moaminsharifi/fa-wiki-spell-checker huggingface dataset:
جمعیت اربیل را مردم کرد تشکیل می‌دهند که به گویش سورانی و لهجه اربیلی صحبت می‌کنند ، بخشی‌هم به گویش کرمانجی صحبت می‌کنند. با این حال اقلیتی از ترکمن ها و آشوری‌ها نیز در اربیل سکونت دارند.سیاسی حکومت اقلیم کردستان/ مرکز مطالعاتی استراتژیک اورسام ساختار سیاسی حکومت اقلیم کردستان/ مرکز مطالعاتی استراتژیک اورسام خبرگزاری کردپرس-بخش فارسیhttp://www.asnoor.ir/Public/Parties/ViewParties.aspx?Code=100338التاریخ السیاسی لترکمان العراق تاریخ سیاسی ترکمان العراق - عزیز قادر صمانچی - من اصدارات المرکز الترکمانی العراقی للدراسات والبحوث- لندن - صفحهٔ ۸۹ البته به دلیل ناامنی در جنوب و مرکز عراق و مهاجرت کردهای دیگر نواحی به اربیل جمعیت شهر به سرعت افزایش پیدا کرده‌است.
هرکی یکی از ایل‌های کرد است که در کردستان ایران، اقلیم کردستان عراق و کردستان ترکیه ساکن است.
این ایل شامل سه عشیره می شود:
ایل هرکی در گذشته تابستان‌ها به ایران و ترکیه می‌آمدند و زمستان‌ها به عراق می‌رفتند.مدیسون، مانویل، «ایلات لرستان»، ص ۳۶۹
در اقلیم کردستان عراق هم ایل هرکی در اربیل، دهوک و موصل ساکن هستند. همچنین این ایل در کردستان ترکیه نیز در استان های جنوب شرقی ترکیه ازجمله حکاری، وان، شمدینان و آگری سکونت دارد.مکنزی، استفان، «تاریخ خاورمیانه»، ترجمه سپهر آزادی، تهران: انتشارات بارز، ۱۳۸۷.
در این ایل همه ی خانوار ها در دسته های عشیره ای قرار می گیرند.بابازاده، رضا، «تحولات ترکیه و کمالیسم»، تهران: انتشارات قدس، ۱۳۴۶.
زبان مردم ایل هرکی کردی کرمانجی است و اکثراً در منطقه مرگور، ترگور، دشت باراندوز، ارومیه و همچنین دشت بیل و اشنویه سکونت دارند.شهبازی، عبدالله، «مقدمه‌ای بر شناخت ایلات و عشایر»، تهران: نشر نی، ۱۳۶۹، ص 206
شِکاک نام یکی از ایل‌های بزرگ کرد ساکن استان آذربایجان غربی و در شهر ارومیه و سلماس در ایران می‌باشد.
محل زندگی مردم ایل شکاک شهرستان‌های ارومیه و سلماس می‌باشد که در سال‌های اخیر بیشتر یکجانشین شده‌اند. مردم ایل شکاک به زبان کردی کرمانجی صحبت می‌کنند.
کارداری و عبدویی دو تیره ایل شکاک هستند. در بین ایل شکاک دو دسته دیگر از طوایف کرد زندگی می‌کنند که در بین تیره‌های دوگانه شکاک‌ها جای نمی‌گیرند؛ ولی با آن‌ها بوده و هستند. دسته اول کرمانج‌ها و دیگری سادات.مردوخ کردستانی، شیخ محمد. تاریخ کرد و کردستان و توابع یا تاریخ مردوخ. سنندج: 1351، ص 98.
دهخدا. لغت‌نامه. ج 39، ص 231.
اسکندری‌نیا، ابراهیم. ساختار سازمان ایلات و شیوة معیشت عشایر آذربایجان غربی. بندرانزلی: 1366، ص 369؛
Van Bruinssen, M. M. "Shakāk", EI2/1X/245.
توحدی، کلیم‌الله. حرکت تاریخی کرد به خراسان. مشهد: 1359، ص 1/7-8.
سرشماری اجتماعی، اقتصادی عشایر کوچنده 1377، جمعیت عشایری دهستان‌ها. تهران: 1378، ص 21-30.
اسکندری‌نیا، ابراهیم. همان. ص 33، 369-371.
ممتحن‌الدوله، میرزا مهدی خان. خاطرات. تهران: 1353، ص 21؛ توحدی، کلیم‌الله. همان. 1/488.
سرشماری اجتماعی، اقتصادی عشایر کوچنده 1377، نتایج تفصیلی. تهران: 1378، ص 21.
شهریار افشار، بیژن، «ایل شکاک»، هنر و مردم. ش 44، ص 42-44.
فتحی، محمد. همان‌جا؛ سنندجی، میرزا شکرالله. تحفة ناصری در تاریخ و جغرافیای کردستان. به کوشش حشمت‌الله طبیبی، تهران: 1366، ص سی و دو.
تیره کارداری از ۱۲ طایفه تشکیل شده‌است که عبارتند از:
مردم این طایفه‌ها در شهرستان سلماس منطقه شپیران سلماس، انزل ارومیه بخش مرکزی ارومیه، صومای و برادوست سکونت دارند. عمر خان شریفی ریاست این تیره را پس از مرگ اسماعیل آقا بر عهده داشت.
تیره عبدوی از ۹ طایفه تشکیل شده‌است که عبارتند از:
مردم این تیره نیز در دهستان کردوان و بخش مرکزی سلماس صومای ارومیه شپیران و اطراف شهرهای ارومیه وسلماس ساکن می‌باشند.
منظور از کرمانج در اینجا غیر از اصطلاح کلی است که به گویش شمالی کردی گفته می‌شود بلکه منظور بخشی از مردم ایل شکاک گفته می‌شود.
سادات که به شیخ‌های کرد شکاک گفته می‌شود و در نزد مردم از احترام خاصی برخوردارند. محل سکونت عمده آن‌ها در شهرستان سلماس و روستاهای برقزن، شنتال‌ها، حاجی جفان، سید آوا، تمر آوا، دراب، خورخورا، کوزه رش، ودر بخش صومای برادوست در روستاهای خرگوش، کورانه، زنگه کان، سوره بان، شیخان، حصار و مافران زندگی می‌کنند.
در حال حاضر باتوجه به ریشه کنی جریانات ارباب رعیتی و یا قدرت قومی و قبیله گری چیزی تحت عنوان ارباب در اقوام کرد به شکل سابق وجود ندارد و صرفا چند رئیس عشیره بصورت مستشار یا نیروی نظامی در مناطق کردنشین برای کنترل مناطق مرزی توسط دولت های مرکزی انتخاب می شوند و بیشتر جنبه میانجی گری برای حل منازعات را دارند.
مردم ایل شکاک به اقتضای دامپروری سابقشان بیشتر آمیخته‌ای است از گوشت و دیگر چیزها. معروفترین غذاهای گوشتی آنها «ساوارا»، «مِخْلُ»، «بِرْیان»، «قَیسی»، «شاکبابْ»، «کفْتُک»، «پَزپُلُو» و «خُرُش» است.
«ساوارا» غذایی است از گوشت و بلغور و روغن، «مخل» از گوجه‌فرنگی و سیب‌زمینی و گوشت ومرغ و تخم‌مرغ و روغن، «پردپلو» از آرد و برنج و گوشت و آلوچه، «قلسیل» از گوشت بره و سیر ماست و روغن «خُرش» از گوشت و بادمجان و لوبیا و سیب‌زمینی و گوجه‌فرنگی.
خوراک «بریان» بره‌ای است که در شکمش برنج و لپه و کره می‌گذارند و آن را روی تخته‌سنگی که داخل تنور گذاشته‌اند می‌گذارند تا خوب سرخ شود، «کفتک» یا همان «کوفته» و «شاکباب» و «شوربه» به ترتیب کباب شامی و آبگوشت است. خوراک‌های غیر گوشتی آنها نیز عبارت‌اند از «گرا» (آش)، «هک رون» (نیمرو)،
مردم ایل بسیار خوش‌خوراک بوده و ب غذا و نحوه پخت صحیح بسیار اهمیت داده است.
فهرستی از فهرست‌های کتاب‌ها:
جُلفا به سه مکان جغرافیایی زیر گفته می‌شود:
بخش جُلفا یکی از بخش‌های ناحیه خودمختار نخجوان در جمهوری آذربایجان است. شهر جلفای کهن که در این ناحیه واقع بود از شهرهای بزرگ ارمنی‌نشین بود که نزد ارمنیان با نام جوغا نامیده می‌شد. ارمنی‌ها اکنون آن ناحیه را «هین جوغا» به معنی جلفای کهنه، می‌نامند.
شاردن فرانسوی در زمان پادشاهی شاه عباس دوم و جانشینش شاه سلیمان سه بار به ایران سفر کرد و از جلفای کهنه گذر کرد.
در سفرنامه شاردن می‌خوانیم:
این جلفا را از آن جهت جلفای کهنه می‌گویند که از جلفای تازه که روبروی اصفهان ساخته شده باز شناخته شود ولی اکنون تنها یاد آن در برخی خاطرها به جا مانده‌است.
جلفای کهنه در طول کناره رود ارس و در شیب یک کوه واقع بود گذرگاه‌های سخت‌گذر داشته و با برجها و حصارهای کوچکی نگهبانی می‌شده‌است.
ارامنه می‌گویند این جلفا در زمان‌های گذشته چهار هزار خانه داشته‌است اما اگر مکان سنجش ویرانه‌های موجود باشد می‌توان باور که در زمان آبادانی نیز بیش از نصف این مقدار خانه نداشته‌است. طرح و نقشه جلفای کهنه بسیار خوش‌نما و همانند یک آمفی‌تئاتر طولانی است. در زمان حاضر در این ویرانه شهرک سی خانوار زندگی می‌کنند که همه ارمنی می‌باشند.
جلفا را شاه عباس بزرگ ویران کرد و همه ذوق و هنر و صنعتگری و هنری را که برای بر پا داشتن شهری بدان استحکام و استواری به کار رفته بود به خاک سپرد. همان عاملی که شاه را به ویران کردن نخجوان و دیگر شهرهای هم مسیر آن وادار کرده بود وی را به خراب کردن جلفا برانگیخت.
او بدین سبب چندین شهر و شهرک را خالی از سکنه و ویران کرد که عثمانیان به هنگام تعرض به ایران و عبور از این راه از تهیه خواربار محروم بمانند. شاه ایران همه شهرها و آبادیهای مسیر آن‌ها را تا تبریز خالی از سکنه و ویران و تبدیل به بیابان کرد تا سپاه دشمن گذشتن از آن را نتوانند. شاه عباس سکنه جلفا را با کلیه احشام و اموال و دارایی به شهرهای دیگر منتقل کرد و پس از ویران کردن آن درختان آن‌ها را به آتش سوزاند و چشمه سارها را نیز به زهر آلود تا دشمن از آن‌ها سیراب نشود.
جلفا (به ترکی آذربایجانی: Culfa، به ارمنی: جوغا Ջուղա) شهری مرزی است در جمهوری خودمختار نخجوان جمهوری آذربایجان.
ارمنیان این بخش را «هین جوغا» به معنی جلفای کهنه می‌نامند. شهر جلفا مرکز استان قدیمی یرنجاک ارمنستان بود. در منطقهٔ باستانی هین جوغا دشتی از سنگ‌های کنده‌کاری‌شدهٔ باستانی به نام چلیپاسنگ (خاچکار) موجود بود.
در سال ۱۶۴۸ ده هزار چلیپاسنگ در گورستان قدیمی جلفا شمارش شد. دولت جمهوری آذربایجان به ویران‌سازی برنامه‌ریزی‌شدهٔ آثار ارمنی دست زده و در سال ۱۹۷۳ تنها ۲٬۷۰۰ از این چلیپاسنگ‌ها در منطقه بجا مانده بود.
در سال ۱۹۹۸ از شاهدان عینی این‌سوی مرز یعنی از سوی جلفای ایران گزارش شد که اهالی جمهوری آذربایجان با بلدوزر بقیهٔ چلیپاسنگ‌های باستانی را نیز ویران و با خاک یکسان کردند. گزارشی از سال ۲۰۰۳ از ویرانی کامل منطقهٔ باستانی هین‌جوغا خبر می‌دهد.
شهر جلفا (جلفای ایران و نخجوان) از آنجا که مورد تجاوز مکرر عثمانی‌های قرار می‌گرفت به دستور شاه‌عباس بزرگ تخلیه شد و ساکنان آن به شهرهای مرکزی ایران مهاجرت کردند. در زمان جنگ ایران و روسیه طی عهد نامه ترکمنچای جلفا نخجوان از حاکمیت ایران خارج ودر حاکمیت روسیه درآمد.
برپایه داده‌هایی از:
اخترشناسی آماتوری یا نجوم آماتوری، به فعالیت، مطالعه و تحقیق غیرحرفه‌ای و صرفاً بر اساس علاقه در زمینه اخترشناسی گفته می‌شود.
"اخترشناس آماتور"، کسی است که صرفاً از روی علاقه و بدون چشم‌داشت مالی علم ستاره‌شناسی را دنبال می‌کند. اخترشناسان آماتور از رصد آسمان لذت می‌برند و به همین دلیل در شرایط سخت و برای پیدا کردن یک رصدگاه مناسب مسافرت می‌کنند تا به رصد آسمان بپردازند. امروزه اخترشناسان آماتور، با آسمان و صورت‌های فلکی آشنایی بیشتری دارند، و این در حالی است که ممکن است بسیاری از ستاره‌شناسان حرفه‌ای نتوانند صورت‌های فلکی را تشخیص دهند.
انجام پروژه‌های علمی گروهی، رصد آسمان، آموزش ستاره‌شناسی به افراد علاقه‌مند، برگزاری شب‌های رصدی و ... از دیگر کارهایی است که یک اخترشناس آماتور می‌تواند انجام دهد.
اخترشناسان آماتور تاکنون دستاوردهای بسیاری در کشف دنباله‌دارها و نواختران و شهاب‌سنگ‌ها و حتی سیاره‌ها داشته‌اند. اخترشناسی یکی از معدود رشته‌های علمی است که در آن کار آماتورها به کمک کار حرفه‌ای‌ها می‌آید.
نظریهٔ مِه‌بانگ یا بیگ بنگ معتبرترین مدل مابین مدل‌های کنونی کیهان‌شناسی (دریای سیاه‌چاله، جهان‌های متناوب و جهان از هم گسسته) است که وجود جهان قابل مشاهده را از ابتدایی‌ترین دوران شناخته‌شده در سراسر دورهٔ فرگشت آن توضیح می‌دهد.
این مدل توصیف می‌کند که چگونه جهان از یک وضعیت نخستین با دما و چگالی بسیار زیاد در گذر زمان انبساط یافته‌است
و برای طیف گسترده‌ای از پدیده‌های مشاهده‌شده، از جمله فراوانی عناصر سبک، تابش زمینهٔ کیهانی و ساختار بزرگ مقیاس، توضیح جامعی ارائه می‌دهد.
مهم‌تر از همهٔ این پدیده‌ها سازگاری این نظریه با قانون هابل-لومتر است: هرچه کهکشان‌ها از زمین دورتر باشند، سرعت دور شدن آن‌ها از زمین نیز بیشتر است. با برون‌یابی انبساط جهان به سمت عقب در طول زمان و با استفاده از قوانین شناخته‌شدهٔ فیزیک، جهان متراکم‌تر و متراکم‌تر می‌شود تا به یک نقطهٔ تکینگی می‌رسیم که در آن زمان و فضا معنی خود را از دست می‌دهند (این نقطه با نام تکینگی مه‌بانگ شناخته می‌شود). اندازه‌گیری‌های جزئی نرخ انبساط جهان این نقطهٔ تکینگی را حدود ۱۳٫۸ میلیارد سال پیش نشان می‌دهد، که می‌توان این رقم را سن جهان در نظر گرفت.
پس از انبساط اولیهٔ جهان به اندازهٔ کافی سرد شد که امکان پیدایش ذرات زیراتمی و بعدها اتم‌های ساده، پدید آید. به هم پیوستن ابرهای غول‌پیکر از عناصر اولیه (بیشتر از همه هیدروژن به همراه مقداری هلیم و لیتیم) بر اثر نیروی گرانش، باعث پیدایش ستارگان و کهکشان‌ها شد. در کنار این عناصر سازندهٔ نخستین، اخترشناسان آثار گرانشی مربوط به یک مادهٔ تاریک ناشناخته که کهکشان‌ها را احاطه کرده، را نیز مشاهده نموده‌اند. به نظر می‌رسد که بیشتر پتانسیل گرانشی جهان در این شکل باشد و نظریهٔ مه‌بانگ و سایر مشاهدات مختلف دلالت بر این دارند که این پتانسیل گرانشی اضافی از مادهٔ باریونی (مثل اتم‌های عادی) ناشی نمی‌شود. اندازه‌گیری پدیدهٔ انتقال به سرخ (رد شیفت) نشان داد که انبساط جهان شتاب‌دار است و شتاب‌دار بودن آن نیز به وجود انرژی تاریک مربوط می‌شود.
ژرژ لومتر، کشیش و اخترشناس بلژیکی، نخستین‌بار در سال ۱۹۲۷ این ایده را مطرح نمود که انبساط جهان را می‌توان در زمان رو به عقب دنبال نمود تا به نقطهٔ اولیه رسید، که وی آن را اتم نخستین می‌نامید. در سال ۱۹۲۹، ادوین هابل با بررسی پدیدهٔ انتقال به سرخ در کهکشان‌ها به این نتیجه دست یافت که کهکشان‌ها در حال دور شدن از یکدیگر هستند. این کشف مهمی بود که با فرضیهٔ جهان در حال انبساط سازگار بود. تا چندین دهه جامعهٔ علمی به دو دسته طرفداران نظریهٔ مه‌بانگ و نظریهٔ حالت پایدار تقسیم می‌شد که هر دو نظریه انبساط جهان را توضیح می‌داد اما نظریهٔ حالت پایدار برخلاف مه‌بانگ که عمر جهان را متناهی می‌دانست، جهانی ازلی و بدون نقطهٔ ابتدایی را توصیف می‌کرد. در سال ۱۹۶۴ تابش زمینهٔ کیهانی کشف شد، که بسیاری از اخترشناسان را مجاب نمود که نظریهٔ حالت پایدار ابطال شده‌است. برخلاف نظریهٔ حالت پایدار، نظریهٔ مه‌بانگ وجود یک تابش یکنواخت پس‌زمینه در سراسر جهان را پیش‌بینی کرده بود که دلیل وجود آن را دماها و چگالی‌های بالا در گذشته دور می‌داند.
با استفاده از قوانین فیزیکی شناخته‌شده می‌توان جزئیات ویژگی‌های جهان را در گذشته تا حالت نخستین چگالی و دمای بسیار بالا محاسبه نمود.
مرکز اخترفیزیک هاروارد-اسمیتسونین (CFA) می‌گوید: سناریوی مه‌بانگ دربارهٔ منشأ جهان هستی کاملاً خاموش است.https://www.cfa.harvard.edu/seuforum/questions/
نظریه مه‌بانگ توضیح کاملی دربارهٔ طیف گسترده‌ای از پدیده‌های مشاهده‌شده، از جمله فراوانی عناصر سبک، تابش زمینه کیهانی (CMB)، وجود ساختارهای بسیار بزرگ و قانون هابل؛ ارائه می‌دهد. این نظریه بر دو فرض اساسی استوار است: جهانشمول بودن قوانین فیزیک و اصل کیهان‌شناختی. جهانشمول بودن قوانین فیزیکی جزو اصول زیربنایی نظریه نسبیت هستند. اصل کیهان‌شناختی بیان می‌کند که در مقیاس‌های بزرگ، جهان همگن و همسانگرد است؛ یعنی از تمام جهات و مکانها یکسان به نظر می‌رسد.
در آغاز این ایده‌ها به عنوان اصولی 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.جزئیات بیشتر در مورد آزمونهای نسبیت عام را در نوشتار آزمونهای نسبیت عام ببینید
جهان بزرگ وقتی از روی زمین مشاهده شود همسانگرد به نظر می‌رسد. اگر واقعاً همسانگرد باشد، باید بتوانیم اصل کیهان‌شناختی را از اصل ساده‌تری به نام اصل کوپرنیکی نتیجه‌گیری کنیم. بنا بر اصل کوپرنیکی، هیچ مشاهده‌کننده برتر یا نقطه مشاهده برتر و ویژه‌ای وجود ندارد. تا امروز، اصل کیهان‌شناختی از طریق مشاهدات دمای تابش زمینه کیهانی تا حد ۱۰−۵، تأیید شده‌است. بنا بر اندازه‌گیری‌های انجام شده در سال ۱۹۹۵، جهان در مقیاس‌های بزرگ با حد بالای ۱۰٪ ناهمگنی، همگن است.
در حال انبساط بودن جهان نخستین بار از مشاهدات نجومی اوایل قرن بیستم نتیجه‌گیری شد و از اجزای اصلی نظریه مه‌بانگ است. نظریه نسبیت عام، از نگاه ریاضیاتی، فضازمان را توسط یک متریک توصیف می‌کند که فاصله‌ای که نقاط نزدیک به هم را از یکدیگر جدا کرده، تعیین می‌کند. این نقاط که ممکن است کهکشان، ستاره یا اجسام دیگر باشند، در یک شبکه یا دستگاه مختصات که کل فضازمان را پوشش داده‌است؛ مشخص می‌شوند. از اصل کیهان شناختی چنین برمی‌آید که این متریک باید همسانگرد و همگن باشد و این شرط تنها با متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر همخوانی دارد. این متریک یک فاکتور مقیاس دارد که توصیف می‌کند اندازه جهان چگونه با زمان تغییر می‌کند. این به ما این امکان را می‌دهد دستگاه مختصات ویژه‌ای به نام دستگاه مختصات همراه تعریف کنیم. در این دستگاه مختصات، شبکه مختصات همگام و هم‌راستا با انبساط جهان منبسط می‌شود و از این رو اجسامی که تنها دلیل حرکتشان، انبساط جهان است، در این دستگاه نقاط ثابتی هستند و حرکتی ندارند. درحالی‌که فاصله مختصاتی(فاصله همراه) آن‌ها ثابت می‌ماند، فاصله فیزیکی آن‌ها متناسب با فاکتور مقیاس گیتی افزایش می‌یابد.
مه‌بانگ مانند یک انفجار مادی نیست که مواد به سمت خارج پرتاب شوند و یک جهان خالی از پیش موجود را پر کنند، 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 انبساط 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، الزاماً انبساطی هم‌سرعت با انبساط جهان ندارند.
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.Kolb and Turner (1988), chapter 3
برخی فرایندها در لحظات آغازین با سرعت بسیار کمی نسبت به نرخ انبساط جهان رخ می‌دادند؛ تا به تعادل ترمودینامیکی تقریبی برسند. برخی دیگر به اندازه کافی سرعت داشتند که به تعادل گرمایی برسند. پارامتری که معمولاً برای تشخیص اینکه فرایندی در جهان اولیه به تعادل گرمایی رسیده‌است، استفاده می‌شود؛ نسبت میان نرخ فرایند (معمولاً نرخ تصادم بین ذرات) و پارمتر هابل است. هر چه این نسبت بزرگتر باشد؛ ذرات بیشتری می‌بایست قبل از اینکه خیلی از هم دور شوند، به تعادل گرمایی برسند.
طبق نظریه مه‌بانگ، جهان در آغاز بسیار داغ و چگال بود و از آن زمان تا کنون در حال انبساط و سرد شدن بوده‌است.
اگر با تکیه بر نظریه نسبیت عام، انبساط جهان را در جهت معکوس در زمان برونیابی کنیم، به نقطه‌ای در گذشته‌ای متناهی با چگالی و دمای بی‌نهایت خواهیم رسید.
این وضعیت غیرعادی با نام تکینگی گرانشی شناخته می‌شود و نشان دهنده این است که نظریه نسبیت عام توصیف کافی و کاملی برای قوانین فیزیکی حکمفرما در این نقطه نیست. با مدل‌هایی که تنها بر پایه نسبیت عام ساخته شوند، نمی‌توان تا نقطه تکینگی را برونیابی کرد و تنها تا پیش از پایان دوره پلانک می‌توانند به این نقطه نزدیک شوند.
به این نقطه تکینگی نخستین گاهی مه‌بانگ گفته می‌شود.
اما واژه مه‌بانگ گاهی نیز به‌طور کلی‌تر و برای اشاره به فاز داغ و فشرده اولیه جهان به کار می‌رود.در هر صورت از مه‌بانگ به عنوان یک رویداد نیز در گفتگوی روزمره به "تولد جهان" یاد می‌شود؛ زیرا نشان‌دهنده نقطه‌ای در تاریخ است که می‌توان گفت جهان وارد رژیمی شده‌است که در آن قوانین فیزیکی به شکلی که ما می‌شناسیم (به‌طور خاص نسبیت عام و مدل استاندارد فیزیک ذرات بنیادی)؛ کار می‌کنند. بر اساس اندازه‌گیری انبساط جهان با استفاده از ابرنواخترهای Ia و اندازه‌گیری نوسانات دمایی تابش زمینه کیهانی (CMB)، زمانی که از این رویداد گذشته‌است - که به عنوان سن جهان نیز در نظرگرفته می‌شود- برابر با ۰٫۰۲۱ ± ۱۳٫۷۹۹ میلیارد سال تخمین زده می‌شود. (جدول شماره ۴ را ببینید، Age/Gyr, ستون آخر)
علیرغم چگالی بسیار بالای جهان در آن زمان (بسیار بیشتر از چگالی که برای تشکیل یک سیاهچاله لازم است) جهان مجدداً به یک نقطه تکینگی سقوط نکرد. محاسبات و حدودی که عموماً برای توضیح دادن رمبش گرانشی استفاده می‌شوند، معمولاً برای اجسامی با اندازه نسبتاً ثابت؛ مانند ستاره‌ها؛ پاسخگو هستند و در مورد فضای زمان مه‌بانگ که با سرعت در حال انبساط استِ کاربردی ندارند. از آنجایی که جهان اولیه فوراً به چندین سیاهچاله رمبش نکرد، می‌توان نتیجه گرفت که می‌بایست ماده در آن زمان به‌طور تقریباً یکنواختی با شیب تراکم قابل چشم‌پوشی توزیع شده باشد.
لحظات نخستین پس از مه‌بانگ، موضوع گمانه‌زنی‌های بسیاری است؛ زیرا هیچ داده نجومی در مورد این لحظات در دسترس نیست. در اغلب مدل‌های رایج، جهان در این لحظات به‌طور همگن و همسانگرد از چگالی انرژی بسیار بالا و دماها و فشارهای بسیار زیاد تشکیل شده بود و با سرعت بسیار زیادی در حال انبساط و سرد شدن بود. در بازه بین ۰ تا ۱۰-۴۳ ثانیه پس از شروع انبساط؛ که با نام دوره پلانک شناخته می‌شود؛ چهار نیروی بنیادی (الکترومغناطیس، هسته‌ای قوی و هسته‌ای ضعیف و گرانش) به شکل یک نیروی واحد بودند. در این دوره طول مشخصه جهان برابر با طول پلانک، یعنی ۱٫۶×۱۰−۳۵ متر بود و در نتیجه دمای جهان نیز حدود ۱۰۳۲ درجه سلسیوس بود. حتی مفهوم ذره نیز در این شرایط شکسته می‌شود. درک مناسب این دوره نیازمند به پیدایش یک نظریه گرانش کوانتومی است. پس از دوره پلانک، دوره یکپارچه‌سازی بزرگ آغاز شد که طی آن با کاهش دما گرانش از نیروهای دیگر جدا شد.
تقریباً −۳۷۱۰ ثانیه پس از شروع انبساط، یک گذار فاز باعث تورم کیهانی شد که طی آن جهان رشدی نمایی بدون محدودیت به سرعت نور داشت و دما با فاکتور ۱۰۰۰۰۰ کاهش یافت. نوسانات کوانتومی میکروسکوپی که به خاطر اصل عدم قطعیت هایزنبرگ به‌وجود آمدند تقویت شدند و زیربنای ساختارهای بزرگ جهان شدند.
پس از −۳۶۱۰ ثانیه دوره الکتروضعیف آغاز شد، که در آن نیروی هسته‌ای قوی از نیروهای دیگر جدا شد و پس از آن تنها نیروی هسته‌ای ضعیف و الکترومغناطیس به هم پیوسته بودند.
تورم کیهانی پس از زمانی بین −۳۲۱۰ تا −۳۳۱۰ ثانیه متوقف شد؛ در حالی که حجم جهان تقریباً با فاکتور ۷۸۱۰ افزایش یافته بود و داغ شدن مجدد اتفاق افتاد تا جاییکه جهان دمای کافی برای تولید یک یک پلاسمای کوارک-گلوئون و همچنین ذرات بنیادی دیگر را پیداکرد.
دما به اندازه‌ای بالا بود که حرکات تصادفی ذرات در سرعتهای نسبیتی انجام می‌گرفت و همه انواع جفتهای ماده-پادماده دائماً ایجاد در برخوردها نابود می‌شدند.
در نقطه‌ای از زمان، واکنشی ناشناخته به نام باریون زایی باعث نقض پایستگی عدد باریونی شد و در نتیجه آن تعداد کوارک‌ها و لپتون‌ها نسبت به پادکوارک‌ها و پادلپتون‌ها به میزان بسیار بسیار اندکی بیشتر شد (در مرتبه یک در سی میلیون). این رویداد مسبب برتری ماده بر ضد ماده در جهان کنونی است.Kolb and Turner (1988), chapter 6
سرد شدن و کاهش چگالی جهان ادامه پیدا کرد و بنابراین انرژی ذرات نیز کاهش می‌یافت. تغییر فازهای تقارن شکن سبب شدند تا نیروهای بنیادی فیزیک و پارامترهای ذرات بنیادی شکل امروزی خود درآیند و نیروهای الکترومغناطیس و هسته‌ای ضعیف نیز پس از حدود از هم جدا شدند. پس از گذشت حدود −۱۱۱۰ ثانیه تصویر کمی مشخص‌تر می‌شود، زیرا انرژی ذرات کاهش می‌یابد و به مقادیری می‌رسد که در شتاب‌دهنده‌های ذرات بنیادی کنونی قابل دسترسی هستند. پس از حدود ۱۰ 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 جهان از فوتونها (به همراه درصد اندکی نوترینو) تشکیل می‌شد.
چند دقیقه پس از آغاز انبساط که دمای جهان به یک میلیارد کلوین کاهش یافته بود و چگالی آن قابل مقایسه باچگالی کنونی جو زمین 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.Kolb and Turner (1988), chapter 4 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.Peacock (1999), chapter 9
طی یک دوره زمانی طولانی نواحی اندکی چگالتر جهان به تدریج بر اثر 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 جهان بستگی دارد. چهار نوع شناخته شده 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 تخمین زده می‌شود که در حدود ۲۳٪ از ماده-انرژی در جهان را تشکیل می‌دهد در حالی که سهم ماده باریونی (معمولی) تنها ۴٫۶٪ است.
در یک مدل گسترده‌تر که ماده تاریک داغ به شکل نوترینو را نیز شامل شود، چگالی فیزیکی باریون Ωh2 در حدود ۰٫۰۲۳ تخمین زده می‌شود و چگالی ماده تاریک سرد Ωh2 در حدود ۰٫۱۱ و چگالی نوترینو Ωh2 کمتر از ۰٫۰۰۶۲ خواهد بود.
گروه‌های مستقلی از شواهد تجربی از ابر نو اخترهای نوع Ia و تابش زمینه کیهانی بر این واقعیت دلالت دارند که جهان 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 جهان از انرژی تاریک تشکیل شده‌است. هنگامی که جهان بسیار جوان بود، احتمالاً از انرژی تاریک پر بوده‌است؛ اما در فضایی بسیار کوچکتر و همه چیز به یکدیگر نزدیک تر. نیروی گرانش غالب شد و به آرامی روند انبساط جهان را کند می‌کرد. اما درنهایت پس از چند میلیارد سال انبساط، کاهش چگالی ماده نسبت به چگالی انرژی تاریک، باعث شدانبساط کیهانی به آرامی شروع به شتاب گرفتن کند.
انرژی تاریک در ساده‌ترین شکل به عنوان ثابت کیهانی در معادلات میدان اینشتین در نظریه نسبیت عام فرمول‌بندی می‌شود اما ترکیب و مکانیزم آن و به‌طور کلی‌تر جزئیات معادله حالت آن و ارتباطش با مدل استاندارد ذرات کماکان موضوع پژوهش نظری و تجربی است.
مدل کیهان‌شناسی لامبدا سی دی ام می‌تواند با قدرت 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. چنانچه پیشتر عنوان شد، هیچ مدل قابل آزمایشی برای توصیف شرایط قبل از ۱۰−۱۵ ثانیه اول در دست نیست. درک اولین دوره‌های تاریخ جهان در حال حاضر یکی از بزرگ‌ترین مسائل حل نشده فیزیک است.
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 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.
نظریه مه‌بانگ از مشاهدات ساختار گیتی و بررسی‌های نظری شکل گرفت. در سال ۱۹۱۲ وستو اسلیفر 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 برخلاف 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 در حقیقت کهکشانهای دیگری هستند. از همان سال ادوین هابل با تلاش بسیار در رصدخانه کوه ویلسون سری‌هایی از نمایشگرهای فاصله تدوین کرد که در واقع پایه نردبان فاصله کیهانی بودند. این به وی اجازه می‌داد که فاصله تا کهکشانهایی که انتقال به سرخ آنها قبلاً اغلب توسط اسلیفر اندازه‌گیری شده بود را تخمین بزند. در سال ۱۹۲۹ هابل کشف کرد که رابطه‌ای میان فاصله و سرعت دور شدن وجود دارد، که امروزه به نام قانون هابل شناخته می‌شود. در آن زمان لومتر قبلاً نشان داده بود که این موضوع با استفاده از اصل کیهان‌شناختی، قابل پیش‌بینی است.
در سال ۱۹۲۷ ژرژ لومتر؛ فیزیکدان و کشیش کاتولیک بلژیکی؛ در تلاشی جداگانه و 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 جهان را در زمان به عقب برگردانیم، هر چه عقب‌تر رویم جهان کوچکتر می‌شود و در نهایت در یک زمان متناهی در گذشته کل جهان در یک نقطه فشرده‌می‌شود؛ یک اتم نخستین که درآن لحظه و از آنجا فابریک زمان و فضا به وجود آمد.
در دهه‌های ۱۹۲۰ و ۱۹۳۰ تقریباً تمام کیهان شناسان برجسته نظریه حالت پایدار و جهان ازلی را ترجیح می‌دادند و گروهی نیز اعتراض 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، به این اعتراضات دامن می‌زد.
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 با او موافق نبود و 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 کیهان‌شناسی‌های غیر استاندارد برای توضیح مشاهدات هابل مطرح شدند که از جمله این مدل‌ها می‌توان به مدل میلن
، 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 جهان 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 درحالی‌که از نظریه لومتر به عنوان «این ایده انفجار بزرگ» یاد می‌کرد ابداع نمود.
تا مدتی حمایت دانشمندان بین این دو نظریه تقسیم شده بود اما در نهایت شواهد تجربی (مهم‌تر از همه تعداد منابع رادیویی) به تدریج 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.
در سالهای ۱۹۶۸ و ۱۹۷۰ راجر پنروز، استیون هاوکینگ و جرج الیس مقالاتی منتشر نمودند که در آنها نشان دادند که تکینگی‌های ریاضی شرایط اولیه اجتناب ناپذیری برای مدل‌های نسبیتی مه‌بانگ هستند. پس از آن از دهه ۱۹۷۰ تا ۱۹۹۰، کیهان‌شناسان بر روی توصیف ویژگی‌های جهان مه‌بانگ و حل مسائل حل‌نشده کار کردند. در سال ۱۹۸۱ آلن گوت با معرفی دوره انبساط سریع در جهان نخستین، با که او آن را دوره تورم کیهانی نامید؛ باعث پیشرفتی در تلاشهای نظری برای حل برخی مسایل حل‌نشده در مورد مه‌بانگ شد. در خلال این دهه‌ها دو پرسش کیهان‌شناسی مشاهده‌ای که سبب بحث‌ها و اختلاف نظرهای بسیاری شدند، در مورد مقدار دقیق ثابت هابل و چگالی ماده جهان (پیش از کشف انرژی تاریک گمان می‌رفت که مهم‌ترین عامل تعیین سرنوشت جهان است) بودند.
در اواسط دهه ۱۹۹۰ از مشاهده برخی خوشه‌های ستاره‌ای کروی چنین به نظر می‌رسید که این خوشه‌ها در حدود ۱۵ میلیارد سال عمر دارند و این با سنی که برای جهان تخمین زده می‌شد در تناقض بود. این مشکل بعدها با شبیه‌سازی‌های کامپیوتری جدید که آثار کاهش جرم بر اثر بادهای ستاره‌ای را در نظر می‌گرفتند؛ حل شد و سن بسیار کمتری برای این خوشه‌ها محاسبه شد.
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 شدند که به نظر می‌رسد سرعت انبساط جهان رو به افزایش است.
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.The Four Pillars of the Standard Cosmology
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.
مشاهده کهکشانهای دوردست و اختروش‌ها نشان داد است که این اجسام دچار پدیده انتقال به سرخ می‌شوند-نور منتشر این اجسام به طول موج‌های بلندتر منتقل شده‌است-. این پدیده را می‌توان با تطبیق طیف بسامدی یک جسم با الگوی طیف‌بینی خطوط گسیلی و جذبی طیف اتم‌های عناصری که با نور برهم‌کنش دارند، مشاهده نمود. این انتقال به سرخ‌ها به شکل یکنواختی همسانگرد هستند و به‌طور مساوی بین همه اجسام در همه جهتها توزیع شده‌اند. اگر انتقال به سرخ را به عنوان انتقال دوپلری تفسیر کنیم، سرعت عقب‌نشینی این اجسام قابل محاسبه است. برای برخی از کهکشان‌ها می‌توان فاصله را از راه نردبان فاصله کیهانی تخمین زد. اگر نمودار سرعت عقب‌نشینی نسبت به فاصله را رسم کنیم، یک رابطه خطی در آن قابل تشخیص است که به نام قانون هابل مشهور است:
"v" = "H""D"
قانون هابل را به دو گونه ممکن می‌توان توجیه نمود. یا ما در مرکز انفجار کهکشان‌ها هستیم - که با پذیرش اصل کوپرنیکی این توجیه پذیرفتنی نیست - یا اینکه جهان در همه جا به صورت یکنواخت منبسط می‌شود. پیش از اینکه هابل در سال ۱۹۲۹ این مشاهدات و تحلیل را انجام دهد، انبساط جهان توسط فریدمان در سال ۱۹۲۲ و لومتر در سال ۱۹۲۷ با استفاده از نسبیت عام پیش‌بینی شده بود و کماکان سنگ بنای نظریه مه‌بانگ فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر به‌شمار می‌رود
در این نظریه رابطه "v" = "HD" باید همیشه برقرار باشد. همچنان‌که جهان منبسط می‌شود مقادیر "v", "H"و "D" نیز تغییر می‌کند (به همین دلیل ثابت هابل را با "H" نمایش می‌دهیم که به معنی تابت هابل در زمان کنونی است) برای فواصلی که از اندازه جهان قابل مشاهده بسیار کوچکتر هستند می‌توان انتقال سرخ را به عنوان اثر دوپلر در نظر گرفت که به دلیل سرعت رو به عقب اجسام پدید می‌آید. اما انتقال به سرخ در واقع اثر دوپلر نیست بلکه ناشی از انبساط جهان در فاصله زمانی بین انتشار نور و زمانی است که نور به ما می‌رسد.Peacock (1999), chapter 3
انبساط متریک جهان را می‌توان توسط مشاهدات مستقیم اصل کیهان شناختی و اصل کوپرنیکی نمایش داد که وقتی با قانون هابل در کنار هم قرار بگیرند هیچ توضیح دیگری جز انبساط جهان قابل تصور نیست. انتقال به سرخ‌های نجومی بسیار همگن و همسانگرد هستند و این موضوع تأییدکننده اصل کیهان شناختی است که می‌گوید جهان در تمام جهت‌ها یکسان به نظر می‌رسد. اگر انتقال به سرخ‌ها ناشی از انفجار از یک مرکز انفجار در نقطه‌ای دور از ما بودند، در جهات مختلف یکسان نبودند.
اندازه‌گیری آثار تابش زمینه کیهانی بر سامانه‌های اخترفیزیکی دوردست در سال ۲۰۰۰ اصل کوپرنیکی را اثبات کرد که بیان می‌کند در مقیاس‌های کیهانی، زمین در موقعیتی مرکزی قرار ندارد.
تابش مه‌بانگ در زمان گذشته گرم تر بوده‌است و سرد شدن یکنواخت تابش زمینه کیهانی تنها در حالتی قابل توضیح است که جهان انبساط یکنواختی داشته باشد و احتمال اینکه ما در یگانه مرکز انفجار باشیم را از بین می‌برد.
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 درحالی‌که 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.
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 /،
حدود ۱۰−۳ برای نسبت /، حدود ۱۰−۴ برای / و حدود ۱۰−۹ برای /.Kolb and Turner (1988), chapter 4
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 مقادیر اندازه‌گیری شده و پیش‌بینی‌شده نزدیک به هم‌اند اما اختلافی نیز وجود دارد و برای نسبت 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 بیشتر باشد و نسبت‌ها نیز ثابت باشد.
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.
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.
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.
مانند هر نظریه دیگری، پیدایش نظریه مه‌بانگ، منجر به ظهور معماها و مسائل تازه‌ای شد. 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 بسیاری از جمله برخی بنیانگذاران این نظریه بر این باورند که این نظریه رد شده‌است. در بخشهای زیر تعدادی از جنبه‌های رازآلود نظریه مه‌بانگ لیست شده‌اند که همچنان موضوع پژوهش و بررسی اخترفیزیک‌دانان هستند.
هنوز به خوبی نمی‌دانیم که چرا در جهان میزان ماده از پادماده (ضد ماده) بیشتر است.Kolb and Turner, chapter 6
تصور کلی بر این است که وقتی جهان جوان و بسیار داغ بود در یک تعادل آماری بود و تعداد باریونها و پادباریون‌ها برابر بود. این در حالی است که مشاهدات نشان می‌دهند که جهان حتی در دورترین نقاط آن تقریباً به‌طور کامل از ماده ساخته‌شده‌است. اینطور پنداشته می‌شود که فرایندی ناشناخته به نام باریون‌زایی مسئول این عدم تقارن است. برای رخ دادن پدیده باریون‌زایی، باید سه شرط ساخاروف برقرار باشد:
همه این شرایط در مدل استاندارد رخ می‌دهند اما اثر آن‌ها آن‌قدر زیاد نیست که عدم تقارن باریونی کنونی را توجیه کند.
اندازه‌گیری‌های رابطه انتقال سرخ-قدر ظاهری ابرنواخترهای نوع Ia نشان می‌دهد که انبساط جهان، از زمانی که جهان به نیمی از سن کنونی‌اش رسیده، 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.
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.
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).Kolb and Turner (1988), chapter 8
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 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.Kolb and Turner, chapter 8
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.انرژی تاریک در شکل یک ثابت کیهانی جهان را به سوی وضعیت تخت می‌راند؛ هرچند که شکل جهان ما در طول چند میلیارد سال پیش از اینکه انرژی تاریک چگالی قابل توجهی پیدا کند، نیز تخت بوده‌است.
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.