ı Şu halde Big Bang modeline goumlre guumlnuumlmuumlzde goumlzlemlediğimiz galaksiler sonradan oluşmuşlardı ve geccedilmişteki bu ilk galaksiler yakın ccedilevremizde goumlzlemlediğimiz komşu galaksilere pek benzemiyorlardIşık hızı muumlthiş bir hız olmakla birlikte belirli bir hız olduğundan geccedilmişte evrenin neye benzediğini anlamak iccedilin uzaktaki goumlk cisimlerine bakmamız yeterlidir (Oumlrneğin gezegenimize bir milyar ışık yılı uzaklıktaki bir goumlk cismini goumlzlemlememiz o cisimden Duumlnyarsquoya gelen ışığın kaynağından bir milyar youmlnce yola ccedilıktığı goumlzouml

ıl nuumlnde bulundurulursa aynı zamanda o cismin bir milyar yıl oumlnceki durumunu

goumlrmemiz demektir)

Hubble Yasasırsquona goumlre kırmızıya kayma oumlzelliği goumlsteren uzak galaksilerin goumlzlemi gerccedilekten ilk galaksilerin sonrakilerden yeterince farklı olduklarını goumlstermektedir O zamanlarda galaksiler arası etkileşimler daha fazlaydı az sayıdaki dev galaksiler galaksiler arasında birleşme olaylarından sonra

ortaya ccedilıkmışlardır Aynı şekilde spiral eliptik ve ldquoduumlzensiz galaksirdquolerin sınıfsal oluşumları da zaman boyunca değişimlerle ortaya ccedilıkmıştır

Uzak galaksilere ilişkin tuumlm bu goumlzlemler nispeten titiz ccedilalışmalarla yapılmıştır ccediluumlnkuuml uzak galaksiler (uzaklıklarından dolayı) az ışıklı olduklarından iyi goumlzlemlenebilmeleri hassas ve muumlkemmel goumlzlem araccedillarını gerektirmektedir 1990rsquoda Hubble Uzay Teleskobursquonun ve ardından VLT[15] Keck[16] ve Subaru[17] gibi buumlyuumlk goumlzlemevlerinin hizmete girmeleriyle buumlyuumlk kırmızıya kayma galaksilerinin goumlzlemi bizlere galaksilerin oluşumu ve evrimi modellerinin oumlngoumlrduumlğuuml galaksi kuumlmelerinin evrim fenomenlerini doğrulama olanağı vermektedir

İlk jenerasyonda yer alan yıldız ve galaksilerin incelenmesi 21yyrsquoın başında astronomik araştırmanın temel konularından biri haline gelmiştir

Buumlyuumlk kırmızıya kaymada kozmik arkaplanın ısı oumllccediluumlmuuml [değiştir]

2000 yılının Aralık ayında Raghunathan Srianand Patrick Petitjean ve Ceacutedric Ledoux 257 derecesinde kırmızıya kaymada bulunan PKS 1232+0815 arkaplan kuasarrsquoınca yayınlanan ışımanın emildiğini goumlzlemledikleri bir ldquoyıldızlararası bulutrdquotaki kozmik arkaplanın ısısını oumllccedilmeyi başardılar

Tayf ccedilizgilerinin incelenmesi bulutun kimyasal bileşiminin anlaşılmasına imkacircn sağladığı gibi bulutta mevcut ccedileşitli atom ya da iyonların farklı enerji duumlzeyleri arasındaki geccedilişlere denk duumlşen ccedilizgilerin saptanması ısısının anlaşılmasına da imkacircn sağlayabilecekti Bu bulutun ayırt etme guumlcuuml ccedilok yuumlksek olan bir spektrometre (Very Large Telescopersquoun UVES spektrometresi) ile saptanan kimyasal oumlzellikleri ilk kez kozmik arkaplan ışımasının ısısının ayırt edilebilmesine imkacircn sağladı Srianand Petitjean ve Ledoux kozmik arkaplan ışımasının ısısının 6 ile 14 degK (Kelvin) arasında olduğunu saptadılar yani bulutun 233771 derecesinde kırmızıya kaymada bulunduğu goumlzoumlnuumlne alınırsa Big Bangrsquoın oumlngoumlrduumlğuuml 91 degK tahmini ile uyum halindeydi

Keşifleri Britanyarsquonın bilimsel dergilerinden Naturersquoda yayımlandı[18]

Big Bangrsquoın kronolojisi [değiştir]

Big Bangrsquoın kronolojik aşamaları tersten yani guumlnuumlmuumlzden geccedilmişe doğru şoumlyle accedilıklanır

Buguumlnkuuml evren (+ 138 milyar yıl) [değiştir]

Evrenimiz şimdiki zamanda geccedilmişteki haline kıyasla son derece az yoğun (şimdilerde evrende metre kuumlp başına birkaccedil atom duumlşmektedir) ve soğuk (273 kelvin yani-270 degC) haldedir Her ne kadar ccedilok sıcak bazı astrofiziksel cisimler (yıldızlar) mevcutsa da evrenin şimdilerde maruz kaldığı ışınım (ışıma) ccedilok zayıftır denebilir Bu olguda yıldızların evrendeki sıklığının duumlşuumlk olmasının payı buumlyuumlktuumlr yani evrenin herhangi bir noktasındaki bir yıldız ile kendisine en yakın yıldız arasındaki uzaklık son derece buumlyuumlktuumlr Astronomik goumlzlem bize yıldızlar ve galaksilerin evren tarihinin ccedilok erken bir doumlneminde Big Bangrsquoın ilk doumlneminden daha bir milyar yıl geccedilmeden oumlnce mevcut olduklarını oumlğretmektedir

Big Bangın ilk doumlneminden guumlnuumlmuumlze kadar evrenin genişlemesinin grafik tarzındaki temsili WMAP uydusu verileriyle 2006 yılında hazırlanmıştır

Birleşme [değiştir]

Big Bang doumlneminden 300000 yıl sonra evren şimdiki haline kıyasla bin defa daha sıcak ve bir milyar misli daha yoğunken yıldızlar ve galaksiler henuumlz mevcut değildiBu buumlyuumlk patlamadan 300000 yıl sonraki yani bundan aşağı yukarı 135 milyar yıl oumlnceki evrenin ilk goumlruumllebilir halinin fotografı

ccedilekildi 1992 yılında NASArsquonın COBE uydusunun ccedilektiği bu fotoğrafın astrofizikccedililerin hesaplarına tam uyumlu olduğu goumlzuumlktuuml İşte bu doumlnem evrenin yoğunluğunun ışığın yayılabilmesine yeterli olacak duumlzeye duumlştuumlğuuml doumlnemdir Daha oumlncesinde ışığın yayılabilmesine temel engel ldquoserbest elektronlarrdquoın varlığıydı Soğuması sırasında evrende bu serbest elektronlar atomları oluşturmak uumlzere atom ccedilekirdeklerinde bir araya geldiler Bu yuumlzden bu doumlneme birleşme doumlnemi denilir Aynı zamanda ışığın yayılmaya başladığı doumlnem olduğundan bu doumlnemden madde ve ışımanın ayrılma doumlnemi olarak da soumlz edilir İşte kozmik arkaplan ışıması dediğimiz ışıma bu doumlnemden itibaren guumlnuumlmuumlze dek suumlregelebilmiş ışıma ya da ışıklardırNASAnın WMAP uydusunun 2006 yılındaki verilerine goumlre Buumlyuumlk Patlamadan 380000 yıl sonra evrenin daha net bir haritası ccedilıkarıldıBu sonuccedillara goumlre evrenin 12sinin atomlardan15inin fotonlardan10unun noumltronlardan ve 63nuumln de karanlık madddeden oluştuğu belirlendiBu sonuccedillar ışığında Buumlyuumlk Patlamadan 380000 yıl sonrasında evrenin 12si atomlardan oluştuğuna goumlre ilk atomların oluşmaya başladığı ve dolayısıyla da serbest elektronların atom ccedilekirdeği etrafına dizilmeleri yoluyla ışığın yayılabildiği zamanın başlangıcı Big Bangden itibaren 300000 yıl olmalıdır380000 yıl ancak birleşme doumlneminin tamamlandığı zaman olarak duumlşuumlnuumllebilirAyrıca COBE uydusunun 1992 yılı verileriyle Big Bangden 300000 yıl sonraki halinin bir haritası ccedilıkarılabildiğine goumlreışığın evrende serbestccedile yayılabildiği zamanın başlangıcının 300000 yıl olarak kabuluumlnuuml gerektirirBu da serbest dolaşan elektronların ilk olarak bu zamanda atom ccedilekirdeği etrafına dizilmeye başladığının diğer bir deyişle ilk atomların oluşmaya başladığının goumlstergesidirAksini kabul etmek COBE uydusunun verilerinin geccedilersiz olduğunun kabuluumlnuuml gerektirirNASA kaynaklarında boumlyle bir durumdan bahsedilmezSonuccedil olarak380000 yıl suumlresi 300000 yılın yerini almış değildirWMAP uydusunun evrenin daha net bir haritasını ccedilıkarmak adına goumlzlemlediği zamandaki durumunu yansıtır[19]

İlk nuumlkleosentez (+ 3 dakika) [değiştir]

Big Bangrsquoın ilk doumlneminden 300000 yıl sonra evren bir elektronlar ve atom ccedilekirdekleri plazmasından oluşmaktaydı(Bu suumlrenin 380000 yıl olarak olarak kabuluuml WMAP uydusunun 2006 yılı verileriyle tezat oluşturur Zira yukarıdaki paragrafta da belirtildiği gibi NASAnın accedilıkladığı sonuccedillara goumlre evrenin Big Bangdan 380000 yıl sonrasında 12sinin atomlara doumlnuumlştuumlğuuml belirlenmiştir)[20] Isı yeterince yuumlksek olduğunda atom ccedilekirdekleri mevcut olamazlar bu durumda proton noumltron ve elektron karışımından soumlz edilebilir İlksel evrende huumlkuumlm suumlren koşullarda ısı ancak 01 MeVrsquoun (Elektron Volt yaklaşık bir milyar derece) altına indiğinde nuumlkleonlar atom ccedilekirdekleri halinde kombine olabilirler Bununla birlikte bu koşullarda lityumdan daha ağır atom ccedilekirdeklerinin oluşması muumlmkuumln değildir Dolayısıyla Big Bang başlangıcından yaklaşık bir saniye sonra başlayan ve yaklaşık uumlccedil dakika suumlren bu evrede oluşan atom ccedilekirdekleri yalnızca hidrojen helyum ve lityum ccedilekirdekleridir Dolayısıyla bu evre ya da doumlnem ilk nuumlkleosentez olarak adlandırılır Guumlnuumlmuumlzde modern kozmoloji araştırmacıları sonuccedilların goumlzlemi ve anlaşılması bakımından ilk nuumlkleosentez konusuna artık tamamlanmış bir konu goumlzuumlyle bakmaktadır

Elektron-pozitron ccediliftlerinin yok olması [değiştir]

Elektron-pozitron ccediliftlerinin yok olması

Isı 01 MeV (Elektron Volt) olduğunda başlayan ilk nuumlkleosentezden az oumlnce 05 MeVrsquou (beş milyar derece) aşan evren ısısı elektronların kuumltle enerjisine [21] denk olmuştur Bu ısının oumltesinde elektronlar ile fotonlar arasındaki etkileşimler kendiliğinden elektron-pozitron ccediliftleri yaratabilirler Bu ccediliftler kendiliğinden yok olabilirlerse de ısı 05 MeV eşiğini geccediltikccedile durmaksızın yeniden yaratılırlar Isı bu eşiğin altına indikccedile bu ccediliftlerin hemen hemen tuumlmuuml baryogenezden[22] doğan elektron fazlalıklarına yer vererek fotonlar halinde yok olurlar

Noumltrinoların ayrılması [değiştir]

Bu doumlnemden az oumlnce ısı elektron foton ve noumltrinoların ccedileşitli etkileşimleri iccedilin yeterli olan 1 MeVrsquoun (on milyar derece) uumlzerindeydi Bu ısıdan itibaren bu uumlccedil tuumlr ldquotermik dengerdquo [23] halindedir Evren soğuduğunda elektronlar ve fotonların etkileşimlerini suumlrduumlrmelerine karşın noumltrinoların etkileşimleri biter Bu doumlnem de noumltrinoların ayrılma doumlnemidir Dolayısıyla bildiğimiz ldquokozmik arkaplan ışımasırdquonın

oumlzelliklerine benzer oumlzellikler goumlsteren bir ldquonoumltrinolar kozmik arkaplanırdquo mevcuttur Dolaylı bir rol oynayan noumltrinoların ldquo kozmik arkaplanırdquonın varlığı ilk nuumlkleosentezin sonuccedilları yoluyla dolaylı olarak doğrulanmıştır[24] Noumltrinoların kozmik arkaplanının doğrudan saptanması şimdiki teknolojik imkacircnlarla son derece guumlccedil[25] olmakla birlikte varlıkları konusunda herhangi bir tartışma olmamıştır

Baryogenez [değiştir]

Atomaltı parccedilacıkları ve etkileşimlerini konu alan ccedileşitli parccedilacıkların ve temel etkileşimlerin (temel kuvvetlerin) ldquoelementer antitelerrdquoin (noumltron proton elektron) yalnızca farklı goumlruumlnuumlmleri olarak ele alındığı (oumlrneğin elektromanyetizma ve zayıf nuumlkleer guumlccedil tek bir etkileşimin iki goumlruumlnuumlmuuml olarak tanımlanabilir) parccedilacık fiziği deneylerle desteklenen genel fikir uumlzerine kuruludur Daha genel olarak belirtmek gerekirse fizik yasalarının ve evrenin yuumlksek ısılarda daha ldquosimetrikrdquo bir hal aldıkları varsayılır Mesela geccedilmişte evrende madde ve antimaddenin nicel eş olarak mevcut oldukları kabul edilir Guumlnuumlmuumlzdeki goumlzlemler antimaddenin goumlzlemlenebilir evrenimizde hemen hemen mevcut olmadığını goumlstermektedir[26]Bu durumda maddenin varlığı belirli bir zamanda maddenin antimaddeye oranla hafif bir fazlalığından oluşmuştur (maddenin antimaddeye baskın gelmesi)[27] Evrenin sonraki evrimi sırasında madde ve antimadde arkalarında oluşan en hafif madde fazlasını bırakarak eşit niceliklerle yok oldular Bu olağan madde baryon denilen parccedilacıklardan oluştuğundan soumlzkonusu madde fazlalığının oluştuğu evreye baryogenez adı verilir Bu evre ya da suumlreccedil hakkında ccedilok az şey bilinmektedir Oumlrneğin bu olay sırasında oluşan ısı derecelenmesi Big Bang modellerine goumlre değişmektedir (bu farklı Big Bang modelleri arasındaki farklardan biridir) Baryogenezin meydana gelmesi iccedilin gerekli koşullara Rus fizikccedili Andreacutei Sakharovrsquoun 1967rsquodeki ccedilalışmalarından oumltuumlruuml Sakharov koşulları adı verilmiştir

Buumlyuumlk birleşik ccedilağı [değiştir]

Giderek artan sayıdaki belirtiler zayıf ve guumlccedilluuml elektromanyetik kuvvetlerin tek bir etkileşimin (kuvvetin) farklı goumlruumlnuumlmlerinden ibaret oldukları fikrini vermektedir Bu durum artık genellikle İngilizcersquode kısaltma adıyla GUT olarak bilinen ldquoBuumlyuumlk Birleşik Teorirdquo (İng Grand unification theory ya da Grand Unified theory) kapsamında bulunmaktadır Bu etkileşim ya da kuvvetin 1016 GeVrsquoun (1029derece) uumlzerindeki ısılarda tezahuumlr ettiği sanılmaktadır Şu halde muhtemelen evren GUT teorisinin uygulanma alanı bulduğu bir evre geccedilirmiş olmalıdır Doğası halen bilinmemekle birlikte bu evre baryogenezin ve muhtemelen karanlık maddenin koumlkeninde yer almış olmalıydı

Kozmik şişme [değiştir]

Evren ccedilok kısa suumlren bir doumlnemde bir hayli buumlyuumlduuml Bir şişmenin neden olduğu bu fenomene kozmik şişme adı verilir

Big Bang teorisi kozmolojiye yeni meseleler getirmişti Oumlrneğin evrenin homojen ve izotrop [10] olduğunu oumlnermiş fakat niccedilin boumlyle olması gerektiğini accedilıklamamıştı Oysa teorinin sade versiyonunda evrende homojenliğe yol accedilan Big

Bangın gerccedilekleşmesinde bir mekanizmadan ya da işleyişten soumlz edilmiyordu boumlyle bir şey yoktu Boumlylece şişme (ilk ani hızlı genişleme) nedeni ya da gerekccedilesinin evrenin homojen ve izotrop olmasına yol accedilan bir suumlreccedil başlattığı varsayılıyordu

Kozmik şişme kavramının mucidi boumlyle bir suumlreci betimleyici bir senaryoyu ilk oumlneren kişi olan Alan Guthrsquotur[28] Franccedilois Englert ve Alexei Starobinsky de aynı doumlnemde (1980) bu meselenin bazı sorunlu kısımları uumlzerinde ccedilalışmalarda bulunmuş diğer isimler olarak bilinir Guth daha sonra (1982rsquode) bazı ccedilalışmalarda bulundu ki bu ccedilalışmalarında ortaya koyduğu sonuccedillara goumlre buumlyuumlk astrofiziksel yapıların tohumlarını iccedileren kozmik şişme evrenin homojen oluşunu accedilıklama imkacircnı sağlamakla kalmayıp evrenin niccedilin homojenliğe aykırı bazı olgular iccedilermesi gerektiğini de accedilıklama imkacircnı sağlıyordu

Şişmenin evren tarihinin Buumlyuumlk Birleşik Ccedilağırsquona ve Planck Ccedilağırsquona komşu olan son derece sıcak (1014 ile 1019 GeV arasındaki yani 1027ile1032 derece arasındaki ısılarda) ve erken bir doumlneminde yer almış olması gerekir Gerek Big Bang teorisinin ortaya koyduğu meselelerin hemen hemen tuumlmuumlnuumln şişme suumlreciyle accedilıklanabilmesi gerekse bu tuumlr meselelerin accedilıklanabilmesinde diğer senaryoların daha karışık olmalarına rağmen sonuccedil vermede yetersiz goumlruumllmesi şişme senaryosuna kozmolojide daha oumln planda yer verilmesini sağladı Kozmik arkaplanın anizotropilerinin [29] ayrıntılı goumlzleminden itibaren iyice emin olunduğundan şişme modellerinin kanıtlarla pekiştirilmesine gerek kalmadığı anlaşıldı Şişme senaryosunun goumlzlemlerle uyum iccedilinde olması onun konuyla ilgili tuumlm meselelerde baş role yerleştirilmesini sağlamış bulunmaktadır

Şişme evresi evrenin belli bir zaman iccedilinde son derece hızlı bir şekilde genişlemesidir Genişleme dolayısıyla yoğunluğu azalan bu evren ccedilok homojen bir enerji tuumlruumlyle dolu haldeydi Bu enerji o zaman ccedilok hızlı olarak etkileşimde bulunmaya ve ısınmaya koyulacak partikuumlllere doumlnuumlştuuml Şişmeyi sona erdiren bu iki evreye parccedilacıkların patlayıcı yaratılışı bakımından ldquoısınma-oumlncesi evrerdquo ve parccedilacıkların termalizasyonu bakımından ldquoısınma evresirdquo adı verilir Şişmenin genel işleyişi iyice anlaşılmış olmakla birlikte ısınma-oumlncesi ve ısınma evrelerindeki işleyiş tam anlaşılamamış olup halen ccedileşitli araştırmalara konu olmaktadır

Planck Ccedilağı mdash Kuantum Kozmolojisi [değiştir]

Şişme evresinin oumltesinde (oumlncesinde) daha genel olarak soumlylemek gerekirse Planck ısısı gibi sıcaklıklarda guumlncel fizik kuramlarının artık geccedilerli olmadığı bir sahaya girilir Bu genel goumlrelilik kuramında bir duumlzeltmenin soumlzkonusu olacağı kuantum mekaniği kavramlarının geccedilerli olduğu bir sahadır Henuumlz ortaya konmamış olmakla birlikte belki de halen gelişim halindeki sicim kuramından doğacak bir kuantum kuumltleccedilekimi kuramı Planck Ccedilağı denilen doumlnemdeki evrene ilişkin ccedileşitli spekuumllasyonlara yer verilmesini sağlayacaktır Stephen Hawking gibi birccedilok yazar bu doumlnemlerdeki evreni tanımlayabilme denemelerine olanak sağlayacak ccedileşitli araştırma yolları oumlnermişlerdir Bu araştırma alanına guumlnuumlmuumlzde kuantum kozmolojisi adı verilmektedir

Kozmoloji standart modeli [değiştir]

Evreni oluşturan unsurların en iyi Big-Bang modeli sayılan ΛCDM modeline goumlre oransal tablosu NASA tarafından hazırlamış bu tablonun goumlsterdiği gibi evrenin 95rsquoi karanlık madde ve karanlık enerji tuumlrlerinden oluşm Kozmoloji standart modeli 20yyrsquoın ilk yarısında oumlnerilen Big Bang goumlruumlşuumlnuumln mantıksal bir sonucudur Adı

uştur

parccedilacık fiziğinin standart modelinin adından oumlrnekseme yoluyla oluşturulmuş ldquokozmoloji standart modelirdquo evren goumlzlemlerinin buumltuumlnluumlğuumlyle uyuşan bir evren tanımı sunmaktadır

Oumlzellikle şu iki noktayı şart koşar

Goumlzlemlenebilir evren yoğun ve sıcak bir evreden (Big Bang) doğmuştur Bu evre sırasındaki bir işleyiş (mekanizma) erişebildiğimiz (goumlzlemleyebildiğimiz) boumllgenin homojen olmasını fakat aynı zamanda bazı istisnalar goumlstermesini sağlamıştır Oumlnerilen başka işleyişler olsa da bu muhtemelen şişme tipli bir işleyiştir

Guumlncel evren birccedilok madde tuumlruumlyle doludur o Her ccedileşit elektromanyetik ışımayı temsil edici parccedilacıklar olan fotonlar o Noumltrinolar o Atomları oluşturan baryonik madde o Karanlık madde denilen laboratuvar ortamında uumlretilememişse deparccedilacık fiziğinde

oumlngoumlruumllen galaksilerin yapısından sorumlu olan kendilerini oluşturan yıldızlar buumltuumlnuumlnden daha kuumltleli bir veya birkaccedil madde tuumlruuml

o Karanlık enerji denilen guumlnuumlmuumlzde goumlzlemlenen evrenin genişlemesinin hızlanmasından sorumlu olan (ve muhtemelen kozmik şişme ile doğrudan ilgisi olmayan) alışılmamış oumlzelliklere sahip bir enerji tuumlruuml

Artık astronomik goumlzlemlerin buumlyuumlk bir kısmı bildiğimiz evreni tanımlarken bu vazgeccedililmez temel taşlarından yararlanmaktadır Kozmolojik araştırma esas olarak bu madde tuumlrlerini oumlzelliklerini ve ilksel evrenin hızlanmış genişleme senaryosunu tanımlamayı amaccedillamıştır Kozmoloji standart modelinin uumlccedil temel taşı laboratuvar ortamında goumlzlemlenmemiş fiziksel fenomenlere başvurmayı gerekli kılmaktadır Kozmik şişme karanlık madde ve karanlık enerji Bu temel taşları ya da bunlardan birini yok varsayan tatminkar hiccedilbir kozmolojik model yoktur

Oumlzellikler sonuccedillar meseleler ve ccediloumlzuumlmleri [değiştir]

Big Bangın getirdiği meseleler [değiştir]

Big Bang modelleri incelendiğinde bu tip bir modelin bazı sorunları da beraberinde getirmiş olduğu goumlruumllmekteydi Uumlzerinde değişiklikler yapılmadan oumlnce sade Big Bang modeli pek ikna edici bir model olarak goumlruumlnmemekteydi ccediluumlnkuuml alışılmış miktarlara kıyasla son derece buumlyuumlk ve son derece kuumlccediluumlk miktarlardaki birccedilok fiziksel niceliğin varsayılmasını gerekli kılmaktaydı Bir başka deyişle ayakta kalabilmesi iccedilin beklenmedik değerlere birccedilok parametrenin eklenmesini gerekli kılıyor goumlruumlnmekteydi Evren konusundaki bu tip bir ldquoince akortrdquo (İng fine-tuning)[30] kozmolojiyle ilgili olan ya da olmayan tuumlm fizik modellerinde sorunlu olarak kabul edilir Bu durumda Big Bang birccedilok goumlzleme accedilıklama getirmesindeki başarısına rağmen ortaya birccedilok sorun koyan fakat kendisi bu sorunları halledemeyen dolayısıyla getirdiği ccediloumlzuumlmuuml pek ccedilekici goumlruumlnmeyen bir kavram durumuna duumlşmekteydi Fakat Big Bang modellerine eklenen senaryolar oumlzellikle kozmik şişme senaryosu teoriye ilk zamanlarda yapılan olumsuz yorumları değiştirmeyi başarmıştır

Ufuk meselesi [değiştir]

Estetik ve sadelik arguumlmanları hariccedil tutulduğu takdirde doğanın evrenin homojen ve izotrop[10] olmasını tercih etmesinde makul bir neden yoktur Ayrıca ilk Big Bang modelinde homojenlikten niccedilin -kozmik arkaplan ışımasının anizotropilerinde[29] goumlruumllen ve evrendeki buumlyuumlk yapıların (galaksiler galaksi kuumlmeleri vs) oluşumundan sorumlu olan bazı sapmalar olduğunu accedilıklayan tatminkar bir işleyiş de mevcut değildi Bu herhangi bir tatmin edici accedilıklama getirilememiş bir meseleydi ve uzun zaman boyunca soruna yani evrenin niccedilin ccedilağımızda goumlzlemlediğimiz hale (homojen ve izotrop hale) gelecek şekilde evrim geccedilirmiş olduğuna ilk koşullardan yola ccedilıkan işleyiş accedilıklamalarıyla ccediloumlzuumlm getirilmeye ccedilalışıldı Sorun şoumlyle de ifade edilebilir Geccedilmişte birbirlerine yakın olmuşlarsa da herhangi bir enformasyon alışverişine vakitleri olmamış evrenin birbirinden son derece uzak iki boumllgesinin esas olarak aynı oumlzellikleri goumlsteriyor olması nasıl accedilıklanabilirdi Bu mesele guumlnuumlmuumlzde ldquoufuk meselesirdquo olarak adlandırılır

Evrenin duumlzlemselliği meselesi [değiştir]

Genel goumlreliliğe goumlre evren kapalı accedilık ya da duumlzduumlr Şemada evrenin biccedilimine ilişkin bu muumlmkuumln farklı geometrik tipler goumlruumllmektedir ldquoKapalı evrenrdquo ldquohiperbolik evrenrdquo ve ldquoduumlz evrenrdquo

Evrenin evriminin incelenmesi ele alındığında karşılaşılan bir başka mesele muhtemel ldquoeğrilik yarıccedilapırdquo (bir kuumlrenin ya da elipzoid bir cismin merkezinden yuumlzeye olan mesafe soumlzkonusu cisim bir eğri yuumlzeyden ibaretse eğri yuumlzey kuumlresel cisme tamamlanarak da yarıccedilap elde edilebilir) meselesidir Genel goumlrelilik şunu ortaya koymaktadır ki eğer evrende maddenin dağılımı homojense bu takdirde evrenin geometrisi yalnızca tek bir

parametreye ldquouzaysal eğrilikrdquo [31] denilen parametreye bağlıdır Sezgisel olarak bu niceliğin soumlzkonusu koşullarda artık geccedilerli olmayacak oumlklid geometrisinin oumltesindeki bir uzaklık skalasıyla ilgili olduğu soumlylenebilir Oumlrneğin koumlşeleri birkaccedil milyar ışık yılı uzaklığa yayılmış dev bir uumlccedilgenin iccedilaccedilılarının toplamı 180 dereceye eşit olmayabilir Doğrulanmamış olmakla birlikte goumlzlemlenebilir evrenin mesafelerinden daha buumlyuumlk mesafelerin soumlzkonusu olduğu durumlarda bu tuumlr olgularla karşılaşılması gayet normaldir[32]

Bununla birlikte ldquoeğrilik yarıccedilapırdquo denilen uzunluk skalasının goumlzlemlenebilir evrenin boyutuna kıyasla gittikccedile kuumlccediluumlk hale gelme eğiliminde olması durumunda bir başka mesele ortaya ccedilıkmaktadır Bir başka deyişle eğer eğrilik yarıccedilapı beş milyar yıl oumlnce ldquogoumlzlemlenebilir evrenrdquoin boyutundan daha buumlyuumlk idiyse de guumlnuumlmuumlzde ldquogoumlzlemlenebilir evrenrdquoin boyutundan daha kuumlccediluumlk olması ve soumlzuuml edilen etki ya da sonuccedillarının goumlruumlnuumlr hale gelmesi gerekiyordu Bu akıl yuumlruumltmeye devam edilerek eğriliğe bağlı etki ya da sonuccedilları halen goumlruumlluumlr olmadığına goumlre eğrilik yarıccedilapının nuumlkleosentez doumlneminde goumlzlemlenebilir evrenin boyutundan son derece daha buumlyuumlk olduğu soumlylenebilir Eğrilik yarıccedilapının goumlzlemlenebilir evrenin yarıccedilapından halen buumlyuumlk kalması olayına guumlnuumlmuumlzde duumlzlemsellik meselesi (İng flatness problem)[33] adı verilmektedir

Tekkutuplular meselesi [değiştir]

Parccedilacık fiziği evrenin genişlemesinden doğan soğuması sırasında yavaş yavaş yeni parccedilacıkların ortaya ccedilıktıklarını oumlngoumlruumlr

Bunlardan bazıları ilksel evrende meydana geldiği sanılan hal değişimi denilen olay sırasında ortaya ccedilıkmış olmalıydılar Bazılarına tekkutuplu ya da manyetik tekkutuplu [34] denilen bu parccedilacıklar istikrarlı olma oumlzelliğine sahip olup ccedilok sayıda ve son derece ağır olmalıydılar (protonun 1015 misli olmaları tipik oumlzelliklerinden biridir) Eğer boumlyle parccedilacıklar tuumlremişlerse bunların evrenin yoğunluğuna katkıları da olağan maddeninkine kıyasla hatırı sayılır derecede yuumlksek olmalıydı

Oysa evren yoğunluğunun bir kısmını pek bilmediğimiz madde tuumlrlerine borccedilluysa da evrende tekkutuplularınki gibi istisnai bir orana sahip parccedilacıklara kesinlikle yer yoktur Parccedilacık fiziğinin oumlngoumlruumlyor olmasıyla birlikte keşfedilemediklerinden gerccedilekten mevcut olup olmadıkları saptanamamış bu tuumlr ağır parccedilacıklar meselesi tekkutuplular meselesi olarak adlandırılır

Yapıların oluşumu meselesi [değiştir]

Goumlzlemler evrenin buumlyuumlk oumllccedileklerde homojen olduğunu goumlstermekle birlikte aynı zamanda kuumlccediluumlk oumllccedileklerde (gezegenler yıldızlar galaksiler vs) homojenlikten sapmalar iccedilerdiğini yani homojen olmama oumlzelliği de taşıdığını goumlstermektedir

Guumlnuumlmuumlzde belirli koşullar oluştuğunda maddenin dağılımındaki kuumlccediluumlk bir homojen olmama halinin nasıl ccedilevresinden daha yoğun oumlnemli bir astrofiziksel cismi yaratana dek buumlyuumlyuumlp geliştiği bilinmekte accedilıklanabilmektedir Buna Jeans Kararsızlığı işleyişi adı verilmektedir Bununla birlikte boumlyle bir işleyişin meydana gelmesi iccedilin oumlncelikle kuumlccediluumlk bir homojen olmayış mevcudiyetinin varsayılması gerekir ve ayrıca goumlzlemlenen astrofiziksel yapıların ccedileşitliliği goumlstermektedir ki başlatıcı etkide bulunan bu homojen olmayış hallerinin genişlik ve boyut olarak dağılımı Harrison-Zeldovich spectrumu adıyla bilinen kesin bir yasaya tacircbidir İşte ilk Big Bang modelleri bu tuumlr ccedilalkantı ya da kararsızlıkları accedilıklamada yetersiz kalmaktaydı Bu yuumlzden ilk Big Bang modelleri ortaya atıldığında yapıların oluşumu meselesi ortaya ccedilıkmıştı

Oumlnerilen ccediloumlzuumlmler [değiştir]

Ufuk meselesi hakkında [değiştir]

Samanyolursquonun oumltesindeki galaksilerin dağılımını goumlsteren panoramik goumlruumlnuumlş

Ufuk meselesi ile duumlzlemsellik meselesi koumlken olarak aynı mesele kapsamında ele alınabilir Zaman ilerledikccedile genişleme suumlrmekte ve gitgide daha ccedilok madde iccedileren daha buumlyuumlk boumllgelere geccedililmektedir Zaman ilerledikccedile sayıları goumlruumlnuumlr şekilde artan galaksilerin aynı oumlzelliklere sahip olmaları şaşırtıcı bir husustur

Bu meselenin bir ccediloumlzuumlmuuml evren tarihinin erken doumlneminde evrenin hali hakkındaki belirli bir enformasyonun tuumlm evrene son derece hızla yayılmış olduğu fikrindedir Boumlyle bir durumda evrenin birbirlerine son derece uzak boumllgeleri birbirlerine benzer oluşumlar iccediline girmelerini sağlayacak enformasyon alışverişinde bulunmuş olabilirler Bu ccediloumlzuumlmuumln karşısındaki engel oumlzel goumlrelilik kuramıdır oumlzel goumlrelilik kuramı hiccedilbir şeyin ışıktan daha hızlı hareket edemeyeceğini şart koşmaktadır

Bununla birlikte evrenin genişlemesi ccedilok hızlı olmuş olmasına rağmen oumlzel goumlrelilik sınırları bir şekilde aşılmış olabilir Aslında boumlyle bir durumda goumlzlemlenebilir evrenin boyutu sabit kalırken evrenin iki boumllgesi arasındaki uzaklık uumlsluuml olarak artabilir Yani başlangıccedilta ccedilok kuumlccediluumlk ve homojen olan bir boumllge goumlzlemlenebilir evren boumllgesine oranla son derece buumlyuumlk bir boyuta erişme olanağına sahiptir Sabit genişleme oranlı bu evre tamamlandığında evrenin bulunduğumuz homojen boumllgesi goumlzlemlerimize ulaşan halinden son derece daha buumlyuumlk olabilir

Friedmann denklemleri evrende tipik olmayan bir madde tuumlruumlnuumln varlığının kabuluuml şartıyla bu tuumlr senaryoların muumlmkuumln olabileceğini goumlstermektedir

Duumlzlemsellik meselesi hakkında [değiştir]

Bir kuumlresel biccedilmin eğriliğinin algılanması uumlzerinde oumllccedilme işleminin yapıldığı boumllgenin roumllatif boyutuna bağlıdır Bu boyut arttığında eğri gitgide goumlruumlnuumlr hale gelir Şemada kuumlresel yuumlzey genişleme halindeki evreni renkli (pembe) kısım ise roumllatif boyutu zamanla artan goumlzlemlenebilir kısmı temsil etmektedir(Dikkat Evren bir kuumlre değildir nitekim burada da bir yuumlzeyle temsil edilmiştir)

Duumlzlemsellik meselesi de aynı tarzda ccediloumlzuumllebilir Meselenin oumlzuuml şudur Eğrilik yarıccedilapı goumlzlemlenebilir evrenin boyutundan daha az hızla buumlyuumlmektedir Oysa eğer genişlemeye huumlkmeden yasa olağan maddeyle dolu bir evrenin genişlemesine huumlkmeden yasadan farklıysa bu artık doğru olamaz Tipik olmayan oumlzelliklere sahip (oumlrneğin basıncı negatif olan) bir madde tuumlruumlnuumln mevcudiyeti varsayıldığında eğrilik yarıccedilapı goumlzlemlenebilir evrenin boyutundan daha hızlı buumlyuumlyecektir Eğer boumlyle bir genişleme evresi geccedilmişte olmuş ve yeterince uzun bir zaman suumlrmuumlşse eğrilik yarıccedilapının oumllccediluumllebilir olmaması hiccedil de şaşırtıcı değildir

Tek kutuplular meselesi hakkında [değiştir]

Manyetik tekkutuplular meselesi hızlanmış bir genişleme evresi ile ccediloumlzuumllebilir Bu evrendeki tuumlm olağan maddenin yoğunluğunu azaltıcı eğilimdedir Ancak bu durumda yeni bir mesele ortaya ccedilıkar Hızlanmış genişleme evresi ardında tuumlmseksiz ccedilukursuz bir uzaysal duumlzlem halinde homojen fakat maddesiz bir evren bırakır

1980rsquoli yılların başlarında Alan Guth tarafından oumlnerilen kozmik şişme senaryosu bu sorunların tuumlmuumlnuuml gideren bir ccediloumlzuumlm olmuştur Bu ccediloumlzuumlmde hızlanmış genişleme evresine neden olan gerekli tuumlm oumlzelliklere sahip tipik olmayan madde tuumlruumlduumlr[35] Ccediloumlzuumlmde hızlanmış genişlemenin sonucunda kararsız (değişken) hale gelen bu genişleme evresinden sorumlu olan sayıl alan (İng scalar field)[36] ısınma oumlncesi ve ısınma denilen karmaşık suumlreccediller sırasında aşama aşama ldquostandart modelrdquo [37] parccedilacıkları halinde parccedilalanır

Kozmik şişme ile ilgili sunulan ilk modeller ccedileşitli teknik sorunlar taşımış olsa da oumlnerilen sonraki modeller bu teknik sorunlardan arındırılarak makul bir duruma gelecek şekilde geliştirilmiştir Tekkutuplular duumlzlemsellik ve ufuk meselelerinin kozmik şişme ccediloumlzuumlmuumlne alternatif bir ccediloumlzuumlmuuml Weyl curvature hipoteziyle [38] sunulmuştur[39]

Buumlyuumlk yapıların oluşumu hakkında [değiştir]

Kozmik şişmede maddenin her tuumlruumlne ilişkin kuantum ccedilalkantıları ya da dalgalanmaları vardır (Heisenbergrsquoin belirsizlik ilkesinin sonucu olarak) Şişmenin beklenmedik sonuccedillarından biri başlangıccedilta kuantum tabiatlı bu ccedilalkantıların ldquohızlanmış genişleme evresi rdquo sırasında olağan klasik yoğunluklar haline gelmek uumlzere evrim geccedilirmeleridir Bu ccedilalkantıların ldquokozmolojik karışıklıklar teorisirdquo kapsamında gerccedilekleştirilen tayf hesaplamaları soumlzkonusu ccedilalkantıların Harrison-Zeldovitch tayfı [40] baskılarını izlediklerini ortaya koymuştur

Boumlylece kozmik şişme evrendeki homojenlikten kuumlccediluumlk kaccedilışların ya da sapmaların ortaya ccedilıkışını accedilıklayabilmemize olanak sağlamaktadır İlk kozmik şişme modelinin beklenmedik başarısı ardından daha geliştirilmiş bir halinin hazırlanmasına oumlncuumlluumlk etti Bu modele goumlre kozmik şişme evresi sırasında yaratılan kuumlccediluumlk homojen olmama hallerinin ayrıntıları guumlncel evrenimizdeki homojen olmama hallerinin ilk nedenleri olabilirdiler COBE ve WMAP uydularınca goumlzlemlenen kozmik arkaplan dalgalanmalarına ilişkin verilerin incelenmesi yoluyla yapılan goumlzlemler ile bu tahminler arasındaki uyum ilginccedil duumlzeydedir SDSS (Sloan Digital Sky Survey)[41] ekibi tarafından hazırlanan ldquogalaksiler kataloğurdquo adlı ccedilalışma sonuccedillarında da goumlruumllen bu uyum 20 yy kozmolojisinin buumlyuumlk başarılarından birini goumlzler oumlnuumlne sermektedir

Karanlık madde [değiştir]

Ana madde Karanlık madde

Hubble Uzay Teleskobu ile Abell 1689 iccedilerisinde goumlzlenen guumlccedilluuml kuumltleccedilekimsel mercekleme karanlık maddenin varlığını goumlsterir - Mercekleme eğrilerini goumlrmek iccedilin resmi buumlyuumltuumlnuumlz

1970rsquoli ve 1980rsquoli yıllarda yapılan ccedileşitli goumlzlemler galaksilerin iccedilindeki ve galaksiler arasındaki kuumltleccedilekimsel guumlccedillerin goumlruumlnuumlrdeki (zahiri) etkisini accedilıklayabilecek yeterince goumlzle goumlruumlluumlr madde olmadığını kanıtlamıştır Bu saptama doğal olarak evrendeki maddenin azami 90rsquoının ışık yaymayan ya da normal baryonik madde ile etkileşime girmeyen bir madde tuumlruumlnuumlnden (karanlık madde) oluştuğu sonucuna varılmasını sağlamıştır Karanlık madde kısaca ışın yaymayan ya da elektromanyetik ışınları doğrudan algılanabilecek şekilde yeterince yansıtamayan bir madde tuumlruumlduumlr Karanlık maddenin varlığı başlangıccedilta tartışmalı bir mesele olmuşsa da sonradan ccedileşitli goumlzlemler oumlzellikle şu goumlzlemler varlığını iyice ortaya koymuş durumdadır Kozmik mikrodalga arkaplan ışımasındaki anizotropiler[29] galaksi kuumlmelerindeki hız kayıpları yapıların dağılımlarının geniş skalası ve galaksi kuumlmelerindeki X ışınları oumllccediluumlmleri[42] Hiccedilbir karanlık madde parccedilacığı laboratuvar ortamında uumlretilmemiş olmakla birlikte karanlık maddenin varlığının kanıtı oumlzellikle diğer maddeler uumlzerindeki kuumltleccedilekimsel etkisinde bulunmaktadır Şimdiye dek karanlık madde parccedilacıkları olabilecek pek ccedilok parccedilacık bilim ccedilevrelerine aday olarak sunulmuş ve karanlık madde parccedilacıklarını ortaya ccedilıkarmak ya da keşfetmek uumlzere birccedilok proje başlatılmıştır[43]

Karanlık enerji [değiştir]

Ia tipi suumlpernovalardaki ldquokırmızıya kaymardquo-ldquogoumlruumlnuumlr kadirrdquo ilişkisinin oumllccediluumlmleri evrenin genişlemesinin evrenin şimdiki yaşının yarısına gelmesinden itibaren hızlanmış olduğunu goumlstermiştir Bu hızlanmayı accedilıklamada genel goumlrelilik evrendeki enerjinin bir kısmının buumlyuumlk negatif basınca sahip bir unsurdan oluşmuş olmasını zorunlu kılmaktaydı ki bu unsura ya da enerjiye guumlnuumlmuumlzde karanlık enerji adı verilmektedir Karanlık enerjinin varlığı başka yollarla da anlaşılmaktadır

Negatif basınccedil bir tuumlr vakum enerjisi oumlzelliği goumlsterir Fakat karanlık enerjinin gerccedilek doğası Big Bangrsquoın buumlyuumlk sırlarından birinin kalıntısıdır denilebilir Kimilerine goumlre kozmolojik bir cevher ya da bir sabitedir 2008rsquodeki WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) uydusu ekibinin ldquokozmik mikrodalga arkaplan ışımasırdquonın verileriyle ve diğer kaynakların verileriyle birleştirilen sonuccedilları guumlnuumlmuumlzdeki evrenin 72rsquosinin karanlık enerjiden 23rsquouumlnuumln karanlık maddeden 46rsquosının duumlzenli (olağan) maddeden ve 1rsquoden az bir kısmının noumltrinolardan oluştuğunu goumlstermiştir [44] Maddedeki enerji yoğunluğunun evrenin genişlemesiyle azalmasına karşın karanlık enerjinin yoğunluğu sabit kalmaktadır Sonuccedil olarak madde geccedilmişte evrenin tuumlm enerjisinin oumlnemli bir kısmını oluşturmuşsa da ve halen hatırı sayılır bir kısmını oluşturuyorsa da uzak bir gelecekte evrene katkısı iyice duumlşecek ve karanlık enerji daha da baskın duruma gelecektir

Halihazırdaki en iyi Big Bang modeli olan ΛCDM modelinde[45] karanlık enerji genel goumlrelilik kuramındaki bir kozmolojik sabitenin varlığıyla accedilıklanmaktadır Bununla birlikte karanlık enerjiyi guumlzelce accedilıklayan sabitenin boyutu kuantum kuumltleccedilekimine ilişkin fikirler uumlzerine kurulu tahminlere gelindiğinde şaşırtıcı oumllccediluumlde kuumlccediluumlk goumlsterilmektedir Kozmolojik sabite ile diğer karanlık enerji accedilıklamaları arasındaki tefrik halihazırda bir araştırma alanıdır devam eden araştırmalara konu teşkil eden aktif bir ccedilalışma sahasıdır

Kozmik şişmeyi kabul eden farklı kozmolojik modeller [değiştir]

Sicim kuramına dayalı bazı modellere goumlre braneler uumlzerine yerleşik evrenler ccedilok boyutlu bir suumlper-evrende yuumlzmektedir

Big Bangrsquoın evren tarihinin ilk ya da başlangıccedil anına dayalı olduğu inanışı yanlış bir inanıştır Big Bang yalnızca evrenin yoğun ve sıcak bir doumlnemden geccedilmiş olduğunu goumlsterir Bu yoğun ve sıcak evreyi ccedilok farklı tarzda betimleyen ccedileşitli kozmolojik modeller vardır

Sunulan ilk modellerden birinde Georges Lemaicirctre maddenin yoğunluğunun nuumlkleer madde yoğunluğunda (1015gcm3) olduğu bir ilk hali varsayıyordu Lemaicirctre haklı olarak boumlyle yoğunluklardaki maddenin davranışını kesin olarak bilme iddiasında bulunmanın guumlccedil olduğunu duumlşuumlnuumlyor ve genişlemeyi başlatan şeyin bu kararsız (değişken) dev atomik ccedilekirdeğin parccedilalanması olduğunu varsayıyordu Lemaicirctre daha oumlnce 1931rsquode evren tarihinin ilk anlarını tanımlamada daima kuantum mekaniğine başvurmak gerektiğine [46] ve uzay (mekacircn) ile zaman kavramlarının alışılmış niteliklerini muhtemelen kaybetmiş halde olacağına dikkat ccedilekiyordu[47]

Guumlnuumlmuumlzde klasik Big Bang modellerinin yetersiz kaldığı noktaları tamamlayan kozmik şişme ve Big Bangı farklı bir bakış accedilısıyla ele alan farklı modeller oluşturulmuştur Bazı kozmik şişme modelleri sonsuz (ebedi) bir evren varsayarlar pre-Big Bang gibi bazı modeller ilk halin pek yoğun olmadığını buna karşılık ardından bir geri sıccedilrama evresi geccedilirdiğini varsayarlar sicim kuramına dayalı bazı modeller ise goumlzlemlenebilir evrenin doumlrt boyutluluğun da oumltesindeki bir uzaya dalmış halde olduğunu varsayarlar[48] Bu sonuncu modellere goumlre Big Bang ve genişleme hareketi iki brane[49] arasındaki ccedilarpışmadan kaynaklanmaktadır[50] Bazı modeller de evrenin hareketini tekrarlanan bir nabız atışına (genişleme ve buumlzuumllme) benzetirler

Sonuccedil olarak tekrar etmek gerekir ki goumlzlemlediğimiz evren Big Bangrsquodan doğmuştur Big Bang teorisine goumlre guumlnuumlmuumlzde tanıdığımız elementer parccedilacıklar soumlzkonusu yoğun ve sıcak doumlnemde oluşmuşlar ve sonraki suumlreccedillerde evrende goumlzlemlediğimiz tuumlm yapılar oluşmuştur

Big Bang nedir ne değildir [değiştir]

Big Bang herhangi bir yerde olmuş bir patlama değildir Yani Big Bang ya da Buumlyuumlk Patlama adının boumlyle olmasına karşın konuya aşina olmayan kimilerinin adını ilk duyduğunda hayal ettiği gibi guumlnuumlmuumlzdeki galaksileri oluşturan maddeyi dışarı fırlatıp atan herhangi bir noktada meydana gelmiş bir patlama değildir Big Bangrsquoın ilk doumlneminde evrende (en azından goumlzlemlenebilir evren boumllgesinde) huumlkuumlm suumlren koşullar her yerde aynıydı Buna karşılık maddi unsurların evrenin genişlemesi olgusuyla

birbirlerinden hızla uzaklaştıkları doğrudur Buumlyuumlk Patlama terimi de işte bu genişleme hareketinin şiddetine goumlnderme yapmak uumlzere tercih edilmiş bir terimdir oumlzel bir yerdeki patlamayı kastetmemektedir Big Bangrsquoın anladığımız anlamda bir merkezi ya da oumlzel bir youmlnuuml yoktur Evrenin geccedilmişte nasıl olduğunu ancak evrenin uzak boumllgelerini goumlzlemleyerek anlayabilmekteyiz evrende ne kadar uzak bir boumllgeyi goumlzlemleyebilirsek evren tarihinde de o kadar uzak bir geccedilmişe gidebilmiş oluruz Fakat guumlnuumlmuumlzde goumlrebildiğimiz şey doğrudan doğruya Big Bangın ilk doumlneminin kendisi değil evren tarihindeki bu sıcak aşamanın ışıklı yansıması diyebileceğimiz ldquokozmik arkaplan ışımasırdquodır Bu ışıma esas olarak tekbiccedilimli olup her youmlnde goumlzlemlenebilmektedir ki bu Big Bangrsquoın goumlzlemleme olanağı bulduğumuz boumllgelerde son derece homojen bir tarzda meydana geldiğini goumlstermektedir Bakışlarımızı asla Big-Bangrsquoın ilk haline kadar goumltuumlremeyecek olmamızın nedeni ilksel evrenin yuumlksek yoğunluğundan dolayı donuk ışımalı oluşudur tıpkı Guumlneşrsquoin merkezini doğrudan goumlremeyecek oluşumuz ancak onun yuumlzeyini goumlzlemleyebiliyor oluşumuz gibi

Felsefi sonuccedilları [değiştir]

Big Bangrsquoın oumlnerdiği ya da en azından sade modelinde oumlnerdiği ccediloumlzuumlm şaşılacak derecede yaratılışccedilı bir goumlruumlnuumlm taşıyordu Her şeyden oumlnce sonuccedil evrenin bir başlangıcı olduğu anlamına geliyordu Bilim ccedilevreleri hariccedil tutulursa bu birccedilok zihnin emin olduğu bir konunun doğrulanması gibi goumlruumlnuumlyordu O zamana dek felsefe ve teoloji kapsamına mahsus kalmış bir sahada ilk kez bilimin de soumlz hakkı doğmuş gibiydi Bu nokta Papa XII Pius tarafından oumlzellikle ifade edilmiştir Fakat dikkat ccedilekmek gerekir ki Big Bangrsquoın oumlnerdiği kronoloji Yaratılışrsquoın sonsuz olduğuna inanan Newton Einstein gibi ccedilekim teorilerinin buumlyuumlk mimarlarının kanaatlarinin aksi bir goumlruumlnuumlmdeydi Lemaicirctre Paparsquonın ifade ettiğinden farklı bir bakış accedilısının mimarıydı Buna karşılık elle tutulur kanıtlara dayanılmasa da Lemaicirctrersquoe Big Bang modelini hazırlamasında dinicirc kanaatlerinin yardımcı olduğunu ileri suumlrenler olmuştur[51] Kozmoloji ve genel olarak bilim dinicirc (ya da felsefi) alanın kapsamında kalan konuları desteklemeye veya ccediluumlruumltmeye goumlnuumllluuml değildir

Bununla birlikte Big Bang teorisi yaratılışccedilıların lehine goumlruumlnen sonuccedillara varmış bulunuyordu Oumlrneğin ABDli astrofizikccedili Hugh Ross konuya ilişkin şu accedilıklamada bulunmuştur

Zaman olayların meydana geldiği boyut olduğuna goumlre eğer madde Big Bangla ortaya ccedilıkmışsa o halde evreni ortaya ccedilıkaran sebebin evrendeki zaman ve mekacircndan tuumlmuumlyle bağımsız olması gerekir Bu da bize Yaratıcının evrendeki tuumlm boyutların uumlzerinde olduğunu goumlstermektedir [52]

Bilim insanlarından gelen eleştiriler [değiştir]

Big Bang teorisini reddeden ve teorinin eleştirilecek ccedilok yanı olduğunu duumlşuumlnenlerden biri durağan hal teorisinin mimarlarından Fred Hoylersquoduumlr Teoriye bilim duumlnyasından karşı duranlar arasından şu isimler oumlrnek olarak verilebilir

Hannes Alfveacuten (1908-1995) Plazma fiziğindeki ccedilalışmalarından oumltuumlruuml 1970rsquote Nobel Fizik Oumlduumlluuml sahibi olmuştur Big Bangrsquoı tuumlmuumlyle reddetmiştir Kendi teorisi olan plazma evren teorisini savunur

Edward Arthur Milne (1896ndash1950) Newtonrsquocu kozmolojiden hareket ederek genişlemenin statik bir evrendeki galaksiler hareketinden başka bir şey olmadığını savunmuştur

Arno Allan Penzias ve Robert Woodrow Wilson 1968rsquode kozmolojik termik ışımayı keşiflerinden oumltuumlruuml 1978rsquode Nobel Fizik Oumlduumlluuml sahibi olmuşlardır Keşfettikleri sonradan laquo kozmik mikrodalga arkaplan ışımasıraquo olarak adlandırılmıştır

Yadsınamaz başarılarına karşın Big Bangrsquoa guumlnuumlmuumlzde de bilim duumlnyasının bir kısmı muhalefet etmektedir Bu muhalefet cephesinde bazı astronomlar da vardır Bu muhaliflere oumlrnek olarak maddenin yaratılışını esas alan yeni bir durağan hal versiyonu [53] geliştirmiş olan Geoffrey Burbidge Fred Hoyle ve Jayant Narlikar belirtilebilir[54] Big Bangrsquoa son zamanlarda yeniden getirilen bir eleştiri de Abell 1835 IR1916 ve HUDF-JD2 galaksileri gibi bazı uzak kozmik cisimlerin yaşı ile daha genccedil kalan evrenin yaşı arasındaki uyumsuzluk konusundadır Fakat ccediloğu zaman bu tuumlr sorunlar koumltuuml yaş tahminlerinden ileri gelmektedir

Guumlncel durum [değiştir]

Big Bang teorisi esasen iki temel fikir uumlzerine kuruludur Fiziksel yasaların evrenselliği ve kozmolojik prensip Kozmolojik prensip daha oumlnce değinildiği gibi evrenin makro oumllccedileklerde homojen ve izotrop olduğunu varsayar Bu fikirler oumlnceleri birer hipotez konumundaydılar fakat guumlnuumlmuumlzde goumlzlemlerle desteklenmektedirler

Goumlzlemsel kozmoloji alanındaki goumlzlemsel gelişmeler Big Bangrsquoa kesin bir destek sağlamaktadır en azından bu alanda ccedilalışan araştırmacılar arasında bu goumlruumlş ortaktır[55] Big Bangrsquoın karşısındaki temel teori olan durağan hal teorisi de kozmik arkaplan ışımasına ilişkin goumlzlemleri hafif elementlerin salınmasını ve galaksilerin evrimini accedilıklamakta yetersiz kalışı nedeniyle guumlnuumlmuumlzde tuumlmuumlyle marjinal bir duruma gelmiş bulunmaktadır

Big Bang aslında halen goumlzlemlerin bir yanlışını ccedilıkaramadığı genel goumlreliliğin bir sonucudur[56] Dolayısıyla kimilerine goumlre Big Bangrsquoı reddetmek genel goumlreliliği reddetmek demektir

Buna karşılık birccedilok doumlnem veya fenomenin halen pek fazla bilinmediği bir gerccedilektir Oumlrneğin antimaddeye kıyasla hafif bir madde fazlasının soumlzkonusu olduğu baryogenez doumlnemi ve kozmik şişme evresinin sonuna ilişkin ayrıntılar oumlzellikle ısınma-oumlncesi ve ısınma evreleri Geliştirilecek yanları olan Big Bang modelleri halen gelişim iccedilinde olmakla birlikte artık Big Bangrsquoın genel kavramını tartışmak yeterince guumlccedilleşmiş bulunmaktadır

Buumlyuumlk Patlama teorisine goumlre gelecek [değiştir]

Bir evrenin bir boumllgesinin Buumlyuumlk Ccediloumlkuumlşe maruz kalışının temsili resmi

Karanlık enerjinin varlığının anlaşılmasından oumlnce kozmologlar evrenin geleceği hakkında iki senaryo geliştirmişlerdi Evrenin kuumltle yoğunluğu ldquokritik yoğunlukrdquotan (İng critical density) [57] buumlyuumlk olduğu takdirde evren maksimum boyutuna ulaştıktan sonra ccediloumlkuumlş suumlrecine girecekti Daha yoğun ve daha sıcak olacak ve bu suumlreci ldquoBuumlyuumlk Ccediloumlkuumlşrdquo (İngBig Crunch)[58] denilen başlangıccediltaki haline benzer bir halle tamamlayacaktı[59] Bu senaryoya alternatif olarak evrendeki yoğunluk kritik yoğunluğa eşit veya bunun

altında olduğu takdirde genişleme yavaşlayacak fakat asla durmayacaktı Yıldızlararası gazlardaki yıldız oluşumu tuumlm galaksilerde duracak yıldızlar ak cuumlcelere noumltron yıldızlarına ve kara deliklere doumlnuumlşeceklerdi Bunlar arasındaki ccedilarpışmalar da yavaş yavaş kuumltle birikimlerinin oluşmasını yani daha buumlyuumlk kuumltleli cisimlerin oluşmasını ve giderek buumlyuumlk kara delikler haline gelmeleri sonucunu doğuracaktı Evrenin ortalama sıcaklığı sonuşmaz olarak mutlak sıfıra yaklaşacaktı (evrenin ısısal oumlluumlmuuml) Ayrıca proton kararsız kaldığı takdirde baryonik madde ardında yalnızca ışıma ve kara delikler bırakarak yok olacaktı Sonunda kara delikler de Hawking radyasyonu yayarak buharlaşacaklardı (yok olacaklardı) Boumlylece evrenin entropisi hiccedilbir organize enerji tuumlruumlnuumln kendisini kurtaramayacağı ldquoevrenin ısısal oumlluumlmuumlrdquo [60] denilen bir noktaya tırmanacaktı

Modern ldquohızlı genişlemerdquo goumlzlemleri şunu goumlstermektedir ki buguumlnkuuml ldquogoumlruumlluumlr evrenrdquo yavaş yavaş ldquoolay ufkurdquomuzun oumltesine kayacak ve temas olanaklarımızın dışına ccedilıkacaktır Sonraki durum ya da nihai sonuccedil bilinmemektedir En gelişmiş Big Bang modeli olan ΛCDM modeli karanlık enerjiyi bir kozmolojik sabite biccedilimi olarak kabul eder Bu teori ya da model yalnızca galaksiler gibi sınırlı ccedilekimsel sistemlerin birlikte kalabileceklerini varsayar ki ısısal oumlluumlmden onlar da kaccedilamayacaklardır Karanlık enerjiye ilişkin ldquofantom enerji teorilerirdquo denilen başka accedilıklamalar ise sonunda galaksi kuumlmelerinin yıldızların gezegenlerin atomların vbrsquonin ebedi genişlemeyle ayrılacaklarını ileri suumlrmektedir[61] Buna Big Rip [62] adı verilmektedir

Buumlyuumlk Patlamarsquonın oumltesindeki spekuumllatif fizik [değiştir]

Evrenin ccedilok sayıda uzay boyutu iccedilerdiğini varsayan sicim kuramında ve suumlper sicim kuramında soumlzuuml edilen birccedilok buumlzuumlşmuumlş uzay boyutunun iedilmeye ccedilalışıldığı bir Calabi-Yau uzayı oumlrneği

fade

nusunu erken

Big Bang modeli kozmolojide yerleşmiş olmakla birlikte gelecek koyanıtlamada daha yeterli olması gerektiği anlaşılmaktadır Evrenin endoumlnemi hakkında da pek az şey bilinmektedir Penrose-Hawking tekilliği teoremleri kozmik zamanın başlangıcında bir tekilliğin varlığını zorunlu kılmaktadır Fakat bu teoremler genel goumlreliliğin hep geccedilerli olduğunu varsayarlar oysa evrenin Planck ısısına ulaşmasından oumlnceki doumlnemde genegoumlreliliğin geccedilerli olmaması gerekir ve tekillikten ancak bir

l kuantum kuumltleccedilekimi davranışı

kaccedilınabilir[63] Prensip olarak evrenin ldquogoumlzlemlenebilir evrenrdquoin oumltesinde de parccedilaları olabilir Bu kozmik şişme olduysa gayet muumlmkuumlnduumlr ccediluumlnkuuml uumlsluuml (matematiksel uumlslerle ifade edilebilecek) bir genişleme uzayın buumlyuumlk boumllgelerini ldquogoumlzlem ufkurdquomuzun oumltesine itmiş olabilir

Denenmemiş hipotezleri gerektiren bazı oumlneriler şunlardır

Hartle-Hawking sınırsız halini iccedileren modeller Bunlarda uzay-zaman buumltuumlnuuml sınırlıdır buradaki Big Bang zamanın sınırını bir tekilliğe ihtiyaccedil duymaksızın temsil eder[64]

Brane kozmolojisi modelleri[65] Bunlarda kozmik şişme sicim kuramındaki branersquolerin [66] hareketinden kaynaklanır Bunlar ldquoPre- Big Bang modelirdquo Big Bangrsquoın iki brane arasındaki ccedilarpışmanın sonucu olarak kabul edildiği ldquoekpirotik modelrdquo ve ekpirotik modelde belirtilen ccedilarpışmaların periyodik olarak tekrarlandığını varsayan ldquodoumlnguumlsel modelrdquodir (İng cyclic model)[67][68][69]

Kaotik şişme teorisi Kaotik şişme teorisinde kozmik şişme olayları rastlantısal bir kuantum kuumltleccedilekimi dahilinde her yerde başlar ayrı Big Bangrsquoları olan ayrı evrenler oluşur[70][71]

Son iki kategoride yer alan modeller Big Bangrsquoı evrenin bir başlangıcı olarak değil ccedilok daha buumlyuumlk ccedilok daha eski ve ccedilok tabakalı (ya da ccedilok boyutlu) varsayılan evrendeki tali bir olgudan ibaret olarak goumlruumlrler

Ayrıca bakınız [değiştir]

Oumlzel goumlrelilik kuramı Genel goumlrelilik kuramı Kozmoloji Kozmik mikrodalga arkaplan ışıması Evrenin genişlemesi Buumlyuumlk Ccediloumlkuumlş Sicim Kuramı Kuantum Buumlyuumlk Patlama Kronolojisi

Dış bağlantılar [değiştir]

WMAP Big Bang Cosmology Big Bang big bang theory Creation of a Cosmology Cosmology at the Open Directory Project Dossier Sagascience du Centre national de la recherche scientifique Big bang Videacuteo-confeacuterence sur le thegraveme laquo Le Big Bang raquo (intervention de Marc Lachiegraveze-Rey) Ned Wrightrsquos Cosmology Tutorial initiation agrave la cosmologie sur le site professionnel drsquoEdward

L Wright Il existe un lien vers une version franccedilaise

Preacutesentation de louvrage laquo Linvention du big bang raquo par son auteur Jean-Pierre Luminet

Kaynakccedila [değiştir]

Kolb Edward Michael Turner (1988) The Early Universe Addison-Wesley ISBN 0-201-11604-9

Peacock John (1999) Cosmological Physics Cambridge University Press ISBN 0-521-42270-1

Barrow John D (1994) The Origin of the Universe To the Edge of Space and Time Phoenix pp 150

Alpher R A R Herman (August 1988) Reflections on early work on big bang cosmology Physics Today pp 24ndash34

Mather John C John Boslough (1996) The very first light the true inside story of the scientific journey back to the dawn of the universe New York BasicBooks pp 300 ISBN 0-465-01575-1

Singh Simon (2004) Big Bang The most important scientific discovery of all time and why you need to know about it Fourth Estate

Stephen W Hawking Une bregraveve histoire du temps Jai lu 2000 ISBN 2-290-30711-4 Stephen W Hawking Lunivers dans une coquille de noix Odile Jacob coll laquo Sciences raquo

2002 ISBN 2-7381-1035-5 Stephen W Hawking et G F R Ellis The large scale structure of space-time Cambridge

University Press coll laquo Cambridge Monographs on Mathematical Physics raquo 1975 400 pages (ISBN 0-521-09906-4)

Andrei D Linde Particle Physics and Inflationary Cosmology Harwood Chur 1990 384 pages (ISBN 3-7186-0490-6) Version disponible en ligne sur le site arXivorg [1]

Edward W Kolb amp Michael S Turner The Early Universe Perseus Books Group 1993 (ISBN 0-201-62674-8)

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

John A Peacock Cosmological Physics Cambridge University Press coll laquo Cambridge Astrophysics Series raquo 1998 702 pages (ISBN 0-521-42270-1)

Andrew R Liddle amp David H Lyth Cosmological Inflation and Large-Scale Structure Cambridge University Press 2000 414 pages (ISBN 0-521-57598-2)

Scott Dodelson Modern Cosmology Academic Press 2003 464 pages (ISBN 0-12-219141-2)

Andrew Liddle An Introduction to Modern Cosmology John Wiley amp Sons 2003 188 pages (ISBN 0-470-84835-9)

Viatcheslav Mukhanov Physical Foundations of Cosmology Cambridge University Press 2005 442 pages (ISBN 0-521-56398-4)

Notlar ve referanslar [değiştir]

1 ^ a b c d Big-bang model Encyclopaeligdia Britannica Ultimate Reference Suite Chicago Encyclopaeligdia Britannica 2011

2 ^ a b c Scientific modelling 3 ^ Lemaicirctre G (1927) Un univers homogegravene de masse constante et de rayon croissant

rendant compte de la vitesse radiale des neacutebuleuses extragalactiques Annals of the Scientific Society of Brussels 47A 41 (French) (Translated in A Homogeneous Universe of Constant Mass and Growing Radius Accounting for the Radial Velocity of Extragalactic Nebulae Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 91 483ndash490 1931 Expansion of the universeLemaicirctre) Lemaicirctre G (1931) The Evolution of the Universe Discussion Nature 128 699ndash701 doi 101038128704a0

4 ^ E Britannicabig-bang-model 5 ^ Alpher RA Bethe H Gamow G (1948) The Origin of Chemical Elements Physical

Review 73 803 doi 101103PhysRev73803 Gamow 6 ^ Hubble Edwin (1929) A relation between distance and radial velocity among extra-galactic

nebulae PNAS 15 168ndash173 doi01073pnas153168 (inactive 2008-10-14) httpantwrpgsfcnasagovdebate1996hub_1929html

7 ^ Nucleosynthesis 8 ^ BBC News - Big bang astronomer dies 9 ^ Foundations of the Big Bang ModelCosmological principle 10 ^ a b c d Isotrope 11 ^ Hoyle F (1948) A New Model for the Expanding Universe Monthly Notices of the Royal

Astronomical Society 108 372 Hoyle 12 ^ Friedmann equations 13 ^ Penzias AA Wilson RW (1965) A Measurement of Excess Antenna Temperature at

4080 Mcs Astrophysical Journal 142 419 doi 101086148307 PenziasWilson 14 ^ Elektromanyetik tayfın goumlzle goumlruumllebilen dalga boyu 400 nm (mor) ila 750 nm (portakal

rengi) arasında değişen kısmı 15 ^ Very Large Telescope 16 ^ Keck Observatory 17 ^ Subaru Telescope 18 ^ Raghunathan Srianand Patrick Petitjean amp Ceacutedric Ledoux The microwave background

temperature at the redshift of 233771 Nature 408 931 (2000) astro-ph0012222 Voir en ligne

19 ^ After 300000 years nuclei began to capture electrons and form the first atoms This cosmic microwave map reveals what the Universe was like after 380000 years The red and yellow areas are slightly warmer than the blue and green ones and are a sign that matter was clumpinghttpwwwinfopleasecomdkscienceencyclopediabig-banghtml (6) When the cosmic microwave background radiation was emitted during atom formation 300000 years after the Big Bang its temperature was several thousand degrees and the light was in the visible part of the electromagnetic spectrum As the Universe expanded it cooled and the visible light first became infrared radiation then microwaves The temperature of the Universe now is a frigid 2725 degrees about absolute zero (7) During the period in which atoms were forming and earlier the Universe was opaque in the sense that light could not travel any appreciable distance It was as though the Universe was in a fog At 380000 years recombination was essentially completed Each proton had paired up with an electron to form a hydrogen atom Light was liberated The Universe cleared and the cosmic background radiation has traveled undisturbed ever since When WMAP makes its measurements it captures some of the radiation that has been traveling uninterrupted for almost 14 billion years httpwwwjupiterscientificorgsciinfoncupdatehtml After most leptons and anti-leptons are annihilated at the end of the lepton epoch the energy of the universe is dominated by photons These photons are still interacting frequently with charged protons electrons and (eventually) nuclei and continue to do so for the next 300000 years httpwwwwikinfoorgindexphpTimeline_of_the_Universe httpmapgsfcnasagovmedia080998indexhtml

20 ^ httpmapgsfcnasagovmedia080998indexhtml 21 ^ Eacutenergie de masse 22 ^ Baryogenesis 23 ^ eacutequilibre thermique 24 ^ La preacutesence de ces neutrinos influe sur le taux drsquoexpansion de lrsquounivers (voir eacutequations de

Friedmann) et par suite sur la vitesse agrave laquelle lrsquounivers se refroidit et donc sur la dureacutee de la nucleacuteosynthegravese qui elle-mecircme deacutetermine en partie lrsquoabondance des eacuteleacutements qui sont syntheacutetiseacutes pendant celle-ci

25 ^ Voir par exemple (İngilizce) Leo Stodolsky Some neutrino events of the 21st century in Neutrino astrophysics comptes rendus du quatriegraveme atelier SFB-375 chacircteau de Ringberg Allemagne 20-24 octobre 1997 page 178-181 astro-ph9801320 Voir en ligne

26 ^ Si tel nrsquoeacutetait pas le cas un tregraves fort rayonnement gamma serait eacutemis du voisinage des reacutegions ougrave matiegravere et antimatiegravere coexisteraient Un tel rayonnement nrsquoest pas observeacute

27 ^ Kolb and Turner (1988) chapter 6 28 ^ Guth AH (1998) The Inflationary Universe Quest for a New Theory of Cosmic Origins

Vintage Books ISBN 978-0-09-995950-2 29 ^ a b c Anisotropy 30 ^ Fine-tuning 31 ^ Courbure spatiale 32 ^ Oumlrneğin Planck uzunluğu adıyla bilinen en kuumlccediluumlk uzunluğa yaklaşıldıkccedila uzay-zamanın

tuumlmsek ve ccedilukurlukları artar ve iki nokta arasındaki uzaklıkrdquo kavramının hiccedil bir anlamı kalmaz 33 ^ Flatness problem

34 ^ Magnetic monopole 35 ^ Bu ccediloumlzuumlmde scalar fieldrdquo terimi yerine aynı anlamda inflation (şişme şişkinleşme) terimi

kullanılmıştırİlgili bilimsel makaleler 36 ^ Scalar field 37 ^ Modegravele standard 38 ^ Weyl curvature hypothesis 39 ^ Penrose R (1979) Singularities and Time-Asymmetry Hawking SW (ed) Israel W

(ed) General Relativity An Einstein Centenary Survey 581ndash638 Cambridge University Press Penrose R (1989) Difficulties with Inflationary Cosmology Fergus EJ (ed) Proceedings of the 14th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics 249-264 New York Academy of Sciences doi 101111j1749-66321989tb50513x 2

40 ^ Spectre de Harrison-Zeldovich 41 ^ Sloan Digital Sky Survey 42 ^ Keel B Dark Matter Retrieved on 2007-05-28 43 ^ Yao WM et al (2006) Review of Particle PhysicsJournal of Physics G 33 1ndash1232 doi

1010880954-3899331001 Chapter 22 Dark matterPDF (152 KB) 44 ^ Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations Data Processing

Sky Maps and Basic Results (PDF) The Astrophysical Journal 45 ^ Lambda-CDM model 46 ^ Lemaicirctre boumlylece kuantum kozmolojisinin temellerini de atmış bulunuyordu 47 ^ Lemaicirctre G (1931) The Evolution of the Universe Discussion Nature 128 699ndash701 doi

101038128704a0 48 ^ Braneworld 49 ^ Brane 50 ^ Ekpyrotic 51 ^ Voir par exemple Georges Lemaicirctre el padre del big-bang 52 ^ Hugh Ross The Creator and the Cosmos How Greatest Scientific Discoveries of The

Century Reveal God Colorado NavPress revised edition 1995 s 76 53 ^ Theacuteorie de leacutetat quasi-stationnaire 54 ^ Voir la liste des publications sur le sujet 55 ^ Voir par exemple lrsquoensemble des articles de cosmologie baseacutes sur les reacutesultats de COBE 1

WMAP 23 ou SDSS 4567 56 ^ Pioneer anomalisi hariccedil tutulursa 57 ^ Critical density 58 ^ Big Crunch 59 ^ Kolb and Turner (1988) chapter 3 60 ^ Big Freeze 61 ^ Caldwell RR Kamionkowski M Weinberg NN (2003) Phantom Energy and Cosmic

Doomsday Physical Review Letters 91 071301 doi101103PhysRevLett91071301 arΧivarΧiv

62 ^ Big Rip 63 ^ Hawking SW (1973) The Large Scale Structure of Space-Time Cambridge (UK)

Cambridge University Press ISBN 0-521-09906-4 64 ^ Hartle JH Hawking SW (1983) Wave Function of the Universe Physical Review D 28

2960 doi1010881126-6708200509063 65 ^ Langlois D (2002) Brane Cosmology An Introduction arΧivhep-th0209261 66 ^ Linde A (2002) Inflationary Theory versus EkpyroticCyclic Scenario arΧivhep-

th0205259 67 ^ Than K (2006) Recycled Universe Theory Could Solve Cosmic Mystery Spacecom 68 ^ Kennedy BK (2007) Retrieved on 3 July 2007 What Happened Before the Big Bang

Retrieved on 2007-07-03 69 ^ Linde A (1986) Eternal Chaotic Inflation Modern Physics Letters A1 81 70 ^ Linde A (1986) Eternally Existing Self-Reproducing Chaotic Inflationary Universe

Physics Letters B175 395ndash400 71 ^ Kragh H (1996) Cosmology and Controversy Princeton (NJ) Princeton University Press

ISBN 0-691-02623-8