Trong vật lý thiên văn và vũ trụ học vật lý, nghịch lý Olbers, được đặt theo tên của nhà thiên văn học người Đức, Heinrich Wilhelm Olbers (1758–1840), còn được gọi là "nghịch lý bầu trời đêm tối", là lập luận rằng sự tối tăm của bầu trời đêm mâu thuẫn với giả định một vũ trụ tĩnh vô hạn và vĩnh cửu. Trong trường hợp giả định rằng vũ trụ là tĩnh, đồng nhất ở quy mô lớn và được bao phủ bởi vô số các ngôi sao, thì mọi đường ngắm từ Trái Đất phải kết thúc ở bề mặt (rất sáng) của một ngôi sao nào đó và do đó bầu trời đêm được chiếu sáng hoàn toàn và rất sáng. Điều này mâu thuẫn với sự tối tăm quan sát được và sự không đồng đều của màn đêm. Sự tối tăm của bầu trời đêm là một trong những bằng chứng cho một vũ trụ vận động, chẳng hạn như mô hình Vụ Nổ Lớn. Mô hình đó giải thích sự không đồng đều quan sát được của độ sáng bằng cách đưa vào sự giãn nở của không thời gian, kéo dài ánh sáng bắt nguồn từ Vụ Nổ Lớn đến mức bức xạ vi sóng thông qua một quá trình được gọi là dịch chuyển đỏ; bức xạ phông vi sóng này có bước sóng dài hơn nhiều so với bước sóng của ánh sáng nhìn thấy, và do đó nó trông tối tăm đối với mắt thường. Các giải thích khác cho nghịch lý đã được đưa ra, nhưng không có lời giải thích nào trong số chúng được chấp nhận rộng rãi trong giới vũ trụ học. Người đầu tiên đề cập đến vấn đề vô số các ngôi sao sẽ tạo ra nhiệt lượng vô cùng lớn trong Vũ trụ là Cosmas Indicopleustes, một tu sĩ cổ Hy Lạp từ Alexandria, người khẳng định trong tác phẩm "Topographia Christiana" như sau: "Bầu trời được làm từ tinh thể để có thể chịu được nhiệt lượng từ Mặt Trời, Mặt Trăng, và vô tận các ngôi sao; nếu không, toàn thế gian này sẽ không gì ngoài lửa, và nó có thể thiêu cháy và làm nóng chảy bất cứ thứ gì." Cuốn "Darkness at Night: A Riddle of the Universe" (1987) của Edward Robert Harrison bàn về nghịch lý bầu trời đêm đen, và nó được coi là một vấn đề trong lịch sử khoa học. Theo Harrison, người đầu tiên nghĩ ra một điều tương tự như nghịch lý là Thomas Digges, cũng là người đầu tiên giải thích hệ thống vũ trụ Copernic bằng tiếng Anh và cũng mặc nhiên công nhận một vũ trụ vô hạn với vô hạn các ngôi sao. Kepler cũng đặt ra vấn đề này vào năm 1610, và cuối cùng nghịch lý đã được phát biểu hoàn thiện trong công trình của Halley và Cheseaux ở thế kỷ 18. Nghịch lý thường được gán cho nhà thiên văn nghiệp dư người Đức Heinrich Wilhelm Olbers, người đã mô tả nó vào năm 1823, nhưng Harrison cho thấy một cách thuyết phục rằng Olbers không phải là người đầu tiên đặt ra vấn đề này, và suy nghĩ của ông ta về nó cũng không có giá trị gì đặc biệt. Harrison lập luận rằng người đầu tiên đưa ra một giải thích thỏa đáng cho nghịch lý là Lord Kelvin, trong một bài báo ít được biết đến năm 1901, và bài luận "" (1848) của Edgar Allan Poe đã dự đoán một cách kỳ lạ một số khía cạnh định tính trong lập luận của Kelvin: Nghịch lý nêu rằng một vũ trụ tĩnh tại, vô hạn tuổi với vô hạn số các vì sao được phân bố trong một khoảng không vô cùng rộng thì sẽ trông sáng hơn là tối. Để chỉ ra điều này, chúng ta chia vũ trụ thành một loạt các hình vỏ cầu đồng tâm, mỗi vỏ có độ dày 1 năm ánh sáng. Một số ngôi sao nhất định sẽ nằm trong lớp vỏ cách chúng ta 1.000.000.000 đến 1.000.000.001 năm ánh sáng. Nếu vũ trụ đồng nhất ở quy mô lớn, thì sẽ có số lượng sao sẽ nhiều gấp 4 lần trong lớp vỏ thứ hai, cách chúng ta từ 2.000.000.000 đến 2.000.000.000.001 năm ánh sáng. Tuy nhiên, lớp vỏ thứ hai lại ở xa gấp đôi, vì vậy mỗi ngôi sao trong đó sẽ sáng chỉ bằng một phần tư so với các ngôi sao trong lớp vỏ thứ nhất. Do đó, tổng lượng ánh sáng nhận được từ lớp vỏ thứ hai sẽ bằng với tổng lượng ánh sáng nhận được từ lớp vỏ thứ nhất. Do đó, mỗi lớp vỏ với độ dày nhất định sẽ tạo ra lượng ánh sáng tổng như nhau bất kể nó ở khoảng cách bao xa. Có nghĩa là, lượng ánh sáng của mỗi vỏ sẽ cộng thêm vào tổng lượng ánh sáng đến ta. Như vậy với càng nhiều vỏ thì càng nhiều ánh sáng; và với vô số vỏ, thì sẽ có một bầu trời đêm sáng. Trong khi đó nếu những đám mây tối có thể cản trở ánh sáng, những đám mây này sẽ nóng lên, cho đến khi chúng nóng như các ngôi sao, và do đó cũng tỏa ra cùng một lượng ánh sáng. Kepler coi đây là một lập luận cho một vũ trụ quan sát được hữu hạn, hoặc ít nhất là với một số lượng hữu hạn các ngôi sao. Trong lý thuyết tương đối rộng, vẫn có thể xảy ra nghịch lý tồn tại trong một vũ trụ hữu hạn: mặc dù bầu trời sẽ không sáng vô hạn, mọi điểm trên bầu trời vẫn sẽ giống như bề mặt của một ngôi sao. Nhà thơ Edgar Allan Poe cho rằng kích thước hữu hạn của vũ trụ quan sát được sẽ giải thích được điều nghịch lý hiển nhiên này. Nói một cách cụ thể hơn, bởi vì tuổi vũ trụ chỉ hữu hạn và tốc độ ánh sáng cũng hữu hạn, cho nên chỉ có hữu hạn số các ngôi sao có thể quan sát được từ Trái Đất (dù toàn thể vũ trụ có thể vô hạn trong không gian). Mật độ các sao trong thể tích hữu hạn này là đủ thấp để bất kỳ một đường ngắm nào từ Trái Đất đều không chắc chắn sẽ tới được một ngôi sao. Tuy nhiên, lý thuyết Vụ Nổ Lớn dường như đưa ra một vấn đề mới: nó nói rằng bầu trời trong quá khứ sáng hơn nhiều, đặc biệt là vào cuối thời kỳ tái tổ hợp (recombination era), khi vũ trụ lần đầu tiên trở nên trong suốt. Tất cả các điểm của bầu trời cục bộ vào thời đại đó đều có độ sáng tương đương với bề mặt của Mặt trời, do nhiệt độ cao của vũ trụ trong thời đại đó; và hầu hết các tia sáng sẽ không bắt nguồn từ một ngôi sao mà là từ di tích của Vụ Nổ Lớn. Vấn đề này có thể được giải quyết bởi thực tế là lý thuyết Vụ Nổ Lớn cũng gồm liên quan đến sự mở rộng không gian vũ trụ, có thể làm giảm năng lượng của ánh sáng phát ra thông qua dịch chuyển đỏ. Cụ thể hơn, bức xạ cực kỳ cao năng lượng từ Vụ Nổ Lớn đã bị dịch chuyển đỏ sang bước sóng vi sóng (gấp 1100 lần độ dài của bước sóng ban đầu) do sự giãn nở của vũ trụ, và do đó tạo thành bức xạ phông vi sóng vũ trụ không nhìn thấy được. Điều này giải thích mật độ ánh sáng và mức năng lượng tương đối thấp hiện diện trong hầu hết bầu trời của chúng ta ngày nay bất chấp bản chất sáng trong vũ trụ được giả định của thuyết Vụ Nổ Lớn. Dịch chuyển đỏ cũng ảnh hưởng tới ánh sáng từ các ngôi sao và chuẩn tinh ở xa, nhưng sự suy giảm này là rất nhỏ, vì các thiên hà và chuẩn tinh ở xa nhất chỉ có độ dịch chuyển đỏ vào khoảng 5 đến 8,6. Các ngôi sao có tuổi và công suất hữu hạn, do đó điều này ngụ ý rằng mỗi ngôi sao có tác động hữu hạn đến mật độ trường ánh sáng của bầu trời. Edgar Allan Poe cho rằng ý tưởng này có thể giải quyết được nghịch lý của Olbers; một lý thuyết liên quan cũng đã được đề xuất bởi Jean-Philippe de Chéseaux. Tuy vậy các ngôi sao cũng được sinh ra liên tục cùng với việc chết đi liên tục. Chỉ cần mật độ sao trong khắp vũ trụ giữ nguyên không đổi, bất kể việc chính vũ trụ có hữu hạn hay vô hạn tuổi thì sẽ vẫn luôn có vô hạn các sao khác ở cùng hướng góc ấy, với vô hạn tổng tác động. Vì vậy tuổi hữu hạn của các sao không thể giải thích được nghịch lý. Giả sử rằng vũ trụ không giãn nở, và luôn có cùng mật độ sao; thì nhiệt độ của vũ trụ sẽ liên tục tăng lên khi các ngôi sao tạo ra nhiều bức xạ hơn. Cuối cùng, nó sẽ đạt tới mức nhiệt độ 3000 K (tương ứng với năng lượng photon điển hình là 0,3 eV và tần số 7,5×1013 Hz), và các photon sẽ bắt đầu bị hấp thụ bởi plasma hydro lấp đầy hầu hết vũ trụ, khiến không gian ở xa trở nên mờ đục. Mật độ bức xạ cực đại này tương ứng với khoảng eV/m3 = , lớn hơn nhiều so với giá trị quan sát được là . Vì vậy bầu trời sẽ tối hơn khoảng 500 tỉ lần so với nó nếu như vũ trụ không giãn nở hoặc quá trẻ để tiến tới sự cân bằng nhiệt. Tuy nhiên, các quan sát gần đây đã tăng cận dưới của số các thiên hà và ngụ ý rằng sự hấp thụ tia UV của hydro và sự phát xạ lại ở miền bước sóng gần hồng ngoại (không khả kiến) cũng có một vai trò.