Praeksplodo

La praeksplodo estas laŭ la norma modelo de kosmologio la komenco de la universo. Kadre de la praeksplodoteorio oni priskribas la fruan universon, do la evoluon de la universo post la praeksplodo.

Evoluetapoj de la universo

En la malfrua 20-a jarcento, plej multaj sciencistoj opiniis, ke la universo estiĝis rezulte de evento nomata praeksplodo (aŭ granda eksplodo, angle: Big Bang). La teorion proponis en 1927 la belga fizikisto Georges Lemaître. La tempo de la evento estas proksimume antaŭ 10 ĝis 20 miliardoj da jaroj. En 1929 la usona astronomo Edwin Hubble unue pruvis la ekspansion de la universo. Ĝuste tiu malkovro fariĝis bazo por la teorio de la praeksplodo.

Teorio

Laŭ tiu teorio, la universo komenciĝis ekde punkto kiu havis malfinian denson kaj energion. Tuj post la praeksplodo, post la distingiĝo de materio kaj energio, la universo komencis ekspansii lumrapide. De tiam, la universo daŭre ekspansias kaj malvarmiĝas. Estas debatoj pri tio, ĉu tiu ekspansio daŭros senĉese aŭ ĉu la universo iam kolapsos en "singularaĵon". Sciencistoj bezonas scii, interalie, la veran denson de la universo. Se tiu denso estas pli granda ol iu krita valoro, la ekspansio de la universo povos ĉesi kaj komenciĝos inversa procezo, kiu estas nomata finimplodo; tio estas, la universo finfine detruiĝus per tiel katastrofa evento kiel la praeksplodo, kiu ĝin kreis. Tiuokaze, kredeble, iam okazos ankaŭ alia eksplodo kaj tio daŭros periode, senĉese.

En 1992 astronomoj analizis datenojn registritajn de la kosma fon-esplora satelito pri temperaturaj variadoj en la kosma mikroonda radiado, kio estas "eĥo" de la energio elveninta de la praeksplodo. Astronomoj kredas, ke la variadoj estas indikoj de gravitaj ondoj, kreitaj de la materio-distribuiĝo en la praa universo.

Forta advokato de la teorio estis la ukraindevena usona sciencisto George Gamov.

Trajtoj de la modeloj

Supozoj

Kosmologiaj modeloj de la Praeksplodo dependas de tri ĉefaj supozoj: la universaleco de fizikaj leĝoj, la kosmologia principo, kaj la fakto ke la materio-enhavo povas esti modelita kiel perfekta fluido. La universaleco de fizikaj leĝoj estas unu el la subestaj principoj de la teorio de la relativeco. La kosmologia principo deklaras, ke grandskale la universo estas homogena kaj izotropa — aspektante sama en ĉiuj direktoj sendepende de loko. Perfekta fluido ne havas viskozecon; la premo de perfekta fluido estas proporcia al ĝia denseco.

Tiuj ĉi ideoj estis komence prenitaj kiel postulatoj, sed poste oni klopodis testi ĉiun el ili. Ekzemple, la unua supozo estis testita per observoj montrantaj, ke la plej granda ebla devio de la fajnstruktura konstanto dum granda parto de la aĝo de la universo estas de ordo 10⁻⁵. La ​​ŝlosila fizika leĝo malantaŭ tiuj ĉi modeloj, nome ĝenerala relativeco, suferis rigorajn testojn je la skalo de la Sunsistemo kaj duopaj steloj. La kosmologia principo estis konfirmita ĝis nivelo de 10⁻⁵ pere de observoj de la temperaturo de la CMB. Je la skalo de la CMB-horizonto, la universo estis mezurita kiel homogena kun supra limo je la ordo de 10% enhomogeneco, ekde 1995.

Antaŭdiro pri ekspansio

Pli detalaj informoj troveblas en artikolo Ekspansio de la universo.

La kosmologia principo draste simpligas la ekvaciojn de ĝenerala relativeco, donante la metrikon de Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker por priskribi la geometrion de la universo kaj, kun la supozo de perfekta fluido, la ekvaciojn de Friedmann donante la tempan dependecon de tiu geometrio. La sola parametro je ĉi tiu nivelo de priskribo estas la mas-energia denseco: la geometrio de la universo kaj ĝia ekspansio estas rekta konsekvenco de ĝia denseco. Ĉiuj ĉefaj trajtoj de la kosmologio de la Praeksplodo rilatas al ĉi tiuj rezultoj.

Mas-energia denseco

Taksa relativa distribuo por komponantoj de la energidenso de la universo. (En februaro 2015, la Eŭrop-gvidata esplorteamo malantaŭ la kosmologia sondilo Planck publikigis novajn datumojn, rafinante ĉi tiujn valorojn al 4,9% de ordinara materio, 25,9% de malluma materio kaj 69,1% dr malluma energio.)

En la kosmologio de la Praeksplodo, la denseco de maso kaj energio kontrolas la formon kaj evoluon de la universo. Kombinante astronomiajn observojn kun konataj leĝoj de termodinamiko kaj partikla fiziko, kosmologoj eltrovis la komponantojn de la denseco dum la vivdaŭro de la universo. En la nuna universo, luma materio, la steloj, planedoj, ktp., konsistigas malpli ol 5% de la denseco. malluma materio konsistigas 27% kaj malluma energio la ceterajn 68%.

Horizontoj

Grava trajto de la Praeksploda spactempo estas la ĉeesto de partiklaj horizontoj. Ĉar la universo havas finian aĝon, kaj lumo vojaĝas kun finia rapideco, povas esti eventoj en la pasinteco, kies lumo ankoraŭ ne havis tempon por atingi la Teron. Tio metas limon aŭ pasintan horizonton al la plej malproksimaj objektoj, kiujn oni povas observi. Male, ĉar la spaco vastiĝas, kaj pli malproksimaj objektoj retiriĝas ĉiam pli rapide, lumo elsendita de ni hodiaŭ eble neniam "atingos" tre malproksimajn objektojn. Tio difinas estontan horizonton, kiu limigas la eventojn en la estonteco, kiujn ni povos influi. La ĉeesto de ambaŭ tipoj de horizonto dependas de la detaloj de la metriko de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW), kiu priskribas la vastiĝon de la universo.

Nia kompreno pri la universo reen al tre fruaj tempoj sugestas, ke ekzistas pasinta horizonto, kvankam praktike nia vidpunkto ankaŭ estas limigita de la opakeco de la universo en fruaj tempoj. Do nia vidpunkto ne povas etendiĝi pli malantaŭen en la tempo, kvankam la horizonto retiriĝas en la spaco. Se la ekspansio de la universo daŭre akceliĝas, ekzistas ankaŭ estonta horizonto.

Temperaturo

Kelkaj procezoj en la frua universo okazis tro malrapide, kompare kun la ekspansia rapideco de la universo, por atingi proksimuman termodinamikan ekvilibron. Aliaj estis sufiĉe rapidaj por atingi termikon. La parametro kutime uzata por ekscii ĉu procezo en la tre frua universo atingis termikan ekvilibron estas la proporcio inter la rapido de la procezo (kutime la rapido de kolizioj inter partikloj) kaj la parametro de Hubble. Ju pli granda la proporcio, des pli da tempo la partikloj devis termiki antaŭ ol ili estis tro malproksime unu de la alia.

Tempolinio

Laŭ la modeloj de la Praeksplodo, la universo dekomence estis tre varma kaj tre kompakta, kaj de tiam ĝi disetendiĝas kaj malvarmiĝas.

Singulareco

Vidu ankaŭ: Gravita singulareco kaj Unuoj de Planck

Ekzistantaj fizikaj teorioj ne povas informi pri la momento de la Praeksplodo. Ekstrapolo de la ekspansio de la universo malantaŭen en la tempo uzante nur ĝeneralan relativecon donas gravitan singularecon kun senfinaj denseco kaj temperaturo je finia tempo en la pasinteco, sed la signifo de ĉi tiu ekstrapolo en la kunteksto de la Praeksplodo estas neklara. Krome, oni esperas, ke klasikaj gravitaj teorioj estas neadekvataj por priskribi fizikon sub ĉi tiuj kondiĉoj. Oni atendas, ke la efikoj de kvantuma gravito estas dominaj dum la Planck-epoko, kiam la temperaturo de la universo estis proksima al la Planck-skalo (ĉirkaŭ 10³² K aŭ 10²⁸ eV).

Eĉ laŭ la Planck-skalo, nemalkovrita fiziko povus multe influi la historion de ekspansio de la universo. La Norma Modelo de partikla fiziko estas testita nur ĝis temperaturoj de ordo 10¹⁷K(10 TeV) en partiklaj koliziigiloj, kiel ekzemple la Granda Koliziigilo de Hadronoj. Krome, novaj fizikaj fenomenoj malkuplitaj de la Norma Modelo povus esti gravaj antaŭ la tempo de neŭtrina malkuplado, kiam la temperaturo de la universo estis nur ĉirkaŭ 10¹⁰K (1 MeV).

Inflacio kaj bariogenezo

La plej fruaj fazoj de la Praeksplodo estas celo de multe da konjekto, pro la manko de haveblaj datumoj. En la plej oftaj modeloj, la universo estis plenigita homogene kaj izotrope kun tre alta energidenseco kaj grandegaj temperaturoj kaj premoj, kaj tre rapide ekspansiiĝis kaj malvarmiĝis. La periodo ĝis 10⁻⁴³ sekundoj post la komenco de la ekspansio, nome la Planck-epoko, estis fazo en kiu la kvar fundamentaj fortoj — nome la elektromagneta forto, la forta nuklea forto, la malforta nuklea forto kaj la gravita forto — estis unuigitaj kiel unu. En ĉi tiu stadio, la karakteriza skallongo de la universo estis la Planck-longo, 1.6×10⁻³⁵ m, kaj sekve havis temperaturon de proksimume 10⁴² celsiusgradoj. Eĉ la koncepto mem de partiklo rompiĝas en ĉi tiuj kondiĉoj. Ĝusta kompreno de tiu periodo atendas la disvolviĝon de teorio pri kvantuma gravito. La Planck-epokon sekvis la granda unuiga epoko komenciĝanta je 10⁻⁴³ sekundoj, kie gravitado apartiĝis de la aliaj fortoj dum la temperaturo de la universo falis.

Je proksimume 10⁻³⁷ sekundoj en la ekspansio, faztransiro kaŭzis kosman inflacion, dum kiu la universo kreskis eksponente, senlime de la invarianco de la invarianco de lumrapido, kaj temperaturoj falis je faktoro de 100 000. Ĉi tiu koncepto estas motivita de la problemo de plateco, kie la denseco de materio kaj energio estas tre proksima al la kritika denseco bezonata por produkti platan universon. Tio estas, la formo de la universo ne havas ĝeneralan geometrian kurbecon pro gravita influo. Mikroskopaj kvantumfluktuoj, kiuj okazis pro la necerteco-principo de Heisenberg, estis "frostigitaj" per inflacio, plifortiĝante en la semojn, kiuj poste formus la grandskalan strukturon de la universo. Necerteca principo de Heisenberg je tempo ĉirkaŭ 10⁻³⁶ sekundoj, la elektromalforta epoko komenciĝas kiam la forta nuklea forto disiĝas de la aliaj fortoj, kaj nur la elektromagneta forto kaj malforta nuklea forto restas unuigitaj.

Inflacio ĉesis loke je ĉirkaŭ 10⁻³³ ĝis 10⁻³² sekundoj, kaj la volumeno de la observebla universo pliiĝis je faktoro de almenaŭ 10⁷⁸. Revarmiĝo sekvis dum la inflatona kampo malkreskis, ĝis la universo atingis la temperaturojn necesajn por la produktado de kvarko-gluona plasmo same kiel ĉiuj aliaj elementaj partikloj. La temperaturoj estis tiel altaj, ke la hazardaj movoj de partikloj estis je relativismaj rapidoj, kaj partikl-antipartiklaj paroj de ĉiuj specoj estis kontinue kreitaj kaj detruitaj en kolizioj. Je iu punkto, nekonata reakcio nomata bariogenezo malobservis la konservadon de bariona nombro, kondukante al tre malgranda troo de kvarkoj kaj leptonoj super antikvarkoj kaj antileptonoj - de la ordo de unu parto en 30 milionoj. Tio rezultigis la superregon de materio super antimaterio en la nuna universo.

Malvarmigo

Pli detalaj informoj troveblas en artikolo Kosma fona radiado.

Panorama vido de la tuta preskaŭ-infraruĝa ĉielo montras la distribuon de galaksioj preter la Lakta Vojo. Galaksioj estas kolor-kodigitaj per ruĝenŝoviĝo.

La universo daŭre malpliiĝis laŭ denseco kaj malaltiĝis laŭ temperaturo, tial la tipa energio de ĉiu partiklo malpliiĝis. Simetrio-rompantaj faztransiroj metis la fundamentajn fortojn de fiziko kaj la parametrojn de elementaj partikloj en ilian nunan formon, kun la elektromagneta forto kaj malforta nuklea forto apartiĝantaj je ĉirkaŭ 10⁻¹² sekundoj.

Post ĉirkaŭ 10⁻¹¹ sekundoj, la bildo fariĝas malpli konjekta, ĉar partiklaj energioj falas al valoroj atingeblaj en partiklaj akceliloj. Je ĉirkaŭ 10⁻⁶ sekundoj, kvarkoj kaj gluonoj kombiniĝis por formi barionojn kiel protonojn kaj neŭtronojn. La malgranda troo de kvarkoj super antikvarkoj kondukis al malgranda troo de barionoj super antibarionoj. La temperaturo jam ne estis sufiĉe alta por krei novajn proton-antiprotonajn aŭ neŭtron-antineŭtronajn parojn. Tuj sekvis amasa neniigo, lasante nur unu el 10⁸ el la originalaj materiopartikloj kaj neniun el iliaj antipartikloj. Simila procezo okazis je ĉirkaŭ 1 sekundo por elektronoj kaj pozitronoj. Post ĉi tiuj neniigoj, la ceteraj protonoj, neŭtronoj kaj elektronoj jam ne moviĝis relativisme kaj la energidenseco de la universo estis dominita de fotonoj (kun malgranda kontribuo de neŭtrinoj).

Kelkajn minutojn post la komenco de la ekspansio, kiam la temperaturo estis ĉirkaŭ miliardo da kelvinoj kaj la denseco de materio en la universo estis komparebla al la nuna denseco de la tera atmosfero, neŭtronoj kombiniĝis kun protonoj por formi la deŭteriajn kaj heliumajn nukleojn de la universo en procezo nomata Praeksplodo-nukleosintezo (BBN). La plej multaj protonoj restis nekombinitaj kiel hidrogenaj nukleoj.

Dum la universo malvarmiĝis, la ripoza energidenso de materio gravite superregis tiun de la fotona kaj neŭtrina radiado je tempo de ĉirkaŭ 50 000 jaroj. Je tempo de ĉirkaŭ 380 000 jaroj, la universo malvarmiĝis sufiĉe por ke elektronoj kaj nukleoj kombiniĝis en neŭtralajn atomojn (plejparte el hidrogeno) en evento nomata rekombinado. Ĉi tiu procezo igis la antaŭe maldiafanan universon travidebla, kaj la fotonoj kiuj laste disiĝis dum ĉi tiu epoko konsistigas la kosman mikroondan fonon.

Kritiko

Iuj kritikantoj de la praeksploda teorio kredas, ke la tre granda kvanto da materio nuntempe ekzistanta en la tuta universo ne povus esti formiĝinta dum nur 10 aŭ 20 miliardoj da jaroj. La brita astronomo Fred Hoyle kreis la teorion de stabila stato, laŭ kiu la universo ne havis komencon, nek havos finon - ĝi estas senkomenca kaj senŝanĝa.

Tamen, pliaj datenoj trovitaj dum la 20-a jarcento, ĉefe la hazarda malkovro de la kosma fon-radiado fare de Arno Penzias kaj Robert Wilson, subtenis la praeksplodan teorion, kaj ĝi fariĝis la plej ĝenerale akceptita teorio por klarigi kiel la universo formiĝis.

Esplorhistorio

• 1912: La usona astronomo Vesto Slipher rimarkis ruĝenŝoviĝon de la spektroj de iuj nebulozoj. Similajn observojn faris poste Carl Wilhelm Wirtz.
• 1915: Albert Einstein publikigis la ĝeneralan teorion pri relativeco kaj tiel fondis la teorian bazon por ekspansianta kosmo. Li tamen unue konvinkiĝis pri stabilstata universo kaj tial aldonis al siaj ekvacioj pri tiu teorio kosmologian konstanton, kiu ebligis tiun solvon. Poste li ŝajne nomis tiun adapton la plej granda stultaĵo de mia vivo.
• 1922: Aleksandr Fridman kalkulis la solvojn de la einstein-aj ekvacioj sen kosmologia konstanto kaj malkovris, ke ili priskribis kosmon, kiu aŭ ekde elirpunkto senfine ekspansias, aŭ malvastiĝas al finpunkto, aŭ havas kaj komencan kaj finan punktojn.
• 1923: Edwin Hubble pruvis, ke la Andromeda galaksio troviĝas for ekster la Lakta Vojo.
• 1927-1933: La katolika pastro, matematikisto kaj astronomo Georges Lemaître evoluigis unuan formon de praeksploda teorio, kie la universo evoluis el ununura ero, kiun li nomis la praatomo.
• 1929: Edwin Hubble malkovris, ke la ruĝenŝoviĝo de galaksioj kreskas proporcie al ties distanco: la poste laŭ li nomata leĝo de Hubble. Li klarigis tion per la efiko de Doppler kiel sekvo de la ekspansio de la universo.
• 1948: George Gamow, Ralph Alpher kaj Robert Herman evoluigis teorion pri estiĝo de la kosmo el varmega komenca stato. Fred Hoyle, Thomas Gold kaj Hermann Bondi evoluigis kiel alternativon la teorion de Steady-State, tio estas de stabilstata universo, kies ekspansion akompanas ĉie estiĝo de nova materio, tiel ke la denseco kaj la strukturo restas ĉiam samaj. Sed dum la postaj jaroj sukcesis la teorio de Gamow, Alpher kaj Herman.
• 1965: Arno Penzias kaj Robert Woodrow Wilson malkovris senintence la kosman fonan mikroondan radiadon.
• 1979: Roger Penrose proponis la hipotezon de Weyl-kurbiĝo por klarigi la ekstreme homogenan kaj izotropan komencostaton de la observata universo kaj la devenon de la dua leĝo de termodinamiko.
• 1981: Alan Guth proponis fazon de tre rapida ekspansio en la frua epoko de la universo por klarigi iujn kosmologiajn problemojn. La teorion de inflacia universo poste pluevoluigis Andrei Linde kaj aliaj.
• 1986: Valerie de Lapparent, Margaret Geller kaj John Huchra malkovris la ordigon de galaksiamasoj en vandsimilaj strukturoj, kiuj ĉirkaŭas grandskalajn bobelsimilajn malplenaĵojn.

Temperaturvarioj en la fona radiado fotitaj de la satelito COBE (misio 1989–1993)

• 1990-aj jaroj: Novaj evoluoj en la teknologio de teleskopoj kaj satelitoj kiel COBE (Cosmic Background Explorer, kosma fonesploristo) ebligis pli precizan difinon de kosmologiaj parametroj. Multobliĝis indikoj pri rapidiĝo de ekspansianta universo.
• 2001: La satelito WMAP estis lanĉita kaj mezuris la spacan kaj spektran distribuon de la kosma fona radiado kun aparta precizeco. Tiel kaj kun aliaj mezuroj, pluraj fundamentaj kosmologiaj valoroj estis kalkulitaj kun ĝis tiam neniam atingita ĝusteco:
  • La aĝo de la kosmo: 13,7·10⁹ jara
  • La momento de la malkuplo de radiado: 397.000 jarojn post la praeksplodo
  • La konstanto de Hubble: 71 km·s⁻¹·Mpc⁻¹
  • La materia enhavo de la kosmo: 4,4 % da bariona materio, 22 % malluma materio kaj 73 % malluma energio (kosmologia konstanto)

Praeksplodo kaj religioj kaj filozofioj

Kiel priskribo de la origino de la universo, la Praeksplodo havas signifan rilaton al religio kaj filozofio. Rezulte, ĝi fariĝis unu el la plej viglaj areoj en la diskurso inter scienco kaj religio. Kelkaj kredas, ke la Praeksplodo implicas kreinton, ​​dum aliaj argumentas, ke la kosmologio de la Praeksplodo igas la nocion de kreinto superflua.

Se tiu scienca teorio vere priskribas la estiĝon de la materio kaj do de la mondo, religioj kiuj enhavas kaj krede proponas kaj altrudas originon aŭ ne-originon de la mondo, povas trovi aprobon aŭ malaprobon. Por religioj de eterna daŭriĝo aŭ rekomenciĝo, ekzemple, kaj filozofioj kiel panteismo, laŭ kiuj la mondo estas eterna evoluo sen tamen vera komenciĝo, tiu komenca praeksplodo kreas problemojn.

Ne suferas, male, religioj kaj filozofioj laŭ kiuj la mondo komenciĝis per krea ago. Kristanismo, ekzemple, laŭ kiu la mondo estis kreita kaj lanĉita al la ĝia planita evoluo per la vorto – kvankam eĉ tio metafora - de Dio tute transcendanta la mondon, bone kunvojaĝas kun tiu praeksplodo.

Vidu ankaŭ

• Universo
• Ruĝenŝoviĝo
• Kosma fona radiado
• Gamo-radia ekbrilo

Literaturo

• Block, David L.; et al., eld. (2000). Toward a New Millennium in Galaxy Morphology: Proceedings of an International Conference 'Toward a New Millennium in Galaxy Morphology: from z=0 to the Lyman Break, held at the Eskom Conference Centre, Midrand, South Africa, September 13–18, 1999. Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. doi:10.1007/978-94-011-4114-7. ISBN 978-94-010-5801-8. LCCN 00042415. OCLC 851369444. "Reprinted from Astrophysics and Space Science Volumes 269–270, Nos. 1–4, 1999".
• Hans-Joachim Blome, Harald Zaun: Der Urknall (La praeksplodo). München 2004, ISBN 3-406-50837-5
• Martin Bojowald: Zurück vor den Urknall: Die ganze Geschichte des Universums (Reen antaŭ la praeksplodo: La tuta historio de la universo), Frankfurt a.M.: S.Fischer, 2009, ISBN 3-10-003910-6
• Martin Bojowald: Der Ur-Sprung des Alls (La deveno (pra-salto) de la universo). En: Spektrum der Wissenschaft. Mai 2009, p. 26-32, ISSN 0170-2971
• Gerhard Börner kaj Matthias Bartelmann: Astronomen entziffern das Buch der Schöpfung. (Astronomoj, deĉifras la libron de la kreado.) en: Physik in unserer Zeit. Vol. 33, numero 3, 2002, p. 114–120, ISSN 0031-9252
• Chow, Tai L. (2008). Gravity, Black Holes, and the Very Early Universe: An Introduction to General Relativity and Cosmology. New York: Springer. ISBN 978-0-387-73629-7. LCCN 2007936678. OCLC 798281050.
• Frame, Tom (2009). Losing My Religion: Unbelief in Australia. Sydney: UNSW Press. ISBN 978-1-921410-19-2. OCLC 782015652.
• Harris, James F. (2002). Analytic Philosophy of Religion. Handbook of Contemporary Philosophy of Religion. Vol. 3. Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. ISBN 978-1-4020-0530-5. LCCN 2002071095. OCLC 237734029.
• Harrison, Peter, eld. (2010). The Cambridge Companion to Science and Religion. Cambridge Companions to Religion. Cambridge, UK; New York: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-71251-4. LCCN 2010016793. OCLC 972341489.
• Stephen W. Hawking: Eine kurze Geschichte der Zeit (Mallonga historio de tempo). ISBN 3-499-60555-4
• Hawking, Stephen W.; Ellis, George F. R. (1973). The Large-Scale Structure of Space-Time. Cambridge, UK: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-20016-5. LCCN 72093671. OCLC 1120809270.
• Dieter B. Herrmann: Urknall im Labor (Praeksplodo enlaboratoria). Wie Teilchenbeschleuniger die Natur simulieren (Kiel partiklaj akceliloj simulas la naturon), Springer Verlag, Heidelberg 2010 ISBN 978-3-642-10313-1
• Kolb, Edward; Turner, Michael, eld. (1988). The Early Universe. Frontiers in Physics. Vol. 70. Redwood City, CA: Addison-Wesley. ISBN 978-0-201-11604-5. LCCN 87037440. OCLC 488800074.
• Charles H. Lineweaver kaj Tamara M. Davis: Der Urknall – Mythos und Wahrheit. (La praeksplodo - mitoj kaj veroj.) en: Spektrum der Wissenschaft. Mai 2005, S. 38–47, ISSN 0170-2971
• Harry Nussbaumer: Achtzig Jahre expandierendes Universum. (Okdek jaroj da ekspansia universo.) en: Sterne und Weltraum. Vol. 46, numero 6, 2007, p. 36–44, ISSN 0039-1263
• Peacock, John A. (1999). Cosmological Physics. Cambridge Astrophysics Series. Cambridge, UK; New York: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-42270-3. LCCN 98029460. OCLC 60157380.
• Simon Singh: Big Bang (Praeksplodo). Hanser, 2005, ISBN 3-446-20598-5
• Gabriele Veneziano: Die Zeit vor dem Urknall. (La epoko antaŭ la praeksplodo.) en: Spektrum der Wissenschaft. August 2004, S. 30–39, ISSN 0170-2971
• Steven Weinberg: Gravitation and cosmology (Gravito kaj kosmologio)- Principles and applications of the general theory of relativity (principoj kaj apliaĵoj de ĝenerala teorio de relativeco) - Novjorko: Wiley, 1972. ISBN 0-471-92567-5
• Steven Weinberg: Die ersten 3 Minuten (La unuaj tri minutoj). Piper, München 1976, ISBN 3-492-22478-4

Eksteraj ligiloj

• germane Kio estas la praeksplodo? el la televidelsendo Alpha-centauri Arkivigite je 2009-02-25 per la retarkivo Wayback Machine
• germane Kio ekzistis antaŭ la praeksplodo? el la televidelsendo Alpha-centauri Arkivigite je 2009-08-06 per la retarkivo Wayback Machine
• germane Kie okazis la praeksplodo? el la televidelsendo Alpha-centauri Arkivigite je 2009-08-23 per la retarkivo Wayback Machine
• germane La praeksplodo ĉe Welt der Physik
• esperante Praekplodo klarigata kun bildoj