Büyük Patlama

Büyük Patlama ya da Big Bang, evrenin yaklaşık 13,8 milyar yıl önce aşırı yoğun ve sıcak bir noktadan meydana geldiğini savunan evrenin evrimi kuramı ve geniş şekilde kabul gören kozmolojik model. İlk kez 1920'li yıllarda Rus kozmolog ve matematikçi Alexander Friedmann ve Belçikalı fizikçi papaz Georges Lemaître 
tarafından ortaya atılan ve evrenin bir başlangıcı olduğunu varsayan bu teori, çeşitli kanıtlarla desteklendiğinden bilim insanları arasında, özellikle fizikçiler arasında geniş ölçüde kabul görmüştür.
Teorinin temel fikri, hâlen genişlemeye devam eden evrenin geçmişteki belirli bir zamanda sıcak ve yoğun bir başlangıç durumundan itibaren genişlemiş olduğudur. Georges Lemaître’in önceleri “ilk atom hipotezi” olarak adlandırdığı bu varsayım günümüzde “büyük patlama teorisi” adıyla yerleşmiş durumdadır. Modelin iskeleti Einstein’ın genel görelilik kuramına dayanmakta olup, ilk Big Bang modeli Alexander Friedmann tarafından hazırlanmıştır. Model daha sonra George Gamow ve çalışma arkadaşları tarafından savunulmuş ve ilk nükleosentez olayı eklenmek suretiyle  geliştirilerek sunulmuştur.
1929’da Edwin Hubble’ın uzak galaksilerdeki (galaksilerin ışığındaki) nispi kırmızıya kaymayı keşfinden sonra, bu gözlemi, çok uzak galaksilerin ve galaksi kümelerinin konumumuza oranla bir "görünür hız"a sahip olduklarını ortaya koyan bir kanıt olarak ele alındı. Bunlardan en yüksek "görünür hız"la hareket edenler en uzak olanlarıdır. Galaksi kümeleri arasındaki uzaklık gitgide artmakta olduğuna göre, bunların hepsinin geçmişte bir arada olmaları gerekmektedir. Big Bang modeline göre, evren genişlemeden önceki bu ilk durumundayken aşırı derecede yoğun ve sıcak bir halde bulunuyordu. Bu ilk hale benzer koşullarda üretilen "parçacık hızlandırıcı"larla yapılan deney sonuçları teoriyi doğrulamaktadır. Fakat bu hızlandırıcılar, şimdiye dek yalnızca laboratuvar ortamındaki yüksek enerji sistemlerinde denenebilmiştir. Evrenin genişlemesi olgusu bir yana bırakılırsa, Big Bang teorisinin, ilk genişleme anına ilişkin bir bulgu olmaksızın bu ilk hale herhangi bir kesin açıklama  getirmesi mümkün değildir. Kozmozdaki hafif elementlerin günümüzde gözlemlediğimiz bolluğu, Big Bang teorisince kabul edilen ilk nükleosentez sonuçlarına uygun olarak, evrenin ilk hızlı genişleme ve soğuma dakikalarındaki nükleer süreçlerde hafif elementlerin oluşmuş olduğu tahminleriyle örtüşmektedir.(Hidrojen ve helyumun evrendeki oranı, yapılan teorik hesaplamalara göre Big Bang'den arta kalması gereken hidrojen ve helyum oranıyla uyuşmaktadır. Evrenin bir başlangıcı olmasaydı, evrendeki hidrojenin tümüyle yanarak helyuma dönüşmüş olması gerekirdi.) Bu ilk dakikalarda, soğuyan evren bazı çekirdeklerin oluşmasına imkân sağlamış olmalıydı.(Belirli miktarlarda hidrojen, helyum ve lityum oluşmuştu.)
Big Bang terimi ilk kez İngiliz fizikçi Fred Hoyle tarafından 1949’da, “Eşyanın Tabiatı” adlı bir radyo (BBC) programındaki konuşması sırasında kullanılmıştır. Hoyle, hafif elementlerin bazı ağır elementleri nasıl meydana getirebilecekleri konusunda katkıları olmuş bir bilim insanıdır.
Bilim insanlarının çoğu, evrenin başlangıcında, bir Big Bang olayının cereyan etmiş olduğuna ancak 1964/1965’te, evrenin sıcak ve yoğun döneminin kanıtı olarak kabul edilen “kozmik mikrodalga arka plan ışıması"nın ya da Georges Lemaître’in kullandığı terimlerle « Big Bang’ın soluk ışıklı yankısı»nın keşfinden sonra ikna oldular.

Giriş

Big Bang modeli temelde iki kabule dayanır: Albert Einstein'in genel görelilik kuramı ve kozmolojik prensip. Genel görelilik kuramı tüm cisimlerin çekimsel etkileşimini hatasız olarak açıklar. Albert Einstein tarafından 1915’te genel göreliliğin keşfi, evrenin aşamalı evrimi genel görelilikle tanımlandığından, evreni bir fiziksel sistem gibi bütünlüğü içinde tanımlamayı mümkün kılan modern kozmolojinin başlangıcı sayılır.
Einstein aynı zamanda,uzayı bütünlüğü içinde tanımlamada,  genel görelilikten doğan bir çözümü  (“Einstein evreni”) önermesiyle genel göreliliği bu yolda kullanan ilk kişi olmuştur.  Bu model o dönemde Einstein’in gözüpek girişimiyle yeni bir kavramın doğmasını sağlamıştı: Kozmolojik prensip. Kozmolojik prensibe göre, insanoğlu evrende ayrıcalıklı bir konuma sahip değildir, evren homojen ve izotroptur. Yani insanın baktığı yer ve yön neresi olursa olsun evren uzay (mekân) bakımından homojendir; daha açık bir deyişle, evrenin genel görünümü gözlemcinin konumuna ve baktığı yöne bağlı değildir. Bu, o dönem için çok cüretkar bir hipotez sayılırdı; çünkü henüz, sonradan  “Büyük Tartışma” adı verilen, Samanyolu dışında cisimler olup olmadığı tartışmasının sürdüğü o dönemde hiçbir inandırıcı gözlem, Samanyolu dışındaki cisimlerin varlığını doğrulama imkânını sağlayamıyordu. "Kozmolojik prensip" evrenin makro özelliklerini açıklamakla birlikte, evrenin sınırı olmadığını, bu nedenle Big Bang'ın boşlukta belirli bir noktada değil, aynı anda tüm boşluk boyunca gerçekleştiğini ima eder. Makro ölçekte evren homojen ve izotroptur. Bu iki kabul, evrenin Planck zamanından sonraki tarihini hesaplamayı mümkün kılmıştır. Bilim insanları hâlen "Planck zamanı"ndan önce gerçekleşen çok önemli olayları saptamaya çalışmaktadır.
Einstein 1915 yılında ortaya attığı genel görelilik kuramıyla yaptığı hesaplamalarda evrenin durağan olamayacağı sonucunu çıkarmıştı. Fakat o dönemlerde genel kabul, evrenin statik olduğu yönündeydi; bu yüzden Einstein vardığı sonucu düzeltmek üzere denklemlerine “ kozmolojik sabite ” etkenini ekledi. Böylece, Einstein kozmolojik prensibe üstü kapalı biçimde, günümüzde doğrulanma derecesi açıkça azalmış görünen bir başka hipotez ekledi; bu, evrenin statik olduğu, yani zamanla evrim geçirmediği hipoteziydi. Bu da kendisini, denklemlerine “ kozmolojik sabit ”  terimini eklemek suretiyle ilk çözümünü değiştirme yoluna götürdü. Fakat gelecekteki gelişmeler, yanılmış olduğunu ortaya koyacaktı. Örneğin 1920’lerde Edwin Hubble günümüzde galaksi dediğimiz bazı “nebülöz”lerin galaksimiz dışında olduklarını, ayrıca onların galaksimizden uzaklaştıklarını ve uzaklaşma hızlarının galaksimize uzaklıklarıyla orantılı olduğunu (Hubble Yasası ya da Hubble Sabiti) keşfetti. Bu keşiften beri Einstein’ın “statik evren hipotezi”ni doğrulayacak hiçbir veriye rastlanmamıştır.
Zaten Hubble’ın bu keşfinden daha önce Willem de Sitter, Georges Lemaître ve Alexandre Friedmann gibi birçok fizikçi bir “evren genişlemesi”ni tanımlayan başka “genel görelilik” çözümleri bulmuş bulunuyorlardı. Onların ortaya koymuş oldukları modeller evrenin genişlemesi keşfedilir keşfedilmez derhal kabul edildiler. Böylece milyarlaca yıldır genişleme halinde olan bir evren tanımlanmıştı.

Big Bang ve karşısındaki durağan hal teorisi

Evrenin genişlediğinin keşfi, evrenin statik olmadığını ortaya koymakla birlikte, "maddenin sakınımı yasası"nı göz önünde bulunduran ve bulundurmayan birçok farklı görüşün ortaya atılmasına imkân vermişti. Bu görüşlerden başlangıçta maddenin yaratılışının söz konusu olduğunu varsayan görüş, ilk zamanlar en popüler olanıydı. Bu başarıdaki sebeplerden biri, “durağan hal (sabit durum) teorisi” denilen bu modelde evrenin sonsuz kabul edilmesiydi. Fred Hoyle tarafından ortaya atılan "durağan hal teorisi"ne göre evrenin yaşı ile bir gök cisminin yaşı arasında bir çelişki olamazdı.
Buna karşılık Big Bang hipotezinde evrenin, genişleme oranından yola çıkılarak hesaplanabilecek belirli bir yaşı vardı. 1940'lı yıllarda evrenin genişleme oranı hakkındaki tahminler bir hayli abartılıydı, bu da evrenin yaşı hakkındaki tahminlerin gerçeğin bir hayli altında olarak yapılmasına neden olmuştu. Öyle ki, Dünya’nın yaşını belirleyen farklı tarihlendirme yöntemlerinin bildirdiği değerlere göre Dünya evrenden daha yaşlı kalıyordu. Bu, önceleri, Big Bang tipi modellerin çeşitli gözlemler karşısında içine düştüğü güçlüklerden yalnızca biriydi. Fakat bu tür güçlükler evrenin genişleme oranının kesin biçimde belirlenmesiyle tarihe karıştılar.

Gözlemsel kanıtlar

Sonradan iki kesin gözlemsel kanıt Big Bang modellerine tümüyle hak verdi: Evren tarihinin sıcak devrinin kalıntısı denilebilecek enerji ışıması  (mikrodalga sahası) olan "kozmik mikrodalga arka plan ışıması"ın keşfi ve hafif elementlerin salınmasının ölçülmesi, yani ilk sıcak evre  sırasında oluşmuş hidrojen, helyum, lityumun farklı izotoplarının bırakılmasının ölçülmesi.
Bu iki gözlem, 20. yy.’ın ikinci yarısının başlarında gerçekleşti ve Big Bang’ı kozmolojide, kesin biçimde, gözlemlenebilir evreni tanımlayan model olarak yerleştirdi. Bu modelin kozmolojik gözlemlerle hemen hemen mükemmel biçimde örtüşmesinin yanı sıra, modeli doğrulayan başka kanıtlar da ortaya koyulmaya başlandı: Galaktik kümelerin gözlemi ve "kozmik arka plan soğuması"nın ölçülmesi (birkaç milyar yıl öncesiyle günümüzdeki ısı farkının ölçülebilmesi).

Galaksilerin evrimi

Big Bang modeli, homojen olan evrenin geçmişte bugünküne nazaran daha da homojen bir yapıda olduğunu varsayar. Kanıtı, yayılan kozmik arka planın gözlemi yoluyla sağlanmıştır. Kozmik arka plan ışıması olağanüstü bir izotropi  gösterir.
Bu durumda astrofiziksel yapılar (galaksiler, galaksi kümeleri)  Big Bang’ın ilk döneminde mevcut değillerdi, sonradan yavaş yavaş oluşmuş olmalıydılar. Oluşumlarının kökenindeki süreç James Jeans’in 1902’deki çalışmalarından itibaren  bilinmektedir; bu süreç Jeans Kararsızlığı adıyla bilinir.
Şu halde Big Bang modeline göre, günümüzde gözlemlediğimiz galaksiler sonradan oluşmuşlardı ve geçmişteki bu ilk galaksiler yakın çevremizde gözlemlediğimiz komşu galaksilere pek benzemiyorlardı. Işık hızı müthiş bir hız olmakla birlikte, belirli bir hız olduğundan,  geçmişte evrenin neye benzediğini anlamak için uzaktaki gök cisimlerine bakmamız yeterlidir. (Örneğin gezegenimize bir milyar ışık yılı uzaklıktaki bir gök cismini gözlemlememiz, o cisimden Dünya’ya gelen ışığın kaynağından bir milyar yıl önce yola çıktığı gözönünde bulundurulursa, aynı zamanda, o cismin bir milyar yıl önceki durumunu görmemiz demektir.)
Hubble Yasası’na göre kırmızıya kayma özelliği gösteren uzak galaksilerin gözlemi gerçekten  ilk galaksilerin sonrakilerden yeterince farklı olduklarını göstermektedir. O zamanlarda galaksiler arası etkileşimler daha fazlaydı; az sayıdaki dev galaksiler, galaksiler arasında birleşme olaylarından sonra ortaya çıkmışlardır. Aynı şekilde, spiral, eliptik ve “düzensiz galaksi”lerin sınıfsal oluşumları da zaman boyunca değişimlerle ortaya çıkmıştır.
Uzak galaksilere ilişkin tüm bu gözlemler nispeten titiz çalışmalarla yapılmıştır; çünkü uzak galaksiler (uzaklıklarından dolayı) az ışıklı olduklarından, iyi gözlemlenebilmeleri  hassas ve mükemmel gözlem araçlarını  gerektirmektedir. 1990’da Hubble Uzay Teleskobu’nun ve ardından VLT, Keck ve Subaru gibi büyük gözlemevlerinin hizmete girmeleriyle büyük "kırmızıya kayma" galaksilerinin gözlemi, bizlere, "galaksilerin oluşumu ve evrimi modelleri"nin öngördüğü galaksi kümelerinin evrim fenomenlerini doğrulama olanağı vermektedir.
İlk jenerasyonda yer alan yıldız ve galaksilerin incelenmesi  21.yy.’ın başında  astronomik araştırmanın temel  konularından biri haline gelmiştir.

Büyük "kırmızıya kayma"da kozmik arka planın ısı ölçümü

2000 yılının Aralık ayında Raghunathan Srianand, Patrick Petitjean ve Cédric Ledoux 2,57 derecesinde kırmızıya kaymada bulunan PKS 1232+0815 arka plan kuasar’ınca yayınlanan ışımanın emildiğini gözlemledikleri  bir “yıldızlararası bulut”taki "kozmik arka plan"ın ısısını ölçmeyi başardılar.
Tayf çizgilerinin incelenmesi bulutun kimyasal bileşiminin anlaşılmasına imkân sağladığı gibi, bulutta mevcut çeşitli atom ya da iyonların farklı enerji düzeyleri arasındaki geçişlere denk düşen çizgilerin saptanması, ısısının anlaşılmasına da imkân sağlayabilecekti. Bu bulutun ayırt etme gücü çok yüksek olan bir spektrometre (Very Large Telescope’un UVES spektrometresi) ile saptanan kimyasal özellikleri ilk kez "kozmik arka plan ışıması"nın ısısının ayırt edilebilmesine imkân sağladı. Srianand, Petitjean ve  Ledoux kozmik arka plan ışımasının ısısının 6 ile 14 °K (Kelvin) arasında olduğunu saptadılar; yani, bulutun 2,33.771 derecesinde  kırmızıya kaymada bulunduğu gözönüne alınırsa, Big Bang’ın öngördüğü 9,1 °K tahmini ile uyum halindeydi.
Keşifleri Britanya’nın bilimsel dergilerinden Nature’da yayımlandı.

Big Bang’ın kronolojisi

Big Bang’ın kronolojik aşamaları tersten,  yani günümüzden geçmişe doğru şöyle açıklanır:

Bugünkü evren  (+ 13,7 milyar yıl)

Evrenimiz, şimdiki zamanda geçmişteki haline kıyasla son derece az yoğun (şimdilerde evrende metre küp başına birkaç atom düşmektedir) ve soğuk (2,73 kelvin, yani-270 °C) haldedir. Her ne kadar çok sıcak bazı astrofiziksel  cisimler (yıldızlar) mevcutsa da evrenin şimdilerde maruz kaldığı ışınım (ışıma) çok zayıftır denebilir. Bu olguda yıldızların evrendeki sıklığının düşük olmasının payı büyüktür, yani evrenin herhangi bir noktasındaki bir yıldız ile kendisine en yakın yıldız arasındaki uzaklık son derece büyüktür. Astronomik gözlem bize yıldızlar ve galaksilerin evren tarihinin çok erken bir döneminde, Big Bang’ın ilk döneminden daha bir milyar yıl geçmeden önce mevcut olduklarını öğretmektedir.

Birleşme

Big Bang döneminden  300.000 yıl sonra, evren şimdiki haline kıyasla bin defa daha sıcak ve bir milyar misli daha yoğunken yıldızlar ve galaksiler henüz mevcut değildi.Bu büyük patlamadan 300,000 yıl sonraki, yani bundan aşağı yukarı 13,5 milyar yıl önceki evrenin ilk görülebilir halinin fotoğrafı çekildi. 1992 yılında NASA’nın COBE uydusunun çektiği bu fotoğrafın astrofizikçilerin hesaplarına tam uyumlu olduğu gözüktü.
İşte bu dönem,  evrenin yoğunluğunun  ışığın yayılabilmesine yeterli olacak düzeye düştüğü dönemdir. Daha öncesinde ışığın yayılabilmesine temel engel “serbest elektronlar”ın varlığıydı. Soğuması sırasında evrende bu "serbest elektronlar" atomları oluşturmak üzere  atom çekirdeklerinde bir araya geldiler. Bu yüzden bu döneme "birleşme dönemi"  denilir.  Aynı zamanda ışığın yayılmaya başladığı dönem olduğundan, bu dönemden "madde ve ışımanın ayrılma dönemi" olarak da söz edilir. İşte  kozmik arka plan ışıması dediğimiz ışıma,  bu dönemden itibaren günümüze dek süregelebilmiş ışıma ya da ışıklardır. NASA'nın WMAP uydusunun 2006 yılındaki verilerine göre Büyük Patlama'dan 380,000 yıl sonra evrenin daha net bir haritası çıkarıldı.Bu sonuçlara göre evrenin %12'sinin atomlardan,%15'inin fotonlardan,%10'unun nötronlardan ve %63'nün de karanlık maddeden oluştuğu belirlendi.Bu sonuçlar ışığında, Büyük Patlama'dan 380,000 yıl sonrasında evrenin %12'si atomlardan oluştuğuna göre ilk atomların oluşmaya başladığı ve dolayısıyla da serbest elektronların atom çekirdeği etrafına dizilmeleri yoluyla ışığın yayılabildiği zamanın başlangıcı Big Bang'den itibaren 300,000 yıl olmalıdır.380,000 yıl ancak "birleşme döneminin" tamamlandığı zaman olarak düşünülebilir. Ayrıca COBE uydusunun 1992 yılı verileriyle Big Bang'den 300,000 yıl sonraki halinin bir haritası çıkarılabildiğine göre,ışığın evrende serbestçe yayılabildiği zamanın başlangıcının 300,000 yıl olarak kabulünü gerektirir. Bu da serbest dolaşan elektronların ilk olarak bu zamanda atom çekirdeği etrafına dizilmeye başladığının ,diğer bir deyişle ilk atomların oluşmaya başladığının göstergesidir. Aksini kabul etmek, COBE uydusunun verilerinin geçersiz olduğunun kabulünü gerektirir.NASA kaynaklarında böyle bir durumdan bahsedilmez.Sonuç olarak,380,000 yıl süresi 300,000 yılın yerini almış değildir,WMAP uydusunun evrenin daha net bir haritasını çıkarmak adına gözlemlediği zamandaki durumunu yansıtır.

İlk nükleosentez  (+ 3 dakika)

Big Bang’ın ilk döneminden 300.000 yıl sonra evren bir "elektronlar ve atom çekirdekleri plazması"ndan oluşmaktaydı.(Bu sürenin 380,000 yıl olarak olarak kabulü WMAP uydusunun 2006 yılı verileriyle tezat oluşturur. Zira, yukarıdaki paragrafta da belirtildiği gibi, NASA'nın açıkladığı sonuçlara göre evrenin Big Bang'dan 380,000 yıl sonrasında %12'sinin atomlara dönüştüğü belirlenmiştir.)  Isı yeterince yüksek olduğunda atom çekirdekleri mevcut olamazlar; bu  durumda proton, nötron ve elektron karışımından söz edilebilir. İlksel evrende hüküm süren koşullarda ısı ancak 0,1 MeV’un (Elektron Volt, yaklaşık bir milyar derece) altına indiğinde nükleonlar, atom çekirdekleri halinde kombine olabilirler. Bununla birlikte bu koşullarda lityumdan daha ağır atom çekirdeklerinin oluşması mümkün değildir. Dolayısıyla Big Bang başlangıcından yaklaşık bir saniye sonra başlayan ve yaklaşık  üç dakika süren bu evrede  oluşan atom çekirdekleri yalnızca hidrojen, helyum ve lityum çekirdekleridir. Dolayısıyla bu evre ya da dönem ilk nükleosentez  olarak adlandırılır. Günümüzde, modern kozmoloji  araştırmacıları, sonuçların gözlemi ve anlaşılması bakımından, ilk nükleosentez konusuna artık tamamlanmış bir konu gözüyle bakmaktadır.

Elektron-pozitron çiftlerinin yok olması

Isı 0,1 MeV (Elektron Volt) olduğunda başlayan ilk nükleosentezden az önce 0,5 MeV’u (beş milyar derece) aşan evren ısısı elektronların kütle enerjisine  denk olmuştur. Bu ısının ötesinde elektronlar ile fotonlar arasındaki etkileşimler kendiliğinden elektron-pozitron çiftleri yaratabilirler. Bu çiftler, kendiliğinden yok olabilirlerse de ısı 0,5 MeV eşiğini geçtikçe durmaksızın yeniden yaratılırlar. Isı bu eşiğin altına indikçe bu çiftlerin hemen hemen tümü baryogenezden doğan elektron fazlalıklarına yer vererek  fotonlar halinde yok olurlar.

Nötrinoların ayrılması

Bu dönemden az önce, ısı elektron, foton ve nötrinoların çeşitli etkileşimleri için yeterli olan 1 MeV’un (on milyar derece) üzerindeydi. Bu ısıdan itibaren bu üç tür, “termik denge”   halindedir. Evren soğuduğunda elektronlar ve fotonların etkileşimlerini sürdürmelerine karşın nötrinoların etkileşimleri biter.  Bu dönem de nötrinoların ayrılma dönemidir. Dolayısıyla bildiğimiz “kozmik arka plan ışıması”nın özelliklerine benzer özellikler gösteren bir “nötrinolar kozmik arka planı” mevcuttur. Dolaylı bir rol oynayan nötrinoların “ kozmik arka planı”nın varlığı ilk nükleosentezin sonuçları yoluyla, dolaylı olarak doğrulanmıştır. Nötrinoların kozmik arka planının doğrudan saptanması şimdiki teknolojik imkânlarla son derece güç olmakla birlikte, varlıkları konusunda herhangi bir tartışma olmamıştır.

Baryogenez

Atomaltı parçacıkları ve etkileşimlerini konu alan, çeşitli parçacıkların ve temel etkileşimlerin (temel kuvvetlerin)  “elementer  antiteler”in  (nötron, proton, elektron) yalnızca farklı görünümleri olarak ele alındığı (örneğin elektromanyetizma ve zayıf nükleer güç, tek bir etkileşimin iki görünümü olarak tanımlanabilir) parçacık fiziği, deneylerle desteklenen genel fikir üzerine kuruludur. Daha genel olarak belirtmek gerekirse,  fizik yasalarının ve evrenin, yüksek ısılarda daha “simetrik” bir hal  aldıkları varsayılır. Mesela  geçmişte evrende madde ve antimaddenin nicel eş olarak mevcut oldukları kabul edilir. Günümüzdeki gözlemler  antimaddenin gözlemlenebilir evrenimizde hemen hemen mevcut olmadığını göstermektedir.Bu durumda maddenin varlığı belirli bir zamanda maddenin antimaddeye oranla  hafif bir fazlalığından oluşmuştur (maddenin antimaddeye baskın gelmesi). Evrenin sonraki evrimi sırasında madde ve antimadde, arkalarında oluşan en hafif madde fazlasını bırakarak eşit niceliklerle yok oldular. Bu olağan madde baryon denilen  parçacıklardan oluştuğundan, söz konusu  madde fazlalığının oluştuğu evreye  baryogenez adı verilir. Bu evre ya da süreç hakkında çok az şey bilinmektedir. Örneğin bu olay sırasında oluşan ısı derecelenmesi  Big Bang modellerine göre değişmektedir (bu, farklı Big Bang  modelleri arasındaki farklardan biridir). Baryogenezin meydana gelmesi için gerekli koşullara Rus fizikçi Andréi Sakharov’un 1967’deki çalışmalarından ötürü "Sakharov koşulları" adı verilmiştir.

"Büyük birleşik" çağı

Giderek artan sayıdaki belirtiler, zayıf ve güçlü elektromanyetik kuvvetlerin tek bir etkileşimin (kuvvetin) farklı görünümlerinden ibaret oldukları fikrini vermektedir. Bu durum, artık genellikle, İngilizce’de kısaltma adıyla GUT olarak bilinen, “Büyük Birleşik Teori” (İng. Grand unification theory ya da  Grand Unified theory) kapsamında bulunmaktadır. Bu etkileşim ya da kuvvetin 10¹⁶ GeV’un (10²⁹derece) üzerindeki ısılarda tezahür ettiği sanılmaktadır. Şu halde muhtemelen evren GUT teorisinin uygulanma alanı bulduğu bir evre geçirmiş olmalıdır. Doğası hâlen bilinmemekle birlikte, bu evre, baryogenezin ve muhtemelen karanlık maddenin kökeninde yer almış olmalıydı.

Kozmik şişme

Big Bang teorisi kozmolojiye yeni meseleler getirmişti. Örneğin evrenin  homojen ve izotrop  olduğunu önermiş, fakat niçin böyle olması gerektiğini açıklamamıştı. Oysa teorinin sade versiyonunda, evrende  homojenliğe yol açan Big Bang'ın gerçekleşmesinde bir mekanizmadan ya da işleyişten  söz edilmiyordu,  böyle bir şey yoktu. Böylece şişme (ilk ani, hızlı genişleme) nedeni ya da gerekçesinin evrenin homojen ve izotrop olmasına yol açan bir süreç başlattığı varsayılıyordu.
"Kozmik şişme"  kavramının mucidi, böyle bir süreci  betimleyici  bir senaryoyu ilk öneren kişi olan Alan Guth’tur. François Englert ve Alexei Starobinsky de aynı dönemde (1980) bu meselenin  bazı sorunlu kısımları üzerinde çalışmalarda bulunmuş diğer isimler olarak bilinir. Guth daha sonra (1982’de), bazı  çalışmalarda bulundu ki, bu çalışmalarında ortaya koyduğu sonuçlara göre, büyük astrofiziksel yapıların tohumlarını içeren kozmik şişme, evrenin homojen oluşunu açıklama imkânı sağlamakla  kalmayıp, evrenin niçin homojenliğe aykırı bazı  olgular içermesi gerektiğini de açıklama imkânı sağlıyordu.
Şişmenin evren tarihinin, Büyük Birleşik Çağı’na ve Planck Çağı’na komşu olan, son derece sıcak (10¹⁴ ile 10¹⁹ GeV arasındaki, yani 10²⁷ile10³² derece arasındaki ısılarda) ve erken bir döneminde yer almış olması gerekir. Gerek Big Bang teorisinin ortaya koyduğu meselelerin hemen hemen tümünün şişme süreciyle açıklanabilmesi, gerekse bu tür meselelerin açıklanabilmesinde diğer senaryoların daha karışık olmalarına rağmen sonuç vermede yetersiz görülmesi, şişme senaryosuna kozmolojide daha ön planda yer verilmesini sağladı. Kozmik arka planın anizotropilerinin  ayrıntılı gözleminden itibaren, iyice emin olunduğundan, şişme modellerinin kanıtlarla pekiştirilmesine gerek kalmadığı anlaşıldı. Şişme senaryosunun gözlemlerle uyum içinde olması onun konuyla ilgili tüm meselelerde baş role yerleştirilmesini sağlamış bulunmaktadır.
Şişme evresi  evrenin belli bir zaman içinde son derece hızlı bir şekilde genişlemesidir. Genişleme dolayısıyla yoğunluğu azalan bu evren, çok homojen bir enerji türüyle dolu haldeydi. Bu enerji o zaman çok hızlı olarak etkileşimde bulunmaya ve ısınmaya koyulacak partiküllere dönüştü. Şişmeyi sona erdiren bu iki evreye  parçacıkların patlayıcı yaratılışı bakımından “ısınma-öncesi  evre” ve parçacıkların termalizasyonu bakımından “ısınma evresi” adı verilir. Şişmenin genel işleyişi iyice anlaşılmış olmakla birlikte, ısınma-öncesi ve ısınma evrelerindeki işleyiş tam anlaşılamamış olup, hâlen çeşitli araştırmalara konu olmaktadır.

Planck Çağı — Kuantum Kozmolojisi

Şişme evresinin ötesinde (öncesinde), daha genel olarak söylemek gerekirse, Planck ısısı gibi sıcaklıklarda güncel fizik kuramlarının artık geçerli olmadığı bir sahaya girilir. Bu, genel görelilik kuramında  bir düzeltmenin söz konusu olacağı, kuantum mekaniği kavramlarının geçerli olduğu bir sahadır. Henüz ortaya konmamış olmakla birlikte, belki de hâlen gelişim halindeki sicim kuramından doğacak bir kuantum kütleçekimi kuramı, Planck Çağı denilen dönemdeki evrene ilişkin çeşitli spekülasyonlara yer verilmesini sağlayacaktır. Stephen Hawking gibi birçok yazar bu dönemlerdeki evreni tanımlayabilme denemelerine olanak sağlayacak çeşitli araştırma yolları önermişlerdir. Bu araştırma alanına günümüzde kuantum kozmolojisi adı verilmektedir.

Big Bang'ın getirdiği meseleler

Big Bang modelleri incelendiğinde bu tip bir modelin bazı  sorunları da  beraberinde getirmiş olduğu görülmekteydi. Üzerinde değişiklikler yapılmadan önce, sade Big Bang modeli pek ikna edici bir model olarak görünmemekteydi; çünkü alışılmış miktarlara kıyasla son derece büyük ve son derece küçük miktarlardaki birçok fiziksel niceliğin varsayılmasını gerekli kılmaktaydı. Bir başka deyişle, ayakta kalabilmesi için beklenmedik  değerlere birçok parametrenin eklenmesini gerekli kılıyor görünmekteydi. Evren konusundaki bu tip bir “ince akort” (İng. fine-tuning) kozmolojiyle ilgili olan ya da olmayan tüm fizik modellerinde sorunlu olarak kabul edilir. Bu durumda Big Bang, birçok gözleme açıklama  getirmesindeki başarısına rağmen, ortaya birçok  sorun koyan, fakat kendisi bu sorunları halledemeyen, dolayısıyla,  getirdiği çözümü pek çekici görünmeyen bir kavram durumuna düşmekteydi. Fakat Big Bang modellerine eklenen senaryolar, özellikle kozmik şişme senaryosu teoriye ilk zamanlarda yapılan olumsuz yorumları değiştirmeyi başarmıştır.

Ufuk meselesi

Estetik ve sadelik argümanları hariç tutulduğu takdirde, doğanın evrenin homojen ve izotrop olmasını tercih etmesinde makul bir neden yoktur. Ayrıca ilk Big Bang modelinde homojenlikten niçin -kozmik arka plan ışımasının anizotropilerinde görülen ve evrendeki büyük yapıların (galaksiler, galaksi kümeleri vs.) oluşumundan sorumlu olan bazı sapmalar olduğunu açıklayan tatminkar bir işleyiş de mevcut değildi. Bu, herhangi bir tatmin edici açıklama getirilememiş bir meseleydi ve uzun zaman boyunca soruna, yani evrenin niçin çağımızda gözlemlediğimiz hale (homojen ve izotrop hale) gelecek şekilde evrim geçirmiş olduğuna ilk koşullardan yola çıkan işleyiş açıklamalarıyla çözüm getirilmeye çalışıldı. Sorun şöyle de ifade edilebilir: Geçmişte birbirlerine yakın olmuşlarsa da, herhangi bir enformasyon alışverişine vakitleri olmamış, evrenin  birbirinden son derece uzak iki bölgesinin esas olarak aynı özellikleri gösteriyor olması nasıl açıklanabilirdi? Bu mesele, günümüzde  “ufuk meselesi” olarak adlandırılır.

Evrenin düzlemselliği meselesi

Evrenin evriminin incelenmesi ele alındığında karşılaşılan bir başka mesele muhtemel “eğrilik yarıçapı” (bir kürenin ya da elipzoid bir cismin merkezinden yüzeye olan mesafe; söz konusu cisim bir eğri yüzeyden ibaretse eğri yüzey küresel cisme tamamlanarak da yarıçap elde edilebilir) meselesidir. Genel görelilik şunu ortaya koymaktadır ki, eğer evrende maddenin dağılımı homojense, bu takdirde evrenin geometrisi yalnızca tek bir parametreye, “uzaysal eğrilik”  denilen parametreye bağlıdır. Sezgisel olarak, bu niceliğin, söz konusu koşullarda artık geçerli olmayacak "öklid geometrisi"nin ötesindeki bir uzaklık skalasıyla ilgili olduğu söylenebilir. Örneğin  köşeleri birkaç milyar ışık yılı uzaklığa yayılmış dev bir üçgenin iç açılarının toplamı 180 dereceye eşit olmayabilir. Doğrulanmamış olmakla birlikte, gözlemlenebilir evrenin mesafelerinden daha büyük mesafelerin söz konusu olduğu durumlarda bu tür olgularla karşılaşılması gayet normaldir.
Bununla birlikte, “eğrilik yarıçapı” denilen uzunluk skalasının gözlemlenebilir evrenin boyutuna kıyasla gittikçe küçük hale gelme eğiliminde olması durumunda, bir başka mesele ortaya çıkmaktadır. Bir başka deyişle, eğer "eğrilik yarıçapı" beş milyar yıl önce “gözlemlenebilir evren”in boyutundan daha büyük idiyse de günümüzde “gözlemlenebilir evren”in boyutundan daha küçük olması ve sözü edilen etki ya da sonuçlarının görünür hale gelmesi gerekiyordu. Bu akıl yürütmeye devam edilerek, eğriliğe bağlı etki ya da sonuçları  hâlen görülür olmadığına göre, eğrilik yarıçapının nükleosentez döneminde gözlemlenebilir evrenin boyutundan son derece daha büyük olduğu söylenebilir. Eğrilik yarıçapının gözlemlenebilir evrenin yarıçapından hâlen büyük kalması olayına  günümüzde düzlemsellik  meselesi (İng. flatness problem)  adı verilmektedir.

Tekkutuplular meselesi

Parçacık fiziği evrenin genişlemesinden doğan soğuması sırasında yavaş yavaş yeni parçacıkların ortaya çıktıklarını öngörür.
Bunlardan bazıları  ilksel evrende meydana geldiği  sanılan, hal değişimi denilen olay sırasında ortaya çıkmış olmalıydılar. Bazılarına tekkutuplu ya da manyetik tekkutuplu  denilen bu parçacıklar istikrarlı olma özelliğine sahip olup, çok sayıda ve son derece ağır olmalıydılar (protonun 10¹⁵ misli olmaları tipik özelliklerinden biridir). Eğer böyle parçacıklar türemişlerse, bunların evrenin yoğunluğuna katkıları da olağan maddeninkine kıyasla hatırı sayılır derecede yüksek olmalıydı.
Oysa, evren, yoğunluğunun bir kısmını pek bilmediğimiz madde türlerine borçluysa da, evrende tekkutuplularınki  gibi istisnai  bir orana sahip parçacıklara kesinlikle yer yoktur. Parçacık fiziğinin öngörüyor olmasıyla birlikte, keşfedilemediklerinden  gerçekten mevcut olup olmadıkları saptanamamış bu tür ağır parçacıklar meselesi tekkutuplular meselesi olarak adlandırılır.

Yapıların oluşumu meselesi

Gözlemler,  evrenin büyük ölçeklerde homojen olduğunu göstermekle birlikte, aynı zamanda, küçük ölçeklerde (gezegenler, yıldızlar, galaksiler vs.) homojenlikten sapmalar içerdiğini, yani homojen olmama özelliği de taşıdığını göstermektedir.
Günümüzde, belirli koşullar oluştuğunda maddenin dağılımındaki küçük bir homojen olmama halinin nasıl,  çevresinden daha yoğun, önemli bir astrofiziksel  cismi yaratana dek büyüyüp geliştiği bilinmekte, açıklanabilmektedir. Buna Jeans Kararsızlığı işleyişi adı verilmektedir. Bununla birlikte, böyle bir işleyişin  meydana gelmesi için öncelikle küçük bir homojen olmayış mevcudiyetinin varsayılması gerekir ve ayrıca gözlemlenen astrofiziksel yapıların çeşitliliği göstermektedir ki başlatıcı etkide bulunan bu homojen olmayış hallerinin genişlik ve boyut olarak dağılımı "Harrison-Zel'dovich spectrumu" adıyla bilinen kesin bir yasaya tâbidir. İşte ilk Big Bang modelleri  bu tür çalkantı ya da kararsızlıkları açıklamada yetersiz kalmaktaydı. Bu yüzden ilk Big Bang modelleri ortaya atıldığında yapıların oluşumu meselesi ortaya çıkmıştı.

Ufuk meselesi hakkında

Ufuk meselesi ile düzlemsellik meselesi köken olarak aynı mesele kapsamında ele alınabilir. Zaman ilerledikçe genişleme sürmekte ve gitgide daha çok madde içeren daha büyük bölgelere geçilmektedir. Zaman ilerledikçe sayıları görünür şekilde artan galaksilerin aynı özelliklere sahip olmaları şaşırtıcı bir husustur.
Bu meselenin bir çözümü, evren tarihinin erken döneminde evrenin hali hakkındaki belirli bir enformasyonun tüm evrene son derece hızla yayılmış olduğu fikrindedir. Böyle bir durumda evrenin birbirlerine son derece uzak bölgeleri birbirlerine benzer oluşumlar içine girmelerini sağlayacak enformasyon alışverişinde bulunmuş olabilirler. Bu çözümün karşısındaki engel, özel görelilik kuramıdır; özel görelilik kuramı hiçbir şeyin ışıktan daha hızlı hareket edemeyeceğini şart koşmaktadır.
Bununla birlikte, evrenin genişlemesi çok hızlı olmuş olmasına rağmen, özel görelilik sınırları bir şekilde aşılmış olabilir. Aslında, böyle bir durumda, gözlemlenebilir evrenin boyutu sabit kalırken, evrenin iki bölgesi arasındaki uzaklık üslü olarak artabilir. Yani başlangıçta çok küçük ve homojen olan bir bölge gözlemlenebilir evren bölgesine oranla son derece büyük bir boyuta erişme olanağına sahiptir. Sabit genişleme oranlı bu evre tamamlandığında evrenin bulunduğumuz homojen bölgesi gözlemlerimize ulaşan halinden son derece daha büyük olabilir.
Friedmann denklemleri, evrende tipik olmayan bir madde türünün  varlığının kabulü şartıyla, bu tür senaryoların mümkün olabileceğini göstermektedir.

Düzlemsellik meselesi hakkında

Düzlemsellik meselesi de aynı tarzda çözülebilir. Meselenin özü  şudur: "Eğrilik yarıçapı", gözlemlenebilir evrenin boyutundan daha az hızla büyümektedir. Oysa eğer genişlemeye hükmeden yasa, olağan maddeyle dolu bir evrenin genişlemesine hükmeden yasadan farklıysa bu artık doğru olamaz.  Tipik olmayan özelliklere sahip (örneğin basıncı negatif olan) bir madde türünün mevcudiyeti varsayıldığında, "eğrilik yarıçapı" gözlemlenebilir evrenin boyutundan daha hızlı büyüyecektir. Eğer böyle bir genişleme evresi geçmişte olmuş ve yeterince uzun bir zaman sürmüşse eğrilik yarıçapının ölçülebilir olmaması hiç de şaşırtıcı değildir.

Tek kutuplular meselesi hakkında

Manyetik tekkutuplular meselesi hızlanmış bir genişleme evresi ile çözülebilir. Bu, evrendeki tüm olağan maddenin yoğunluğunu azaltıcı eğilimdedir. Ancak bu durumda yeni bir mesele ortaya çıkar: Hızlanmış genişleme evresi, ardında tümseksiz, çukursuz bir uzaysal düzlem halinde, homojen, fakat maddesiz bir evren bırakır.
1980'li yılların başlarında Alan Guth tarafından önerilen "kozmik şişme" senaryosu bu sorunların tümünü gideren bir çözüm olmuştur. Bu çözümde, hızlanmış genişleme evresine  neden olan, gerekli tüm özelliklere sahip, "tipik olmayan madde" türüdür. Çözümde, hızlanmış genişlemenin sonucunda kararsız (değişken) hale gelen bu genişleme evresinden sorumlu olan "sayıl alan" (İng. scalar field)  "ısınma öncesi" ve "ısınma" denilen karmaşık süreçler sırasında, aşama aşama “standart model”   parçacıkları halinde parçalanır.
Kozmik şişme ile ilgili sunulan ilk modeller çeşitli teknik sorunlar taşımış olsa da, önerilen sonraki modeller bu teknik sorunlardan arındırılarak, makul bir duruma gelecek şekilde geliştirilmiştir.
Tekkutuplular, düzlemsellik ve ufuk meselelerinin kozmik şişme çözümüne alternatif bir çözümü Weyl curvature hipoteziyle  sunulmuştur.

Büyük yapıların oluşumu hakkında

Kozmik şişmede, maddenin her türüne ilişkin kuantum çalkantıları ya da dalgalanmaları vardır (Heisenberg’in  belirsizlik ilkesinin sonucu olarak). Şişmenin beklenmedik sonuçlarından biri,  başlangıçta kuantum tabiatlı bu çalkantıların “hızlanmış genişleme evresi ” sırasında olağan klasik yoğunluklar haline gelmek üzere evrim geçirmeleridir. Bu çalkantıların “kozmolojik karışıklıklar teorisi” kapsamında gerçekleştirilen tayf hesaplamaları, söz konusu çalkantıların "Harrison-Zeldovitch tayfı"  baskılarını izlediklerini ortaya koymuştur.
Böylece kozmik şişme, evrendeki homojenlikten küçük kaçışların ya da sapmaların ortaya çıkışını açıklayabilmemize olanak sağlamaktadır. İlk kozmik  şişme modelinin  beklenmedik başarısı, ardından daha geliştirilmiş bir halinin hazırlanmasına öncülük etti: Bu modele göre, kozmik şişme evresi sırasında yaratılan küçük homojen olmama hallerinin ayrıntıları, güncel evrenimizdeki homojen olmama hallerinin ilk nedenleri olabilirdiler. COBE ve WMAP uydularınca gözlemlenen "kozmik arka plan dalgalanmaları"na ilişkin verilerin incelenmesi yoluyla yapılan gözlemler ile bu tahminler arasındaki uyum ilginç düzeydedir. SDSS (Sloan Digital Sky Survey) ekibi tarafından hazırlanan “galaksiler kataloğu” adlı çalışma sonuçlarında da görülen bu uyum, 20. yy. kozmolojisinin büyük başarılarından birini gözler önüne sermektedir.

Kozmik şişmeyi kabul eden farklı kozmolojik modeller

Big Bang’ın evren tarihinin ilk ya da başlangıç anına dayalı olduğu inanışı yanlış bir inanıştır. Big Bang yalnızca evrenin yoğun ve sıcak bir dönemden  geçmiş olduğunu gösterir. Bu yoğun ve sıcak evreyi çok farklı  tarzda betimleyen çeşitli kozmolojik modeller vardır.
Sunulan ilk modellerden birinde Georges Lemaître  maddenin yoğunluğunun nükleer madde yoğunluğunda (10¹⁵g/cm³) olduğu bir ilk hali varsayıyordu. Lemaître, haklı olarak, böyle yoğunluklardaki maddenin davranışını kesin olarak bilme iddiasında bulunmanın güç olduğunu düşünüyor ve genişlemeyi başlatan şeyin bu kararsız (değişken) dev atomik çekirdeğin parçalanması olduğunu varsayıyordu. Lemaître daha önce, 1931’de, evren tarihinin ilk anlarını tanımlamada daima kuantum mekaniğine başvurmak gerektiğine  ve uzay (mekân) ile zaman kavramlarının alışılmış niteliklerini muhtemelen kaybetmiş halde olacağına dikkat çekiyordu.
Günümüzde klasik Big Bang modellerinin yetersiz kaldığı noktaları tamamlayan, kozmik şişme ve Big Bang'ı farklı bir bakış açısıyla ele alan farklı modeller oluşturulmuştur. Bazı kozmik şişme modelleri sonsuz (ebedi) bir evren varsayarlar, pre-Big Bang gibi bazı modeller ilk halin pek yoğun olmadığını, buna karşılık ardından bir geri sıçrama evresi geçirdiğini varsayarlar, sicim kuramına dayalı bazı modeller ise "gözlemlenebilir evren"in dört boyutluluğun da ötesindeki bir uzaya dalmış halde olduğunu varsayarlar. Bu sonuncu modellere göre, Big  Bang ve genişleme hareketi iki brane arasındaki  çarpışmadan kaynaklanmaktadır Bazı modeller de evrenin hareketini tekrarlanan bir nabız atışına (genişleme ve büzülme) benzetirler.
Sonuç olarak tekrar etmek gerekir ki, gözlemlediğimiz evren Big Bang’dan doğmuştur. Big Bang teorisine göre, günümüzde tanıdığımız elementer parçacıklar söz konusu yoğun ve sıcak dönemde oluşmuşlar ve sonraki süreçlerde evrende gözlemlediğimiz tüm yapılar oluşmuştur.

Oluşumu

Big Bang’ın ilk döneminde gözlemlenebilir evren bölgesinde hüküm süren koşullar her yerde aynıydı. Buna karşılık maddi unsurların evrenin genişlemesi olgusuyla birbirlerinden hızla uzaklaştıkları görülmektedir. Büyük Patlama terimi, bu genişleme hareketinin şiddetine ifade etmek üzere, bir terim olarak önerilmiştir.
Big Bang’in bir merkezi ya da özel bir yönü yoktur. Evrenin geçmişte nasıl olduğu, ancak evrenin uzak bölgeleri gözlemlenerek anlaşılabilmektedir. Evrende ne kadar uzak bir bölge gözlemlenebilirse, evren tarihinde de o kadar uzak bir geçmiş tespit edilebilir. Fakat günümüzde gözlemlenebilen, doğrudan doğruya Big Bang'ın ilk döneminin kendisi değil, evren tarihindeki bu sıcak aşamanın ışıklı yansıması olan “kozmik arka plan ışıması”dır. Bu ışıma esas olarak tekbiçimli olup her yönde gözlemlenebilmektedir. Bu, Big Bang’ın gözlemleme olanağı bulunan bölgelerde son derece homojen bir tarzda meydana geldiğini göstermektedir. Big-Bang’ın ilk halini tespit edilemeyecek olmasının sebebi, ilksel evrenin, yüksek yoğunluğundan  dolayı, donuk ışımalı oluşudur.
Genel kanının aksine Big Bang, herhangi bir yerde olmuş bir patlama değildir. Big Bang ya da Büyük Patlama, kimilerinin adını ilk duyduğunda düşündükleri gibi, günümüzdeki galaksileri oluşturan maddeyi dışarı fırlatıp atan, herhangi bir noktada meydana gelmiş bir patlama değildir.

Felsefi  sonuçları

Big Bang’ın önerdiği ya da en azından sade modelinde önerdiği çözüm, filozofların bir kısmına göre yaratılışçı fikrine uygun görüldü. Bu filozoflara göre temel fikir, Yaratılışçılık'ın önerdiği "Başlangıçlı Evren" ile uyuştuğu üzerine geliştirildi. Bilim camiası teoriye kuşku ile bakarken, kısa zamanda genelini halkın oluşturduğu kitleler bunu Yaratılışçılık'ın doğrulaması olarak kabul etti. Evrenin başlangıcına dair teoloji ve felsefede yapılmış önceki yorumlara ilave olarak, bu bilimsel gelişme, felsefe ve teoloji alanlarında da farklı yorumcular tarafından, önceki akımların doğrulanmasına veya sorgulanmasına yol açtı. Bu nokta Papa XII. Pius tarafından özellikle ifade edildi. Bazılarına göre, Big Bang’ın önerdiği kronoloji, Yaratılış’ın sonsuz olduğuna inanan Newton, Einstein gibi çekim teorilerinin kurucularının kanaatlarinin aksi gibi görünüme sahipti. Lemaître, Papa’nın ifade ettiğinden farklı bir bakış açısına sahipti. Buna karşılık, bilimsel anlamda kabul edilebilir kanıtlara dayanılmasa da, Lemaître’e Big Bang modelini hazırlamasında dinî kanaatlerinin yardımcı olduğunu ileri sürenler olmuştur.
Bir kısım bilim insanı, astroloji ve kozmoloji verilerinin, herhangi bir felsefe veya teoloji ile örtüşmeyeceğini ifade etmişlerdir.  Buna karşın bazı astrofizikçiler, konunun Tanrı'nın varlığı ile ilişkilendirilebileceğini savunmuşlardır. Örneğin Amerikalı astrofizikçi Hugh Ross konuya ilişkin şu açıklamada bulunmuştur:
"Zaman, olayların meydana geldiği boyut olduğuna göre, eğer madde, Big Bang'la ortaya çıkmışsa, o halde evreni ortaya çıkaran sebebin evrendeki zaman ve mekândan tümüyle bağımsız olması gerekir. Bu da bize Yaratıcı'nın evrendeki tüm boyutların üzerinde olduğunu göstermektedir."

Güncel durum

Big Bang teorisi esasen iki temel fikir üzerine kuruludur: Fiziksel yasaların evrenselliği ve kozmolojik prensip. Kozmolojik prensip daha önce değinildiği gibi, evrenin makro ölçeklerde homojen ve izotrop olduğunu varsayar. Bu fikirler önceleri birer hipotez konumundaydılar, fakat günümüzde gözlemlerle desteklenmektedirler.
Gözlemsel kozmoloji alanındaki gözlemsel gelişmeler Big Bang’a  kesin bir destek sağlamaktadır, en azından bu alanda çalışan araştırmacılar arasında bu görüş ortaktır.  Big Bang’ın karşısındaki temel teori olan "durağan hal teorisi" de kozmik arka plan ışımasına ilişkin gözlemleri, hafif elementlerin salınmasını  ve galaksilerin evrimini açıklamakta yetersiz kalışı nedeniyle günümüzde tümüyle marjinal bir duruma gelmiş bulunmaktadır.
Big Bang aslında, hâlen gözlemlerin bir yanlışını çıkaramadığı genel göreliliğin bir sonucudur. Dolayısıyla kimilerine göre Big Bang’ı reddetmek genel göreliliği reddetmek demektir.
Buna karşılık birçok dönem veya fenomenin hâlen pek fazla bilinmediği bir gerçektir. Örneğin, antimaddeye kıyasla hafif bir madde fazlasının söz konusu olduğu baryogenez dönemi ve kozmik şişme evresinin sonuna ilişkin ayrıntılar, özellikle ısınma-öncesi ve ısınma evreleri... Geliştirilecek yanları olan Big Bang modelleri hâlen gelişim içinde olmakla birlikte, artık  Big Bang’ın genel kavramını tartışmak yeterince güçleşmiş bulunmaktadır.

Büyük Patlama teorisine göre gelecek

Karanlık enerjinin varlığının anlaşılmasından önce, kozmologlar evrenin geleceği hakkında iki senaryo geliştirmişlerdi. Evrenin "kütle yoğunluğu" “kritik yoğunluk”tan (İng. critical density)  büyük olduğu takdirde evren azami boyutuna ulaştıktan sonra çöküş sürecine girecekti. Daha yoğun ve daha sıcak olacak ve bu süreci “Büyük Çöküş” (İng.Big Crunch) denilen, başlangıçtaki haline benzer bir halle tamamlayacaktı.
Bu senaryoya alternatif olarak, evrendeki yoğunluk "kritik yoğunluğa" eşit veya bunun altında olduğu takdirde genişleme yavaşlayacak, fakat asla durmayacaktı. Yıldızlararası gazlardaki yıldız oluşumu tüm galaksilerde duracak, yıldızlar ak cücelere, nötron yıldızlarına ve kara deliklere dönüşeceklerdi. Bunlar arasındaki çarpışmalar da yavaş yavaş kütle birikimlerinin oluşmasını, yani daha büyük kütleli cisimlerin oluşmasını ve giderek büyük kara delikler haline gelmeleri sonucunu doğuracaktı. Evrenin ortalama sıcaklığı sonuşmaz  olarak "mutlak sıfır"a yaklaşacaktı (evrenin ısısal  ölümü) Ayrıca proton kararsız kaldığı takdirde baryonik madde ardında yalnızca ışıma ve kara delikler bırakarak yok olacaktı. Sonunda kara delikler de "Hawking ışınımı" yayarak buharlaşacaklardı (yok olacaklardı). Böylece evrenin entropisi hiçbir organize enerji türünün kendisini kurtaramayacağı “evrenin ısısal ölümü”  denilen bir noktaya tırmanacaktı.
Modern “hızlı genişleme” gözlemleri şunu göstermektedir ki, bugünkü  “görülür evren” yavaş yavaş “olay ufku”muzun ötesine kayacak ve temas olanaklarımızın dışına çıkacaktır. Sonraki durum ya da nihai sonuç bilinmemektedir. En gelişmiş Big Bang modeli olan ΛCDM modeli, karanlık enerjiyi bir "kozmolojik sabit" biçimi olarak kabul eder. Bu teori ya da model yalnızca galaksiler gibi sınırlı çekimsel sistemlerin birlikte kalabileceklerini varsayar ki,   ısısal ölümden onlar da kaçamayacaklardır. Karanlık enerjiye ilişkin, “fantom enerji teorileri” denilen başka açıklamalar ise sonunda galaksi kümelerinin, yıldızların, gezegenlerin, atomların vb.’nin  ebedi  genişlemeyle ayrılacaklarını ileri sürmektedir. Buna Big Rip  adı verilmektedir.