Teqîna Mezin

Teqîna mezin (bi îngilîzî: Big Bang) avabûna gerdûn û teoriyên Stephen Hawking e. Ew modela kozmolojîk a serdest e ku bûneweriya gerdûna çavdêrîkirî ji serdemên naskirî yên pêşîn bi rêya pêşkeftina wê ya çapfireh a paşîn ve rave dike.Singh, Simon (2004). Big Bang: The Origin of the Universe (1st U.S. ed.). New York: Fourth Estate. Bibcode:2004biba.book.....S. ISBN 978-0-00-716220-8. LCCN 2004056306.OCLC 475508230.NASA/WMAP Science Team (6 June 2011). "Cosmology: The Study of the Universe". Universe 101: Big Bang Theory. Washington, D.C.: NASA. Archived from the original on 29 June 2011. Retrieved 18 December 2019. The second section discusses the classic tests of the Big Bang theory that make it so compelling as the most likely valid and accurate description of our universe. Model diyar dike ka gerdûn çawa ji rewşek destpêkê ya tîrêj û germahîya bilind berfireh bûyeBridge, Mark (Director) (30 July 2014). First Second of the Big Bang. How The Universe Works. Silver Spring, MD. Science Channel.,  û raveyek hemûgir û gelemperî ya diyardeyên çavdêrîkirî ya cûrbecûr pêşkêş dike, di nav de jî pirbûna hêmanên sivik , tîrêjandina paşxaneya mîkropêla kozmîk (CMB) , û pêkhateya çapfireh.

Ya girîng, ev dîtaneya bi zagona Hubble Lemaître re hemahenge, ku tê de dibêje ku çiqas komstêr dûrtir be, ewqas jî leza dûrbûna wê ya ji zemînê zêdetir dibe.

Bi ev xwendina me yê berfirehbûna gerdûnî ya berê bi rêya karanîna zagonên fizîk ên naskirî re , ew dîtaneya gerdûnek ku bi awayek zêde navendîbûyî vedibêje, ku yekjimarîbûnek beriya wê tê ku tê de cih û dem wateyên xwe winda dibin (bi giştî bi navê "yekjimarîbûna teqîna gewre" tê nasîn).Chow, Tai L. (2008). Gravity, Black Holes, and the Very Early Universe: An Introduction to General Relativity and Cosmology. New York: Springer.ISBN 978-0-387-73629-7. LCCN 2007936678.OCLC 798281050. Pîvandinên hûrgilî yên rêjeya firehbûna gerdûnê yekjimarîbûna teqîna gewre derdora berî nuha bi 13.8 milyar sal cih digire, ev jî weke ku tê zanîn temena gerdûnê ye."Planck reveals an almost perfect universe". Max-Planck-Gesellschaft. 21 March 2013. Retrieved 17 November 2020.

Zanista mirovan, gihîştiye asteke wisa ku bikare şiroveyên grîng liser gerdûnê bike. Gerdûna derveyî xeyalan, terikî û bêsînor. Stêrkên bêhejmar yên ku hûn li esmanê dibînin, tenê 3 hezar ji 300 milyar stêrkên kehkeşana Kadizê ne. Di gerdûnê da derdora 100 milyar kehkeşan hene. Mirovahî timotim jixwe pirs kiriye ku: Gelo ev gerdûn ji berê va jî wiha buye, yan jî her tişt ji cihekê û ji nişkava çêbuye. Têderxistin û keşfa vê yekê ku gerdûn bi derbasbûna demê ra berfireh dibe, di destpêka sedsala derbasbuyî da, bû sedema mitalan. Ligor keşfa fîzîkzanan, diviya ku gerdûn di dema berê da û ji mezinahiyeke pir biçûk va, jidayik bûba. Mijara ku behsa destpêka gerdûn û sosretbûna mezinahî û çawaniya avabûna wê dikir, mirovan xiste fikarên hûr û kûr, ku gelo destpêka gerdûnê çawa buye. Aniha piştî gelek lêkolîn û fikarên kûr, em gihîştine bersivek ku Teqîna Mezin jê ra tê gotin.

 Mane 
Ligor teoriya Teqîna Mezinê, gerdûn ji teqîna rûxar yan hecmeke pir biçûk ku mezinahiya wê ji kunên ser postên mirov jî biçûktire, bi germahî û baristeyeke pir pir mezin, destpê buye. Ligor vê teoriyê, pêkhatin û çêbûna fezayê, dişibe pifkirin û mezinkirina rûbara pifildankekê û madde jî di nav û rûbara derveyî fezaya ku berebere vedibe û berfirehtir dibe ne, wek zerreyên tozê ku li ser rûbara pifildankê ne, ev teqîn ne wek teqîna fezayeke vala ye belke feza jî tevî vê teqînê jidayik buye û di dema berfirebûn û vebûnê da jî, maddeya han bi xwe ra vediguhezîne. Li gor baweriya fîzîkzanan, dem jî bi Teqîna Mezin’ê ra, destpê buye. Piraniya zaniyaran, teoriya Teqîna Mezin’ê, pejirîne. Şirove û mînakên zanistî, pir pir zelal û eşkere bûn, loma jî di sala 1951’an, ofîsa dêra Katolîkan jî ragihand ku teoriya Teqîna Mezin’ê, li dijî pirtûka miqedes nîne. Heta despêka sedsala 19’an, xelk wisa dizanîn ku gerdûn, neguherbar û sabit e. Di sala 1915’an da dema ku Teoriya Nisbiya Einstein, behsa pêkhate û çawbûna feza, dem û cazibeyê kir, hingî dibêtiya haletên din jî, derket holê. Bi pêşkêşbûna teoriya nisbiyetê, îdî feza dikarî berfireh bibe yan jî were ser hev. Di sala 1917’an da, stêrnasek bi navê Willem de Sitter, teoriya nisbiyetê, esas girt û nîşan da ku gerdûn dikare berfireh bibe. Di sala 1922’an da jî matematîkzanek bi navê Aleksander Friedmann, ji riyên pir hêsantir, karî bigihîje heman encamê. Encama ku Georges Lemaitre’ê feleknas, di sala 1927’an gihîşte wê jî, wek ya berê bû. Ev pêngav, derbarê pejirandina dîtina gerdûna neguherbar da, wek guhertineke mezin dihate dîtin. Bi baweriya Georges Lemaitre, eger em vegerine dema rabirduya gerdûnê, divê maddeya gerdûnê di mezinahiyeke pir biçûk da, berhevî ser hev bûbe û tê da teqînek qewimîbe. Herçend ev dibêtî û îhtîmal, haleteke sosret ji gerdûnê radixiste ber çavan, lê ligor venêrîn û lêkolînên dema ku em têda ne, nibû.

 Sedemên ji bo ve teoriyê 

Encamên 3 lêkolînên ku di sedsala derbasbuyî ji aliyê stêrnasan va hatine gotin, bû sedema vê yekê ku em misoger bibin ku gerdûn bi Teqîna Mezinê despêbuye. Ya yekem ev e ku gerdûn, bi derbasbûna demê ra, berfireh dibe, ev jî tê vê wateyê ku fezaya navbera kehkeşanan, timotim mezin û mezintir dibe (ji despêkê heya niha û virha jî). Berfirehbûna gerdûnê jî bû sedem ku em qebûl bikin ku beriya berfirehbûnê, her tişt di derekê da li cem hev bûye. Ya duda jî ev e ku, teoriya Teqîna Mezinê, dikare zêdebûn û belavbûna Helyûm û Dotrium (îzotopa Hîdrojenê) di gerdûnê da, pir baş şirove bike. Germahî, çigalî (bariste) û diyaspora berfirehbar ya gerdûna despêkê, jibo berhemhatina pir zêde ya dendikên ku aniha em dibînin, rewş û haleteke zef baş buye. Sedema sisyan jî ew e ku estêrnasan, karîne Tîrêjên (şewqvedan yan tabişên) background’a gerdûnê û tîrêjên piştî teqîna despêkê yên her aliyên gerdûnê, bibînin û resed bikin. Tîrêjên (tabişên) background’a gerdûnê yan jî şewqvedana (tabişên) background’a gerdûnê, sedema misoger ya pejirandina despêka gerdûnê bi qewimîna teqînekê va ye. Stephen Hawking, derbarê vê yekê da dibêje: Ev keşfa nuwaze, keşfa sedsalê ye.

 Berfirehbûna Gerdûnê 

Di heman dema ku teoriya berfirehbûna gerdûnê, hate ragihandin. Estêrnasek bi navê Vesto Slipher, da zanîn ku hejmara kehkeşanên ku ji me dûr dibin, pir zêdetir e ji yên ku nêzîkê me dibin. Feleknasan, dikarin ji wergirtina ronahiya ku ji kehkeşanekê difûre, têderxin ka ew ji me dûr dibe yan nêzîk. Eger têyfa(Spectrum) ronahiya kehkeşanek ber bi aliyê dirêjahiya pêlên kurtir, veguheze, veguhestina ber bi şîn, hingî kehkeşan nêzîkî me dibe, mînaka pir binavodeng jibo vê mijarê jî guhertina dirêjahiya pêla dengê Ambûlanseke ku nêzîkî me dibe. Eger spectrum ronahiya kehkeşanek ber bi dirêjahiya pêlên bilindtir, veguheze, veguhestina ber bi sor, hingî xuya ye ku kehkeşan vaye ji me dûr dibe, her wekî zêdebûna dirêjahiya pêla dengê Ambûlansek ku vaye ji me dûr dibe. Mezinahiya veguhestina ber bi sor yan şîn, girêdayî leza dûrbûn yan nêzîkbûna kehkeşanê ye. Loma jî Vesto Slipher, dît ku piraniya kehkeşanan xwedî veguhestina ber bi sor in, nek ber bi şîn. Di sala 1929’an da Edwin Hubble, keşf kir ku kehkeşanên ku pir ji me dûrtir in, leza dûrbûna wan ji me jî, zêdetire û leza han jî girêdayî mesafeya wan ji me ye. Bi gotineke din, kehkeşanên ku fasileya wan ji me dûrtir in, xwedî veguhestina ber bi sora mezintir in jî. Mesafeya Kehkeşanên pir ji me dûr, di mezinahiya milyon û milyar sala ronahiyê ye û ev jî tê vê wateyê ku em vaye li rabirduyeke bi mezinahiya milyon û milyar salan ronahiyê, mêze dikin. Di dema rêwîtiya ronahiya kehkeşanan ber bi me, spectruma ronahiya wan ji dirêjahiya pêlên kurtir, ber bi yên bilindtir, veguhestina ber bi sor, vediguheze. Ev veguhestina ber bi sor, jiber firehbûn yan vebûna pêkhateya fezayê ye. Eger dirêjahiya pêlê, 2 caran mezintir bibe, hingî divê gerdûn bi zerîbeya dudan, berfireh bibe. Keşfa Habel’ê ev bû ku digot: sebeba berfirehbûnê, girêdayî mesafeya ku ronahî pîvyaye ye û vedigere ser wê yekê, ka em çiqasî li dema derbasbuyî nihêrîne. Ev jî tê vê wateyê ku em her çiqasî di demê da, vedigerine paş û paşdatir, hingî gerdûn, biçûk û biçûktir e. Eger em rabirduya gerdûna berfirehbar, vekolin û lê hûr bibin, emê bibînin ku mesafeya navbera kehkeşanan, berebere kêmtir û baristeya gerdûnê, berebere zêdetir dibe. Ev proses heta derekê didome ku giş maddeya gerdûnê di rûxar yan hecmeke pir pir biçûk da, tê ser hev û berhevî ser hev dibe ku encama wê prosesê baristeyeke zev zef mezin jibo gerdûna despêkê di dema qewimîna Teqîna Mezinê ye ku mezinahiya wê naye fehmkirinê. Bi parvekirina mesafeya kehkeşanê li ser leza wê ya xwerû, emê karibin dirêjahiya temena gerdûnê, texmîn bikin. Bi vê yekê emê karibin texmîn bikin, ka di çi demekê da, mesafeya me ji kehkeşanên din, sifir buye. Muhasebeyên zaniyar û feleknasan nîşan dide ku Teqîna Mezin, derdora 10 heta 15 milyar salan beriya niha yanê 3 caran zêdetir ji temena Erdê, qewimiye. Jibo îsbatkirina texmîna han, divê em li pey kevintirîn cisma gerdûnê bibin çimku divê temena wê derdora 10 heta 15 milyar salan be, nek zêdetir. Metoda din jî lêkolîna kiryarên radioactive ya îzotopên Uraniumê ye. Em zanin ku temena kevintirîn îzotopên pêkhatî ji kiryarên dendikî ya stêrkên nû û terikî, 10 milyar salan in. Temenên ku hesav kirine, tam ligor texmînên me ne.

 Hebûna zêde ji Helium û Dotrium, li Gerdûnê 

Jiber ku di despêka gerdûnê da dereceya germahiyê pir zêde buye, ev yek dikare sedemek baş be jibo ku Helium û Dotrium beriya pêkhatina her stêrkek, pêkhatine. Ev element di bihevzeliqîna dendikî (Nuclear Fusion) da, berhem tên. Bi bihevzeliqîna Protonek û Notronek, elementa Dotrium yan heman Hydrogena Giran, berhem tê. Ev proses, tenê di dereceyên germahiyên pir zêde wek ya germahiya dendikên stêrkan da dikare pêkwere. Di sala 1946’an da George Gamow, şagirta Friedman, pêşniyar kir ku fusion’a dendikî, dive di gerdûna despêkê da dema ku germahî pir pir zêde bûbe, qewimî be. Navê vê prosesê jî senteza dendikî ye ku dibe sedema berhemhatina Helium û Dotrium( her wisa hinek Lithium û Beryllium) ji behra dagirtî ji gelek Proton û Notronên bi-enerjî gerdûna despêkê. Di despêka 1960’an da, spectruma stêrkên xwecih, nîşan da ku Helium, ji sedî 20 heta 30’ê baristeya stêrkan, pêktîne. Baristeya mayî jî, piranî ji Hydrogenê pêktê. Tenê 2 jêder di gerdûnê da dikarin Heliumê berhem bînin ku yek jê stêrkên li esmanê û ya din jî bombeyên etomî ne. Di her 2 jêderan jî bi riya fusiona dendikî û bihevzeliqîna dendikên (kakilên) Hydrogenan, elementa heliumê berhem tînin ku germahiyeke zef zêde jê berhem tê. Baweriya stêrknasan ew e ku eger giş Heliuma heyî li gerdûnê, bi destê stêrkan berhem hatibe, hingî divê ronahiya esmanê ji ya aniha zêdetir be. Loma jî divê Heliuma heyî, beriya stêrkan berhem hatibe. Çiqasbûna Oxygena heyî di stêrkan, mezinahiya senteza dendikiya stêrkê nîşan dide, çimku stêrkan bi riya fusion dendikî ya Hydrogenê, elementên girantir wek Oxygen, Nitrogen, Carbon û Heliumê berhem tînin. Eger herwek Oxygenê, giş Heliuma heyî li gerdûnê, bi destê stêrkan berhem hatibe, hingî nabe ku em di kehkeşanên ku Oxygen tê da tine ne da, pey hebûna Heliumê bigerin, çimku kehkeşanan beriya berhemhatina elementên giran yên nava stêrkan, pêkhatine. Jibo pêkhatina kehkeşanek, pêwîstî bi jisedî 24 Heliumê heye ku ev yek jî rastbûn yan hebûna teoriya senteza dendikiya BTeqîna Mezinê, erê dike. Ev jî tê wateya ku divê di gerdûna despêkê da, Helium berhem hatibe. Encamên ku heta niha hatine dîtin, nîşan didin ku di gerdûna despêkê da beşek ji çar beşa baristeya gerdûnê bi riya senteza dendikî va veguherîne Heliumê. Şahida din jibo erêkirina senteza dendikî di gerdûna despêkê, Dotrium e. Berevajî Helium, elementa Dotrium tu carî di navenda stêrkan da, berhem nehatiye. Dotriuma berhemhatî di stêrkan di germahiya pir zêde û pestoya zef zêde, di cîda yan jihev bela dibe – di germahiya zêdetir ji milyonek dereceya Kelvinê, Dotriumek û Notronek, tecziye dibin – yan jî vediguhere Heliumê. Stêrknasan di despêka 1970’an da, têderxistin ku sedemeke nexuya di gerdûna aniha, buye sebeba berhemhatina Dotriumê. Lêkolînên ku di sala 1973’an, li ser teyfa cezbî (Absorbtion Spectrum) ya stêrkên nêzîk da hatiye kirin, nîşan dan ku di maddeya ku di mesafeya navbera stêrkan da heye, têda pir kêm Dotrium heye. Jiber ku stêrkan, nikarin Dotriumê berhem bînin, loma jî Dotriuma heyî divê di despêka pêkhatin û çêbûna kehkeşanan yan beriya wê jî, berhem hatibin. Herçend di gerdûna despêkê da, germahî zef zef zêde buye, lê jiber berfirehbûn yan vebûna (expansion) gerdûnê, çigalî û pesto, pir bi lez daketiye û di dema han da jî Dotrium, firsetek jibo tecziyeyê peyda nekiriye. Mezinahiya hebûna Helium û Dotriuma heyî di gerdûnê da, nîşaneke din ji despêkek bi germahiya zêde, jibo gerdûnê ye û ev teqîna mezin jî tam ligor modela Teqîna Mezinê ye.

 Ronahî yan şewqvedana ku ji Bekgranda gerdûnê ber bi me tê 

Sedema sisyan û ya dawî jibo modela Teqîna Mezinê, Ronahiya ku ji Bekgranda gerdûnê ber bi me tê ye. Di sala 1948’an da Gamow, pêşbînî kir, ronahiya ku ji senteza dendikên gerdûna despêkê berhemhatine, hê jî dikare were dîtin û eşkerekirinê. Ew, germahiya pêwîst jibo pêkhatina Helium di gerdûna despêkê da, hesab kir û ligor wê, germahiyê ronahiyên bermayî ji wê prosesê ya di gerdûna îro da, 5 dereceya Kelvinê texmîn kir. Piraniya fîzîkzanan û Gamow bixwe jî, dizanin ku ev germahî jibo şopandinê pir pir kêm û lawaz e. Di sala 1964’an da 2 estêrnasên radiyoyî bi navên Arno Penzias û Rabert Wilson, hewl didan sîgnalên nebaş û mizahim yên bekgrandê ji sîgnalên wergirtî yên antena radiyoyiya xwe, jêbibin. Ew wisa dizanîn ku sedema wan noyzên bekgrandê, zîrça kevokan e ku di antena radiyoya wan da hêlûn çêkirine û ewê bi paqijkirina wan karibin wan noyzana jêbibin lê salek şûnda jî, ew noyz dihatin wergirtin û ew nedikarîn wan jêbibin. Ew têderxistin ku wan noyzana di hemû aliyan da bi şêweyeke wekhev tên wergirtin – çi antena radiyoyiya wan ber bi Rojê bûbe, çi ber bi aliyê navenda kehkeşanê yan ber bi aliyê cihên vala yên esmanê, tenzîm bûbin – ev yek jî nîşan dida ku jêdera sîgnalên han, ji pişt kehkeşanê ye, çimku eger wisa nebiya, wergirtina wekhev di hemû aliyên esmanê, ne mumkin bû. Hevgirtin û yekbûna pir bihêz ya van sîgnalan, nîşan dida ku jêdera wan sîgnalan, pir pir ji me dûr e yan bi gotineke din, di despêka temena gerdûnê, qewimiye. Jêdera van sîgnalan, divê pir bihêz bin ku em aniha jî dikarin wan eşkere bikin. Di dawiyê da, fîzîkzanan têderxistin ku jêdera ronahiyê, ji teqîna despêkê ya gerdûnê ye – tam wek pêşbîniya Gamow – Lê ewê çawa karibin dilniya bibin ku keşfa Penzias û Wilson, heman ronahiya bekgranda gerdûnê ye? Eger jêdera ronahiya han ji Teqîna Mezinê bûbe, hingî divê tam ligor teyfa(spectrum) cismek binavkirî ku cisma reş jê ra tê gotin, tevbigere. Cisma reş, cismek wisa ye ku giş ronahiya ku werdigire, di nav xwe da xweyî dike(cezb dike). Ligor modela Teqîna Mezin, gerdûna despêkê gulokek givaştî ji zerre û ronahiyê buye û germahiya wê pir zêde buye. Di rewş û muhîteke wisa da, zerre timotim li ronahiyê, ketiye, wê cezb kiriye û cardin wê zivirandiye(radiation). Ronahî di rewşeke wiha da, xwediyê teyfa cisma reş e û ev taybetmendiya ronahî di mesafeya rêwîtiya xwe di fezaya berfirehbar(expansion) da, neguher maye. Di teyfa cisma reş da her dirêjahiya pêl, xwediyê şiddeteke taybet e. Ev şiddet di dirêjahiyên ciyawaz da tenê girêdayî germahiya cismê ye û hew. Loma jî stêrknasan bi pîvandina şîddeta ronahî di dirêjahiya pêlên ciyawaz da dikarin bigihîjin encama ku têda behsa wekheviya vê ronahiyê û ronahiya cisma reş dibe. Di 1970’an grûpên cihê, şiddeta ronahiyê di pêlên Macrowave û İnfrared, pîvandin. Giş encaman, wekheviya ronahiya bekgranda gerdûn û cisma reş, erê kirin û ragihandin ku germahiya wê, 3 dereceya Kelvînê ye. Di 1991’an da resedxaneya COBE, pîvandineke misoger ji ronahiya bekgranda gerdûnê encamda û encameke pir ecêb derkete holê. Encama 43 resedan, tam ligor teyfa cisma reş bû. Ev zanyarî hiqqas dişibya teyfa cisma reş ku Table’a teyfa cisma reş, di pişt wan da veşartî dima. Ev yek jî mînaka dawî ji wekhevbûna fîzîka teorîk û encama testên piratîk ya feleknasan bû. Ligor pîvandina setelayta COBE’ê, germahiya ronahiya bekgranda gerdûnê divê 2,726+-0,010 be. Ev jimare jî, ji jimareya esliya ronahiyê, zev kêmtire û sedema vê yekê jî berfirehbûn yan vebûna gerdûnê ye – Gerdûna ku timotim berfirehtir dibe, dirêjahiya pêla ronahiyê bilindtir dike û enerjiya pêlê, dadixîne – ev pêl bi qasî temena gerdûnê di rê da buye heta bigihîje me. Niha îdî stêrknasan dizanin ku gerdûna berfirehbar, dirêjahiya pêla ronahiya bekgranda gerdûnê bi zerîbeya 1000, radike. Şewqvedana piştî Teqîna Mezinê, di demek da qewimiye ku temena gerdûnê, tenê 500,000 sal buye loma jî şewqvedana bekgranda gerdûnê, kevintirîn resede ku heta niha hatiye kirin. Rastî jî ew e ku em qewimînên Teqîna Mezinê, dibînin.

 Encam 

Di sedsala bîstan da, em şahidê pêşketineke mezin di warê nasîna gerdûnê bûn. Me di demên pir nêz da wisa dizanî ku gerdûn neguher e. Kehkeşanên pir ji me dûr ku rojbiroj jî, ji me dûrtir dibin jî, bi me dan zanîn ku gerdûn vaye berfirehtir dibe. Bi rêvîtiya ber bi rabirduya vê gerdûna berfirehbar, emê bigihîjine gerdûna despêkê ku zev zef givişî û germ e. Me di nîveka sedsala bîstan da têderxist ku reaction’ên dendikî ku di gerdûna despêkê qewimîne, nîşaneya zêdebûna Helium û Dotrium, nîsbet bi elementên din e. Bi pêşdetirçunê, em karîn, şewqvedana piştî Teqîna Mezinê ku milyar salan beriya niha qewimîne, eşkere bikin. Di dawiyê da jî, ev gerdûna ku bi Teqîna Mezinê despê buye, mumkine ku wek keşfên din, neguher bimîne. Herçend ku Teqîna Mezin, xeyala mirovan ji gerdûnê ye. Lê niha fîzîkzanên zerreyan di hewla pêşniyarkirina teoriyeke din liser dîrok û tarîxa gerdûnê di çend tirilyoniyoma saniyeyê, piştî Teqîna Mezinê ne. Ew dikarin teoriyên xwe bi riya Lezderên(accelerator) zerreyan, test bikin û qewimînan(yên bi enerjiyên mezin jî) wek ya gerdûna despêkê jî, sîmûlêyt bikin. Jibo fehmkirina vê yekê ku gerdûn çawa despê buye, divê ligor teoriya nisbiyeta gîştî( jiber cazibeya pir pir mezin ya gerdûna despêkê) û mekanîka kuwantomê( jiber çigalî û givişîna gerdûna despêkê) be. Hedefa fîzîka niha, pêşvebirina teoriya kuwantoma cazibeyê ye û divê me bigihîne derek wisa ku em qewimînên dema peydabûn, avabûn û çêbûna gerdûnê, fehm bikinMeqaleya Yuki D. Takahashi. Wergêr: Edo Makuyî.

 Çavkanî 

Kategorî:Destpêkirin
Kategorî:Gerdûnnasiya fizîkî
Kategorî:Zanist