Vụ Nổ Lớn

Tiến trình Vụ Nổ Lớn

Khi ấy, chúng ta quay ngược thời gian của sự giãn nở Vũ trụ sử dụng thuyết tương đối tổng quát sẽ thu được một trạng thái mật độ và nhiệt độ có giá trị vô hạn ở thời gian hữu hạn trong quá khứ. Điểm kì dị không-thời gian này chính là dấu hiệu vượt ngoài phạm vi tiên đoán của thuyết tương đối tổng quát. Chúng ta có thể ngoại suy nhằm nghiên cứu điểm kỳ dị nhưng không thể gần đến lúc kết thúc kỷ nguyên Planck. Điểm kì dị trước kỷ nguyên Planck gọi là "Vụ Nổ Lớn", nhưng thuật ngữ cũng có thể nhắc đến thời điểm sớm hơn một chút, khi vũ trụ là điểm cực nóng và đậm đặc, và có thể xem là "khởi sinh" của Vũ trụ. Dựa trên quan trắc siêu tân tinh loại Ia về sự giãn nở không thời gian, đo lường về những thăng giáng nhỏ trong bức xạ nền vi sóng và đo về hàm tương quan của các thiên hà, các nhà vật lý tính được vũ trụ có tuổi 13,772 ± 0,059 tỷ năm. Sự phù hợp về độ tuổi tính theo ba phương pháp đo lường độc lập này ủng hộ một cách thuyết phục mô hình ΛCDM mô tả chi tiết về thành phần vật chất trong vũ trụ. Tháng 3 năm 2013 dữ liệu mới thu được từ tàu Planck cho kết quả tuổi vũ trụ 13,798 ± 0,037 tỷ năm.
Có rất nhiều ước đoán và mô hình về pha sớm nhất của Vụ Nổ Lớn. Trong những mô hình phổ biến nhất vũ trụ ban đầu được choán đầy bởi vật chất, năng lượng phân bố đồng nhất và đẳng hướng với mật độ năng lượng cực lớn cũng như áp suất và nhiệt độ rất cao, sau đó điểm kì dị này nhanh chóng giãn nở và lạnh đi. Sự giãn nở là ở bản chất của không gian giãn nở, chứ không phải là vật chất và năng lượng "nở ra" vào một không gian cố định trước đó. Khoảng xấp xỉ thời điểm 10⁻³⁶ giây trong giai đoạn giãn nở, một sự chuyển pha là nguyên nhân gây ra sự giãn nở lạm phát của vũ trụ, khi thể tích của vũ trụ mở rộng tăng theo hàm mũ diễn ra trong khoảng thời gian rất ngắn đến thời điểm giữa 10⁻³³ và 10⁻³² giây. Sự giãn nở này, do Alan Guth đề xuất, nguyên nhân là do có một "hằng số vũ trụ học" giá trị lớn và dương làm giãn nở không gian, nhưng sau giai đoạn lạm phát hằng số này lại biến mất. Sau giai đoạn lạm phát, kích thước vũ trụ đã tăng lên gấp 10³⁰ so với kích thước ban đầu. Khi giai đoạn lạm phát kết thúc, vũ trụ lúc này chứa pha vật chất plasma quark–gluon, cũng như các hạt cơ bản khác. Lý thuyết lạm phát không những giải thích sự đồng nhất và đẳng hướng của không gian mà còn ở những thăng giáng nhỏ trong nhiệt độ của CMB. Nhiệt độ lúc này vẫn rất cao do vậy chuyển động ngẫu nhiên của các hạt là chuyển động với vận tốc tương đối tính, và sự sinh các cặp hạt - phản hạt liên tục tạo ra và hủy các cặp hạt này trong các va chạm. Ở một thời điểm chưa được biết chính xác, các nhà vật lý đề xuất tồn tại một pha gọi là "nguồn gốc phát sinh baryon" (baryongenesis) trong đó các phản ứng giữa vật chất và phản chất có sự vi phạm định luật bảo toàn số baryon, dẫn đến sự hình thành một lượng dư thừa rất nhỏ các hạt quark và lepton so với lượng phản quark và phản lepton— với tỷ lệ khoảng một hạt vật chất dư ra trên 30 triệu phản ứng. Kết quả này dẫn đến sự vượt trội về vật chất so với phản vật chất trong vũ trụ ngày nay.
Vũ trụ tiếp tục giảm nhiệt độ và mật độ, hay động năng của các hạt tiếp tục giảm (những sự giảm này là do không thời gian tiếp tục giãn nở). Hiện tượng phá vỡ đối xứng ở giai đoạn chuyển pha đưa đến hình thành riêng rẽ các tương tác cơ bản của vật lý và những tham số của các hạt sơ cấp mà chúng có như ngày nay. Sau khoảng 10⁻¹¹ giây, chỉ còn ít tính chất của tiến trình vụ nổ mang tính ước đoán, do năng lượng của các hạt giảm xuống giá trị mà các nhà vật lý hạt có thể đánh giá và đo được trong các thí nghiệm trên máy gia tốc. Đến 10⁻⁶ giây, hạt quark và gluon kết hợp lại thành baryon như proton và neutron. Một lượng dư thừa quark so với phản quark dẫn đến hình thành lượng baryon vượt trội so với phản baryon. Nhiệt độ lúc này không đủ cao để phản ứng sinh cặp proton–phản proton xảy ra (và tương tự cho sinh cặp neutron–phản neutron), do vậy sự hủy khối lượng ngay lập tức xảy ra để lại đúng 1 hạt trong 10¹⁰ hạt proton và neutron, và không hạt nào có phản hạt của chúng. Một quá trình tương tự diễn ra khoảng 1 giây cho cặp hạt electron và positron. Sau quá trình hủy cặp hạt-phản hạt, vũ trụ chỉ còn lại các proton, neutron và electron và những hạt này không còn chuyển động với vận tốc tương đối tính nữa và mật độ năng lượng của Vũ trụ chứa chủ yếu photon (với một lượng nhỏ là đóng góp của neutrino).
Một vài phút sau sự giãn nở, khi nhiệt độ lúc này giảm xuống 1 tỷ (10⁹; SI) kelvin và mật độ tương đương với mật độ không khí, lúc này hạt neutron kết hợp với proton để hình thành lên hạt nhân deuteri và heli trong quá trình gọi là phản ứng tổng hợp hạt nhân Vụ Nổ Lớn. Hầu hết những proton không tham gia phản ứng kết hợp trở thành proton tự do và chính là hạt nhân của nguyên tử hiđrô. Vũ trụ tiếp tục lạnh đi, mật độ năng lượng và khối lượng nghỉ của vật chất trở lên lấn át về lực hấp dẫn so với bức xạ photon. Sau khoảng 379.000 năm, nhiệt độ vũ trụ lúc này khoảng 3.000 K electron và hạt nhân bắt đầu kết hợp lại với nhau tạo nên nguyên tử (chủ yếu là hiđrô); và bức xạ photon không tương tác với electron tự do, nó không còn bị cản trở bởi plasma và lan truyền tự do trong không gian. Bức xạ tàn dư này chính là bức xạ phông vi sóng vũ trụ.
Trong thời gian dài, những vùng có mật độ vật chất tập trung hơi lớn hơn so với sự phân bố đồng đều của vật chất sẽ dần dần tạo ảnh hưởng lực hút hấp dẫn lên vật chất bên cạnh, và kết quả hình thành những vùng có mật độ tập trung vật chất lớn, hình thành lên các đám mây khí, sao, thiên hà, và những cấu trúc lớn khác trong vũ trụ quan sát được ngày nay. Chi tiết về quá trình này phụ thuộc vào lượng và kiểu vật chất trong vũ trụ. Có bốn loại vật chất mà các nhà vật lý đưa ra là vật chất tối lạnh, vật chất tối ấm, vật chất tối nóng, và vật chất baryon. Những kết quả khảo sát chính xác nhất (từ WMAP và tàu Planck) cho thấy dữ liệu phù hợp với giá trị của mô hình Lambda-CDM ở đây mô hình dựa trên vật chất tối lạnh (vật chất tối nóng bị loại trừ bởi pha tái sinh ion), và ước lượng chiếm khoảng 23% (WMAP) và mới nhất 26,8% (Planck) của tổng năng lượng/vật chất, trong khi vật chất baryon chiếm 4.9%. Trong "mô hình mở rộng" bao gồm vật chất tối nóng trong dạng của neutrino, thì nếu "mật độ baryon vật lý" Ωbh² được ước lượng bằng 0,023 (giá trị này khác với giá trị 'mật độ baryon' Ωb biểu diễn theo tỷ lệ mật độ tổng vật chất/năng lượng, mà giá trị WMAP đo được 0,046), và tương ứng mật độ vật chất tối lạnh Ωch² vào khoảng 0,11, thì mật độ neutrino tương ứng Ωᵥh² ước lượng nhỏ hơn 0,0062.
Những số liệu quan sát độc lập từ các vụ nổ siêu tân tinh loại Ia và CMB cho thấy ngày nay Vũ trụ bị thống trị bởi dạng năng lượng bí ẩn gọi là năng lượng tối, và dường như chúng thấm vào mọi vùng không thời gian và như một dạng áp suất âm, đẩy mọi thứ ra xa. Quan sát mới nhất cho kết quả năng lượng tối chiếm 68,3% tổng mật độ năng lượng trong vũ trụ quan sát được ngày nay. Khi vũ trụ còn sơ khai, có thể nó đã chứa năng lượng tối, nhưng do thể tích không gian nhỏ hơn và mọi thứ vẫn đang ở gần nhau, lúc này lực hấp dẫn mạnh hơn và hút vật chất về nhau, và dần dần làm chậm lại sự giãn nở của không thời gian. Nhưng sau hàng tỷ năm giãn nở, năng lượng tối lại vượt trội lực hấp dẫn và như miêu tả bởi định luật Hubble nó đang làm sự giãn nở của không thời gian tăng tốc. Trong mô hình vũ trụ học Lambda-CDM, năng lượng tối thể hiện ở dạng đơn giản nhất thông qua hằng số vũ trụ học Λ xuất hiện trong phương trình trường Einstein của thuyết tương đối rộng, nhưng bản chất và cơ chế hoạt động của hằng số này vẫn còn là câu hỏi lớn, và nói chung, chi tiết của phương trình trạng thái vũ trụ học và mối liên hệ với Mô hình chuẩn của vật lý hạt vẫn còn đang được khảo sát trên lĩnh vực quan sát thực nghiệm và lý thuyết.
Tất cả quá trình tiến hóa của vũ trụ sau kỷ nguyên lạm phát được mô hình hóa và miêu tả bằng toán học khá phức tạp trong mô hình ΛCDM của vũ trụ học, dựa trên hai khuôn khổ lý thuyết đó là cơ học lượng tử và thuyết tương đối tổng quát của Albert Einstein. Như chú ý ở trên, chưa có mô hình lý thuyết nào miêu tả được đặc điểm vũ trụ trước đó 10⁻¹⁵ giây khi hình thành. Các nhà vật lý cần lý thuyết hấp dẫn lượng tử thống nhất hai khuôn khổ lý thuyết hiện đại để có thể vượt qua trở ngại này. Hiểu được giai đoạn sớm nhất trong lịch sử vũ trụ hiện tại là một trong những vấn đề lớn nhất chưa giải quyết được của vật lý học.

Các tiên đề cơ sở

Lý thuyết Vụ Nổ Lớn có hai tiên đề cơ sở: tính phổ quát của các định luật vật lý và nguyên lý vũ trụ học. Nguyên lý vũ trụ học phát biểu rằng trên cấp vĩ mô Vũ trụ là đồng nhất và đẳng hướng.
Những ý tưởng này ban đầu chỉ là giả thuyết, nhưng ngày nay các nhà vật lý đang có nỗ lực nhằm kiểm nghiệm hai tiên đề này. Ví dụ, họ kiểm tra giả thuyết về tính phổ quát của vũ trụ bằng cách nghiên cứu xem hằng số cấu trúc tinh tế có thay đổi theo tuổi của vũ trụ với độ chính xác 10⁻⁵ hoặc tỉ số khối lượng proton trên electron có thay đổi ở những nơi khác trong vũ trụ hay không. Hơn nữa, thuyết tương đối tổng quát đã trải qua những thí nghiệm kiểm tra rất chặt chẽ trong phạm vi Hệ Mặt Trời cũng như ở các sao xung hay lỗ đen.
Nếu cấu trúc lớn của Vũ trụ hiện lên đẳng hướng khi quan sát từ Trái Đất, nguyên lý vũ trụ học có phiên bản đơn giản hơn đó là nguyên lý Copernicus, phát biểu rằng không có điểm và hướng ưu tiên đặc biệt nào. Tính đồng nhất có nghĩa là vật chất và năng lượng phân bố hầu như đồng đều trên khoảng cách lớn trong vũ trụ. Đối với tính đẳng hướng và đồng nhất, nguyên lý vũ trụ học đã được xác nhận với độ chính xác cỡ 10⁻⁶ đối với thăng giáng nhiệt độ trong quan sát CMB.

Từ nguyên

Fred Hoyle là người đầu tiên sử dụng thuật ngữ Big Bang năm 1949 trên một chương trình radio của BBC. Hoyle là người ủng hộ "Thuyết trạng thái dừng" của vũ trụ, và ông đưa ra thuật ngữ này để ví von khôi hài mô hình lý thuyết của những người khác về vũ trụ giãn nở. Hoyle phê phán mạnh mẽ cũng như bác bỏ lý thuyết này và nói rằng thuật ngữ Big Bang khắc họa sự khác biệt lớn giữa hai mô hình.

Lịch sử phát triển

Mô hình Vụ Nổ Lớn phát triển từ những quan sát về cấu trúc của Vũ trụ và từ phương diện lý thuyết. Năm 1912 Vesto Slipher đo dịch chuyển Doppler của "tinh vân xoắn ốc" (thời đó người ta chưa biết tinh vân xoắn ốc là các thiên hà), và ông sớm phát hiện ra đa số các tinh vân này đang lùi ra xa Trái Đất. Nhưng ông không nhận ra ý nghĩa vũ trụ của phát hiện này, bởi vì trong thời gian này có tranh cãi lớn xung quanh những tinh vân này có hay không là những "hòn đảo vũ trụ" bên ngoài Ngân Hà. Cuối năm 1915, Albert Einsein hoàn thiện thuyết tương đối rộng, và năm 1917 ông áp dụng lý thuyết của mình cho toàn thể vũ trụ. Tuy nhiên các phương trình của ông tiên đoán vũ trụ có thể co lại bởi trường hấp dẫn hút vật chất về nhau. Để cho vũ trụ tĩnh tại như mọi người đương thời cũng như ông từng nghĩ, ông đã đưa thêm hằng số vũ trụ học-có ý nghĩa như một lực đẩy nhằm cân bằng với lực hấp dẫn-vào các phương trình của mình. Năm 1922, Alexander Friedmann, nhà toán học và vũ trụ học người Nga đã suy luận ra phương trình Friedmann từ phương trình trường Einstein, và phát hiện ra vũ trụ đang giãn nở mà không cần một hằng số vũ trụ học như Einstein đã nêu ra. Năm 1924 những đo lường của nhà thiên văn học người Mỹ Edwin Hubble đối với khoảng cách đến những tinh vân mà ông có thể quan sát ở thời đó chỉ ra rằng, quả thực những tinh vân xoắn ốc này là các thiên hà. Cũng trong năm 1924 Carl Wilhelm Wirtz, và năm 1925 Knut Lundmark, hai người đã nhận ra các tinh vân ở xa hơn thì lùi ra xa nhanh hơn so với các tinh vân ở gần.  Georges Lemaître và Einstein sau khi thuyết trình về nguồn gốc vũ trụ, đây là một lý thuyết khoa học về cách vũ trụ bắt đầu, mà đã tiếp tục tạo ra các ngôi sao và các thiên hà ngày nay. Lemaitre qua đời vào ngày 20 tháng 6 năm 1966, ngay sau khi biết được phát hiện bức xạ nền vi sóng vũ trụ.
Điều này cung cấp thêm bằng chứng cho lý thuyết của ông về sự ra đời của vũ trụ. Công việc của Lemaitre đã được công nhận rộng rãi trên toàn thế giới, và có ảnh hưởng to lớn cho đến ngày nay. Năm 1931 Lemaître tiếp tục nghiên cứu trước đó và đề xuất về manh mối cho sự giãn nở của Vũ trụ, nếu chúng ta đi ngược lại thời gian, vào thời điểm càng xa trong quá khứ thì vũ trụ càng nhỏ hơn, cho đến một thời điểm hữu hạn ở quá khứ, mọi khối lượng và năng lượng của Vũ trụ tập trung lại tại một điểm, gọi là "nguyên tử nguyên thủy", nơi bắt đầu hình thành lên cấu trúc không thời gian. Ông là người đầu tiên đề xuất lý thuyết về giãn nở vũ trụ, mà người ta thường hay gán nhầm cho Edwin Hubble
Bắt đầu từ năm 1924, Hubble nỗ lực phát triển phương pháp đo khoảng cách đến những thiên hà xa, dựa trên sự biến đổi độ sáng của các sao Cepheid-một ngọn nến chuẩn để đo khoảng cách đến các thiên hà cho các nhà thiên văn-bằng sử dụng kính thiên văn mới lắp đặt Hooker đường kính 2.500 mm tại đài quan sát núi Wilson. Nhờ kính mới mà ông đã có thể ước tính được khoảng cách đến những thiên hà có độ dịch chuyển đỏ đã được đo trước đó bởi Slipher. Năm 1929 Hubble phát hiện ra tương quan giữa khoảng cách và vận tốc lùi xa của thiên hà—mà ngày nay gọi là định luật Hubble. Lemaître cũng đã từng đoán ra định luật này dựa trên nguyên lý vũ trụ học và phương trình Friedmann. Sau tất cả những khám phá trên, Einstein đã từ bỏ hằng số vũ trụ học và gọi đây là sai lầm lớn nhất của ông. Vì ông nhận ra là đã dựa trên niềm tin có từ lâu về vũ trụ tĩnh tại, mà thực tế mô hình này chưa hề được kiểm chứng do trước đây chỉ là niềm tin từ các nhà triết học cũng như cộng đồng khoa học.

Trong các thập niên 1920 và 1930 đa số các nhà vũ trụ học ủng hộ cho mô hình "Trạng thái dừng", một Vũ trụ tĩnh tại và vĩnh hằng. Một số người còn cho rằng khái niệm về sự khởi đầu của thời gian từ Vụ Nổ Lớn là mang vai trò của tôn giáo vào trong vật lý; những chống đối này sau này còn được những người ủng hộ thuyết Trạng thái dừng lặp lại. Sự nhận thức của họ còn được củng cố bởi vì nhà sáng lập thuyết Big Bang, Monsignor Georges Lemaître, là một thầy tu Công giáo La Mã. Arthur Eddington ủng hộ quan điểm của Aristotle khi cho rằng vũ trụ không có sự khởi đầu của thời gian, hay vật chất là tồn tại vĩnh hằng. Sự khởi đầu thời gian là điều "không thể chấp nhận" đối với ông. Tuy thế, Lemaître đã viết
Nếu thế giới bắt đầu từ một điểm lượng tử, những khái niệm không gian và thời gian sẽ không có bất cứ một ý nghĩa gì tại thời điểm khởi đầu; nó chỉ bắt đầu có một ý nghĩa nhận thức được khi lượng tử ban đầu đã phân chia thành đủ một số lượng tử. Nếu đề xuất này là đúng, sự khởi nguyên của thế giới có thể còn hơi sớm hơn sự khởi đầu của không gian và thời gian.
Ở câu trên ý của Lemaître về sự phân chia lượng tử theo cách hiểu ngày nay chính là tiến trình của Vụ Nổ Lớn từ một nguyên tử nguyên thủy. (điểm lượng tử)
Trong thập niên 1930 những ý tưởng khác cũng đã được đề xuất như những mô hình vũ trụ học không tiêu chuẩn nhằm giải thích các kết quả quan sát của Hubble, bao gồm "mô hình Milne"; "Vũ trụ dao động", một vũ trụ nở ra rồi co lại trở về điểm kì dị ban đầu (do Friedmann đề xuất đầu tiên, với Albert Einstein và Richard Tolman là những người ủng hộ); và giả thiết về "sự mỏi" ánh sáng của Fritz Zwicky.
Sau chiến tranh thế giới lần thứ II, hai mô hình nổi bật còn đứng vững. Một là mô hình "Trạng thái dừng" của Fred Hoyle, với đề xuất khả năng vật chất được sinh ra khi vũ trụ giãn nở. Trong mô hình này vũ trụ gần như nhau tại mọi điểm trong thời gian. Mô hình kia là mô hình Vụ Nổ Lớn do Lemaître khởi xướng, và George Gamow là người ủng hộ và phát triển lý thuyết với khái niệm tổng hợp hạt nhân Vụ Nổ Lớn (BBN), một khái niệm ông nêu ra khi nghiên cứu quá trình và nguồn gốc sinh ra các nguyên tố nhẹ nhất. Những người khác như Ralph Alpher và Robert Herman cũng ủng hộ lý thuyết và tiên đoán sự tồn tại của bức xạ nền vi sóng (CMB). Và kỳ quặc là chính Hoyle đã nêu ra tên gọi Big Bang cho lý thuyết của Lemaître trong chương trình radio của BBC vào tháng 3 năm 1949. Trong một thời gian, số lượng người ủng hộ cho hai lý thuyết là gần bằng nhau. Cuối cùng, những quan sát thiên văn, chủ yếu từ các nguồn vô tuyến, bắt đầu ủng hộ Vụ Nổ Lớn và đánh bại Thuyết trạng thái dừng. Sự phát hiện và xác nhận tính chất của bức xạ nền vi sóng vũ trụ vào năm 1964 mang lại thắng lợi cho Vụ Nổ Lớn và lý thuyết trở thành mô hình phù hợp nhất cho nguồn gốc và sự tiến hóa của Vũ trụ. Những nghiên cứu hiện nay trong vũ trụ học bao gồm sự hình thành sao và thiên hà sau Vụ Nổ Lớn, quan sát và đo lường chính xác hơn bức xạ phông vi sóng cũng như tốc độ giãn nở của vũ trụ, kiểm nghiệm cơ sở của Nguyên lý vũ trụ học. Về phương diện lý thuyết đó là tìm hiểu điểm kì dị tại Vụ Nổ Lớn cũng như về một lý thuyết hấp dẫn lượng tử và tương lai tối hậu của vũ trụ.
Những tiến bộ quan trọng trong vũ trụ học Vụ Nổ Lớn đã diễn ra từ cuối thập niên 1990 nhờ sự phát triển của công nghệ cũng như hiệu quả trong xử lý dữ liệu từ những dự án khảo sát như COBE, kính thiên văn không gian Hubble, WMAP. và tàu Planck Các nhà vũ trụ học hiện nay đã có những dữ liệu chính xác về các tham số của mô hình Vụ Nổ Lớn, và bất ngờ đã phát hiện ra sự giãn nở đang tăng tốc của không gian vũ trụ.

Bằng chứng thực nghiệm

Những chứng cứ quan sát sớm nhất và trực tiếp nhất đó là sự giãn nở không gian do Hubble phát hiện trong dữ liệu dịch chuyển đỏ các thiên hà, những đo lường chi tiết về bức xạ phông vi sóng vũ trụ, sự có mặt của các nguyên tố nhẹ nguyên thủy rạo ra bởi tổng hợp hạt nhân Vụ Nổ Lớn, sự hình thành cấu trúc lớn của vũ trụ và sự hình thành và tiến hóa của thiên hà được tiên đoán bởi ảnh hưởng của lực hấp dẫn trong mô hình chuẩn vũ trụ học. Những bằng chứng quan sát này đôi khi được gọi là "bốn trụ cột của lý thuyết Vụ Nổ Lớn".
Mô hình hiện đại chính xác về Vụ Nổ Lớn lôi cuốn từ nhiều hiện tượng vật lý kì lạ mà chưa từng được quan sát trong phòng thí nghiệm trên Trái Đất hay được mô tả bởi Mô hình chuẩn của vật lý hạt. Trong số những đặc điểm này, vật chất tối hiện đang là lĩnh vực nghiên cứu khảo sát năng động trong các phòng thí nghiệm. Những vấn đề khác như vấn đề tích tụ vật chất tối ở quầng thiên hà (cuspy halo problem) hay vấn đề thiên hà lùn liên hệ với vật chất tối lạnh. Năng lượng tối cũng là chủ đề được nhiều nhà khoa học quan tâm, nhưng người ta vẫn chưa biết liệu có thể phát hiện được trực tiếp năng lượng tối hay không. Giai đoạn lạm phát vũ trụ và nguồn gốc phát sinh baryon vẫn còn nhiều đặc điểm phỏng đoán và giả thuyết trong mô hình Vụ Nổ Lớn. Những nghiên cứu nhằm giải thích định lượng cho những hiện tượng này vẫn đang được các nhà vật lý tìm kiếm. Chúng cũng nằm trong danh sách những vấn đề chưa giải được của vật lý học.

Các đám mây khí nguyên thủy

Năm 2011 các nhà thiên văn học tìm thấy chứng cứ mà họ tin rằng đây là những đám mây khí nguyên sơ của vũ trụ nguyên thủy, bằng phân tích vạch hấp thụ trong phổ của các quasar ở xa. Trước khi có khám phá này, mọi thiên thể khác được quan sát đều chứa những nguyên tố nặng hình thành trong lòng các ngôi sao. Tuy nhiên, hai đám mây khí nguyên thủy chỉ chứa các nguyên tố hiđrô và deuteri. Do các đám mây nguyên thủy này không chứa các nguyên tố nặng nào, dường như chúng hình thành từ những phút đầu tiên sau Vụ Nổ Lớn, trong giai đoạn tổng hợp hạt nhân Big Bang. Thành phần của chúng phù hợp với thành phần theo tiên đoán của lý thuyết Vụ Nổ Lớn. Kết quả quan sát này cung cấp chứng cứ trực tiếp về những chu kỳ này của vũ trụ trước khi hình thành lên những ngôi sao đầu tiên, khi hầu hết vật chất sơ khai trong vũ trụ nguyên thủy tồn tại trong những đám mây hiđrô trung hòa.

Những loại chứng cứ khác

Tưổi của Vũ trụ ước tính từ định luật giãn nở không gian Hubble và độc lập từ bức xạ phông vi sóng CMB đều khớp khá tốt với tuổi của những ngôi sao già nhất, khi được đo bằng cách áp dụng lý thuyết về sự tiến hóa sao trong cụm sao cầu và thông qua phương pháp định tuổi bằng đồng vị phóng xạ của từng sao nhóm II.
Mô hình chuẩn của vũ trụ học tiên đoán nhiệt độ trong CMB cao hơn trong quá khứ cũng được ủng hộ bởi kết quả thực nghiệm quan sát những vạch hấp thụ nhiệt độ cực thấp trong các đám mây khí ở rất xa có dịch chuyển đỏ lớn. Tiên đoán này cũng thể hiện trong biên độ của hiệu ứng Sunyaev–Zel'dovich tại các cụm thiên hà mà biên độ này không phụ thuộc trực tiếp vào dịch chuyển đỏ. Khảo sát cũng đã xác nhận hiệu ứng này ở giá trị thô, bởi vì hiệu ứng này phụ thuộc vào cấu trúc phân bố của các đám thiên hà thay đổi theo thời gian (các thiên hà có động lực chuyển động), khiến cho kết quả đo khó chính xác.

Tuổi của cụm sao cầu

Giữa thập niên 1990, khi các nhà thiên văn quan sát những cụm sao cầu họ thấy dường như có gì đó mâu thuẫn với lý thuyết Vụ Nổ Lớn. Các mô phỏng máy tính mà cho kết quả khớp với thực nghiệm về phân loại sao trong cụm sao cầu gợi ra rằng tuổi của chúng vào khoảng 15 tỷ năm, lớn hơn tưổi của Vũ trụ là 13.8 tỷ năm. Vấn đề này ngay sau đó được giải quyết một phần khi vào cuối thập niên 1990 những mô phỏng siêu máy tính mới về hiệu ứng mất khối lượng trong gió sao cho kết quả tuổi của cụm sao cầu giảm đi. Vẫn còn những câu hỏi liên quan đến tuổi của các cụm sao cầu được đo chính xác bao nhiêu, nhưng rõ ràng rằng quan sát về tuổi cụm sao cầu không thể cho giá trị mâu thuẫn với mô hình Vụ Nổ Lớn. Nghiên cứu gần đây về ngôi sao HD 140283 cách Trái Đất 190 năm ánh sáng có tuổi vào khoảng 14,46 ± 0,8 tỷ năm, xấp xỉ bằng tuổi của Vũ trụ.

Các bài toán

Nói chung có ba bài toán nổi bật từ lý thuyết Vụ Nổ Lớn: bài toán chân trời, bài toán độ phẳng, và bài toán đơn cực từ. Câu trả lời chung nhất cho những bài toán này là mô hình lạm phát; tuy vậy, do lý thuyết này lại nảy sinh các bài toán mới, có những lý thuyết khác đã được đề xuất như "giả thuyết độ cong Weyl".

Bài toán chân trời

Bài toán về chân trời phát sinh từ việc thông tin không thể truyền nhanh hơn vận tốc ánh sáng. Trong một vũ trụ có tuổi hữu hạn điều này đặt ra một giới hạn—chân trời hạt— về sự tách biệt của hai vùng không gian bất kỳ có liên hệ nhân quả với nhau. Khi đó tính đẳng hướng của CMB có một thách thức khi xem xét đến liên hệ nhân quả: nếu bức xạ hay vật chất đã từng chi phối Vũ trụ cho đến thời điểm kết thúc kỷ nguyên của giai đoạn tán xạ cuối cùng, chân trời hạt khi đó tương ứng rộng khoảng 2 độ trên bầu trời. Do vậy không có một cơ chế nào khiến một vùng không gian rộng hơn 2 độ phải có cùng nhiệt độ với vùng trong chân trời hạt.
Sự bất hợp lý này có thể được giải quyết bằng lý thuyết lạm phát, lý thuyết này cho rằng có một trường năng lượng vô hướng đồng nhất và đẳng hướng thống trị vũ trụ tại thời điểm sớm (trước khi hình thành baryon). Trong giai đoạn lạm phát, vũ trụ trải qua sự tăng thể tích theo hàm mũ, và chân trời hạt mở rộng nhanh hơn so với người ta từng giả sử, do vậy những vùng hiện nay trên bầu trời ở hai phía ngược nhau vẫn nằm trong chân trời hạt của nhau. Kết quả quan sát về tính đẳng hướng của CMB cho thấy một thực tế là những vùng không gian lớn hơn có liên hệ nhân quả với nhau trước khi bắt đầu giai đoạn lạm phát.
Nguyên lý bất định Heisenberg tiên đoán rằng trong giai đoạn lạm phát sẽ có một sự thăng giáng nhiệt lượng tử, mà có thể phóng đại trên phạm vi vũ trụ. Lý thuyết lạm phát tiên đoán rằng thăng giáng nhiệt nguyên thủy có giá trị rất gần với bất biến vô hướng và tuân theo phân bố Gauss, mà đã được xác nhận bằng thực nghiệm đo đạc CMB.
Và nếu thực sự xảy ra giai đoạn lạm phát, sự giãn nở thể tích theo hàm mũ sẽ đẩy một số vùng không gian vượt ra ngoài chân trời của vũ trụ quan sát được.

Giải thích theo triết học và tôn giáo

Là một lý thuyết về nguồn gốc hình thành Vũ trụ, ngoài mô hình Vụ Nổ Lớn còn có những cách giải thích thuần túy triết học và tôn giáo về sự khai sinh của Vũ trụ. Kết quả là nó là lĩnh vực sống động nhất có sự tranh luận xoay quanh khoa học và tôn giáo. Một số người tin rằng Vụ Nổ Lớn hàm ý đấng sáng tạo,
trong khi những người khác thiên về khoa học nói vũ trụ học Big Bang khiến chúng ta không cần đến một đấng sáng tạo nào.