Katta portlash sahifasining manbasini koʻrish

[[Fayl:Universe expansion2.png|241px|thumb|Katta portlash modeliga binoan [[olam]] oʻta zich va issiq holatdan kengayib, bugunda ham kengayishda davom etmoqda. [[Fazo]]ning kengayib, oʻzi bilan [[galaktika]]larni surishini shishirilayotgan pufakdagi dogʻlarga qiyoslash mumkin. Yuqoridagi grafik tarxda tekis olam qismining kengayishi koʻrsatilgan.]]
{{kosmologiya yonqutisi}}
'''Katta portlash''' ({{lang-en|Big Bang}}) nazariyasi amaldagi [[kosmologiya|kosmologik]] model boʻlib, [[olam]] rivojlanishining erta bosqichlarini tasvirlaydi.<ref>{{veb manbasi|last=Wollack|first=Edward J.|title=Cosmology: The Study of the Universe|url=http://map.gsfc.nasa.gov/universe/|work=Universe 101: Big Bang Theory|publisher=[[NASA]]|accessdate=27-aprel 2011-yil|date=10-dekabr 2010-yil|archiveurl=https://web.archive.org/web/20110514230003/http://map.gsfc.nasa.gov/universe/|archivedate=2011-05-14|deadurl=no}}: « The second section discusses the classic tests of the Big Bang theory that make it so compelling as the likely valid description of our universe. »</ref> Bu nazariyaga binoan Katta portlash taxminan 13,798 ± 0.021 milliard yil oldin sodir boʻlgan;<ref name="esa.int">{{veb manbasi
|title = Planck reveals an almost perfect universe
|url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Planck/Planck_reveals_an_almost_perfect_Universe 
|work = Planck
|publisher = [[ESA]]
|date = 2013-03-21
|accessdate = 2013-03-21}}</ref><ref name="ESA-20130321">{{veb manbasi |author=Staff |title=Planck Reveals An Almost Perfect Universe |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Planck/Planck_reveals_an_almost_perfect_Universe |work=[[ESA]] |date=21-mart 2013-yil |accessdate=21-mart 2013-yil }}</ref><ref name="NASA-20130321">{{veb manbasi |last1=Clavin |first1=Whitney |last2=Harrington |first2=J.D. |title=Planck Mission Brings Universe Into Sharp Focus |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2013-109&rn=news.xml&rst=3739 |date=21-mart 2013-yil |work=[[NASA]] |accessdate=21-mart 2013-yil }}</ref><ref name="NYT-20130321">{{yangiliklar manbasi |last=Overbye |first=Dennis |title=An Infant Universe, Born Before We Knew |url=http://www.nytimes.com/2013/03/22/science/space/planck-satellite-shows-image-of-infant-universe.html |date=21-mart 2013-yil |work=[[New York Times]] |accessdate=21-mart 2013-yil }}</ref><ref name="NBC-20130321">{{veb manbasi |last=Boyle |first=Alan |title=Planck probe's cosmic 'baby picture' revises universe's vital statistics |url=http://cosmiclog.nbcnews.com/_news/2013/03/21/17397298-planck-probes-cosmic-baby-picture-revises-universes-vital-statistics |date=21-mart 2013-yil |work=[[NBC News]] |accessdate=21-mart 2013-yil |archivedate=2013-03-23 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20130323235242/http://cosmiclog.nbcnews.com/_news/2013/03/21/17397298-planck-probes-cosmic-baby-picture-revises-universes-vital-statistics }}</ref><ref>{{veb manbasi
|last =
|first = 
|title = How Old is the Universe?
|url=http://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_age.html
|authorlink =
|coauthors =
|work = WMAP- Age of the Universe
|publisher = The National Aeronautics and Space Administration (NASA)
|date = 2012-12-21
|doi =
|accessdate = 2013-01-01}}
</ref> bu koʻrsatkich [[olam yoshi]] deb hisoblanadi.<ref>
{{jurnal manbasi
 | last = Komatsu | first = E.
 | year = 2009
 | title = Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Observations: Cosmological Interpretation
 | journal = [[Astrophysical Journal Supplement]]
 | volume = 180 | issue = 2 | page = 330
 | bibcode = 2009ApJS..180..330K
 | doi = 10.1088/0067-0049/180/2/330
 | ref = harv
 | display-authors = 1
 | last2 = Dunkley
 | first2 = J.
 | last3 = Nolta
 | first3 = M. R.
 | last4 = Bennett
 | first4 = C. L.
 | last5 = Gold
 | first5 = B.
 | last6 = Hinshaw
 | first6 = G.
 | last7 = Jarosik
 | first7 = N.
 | last8 = Larson
 | first8 = D.
 | last9 = Limon
 | first9 = M.
|arxiv = 0803.0547  | issn = 0067-0049}}</ref><ref>
{{jurnal manbasi
 | last = Menegoni | first = E.
 | year = 2009
 | title = New constraints on variations of the fine structure constant from CMB anisotropies
 | journal = [[Physical Review D]]
 | volume = 80| issue = 8 | page = 087302
 | doi = 10.1103/PhysRevD.80.087302
 | arxiv = 0909.3584
 | ref = harv
|bibcode = 2009PhRvD..80h7302M
 | display-authors = 1
 | last2 = Galli
 | first2 = Silvia
 | last3 = Bartlett
 | first3 = James
 | last4 = Martins
 | first4 = C.
 | last5 = Melchiorri
 | first5 = Alessandro }}</ref><ref>{{veb manbasi
 |year=2000
 |title=Origins: CERN: Ideas: The Big Bang
 |url=http://www.exploratorium.edu/origins/cern/ideas/bang.html
 |publisher=[[Exploratorium|The Exploratorium]]
 |accessdate=3-sentabr 2010-yil
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20100902013333/http://www.exploratorium.edu/origins/cern/ideas/bang.html
 |archivedate=2010-09-02
 |deadurl=no
 }}</ref><ref>{{veb manbasi
 |last=Keohane
 |first=J.
 |date=8-noyabr 1997-yil
 |title=Big Bang theory
 |url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/971108-asrhtml
 |work=Ask an astrophysicist
 |publisher=[[Goddard Space Flight Center|GSFC]]/[[NASA]]
 |accessdate=3-sentabr 2010-yil
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20100902213645/http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/971108-asrhtml
 |archivedate=2010-09-02
 |deadurl=no
 }}</ref> Bundan keyin olam oʻta issiq va zich holatda boʻlib, keskin [[fazo kengayishi|kengayishni]] boshlagan. Boshlangʻich kengayishdan soʻng olam energiyaning turli [[subatom zarracha]]lar, jumladan [[proton]], [[neytron]] va [[elektron]]larga [[massa va energiya ekvivalentligi|aylanishi]] uchun yetarli darajada sovugan. Sodda atom yadrolari tezda [[katta portlash nukleosintezi|shakllangan]] boʻlishi mumkin, biroq birinchi elektrik neytral atomlar yuzaga kelishi uchun minglab yillar kerak boʻlgan. [[Kimyoviy element|Kimyoviy elementlardan]] birinchi boʻlib [[vodorod]], keyin [[geliy]] va [[litiy]] mahsul boʻlgan. Ushbu ibtidoiy unsurlarning ulkan bulutlari keyinchalik [[gravitatsiya]] orqali [[yulduz]] va [[galaktika]]larni shakllantirish uchun yigʻilgan; [[davriy jadval|ogʻirroq elementlar]] esa [[yulduzlar nukleosintezi|yulduzlarda]] yoki [[oʻta yangi yulduzlar nukleosintezi|oʻta yangi yulduzlar portlashlarida]] sintezlangan.

Katta portlash sinchiklab tekshirilgan [[ilmiy nazariya]]dir va ilmiy hamjamiyat tomonidan keng qabul qilingan. U yengil unsurlar koʻpligi, [[qoldiq nurlanish]], koinot tuzilishi va [[Ia tipli oʻta yangi yulduzlar]]ning [[Hubble diagrammasi]] kabi kuzatiladigan turli [[fenomen]]larni batafsil izohlaydi.<ref>
{{veb manbasi
 |last=Wright |first=E.L.
 |date=9-may 2009-yil
 |title=What is the evidence for the Big Bang?
 |url=http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmology_faq.html#BBevidence
 |work=Frequently Asked Questions in Cosmology
 |publisher=[[UCLA]], Division of Astronomy and Astrophysics
 |accessdate=16-oktabr 2009-yil
}}</ref> Katta portlashning negiz gʻoyalari — kengayish, erta issiq holat, geliy va galaktikalar shakllanishi - bu va boshqa kuzatishlardan kelib chiqib, har qanday kosmologik modeldan mustaqildir. Galaktika toʻplamlari orasidagi masofalar hozirda kattalashib borishidan oʻtmishda hamma narsa bir-biriga yaqinroq boʻlgani haqidagi xulosaga olib kelgan. Bu gʻoya ekstremal [[zichlik]] va [[harorat]]largacha olib borilib,<ref>{{veb manbasi
 |last=Gibson
 |first=C.H.
 |date=21-yanvar 2001-yil
 |url=http://sdcc3.ucsd.edu/~ir118/GibsonAbstract.pdf
 |title=The First Turbulent Mixing and Combustion
 |work=[[IUTAM]] Turbulent Mixing and Combustion
 |accessdate=2013-06-19
 |archivedate=2018-10-04
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20181004204804/http://sdcc3.ucsd.edu/~ir118/GibsonAbstract.pdf
 }}</ref><ref>
{{cite arxiv
 |last=Gibson |first=C.H.
 |year=2001
 |title=Turbulence And Mixing In The Early Universe
 |class=astro-ph
 |eprint=astro-ph/0110012
}}</ref><ref>
{{cite arxiv
 |last=Gibson |first=C.H.
 |year=2005
 |title=The First Turbulent Combustion
 |class=astro-ph
 |eprint=astro-ph/0501416
}}</ref> bunday holatlarda tajribalar olib borish uchun katta [[zarracha tezlatgichi|zarracha tezlatgichlari]] qurilgan, natijada bu ilmiy model toʻliqroq ishlab chiqilgan. Boshqa tomondan, bu tezlatgichlarning juda [[zarrachalar fizikasi|baland energiyalar fizikasini]] tadqiq qilish uchun qobiliyatlari cheklangan. Kengayishning mutlaq ilk lahzasiga oid dalillar juda kam. Shunday qilib, Katta portlash nazariyasi bu ilk holatni izohlay olmaydi; biroq u olamning shu lahzadan keyingi umumiy evolutsiyasini tasvirlaydi va tushuntiradi.

Katta portlash nazariyasi ildizlari [[Georges Lemaître]] tomonidan oʻrtaga tashlangan „ibtidoiy atom gipotezasiga“ borib taqaladi. Vaqt oʻtishi bilan olimlar uning gʻoyalari asosida zamonaviy sintez nazariyasini qurishdi. Katta portlash modeli [[Albert Eynshteyn]]'ning [[umumiy nisbiylik nazariyasi]] va fazoning [[bir xillik (fizika)|bir xilligi]] va [[izotropiya]]si kabi tushunchalarga tayanadi. Asosiy tenglamalar [[Aleksandr Fridman]] tomonidan taʼriflangan. 1929-yili [[Edwin Hubble]] uzoq galaktikalargacha masofalar ularning [[qizil surilish]]iga [[mutanosiblik|mutanosib]] ekanini aniqladi - bu gʻoya Lemaître tomonidan 1927-yili olgʻa surilgan edi. Hubble'ning kuzatuvi barcha uzoq galaktika va klasterlar kuzatuv nuqtamizdan qochayotgan koʻrinma tezlikka ega ekanini koʻrsatdi: galaktika qancha uzoq boʻlsa, koʻrinma tezligi shunchalik yuqori.<ref name="hubble">
{{jurnal manbasi
 |last=Hubble |first=E.
 |year=1929
 |title=A Relation Between Distance and Radial Velocity Among Extra-Galactic Nebulae
 |url=http://antwrp.gsfc.nasa.gov/debate/1996/hub_1929.html
 |journal=[[Proceedings of the National Academy of Sciences]]
 |volume=15 |issue=3 |pages=168–73
 |bibcode=1929PNAS...15..168H
 |doi=10.1073/pnas.15.3.168
 |pmc=522427
 |pmid=16577160
 |ref=harv
}}</ref>

Ilmiy hamjamiyat bir vaqtlar Katta portlash va [[Sobit olam nazariyasi|Sobit olam nazariyalari]] tarafdorlariga ajralgan boʻlsa,<ref>{{Kitob manbasi |last=Kragh |first=Helge |title=Cosmology and Controversy |year=1996 |publisher=Princeton University Press |location=Princeton, NJ |isbn=0-691-02623-8 |page=318}}</ref> 1964-yil qoldiq nurlanish kashfiyoti va ayniqsa uning [[spektr]]i (yaʼni, har toʻlqin uzunligida oʻlchangan nurlanish miqdori) [[mutlaq qora jism]] termal nurlanishiga mos kelishi aniqlanganidan keyin koʻpchilik olimlar kuzatuvlarga Katta portlash ssenariylaridan biri eng mos kelishiga iqror boʻlishdi. Shundan buyon [[Lambda-CDM modeli]] zamonaviy nazariy kosmologiya tadqiqotlari tuzilmasi boʻlib xizmat qilgani uchun [[astrofizika|astrofiziklar]] Katta portlash modeli va uning parametrizatsiyasiga keng koʻlamli kuzatuv va nazariy qoʻshimchalar qilishdi.

== Umumiy axborot ==

=== Katta portlash silsilasi ===
{{main|Katta portlash silsilasi}}
{{External Timeline|Katta portlashning grafik silsilasi|Katta portlashning grafik silsilasi}}
Olam kengayishini [[umumiy nisbiylik]]dan foydalanib vaqt boʻylab teskari [[ekstrapolatsiya]]lash chekli vaqtli oʻtmishda cheksiz [[zichlik]] va [[harorat]] natijasini beradi.<ref>
{{Kitob manbasi
 |last=Hawking |first=S.W.
 |last2=Ellis |first2=G.F.R.
 |year=1973
 |title=The Large-Scale Structure of Space-Time
 |url=https://archive.org/details/largescalestruct0000hawk |publisher=[[Cambridge University Press]]
 |isbn=0-521-20016-4
}}</ref> Bu [[gravitatsion singularlik|singularlik]] umumiy nisbiylik buzilishini koʻrsatadi. Singularlikka qanchalik darajada yaqin ekstrapolatsiya qila olishimiz bahs ostida, biroq shunisi aniq-ki, [[Planck davri]] oxiridan-da yaqinroq ekstrapolatsiyalash mumkin emas. Ushbu singularlik baʼzan „Katta portlash“ deb ataladi,<ref>{{Kitob manbasi
 |first=M. |last=Roos
 |chapter=Expansion of the Universe – Standard Big Bang Model
 |quote=This singularity is termed the ''Big Bang''.
 |title=Astronomy and Astrophysics
 |editor1-first=O. |editor1-last=Engvold
 |editor2-first=R. |editor2-last=Stabell
 |editor3-first=B. |editor3-last=Czerny
 |editor4-first=J. |editor4-last=Lattanzio
 |series=Encyclopedia of Life Support Systems
 |publisher=EOLSS publishers
 |year=2008
 |arxiv=0802.2005
 }}</ref> lekin bu atama olamimizning „tugʻilishi“ deb hisoblanishi mumkin boʻlgan eng avvalgi issiq, zich fazani ham bildirishi mumkin.<ref>{{Kitob manbasi
 |first=W.B. |last=Drees
 |title=Beyond the big bang: quantum cosmologies and God
 |year=1990
 |publisher=Open Court Publishing
 |isbn=978-0-8126-9118-4
 |url=http://books.google.nl/books?id=N3mHJlxA3PcC&pg=PA223
 |pages=223–224
}}</ref>{{#tag:ref|Katta portlash fazasi qancha davom etgani borasida kelishuv yoʻq. Ayrim olimlar uchun bu faqat boshlangʻich singularlikni, boshqalar uchun esa olamning butun tarixini anglatadi (yaʼni olam kengayishda davom etayotgan ekan, hozir ham Katta portlash sodir boʻlmoqda, deb tushunish mumkin). Odatda birinchi bir necha daqiqa (geliy sintezlangan vaqt) „Katta portlash mobaynida“ deb olinadi.<ref name="Weinberg-1993">{{Kitob manbasi
 |title=The First Three Minutes: A Modern View Of The Origin Of The Universe
 |author-link=Steven Weinberg
 |first=S. |last=Weinberg
 |year=1993
 |publisher=[[Basic Books]]
|isbn=0-465-02437-8
}}</ref> (yana qarang: [[Katta portlash nukleosintezi]])|group="ilova"}} [[Ia tipli oʻta yangi yulduzlar]]ni kuzatishdan foydalangan holda kengayish, [[qoldiq nurlanish]]dagi harorat fluktuatsiyalari va galaktikalarning [[korrelatsiya funksiyasi]] oʻlchovlariga asoslanib hisoblashlar natijasida olam yoshi 13,772 ± 0,059&nbsp;milliard yil deb topilgan.<ref name="arXiv-20121220">{{jurnal manbasi |last=Bennett |first=C.L. |last2=Larson |first2=L.|last3=Weiland |first3=J.L. |last4=Jarosk |first4= N. |last5=Hinshaw |first5=N. |last6=Odegard|first6=N. |last7=Smith |first7=K.M. |last8=Hill |first8=R.S. |last9=Gold |first9=B.|last10=Halpern |first10=M. |last11=Komatsu |first11=E. |last12=Nolta |first12=M.R.|last13=Page |first13=L. |last114=Spergel |first14=D.N. |last15=Wollack |first15=E.|last16=Dunkley |first16=J. |last17=Kogut |first17=A. |last18=Limon |first18=M. |last19=Meyer|first19=S.S. |last20=Tucker |first20=G.S. |last21=Wright |first21=E.L. |title=Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results|url=http://arxiv.org/abs/1212.5225 |arxiv=1212.5225 |date=20-dekabr 2012-yil|accessdate=1-yanvar 2013-yil }}</ref> Bu uch mustaqil oʻlchovlar olam tarkibini batafsil taʼriflovchi [[Lambda-CDM modeli|ΛCDM modelini]] qatʼiyan tasdiqlaydi. 2013-yili [[Planck (fazoviy observatoriya)|Planck fazoviy observatoriyasi]] ushbu yoshni 13,798 ± 0,037 milliard yil etib aniqlashtirdi.<ref name="esa.int"/>

Katta portlashning eng avvalgi fazasi haqida bahs-munozara mavjud. Eng umumiy modellarda olam gomogen (bir xil) va izotropik boʻlib, juda yuqori [[energiya zichligi]] hamda harorat va bosim bilan xarakterlanib, keskin kengayayotgan va soviyotgan edi. Kengayishning ~10<sup>−37</sup>-soniyasida [[fazaviy oʻtish]] [[inflatsiya (kosmologiya)|fazo inflatsiyasiga]] olib keldi, bu vaqtda olam [[eksponensial oʻsish|eksponensial oʻsayotgan]] edi.<ref name="guth">
{{Kitob manbasi
 |last=Guth |first=A.H.
 |year=1998
 |title=The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins
 |publisher=[[Vintage Books]]
 |isbn=978-0-09-995950-2
 }}</ref> Inflatsiya toʻxtaganidan keyin olam [[kvark-gluon plazmasi]] va boshqa [[elementar zarrachalar]]dan iborat edi.<ref>{{jurnal manbasi
 |last=Schewe
 |first=P.
 |year=2005
 |title=An Ocean of Quarks
 |url=http://www.aip.org/pnu/2005/split/728-1.html
 |journal=Physics News Update
 |publisher=[[American Institute of Physics]]
 |volume=728
 |issue=1
 |ref=harv
 |seperator=
 |access-date=2013-06-20
 |archivedate=2005-04-23
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20050423224100/http://www.aip.org/pnu/2005/split/728-1.html
 }}</ref> Harorat shunchalik baland edi-ki, zarrachalarning tasodifiy harakatlari [[xususiy nisbiylik|relativistik]] [[relativistik tezlik|tezliklarda]], barcha turdagi [[juftlar shakllanishi|zarracha-antizarracha juftlari]] esa uzluksiz yuzaga kelar va bir-biri bilan toʻqnashib, yoʻqolar edi. Qaysidir lahzada [[bariogenezis]] deb atalmish nomaʼlum reaksiya [[barion soni]] saqlanishini buzib, [[kvark]] va [[lepton]]larning antikvark va antileptonlardan juda kichik — 1:30&nbsp;million — nisbatda oshib ketishiga olib keldi. Natijada bugungi olamda [[materiya]] [[antimateriya]]ga nisbatan koʻproq tarqalgan.<ref name="kolb_c6">Kolb and Turner (1988), chapter 6</ref>
{{Multiple image |direction=vertical |align=left |width=200|image1=XDF-scale.jpg|image2=The Hubble eXtreme Deep Field.jpg |image3=XDF-separated.jpg|caption1=''[[Hubble Extreme Deep Field|XDF]]'' kuzatuv maydoni [[Oy (tabiiy yoʻldosh)|Oy]] bilan solishtirilganda. Ushbu maydonda har biri milliardlab [[yulduz]]lardan iborat bir necha ming [[galaktika]] joylashgan. |caption2=''[[Hubble Extreme Deep Field|XDF]]'' (2012) kuzatuvi - har bir yorugʻlik dogʻi butunboshli galaktikadir, ulardan ayrimlarining yoshi 13,2 milliard yilga yetadi.<ref name="Space-20120925">{{veb manbasi |last=Moskowitz |first=Clara |title=Hubble Telescope Reveals Farthest View Into Universe Ever|url=http://www.space.com/17755-farthest-universe-view-hubble-space-telescope.html|date=25-sentabr 2012-yil |publisher=[[Space.com]] |accessdate=26-sentabr 2012-yil}}</ref> [[Olam]]da 200 milliard galaktika borligi chamalangan. |caption3=''[[Hubble Extreme Deep Field|XDF]]'' tasviri old planida voyaga yetgan galaktikalar, oʻrta planda (5—9 milliard yil oldin) deyarli voyaga yetgan galaktikalar, orqa planda (9 milliard yildan oshiq) esa [[yosh yulduz]]lar bilan toʻlgan [[protogalaktikalar]] koʻrinadi. |header=''[[Hubble Extreme Deep Field|Hubble eXtreme Deep Field (XDF)]]'' }} 
Olam zichlik va harorati pasayishda davom etgan, shuning uchun har bir zarrachaning tipik energiyasi ham pasaya borgan. [[Simmetriyaning ochiq buzilishi|Simmetriya buzilishi]] fazaviy oʻtishi fizik [[fundamental oʻzaro taʼsir]]lar va [[elementar zarrachalar]] parametrlarini bugungi holatiga keltirgan.<ref name="kolb_c7">Kolb and Turner (1988), chapter 7</ref> ~10<sup>−11</sup> soniyadan keyingi vaziyatni tasvirlash nisbatan oson, chunki bu vaqtga kelib zarrachalar energiyalari [[zarrachalar fizikasi]] tajribalarida olinishi mumkin qiymatlargacha pasaygan. ~10<sup>−6</sup> soniyadan keyin kvark va gluonlar birlashib, proton va neytron kabi [[barion]]larni shakllantirdi. Kvarklarning antikvarklardan kichik nisbatda koʻpligi barionlarning antibarionlardan kichik nisbatda koʻpligiga olib keldi. Harorat endi yangi proton-antiproton va neytron-antineytron juftlarini yaratish uchun yetarlicha baland boʻlmay, bunday juftlar darhol yoppa annigilatsiyaga uchradi, natijada bironta ham antizarracha qolmay, avvalboshda boʻlgan proton va neytronlarning 10<sup>10</sup> dan bir qismi qoldi. Shunga oʻxshash jarayon ~1 soniyadan keyin elektron va pozitronlar bilan roʻy berdi. Ushbu annigilatsiyalardan keyin qoldiq proton, neytron va elektronlar endilikda relativistik harakatlanmay, olamning energiya zichligi [[foton]]lar va oz miqdorda [[neytrino]]lar tomonidan aniqlana boshlandi.

Kengayishning ilk daqiqalarida, harorat milliard (bir ming million; 10<sup>9</sup>; SI prefiksi [[Giga...|giga-]]) [[kelvin]] va zichlik ~1&nbsp;kg/m<sup>3</sup> boʻlganida, neytron va protonlar [[Katta portlash nukleosintezi]] deb ataluvchi jarayonda bir-birlariga chatishib, [[deyteriy]] va [[geliy]] [[atom yadrosi|yadrolarini]] shakllantirdi. Olam sovib borgach, materiyaning [[invariant massa|tinchlikdagi massasi]] energiya zichligi foton [[elektromagnit nurlanish|nurlanishidan]] [[gravitatsiya|gravitatsion]] ustun keldi. Taxminan 379 000 yildan keyin elektron va yadrolar qoʻshilib atomlarni (aksariyati [[vodorod]]) hosil qildi; shunday qilib nurlanish materiyadan ajraldi va fazo boʻylab toʻxtovsiz tarqalishda davom etdi. Ushbu qadimgi nurlanish [[qoldiq nurlanish]] yoki fazoviy mikrotoʻlqinli fon nurlanishi, deb ataladi.<ref name="peacock_c9">Peacock (1999), chapter 9</ref>

Deyarli bir tekis tarqalgan materiyaning nisbatan zichroq mintaqalari uzoq vaqt davomida yaqin atrofdagi materiyani gravitatsiyaviy tortib, yanada zichlashishdi va natijada bugun kuzatiladigan gaz-chang bulutlari, yulduzlar, galaktikalar va boshqa astronomik tuzilmalar shakllantirdi. Ushbu jarayon tafsilotlari olamdagi materiya miqdori va tipiga bogʻliq. Materiyaning toʻrt tipi boʻlishi mumkin, bular [[sovuq qorongʻu materiya]], [[iliq qorongʻu materiya]], [[qaynoq qorongʻu materiya]] va [[Barionlar|barionik materiya]]. [[WMAP]] fazoviy zondi kuzatuvlari bergan maʼlumotlar shuni koʻrsatdi-ki, qorongʻu materiyaning sovuq ekanligi ehtimoli juda yuqori (iliq qorongʻu materiya erta [[reionizatsiya]] tufayli mumkin emas<ref name="WMAP2003Spergel">
{{jurnal manbasi
 | last1 = Spergel | first1 = D. N.
 | year = 2003
 | title = First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: determination of cosmological parameters
 | journal = [[Astrophysical Journal Supplement]]
 | volume = 148 | issue = 1 | page = 175
 | arxiv = astro-ph/0302209
 | doi = 10.1086/377226
| bibcode=2003ApJS..148..175S
 | display-authors = 1
 | last2 = Verde
 | first2 = L.
 | last3 = Peiris
 | first3 = H. V.
 | last4 = Komatsu
 | first4 = E.
 | last5 = Nolta
 | first5 = M. R.
 | last6 = Bennett
 | first6 = C. L.
 | last7 = Halpern
 | first7 = M.
 | last8 = Hinshaw
 | first8 = G.
 | last9 = Jarosik
 | first9 = N.
}}</ref>) va olam materiya/energiyasining 23 foizini tashkil etadi, barionik materiyaning bu koʻrsatkichi esa 4,6 foiz;<ref name="wmap7year">{{jurnal manbasi
 | last=Jarosik
 | first=N.
 | coauthors=''et.al.'' ([[WMAP|WMAP Collaboration]])
 | year=
 | title=Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results
 | url=http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/pub_papers/sevenyear/basic_results/wmap_7yr_basic_results.pdf
 | page=39, Table 8
 | publisher=[[NASA]]/[[Goddard Space Flight Center|GSFC]]
 | accessdate=4-dekabr 2010-yil
 }}</ref> bu maʼlumotlar [[Lambda-CDM modeli]]ga mos keladi. [[Neytrino]]lar shaklidagi qaynoq qorongʻu materiyani hisobga oluvchi „kengaytirilgan modelda“ esa ''fizik barion zichligi'' Ω<sub>b</sub>h<sup>2</sup> taxminan 0,023 (bu koʻrsatkichni umumiy materiya/energiya nisbati sifatida ifodalanuvchi ''barion zichligi'' Ω<sub>b</sub> dan farqlash lozim, u, yuqorida qayd etilganidek, 0,046 ga teng), sovuq qorongʻu materiya zichligi Ω<sub>c</sub>h<sup>2</sup> taxminan 0,11, mos neytrino zichligi Ω<sub>v</sub>h<sup>2</sup> esa 0,0062 dan kam.<ref name="wmap7year" />

Ia tipli oʻta yangi yulduzlar va qoldiq nurlanishdan olingan mustaqil dalillar olam bugunda fazoni sizib oʻtgan energiyaning [[qorongʻu energiya]] deb ataluvchi sirli shakli bilan toʻla ekanligi haqidagi xulosaga olib keladi. Kuzatuvlar bugungi butun olam energiya zichligining 73 foizi shu shaklda ekanligiga ishora qiladi. Olam yosh paytida hoynahoy u butunlar qorongʻu energiya bilan toʻlgan, biroq kamroq fazo va yuqori zichlik sharoitida gravitatsiya ustun kelib, kengayishni sekinlashtirayotgan edi. Lekin alal-oqibat, milliardlab yillar kengayishdan keyin, qorongʻu energiyaning koʻpayishi [[Hubble qonuni|olam kengayishini]] asta-sekin tezlashtira boshladi. Qorongʻu energiya oʻzining eng sodda ifodalanishida [[Einstein tenglamalari|Einstein umumiy nisbiylik tenglamalaridagi]] [[kosmologik doimiy]]ga mos keladi, ammo uning tuzilishi va mexanizmi nomaʼlum; uning [[holat tenglamasi (kosmologiya)|holat tenglamasi]] va zarrachalar fizikasining [[Standart model]]i bilan aloqasi ham kuzatuvlar orqali, ham nazariy tadqiq etilmoqda.<ref name="peebles">
{{jurnal manbasi
 |last=Peebles |first=P.J.E.
 |last2=Ratra |first2=B.
 |title=The Cosmological Constant and Dark Energy
 |year=2003
 |journal=[[Reviews of Modern Physics]]
 |volume=75 |issue=2 |pages=559–606
 |arxiv=astro-ph/0207347
 |doi=10.1103/RevModPhys.75.559
 |ref=harv |bibcode=2003RvMP...75..559P
}}</ref>

[[Inflatsiya davri]]dan keyingi bu kosmik evolutsiya bir-biridan mustaqil kvant mexanikasi va Einstein umumiy nisbiylik tizimlarini qoʻllovchi kosmologiyaning [[Lambda-CDM model|ΛCDM modeli]] yordamida qatʼiyan taʼriflanishi va modellashtirilishi mumkin. Yuqorida qayd etilganidek, 10<sup>−15</sup> soniyagacha boʻlgan davr va undagi holatlarni taʼriflovchi ishonchli model mavjud emas. Ushbu toʻsiqni yengib oʻtish uchun, ehtimol, yangi birlashgan [[kvant gravitatsiyasi]] nazariyasi kerak boʻladi. Olam tarixining ushbu eng erta eralarini tushunish hozirda [[hal etilmagan fizika muammolari]]dan biri boʻlib turibdi.

=== Negiz farazlar ===
Katta portlash nazariyasi ikkita asosiy faraz: [[fizik qonun]]lar universalligi va [[kosmologik prinsip]]ga tayanadi. Kosmologik prinsip olam katta miqyoslarda [[bir jinsli fazo|bir xil]] va [[izotropiya|izotropik]]dir, deydi.

Ushbu gʻoyalar avvaliga [[postulat]] sifatida olingan edi, biroq bugunda ularni tekshirishga harakatlar qilinmoqda. Masalan, birinchi faraz kuzatuvlar bilan tekshirilib, [[yupqa tuzilma doimiysi]]ning [[olam yoshi]] davomida eng katta ilojli ogʻishi 10<sup>−5</sup> tartibida boʻlishi mumkinligi koʻrsatilgan.<ref>
{{jurnal manbasi
 | last=Ivanchik | first=A.V.
 | year=1999
 | title=The Fine-Structure Constant: A New Observational Limit on Its Cosmological Variation and Some Theoretical Consequences
 | journal=[[Astronomy and Astrophysics]]
 | volume=343 |page=459
 | bibcode=1999A&A...343..439I
 | ref=harv
|arxiv = astro-ph/9810166
 | last2=Potekhin
 | first2=A. Y.
 | last3=Varshalovich
 | first3=D. A. }}</ref> Shuningdek, [[umumiy nisbiylik]] nazariyasi ham Quyosh tizimi va qoʻshaloq yulduzlar miqyosidagi talabchan [[umumiy nisbiylik sinovlari|sinovlardan]] oʻtgan.

Agar katta miqyosli olam Yerdan qaralganda izotropik koʻrinsa, kosmologik prinsip afzal koʻrilgan maxsus kuzatuv nuqtasi yoʻqligini taʼkidlovchi soddaroq [[Kopernik prinsipi]]dan keltirib chiqarilishi mumkin. Hozirda kosmologik prinsip qoldiq nurlanish kuzatuvlari yordamida 10<sup>−5</sup> tartibgacha tasdiqlangan.<ref group="ilova">Bunda Quyosh tizimining radiatsiya maydoni boʻylab pekular tezlikda oʻtishi tufayli 0,1% darajasidagi [[dipol anizotropiyasi]] hisobga olinmaydi.</ref> Olam eng katta miqyoslarda 10% darajada bir xil ekanligi oʻlchangan.<ref>
{{jurnal manbasi
 |last=Goodman |first=J.
 |year=1995
 |title=Geocentrism Reexamined
 |journal=[[Physical Review D]]
 |volume=52 |issue=4 |page=1821
 |doi=10.1103/PhysRevD.52.1821
 |ref=harv
|arxiv = astro-ph/9506068 |bibcode = 1995PhRvD..52.1821G }}</ref>

===FLRW metrikasi===
{{Main|Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker metrikasi}}
Umumiy nisbiylik fazo-vaqtni bir-biriga yaqin nuqtalarni ajratuvchi masofalarni aniqlovchi [[metrik tenzor|metrika]] orqali taʼriflaydi. Bunday nuqtalar galaktika, yulduz yoki boshqa jism boʻlishi mumkin, ular butun [[fazo-vaqt]]ga yotqizilgan xayoliy toʻr yoki [[atlas (topologiya)|koordinatalar grafigi]] bilan belgilanadi. Kosmologik prinsip bu metrika katta miqyoslarda bir xil va izotropik boʻlishini taʼkidlab, [[Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker metrikasi]] (FLRW metrikasi) deb ataladigan metrikani yaqqol ajratadi. Ushbu metrika olam hajmi vaqt oʻtishi bilan qanday oʻzgarishini taʼriflovchi [[miqyos koeffitsienti]]ni oʻz ichiga oladi. Bu [[hamroh masofa|hamroh koordinatalar]] deb ataluvchi qulay [[koordinatalar tizimi]]ni tanlashga imkon beradi. Bu koordinatalar tizimida toʻr olam bilan birga kengayib, faqatgina olam kengayishi tufayli koʻchayotgan jismlarning toʻrdagi qoʻzgʻalmas nuqtalarda qolishini taʼminlaydi. Ularning ''koordinata'' masofasi ([[hamroh masofa]]) sobit qolar ekan, hamroh koʻchayotgan shunday ikki nuqta orasidagi ''fizik'' masofa olamning [[miqyos koeffitsienti]]ga mutanosib kengayadi.<ref>
{{Kitob manbasi
 |last=d'Inverno |first=R.
 |year=1992
 |chapter=Chapter 23
 |title=Introducing Einstein's Relativity
 |url=https://archive.org/details/introducingeinst0000dinv |publisher=[[Oxford University Press]]
 |isbn=0-19-859686-3
}}</ref>

Katta portlashni boʻm-boʻsh fazoni toʻldirib boruvchi materiya portlashi, deb tushunish kerak emas. Aksincha, [[fazo kengayishi|fazoning oʻzi kengaya borib]], ikki hamroh nuqta orasidagi fizik masofani kattalashtiradi. FLRW metrikasi massa va energiyaning bir tekis tarqaladi, deb hisoblagani uchun u olamimizga faqat katta miqyosda tadbiq etilishi mumkin; materiyaning mahalliy jamlanmalari, jumladan bizning galaktikamiz, gravitatsiyaviy bogʻlangan boʻlib, bunday katta miqyosli fazo kengayishini boshidan kechirmaydi.

=== Ufqlar ===
{{Main|Kosmologik ufq}}
Katta portlash fazo-vaqtining muhim xususiyati [[kosmologik ufq|zarracha ufqlari]] mavjudligidir. Olam chekli yoshda va yorugʻlik chekli tezlikda ekan, oʻtmishda yorugʻligi bizgacha yetib kelishga vaqti boʻlmagan hodisalar boʻlgan boʻlishi mumkin. Bu kuzata olish mumkin jismlargacha masofaga chegara yoki ''oʻtmish ufqini'' qoʻyadi. Va aksincha, fazo kengayayotgan va uzoq jismlar yanada tezroq uzoqlashayotgan ekan, bizdan bugun chiqqan yorugʻlik ham u jismlarga hech qachon yetib bormasligi mumkin. Bu ''kelajak ufq'' boʻlib, biz taʼsir qilishimiz mumkin hodisalarga boʻlajak chegara qoʻyadi. Bu ikki ufqning mavjudligi olamimizni taʼriflaydigan FLRW modeli tafsilotlariga bogʻliq. Olamning ilk vaqtlariga oid tushunchamizdan oʻtmish ufqi boʻlgan boʻlishi mumkinligi [[Katta portlash#Ufq muammosi|xulosasi kelib chiqadi]], biroq amaliyotda bu nazarimiz olam ilk vaqtlaridagi xiralik bilan cheklangan. Shuning uchun, ufq fazoda surilsa ham, bizning nazarimizni vaqt boʻylab ortga choʻza olmaymiz. Olam kengayishi [[tezlashuvchi olam|tezlanishda]] davom etsa, kelajak ufqlari ham bor boʻlishi tayin.<ref name="kolb_c3">Kolb and Turner (1988), chapter 3</ref>

== Tarixi ==
{{Main|Katta portlash nazariyasi tarixi}}
{{Yana qarang|Kosmologiya silsilasi}}

=== Etimologiyasi ===
„Katta portlash“ atamasini ilk bor [[Fred Hoyle]] 1949-yilgi radioeshittirishda qoʻllagan, deb hisoblanadi. „[[Sobit olam nazariyasi|Sobit olam]]“ kosmologik modeli tarafdori boʻlgan Hoyle bu atamani mazax maqsadida oʻylab topgan, degan mish-mishlar tarqalgan edi, biroq Hoyle bu iddaolarni ochiq-oydin rad etib, ushbu atama ikki model orasidagi keskin tafovutni koʻrsatish uchun ijod qilganini aytgan.<ref>{{yangiliklar manbasi
 |date=22-avgust 2001-yil
 |title='Big bang' astronomer dies
 |url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/uk/1503721.stm
 |publisher=BBC News
 |accessdate=7-dekabr 2008-yil
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20081208220913/http://news.bbc.co.uk/1/hi/uk/1503721.stm
 |archivedate=2008-12-08
 |deadurl=no
 |seperator=
 }}</ref><ref>
{{Kitob manbasi
 |last=Croswell |first=K.
 |year=1995
 |chapter=Chapter 9
 |title=The Alchemy of the Heavens
 |url=https://archive.org/details/alchemyofheavens00cros |publisher=[[Anchor Books]]
 |isbn=
}}</ref><ref>
{{Kitob manbasi
 |last=Mitton |first=S.
 |year=2005
 |title=Fred Hoyle: A Life in Science
 |url=https://archive.org/details/fredhoylelifeins0000mitt |page=[https://archive.org/details/fredhoylelifeins0000mitt/page/n127 127]
 |publisher=[[Aurum Press]]
 |isbn=
}}</ref>

=== Ishlab chiqilishi ===
[[Fayl:WMAP2.jpg|thumb|right|[[WMAP]] yoʻldoshi olimlarga Katta portlashni tushunishda yordam etish uchun maʼlumot yigʻmoqda (badiiy rasm).]]
Katta portlash nazariyasi olam tuzilishini kuzatish va nazariy muhokamalardan kelib chiqqan. 1912-yilda [[Vesto Slipher]] birinchi boʻlib [[spiral galaktika]] (u paytda „spiral tumanlik“ deyilar edi) [[Doppler siljishi]]ni oʻlchadi va deyarli barcha shunday tumanliklarning Yerdan chekinayotganini aniqladi. U bu faktning kosmologik ahamiyatini payqamadi, zero 20-asr boshida bu tumanliklar [[Somon yoʻli]] ichida yoki tashqarisida ekanligi [[Katta bahs|bahsli savol]] edi.<ref>
{{jurnal manbasi
 |last=Slipher |first=V.M
 |year=1913
 |title=The Radial Velocity of the Andromeda Nebula
 |journal=[[Lowell Observatory Bulletin]]
 |volume=1 |pages=56–57
 |bibcode=1913LowOB...2...56S
 |ref=harv
}}</ref><ref>
{{jurnal manbasi
 |last=Slipher |first=V.M
 |year=1915
 |title=Spectrographic Observations of Nebulae
 |url=https://archive.org/details/sim_popular-astronomy_1915-01_23_1/page/21 |journal=[[Popular Astronomy (US magazine)|Popular Astronomy]]
 |volume=23 |pages=21–24
 |bibcode=1915PA.....23Q..21S
 |ref=harv
}}</ref> Oʻn yil oʻtib, [[rossiya]]lik kosmolog va [[matematik]] Aleksandr Fridmann [[Einstein tenglamalari]]dan yangi, Einstein yoqlab chiqqan [[sobit olam]] modelidan farq qilib, olamning kengayayotgan boʻlishi mumkinligini koʻrsatuvchi [[Fridmann tenglamalari]]ni keltirib chiqardi.<ref name=af1922>
{{jurnal manbasi
 |last=Friedman |first=A.A.
 |year=1922
 |title=Über die Krümmung des Raumes
 |journal=[[Zeitschrift für Physik]]
 |volume=10 |issue=1 |pages=377–386
 |doi=10.1007/BF01332580
 |ref=harv
|bibcode = 1922ZPhy...10..377F }} {{de icon}}
:(English translation in: {{jurnal manbasi
 |last=Friedman |first=A.
 |year=1999
 |title=On the Curvature of Space
 |url=https://archive.org/details/sim_general-relativity-and-gravitation_1999-12_31_12/page/1991 |journal=[[General Relativity and Gravitation]]
 |volume=31 |issue=12 |pages=1991–2000
 |bibcode=1999GReGr..31.1991F
 |doi=10.1023/A:1026751225741
 |ref=harv
}})</ref> 1924-yilda Edwin Hubble spiral tumanliklargacha masofani oʻlchab, bu tizimlarning aslida mustaqil galaktikalar ekanligini koʻrsatdi. 1927-yili Fridmanndan mustaqil ravishda [[belgiya]]lik fizik va [[katolik]] ruhoniy [[Georges Lemaître]] tumanliklarning chekinishi olam kengayishi tufayli sodir boʻlayotgani haqidagi farazni taklif qildi.<ref name=gl1927>
{{jurnal manbasi
 |last=Lemaître |first=G.
 |year=1927
 |title=Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques
 |journal=[[Annals of the Scientific Society of Brussels]]
 |volume=47A |page=41
 |ref=harv
}} {{fr icon}}
:(Translated in: {{jurnal manbasi
 |year=1931
 |journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
 |volume=91 |pages=483–490
 |title=A Homogeneous Universe of Constant Mass and Growing Radius Accounting for the Radial Velocity of Extragalactic Nebulae
 |bibcode=1931MNRAS..91..483L
 |ref=harv
 |author1=Lemaître
 |first1=G.
}})</ref>

1931-yilda Lemaître fikrini yana rivojlantirib, olamning ayon kengayishi vaqt boʻylab teskari proyeksiyalansa, yaʼni qancha ortga qaytilsa, olam shunchalik kichik boʻlishidan kelib chiqib chekli oʻtmishda olam massasining bari „ibtidoiy atom“ degan bir nuqtada jamlanib, u yerda vaqt va fazo yuzaga kelganini aytish mumkin, degan farazni taklif qildi.<ref>
{{jurnal manbasi
 |last=Lemaître |first=G.
 |year=1931
 |title=The Evolution of the Universe: Discussion
 |journal=[[Nature (journal)|Nature]]
 |volume=128 |issue=3234 |pages=699–701
 |bibcode=1931Natur.128..704L
 |doi=10.1038/128704a0
 |ref=harv
}}</ref>

1924-yildan Hubble [[Mount Wilson observatoriyasi]]dagi 2 500&nbsp;mm Hooker teleskopi yordamida [[astronomik masofalar shkalasi]]ni boshlab bergan masofa koʻrsatkichlarini puxtalik bilan ishlab chiqa boshladi. Bu unga [[qizil surilish]]lari oʻlchab boʻlingan galaktikalargacha masofalarni chamalashga imkon berdi. 1929-yilda Hubble masofa va chekinish tezligi orasida mutanosiblik topdi, hozirda bu mutanosiblik [[Hubble qonuni]] deb nomlanadi.<ref name="hubble" /><ref name="christianson">
{{Kitob manbasi
 |last=Christianson |first=E.
 |title=Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae
 |url=https://archive.org/details/edwinhubblemarin00chri |year=1995
 |publisher=[[Farrar, Straus and Giroux]]
 |isbn=0-374-14660-8
 |ref=harv
}}</ref> Lemaître [[kosmologik prinsip]]dan kelib chiqib, bu mutanosiblikni oldindan bashorat qilgan edi.<ref name="peebles"/>

1920—1930-yillarda deyarli barcha yirik kosmologlar [[Sobit olam nazariyasi]]ga yon bosib, ayrimlar Katta portlash nazariyasidan kelib chiqadigan vaqt ibtidosi diniy qarashlarni fizikaga koʻchirishdir, deb norozilik bildirgan; bu eʼtiroz keyinchalik Sobit olam nazariyasi tarafdorlari tomonidan takrorlangan edi.<ref>
{{Kitob manbasi
 |last=Kragh |first=H.
 |year=1996
 |title=Cosmology and Controversy
 |publisher=[[Princeton University Press]]
 |isbn=0-691-02623-8
 |ref=harv
}}</ref> Bu norozilik Katta portlash nazariyasi mualliflaridan biri Georges Lemaître katolik ruhoniy boʻlgani uchun yanada kuchaygan edi.<ref>
{{veb manbasi
 |title=People and Discoveries: Big Bang Theory
 |url=http://www.pbs.org/wgbh/aso/databank/entries/dp27bi.html
 |work=A Science Odyssey
 |publisher=[[PBS]]
 |accessdate=9-mart 2012-yil
}}</ref> [[Arthur Eddington]] [[Arastu]]ning olamning vaqtdagi boshlanishi yoʻq, yaʼni [[abadiyat|materiya abadiydir]], degan fikriga qoʻshilgan. Vaqt ibtidosi haqidagi gʻoya unga zid kelgan.<ref>
{{jurnal manbasi
 |last=Eddington |first=A.
 |year=1931
 |title=The End of the World: from the Standpoint of Mathematical Physics
 |journal=[[Nature (journal)|Nature]]
 |volume=127 |issue=3203 |pages=447–453
 |bibcode=1931Natur.127..447E
 |doi=10.1038/127447a0
 |ref=harv
}}</ref><ref>{{jurnal manbasi
 |last=Appolloni
 |first=S.
 |date=2011
 |title="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
 |url=http://journal.ibsu.edu.ge/index.php/ibsusj/article/view/180
 |journal=[[IBSU Scientific Journal]]
 |volume=5
 |issue=1
 |pages=19–44
 |ref=harv
 }}</ref> Biroq Lemaître shunday fikr bildirgan:<blockquote>Agar olam yagona [[kvant mexanikasi|kvant]] bilan boshlangan esa, fazo va vaqt tushunchalari ibtidoda maʼnosiz boʻlur edi; ular boshlangʻich kvant yetarli miqdordagi kvantlarga boʻlinganidagina maʼnoli boʻla boshlar edi. Agarda bu iddao toʻgʻri boʻlsa, [[yaratilish afsonasi|olam boshlanishi]] fazo va vaqt boshlanishidan biroz avval sodir boʻlgan.<ref>
{{jurnal manbasi
 |last=Lemaître |first=G.
 |year=1931
 |title=The Beginning of the World from the Point of View of Quantum Theory
 |journal=[[Nature (journal)|Nature]]
 |volume=127 |issue=3210 |page=706
 |bibcode=1931Natur.127..706L
 |doi=10.1038/127706b0
 |ref=harv
}}</ref></blockquote>

1930-yillarda Hubble kuzatublarini izohlash uchun [[nostandart kosmologiya]]lar sifatida boshqa gʻoyalar, jumladan, [[Milne modeli]],<ref>
{{Kitob manbasi
 |last=Milne |first=E.A.
 |year=1935
 |title=Relativity, Gravitation and World Structure
 |url=https://archive.org/details/dli.ernet.7948 |publisher=[[Oxford University Press]]
 |lccn=3519093
 |ref=harv
}}</ref> [[siklik olam]] (Fridman tomonidan ilgari surilgan, keyinchalik Albert Einstein va [[Richard Tolman]] eʼtiborini qozongan)<ref>
{{Kitob manbasi
 |last=Tolman |first=R.C.
 |year=1934
 |title=Relativity, Thermodynamics, and Cosmology
 |url=https://archive.org/details/dli.ernet.288495 |publisher=[[Clarendon Press]]
 |isbn=0-486-65383-8
 |lccn=3432023
 |ref=harv
}}</ref> va [[Fritz Zwicky]]'ning [[charchagan yorugʻlik]] gipotezalari paydo boʻldi.<ref>
{{jurnal manbasi
 |last=Zwicky |first=F.
 |year=1929
 |title=On the Red Shift of Spectral Lines through Interstellar Space
 |journal=[[Proceedings of the National Academy of Sciences]]
 |volume=15 |issue=10 |pages=773–779
 |bibcode=1929PNAS...15..773Z
 |doi=10.1073/pnas.15.10.773
 |pmc=522555
 |pmid=16577237
 |ref=harv
}}</ref>

== Ilovalar ==
<div class="references-small">
<references group="ilova"/>
</div>

== Manbalar ==
{{manbalar}}

== Havolalar ==
* [http://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_theory.html Big Bang Cosmology]
* [http://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/what-powered-the-big-bang/ The Big Bang], NASA Science
* [http://www.talkorigins.org/faqs/astronomy/bigbang.html Evidence for the Big Bang]
* [http://www.dmoz.org/Science/Astronomy/Cosmology/ Cosmology] {{Webarxiv|url=https://web.archive.org/web/20090202025443/http://www.dmoz.org/Science/Astronomy/Cosmology/ |date=2009-02-02 }}, [[Open Directory Project]]
{{commons category|Big bang}}

[[Turkum:Kosmologiya]]