Edukira joan

Big Bang

Aldatu loturak
Artikulu hau Wikipedia guztiek izan beharreko artikuluen zerrendaren parte da
Artikulu hau "Kalitatezko 2.000 artikulu 12-16 urteko ikasleentzat" proiektuaren parte da
Wikipedia, Entziklopedia askea

Artikulu hau Kosmologiako teoriari buruzkoa da; telesailari gaitzat duena beste hau da: «The Big Bang Theory»
Hasierako denbora-espazio batasunetik, etengabeko inflazioan, gero eta unibertso handiagoa eta hotzagoa.
Mikrouhinen atzeko aldeko erradiazio kosmikoa. "Ikus" daitekeen gauzarik urrunena, zaharrena.

Neurketen arabera, erradiazioak osatzen duen atzeko alde hori irudi honetatik ondoriozta daitekeena baino askoz homogeneoagoa da.

Big Bangaren teoria (literalki, Eztanda Handia edo Leherketa Handia[1]) Unibertsoaren jatorria[2], haren hasierako momentuak eta ondorengo eboluzioa azaltzeko egun erabiltzen den teoria kosmologiko nagusia da[3][4][5]. Eredu horren arabera, Unibertsoa dentsitate eta tenperatura oso altua zuen egoera batetik hedatu zen[6][7][1]. Teoriak azalpen ona ematen dio ikusten dugun hainbat fenomenori, hala nola elementu arin askoren ugaritasunari, hondoko mikrouhin erradiazioari, Hubbleren legeari eta Unibertso behagarriaren egiturari[8]. Gaur egun ezagutzen ditugun fisikako legeak dentsitate oso altuko puntu horri aplikatzen badizkiogu, Big Bangarekin lotu ohi den singularitatea lortuko dugu. Fisikariek eztabaida handiak dituzte horren esanahiaren inguruan: izan daiteke Unibertsoa singularitate batekin jaio zela, edo gaur egun dugun ezagutza ez dela nahikoa Unibertsoak garai hartan zuen egitura azaltzeko.

Unibertsoaren hedapenaren inguruan egin diren neurketek orain dela 13.800 milioi urte inguru ezarri dute Big Banga, eta horixe hartzen da Unibertsoaren adintzat[9]. Hasierako hedapen fasearen ostean, lehenik, Unibertsoa nahikoa hoztu zen partikula azpiatomikoak eta, ondoren, atomo sinpleak sortzeko. Elementu horien hodei erraldoiak sortu ziren, eta grabitatearen ondorioz trinkotu ziren, materia eta materia iluna bereiziz eta, bukaeran, gaur ezagutzen ditugun izar, galaxia eta objektu guztiak sortuz. 1927an Georges Lemaîtrek ikusi zuen Unibertsoa hedatzen ari bazen, atzerantz ibilbidea egin zitekeela puntu bakar batera, eta hortik abiatuta eraiki da espantsio kosmikoaren ideia hau. Komunitate zientifikoa bi teoriaren artean zatituta egon zen garai batean: Big Bangarena, alde batetik, eta egoera geldikorraren teoria, bestetik; baina ebidentzia enpiriko nahikoa aurkitu izanak Big Bangaren alde mugitu du balantza eta, gaur egun, ia unibertsalki onartua da[10].

1929an galaxien gorriranzko lerrakuntza ikusi zuen Edwin Hubblek, eta ondorioztatu zuen galaxiak bereizten ari zirela batak besteengandik; demostrazio enpiriko hau ondo lotzen zen hedatzen ari zen Unibertsoaren ideiarekin. 1964an hondoko mikrouhin erradiazioa aurkitu zen, Big Bangaren ereduaren alde egiteko pauso garrantzitsua izan zena[11][12], teoriak aurre-esaten zuelako hondoko erradiazioa egin behar zelako aurkikuntza honen eman aurretik. Supernoben gorriranzko lerrakuntzaren ikerketak erakutsi du azeleratutako unibertsoa ematen ari dela, energia ilunaren ondorioa dela uste dena[13]. Ezagutzen ditugun lege fisikoak erabil daitezke Unibertso horren hasierako sorrera eta izaera kalkulatzeko, hasierako dentsitate eta tenperatura egoera handi batean[14].

Denbora lerroa

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Singularitatea

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Kanpo denbora-lerroa Denbora-lerro grafiko bat eskuragarri dago hemen:
Big Bangaren denbora-lerro grafikoa

Unibertsoaren hedapena emanda, atzerantz egiten badugu, egongo da denbora finitu bat iraganean non tenperatura eta dentsitate infinituak ematen diren[15]. Singularitate honek esan nahi du egoera horretan zeuden fisikaren legeak ezin direla azaldu erlatibitate orokorra baliatuz. Erlatibitate orokorra baino ez kontuan hartzen duten ereduek ezin dute singularitate hori azaldu Planck garaia bukatu aurretik.

Hasierako singularitateari askotan "Big Banga" izena ematen zaio[16], baina terminoa Unibertsoak izan zuen hasierako denbora oso bero eta dentsoari ematen zaio normalki, estentsioz[17]. Edozein kasutan, Big Bangari hitz lauetan gure Unibertsoaren "jaiotza" izendapena ematen zaio, ulertzen delako puntu horretan Unibertsoak ezagutzen ditugun lege fisikoak betetzen zituen garaian sartu zela. Ia motako supernoben hedapenen eta hondoko mikrouhin kosmikoen tenperatura aldaketen neurketak eginda singularitatearen gertaeratik igaro den denbora neurtu ahal izan da, "unibertsoaren adina" gisa ezagutzen dena: 13.799 ± 21 milioi urte[18]. Egindako neurketa independenteek emaitza hau ematen dutenez, unibertsoaren ezaugarriak detaile handiarekin deskribatzen dituen ΛCDM eredua babestuta dago.

Zulo beltz bat sortzeko behar den dentsitatea baino askoz handiagoa zegoen momentu hartan Unibertsoan, baina ez zen kolapsorik egon zulo-beltz bat berriro sortuz. Hau azaldu daiteke grabitazio-kolapsoa azaltzeko erabiltzen diren ohiko kalkuluak tamaina nahiko konstantea duten objektuei aplikatzen zaielako, hala nola izarrak, baina ez dutelako balio Big Bangean ematen ari zen Unibertsoaren hedapen metrikoa izugarri handi hori ematen ari zen momentua azaltzeko.

Inflazioa eta bariogenesia

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Big Bangaren hasierako momentuak espekulazio handiko denborak dira. Eredurik ohikoenean Unibertsoa homogeneoki eta isotropikoki beteta zegoen energia dentsitate eta tenperatura eta presio oso handi batekin, eta azkar hasi zen hozten eta hedatzen. Gutxi gora behera Unibertsoak 10−37 segundo zituenean, egoera aldaketa batek inflazio kosmikoa sortu zuen; fase honetan Unibertsoak hazkunde esponentziala izan zuen eta fluktuazio kuantikoa ematen hasi zen Heisenbergen ziurgabetasunaren printzipioa dela eta. Honek efektu handia izango zuen etorkizunean Unibertsoak izango zuen eskala handiko egituraketan[19]. Inflazioa gelditu ostean Unibertsoaren berokuntza hasi zen berriro, quark-gluoi plasma eta beste oinarrizko partikula batzuk sortzeko behar den tenperatura lortu arte[20]. Tenperaturak hain ziren altuak, partikulen ausazko mugimenduak abiadura erlatibistetan ematen zirela, eta partikula-antipartikula bikoteak denbora guztiak sortzen eta suntsitzen zirela talken ondorioz[6]. Momentu batean, bariogenesi deitutako erreakzio ezezagun batek barioi-zenbakiaren kontserbazio urratu zuen, quark eta leptoien kopurua antiquark eta antileptoien gainetik jarriz, gutxigatik bada ere[oh 1]. Honen ondorioz gaur egun materia gehiago dago unibertsoan antimateria baino[21].

Hoztea

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Unibertsoak jarraitu zuen dentsitate eta tenperaturan jaisten, ondorioz, partikula bakoitzaren energia tipikoa jaisten joan zen. Simetria esplizitoaren apurketak fisikako funtsezko indarrak eta gaur egungo oinarrizko partikuletako parametroak bere forma ezagunean jarri zituen. Unibertsoak 10−11 segundo zituenean egoera ez zen jada hain espekulatiboa, partikula horien energia gaur egungo partikula-azeleragailuekin lor baitaitezke. 10−6 segundora quark eta gluoiak batu ziren protoi eta neutroiak bezalako barioiak sortzeko. Quarkak antiquarkak baino gehiago zirenez, barioi gehiago zeuden antibaroi baino. Tenperatura jada ez zen hain handia protoi-antiprotoi bikote berriak sortzeko, ezta neutroi-antineutroiak sortzeko, beraz masa suntsiketa bat gertatu zen momentu horretan, protoi eta neutroi bat utziz 1010eko, eta antipartikula guztiak suntsituz. Unibertsoak segundo bat zuenean berdina gertatu zen elektroi eta positroiekin. Suntsiketa honen ondoren, geratzen ziren protoi, neutroi eta elektroiak ez ziren mugitzen jada abiadura erlatibistetan eta Unibertsoaren energia dentsitatea fotoien esku zegoen, neutrinoen laguntza txikiarekin[19].

Hedapena hasi eta minutu gutxira, tenperatura mila milioi kelvinekoa zenean, eta dentsitatea airearena, neutroiak protoiekin elkartu ziren deuterio eta helio nukleoak osatzeko, Big Bangeko nukleosintesia deitzen den prozesu batean. Hala ere, protoi gehienak ez ziren konbinatu eta hidrogeno nukleoak osatu zituzten[22].

Unibertsoak hozten jarraitu zuen, eta materiaren energia-dentsitate masa gehiena grabitazioak gidatua izatera igaro zen, fotoien erradiazioaren gainetik. 379.000 urte pasa zirenean elektroik eta atomo nukleoak batu ziren atomoak osatzeko, batez ere hidrogenoa; honen ondorioz erradiazioa materiatik bereizi zen eta espaziotik bidaiatu ahal izan zuen inongo oztopo handirik gabe. Lehen erradiazio erlikial honi hondoko mikrouhin erradiazioa deritzo[22]. Eredu batzuen arabera biokimika Unibertsoak 10-17 milioi urte zituenean has zitekeen, izarrik gabe urarekin ezagutzen dugun bizitza posible izan zen garai batean, orain dela 13.800 milioi urte[23][24][25].

Egituren formazioa

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Denbora tarte luze batean, sortu berria zen materiazko eskualde uniforme horiek grabitazio indarrak bildu eta erakarri zituen, materia guneak dentsoago eginez, gas hodeiak sortuz, ondoren izarrak, galaxiak eta ezagutzen ditugun bestelako objektu astronomiko guztiak[6]. Prozesu honen detaileak Unibertsoan dagoen materia moten araberakoa izango da. Hipotetikoki, ezagutzen ditugun lau materia motakoak honakoak dira: materia ilun hotza[26], materia ilun epela[27], materia ilun beroa[28] eta materia barionikoa. Materia mota ezberdin hauen elkarrekintza oraindik ere ezezaguna da, eta galaxien formazioan izan zuen papera zehazteke dago.

Azelerazio kosmikoa

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Sakontzeko, irakurri: «Azeleratutako unibertsoa»

1998an bi proiektu independentek, Supernova Cosmology Project eta High-Z Supernova Search Team, aldi berean jaso zituzten inola ere espero ez ziren datuak, urruneko Ia supernobak erabilita argi iturri gisa. Bi talde hauetako hiru kidek Fisikako Nobel Saria jaso zuten aurkikuntza honi esker. Barioien oszilazio akustikoan gertaera honen ebidentzia gehiago aurkitu dira, baita urruneko galaxia kumuluetako datuak aztertuta[13].

Fenomeno hau azaltzeko eredu ezberdinak erabiltzen dira. Teoria batek dio energia iluna dela erantzulea eta beste batek dio mamu-energia bat existitzen dela. Beste teoria batzuek kintaesentzia izeneko indarra proposatu dute, edo antimateriaren grabitatearen ondorioa dela[13].

Ereduaren ezaugarriak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Espazioaren hedapena

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Sakontzeko, irakurri: «Unibertsoaren hedapen metrikoa»
Unibertsoa labean dagoen mahaspasadun ogi bat izango balitz, denborarekin ogia hedatuko litzateke, mahaspasen arteko distantzia erreala handituz. Hala ere, mahaspasak ez dira euren lekutik mugitu, inguruan duten ogi-orea izan da hedatu dena, mahaspasak urrunduz.

Erlatibitate orokorrak espazio-denbora metriko gisa deskribatzen du, eta honek gertu dauden bi punturen arteko distantzia adierazteko aukera ematen du. Puntu horiek izan daitezke galaxiak, izarrak edo beste objektu batzuk eta euren burua adierazten dute koordenatu mapa edo "sare" bat erabilita, espazio-denbora osoan zehar hedatzen dena. Printzipio kosmologikoak dio metrika hori homogeneoa eta isotropoa izan behar dela eskala handitan, eta honek Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker metrika (FLRW metrika) hobestera eramaten du. Metrika honek eskala-faktore bat du, Unibertsoaren tamaina denboran zehar nola aldatzen den deskribatzen duena. Honi esker koordenatu-sistema bat edo beste aukeratu daiteke, hitz lauetan koordenatuak izena hartzen duena. Koordenatu-sistema honetan, sarea Unibertso osoan zehar hedatzen da, eta objektuak mugitzen dira bakarrik Unibertsoa bera hedatzen ari delako, sarearen puntu finkoetan mantentzen diren bitartean. Euren koordenatuen arteko distantzia konstante mantentzen da, baina distantzia fisikoa proportzionalki handitzen da Unibertsoaren eskala-faktorearen arabera[1][29].

Ondorioz, Big Banga ez da materia leherketa bat, inguruan hutsik dagoen Unibertsoa betetzera mugitzen dena. Horren ordez, espazioa bera da hedatzen dena denboran zehar alde guztietara, eta mugimendu bateratua duten bi punturen arteko distantzia handitzen duena. Bestela esanda, Big Banga ez da espazioan gertatutako eztanda bat, baizik eta espazioaren hedapen bat. FLRW metrikak energia eta masaren banaketa uniformea duenez oinarri, gure Unibertsoari bakarrik eskala handiko materia kontzentrazio handietarako da baliagarri, grabitateak loturik egonda ez dutelako pairatzen eskala handiagoko espazioaren hedapen hori[30].

Horizonteak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Big Bangaren ezaugarri garrantzitsuenetako bat da bere espazio-denboran partikula horizonteak daudela. Unibertsoak adin finitua duenez, eta argiaren abiadura ere finitoa denez, egongo dira iraganeko gertaera batzuk non argiak ez duten denborarik izan gureganaino iristeko. Honek iraganeko horizonte bat ezartzen du, muga bat, egon daitezkeen objekturik urrunenak ikustea ekidinez. Gainera, espazioa hedatzen ari denez, eta gugandik urrunen dauden objektuak azkarrago urruntzen direnez gertuen daudenak baino, urruneko objektuek jariatzen duten argiak ez gaitu inoiz "harrapatuko". Honen ondorioz etorkizuneko horizonte bat ere badago, gaur egun egiten dugunak etorkizunean izango duen eragina mugatzen duena. Edozein horizonteren presentzia Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker metrikaren xehetasunek definitzen dute[21].

Unibertsoari buruz dugun ulermenak proposatzen digu iraganean egon zela iraganeko horizonte bat, baina praktikan gure Unibertsoaren ikusmena mugatua dago Unibertsoak hasieran zuen opakutasuna zela eta. Beraz gure ikusmena ezin da denboran atzerago joan, eta horizonteak espazioaren ulermena ukatzen digu. Unibertsoaren espantsioak azeleratzen jarraitzen badu, etorkizuneko horizonte bat dago ere[21].

Ideiaren historia

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Etimologia

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Fred Hoyle zientzialari britainiarra izan zen Big Bang terminoa lehen aldiz aipatu zuena, 1949an BBCko irratsaio batean[31]. Ingelesez eztanda erraldoia esan nahi du, nahiz eta eztandarik ez zen izan; unibertsoa hedatzen hasi zen, besterik gabe. Hoyle, ordea, ez zen izan kontzeptuaren sortzailea eta hark ez zion Big Bang mekanismoari sinesgarritasunik eman, kontrako teoriak defendatzen baizituen. Hala ere, bere esanetan, ez zuen gutxietsi nahi, baizik eta teoria hau deskribatzeko irudi bat sortu[32][33].

Garapena

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
XDF ikerketaren tamaina Ilargiaren tamainaren alderatuta. Espazio txiki horretan milaka miloi izar dituzten milaka galaxia ikus daitezke.
XDF (2012), argi puntu bakoitza galaxia bat da, batzuek 13.200 milioi urte dituzte[34]. Estimazioen arabera, Unibertsoak 200.000 milioi galaxia izan ditzake.
XDF irudia erakusten guztiz garatutako galaxiak aurreko planoan, 5.000 eta 9.000 milioi urte inguru dituzten protogalaxiak, eta 9.000 milioi urte baino gehiago dituzten izar gazteak.

Big Bangaren teoria Unibertsoaren egiturari buruzko ikerketetatik abiatu zen, baina baita ere kontsiderazio teorikoetatik. 1912an Vesto Slipherrek Doppler efektua neurtu zuen galaxia espiral[oh 2] batean, eta laster deskubritu ziren galaxia guztiak ari zirela urruntzen Lurretik. Ez zion, hala ere, garrantzia kosmologikorik eman ikusi zuen honi, garai horretan eztabaida nagusia zelako ea "nebulosa espiral" deitzen zituzten galaxia horiek "uharte unibertsoak" ote ziren Esne Bidetik kanpora[35][36]. Hamar urte geroago Alexander Friedmannek Albert Einsteinen erlatibitate orokorreko eremu ekuazioak[oh 3] deribatu zituen, Friedmannen ekuazioak sortuz[oh 4], eta Unibertsoa hedatzen ari zela proposatuz, Einsteinek garai hartan proposatzen zuen unibertso estatikoaren ideiari kontrajarriz[37]. Einsteinen iritziz tamainaz aldakorra eta mugatua den kosmosa kontraesanez beteta zegoen. Beraz, erlatibitatearen teorian unibertsoa estatikoa izan zedin, naturako konstante berri bat asmatu zuen, konstante kosmologikoa. Geroago, Big Bang mekanismoa onartu zenean, Einsteinek aitortu zuen “konstante kosmologikoa” izan zela bere bizitzako akatsik handiena[oh 5].

1924an Edwin Hubblek ezagutzen ziren "nebulosa espiral" horien distantzien neurketak egin zituen, erakutsiz benetan beste galaxia batzuk zirela. 1927an Georges Lemaître fisikari eta apaiz katoliko belgikarrak Friedmannen ekuazioak deribatu zituen, eta proposatu zuen gorriranzko lerrakuntza hori unibertsoaren hedapena zela eta azal zitekeela[38].

Lemaîtrek 1931an Nature astekarian argitaratu zuen artikuluan “hasierako atomoaren hipotesia” proposatu zuen unibertsoaren hasiera deskribatzeko, Big Bang teoriaren bizkarrezurra izan zena, urte batzuetan behintzat[39].

1924an hasita, Hubblek distantzia adierazle batzuk garatu zituen, zailtasunez betea, Mount Wilson Behatokian dagoen Hooker teleskopioa erabilita. Galaxien distantziak gorriranzko lerrokadura erabilita neurtu zuen, jada ezagutzen zen parametro bat. 1929an Hubblek aurkitu zuen korrelazioa zegoela distantzia eta urruntze abiaduraren artean[40][41]. Hori da gaur egun Hubbleren legea deritzona. Lege horren arabera, behatzen dugun norabide guztietan galaxiak gugandik urruntzen ari dira, eta haien urruntzeko abiadura distantziarekiko proportzionala da. Lege hori oso garrantzitsua da unibertsoa nola hedatzen den ulertzeko. Lemaîtrek hori proposatu eta bi urte aurrerago, Edwin Hubble astronomo iparramerikarrak frogatu zuen lege horrekin bateragarriak direla behaketa astronomikoak, eta unibertsoaren hedatzeak sinesgarritasun handia irabazi zuen.

Unibertsoaren hedatzea da Big Bangaren oinarria. Gaur ongi dakigu hori gertatzen dela, jakina da unibertsoaren hedapena azeleratua dela eta neurketa zehatzak ditugu, baina, hasiera batean, zientzialarientzat zaila zen ulertzea unibertsoa hedatzen ari dela esateak, besterik gabe, zer esan nahi duen. Aurreiritzi gehiegi zituzten eta unibertsoa estatikoa zela sinetsi nahi zuten: alternatibek beldurgarriak ziruditen[10]. XX. mendeko bigarren erdia arte zientzialarien arteko sinesmen finkatuena zen kosmosa denboran eta espazioan mugagabea dela, eta Big Bangaren gisako teoria bat, unibertsoaren adina eta tamainaren inguruan mugak ezartzen dituena, bitxikeria matematikoa zela uste zen.

Teoriaren proposamena apaiz katoliko batek egin izanak kezkak sortzen zituen zientzialari askoren artean, Hasierarekin zuen harreman teologikoa zela eta[42]. Arthur Eddington, adibidez, Aristotelesekin ados zegoen esatean Unibertsoak ez zuela izan hasiera denborarik eta, beraz, materia eternoa zela. Denboraren "hasiera" bat ezartzea "nazkagarria" zen harentzat[43][44].

1930eko hamarkadan zehar hainbat ideia proposatu ziren Hubblek ikusitakoa azaltzeko asmoz, Milneren eredua[45], eredu ziklikoa[oh 6][46] eta Fritz Zwickyren argi nekatuaren hipotesia[47].

Bigarren Mundu Gerraren ostean bi aukera ezberdin garatu ziren. Bata Fred Hoyleren egoera geldikorraren teoria zen, zeinak esaten zuen materia berria sor zitekeela Unibertsoan eta, horregatik, hedatzen ari zenaren sentsazioa eman. Teoria honek Unibertsoaren dentsitatea konstante mantendu dela ondorioztatzen du[48]. Bigarrena Lemaîtreren Big Bang teoria bera zen, George Gamowek babestua eta garatua, jatorrizko nukleosintesia (BBN, ingelesezko sigletan) proposatu zuena[49]. Ralph Alpher eta Robert Hermanek hondoko mikrouhin erradiazioa aurreikusi zuten Big Bangari lotuta[50]. Denbora batez bi teorien artean oreka egon zen, komunitateak iritzi kontrajarriak baitzituen. Lehen aipatu dugun bezala, Hoyle izan zen Lemaîtreren teoriari izena jarri ziona, "big bangaren ideia hau" aipatu zuenean BBC Radioko elkarrizketa batean, 1949ko martxoan[oh 7]. Urte batzuetan ebidentziak biltzen ari ziren, hala nola irrati bidezko iturri kontaketa, eta Big Bangaren alde hasi zen lerratzen zientzia komunitatea.

1964. urtean, Big Bang mekanismoak lortu zuen azkenean zientzialari gehienen onarpena, Penzias eta Wilson astronomo iparramerikarrek mikrouhin-erradiazio kosmikoa detektatu zutenean (hondoko mikrouhin-erradiazio)[51]. Erradiazio hori da kosmosean dagoen unibertsoaren jaiotzako aztarna eta froga bakarra. Hasierako “zopa kosmikoan” argia eta materia banandu zirenean, argia “flash” kosmiko baten modura irten eta unibertsoarekin batera hedatu zen, eta gaur egun mikrouhin-espektroan beha daiteke.

1968an eta 1970ean Roger Penrose, Stephen Hawking eta George F. R. Ellisek hainbat argitalpen egin zituzten erakutsiz Big Bangaren hasierako kondizioetan singularitate matematikoak ekidinezinak zirela eredu erlatibista orokor baten ikuspuntutik[52][53]. Hurrengo bi hamarkadetan kosmologoek Big Bangaren Unibertsoak aurkezten zituen arazo nagusiak ebazten egin zuten lan, eta Unibertsoak hasieran zuen ezaugarriei buruzko teoriak egin ziren. 1981ean Alan Guthek lan teoriko garrantzitsua egin zuen, hainbat arazo teorikoren konponbidea proposatuz eta hasierako Unibertsoak "inflazio" deitu zuen hedapen oso azkarreko unea izango zuela proposatuz[54]. Bitartean, bi hamarkada hauetan, bi zalantza handi sortu ziren behaketa-kosmologian: alde batetik Hubblen Konstantearen balio zehatzaren inguruan eztabaida handia sortu zen[55]; bestetik Unibertsoaren materia-dentsitatearen inguruan zalantzak zeuden, oraindik ez baitzen aurkitu energia iluna, Unibertsoaren patuaren arduraduna izan litekeena[56].

1990eko hamarkadaz gero garapen handiak izan dira Big Bangaren kosmologian, batez ere teleskopioen teknologiaren hobekuntza dela eta. COBE[57], Hubble espazio teleskopioa eta WMAP bezalako sateliteek informazio ugari eman dute[58]. Kosmologoek gaur egun neurketa zehatzagoak egin ditzakete, eta Big Bangaren eredua ezagunagoa da. Honen ondorioz, azeleratutako unibertsoan bizi garela aurkitu da, adibidez.

Ebidentzia behagarria

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Big Bang mekanismoak lau oinarrizko osagarri ditu ezaugarri nagusitzat. Osagarri horiek eredu estandarra termino orokorrarekin deskribatzen dira kosmologian. Eredu estandarrarekin teoria asko dira bateragarriak, eta horiek Big Bang mekanismoa erabiliz deskribatzen dute unibertsoaren eboluzioa (hasieratik gaur egun arte).

Espazioaren hedapena eta Hubbleren legea

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Big Bangaz geroztik, partikulak elkarrengandik urruntzen hasi ziren, abiadura handian. Hasierako prozesu horren ondorioz, gaur egun galaxia guztiak (batez beste) gugandik urruntzen ari dira, behatzen dugun norabide guztietan. Lehen aipatu bezala, Hubblek lehen aldiz behatu zuen galaxien urruntzea, eta gaur egungo behaketek ongi baieztatzen dute haren izena daraman legea[1]. Eredu estandarraren arabera, beraz, Hubbleren legea jarraitzen du unibertsoaren hedapenak. Legeak dioena da galaxia baten urruntze-abiadura () proportzionala dela gugandik kokatua dagoen distantziarekiko; hau da: , non Hubbleren konstantea[oh 8] deritzona den[40].

Hubbleren legea unibertsoaren lege fisiko orokorra izan dadin, beste printzipio bat behar dugu, hau da, printzipio kosmologikoa izena duena. Printzipio horrek esaten du gure kokapena unibertsoan ez dela berezia, eta beste edonon kokatuz gero, gure behaketek unibertsoaren irudi berdina erakutsiko luketela. Bereziki, beste edozein lekutatik behatzen ahal dugu galaxiak gugandik urruntzen ari direla. Zentzu batean, printzipio kosmologikoa Kopernikoren munduaren ikuspegi orokortua da, esaten baitu ez dagoela unibertsoko zentrorik eta gure behaketa-lekua ez dela inolaz ere berezia.

Printzipio kosmologikoak eta Hubbleren legeak unibertsoaren hedapena deskribatzen dute, geometria isotropikoa[oh 9] duen eduki baten modura. Matematikoki ere froga daiteke printzipio kosmologikoa, onartuz gero unibertsoaren hedapenak halabeharrez jarraitu behar duela Hubbleren legea. Beraz, bi kontzeptuak lotuak dira[40]. Hondoko mikrouhin erradiazioaren efektuen neurketa egin zen 2000. urtean, Kopernikoren printzipioa demostratuz[59], hau da, ikuspegi kosmologiko batetik Lurra ez dela posizio zentrala. Big Bangaren hasierako momentuetako erradiazioa beroagoa zen, eta erradiazioaren hoztea bakarrik azal daiteke Unibertsoak espantsio metrikoa jasaten badu, hau da, ez bagaude leherketa baten zentro bakarretik gertu.

Hondoko mikrouhin erradiazioaren jatorria

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Artikulu nagusia: «Hondoko mikrouhin erradiazioa»
2012an 9 urteko behaketaren ondoren WMAPek sortutako hondoko mikrouhin erradiazioaren irudia.[60][61] Erradiazioa isotopikoa da 100.000tik batean.[62]

Unibertsoa hasi eta 372.000 ± 14.000 urte ingurura bitarte[63], lotura sendoak zituzten argi-partikulek (fotoiek) eta oinarrizko partikulek. Zopa kosmiko beroan zeharo nahasiak ziren materia eta argia, eta interakzioak maiz eta ugariak zituzten. Lehen aro horren ondoren (unibertsoa erlatiboki bere haurtzaroan zegoen), unibertsoaren tenperatura nahikoa jaitsi zen, eta elektroien eta protoien arteko interakzioetatik sortu ziren lehenengo hidrogeno-atomoak. Gertakizun hark unibertsoaren aro berri bati hasiera eman zion: une hartatik aurrera, gas hotz eta elektrikoki neutro horrekin interakzioak izateari utzi zion argiak, eta bakoitza bere aldetik abiatu ziren materia eta argia[1].

Une hartaz geroztik, loturarik gabe eta beste partikulekin interakziorik izan gabe bidaiatu du argiak, eta unibertsoaren hedapenaren ondorioz handitu da argi-izpien uhin-luzera. Hau da, unibertsoa hedatu ahala, energia galdu dute etengabe argi-izpiek (uhin-luzera handiagoa izatean, argi-izpiak energia gutxiago du), eta izpion energia unibertsoaren batez besteko tenperaturarekiko proportzionala da. Jatorrian, argia eta materia banandu ziren denbora laburrean, 3.000 kelvin gradukoa zen erradiazioaren tenperatura, eta gaur egun, berriz, 2,7 kelvin gradu besterik ez da (-270 gradu zentigrado). Beraz, hasiera batean X izpiak baino energia handiagokoak ziren argi-izpiak pixkanaka energia galdu eta moteldu egin ziren, eta espektroaren beste maiztasun txikiagoetara mugitu, gaur egungo mikrouhin-maiztasunetara, hain zuzen ere.

Erradiazio hori gaur behatzen dugunean, unibertsoaren haurtzaroko argazkia ikusten dugu. Zeruan zehar norabide guztietan maiztasun eta anplitude berdinak dauzka mikrouhin-erradiazio kosmikoak, eta horrek baieztatzen du Big Bang irudiaren oinarrietako bat: unibertsoa oso homogeneoa zen hasiera batean, ongi nahasia, konpaktua, eta oso beroa. 13.000 milioi urte baino denbora gehiagoz bidaiatu dute mikrouhin-izpi horiek, eta [oh 10] kilometroko ibilbidea egin dute.

Mikrouhinaren erradiazioan ikusten dugu hasierako dentsitate-gorabeherak oso txikiak zirela, eta milioi bateko bereizmena erabili behar da behaketa astronomikoen bidez horiek ikusteko (satelite artifizialak erabiltzen dira behaketa horiek egiteko, gure atmosferaren interferentziak saihesteko). Beraz, hasierako dentsitate-fluktuazioak oso txikiak zirenez, grabitate-indarrak denbora luzea behar izan du efektua nabarmena izateko eta fluktuazio horiek garatzeko[64]. Gaur egun, 13.000 milioi urte ondoren, grabitatearen lanaren ondorioa ikusten dugu egitura kosmikoetan.

Elementu arinen sintesia

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Big Bangaren hasieraren ondorengo lehen segundoan, protoiak eta neutroiak ziren unibertsoko partikula nagusiak, dentsitate eta tenperatura altuko nahaste batean. Unibertsoa hedatu ahala, tenperatura jaitsi egin zen, eta elkarren arteko loturak sortu zituzten partikula horiek; ondorioz, lehen nukleo atomiko arinak osatu ziren[65]: deuterioa ()[66], [67] eta [68][69]. Aldi berean ere sortu zen, hidrogenoa baino aldiz gutxiago[1][70][71].

Teoriaren bidez prozesu nuklearrak aztertuz, ezaguna da antzeko nahaste isolatu edo “zopa kosmiko” baten garapen normalaren ondorioa helio-4a dela, eta horren ehunekoa % 25 dela. Izarren behaketek baieztatzen dute unibertsoan ehuneko hori dagoela, eta unibertsoaren lehen uneetan sortua izan zela. Zentzu horretan, fisika nuklearraren teoriak eta behaketa astronomikoek baieztatzen dute Big Bang mekanismoaren aro hori[72][73].

Elementu astunagoak, karbonoa eta oxigenoa barne harturik, gure materia organikoa sortzen dutenak, geroago sortu ziren izarren guneetako erreakzio nuklearren bidez, eta kosmosean sakabanatu ziren, izarren heriotzaren uneko supernoba-leherketen bidez[74].

Galaxien sorrera eta eskala handiko egitura kosmikoak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Egun behatzen dugun unibertsoa deskribatzeko, Big Bang mekanismoak zerbait behar du galaxiak eta eskala handiko egiturak nola sortu diren azaltzeko. Paradigmaren elementu nagusia grabitate-indarra da, eta osagarri bakar horrek ahalbidetzen gaitu behatzen dugun unibertsoa ulertzeko. Grabitate-indarrari esker, materia kolapsatu egiten da kosmosean eta auzuneko dentsitatea baino dentsitate handiagoko eremuak galaxia bihurtzen dira[75]. Ondoren, galaxien barruan egiturak sortzen dira: izarrak eta beste egitura kosmikoak, zulo beltzak galaxien guneetan[76], eta barruko morfologia ere aldakorra da eta erabat konplexua (galaxiek sarritan diskoa daukate eta beso espiralak). Galaxien errotazioak eta haien barruko osagaiek denborarekin sortzen dituzte konplexutasun dinamiko hauek. Galaxiek, beren adinaren arabera, barruko egitura oso ezberdina erakusten dute.

Denbora berean, galaxiek elkarrekiko grabitazioa jasaten dute eta unibertsoa hedatu ahala multzokatu egiten dira. Modu horretan, grabitate-indarrak oso eskala handiko egitura kosmikoak sortzen ditu: filamentuak, hodeiak, planoak; egitura horiek dinamikoak dira eta ehunka mila galaxiez osatuak dira. Galaxia gehienek, bere barruko egitura garatzeaz gain, beste galaxiekin loturak dituzte, eta grabitatearen bidez galaxia-multzo handiagoen osagai bihurtzen dira[77].

Unibertsoaren adina 10.000 urte ingurukoa zenean, argia eta materiaren arteko oreka aldatu egin zen. Ordura arte, argia zen unibertsoaren osagarri nagusia eta haren dinamika menderatzen zuen, baina adin hori gainditu ondoren, materiaren dentsitatea erradiazioarena baino handiago izatera iritsi zen. Une horretan, grabitate-indarraren efektua lehen aldiz sumatzen hasi zen eta dentsitate ezberdineko eremuak garatu ziren. Grabitatearen ezaugarri nagusia da oreka haustea, eta horrek dentsitate handiagoko eremuak multzokatzea dakar berekin. Dentsitate handia grabitateak areagotzen du, eta dentsitate txikia gutxiagotu egiten du. Beraz, hasierako homogeneotasunean ziren dentsitatearen aldaketa infinitesimalak pixkanaka areagotu egin ziren, eta horietatik hasi ziren aurreragoko galaxien sorkuntza ekarriko zuten dentsitate-gorabeherak[77].

Hasierako gas hodeiak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

2011n astronomoek Unibertsoaren hasierako gasezko hodei garbiak aurkitu zituzten, quasar urrunen argiaren absortzio lerroen espektruak behatuta. Aurkikuntza honen aurretik, beste objektu astronomiko guztiek izarretan sortutako elementu astunak zituzten. Aurkitutako bi gas hodei hauek ez dute hidrogeno eta deuterioa baino pisutsuagoak diren elementurik[78][79]. Gas hodei hauek ez dutenez elementu astunik, litekeena da Big Bangaren lehen minutuetan osatuta izatea, Big Bangeko nukleosintesiaren baitan.

Beste ebidentzia ildo batzuk

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Hubblen espantsioa eta hondoko mikrouhin erradiazioa erabilita aurreikusitako Unibertsoaren adina bat dator ezagutzen diren izarrik zaharrenen adinarekin, bai kumulu globularretako izarren eboluzioa erabilita ateratzen denarekin bai eta II. Populazioko izarren neurketa erradiometrikoekin[80].

Hondoko mikrouhin erradiazioaren tenperatura iraganean altuagoa zenaren aurreikuspena ere esperimentalki babestua izan da gorrinranzko lerrate handia duten gas hodeien tenperatura oso baxuko absortzio lerroak behatuta[81]. Aurreikuspen horrek ere esaten du Siunaiev-Zeldovitx efektua ez dagoela zuzenki loturik gorriranzko lerratzerik galaxia kumuluetan. Behaketek erakutsi dute hau ildo orokorrean egia dela, baina efektu hau kumuluaren propietateen araberakoa dela, eta denbora kosmikoarekin aldatzen dela, neurketa zehatzak oso zailtzen[82][83].

Etorkizuneko behaketak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Uhin grabitazionalen etorkizuneko ikerketek hasierako grabitazio uhinak detektatzeko aukera eman dezake, Unibertso goiztiarraren hondakinak, Big Bangaren segundo batetik aurrera gertatutakoa erakutsiz[84][85].

Arazoak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Edozein teoria zientifiko aurkezten denean bezala, hainbat misterio eta arazo suertatu dira Big Bang teoria proposatu denetik. Horietako batzuen konponbidea nola izan daitekeen proposatu da jada, baina beste batzuk oraindik misterioaren eremuan daude. Proposaturiko konponbideetako batzuek ere arazo berriak proposatu dituzten euren baitan, fisikan gertatu ohi den bezala. Adibidez, zerumuga-arazoa, monopolo magnetikoen arazoa, eta Unibertsoaren lautasunaren arazoa konpon daitezke inflazio kosmikoarekin, baina Unibertso inflazionistaren ingurukoak ez dira ezagutzen, arazo ugari sortzen ditu, eta teoria bera proposatu zuten zientzialarietako batzuek ez dute ontzat ematen gaur egun[86][87][88][89].

Barioien asimetria

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Oraindik ez dakigu zergatik Unibertsoak duen antimateria baino materia gehiago. Uste orokorra da Unibertsoa gaztea eta oso beroa zenean oreka estatistiko bat zegoela eta barioi eta antibarioi kopuru bera zuela. Hala ere, behaketak erakusten du Unibertsoak, bere parterik urrunenetan ere, batez ere materiaz osaturik dagoela. Bariogenesis izeneko prozesu baten hipotesia egin zen asimetria hau azaltzeko asmoz. Bariogenesia gertatzeko Sakharoven baldintzak beten behar dira. Baldintza hauek diote barioi zenbakia ez dela kontserbatzen, C-simetria eta CP-simetria hausten direla eta Unibertsoa oreka termodinamikotik aldentzen dela[90]. Kondizio guzti hauek gertatzen dira eredu estandarrean, baina efektuak ez dira nahikoa indartsu gaur egungo barioien asimetria azaltzeko.

Energia iluna

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Sakontzeko, irakurri: «Energia ilun»

Energia eta materia ezberdinen banaketa hipotetikoa Unibertsoan      Energia iluna (73%)     Materia iluna (23%)     Hidrogeno eta helio askea < (3.2%)     Izarrak, neutrinoak, planetak... (0.83%)

Ia motako supernoben gorriranzko-lerrakuntzaren neurketek erakutsi dute unibertsoaren hedakuntza azeleratu dela bere oraingo adinaren erdia zuenetik. Azelerazio hau azaltzeko, erlatibitate orokorra jarraiki, "energia ilun" izena eman zaio presio negatiboa egiten duen energia mota bat behar du, Unibertsoan ugaria izango dena[13].

Energia ilunak, espekulatiboa den arren, arazo asko konpontzen ditu. Hondoko mikrouhin erradiazioaren neurketak diosku Unibertsoa espazialki ia laua dela, eta beraz erlatibitate orokorraren arabera Unibertsoak masa/energia kritikoaren kopuru antzekoak izan behar dituela. Baina Unibertsoaren masa dentsitatea neurtu daiteke grabitazio klusterrak erabilita, eta dentsitate kritikoaren %30 baino ez dela ikusi da[13]. Teoriak esaten du energia iluna ez dela taldekatzen ohikoa den moduan, "falta den" energia dentsitatearen azalpenik onena taldekatze falta hori da. Energia ilunak ere Unibertsoaren kurbaduraren bi neurketa geometriko azaltzen ditu, bata grabitazio-lenteen frekuentzia erabiliz, bestea tamaina-handiko egiturak erregela kosmiko gisa erabiltzen.

Presio negatibo hori hutsaren energiaren propietate bat dela uste da, baina bere natura zehatza eta energia ilunaren existentzia bera Big Bangaren misterio handietako bat da oraindik ere. WMAP taldeak 2008an lortutako emaitzek erakusten dute energia iluna %73 izan daitekeela[91], %23 materia iluna, %4,6 materia arrunta eta %1 neutrinoak[92]. Teoria honen arabera, energia dentsitatea eta materiarena jaisten da Unibertsoaren espantsioarekin batera, baina energia ilunaren dentsitatea konstante mantenduko litzateke Unibertsoa hedatzen den bitartean. Honela, materia Unibertsoaren energia osoaren frakzio handia zen iraganean, baina gaur egun txikiagoa da eta, etorkizunean, energia iluna izango da nagusiena eta materiaren energia dentsitatea jaisten joango da.

Energia iluna Unibertsoaren konponente gisa teoria ezberdinetan azaldu da, baita konpetentzian dauden teoriak ere. Einsteinen konstante kosmologikoa, edo Kintesentzia bezalako kontzeptuak azaldu dira berriro ere[93][94]. Konstante kosmologikoaren arazoa, batzuetan "fisikako arazorik lotsagarriena" deitua, neurtutako energia ilunaren energia-dentsitatea eta Plancken unitateetatik espero denaren artean dagoen aldea da[95]. EHUn egindako ikerketa batek proposatu du energia iluna eta materia iluna gauza bera ere izan daitezkeela[96].

Materia iluna

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Lambda-Materia Ilun Hotza eskema erabiliz egindako azeleratutako Unibertsoaren hedapenaren eskema

1970ko eta 1980 hamarkadetan hainbat behaketek erakutsi zuten ez dagoela materia ikusgarri nahikorik Unibertsoan galaxien artean dauden grabitazio elkarrekintzak azaldu ahal izateko. Honen aurrean ideia bat sortu zen, azaltzen duena Unibertsoko materiaren %90 materia iluna dela, ez duela argirik ematen edo barioi normalekin elkarrekintzarik. Gainera, Unibertsoa batez ere materia arruntez osatuta dagoela asumitzen badugu, behaketekin bat ez datozen aurreikuspenak ematera eramaten gaitu. Bereziki, Unibertsoak materia ilunik izango ez balu, ez litzateke ez den bezain pikortsua ez eta duen deuterioa baino gehiago izango luke. Materia iluna beti eztabaidatua izan bada ere, hainbat behaketetatik ondorioztatzen da: hondoko mikrouhin erradiazioaren anisotropia, galaxia kumuluen abiaduren dispertsioa, eskala handiko egituren banaketa[97], grabitate lenteen ikerketek eta galaxia kumuluen X izpi neurketak[98].

Materia ilunaren ebidentzia ez zuzenekoa beste materiaren gainean duen influentzia grabitazionaletik dator, ez delako laborategietan inoiz materia ilunaren partikularik ikusi. Partikula asko proposatu dira materia ilunerako hautagai gisa, eta hainbat proiektu daude martxan zuzenean detektatu ahal izateko[99].

Gainera, arazo nabarmenak daude gaur egun babesten den materia ilun hotzaren ereduarekin, galaxia nanoaren arazoa[100] eta halo gailurdunaren arazoa barne[101]. Teoria alternatiboak proposatu dira ez dutenak behar hainbeste materia ilunik Unibertsoan, baina Einsteinen eta Newtonen grabitazio legeak aldatzea dakar horrek; hala ere, ez dago momentu honetan teoria alternatiborik materia ilun hotzak bezain beste azalpen ematen diotenik ikusten dugunari[102].

Zerumuga-arazoa

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Unibertsoan, indar fisikoen eragina ez da istantean sumatzen. Argiaren abiaduran hedatzen dira espazioan indar fisikoak, eta, abiadura mugatua denez, unibertsoan oso urrun diren eremuen artean ez dago elkarren arteko eragin fisikorik[103]. Efektu honi zerumuga-arazoa esaten zaio. Eremu horien artean ez da kausalitate-loturarik: hau da, eremu bateko gertakizun fisikoek ezin dute beste eremuarengan ondoriorik eragin. Beraz, eremu guztien inguruan zerumuga kosmiko bat dago, forma biribilekoa, eta unibertsoaren adinean zehar argiak bidaiatu duen distantzia da biribil horren erradioa. Zerumugaz barruko puntu guztiek elkarrekin kausalitate-lotura daukate; kanpokoek, ordea, ez.

Unibertsoaren adina mugatua denez, printzipioz Big Bang paradigma zuzena balitz, zerumuga kosmikoa unibertsoaren ertzean izango litzateke. Big Banga puntu bakar batetik hedatzen hasi zenez, elkarren arteko kausalitate-lotura izan beharko lukete unibertsoko eremu guztiek, eta zerumuga kosmiko bakar baten barruan izan beharko lukete. Behaketek, ordea, oso bestelako unibertsoa erakusten digute: unibertsoaren adinean zehar argiak bidaiatu duen distantzia ikusten dugun unibertsoaren erradioa baino ehunka aldiz txikiagoa da, eta, beraz, gure zerumugatik kanpo diren eremu ugari dira unibertsoan[104].

Mikrouhin-erradiazio kosmikoak erakusten digu, aurreko ataletan aipatu bezala, eremu oso urrunetatik (elkarrekin kausalitate-loturarik ez daukaten eremuetatik) tenperatura bereko erradiazioa jasotzen dugula[105]. Iraganean, hasiera batean, eremuok tenperatura bereko zopa kosmiko batetik hedatu ziren, baina nolabait gaur egun beren zerumuga kosmikoak oso urrun dira bata bestetik. Hau da, zerumuga-arazoak, edo beste modu batera esanda, Big Bangak aurreikusten duen unibertsoaren eboluzioak, ezin du sortu guk behatzen duguna bezain unibertso handia; hots, Big Bangari dagokion unibertsoa txikiegia da.

Arazo hau konpontzeko, inflazio kosmikoa asmatu zuten Alan Guth zientzialari amerikarrak eta Andrei Linde errusiarrak 1980ko hamarkadan. Inflazioa unibertsoaren hasierako prozesua da, ezohiko hedapena sortzen duena. Epe laburrean, inflazioak unibertsoaren tamaina esponentzialki hedatzen du, eta, ondorioz, Big Bang mekanismoak aurreikusten duena baino handiagoa da unibertsoa. Inflazioa sortzen duten prozesuak teknikoak dira, eta ez dira behaketen bidez baieztatzeko modukoak. Azken hamarkadetan, kosmologoek inflazio-teoria ugari proposatu dituzte mekanismo horri nolabaiteko justifikazioa emateko. Egun arte, eztabaida sakonean dagoen teoria da.

Lautasunaren arazoa

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Unibertsoaren forma Omega parametro kosmologikoaren arabera zehazten da, 1 baino txikiagoa, berdina edo handiagoa den arabera. Goitik behera kurbadura positiboa duen Unibertsoa, Unibertso hiperboliko bat kurbadura negatiboarekin, edo Unibertso laua, zero kurbadurarekin.

Lautasunaren arazoa (edo zahartasunaren arazoa) Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker metrikarekin (FLRW) harremana duen behaketa arazo bat da. Unibertsoak izan dezakeen kurbadura izan daiteke positiboa, negatiboa edo zero, duen energia dentsitate osoaren arabera. Kurbatura negatiboa da bere dentsitatea dentsitate-kritikoa baino txikiagoa bazen; positiboa, handiagoa bada; eta zero dentsitate kritikoa baldin badu, eta kasu horretan espazioa laua dela esaten da[21].

Arazoa da dentsitate kritikoaren edozein desbideratze denborarekin hazten dela, eta oraindik ere Unibertsoa laua izatetik oso gertu dagoela. Lautasunetik abiatzeko denbora-eskala naturala Plancken denbora izango litzatekeenez ( segundo), oraindik Unibertsoa bero-heriotza batera edo Big Crunchera iritsi ez izana milaka milioi urte pasa eta gero azaldu beharreko gauza bat da. Adibidez, nukleosintesia gertatu zenean pasa ziren minutu gutxi batzuen ostean, Unibertsoaren dentsitatea bere balore kritikoaren izan behar zen, edo Unibertsoa ez zen existitu orain den bezala[106].

Monopolo magnetikoak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Monopolo magnetikoen objekzioa 1970eko hamarkadan proposatu zen. Bateratze handiaren teoriak aurre-esaten du espazioan akats topologikoak egon daitezkeela, monopolo magnetikoz agerian jarrita. Objektu mota hauek hasierako Unibertsoan efizienteki sortuko ziren, gaur egungo behaketan baino dentsitate askoz handiagoarekin. Izan ere, gaur gaurkoz ez da monopolo magnetikorik aurkitu. Inflazio kosmikoak arazo hau ere konpontzen du, Unibertso behagarriaren defektu-puntu guztiak kentzen dituelako, eta geometria lautasunera deribatzen duelako[21].

Erlijioen eta filosofiaren interpretazioa

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Unibertsoaren jatorriaren deskribapen bat ematen duen heinean, Big Bangak garrantzi berezia du erlijio eta filosofiaren ikuspuntutik[107][108]. Ondorioz, zientzia eta erlijioaren arteko harremanaren argudio garrantzitsuetako bat da egun[109]. Batzuen ustez, Big Bang bat emateko sortzaile bat egin behar du[110], eta aipamenak ikusten dituzte liburu sakratuetan[111]; beste batzuek diote Big Bangarekin eta kosmologiarekin ez dela behar sortzaile jainkotiarrik[112].

Oharrak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
  1. ↑ Kalkuluen arabera, gehiago
  2. ↑ Garai hartan "nebulosa espiral" deitzen zitzaien.
  3. ↑
  4. ↑
  5. ↑ Beste arrazoi batzuk direla eta, azken hamarkadan konstante kosmologikoaren baliagarritasuna berpiztu da.
  6. ↑ Hasiera batean Friedmannek proposatua, baina Albert Einstein eta Richald Tolmanek babestua.
  7. ↑ ingelesez: This big bang idea. Hoylek ez zuen teoria babesten, eta entzulearengan irudi bat baino ez zuen sortu nahi. Momentuan erridikulizatzeko sortutako termino bat zela pentsatu zen, baina Hoylek beranduago adierazi zuen ez zela hori bere nahia, baizik eta argi uztea zer den proposatzen ari zena.
  8. ↑ km/s/Mpc
  9. ↑ Hau da, norabide guztietan eta kokapen guztietatik behatuz itxura berdina eta lege berdinak dituena
  10. ↑ 2.000.000.000.000.000.000.000.000

Erreferentziak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Testu honen zati batzuk ZT Hiztegiaren Big Bang artikulutik hartu dira eta Mikel Susperregik argitaratu du cc-by-sa-3.0 lizentziapean.
  1. ↑ a b c d e f Jesus., Arregi,. (D.L. 1988). Unibertsoa big bang-etik gaur egunera. [Udako Euskal Univertsitatea] ISBN 8486967031..
  2. ↑ Alkiza, Garbiñe. (2009-09-17). Dokumentua. (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  3. ↑ Andonian, M. R.; Barrett, A. S.; Vinogradov, S. N.. (1975-12-15). «Physical properties and subunits of Haemopis grandis erythrocruorin» Biochimica Et Biophysica Acta 412 (2): 202–213. ISSN 0006-3002. PMID 84. (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  4. ↑ 1942-, Silk, Joseph,. (2009). Horizons of cosmology : exploring worlds seen and unseen. Templeton Press ISBN 9781599473413..
  5. ↑ WMAP's Introduction to Cosmology. 2011-05-14 (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  6. ↑ a b c (Ingelesez) How the Universe Works. 2017-11-07 (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  7. ↑ (Ingelesez) «big-bang model | cosmology» Encyclopedia Britannica (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  8. ↑ Frequently Asked Questions in Cosmology. (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  9. ↑ (Ingelesez) esa. «Planck reveals an almost perfect Universe» European Space Agency (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  10. ↑ a b 1944-, Kragh, Helge,. Cosmology and controversy : the historical development of two theories of the universe. ISBN 0691026238..
  11. ↑ Unibertsoko hondoko erradiazioa, gero eta zehatzagoa - Zientzia.eus. (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  12. ↑ B., Partridge, R.. (2006). 3 k : the cosmic microwave background radiation.. (1st paperback version. argitaraldia) Cambridge University Press ISBN 9780521358088..
  13. ↑ a b c d e Peebles, P. J. E.; Ratra, Bharat. (2003-04-22). «The cosmological constant and dark energy» Reviews of Modern Physics 75 (2): 559–606.  doi:10.1103/RevModPhys.75.559. (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  14. ↑ (Ingelesez) Chow, Tai L.. (2007-10-24). Gravity, Black Holes, and the Very Early Universe: An Introduction to General Relativity and Cosmology. Springer Science & Business Media ISBN 9780387736310. (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  15. ↑ Hawking, Stephen. (1973). The large scale structure of space-time. Cambridge University Press ISBN 0521200164..
  16. ↑ Roos, Matts. (2008-02-01). «Expansion of the Universe - Standard Big Bang Model» ArXiv e-prints 0802: arXiv:0802.2005. (Noiz kontsultatua: 2017-12-07).
  17. ↑ 1954-, Drees, Willem B.,. (1990). Beyond the big bang : quantum cosmologies and God. Open Court ISBN 9780812691184..
  18. ↑ (Ingelesez) Collaboration, Planck; Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Arnaud, M.; Ashdown, M.; Aumont, J.; Baccigalupi, C.; Banday, A. J. et al.. (2016-10-01). «Planck2015 results» Astronomy & Astrophysics 594  doi:10.1051/0004-6361/201525830. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2017-12-07).
  19. ↑ a b H., Guth, Alan. (1997). The inflationary universe : the quest for a new theory of cosmic origins. Vintage ISBN 9780099959502..
  20. ↑ Physics News Update 728. 2005-04-23 (Noiz kontsultatua: 2017-12-07).
  21. ↑ a b c d e The Early universe-reprints. Addison-Wesley Pub. Co., Advanced Book Program 1988 ISBN 0201116049..
  22. ↑ a b A., Peacock, John. (1999). Cosmological physics. Cambridge University Press ISBN 0521422701..
  23. ↑ Loeb, Abraham. (2014/10). «The habitable epoch of the early Universe» International Journal of Astrobiology 13 (4): 337–339.  doi:10.1017/S1473550414000196. ISSN 1473-5504. (Noiz kontsultatua: 2017-12-07).
  24. ↑ (Ingelesez) Dreifus, Claudia. (2014-12-01). «Avi Loeb Ponders the Early Universe, Nature and Life» The New York Times ISSN 0362-4331. (Noiz kontsultatua: 2017-12-07).
  25. ↑ Loeb, Abraham. (2014/10). «The habitable epoch of the early Universe» International Journal of Astrobiology 13 (4): 337–339.  doi:10.1017/s1473550414000196. ISSN 1473-5504. (Noiz kontsultatua: 2017-12-07).
  26. ↑ (Ingelesez) Blumenthal, George R.; Faber, S. M.; Primack, Joel R.; Rees, Martin J.. (1984/10). «Formation of galaxies and large-scale structure with cold dark matter» Nature 311 (5986): 517–525.  doi:10.1038/311517a0. ISSN 1476-4687. (Noiz kontsultatua: 2017-12-09).
  27. ↑ Bulbul, Esra; Markevitch, Maxim; Foster, Adam; Smith, Randall K.; Loewenstein, Michael; Randall, Scott W.. (2014-06-10). «Detection of An Unidentified Emission Line in the Stacked X-ray spectrum of Galaxy Clusters» The Astrophysical Journal 789 (1): 13.  doi:10.1088/0004-637X/789/1/13. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2017-12-09).
  28. ↑ Cowen, R.. (1996). «Tracing the Architecture of Dark Matter» Science News 149 (6): 87–87.  doi:10.2307/3979991. (Noiz kontsultatua: 2017-12-09).
  29. ↑ Ray., D'Inverno,. (1992). Introducing Einstein's relativity. Clarendon Press ISBN 0198596863..
  30. ↑ Davis, Tamara M.; Lineweaver, Charles H.. (2004). «Expanding Confusion: common misconceptions of cosmological horizons and the superluminal expansion of the Universe» Publications of the Astronomical Society of Australia 21 (01): 97–109.  doi:10.1071/AS03040. ISSN 1323-3580. (Noiz kontsultatua: 2017-12-14).
  31. ↑ (Ingelesez) Fred Hoyle: An Online Exhibition | St John's College, Cambridge. (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  32. ↑ (Ingelesez) 'Big bang' astronomer dies. 2001-08-22 (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  33. ↑ 1946-, Mitton, Simon,. (2005). Fred Hoyle : a life in science. Aurum ISBN 9780521189477..
  34. ↑ «Hubble Telescope Reveals Farthest View Into Universe Ever» Space.com (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  35. ↑ Slipher, V. M.. (1913). «The radial velocity of the Andromeda Nebula» Lowell Observatory Bulletin 2: 56–57. (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  36. ↑ Slipher, V. M.. (1915-01-01). «Spectrographic Observations of Nebulae» Popular Astronomy 23: 21–24. ISSN 0197-7482. (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  37. ↑ (Alemanez) Friedman, A.. (1922-12-01). «Über die Krümmung des Raumes» Zeitschrift für Physik 10 (1): 377–386.  doi:10.1007/BF01332580. ISSN 0044-3328. (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  38. ↑ Lemaître, G.. (1927). «Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques» Annales de la Société Scientifique de Bruxelles 47: 49–59. (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  39. ↑ (Ingelesez) LEMAÎTRE, Abbé G.. (1931/10). «Contributions to a British Association Discussion on the Evolution of the Universe» Nature 128 (3234): 704–706.  doi:10.1038/128704a0. ISSN 1476-4687. (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  40. ↑ a b c (Ingelesez) Hubble, Edwin. (1929-03-15). «A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae» Proceedings of the National Academy of Sciences 15 (3): 168–173.  doi:10.1073/pnas.15.3.168. ISSN 0027-8424. PMID 16577160. (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  41. ↑ E., Christianson, Gale. (1995). Edwin Hubble : mariner of the nebulae. Farrar, Straus, Giroux ISBN 0374146608..
  42. ↑ A Science Odyssey: People and Discoveries: Big bang theory is introduced. (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  43. ↑ (Ingelesez) EDDINGTON, ARTHUR S.. (1931/03). «The End of the World: from the Standpoint of Mathematical Physics*» Nature 127 (3203): 447–453.  doi:10.1038/127447a0. ISSN 1476-4687. (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  44. ↑ (Ingelesez) Appolloni, Simon. (2011-06-17). «"Repugnant", "Not Repugnant at All": How the Respective Epistemic Attitudes of Georges Lemaitre and Sir Arthur Eddington Influenced How Each Approached the Idea of a Beginning of the Universe» IBSU Scientific Journal 5 (1) ISSN 2233-3002. (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  45. ↑ (Ingelesez) Milne, E. A.. (2013). Relativity Gravitation and World Structure. Isha Books ISBN 9789333166669. (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  46. ↑ 1881-1948., Tolman, Richard C. (Richard Chace),. (1987). Relativity, thermodynamics, and cosmology. Dover Publications ISBN 0486653838..
  47. ↑ Zwicky, F.. «ON THE REDSHIFT OF SPECTRAL LINES THROUGH INTERSTELLAR SPACE» Proceedings of the National Academy of Sciences 15 (10): 773–779.  doi:10.1073/pnas.15.10.773..
  48. ↑ (Ingelesez) Hoyle, F.. (1948-10-01). «A New Model for the Expanding Universe» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 108 (5): 372–382.  doi:10.1093/mnras/108.5.372. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2017-12-06).
  49. ↑ Alpher, R. A.; Bethe, H.; Gamow, G.. (1948-04-01). «The Origin of Chemical Elements» Physical Review 73 (7): 803–804.  doi:10.1103/PhysRev.73.803. (Noiz kontsultatua: 2017-12-07).
  50. ↑ (Ingelesez) ALPHER, RALPH A.; HERMAN, ROBERT. (1948/11). «Evolution of the Universe» Nature 162 (4124): 774–775.  doi:10.1038/162774b0. ISSN 1476-4687. (Noiz kontsultatua: 2017-12-07).
  51. ↑ (Ingelesez) Penzias, A. A.; Wilson, R. W.. (July 1965). «A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s.» The Astrophysical Journal 142: 419–421.  doi:10.1086/148307. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2017-12-07).
  52. ↑ (Ingelesez) Hawking, S. W.; Ellis, G. F. R.. (April 1968). «The Cosmic Black-Body Radiation and the Existence of Singularities in Our Universe» The Astrophysical Journal 152: 25.  doi:10.1086/149520. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2017-12-07).
  53. ↑ (Ingelesez) Hawking, S. W.; Penrose, R.. (1970-01-27). «The singularities of gravitational collapse and cosmology» Proc. R. Soc. Lond. A 314 (1519): 529–548.  doi:10.1098/rspa.1970.0021. ISSN 0080-4630. (Noiz kontsultatua: 2017-12-07).
  54. ↑ Guth, Alan H.. (1981-01-15). «Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems» Physical Review D 23 (2): 347–356.  doi:10.1103/PhysRevD.23.347. (Noiz kontsultatua: 2017-12-07).
  55. ↑ Huchra, John P.. The Hubble Constant. (Noiz kontsultatua: 2017-12-07).
  56. ↑ 1945-, Livio, Mario,. (2000). The accelerating universe : infinite expansion, the cosmological constant, and the beauty of the cosmos. Wiley ISBN 047143714X..
  57. ↑ (Ingelesez) Boggess, N. W.; Mather, J. C.; Weiss, R.; Bennett, C. L.; Cheng, E. S.; Dwek, E.; Gulkis, S.; Hauser, M. G. et al.. (October 1992). «The COBE mission - Its design and performance two years after launch» The Astrophysical Journal 397: 420–429.  doi:10.1086/171797. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2017-12-07).
  58. ↑ (Ingelesez) Spergel, D. N.; Bean, R.; Doré, O.; Nolta, M. R.; Bennett, C. L.; Dunkley, J.; Hinshaw, G.; Jarosik, N. et al.. (2007). «Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology» The Astrophysical Journal Supplement Series 170 (2): 377.  doi:10.1086/513700. ISSN 0067-0049. (Noiz kontsultatua: 2017-12-07).[Betiko hautsitako esteka]
  59. ↑ (Ingelesez) Srianand, R.; Petitjean, P.; Ledoux, C.. (2000/12). «The cosmic microwave background radiation temperature at a redshift of 2.34» Nature 408 (6815): 931–935.  doi:10.1038/35050020. ISSN 1476-4687. (Noiz kontsultatua: 2017-12-09).
  60. ↑ (Ingelesez) Bennett, C. L.; Larson, D.; Weiland, J. L.; Jarosik, N.; Hinshaw, G.; Odegard, N.; Smith, K. M.; Hill, R. S. et al.. (2013). «Nine-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results» The Astrophysical Journal Supplement Series 208 (2): 20.  doi:10.1088/0067-0049/208/2/20. ISSN 0067-0049. (Noiz kontsultatua: 2017-12-09).[Betiko hautsitako esteka]
  61. ↑ «New 'Baby Picture' of Universe Unveiled» Space.com (Noiz kontsultatua: 2017-12-09).
  62. ↑ Measuring and modeling the universe. Cambridge University Press 2004 ISBN 052175576X..
  63. ↑ (Ingelesez) Spergel, D. N.; Verde, L.; Peiris, H. V.; Komatsu, E.; Nolta, M. R.; Bennett, C. L.; Halpern, M.; Hinshaw, G. et al.. (2003). «First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters» The Astrophysical Journal Supplement Series 148 (1): 175.  doi:10.1086/377226. ISSN 0067-0049. (Noiz kontsultatua: 2017-12-09).[Betiko hautsitako esteka]
  64. ↑ (Ingelesez) Boggess, N. W.; Mather, J. C.; Weiss, R.; Bennett, C. L.; Cheng, E. S.; Dwek, E.; Gulkis, S.; Hauser, M. G. et al.. (October 1992). «The COBE mission - Its design and performance two years after launch» The Astrophysical Journal 397: 420–429.  doi:10.1086/171797. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2017-12-09).
  65. ↑ (Ingelesez) Coc, Alain; Vangioni-Flam, Elisabeth; Descouvemont, Pierre; Adahchour, Abderrahim; Angulo, Carmen. (2004). «Updated Big Bang Nucleosynthesis Compared with Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Observations and the Abundance of Light Elements» The Astrophysical Journal 600 (2): 544.  doi:10.1086/380121. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2017-12-09).[Betiko hautsitako esteka]
  66. ↑ (Ingelesez) O’Meara, John M.; Tytler, David; Kirkman, David; Suzuki, Nao; Prochaska, Jason X.; Lubin, Dan; Wolfe, Arthur M.. (2001). «The Deuterium to Hydrogen Abundance Ratio toward a Fourth QSO: HS 0105+1619» The Astrophysical Journal 552 (2): 718.  doi:10.1086/320579. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2017-12-09).[Betiko hautsitako esteka]
  67. ↑ (Ingelesez) Bania, T. M.; Rood, Robert T.; Balser, Dana S.. (2002/01). «The cosmological density of baryons from observations of 3He+ in the Milky Way» Nature 415 (6867): 54–57.  doi:10.1038/415054a. ISSN 1476-4687. (Noiz kontsultatua: 2017-12-09).
  68. ↑ The Early universe-reprints. Addison-Wesley Pub. Co., Advanced Book Program 1988 ISBN 0201116049..
  69. ↑ (Ingelesez) Olive, Keith A.; Skillman, Evan D.. (2004). «A Realistic Determination of the Error on the Primordial Helium Abundance: Steps toward Nonparametric Nebular Helium Abundances» The Astrophysical Journal 617 (1): 29.  doi:10.1086/425170. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2017-12-09).[Betiko hautsitako esteka]
  70. ↑ (Ingelesez) Korn, A. J.; Grundahl, F.; Richard, O.; Barklem, P. S.; Mashonkina, L.; Collet, R.; Piskunov, N.; Gustafsson, B.. (2006/08). «A probable stellar solution to the cosmological lithium discrepancy» Nature 442 (7103): 657–659.  doi:10.1038/nature05011. ISSN 1476-4687. (Noiz kontsultatua: 2017-12-09).
  71. ↑ (Ingelesez) Charbonnel, C.; Primas, F.. (2005-11-01). «The lithium content of the Galactic Halo stars» Astronomy & Astrophysics 442 (3): 961–992.  doi:10.1051/0004-6361:20042491. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2017-12-09).
  72. ↑ Steigman, Gary. (2006-02-01). «Primordial nucleosynthesis: successes and challenges» International Journal of Modern Physics E 15 (01): 1–35.  doi:10.1142/S0218301306004028. ISSN 0218-3013. (Noiz kontsultatua: 2017-12-09).
  73. ↑ Unibertsoaren mugak eta erronkak - Zientzia.eus. (Noiz kontsultatua: 2017-12-09).
  74. ↑ Sue., Ryden, Barbara. (2003). Introduction to cosmology. Addison-Wesley ISBN 9780805389128..
  75. ↑ (Ingelesez) Eggen, O. J.; Lynden-Bell, D.; Sandage, A. R.. (November 1962). «Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed.» The Astrophysical Journal 136: 748.  doi:10.1086/147433. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2017-12-09).
  76. ↑ (Ingelesez) Churazov, E.; Sazonov, S.; Sunyaev, R.; Forman, W.; Jones, C.; Bohringer, H.. (2005-10-01). «Supermassive black holes in elliptical galaxies: switching from very bright to very dim» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 363 (1): L91–L95.  doi:10.1111/j.1745-3933.2005.00093.x. ISSN 1745-3925. (Noiz kontsultatua: 2017-12-09).
  77. ↑ a b Bertschinger, Edmund. (2000-12-31). «Cosmological Perturbation Theory and Structure Formation» arXiv:astro-ph/0101009 (Noiz kontsultatua: 2017-12-09).
  78. ↑ (Ingelesez) Fumagalli, Michele; O'Meara, John M.; Prochaska, J. Xavier. (2011-12-02). «Detection of Pristine Gas Two Billion Years After the Big Bang» Science 334 (6060): 1245–1249.  doi:10.1126/science.1213581. ISSN 0036-8075. PMID 22075722. (Noiz kontsultatua: 2017-12-12).
  79. ↑ (Ingelesez) «Astronomers find clouds of primordial gas from the early universe, just moments after Big Bang» ScienceDaily (Noiz kontsultatua: 2017-12-12).
  80. ↑ The Age of the Universe. (Noiz kontsultatua: 2017-12-12).
  81. ↑ (Ingelesez) Srianand, R.; Noterdaeme, P.; Ledoux, C.; Petitjean, P.. (2008-05-01). «First detection of CO in a high-redshift damped Lyman-α system» Astronomy & Astrophysics 482 (3): L39–L42.  doi:10.1051/0004-6361:200809727. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2017-12-12).
  82. ↑ (Ingelesez) Avgoustidis, A.; Luzzi, G.; Martins, C. J. A. P.; Monteiro, A. M. R. V. L.. (2012). «Constraints on the CMB temperature-redshift dependence from SZ and distance measurements» Journal of Cosmology and Astroparticle Physics 2012 (02): 013.  doi:10.1088/1475-7516/2012/02/013. ISSN 1475-7516. (Noiz kontsultatua: 2017-12-12).[Betiko hautsitako esteka]
  83. ↑ 1953-, Belusević, Radoje,. (2008). Relativity, astrophysics and cosmology. Wiley-VCH ISBN 3527407642..
  84. ↑ (Ingelesez) Ghosh, Pallab. (2016-02-11). «'Ripples' from black holes detected» BBC News (Noiz kontsultatua: 2017-12-12).
  85. ↑ (Ingelesez) Billings, Lee. «The Future of Gravitational Wave Astronomy» Scientific American (Noiz kontsultatua: 2017-12-12).
  86. ↑ Earman, John; Mosterin, Jesus. (1999-03-01). «A Critical Look at Inflationary Cosmology» Philosophy of Science 66 (1): 1–49.  doi:10.1086/392675. ISSN 0031-8248. (Noiz kontsultatua: 2017-12-10).
  87. ↑ General relativity : an Einstein centenary survey. Cambridge University Press 2010 ISBN 9780521137980..
  88. ↑ (Ingelesez) Penrose, Roger. (1989-12-01). «Difficulties with Inflationary Cosmologya» Annals of the New York Academy of Sciences 571 (1): 249–264.  doi:10.1111/j.1749-6632.1989.tb50513.x. ISSN 1749-6632. (Noiz kontsultatua: 2017-12-10).
  89. ↑ Steinhardt, P.J.. (2011-01-01). «The Inflation Debate: Is the theory at the heart of modern cosmology deeply flawed?» Scientific American 304: 36–43. (Noiz kontsultatua: 2017-12-10).
  90. ↑ (Ingelesez) Journal of Experimental and Theoretical Physics. 2017-09-02 (Noiz kontsultatua: 2017-12-10).
  91. ↑ Energia iluna dinamikoa dela proposatu dute EHUko ikertzaileek - Zientzia.eus. (Noiz kontsultatua: 2017-12-12).
  92. ↑ (Ingelesez) Jarosik, N.; Bennett, C. L.; Dunkley, J.; Gold, B.; Greason, M. R.; Halpern, M.; Hill, R. S.; Hinshaw, G. et al.. (2011). «Seven-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results» The Astrophysical Journal Supplement Series 192 (2): 14.  doi:10.1088/0067-0049/192/2/14. ISSN 0067-0049. (Noiz kontsultatua: 2017-12-10).[Betiko hautsitako esteka]
  93. ↑ Mortonson, Michael J.; Weinberg, David H.; White, Martin. (2013-12-01). «Dark Energy: A Short Review» ArXiv e-prints 1401: arXiv:1401.0046. (Noiz kontsultatua: 2017-12-10).
  94. ↑ [https://ned.ipac.caltech.edu/level5/March14/Mortonson/Mortonson_contents.html Dark Energy: A Short Review - Michael J. Mortonson, David H. Weinberg, Martin White. ] (Noiz kontsultatua: 2017-12-10).
  95. ↑ (Ingelesez) Rugh, S.E.; Zinkernagel, H.. «The quantum vacuum and the cosmological constant problem» Studies in History and Philosophy of Science Part B: Studies in History and Philosophy of Modern Physics 33 (4): 663–705.  doi:10.1016/s1355-2198(02)00033-3. (Noiz kontsultatua: 2017-12-10).
  96. ↑ (Ingelesez) Chimento, Luis P.; Lazkoz, Ruth; Sendra, Irene. (2010-05-01). «DBI models for the unification of dark matter and dark energy» General Relativity and Gravitation 42 (5): 1189–1209.  doi:10.1007/s10714-009-0901-z. ISSN 0001-7701. (Noiz kontsultatua: 2017-12-12).
  97. ↑ Materia ilunaren banaketa-mapa bat argitaratu dute - Zientzia.eus. (Noiz kontsultatua: 2017-12-12).
  98. ↑ Galaxies and the Universe - Dark Matter. (Noiz kontsultatua: 2017-12-12).
  99. ↑ (Ingelesez) al, W.-M. Yao et. (2006). «Review of Particle Physics» Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics 33 (1): 1.  doi:10.1088/0954-3899/33/1/001. ISSN 0954-3899. (Noiz kontsultatua: 2017-12-12).[Betiko hautsitako esteka]
  100. ↑ Bullock, James S.. (2010-09-01). «Notes on the Missing Satellites Problem» ArXiv e-prints 1009: arXiv:1009.4505. (Noiz kontsultatua: 2017-12-12).
  101. ↑ (Ingelesez) Diemand, Jürg; Zemp, Marcel; Moore, Ben; Stadel, Joachim; Carollo, Marcella. (2005-12-01). «Cusps in cold dark matter haloes» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 364 (2): 665–673.  doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09601.x. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2017-12-12).
  102. ↑ Dodelson, Scott. (2011-12-31). «The real problem with mond» International Journal of Modern Physics D 20 (14): 2749–2753.  doi:10.1142/S0218271811020561. ISSN 0218-2718. (Noiz kontsultatua: 2017-12-12).
  103. ↑ (Ingelesez) Magnetic Monopoles | SpringerLink.  doi:10.1007/978-1-4615-7370-8. (Noiz kontsultatua: 2017-12-09).
  104. ↑ H., Guth, Alan. (1997). The inflationary universe : the quest for a new theory of cosmic origins. Vintage ISBN 9780099959502..
  105. ↑ (Ingelesez) Fixsen, D. J.. (2009). «The Temperature of the Cosmic Microwave Background» The Astrophysical Journal 707 (2): 916.  doi:10.1088/0004-637X/707/2/916. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2017-12-09).[Betiko hautsitako esteka]
  106. ↑ General relativity : an Einstein centenary survey. Cambridge University Press 1979 ISBN 9780521222853..
  107. ↑ 1941-, Harris, James F. (James Franklin),. (2002). Analytic philosophy of religion. Kluwer Academic Publishers ISBN 140200530X. PMC 49871766. (Noiz kontsultatua: 2019-01-07).
  108. ↑ Tom., Frame,. (2009). Losing my religion : unbelief in Australia. UNSW Press ISBN 9781742231969. PMC 647885132. (Noiz kontsultatua: 2019-01-07).
  109. ↑ The Cambridge companion to science and religion. Cambridge University Press 2010 ISBN 9780521885386. PMC 540143440. (Noiz kontsultatua: 2019-01-07).
  110. ↑ (Ingelesez) Craig, William Lane. (2000). «The Ultimate Question of Origins: God and the Beginning of the Universe» Toward a New Millennium in Galaxy Morphology (Springer, Dordrecht): 723–740.  doi:10.1007/978-94-011-4114-7_85. ISBN 9789401058018. (Noiz kontsultatua: 2019-01-07).
  111. ↑ The message of the Qurʼan : the full account of the revealed Arabic text accompanied by parallel transliteration. (Complete edition. argitaraldia) ISBN 1904510000. PMC 62072752. (Noiz kontsultatua: 2019-01-07).
  112. ↑ 1942-2018,, Hawking, Stephen,. A brief history of time : from the big bang to black holes. ISBN 0553052438. PMC 17105155. (Noiz kontsultatua: 2019-01-07).

Ikus, gainera

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Kanpo estekak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Gai honi buruzko informazio gehiago lor dezakezu Scholian
"https://eu.wikipedia.org/w/index.php?title=Big_Bang&oldid=9826175"(e)tik eskuratuta