Википедия

Ҙур шартлау

Ҙур шартлау (ингл.  Big Bang) — Ғаләм барлыҡҡа килеүҙең[1], атап әйткәндә — Ғаләм киңәйә башлауҙың (уға тиклем Ғаләм сингуляр хәлдә булған) дөйөм ҡабул ителгән космологик моделе.

Ҙур шартлау теорияһына ярашлы, ғаләм барлыҡҡа килгәндә ғәйәт юғары тығыҙлыҡта һәм температурала, йәғни сингуляр хәлдә булған.

Ҙур шартлау теорияһын ҡайнар Ғаләм моделе менән ҡатнаштыралар, әммә был концепциялар бер-береһенә бәйле түгел. Тарихта шулай уҡ Ғаләмдең Ҙур шартлауға яҡында һыуыҡ башланғысы тураһындағы фекер ҙә була.

Ҙур шартлау теорияһы менән ҡайнар Ғаләм теорияһына бөгөнгө ҡараштар

үҙгәртергә

Хәҙерге ҡараштар буйынса, беҙ белгән Ғаләм 13,77 ± 0,059 млрд йыл элек[2][3][4] ниндәйҙер башланғыс сингуляр хәлдә хасил булған һәм шунан бирле өҙлөкһөҙ киңәйә һәм һыуына. Уны һүрәтләй башлау мәле итеп яҡынса 1032 К температуралы (Планк температураһы) һәм яҡынса 1093 г/см³ тығыҙлыҡлы (Планк тығыҙлығы) Планк дәүере алына. Иртә Ғаләм бер төрҙәге изотроп мөхит булып торған, уға ғәйәт юғары тығыҙлыҡлы энергия, температура һәм баҫым хас булған. Киңәйеү һәм һыуыныу һөҙөмтәһендә Ғаләмдә барған фаза күсештәре ваҡытында элементар киҫәксәләр газдан шыйыҡлыҡ конденсацияланыуға оҡшаш күренеште кисерә.

Планк дәүере башланғандан һуң яҡынса 10−35 секунд үткәс, фаза күсеше Ғаләмдең экспоненталы киңәйеүен башлап ебәрә. Был осор Космос инфляцияһы тигән атама ала. Был осор тамамланғас, Ғаләмдең төҙөлөш материалын кварк-глюон плазма тәшкил итә. Бер аҙҙан температура киләһе фаза күсешенә килтергән күрһәткескә тиклем түбәнәйә. Был күсеш бариогенезис тип атала. Был этапта кварктар һәм глюондар протон, нейтрон кеүек бариондарға берләшә. Бер үк ваҡытта маттерия (ул күләмлерәк була) менән антиматерия барлыҡҡа килеү бара, улар бер-береһен юҡ итеп, нурланыуға әйләнә.

Температураның ары түбәнәйеүе сираттағы фаза күсешенә — физик көстәрҙең һәм элементар киҫәксәләрҙең хәҙерге рәүештә хасил булыуына килтерә. Бынан һуң нуклеосинтез осоро башлана, уның барышында протондар нейтрондар менән берләшә һәм дейтерий, гелий-4 һәм башҡа бер нисә еңел изотоп ядроһын барлыҡҡа килтерә. Температураның артабан төшөүе һәм Ғаләмдең киңәйеүе һөҙөмтәһендә гравитацияның өҫтөнлөклө көскә әйләнеү осоро етә. Ҙур шартлауҙан һуң 380 тысяч лет мең йылдан температура шул тиклем түбәнәйә ки, хатта водород атомдарының йәшәүе мөмкин була башлай.

Рекомбинация дәүеренән һуң матдә нурланыш өсөн үтә күренмәлегә әйләнә, һәм нурланыш, арауыҡта иркен таралып, реликт нурланыш рәүешендә беҙгә килеп етә.

Башланғыс сингулярлыҡ проблемаһы

үҙгәртергә

Ғаләм киңәйеүенең ваҡытта артҡа табан экстраполяцияланыуы, дөйөм сағыштырмалыҡ теорияһын һәм гравитацияның башҡа ҡайһы бер альтернатив теорияларын ҡулланғанда, ваҡыттың үткәндәрҙәге ахырғы мәлендә сикһеҙ тығыҙлыҡҡа һәм температураға килтерә. Ул саҡтарҙа Ғаләмдең үлсәмдәре нулгә тигеҙ булған — ул, ҡыҫылып, бер нөктә хәлендә булған. Был халәт космологик сингулярлыҡ тип атала (космологик сингулярлыҡты образлы рәүештә Ғаләмдең яратылыу мәле тип тә йөрөтәләр). Дөйөм сағыштырмалыҡ теорияһының космологик моделдәрендә сингулярлыҡтан баш тартыу мөмкин түгеллеге 1960-сы йылдар аҙағында Р. Пенроуз һәм С.Хокинг тарафынан иҫбатлана.

Ҙур шартлау теорияһы уға тиклем ниҙәр булғаны тураһында ни ҙә булһа һөйләрлек урын ҡалдырмай (сөнки беҙҙең математик арауыҡ-ваҡыт моделе Ҙур шартлау мәленә ҡарата ҡулланыуға яраҡлы түгел, шуның менән бергә теория Ҙур шартлауға тиклем ни ҙә булһа булғанлығын инҡар итмәй). Тимәк, классик дөйөм сағыштырмалыҡ теорияһы Ғаләмде һүрәтләү өсөн етерлек түгел.

Ғаләм яралыуҙың бер нисә гипотезаһы бар. (Ҡайһы берҙәре BBC видеоһында: Горизонт. Что было до большого взрыва?):

  • А. Линде теорияһы: Ғаләмдең сиге бар һәм ул бик тығыҙ энергия менән тулған, ә беҙ күргән өлөшө бер бәләкәй генә өлөшөнөң бәләкәс кенә «ҡыуыҡ» булып өрөлөп киңәйеүенән (инфляциянан) хасил булған (сырҙа барлыҡҡа килгән ҡыуыҡтар кеүек)[5]
  • Ли Смолин теорияһы: Ғаләмдәр ҡара упҡындар эсендәге «сингулярлыҡ» шартлауынан яралалар[6]
  • Нейл Турок теорияһы: Ғаләмдәр «браналар» бәрелешенән тыуа (браналар — ҡылдар теорияһында күп үлсәмле мембраналар)[7]

Ғаләмдең артабанғы үҫеше

үҙгәртергә

Ҙур шартлау теорияһына ярашлы, артабанғы эволюция эксперименталь үлсәнә торған параметрға — хәҙерге Ғаләмдәге матдәнең уртаса тығыҙлығына — бәйле. Әгәр тығыҙлыҡ билдәле бер (теориянан билдәле булған) критик дәүмәлдән ашмаһа, Ғаләм мәңге киңәйеү кисерәсәк, әгәр тығыҙлыҡ критик дәүмәлдән ҙурыраҡ булһа, киңәйеү барышы бер заман туҡталасаҡ һәм яңынан ҡыҫылыу фазаһы башланасаҡ, ул киренән башланғыс сингуляр хәлгә ҡайтарасаҡ. Уртаса тығыҙлыҡ дәүмәленә ҡағылышлы хәҙерге эксперименталь бирелмәләр Ғаләм киләсәгенең ике вариантынан береһен өҙөп кенә һайлап алырлыҡ ышаныслы түгел.

Ҙур шартлау теорияһы яуап бирә алмаған һорауҙар етерлек, ләкин уның төп положениелары ышаныслы эксперименталь бирелмәләр менән иҫбатланған, ә теоретик физиканың әлеге кимәле был системаның эволюцияһын ваҡыт эсендә ярайһы уҡ дөрөҫ һүрәтләргә (иң башланғыс осоронан — «донъя башланыу» мәленән секундтың йөҙҙән бер өлөшө тиклеменән — башҡа) мөмкинлек бирә. Теория өсөн шуныһы мөһим: башланғыс осорҙағы был билдәһеҙлек әһәмиәтле түгел, сөнки Ғаләмдең ул осорҙан һуңғы хәл-торошон һәм эволюцияһын ярайһы уҡ дөрөҫ һүрәтләү мөмкинлеге бар.

Ҙур шартлау тураһындағы ҡараштар тарихы

үҙгәртергә
  • 1916 — физик Альберт Эйнштейндың «Дөйөм сағыштырмалыҡ теорияһы нигеҙҙәре» донъя күрә, ул унда релятивистик гравитация теорияһын эшләп бөтә[8].
  • 1917 — Эйнштейн үҙенең ҡыр тигеҙләмәләре нигеҙендә ваҡытта һәм арауыҡта даими кәкрелекле арауыҡ тураһындағы ҡарашты үҫтерә (Эйнштейндың Ғаләм моделе космологияға башланғыс һала), космологик даими Λ дәүмәлен индерә. (Һуңыраҡ Эйнштейн космологик даими дәүмәл индереүҙе үҙенең иң ҙур хаталарының береһе тип атай; беҙҙең осорҙа иһә Λ быуынының Ғаләм эволюцияһында бик мөһим урын биләүе асыҡланды). В. де Ситтер «Эйнштейндың гравитация теорияһы һәм уның астрономик эҙемтәләре тураһында» тигән хеҙмәтендә Ғаләмдең космологик моделен (де Ситтер моделе) тәҡдим итә.
  • 1922 — совет математигы һәм геофизигы А. А. Фридман Эйнштейндың гравитация тигеҙләмәләренең стационар булмаған сиселештәрен таба һәм Ғаләмдең киңәйеүен алдан әйтә (Фридман сиселеше тип аталған стационар булмаған космологик модель). Был ситуацияны уткәндәргә экстраполяциялағанда, иң башта Ғаләм ысынлап та бик бәләкәй өлкәне биләп торған да артабан тирә-яҡҡа осоп киңәйә башлаған тип әйтергә була. Ғаләмдә шартлау рәүешендәге процестар йыш булып торғанлыҡтан Фридман уның иң башында шулай уҡ шартлау процесы — Ҙур шартлау торалыр тип фараз итә.
  • 1923 — немец математигы Г. Вейль билдәләүенсә, әгәр буш Ғаләмде күҙ уңында тотҡан де Ситтер моделенә матдә урынлаштырһаң, ул киңәйергә тейеш. Де Ситтер Ғаләменең статик түгеллеге А. Эддингтондың шул уҡ йылды баҫылып сыҡҡан китабында лә билдәләнә.
  • 1924 — К. Вирц галактикаларҙың мөйөш диаметрҙары һәм алыҫлашыу тиҙлектәре араһында әҙ-мәҙ генә корреляция таба һәм уның де Ситтерҙың космологик моделе менән бәйлелеге барлығы тураһында фараз итә. Был моделгә ярашлы, алыҫтағы объекттарҙың алыҫлашыу тиҙлеге уларҙың алыҫлығына бәйле арта барырға тейеш[9].
  • 1925 — К. Э. Лундмарк, унан һуң Штремберг, Вирц эшен ҡабатлап, ышандырырлыҡ һөҙөмтәләр ала алмай, ә Штремберг хатта «нур тиҙлектәре Ҡояштан алыҫлыҡҡа бәйле түгел» тип белдерә. Ләкин шуныһы асыҡ була: галактикаларҙың диаметры ла, ялтырлығы ла уларҙың алыҫлығын билдәләү критерийы була алмай. Буш булмаған Ғаләмдең киңәйеүе тураһында Бельгия теоретигы Жорж Леметрҙың ошо уҡ йылды баҫылған беренсе космологик хеҙмәтендә лә әйтелә.
  • 1927 — Леметрҙың «Галактиканан ситтәге томанлыҡтарҙың радиаль тиҙлектәрен аңлатыусы даими массалы һәм үҫә барыусы радиуслы бер төрҙәге Ғаләм» тигән мәҡәләһе нәшер ителә. Тиҙлек һәм алыҫлыҡ араһында Леметр тапҡан пропорциялылыҡ коэффициенты 1929 йылда Э. Хаббл тапҡанға яҡын була.
  • 1929 — 17 ғинуарҙа АҠШ-тың Милли Фәндәр академияһы Хеҙмәттәренә Хьюмасондың NGC 7619 нур тиҙлеге тураһындағы һәм Хабблдың «Галактиканан ситтәге томанлыҡтарҙың алыҫлығы менән нур тиҙлеге араһындағы бәйләнеш» тигән мәҡәләләре килә. Был алыҫлыҡтарҙы нур тиҙлектәре менән сағыштырып ҡарау тиҙлектең алыҫлыҡҡа аныҡ эҙмә-эҙлекле буйһонғанлығын күрһәтә. Ул хәҙер Хаббл законы тип атала.
  • 1948 — Г. А. Гамовтың «ҡайнар Ғаләм» тураһындағы хеҙмәте донъя күрә, ул Фридмандың киңәйә барыусы Ғаләм тураһындағы теорияһына нигеҙләнә. Фридман фекеренсә, тәүҙә шартлау була. Ул тотош Ғаләмдә бер ваҡытта була һәм бөтә арауыҡты тығыҙ матдә менән тултыра, ошо матдәнән миллиардтарса йылдар үтеүгә Ғаләмдәге есемдәр —Ҡояш, йондоҙҙар, галактика һәм планеталар, шул иҫәптән Ер һәм уның йөҙөндәге бөтә нәмә ярала. Гамов, быға өҫтәп, донъяның беренсел матдәһе ифрат тығыҙ ғына түгел, ғәйәт ҡайнар булыуын да әйтә. Гамовтың идеяһы шунан тора: иртә Ғаләмдең ҡайнар һәм тығыҙ матдәһендә ядро реакциялары бара һәм был ядро ҡаҙанында бер нисә минут эсендә еңел химик элементтар синтезлана. Был теорияның иң мөһим һөҙөмтәһе булып нурланыштың космик ерлеге тураһындағы фараз тора. Электромагнит нурланыш, термодинамика закондарына ярашлы, иртә Ғаләмдең «ҡайнар» осоронда ҡайнар матдә менән бергә булырға тейеш була. Ул донъя тотош киңәйгәндә лә юҡҡа сыҡмай һәм әлегәсә (тик бик ныҡ һыуыҡ хәлдә) һаҡлана. Гамов һәм уның хеҙмәткәрҙәре был ҡалдыҡ нурланыштың бөгөнгө температураһын яҡынса билдәләүгә өлгәшә. Улар фекеренсә, был абсолют нулгә яҡын булған бик түбән температура булып сыға.
  • 1955 — совет радиоастрономы Тигран Шмаонов эксперименталь юл менән 3К самаһы температуралы тауышлы СВЧ-нурланыш таба[10].
  • 1964 — американ радиоастрономдары А. Пензиас менән Р. Вилсон нурланыштың космик ерлеген таба һәм уның температураһын үлсәй. Ул нәҡ 3 К булып сыға. Был космология өлкәһендә Хабблдың 1929 йылда Ғаләмдең дөйөм киңәйеүен асыуынан бирле иң әһәмиәтле асыш була. Гамов теорияһы тулыһынса раҫлана. Әлеге осорҙа был нурланыш реликт нурланыш тип йөрөтөлә; терминды совет астрофизигы И. С. Шкловский индерә.
  • 2003 — WMAP юлдашы юғары аныҡлыҡ дәрәжәһендә реликт нурланыштың анизотропияһын үлсәй. Алдағы үлсәүҙәр (COBE, Хабблдың космик телескобы һ.б.) менән бергә, алынған мәғлүмәт космологик ΛCDM моделен һәм инфляция теорияһын раҫлай. Юғары аныҡлыҡ менән Ғаләмдең йәше һәм материяның төрлө төрҙәренең массалар буйынса бүленеше билдәләнә (барион материя — 4 %, ҡоңғорт материя — 23 %, ҡоңғорт энергия — 73 %)[11].
  • 2009 — Планк юлдашы осорола, ул әле реликт нурланышты тағы ла юғарыраҡ теүәллек менән үлсәй.

Терминдың тарихы

үҙгәртергә

Башта Ҙур шартлау теорияһы «динамикалы эволюцияланыусы модель» тип йөрөтөлә. «Ҙур шартлау» (Big Bang) тигән терминды беренсе булып Фред Хойл 1949 йылда лекцияла ҡуллана (Хойл үҙе Ғаләм киңәйгәндә материяның «өҙлөкһөҙ тыуыуы» тураһындағы фараз яҡлы була).

«Был теория ғаләм берҙән-бер көслө шартлау процессында барлыҡҡа килгән фаразға нигеҙләгән, шуҙа күрә ул ҡыҫҡа ваҡытта ғына йәшәй ала... Ҙур шартлау идеяһы мине бөтөнләй ҡәнәғәтлендермәй», — тип әйтә ул.

Лекция нәшер ителгәс, Big Bang термины киң ҡулланыла башлай.

Теорияға ҡарата тәнҡит

үҙгәртергә

Киңәйеүсе Ғаләм теорияһынан башҡа стационар Ғаләм теорияһы ла бар. Уның яҡлылар раҫлауынса, Ғаләм эволюция кисермәй, ваҡыт эсендә уның башы ла, аҙағы ла юҡ. Ғаләмдең киңәйеүен инҡар итмәгән вариант та бар. Уны Ф. Хойлдың стационар Ғаләм теорияһы кәүҙәләндерә. Был теория ла күҙәтелгәндәр менән ҡапма-ҡаршылыҡта тора[12].

Ҡайһы бер инфляция теорияларында (мәҫәлән, мәңгелек инфляция) Ҙур шартлау күренеше Ғаләмдең бер өлөшөнә генә ҡағыла.

Бынан тыш, Ҙур шартлау теорияһында сингулярлыҡ барлыҡҡа килеү, йәки уның яһалыуы өсөн кәрәкле матдә һәм энергияның ҡайҙан килеп сығыуы тураһындағы мәсьәлә ҡаралмай.

СССР-ҙың рәсми фәнендә Ҙур шартлау теорияһы бик һаҡ ҡабул ителә. Мәҫәлән, 1955 йылда бер совет авторы былай тип яҙа: «Ғаләмдең сикһеҙлеге тураһында марксистик-ленинсы доктрина совет космологияһы нигеҙләмәһендә фундаменталь аксиома булып тора… Был тезисты инҡар итеү йәки унан ҡасыу һис шикһеҙ идеализмға һәм фидеизмға, йәғни, ахыр сиктә, космологияны инҡар итеүгә алып бара, шулай итеп, уның фән менән бер уртаҡлығы ла юҡ»[13]. Ахырҙа Ҙур шартлау теорияһы совет ғалимдары һәм философтары тарафынан ҡабул ителә, шулай ҙа СССР тарҡалғанға тиклем философия һүҙлектәрендә материяның сикһеҙлеге һәм мәңгелеге тураһындағы постулат йәшәй. Шуның менән бергә Ҙур шартлау теорияһының тик Метагалактика өсөн генә ҡулланылыуы раҫлана, ә Метагалактика — бөтә Ғаләм түгел, «Ҙур шартлау» — Ғаләмдең башы түгел, ә бары тик бар ителмәй һәм юҡ ителмәй торған материяның бер хәлдән икенсе хәлгә күсеүе генә[14]. Ҙур совет энциклопедияһының 3-сө баҫмаһында былай тиелә: «Метагалактиканы барлыҡҡа килтергән галактикаларҙың бер-береһенән алыҫлашыуы уның күпмелер ваҡыт әүәлерәк сифат яғынан башҡараҡ хәлдә һәм тығыҙыраҡ булыуы тураһында һөйләй… Метагалактиканың йәше ҡайһы берҙә Ғаләмдең йәше тип ҡабул ителә, был Метагалактиканы тотош Ғаләмгә тиңләштереүселәргә хас. Ысынлап та, Ғаләмдә бер-береһенән ниндәйҙер алыҫлыҡта урынлашҡан күп һанлы метагалактикалар булыуы тураһындағы гипотеза бер ниндәй раҫлауҙар тапмай. Ләкин Метагалактика менән тотош Ғаләм һәм хатта айырым метагалактикалар араһында ла ҡатмарлыраҡ мөнәсәбәттәр булыу ихтималлығын күҙҙән ысҡындырырға ярамай: арауыҡтың шул тиклем ҙур күләмдәрендә Евклид геометрияһы принциптары эшләмәй. Был нисбәттәр топологик йәһәттән дә ҡатмарлылыр. Һәр бер зарядлы элементар киҫәксәнең тотош галактикалар системаһына эквивалентлы булыу, йәғни шундай системанан тороу ихтималлығын да инҡар итеп булмай… Шунлыҡтан тотош Ғаләмдең йәше тураһында ниндәйҙер мәғлүмәттәр булыуы тураһында һөйләргә иртәрәк әле»[15].

Теория һәм дин

үҙгәртергә

1951 йылдың 22 ноябрендә Рим Папаһы Пий XII Ҙур шартлау теорияһының донъя яралыу тураһындағы католик ҡараштарға ҡаршы килмәүе тураһында белдерә[16][17]. Православиела ла был теорияға ыңғай ҡараш йәшәй[18]. Консерватив протестант христиан конфессиялары ла, яратылыу тураһындағы ғилемдең тарихи интерпретацияһы булараҡ, Ҙур шартлау теорияһын хуплай[19]. Ҡайһы бер мосолмандар Ҡөрьәндә Ҙур шартлауҙың телгә алыныуы тураһында белдерә[20][21]. Индус тәғлимәттәренә ярашлы, донъяның башы ла, аҙағы ла юҡ, ул циклдар менән үҫә[22][23], ләкин "Индуизм энциклопедияһы"нда әйтелеүенсә, теория бөтә нәмәнең «атомдан бәләкәй, ләкин иң ҙурҙан да ҙурыраҡ» Брахмандан яралыуы тураһындағы тәғлимәткә оҡшаш[24].

Бахаиҙарҙың Изге яҙмаларында раҫланыуынса, Ғаләмдең башы юҡ, ләкин бөтә элементтар бер субстанциянан бар булған — был раҫлау Стивен Хокингтың «башы-ахыры булған, ләкин сикһеҙ киңлекле» Ғаләм тураһындағы теорияһына оҡшаш[25].

Иҫкәрмәләр

үҙгәртергә
  1. ↑ Wollack, Edward J. Cosmology: The Study of the Universe.
  2. ↑ How Old is the Universe? (англ.). НАСА (19 июля 2010 года). Проверено 28 октября 2010. .
  3. ↑ Komatsu, E.; et al. (2009).
  4. ↑ Menegoni, E.; et al. (2009).
  5. ↑ Линде, Андрей Дмитриевич Nonsingular Regenerating Inflationary Universe (англ.). — 1982.
  6. ↑ Смолин, Ли The fate of black hole singularities and the parameters of the standard models of particle physics and cosmology (англ.). — 1992.
  7. ↑ J. Khoury, B.A. Ovrut, P.J. Steinhardt, N. Turok The Ekpyrotic Universe: Colliding Branes and the Origin of the Hot Big Bang (англ.
  8. ↑ Einstein, Albert Die Grundlage der allgemeinen Relativittstheorie (нем.
  9. ↑ Wirtz, C. De Sitters Kosmologie und die Radialbewegungen der Spiralnebel // Astronomische Nachrichten, Bd. 222, S. 21 (1924)
  10. ↑ Cosmic Microwave Background Timeline Национальная лаборатория им.
  11. ↑ Seven-Year Wilson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results (PDF). nasa.gov. Проверено 9 марта 2012. Архивировано из первоисточника 30 мая 2012. (см. таблицу наилучших оценок космологических параметров на с. 39)
  12. ↑ P. J. E. Peebles The Standard Cosmological Model in Rencontres de Physique de la Vallee d’Aosta (1998) ed.
  13. ↑ Лорен Грэхэм.
  14. ↑ В.
  15. ↑ Вселенная
  16. ↑ Ferris T. Coming of age in the Milky Way. — Morrow, 1988. — P. 274, 438. — ISBN 978-0-688-05889-0., citing Berger A. The Big bang and Georges Lemaître: proceedings of a symposium in honour of G. Lemaître fifty years after his initiation of big-bang cosmology, Louvainla-Neuve, Belgium, 10–13 October 1983. — D. Reidel, 1984. — P. 387. — ISBN 978-90-277-1848-8.
  17. ↑ Pope Pius XII. Ai soci della Pontificia Accademia delle Scienze, 22 novembre 1951 - Pio XII, Discorsi (билдәһеҙ). Tipografia Poliglotta Vaticana (2 ноябрь 1951). Дата обращения: 23 февраль 2012. Архивировано 30 май 2012 года.
  18. ↑ Константин Пархоменко. Первый день Творения. Сотворение мира и человека.. Дата обращения: 22 июнь 2012. Архивировано 23 ноябрь 2010 года.
  19. ↑ Russell R.J. Cosmology: From Alpha to Omega. 
  20. ↑ Diane Morgan.
  21. ↑ Helaine Selin.
  22. ↑ Sushil Mittal, G. R. Thursby.
  23. ↑ John R. Hinnells.
  24. ↑ Sunil Sehgal.
  25. ↑ "Finite but unbounded universe… with no edge in space, no beginning or end in time.

Әҙәбиәт

үҙгәртергә

Һылтанмалар

үҙгәртергә
  • Катаева, Тина. Рождение Вселенной // В мире науки. — 2005. — № 7 (июль). — ISSN 0208-0621.
  • «Вселенная. Большой взрыв и все, что за ним последовало» (ингл. Universe. The Big Bang). Фильм Discovery Science
  • «С точки зрения науки: Большой взрыв» (ингл. Naked Science: Big Bang). Фильм Мелисы Акдоган, National Geographic, 2009
  • «Наука и техника. Новый большой взрыв» (ингл. Sci-Trek. The New Big Bang). Фильм Discovery, 2009
  • Парадоксы Большого взрыва
  • «Что было до большого взрыва?» (ингл. What Happened Before the Big Bang?). Фильм BBC Two: Horizon, 2011


«https://ba.wikipedia.org/w/index.php?title=Ҙур_шартлау&oldid=1152111» битенән алынған