cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Qeyb xan Ustaclı
Həyatı
Qeyb xan Ustaclının fəaliyyəti barədə o qədər də məlumat yoxdur. Onun haqqında bəlli olan məlumatlar onun Səfəvi imperiyasının iki vilayətində hakimlik etməsi ilə bağlıdır. Beləki o, Səfəvi imperiyasının indiki İran ərazisinin qərbində yerləşən iki vilayətdə - Kürdüstan və Luristan vilayətlərində hakimlik etmişdir. Bu iki bölgədə əsasən Səfəvi şahlarına tabe olan yerli sülaləyə mənsub olan şəxslər hakimlik etdiyinə görə, Qeyb xan Ustaclının hakimliyi diqqət çəkən məqamdır. O, 1568-ci ildə Luristan vilayəti ilə birlikdə, Kürdüstan vilayətinin də hakimi təyin edilmişdir. Bir digər diqqət çəkən məqam isə Qeyb xan Ustaclının eyni zaman hər iki vilayətin hakimi təyin edilməsidir. Hər iki vilayətdə də onun hakimliyindən sonra yerli sülalədən olan şəxslər hakim təyin edilmişdirlər.
Kurıkanlar
Kurumçin mədəniyyəti
“Kurumçi dəmirçiləri” adlandırılan kurıkanlar həm də çox yaxşı dəmirçilər idilər. Onların məskunlaşdığı ərazidə özlərinə məxsus dəmirçixanaları varidi. Onlar əridilmiş metaldan bıçaq, mizraq və ox ucluqları hazırlayırdılar.
Qeyb xan Ustaclı
Həyatı
Qeyb xan Ustaclı Səfəvi imperiyasını formalaşdıran və Qızılbaş tayfalarından olan Ustaclı tayfasına mənsub olmuşdur.
Kurıkanlar
Kurumçin mədəniyyəti
Kurıkanların əsas məşğuliyyətlərindən biri atçılıq idi. Çin mənbələrində kurıkan atlarından bəhs olunarkən bu atlaırn boyunlarının dəvə boyunu kimi uzun, gövdələrinin isə iri və qüvvətli olduğu söylənilir. Kurıkanların 647-ci ildə Çin sarayına hədiyyə olaraq göndərdikləri 10 atın müxtəlif adları varidi.
Qaya rəsmlərində bir çox döyüş səhnələri də varidi ki, bu da kurıkanların döyüşçü qəbilələr olduğunu göstərirdi. Kurıkanların ordusunda 15 min əsgər döyüşürdü.
Onlar Baykal hövzəsində həm oturaq həm də köçəri həyat sürürdülər. Onlar bu ərazidə əkinçiliklə məşğul olan ilk tayfalar idi. Kurıkanlar qış vaxtı heyvanları su ilə təmin etmək üçün Kuda çayından su kanalı çəkmişdilər. Anqarada İrktusk, Balaqa ətrafında və Kuda bozqırında elə cə də  Unge, İde, Ose və İlge bölgələrində kurıkanlara aid yaşayış məskənləri tapılmışdır.
Yuliya Pşilembskaya
Yuliya Pşilembskaya (Julia Anna Przyłębska; ) — Polşalı vəkil və hakim, 2016-cı ilin dekabrından bəri Polşa Konstitusiya Məhkəməsinin rəhbəri.
Həyatı
1982-ci ildə Adam Mitskeviç (Poznan) adına Universitetin Hüquq və İdarəetmə Fakültəsini bitirib. Təhsil aldığı müddətdə Müstəqil Tələbələr Birliyinin üzvü olur.
1984–1998-ci illərdə Poznan Regional Məhkəməsində təcrübəçi hakim və hakim köməkçisi olmuşdur. 1988–1991-ci illərdə mülki iş şöbəsində Poznan rayon məhkəməsində hakim vəzifəsində çalışmışdır.
1991–1998-ci illərdə Sosial Sığorta Departamentində səlahiyyətli hakim, daha sonra Poznan Regional Məhkəməsində hakim vəzifəsində çalışmışdır. 1990–1992-ci illərdə Poznan Rayon Məhkəməsində İşçilər Şurasına rəhbərlik etmişdir. 1990–1997-ci illərdə Poznandakı regional seçki komissiyasının üzvü və başçı köməkçisi olur.
Patek Philippe
Patek Philippe — İsveçrənin lüks saat istehsalçısıdır.
Tarixi
1839-cu ildə qütblü mühacir Entoni Patek və Fransua Çapek tərəfindən yaradılmışdır. Bu markanın saatı dünyanın ən bahalı seriyalı saatlarından biridir. Şirkətin simvolu İspaniyanın Calatrava ordeninin xaçıdır.
Yuliya Pşilembskaya
Həyatı
İkinci Dünya müharibəsindəki yəhudi qaziləri və qurbanları Dərnəyindən bir medal alır.
2007-ci ildə VIII Sosial Rifah Departamentində Poznan Rayon Məhkəməsində məhkəmə fəaliyyətinə yenidən başlayır. 2009-cu ildən şöbə müdirinin müavinidir və 1 iyul 2015-ci ildən etibarən əmək hüququ və sosial təminat şöbəsinin müdiridir.
Milli və Avropa qanunvericiliyinə dair Avropa təcrübə və konfranslarında iştirak etmişdir.
2015-ci ilin dekabr ayında hakim Qanun və Ədalət Partiyasının tövsiyəsi ilə Konstitusiya Məhkəməsinə seçilir. 21 dekabr 2016-cı il tarixdə Polşa Respublikasının Prezidenti onu Konstitusiya Məhkəməsinin sədri təyin edir.
NGC 470
NGC 470, Yeni Baş Kataloqda qeydə alınmış qalaktikadır. Göy üzündə Balıqlar bürcü istiqamətində yerləşir. Sb tipli. tərəfindən ildə 47.5 sm (18.7 inç) ölçülü  vasitəsilə kəşf edilmişdir.
Böyük partlayış
400px|thumb|right|Kainatın metrik genişləməsinin xronologiyası. Kainatın nəzəri olaraq müşahidə edilə bilinməyən hissələri də daxil olmaqla, kainatın hər bir zamanı dairəvi bölmələrdə göstərilib. Solda inflasionar epoxada böyük genişləmə yaşanır və mərkəzdə genişləmə sürətlənir (rəssamın təsviridir, dəqiq ölçüsü deyil).
Böyük partlayış — müşahidə edilə bilən kainatın məlum olan ən erkən dövrlərindən, sonrakı genişmiqyaslı təkamülünə qədər araşdıran kosmoloji model və nəzəriyyə. Nəzəriyyə kainatın çox yüksək sıxlıq və yüksək temperaturun təsiri ilə necə böyüdüyünü təsvir edir, işıq elementlərinin çoxluğu, radiasiya, genişmiqyaslı struktur, Habbl qanunu (qalaktikalar nə qədər uzaq olsa, Yerdən daha sürətli uzaqlaşırlar) və kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanması (CMB — cosmic microwave background) daxil olmaqla geniş hadisələr üçün hərtərəfli izahat verir. Müşahidə olunan şərtlər fizikanın məlum qanunlarından istifadə edərək vaxtında geri ekstrapolyasiya edilsə, proqnoz yüksək sıxlıq dövründən əvvəl Böyük partlayış ilə əlaqələndirilən heçlik və ya sinqulyarlıq olduğunu göstərir. Cari biliklər sinqulyarlığın primordial olduğunu müəyyən etmək üçün yetərsizdir.
Corc Lemetr 1927-ci ildə ilk dəfə olaraq genişlənən kainatın zamanla yaranan tək nöqtə ilə izlənilə biləcəyini qeyd etdi. Bu nəzəriyyəni "ibtidai atom" nəzəriyyəsi adlandırdı. Bir zamanlar elmi ictimaiyyət Böyük partlayış tərəfdarları və "stasionar vəziyyət" tərəfdarları (Böyük partlayış olmadığına, həmişə stabilliyin olduğuna inananlar) olaraq 2 fərqli model tərəfdarları arasında bölünmüşdü. Lakin, bir sıra geniş empirik sübutlara əsasən hal-hazırda əksəriyyət hamı tərəfindən qəbul edilən Böyük partlayış tərəfdarıdır. Qalaktik qırmızı yerdəyişmələr əsasında aparılan analizlərə görə, Edvin Habbl 1929-cu ildə qalaktikaların bir-birindən ayrıldığı nəticəsinə gəldi; bu genişlənən kainat üçün olduqca əhəmiyyətli müşahidə dəlilidir. 1964-cü ildə Böyük partlayış modelinin lehinə olan çox önəmli bir hadisə, Kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanması hadisəsi kəşf edildi.
Fizika qanunlarından kainatın xüsusiyyətlərini, sıxlıq və temperaturun artmasına qədər olan dövrü ətraflı şəkildə hesablamaq üçün istifadə edilə bilər. Kainatın genişlənmə dərəcəsinin detallı ölçmələri Böyük partlayışın təxminən 13,8 milyard il əvvəl meydana gəldiyini iddia edir. Bu da kainatın yaşı hesab olunur. Kainat ilk genişlənməsindən sonra, subatom zərrəciklərin, daha sonralar isə atomların yaranmasına şərait yaradacaq həddə qədər soyudu. Bu primordial elementlərin nəhəng buludları (əsasən hidrogen, bəzi helium və litium buludları) sonradan cazibə qüvvəsi vasitəsilə birləşərək bu gün nəsilləri görünən erkən ulduz və qalaktikaları meydana gətirdi. Astronomlar qalaktikaların ətrafındakı qaranlıq maddənin cazibə təsirini də müşahidə edirlər. Kainatdakı materiyanın çox hissəsinin qaranlıq materiya şəklində olduğu görünür. Böyük partlayış nəzəriyyəsi və müxtəlif müşahidələr bunun adi bariyon materiya (atomları) olmadığını göstərir. Qaranlıq materiyanın (maddənin) tam olaraq nə olduğu hələ də dəqiq bilinmir. İfrat yeni ulduzun qırmızı yerdəyişmələrinin ölçülməsi kainatın genişlənməsinin sürətləndiyini və qaranlıq enerjinin mövcud olduğunu göstərən bariz müşahidələrdən biridir.
Preston
Preston — Böyük Britaniyada, İngiltərədə şəhər.
Böyük partlayış
Modelin xüsusiyyətləri
Böyük partlayış nəzəriyyəsi işıq elementlərinin çoxluğu, kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanması (CMB — cosmic microwave background), radiasiya, genişmiqyaslı struktur və Habbl qanunu da daxil olmaqla müşahidə olunan hadisələrin əksəriyyətinin əhatəli izahatını təqdim edir. Nəzəriyyə iki əsas fərziyyədən asılıdır: fizika qanunların universallığı və kosmoloji prinsip. Kosmoloji prinsip kainatın böyük miqyasda homogen və izotrop olduğunu bildirir.
Bu fikirlər əvvəlcə postulat şəklində alındı. Lakin, günümüzdə bu fikirlərin hər birini sınamaq üçün cəhdlər var. Məsələn, ilk fərziyyə kainatın ilk illərindən etibarən incə struktur sabitinin ən böyük mümkün sapmasının 10−5 əmsal olduğunu göstərən müşahidələr ilə sınanmışdır. Həmçinin, ümumi nisbilik nəzəriyyəsi Günəş sistemi və ikili ulduzların miqyasında ciddi sınaqlardan keçdi.
Geniş miqyaslı kainat Yerdən müşahidə olunduğu kimi izotropik görünsə, çox da üstünlük verilməyən, müşahidəçi və ya boş nöqtə olmadığını bildirən, daha sadə prinsip olan Kopernik prinsipinə əsasən yarana bilərdi. Bu məqsədlə, kosmoloji prinsip kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasının müşahidələri ilə 10−5 səviyyəsinə təsdiq edilmişdir.
Kosmosun genişlənməsi
Ümumi nisbilik nəzəriyyəsi nisbət yaxınlıqdakı nöqtələri ayıran məsafələri təyin edən metrik tenzor ilə fəza-zaman məfhumunu təsvir edir. Qalaktikalar, ulduzlar və ya digər cisimlər ola biləcək nöqtələr, bütün fəza-zaman boyunca qurulan bir koordinat qrafiki və ya "grid" istifadə edərək özlərini təyin edirlər. Kosmoloji prinsip, metrikin Freydman-Lemeytri-Robertson-Uolker metrikasını (FLRW) özünəməxsus şəkildə fərqləndirən böyük ölçülərdə homogen və izotropik olmasını nəzərdə tutur. Bu metrikdə kainatın ölçüsünün zamanla necə dəyişdiyini izah edən kosmoloji miqyas amili var. Bu, müşayiət edən koordinatlar adlanan koordinat sisteminin rahat seçilməsinə imkan yaradır. Bu koordinat sistemində, şəbəkə ("grid") kainatla birlikdə genişlənir və yalnız kainatın genişlənməsi səbəbi ilə müşayiət edən cisimlər şəbəkədəki sabit nöqtələrdə qalırlar. Onların koordinat məsafəsi (müşayiət məsafəsi) sabit qalsa da, iki belə müşayiət nöqtəsi arasındakı fiziki məsafə kainatın miqyas amili ilə düz mütənasib olaraq genişlənir.
Böyük partlayış boş bir kainatı doldurmaq üçün hərəkət edən maddənin partlaması deyildir. Bunun əvəzinə, kosmos özü zamanla genişlənir və iki müşayiət nöqtəsi arasındakı fiziki məsafəni artırır. Başqa sözlə, Böyük partlayış kosmosdakı bir partlayış deyil, əksinə fəzanın genişlənməsi deməkdir. FLRW metrikası kütlə və enerjinin vahid paylanmasını nəzərdə tutduğuna görə, bu, kainatımıza yalnız böyük miqyasda aiddir — qalaktikamız kimi maddənin yerli konsentratları qravitasiya baxımından bağlıdır və kosmosun genişmiqyaslı genişlənməsini hiss etmir.
Horizontallar
Böyük partlayış fəza-zamanının əhəmiyyətli bir xüsusiyyəti hissəciklər üfüqünün olmasıdır. Kainatın yaşının sonlu və işıq sürətinin limitli olmasına görə keçmişdə baş vermiş bəzi hadisələrin işığı, ola bilsin ki, günümüzə qədər gəlib çatmayıb. Bu müşahidə oluna bilən ən uzaq obyetklərə, cisimlərə limit qoyur. Əksinə, kainat genişləndiyi və uzaq cisimlər daha sürətlə geri çəkildiyi üçün bu gün bizə gəlib çatan işıq heç vaxt daha uzaqda olan cisimlərə "qovuşa" bilməz. Hər hansısa bir üfüq növünün mövcudluğu kainatı təsvir edən FLRW modelinin təfərrüatları ilə bağlıdır.
Bizim keçmiş zamanlara söykənən kainat anlayışımız "keçmiş üfüq"ün (past horizon) olduğunu irəli sürür, baxmayaraq ki, təcrübədə kainatın ilk dövrlərinə aid fikirlərimizdə çox vaxt yanılmışıq. Əgər kainat sürətlə genişlənməyə davam edərsə, bununla yanaşı, gələcəkdə yeni bir üfüqün ortaya çıxacağı iddia edilir.
Sinqulyarlıq
Primordial sinqulyarlıq bəzən Böyük partlayış adlanır və ya onunla əlaqələndirilir. Bu termin kainatın daha əvvəlki ümumi isti, sıx fazası ilə də əlaqələndirilə bilər. Hər iki halda Böyük partlayış kainatın doğumu kimi hesab olunur. Çünki, Böyük partlayış, kainatın fizika qanunları ilə işlədiyi rejimi təsdiq edə biləcək başlanğıc nöqtəsidir. Tip Ia ifrat yeni ulduzdan istifadə edərək genişlənmənin ölçmələrinə və kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasına əsasən temperatur dəyişmələrinin və ya dalğalanmaların ölçülməsinə əsaslanaraq, bu hadisədən bu yana keçən vaxt, yəni, "kainatın yaşı" kimi tanınan vaxt 13.799 ± 0.021 milyard ildir. Bu yaşın əldə edilməsinə görə aparılan müstəqil ölçmələr kainatın xüsusuiyyətləri ilə bağlı ətraflı izah verən Lambda-CDM modelini dəstəkləyir.
Hal-hazırda kainatın sıxlığının çox olmasına baxmayaraq (qara dəliyin yaranması üçün tələb olunan sıxlıqdan daha çox), kainat yenidən qara dəliyə geri dönmədi. Bu, çox vaxt istifadə edilən hesablamaların və cazibə qüvvələrinin dağılma həddinin zamanla genişlənən kosmosa yox, adətən sabit ölçülü cisimlərə (ulduzlar kimi) şamil olunması ilə izah olunur.
İnflyasiya (kosmoloji) və baryogenez
Böyük partlayışın ən erkən dövrləri haqqında çoxlu fərziyyələr mövcuddur. Ən çox bilinən modellərdə kainatın homogen və izotropik olaraq çox yüksək enerji sıxlığı, temperatur və təzyiqlərlə doldurulmuş, daha sonra isə çox sürətlə genişlənərək və soyumuşdur. Genişlənməyə 10−37 saniyə qalmış bir fazalı keçid kosmik inflasiyaya səbəb oldu. Bu müddət ərzində kainat çox yüksək sürətlə böyüdü, Heyzenberqin qeyri-müəyyənlik prinsipi səbəbi ilə meydana gələn sıxlıq dalğalanmaları, sonradan kainatın genişmiqyaslı quruluşunu formalaşdıracaq toxumları gücləndirmişdir. Kosmik inflyasiya dayandıqdan sonra, kainat bütün digər elementar hissəciklər kimi bir kvark-qluon plazmasının yaranması üçün lazım olan temperaturu əldə edənə qədər isinməyə başladı. Temperatur o qədər yüksək idi ki, hissəciklərin təsadüfi hərəkətləri nisbi sürətdə idi və hər növ zərrəcik-antizərrəcik cütləri davamlı olaraq toqquşma şəraitində yaranıb və məhv edilmişdir. Bir anda baryogenez adlı bilinməyən reaksiya, barion nömrəsinin sabitliyini pozdu, kvarkların və leptonların antikvarka və antileptonlara nisbətdə (çox az — 30 milyonda bir hissənin) artmasına səbəb olur. Bu, hal-hazırda kainatda maddənin antimaddə üzərində üstünlük təşkil etməsi ilə nəticələndi.
Soyuma
350px|thumb|left|Bütün infra şüalanmış göyün panoramik görünüşü Süd yolunun arxasındakı qalaktikaların necə yerləşdiyini ortaya qoyur. Qalaktikalar qırmızı yerdəyişmə tərəfindən rəngləriylə kodlanıb. Kainatda sıxlığın azalması və temperaturun düşməsinə davam etdi, buna görə də hər bir hissəciyin enerjisi azalırdı. Simmetriya pozan faza keçidləri fizikanın təməl prinsiplərini və ibtidai hissəciklərin parametrlərini indiki formasına saldı. Təxminən 10−11 saniyədən sonra zərrəcik enerjisi hissəcik sürətləndiricilərində əldə edilə bilən enerji miqdarına qədər düşdüyünə görə "böyük şəkil" daha az spekulyativ olur. Təxminən 10−6-cı saniyədə kvarklar və qlüonlar birləşərək proton və neytron kimi baryonları meydana gətirdilər. Antikvarklara nisbətən kvarkların çox olması, baryonların antibaryonlara nisbətən daha sürətlə artmasına səbəb oldu. Bir müddətdən sonra temperatur yeni proton-antiproton cütlükləri (həmçinin neytronlar-antineytronlar) yaratmaq üçün kifayət qədər yüksək deyildi, buna görə də onlar kütləvi şəkildə məhv oldu. Orjinal proton və neytronların yalnız 1010-da biri qaldı. Onların antizərrəcikləri (antineytron və antiproton) isə məhv oldu. Bənzər proses 1 saniyə sonra elektron və pozitron üçün baş verdi. Bu qırılmalardan sonra qalan proton, neytron və elektron artıq nisbi olaraq hərəkət etmədilər və kainatın enerji sıxlığına daha çox fotonlar hakim idi.
Genişlənməyə bir neçə dəqiqə qalmış, temperatur bir milyard kelvin və sıxlığı havanın sıxlığına yaxın olduqda, neytronlar protonlarla birləşərək kainatın deyterium və helium nüvələrini Böyük partlayış nukleosintezi (BBN) adlanan bir prosesdə meydana gətirdilər. Hidrogen nüvələri kimi bəzi maddələrdə, protonların əksəriyyəti birləşməmiş qaldı.
Kainat soyuduqca, maddənin qalan kütləvi enerjisinin sıxlığı foton şüalanmasına nisbətdə üstünlük təşkil etdi. Təxminən 379.000 il sonra, elektron və nüvələr atomlara birləşdi (əsasən hidrogendə); bu səbəbdən radiasiya maddədən ayrıldı və kosmosda maneəsiz şəkildə hərəkətinə davam etdi. Bu relikt radiasiya Kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanması kimi tanınır. Biokimya 13,8 milyard il əvvəl, Kainatın cəmi 10–17 milyon yaşının olduğu dövrlərdə Böyük Partlayışdan biraz əvvəl yaranmış ola bilər.
Quruluşun formalaşması
thumb|left|Abell 2744 qalaktika çoxluğu thumb|right|Alimlərə Böyük partdayışı başa düşməyə kömək edəcək məlumat toplayan VMAA (Vilkinson Mikrodalğa Anisotropiya Araşdırması) peykinin rəssam tərəfindən təsviri.
Uzun müddətdən sonra, sıx bölgələri bərabər paylanmış maddə cazibə ilə əlaqədar olaraq yaxınlıqdakı maddəni cəlb etdi və beləliklə, daha da böyüdü. Bunun nəticəsində qaz buludları, ulduzlar, qalaktikalar və bu gün müşahidə edilən digər astronomik quruluşlar meydana gəldi. Bu prosesin detalları kainatdakı maddənin miqdarından və növündən asılıdır. Maddənin mümkün olan dörd növü soyuq qaranlıq maddə, ilıq qaranlıq maddə, isti qaranlıq maddə və baryon maddələri kimi tanınır. Vilkinson Mikrodalğalı Anizotropiya Zondundan (WMAP) istifadə edilərək aparılan ölçmələrə əsasan əldə edilən məlumatlarə görə, qaranlıq maddənin soyuq olduğu güman edilən Lambda-CDM modelinə uyğun olduğu göstərilir və kainatın/maddənin enerjisinin təxminən 23%-ni, baryonik maddənin isə 4,6%-ni təşkil etdiyi təxmin edilir.
Kosmik sürətlənmə
Tip Ia ifrat yeni ulduz və Kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasına əsasən əldə edilən dəlillər kainatın qaranlıq enerji kimi tanınan və bütün kosmosu əhatə edən sirli bir enerji formasına hakim olduğunu göstərir. Müşahidələr bugünkü kainatın ümumi enerji sıxlığının 73%-nin qaranlıq enerji formasında olduğunu göstərir. Ehtimal olunur ki, kainat özünün erkən dövrlərində daha çox qaranlıq enerji ilə əhatə olunmuşdur. Lakin, daha az boşluq və hər şey bir-birinə daha yaxın olduqda, cazibə qüvvəsi üstünlük təşkil edir və yavaş-yavaş genişlənməyə maneə olurdu. Lakin nəticədə, milyardlarla illik genişlənmədən sonra böyüyən qaranlıq enerjisı kainatın genişlənməsinin yavaş-yavaş sürətlənməsinə səbəb oldu.
Qaranlıq enerji ən sadə tərtibini ümumi nisbiliyin Eynşteyn sahə tənliklərindəki kosmoloji sabit formasından götürür. Lakin, onun tərkibi və mexanizmi hələ də məlum deyil. Ümumiyyətlə, hissəciklər fizikasının standart modeli ilə münasibət tənliklərinin detalları həm müşahidə, həm də nəzəri cəhətdən araşdırılmağa davam edir.
Kosmik inflyasiya dövründən sonrakı bütün bu kosmik təkamülü təsvir etmək və modelləşdirmək üçün kvant mexanikasının və ümumi nisbiliyin detallarından istifadə edən, kosmologiyanın ΛCDM modelindən istifadə oluna bilər. Hərəkəti təxminən 10−15 saniyədən əvvəl təsvir edən hər hansısa dəstəklənən modellər və ya birbaşa eksperimental müşahidələr yoxdur. Görünür ki, bu maneəni keçmək üçün yeni bir kvant cazibə nəzəriyyəsi lazımdır. Kainat tarixindəki bu erkən dövrləri anlamaq hazırda fizikada ən böyük həll edilməmiş problemlərdən biri olaraq göstərilir.
Etimologiya
İngilis astronomu Fred Hoyl, 1949-cu ilin mart ayında BBC Radiosundakı bir söhbəti zamanı "Big Bang" ifadəsini işlədir: "Bu nəzəriyyələr kainatdakı bütün maddələrin, zərrəciklərin uzaq keçmişdəki böyük bir partlayışda yarandığı fərziyyəsinə əsaslanırdı.
Alternativ sabit vəziyyət kosmoloji modelini dəstəkləyən Hoyl bunu alçatmaq niyəti ilə eləməsə də, Hoyl açıq bir şəkildə bunu rədd etmiş və bunun sadəcə iki model arasındakı fərqi göstərmək üçün valehedici bir üslub olduğunu demişdir.
İnkişafı
thumb|right|XDF ölçüsü Ayın ölçüsü ilə müqayisə edilib (XDF Ayın aşağısına yaxın sol tərəfində kiçik bir qutu içərisindədir). Bu fiqurda hərəsi milyardlarla ulduzdan ibarət olan bir neçə min qalaktika yerləşir. thumb|right|XDF (2012) görünüşü — hər işıq ləkəsi bir qalaktikadır — onlardan bəzilərinin yaşı 13.2 milyarddır - kainatda 200 milyard qalaktikanın olduğu təxmin edilir. thumb|right|XDF şəkli önplan müstəvisində tamamilə yetkin olan qalaktikaları göstərir — təqribən 5–9 milyard il əvvəl olan yetkin qalaktikalar — yeni ulduzlarla parlayan 9 milyard il əvvəlki protoqalaktikalar.
Böyük partlayış nəzəriyyəsi kainat quruluşunun müşahidələri və nəzəri mülahizələr nəticəsində inkişaf etmişdir. 1912-ci ildə Vesto Slayfer bir spiral nebulanın ilk dəfə Dopler effektini (spiral dumanlıq spiral qalaktikalar üçün köhnəlmiş termindir) ölçdü və demək olar ki, qısa müddətdə bütün bu dumanların Yerdən geri çəkildiyini kəşf etdi. O, bu hadisənin kosmoloji təsirlərini dərk etmədi və həmin dumanların Süd Yolumuzdan kənarda yerləşən "ada kainatları" olub-olmaması çox mübahisəli idi. On il sonra rus kosmoloq və riyaziyyatçısı Aleksandr Fridman Eynşteyn sahə tənliklərindən Kainatın Fridman modelini və tənliklərini əldə etdi. Bu zaman Albert Eynşteyn tərəfindən irəli sürülən statsionar kainat modelindən fərqli olaraq kainatın genişlənə biləcəyini göstərdi. 1924-cü ildə amerikalı astronom Edvin Habbl-ın ən yaxın spiral dumana qədər olan məsafəni ölçməsi bu sistemlərin həqiqətən də başqa qalaktikalar olduğunu göstərdi. 1927-ci ildə müstəqil olaraq Fridman tənliklərinin əldə olunması ilə belçikalı fizik Corc Lemetr, dumanın azalmasının kainatın genişlənməsi ilə əlaqədar olduğunu irəli sürdü.
Bundan əlavə olaraq, 1931-ci ildə Lemetr, kainatın genişlənməsi keçmişdə kainatın bütün kütlələrinin bir nöqtədə (zaman və məkan anlayışlarının meydana gəldiyi ibtidai atom) cəmləndiyi müddətə qədər olan dövrlərdə kainatın daha kiçik olduğunu ifadə edir. 1924-cü ildən başlayaraq, Habbl böyük səylərlə Mount Uilson Rəsədxanasında 100 düymlük (2,5 m) Hooker teleskopundan istifadə edərək kosmik məsafə nərdivanın qabaqcılığını və bir sıra məsafə təyinedicilərinin seriyalarını inkişaf etdirdi. Bu qırmızı yerdəyişmələri (artıq Slayfer tərəfindən ölçülmüşdü), qalaktikalara qədər olan məsafələri təxmin etməyə imkan verdi. 1929-cu ildə Habbl, hazırda Habbl qanunu olaraq bilinən məsafə və tənəzzül sürəti arasındakı korrelyasiyanı kəşf etdi. Lemetr kosmoloji prinsipi irəli sürməklə bunun gözlənildiyini göstərmişdi.
1920–1930-cu illərdə, demək olar ki, hər bir böyük kosmoloq "əbədi sabit kainat" modelinə üstünlük verdi. Bir çox alimlər Böyük partlayış nəzəriyyəsində ifadə edilən zamanın başlanğıcı anlayışının fizikaya dini baxışlar gətirməsindən şikayət edirdi. Bu etiraz daha sonradan sabit vəziyyət nəzəriyyəsinin tərəfdarları tərəfindən təkrarlandı. Bu fikirlər Böyük partlayış nəzəriyyəsinin yaradıcısı kimi hesab olunan Lemetrın romalı katolik rahib olması ilə daha da gücləndi. Artur Eddinqton kainatın bir başlanğıc tarixinin olmaması, materiyanın və maddənin əbədi var olması barəsində Aristotel ilə həmfikir idi. Kainatın başlanğıc tarixi məfhumu ona gülməli gəlirdi. Lemetr isə bununla razılaşmırdı:
1968–1970-ci illərdə Rocer Penrouz, Stiven Hokinq və Corc Ellis Böyük partlayış nisbi modellərinin zəruri şərtlərindən birinin riyazi sinqulyarlar olduğunu göstərdikləri yazılarını nəşr etdilər. daha sonralar, 1970-ci illərdən 1990-cı illərə qədər kosmoloqlar Böyük partlayış ilə əlaqəli olaraq kainatının xüsusiyyətlərini səciyyələndirmək və ortaya çıxan problemlərin həlli üzərində çalışdılar. 1981-ci ildə Alan Qut "İnflyasiya" adlandırdığı kainatın sürətlə genişlənmə dövrünün başlaması ilə bağlı ortaya çıxan müəyyən nəzəri problemlərin həlli istiqamətində bir sıra işlər gördü. Bununla yanaşı, bu onilliklər ərzində Habbl sabitinin dəqiq dəyərləri və kainatın maddə sıxlığı (qaranlıq enerjinin kəşfinə qədər kainatın taleyi üçün əsas proqnozçu hesab olunurdu) haqqındakı suallar kosmologiyada müzakirə və fikir ayrılıqlarına səbəb oldu.
1990-cı illərin ortalarında yaşı təqribən 15 milyard olaraq təxmin edilən bəzi kürəşəkilli klasterlərin müşahidələri ortaya çıxdı ki, bu da kainatın hazırkı yaşı (13.8 milyard) ilə ziddiyyət təşkil edir. Yeni kompüter simulasiyaları (ulduz küləkləri səbəbi ilə kütləvi itkinin təsirlərini əhatə edən) qlobal klasterlərin yaşının daha az olduğunu göstərdiyində bu məsələ həll edildi. Klasterlərin yaşının necə ölçüldüyü hələ də tam olaraq bilinməsə də, kainatdakı ən qədim cisimlərdən biri kimi kosmologiyanı da maraqlandırır.
1990-cı illərin sonlarından bəri teleskop texnologiyasındakı irəliləyişlər, eləcə də KOBE, Habbl kosmik teleskopu və WMAP kimi peyklərdən əldə edilən məlumatların təhlili nəticəsində Böyük Partlayış kosmologiyasında ciddi irəliləyiş əldə edilmişdir.
Müşahidə dəlilləri
Habbl qanununa əsasən kainatın genişlənməsi (qalaktikaların qırmızı yerdəyişmələrinin də göstərdiyi kimi), kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasının kəşfi və ölçülməsi, Böyük partlayış nukleosintezinin meydana gətirdiyi işıq elementlərinin çoxluğu nəzəriyyənin etibarlılığının ən başlıca müşahidə dəlillərindən hesab olunur. Ən yeni sübutlara qalaktikanın formalaşması və təkamülü, genişmiqyaslı kosmik strukturların bölünməsi daxildir. Bunlara bəzən Böyük partlayış nəzəriyyəsinin "dörd sütunu" deyilir.
Kosmosun genişlənməsi və Habbl qanunu
Uzaq qalaktikalar və kvazarların müşahidələri bu cisimlərin qalaktik qırmızı yerdəyişmələr olduğunu göstərir: onlardan yayılan işıq daha uzun dalğa uzunluğuna keçmişdir. Bunu bir cismin tezlik spektrini götürmək və işıqla qarşılıqlı təsirdə olan kimyəvi elementlərin atomlarına uyğun gələn emissiya və ya absorbsiya xətlərinin spektroskopik nümunəsinə uyğunlaşdırmaqla görmək olar. Bu qırmızı yerdəyişmələr eyni dərəcədə izotropik olub, bütün istiqamətlərdə müşahidə olunan obyektlər arasında bərabər paylanır. Əgər qırmızı yerdəyişmə Dopler yerdəyişməsi kimi şərh olunarsa, cismin tənəzzül sürəti hesablana bilər. Bəzi qalaktikalar üçün məsafələri kosmik məsafə nərdivanı vasitəsilə təxmin etmək mümkündür. Tənəzzül sürətləri bu məsafələrə qarşı çəkildikdə, Habbl qanunu olaraq tanınan xətti bir əlaqə müşahidə olunur : v = H_0D Burada
Habbl qanununun iki mümkün izahı var. Ya biz qalaktikalar partlayışının mərkəzindəyik (Kopernik prinsipinə görə bu mümkün deyil), ya da kainat hər yerdə eyni dərəcədə genişlənir. Bu universal genişlənmə Habbl 1929-cu ildəki analiz və müşahidələrini etməzdən öncə, ümumi nisbilik nəzəriyyəsinə əsasən 1922-ci ildə Fridmann və 1927-ci ildə Lemetr tərəfindən təxmin olundu və Fridmann, Lemetr, Robertson və Uolker tərəfindən inkişaf etdirilən Böyük Partlayış nəzəriyyəsinin təməli olaraq qalır.
Nəzəriyyə v = HD əlaqəsinin hər zaman saxlanmasını tələb edir. Burada D — müşayiət məsafəsi, v — tənəzzül sürətidir və kainat genişləndikcə v, H və D dəyişir (buna görə də, hal-hazırkı Habbl "sabiti"ni göstərmək üçün H_0 yazırıq). Müşahidə olunan kainatın ölçüsündən daha kiçik məsafələr üçün Habbl yerdəyişməsi tənəzzül sürətinə uyğun gələn Dopler dəyişməsi olaraq düşünülə bilər. Buna baxmayaraq, qırmızı yerdəyişmə əsl Dopler yerdəyişməsi deyil, daha çox işığın yayıldığı vaxtla aşkar edildiyi vaxt arasında kainatın genişlənməsinin nəticəsidir.
Məkanın metrik genişlənmədən keçməsi Habbl qanunu ilə birgə, başqa heç bir izahı olmayan, kosmoloji prinsipin və Kopernik prinsipinin birbaşa müşahidə dəlilləri vasitəsilə göstərilir. Astronomik qırmızı yerdəyişmələr həddən artıq izotrop və homogendir. Kainatın bütün istiqamətlərdə eyni göründüyünü vurğulayan kosmoloji prinsipi və bir çox başqa sübutları dəstəkləyir. Əgər qırmızı yerdəyişmələr bizdən uzaq olan bir mərkəzdə baş verən partlayışın nəticəsi olsa idi, onlar fərqli istiqamətlərdə bu qədər oxşar olmazdı.
2000-ci ildə kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasının uzaq astrofiziki sistemlərin dinamikasına təsirinin ölçülməsi Kopernik prinsipini, yəni kosmik miqyasda Yerin mərkəzi vəziyyətdə olmadığını sübut etdi. Əvvəllər Böyük Partlayışdan gələn radiasiya bütün kainatda daha isti idi. Kosmik mikrodalğa arxa planının milyardlarla il ərzində eyni dərəcədə soyuması yalnız kainat metrik şəkildə genişlənirsə və bizim partlayışın vahid mərkəzinə yaxın olma ehtimalımızı inkar edirsə, izah oluna bilər.
Kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanması
Kosmik mikrodalğa arxa plan emissiyasına uyğun gələn son səpilmə səthi rekombinasiyadan qısa müddət sonra, neytral hidrogen sabit hala gəldikdə ortaya çıxır. Bundan əvvəl, kainat fotonların sərbəst hissəciklərdən sürətli şəkildə səpələndiyi isti, sıx foton-bariyon plazma dənizindən ibarət idi. Təxminən 372 ± 14 kyr’da pik həddə çatanda, fotonun orta sərbəst yolu bu günə çatacaq qədər uzanır və kainat şəffaflaşır. thumb|left|Kosmik mikrodalğa arxa plan radiasiyasının 9 illik VMAA şəkli. Radiasiya təxminən 100 000-də bir hissəyə izotropikdir.
1989-cu ildə NASA iki böyük irəliləyiş əldə edən KOBE-ni işə saldı: 1990-cı ildə yüksək dəqiqliyə malik spektr ölçmələri kosmik mikrodalğa arxa planının tezlik spektrinin 104-də 1 hissə səviyyəsində, demək olar heç bir ayrılmanın olmadığı mükəmməl bir qara cisim olduğunu göstərdi və sabit temperaturun 2.726 K olduğunu ölçdü (son ölçmələr bu rəqəmi bir qədər aşağı — 2.7255 K-ə salmışdır); sonra 1992-ci ildə, sonrakı KOBE ölçmələri səma boyunca kosmik mikrodalğa arxa plan temperaturunda, 105-də təxminən 1 hissə səviyyəsində olan kiçik dalğalanmalar (anizotropiyalar) aşkar etdi. Con Mater və Corc Smut bu nəticələrdəki səylərinə görə 2006-cı ildə fizika üzrə Nobel mükafatına layiq görüldü.
Sonrakı on il ərzində kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanması anizotropiyaları şar eksperimenti də daxil olmaqla bir çox yerüstü eksperimentlər vasitəsi ilə daha da dərindən araşdırıldı. 2000–2001-ci illərdə başda BOOMERanG olmaqla, bir neçə eksperiment anizotropiyaların tipik bucaq ölçüsünü (göydəki ölçü) ölçməklə kainatın formasının düz olduğu kəşf etdi.
Primordial elementlərin çoxluğu
Böyük Partlayış modelindən istifadə edərək, helium-4, helium-3, deyterium və litium-7-nin kainatdakı konsentrasiyasını adi hidrogenin miqdarına nisbət olaraq hesablamaq mümkündür. Nisbi çoxluq bir parametrdən, fotonun bariyonlara nisbətindən asılıdır. Bu dəyər kosmik mikrodalğa arxa plan dalğalanmalarının ətraflı quruluşundan asılı olmayaraq hesablana bilər. Proqnozlaşdırılan nisbətlər (kütləyə görə, say görə yox) üçün təxminən 0,25,  üçün təxminən 10−3,  üçün təxminən 10−4 və  üçün təxminən 10−9-dur.
Ölçülən çoxluqlar hamısı ən azından bariyon-foton nisbətinin vahid dəyərindən təxmin olunanlara demək olar uyğundur. Bu uzlaşma deyterium üçün mükəmməl, 4H üçün yaxın olsa da, təzadlı, Li7 üçün isə iki faktora görə fərqlidir (bu anomaliya kosmoloji litium problemi olaraq tanınır); son iki vəziyyətdə önəmli sistematik qeyri-müəyyənliklər var. Buna baxmayaraq, Böyük Partlayış nukleosintezi tərəfindən proqnozlaşdırılan element bolluqları ilə ümumi uyğunluq Böyük Partlayış üçün tutarlı sübutdur, çünki nəzəriyyə işıq elementlərinin nisbi çoxluğunun məlum olan yeganə izahıdır və Böyük Partlayışın 20–30%-li heliumdan daha az və ya daha çoxunu meydana gətirməsini "tənzimləmək", demək olar ki, mümkünsüzdür. Həqiqətən də, məsələn, gənc kainatda (məsələn, ulduz formalaşmasından əvvəl, ulduz nukleosintez məhsullarının olmadığı materiyanın araşdırılaraq müəyyənləşdirildiyi kimi) Böyük Partlayışdan başqa sabit nisbətdə deyteriumdan çox helium və ya -dən daha çox deyterium olmalı olduğunu göstərən heç bir əyani sübut yoxdur.
Qalaktik təkamül və bölünmə
Qalaktikaların və kvazarların morfologiyası və bölünməsinin təfərrüatlı müşahidələri Böyük Partlayış nəzəriyyəsinin hazırkı halı ilə uyğunluq təşkil edir. Müşahidələrin və nəzəriyyənin kombinasiyası iddia edir ki, ilk kvazar və qalaktikalar Böyük Partlayışdan təxminən bir milyard il sonra əmələ gəlmiş, o vaxtdan bəri qalaktik klasterlər və superklasterlər kimi daha böyük strukturlar formalaşmaqdadır.
Ulduzların nüfusu yaşlanmaqda və inkişaf etməkdədir, ona görə də, uzaq qalaktikalar (erkən kainatda olduğu kimi) yanaşı qalaktikalardan çox fərqli görünür (daha sonrakı halı müşahidə olunmuşdur). Bundan əlavə, nisbətən yaxın vaxtlarda əmələ gələn qalaktikalar oxşar məsafədə olan, lakin Böyük Partlayışdan qısa bir müddət sonra yaranan qalaktikalardan gözəçarpan dərəcədə fərqlənir. Bu müşahidələr sabit vəziyyət modelinə qarşı əsaslı dəlillərdir. Ulduz formalaşmasının, qalaktika və kvazar bölünmələrinin və daha böyük strukturların müşahidələri kainatdakı struktur formalaşması ilə bağlı Böyük Partlayış simulyasiyalarına uyğundur və nəzəriyyənin təfərrüatlarını tamamlamağa kömək edir.
Primordial qaz buludları
thumb|right|BİCEP2 teleskobunun fokus müstəvisi mikroskop altında — CMB-dəki qütbləşməni araşdırmaq üçün istifad edilir. ,
2011-ci ildə astronomlar uzaq kvazarların spektrlərindəki absorbsiya xətlərini analiz edərək, saf primordial qaz buludları olduğuna inandıqlarını şeyi aşkar etdilər. Bu kəşfdən əvvəl bütün digər astronomik cisimlərdə ulduzlarda əmələ gələn ağır elementlərin olduğu müşahidə edilmişdir. Bu iki qaz buludunun tərkibində hidrogen və deyteriumdan daha ağır element yoxdur. Qaz buludlarında ağır elementlər olmadığından, onlar çox güman ki, Böyük Partlayışdan sonrakı ilk dəqiqələrdə, Böyük Partlayış nukleosintezi zamanı meydana gəlmişdir.
Digər sübutlar
Habbl genişlənməsindən və kosmik mikrodalğa arxa planından hesabladığı kimi, kainatın yaşı həm ulduz təkamülü nəzəriyyəsini kürəformalı klasterlərə tətbiq edən, həm də individual 2-ci nüfus ulduzların radiometrik tarixləndirilməsi ilə ölçülən ən qədim ulduzların yaşlarından istifadə edən digər hesablamalarla yaxşı uzlaşır.
Gələcək müşahidələr
Ola bilsin ki, gələcək qravitasiya-dalğa müşahidələri Böyük Partlayışdan sonra 1 saniyədən daha az bir müddətdə primordial qravitasiya-dalğalarını, erkən kainatın qalıntılarını təsbit edə biləcək.
Fizikada problemli məsələlər
Digər nəzəriyyələrdə olduğu kimi, Big Bang, yəni Böyük Partlayış nəzəriyyəsinin inkişafı nəticəsində bir sıra müəmmalı məsələlər və problemlər ortaya çıxdı. Bu sirlərin və problemlərin bəziləri həll olundu, bəziləri isə hələ də öz həll yolunu axtarır. Böyük partlayış modelindəki bəzi problemlərə təklif olunan həllər elə özləri başqa müəmmalı məsələlərin ortaya çıxmasına səbəb oldu. Məsələn, üfüq (horizontal) problemi, maqnetik qütb problemi və düzlük problemi ən çox inflyasiya nəzəriyyəsi ilə izah olunur, lakin inflyasiya kainatının təfərrüatları hələ də həll olunmur və nəzəriyyənin bəzi qurucuları da daxil olmaqla bir çoxları bunun sübut olunmadığını söyləyirlər. Aşağıda kosmoloqlar və astrofiziklər tərəfindən üzərində sıx araşdırma aparılan Böyük Partlayış nəzəriyyəsinin sirli tərəflərinin siyahısı verilmişdir.
Baryon asimmetriyası
Kainatın niyə antimaddədən daha önəmli olduğu hələ də başa düşülmür. Ümumiyyətlə, kainatın cavan və çox isti olduğu dövrdə, statistik tarazlıqda olduğu və bərabər miqdarda baryon və antibaryon saxladığı güman edilir. Ancaq müşahidələr, kainatın ən uzaq hissələri də daxil olmaqla tamamilə maddələrdən təşkil olunduğunu göstərir. Baryogenez adlı bir prosesin asimmetriyanı izah etdiyi güman edilir. Baryogenezin baş verməsi üçün Saxarov şərtlərinə əməl edilməlidir. Bunlar baryon sayının qorunmamasını, C-simmetriyasının və CP-simmetriyasının pozulması və kainatın termodinamik tarazlıqdan ayrılmasını tələb edir. Bütün bu şərtlər Standart Modeldə baş verir, lakin cari baryon asimmetriyasını izah etmək üçün əldə edilən nəticələr kifayət qədər güclü deyil.
Qaranlıq enerji
thumb|right|350px|Qrafik kainatı təşkil edən müxtəlik komponentlərin nisbətlərini göstərir — təxminən 95%-i qara maddə və qara enerjidir. İfrat yeni ulduz üçün qırmızı yerdəyişmələrinin ölçülməsi göstərir ki, kainat təqribən indiki yaşının yarısı qədər olduğu dövrlərdən etibarən sürətlə genişlənir. Bu sürətlənməni izah etmək üçün ümumi nisbilik nəzəriyyəsi kainatdakı enerjinin böyük hissəsinin "qaranlıq enerji" adlanan böyük mənfi təzyiqə malik bir komponentdən ibarət olduğunu iddia edir.
Qaranlıq enerji mücərrəd olsa da, bir çox problemləri həll edir. Kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasının ölçmələri göstərir ki, kainat demək olar ki, fəzada düzdür və buna görə də ümumi nisbiliyə görə kainat demək olar ki, kritik kütlə/enerji sıxlığına sahib olmalıdır. Bununla birlikdə, kainatın kütləvi sıxlığının cazibə qüvvəsindən ölçülməsi mümkündür və müəyyən edilmişdir ki, kritik sıxlıq sadəcə 30%-dir. Nəzəriyyə, qaranlıq enerjinin adi şəkildə yığılmadığını irəli sürdüyünə görə, çatışmayan enerji sıxlığının ən yaxşı izahıdır.
Qaranlıq enerji, eyni zamanda, cazibə linzalarının tezliyindən və genişmiqyaslı quruluşun xarakterik nümunəsindən kosmik xətkeş kimi istifadə etməklə kainatın ümumi əyriliyinin iki həndəsi ölçməsini izah etməyə kömək edir.
Mənfi təzyiqin vakuum enerjisinin bir xüsusiyyəti olduğuna inanılır, ancaq qaranlıq enerjinin dəqiq təbiəti və varlığı Böyük Partlayışın ən böyük müəmmalı məsələlərindən biri olaraq qalır. 2008-ci ildə WMAP qrupunun nəticələri 73% qaranlıq enerji, 23% qaranlıq maddə, 4,6% normal maddə və 1%-dən az neytrinlərdən ibarət bir kainatın var olduğunu göstərir. Nəzəriyyəyə görə, maddənin enerji sıxlığı kainatın genişlənməsi ilə azalır, lakin qaranlıq enerji sıxlığı sabit qalır (demək olar ki). Buna görə maddə, keçmiş dövrdə kainatın ümumi enerjisinin indikindən daha çoxunu təşkil edirdi, lakin qaranlıq enerji getdikcə daha çox dominant hala gəldiyindən, maddənin uzaq gələcəkdə fraksiya qatqısı azalacaq.
Qaranlıq maddə
1970–1980-ci illər ərzində aparılan müxtəlif müşahidələr kainatda qalaktikalar içərisində və aralarında cazibə qüvvələrinin gücünü izah etmək üçün kifayət qədər görünən material olmadığını göstərdi. Buna görə də kainatdakı maddənin 90%-i işıq yaymayan və ya normal baryonik maddə ilə qarşılıqlı təsirdə olmayan qaranlıq maddə olduğu qənaətinə gəlindi. Bundan əlavə, kainatın əsasən normal maddədən təşkil olduğuna dair fərziyyəsi müşahidələrlə uyğunlaşmaya proqnozlara səbəb oldu. Xüsusilə, bu gün kainat qaranlıq maddə olmadan daha az deyterium saxlayır. Qaranlıq maddə həmişə mübahisəli olsa da, bir neçə müşahidə varlığını təsdiq edir: SPK-dəki anizotropiyalar, qalaktikanın çoxluq sürət bölgüsü, genişmiqyaslı struktur paylaşımı, qravitasiya lensləri tədqiqatları və qalaktika çoxluqlarının rentgen ölçmələri.
Qaranlıq maddənin varlığı üçün dolayı sübutlardan biri digər maddələrə cazibə təsirinə bağlıdır, çünki laboratoriyalarda qaranlıq maddə hissəcikləri müşahidə edilmir. Qaranlıq maddə üçün bir çox hissəciklər fizikası namizədi təklif edildi və onları birbaşa müəyyənləşdirmək üçün başladılan bəzi layihələr hələ də davam edir.
Bundan əlavə, soyuq qaranlıq maddə modeli ilə əlaqəli problemlər mövcuddur ki, bu da hazırda üstünlük verilən soyuq cırtdan qalaktikası problemi və "cuspy halo" problemini əhatə edir. Əvəzində Nyuton və Eynşteyn tərəfindən yaradılan cazibə qanunlarını dəyişdirməklə, külli miqdarda aşkarlanmayan maddələrin varlığını tələb etməyən alternativ nəzəriyyələr təklif edildi. Buna baxmayaraq, həmin nəzəriyyələrin heç biri bütün müşahidələri izah edən soyuq qaranlıq maddələrin mövcudluğu təklifi qədər uğurlu olmamışdır.
Üfüq problemi
Üfüq problemi, məlumatın işıqdan daha sürətli səyahət edə bilməməsindən irəli gəlir. Məhdud yaşa sahib kainatda bu, kosmosun əlaqədə olan hər hansı iki bölgəsini ayırmaq üçün sərhəd qoyur. Kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasının müşahidə olunan izotropiyası bu baxımdan, problemlidir: əgər son parçalanma dövrünə qədər kainatda radiasiya və ya maddə hökmran olsa idi, onda hissəciklər üfüqü səmada təxminən 2 dərəcəyə uyğun gələrdi. Belə olduğu halda, daha böyük bölgələrin eyni temperaturda olmasına səbəb olacaq bir mexanizm olmayacaqdı.
Bu uyğunsuzluğun həlli, homogen və izotrop enerji sahəsinin kainatda çox erkən mərhələdə (bariogenezdən əvvəl) üstünlük təşkil etdiyi inflyasiya nəzəriyyəsi ilə təqdim olunur. İnflyasiya zamanı kainat sürətli genişlənməyə məruz qalır və hissəciklər üfüqü təxmin edildiyindən daha sürətlə genişlənir, beləliklə, hazırda müşahidə olunan kainatın əks tərəflərindəki bölgələr bir-birinin hissəciklər üfüqündə yerləşirlər. Kosmik mikrodalğa arxa plan şüalanmasının müşahidə olunan izotropiyası inflyasiya başlamazdan öncə daha böyük bir bölgənin əvvəllər əlaqəli olduğu faktından irəli gəlir.
Heyzenberqin qeyri-müəyyənlik prinsipi, inflyasiya mərhələsində kvant istilik dalğalanmalarının olacağını və bunun kosmik miqyasda genişlənəcəyini proqnozlaşdırır. Bu dalğalanmalar kainatda mövcud olan bütün quruluşların toxumu kimi fəaliyyət göstərir. İnflyasiya, ilkin dəyişkənliyin demək olar ki, sabit ölçülü və Qaus olduğunu proqnozlaşdırır, hansi ki, bu SPK ölçmələri ilə dəqiqliklə təsdiqlənir.
İnflyasiya baş verərsə, genişlənmə bölgələrimizin müşahidə edilə bilən üfüqümüzün xaricində böyük kosmik bölgələrə təsir edəcəkdi.
Klassik üfüq problemi ilə əlaqədar bir problem ortaya çıxır, çünki standart kosmoloji inflyasiya modellərinin əksəriyyətində elektrozəif simmetriyasının pozulmasından əvvəl inflyasiya yaxşı nəticələnirdi. Buna görə də, elektrozəif parçalanma bitdikdən sonra inflyasiya, müşahidə olunan kainatın uzaq hissələrində elektrozəif vakumda genişmiqyaslı kəsilmələrin qarşısını ala bilməməlidir.
Maqnetik tək qütb
Maqnetik qütb etirazı 1970-ci illərin sonlarında ortaya çıxdı. Böyük Birləşmiş nəzəriyyələri (GUTs) kosmosda maqnit qütbləri kimi meydana çıxacaq topoloji çatışmazlıqları proqnozlaşdırdı. Tək qütblərin olmadığını nəzərə alsaq, bu cismlər erkən isti kainatda səmərəli şəkildə ortaya çıxacaq və nəticədə daha yüksək sıxlığa səbəb olacaqdır. Bu problem, kosmik inflyasiya ilə həll olunur. Beləliklə, müşahidə olunan kainatın bütün nöqsanlarını aradan qaldırır, eyni şəkildə, həndəsi düzlüyə gətirib çıxarır.
Düzlük problemi
Düzlük problemi (antik dövr problemi olaraq da bilinir) FLRW ilə əlaqəli müşahidə problemidir. Kainat ümumi enerji sıxlığından asılı olaraq müsbət, mənfi və ya sıfır məkan əyriliyinə sahib ola bilər. Sıxlığı kritik sıxlıqdan aşağı olduqda əyrilik mənfi, çox olduqda müsbət olur. Kritik sıxlıqda isə sıfıra bərabərdir, hansi ki, bu vəziyyətdə boşluq, düzlük hesab edilir.
Kainatın sonu
thumb|350px|right|Kainatın ümumi həndəsəsi Omeqa kosmoloji parametrinin 1-dən az, bərabər və ya daha böyük olub olmaması ilə müəyyən edilir. Yuxarıdan aşağıya göstərilənlər müsbət əyriliyi olan qapalı bir kainat, mənfi əyriliyi olan hiperbola şəkilli bir kainat və sıfır əyrilik ilə düz bir kainatdır.
Qaranlıq enerji müşahidə edilməzdən əvvəl kosmoloqlar kainatın gələcəyi haqqında iki ssenari nəzərdə tuturdular. Kainatın kütləvi sıxlığı kritik sıxlığı zamanla artacaq, kainat maksimum ölçüyə çatacaq və sonra dağılmağa başlayacaqdır. Yenidən sıxlaşacaq və istilik artacaq, nəticədə başlanğıc vəziyyətinə qayıdaraq, Böyük Çöküş yaranacaq.
Alternativ fərziyyə belə idi ki, kainatdakı sıxlıq kritik sıxlığa bərabər və ya daha az olarsa, genişlənmə daha yavaş olacaq, amma heç vaxt dayanmayacaq. Ulduz meydana gəlməsi hər qalaktikada ulduzlararası qazların yaranması ilə başa çatacaq; ağ cırtdanlar, neytron ulduzlar və qara dəliklər buraxaraq ulduzlar yanacaq. Aralarındakı toqquşmalar kütlənin daha böyük qara dəliklərdə toplanmasına səbəb olacaq. Kainatın orta temperaturu tədricən asimptotik olaraq mütləq sıfıra yaxınlaşacaq və Böyük Donma baş verəcək. Üstəlik, protonlar qeyri-sabit olarsa, bariyon maddə yox olaraq geridə yalnız radiasiya və qara dəliklər buraxacaqdır. Nəticədə qara dəliklər Hokinq radiasiyasını yayaraq buxarlanacaq. Kainatın istifadə olunmayan enerji miqdarı, heç bir nizamlı enerji formasının ayrıla bilmədiyi səviyyəyə qədər yüksələcək. Beləliklə də, Kainatın termiki ölümü senarisi gerçəkləşəcək.
Sürətlənən genişlənmənin müasir müşahidələri, hazırda görünən kainatın getdikcə hadisə üfüqündən kənara çıxacağını göstərir. Son nəticə isə məlum deyil. Kainatın ΛCDM modelində kosmoloji sabit şəklində qaranlıq enerji var. Bu nəzəriyyə göstərir ki, yalnız qravitasiya ilə bir-biriylə əlaqəli sistemlər, məsələn, qalaktikalar öz birliyini saxlayacaq və kainat genişləndikcə və soyuduqca onlar da termiki ölümə məruz qalacaqdır. Qaranlıq enerji haqqında məlumat verən nəzəriyyələrdən bir digəri, Fantom enerji nəzəriyyəsi son nəticədə qalaktikanın klasterləri, ulduzlar, planetlər, atomlar, nüvələr və maddələrin özlərinin də Böyük Rip adlanan genişlənmənin artması ilə parçalanacağı fikrini irəli sürür.
Yanılmalar
Böyük partlayış modeli ilə bağlı yayılmış yanlış təsəvvürlərdən biri də nəzəriyyənin kainatın mənşəyini tam izah etməsidir. Bununla birlikdə, Böyük partlayış modeli enerjinin, fəza-zamanın necə meydana gəldiyini deyil, daha çox kainatın ultra təzyiqli və yüksək temperaturlu ilkin vəziyyətindən necə indiki vəziyyətinə gəlməsini təsvir edir. Böyük partlayış prosesi haqqında böyük ölçülü materiya ilə müqayisə edərək təsəvvür yaratmaq düzgün deyil. "Big Bang" dövründə kainatın ölçüsü izah edilərkən, bütün kainatın deyil, müşahidə olunan kainatın ölçüsünə istinad edilir.
Habbl qanunu, Habbl məsafəsindən kənardakı qalaktikaların işıq sürətindən daha sürətlə uzaqlaşacağını proqnozlaşdırır. Bununla birlikdə, xüsusi nisbiilik kosmosdakı hərəkət xaricində tətbiq edilmir. Habbl qanunu kosmosda deyil, kosmosun genişlənməsi nəticəsində yaranan sürəti təsvir edir.
Böyük Partlayışdan əvvəlki mücərrəd kosmologiya
Böyük Partlayış, kainatın təkamülünü insan qabiliyyəti ilə təkrarlanmayacaq dərəcədə intensivlik və temperaturla izah edir, buna görə ən ekstremal şərtlərə və ən erkən dövrlərə qədər olan təxminlər daha çox abstrakdır. Lemetr bu ilkin vəziyyəti "ibtidai atom", Gamou isə "ylem" (kainatın ibtidai maddəsi) adlandırmışdır. Kainatın ilkin vəziyyəti və necə yaranması hələ də sual olaraq qalır, lakin Böyük partlayış modeli onun bəzi xüsusiyyətlərini izah edir. Məsələn, müəyyən təbii qanunlar çox güman ki, təsadüfi yaranmışdır, lakin inflyasiya nümunələrinin göstərdiyi kimi bunların bəzi birləşmələri daha çox ağlabatandır. İstənilən halda, müşahidələr göstərir ki, kainat düz olmağa uyğundur, bu da cazibə potensialı enerjisi və əlavə enerji tələb etməyən digər formalar arasında tarazlıq deməkdir. Erkən kainatdakı kvant dalğalanmaları maddənin sıx bölgələrinin (məsələn, superklastlar) meydana gəlməsinə şərait yarada bilər. Nəticə olaraq, klassik ümumi nisbilik tənlikləri üzərində qurulan Böyük partlayış nəzəriyyəsi kosmik zamanın mənşəyində bənzərsizdir və belə sonsuz enerji sıxlığı fiziki olaraq mümkünsüz ola bilər. Son vaxtlarda anlaşılmışdır ki, ümumi nisbilik və kvant mexanikasının fiziki nəzəriyyələri Plank dövründən əvvələ tətbiq oluna bilməz, bunun düzəldilməsi isə kvant cazibə qüvvəsi üzərində işlərin daha doğru şəkildə inkişaf etdirilməsini tələb edir. Bəzi kvant cazibə əməliyyatları, məsələn, Vhiler-Devit tənliyi göstərir ki, elə zamanın özü sonradan ortaya çıxan bir məfhum ola bilər. Beləliklə, fizikada Böyük Partlayışdan əvvəl vaxt anlayışı olmadığı qənaətinə gəlmək olar.
İlk kainatın isti-sıx bir vəziyyətindən əvvəl nəyin mövcud olduğu, niyə və necə meydana gəldiyi və ya bu kimi sualların məna verib-verməməsi bilinməsə də, "kosmoqoniya" mövzusunda bu məsələ haqqında təxminlər çoxdur.
Bu çərçivədə, hər birində sınanmamış fərziyyələr olan bəzi mücərrəd təkliflər bunlardır:
Son iki kateqoriyadakı təkliflər Böyük Partlayışı kainatın başlanğıcı kimi yox, bunu daha böyük, daha yaşlı və çox qatlı (və ya çox ölçülü) ehtimal olunan kainatda tabe bir fenomen olaraq görürlər.
Cim Pibls 2019-cu ildə Fiziki kosmologiyada nəzəri kəşflərinə görə Fizika Nobel Mükafatına layiq görüldü. Təqdimat zamanı konkret sübut olmadığı üçün Böyük Partlayış nəzəriyyəsini dəstəkləmədiyini söylədi və dedi: "Çox təəssüf ki, bəziləri başlanğıc haqqında düşündüyü halda, bizim onu sübut edəcək yaxşı bir nəzəriyyəmiz yoxdur. "