Uzay: Revizyonlar arasındaki fark

Vikipedi, özgür ansiklopedi
[kontrol edilmiş revizyon][kontrol edilmiş revizyon]
İçerik silindi İçerik eklendi
Kepler-45b (mesaj | katkılar)
Değişiklik özeti yok
Etiketler: Görsel Düzenleyici Mobil değişiklik Mobil ağ değişikliği Gelişmiş mobil değişikliği
Kepler-45b (mesaj | katkılar)
Kaynakar.
Etiketler: Görsel Düzenleyici Mobil değişiklik Mobil ağ değişikliği Gelişmiş mobil değişikliği
4. satır: 4. satır:
== Uzay(evren) nasıl oluştu ? ==
== Uzay(evren) nasıl oluştu ? ==
[[Dosya:CMB Timeline300 no WMAP.jpg|upright=1.7|thumb|Bu, tasvir [[uzayın metrik genişlemesi]] ile ilgilidir. Soldan sağa doğru evrenin oluşmasından gününüze gelen sürecin taslak halidir. Her halka zamanı temsil etmektedir.]]
[[Dosya:CMB Timeline300 no WMAP.jpg|upright=1.7|thumb|Bu, tasvir [[uzayın metrik genişlemesi]] ile ilgilidir. Soldan sağa doğru evrenin oluşmasından gününüze gelen sürecin taslak halidir. Her halka zamanı temsil etmektedir.]]
{{Main|Big Bang}}[[Büyük Patlama]] teorisine göre, yakın [[evren]] yaklaşık 13.8 milyar yıl önce<ref name=planck_2013 /> hızla genişleyen son derece sıcak ve yoğun bir durumdaydı. Yaklaşık 380.000 yıl sonra Evren, protonların ve elektronların birleşip hidrojeni oluşturmasına izin verecek kadar soğumuştu. Bu gerçekleştiğinde, madde ve enerji ayrıldı ve fotonların sürekli genişleyen uzayda özgürce dolaşmasına izin verdi. <ref name="SciAm301_1_36"/> İlk genişlemenin ardından kalan madde, o zamandan beri yıldızlar, galaksiler ve diğer astronomik nesneleri oluşturmak için kütleçekimsel çöküşe uğradı ve şimdiki uzayı oluşturan derin bir boşluk bıraktı. <ref name="SciAm301_1_36"/>Işık hızı belirli bir hıza sahip olduğundan, bu teori aynı zamanda gözlemlenebilir evrenin boyutunu da sınırlar. <ref name="SciAm301_1_36"/> Bu, sebeple yukarıda belirtilen gibi uzayın sonsuz veya sonlu olup olmadığı hakkında kessin kanıtlar yoktur. Gözlemlenebilir Evrende yalnızca 10⁸⁰ parçacık var, yani bu, bir metreküpteki (m³) olası madde konfigürasyonlarından çok daha az<ref name=":3" />. Evren gerçekten sonsuz ise, Dünya'dan dışarıya doğru seyahat ederseniz, sonunda bir metreküp uzay boşluğunun tekrarlandığı bir yere ulaşacaksınız<ref name=":3" />. Ne kadar uzağa giderseniz, o kadar çok kopya bulacaksınız. Yani bu demek oluyor ki eğer evren sonsuz ise birbirini tekrar eden bir çok konfigürasyon ile sınırlıdır<ref name=":3" />. Ancak bu onun sonlu olduğu anlamına gelmez yalnızca sonuna ulaşamayacağınız anlamına geliyor. Çünkü temel olarak uzay sürekli genişlemektedir<ref>{{Web kaynağı|url=https://bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/evrenin-genislemesi-ne-anlama-geliyor|başlık=Evrenin Genişlemesi Ne Anlama Geliyor?|erişimtarihi=2020-11-16|tarih=2015-04-27|dil=tr|çalışma=TÜBİTAK Bilim Genç}}</ref><ref>{{Web kaynağı|url=http://www.bulutsu.org/evreninharitasi/bigbang.php|başlık=Büyük Patlama ve Evrenin Genişlemesi|erişimtarihi=2020-11-16|çalışma=www.bulutsu.org}}</ref>.
{{Main|Big Bang}}[[Büyük Patlama]] teorisine göre, yakın [[evren]] yaklaşık 13.8 milyar yıl önce<ref name=planck_2013 /> hızla genişleyen son derece sıcak ve yoğun bir durumdaydı<ref name=":5">{{Web kaynağı|url=https://spaceplace.nasa.gov/big-bang/en/|başlık=What Is the Big Bang? {{!}} NASA Space Place – NASA Science for Kids|erişimtarihi=2020-11-16|çalışma=spaceplace.nasa.gov}}</ref>. Yaklaşık 380.000 yıl sonra Evren, protonların ve elektronların birleşip hidrojeni oluşturmasına izin verecek kadar soğumuştu. Bu gerçekleştiğinde, madde ve enerji ayrıldı ve fotonların sürekli genişleyen uzayda özgürce dolaşmasına izin verdi. <ref name="SciAm301_1_36" /> İlk genişlemenin ardından kalan madde, o zamandan beri yıldızlar, galaksiler ve diğer astronomik nesneleri oluşturmak için kütleçekimsel çöküşe uğradı ve şimdiki uzayı oluşturan derin bir boşluk bıraktı. <ref name="SciAm301_1_36"/>Işık hızı belirli bir hıza sahip olduğundan, bu teori aynı zamanda gözlemlenebilir evrenin boyutunu da sınırlar. <ref name="SciAm301_1_36"/> Bu, sebeple yukarıda belirtilen gibi uzayın sonsuz veya sonlu olup olmadığı hakkında kessin kanıtlar yoktur. Gözlemlenebilir Evrende yalnızca 10⁸⁰ parçacık var, yani bu, bir metreküpteki (m³) olası madde konfigürasyonlarından çok daha az<ref name=":3" />. Evren gerçekten sonsuz ise, Dünya'dan dışarıya doğru seyahat ederseniz, sonunda bir metreküp uzay boşluğunun tekrarlandığı bir yere ulaşacaksınız<ref name=":3" />. Ne kadar uzağa giderseniz, o kadar çok kopya bulacaksınız. Yani bu demek oluyor ki eğer evren sonsuz ise birbirini tekrar eden bir çok konfigürasyon ile sınırlıdır<ref name=":3" />. Ancak bu onun sonlu olduğu anlamına gelmez yalnızca sonuna ulaşamayacağınız anlamına geliyor. Çünkü temel olarak uzay sürekli genişlemektedir<ref>{{Web kaynağı|url=https://bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/evrenin-genislemesi-ne-anlama-geliyor|başlık=Evrenin Genişlemesi Ne Anlama Geliyor?|erişimtarihi=2020-11-16|tarih=2015-04-27|dil=tr|çalışma=TÜBİTAK Bilim Genç}}</ref><ref>{{Web kaynağı|url=http://www.bulutsu.org/evreninharitasi/bigbang.php|başlık=Büyük Patlama ve Evrenin Genişlemesi|erişimtarihi=2020-11-16|çalışma=www.bulutsu.org}}</ref>.


Evrenin oluşumu ile ilgili şöyle bir kozmolojik kronoloji sıralaması yapılabilir;
Evrenin oluşumu ile ilgili şöyle bir kozmolojik kronoloji sıralaması yapılabilir;


• Büyük Patlama'dan sonraki 1 Plancklık sürede, yani 10-⁴³ saniyede, kütleçekimi kuvvetinin etkisi altında, kuantum mekaniğini süreci değerlendirilir. parçacıklar ve yoğun alanlar hacim kazanmaya başlar. Bu an içinde Evren, sadece 10-³³ santimetre boyundadır, homojendir ve izotropiktir. Bu anda sıcaklığıda 10³² Kelvin sıcaklığına yakındır.<ref name=":4">{{Web kaynağı|url=https://evrimagaci.org/buyuk-patlama-nedir-buyuk-patlama-sirasinda-neler-yasandi-7758|başlık=Büyük Patlama Nedir? Büyük Patlama Sırasında Neler Yaşandı?|erişimtarihi=2020-11-16|dil=tr|çalışma=Evrim Ağacı}}</ref>
• Büyük Patlama'dan sonraki 1 Plancklık sürede, yani 10-⁴³ saniyede, kütleçekimi kuvvetinin etkisi altında, kuantum mekaniğini süreci değerlendirilir. parçacıklar ve yoğun alanlar hacim kazanmaya başlar. Bu an içinde Evren, sadece 10-³³ santimetre boyundadır, homojendir ve izotropiktir. Bu anda sıcaklığıda 10³² Kelvin sıcaklığına yakındır.<ref name=":4">{{Web kaynağı|url=https://evrimagaci.org/buyuk-patlama-nedir-buyuk-patlama-sirasinda-neler-yasandi-7758|başlık=Büyük Patlama Nedir? Büyük Patlama Sırasında Neler Yaşandı?|erişimtarihi=2020-11-16|dil=tr|çalışma=Evrim Ağacı}}</ref><ref name=":5" />


• Bu noktada enflasyon (hızlı genişleme) başlar.<ref name=":4" />
• Bu noktada enflasyon (hızlı genişleme) başlar.<ref name=":4" /><ref name=":6">{{Web kaynağı|url=https://academic.oup.com/astrogeo/article/54/2/2.28/302975|başlık=What is the big bang ?|erişimtarihi=12.15.2015|tarih=|çalışma=big bang|yayıncı=OXFORD Acedemic}}</ref>


• Büyük Patlama'dan sonraki 10-³³ saniyede enflasyon dönemi biter. Sıcaklık bu noktada yeniden 10²⁷ ila 10²⁸ Kelvin dolaylarındadır; çünkü enflasyona neden olan vakum enerjisi yoğunluğu ısıya dönüşür. Enflasyon evresi o kadar hızlı yaşanmıştır ki, bu evre sonunda Evren'in görünen yaşı sadece 10-³⁵ saniyedir. Bu genişleme dolayısıyla Evren'in Planck zamanındaki homojen kısımları 100 santimetre genişliğe ulaşmıştır ve büyüme faktörü 10³⁵ civarındadır. Ancak bu dönemde kuantum dalgalanmalar nedeniyle homojen olmayan kısımlar belirmeye başlamıştır. Bunlar, rastgele bir şekilde Evren'in dokusuna dahil olmaktadır ve her ölçekte eşit güce sahiptirler.<ref name=":4" />
• Büyük Patlama'dan sonraki 10-³³ saniyede enflasyon dönemi biter. Sıcaklık bu noktada yeniden 10²⁷ ila 10²⁸ Kelvin dolaylarındadır; çünkü enflasyona neden olan vakum enerjisi yoğunluğu ısıya dönüşür. Enflasyon evresi o kadar hızlı yaşanmıştır ki, bu evre sonunda Evren'in görünen yaşı sadece 10-³⁵ saniyedir. Bu genişleme dolayısıyla Evren'in Planck zamanındaki homojen kısımları 100 santimetre genişliğe ulaşmıştır ve büyüme faktörü 10³⁵ civarındadır. Ancak bu dönemde kuantum dalgalanmalar nedeniyle homojen olmayan kısımlar belirmeye başlamıştır. Bunlar, rastgele bir şekilde Evren'in dokusuna dahil olmaktadır ve her ölçekte eşit güce sahiptirler.<ref name=":4" /><ref name=":6" />


• Baryon parçaları oluşmaya başlar, yani baryogenez işlemi gerçekleşirar. Antimadde ile madde arasındaki reaksiyon sürelerinde bir kırılma yaşanır. Her 1⁶ antiproton için ~1⁵ proton ve 1⁸ foton saçılmaya başlar.<ref name=":4" />
• Baryon parçaları oluşmaya başlar, yani baryogenez işlemi gerçekleşirar. Antimadde ile madde arasındaki reaksiyon sürelerinde bir kırılma yaşanır. Her 1⁶ antiproton için ~1⁵ proton ve 1⁸ foton saçılmaya başlar.<ref name=":4" />
20. satır: 20. satır:
• Evren, ömrünün 1. saniyesine kadar 10¹⁰ Kelvin'e soğur. Zayıf vakum kuvveti sebebiyle protonve nötron oranı sabite yaklaşır. Evren'in homojen kısmı 1019.5 santimetre genişliğe ulaşmıştır.<ref name=":4" />
• Evren, ömrünün 1. saniyesine kadar 10¹⁰ Kelvin'e soğur. Zayıf vakum kuvveti sebebiyle protonve nötron oranı sabite yaklaşır. Evren'in homojen kısmı 1019.5 santimetre genişliğe ulaşmıştır.<ref name=":4" />


• Evren, 100 saniye sonra 1 milyar Kelvin'e soğur. Elektronlar ve pozitronlar birbirlerini nötrlerler daha fazla foton üretirler. Protonlarla nötronlar birleşerek dötronları üretirler. Bunlar bir araya gelerek helyumu üretirler. Bu süreçler sonucunda %75 hidrojen, %25 helyum kütlesine sahip bir evren oluşur. Dötron-proton oranı milyonda 30 parçaya ulaşır. Proton veya nötron başına 2 milyar foton vardır.<ref name=":4" />
• Evren, 100 saniye sonra 1 milyar Kelvin'e soğur. Elektronlar ve pozitronlar birbirlerini nötrlerler daha fazla foton üretirler. Protonlarla nötronlar birleşerek dötronları üretirler. Bunlar bir araya gelerek helyumu üretirler. Bu süreçler sonucunda %75 hidrojen, %25 helyum kütlesine sahip bir evren oluşur. Dötron-proton oranı milyonda 30 parçaya ulaşır. Proton veya nötron başına 2 milyar foton vardır.<ref name=":4" /><ref name=":6" />


• Büyük Patlama'dan 1 ay sonra kadar sonra, Mikrodalga Art Alan Işıması'nın taşınabilir yapısı ortaya çıkar.<ref name=":4" />
• Büyük Patlama'dan 1 ay sonra kadar sonra, Mikrodalga Art Alan Işıması'nın taşınabilir yapısı ortaya çıkar.<ref name=":4" />
28. satır: 28. satır:
• Protonlar ve elektronlar bir araya gelerek nötral hidrojen oluşturur. Evren bu noktada transparan bir bütünlük kazanır. Sıcaklık 3000 Kelvin civarına düşmüştür ve aradan 380.000 yıl geçmiştir. Normal madde artık karanlık madde kümeleri oluşturmaya başlar. Artık bu noktada, CMB'den Evren'in şekli görülebilir bir şekil kazanır.<ref name=":4" />
• Protonlar ve elektronlar bir araya gelerek nötral hidrojen oluşturur. Evren bu noktada transparan bir bütünlük kazanır. Sıcaklık 3000 Kelvin civarına düşmüştür ve aradan 380.000 yıl geçmiştir. Normal madde artık karanlık madde kümeleri oluşturmaya başlar. Artık bu noktada, CMB'den Evren'in şekli görülebilir bir şekil kazanır.<ref name=":4" />


• Büyük Patlama'dan 100-200 milyon yıl sonra saçılmış olan ve yıldız oluşturan nebula'lar ve kozmik tozlar ilk yıldızları oluşturur<ref>{{Web kaynağı|url=https://bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/yildizlar-nasil-olusur|başlık=Yıldızlar Nasıl Oluşur?|erişimtarihi=2020-11-16|tarih=2015-04-27|dil=tr|çalışma=TÜBİTAK Bilim Genç}}</ref>. İlk süpernova patlaması sonucu karbon, nitrojen, oksijen, silikon, magnezyum, demir ve daha fazla element uzaya saçılır.Karanlık madde kümeleri galaksileri oluşturmaya başlar, yıldızlar ve kozmik tozlar bir araya gelmeye başlar.Galaksi kümeleri oluşmaya başlar.Günümüzden 4.6 milyar yıl önce, Büyük Patlama'dan 9.22 milyar yıl sonra güneş sistemi ve Güneş oluşmaya başlar.Evren'in ömrünün 9.28 milyarıncı yılı içinde Dünya oluşur. Sıcaklık artık 2.725 Kelvin'e düşmüştür. Evren'in homojen kısımları 10²⁹ santimetreye kadar genişlemiştir.<ref name=":4" />
• Büyük Patlama'dan 100-200 milyon yıl sonra saçılmış olan ve yıldız oluşturan nebula'lar ve kozmik tozlar ilk yıldızları oluşturur<ref>{{Web kaynağı|url=https://bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/yildizlar-nasil-olusur|başlık=Yıldızlar Nasıl Oluşur?|erişimtarihi=2020-11-16|tarih=2015-04-27|dil=tr|çalışma=TÜBİTAK Bilim Genç}}</ref>. İlk süpernova patlaması sonucu karbon, nitrojen, oksijen, silikon, magnezyum, demir ve daha fazla element uzaya saçılır.Karanlık madde kümeleri galaksileri oluşturmaya başlar, yıldızlar ve kozmik tozlar bir araya gelmeye başlar.Galaksi kümeleri oluşmaya başlar.Günümüzden 4.6 milyar yıl önce, Büyük Patlama'dan 9.22 milyar yıl sonra güneş sistemi ve Güneş oluşmaya başlar.Evren'in ömrünün 9.28 milyarıncı yılı içinde Dünya oluşur. Sıcaklık artık 2.725 Kelvin'e düşmüştür. Evren'in homojen kısımları 10²⁹ santimetreye kadar genişlemiştir.<ref name=":4" /><ref name=":6" />


== Kaynakça ==
== Kaynakça ==

Sayfanın 07.39, 16 Kasım 2020 tarihindeki hâli

Bir teleskop ile çekilmiş gerçek uzay fotoğrafı
Teleskop ile çekilmiş bir uzay fotoğrafı.

Uzay ya da Fêza , dünya'nın ötesinde ve gök cisimleri arasında var olan, sonsuz olduğu düşünülen fakat sonsuz olduğu konusuda kesin yargılara varılamayan genişliktir [1][2][3]. Uzay düşüncülerin aksine tamamıyla boş bir alan değildir. düşük yoğunluklu parçacıklar, ağırlıklı olarak hidrojen, helyum ve plazma, ayrıca elektromanyetik radyasyon, manyetik alanlar, nötrinolar, Kozmik toz ve kozmik ışınlar içeren sert vakumsu bir alandır.[4]. ük Patlama'nın kozmik fon radyasyonuyla belirlenen  uzayın taban sıcaklığı 2,7°K kelvin'dir. bu da (−270,45 °C - 454,81 °F ) tekabül etmektedir[5][6][7]. Aslında bu sıcaklık Büyük patlamadan sonra ortaya çıkan ışınımın günümüze gelen dalga boyudur[6]. Galaksiler arasındaki plazma, evrendeki baryonik maddenin yaklaşık yarısını oluşturur. metreküp başına bir hidrojen atomundan daha az sayı yoğunluğuna ve milyonlarca Kelvin sıcaklığına sahiptir [8]. Büyük patlama sonrası local madde  konsantrasyonları, yıldızlara ve galaksilere yoğunlaşmıştır. Araştırmalar, çoğu galaksideki kütlenin % 90'ının karanlık madde adı verilen bilinmeyen bir biçimde olduğunu ve diğer maddelerle yerçekimsel kuvvetler yoluyla etkileşime girebilen ancak elektromanyetik kuvvetlerle etkileşime girmeyen bir maddenin yoğunluğu ile birlikte olduğu yönündedir[4][9].Teleskoplar yardımıyla yapılan gözlemeler sonucu, gözlemlenebilir evrendeki kütle-enerjisinin çoğunun karanlık enerji olduğu, çok az ayırt edilebilen bir tür vakum enerjisi olduğunu göstermektedir[4][9]. Evrenin 4,9% normal madde, 26,8% karanlık madde ve 68,3% karanlık enerji ile oluştuğu bilim insanlarınca tahmin edilmiştir[4][10].Galaksiler arasındaki uzay, evrenin hacminin çoğunu kaplar, ancak galaksiler ve yıldız sistemleri bile neredeyse tamamen boş uzaydan oluşur.

Uzay(evren) nasıl oluştu ?

Bu, tasvir uzayın metrik genişlemesi ile ilgilidir. Soldan sağa doğru evrenin oluşmasından gününüze gelen sürecin taslak halidir. Her halka zamanı temsil etmektedir.

Büyük Patlama teorisine göre, yakın evren yaklaşık 13.8 milyar yıl önce[11] hızla genişleyen son derece sıcak ve yoğun bir durumdaydı[12]. Yaklaşık 380.000 yıl sonra Evren, protonların ve elektronların birleşip hidrojeni oluşturmasına izin verecek kadar soğumuştu. Bu gerçekleştiğinde, madde ve enerji ayrıldı ve fotonların sürekli genişleyen uzayda özgürce dolaşmasına izin verdi. [13] İlk genişlemenin ardından kalan madde, o zamandan beri yıldızlar, galaksiler ve diğer astronomik nesneleri oluşturmak için kütleçekimsel çöküşe uğradı ve şimdiki uzayı oluşturan derin bir boşluk bıraktı. [13]Işık hızı belirli bir hıza sahip olduğundan, bu teori aynı zamanda gözlemlenebilir evrenin boyutunu da sınırlar. [13] Bu, sebeple yukarıda belirtilen gibi uzayın sonsuz veya sonlu olup olmadığı hakkında kessin kanıtlar yoktur. Gözlemlenebilir Evrende yalnızca 10⁸⁰ parçacık var, yani bu, bir metreküpteki (m³) olası madde konfigürasyonlarından çok daha az[1]. Evren gerçekten sonsuz ise, Dünya'dan dışarıya doğru seyahat ederseniz, sonunda bir metreküp uzay boşluğunun tekrarlandığı bir yere ulaşacaksınız[1]. Ne kadar uzağa giderseniz, o kadar çok kopya bulacaksınız. Yani bu demek oluyor ki eğer evren sonsuz ise birbirini tekrar eden bir çok konfigürasyon ile sınırlıdır[1]. Ancak bu onun sonlu olduğu anlamına gelmez yalnızca sonuna ulaşamayacağınız anlamına geliyor. Çünkü temel olarak uzay sürekli genişlemektedir[14][15].

Evrenin oluşumu ile ilgili şöyle bir kozmolojik kronoloji sıralaması yapılabilir;

• Büyük Patlama'dan sonraki 1 Plancklık sürede, yani 10-⁴³ saniyede, kütleçekimi kuvvetinin etkisi altında, kuantum mekaniğini süreci değerlendirilir. parçacıklar ve yoğun alanlar hacim kazanmaya başlar. Bu an içinde Evren, sadece 10-³³ santimetre boyundadır, homojendir ve izotropiktir. Bu anda sıcaklığıda 10³² Kelvin sıcaklığına yakındır.[16][12]

• Bu noktada enflasyon (hızlı genişleme) başlar.[16][17]

• Büyük Patlama'dan sonraki 10-³³ saniyede enflasyon dönemi biter. Sıcaklık bu noktada yeniden 10²⁷ ila 10²⁸ Kelvin dolaylarındadır; çünkü enflasyona neden olan vakum enerjisi yoğunluğu ısıya dönüşür. Enflasyon evresi o kadar hızlı yaşanmıştır ki, bu evre sonunda Evren'in görünen yaşı sadece 10-³⁵ saniyedir. Bu genişleme dolayısıyla Evren'in Planck zamanındaki homojen kısımları 100 santimetre genişliğe ulaşmıştır ve büyüme faktörü 10³⁵ civarındadır. Ancak bu dönemde kuantum dalgalanmalar nedeniyle homojen olmayan kısımlar belirmeye başlamıştır. Bunlar, rastgele bir şekilde Evren'in dokusuna dahil olmaktadır ve her ölçekte eşit güce sahiptirler.[16][17]

• Baryon parçaları oluşmaya başlar, yani baryogenez işlemi gerçekleşirar. Antimadde ile madde arasındaki reaksiyon sürelerinde bir kırılma yaşanır. Her 1⁶ antiproton için ~1⁵ proton ve 1⁸ foton saçılmaya başlar.[16]

• Evren, bundan sonraki 0.0001 saniye boyunca 10¹³ Kelvin dolaylarına kadar soğur. Antiprotonlar, protonlarla birleşerek enerjiye dönüşür; oluşan enerji yoğunlukla proton ve foton'a harcanır.[16]

• Evren, ömrünün 1. saniyesine kadar 10¹⁰ Kelvin'e soğur. Zayıf vakum kuvveti sebebiyle protonve nötron oranı sabite yaklaşır. Evren'in homojen kısmı 1019.5 santimetre genişliğe ulaşmıştır.[16]

• Evren, 100 saniye sonra 1 milyar Kelvin'e soğur. Elektronlar ve pozitronlar birbirlerini nötrlerler daha fazla foton üretirler. Protonlarla nötronlar birleşerek dötronları üretirler. Bunlar bir araya gelerek helyumu üretirler. Bu süreçler sonucunda %75 hidrojen, %25 helyum kütlesine sahip bir evren oluşur. Dötron-proton oranı milyonda 30 parçaya ulaşır. Proton veya nötron başına 2 milyar foton vardır.[16][17]

• Büyük Patlama'dan 1 ay sonra kadar sonra, Mikrodalga Art Alan Işıması'nın taşınabilir yapısı ortaya çıkar.[16]

• Büyük Patlama'dan 56.000 yıl sonra madde yoğunluğu ile radyasyon yoğunluğuna eşit hale gelir ve sıcaklık 9000 Kelvin civarındadır. Karanlık madde heterojenlikleri çökmeye başlar.[16]

• Protonlar ve elektronlar bir araya gelerek nötral hidrojen oluşturur. Evren bu noktada transparan bir bütünlük kazanır. Sıcaklık 3000 Kelvin civarına düşmüştür ve aradan 380.000 yıl geçmiştir. Normal madde artık karanlık madde kümeleri oluşturmaya başlar. Artık bu noktada, CMB'den Evren'in şekli görülebilir bir şekil kazanır.[16]

• Büyük Patlama'dan 100-200 milyon yıl sonra saçılmış olan ve yıldız oluşturan nebula'lar ve kozmik tozlar ilk yıldızları oluşturur[18]. İlk süpernova patlaması sonucu karbon, nitrojen, oksijen, silikon, magnezyum, demir ve daha fazla element uzaya saçılır.Karanlık madde kümeleri galaksileri oluşturmaya başlar, yıldızlar ve kozmik tozlar bir araya gelmeye başlar.Galaksi kümeleri oluşmaya başlar.Günümüzden 4.6 milyar yıl önce, Büyük Patlama'dan 9.22 milyar yıl sonra güneş sistemi ve Güneş oluşmaya başlar.Evren'in ömrünün 9.28 milyarıncı yılı içinde Dünya oluşur. Sıcaklık artık 2.725 Kelvin'e düşmüştür. Evren'in homojen kısımları 10²⁹ santimetreye kadar genişlemiştir.[16][17]

Kaynakça

  1. ^ a b c d "Is the universe finite or infinite?". phys.org (İngilizce). Erişim tarihi: 15 Kasım 2020. 
  2. ^ "Uzay Nedir?". yunus.hacettepe.edu.tr. Erişim tarihi: 15 Kasım 2020. 
  3. ^ "Uzay Nedir?". UZAY.ORG. 12 Şubat 2013. Erişim tarihi: 15 Kasım 2020. 
  4. ^ a b c d Coşkuner, Author Buket (13 Şubat 2019). "EVREN NELERDEN OLUŞUR?". KURIOUS. Erişim tarihi: 15 Kasım 2020. 
  5. ^ "LAMBDA - Cosmic Background Explorer". lambda.gsfc.nasa.gov. Erişim tarihi: 15 Kasım 2020. 
  6. ^ a b "Uzay Ne Kadar Soğuk? • Kozmik Anafor | Türkiye'nin Astronomi Kaynağı". KOZMİK ANAFOR. 27 Ocak 2019. Erişim tarihi: 15 Kasım 2020. 
  7. ^ "Uzay Ne Kadar Soğuk? • Kozmik Anafor | Türkiye'nin Astronomi Kaynağı". KOZMİK ANAFOR. 27 Ocak 2019. Erişim tarihi: 15 Kasım 2020. 
  8. ^ Gupta, Anjali; Galeazzi, M.; Ursino, E. (2010-05). "Detection and Characterization of the Warm-Hot Intergalactic Medium". American Astronomical Society Meeting Abstracts #216 (İngilizce). 216: 318.08.  Tarih değerini gözden geçirin: |tarih= (yardım)
  9. ^ a b Trimble, V. (1987). "EXISTENCE AND NATURE OF DARK MATTER IN THE UNIVERSE". ANNUAL REVIEW OF ASTRONOMY AND ASTROPHYSICS (İngilizce). 25 (1): 425–472. doi:10.1146/annurev.aa.25.090187.002233. ISSN 0066-4146. 
  10. ^ April 2013, Karl Tate 03. "Dark Matter and Dark Energy: The Mystery Explained (Infographic)". Space.com (İngilizce). Erişim tarihi: 15 Kasım 2020. 
  11. ^ Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; planck_2013 isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: Kaynak gösterme)
  12. ^ a b "What Is the Big Bang? | NASA Space Place – NASA Science for Kids". spaceplace.nasa.gov. Erişim tarihi: 2020-11-16. 
  13. ^ a b c Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; SciAm301_1_36 isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: Kaynak gösterme)
  14. ^ "Evrenin Genişlemesi Ne Anlama Geliyor?". TÜBİTAK Bilim Genç. 2015-04-27. Erişim tarihi: 2020-11-16. 
  15. ^ "Büyük Patlama ve Evrenin Genişlemesi". www.bulutsu.org. Erişim tarihi: 2020-11-16. 
  16. ^ a b c d e f g h i j k "Büyük Patlama Nedir? Büyük Patlama Sırasında Neler Yaşandı?". Evrim Ağacı. Erişim tarihi: 2020-11-16. 
  17. ^ a b c d "What is the big bang ?". big bang. OXFORD Acedemic. Erişim tarihi: 12.15.2015.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım)
  18. ^ "Yıldızlar Nasıl Oluşur?". TÜBİTAK Bilim Genç. 2015-04-27. Erişim tarihi: 2020-11-16.