ดูต้นฉบับสำหรับ บิกแบง

{{บทความคัดสรร}}
{{ความหมายอื่น}}
[[ไฟล์:Universe expansion-en.svg|thumb|240px|ตาม'''ทฤษฎีบิกแบง''' [[จักรวาล]]มีจุดกำเนิดมาจากสภาพที่มีความหนาแน่นสูงและร้อน และจักรวาลมีการขยายตัวอยู่ตลอดเวลา]]
{{ใช้ปีคศ}}

'''บิกแบง''' ({{langx|en|Big Bang}}, "การระเบิดครั้งใหญ่") เป็นแบบจำลองของการกำเนิดและวิวัฒนาการของ[[เอกภพ]]ใน[[จักรวาลวิทยา]]ซึ่งได้รับการสนับสนุนจากหลักฐานทางวิทยาศาสตร์และจากการสังเกตการณ์ที่แตกต่างกันจำนวนมาก นักวิทยาศาสตร์โดยทั่วไปใช้คำนี้กล่าวถึงแนวคิดการขยายตัวของเอกภพหลังจากสภาวะแรกเริ่มที่ทั้งร้อนและหนาแน่นอย่างมากในช่วงเวลาจำกัดระยะหนึ่งในอดีต และยังคงดำเนินการขยายตัวอยู่จนถึงในปัจจุบัน

[[ฌอร์ฌ เลอแม็ทร์]] นักวิทยาศาสตร์และพระ[[โรมันคาทอลิก]] เป็นผู้เสนอแนวคิดการกำเนิดของเอกภพ ซึ่งต่อมารู้จักกันในชื่อ ทฤษฎีบิกแบง ในเบื้องแรกเขาเรียกทฤษฎีนี้ว่า ''สมมติฐานเกี่ยวกับอะตอมแรกเริ่ม (hypothesis of the primeval atom)''  [[อเล็กซานเดอร์ ฟรีดแมน]] ทำการคำนวณแบบจำลองโดยมีกรอบการพิจารณาอยู่บนพื้นฐานของ[[ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป]]ของ[[อัลเบิร์ต ไอน์สไตน์]]   ต่อมาในปี ค.ศ. 1929 [[เอ็ดวิน ฮับเบิล]]ค้นพบว่า ระยะห่างของ[[ดาราจักร]]มีสัดส่วนที่เปลี่ยนแปลงสัมพันธ์กับ[[การเคลื่อนไปทางแดง]] การสังเกตการณ์นี้บ่งชี้ว่า [[ดาราจักร]]และ[[กระจุกดาว]]อันห่างไกลกำลังเคลื่อนที่ออกจากจุดสังเกต ซึ่งหมายความว่าเอกภพกำลังขยายตัว ยิ่งตำแหน่งดาราจักรไกลยิ่งขึ้น ความเร็วปรากฏก็ยิ่งเพิ่มมากขึ้น<ref name="hubble">{{cite journal|title=A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae |first=Edwin |last=Hubble |journal=[[Proceedings of the National Academy of Sciences|PNAS]] |volume=15 |pages=168–173 |date=1929 |doi=0.1073/pnas.15.3.168}}</ref> หากเอกภพในปัจจุบันกำลังขยายตัว แสดงว่าก่อนหน้านี้ เอกภพย่อมมีขนาดเล็กกว่า หนาแน่นกว่า และร้อนกว่าที่เป็นอยู่ แนวคิดนี้มีการพิจารณาอย่างละเอียดย้อนไปจนถึงระดับ[[ความหนาแน่น]]และ[[อุณหภูมิ]]ที่จุดสูงสุด และผลสรุปที่ได้ก็สอดคล้องอย่างยิ่งกับผลจากการสังเกตการณ์ ทว่าการเพิ่มของอัตราเร่งมีข้อจำกัดในการตรวจสอบ[[ฟิสิกส์พลังงานสูง|สภาวะพลังงานที่สูงขนาดนั้น]] หากไม่มีข้อมูลอื่นที่ช่วยยืนยันสภาวะเริ่มต้นชั่วขณะก่อนการระเบิด ลำพังทฤษฎีบิกแบงก็ยังไม่สามารถใช้อธิบายสภาวะเริ่มต้นได้ มันเพียงอธิบายกระบวนการเปลี่ยนแปลงของเอกภพที่เกิดขึ้นหลังจากสภาวะเริ่มต้นเท่านั้น 

คำว่า "บิกแบง" ที่จริงเป็นคำล้อเลียนซึ่งเกิดขึ้นเมื่อ[[นักดาราศาสตร์]]ชื่อ [[เฟรด ฮอยล์]] ตั้งใจดูหมิ่นและทำลายความน่าเชื่อถือของทฤษฎีที่เขาเห็นว่าไม่มีทางเป็นจริง ในการออกอากาศทางวิทยุครั้งหนึ่งเมื่อปี ค.ศ. 1949<ref>[http://news.bbc.co.uk/1/hi/uk/1503721.stm BBC News - 'Big bang' astronomer dies]</ref> ในเวลาต่อมา ฮอยล์ได้ช่วยศึกษาผลกระทบของ[[นิวเคลียร์]]ในการก่อเกิดธาตุมวลหนักที่ได้จากธาตุซึ่งมีมวลน้อยกว่า อย่างไรก็ดี การค้นพบ[[รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล]]ในปี ค.ศ. 1964 ยิ่งทำให้นักวิทยาศาสตร์ส่วนใหญ่ไม่สามารถปฏิเสธทฤษฎีบิกแบงได้

== ประวัติ ==
{{บทความหลัก|ประวัติศาสตร์ทฤษฎีบิกแบง}}

ทฤษฎีบิกแบงพัฒนาขึ้นมาจากการสังเกตการณ์โครงสร้างเอกภพร่วมกับการพิจารณาทฤษฎีต่างๆ ที่เป็นไปได้ ในปี ค.ศ. 1912 [[เวสโต สลิเฟอร์]] วัดค่า[[การเคลื่อนของดอปเปลอร์]]ครั้งแรกของ "เนบิวลาชนิดก้นหอย" (เป็นชื่อเก่าที่เคยใช้เรียก[[ดาราจักรชนิดก้นหอย]]) และต่อมาก็ค้นพบว่า เนบิวลาแทบทั้งหมดกำลังเคลื่อนที่ออกห่างจากโลก เขามิได้สรุปแนวคิดทางจักรวาลวิทยาจากข้อเท็จจริงนี้ อันที่จริงในช่วงยุคนั้นยังเป็นที่ถกเถียงกันอยู่มากว่า เนบิวลาเหล่านี้เป็น "เอกภพเกาะ" ที่อยู่ภายนอก[[ดาราจักรทางช้างเผือก]]หรือไม่<ref>Slipher, V. M.. [http://adsabs.harvard.edu/abs/1913LowOB...2...56S "The radial velocity of the Andromeda nebula"]. ''Lowell Observatory Bulletin'' '''1''': 56–57.</br>Slipher, V. M.. [http://adsabs.harvard.edu/abs/1915PA.....23Q..21S "Spectrographic observations of nebulae"]. ''Popular Astronomy'' '''23''': 21–24. </ref> สิบปีต่อมา [[อเล็กซานเดอร์ ฟรีดแมน]] นักจักรวาลวิทยาและนักคณิตศาสตร์ชาว[[รัสเซีย]]ได้พัฒนา[[สมการฟรีดแมน]]ขึ้นจาก[[ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป]]ของ[[ไอน์สไตน์]] แสดงให้เห็นว่าเอกภพกำลังขยายตัวอยู่ ซึ่งขัดแย้งกับ[[แบบจำลองเอกภพสถิต]]ที่ไอน์สไตน์สนับสนุนอยู่<ref name="friedman">Friedman, A (1922). "Über die Krümmung des Raumes". Z. ''Phys''. 10: 377–386. doi:[http://dx.doi.org/10.1007%2FBF01332580 10.1007/BF01332580]. {{de icon}} (ฉบับแปลภาษาอังกฤษ ดูที่: เอ. ฟรีดแมน (1999). [http://adsabs.harvard.edu/abs/1999GReGr..31.1991F "On the Curvature of Space"]. ''General Relativity and Gravitation'' '''31''': 1991–2000. doi:[http://dx.doi.org/10.1023%2FA%3A1026751225741 10.1023/A:1026751225741].)</ref>  ปี [[ค.ศ. 1924]] [[เอ็ดวิน ฮับเบิล]] ตรวจวัดระยะห่างของเนบิวลาชนิดก้นหอยที่ใกล้ที่สุด ผลการตรวจแสดงให้เห็นว่า ระบบดาวเหล่านั้นที่แท้เป็นดาราจักรอื่น เมื่อถึงปี ค.ศ. 1927 [[ฌอร์ฌ เลอแม็ทร์]] พระ[[คาทอลิก]][[นักฟิสิกส์]]ชาว[[เบลเยียม]] ทำการพัฒนาสมการของฟรีดแมนโดยอิสระ ผลที่ได้ทำให้คาดการณ์ได้ว่าการถอยห่างของเนบิวลาเป็นผลเนื่องจากการขยายตัวของเอกภพ<ref name="lemaitre">Lemaître, G. (1927). "Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques". ''Annals of the Scientific Society of Brussels'' '''47A''': 41.  {{fr icon}} (ฉบับแปลภาษาอังกฤษ ดูที่: "[http://adsabs.harvard.edu/abs/1931MNRAS..91..483L Expansion of the universe, A homogeneous universe of constant mass and growing radius accounting for the radial velocity of extragalactic nebulae]" (1931). ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'' '''91''': 483–490.)</ref>

ค.ศ. 1931 เลอแม็ทร์พัฒนางานของเขาคืบหน้าไปอีก และเสนอแนวคิดว่า การที่เอกภพมีการขยายตัวเมื่อเวลาเดินล่วงหน้าไป จะเป็นจริงได้ก็ต่อเมื่อเอกภพมีการหดตัวลงเมื่อเวลาเดินย้อนกลับ และจะเป็นเช่นนั้นไปเรื่อย ๆ จนกว่าเอกภพจะหดตัวไม่ได้อีกต่อไป ทำให้มวลทั้งหมดของเอกภพอัดแน่นเป็นจุด ๆ หนึ่ง คือ "อะตอมแรกเริ่ม" ณ จุดใดจุดหนึ่งของกาลเวลาก่อนที่[[เวลา]]และ[[อวกาศ]]จะถือกำเนิดขึ้น ณ จุดนั้นยังไม่มีโครงสร้างของเวลาและอวกาศใด ๆ  ทฤษฎีนี้สะท้อนความเชื่อเก่าแก่ก่อนหน้านี้เกี่ยวกับ[[ไข่จักรวาล]] (cosmic egg) ซึ่งเป็นจุดเริ่มต้นของเอกภพ<ref>Lema?tre, G. (1931). "The evolution of the universe: discussion". ''Nature'' '''128''': suppl.: 704. doi:[http://dx.doi.org/10.1038%2F128704a0 10.1038/128704a0].</ref>

ทางด้านของฮับเบิลก็พยายามพัฒนาตัวชี้วัดระยะทางหลายรูปแบบนับแต่ ค.ศ. 1924 ซึ่งเป็นการเบิกทางของ[[บันไดระยะห่างของจักรวาล]] เขาใช้กล้องโทรทรรศน์ฮุกเกอร์ ขนาด 100 นิ้ว (2,500 มม.) ที่หอดูดาวเมาท์วิลสัน ทำให้สามารถประเมินระยะห่างระหว่างดาราจักรได้จากผลการตรวจวัด[[การเคลื่อนไปทางแดง]] ซึ่งมีการวัดค่าไว้ก่อนหน้านี้แล้วโดยสลิเฟอร์ ฮับเบิลค้นพบความเกี่ยวพันระหว่างระยะทางกับความเร็วในการเคลื่อนถอยในปี ค.ศ. 1929 ปัจจุบันความสัมพันธ์ข้อนี้เป็นที่รู้จักในชื่อ [[กฎของฮับเบิล]]<ref>E. Christianson (1995). ''Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae''. Farrar Straus & Giroux. ISBN 0-374-14660-8.</ref>  งานของเลอแม็ทร์สนับสนุนผลงานชิ้นนี้ และเขาได้สร้าง[[หลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยา]]ขึ้น<ref name="bigbang8">P. J. E. Peebles and Bharat Ratra (2003). "The cosmological constant and dark energy". ''Reviews of Modern Physics'' '''75''': 559–606. doi:[http://dx.doi.org/10.1103%2FRevModPhys.75.559 10.1103/RevModPhys.75.559]. ar?iv:[http://arxiv.org/abs/astro-ph/0207347 astro-ph/0207347]. </ref>

[[ไฟล์:WMAP2.jpg|thumb|left|200px|ภาพวาดดาวเทียม [[WMAP]] กำลังรวบรวมข้อมูลทางวิทยาศาสตร์เพื่อให้นักวิทยาศาสตร์ทำความเข้าใจกับบิกแบง]]

ตลอดคริสต์ทศวรรษ 1930 มีทฤษฎีและแนวคิดต่างๆ เกิดขึ้นมากมายเพื่อพยายามอธิบายผลสังเกตการณ์ของฮับเบิล รวมถึง[[แบบจำลองของมิลเน]] (Milne Model)<ref>E. A. Milne (1935). ''Relativity, Gravitation and World Structure''. สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยออกซฟอร์ด.</ref> ทฤษฎี[[การแกว่งตัวของเอกภพ]] (เสนอโดยฟรีดแมน และได้รับการสนับสนุนจากไอน์สไตน์กับ[[ริชาร์ด โทลแมน]])<ref>R. C. Tolman (1934). ''Relativity, Thermodynamics, and Cosmology''. ออกซฟอร์ด: สำนักพิมพ์คลาเรนดอน. LCCN 340-32023.  พิมพ์ใหม่ (1987) นิวยอร์ก: โดเวอร์ ISBN 0-486-65383-8. </ref> และข้อสมมติฐาน [[tired light]] ของ[[ฟริตซ์ ชวิกกี]]<ref>Zwicky, F (1929). [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1929PNAS...15..773Z "On the Red Shift of Spectral Lines through Interstellar Space"]. Proceedings of the National Academy of Sciences 15: 773–779. doi:[http://dx.doi.org/10.1073%2Fpnas.15.10.773 10.1073/pnas.15.10.773]. [http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/16577237 PMID 16577237]. </ref>

หลังจาก[[สงครามโลกครั้งที่สอง]] มีแนวคิดที่เป็นไปได้แตกต่างกันอยู่สองแนวทาง ทางหนึ่งเป็นแนวคิดเรื่องแบบจำลองสภาวะสมมูลของ[[เฟรด ฮอยล์]] ซึ่งเห็นว่าจะมีสสารใหม่เกิดขึ้นระหว่างที่เอกภพขยายตัว แนวคิดนี้เอกภพจะมีสภาวะแทบจะคงที่ ณ จุดใด ๆ ของเวลา<ref>เฟรด ฮอยล์ (1948). [http://adsabs.harvard.edu/abs/1948MNRAS.108..372H "A New Model for the Expanding universe"]. ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'' '''10'''8: 372.</ref> อีกแนวคิดหนึ่งเป็นทฤษฎีบิกแบงของเลอแม็ทร์ ซึ่งได้พัฒนาต่อมาโดยจอร์จ กาโมว์ ผู้เสนอทฤษฎีบิกแบงนิวคลีโอซินทีสิส<ref>R. A. Alpher, H. Bethe, G. Gamow (1948). [http://adsabs.harvard.edu/abs/1948PhRv...73..803A "The Origin of Chemical Elements"]. ''Physical Review'' '''73''': 803. doi:[http://dx.doi.org/10.1103%2FPhysRev.73.803 10.1103/PhysRev.73.803].</ref> และเป็นผู้ร่วมทีมกับราล์ฟ อัลเฟอร์ และโรเบิร์ต เฮอร์มัน ในการทำนายปรากฏการณ์ของการแผ่รังสี[[ไมโครเวฟพื้นหลัง]]<ref>R. A. Alpher and R. Herman (1948). "Evolution of the Universe". ''Nature'' '''162''': 774. doi:[http://dx.doi.org/10.1045%2Fmarch2004-featured.collection 10.1045/march2004-featured.collection].</ref> แต่จะว่าไปแล้ว ฮอยล์นั่นเองที่เป็นผู้นำวลีมาโยงกับทฤษฎีของเลอแม็ทร์ โดยเรียกทฤษฎีนี้ว่า "เจ้าแนวคิดแบบบิกแบงนี่" ระหว่างการออกอากาศทางสถานีวิทยุบีบีซีเมื่อเดือนมีนาคม ค.ศ. 1949<ref>Simon Singh. [http://www.simonsingh.net/Big_Bang.html "Big Bang"] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20070630195328/http://www.simonsingh.net/Big_Bang.html |date=2007-06-30 }}. เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-05-28.</ref> นักวิทยาศาสตร์ต่างแบ่งออกเป็นสองพวกสนับสนุนทฤษฎีทั้งสองทางนี้ ในเวลาต่อมาแนวคิดหลังเริ่มเป็นที่นิยมมากกว่า การค้นพบ[[ไมโครเวฟพื้นหลัง]]ในปี ค.ศ. 1964 ช่วยยืนยันว่าจุดกำเนิดและพัฒนาการของจักรวาลสอดคล้องกับแนวคิดแบบทฤษฎีบิกแบงมากกว่า

การศึกษาจักรวาลวิทยาตามแนวคิดบิกแบงมีการก้าวกระโดดครั้งใหญ่ในช่วงปลายคริสต์ทศวรรษ 1990 เนื่องมาจากความก้าวหน้าอย่างมากของเทคโนโลยี[[กล้องโทรทรรศน์]] ตลอดจนผลการวิเคราะห์ข้อมูลจำนวนมากจากดาวเทียมต่าง ๆ เช่น จาก [[COBE]]<ref name="COBE">Boggess, N.W., et al. (COBE collaboration) (1992). "The COBE Mission: Its Design and Performance Two Years after the launch". ''Astrophysical Journal'' 397: 420, Preprint No. 92–02. doi:[http://dx.doi.org/10.1086%2F171797 10.1086/171797].</ref> จาก[[กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล]] และจาก [[WMAP]]<ref name="WMAP">D. N. Spergel et al. (WMAP collaboration) (2006). [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0603449v2 "Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology"]. เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-05-27.</ref> 

ปัจจุบันการศึกษาจักรวาลวิทยามีข้อมูลและเครื่องมือวัดที่แม่นยำมากมายที่ช่วยตรวจสอบปัจจัยต่าง ๆ ของแบบจำลองบิกแบง ทำให้เกิดการค้นพบอันไม่คาดฝันว่า เอกภพดูเหมือนจะกำลังขยายตัวอยู่ด้วยความเร็วที่เพิ่มขึ้น

== ภาพรวมของทฤษฎี ==

=== เส้นเวลาของบิกแบง ===
{{บทความหลัก|เส้นเวลาของบิกแบง}}
[[ไฟล์:Timeline icon.svg|thumb|เส้นเวลาของบิกแบง (ดูรายละเอียดที่ [[ภาพเส้นเวลาของบิกแบง]])]]

เมื่อพิจารณาตรรกะจากการขยายตัวของเอกภพโดยใช้[[ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป]] หากเวลาย้อนหลังไปจะทำให้[[ความหนาแน่น]]และ[[อุณหภูมิ]]มีค่าสูงขึ้นอย่างไม่จำกัดขณะที่เวลาในอดีตจำกัดอยู่ค่าหนึ่ง<ref>S. W. Hawking and G. F. R. Ellis (1973). ''The large-scale structure of space-time''. เคมบริดจ์: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. ISBN 0-521-20016-4.</ref> [[ภาวะเอกฐานเชิงความโน้มถ่วง|ภาวะเอกฐาน]]เช่นนี้เป็นไปไม่ได้เพราะขัดแย้งกับทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป เป็นที่ถกเถียงกันอยู่มากกว่าเราสามารถประมาณภาวะเอกฐานได้ใกล้สักเพียงไหน (ซึ่งไม่มีทางประมาณไปได้มากเกินกว่า[[ยุคของพลังค์]]) ภาวะเริ่มแรกที่มีความร้อนและความหนาแน่นสูงอย่างยิ่งนี้เองที่เรียกว่า "บิกแบง"<ref>ยังไม่เป็นเอกฉันท์ว่าภาวะบิกแบงนี้กินเวลานานเท่าไร บางคนว่าเฉพาะภาวะเอกฐานเริ่มแรกเท่านั้น แต่บางคนก็เห็นว่าเป็นช่วงไม่กี่นาทีแรกที่ฮีเลียมเริ่มก่อตัวขึ้น</ref> และถือกันว่าเป็น "จุดกำเนิด" ของเอกภพของเรา จากผลการตรวจวัดการขยายตัวของ[[ซูเปอร์โนวาประเภท Ia]] การตรวจวัดความแปรเปลี่ยนของอุณหภูมิในไมโครเวฟพื้นหลัง และการตรวจวัดลำดับวิวัฒนาการของ[[ดาราจักร]] เชื่อว่าเอกภพมีอายุประมาณ 13.73 ± 0.12 พันล้านปี<ref name="bigbang22">G. Hinshaw, J. L. Weiland, R. S. Hill, N. Odegard, D. Larson, C. L. Bennett, J. Dunkley, B. Gold, M. R. Greason, N. Jarosik, E. Komatsu, M. R. Nolta, L. Page, D. N. Spergel, E. Wollack, M. Halpern, A. Kogut, M. Limon, S. S. Meyer, G. S. Tucker, E. L. Wright (2008). [http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr3/pub_papers/fiveyear/basic_results/wmap5basic.pdf "Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results"] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20150410113424/http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr3/pub_papers/fiveyear/basic_results/wmap5basic.pdf |date=2015-04-10 }}. ''Astrophys. J''.</ref> การที่ผลตรวจวัดทั้งสามวิธีให้ค่าออกมาใกล้เคียงกันเป็นการยืนยันสนับสนุน[[แบบจำลองแลมบ์ดา-ซีดีเอ็ม]] (ΛCDM) ที่อธิบายอย่างละเอียดถึงองค์ประกอบต่างๆ ในเอกภพ

มีการคาดเดาถึงสภาวะเริ่มแรกของบิกแบงไปต่างๆ นานา แต่แบบจำลองที่เป็นที่ยอมรับมากที่สุดคือ เอกภพทั้งหมดเป็นเนื้อเดียวกันและมีสมบัติเหมือนๆ กันในทุกทิศทางโดยมีความหนาแน่นของพลังงานที่สูงมาก มีอุณหภูมิและความดันสูงมาก ต่อมาจึงขยายตัวออกในทันทีทันใดและมีอุณหภูมิลดลง ประมาณว่าใน 10<sup>-35</sup> วินาทีของการขยายตัวเป็นสภาวะการพองตัวของเอกภพซึ่งเติบโตขึ้นอย่างรวดเร็วแบบ[[เอ็กโปเนนเชียล]]<ref>Guth, Alan H. (1998). ''The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins''. Vintage. ISBN 978-0-09-995950-2.</ref> หลังจากสิ้นสุดสภาวะการพองตัว เอกภพประกอบด้วย[[พลาสมาควาร์ก-กลูออน]]และ[[อนุภาคมูลฐาน]]ทั้งหมด<ref>Schewe, Phil, and Ben Stein (2005). [http://www.aip.org/pnu/2005/split/728-1.html "An Ocean of Quarks"] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20050423224100/http://www.aip.org/pnu/2005/split/728-1.html |date=2005-04-23 }}. ''Physics News Update, American Institute of Physics'' '''728''' (#1). เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-05-27.</ref> อุณหภูมิยังคงสูงมากทำให้การเคลื่อนที่ของอนุภาคต่างๆ มีความเร็วสัมพัทธ์สูง คู่[[อนุภาค]]และ[[ปฏิยานุภาค]]ทั้งหมดยังมีการเกิดใหม่และแตกดับลงไปในการปะทะ ต่อมาจึงเกิดปฏิกิริยาบางอย่างที่เรียกว่า [[แบริโอเจเนซิส]] ทำลายภาวะสมดุลในการรักษา[[จำนวนแบริออน]] เกิดเป็น[[ควาร์ก]]และ[[เลปตอน]]ขึ้นมาจำนวนหนึ่งที่มากกว่าแอนติควาร์กและแอนติเลปตอนประมาณ 1 ใน 30 ล้านส่วน ซึ่งเป็นต้นเหตุทำให้มี[[สสาร]]มากกว่า[[ปฏิสสาร]]ในเอกภพปัจจุบัน<ref name="kolb">Kolb, Edward; Michael Turner (1988). ''The Early Universe''. Addison-Wesley. ISBN 0-201-11604-9.</ref>

เอกภพยังคงขยายตัวอย่างต่อเนื่องและมีอุณหภูมิลดลง ทำให้พลังงานโดยทั่วไปในแต่ละอนุภาคลดลงด้วย ยุค[[การทำลายสมดุล]] (Symmetry breaking) ทำให้[[แรงพื้นฐานทางฟิสิกส์]]และพารามิเตอร์ต่างๆ ของ[[อนุภาคมูลฐาน]]กลายมาอยู่ในรูปแบบดังเช่นปัจจุบัน<ref name="kolb" /> หลังจากผ่านไป 10<sup>-11</sup> วินาที ภาพการคาดเดาก็น้อยลง เพราะพลังงานของอนุภาคลดลงลงถึงระดับที่สามารถอธิบายได้ด้วยการทดลอง[[ฟิสิกส์อนุภาค]] ที่เวลา 10<sup>-6</sup> วินาที [[ควาร์ก]]และ[[กลูออน]]รวมตัวกันกลายเป็นอนุภาค[[แบริออน]]จำนวนหนึ่งเช่น [[โปรตอน]] และ[[นิวตรอน]] ปริมาณควาร์กที่มีมากกว่าแอนติควาร์กอยู่เล็กน้อยทำให้อนุภาคแบริออนมีมากกว่าแอนติแบริออนเช่นเดียวกัน ถึงเวลานี้อุณหภูมิของเอกภพก็ไม่สูงพอที่จะสร้างคู่โปรตอน-แอนติโปรตอนใหม่อีกแล้ว (ทำนองเดียวกันกับนิวตรอนและแอนตินิวตรอน) จึงเกิดการทำลายมวลครั้งใหญ่ เหลือเพียง 1 ใน 10<sup>10</sup> ของโปรตอนและนิวตรอนในตอนเริ่มต้น และไม่มีปฏิยานุภาคของพวกมันเหลืออยู่เลย กระบวนการเดียวกันนี้เกิดขึ้นอีกในเวลาประมาณ 1 วินาทีสำหรับ[[อิเล็กตรอน]]และ[[โพสิตรอน]] หลังจากพ้นช่วงการทำลายมวล โปรตอน นิวตรอน และอิเล็กตรอนที่เหลือก็ไม่มีความเร็วสัมพัทธ์สูงยิ่งยวดอีกต่อไป แต่[[โฟตอน]]กลายเป็นองค์ประกอบสำคัญของความหนาแน่นพลังงานของเอกภพ (และบทบาทเล็กน้อยอีกส่วนหนึ่งโดย[[นิวตริโน]])

ไม่กี่นาทีต่อมาเอกภพก็เริ่มการขยายตัว เมื่ออุณหภูมิมีค่าประมาณ 1 พันล้าน[[เคลวิน]] และมีความหนาแน่นประมาณความหนาแน่นของอากาศ นิวตรอนรวมตัวเข้ากับโปรตอนกลายเป็นนิวเคลียสของ[[ดิวเทอเรียม]]และ[[ฮีเลียม]] ซึ่งเป็นกระบวนการที่เรียกว่า [[บิกแบงนิวคลีโอซินทีสิส]]<ref name="kolb" /> โปรตอนส่วนใหญ่ยังคงไม่ได้รวมตัว ดังเช่นนิวเคลียสของไฮโดรเจน เมื่อเอกภพเย็นลง ความหนาแน่นพลังงานมวลของสสารที่เหลือก็เริ่มมีอิทธิพลเหนือ[[การแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้า|การแผ่รังสี]]ของโฟตอน หลังจากผ่านไป 379,000 ปี อิเล็กตรอนกับนิวเคลียสรวมตัวเข้าไปในอะตอม (ส่วนใหญ่เป็นไฮโดรเจน) ทำให้การแผ่รังสีแยกตัวจากสสารและแพร่ไปในห้วงอวกาศอย่างไร้เขตจำกัด การแผ่รังสีนี้มีผลหลงเหลืออยู่ดังที่ปัจจุบันรู้จักกันในชื่อ [[การแผ่รังสีคอสมิกไมโครเวฟพื้นหลัง]]<ref name="peacock">Peacock, John (1999). ''Cosmological Physics''. สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. ISBN 0-521-42270-1.</ref>

[[ไฟล์:Hubble ultra deep field high rez edit1.jpg|thumb|left|ตัวอย่าง[[ดาราจักร]]จำนวนมากใน[[อวกาศห้วงลึกมากของฮับเบิล]] ซึ่งมีอายุในยุคโบราณเมื่อครั้งเอกภพยังเยาว์ ยังหนาแน่นกว่าและร้อนกว่าปัจจุบัน ตามทฤษฎีบิกแบง]]

เวลาผ่านไปอีกเนิ่นนาน ย่านรอบนอกแกนกลางที่มีความหนาแน่นเจือจางกว่าเริ่มมีการจับตัวกับสสารใกล้เคียงและเพิ่มความหนาแน่นของตนมากขึ้น ก่อตัวเป็นกลุ่มเมฆแก๊ส [[ดาวฤกษ์]] [[ดาราจักร]] และโครงสร้างอื่นๆ ทางดาราศาสตร์ที่เราสังเกตเห็นได้ในปัจจุบัน รายละเอียดของกระบวนการเหล่านี้ขึ้นกับปริมาณและประเภทของสสารที่มีอยู่ในเอกภพ สสารที่เป็นไปได้สามชนิดได้แก่ [[สสารมืดเย็น]] [[สสารมืดร้อน]] และ[[สสารแบริออน]] จากเครื่องมือวัดดีที่สุดเท่าที่เรามีอยู่ (คือดาวเทียม [[WMAP]]) แสดงให้เห็นว่าส่วนประกอบสำคัญของสสารในเอกภพคือสสารมืดเย็น ส่วนสสารอีกสองชนิดมีอยู่เป็นจำนวนไม่ถึง 18% ของสสารทั้งหมดในเอกภพ<ref name="bigbang22" />

ปรากฏการณ์ที่เป็นอิสระจากกันของการเกิด[[ซูเปอร์โนวาประเภท Ia]] กับ[[ไมโครเวฟพื้นหลัง]]ซึ่งสร้างเอกภพดังเช่นทุกวันนี้ ได้รับอิทธิพลจากพลังงานลึกลับชนิดหนึ่งซึ่งรู้จักในชื่อ [[พลังงานมืด]] ที่ดูจะแทรกซึมอยู่ทั่วไปในอวกาศ ผลการสังเกตการณ์บ่งชี้ว่า 72% ของความหนาแน่นพลังงานทั้งหมดของเอกภพในปัจจุบันเป็นพลังงานในรูปแบบดังกล่าวนี้ เมื่อครั้งที่เอกภพยังมีอายุน้อย พลังงานมืดอาจจะแทรกซึมเข้ามาบ้าง แต่เมื่อเวลาที่ทุกสิ่งทุกอย่างยังอยู่ใกล้กันมากและมีช่องว่างอยู่น้อย [[แรงโน้มถ่วง]]จึงมีอิทธิพลมากกว่า และพยายามจะชะลอการแผ่ขยายตัวของเอกภพอย่างช้าๆ อย่างไรก็ดีหลังจาก[[กฎของฮับเบิล|การขยายตัวของเอกภพ]]ผ่านไปหลายพันล้านปี พลังงานมืดที่มีอยู่มากมายมหาศาลก็เริ่มทำให้การขยายตัวมีอัตราเร่งเพิ่มขึ้นทีละน้อย เราสามารถแปลงพลังงานมืดให้อยู่ในรูปแบบอย่างง่ายใน[[ค่าคงที่จักรวาล]]ของ[[สมการของไอน์สไตน์]]ตาม[[ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป]] แต่องค์ประกอบและกลไกของพลังงานนี้ยังไม่เป็นที่เข้าใจ รายละเอียดของสมการสภาวะและความสัมพันธ์ของพลังงานนี้กับ[[แบบจำลองมาตรฐาน]]ในวิชา[[ฟิสิกส์อนุภาค]]ยังคงอยู่ในระหว่างการค้นหาทั้งโดยการเฝ้าสังเกตการณ์และโดยการวิจัยทางทฤษฎี<ref name="bigbang8" />

วิวัฒนาการของจักรวาลทั้งหมดหลังจากยุคของการพองตัวสามารถอธิบายได้ด้วย[[แบบจำลองแลมบ์ดา-ซีดีเอ็ม]]อันเป็นแบบจำลองจักรวาลวิทยา โดยใช้กรอบสังเกตการณ์อิสระของ[[กลศาสตร์ควอนตัม]]กับ[[ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป]]ของไอน์สไตน์ อย่างไรก็ดี ดังได้กล่าวไว้แล้วข้างต้นว่า แบบจำลองเท่าที่มีอยู่ยังไม่สามารถใช้อธิบายสิ่งที่เกิดขึ้นก่อนช่วงเวลา 10<sup>-15</sup> วินาทีแรกได้ ทฤษฎีรวมแรงใหม่ๆ อย่างเช่น[[ทฤษฎีโน้มถ่วงเชิงควอนตัม]]เป็นความพยายามที่จะข้ามพ้นข้อจำกัดนั้น ความเข้าใจในสภาวะแรกเริ่มในประวัติศาสตร์ของเอกภพเป็นหนึ่งในปัญหาที่ยิ่งใหญ่ที่สุดในทางฟิสิกส์ที่ยังไม่สามารถค้นหาคำตอบได้

=== สมมติฐานหลัก ===
สมมติฐานหลักของทฤษฎีบิกแบงมีอยู่ 2 ประการคือ ความเป็นเอกภาพของ[[กฎทางฟิสิกส์]] และ[[หลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยา]] แนวคิดของหลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยาคือเอกภพในระดับมหภาคมีความเป็นเนื้อเดียวกันและเหมือนกันหมดในทุกทิศทาง

เดิมแนวคิดเหล่านี้ถือเป็นหลักพื้นฐานสำคัญ แต่ในปัจจุบันมีการพยายามทดสอบสมมติฐานเหล่านี้อยู่หลายครั้ง ตัวอย่างเช่น การทดสอบสมมติฐานแรกด้วยผลสังเกตการณ์ที่แสดงว่า[[ค่าคงที่โครงสร้างละเอียด]]มีความผิดเพี้ยนที่เป็นไปได้อย่างมากถึงอันดับ 10<sup>-5</sup> เมื่อ[[อายุของเอกภพ]]เพิ่มมากขึ้น<ref>Ivanchik, A.V.; Potekhin, A.Y.; Varshalovich, D.A. (1999). [http://adsabs.harvard.edu/abs/1999A%26A...343..439I "The Fine-Structure Constant: A New Observational Limit on Its Cosmological Variation and Some Theoretical Consequences"]. ''Astronomy and Astrophysics'' '''343''': 459.</ref> หรือ[[ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป]]ที่ต้องผ่าน[[การทดสอบทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป|การทดสอบอย่างเข้มข้น]]ในกรณีของระบบสุริยะและระบบดาวคู่ เพื่อที่ข้อมูลในระดับจักรวาลจะต้องสอดคล้องกับผลสังเกตการณ์และการคาดการณ์ตามทฤษฎีบิกแบง

ถ้าเอกภพระดับใหญ่มีความเป็นหนึ่งเดียวกันในมุมมองจากโลก หลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยาสามารถถอดความได้จาก[[หลักการพื้นฐานโคเปอร์นิคัส]]ที่ง่ายกว่า ซึ่งกล่าวว่าไม่มีผู้สังเกตหรือจุดสังเกตใดเป็นพิเศษ ดังนี้ หลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยาจึงได้รับการรับรองในระดับ 10<sup>-5</sup> ผ่านการสังเกตการณ์รังสีไมโครเวฟพื้นหลัง<ref>ทั้งนี้ไม่คำนึงถึงแอนไอโซโทรปีสองขั้วที่ระดับ 0.1% ที่เกิดจากความเร็วพิเศษของระบบสุริยะเมื่อผ่านสนามการแผ่รังสี</ref> ผลตรวจวัดเอกภพแสดงถึงความเป็นเนื้อเดียวกันในสเกลใหญ่ที่สุดที่ระดับ 10%<ref>Goodman, J. (1995). "Geocentrism Reexamined". ''Physical Review D'' '''52''': 1821. doi:[http://dx.doi.org/10.1103%2FPhysRevD.52.1821 10.1103/PhysRevD.52.1821]. </ref>

=== มาตรวัด FLRW ===
{{บทความหลัก|มาตรวัดฟรีดแมน-เลอแม็ทร์-โรเบิร์ตสัน-วอล์กเกอร์}}

ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปอธิบายเรื่องของ[[กาลอวกาศ]]ด้วย [[มาตรา tensor]] ซึ่งกล่าวถึงระยะห่างที่แบ่งจุดใกล้เคียง จุดเหล่านี้ซึ่งอาจเป็นได้ทั้งดาราจักร ดาวฤกษ์ หรือวัตถุอื่น จะถูกระบุตำแหน่งด้วยแผนภูมิพิกัดหรือ "กริด" (grid) ที่วางอยู่บนพื้นของกาลอวกาศทั้งหมด จากหลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยากำหนดให้มาตรานี้จะต้องเป็นเนื้อเดียวกันและมีสมบัติเหมือนกันทุกทิศทาง จึงได้เป็น[[มาตรวัดฟรีดแมน-เลอแม็ทร์-โรเบิร์ตสัน-วอล์กเกอร์]] หรือ มาตรวัด FLRW ประกอบด้วยตัวประกอบขนาด (scale factor) ที่บอกถึงขนาดเปลี่ยนแปลงของเอกภพตามเวลา ทำให้ได้เป็นระบบพิกัดแบบง่ายขึ้น เรียกว่า[[ระบบพิกัด comoving]] ในระบบพิกัดนี้ กริดจะขยายตัวขึ้นตามเอกภพ และวัตถุที่อยู่นิ่งบนตำแหน่งกริดเดิมก็เคลื่อนที่ไปตามการขยายตัวของเอกภพ ขณะที่ระยะห่างพิกัด (comoving distance) เป็นค่าคงที่ ระยะห่างทางกายภาพระหว่างจุด comoving สองจุดจะเพิ่มขึ้นเป็นสัดส่วนตามตัวประกอบขนาดของเอกภพ<ref>d'Inverno, R. (1992). "Chapter 23". ''Introducing Einstein's Relativity''. Oxford (UK): สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยออกซฟอร์ด. ISBN 0-19-859686-3.</ref>

บิกแบงไม่ใช่การระเบิดของสสารที่เคลื่อนออกไปเพื่อเติมเต็มเอกภพอันว่างเปล่า ตัวอวกาศนั้นต่างหากที่ขยายตัวออกไปตามเวลาในทุกหนทุกแห่งและทำให้ระยะห่างทางกายภาพของจุด comoving สองจุดเพิ่มมากขึ้น แต่เนื่องจากมาตรวัด FLRW ถือว่าการกระจายตัวของมวลและพลังงานเป็นไปอย่างสม่ำเสมอ มันจึงใช้กับเอกภพเฉพาะในระดับขนาดใหญ่เท่านั้น ส่วนการรวมตัวของสสารในระดับท้องถิ่นเช่นดาราจักรจะมีแรงโน้มถ่วงดึงดูดผูกพันเอาไว้ จึงไม่ได้รับผลกระทบจากการขยายตัวตามตัวประกอบขนาดของอวกาศ

=== ขอบฟ้า ===
{{บทความหลัก|ขอบฟ้าจักรวาลวิทยา}}

คุณสมบัติที่สำคัญของ กาลอวกาศ ในบิกแบง คือการมีอยู่ของ[[ขอบฟ้าจักรวาลวิทยา|ขอบฟ้า]] ในเมื่อเอกภพมีอายุที่จำกัดแน่นอน และ[[แสง]]ก็เดินทางด้วยความเร็วที่จำกัดค่าหนึ่ง จึงอาจมีบางเหตุการณ์ในอดีตที่แสงไม่มีเวลาพอจะเดินทางมาถึงเราได้ ทำให้เกิดข้อจำกัดหรือ ''ขอบฟ้าอดีต'' บนวัตถุอันห่างไกลที่สุดเท่าที่สังเกตได้ ในทางกลับกัน ในเมื่ออวกาศกำลังขยายตัว วัตถุอันห่างไกลก็กำลังเคลื่อนห่างออกไปเร็วยิ่งขึ้น แสงที่ส่งจากตัวเราในวันนี้จึงไม่มีวันจะไล่ตามทันวัตถุไกลชิ้นนั้นได้ ทำให้เกิด ''ขอบฟ้าอนาคต'' ที่จำกัดขอบเขตของเหตุการณ์ในอนาคตที่เราอาจส่งอิทธิพลถึง การดำรงอยู่ของขอบฟ้าทั้งสองชนิดนี้ขึ้นอยู่กับรายละเอียดของแบบจำลอง FLRW ที่อธิบายถึงเอกภพของเรา ตามความเข้าใจเกี่ยวกับเอกภพของเราย้อนไปจนถึงยุคเริ่มแรกบ่งชี้ว่าน่าจะมีขอบฟ้าอดีตอยู่จริง แม้ว่าในทางปฏิบัติแล้วมุมมองของเราจะถูกจำกัดด้วยความทึบแสงของเอกภพในยุคแรกเริ่ม ดังนั้นหากเอกภพยังคงขยายตัวด้วยอัตราเร่ง ขอบฟ้าอนาคตก็น่าจะมีอยู่จริงเช่นเดียวกัน<ref name="kolb" />

== ข้อมูลการสังเกตการณ์ ==
ข้อมูลการสังเกตการณ์ชุดแรกสุดที่สอดคล้องกับทฤษฎีนี้ได้แก่ การสังเกตการณ์[[กฎของฮับเบิล|การขยายตัวแบบฮับเบิล]]ที่พบใน[[การเคลื่อนไปทางแดง]]ของเหล่า[[ดาราจักร]] การตรวจพบการแผ่รังสีของ[[ไมโครเวฟพื้นหลัง]] และปริมาณของอนุภาคแสงจำนวนมาก (ดูใน [[บิกแบงนิวคลีโอซินทีสิส]]) บางครั้งเรียกทั้งสามสิ่งนี้ว่าเป็นเสาหลักของทฤษฎีบิกแบง การสังเกตการณ์อื่นๆ ในยุคต่อมาต่างสนับสนุนให้เห็นภาพรวมชัดเจนยิ่งขึ้น โดยเฉพาะการค้นพบคุณลักษณะอันหลากหลายของ[[โครงสร้างขนาดใหญ่ของจักรวาล]]<ref>Gladders, Michael D.; Yee, H. K. C.; Majumdar, Subhabrata; Barrientos, L. Felipe; Hoekstra, Henk; Hall, Patrick B.; Infante, Leopoldo (มกราคม 2007). [http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...655..128G "Cosmological Constraints from the Red-Sequence Cluster Survey"]. The ''Astrophysical Journal'' '''655''' (1): 128–134. doi:[http://dx.doi.org/10.1086%2F509909 10.1086/509909].</ref> ซึ่งตรงกับการคาดการณ์การขยายตัวของโครงสร้างเอกภพภายใต้แรงโน้มถ่วงตามทฤษฎีมาตรฐานของบิกแบง

=== กฎของฮับเบิลและการขยายตัวของอวกาศ ===
{{บทความหลัก|กฎของฮับเบิล}}
ผลจากการสังเกตการณ์[[ดาราจักร]]และ[[เควซาร์]]อันไกลโพ้นพบว่าวัตถุเหล่านั้นมี[[การเคลื่อนไปทางแดง]] กล่าวคือ แสงที่ส่งออกมาจากวัตถุเหล่านั้นมีความคลาดเคลื่อนของ[[ความยาวคลื่น]]ที่ยาวมากขึ้น เราสามารถมองเห็นได้โดยการตรวจสอบ[[สเปคตรัมความถี่]]ของวัตถุเปรียบเทียบกับ[[สเปกโตรสโกปี|รูปแบบการเปลี่ยนแปลง]]ในการกระจายหรือดูดกลืนแถบคลื่นความถี่ที่สอดคล้องกับปฏิกิริยาระหว่างอนุภาคทางเคมีกับแสง ปรากฏการณ์การเคลื่อนไปทางแดงที่พบล้วนสอดคล้องเป็นอันหนึ่งอันเดียวกันแม้จะทำการสังเกตการณ์วัตถุเหล่านั้นในทิศทางต่างๆ กัน หากอธิบายการเคลื่อนไปทางแดงด้วย[[ปรากฏการณ์ดอปเปลอร์]] เราจะสามารถคำนวณความเร็วของวัตถุที่เหลื่อมช้าลงได้ สำหรับดาราจักรบางแห่ง มีความเป็นไปได้มากที่จะประมาณระยะห่างด้วย[[บันไดระยะห่างของจักรวาล]] เมื่อนำความเร็วที่เหลื่อมลงมาเปรียบเทียบกับระยะห่างที่คำนวณได้ เราจะได้สมการความสัมพันธ์เชิงเส้นซึ่งรู้จักกันในชื่อ[[กฎของฮับเบิล]] ดังนี้<ref name="hubble" />

::<math>v = H_0 D \,</math>
โดยที่
::<math>v</math> หมายถึง ความเร็วเหลื่อมลงของ[[ดาราจักร]]หรือวัตถุห่างไกล
::<math>D</math> หมายถึง ระยะห่างระหว่างการเคลื่อนที่ของวัตถุที่สังเกต
::<math>H_0</math> หมายถึง [[ค่าคงที่ของฮับเบิล]] ซึ่งอยู่ระหว่าง 70.10 ± 1.3 [[กิโลเมตร]]/[[วินาที]]/[[พาร์เซก|เมกะพาร์เซก]] โดยวัดจาก [[WMAP]]<ref name="bigbang22" />

กฎของฮับเบิลสามารถอธิบายความเป็นไปได้อยู่สองทาง ทางหนึ่งคือเราอยู่ที่ศูนย์กลางของการระเบิดของดาราจักร ซึ่งขัดแย้งกับ[[หลักการพื้นฐานโคเปอร์นิคัส]]อย่างหลีกเลี่ยงไม่ได้ อีกทางหนึ่งคือเอกภพมีการขยายตัวอย่างสม่ำเสมอกันในทุกๆ แห่ง การขยายตัวอย่างเป็นเอกภาพนี้เคยมีการทำนายได้ก่อนหน้านี้แล้วจากสมการ[[สัมพัทธภาพทั่วไป]]ของอเล็กซานเดอร์ ฟรีดแมน ที่คำนวณไว้ในปี ค.ศ. 1922<ref name="friedman" /> และจากงานของฌอร์ฌ เลอแม็ทร์ ในปี ค.ศ. 1927<ref name="lemaitre" /> ก่อนหน้าที่ฮับเบิลจะทำการสังเกตการณ์และวิเคราะห์ออกมาในปี ค.ศ. 1929 และมันยังเป็นหลักการสำคัญของทฤษฎีบิกแบงที่พัฒนาขึ้นโดย[[มาตรวัด FLRW|ฟรีดแมน เลอแม็ทร์ โรเบิร์ตสัน และวอล์คเกอร์]]

ทฤษฎีนี้มีเงื่อนไขอยู่ว่า ความสัมพันธ์ <math>v = HD</math> จะต้องดำรงอยู่ตลอดเวลา เมื่อ D เป็นระยะห่างที่แท้จริง <math>v = dD / dt</math> และ <math>v</math>, <math>H</math>, <math>D</math> ล้วนแต่เปลี่ยนแปลงค่าไปเมื่อเอกภพขยายตัว (เหตุนี้เราจึงต้องเขียนว่า <math>H_0</math> เพื่อระบุ "ค่าคงที่" ของฮับเบิล ณ วันปัจจุบัน) เนื่องจากระยะห่างที่สังเกตมีค่าน้อยกว่าขนาดของเอกภพในสังเกตการณ์อย่างมาก ปรากฏการณ์เคลื่อนไปทางแดงของฮับเบิลจึงสามารถพิจารณาโดยใช้หลักการเดียวกันกับ[[ปรากฏการณ์ดอปเปลอร์]]ได้ อย่างไรก็ดี พึงตระหนักว่าการเคลื่อนไปทางแดงไม่ใช่การคลาดเคลื่อนแบบเดียวกับดอปเปลอร์ เป็นแต่เพียงผลจากการขยายตัวของเอกภพระหว่างช่วงเวลาหนึ่ง และแสงมีการเปล่งออกมาระหว่างช่วงเวลาที่สังเกตอยู่<ref name="peacock" />

ห้วงอวกาศที่อยู่ภายใต้มาตรวัดการขยายตัวแสดงออกมาให้เห็นได้จากการสังเกตการณ์โดยตรงของ[[หลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยา]]และ[[หลักการพื้นฐานโคเปอร์นิคัส]] ซึ่งเมื่อพิจารณาร่วมกับกฎของฮับเบิลแล้วก็ไม่มีคำอธิบายอื่นใดอีก การเคลื่อนไปทางแดงในทางดาราศาสตร์ถือเป็นปรากฏการณ์เฉพาะตัวที่เป็นหนึ่งเดียว<ref name="hubble" /> มันช่วยสนับสนุนแนวคิดหลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยาว่า เอกภพมีหน้าตาเหมือนกันหมดไม่ว่าจะมองจากทิศทางใด รวมถึงข้อมูลสังเกตการณ์อื่นๆ อีกมาก ถ้าการเคลื่อนไปทางแดงนี้เป็นผลจากการระเบิดตัวออกจากจุดศูนย์กลางแห่งอื่นซึ่งไม่ใช่ตำแหน่งของเรา มันไม่ควรให้ภาพที่คล้ายคลึงกันจากการมองในมุมต่างกันได้

การตรวจพบผลการแผ่รังสีคอสมิกจากไมโครเวฟพื้นหลังจากการเคลื่อนไหวของระบบฟิสิกส์ดาราศาสตร์อันห่างไกลแห่งหนึ่งเมื่อปี ค.ศ. 2000 ช่วยพิสูจน์หลักการพื้นฐานของโคเปอร์นิคัส ที่ว่าโลกไม่ได้อยู่ที่ตำแหน่งศูนย์กลางแม้แต่ในระดับของจักรวาล<ref>นักดาราศาสตร์รายงานผลการตรวจวัดนี้ในรายงานฉบับหนึ่งที่เผยแพร่ในเดือนธันวาคม ค.ศ. 2000 ว่าด้วยธรรมชาติชนิดหนึ่ง เรียกชื่อว่าอุณหภูมิไมโครเวฟพื้นหลัง ที่ค่าการเคลื่อนไปทางแดง 2.33771 มีการรายงานผลการค้นพบครั้งนี้ต่อสาธารณชนโดยหอดูดาวยุโรปใต้</ref> การแผ่รังสีจากบิกแบงเห็นได้ชัดว่าเอกภพในช่วงต้นจะอบอุ่นกว่าในทุกหนทุกแห่ง การเย็นลงอย่างทั่วถึงกันของไมโครเวฟพื้นหลังตลอดช่วงหลายพันล้านปีที่ผ่านมาเป็นการอธิบายอย่างชัดเจนว่า เอกภพเคยแต่ขยายตัวออกเท่านั้น ทั้งนี้ไม่นับความเป็นไปได้ที่ว่าเราอยู่ใกล้จุดศูนย์กลางของการระเบิดในคราวนั้น

=== การแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล ===
[[ไฟล์:WMAP 2008.png|thumb|350px|ภาพจากดาวเทียม WMAP แสดงปริมาณการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลัง]]

{{บทความหลัก|รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล}}

ในช่วงเวลาไม่กี่วันแรกของเอกภพ เอกภพอยู่ในสภาวะสมดุลความร้อนอย่างสมบูรณ์ โฟตอนยังคงเปล่งแสงและดูดกลืนแสงอย่างสม่ำเสมอ การแผ่รังสีจึงวัดได้เหมือนสเปคตรัมของ[[วัตถุดำ]] เมื่อเอกภพขยายตัวขึ้น อุณหภูมิก็เย็นลงจนกระทั่งโฟตอนไม่อาจเกิดขึ้นใหม่และไม่อาจถูกทำลายลง แม้อุณหภูมิจะยังคงสูงมากพอที่อิเล็กตรอนและนิวเคลียสจะยังแยกกันอยู่ แต่โฟตอนอยู่ในภาวะ "สะท้อน" อย่างคงที่ต่ออิเล็กตรอนอิสระเหล่านี้ เป็นกระบวนการที่เรียกว่า [[การกระจายของทอมสัน]] (Thomson scattering) ผลจากการกระจายที่ซ้ำไปซ้ำมานี้ ทำให้เอกภพในยุคแรกเป็นสิ่งทึบแสง

เมื่ออุณหภูมิของเอกภพลดลงเหลือไม่กี่พันเคลวิน อิเล็กตรอนและนิวเคลียสเริ่มรวมตัวกันกลายเป็นอะตอม เป็นกระบวนการที่เรียกว่า การรวมตัว (recombination) เมื่อโฟตอนกระจายตัวอย่างไม่สม่ำเสมอจากอะตอมที่เป็นกลาง การแผ่รังสีก็แยกตัวจากสสารในเวลาที่อิเล็กตรอนได้รวมตัวกันไปจนเกือบหมด นั่นคือยุคของการกระจายขั้นสุดท้าย คือ 379,000 ปีหลังจากบิกแบง โฟตอนเหล่านี้เป็นต้นกำเนิดของ[[ไมโครเวฟพื้นหลัง]]ดังที่เราสังเกตพบในปัจจุบัน รูปแบบการแกว่งตัวของไมโครเวฟพื้นหลังเป็นภาพโดยตรงของเอกภพในยุคแรกเริ่มนี้ พลังงานของโฟตอนมีการคลาดเคลื่อนไปในเวลาต่อมาตามการขยายตัวของเอกภพ แม้จะดำรงสภาวะวัตถุดำอยู่แต่ก็ได้ทำให้อุณหภูมิลดน้อยลง ซึ่งหมายความว่าโฟตอนเหล่านั้นได้ลดระดับพลังงานลงมาอยู่ในย่าน[[ไมโครเวฟ]]ของ[[สเปกตรัมคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า]] เชื่อว่าการแผ่รังสีนี้สามารถสังเกตพบได้ในทุกตำแหน่งในเอกภพ และมาจากทุกทิศทุกทางด้วยระดับความเข้มที่ (เกือบจะ) เท่ากันทั้งหมด

ปี [[ค.ศ. 1964]] [[อาร์โน เพนซิอัส]] และ [[โรเบิร์ต วิลสัน]] ค้นพบการแผ่รังสีพื้นหลังจักรวาลโดยบังเอิญขณะทำการตรวจวิเคราะห์โดยใช้อุปกรณ์ตรวจจับคลื่นไมโครเวฟตัวใหม่ของห้องทดลองเบลล์<ref>A. A. Penzias and R. W. Wilson (1965). [http://adsabs.harvard.edu/abs/1965ApJ...142..419P "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s"]. ''Astrophysical Journal'' '''142''': 419. doi:[http://dx.doi.org/10.1086%2F148307 10.1086/148307].</ref> การค้นพบของพวกเขาให้ข้อมูลมากพอที่จะทำนายไมโครเวฟพื้นหลังได้ การแผ่รังสีมีลักษณะเป็นเอกภาพและสอดคล้องกับสเปคตรัมวัตถุดำ การค้นพบนี้ยังช่วยส่งเสริมแนวคิดฝ่ายของทฤษฎีบิกแบง ขณะที่เวลานั้นแนวคิดต่างๆ ยังไม่อาจเอาชนะคัดง้างกันได้ เพนซิอัสกับวิลสันได้รับ[[รางวัลโนเบล]]สำหรับการค้นพบครั้งนี้ 

ปี [[ค.ศ. 1989]] [[นาซา]]ส่ง[[ดาวเทียมสำรวจพื้นหลังจักรวาล]] (Cosmic Background Explorer; [[COBE]]) ขึ้นสู่อวกาศ และการค้นพบอย่างแรกที่ปรากฏในปี [[ค.ศ. 1990]] คือข้อสนับสนุนแนวคิดของบิกแบงเกี่ยวกับไมโครเวฟพื้นหลัง ดาวเทียม COBE พบอุณหภูมิที่เหลืออยู่ 2.726 K ต่อมาในปี [[ค.ศ. 1992]] ก็สามารถตรวจพบสภาพการแกว่งตัวของไมโครเวฟพื้นหลังได้เป็นครั้งแรก<ref name="COBE" />  [[จอห์น ซี. เมเทอร์]] และ[[จอร์จ สมูท]] ได้รับรางวัลโนเบลในฐานะผู้นำในการค้นพบคราวนี้ ตลอดทศวรรษต่อมาการศึกษาการแกว่งตัวของไมโครเวฟพื้นหลังก็ดำเนินการต่อโดยใช้บอลลูนตรวจการณ์และกิจกรรมภาคพื้นดินจำนวนมาก ระหว่างปี ค.ศ. 2000-2001 มีการทดลองต่างๆ มากมาย ที่โดดเด่นคือกลุ่มทดลอง [[โครงการบูมเมอแรง]] พวกเขาพบว่าเอกภพมีสภาพค่อนข้างแบนเมื่อตรวจเทียบกับขนาดเชิงมุมตามปกติของการแกว่งตัว (ดูเพิ่มใน [[รูปร่างของเอกภพ]]) 

ช่วงต้นปี [[ค.ศ. 2003]] ผลการตรวจสอบครั้งแรกของ[[ดาวเทียมสำรวจคลื่นไมโครเวฟวิลกินสัน]] (Wilkinson Microwave Anisotropy satellite; [[WMAP]]) ได้เปิดเผยค่าองค์ประกอบของจักรวาลบางส่วนที่แม่นยำอย่างยิ่งซึ่งปรากฏอยู่ในช่วงเวลานั้น ดาวเทียมดวงนี้ยังพิสูจน์ค้าน[[การพองตัวของจักรวาล|แบบจำลองการพองตัวของจักรวาล]]หลายชุด แต่ผลตรวจวัดสอดคล้องกับทฤษฎีการพองตัวโดยทั่วๆ ไป<ref name="WMAP" /> มันยังช่วยยืนยันด้วยว่ามี[[คอสมิกนิวตริโน]]แผ่ซ่านอยู่ทั่วไปทุกหนแห่งในเอกภพ ข้อมูลนี้ชัดเจนว่า [[ดาวฤกษ์]]กลุ่มแรกๆ ต้องใช้เวลามากกว่าห้าร้อยล้านปีในการสร้างกลุ่มไอคอสมิก (cosmic fog) ขึ้น ดาวเทียมอีกดวงหนึ่งที่มีลักษณะคล้ายคลึงกันคือ "[[นักสำรวจพลังค์]]" (Planck Surveyor) จะถูกส่งขึ้นสู่อวกาศในอีกไม่กี่ปีข้างหน้านี้ ซึ่งจะมีอุปกรณ์ตรวจวัดค่าการแกว่งตัวของไมโครเวฟพื้นหลังที่ละเอียดแม่นยำมากยิ่งขึ้น 

การแผ่รังสีพื้นหลังนี้ราบเรียบเป็นพิเศษ ทำให้สามารถอธิบายข้อปัญหาเกี่ยวกับการขยายตัวอย่างธรรมดาซึ่งน่าจะหมายความว่า โฟตอนที่เคลื่อนมาจากฝั่งตรงข้ามของท้องฟ้าน่าจะมาจากเขตแดนที่ไม่เคยติดต่อกับใครมาก่อน คำอธิบายที่เป็นไปได้สำหรับสภาวะสมดุลอันห่างไกลกันนี้คือ เอกภพมีช่วงเวลาการระเบิดและขยายตัวอย่างสูงเพียงเวลาสั้นๆ (เราอาจเรียกว่า [[การพองตัวของจักรวาล|การพองตัว]]) ผลก็คือย่านต่างๆ ในเอกภพถูกฉีกออกจากกันในสภาวะสมดุล เอกภพที่เราสังเกตการณ์อยู่จึงมาจากย่านที่สมดุลและมีทุกอย่างเหมือนๆ กัน

=== อนุภาคมูลฐานส่วนเกิน ===
{{บทความหลัก|บิกแบงนิวคลีโอซินทีสิส}}

ด้วยแบบจำลองบิกแบง เราสามารถคำนวณความหนาแน่นของ [[ฮีเลียม]]-4 ฮีเลียม-3 [[ดิวเทอเรียม]] และ[[ลิเทียม]]-7 ในเอกภพออกมาได้ในสัดส่วนเทียบกับ[[ไฮโดรเจน]]ปกติ<ref name="kolb" /> อนุภาคส่วนเกินทั้งหมดขึ้นอยู่กับปัจจัยเพียงอย่างเดียว คือสัดส่วนของอนุภาค[[โฟตอน]]ต่อ[[แบริออน]] ซึ่งสามารถคำนวณอย่างอิสระได้จากโครงสร้างโดยละเอียดของการแกว่งตัวของไมโครเวฟพื้นหลัง คาดว่าสัดส่วนนี้ (เป็นสัดส่วนโดยมวล มิใช่โดยจำนวน) อยู่ที่ประมาณ 0.25 สำหรับ <sup>4</sup>He/H, ประมาณ 10<sup>−3</sup> สำหรับ ²H/H, ประมาณ 10<sup>−4</sup> สำหรับ ³He/H และประมาณ 10<sup>−9</sup> สำหรับ <sup>7</sup>Li/H<ref name="kolb" />

อนุภาคส่วนเกินที่วัดได้ทั้งหมดมีค่าโดยประมาณอย่างน้อยเท่ากับค่าคาดการณ์จากสัดส่วนอนุภาคแบริออนต่อโฟตอน ค่านี้สอดคล้องอย่างยิ่งสำหรับดิวเทอเรียม ใกล้เคียงแต่ไม่เป็นที่ยอมรับสำหรับ <sup>4</sup>He และผิดพลาดไปสองเท่าสำหรับ <sup>7</sup>Li ในสองกรณีหลังนี้มีความไม่แน่นอนอย่างเป็นระบบชัดแจ้งอยู่ อย่างไรก็ดี ความสอดคล้องของอนุภาคส่วนเกินที่ทำนายโดยบิกแบงนิวคลีโอซินทีสิสเป็นหลักฐานสำคัญอย่างยิ่งต่อทฤษฎีบิกแบง เพราะมีแต่เพียงทฤษฎีนี้ที่จะอธิบายอนุภาคที่สัมพันธ์กับอนุภาคแสง นอกจากนี้ยังไม่มีทางที่จะ "ปรับแต่ง" ทฤษฎีบิกแบงให้สามารถสร้างฮีเลียมมากหรือน้อยกว่า 20-30% ได้<ref>Steigman, Gary. "Primordial Nucleosynthesis: Successes And Challenges". arΧiv:[http://arxiv.org/abs/astro-ph/0511534 astro-ph/0511534].</ref> อันที่จริงแล้วยังไม่มีเหตุผลที่ชัดเจนอื่นใดนอกจากทฤษฎีบิกแบงจะอธิบายสภาวะดังตัวอย่างเช่น เอกภพที่อายุน้อย (ก่อนที่ดาวฤกษ์จะก่อตัวขึ้น) จะมีฮีเลียมมากกว่าดิวเทอเรียม หรือมีดิวเทอเรียมมากกว่า <sup>3</sup>He หรือมีสัดส่วนที่คงที่ หรืออื่นๆ ได้

== ประเด็นปัญหาอื่นๆ ของทฤษฎี ==
แม้ในปัจจุบันไม่ค่อยมีนักวิจัยคนใดตั้งข้อสงสัยอีกแล้วว่า บิกแบงเคยเกิดจริงหรือไม่ แต่ครั้งหนึ่งในชุมชนนักวิทยาศาสตร์เคยมีความคิดแตกออกเป็นสองฝ่าย คือฝ่ายสนับสนุนบิกแบงและฝ่ายสนับสนุนแบบจำลองจักรวาลวิทยาอื่นๆ ตลอดช่วงเวลาวิวัฒนาการของทฤษฎี ข้อสงสัยในทฤษฎีบิกแบงมักเป็นการโต้เถียงในทำนองว่า แบบจำลองดีพอที่จะอธิบายผลสังเกตการณ์จักรวาลได้ทั้งหมดหรือไม่ จนเมื่อชุมชนนักวิทยาศาสตร์มีความเห็นเป็นเอกฉันท์สนับสนุนทฤษฎีนี้แล้ว ประเด็นข้อสงสัยต่างๆ ก็ยังถูกบันทึกไว้เป็นประวัติศาสตร์ของความสนใจ การแก้ต่างข้อสงสัยเหล่านั้นเกิดขึ้นได้จากทั้งการดัดแปลงทฤษฎีให้ดีขึ้น หรือเมื่อได้รับผลสังเกตการณ์ที่ชัดเจนยิ่งขึ้น สำหรับประเด็นปัญหาบางข้อที่ยังตกค้างอยู่เช่น ปัญหา cuspy halo หรือปัญหา[[ดาราจักรแคระ]]เกี่ยวกับ[[สสารมืดเย็น]] ยังไม่ถือว่าเป็นอุปสรรคต่อทฤษฎีโดยตรง เพราะยังสามารถอธิบายได้หากมีการพัฒนารายละเอียดของทฤษฎีให้ละเอียดรอบคอบมากขึ้น

แนวคิดหลักของทฤษฎีบิกแบงคือ การขยายตัวของเอกภพ ภาวะร้อนยิ่งยวดในช่วงต้น การก่อตัวของฮีเลียม และการก่อตัวของดาราจักร แนวคิดเหล่านี้พัฒนาขึ้นมาจากผลสังเกตการณ์อิสระมากมาย รวมถึงการพบ[[บิกแบงนิวคลีโอซินทีสิส|อนุภาคส่วนเกินของแสง]]จำนวนมาก การพบ[[ไมโครเวฟพื้นหลัง]] การพบ[[โครงสร้างขนาดใหญ่ของเอกภพ]] และ[[ซูเปอร์โนวาประเภท Ia]] ไม่เป็นที่สงสัยเลยว่าทฤษฎีนี้มีความสำคัญอย่างยิ่งและเป็นองค์ประกอบอันแท้จริงของเอกภพของเรา

แบบจำลองบิกแบงยุคใหม่ที่มีความแม่นยำมากขึ้นดูจะช่วยอธิบายปรากฏการณ์ทางฟิสิกส์ที่แปลกประหลาดหลายอย่างซึ่งไม่สามารถสังเกตการณ์ในห้องทดลองตามปกติ รวมถึงไม่เข้ากับแบบจำลองมาตรฐานของวิชาฟิสิกส์อนุภาค ในบรรดานี้ เรื่องที่ลึกลับที่สุดคือเรื่องของ[[พลังงานมืด]]กับ[[สสารมืด]] ส่วน[[การพองตัวของเอกภพ|การพองตัว]]กับปฏิกิริยา[[แบริโอเจเนซิส]]ยังเป็นแค่เพียงการคาดเดา ทฤษฎีนี้ช่วยอธิบายปรากฏการณ์สำคัญในช่วงเริ่มต้นของเอกภพได้ อย่างไรก็ดีมันยังอาจถูกแทนที่โดยแนวคิดที่เป็นไปได้อื่นๆ โดยไม่มีผลกระทบต่อทฤษฎีส่วนที่เหลือ<ref>ถ้าเรื่องการพองตัวเป็นจริง แบริโอเจเนซิสจะต้องเกิดขึ้นแน่นอน แต่ในทางกลับกันอาจไม่เป็นจริงก็ได้</ref> คำอธิบายสำหรับปรากฏการณ์เหล่านี้ยังคงอยู่เพียงระดับชายเขตแดนแห่งปริศนาของ[[ฟิสิกส์]]เท่านั้น

=== ปัญหาเกี่ยวกับขอบฟ้า ===
{{บทความหลัก|ปัญหาขอบฟ้า}}

ปัญหาขอบฟ้าเป็นผลจากหลักการพื้นฐานที่ว่า ข้อมูลไม่สามารถเดินทางได้[[เร็วกว่าแสง]] ในเอกภพที่มีอายุแน่นอน หลักการนี้ทำให้เกิดข้อจำกัด เรียกว่า [[ขอบฟ้าของอนุภาค]] ซึ่งแยกส่วนอวกาศสองบริเวณที่อยู่ติดกันออกจากกัน<ref name="kolb">Kolb, Edward; Michael Turner (1988). ''The Early Universe'', Addison-Wesley. ISBN 0-201-11604-9.</ref> ปัญหาที่เกิดคือไอโซโทรปีที่สังเกตจากไมโครเวฟพื้นหลัง หากเอกภพครอบคลุมไปด้วยรังสีหรือสสารต่างๆ ตลอดเวลานับแต่จุดเริ่มยุคแห่งการกระจายตัวครั้งสุดท้าย ขอบฟ้าของอนุภาคในเวลานั้นย่อมมีเพียง 2 มิติในห้วงอวกาศ เหตุนั้นจึงไม่มีกลไกใดจะทำให้ย่านเหล่านี้มีอุณหภูมิเดียวกันได้

ข้อสรุปสำหรับความไม่สอดคล้องดังกล่าวสามารถอธิบายได้ด้วย[[ทฤษฎีการพองตัว]] โดยเสนอว่าในช่วงเริ่มต้นของเอกภพ (ก่อนแบริโอเจเนซิส) มีสนามพลังงานเพียงหนึ่งเดียวที่เป็นเนื้อเดียวกันและเหมือนกันในทุกทิศทางครอบคลุมอยู่ทั่วเอกภพ ระหว่างการพองตัว เอกภพมีการขยายตัวขึ้นแบบยกกำลัง ขอบฟ้าอนุภาคก็ขยายตัวขึ้นอย่างรวดเร็วยิ่งกว่าที่เคยคาดคิด จนกระทั่งย่านอวกาศที่เคยอยู่คนละฝั่งของเอกภพที่สังเกตได้กลับกลายมาอยู่ภายใต้ขอบฟ้าอนุภาคของกันและกัน ไอโซโทรปีที่สังเกตจากไมโครเวฟพื้นหลังจึงเกิดตามมาโดยข้อเท็จจริงว่าย่านอวกาศที่ใหญ่ขึ้นมีการเชื่อมต่อกันก่อนการเริ่มต้นของการพองตัว

[[หลักความไม่แน่นอนของไฮเซนเบิร์ก]]ทำนายว่า ระหว่างช่วงการพองตัว อาจมี[[ความปั่นป่วนในยุคเริ่มแรก|ความปั่นป่วนของอุณหภูมิควอนตัม]]ทำให้ขยายผลกระทบในระดับจักรวาล ความปั่นป่วนนี้เป็นเหมือนจุดเริ่มต้นของโครงสร้างกระแสทั้งหมดในเอกภพ ทฤษฎีการพองตัวคาดการณ์ว่าความปั่นป่วนในช่วงเริ่มแรกมีลักษณะ[[การไม่เปลี่ยนแปรตามขนาด|ไม่เปลี่ยนแปรตามขนาด]] (scale invariance) และมี[[การกระจายตัวแบบปกติ]] (Gaussian distribution) ซึ่งสามารถตรวจสอบยืนยันได้ด้วยการตรวจวัดรังสีไมโครเวฟพื้นหลัง

=== ปัญหาเกี่ยวกับความแบน/ความเก่าแก่ ===
[[ไฟล์:End of universe.jpg|thumb|250px|[[รูปร่างของเอกภพ|รูปทรงเรขาคณิตของเอกภพ]]ในแบบต่างๆ ไม่ว่า[[สมการของฟรีดแมน|ค่าตัวแปรจักรวาลโอเมกา]]มีค่าน้อยกว่า เท่ากับ หรือมากกว่า 1; ภาพจากบนลงล่าง: เอกภพปิดที่มีความโค้งเป็นบวก, เอกภพไฮเพอร์โบลิกที่มีความโค้งเป็นลบ, และเอกภพแบนที่มีค่าความโค้งเป็นศูนย์]]
{{บทความหลัก|ปัญหาความแบนของเอกภพ}}

ปัญหาเกี่ยวกับความแบน (หรือที่รู้จักกันว่า ปัญหาเกี่ยวกับความเก่าแก่) เป็นปัญหาจากผลการสังเกตการณ์เกี่ยวกับ[[มาตรวัด FLRW]]<ref name="kolb" /> เอกภพอาจจะมีค่า[[ความโค้ง]]ของอวกาศที่เป็นบวก เป็นลบ หรือเป็นศูนย์ก็ได้ขึ้นอยู่กับความหนาแน่นของพลังงานรวมทั้งหมด ความโค้งของอวกาศจะเป็นลบถ้าความหนาแน่นน้อยกว่าค่า[[ความหนาแน่นวิกฤต]] เป็นบวกถ้าความหนาแน่นมากกว่า และเป็นศูนย์ถ้าความหนาแน่นเท่ากับความหนาแน่นวิกฤตพอดี ซึ่งเป็นกรณีที่กล่าวได้ว่าอวกาศ "แบน" ปัญหาที่เกิดขึ้นคือ การแยกตัวเล็กๆ จากความหนาแน่นวิกฤตเพิ่มขึ้นตามเวลา เอกภพทุกวันนี้ยังคงใกล้เคียงสภาพ''แบน''อย่างมาก<ref>ที่จริงแล้ว พลังงานมืดในรูปของค่าคงที่จักรวาลจะผลักดันให้เอกภพมีรูปร่างเข้าใกล้ความแบน แต่เอกภพของเรามีสภาพเกือบจะแบนมาเป็นเวลาหลายพันล้านปีแล้ว ก่อนที่ความหนาแน่นของพลังงานมืดจะมีนัยสำคัญขึ้นมา</ref> สมมุติว่าเส้นเวลาธรรมชาติของการแยกตัวจากความแบนมีค่าเท่า[[เวลาของพลังค์]] ก็ยังต้องหาคำอธิบายสำหรับข้อเท็จจริงที่ว่าเอกภพกำลังเข้าใกล้ภาวะ Heat Death หรือ Big Crunch หลังจากหลายพันปีผ่านไป กล่าวคือ แม้ในช่วงปลายของไม่กี่นาทีแรก (ในช่วงเวลานิวคลีโอซินทีสิส) เอกภพจะต้องมีค่า 10<sup>14</sup> เท่าของความหนาแน่นวิกฤต มิฉะนั้นมันจะไม่สามารถมีสภาพดังที่เป็นอยู่ทุกวันนี้ได้<ref>Dicke, R.H.; Peebles, P.J.E.. "The big bang cosmology — enigmas and nostrums". Hawking, S.W. (ed); Israel, W. (ed) ''General Relativity: an Einstein centenary survey'': 504–517, สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์.</ref>

ปัญหานี้อาจอธิบายได้ด้วย[[ทฤษฎีการพองตัวของเอกภพ]] ด้วยระหว่างช่วงเวลาของการพองตัว กาลอวกาศมีการขยายขอบเขตขึ้นอย่างมากจนความโค้งถูกปรับให้เรียบ เชื่อว่าการพองตัวผลักดันให้เอกภพมีสภาวะเข้าใกล้ความแบน ซึ่งเป็นสภาพใกล้เคียงกับความหนาแน่นวิกฤต

=== แม่เหล็กขั้วเดียว ===
{{บทความหลัก|แม่เหล็กขั้วเดียว}}

ปัญหาเรื่องแม่เหล็กขั้วเดียวถูกหยิบยกขึ้นมาในช่วงปลายคริสต์ทศวรรษ 1970 [[ทฤษฎีการรวมแรงครั้งใหญ่]] ทำนายถึง[[ข้อบกพร่องทางโทโพโลยี]]ในอวกาศที่อาจแสดงออกมาในรูปของแม่เหล็กขั้วเดียว สิ่งนี้เกิดขึ้นได้อย่างดีในเอกภพยุคแรกเริ่มที่มีอุณหภูมิสูง ทำให้มีความหนาแน่นสูงกว่าอย่างมากเมื่อเทียบกับจุดสังเกต ปัญหานี้สามารถอธิบายได้ด้วย[[ทฤษฎีการพองตัวของจักรวาล]]เช่นเดียวกัน เนื่องจากมันจะลบจุดบกพร่องทั้งหมดออกจาก[[เอกภพที่สังเกตได้]]ในวิธีเดียวกันกับผลทางเรขาคณิตที่กระทำกับความแบน<ref name="kolb" />

คำอธิบายต่อปัญหาขอบฟ้า ความแบน และแม่เหล็กขั้วเดียว ส่วนที่เกี่ยวข้องกับการพองตัวของจักรวาล มีที่มาจาก[[สมมติฐานความโค้งของเวย์ล]] (Weyl curvature hypothesis)<ref>Penrose, R. (1979). "Singularities and Time-Asymmetry". Hawking, S.W. (ed); Israel, W. (ed) ''General Relativity: An Einstein Centenary Survey'': 581–638, สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์.</ref><ref>Penrose, R. (1989). "Difficulties with Inflationary Cosmology". Fergus, E.J. (ed) ''Proceedings of the 14th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics'': 249-264, New York Academy of Sciences. doi:10.1111/j.1749-6632.1989.tb50513.x.  </ref>

=== อสมมาตรของแบริออน ===
{{บทความหลัก|อสมมาตรของแบริออน}}

จนถึงปัจจุบันยังไม่อาจเข้าใจได้ว่าทำไมในเอกภพจึงมี[[สสาร]]มากกว่า[[ปฏิสสาร]]<ref name="peacock" /> โดยมากสันนิษฐานกันว่า ขณะที่เอกภพยังมีอายุน้อยและร้อนมาก มันเคยอยู่ในสภาวะสมดุลทางปริมาณและมี[[แบริออน]]กับปฏิแบริออนจำนวนเท่าๆ กัน อย่างไรก็ตามผลสังเกตการณ์บ่งชี้ว่า เอกภพทั้งมวลตลอดถึงบริเวณที่ไกลแสนไกลล้วนประกอบขึ้นด้วยสสารเกือบทั้งนั้น กระบวนการบางอย่างที่เรียกชื่อว่า "[[แบริโอเจเนซิส]]" เป็นต้นเหตุให้เกิดความไม่สมมาตรขึ้น การจะเกิดกระบวนการแบริโอเจเนซิส จะต้องบรรลุสภาวะของ[[เงื่อนไขชาคารอฟ]]เสียก่อน นั่นคือ[[จำนวนแบริออน]]จะไม่ถูกเก็บรักษาไว้ มีการทำลาย[[สมมาตร C]] และ[[สมมาตร CP]] ทำให้เอกภพพ้นจาก[[ภาวะสมดุลทางอุณหพลศาสตร์]]<ref>Sakharov, A.D. (1967). "Violation of CP Invariance, C Asymmetry and Baryon Asymmetry of the Universe". ''Zhurnal Eksperimentalnoi i Teoreticheskoi Fiziki, Pisma'' '''5''': 32. {{ru icon}} (แปลเป็นภาษาอังกฤษอยู่ใน ''Journal of Experimental and Theoretical Physics Letters'' '''5''', 24 (1967).) </ref> เงื่อนไขต่างๆ ทั้งหมดนี้ปรากฏอยู่ใน[[แบบจำลองมาตรฐาน]] แต่ผลลัพธ์ที่ได้ยังไม่แน่นหนามากพอจะอธิบายปรากฏการณ์อสมมาตรของแบริออนได้

=== อายุของกระจุกดาวทรงกลม ===
ราวกลางคริสต์ทศวรรษ 1990 ผลที่ได้จากการสังเกตการณ์[[กระจุกดาวทรงกลม]]ดูจะไม่สอดคล้องกับทฤษฎีบิกแบง แบบจำลองคอมพิวเตอร์ที่สร้างจากผลสังเกตการณ์ประชากร[[ดาวฤกษ์]]ในกระจุกดาวทรงกลมบ่งชี้ว่า มันมีอายุประมาณ 15,000 ล้านปี ซึ่งขัดแย้งกับอายุของเอกภพที่ประมาณไว้ที่ 13,700 ล้านปี ข้อขัดแย้งนี้ได้รับการปรับแก้ต่อมาในช่วงปลายคริสต์ทศวรรษ 1990 เมื่อทำแบบจำลองคอมพิวเตอร์ใหม่ ซึ่งได้รวมผลกระทบของมวลที่สูญหายไปจากผลของ[[ลมดาวฤกษ์]] ทำให้ได้อายุของกระจุกดาวทรงกลมที่ลดลง<ref>Navabi, A.A.; Riazi, N. (2003). "Is the Age Problem Resolved?". ''Journal of Astrophysics and Astronomy'' '''24''': 3.</ref> จึงยังคงมีปัญหาอยู่เพียงว่าจะสามารถวัดอายุของกระจุกดาวได้แม่นยำเพียงใด แต่กระจุกดาวทรงกลมก็นับได้ว่าเป็นวัตถุหนึ่งที่มีอายุเก่าแก่ที่สุดในเอกภพ

=== สสารมืด ===
[[ไฟล์:Cosmological composition.jpg|thumb|450px|[[แผนภาพวงกลม]]แสดงส่วนประกอบของความหนาแน่นพลังงานชนิดต่างๆ ที่มีอยู่ในเอกภพที่สอดคล้องกับ[[แบบจำลอง ΛCDM]] ที่สุด ประมาณ 95% ของพลังงานทั้งหมดอยู่ในรูปของ[[สสารมืด]]และ[[พลังงานมืด]]]]
{{บทความหลัก|สสารมืด}}

ระหว่างคริสต์ทศวรรษ 1970 ถึง 1980 ผลสังเกตการณ์มากมายแสดงให้เห็นว่า สสารที่มองเห็นได้ในเอกภพมีปริมาณไม่มากพอจะทำให้เกิดความเข้มของแรงโน้มถ่วงดังที่ปรากฏอยู่ภายในและระหว่าง[[ดาราจักร]] นำไปสู่แนวคิดที่ว่า สสารกว่า 90% ในเอกภพอาจจะเป็น[[สสารมืด]]ที่ไม่เปล่งแสงหรือมีปฏิกิริยากับสสาร[[แบริออน]]ทั่วไป นอกจากนั้นสมมติฐานที่เอกภพส่วนใหญ่ประกอบด้วยสสารปกติทำให้การคาดการณ์ต่างๆ ไม่สอดคล้องกับผลสังเกตการณ์เลย กล่าวคือเอกภพจะเป็นกลุ่มก้อนมากเกินไปและมี[[ดิวเทอเรียม]]น้อยเกินกว่าที่เป็นหากไม่มีสสารมืด แม้เมื่อแรกแนวคิดเรื่องสสารมืดจะเป็นที่โต้เถียงกันมาก แต่ปัจจุบันได้รับการยืนยันจากข้อมูลสังเกตการณ์มากมาย เช่น แอนไอโซโทรปีในไมโครเวฟพื้นหลัง ความเร็วในการกระจายตัวของ[[กระจุกดาราจักร]] การกระจายของโครงสร้างขนาดใหญ่ในจักรวาล การศึกษา[[เลนส์ความโน้มถ่วง]] และการตรวจวัด[[ดาราศาสตร์รังสีเอ็กซ์|รังสีเอ็กซ์]]ในกระจุกดาราจักร เป็นต้น<ref>Keel, B.. [http://www.astr.ua.edu/keel/galaxies/darkmatter.html "Dark Matter"]. เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-05-28.</ref>

หลักฐานการมีอยู่ของสสารมืดได้แก่อิทธิพลแรงโน้มถ่วงที่มีต่อวัตถุอื่น โดยยังไม่สามารถสังเกตการณ์อนุภาคสสารมืดใดๆ ในห้องทดลองได้ มีการนำเสนอความเป็นไปได้ทาง[[ฟิสิกส์อนุภาค]]มากมาย และมีโครงการที่คอยตรวจจับค้นหาสสารมืดอยู่ในระหว่างดำเนินการอีกมาก<ref>Yao, W.M., et al. (2006). "Review of Particle Physics". ''Journal of Physics G'' '''33''': 1–1232. doi:10.1088/0954-3899/33/1/001. [http://pdg.lbl.gov/2006/reviews/darkmatrpp.pdf Chapter 22: Dark matter] PDF (152 KB).</ref>

=== พลังงานมืด ===
{{บทความหลัก|พลังงานมืด}}

การตรวจวัดความสัมพันธ์ระหว่างการเคลื่อนไปทางแดงกับความสว่างของ[[ซูเปอร์โนวาประเภท Ia]] เปิดเผยให้เห็นถึงการขยายตัวของเอกภพในอัตราเร่งนับแต่เอกภพมีอายุประมาณครึ่งหนึ่งของปัจจุบัน เพื่ออธิบายอัตราเร่งการขยายตัว ต้องอาศัย[[ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป]]ที่กล่าวว่า พลังงานส่วนมากในเอกภพประกอบด้วยส่วนประกอบที่มีแรงดันติดลบอย่างมาก เรียกว่า "[[พลังงานมืด]]" มีหลักฐานอยู่หลายชิ้นที่บ่งชี้ถึงการมีอยู่ของพลังงานมืด การตรวจวัด[[รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล]]ชี้ว่าเอกภพมีรูปร่างเกือบจะแบน ตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปแสดงว่าเอกภพจะต้องมีความหนาแน่นของมวลและพลังงานใกล้เคียงกับค่า[[ความหนาแน่นวิกฤต]]มาก แต่เราสามารถตรวจวัดความหนาแน่นของมวลเอกภพได้จากการตรวจวัดความโน้มถ่วงแยกส่วน ซึ่งมีค่าความหนาแน่นประมาณ 30% ของค่าความหนาแน่นวิกฤต<ref name="bigbang8" /> แต่เราไม่สามารถแยกส่วนการตรวจวัดพลังงานมืดด้วยวิธีปกติ มันจึงสามารถอธิบายได้ดีที่สุดเพียงว่าเป็นความหนาแน่นพลังงานที่ "หายไป" การตรวจวัดความโค้งโดยรวมของเอกภพสองวิธียังจำเป็นต้องใช้พลังงานมืด วิธีหนึ่งคือการวัดความถี่ของ[[เลนส์ความโน้มถ่วง]] ส่วนอีกวิธีคือการพิจารณารูปแบบเฉพาะของ[[โครงสร้างขนาดใหญ่ของจักรวาล|โครงสร้างขนาดใหญ่]]ในฐานะไม้บรรทัดจักรวาล

แรงดันติดลบเป็นคุณสมบัติอย่างหนึ่งของ[[พลังงานสุญญากาศ]] (vacuum energy) แต่ธรรมชาติที่แท้จริงของพลังงานมืดยังคงเป็นหนึ่งในความลึกลับอันยิ่งใหญ่ของบิกแบง นอกเหนือจาก[[ค่าคงที่จักรวาล]]และ[[ควินเทสเซนส์]] (quintessence) ข้อมูลที่ได้จากทีมโครงการ [[WMAP]] เมื่อ ค.ศ. 2008 ที่รวมเอาข้อมูลจากรังสีไมโครเวฟพื้นหลังและแหล่งข้อมูลอื่น แสดงให้เห็นว่าเอกภพปัจจุบันประกอบด้วยพลังงานมืด 72% สสารมืด 23% สสารทั่วไป 4.6% และมี[[นิวตริโน]]อยู่เล็กน้อยที่ต่ำกว่า 1%<ref name="bigbang22" /> ความหนาแน่นพลังงานในสสารลดต่ำลงเมื่อเอกภพขยายตัวมากขึ้น แต่ความหนาแน่นของพลังงานมืดยังคงมีค่าเท่าเดิม (หรือใกล้เดิมมาก) แม้เอกภพจะขยายตัวออกไป แม้สสารจะเคยเป็นสัดส่วนใหญ่ของพลังงานรวมของเอกภพในอดีตมากกว่าที่เป็นอยู่ในปัจจุบัน แต่ในอนาคตสัดส่วนของมันจะลดลงเรื่อยๆ และพลังงานมืดจะกลายเป็นสัดส่วนใหญ่แทนที่

ตาม[[แบบจำลอง ΛCDM]] ซึ่งเป็นแบบจำลองสำหรับบิกแบงที่ดีที่สุดในปัจจุบัน ได้อธิบายพลังงานมืดว่าเป็นการแสดงออกถึงค่าคงที่จักรวาลในทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป ทว่าขนาดของค่าคงที่ที่สามารถอธิบายพลังงานมืดได้กลับมีค่าน้อยมากอย่างไม่น่าเชื่อเมื่อเทียบกับการประเมินคร่าวๆ ตามแนวคิด[[ทฤษฎีโน้มถ่วงเชิงควอนตัม]] ความพยายามแยกแยะค่าคงที่จักรวาลกับคำอธิบายอื่นเกี่ยวกับพลังงานมืดยังคงเป็นหัวข้อวิจัยที่ดำเนินการอยู่ในปัจจุบัน

== อนาคตของเอกภพตามทฤษฎีบิกแบง ==
ก่อนจะสังเกตพบ[[พลังงานมืด]] นักจักรวาลวิทยาคาดการณ์สภาวะอนาคตของเอกภพที่เป็นไปได้อยู่ 2 แบบ ถ้าความหนาแน่นมวลของเอกภพมีค่ามากกว่า[[ความหนาแน่นวิกฤต]] เอกภพจะถึงจุดที่มีขนาดสูงสุดและเริ่มแตกสลาย จากนั้นจะเริ่มหนาแน่นขึ้นและร้อนขึ้นอีก และจบลงด้วยสภาวะที่ใกล้เคียงกับสภาวะเริ่มต้น เรียกว่า "[[บิกครันช์]]" (Big Crunch)<ref name="kolb" /> หรืออีกแบบหนึ่ง ถ้าความหนาแน่นของเอกภพเท่ากับหรือต่ำกว่าความหนาแน่นวิกฤต การขยายตัวจะช้าลง แต่ไม่ได้หยุด ไม่มีการก่อตัวของดาวฤกษ์ใหม่อีกเพราะแก๊สระหว่างดวงดาวถูกใช้ไปจนหมดแล้ว ดาวฤกษ์จะเผาผลาญตัวเองจนเหลือแต่[[ดาวแคระขาว]] [[ดาวนิวตรอน]] และ[[หลุมดำ]] การปะทะระหว่างวัตถุเหล่านี้จะค่อยๆ ทำให้มวลรวมตัวกันเป็นหลุมดำที่ใหญ่ขึ้นและใหญ่ขึ้น อุณหภูมิเฉลี่ยของเอกภพจะลดลงเรื่อยๆ จนเข้าใกล้[[ศูนย์องศาสัมบูรณ์]] เป็นสภาวะ "[[บิกฟรีซ]]" (Big Freeze) ยิ่งกว่านั้น หากโปรตอนไม่เสถียร สสารแบริออนจะหายไป เหลือแต่รังสีและหลุมดำ ผลต่อเนื่องคือหลุมดำจะระเหยไปด้วยการเปล่ง[[รังสีฮอว์กิง]] [[เอนโทรปี]]ของเอกภพจะเพิ่มขึ้นจนถึงจุดที่ไม่มีพลังงานรูปแบบใดสามารถแยกตัวออกมาได้ สภาวการณ์นี้เรียกว่า "[[ฮีทเดธ]]" (Heat Death)

การสังเกตการณ์การขยายตัวด้วยอัตราเร่งในยุคใหม่ทำให้ทราบว่าเอกภพที่เรามองเห็นในปัจจุบันจะผ่านพ้น[[ขอบฟ้าเหตุการณ์]]ของเราไปเรื่อยๆ โดยไม่สามารถติดต่อกับเราได้ ผลลัพธ์จะเป็นเช่นไรไม่อาจรู้ [[แบบจำลอง ΛCDM]] ของเอกภพพิจารณา[[พลังงานมืด]]ในฐานะหนึ่งของ[[ค่าคงที่จักรวาล]] ทฤษฎีนี้ชี้ว่ามีเพียงระบบที่ยึดเหนี่ยวกันไว้ด้วยแรงโน้มถ่วง เช่นระบบดาราจักรต่างๆ จึงจะสามารถดำรงอยู่ด้วยกันได้ แต่สุดท้ายระบบเหล่านั้นก็มุ่งไปสู่สภาวะ[[ฮีทเดธ]]เช่นเดียวกันเมื่อเอกภพขยายตัวและเย็นลงจนถึงที่สุด ทฤษฎีอื่นเกี่ยวกับพลังงานมืดที่เรียกว่า ทฤษฎี[[พลังงานซ่อนเร้น]] (phantom energy theories) ชี้ว่า[[กระจุกดาราจักร]] ดาวฤกษ์ ดาวเคราะห์ อะตอม นิวเคลียส และสสารทั้งมวลสุดท้ายจะถูกฉีกออกจากกันเมื่อการขยายตัวของเอกภพไปถึงที่สุด เรียกว่าสภาวะ "[[บิกริพ]]" (Big Rip)<ref>Caldwell, R.R; Kamionkowski, M.; Weinberg, N.N. (2003). "Phantom Energy and Cosmic Doomsday". ''Physical Review Letters'' '''91''': 071301. doi:[http://dx.doi.org/10.1103%2FPhysRevLett.91.071301 10.1103/PhysRevLett.91.071301]. arΧiv:[http://arxiv.org/abs/astro-ph/0302506 astro-ph/0302506].</ref>

== แนวคิดทางฟิสิกส์ที่เหนือกว่าทฤษฎีบิกแบง ==
[[ไฟล์:CMB Timeline300 no WMAP.jpg|right|300px|thumb|ภาพวาดโดยศิลปินแสดงการขยายตัวของเอกภพ โดยที่อวกาศ (รวมถึงส่วนประกอบทางทฤษฎีที่ยังไม่สามารถสังเกตการณ์ได้ในเอกภพ) ในแต่ละช่วงเวลาแสดงแทนที่โดยภาคตัดวงกลม สังเกตว่า ทางซ้ายมือของการขยายตัว (ไม่เป็นสัดส่วนตามขนาด) คือสิ่งที่เกิดขึ้นในยุคการพองตัว ส่วนตรงกลางการขยายตัวเพิ่มขึ้นอย่างมีอัตราเร่ง <br />ภาพจาก NASA, 2006]]

ขณะที่แบบจำลองบิกแบงเป็นที่ยอมรับอย่างกว้างขวางในการศึกษาจักรวาลวิทยา ทฤษฎีนี้ก็ยังจำเป็นต้องได้รับการปรับแต่งต่อไปในอนาคตอีก สิ่งที่เกิดขึ้นในช่วงแรกสุดของการกำเนิดเอกภพนั้นยังไม่เป็นที่เข้าใจกันนัก ทฤษฎีซิงกูลาริตี้ของเพนโรส-ฮอว์กิงจำเป็นต้องอาศัยการมีอยู่ของ[[ภาวะเอกฐานเชิงความโน้มถ่วง|ซิงกูลาริตี้]] ณ จุดเริ่มต้นเวลาของจักรวาล ทั้งนี้ทฤษฎีตั้งอยู่บนพื้นฐานที่ว่า [[ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป]]เป็นทฤษฎีที่ถูกต้อง แต่สัมพัทธภาพทั่วไปนั้นใช้การไม่ได้ในสภาวะเอกภพก่อนถึงระดับ[[อุณหภูมิของพลังค์]] นอกจากนี้แนวคิดของ[[แรงโน้มถ่วงควอนตัม]]ก็อาจทำให้ไม่มีทางเกิดซิงกูลาริตี้ขึ้นได้<ref>
{{cite book
 |last=Hawking |first=S.W.
 |cautors=Ellis, G.F.R.
 |title=The Large Scale Structure of Space-Time
 |location=Cambridge (UK)
 |publisher=[[Cambridge University Press]]
 |year=1973
 |isbn=0-521-09906-4
}}</ref>

แนวคิดอื่นๆ ซึ่งยังเป็นเพียงสมมติฐาน มิได้ผ่านการทดสอบ ได้แก่

* แบบจำลองซึ่งรวมถึง [[สถานะฮาร์เทิล-ฮอว์กิง|เงื่อนไขอันไร้ขอบเขตของฮาร์เทิล-ฮอว์กิง]] ว่า กาล-อวกาศ นั้นมีขอบเขตจำกัด บิกแบงได้แสดงถึงการมีขีดจำกัดของเวลา โดยไม่จำเป็นต้องมีซิงกูลาริตี้<ref>
{{cite journal
 |last=Hartle |first=J.H.
 |authorlink=James Hartle
 |title=Wave Function of the Universe
 |doi=10.1103/PhysRevD.28.2960 
 |journal=[[Physical Review D]] 
 |volume=28 | pages=2960
 |year=1983
}}</ref>
* แบบจำลองจักรวาลวิทยาแบบผิว (brane cosmology)<ref>
{{cite journal
 |first=D. |last=Langlois
 |title=Brane Cosmology: An Introduction
 |year=2002
 |id={{arxiv|archive=hep-th|id=0209261}}
}}</ref> ซึ่งกล่าวว่า การพองตัวนั้นขึ้นกับการเคลื่อนที่ของผิวใน[[ทฤษฎีสตริง]], แบบจำลองก่อนบิกแบง (Pre-big bang model), แบบจำลองจักรวาลเอคไพโรติค (ekpyrotic model) ซึ่งกล่าวว่าบิกแบงเป็นผลจากการแตกสลายระหว่างผิวใน[[ทฤษฎีสตริง]], และแบบจำลองวงรอบ (cyclic model) ซึ่งดัดแปลงจากแบบจำลองเอคไพโรติคโดยกล่าวว่าการแตกสลายจะเกิดขึ้นเป็นรอบๆ<ref>
{{cite journal
 |last=Linde |first=A.
 |year=2002
 |title=Inflationary Theory versus Ekpyrotic/Cyclic Scenario
 |id={{arxiv|archive=hep-th|id=0205259}}
 }}</ref><ref name="rebirth">
{{cite news
 |last=Than |first=K.
 |url=http://www.space.com/scienceastronomy/060508_mm_cyclic_universe.html
 |title=Recycled Universe: Theory Could Solve Cosmic Mystery
 |publisher=[[Space.com]]
 |year=2006
 |accessdate=2007-07-03
}}</ref><ref name="rebirth2">{{cite web
 |url=http://www.science.psu.edu/alert/Bojowald6-2007.htm
 |title=What Happened Before the Big Bang?
 |year=2007
 |last=Kennedy
 |first=B.K.
 |accessdate=2007-07-03
 |archive-date=2007-07-04
 |archive-url=https://web.archive.org/web/20070704150957/http://www.science.psu.edu/alert/Bojowald6-2007.htm
 |url-status=dead
 }}</ref>
* [[การพองตัวอันยุ่งเหยิง]] (chaotic inflation) กล่าวว่าการพองตัวของเอกภพสิ้นสุดลงในแต่ละแห่งแบบสุ่ม จุดสิ้นสุดแต่ละจุดจะเป็นจุดเริ่มต้นของ ''เอกภพฟองสบู่'' (bubble universe) ที่ขยายตัวออกไปใหม่จากจุดนั้นๆ เป็นบิกแบงของตัวมันเอง<ref>
{{cite journal
 |last=Linde |first=A.
 |title=Eternal Chaotic Inflation
 |journal=Modern Physics Letters
 |volume=A1 |page=81
 |year =1986
}}</ref><ref>
{{cite journal
 |last=Linde |first=A.
 |title=Eternally Existing Self-Reproducing Chaotic Inflationary Universe
 |url=https://archive.org/details/sim_physics-letters-b_1986-08-07_175b_3/page/n151 |journal=[[Physics Letters B]]
 |volume=175 |pages=395–400
 |year=1986
 |doi=10.1016/0370-2693(86)90611-8
}}</ref>

สองแนวคิดสุดท้ายนี้มองว่าบิกแบงเป็นเพียงปรากฏการณ์หนึ่งที่เกิดขึ้นในเอกภพที่ใหญ่กว่าและเก่าแก่กว่า มิได้เป็นจุดเริ่มต้นที่แท้จริง แต่เป็นส่วนหนึ่งของ[[พหุภพ]] (multiverse)

== การตีความทางศาสนา ==
บิกแบงเป็นทฤษฎีทางวิทยาศาสตร์ทฤษฎีหนึ่งซึ่งยังต้องอาศัยการรับรองที่สอดคล้องกับผลสังเกตการณ์ แต่ในฐานะทฤษฎีที่กล่าวถึงต้นกำเนิดของความเป็นจริง มันจึงมีความเกี่ยวพันกับการตีความทางเทววิทยาและปรัชญาด้วย ในช่วงคริสต์ทศวรรษ 1920-1930 นักจักรวาลวิทยากระแสหลักส่วนมากเห็นชอบกับความคิดว่า เอกภพนั้นดำรงคงอยู่ในสถานะนี้มาชั่วนิรันดร์ บางคนก็กล่าวหาว่า แนวคิดเรื่องจุดกำเนิดของเวลาในทฤษฎีบิกแบงนั้นเป็นการเอาแนวคิดทางศาสนามาใช้กับฟิสิกส์ ซึ่งเป็นประเด็นที่ถูกยกขึ้นมาโต้แย้งโดยฝ่ายผู้สนับสนุนทฤษฎีเอกภพคงที่<ref>
{{cite book
 |last=Kragh |first=H.
 |year=1996
 |title=Cosmology and Controversy
 |publisher=[[Princeton University Press]]
 |location=Princeton (NJ)
 |isbn=0-691-02623-8
}}</ref> ทว่าแนวคิดเรื่องจุดกำเนิดนี้ก็แพร่ขยายขึ้นด้วยว่าผู้ให้กำเนิดแนวคิดทฤษฎีบิกแบง คือหลวงพ่อ[[ฌอร์ฌ เลอแม็ทร์]] นั้นเป็นนักบวชในนิกาย[[โรมันคาทอลิก]]<ref>[http://www.pbs.org/wgbh/aso/databank/entries/dp27bi.html People and Discoveries: Big Bang Theory], www.pbs.org</ref>

เมื่อมีการยอมรับทฤษฎีบิกแบงเป็นแนวคิดหลักในการศึกษาจักรวาลวิทยาเชิงกายภาพแล้ว ยังมีปฏิกิริยาตอบโต้หลายประการจากกลุ่มศาสนาต่างๆ ในแง่การตีความที่เกี่ยวข้องกับจักรวาลในเชิงศาสนาซึ่งพวกเขาเคารพนับถือ บางกลุ่มยอมรับหลักฐานทางวิทยาศาสตร์ตามข้อเท็จจริง บางกลุ่มพยายามกลมกลืนทฤษฎีบิกแบงให้เข้ากับหลักคำสอนในศาสนาของเขา และมีบางกลุ่มที่ปฏิเสธหลักฐานเกี่ยวกับบิกแบงโดยสิ้นเชิง<ref>
{{cite web
 |last=Wright |first=E.L
 |date=24 May 2009
 |title=Cosmology and Religion
 |url=http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmo-religion.html
 |work=Ned Wright's Cosmology Tutorial
 |accessdate=2009-10-15}}
</ref>

== อ้างอิง ==
<div style="overflow:scroll;height:300px;"> 
{{รายการอ้างอิง|2}} 
</div>

== แหล่งข้อมูลอื่น ==
* [http://www.dmoz.org/Science/Astronomy/Cosmology// จักรวาลวิทยา] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20090202025443/http://www.dmoz.org/Science/Astronomy/Cosmology/ |date=2009-02-02 }} จาก Open Directory Project {{en icon}}
* [http://www.aip.org/history/cosmology/index.htm Cosmic Journey: A History of Scientific Cosmology] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20081021070242/http://www.aip.org/history/cosmology/index.htm |date=2008-10-21 }}. สถาบันฟิสิกส์อเมริกัน. {{en icon}}
* Feuerbacher, Björn; Ryan Scranton (2006). [http://www.talkorigins.org/faqs/astronomy/bigbang.html หลักฐานของบิกแบง] {{en icon}}
* [http://www.sciam.com/article.cfm?chanID=sa006&articleID=0009F0CA-C523-1213-852383414B7F0147 Misconceptions about the Big Bang]. Scientific American (มีนาคม 2005). {{en icon}}
* [http://www.sciam.com/article.cfm?chanID=sa006&articleID=0009A312-037F-1448-837F83414B7F014D ไม่กี่ไมโครวินาทีแรก]. Scientific American (พฤษภาคม 2006). {{en icon}}
* [http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0802/0802.2005v1.pdf การขยายตัวของเอกภพ - แบบจำลองมาตรฐานของบิกแบง]. มหาวิทยาลัยเฮลซิงกิ, astro-ph (กุมภาพันธ์ 2008). {{en icon}}
* วิษณุ เอื้อชูเกียรติ, [http://www.space.mict.go.th/knowledge.php?id=universe เอกภพจบตรงไหน ?] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20160309084007/http://space.mict.go.th/knowledge.php?id=universe |date=2016-03-09 }} จากสำนักกิจการอวกาศแห่งชาติ {{th icon}}


[[หมวดหมู่:จักรวาลวิทยาเชิงกายภาพ]]
[[หมวดหมู่:จักรวาลวิทยา]]
[[หมวดหมู่:ดาราศาสตร์]]
[[หมวดหมู่:เอกภพเชิงกายภาพ]]