مه‌بانگ

بررسی کلی

ادوین هابل، اخترشناس آمریکایی مشاهده نمود که میان فاصله ما تا کهکشان‌های دوردست و میزان انتقال به سرخ آن‌ها رابطهٔ محکمی وجود دارد. این مشاهده این‌گونه تفسیر شد که تمام کهکشان‌ها در حال دور شدن از ما هستند و سرعت دورشدن آن‌ها با فاصله‌شان از ما متناسب است: صرف نظر از جهتشان، هر چه دورتر باشند، سرعت دور شدنشان نیز بیشتر است.
اما اگر اصل کوپرنیکی(زمین در مرکز گیتی نیست) را بپذیریم، تنها توضیح ممکن این است که تمام نواحی قابل مشاهدهٔ فضا در حال دور شدن از تمام نواحی دیگر هستند. پس امروزه می‌دانیم که فاصلهٔ میان کهکشان‌ها همواره در حال افزایش بوده‌است، و این یعنی در گذشته آن‌ها به هم نزدیک‌تر بوده‌اند. انبساط دائمی گیتی بدین معنی است که گیتی در گذشته فشرده‌تر و داغ‌تر بوده‌است.
شتاب‌دهنده‌های بزرگ ذرات می‌توانند شرایطی که در زمان بسیار اندکی پس از پیدایش گیتی بر آن حاکم بوده‌اند را شبیه‌سازی کنند و با استفاده از آن‌ها می‌توان جزئیات مدل مه‌بانگ را تأیید یا اصلاح نمود. هرچند که این شتاب‌دهنده‌ها قادر به شبیه‌سازی شرایط گیتی در ابتدایی‌ترین لحظات پس از مه‌بانگ نیستند و این نخستین لحظه‌های پیدایش گیتی هنوز به خوبی درک نشده و پژوهش و گمانه‌زنی در این زمینه همچنان در جریان است.
نخستین ذرات زیر اتمی پروتون‌ها، نوترونها و الکترون‌ها بودند. اگرچه هسته‌های اتم‌های ساده در جریان هسته‌زایی مه‌بانگ و در سه دقیقه نخست عمر گیتی شکل گرفتند، اما تشکیل اتم‌های خنثی، هزاران سال طول کشید. بیشتر اتم‌هایی که توسط مه‌بانگ ایجاد شدند هیدروژن، به همراه هلیم و لیتیم بودند. ابرهای غول‌پیکر گازی متشکل از این عناصر اولیه از طریق گرانش به هم پیوستند تا ستاره‌ها و کهکشان‌ها را پدیدآورند و عناصر سنگین‌تر نیز در درون ستاره‌ها یا در حین انفجارهای ابرنواختری شکل گرفتند.
نظریه مه‌بانگ، توضیح کاملی برای طیف گسترده‌ای از پدیده‌های مشاهده شده، از جمله فراوانی عناصر سبک، تابش زمینه کیهانی، ساختار بزرگ مقیاس و قانون هابل ارائه می‌دهد.
چارچوب مدل مه‌بانگ بر نظریه نسبیت عام اینشتین و همچنین فرضهایی چون یکنواختی و همچنین همسانگرد بودن فضا استوار است. معادلات حاکم بر آن توسط الکساندر فریدمان فرمول‌بندی شدند و البته راه‌حل‌های مشابهی نیز توسط ویلم دو سیتر ارائه شد. از آن زمان تاکنون دانشمندان اخترفیزیک مشاهدات تجربی و نظریات جدیدی را به مدل مهبانگ افزوده‌اند وشکل پارامتری‌شده آن در مدل لامبدا-سی‌دی‌ام، چارچوب پژوهش‌های نظری کیهان‌شناسی امروزی را تشکیل می‌دهد. مدل لامبدا-سی‌دی‌ام مدل استاندارد کیهان‌شناسی مه‌بانگ است و ساده‌ترین مدلی است که توضیحات نسبتاً خوبی برای بسیاری از پدیده‌ها ارائه می‌دهد.

نقطه تکینگی

اگر با در نظر داشتن نظریه نسبیت عام، انبساط گیتی را در جهت معکوس در زمان دنبال کنیم، جهان به‌طور پیوسته منقبض خواهد شد و دمای آن افزایش می‌یابد تا سرانجام به نقطه‌ای در گذشته متناهی با چگالی و دمای بی‌نهایت برسد.
این نقطه یک نقطهٔ تکینگی گرانشی است و نشان می‌دهد که نظریه نسبیت عام و سایر قوانین فیزیک در این نقطه با شکست مواجه می‌شوند و قابل استفاده در مورد این نقطه از زمان نیستند. اینکه با برونیابی تا چه اندازه می‌توانیم به این نقطه نزدیک شویم جای بحث دارد اما قطعاً نمی‌توانیم از پایان دوره پلانک به این نقطه نزدیکتر شویم. گاهی این نقطه تکینگی، با نام مه‌بانگ خوانده می‌شود.
اما واژه مه‌بانگ برای اشاره به خود حالت داغ و متراکم اولیه نیز به کار می‌رود.هیچ اجماعی در مورد اینکه چه بازه‌ای از زمان مه‌بانگ نامیده شود، وجود ندارد. برای برخی از نویسنده‌ها این زمان تنها شامل لحظه اولیه می‌شود و برای برخی شامل کل تاریخ جهان. معمولاً حداقل چند دقیقه اول (که طی آن هلیم تشکیل می‌شود) را جز مه‌بانگ می‌دانند. (هسته‌زایی مهبانگ)که می‌توان آن را تولد گیتی دانست. براساس اندازه‌گیری انبساط با استفاده از روش‌های ابرنواخترهای نوع Ia، اندازه‌گیری‌های نوسانات دما در تابش زمینه کیهانی و اندازه‌گیری‌های توابع همبستگی کهکشان‌ها، سن کنونی جهان ۰٫۰۳۷±۱۳٫۷۹۸ میلیارد سال تخمین زده‌شده‌است.
همخوانی نتایج حاصل از این سه روش مستقل اندازه‌گیری، تأییدی محکم بر مدل لامبدا-سی دی ام است که جزئیات محتوای گیتی را توصیف می‌کند.

تورم کیهانی و باریون‌زایی

گمانه‌زنی‌های نظری بسیاری در مورد لحظات نخستین مه‌بانگ صورت گرفته‌است. در مدل‌های رایج، گیتی در این لحظات به‌طور همگن و همسانگرد از انرژی با چگالی بسیار زیاد و دماها و فشارهای بسیار بالا تشکیل شده بود و با سرعت بسیار زیادی در حال انبساط و سرد شدن بود. تقریباً -۳۷۱۰ ثانیه پس از شروع انبساط، یک گذار فاز باعث تورم کیهانی شد که طی آن جهان رشدی نمایی داشت.
پس از توقف تورم، جهان متشکل از یک پلاسمای کوارک-گلوئون و همچنین همه ذرات بنیادی دیگر بود.
دما به اندازه‌ای بالا بود که حرکات تصادفی ذرات در سرعتهای نسبیتی انجام می‌گرفت و همه انواع جفتهای ماده-پادماده در برخوردها دائماً ایجاد و نابود می‌شدند.
در نقطه‌ای از زمان، واکنشی ناشناخته به نام باریون زایی (به انگلیسی: Baryogenesis) باعث نقض پایستگی عدد باریونی شد و در نتیجه آن تعداد کوارک‌ها و لپتون‌ها نسبت به پادکوارک‌ها و پادلپتون‌ها به میزان بسیار بسیار اندکی افزایش یافت (به اندازه یک در سی میلیون). این افزایش اندک مسبب برتری ماده بر ضد ماده در جهان کنونی است.

سرد شدن

ادامه یافتن کاهش دما و چگالی گیتی باعث کاهش انرژی ذرات می‌شد. تغییر فازهای تقارن شکن سبب شدند تا نیروهای بنیادی فیزیک و پارامترهای ذرات بنیادی به شکلی درآیند که امروزه مشاهده می‌شوند. پس از گذشت حدود -۱۱۱۰ ثانیه کمی از گمانه‌زنی کاسته می‌شود، زیرا انرژی ذرات کاهش می‌یابد و به مقادیری می‌رسد که در آزمایشگاه‌های ذرات بنیادی با تجهیزات کنونی قابل دسترسی هستند. پس از حدود -۶۱۰ ثانیه کوارکها و گلوئون‌ها ترکیب شدند تا باریونهایی مانند پروتون و نوترون را پدیدآورند. فزونی اندک تعداد کوارک‌ها به پادکوارک‌ها باعث فزونی اندک تعداد باریون‌ها به پادباریون‌ها شد. دما در این زمان دیگر آن قدر بالا نبود که جفتهای پروتون-پادپروتون (و یا نوترون-پادنوترون) جدیدی بتوانند به‌وجود آیند، از این رو فرایند نابودسازی گسترده‌ای آغاز شد و ذرات و پادذرات شروع به نابودسازی یکدیگر نمودند و از هر ۱۰۱۰ پروتون و نوترون اولیه تنها یکی باقی‌ماند و هیچ پادذره‌ای نیز باقی نماند. فرایند نابودسازی مشابهی نیز در ثانیه ۱، میان الکترونها و پوزیترونها آغاز شد و پس از پایان این نابودسازی‌ها دیگر ذرات در سرعت‌های نسبیتی حرکت نمی‌کردند و چگالی انرژی گیتی از فوتونهاها (به همراه درصد اندکی نوترینو) تشکیل می‌شد.
چند دقیقه پس از آغاز انبساط که دمای گیتی به یک میلیارد کلوین کاهش یافته بود و چگالی آن در حد چگالی هوا بود، نوترون‌ها و پروتونها با یکدیگر ترکیب شدند تا در جریان فرایندی که به نام هسته زایی مهبانگ خوانده می‌شود هسته‌های دوتریم و هلیم تشکیل گردند. بیشتر پروتون‌ها ترکیب نشدند و به صورت هسته‌های هیدروژن باقی‌ماندند. همچنانکه جهان رو به سرد شدن می‌گذاشت، چگالی جرم سکون انرژی ماده از نظر گرانشی بر چگالی جرم سکون-انرژی تابش فوتون غلبه نمود. پس از ۳۷۹۰۰۰ سال الکترون‌ها و هسته‌ها با یکدیگر تر کیب شدند و اتم‌های خنثی پدید آمدند (غالباً اتم هیدروژن). بدین ترتیب تابش از ماده جدا شد و بدون مانع جدی در فضا منتشر شد. این تابش با نام تابش زمینه کیهانی خوانده می‌شود. به فاصله اندکی پس از مه‌بانگ در ۱۳٫۸ میلیارد سال قبل و در دوره‌ای قابل سکونت از تاریخ جهان و زمانی که تنها ۱۰–۱۷ میلیون سال عمر داشت، امکان پیدایش شیمی حیات و آغاز زندگی وجود داشته‌است.

تشکیل ساختار

در طی یک دوره زمانی طولانی برخی نواحی از گیتی تقریباً یکنواخت که اندکی چگالتر از بقیه بودند به تدریج توسط گرانش ماده موجود در نزدیکی خود را جذب نموده و چگالتر شدند و در نتیجه آن، ابرهای گازی، ستارهها، کهکشانها و سایر ساختارهای نجومی قابل مشاهده امروزی پدید آمدند. جزئیات این فرایند به مقدار و نوع ماده موجود در گیتی بستگی دارد. جهار نوع ممکن از ماده عبارتند از ماده تاریک سرد، ماده تاریک گرم، ماده تاریک داغ و ماده باریونی. بهترین اندازه‌گیری‌های کنونی (توسط دبلیومپ) نشانگر این است که داده‌ها با مدل لامبدا-سی دی ام همخوانی دارند. این مدل فرض می‌کند که ماده تاریک موجود در گیتی، سرداست (ماده تاریک گرم توسط فرایند بازیونیده‌شدن اولیه از بین می‌رود) و در حدود ۲۳٪ از ماده-انرژی در جهان را تشکیل می‌دهد در حالی که سهم ماده باریونی (معمولی) تنها ۴٫۶٪ است.
در مدل گسترده‌تری که ماده تاریک داغ به شکل نوترینو را نیز شامل شود، چگالی فیزیکی باریون Ωbh² در حدود ۰٫۰۲۳ تخمین زده می‌شود و چگالی ماده تاریک سرد Ωch² در حدود ۰٫۱۱ و چگالی نوترینو Ωᵥh² کمتر از ۰٫۰۰۶۲ خواهد بود.

انبساط شتاب‌دار کیهانی

ردیف‌های مستقلی از شواهد تجربی از ابر نو اخترهای نوع Ia و تابش زمینه کیهانی بر این واقعیت دلالت دارند که گیتی امروزه توسط گونه اسرارآمیزی از انرژی به نام انرژی تاریک تسخیر شده‌است که ظاهراً در تمام فضا پخش شده‌است. مشاهدات پیشنهاد می‌دهند که ۷۳٪ از کل چگالی انرژی گیتی از انرژی تاریک تشکیل شده‌است. به احتمال زیاد، هنگامی که گیتی بسیار جوان بود از انرژی تاریک آکنده بوده‌است. البته فضا بسیار کمتر و همه چیز به یکدیگر نزدیک تر بود. نیروی گرانش تفوق داشت و به آرامی روند انبساط را کند می‌کرد. اما در گذر چند میلیارد سال، فراوانی رو به افزایش انرژی تاریک باعث شتاب گرفتن انبساط کیهانی شد. انرژی تاریک در ساده‌ترین شکل به عنوان ثابت کیهانی در معادلات میدان اینشتین در نظریه نسبیت عام فرمول‌بندی می‌شود. اما جزئیات معادله حالت آن و ارتباطش با مدل استاندارد ذرات کماکان مورد پژوهش نظری و تجربی است.
مدل کیهان‌شناسی لامبدا سی دی ام می‌تواند با دقت بالایی سراسر دوره تکامل کیهان پس از دوره تورم کیهانی را مدلسازی کند. این مدل از چارچوب‌های مستقل مکانیک کوانتوم و نسبیت عام انیشتین بهره می‌گیرد. چنانکه پیشتر عنوان شد، هیچ مدلی قادر به توصیف کنش‌های قبل از ۱۰-۱۵ ثانیهٔ اول نیست. ظاهراً یک نظریه وحدت یافته گرانش کوانتومی برای فایق آمدن بر این محدودیت لازم است. درک اولین دوره‌های تاریخ گیتی هنوز یکی از بزرگترین مسائل حل نشده فیزیک است.

پیش‌فرض‌های نظریه مه‌بانگ

نظریهٔ مه‌بانگ بر دو فرض اساسی استوار است: جهان شمول بودن قوانین فیزیکی و اصل کیهان‌شناختی. اصل کیهان شناختی بیان می‌کند که در مقیاس بزرگ جهان همگن و همسانگرد است.
در ابتدا این ایده‌ها به عنوان اصل پذیرفته‌شده بودند، اما امروزه تلاش‌هایی برای آزمودن درستی آن‌ها در جریان است. مثلاً این مشاهده که بیشترین انحراف از ثابت ساختار ریز در قسمت عمده‌ای از عمر جهان در حد ۱۰-۵ است، آزمونی برای فرض نخست به‌شمار می‌رود.
همچنین نسبیت عام نیز آزمون‌های دشواری را در مقیاس منظومه شمسی و ستارگان دوتایی پشت سر گذارده‌است.
اگر گیتی در مقیاس‌های بزرگ و وقتی از روی زمین مشاهده شود، همسانگرد باشد، اصل کیهان‌شناختی را می‌توان از اصل ساده‌تری به نام اصل کوپرنیکی استقراء کرد. بنا بر اصل کوپرنیکی، هیچ نقطهٔ مشاهدهٔ برتر و ویژه‌ای وجود ندارد. تا امروز اصل کیهان‌شناختی از طریق مشاهدات تابش زمینه کیهانی تا حد ۱۰-۵، تأیید شده‌است. بنا بر اندازه‌گیری‌های انجام شده، جهان در مقیاس‌های بزرگ در سطح ۱۰٪ یکنواخت است.

انبساط فضا

نظریه نسبیت عام، فضازمان را توسط یک متریک توصیف می‌کند که فواصلی را که نقاط را از یکدیگر جدا کرده، تعریف می‌کند. خود این نقاط که ممکن است کهکشان، ستاره یا اجسام دیگر باشند، توسط یک شبکه یا دستگاه مختصات که کل فضازمان را پوشش می‌دهد، تعریف می‌شوند. اصل کیهان شناختی بیان می‌کند که جهان در مقیاس بزرگ همسانگرد و همگن است که این موضوع به شکل منحصربه‌فردی با متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر همخوانی دارد. این متریک یک فاکتور مقیاس دارد که رابطه تغییر اندازه گیتی با زمان را توصیف می‌کند. با استفاده از آن می‌توانیم دستگاه مختصات ویژه‌ای به نام دستگاه مختصات همراه تعریف کنیم. در این دستگاه مختصات، خود دستگاه نیز همگام و هم‌راستا با انبساط گیتی منبسط می‌شود و از این رو اجسامی که تنها دلیل حرکتشان، انبساط گیتی است، در نقاط ثابتی روی این شبکه باقی می‌مانند و حرکتی ندارند. در حالیکه فاصله مختصاتی(فاصله همراه) آن‌ها ثابت می‌ماند، فاصله فیزیکی آن‌ها متناسب با فاکتور مقیاس گیتی افزایش می‌یابد.
مه‌بانگ مانند انفجار مادی نیست که به سمت خارج حرکت و یک جهان خالی از پیش موجود را پر کند، بلکه در این مورد، خود فضا نیز با گذر زمان منبسط می‌شود و فاصله فیزیکی بین دو نقطه همراه افزایش می‌یابد. به بیان دیگر مه‌بانگ انفجاری در فضا نیست بلکه انفجار خود فضاست.
از آنجاییکه متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر(FLRW) بر پایه فرض توزیع یکنواخت ماده و انرژی استوار است، تنها در مقیاس‌های بزرگ مصداق دارد و توده‌های محلی ماده مانند کهکشان ما چون در دام گرانش محدود هستند، انبساط بزرگ-مقیاس گیتی را تجربه نمی‌کنند.

افق‌ها

یکی از ویژگی‌های مهم مه‌بانگ، وجود افق هاست. از آنجا که سن گیتی متناهی است و نور نیز با سرعتی متناهی حرکت می‌کند، ممکن است رویدادهایی در گذشته رخ داده باشند که هنوز نور آن‌ها زمان کافی برای رسیدن به ما را نداشته‌است. این موضوع محدودیتی از نظر دورترین جسمی که قابل مشاهده باشد، به‌وجود می‌آورد که افق گذشته خوانده می‌شود. و همچنین بالعکس چون گیتی در حال انبساط است و اجسام دورتر حتی با سرعت بیشتری از ما دور می‌شوند نوری که از جانب ما منتشر شود ممکن است هرگز به اجسام دور نرسد زیرا این اجسام نیز پیوسته در حال عقب رفتن هستند. این محدودیت یک افق آینده تعریف می‌کند که محدوده رویدادهایی در آینده که می‌توانیم تحت تأثیر قرار دهیم را تعیین می‌کند. وجود هر یک از این افق‌های گذشته و آینده وابسته به جزئیات مدل متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر است که گیتی را توصیف می‌کند.
درکی که ما از گیتی در دوران بسیار قدیم آن داریم پیشنهاد می‌کند که افق گذشته وجود دارد هرچند که در عمل عدم شفافیت گیتی در دوران بسیار دور گذشته نیز دید ما را محدود می‌کند. پس اگرچه افق ما در فضا عقب‌نشینی می‌کند، دید ما هرگز نمی‌تواند به گذشته دورتر برسد. اگر گیتی به انبساط شتابدارش ادامه دهد یک افق آینده نیز وجود خواهد داشت.

واژه‌شناسی

واژه «مِه‌بانگ» ترجمه پارسی واژه Big Bang از زبان انگلیسی است. در زبان پارسی یکی از معانی «مِه»، «بزرگ» است و بانگ به معنی آوای بلند است. ابداع واژه Big Bang به فرد هویل (به انگلیسی: Fred Hoyle) نسبت داده می‌شود که برای نخستین بار در سال ۱۹۴۹ از این واژه در یک برنامه رادیویی استفاده کرد. در آن زمان بسیاری بر این باور بودند که هویل که خود طرفدار نظریه حالت پایدار بود با طعنه از این واژه استفاده نموده‌است اما خود وی صریحاً این ادعاها را رد کرد و اعلام نمود که این واژه را تنها برای تصویر کردن اختلاف بین این دو نظریه استفاده نموده‌است.

شکل‌گیری نظریه مه‌بانگ

نظریه مه‌بانگ از مشاهدات ساختار گیتی و بررسی‌های نظری شکل گرفت. در سال ۱۹۱۲ وستو اسلیفر (به انگلیسی: Vesto Slipher) اثر دوپلر را در یک سحابی مارپیچی (سحابی مارپیچی نامی منسوخ‌شده برای کهکشان مارپیچی است) اندازه‌گیری کرد و خیلی زود دریافت که تمام این سحابی‌ها در حال دور شدن از زمین هستند. او در آن زمان متوجه جنبه‌های کیهان شناختی این کشف نشد. در واقع در آن زمان بحثی داغ پیرامون اینکه این کهکشان‌ها ممکن است جهان‌های جزیره‌مانند دیگری باشند، در جریان بود. ده سال بعد یک کیهان‌شناس و ریاضیدان روسی به نام الکساندر فریدمان بر پایه معادلات میدان نسبیت عام اینشتین معادلات فریدمان را ارائه داد که نشان می‌داد بر خلاف مدل جهان ایستا که اینشتین نیز از آن حمایت می‌کرد، جهان ممکن است در حال انبساط باشد.
در سال ۱۹۲۴ اندازه‌گیری فاصله بزرگ ما تا نزدیکترین کهکشان مارپیچی توسط ادوین هابل نشان داد که این اجسام کهکشان هستند. در سال ۱۹۲۷ ژرژ لومتر؛ فیزیکدان و کشیش کاتولیک؛ با نتیجه‌گیری از معادلات فریدمان پیشنهاد داد که دور شدن کهکشان‌ها ناشی از انبساط کیهان است.
در سال ۱۹۳۱ لومتر پارا فراتر نهاد و پیشنهاد کرد که اگر انبساط گیتی را در زمان به عقب برگردانیم، هر چه عقب‌تر رویم جهان کوچکتر می‌شود و در نهایت در یک زمان متناهی در گذشته کل گیتی در یک نقطه فشرده‌می‌شود؛ یک اتم نخستین که مکان و زمانی است که در آن فابریک زمان و فضا به وجود آمد.
ادوین هابل از سال ۱۹۲۴ با زحمت فراوان با استفاده از تلسکوپ ۱۰۰ اینچی هوکر در رصدخانه کوه ویلسون مجموعه‌ای از نشانگرهای فاصله را که نسخه اولیه‌ای برای نردبان فاصله کیهانی بودند، ایجاد کرد. با این روش او می‌توانست فاصله کهکشانهایی را که انتقال به سرخ آن‌ها پیشتر عمدتاً توسط اسلیفر اندازه‌گیری شده بود، تخمین بزند. در سال ۱۹۲۹ او کشف نمود که بین فاصله و سرعت عقب‌نشینی این کهکشان‌ها رابطه‌ای وجود دارد که امروزه به نام قانون هابل شناخته می‌شود. لومتر قبلاً نشان داده بود که این موضوع با استفاده از اصل کیهان‌شناختی قابل پیش‌بینی است.
در دهه‌های ۱۹۲۰ و ۱۹۳۰ تقریباً تمام کیهان شناسان برجسته نظریه حالت پایدار و جهان ابدی را ترجیح می‌دادند و گروهی نیز شکایت داشتند که ایده «آغاز زمان» که از نظریه مه‌بانگ نتیجه‌گیری می‌شود مفاهیم مذهبی را وارد فیزیک نموده‌است. این اعتراض بعدها نیز توسط طرفداران نظریه حالت پایدار دوباره مطرح شد.
این واقعیت که ژرژ لومتر، بنیان‌گذار اصلی نظریه مه‌بانگ، یک کشیش کاتولیک بود، نیز این شبهه را تقویت می‌نمود.آرتور ادینگتون با ارسطو هم‌رای بود که جهان نقطه آغازی در زمان ندارد و ماده ابدی است. نقطه آغازی برای زمان در نظر وی غیرقابل قبول می‌نمود.

اما لومتر بر این باور بود که 
اگر دنیا از یک کوانتوم تنها شروع شده باشد مفاهیم زمان و فضا نمی‌توانند در آغاز معنادار باشند؛ آن‌ها تنها زمانی می‌توانند معنی پیدا کنند که کوانتوم اولیه به تعداد کافی از کوانتاها تقسیم شده باشد. اگر این پیشنهاد درست باشد، آغاز دنیا کمی قبل از شروع زمان و مکان رخ داده‌است.
در خلال دهه ۱۹۳۰ نظریه‌های دیگری همچون کیهان شناسی‌های غیر استاندارد برای توضیح مشاهدات هابل مطرح شدند که از جمله این مدل‌ها می‌توان به مدل میلن (به انگلیسی: Milne Model)
، مدل چرخه‌ای (که در ابتدا توسط فریدمان مطرح شد اما توسط انیشتین و ریچارد تولمان حمایت شد)
و فرضیه نور خسته فریتز زوئیکی اشاره کرد.
پس از جنگ جهانی دوم دو مدل متمایز وجود داشت. یکی مدل حالت پایدار فرد هویل بود که بنابراین نظریه طی انبساط گیتی ماده جدید به‌وجود می‌آید. در این مدل گیتی تقریباً در همه زمان‌ها یکسان است.
مدل دیگر نظریه مه‌بانگ ژرژ لومتر بود که توسط جرج گاموف حمایت شد و توسعه یافت. گاموف فردی بود که هسته‌زایی مه‌بانگ را معرفی نمود
و همکاران او، رالف آشر آلفر و رابرت هرمان، تابش زمینه کیهانی را پیش‌بینی نمودند.
این هویل بود که واژه Big Bang را برای اشاره به نظریه لومتر به کار برد. او این واژه را در یک برنامه رادیویی بی‌بی‌سی در مارس ۱۹۴۹ در حالیکه از نظریه لومتر به عنوان «این ایده انفجار بزرگ» (به انگلیسی: this big bang idea) یاد می‌کرد ابداع نمود.
تا مدتی حمایت دانشمندان بین این دو نظریه تقسیم شده بود اما در نهایت شواهد تجربی رأی به برتری نظریه مه‌بانگ داد. کشف و تأیید تابش زمینه کیهانی در سال ۱۹۶۴
جایگاه نظریه مه‌بانگ را به عنوان بهترین نظریه در توضیح آغاز و تکامل کیهان مستحکم نمود. بخش بزرگی از تلاش‌های امروز در زمینه کیهان‌شناسی صرف فهمیدن چگونگی شکل‌گیری کهکشان‌ها در نظریه مه‌بانگ، درک فیزیک جهان در زمان‌های قبل تر و قبل تر و هماهنگ‌سازی مشاهدات با نظریه‌ها می‌شود.
به دلیل پیشرفت در فناوری تلسکوپ‌ها و تحلیل داده‌های ماهواره‌هایی همچون کاوشگر زمینه کیهان
، تلسکوپ فضایی هابل و دبلیومپ از اواخر دهه ۱۹۹۰ به بعد پیشرفت‌های قابل توجهی در کیهان‌شناسی مه‌بانگ حاصل شده‌است.
اکنون کیهان شناسان اندازه‌گیری‌های نسبتاً دقیقی از بسیاری از پارامترهای مدل مه‌بانگ در دست دارند و متوجه این واقعیت غیرمنتظره شده‌اند که سرعت انبساط جهان رو به افزایش است.

شواهد تجربی نظریه مه‌بانگ

قدیمی‌ترین و مستقیم‌ترین شواهد تجربی در تأیید نظریه مه‌بانگ عبارتند از: انبساط گیتی بر پایه قانون هابل (با مشاهده پدیده انتقال به سرخ در کهکشانها)، کشف و اندازه‌گیری تابش زمینه کیهانی و فراوانی نسبی عناصر سبک که در جریان هسته زایی مهبانگ تولید شده‌اند. مشاهدات مربوط به شکل‌گیری و تکامل کهکشانها و نحوه توزیع ساختارهای بزرگ مقیاس در گیتی نیز شواهد تازه‌تری هستند که به این گروه اضافه شدند.
از این موارد به عنوان چهار ستون نظریه مه‌بانگ نیز یاد شده‌است.
در مدل‌های نوین دقیق مه‌بانگ، پدیده‌های فیزیکی دور از ذهنی مطرح می‌شوند که نه در هیچ آزمایشی در روی زمین تجربه شده‌اند و نه در مدل استاندارد فیزیک ذرات راه پیدا کرده‌اند. از جمله این پدیده‌ها می‌توان به ماده تاریک اشاره کرد که اکنون موضوع فعالترین پژوهش‌های آزمایشگاهی است.
از سایر موارد می‌توان به مسئله هاله تیزه‌ای و مسئله کهکشان کوتوله در ارتباط با ماده تاریک سرد اشاره نمود. انرژی تاریک نیز از موضوعاتی است که کنجکاوی دانشمندان را بسیار برانگیخته‌است اما مشخص نیست که کشف مستقیم آن امکان‌پذیر باشد.تورم کیهانی و باریون‌زایی نیز همچنان به عنوان ویژگی‌های ابهام‌آمیز مدل‌های نوین مه‌بانگ باقی مانده‌اند و هنوز توضیح کمیتی قابل قبولی برای آن‌ها پیدا نشده‌است. این‌ها تا امروز جز مسائل حل‌نشده فیزیک باقی مانده‌اند.

تابش زمینه کیهانی

در سال ۱۹۶۴ آرنو آلان پنزیاس و رابرت وودرو ویلسون با خوش شانسی تابش زمینه کیهانی را کشف کردند، یک سیگنال چند جهته در باند ریزموج.
آن‌ها در حالیکه می‌کوشیدند تا سیگنال‌های مزاحم پس زمینه را از سیگنال‌های دریافتی آنتن رادیویی خود حذف کنند به این کشف دست یافتند. آن‌ها قادر به حذف این نویز نبودند و متوجه شدند که این نویز در تمام جهات به صورت یکسان دریافت می‌شود. این بدان معنی بود که این سیگنال می‌بایستی از ورای کهکشان آمده باشد، در غیر این صورت نمی‌توانست در تمام جهات آسمان به صورت یکسان دریافت شود. همگرایی شدید این سیگنال نیز نشان می‌داد که منبع این سیگنال در فاصلهٔ دوری از ما قرار دارد و در نتیجه این سیگنال در اوایل عمر جهان ایجاد شده‌است و همچنین منبع قدرتمندی دارد که ما امروزه قادر به دریافت این سیگنال هستیم.
وجود این تابش پیش از کشف آن توسط نظریه مه‌بانگ پیش‌بینی شده بود و ویژگی‌های این تابش به خوبی با آنچه در موردش پیش‌بینی شده بود، همخوانی داشت: تابش در همه جهات با طیف یک جسم سیاه ایدئال همخوانی داشت؛ این طیف بر اثر انبساط جهان دچار انتقال سرخ شده و دمای کنونی آن در حدود ۲٫۷۲۵ درجه کلوین است. این موضوع موازنه شواهد تجربی را به نفع نظریه مه‌بانگ تغییر داد و در سال ۱۹۷۸ برای این کشف به پنزیاس و ویلسن جایزه نوبل اهدا شد.
در سال ۱۹۸۹ ناسا ماهواره کاوشگر زمینه کیهان(COBE) را به فضا فرستاد. یافته‌های این ماهواره با پیش‌بینی‌ها در مورد تابش زمینه کیهانی همخوانی داشت. این ماهواره دمای پس زمینه این تابش را ۲٫۷۲۶ کلوین اندازه‌گیری نمود (که البته در اندازه‌گیری‌های جدیدتر این مقدار به ۲٫۷۲۵ تغییر یافته‌است) و همچنین برای نخستین بار شواهدی مبنی بر وجود نوسانات (ناهمسان‌گردی) در تابش زمینه کیهانی در مرتبه یک قسمت در ۱۰۵ ارائه داد. جان ماتر و جرج اسموت به عنوان پیشروان این پژوهش، موفق به کسب جایزه نوبل شدند. در خلال سال‌های اخیر آزمایش‌های زمینی و بالنی متعددی، ناهمسان‌گردی‌های تابش زمینه کیهانی را مورد پژوهش قرار داده‌اند. در سال ۲۰۰۰–۲۰۰۱ از آزمایش‌های متعددی که از مهمترینشان می‌توان به آزمایش بومرنگ اشاره نمود، و با اندازه‌گیری اندازه زاویه‌ای ناهمسان‌گردی‌ها، این نتیجه حاصل شد که شکل فضایی جهان تخت است.
در اوایل سال ۲۰۰۳ نخستین نتایج کاوشگر ناهمسانگردی ریزموجی ویلکینسون منتشر شد و مقادیر دقیقتری برای برخی از پارامترهای کیهانی به‌دست‌آمد. این نتایج باعث رد چندین مورد از مدل‌های خاص تورم کیهانی شد اما به‌طور کلی با نظریه تورم کیهانی سازگار است.ماهواره پلانک نیز در سال ۲۰۰۹ به فضا پرتاب شد و آزمایش‌های زمینی و بالنی دیگری نیز در مورد تابش زمینه کیهانی در جریان است.

فراوانی عناصر نخستین

با استفاده از نظریه مهبانگ می‌توان میزان تمرکز هلیم-۴، هلیم-۳، دوتریم و لیتیم-۷ در جهان را نسبت به مقدار هیدروژن معمولی به دست آورد. فراوانی نسبی این عناصر به مقدار نسبت فوتونها به باریونها بستگی دارد. این مقدار را می‌توان به صورت جداگانه از جزئیات ساختاری نوسانات تابش زمینه کیهانی محاسبه نمود. مقادیر تقریبی پیش‌بینی‌شده برای فراوانی نسبی عناصر عبارتند از:
حدود ۰٫۲۵ برای نسبت 4
He/H،
حدود ۱۰-۳ برای نسبت 2
H/H، حدود ۱۰-۴ برای 3
He/H و حدود ۱۰-۹ برای 7
Li/H.
تمام مقادیر اندازه‌گیری شده، حداقل به‌طور تقریبی با مقادیر پیش‌بینی‌شده از طریق نسبت باریون به فوتون همخوانی دارند. این همخوانی به ویژه در مورد دوتریم با دقت بالایی صادق است. برای نسبت 4
He مقادیر اندازه‌گیری شده و پیش‌بینی‌شده نزدیک به هم‌اند اما اختلافی نیز وجود دارد و برای نسبت 7
Li با فاکتور ۲ اختلاف دارد. در دو مورد آخر خطاهای سیستماتیک اندازه‌گیری نیز در اختلاف مشاهده‌شده دخیل‌اند. در هر صورت همخوانی کلی فراوانی‌های نسبی پیش‌بینی‌شده توسط نظریه هسته‌زایی مه‌بانگ و مقادیر اندازه‌گیری‌شده، شاهدی قوی برای درستی نظریه مه‌بانگ به‌شمار می‌رود و این نظریه تنها توضیح ممکن برای فراوانی عناصر سبک است و تقریباً غیرممکن است که بتوان مه‌بانگ را طوری تنظیم نمود که مقداری خیلی بیشتر یا کمتر از ۲۰–۳۰٪ هلیم تولید کند.
در واقع به جز مه‌بانگ، هیچ دلیل واضح دیگری وجود ندارد که در جهان جوان نخستین (یعنی پیش از شکل‌گیری ستاره‌ها) مقدار هلیم از دوتریم بیشتر باشد یا میزان دوتریم از 3
He بیشتر باشد و نسبت‌ها نیز ثابت باشد.

توزیع و تکامل کهکشانها

مشاهدات مربوط به شکل و توزیع کهکشانها و اختروشها با پیش‌بینی‌های نظریه مه‌بانگ همخوانی دارند. ترکیبی از مشاهدات و نظریات چنین پیشنهاد می‌کند که نخستین اختروش‌ها و کهکشان‌ها در حدود یک میلیارد سال پس از مه‌بانگ به‌وجود آمده‌اند و از آن موقع تاکنون ساختارهای بزرگتری مانند خوشه‌های کهکشانی و اَبَر خوشه‌ها در حال شکل‌گیری بوده‌اند. جمعیت‌های ستاره‌ای در حال تکامل و پیرتر شدن بوده‌اند به گونه‌ای که کهکشان‌های دورتر (که به دلیل فاصله‌شان به همان شکلی که در اوایل جهان داشتند، دیده می‌شوند) بسیار متفاوت از کهکشان‌های نزدیک به نظر می‌رسند. علاوه بر این، میان کهکشانهایی که به نسبت زمان کمتری از تشکیلشان می‌گذرد، با کهکشانهایی که تقریباً در همان فاصله از ما قرار دارند اما اندکی پس از مه‌بانگ به‌وجود آمده‌اند، تفاوت مشخصی وجود دارد. این‌ها همه شواهدی قوی علیه نظریه حالت پایدار هستند. مشاهدات زایش ستارگان، توزیع کهکشان‌ها و اختروش‌ها و ساختارهای بزرگ‌تر، با نتایج شبیه‌سازی‌های مبتنی بر نظریه مه‌بانگ همخوانی کامل دارند و کمک می‌کنند که جزئیات بیشتری از این نظریه به دست آید.

ابرهای گازی نخستین

در سال ۲۰۱۱ فضانوردان از طریق بررسی خطوط جذبی طیف اختروش‌های دوردست، چیزی را کشف کردند که به گمان آن‌ها ابرهای دست نخورده‌ای از گازهای نخستین بود. پیش از این تمام اجسام نجومی شناخته‌شده حاوی عناصر سنگین‌تری بودند که در ستارگان به‌وجود آمده‌اند. این دو ابر گازی هیچ عنصری سنگین‌تر از هیدروژن و دوتریم نداشتند.
از آنجا که ابرهای گازی شامل عنصر سنگینی نیستند، احتمالاً می‌بایست در نخستین دقایق پس از مه‌بانگ و در حین هسته‌زایی مه‌بانگ شکل‌گرفته باشند. ترکیب آن‌ها با ترکیب پیش‌بینی‌شده توسط نظریه هسته‌زایی مه‌بانگ همخوانی داردو این شاهدی مستقیم برای این موضوع ارائه می‌دهد که در دوره‌ای از عمر گیتی، بیشتر ماده معمولی موجود، به شکل ابرهای گازی متشکل از هیدروژن خنثی بوده‌است.

سایر شواهد

مقدار تخمین‌زده‌شده برای سن گیتی بر اساس انبساط هابل و تابش زمینه کیهانی، اکنون به خوبی با تخمین‌های دیگری که با استفاده از سن پیرترین ستارگان به دست می‌آیند، همخوانی دارند. چه آن مقادیر تخمینی که از طریق استفاده از نظریه تکامل ستارگان در مورد خوشه‌های ستاره‌ای کروی، به دست می‌آیند، و چه مقادیری که از طریق تاریخ‌نگاری رادیومتریک ستارگان منفرد جمعیت II به دست می‌آیند.
این پیش‌بینی که دمای تابش زمینه کیهانی در گذشته بالاتر بوده‌است توسط مشاهدات تجربی خطوط جذب دماهای بسیار پایین در ابرهای گازی در انتقال به سرخ بالا اثبات شده‌است.
این پیش‌بینی همچنین بیانگر آن است که دامنه اثر سونیائف زلدوویچ در خوشه‌های کهکشانی مستقیماً به انتقال به سرخ وابسته نیست. شواهد درستی این موضوع را به‌طور تقریبی نشان داده‌اند اما این اثر به ویژگی‌های خوشه بستگی دارد و در طول زمان کیهانی تغییر می‌کند و اندازه‌گیری دقیق را مشکل می‌سازند.
در ۱۷ مارس ۲۰۱۴، فضانوردان مرکز اخترفیزیک هاروارد-اسمیتسونین، اعلام نمودند که امواج گرانشی اولیه را ردیابی کرده‌اند، که اگر به تأیید برسد، می‌تواند مدرکی محکم برای تورم کیهانی و مه‌بانگ باشد.
هرچند که در ۱۹ ژوئن ۲۰۱۴ گزارش‌هایی مبنی بر کاهش اطمینان نسبت به درستی این کشف منتشر شد
و در ۱۹ سپتامبر ۲۰۱۴ این اطمینان حتی کمتر هم شد.

مسائل و مشکلات مرتبط در فیزیک

مانند هر نظریه دیگری، با توسعه نظریه مه‌بانگ، معماها و مسائلی سربرآورده‌اند. برای برخی پاسخهایی ارائه شده و تعدادی نیز بدون پاسخ مانده‌اند. برخی پاسخهای پیشنهاد شده برای مسائل مدل مه‌بانگ، خود معماهای جدیدی به‌وجودآورده‌اند. مثلاً مسئله افق، مسئله تک قطبی مغناطیسی و مسئله تخت بودن عموماً توسط نظریه تورمی حل می‌شوند؛ اما جزئیات جهان تورمی هنوز حل‌نشده باقی مانده‌اند و هنوز نظریات جایگزین نظریه تورمی در متون علمی طرفدار دارند.
آنچه در ادامه در ابن بخش آمده، جنبه‌های رازآلود نظریه مه‌بانگ است که همچنان تحت بررسی شدید از جانب کیهان‌شناسان و اخترفیزیک‌دانان هستند.

انرژی تاریک

اندازه‌گیری‌های رابطه انتقال سرخ-قدر ظاهری ابرنواخترهای نوع Ia نشان می‌دهد که انبساط جهان، در زمانی که جهان نیمی از سن کنونی‌اش را داشته، شتابدار شده‌است. بنا بر نظریه نسبیت عام برای اینکه چنین شتابی امکانپذیر باشد باید بیشتر انرژی جهان از مؤلفه‌ای با فشار منفی بالا تشکیل شده باشد که این مؤلفه را انرژی تاریک نامیده‌اند.
انرژی تاریک اگرچه هنوز در حد گمانه‌زنی است، اما مسائل متعددی را حل می‌کند. اندازه‌گیری‌های تابش زمینه کیهانی نشان می‌دهند که جهان از نظر شکل فضایی تقریباً تخت است و بنابراین طبق نظریه نسبیت عام باید میزان چگالی جرم/انرژی آن تقریباً با مقدار چگالی بحرانی برابر باشد. چگالی جرم جهان را می‌توان از خوشه‌بندی‌های گرانشی آن به دست آورد و اندازه‌گیری‌ها نشان می‌دهد این مقدار تنها ۳۰٪ چگالی بحرانی است. از آنجا که انرژی تاریک بنا بر نظریات موجود، به شیوه متعارف خوشه‌بندی نمی‌شود، بهترین توضیح برای چگالی انرژی گمشده جهان است. انرژی تاریک همچنین در توضیح دو روش اندازه‌گیری هندسی خمش کلی جهان از طریق بسامد لنزهای گرانشی یا با استفاده از ساختار بزرگ مقیاس جهان به عنوان یک خط‌کش کیهانی، سودمند است.
اینگونه پنداشته می‌شود که فشار منفی از ویژگی‌های انرژی خلاء است، اما ماهیت دقیق و وجود انرژی تاریک همچنان به عنوان یکی از رازهای مه‌بانگ باقی مانده‌است. نتایج منتشر شده توسط تیم دبلیومپ در سال ۲۰۰۸، جهانی را توصیف می‌کنند که شامل ۷۳٪ انرژی تاریک، ۲۳٪ ماده تاریک، ۴٫۶٪ ماده و معمولی و کمتر از ۱٪ نوترینو است. بنا بر نظریات، چگالی انرژی در ماده با انبساط کیهان کاهش می‌یابد اما چگالی انرژی تاریک ثابت است (یا تقریباً ثابت است). بنابراین در گذشته ماده بخش بزرگتری از کل انرژی جهان را در مقایسه با زمان حال تشکیل می‌داد و اما همچنانکه سلطه انرژی تاریک در آینده دور افزایش می‌یابد، سهم ماده در انرژی کل جهان کاهش خواهد یافت.
انرژی تاریک، به عنوان یکی از مؤلفه‌های تشکیل‌دهنده جهان توسط نظریه‌پردازان در چندین نظریه رقیب توضیح داده شده‌است؛ مثلاً توسط ثابت کیهانی اینشتین یا نظریه‌های بیگانه‌تری مانند اثیر یا انواع دیگری از تعریف گرانش.
مسئله ثابت کیهانی که گاهی از آن به شرم‌آورترین مسئله در فیزیک یاد می‌شود، حاصل اختلاف میان چگالی انرژی اندازه‌گیری‌شده انرژی تاریک با مقدار پیش‌بینی شده آن توسط یکاهای پلانک است.

ماده تاریک

در دهه های۱۹۷۰ و ۱۹۸۰ مشاهدات مختلفی نشان داد که ماده کافی در جهان برای توجیه قدرت نیروهای گرانشی بین کهکشان‌ها و درون آن‌ها وجود ندارد. این مشاهدات به این ایده منجر شد که ۹۰٪ ماده در جهان ماده تاریک است که نوری از آن منتشر نمی‌گردد و برهمکنشی با ماده باریونی معمولی ندارد. به علاوه، این تصور که گیتی بیشتر از ماده معمولی تشکیل شده باشد، منجر به پیش‌بینی‌هایی می‌شد که به شدت با مشاهدات تجربی در تناقض بودند. به عنوان نمونه در جهان امروز میزان دوتریم بسیار کمتری از آن است که بدون وجود ماده تاریک قابل توجیه باشد. اگرچه وجود ماده تاریک همواره محل بحث و اختلاف نظر بوده‌است، اما مشاهدات مختلفی دلالت بر وجود آن دارند: ناهمسانگردیها در تابش زمینه کیهانی، پراکندگی سرعت گروه‌ها و خوشه‌های کهکشانی، توزیع ساختار بزرگ مقیاس، مطالعات در زمینه همگرایی گرانشی و اندازه‌گیری‌های پرتو ایکس خوشه‌های کهکشانی.
تنها گواه غیر مستقیم برای وجود ماده تاریک، تأثیر گرانشی آن بر ماده معمولی است و تاکنون ماده تاریکی در آزمایشگاه‌ها مشاهده‌نشده‌است. در فیزیک ذرات، نامزدهای متعددی برای ماده تاریک پیشنهاد شده‌است و پروژه‌های متعددی برای ردیابی مستقیم آن در حال انجام‌اند.
علاوه بر این، مسائل حل‌نشده‌ای در مورد مدل پذیرفته‌شده ماده تاریک سرد نیز وجود دارند که از جمله آن‌ها می‌توان به مسئله کهکشان کوتوله
و یا مسئله هاله تیزه‌ای اشاره نمود.
نظریه‌های جایگزینی نیز پیشنهاد شده‌اند که نیازی به میزان انبوهی از ماده کشف‌نشده ندارند، بلکه در عوض آن‌ها قوانین گرانش نیوتن و اینشتین را تغییر می‌دهند، اما هیچ‌یک از این نظریه‌ها به اندازه مدل ماده تاریک سرد در توضیح مشاهدات کنونی موفق نبوده‌اند.

مسئله افق

این مسئله برآمده از این اصل پذیرفته‌شده‌است که در جهان اطلاعات نمی‌تواند باسرعتی بیشتر از سرعت نور منتقل شود. در جهانی با سن متناهی، این اصل حد بیشینه‌ای برای میزان فاصله ممکن میان دو ناحیه از جهان که با یکدیگر رابطه سببی دارند، ایجاد می‌کند(افق ذره).
همسانگردی و یکنواختی دمای تابش زمینه کیهانی در سراسر جهان سبب برانگیخته‌شدن پرسشهایی در ارتباط با این اصل می‌شود: اگر جهان تا دوران آخرین پخش همواره از تابش یا ماده تشکیل شده‌باشد، افق ذره در آن زمان می‌بایست متناظر با ۲ درجه در آسمان باشد و برای اینکه نواحی گسترده‌تر از این بتوانند با هم تبادل اطلاعات کنند و هم‌دما شوند، هیچ مکانیزمی وجود نداشته‌است و نمی‌توان توضیح داد که چرا تابش زمینه کیهانی در سراسر جهان دمای یکنواختی دارد.
نظریه تورم کیهانی پاسخی برای این تناقض ظاهری پیشنهاد می‌کند. بنابراین نظریه در نخستین لحظات پس از مه‌بانگ (پیش از باریون‌زایی)، سراسر جهان را یک میدان انرژی همسانگرد نرده‌ای (اسکالر) و همگن فراگرفته‌است و باعث تورم ناگهانی جهان شده‌است. در حین دوره تورمی، جهان دچار انبساطی نمایی شده‌است که طی آن افق ذره با سرعتی بسیار بیشتر از آنچه پیشتر تصور می‌شد، گسترش یافته‌است. بدین ترتیب حتی نواحی که در در دو انتهای مخالف جهان قابل مشاهده قرار دارند نیز در افق ذره یکدیگر قرار می‌گیرند. همسانگردی مشاهده شده در تابش زمینه کیهانی نیز برآمده از این واقعیت است که نقاط این ناحیه بزرگتر پیش از شروع تورم کیهانی در ارتباط سببی با یکدیگر بوده‌اند.
اصل عدم قطعیت هایزنبرگ پیش‌بینی می‌کند که در حین دوره تورمی نوسانات گرمایی کوانتومی وجود داشته‌است که با تورم گیتی با همین مقیاس بزرگ شده‌اند. این نوسانات بذر تمام ساختارهای کنونی مشاهده‌شده در جهان هستند. نظریه تورمی پیش‌بینی می‌کند که نوسانات نخستین تقریباً مستقل از مقیاس و گاوسی بوده‌اند که این پیش‌بینی توسط اندازه‌گیری‌های تابش زمینه کیهانی با دقت تأیید شده‌است.
اگر تورم کیهانی اتفاق افتاده باشد، انبساط نمایی نواحی بزرگ فضا را بسیار دورتر از افق قابل مشاهده ما رانده‌است.
یک مسئله مرتبط با این مسئله کلاسیک افق، ناشی از این واقعیت است که در مدل‌های تورمی کنونی، تورم کیهانی پیش از وقوع تقارن‌شکنی الکتروضعیف متوقف می‌شود؛ بنابراین تورم کیهانی نمی‌توانسته مانع از گسستگی در خلأ الکتروضعیف در مقیاس بزرگ، شده‌باشد، زیرا نواحی بسیار دور از هم در جهان قابل مشاهده وقتی دوره الکتروضعیف به پایان رسید، نمی‌توانسته‌اند با هم رابطه علت و معلولی داشته باشند.

مسئله تک قطبی مغناطیسی

مسئله تک قطبی مغناطیسی در اواخر دهه ۱۹۷۰ مطرح شد. نظریه وحدت بزرگ نقایص توپولوژیکی را در فضا پیش‌بینی می‌کند که می‌تواند در شکل تک قطبی مغناطیسی تجلی یابد. این اجسام می‌توانستند به سادگی در جهان داغ اولیه به‌وجود آیند و باعث شوند چگالی بسیار بیشتر از مقدار اندازه‌گیری‌شده باشد اما تاکنون جستجوها برای تک قطبی مغناطیسی بی‌نتیجه مانده‌است. این مسئله نیز با استفاده از نظریه تورم کیهانی این‌گونه پاسخ داده شده‌است که تورم کیهانی همانگونه که شکل جهان را تخت کرد همه نقایص نقطه‌ای جهان قابل مشاهده را نیز برطرف نمود.

مسئله تخت بودن جهان

مسئله تخت بودن (یا مسئله پیری) با متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر مرتبط است. خمش فضایی جهان بسته به مقدار چگالی انرژی کل آن ممکن است منفی، مثبت یا صفر باشد. اگر چگالی انرژی آن کمتر از چگالی بحرانی باشد خمش منفی، اگر بزرگتر باشد خمش مثبت و اگر برابر با چگالی بحرانی باشد خمش صفر و فضا تخت خواهد بود. مشکل اینجاست که با وجود اینکه هر اختلاف اندک با مقدار چگالی بحرانی در طول زمان افزایش می‌یابد، شکل جهان همچنان بسیار نزدیک به تخت است.
با توجه به اینکه یک مقیاس زمانی طبیعی برای تغییر در شکل تخت، می‌تواند زمان پلانک، ۱۰-۴۳ باشد، این واقعیت که جهان پس از میلیاردها سال نه دچار مرگ گرمایی و نه مه‌رمب شده‌است، به توضیح نیاز دارد.
مثلاً حتی در زمانی که سن جهان چند دقیقه بود، اختلاف چگالی جهان با چگالی بحرانی می‌بایست به اندازه یک در ۱۰۱۴ باشد و در غیر اینصورت جهان به صورتی که امروز دیده می‌شود، وجود نداشت.

آینده جهان بنا بر نظریه مه‌بانگ

پیش از مشاهدات مربوط به وجود انرژی تاریک، کیهان شناسان دو سناریوی متفاوت برای آینده جهان متصور بودند. اگر چگالی جرم جهان بیشتر از مقدار بحرانی بود، جهان به اندازه بیشینه‌ای رسیده و شروع به فروپاشی می‌کرد. جهان چگالتر و داغ تر می‌شد تا سر انجام به وضعیتی مشابه وضعیتی که از آن شروع شده‌است برسد. به این فرایند مه‌رمب (به انگلیسی: Big Crunch) می‌گویند. در حالت دیگر اگر چگالی جهان با چگالی بحرانی برابر یا از آن کمتر بود انبساط کندتر شده اما هرگز متوقف نخواهد شد. با مصرف شدن تمام گازهای میان ستاره‌ای درون کهکشانها، زایش ستارگان متوقف می‌شود و ستاره‌ها کاملاً می‌سوزند و از خود کوتوله‌های سفید، ستاره‌های نوترونی و سیاهچاله به جای می‌گذارند. در روندی بسیار کند و تدریجی این اجسام با هم برخورد می‌کنند و سیاهچاله‌های بزرگتر و بزرگتری پدید می‌آید و دمای متوسط جهان به سمت صفر مطلق میل خواهد کرد - انجماد بزرگ.
علاوه بر این اگر پروتون ناپایدار باشد ماده باریونی ناپدید خواهد شد و تنها تابش و سیاهچاله باقی می‌ماند. در نهایت سیاه چاله‌ها نیز بر اثر انتشار تابش هاوکینگ تبخیر خواهند شد. انتروپی جهان تا نقطه‌ای افزایش خواهد یافت که هیچ شکل سازمان دیده‌ای از انرژی را نمی‌توان از آن استخراج کرد. این سناریو را مرگ گرمایی جهان می‌نامند.
مشاهدات جدید مبنی بر شتابدار بودن انبساط جهان، ایجاب می‌کند که بخش‌های بیشتر و بیشتری از جهانی که هم‌اکنون قابل مشاهده است از افق رویداد ما فراتر می‌روند و ارتباط ما با آن بخش‌ها قطع می‌شود. سرانجام نهایی نامعلوم است. مدل لامبدا-سی دی ام (به انگلیسی: Lambda-CDM model(ΛCDM)) انرژی تاریک را به صورت یک ثابت کیهان‌شناسی در نظر می‌گیرد. این نظریه پیشنهاد می‌کند که تنها سامانه‌های گرانشی مانند کهکشان‌ها منسجم می‌مانند و در نهایت آن‌ها نیز بر اثر انبساط و سرد شدن جهان دچار مرگ گرمایی می‌شوند. سایر نظریات مطرح شده برای انرژی تاریک، مانند نظریه انرژی‌های فانتومی پیش‌بینی می‌کنند که در نهایت خوشه‌های کهکشانی، سیاره‌ها، هسته و خود ماده بر اثر انبساط روزافزون، به سرنوشت مه‌گسست دچار می‌شوند و از هم گسیخته می‌شوند.

برداشت‌های دینی و فلسفی از مه‌بانگ

مه‌بانگ به عنوان نظریه توصیف‌گر مبدأ جهان، جهت‌گیری‌های مذهبی و فلسفی بسیاری برانگیخته است.
و در نتیجه این نظریه به یکی از داغ‌ترین موضوعات در مباحثه میان دین و دانش بدل شده‌است.
برخی بر این باورند که نظریه مه‌بانگ نشانگر وجود خداست
و برخی نیز نشانه‌های آن را در کتب مقدس خود پیدا کرده‌اند،
در حالیکه برخی دیگر عقیده دارند که با نظریه مه‌بانگ وجود مفهوم یک پدیدآورنده غیرضروری است.
مه‌بانگ به خودی خود یک نظریه فیزیکی است و تأیید درستی و نادرستی آن از طریق مشاهدات تجربی امکانپذیر است، اما از آنجا که در مورد مبدأ واقعیت حرف می‌زند، نتیجه‌گیری‌های خداشناسانه‌ای در ارتباط با مفهوم پیدایش از هیچ به دنبال دارد.
علاوه بر این بسیاری از خداشناسان و فیزیکدانان، نظریه مه‌بانگ را نشانه‌ای از وجود خدا می‌دانند.
یکی از بحث‌های پرطرفدار در مورد وجود خدا به نام «کیهان‌شناسی کلام» بر پایه نظریه مه‌بانگ استوار است.
در دهه‌های ۱۹۲۰ و ۱۹۳۰ تقریباً همه کیهان‌شناسان نامدار، مدل جهان پایدار را ترجیح می‌دادند و حتی بسیاری اعتراض داشتند که مفهوم آغاز زمان در نظریه مه‌بانگ، مفاهیم مذهبی را وارد فیزیک نموده‌است و با آن مخالفت می‌کردند
و این نتیجه‌گیری که جهان سرآغازی داشته‌است را رد می‌کردند.
بسیاری از مفسرین مسلمان ادعا نموده‌اند که در قرآن از مه‌بانگ یاد شده‌است.
به عنوان نمونه به آیه سی از سوره انبیاء اشاره شده‌است که ترجمه آن چنین است: «آیا کافران ندانسته‌اند که آسمان‌ها و زمین به‌هم بسته و پیوسته بودند و ما آن دو را شکافته و از هم بازکردیم و هر چیز زنده‌ای را از آب آفریدیم؟ پس آیا ایمان نمی‌آورند؟»
پاپ پیوس دوازدهم در نشست افتتاحیه آکادمی علوم پونتیفیکال در ۲۲ نوامبر ۱۹۵۱ اعلام کرد که نظریه مه‌بانگ با مفهوم خلفت در آیین کاتولیک در تناقض نیست
اما پیروان باور آفرینش‌گرایی زمین جوان که تفسیر لغوی کتاب خلقت را قبول دارند، این نظریه را رد می‌کنند.
در میان پوراناهای هندو، جهان ابدی و بدون نقطه شروع زمان و به صورت چرخه‌ای توصیف شده‌است تا اینکه بر اثر مه‌بانگ به وجود آمده باشد.
اما دانشنامه هندوئیسم بیان می‌کند که نظریه مهبانگ به بشریت یادآوری می‌کند که همه چیز از برهمن سرچشمه گرفته‌است که از یک اتم سبک‌تر و از بزرگترین‌ها بزرگتر است.ناسادیا سوکتا (سرود آفرینش) در ریگ‌ودا (۱۲۹:۱۰) عنوان می‌کند که جهان از یک نقطه (بیندو) توسط گرما ایجاد شده‌است.