บิกแบง

บิกแบง(อังกฤษ:Big Bang, "การระเบิดครั้งใหญ่") เป็นแบบจำลองของการกำเนิดและวิวัฒนาการของเอกภพในจักรวาลวิทยาซึ่งได้รับการสนับสนุนจากหลักฐานทางวิทยาศาสตร์และจากการสังเกตการณ์ที่แตกต่างกันจำนวนมาก นักวิทยาศาสตร์โดยทั่วไปใช้คำนี้กล่าวถึงแนวคิดการขยายตัวของเอกภพหลังจากสภาวะแรกเริ่มที่ทั้งร้อนและหนาแน่นอย่างมากในช่วงเวลาจำกัดระยะหนึ่งในอดีต และยังคงดำเนินการขยายตัวอยู่จนถึงในปัจจุบัน
ฌอร์ฌ เลอแม็ทร์นักวิทยาศาสตร์และพระโรมันคาทอลิกเป็นผู้เสนอแนวคิดการกำเนิดของเอกภพ ซึ่งต่อมารู้จักกันในชื่อ ทฤษฎีบิกแบง ในเบื้องแรกเขาเรียกทฤษฎีนี้ว่าสมมติฐานเกี่ยวกับอะตอมแรกเริ่ม (hypothesis of the primeval atom)อเล็กซานเดอร์ ฟรีดแมนทำการคำนวณแบบจำลองโดยมีกรอบการพิจารณาอยู่บนพื้นฐานของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของอัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ต่อมาในปี ค.ศ. 1929เอ็ดวิน ฮับเบิลค้นพบว่า ระยะห่างของดาราจักรมีสัดส่วนที่เปลี่ยนแปลงสัมพันธ์กับการเคลื่อนไปทางแดงการสังเกตการณ์นี้บ่งชี้ว่าดาราจักรและกระจุกดาวอันห่างไกลกำลังเคลื่อนที่ออกจากจุดสังเกต ซึ่งหมายความว่าเอกภพกำลังขยายตัว ยิ่งตำแหน่งดาราจักรไกลยิ่งขึ้น ความเร็วปรากฏก็ยิ่งเพิ่มมากขึ้นหากเอกภพในปัจจุบันกำลังขยายตัว แสดงว่าก่อนหน้านี้ เอกภพย่อมมีขนาดเล็กกว่า หนาแน่นกว่า และร้อนกว่าที่เป็นอยู่ แนวคิดนี้มีการพิจารณาอย่างละเอียดย้อนไปจนถึงระดับความหนาแน่นและอุณหภูมิที่จุดสูงสุด และผลสรุปที่ได้ก็สอดคล้องอย่างยิ่งกับผลจากการสังเกตการณ์ ทว่าการเพิ่มของอัตราเร่งมีข้อจำกัดในการตรวจสอบสภาวะพลังงานที่สูงขนาดนั้นหากไม่มีข้อมูลอื่นที่ช่วยยืนยันสภาวะเริ่มต้นชั่วขณะก่อนการระเบิด ลำพังทฤษฎีบิกแบงก็ยังไม่สามารถใช้อธิบายสภาวะเริ่มต้นได้ มันเพียงอธิบายกระบวนการเปลี่ยนแปลงของเอกภพที่เกิดขึ้นหลังจากสภาวะเริ่มต้นเท่านั้น
คำว่า "บิกแบง" ที่จริงเป็นคำล้อเลียนซึ่งเกิดขึ้นเมื่อนักดาราศาสตร์ชื่อเฟรด ฮอยล์ตั้งใจดูหมิ่นและทำลายความน่าเชื่อถือของทฤษฎีที่เขาเห็นว่าไม่มีทางเป็นจริง ในการออกอากาศทางวิทยุครั้งหนึ่งเมื่อปี ค.ศ. 1949ในเวลาต่อมา ฮอยล์ได้ช่วยศึกษาผลกระทบของนิวเคลียร์ในการก่อเกิดธาตุมวลหนักที่ได้จากธาตุซึ่งมีมวลน้อยกว่า อย่างไรก็ดี การค้นพบรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลในปี ค.ศ. 1964 ยิ่งทำให้นักวิทยาศาสตร์ส่วนใหญ่ไม่สามารถปฏิเสธทฤษฎีบิกแบงได้
ทฤษฎีบิกแบงพัฒนาขึ้นมาจากการสังเกตการณ์โครงสร้างเอกภพร่วมกับการพิจารณาทฤษฎีต่างๆ ที่เป็นไปได้ ในปี ค.ศ. 1912เวสโต สลิเฟอร์วัดค่าการเคลื่อนของดอปเปลอร์ครั้งแรกของ "เนบิวลาชนิดก้นหอย" (เป็นชื่อเก่าที่เคยใช้เรียกดาราจักรชนิดก้นหอย) และต่อมาก็ค้นพบว่า เนบิวลาแทบทั้งหมดกำลังเคลื่อนที่ออกห่างจากโลก เขามิได้สรุปแนวคิดทางจักรวาลวิทยาจากข้อเท็จจริงนี้ อันที่จริงในช่วงยุคนั้นยังเป็นที่ถกเถียงกันอยู่มากว่า เนบิวลาเหล่านี้เป็น "เอกภพเกาะ" ที่อยู่ภายนอกดาราจักรทางช้างเผือกหรือไม่สิบปีต่อมาอเล็กซานเดอร์ ฟรีดแมนนักจักรวาลวิทยาและนักคณิตศาสตร์ชาวรัสเซียได้พัฒนาสมการฟรีดแมนขึ้นจากทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของไอน์สไตน์แสดงให้เห็นว่าเอกภพกำลังขยายตัวอยู่ ซึ่งขัดแย้งกับแบบจำลองเอกภพสถิตที่ไอน์สไตน์สนับสนุนอยู่ปีค.ศ. 1924เอ็ดวิน ฮับเบิลตรวจวัดระยะห่างของเนบิวลาชนิดก้นหอยที่ใกล้ที่สุด ผลการตรวจแสดงให้เห็นว่า ระบบดาวเหล่านั้นที่แท้เป็นดาราจักรอื่น เมื่อถึงปี ค.ศ. 1927ฌอร์ฌ เลอแม็ทร์พระคาทอลิกนักฟิสิกส์ชาวเบลเยียมทำการพัฒนาสมการของฟรีดแมนโดยอิสระ ผลที่ได้ทำให้คาดการณ์ได้ว่าการถอยห่างของเนบิวลาเป็นผลเนื่องจากการขยายตัวของเอกภพ
ค.ศ. 1931 เลอแม็ทร์พัฒนางานของเขาคืบหน้าไปอีก และเสนอแนวคิดว่า การที่เอกภพมีการขยายตัวเมื่อเวลาเดินล่วงหน้าไป จะเป็นจริงได้ก็ต่อเมื่อเอกภพมีการหดตัวลงเมื่อเวลาเดินย้อนกลับ และจะเป็นเช่นนั้นไปเรื่อย ๆ จนกว่าเอกภพจะหดตัวไม่ได้อีกต่อไป ทำให้มวลทั้งหมดของเอกภพอัดแน่นเป็นจุด ๆ หนึ่ง คือ "อะตอมแรกเริ่ม" ณ จุดใดจุดหนึ่งของกาลเวลาก่อนที่เวลาและอวกาศจะถือกำเนิดขึ้น ณ จุดนั้นยังไม่มีโครงสร้างของเวลาและอวกาศใด ๆ  ทฤษฎีนี้สะท้อนความเชื่อเก่าแก่ก่อนหน้านี้เกี่ยวกับไข่จักรวาล(cosmic egg) ซึ่งเป็นจุดเริ่มต้นของเอกภพ
ทางด้านของฮับเบิลก็พยายามพัฒนาตัวชี้วัดระยะทางหลายรูปแบบนับแต่ ค.ศ. 1924 ซึ่งเป็นการเบิกทางของบันไดระยะห่างของจักรวาลเขาใช้กล้องโทรทรรศน์ฮุกเกอร์ ขนาด 100 นิ้ว (2,500 มม.) ที่หอดูดาวเมาท์วิลสัน ทำให้สามารถประเมินระยะห่างระหว่างดาราจักรได้จากผลการตรวจวัดการเคลื่อนไปทางแดงซึ่งมีการวัดค่าไว้ก่อนหน้านี้แล้วโดยสลิเฟอร์ ฮับเบิลค้นพบความเกี่ยวพันระหว่างระยะทางกับความเร็วในการเคลื่อนถอยในปี ค.ศ. 1929 ปัจจุบันความสัมพันธ์ข้อนี้เป็นที่รู้จักในชื่อกฎของฮับเบิลงานของเลอแม็ทร์สนับสนุนผลงานชิ้นนี้ และเขาได้สร้างหลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยาขึ้น
ตลอดคริสต์ทศวรรษ 1930 มีทฤษฎีและแนวคิดต่างๆ เกิดขึ้นมากมายเพื่อพยายามอธิบายผลสังเกตการณ์ของฮับเบิล รวมถึงแบบจำลองของมิลเน(Milne Model)ทฤษฎีการแกว่งตัวของเอกภพ(เสนอโดยฟรีดแมน และได้รับการสนับสนุนจากไอน์สไตน์กับริชาร์ด โทลแมน)และข้อสมมติฐานtired lightของฟริตซ์ ชวิกกี
หลังจากสงครามโลกครั้งที่สองมีแนวคิดที่เป็นไปได้แตกต่างกันอยู่สองแนวทาง ทางหนึ่งเป็นแนวคิดเรื่องแบบจำลองสภาวะสมมูลของเฟรด ฮอยล์ซึ่งเห็นว่าจะมีสสารใหม่เกิดขึ้นระหว่างที่เอกภพขยายตัว แนวคิดนี้เอกภพจะมีสภาวะแทบจะคงที่ ณ จุดใด ๆ ของเวลาอีกแนวคิดหนึ่งเป็นทฤษฎีบิกแบงของเลอแม็ทร์ ซึ่งได้พัฒนาต่อมาโดยจอร์จ กาโมว์ ผู้เสนอทฤษฎีบิกแบงนิวคลีโอซินทีสิสและเป็นผู้ร่วมทีมกับราล์ฟ อัลเฟอร์ และโรเบิร์ต เฮอร์มัน ในการทำนายปรากฏการณ์ของการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังแต่จะว่าไปแล้ว ฮอยล์นั่นเองที่เป็นผู้นำวลีมาโยงกับทฤษฎีของเลอแม็ทร์ โดยเรียกทฤษฎีนี้ว่า "เจ้าแนวคิดแบบบิกแบงนี่" ระหว่างการออกอากาศทางสถานีวิทยุบีบีซีเมื่อเดือนมีนาคม ค.ศ. 1949นักวิทยาศาสตร์ต่างแบ่งออกเป็นสองพวกสนับสนุนทฤษฎีทั้งสองทางนี้ ในเวลาต่อมาแนวคิดหลังเริ่มเป็นที่นิยมมากกว่า การค้นพบไมโครเวฟพื้นหลังในปี ค.ศ. 1964 ช่วยยืนยันว่าจุดกำเนิดและพัฒนาการของจักรวาลสอดคล้องกับแนวคิดแบบทฤษฎีบิกแบงมากกว่า
การศึกษาจักรวาลวิทยาตามแนวคิดบิกแบงมีการก้าวกระโดดครั้งใหญ่ในช่วงปลายคริสต์ทศวรรษ 1990 เนื่องมาจากความก้าวหน้าอย่างมากของเทคโนโลยีกล้องโทรทรรศน์ตลอดจนผลการวิเคราะห์ข้อมูลจำนวนมากจากดาวเทียมต่าง ๆ เช่น จากCOBEจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลและจากWMAP
ปัจจุบันการศึกษาจักรวาลวิทยามีข้อมูลและเครื่องมือวัดที่แม่นยำมากมายที่ช่วยตรวจสอบปัจจัยต่าง ๆ ของแบบจำลองบิกแบง ทำให้เกิดการค้นพบอันไม่คาดฝันว่า เอกภพดูเหมือนจะกำลังขยายตัวอยู่ด้วยความเร็วที่เพิ่มขึ้น
เมื่อพิจารณาตรรกะจากการขยายตัวของเอกภพโดยใช้ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปหากเวลาย้อนหลังไปจะทำให้ความหนาแน่นและอุณหภูมิมีค่าสูงขึ้นอย่างไม่จำกัดขณะที่เวลาในอดีตจำกัดอยู่ค่าหนึ่งภาวะเอกฐานเช่นนี้เป็นไปไม่ได้เพราะขัดแย้งกับทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป เป็นที่ถกเถียงกันอยู่มากกว่าเราสามารถประมาณภาวะเอกฐานได้ใกล้สักเพียงไหน (ซึ่งไม่มีทางประมาณไปได้มากเกินกว่ายุคของพลังค์) ภาวะเริ่มแรกที่มีความร้อนและความหนาแน่นสูงอย่างยิ่งนี้เองที่เรียกว่า "บิกแบง"และถือกันว่าเป็น "จุดกำเนิด" ของเอกภพของเรา จากผลการตรวจวัดการขยายตัวของซูเปอร์โนวาประเภท Iaการตรวจวัดความแปรเปลี่ยนของอุณหภูมิในไมโครเวฟพื้นหลัง และการตรวจวัดลำดับวิวัฒนาการของดาราจักรเชื่อว่าเอกภพมีอายุประมาณ 13.73 ± 0.12 พันล้านปีการที่ผลตรวจวัดทั้งสามวิธีให้ค่าออกมาใกล้เคียงกันเป็นการยืนยันสนับสนุนแบบจำลองแลมบ์ดา-ซีดีเอ็ม(ΛCDM) ที่อธิบายอย่างละเอียดถึงองค์ประกอบต่างๆ ในเอกภพ
มีการคาดเดาถึงสภาวะเริ่มแรกของบิกแบงไปต่างๆ นานา แต่แบบจำลองที่เป็นที่ยอมรับมากที่สุดคือ เอกภพทั้งหมดเป็นเนื้อเดียวกันและมีสมบัติเหมือนๆ กันในทุกทิศทางโดยมีความหนาแน่นของพลังงานที่สูงมาก มีอุณหภูมิและความดันสูงมาก ต่อมาจึงขยายตัวออกในทันทีทันใดและมีอุณหภูมิลดลง ประมาณว่าใน 10วินาทีของการขยายตัวเป็นสภาวะการพองตัวของเอกภพซึ่งเติบโตขึ้นอย่างรวดเร็วแบบเอ็กโปเนนเชียลหลังจากสิ้นสุดสภาวะการพองตัว เอกภพประกอบด้วยพลาสมาควาร์ก-กลูออนและอนุภาคมูลฐานทั้งหมดอุณหภูมิยังคงสูงมากทำให้การเคลื่อนที่ของอนุภาคต่างๆ มีความเร็วสัมพัทธ์สูง คู่อนุภาคและปฏิยานุภาคทั้งหมดยังมีการเกิดใหม่และแตกดับลงไปในการปะทะ ต่อมาจึงเกิดปฏิกิริยาบางอย่างที่เรียกว่าแบริโอเจเนซิสทำลายภาวะสมดุลในการรักษาจำนวนแบริออนเกิดเป็นควาร์กและเลปตอนขึ้นมาจำนวนหนึ่งที่มากกว่าแอนติควาร์กและแอนติเลปตอนประมาณ 1 ใน 30 ล้านส่วน ซึ่งเป็นต้นเหตุทำให้มีสสารมากกว่าปฏิสสารในเอกภพปัจจุบัน
เอกภพยังคงขยายตัวอย่างต่อเนื่องและมีอุณหภูมิลดลง ทำให้พลังงานโดยทั่วไปในแต่ละอนุภาคลดลงด้วย ยุคการทำลายสมดุล(Symmetry breaking) ทำให้แรงพื้นฐานทางฟิสิกส์และพารามิเตอร์ต่างๆ ของอนุภาคมูลฐานกลายมาอยู่ในรูปแบบดังเช่นปัจจุบันหลังจากผ่านไป 10วินาที ภาพการคาดเดาก็น้อยลง เพราะพลังงานของอนุภาคลดลงลงถึงระดับที่สามารถอธิบายได้ด้วยการทดลองฟิสิกส์อนุภาคที่เวลา 10วินาทีควาร์กและกลูออนรวมตัวกันกลายเป็นอนุภาคแบริออนจำนวนหนึ่งเช่นโปรตอนและนิวตรอนปริมาณควาร์กที่มีมากกว่าแอนติควาร์กอยู่เล็กน้อยทำให้อนุภาคแบริออนมีมากกว่าแอนติแบริออนเช่นเดียวกัน ถึงเวลานี้อุณหภูมิของเอกภพก็ไม่สูงพอที่จะสร้างคู่โปรตอน-แอนติโปรตอนใหม่อีกแล้ว (ทำนองเดียวกันกับนิวตรอนและแอนตินิวตรอน) จึงเกิดการทำลายมวลครั้งใหญ่ เหลือเพียง 1 ใน 10ของโปรตอนและนิวตรอนในตอนเริ่มต้น และไม่มีปฏิยานุภาคของพวกมันเหลืออยู่เลย กระบวนการเดียวกันนี้เกิดขึ้นอีกในเวลาประมาณ 1 วินาทีสำหรับอิเล็กตรอนและโพสิตรอนหลังจากพ้นช่วงการทำลายมวล โปรตอน นิวตรอน และอิเล็กตรอนที่เหลือก็ไม่มีความเร็วสัมพัทธ์สูงยิ่งยวดอีกต่อไป แต่โฟตอนกลายเป็นองค์ประกอบสำคัญของความหนาแน่นพลังงานของเอกภพ (และบทบาทเล็กน้อยอีกส่วนหนึ่งโดยนิวตริโน)
ไม่กี่นาทีต่อมาเอกภพก็เริ่มการขยายตัว เมื่ออุณหภูมิมีค่าประมาณ 1 พันล้านเคลวินและมีความหนาแน่นประมาณความหนาแน่นของอากาศ นิวตรอนรวมตัวเข้ากับโปรตอนกลายเป็นนิวเคลียสของดิวเทอเรียมและฮีเลียมซึ่งเป็นกระบวนการที่เรียกว่าบิกแบงนิวคลีโอซินทีสิสโปรตอนส่วนใหญ่ยังคงไม่ได้รวมตัว ดังเช่นนิวเคลียสของไฮโดรเจน เมื่อเอกภพเย็นลง ความหนาแน่นพลังงานมวลของสสารที่เหลือก็เริ่มมีอิทธิพลเหนือการแผ่รังสีของโฟตอน หลังจากผ่านไป 379,000 ปี อิเล็กตรอนกับนิวเคลียสรวมตัวเข้าไปในอะตอม (ส่วนใหญ่เป็นไฮโดรเจน) ทำให้การแผ่รังสีแยกตัวจากสสารและแพร่ไปในห้วงอวกาศอย่างไร้เขตจำกัด การแผ่รังสีนี้มีผลหลงเหลืออยู่ดังที่ปัจจุบันรู้จักกันในชื่อการแผ่รังสีคอสมิกไมโครเวฟพื้นหลัง
เวลาผ่านไปอีกเนิ่นนาน ย่านรอบนอกแกนกลางที่มีความหนาแน่นเจือจางกว่าเริ่มมีการจับตัวกับสสารใกล้เคียงและเพิ่มความหนาแน่นของตนมากขึ้น ก่อตัวเป็นกลุ่มเมฆแก๊สดาวฤกษ์ดาราจักรและโครงสร้างอื่นๆ ทางดาราศาสตร์ที่เราสังเกตเห็นได้ในปัจจุบัน รายละเอียดของกระบวนการเหล่านี้ขึ้นกับปริมาณและประเภทของสสารที่มีอยู่ในเอกภพ สสารที่เป็นไปได้สามชนิดได้แก่สสารมืดเย็นสสารมืดร้อนและสสารแบริออนจากเครื่องมือวัดดีที่สุดเท่าที่เรามีอยู่ (คือดาวเทียมWMAP) แสดงให้เห็นว่าส่วนประกอบสำคัญของสสารในเอกภพคือสสารมืดเย็น ส่วนสสารอีกสองชนิดมีอยู่เป็นจำนวนไม่ถึง 18% ของสสารทั้งหมดในเอกภพ
ปรากฏการณ์ที่เป็นอิสระจากกันของการเกิดซูเปอร์โนวาประเภท Iaกับไมโครเวฟพื้นหลังซึ่งสร้างเอกภพดังเช่นทุกวันนี้ ได้รับอิทธิพลจากพลังงานลึกลับชนิดหนึ่งซึ่งรู้จักในชื่อพลังงานมืดที่ดูจะแทรกซึมอยู่ทั่วไปในอวกาศ ผลการสังเกตการณ์บ่งชี้ว่า 72% ของความหนาแน่นพลังงานทั้งหมดของเอกภพในปัจจุบันเป็นพลังงานในรูปแบบดังกล่าวนี้ เมื่อครั้งที่เอกภพยังมีอายุน้อย พลังงานมืดอาจจะแทรกซึมเข้ามาบ้าง แต่เมื่อเวลาที่ทุกสิ่งทุกอย่างยังอยู่ใกล้กันมากและมีช่องว่างอยู่น้อยแรงโน้มถ่วงจึงมีอิทธิพลมากกว่า และพยายามจะชะลอการแผ่ขยายตัวของเอกภพอย่างช้าๆ อย่างไรก็ดีหลังจากการขยายตัวของเอกภพผ่านไปหลายพันล้านปี พลังงานมืดที่มีอยู่มากมายมหาศาลก็เริ่มทำให้การขยายตัวมีอัตราเร่งเพิ่มขึ้นทีละน้อย เราสามารถแปลงพลังงานมืดให้อยู่ในรูปแบบอย่างง่ายในค่าคงที่จักรวาลของสมการของไอน์สไตน์ตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปแต่องค์ประกอบและกลไกของพลังงานนี้ยังไม่เป็นที่เข้าใจ รายละเอียดของสมการสภาวะและความสัมพันธ์ของพลังงานนี้กับแบบจำลองมาตรฐานในวิชาฟิสิกส์อนุภาคยังคงอยู่ในระหว่างการค้นหาทั้งโดยการเฝ้าสังเกตการณ์และโดยการวิจัยทางทฤษฎี
วิวัฒนาการของจักรวาลทั้งหมดหลังจากยุคของการพองตัวสามารถอธิบายได้ด้วยแบบจำลองแลมบ์ดา-ซีดีเอ็มอันเป็นแบบจำลองจักรวาลวิทยา โดยใช้กรอบสังเกตการณ์อิสระของกลศาสตร์ควอนตัมกับทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของไอน์สไตน์ อย่างไรก็ดี ดังได้กล่าวไว้แล้วข้างต้นว่า แบบจำลองเท่าที่มีอยู่ยังไม่สามารถใช้อธิบายสิ่งที่เกิดขึ้นก่อนช่วงเวลา 10วินาทีแรกได้ ทฤษฎีรวมแรงใหม่ๆ อย่างเช่นทฤษฎีโน้มถ่วงเชิงควอนตัมเป็นความพยายามที่จะข้ามพ้นข้อจำกัดนั้น ความเข้าใจในสภาวะแรกเริ่มในประวัติศาสตร์ของเอกภพเป็นหนึ่งในปัญหาที่ยิ่งใหญ่ที่สุดในทางฟิสิกส์ที่ยังไม่สามารถค้นหาคำตอบได้
สมมติฐานหลักของทฤษฎีบิกแบงมีอยู่ 2 ประการคือ ความเป็นเอกภาพของกฎทางฟิสิกส์และหลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยาแนวคิดของหลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยาคือเอกภพในระดับมหภาคมีความเป็นเนื้อเดียวกันและเหมือนกันหมดในทุกทิศทาง
เดิมแนวคิดเหล่านี้ถือเป็นหลักพื้นฐานสำคัญ แต่ในปัจจุบันมีการพยายามทดสอบสมมติฐานเหล่านี้อยู่หลายครั้ง ตัวอย่างเช่น การทดสอบสมมติฐานแรกด้วยผลสังเกตการณ์ที่แสดงว่าค่าคงที่โครงสร้างละเอียดมีความผิดเพี้ยนที่เป็นไปได้อย่างมากถึงอันดับ 10เมื่ออายุของเอกภพเพิ่มมากขึ้นหรือทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปที่ต้องผ่านการทดสอบอย่างเข้มข้นในกรณีของระบบสุริยะและระบบดาวคู่ เพื่อที่ข้อมูลในระดับจักรวาลจะต้องสอดคล้องกับผลสังเกตการณ์และการคาดการณ์ตามทฤษฎีบิกแบง
ถ้าเอกภพระดับใหญ่มีความเป็นหนึ่งเดียวกันในมุมมองจากโลก หลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยาสามารถถอดความได้จากหลักการพื้นฐานโคเปอร์นิคัสที่ง่ายกว่า ซึ่งกล่าวว่าไม่มีผู้สังเกตหรือจุดสังเกตใดเป็นพิเศษ ดังนี้ หลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยาจึงได้รับการรับรองในระดับ 10ผ่านการสังเกตการณ์รังสีไมโครเวฟพื้นหลังผลตรวจวัดเอกภพแสดงถึงความเป็นเนื้อเดียวกันในสเกลใหญ่ที่สุดที่ระดับ 10%
ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปอธิบายเรื่องของกาลอวกาศด้วยมาตรา tensorซึ่งกล่าวถึงระยะห่างที่แบ่งจุดใกล้เคียง จุดเหล่านี้ซึ่งอาจเป็นได้ทั้งดาราจักร ดาวฤกษ์ หรือวัตถุอื่น จะถูกระบุตำแหน่งด้วยแผนภูมิพิกัดหรือ "กริด" (grid) ที่วางอยู่บนพื้นของกาลอวกาศทั้งหมด จากหลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยากำหนดให้มาตรานี้จะต้องเป็นเนื้อเดียวกันและมีสมบัติเหมือนกันทุกทิศทาง จึงได้เป็นมาตรวัดฟรีดแมน-เลอแม็ทร์-โรเบิร์ตสัน-วอล์กเกอร์หรือ มาตรวัด FLRW ประกอบด้วยตัวประกอบขนาด (scale factor) ที่บอกถึงขนาดเปลี่ยนแปลงของเอกภพตามเวลา ทำให้ได้เป็นระบบพิกัดแบบง่ายขึ้น เรียกว่าระบบพิกัด comovingในระบบพิกัดนี้ กริดจะขยายตัวขึ้นตามเอกภพ และวัตถุที่อยู่นิ่งบนตำแหน่งกริดเดิมก็เคลื่อนที่ไปตามการขยายตัวของเอกภพ ขณะที่ระยะห่างพิกัด (comoving distance) เป็นค่าคงที่ ระยะห่างทางกายภาพระหว่างจุด comoving สองจุดจะเพิ่มขึ้นเป็นสัดส่วนตามตัวประกอบขนาดของเอกภพ
บิกแบงไม่ใช่การระเบิดของสสารที่เคลื่อนออกไปเพื่อเติมเต็มเอกภพอันว่างเปล่า ตัวอวกาศนั้นต่างหากที่ขยายตัวออกไปตามเวลาในทุกหนทุกแห่งและทำให้ระยะห่างทางกายภาพของจุด comoving สองจุดเพิ่มมากขึ้น แต่เนื่องจากมาตรวัด FLRW ถือว่าการกระจายตัวของมวลและพลังงานเป็นไปอย่างสม่ำเสมอ มันจึงใช้กับเอกภพเฉพาะในระดับขนาดใหญ่เท่านั้น ส่วนการรวมตัวของสสารในระดับท้องถิ่นเช่นดาราจักรจะมีแรงโน้มถ่วงดึงดูดผูกพันเอาไว้ จึงไม่ได้รับผลกระทบจากการขยายตัวตามตัวประกอบขนาดของอวกาศ
คุณสมบัติที่สำคัญของ กาลอวกาศ ในบิกแบง คือการมีอยู่ของขอบฟ้าในเมื่อเอกภพมีอายุที่จำกัดแน่นอน และแสงก็เดินทางด้วยความเร็วที่จำกัดค่าหนึ่ง จึงอาจมีบางเหตุการณ์ในอดีตที่แสงไม่มีเวลาพอจะเดินทางมาถึงเราได้ ทำให้เกิดข้อจำกัดหรือขอบฟ้าอดีตบนวัตถุอันห่างไกลที่สุดเท่าที่สังเกตได้ ในทางกลับกัน ในเมื่ออวกาศกำลังขยายตัว วัตถุอันห่างไกลก็กำลังเคลื่อนห่างออกไปเร็วยิ่งขึ้น แสงที่ส่งจากตัวเราในวันนี้จึงไม่มีวันจะไล่ตามทันวัตถุไกลชิ้นนั้นได้ ทำให้เกิดขอบฟ้าอนาคตที่จำกัดขอบเขตของเหตุการณ์ในอนาคตที่เราอาจส่งอิทธิพลถึง การดำรงอยู่ของขอบฟ้าทั้งสองชนิดนี้ขึ้นอยู่กับรายละเอียดของแบบจำลอง FLRW ที่อธิบายถึงเอกภพของเรา ตามความเข้าใจเกี่ยวกับเอกภพของเราย้อนไปจนถึงยุคเริ่มแรกบ่งชี้ว่าน่าจะมีขอบฟ้าอดีตอยู่จริง แม้ว่าในทางปฏิบัติแล้วมุมมองของเราจะถูกจำกัดด้วยความทึบแสงของเอกภพในยุคแรกเริ่ม ดังนั้นหากเอกภพยังคงขยายตัวด้วยอัตราเร่ง ขอบฟ้าอนาคตก็น่าจะมีอยู่จริงเช่นเดียวกัน
ข้อมูลการสังเกตการณ์ชุดแรกสุดที่สอดคล้องกับทฤษฎีนี้ได้แก่ การสังเกตการณ์การขยายตัวแบบฮับเบิลที่พบในการเคลื่อนไปทางแดงของเหล่าดาราจักรการตรวจพบการแผ่รังสีของไมโครเวฟพื้นหลังและปริมาณของอนุภาคแสงจำนวนมาก (ดูในบิกแบงนิวคลีโอซินทีสิส) บางครั้งเรียกทั้งสามสิ่งนี้ว่าเป็นเสาหลักของทฤษฎีบิกแบง การสังเกตการณ์อื่นๆ ในยุคต่อมาต่างสนับสนุนให้เห็นภาพรวมชัดเจนยิ่งขึ้น โดยเฉพาะการค้นพบคุณลักษณะอันหลากหลายของโครงสร้างขนาดใหญ่ของจักรวาลซึ่งตรงกับการคาดการณ์การขยายตัวของโครงสร้างเอกภพภายใต้แรงโน้มถ่วงตามทฤษฎีมาตรฐานของบิกแบง
ผลจากการสังเกตการณ์ดาราจักรและเควซาร์อันไกลโพ้นพบว่าวัตถุเหล่านั้นมีการเคลื่อนไปทางแดงกล่าวคือ แสงที่ส่งออกมาจากวัตถุเหล่านั้นมีความคลาดเคลื่อนของความยาวคลื่นที่ยาวมากขึ้น เราสามารถมองเห็นได้โดยการตรวจสอบสเปคตรัมความถี่ของวัตถุเปรียบเทียบกับรูปแบบการเปลี่ยนแปลงในการกระจายหรือดูดกลืนแถบคลื่นความถี่ที่สอดคล้องกับปฏิกิริยาระหว่างอนุภาคทางเคมีกับแสง ปรากฏการณ์การเคลื่อนไปทางแดงที่พบล้วนสอดคล้องเป็นอันหนึ่งอันเดียวกันแม้จะทำการสังเกตการณ์วัตถุเหล่านั้นในทิศทางต่างๆ กัน หากอธิบายการเคลื่อนไปทางแดงด้วยปรากฏการณ์ดอปเปลอร์เราจะสามารถคำนวณความเร็วของวัตถุที่เหลื่อมช้าลงได้ สำหรับดาราจักรบางแห่ง มีความเป็นไปได้มากที่จะประมาณระยะห่างด้วยบันไดระยะห่างของจักรวาลเมื่อนำความเร็วที่เหลื่อมลงมาเปรียบเทียบกับระยะห่างที่คำนวณได้ เราจะได้สมการความสัมพันธ์เชิงเส้นซึ่งรู้จักกันในชื่อกฎของฮับเบิลดังนี้
โดยที่
กฎของฮับเบิลสามารถอธิบายความเป็นไปได้อยู่สองทาง ทางหนึ่งคือเราอยู่ที่ศูนย์กลางของการระเบิดของดาราจักร ซึ่งขัดแย้งกับหลักการพื้นฐานโคเปอร์นิคัสอย่างหลีกเลี่ยงไม่ได้ อีกทางหนึ่งคือเอกภพมีการขยายตัวอย่างสม่ำเสมอกันในทุกๆ แห่ง การขยายตัวอย่างเป็นเอกภาพนี้เคยมีการทำนายได้ก่อนหน้านี้แล้วจากสมการสัมพัทธภาพทั่วไปของอเล็กซานเดอร์ ฟรีดแมน ที่คำนวณไว้ในปี ค.ศ. 1922และจากงานของฌอร์ฌ เลอแม็ทร์ ในปี ค.ศ. 1927ก่อนหน้าที่ฮับเบิลจะทำการสังเกตการณ์และวิเคราะห์ออกมาในปี ค.ศ. 1929 และมันยังเป็นหลักการสำคัญของทฤษฎีบิกแบงที่พัฒนาขึ้นโดยฟรีดแมน เลอแม็ทร์ โรเบิร์ตสัน และวอล์คเกอร์
ทฤษฎีนี้มีเงื่อนไขอยู่ว่า ความสัมพันธ์v=HD{\displaystyle v=HD}จะต้องดำรงอยู่ตลอดเวลา เมื่อ D เป็นระยะห่างที่แท้จริงv=dD/dt{\displaystyle v=dD/dt}และv{\displaystyle v},H{\displaystyle H},D{\displaystyle D}ล้วนแต่เปลี่ยนแปลงค่าไปเมื่อเอกภพขยายตัว (เหตุนี้เราจึงต้องเขียนว่าH0{\displaystyle H_{0}}เพื่อระบุ "ค่าคงที่" ของฮับเบิล ณ วันปัจจุบัน) เนื่องจากระยะห่างที่สังเกตมีค่าน้อยกว่าขนาดของเอกภพในสังเกตการณ์อย่างมาก ปรากฏการณ์เคลื่อนไปทางแดงของฮับเบิลจึงสามารถพิจารณาโดยใช้หลักการเดียวกันกับปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ได้ อย่างไรก็ดี พึงตระหนักว่าการเคลื่อนไปทางแดงไม่ใช่การคลาดเคลื่อนแบบเดียวกับดอปเปลอร์ เป็นแต่เพียงผลจากการขยายตัวของเอกภพระหว่างช่วงเวลาหนึ่ง และแสงมีการเปล่งออกมาระหว่างช่วงเวลาที่สังเกตอยู่
ห้วงอวกาศที่อยู่ภายใต้มาตรวัดการขยายตัวแสดงออกมาให้เห็นได้จากการสังเกตการณ์โดยตรงของหลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยาและหลักการพื้นฐานโคเปอร์นิคัสซึ่งเมื่อพิจารณาร่วมกับกฎของฮับเบิลแล้วก็ไม่มีคำอธิบายอื่นใดอีก การเคลื่อนไปทางแดงในทางดาราศาสตร์ถือเป็นปรากฏการณ์เฉพาะตัวที่เป็นหนึ่งเดียวมันช่วยสนับสนุนแนวคิดหลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยาว่า เอกภพมีหน้าตาเหมือนกันหมดไม่ว่าจะมองจากทิศทางใด รวมถึงข้อมูลสังเกตการณ์อื่นๆ อีกมาก ถ้าการเคลื่อนไปทางแดงนี้เป็นผลจากการระเบิดตัวออกจากจุดศูนย์กลางแห่งอื่นซึ่งไม่ใช่ตำแหน่งของเรา มันไม่ควรให้ภาพที่คล้ายคลึงกันจากการมองในมุมต่างกันได้
การตรวจพบผลการแผ่รังสีคอสมิกจากไมโครเวฟพื้นหลังจากการเคลื่อนไหวของระบบฟิสิกส์ดาราศาสตร์อันห่างไกลแห่งหนึ่งเมื่อปี ค.ศ. 2000 ช่วยพิสูจน์หลักการพื้นฐานของโคเปอร์นิคัส ที่ว่าโลกไม่ได้อยู่ที่ตำแหน่งศูนย์กลางแม้แต่ในระดับของจักรวาลการแผ่รังสีจากบิกแบงเห็นได้ชัดว่าเอกภพในช่วงต้นจะอบอุ่นกว่าในทุกหนทุกแห่ง การเย็นลงอย่างทั่วถึงกันของไมโครเวฟพื้นหลังตลอดช่วงหลายพันล้านปีที่ผ่านมาเป็นการอธิบายอย่างชัดเจนว่า เอกภพเคยแต่ขยายตัวออกเท่านั้น ทั้งนี้ไม่นับความเป็นไปได้ที่ว่าเราอยู่ใกล้จุดศูนย์กลางของการระเบิดในคราวนั้น
ในช่วงเวลาไม่กี่วันแรกของเอกภพ เอกภพอยู่ในสภาวะสมดุลความร้อนอย่างสมบูรณ์ โฟตอนยังคงเปล่งแสงและดูดกลืนแสงอย่างสม่ำเสมอ การแผ่รังสีจึงวัดได้เหมือนสเปคตรัมของวัตถุดำเมื่อเอกภพขยายตัวขึ้น อุณหภูมิก็เย็นลงจนกระทั่งโฟตอนไม่อาจเกิดขึ้นใหม่และไม่อาจถูกทำลายลง แม้อุณหภูมิจะยังคงสูงมากพอที่อิเล็กตรอนและนิวเคลียสจะยังแยกกันอยู่ แต่โฟตอนอยู่ในภาวะ "สะท้อน" อย่างคงที่ต่ออิเล็กตรอนอิสระเหล่านี้ เป็นกระบวนการที่เรียกว่าการกระจายของทอมสัน(Thomson scattering) ผลจากการกระจายที่ซ้ำไปซ้ำมานี้ ทำให้เอกภพในยุคแรกเป็นสิ่งทึบแสง
เมื่ออุณหภูมิของเอกภพลดลงเหลือไม่กี่พันเคลวิน อิเล็กตรอนและนิวเคลียสเริ่มรวมตัวกันกลายเป็นอะตอม เป็นกระบวนการที่เรียกว่า การรวมตัว (recombination) เมื่อโฟตอนกระจายตัวอย่างไม่สม่ำเสมอจากอะตอมที่เป็นกลาง การแผ่รังสีก็แยกตัวจากสสารในเวลาที่อิเล็กตรอนได้รวมตัวกันไปจนเกือบหมด นั่นคือยุคของการกระจายขั้นสุดท้าย คือ 379,000 ปีหลังจากบิกแบง โฟตอนเหล่านี้เป็นต้นกำเนิดของไมโครเวฟพื้นหลังดังที่เราสังเกตพบในปัจจุบัน รูปแบบการแกว่งตัวของไมโครเวฟพื้นหลังเป็นภาพโดยตรงของเอกภพในยุคแรกเริ่มนี้ พลังงานของโฟตอนมีการคลาดเคลื่อนไปในเวลาต่อมาตามการขยายตัวของเอกภพ แม้จะดำรงสภาวะวัตถุดำอยู่แต่ก็ได้ทำให้อุณหภูมิลดน้อยลง ซึ่งหมายความว่าโฟตอนเหล่านั้นได้ลดระดับพลังงานลงมาอยู่ในย่านไมโครเวฟของสเปกตรัมคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าเชื่อว่าการแผ่รังสีนี้สามารถสังเกตพบได้ในทุกตำแหน่งในเอกภพ และมาจากทุกทิศทุกทางด้วยระดับความเข้มที่ (เกือบจะ) เท่ากันทั้งหมด
ปีค.ศ. 1964อาร์โน เพนซิอัสและโรเบิร์ต วิลสันค้นพบการแผ่รังสีพื้นหลังจักรวาลโดยบังเอิญขณะทำการตรวจวิเคราะห์โดยใช้อุปกรณ์ตรวจจับคลื่นไมโครเวฟตัวใหม่ของห้องทดลองเบลล์การค้นพบของพวกเขาให้ข้อมูลมากพอที่จะทำนายไมโครเวฟพื้นหลังได้ การแผ่รังสีมีลักษณะเป็นเอกภาพและสอดคล้องกับสเปคตรัมวัตถุดำ การค้นพบนี้ยังช่วยส่งเสริมแนวคิดฝ่ายของทฤษฎีบิกแบง ขณะที่เวลานั้นแนวคิดต่างๆ ยังไม่อาจเอาชนะคัดง้างกันได้ เพนซิอัสกับวิลสันได้รับรางวัลโนเบลสำหรับการค้นพบครั้งนี้
ปีค.ศ. 1989นาซาส่งดาวเทียมสำรวจพื้นหลังจักรวาล(Cosmic Background Explorer;COBE) ขึ้นสู่อวกาศ และการค้นพบอย่างแรกที่ปรากฏในปีค.ศ. 1990คือข้อสนับสนุนแนวคิดของบิกแบงเกี่ยวกับไมโครเวฟพื้นหลัง ดาวเทียม COBE พบอุณหภูมิที่เหลืออยู่ 2.726 K ต่อมาในปีค.ศ. 1992ก็สามารถตรวจพบสภาพการแกว่งตัวของไมโครเวฟพื้นหลังได้เป็นครั้งแรกจอห์น ซี. เมเทอร์และจอร์จ สมูทได้รับรางวัลโนเบลในฐานะผู้นำในการค้นพบคราวนี้ ตลอดทศวรรษต่อมาการศึกษาการแกว่งตัวของไมโครเวฟพื้นหลังก็ดำเนินการต่อโดยใช้บอลลูนตรวจการณ์และกิจกรรมภาคพื้นดินจำนวนมาก ระหว่างปี ค.ศ. 2000-2001 มีการทดลองต่างๆ มากมาย ที่โดดเด่นคือกลุ่มทดลองโครงการบูมเมอแรงพวกเขาพบว่าเอกภพมีสภาพค่อนข้างแบนเมื่อตรวจเทียบกับขนาดเชิงมุมตามปกติของการแกว่งตัว (ดูเพิ่มในรูปร่างของเอกภพ)
ช่วงต้นปีค.ศ. 2003ผลการตรวจสอบครั้งแรกของดาวเทียมสำรวจคลื่นไมโครเวฟวิลกินสัน(Wilkinson Microwave Anisotropy satellite;WMAP) ได้เปิดเผยค่าองค์ประกอบของจักรวาลบางส่วนที่แม่นยำอย่างยิ่งซึ่งปรากฏอยู่ในช่วงเวลานั้น ดาวเทียมดวงนี้ยังพิสูจน์ค้านแบบจำลองการพองตัวของจักรวาลหลายชุด แต่ผลตรวจวัดสอดคล้องกับทฤษฎีการพองตัวโดยทั่วๆ ไปมันยังช่วยยืนยันด้วยว่ามีคอสมิกนิวตริโนแผ่ซ่านอยู่ทั่วไปทุกหนแห่งในเอกภพ ข้อมูลนี้ชัดเจนว่าดาวฤกษ์กลุ่มแรกๆ ต้องใช้เวลามากกว่าห้าร้อยล้านปีในการสร้างกลุ่มไอคอสมิก (cosmic fog) ขึ้น ดาวเทียมอีกดวงหนึ่งที่มีลักษณะคล้ายคลึงกันคือ "นักสำรวจพลังค์" (Planck Surveyor) จะถูกส่งขึ้นสู่อวกาศในอีกไม่กี่ปีข้างหน้านี้ ซึ่งจะมีอุปกรณ์ตรวจวัดค่าการแกว่งตัวของไมโครเวฟพื้นหลังที่ละเอียดแม่นยำมากยิ่งขึ้น
การแผ่รังสีพื้นหลังนี้ราบเรียบเป็นพิเศษ ทำให้สามารถอธิบายข้อปัญหาเกี่ยวกับการขยายตัวอย่างธรรมดาซึ่งน่าจะหมายความว่า โฟตอนที่เคลื่อนมาจากฝั่งตรงข้ามของท้องฟ้าน่าจะมาจากเขตแดนที่ไม่เคยติดต่อกับใครมาก่อน คำอธิบายที่เป็นไปได้สำหรับสภาวะสมดุลอันห่างไกลกันนี้คือ เอกภพมีช่วงเวลาการระเบิดและขยายตัวอย่างสูงเพียงเวลาสั้นๆ (เราอาจเรียกว่าการพองตัว) ผลก็คือย่านต่างๆ ในเอกภพถูกฉีกออกจากกันในสภาวะสมดุล เอกภพที่เราสังเกตการณ์อยู่จึงมาจากย่านที่สมดุลและมีทุกอย่างเหมือนๆ กัน
ด้วยแบบจำลองบิกแบง เราสามารถคำนวณความหนาแน่นของฮีเลียม-4 ฮีเลียม-3ดิวเทอเรียมและลิเทียม-7 ในเอกภพออกมาได้ในสัดส่วนเทียบกับไฮโดรเจนปกติอนุภาคส่วนเกินทั้งหมดขึ้นอยู่กับปัจจัยเพียงอย่างเดียว คือสัดส่วนของอนุภาคโฟตอนต่อแบริออนซึ่งสามารถคำนวณอย่างอิสระได้จากโครงสร้างโดยละเอียดของการแกว่งตัวของไมโครเวฟพื้นหลัง คาดว่าสัดส่วนนี้ (เป็นสัดส่วนโดยมวล มิใช่โดยจำนวน) อยู่ที่ประมาณ 0.25 สำหรับHe/H, ประมาณ 10สำหรับ ²H/H, ประมาณ 10สำหรับ ³He/H และประมาณ 10สำหรับLi/H
อนุภาคส่วนเกินที่วัดได้ทั้งหมดมีค่าโดยประมาณอย่างน้อยเท่ากับค่าคาดการณ์จากสัดส่วนอนุภาคแบริออนต่อโฟตอน ค่านี้สอดคล้องอย่างยิ่งสำหรับดิวเทอเรียม ใกล้เคียงแต่ไม่เป็นที่ยอมรับสำหรับHe และผิดพลาดไปสองเท่าสำหรับLi ในสองกรณีหลังนี้มีความไม่แน่นอนอย่างเป็นระบบชัดแจ้งอยู่ อย่างไรก็ดี ความสอดคล้องของอนุภาคส่วนเกินที่ทำนายโดยบิกแบงนิวคลีโอซินทีสิสเป็นหลักฐานสำคัญอย่างยิ่งต่อทฤษฎีบิกแบง เพราะมีแต่เพียงทฤษฎีนี้ที่จะอธิบายอนุภาคที่สัมพันธ์กับอนุภาคแสง นอกจากนี้ยังไม่มีทางที่จะ "ปรับแต่ง" ทฤษฎีบิกแบงให้สามารถสร้างฮีเลียมมากหรือน้อยกว่า 20-30% ได้อันที่จริงแล้วยังไม่มีเหตุผลที่ชัดเจนอื่นใดนอกจากทฤษฎีบิกแบงจะอธิบายสภาวะดังตัวอย่างเช่น เอกภพที่อายุน้อย (ก่อนที่ดาวฤกษ์จะก่อตัวขึ้น) จะมีฮีเลียมมากกว่าดิวเทอเรียม หรือมีดิวเทอเรียมมากกว่าHe หรือมีสัดส่วนที่คงที่ หรืออื่นๆ ได้
แม้ในปัจจุบันไม่ค่อยมีนักวิจัยคนใดตั้งข้อสงสัยอีกแล้วว่า บิกแบงเคยเกิดจริงหรือไม่ แต่ครั้งหนึ่งในชุมชนนักวิทยาศาสตร์เคยมีความคิดแตกออกเป็นสองฝ่าย คือฝ่ายสนับสนุนบิกแบงและฝ่ายสนับสนุนแบบจำลองจักรวาลวิทยาอื่นๆ ตลอดช่วงเวลาวิวัฒนาการของทฤษฎี ข้อสงสัยในทฤษฎีบิกแบงมักเป็นการโต้เถียงในทำนองว่า แบบจำลองดีพอที่จะอธิบายผลสังเกตการณ์จักรวาลได้ทั้งหมดหรือไม่ จนเมื่อชุมชนนักวิทยาศาสตร์มีความเห็นเป็นเอกฉันท์สนับสนุนทฤษฎีนี้แล้ว ประเด็นข้อสงสัยต่างๆ ก็ยังถูกบันทึกไว้เป็นประวัติศาสตร์ของความสนใจ การแก้ต่างข้อสงสัยเหล่านั้นเกิดขึ้นได้จากทั้งการดัดแปลงทฤษฎีให้ดีขึ้น หรือเมื่อได้รับผลสังเกตการณ์ที่ชัดเจนยิ่งขึ้น สำหรับประเด็นปัญหาบางข้อที่ยังตกค้างอยู่เช่น ปัญหา cuspy halo หรือปัญหาดาราจักรแคระเกี่ยวกับสสารมืดเย็นยังไม่ถือว่าเป็นอุปสรรคต่อทฤษฎีโดยตรง เพราะยังสามารถอธิบายได้หากมีการพัฒนารายละเอียดของทฤษฎีให้ละเอียดรอบคอบมากขึ้น
แนวคิดหลักของทฤษฎีบิกแบงคือ การขยายตัวของเอกภพ ภาวะร้อนยิ่งยวดในช่วงต้น การก่อตัวของฮีเลียม และการก่อตัวของดาราจักร แนวคิดเหล่านี้พัฒนาขึ้นมาจากผลสังเกตการณ์อิสระมากมาย รวมถึงการพบอนุภาคส่วนเกินของแสงจำนวนมาก การพบไมโครเวฟพื้นหลังการพบโครงสร้างขนาดใหญ่ของเอกภพและซูเปอร์โนวาประเภท Iaไม่เป็นที่สงสัยเลยว่าทฤษฎีนี้มีความสำคัญอย่างยิ่งและเป็นองค์ประกอบอันแท้จริงของเอกภพของเรา
แบบจำลองบิกแบงยุคใหม่ที่มีความแม่นยำมากขึ้นดูจะช่วยอธิบายปรากฏการณ์ทางฟิสิกส์ที่แปลกประหลาดหลายอย่างซึ่งไม่สามารถสังเกตการณ์ในห้องทดลองตามปกติ รวมถึงไม่เข้ากับแบบจำลองมาตรฐานของวิชาฟิสิกส์อนุภาค ในบรรดานี้ เรื่องที่ลึกลับที่สุดคือเรื่องของพลังงานมืดกับสสารมืดส่วนการพองตัวกับปฏิกิริยาแบริโอเจเนซิสยังเป็นแค่เพียงการคาดเดา ทฤษฎีนี้ช่วยอธิบายปรากฏการณ์สำคัญในช่วงเริ่มต้นของเอกภพได้ อย่างไรก็ดีมันยังอาจถูกแทนที่โดยแนวคิดที่เป็นไปได้อื่นๆ โดยไม่มีผลกระทบต่อทฤษฎีส่วนที่เหลือคำอธิบายสำหรับปรากฏการณ์เหล่านี้ยังคงอยู่เพียงระดับชายเขตแดนแห่งปริศนาของฟิสิกส์เท่านั้น
ปัญหาขอบฟ้าเป็นผลจากหลักการพื้นฐานที่ว่า ข้อมูลไม่สามารถเดินทางได้เร็วกว่าแสงในเอกภพที่มีอายุแน่นอน หลักการนี้ทำให้เกิดข้อจำกัด เรียกว่าขอบฟ้าของอนุภาคซึ่งแยกส่วนอวกาศสองบริเวณที่อยู่ติดกันออกจากกันปัญหาที่เกิดคือไอโซโทรปีที่สังเกตจากไมโครเวฟพื้นหลัง หากเอกภพครอบคลุมไปด้วยรังสีหรือสสารต่างๆ ตลอดเวลานับแต่จุดเริ่มยุคแห่งการกระจายตัวครั้งสุดท้าย ขอบฟ้าของอนุภาคในเวลานั้นย่อมมีเพียง 2 มิติในห้วงอวกาศ เหตุนั้นจึงไม่มีกลไกใดจะทำให้ย่านเหล่านี้มีอุณหภูมิเดียวกันได้
ข้อสรุปสำหรับความไม่สอดคล้องดังกล่าวสามารถอธิบายได้ด้วยทฤษฎีการพองตัวโดยเสนอว่าในช่วงเริ่มต้นของเอกภพ (ก่อนแบริโอเจเนซิส) มีสนามพลังงานเพียงหนึ่งเดียวที่เป็นเนื้อเดียวกันและเหมือนกันในทุกทิศทางครอบคลุมอยู่ทั่วเอกภพ ระหว่างการพองตัว เอกภพมีการขยายตัวขึ้นแบบยกกำลัง ขอบฟ้าอนุภาคก็ขยายตัวขึ้นอย่างรวดเร็วยิ่งกว่าที่เคยคาดคิด จนกระทั่งย่านอวกาศที่เคยอยู่คนละฝั่งของเอกภพที่สังเกตได้กลับกลายมาอยู่ภายใต้ขอบฟ้าอนุภาคของกันและกัน ไอโซโทรปีที่สังเกตจากไมโครเวฟพื้นหลังจึงเกิดตามมาโดยข้อเท็จจริงว่าย่านอวกาศที่ใหญ่ขึ้นมีการเชื่อมต่อกันก่อนการเริ่มต้นของการพองตัว
หลักความไม่แน่นอนของไฮเซนเบิร์กทำนายว่า ระหว่างช่วงการพองตัว อาจมีความปั่นป่วนของอุณหภูมิควอนตัมทำให้ขยายผลกระทบในระดับจักรวาล ความปั่นป่วนนี้เป็นเหมือนจุดเริ่มต้นของโครงสร้างกระแสทั้งหมดในเอกภพ ทฤษฎีการพองตัวคาดการณ์ว่าความปั่นป่วนในช่วงเริ่มแรกมีลักษณะไม่เปลี่ยนแปรตามขนาด(scale invariance) และมีการกระจายตัวแบบปกติ(Gaussian distribution) ซึ่งสามารถตรวจสอบยืนยันได้ด้วยการตรวจวัดรังสีไมโครเวฟพื้นหลัง
ปัญหาเกี่ยวกับความแบน (หรือที่รู้จักกันว่า ปัญหาเกี่ยวกับความเก่าแก่) เป็นปัญหาจากผลการสังเกตการณ์เกี่ยวกับมาตรวัด FLRWเอกภพอาจจะมีค่าความโค้งของอวกาศที่เป็นบวก เป็นลบ หรือเป็นศูนย์ก็ได้ขึ้นอยู่กับความหนาแน่นของพลังงานรวมทั้งหมด ความโค้งของอวกาศจะเป็นลบถ้าความหนาแน่นน้อยกว่าค่าความหนาแน่นวิกฤตเป็นบวกถ้าความหนาแน่นมากกว่า และเป็นศูนย์ถ้าความหนาแน่นเท่ากับความหนาแน่นวิกฤตพอดี ซึ่งเป็นกรณีที่กล่าวได้ว่าอวกาศ "แบน" ปัญหาที่เกิดขึ้นคือ การแยกตัวเล็กๆ จากความหนาแน่นวิกฤตเพิ่มขึ้นตามเวลา เอกภพทุกวันนี้ยังคงใกล้เคียงสภาพแบนอย่างมากสมมุติว่าเส้นเวลาธรรมชาติของการแยกตัวจากความแบนมีค่าเท่าเวลาของพลังค์ก็ยังต้องหาคำอธิบายสำหรับข้อเท็จจริงที่ว่าเอกภพกำลังเข้าใกล้ภาวะ Heat Death หรือ Big Crunch หลังจากหลายพันปีผ่านไป กล่าวคือ แม้ในช่วงปลายของไม่กี่นาทีแรก (ในช่วงเวลานิวคลีโอซินทีสิส) เอกภพจะต้องมีค่า 10เท่าของความหนาแน่นวิกฤต มิฉะนั้นมันจะไม่สามารถมีสภาพดังที่เป็นอยู่ทุกวันนี้ได้
ปัญหานี้อาจอธิบายได้ด้วยทฤษฎีการพองตัวของเอกภพด้วยระหว่างช่วงเวลาของการพองตัว กาลอวกาศมีการขยายขอบเขตขึ้นอย่างมากจนความโค้งถูกปรับให้เรียบ เชื่อว่าการพองตัวผลักดันให้เอกภพมีสภาวะเข้าใกล้ความแบน ซึ่งเป็นสภาพใกล้เคียงกับความหนาแน่นวิกฤต
ปัญหาเรื่องแม่เหล็กขั้วเดียวถูกหยิบยกขึ้นมาในช่วงปลายคริสต์ทศวรรษ 1970ทฤษฎีการรวมแรงครั้งใหญ่ทำนายถึงข้อบกพร่องทางโทโพโลยีในอวกาศที่อาจแสดงออกมาในรูปของแม่เหล็กขั้วเดียว สิ่งนี้เกิดขึ้นได้อย่างดีในเอกภพยุคแรกเริ่มที่มีอุณหภูมิสูง ทำให้มีความหนาแน่นสูงกว่าอย่างมากเมื่อเทียบกับจุดสังเกต ปัญหานี้สามารถอธิบายได้ด้วยทฤษฎีการพองตัวของจักรวาลเช่นเดียวกัน เนื่องจากมันจะลบจุดบกพร่องทั้งหมดออกจากเอกภพที่สังเกตได้ในวิธีเดียวกันกับผลทางเรขาคณิตที่กระทำกับความแบน
คำอธิบายต่อปัญหาขอบฟ้า ความแบน และแม่เหล็กขั้วเดียว ส่วนที่เกี่ยวข้องกับการพองตัวของจักรวาล มีที่มาจากสมมติฐานความโค้งของเวย์ล(Weyl curvature hypothesis)
จนถึงปัจจุบันยังไม่อาจเข้าใจได้ว่าทำไมในเอกภพจึงมีสสารมากกว่าปฏิสสารโดยมากสันนิษฐานกันว่า ขณะที่เอกภพยังมีอายุน้อยและร้อนมาก มันเคยอยู่ในสภาวะสมดุลทางปริมาณและมีแบริออนกับปฏิแบริออนจำนวนเท่าๆ กัน อย่างไรก็ตามผลสังเกตการณ์บ่งชี้ว่า เอกภพทั้งมวลตลอดถึงบริเวณที่ไกลแสนไกลล้วนประกอบขึ้นด้วยสสารเกือบทั้งนั้น กระบวนการบางอย่างที่เรียกชื่อว่า "แบริโอเจเนซิส" เป็นต้นเหตุให้เกิดความไม่สมมาตรขึ้น การจะเกิดกระบวนการแบริโอเจเนซิส จะต้องบรรลุสภาวะของเงื่อนไขชาคารอฟเสียก่อน นั่นคือจำนวนแบริออนจะไม่ถูกเก็บรักษาไว้ มีการทำลายสมมาตร Cและสมมาตร CPทำให้เอกภพพ้นจากภาวะสมดุลทางอุณหพลศาสตร์เงื่อนไขต่างๆ ทั้งหมดนี้ปรากฏอยู่ในแบบจำลองมาตรฐานแต่ผลลัพธ์ที่ได้ยังไม่แน่นหนามากพอจะอธิบายปรากฏการณ์อสมมาตรของแบริออนได้
ราวกลางคริสต์ทศวรรษ 1990 ผลที่ได้จากการสังเกตการณ์กระจุกดาวทรงกลมดูจะไม่สอดคล้องกับทฤษฎีบิกแบง แบบจำลองคอมพิวเตอร์ที่สร้างจากผลสังเกตการณ์ประชากรดาวฤกษ์ในกระจุกดาวทรงกลมบ่งชี้ว่า มันมีอายุประมาณ 15,000 ล้านปี ซึ่งขัดแย้งกับอายุของเอกภพที่ประมาณไว้ที่ 13,700 ล้านปี ข้อขัดแย้งนี้ได้รับการปรับแก้ต่อมาในช่วงปลายคริสต์ทศวรรษ 1990 เมื่อทำแบบจำลองคอมพิวเตอร์ใหม่ ซึ่งได้รวมผลกระทบของมวลที่สูญหายไปจากผลของลมดาวฤกษ์ทำให้ได้อายุของกระจุกดาวทรงกลมที่ลดลงจึงยังคงมีปัญหาอยู่เพียงว่าจะสามารถวัดอายุของกระจุกดาวได้แม่นยำเพียงใด แต่กระจุกดาวทรงกลมก็นับได้ว่าเป็นวัตถุหนึ่งที่มีอายุเก่าแก่ที่สุดในเอกภพ
ระหว่างคริสต์ทศวรรษ 1970 ถึง 1980 ผลสังเกตการณ์มากมายแสดงให้เห็นว่า สสารที่มองเห็นได้ในเอกภพมีปริมาณไม่มากพอจะทำให้เกิดความเข้มของแรงโน้มถ่วงดังที่ปรากฏอยู่ภายในและระหว่างดาราจักรนำไปสู่แนวคิดที่ว่า สสารกว่า 90% ในเอกภพอาจจะเป็นสสารมืดที่ไม่เปล่งแสงหรือมีปฏิกิริยากับสสารแบริออนทั่วไป นอกจากนั้นสมมติฐานที่เอกภพส่วนใหญ่ประกอบด้วยสสารปกติทำให้การคาดการณ์ต่างๆ ไม่สอดคล้องกับผลสังเกตการณ์เลย กล่าวคือเอกภพจะเป็นกลุ่มก้อนมากเกินไปและมีดิวเทอเรียมน้อยเกินกว่าที่เป็นหากไม่มีสสารมืด แม้เมื่อแรกแนวคิดเรื่องสสารมืดจะเป็นที่โต้เถียงกันมาก แต่ปัจจุบันได้รับการยืนยันจากข้อมูลสังเกตการณ์มากมาย เช่น แอนไอโซโทรปีในไมโครเวฟพื้นหลัง ความเร็วในการกระจายตัวของกระจุกดาราจักรการกระจายของโครงสร้างขนาดใหญ่ในจักรวาล การศึกษาเลนส์ความโน้มถ่วงและการตรวจวัดรังสีเอ็กซ์ในกระจุกดาราจักร เป็นต้น
หลักฐานการมีอยู่ของสสารมืดได้แก่อิทธิพลแรงโน้มถ่วงที่มีต่อวัตถุอื่น โดยยังไม่สามารถสังเกตการณ์อนุภาคสสารมืดใดๆ ในห้องทดลองได้ มีการนำเสนอความเป็นไปได้ทางฟิสิกส์อนุภาคมากมาย และมีโครงการที่คอยตรวจจับค้นหาสสารมืดอยู่ในระหว่างดำเนินการอีกมาก
การตรวจวัดความสัมพันธ์ระหว่างการเคลื่อนไปทางแดงกับความสว่างของซูเปอร์โนวาประเภท Iaเปิดเผยให้เห็นถึงการขยายตัวของเอกภพในอัตราเร่งนับแต่เอกภพมีอายุประมาณครึ่งหนึ่งของปัจจุบัน เพื่ออธิบายอัตราเร่งการขยายตัว ต้องอาศัยทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปที่กล่าวว่า พลังงานส่วนมากในเอกภพประกอบด้วยส่วนประกอบที่มีแรงดันติดลบอย่างมาก เรียกว่า "พลังงานมืด" มีหลักฐานอยู่หลายชิ้นที่บ่งชี้ถึงการมีอยู่ของพลังงานมืด การตรวจวัดรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลชี้ว่าเอกภพมีรูปร่างเกือบจะแบน ตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปแสดงว่าเอกภพจะต้องมีความหนาแน่นของมวลและพลังงานใกล้เคียงกับค่าความหนาแน่นวิกฤตมาก แต่เราสามารถตรวจวัดความหนาแน่นของมวลเอกภพได้จากการตรวจวัดความโน้มถ่วงแยกส่วน ซึ่งมีค่าความหนาแน่นประมาณ 30% ของค่าความหนาแน่นวิกฤตแต่เราไม่สามารถแยกส่วนการตรวจวัดพลังงานมืดด้วยวิธีปกติ มันจึงสามารถอธิบายได้ดีที่สุดเพียงว่าเป็นความหนาแน่นพลังงานที่ "หายไป" การตรวจวัดความโค้งโดยรวมของเอกภพสองวิธียังจำเป็นต้องใช้พลังงานมืด วิธีหนึ่งคือการวัดความถี่ของเลนส์ความโน้มถ่วงส่วนอีกวิธีคือการพิจารณารูปแบบเฉพาะของโครงสร้างขนาดใหญ่ในฐานะไม้บรรทัดจักรวาล
แรงดันติดลบเป็นคุณสมบัติอย่างหนึ่งของพลังงานสุญญากาศ(vacuum energy) แต่ธรรมชาติที่แท้จริงของพลังงานมืดยังคงเป็นหนึ่งในความลึกลับอันยิ่งใหญ่ของบิกแบง นอกเหนือจากค่าคงที่จักรวาลและควินเทสเซนส์(quintessence) ข้อมูลที่ได้จากทีมโครงการWMAPเมื่อ ค.ศ. 2008 ที่รวมเอาข้อมูลจากรังสีไมโครเวฟพื้นหลังและแหล่งข้อมูลอื่น แสดงให้เห็นว่าเอกภพปัจจุบันประกอบด้วยพลังงานมืด 72% สสารมืด 23% สสารทั่วไป 4.6% และมีนิวตริโนอยู่เล็กน้อยที่ต่ำกว่า 1%ความหนาแน่นพลังงานในสสารลดต่ำลงเมื่อเอกภพขยายตัวมากขึ้น แต่ความหนาแน่นของพลังงานมืดยังคงมีค่าเท่าเดิม (หรือใกล้เดิมมาก) แม้เอกภพจะขยายตัวออกไป แม้สสารจะเคยเป็นสัดส่วนใหญ่ของพลังงานรวมของเอกภพในอดีตมากกว่าที่เป็นอยู่ในปัจจุบัน แต่ในอนาคตสัดส่วนของมันจะลดลงเรื่อยๆ และพลังงานมืดจะกลายเป็นสัดส่วนใหญ่แทนที่
ตามแบบจำลอง ΛCDMซึ่งเป็นแบบจำลองสำหรับบิกแบงที่ดีที่สุดในปัจจุบัน ได้อธิบายพลังงานมืดว่าเป็นการแสดงออกถึงค่าคงที่จักรวาลในทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป ทว่าขนาดของค่าคงที่ที่สามารถอธิบายพลังงานมืดได้กลับมีค่าน้อยมากอย่างไม่น่าเชื่อเมื่อเทียบกับการประเมินคร่าวๆ ตามแนวคิดทฤษฎีโน้มถ่วงเชิงควอนตัมความพยายามแยกแยะค่าคงที่จักรวาลกับคำอธิบายอื่นเกี่ยวกับพลังงานมืดยังคงเป็นหัวข้อวิจัยที่ดำเนินการอยู่ในปัจจุบัน
ก่อนจะสังเกตพบพลังงานมืดนักจักรวาลวิทยาคาดการณ์สภาวะอนาคตของเอกภพที่เป็นไปได้อยู่ 2 แบบ ถ้าความหนาแน่นมวลของเอกภพมีค่ามากกว่าความหนาแน่นวิกฤตเอกภพจะถึงจุดที่มีขนาดสูงสุดและเริ่มแตกสลาย จากนั้นจะเริ่มหนาแน่นขึ้นและร้อนขึ้นอีก และจบลงด้วยสภาวะที่ใกล้เคียงกับสภาวะเริ่มต้น เรียกว่า "บิกครันช์" (Big Crunch)หรืออีกแบบหนึ่ง ถ้าความหนาแน่นของเอกภพเท่ากับหรือต่ำกว่าความหนาแน่นวิกฤต การขยายตัวจะช้าลง แต่ไม่ได้หยุด ไม่มีการก่อตัวของดาวฤกษ์ใหม่อีกเพราะแก๊สระหว่างดวงดาวถูกใช้ไปจนหมดแล้ว ดาวฤกษ์จะเผาผลาญตัวเองจนเหลือแต่ดาวแคระขาวดาวนิวตรอนและหลุมดำการปะทะระหว่างวัตถุเหล่านี้จะค่อยๆ ทำให้มวลรวมตัวกันเป็นหลุมดำที่ใหญ่ขึ้นและใหญ่ขึ้น อุณหภูมิเฉลี่ยของเอกภพจะลดลงเรื่อยๆ จนเข้าใกล้ศูนย์องศาสัมบูรณ์เป็นสภาวะ "บิกฟรีซ" (Big Freeze) ยิ่งกว่านั้น หากโปรตอนไม่เสถียร สสารแบริออนจะหายไป เหลือแต่รังสีและหลุมดำ ผลต่อเนื่องคือหลุมดำจะระเหยไปด้วยการเปล่งรังสีฮอว์กิงเอนโทรปีของเอกภพจะเพิ่มขึ้นจนถึงจุดที่ไม่มีพลังงานรูปแบบใดสามารถแยกตัวออกมาได้ สภาวการณ์นี้เรียกว่า "ฮีทเดธ" (Heat Death)
การสังเกตการณ์การขยายตัวด้วยอัตราเร่งในยุคใหม่ทำให้ทราบว่าเอกภพที่เรามองเห็นในปัจจุบันจะผ่านพ้นขอบฟ้าเหตุการณ์ของเราไปเรื่อยๆ โดยไม่สามารถติดต่อกับเราได้ ผลลัพธ์จะเป็นเช่นไรไม่อาจรู้แบบจำลอง ΛCDMของเอกภพพิจารณาพลังงานมืดในฐานะหนึ่งของค่าคงที่จักรวาลทฤษฎีนี้ชี้ว่ามีเพียงระบบที่ยึดเหนี่ยวกันไว้ด้วยแรงโน้มถ่วง เช่นระบบดาราจักรต่างๆ จึงจะสามารถดำรงอยู่ด้วยกันได้ แต่สุดท้ายระบบเหล่านั้นก็มุ่งไปสู่สภาวะฮีทเดธเช่นเดียวกันเมื่อเอกภพขยายตัวและเย็นลงจนถึงที่สุด ทฤษฎีอื่นเกี่ยวกับพลังงานมืดที่เรียกว่า ทฤษฎีพลังงานซ่อนเร้น(phantom energy theories) ชี้ว่ากระจุกดาราจักรดาวฤกษ์ ดาวเคราะห์ อะตอม นิวเคลียส และสสารทั้งมวลสุดท้ายจะถูกฉีกออกจากกันเมื่อการขยายตัวของเอกภพไปถึงที่สุด เรียกว่าสภาวะ "บิกริพ" (Big Rip)
ขณะที่แบบจำลองบิกแบงเป็นที่ยอมรับอย่างกว้างขวางในการศึกษาจักรวาลวิทยา ทฤษฎีนี้ก็ยังจำเป็นต้องได้รับการปรับแต่งต่อไปในอนาคตอีก สิ่งที่เกิดขึ้นในช่วงแรกสุดของการกำเนิดเอกภพนั้นยังไม่เป็นที่เข้าใจกันนัก ทฤษฎีซิงกูลาริตี้ของเพนโรส-ฮอว์กิงจำเป็นต้องอาศัยการมีอยู่ของซิงกูลาริตี้ณ จุดเริ่มต้นเวลาของจักรวาล ทั้งนี้ทฤษฎีตั้งอยู่บนพื้นฐานที่ว่าทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปเป็นทฤษฎีที่ถูกต้อง แต่สัมพัทธภาพทั่วไปนั้นใช้การไม่ได้ในสภาวะเอกภพก่อนถึงระดับอุณหภูมิของพลังค์นอกจากนี้แนวคิดของแรงโน้มถ่วงควอนตัมก็อาจทำให้ไม่มีทางเกิดซิงกูลาริตี้ขึ้นได้
แนวคิดอื่นๆ ซึ่งยังเป็นเพียงสมมติฐาน มิได้ผ่านการทดสอบ ได้แก่
สองแนวคิดสุดท้ายนี้มองว่าบิกแบงเป็นเพียงปรากฏการณ์หนึ่งที่เกิดขึ้นในเอกภพที่ใหญ่กว่าและเก่าแก่กว่า มิได้เป็นจุดเริ่มต้นที่แท้จริง แต่เป็นส่วนหนึ่งของพหุภพ(multiverse)
บิกแบงเป็นทฤษฎีทางวิทยาศาสตร์ทฤษฎีหนึ่งซึ่งยังต้องอาศัยการรับรองที่สอดคล้องกับผลสังเกตการณ์ แต่ในฐานะทฤษฎีที่กล่าวถึงต้นกำเนิดของความเป็นจริง มันจึงมีความเกี่ยวพันกับการตีความทางเทววิทยาและปรัชญาด้วย ในช่วงคริสต์ทศวรรษ 1920-1930 นักจักรวาลวิทยากระแสหลักส่วนมากเห็นชอบกับความคิดว่า เอกภพนั้นดำรงคงอยู่ในสถานะนี้มาชั่วนิรันดร์ บางคนก็กล่าวหาว่า แนวคิดเรื่องจุดกำเนิดของเวลาในทฤษฎีบิกแบงนั้นเป็นการเอาแนวคิดทางศาสนามาใช้กับฟิสิกส์ ซึ่งเป็นประเด็นที่ถูกยกขึ้นมาโต้แย้งโดยฝ่ายผู้สนับสนุนทฤษฎีเอกภพคงที่ทว่าแนวคิดเรื่องจุดกำเนิดนี้ก็แพร่ขยายขึ้นด้วยว่าผู้ให้กำเนิดแนวคิดทฤษฎีบิกแบง คือหลวงพ่อฌอร์ฌ เลอแม็ทร์นั้นเป็นนักบวชในนิกายโรมันคาทอลิก
เมื่อมีการยอมรับทฤษฎีบิกแบงเป็นแนวคิดหลักในการศึกษาจักรวาลวิทยาเชิงกายภาพแล้ว ยังมีปฏิกิริยาตอบโต้หลายประการจากกลุ่มศาสนาต่างๆ ในแง่การตีความที่เกี่ยวข้องกับจักรวาลในเชิงศาสนาซึ่งพวกเขาเคารพนับถือ บางกลุ่มยอมรับหลักฐานทางวิทยาศาสตร์ตามข้อเท็จจริง บางกลุ่มพยายามกลมกลืนทฤษฎีบิกแบงให้เข้ากับหลักคำสอนในศาสนาของเขา และมีบางกลุ่มที่ปฏิเสธหลักฐานเกี่ยวกับบิกแบงโดยสิ้นเชิง