stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Büyük Patlama
Özellikler, sonuçlar, meseleler ve çözümleri > Big Bang'in getirdiği meseleler > Tekkutuplular meselesi

Parçacık fiziği evrenin genişlemesinden doğan soğuması sırasında yavaş yavaş yeni parçacıkların ortaya çıktıklarını öngörür.
Bunlardan bazıları ilksel evrende meydana geldiği sanılan, hâl değişimi denilen olay sırasında ortaya çıkmış olmalıydılar. Bazılarına tekkutuplu ya da manyetik tekkutuplu denilen bu parçacıklar istikrarlı olma özelliğine sahip olup, çok sayıda ve son derece ağır olmalıydılar (protonun 1015 misli olmaları tipik özelliklerinden biridir). Eğer böyle parçacıklar türemişlerse, bunların evrenin yoğunluğuna katkıları da olağan maddeninkine kıyasla hatırı sayılır derecede yüksek olmalıydı.
Oysa, evren, yoğunluğunun bir kısmını pek bilmediğimiz madde türlerine borçluysa da, evrende tekkutuplularınki gibi istisnai bir orana sahip parçacıklara kesinlikle yer yoktur. Parçacık fiziğinin öngörüyor olmasıyla birlikte, keşfedilemedikleri için gerçekten mevcut olup olmadıkları saptanamamış bu tür ağır parçacıklar meselesi tekkutuplular meselesi olarak adlandırılır.
Özellikler, sonuçlar, meseleler ve çözümleri > Big Bang'in getirdiği meseleler > Yapıların oluşumu meselesi

Gözlemler, evrenin büyük ölçeklerde homojen olduğunu göstermekle birlikte, aynı zamanda, küçük ölçeklerde (gezegenler, yıldızlar, galaksiler vs.) homojenlikten sapmalar içerdiğini, yani homojen olmama özelliği de taşıdığını göstermektedir.
Günümüzde, belirli koşullar oluştuğunda maddenin dağılımındaki küçük bir homojen olmama hâlinin nasıl, çevresinden daha yoğun, önemli bir astrofiziksel cismi yaratana dek büyüyüp geliştiği bilinmekte, açıklanabilmektedir. Buna Jeans Kararsızlığı işleyişi adı verilmektedir. Bununla birlikte, böyle bir işleyişin meydana gelmesi için öncelikle küçük bir homojen olmayış mevcudiyetinin varsayılması gerekir ve ayrıca gözlemlenen astrofiziksel yapıların çeşitliliği göstermektedir ki başlatıcı etkide bulunan bu homojen olmayış hâllerinin genişlik ve boyut olarak dağılımı "Harrison-Zel'dovich spektrumu" adıyla bilinen kesin bir yasaya tâbidir. İşte ilk Big Bang modelleri bu tür çalkantı ya da kararsızlıkları açıklamada yetersiz kalmaktaydı. Bu yüzden ilk Big Bang modelleri ortaya atıldığında yapıların oluşumu meselesi ortaya çıkmıştı.
Özellikler, sonuçlar, meseleler ve çözümleri > Önerilen çözümler > Ufuk meselesi hakkında

Ufuk meselesi ile düzlemsellik meselesi köken olarak aynı mesele kapsamında ele alınabilir. Zaman ilerledikçe genişleme sürmekte ve gitgide daha çok madde içeren daha büyük bölgelere geçilmektedir. Zaman ilerledikçe sayıları görünür şekilde artan galaksilerin aynı özelliklere sahip olmaları şaşırtıcı bir husustur.
Bu meselenin bir çözümü, evren tarihinin erken döneminde evrenin hâli hakkındaki belirli bir enformasyonun tüm evrene son derece hızla yayılmış olduğu fikrindedir. Böyle bir durumda evrenin birbirlerine son derece uzak bölgeleri birbirlerine benzer oluşumlar içine girmelerini sağlayacak enformasyon alışverişinde bulunmuş olabilirler. Bu çözümün karşısındaki engel, özel görelilik kuramıdır; özel görelilik kuramı hiçbir şeyin ışıktan daha hızlı hareket edemeyeceğini şart koşmaktadır.
Bununla birlikte, evrenin genişlemesi çok hızlı olmuş olmasına rağmen, özel görelilik sınırları bir şekilde aşılmış olabilir. Aslında, böyle bir durumda, gözlemlenebilir evrenin boyutu sabit kalırken, evrenin iki bölgesi arasındaki uzaklık üslü olarak artabilir. Yani başlangıçta çok küçük ve homojen olan bir bölge gözlemlenebilir evren bölgesine oranla son derece büyük bir boyuta erişme olanağına sahiptir. Sabit genişleme oranlı bu evre tamamlandığında evrenin bulunduğumuz homojen bölgesi gözlemlerimize ulaşan hâlinden son derece daha büyük olabilir.
Friedmann denklemleri, evrende tipik olmayan bir madde türünün varlığının kabulü şartıyla, bu tür senaryoların mümkün olabileceğini göstermektedir.
Özellikler, sonuçlar, meseleler ve çözümleri > Önerilen çözümler > Düzlemsellik meselesi hakkında

Düzlemsellik meselesi de aynı tarzda çözülebilir. Meselenin özü şudur: "Eğrilik yarıçapı", gözlemlenebilir evrenin boyutundan daha az hızla büyümektedir. Oysa eğer genişlemeye hükmeden yasa, olağan maddeyle dolu bir evrenin genişlemesine hükmeden yasadan farklıysa bu artık doğru olamaz. Tipik olmayan özelliklere sahip (örneğin basıncı negatif olan) bir madde türünün mevcudiyeti varsayıldığında, "eğrilik yarıçapı" gözlemlenebilir evrenin boyutundan daha hızlı büyüyecektir. Eğer böyle bir genişleme evresi geçmişte olmuş ve yeterince uzun bir zaman sürmüşse eğrilik yarıçapının ölçülebilir olmaması hiç de şaşırtıcı değildir.
Özellikler, sonuçlar, meseleler ve çözümleri > Önerilen çözümler > Tek kutuplular meselesi hakkında

Manyetik tekkutuplular meselesi hızlanmış bir genişleme evresi ile çözülebilir. Bu, evrendeki tüm olağan maddenin yoğunluğunu azaltıcı eğilimdedir. Ancak bu durumda yeni bir mesele ortaya çıkar: Hızlanmış genişleme evresi, ardında tümseksiz, çukursuz bir uzaysal düzlem hâlinde, homojen, fakat maddesiz bir evren bırakır.
1980'li yılların başlarında Alan Guth tarafından önerilen "kozmik şişme" senaryosu bu sorunların tümünü gideren bir çözüm olmuştur. Bu çözümde, hızlanmış genişleme evresine neden olan, gerekli tüm özelliklere sahip, "tipik olmayan madde" türüdür. Çözümde, hızlanmış genişlemenin sonucunda kararsız (değişken) hâle gelen bu genişleme evresinden sorumlu olan "sayıl alan" (İng. scalar field) "ısınma öncesi" ve "ısınma" denilen karmaşık süreçler sırasında, aşama aşama “standart model” parçacıkları hâlinde parçalanır.
Kozmik şişme ile ilgili sunulan ilk modeller çeşitli teknik sorunlar taşımış olsa da, önerilen sonraki modeller bu teknik sorunlardan arındırılarak, makul bir duruma gelecek şekilde geliştirilmiştir.
Tekkutuplular, düzlemsellik ve ufuk meselelerinin kozmik şişme çözümüne alternatif bir çözümü Weyl curvature hipoteziyle sunulmuştur.
Özellikler, sonuçlar, meseleler ve çözümleri > Önerilen çözümler > Büyük yapıların oluşumu hakkında

Kozmik şişmede, maddenin her türüne ilişkin kuantum çalkantıları ya da dalgalanmaları vardır (Heisenberg'in belirsizlik ilkesinin sonucu olarak). Şişmenin beklenmedik sonuçlarından biri, başlangıçta kuantum tabiatlı bu çalkantıların “hızlanmış genişleme evresi ” sırasında olağan klasik yoğunluklar hâline gelmek üzere evrim geçirmeleridir. Bu çalkantıların “kozmolojik karışıklıklar teorisi” kapsamında gerçekleştirilen tayf hesaplamaları, söz konusu çalkantıların "Harrison-Zeldovitch tayfı" baskılarını izlediklerini ortaya koymuştur.
Böylece kozmik şişme, evrendeki homojenlikten küçük kaçışların ya da sapmaların ortaya çıkışını açıklayabilmemize olanak sağlamaktadır. İlk kozmik şişme modelinin beklenmedik başarısı, ardından daha geliştirilmiş bir hâlinin hazırlanmasına öncülük etti: Bu modele göre, kozmik şişme evresi sırasında yaratılan küçük homojen olmama hâllerinin ayrıntıları, güncel evrenimizdeki homojen olmama hâllerinin ilk nedenleri olabilirdiler. COBE ve WMAP uydularınca gözlemlenen "kozmik arka plan dalgalanmaları"na ilişkin verilerin incelenmesi yoluyla yapılan gözlemler ile bu tahminler arasındaki uyum ilginç düzeydedir. SDSS (Sloan Digital Sky Survey) ekibi tarafından hazırlanan “galaksiler kataloğu” adlı çalışma sonuçlarında da görülen bu uyum, 20. yy. kozmolojisinin büyük başarılarından birini gözler önüne sermektedir.
Özellikler, sonuçlar, meseleler ve çözümleri > Karanlık madde

Ana madde: Karanlık madde
1970'li ve 1980'li yıllarda yapılan çeşitli gözlemler, galaksilerin içindeki ve galaksiler arasındaki kütleçekimsel güçlerin görünürdeki (zahiri) etkisini açıklayabilecek yeterince gözle görülür madde olmadığını kanıtlamıştır. Bu saptama, doğal olarak, evrendeki maddenin azami %90'ının ışık yaymayan ya da normal baryonik madde ile etkileşime girmeyen bir madde türünden (karanlık madde) oluştuğu sonucuna varılmasını sağlamıştır. Karanlık madde kısaca, ışın yaymayan ya da elektromanyetik ışınları doğrudan algılanabilecek şekilde yeterince yansıtamayan bir madde türüdür. Karanlık maddenin varlığı başlangıçta tartışmalı bir mesele olmuşsa da, sonradan çeşitli gözlemler, özellikle şu gözlemler varlığını iyice ortaya koymuş durumdadır: Kozmik mikrodalga arka plan ışımasındaki anizotropiler, galaksi kümelerindeki hız kayıpları, yapıların dağılımlarının geniş skalası ve galaksi kümelerindeki X ışınları ölçümleri.
Hiçbir karanlık madde parçacığı laboratuvar ortamında üretilmemiş olmakla birlikte, karanlık maddenin varlığının kanıtı özellikle diğer maddeler üzerindeki kütleçekimsel etkisinde bulunmaktadır. Şimdiye dek, karanlık madde parçacıkları olabilecek pek çok parçacık bilim çevrelerine aday olarak sunulmuş ve karanlık madde parçacıklarını ortaya çıkarmak ya da keşfetmek üzere birçok proje başlatılmıştır.
Özellikler, sonuçlar, meseleler ve çözümleri > Karanlık enerji

Ana madde: Karanlık enerji
Ia tipi süpernovalardaki “kırmızıya kayma”-“görünür kadir” ilişkisinin ölçümleri evrenin genişlemesinin evrenin şimdiki yaşının yarısına gelmesinden itibaren hızlanmış olduğunu göstermiştir. Bu hızlanmayı açıklamada, "genel görelilik" evrendeki enerjinin bir kısmının büyük negatif basınca sahip bir unsurdan oluşmuş olmasını zorunlu kılmaktaydı ki, bu unsura ya da enerjiye günümüzde "karanlık enerji" adı verilmektedir. Karanlık enerjinin varlığı başka yollarla da anlaşılmaktadır.
Negatif basınç bir tür vakum enerjisi özelliği gösterir. Fakat karanlık enerjinin gerçek doğası Big Bang'in büyük sırlarından birinin kalıntısıdır denilebilir. Kimilerine göre kozmolojik bir cevher ya da bir sabitedir. 2008'deki WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) uydusu ekibinin "kozmik mikrodalga arka plan ışıması”nın verileriyle ve diğer kaynakların verileriyle birleştirilen sonuçları günümüzdeki evrenin %72'sinin karanlık enerjiden, %23'ünün karanlık maddeden, %4,6'sının düzenli (olağan) maddeden ve %1'den az bir kısmının nötrinolardan oluştuğunu göstermiştir Maddedeki enerji yoğunluğunun evrenin genişlemesiyle azalmasına karşın karanlık enerjinin yoğunluğu sabit kalmaktadır. Sonuç olarak, madde geçmişte evrenin tüm enerjisinin önemli bir kısmını oluşturmuşsa da ve hâlen hatırı sayılır bir kısmını oluşturuyorsa da, uzak bir gelecekte evrene katkısı iyice düşecek ve karanlık enerji daha da baskın duruma gelecektir.
Hâlihazırdaki en iyi Big Bang modeli olan ΛCDM modelinde karanlık enerji genel görelilik kuramındaki bir kozmolojik sabitenin varlığıyla açıklanmaktadır. Bununla birlikte karanlık enerjiyi güzelce açıklayan sabitenin boyutu, kuantum kütleçekimine ilişkin fikirler üzerine kurulu tahminlere gelindiğinde, şaşırtıcı ölçüde küçük gösterilmektedir. Kozmolojik sabite ile diğer karanlık enerji açıklamaları arasındaki tefrik, hâlihazırda bir araştırma alanıdır, devam eden araştırmalara konu teşkil eden aktif bir çalışma sahasıdır.
Kozmik şişmeyi kabul eden farklı kozmolojik modeller

Big Bang'in evren tarihinin ilk ya da başlangıç anına dayalı olduğu inanışı yanlış bir inanıştır. Big Bang yalnızca evrenin yoğun ve sıcak bir dönemden geçmiş olduğunu gösterir. Bu yoğun ve sıcak evreyi çok farklı tarzda betimleyen çeşitli kozmolojik modeller vardır.
Sunulan ilk modellerden birinde Georges Lemaître maddenin yoğunluğunun nükleer madde yoğunluğunda (1015g/cm³) olduğu bir ilk hâli varsayıyordu. Lemaître, haklı olarak, böyle yoğunluklardaki maddenin davranışını kesin olarak bilme iddiasında bulunmanın güç olduğunu düşünüyor ve genişlemeyi başlatan şeyin bu kararsız (değişken) dev atomik çekirdeğin parçalanması olduğunu varsayıyordu. Lemaître daha önce, 1931'de, evren tarihinin ilk anlarını tanımlamada daima kuantum mekaniğine başvurmak gerektiğine ve uzay (mekân) ile zaman kavramlarının alışılmış niteliklerini muhtemelen kaybetmiş hâlde olacağına dikkat çekiyordu.
Günümüzde klasik Big Bang modellerinin yetersiz kaldığı noktaları tamamlayan, kozmik şişme ve Big Bang'i farklı bir bakış açısıyla ele alan farklı modeller oluşturulmuştur. Bazı kozmik şişme modelleri sonsuz (ebedi) bir evren varsayarlar, pre-Big Bang gibi bazı modeller ilk hâlin pek yoğun olmadığını, buna karşılık ardından bir geri sıçrama evresi geçirdiğini varsayarlar, sicim kuramına dayalı bazı modeller ise "gözlemlenebilir evren"in dört boyutluluğun da ötesindeki bir uzaya dalmış hâlde olduğunu varsayarlar. Bu sonuncu modellere göre, Big Bang ve genişleme hareketi iki brane arasındaki çarpışmadan kaynaklanmaktadır Bazı modeller de evrenin hareketini tekrarlanan bir nabız atışına (genişleme ve büzülme) benzetirler.
Sonuç olarak tekrar etmek gerekir ki, gözlemlediğimiz evren Big Bang'den doğmuştur. Big Bang teorisine göre, günümüzde tanıdığımız elementer parçacıklar söz konusu yoğun ve sıcak dönemde oluşmuşlar ve sonraki süreçlerde evrende gözlemlediğimiz tüm yapılar oluşmuştur.
Oluşumu

Big Bang'in ilk döneminde gözlemlenebilir evren bölgesinde hüküm süren koşullar her yerde aynıydı. Buna karşılık maddi unsurların evrenin genişlemesi olgusuyla birbirlerinden hızla uzaklaştıkları görülmektedir. Büyük Patlama terimi, bu genişleme hareketinin şiddetine ifade etmek üzere, bir terim olarak önerilmiştir.
Big Bang'in bir merkezi ya da özel bir yönü yoktur. Evrenin geçmişte nasıl olduğu, ancak evrenin uzak bölgeleri gözlemlenerek anlaşılabilmektedir. Evrende ne kadar uzak bir bölge gözlemlenebilirse, evren tarihinde de o kadar uzak bir geçmiş tespit edilebilir. Fakat günümüzde gözlemlenebilen, doğrudan doğruya Big Bang'in ilk döneminin kendisi değil, evren tarihindeki bu sıcak aşamanın ışıklı yansıması olan “kozmik arka plan ışıması”dır. Bu ışıma esas olarak tekbiçimli olup her yönde gözlemlenebilmektedir. Bu, Big Bang'in gözlemleme olanağı bulunan bölgelerde son derece homojen bir tarzda meydana geldiğini göstermektedir. Big Bang'in ilk hâlini tespit edilemeyecek olmasının sebebi, ilksel evrenin, yüksek yoğunluğundan dolayı, donuk ışımalı oluşudur.
Genel kanının aksine Big Bang, herhangi bir yerde olmuş bir patlama değildir. Big Bang ya da Büyük Patlama, kimilerinin adını ilk duyduğunda düşündükleri gibi, günümüzdeki galaksileri oluşturan maddeyi dışarı fırlatıp atan, herhangi bir noktada meydana gelmiş bir patlama değildir.
Felsefi sonuçları

Big Bang’in önerdiği ya da en azından sade modelinde önerdiği çözüm, filozofların bir kısmına göre yaratılışçı fikrine uygun görüldü. Bu filozoflara göre temel fikir, Yaratılışçılık'ın önerdiği "Başlangıçlı Evren" ile uyuştuğu üzerine geliştirildi. Bilim camiası teoriye kuşku ile bakarken, kısa zamanda genelini halkın oluşturduğu kitleler bunu Yaratılışçılık'ın doğrulaması olarak kabul etti. Evrenin başlangıcına dair teoloji ve felsefede yapılmış önceki yorumlara ilave olarak, bu bilimsel gelişme, felsefe ve teoloji alanlarında da farklı yorumcular tarafından, önceki akımların doğrulanmasına veya sorgulanmasına yol açtı. Bu nokta Papa XII. Pius tarafından özellikle ifade edildi.[kaynak belirtilmeli] Bazılarına göre, Big Bang'in önerdiği kronoloji, Yaratılış'ın sonsuz olduğuna inanan Newton, Einstein gibi çekim teorilerinin kurucularının kanaatlerinin aksi gibi görünüme sahipti. Lemaître, Papa'nın ifade ettiğinden farklı bir bakış açısına sahipti. Buna karşılık, bilimsel anlamda kabul edilebilir kanıtlara dayanılmasa da, Lemaître'e Big Bang modelini hazırlamasında dinî kanaatlerinin yardımcı olduğunu ileri sürenler olmuştur.
Bir kısım bilim insanı, astroloji ve kozmoloji verilerinin, herhangi bir felsefe veya teoloji ile örtüşmeyeceğini ifade etmişlerdir. [kaynak belirtilmeli] Buna karşın bazı astrofizikçiler, konunun Tanrı'nın varlığı ile ilişkilendirilebileceğini savunmuşlardır. Örneğin Amerikalı astrofizikçi Hugh Ross konuya ilişkin şu açıklamada bulunmuştur:
"Zaman, olayların meydana geldiği boyut olduğuna göre, eğer madde, Big Bang'le ortaya çıkmışsa, o hâlde evreni ortaya çıkaran sebebin evrendeki zaman ve mekândan tümüyle bağımsız olması gerekir. Bu da bize Yaratıcı'nın evrendeki tüm boyutların üzerinde olduğunu göstermektedir."
Bilim insanlarından gelen eleştiriler

Big Bang teorisini reddeden ve teorinin eleştirilecek çok yanı olduğunu düşünenlerden biri "durağan hâl teorisi"nin mimarlarından Fred Hoyle’dür.
Teoriye bilim dünyasından karşı duranlar arasından şu isimler örnek olarak verilebilir:
Hannes Alfvén (1908-1995): Plazma fiziğindeki çalışmalarından ötürü 1970'te Nobel Fizik Ödülü sahibi olmuştur. Big Bang’i tümüyle reddetmiştir. Kendi teorisi olan "plazma evren" teorisini savunur.
Edward Arthur Milne (1896–1950): Newton'cu kozmolojiden hareket ederek, genişlemenin statik bir evrendeki galaksiler hareketinden başka bir şey olmadığını savunmuştur.
Arno Allan Penzias ve Robert Woodrow Wilson: 1968'de kozmolojik termik ışımayı keşiflerinden ötürü 1978'de Nobel Fizik Ödülü sahibi olmuşlardır. Keşfettikleri sonradan « kozmik mikrodalga arka plan ışıması» olarak adlandırılmıştır.
Yadsınamaz başarılarına karşın Big Bang'e günümüzde de, bilim dünyasının bir kısmı muhalefet etmektedir. Bu muhalefet cephesinde bazı astronomlar da vardır. Bu muhaliflere örnek olarak, maddenin yaratılışını esas alan yeni bir "durağan hâl" versiyonu geliştirmiş olan Geoffrey Burbidge, Fred Hoyle ve Jayant Narlikar belirtilebilir.
Big Bang'e son zamanlarda yeniden getirilen bir eleştiri de, Abell 1835 IR1916 ve HUDF-JD2 galaksileri gibi bazı uzak kozmik cisimlerin yaşı ile daha genç kalan evrenin yaşı arasındaki uyumsuzluk konusundadır. Fakat çoğu zaman bu tür sorunlar kötü yaş tahminlerinden ileri gelmektedir.
Güncel durum

Big Bang teorisi esasen iki temel fikir üzerine kuruludur: Fiziksel yasaların evrenselliği ve kozmolojik prensip. Kozmolojik prensip daha önce değinildiği gibi, evrenin makro ölçeklerde homojen ve izotrop olduğunu varsayar. Bu fikirler önceleri birer hipotez konumundaydılar, fakat günümüzde gözlemlerle desteklenmektedirler.
Gözlemsel kozmoloji alanındaki gözlemsel gelişmeler Big Bang'e kesin bir destek sağlamaktadır, en azından bu alanda çalışan araştırmacılar arasında bu görüş ortaktır. Big Bang'in karşısındaki temel teori olan "durağan hâl teorisi" de kozmik arka plan ışımasına ilişkin gözlemleri, hafif elementlerin salınmasını ve galaksilerin evrimini açıklamakta yetersiz kalışı nedeniyle günümüzde tümüyle marjinal bir duruma gelmiş bulunmaktadır.
Big Bang aslında, hâlen gözlemlerin bir yanlışını çıkaramadığı genel göreliliğin bir sonucudur. Dolayısıyla kimilerine göre Big Bang'i reddetmek genel göreliliği reddetmek demektir.
Buna karşılık birçok dönem veya fenomenin hâlen pek fazla bilinmediği bir gerçektir. Örneğin, antimaddeye kıyasla hafif bir madde fazlasının söz konusu olduğu baryogenez dönemi ve kozmik şişme evresinin sonuna ilişkin ayrıntılar, özellikle ısınma-öncesi ve ısınma evreleri... Geliştirilecek yanları olan Big Bang modelleri hâlen gelişim içinde olmakla birlikte, artık Big Bang'in genel kavramını tartışmak yeterince güçleşmiş bulunmaktadır.
Büyük Patlama teorisine göre gelecek

Karanlık enerjinin varlığının anlaşılmasından önce, kozmologlar evrenin geleceği hakkında iki senaryo geliştirmişlerdi. Evrenin "kütle yoğunluğu" “kritik yoğunluk”tan (İng. critical density) büyük olduğu takdirde evren azami boyutuna ulaştıktan sonra çöküş sürecine girecekti. Daha yoğun ve daha sıcak olacak ve bu süreci “Büyük Çöküş” (İng.Big Crunch) denilen, başlangıçtaki hâline benzer bir hâlle tamamlayacaktı.
Bu senaryoya alternatif olarak, evrendeki yoğunluk "kritik yoğunluğa" eşit veya bunun altında olduğu takdirde genişleme yavaşlayacak, fakat asla durmayacaktı. Yıldızlararası gazlardaki yıldız oluşumu tüm galaksilerde duracak, yıldızlar ak cücelere, nötron yıldızlarına ve kara deliklere dönüşeceklerdi. Bunlar arasındaki çarpışmalar da yavaş yavaş kütle birikimlerinin oluşmasını, yani daha büyük kütleli cisimlerin oluşmasını ve giderek büyük kara delikler hâline gelmeleri sonucunu doğuracaktı. Evrenin ortalama sıcaklığı sonuşmaz olarak "mutlak sıfır"a yaklaşacaktı (evrenin ısısal ölümü) Ayrıca proton kararsız kaldığı takdirde baryonik madde ardında yalnızca ışıma ve kara delikler bırakarak yok olacaktı. Sonunda kara delikler de "Hawking ışınımı" yayarak buharlaşacaklardı (yok olacaklardı). Böylece evrenin entropisi hiçbir organize enerji türünün kendisini kurtaramayacağı “evrenin ısısal ölümü” denilen bir noktaya tırmanacaktı.
Modern “hızlı genişleme” gözlemleri şunu göstermektedir ki, bugünkü “görülür evren” yavaş yavaş “olay ufku”muzun ötesine kayacak ve temas olanaklarımızın dışına çıkacaktır. Sonraki durum ya da nihai sonuç bilinmemektedir. En gelişmiş Big Bang modeli olan ΛCDM modeli, karanlık enerjiyi bir "kozmolojik sabit" biçimi olarak kabul eder. Bu teori ya da model yalnızca galaksiler gibi sınırlı çekimsel sistemlerin birlikte kalabileceklerini varsayar ki, ısısal ölümden onlar da kaçamayacaklardır. Karanlık enerjiye ilişkin, “fantom enerji teorileri” denilen başka açıklamalar ise sonunda galaksi kümelerinin, yıldızların, gezegenlerin, atomların vb.’nin ebedi genişlemeyle ayrılacaklarını ileri sürmektedir. Buna Big Rip adı verilmektedir.
Hasia Diner

Hasia Diner, Yahudilik tarihi konusunda çalışmalar yapan Amerikalı bilim insanı. New York Üniversitesi bünyesindeki Goldstein-Goren Center for American Jewish History'nin başkanlığını yürütmektedir.
2002 yılında Beryl Benderly'le birlikte Her Works Praise Her: A History Of Jewish Women In America From Colonial Times To The Present adlı kitabı yayımlamıştır.
Maurice Blondel

| Maurice Blondel |
| --- | --- |

Tam adı: Maurice Blondel
Doğumu: 2 Kasım 1861(1861-11-02) Dijon, Fransa
Ölümü: 4 Haziran 1949 (87 yaşında) Aix-en-Provence, Fransa 
Çağı: 19. yüzyıl felsefesi 20. yüzyıl felsefesi
Bölgesi: Batı felsefesi
İlgi alanları: Hristiyan felsefesi
Önemli fikirleri: Eylem felsefesi
 Etkilendikleri Émile Boutroux; Henri de Lubac 
Maurice Blondel (d. 2 Kasım 1861, Dijon - ö. 4 Haziran 1949, Aix-en-Provence), Fransız düşünür.
Asıl fikri

Kendisine çıkış noktası olarak özneyi almış ve düşünceyle varlık arasındaki boşluğu, varlığı düşünceye indirgemeyecek bir içkinlik veya eylem felsefesiyle kapatmanın ve insan yazgısının ne olduğu problemini çözmenin mücadelesini vermiştir.
Asıl fikri > Eserleri

L'action (Eylem) 1893. Bu eser, özerk felsefi akıl yürütme ile Hristiyan inancı arasında doğru ilişkiyi kurmayı amaçlıyordu.
Elizabeth Anscombe

| Elizabeth Anscombe |
| --- | --- |
Doğum: Gertrude Elizabeth Margaret Anscombe 18 Mart 1919 Limerick, İrlanda adası, Büyük Britanya
Ölüm: 5 Ocak 2001 (81 yaşında) Cambridge, İngilitere, Birleşik Krallık
Meslek: Filozof
Dil: İngilizce
Eğitim: St Hugh's College, Oxford Newnham College, Cambridge
Konu:  Etik  Mantık felsefesi  Eylem felsefesi  Dil felsefesi  Zihin felsefesi 
Önemli eser: Intention "Niyet"(1957)  Modern Moral Philosophy "Modern Ahlak Felsefesi" (1958)
Evlilik: Peter Geach
Çocuklar: 7

Gertrude Elizabeth Margaret Anscombe (d. 18 Mart 1919, Limerick, İrlanda, Büyük Britanya - ö. 5 Ocak 2001, Cambridge, İngilitere, Birleşik Krallık), genellikle G. E. M. Anscombe veya Elizabeth Anscombe olarak anılan, bir İngiliz analitik filozofuydu. Zihin felsefesi, eylem felsefesi, felsefi mantık, dil felsefesi ve etik üzerine yazdı. Analitik Thomizm'in önde gelen isimlerinden biriydi.
Kariyeri

Anscombe, Ludwig Wittgenstein'ın öğrencisiydi ve O'nun çalışmalarında bir otorite haline geldi ve Yazılarından çizilen birçok kitabı, öncelikle Felsefi Soruşturmalar olmak üzere birçok yazı ve yayınarını düzenledi ve tercüme etti. Anscombe'un 1958 tarihli "Modern Ahlaki Felsefe" makalesi, sonuçsallık terimini analitik felsefe diline soktu ve çağdaş erdem etiği üzerinde önemli bir etkiye sahip oldu. “Niyet” monografisi, genellikle en büyük ve en etkili çalışması olarak kabul edilir ve eylem ve pratik akıl kavramlarına devam eden felsefi ilginin bu çalışmadan ana itici gücünü aldığı söylenebilir.
Anicetus

| Anicetus  Papa Aziz |
| --- | --- |
Papa Anicetus'un portresi
Doğum: Humus, Suriye
Ölüm: 20 Nisan 168 Roma, Roma İmparatorluğu (günümüzde İtalya)
Etkin yıllar: 157 - 20 Nisan 168
Yerine geldiği: Papa I. Pius
Yerine gelen: Papa Soterius
Din: Hristiyanlık (Katolik)

Papa Aziz Anicetus (?, Humus - 20 Nisan 168, Roma), Yunan asıllı papa. Doğduğu dönemde, Roma İmparatorluğu himayesinde bulunan Suriye'de doğmuştur.