บิกแบง

บิกแบง (, "การระเบิดครั้งใหญ่") เป็นแบบจำลองของการกำเนิดและวิวัฒนาการของเอกภพในจักรวาลวิทยาซึ่งได้รับการสนับสนุนจากหลักฐานทางวิทยาศาสตร์และจากการสังเกตการณ์ที่แตกต่าsivมาก นักวิทยาศาสตร์โดยทั่วไปใช้คำนี้กล่าวถึงแนวคิดการขยายตัวของเอกภพหลังจากสภาวะแรกเริ่มที่ทั้งร้อนและหนาแน่นอย่างมากในช่วงเวลาจำกัดระยะหนึ่งในอดีต และยังคงดำเนินการขยายตัวอยู่จนถึงในปัจจุบัน

ฌอร์ฌ เลอแม็ทร์ นักวิทยาศาสตร์และพระโรมันคาทอลิก เป็นผู้เสนอแนวคิดการกำเนิดของเอกภพ ซึ่งต่อมารู้จักกันในชื่อ ทฤษฎีบิกแบง ในเบื้องแรกเขาเรียกทฤษฎีนี้ว่า สมมติฐานเกี่ยวกับอะตอมแรกเริ่ม (hypothesis of the primeval atom)  อเล็กซานเดอร์ ฟรีดแมน ทำการคำนวณแบบจำลองโดยมีกรอบการพิจารณาอยู่บนพื้นฐานของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของอัลเบิร์ต ไอน์สไตน์   ต่อมาในปี ค.ศ. 1929 เอ็ดวิน ฮับเบิลค้นพบว่า ระยะห่างของดาราจักรมีสัดส่วนที่เปลี่ยนแปลงสัมพันธ์กับการเคลื่อนไปทางแดง การสังเกตการณ์นี้บ่งชี้ว่า ดาราจักรและกระจุกดาวอันห่างไกลกำลังเคลื่อนที่ออกจากจุดสังเกต ซึ่งหมายความว่าเอกภพกำลังขยายตัว ยิ่งตำแหน่งดาราจักรไกลยิ่งขึ้น ความเร็วปรากฏก็ยิ่งเพิ่มมากขึ้น หากเอกภพในปัจจุบันกำลังขยายตัว แสดงว่าก่อนหน้านี้ เอกภพย่อมมีขนาดเล็กกว่า หนาแน่นกว่า และร้อนกว่าที่เป็นอยู่ แนวคิดนี้มีการพิจารณาอย่างละเอียดย้อนไปจนถึงระดับความหนาแน่นและอุณหภูมิที่จุดสูงสุด และผลสรุปที่ได้ก็สอดคล้องอย่างยิ่งกับผลจากการสังเกตการณ์ ทว่าการเพิ่มของอัตราเร่งมีข้อจำกัดในการตรวจสอบสภาวะพลังงานที่สูงขนาดนั้น หากไม่มีข้อมูลอื่นที่ช่วยยืนยันสภาวะเริ่มต้นชั่วขณะก่อนการระเบิด ลำพังทฤษฎีบิกแบงก็ยังไม่สามารถใช้อธิบายสภาวะเริ่มต้นได้ มันเพียงอธิบายกระบวนการเปลี่ยนแปลงของเอกภพที่เกิดขึ้นหลังจากสภาวะเริ่มต้นเท่านั้น 

คำว่า "บิกแบง" ที่จริงเป็นคำล้อเลียนซึ่งเกิดขึ้นเมื่อนักดาราศาสตร์ชื่อ เฟรด ฮอยล์ ตั้งใจดูหมิ่นและทำลายความน่าเชื่อถือของทฤษฎีที่เขาเห็นว่าไม่มีทางเป็นจริง ในการออกอากาศทางวิทยุครั้งหนึ่งเมื่อปี ค.ศ. 1949BBC News - 'Big bang' astronomer dies ในเวลาต่อมา ฮอยล์ได้ช่วยศึกษาผลกระทบของนิวเคลียร์ในการก่อเกิดธาตุมวลหนักที่ได้จากธาตุซึ่งมีมวลน้อยกว่า อย่างไรก็ดี การค้นพบรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลในปี ค.ศ. 1964 ยิ่งทำให้นักวิทยาศาสตร์ส่วนใหญ่ไม่สามารถปฏิเสธทฤษฎีบิกแบงได้

 ประวัติ 

ทฤษฎีบิกแบงพัฒนาขึ้นมาจากการสังเกตการณ์โครงสร้างเอกภพร่วมกับการพิจารณาทฤษฎีต่างๆ ที่เป็นไปได้ ในปี ค.ศ. 1912 เวสโต สลิเฟอร์ วัดค่าการเคลื่อนของดอปเปลอร์ครั้งแรกของ "เนบิวลาชนิดก้นหอย" (เป็นชื่อเก่าที่เคยใช้เรียกดาราจักรชนิดก้นหอย) และต่อมาก็ค้นพบว่า เนบิวลาแทบทั้งหมดกำลังเคลื่อนที่ออกห่างจากโลก เขามิได้สรุปแนวคิดทางจักรวาลวิทยาจากข้อเท็จจริงนี้ อันที่จริงในช่วงยุคนั้นยังเป็นที่ถกเถียงกันอยู่มากว่า เนบิวลาเหล่านี้เป็น "เอกภพเกาะ" ที่อยู่ภายนอกดาราจักรทางช้างเผือกหรือไม่<ref>Slipher, V. M.. "The radial velocity of the Andromeda nebula". Lowell Observatory Bulletin 1: 56–57.Slipher, V. M.. "Spectrographic observations of nebulae". Popular Astronomy 23: 21–24. </ref> สิบปีต่อมา อเล็กซานเดอร์ ฟรีดแมน นักจักรวาลวิทยาและนักคณิตศาสตร์ชาวรัสเซียได้พัฒนาสมการฟรีดแมนขึ้นจากทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของไอน์สไตน์ แสดงให้เห็นว่าเอกภพกำลังขยายตัวอยู่ ซึ่งขัดแย้งกับแบบจำลองเอกภพสถิตที่ไอน์สไตน์สนับสนุนอยู่Friedman, A (1922). "Über die Krümmung des Raumes". Z. Phys. 10: 377–386. doi:10.1007/BF01332580.  (ฉบับแปลภาษาอังกฤษ ดูที่: เอ. ฟรีดแมน (1999). "On the Curvature of Space". General Relativity and Gravitation 31: 1991–2000. doi:10.1023/A:1026751225741.)  ปี ค.ศ. 1924 เอ็ดวิน ฮับเบิล ตรวจวัดระยะห่างของเนบิวลาชนิดก้นหอยที่ใกล้ที่สุด ผลการตรวจแสดงให้เห็นว่า ระบบดาวเหล่านั้นที่แท้เป็นดาราจักรอื่น เมื่อถึงปี ค.ศ. 1927 ฌอร์ฌ เลอแม็ทร์ พระคาทอลิกนักฟิสิกส์ชาวเบลเยียม ทำการพัฒนาสมการของฟรีดแมนโดยอิสระ ผลที่ได้ทำให้คาดการณ์ได้ว่าการถอยห่างของเนบิวลาเป็นผลเนื่องจากการขยายตัวของเอกภพLemaître, G. (1927). "Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques". Annals of the Scientific Society of Brussels 47A: 41.   (ฉบับแปลภาษาอังกฤษ ดูที่: "Expansion of the universe, A homogeneous universe of constant mass and growing radius accounting for the radial velocity of extragalactic nebulae" (1931). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 91: 483–490.)

ค.ศ. 1931 เลอแม็ทร์พัฒนางานของเขาคืบหน้าไปอีก และเสนอแนวคิดว่า การที่เอกภพมีการขยายตัวเมื่อเวลาเดินล่วงหน้าไป จะเป็นจริงได้ก็ต่อเมื่อเอกภพมีการหดตัวลงเมื่อเวลาเดินย้อนกลับ และจะเป็นเช่นนั้นไปเรื่อย ๆ จนกว่าเอกภพจะหดตัวไม่ได้อีกต่อไป ทำให้มวลทั้งหมดของเอกภพอัดแน่นเป็นจุด ๆ หนึ่ง คือ "อะตอมแรกเริ่ม" ณ จุดใดจุดหนึ่งของกาลเวลาก่อนที่เวลาและอวกาศจะถือกำเนิดขึ้น ณ จุดนั้นยังไม่มีโครงสร้างของเวลาและอวกาศใด ๆ  ทฤษฎีนี้สะท้อนความเชื่อเก่าแก่ก่อนหน้านี้เกี่ยวกับไข่จักรวาล (cosmic egg) ซึ่งเป็นจุดเริ่มต้นของเอกภพLema?tre, G. (1931). "The evolution of the universe: discussion". Nature 128: suppl.: 704. doi:10.1038/128704a0.

ทางด้านของฮับเบิลก็พยายามพัฒนาตัวชี้วัดระยะทางหลายรูปแบบนับแต่ ค.ศ. 1924 ซึ่งเป็นการเบิกทางของบันไดระยะห่างของจักรวาล เขาใช้กล้องโทรทรรศน์ฮุกเกอร์ ขนาด 100 นิ้ว (2,500 มม.) ที่หอดูดาวเมาท์วิลสัน ทำให้สามารถประเมินระยะห่างระหว่างดาราจักรได้จากผลการตรวจวัดการเคลื่อนไปทางแดง ซึ่งมีการวัดค่าไว้ก่อนหน้านี้แล้วโดยสลิเฟอร์ ฮับเบิลค้นพบความเกี่ยวพันระหว่างระยะทางกับความเร็วในการเคลื่อนถอยในปี ค.ศ. 1929 ปัจจุบันความสัมพันธ์ข้อนี้เป็นที่รู้จักในชื่อ กฎของฮับเบิลE. Christianson (1995). Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae. Farrar Straus & Giroux. ISBN 0-374-14660-8.  งานของเลอแม็ทร์สนับสนุนผลงานชิ้นนี้ และเขาได้สร้างหลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยาขึ้นP. J. E. Peebles and Bharat Ratra (2003). "The cosmological constant and dark energy". Reviews of Modern Physics 75: 559–606. doi:10.1103/RevModPhys.75.559. ar?iv:astro-ph/0207347. 


ตลอดคริสต์ทศวรรษ 1930 มีทฤษฎีและแนวคิดต่างๆ เกิดขึ้นมากมายเพื่อพยายามอธิบายผลสังเกตการณ์ของฮับเบิล รวมถึงแบบจำลองของมิลเน (Milne Model)E. A. Milne (1935). Relativity, Gravitation and World Structure. สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยออกซฟอร์ด. ทฤษฎีการแกว่งตัวของเอกภพ (เสนอโดยฟรีดแมน และได้รับการสนับสนุนจากไอน์สไตน์กับริชาร์ด โทลแมน)R. C. Tolman (1934). Relativity, Thermodynamics, and Cosmology. ออกซฟอร์ด: สำนักพิมพ์คลาเรนดอน. LCCN 340-32023.  พิมพ์ใหม่ (1987) นิวยอร์ก: โดเวอร์ ISBN 0-486-65383-8.  และข้อสมมติฐาน tired light ของฟริตซ์ ชวิกกีZwicky, F (1929). "On the Red Shift of Spectral Lines through Interstellar Space". Proceedings of the National Academy of Sciences 15: 773–779. doi:10.1073/pnas.15.10.773. PMID 16577237. 

หลังจากสงครามโลกครั้งที่สอง มีแนวคิดที่เป็นไปได้แตกต่างกันอยู่สองแนวทาง ทางหนึ่งเป็นแนวคิดเรื่องแบบจำลองสภาวะสมมูลของเฟรด ฮอยล์ ซึ่งเห็นว่าจะมีสสารใหม่เกิดขึ้นระหว่างที่เอกภพขยายตัว แนวคิดนี้เอกภพจะมีสภาวะแทบจะคงที่ ณ จุดใด ๆ ของเวลาเฟรด ฮอยล์ (1948). "A New Model for the Expanding universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 108: 372. อีกแนวคิดหนึ่งเป็นทฤษฎีบิกแบงของเลอแม็ทร์ ซึ่งได้พัฒนาต่อมาโดยจอร์จ กาโมว์ ผู้เสนอทฤษฎีบิกแบงนิวคลีโอซินทีสิสR. A. Alpher, H. Bethe, G. Gamow (1948). "The Origin of Chemical Elements". Physical Review 73: 803. doi:10.1103/PhysRev.73.803. และเป็นผู้ร่วมทีมกับราล์ฟ อัลเฟอร์ และโรเบิร์ต เฮอร์มัน ในการทำนายปรากฏการณ์ของการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังR. A. Alpher and R. Herman (1948). "Evolution of the Universe". Nature 162: 774. doi:10.1045/march2004-featured.collection. แต่จะว่าไปแล้ว ฮอยล์นั่นเองที่เป็นผู้นำวลีมาโยงกับทฤษฎีของเลอแม็ทร์ โดยเรียกทฤษฎีนี้ว่า "เจ้าแนวคิดแบบบิกแบงนี่" ระหว่างการออกอากาศทางสถานีวิทยุบีบีซีเมื่อเดือนมีนาคม ค.ศ. 1949Simon Singh. "Big Bang" . เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-05-28. นักวิทยาศาสตร์ต่างแบ่งออกเป็นสองพวกสนับสนุนทฤษฎีทั้งสองทางนี้ ในเวลาต่อมาแนวคิดหลังเริ่มเป็นที่นิยมมากกว่า การค้นพบไมโครเวฟพื้นหลังในปี ค.ศ. 1964 ช่วยยืนยันว่าจุดกำเนิดและพัฒนาการของจักรวาลสอดคล้องกับแนวคิดแบบทฤษฎีบิกแบงมากกว่า

การศึกษาจักรวาลวิทยาตามแนวคิดบิกแบงมีการก้าวกระโดดครั้งใหญ่ในช่วงปลายคริสต์ทศวรรษ 1990 เนื่องมาจากความก้าวหน้าอย่างมากของเทคโนโลยีกล้องโทรทรรศน์ ตลอดจนผลการวิเคราะห์ข้อมูลจำนวนมากจากดาวเทียมต่าง ๆ เช่น จาก COBEBoggess, N.W., et al. (COBE collaboration) (1992). "The COBE Mission: Its Design and Performance Two Years after the launch". Astrophysical Journal 397: 420, Preprint No. 92–02. doi:10.1086/171797. จากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล และจาก WMAPD. N. Spergel et al. (WMAP collaboration) (2006). "Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology". เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-05-27. 

ปัจจุบันการศึกษาจักรวาลวิทยามีข้อมูลและเครื่องมือวัดที่แม่นยำมากมายที่ช่วยตรวจสอบปัจจัยต่าง ๆ ของแบบจำลองบิกแบง ทำให้เกิดการค้นพบอันไม่คาดฝันว่า เอกภพดูเหมือนจะกำลังขยายตัวอยู่ด้วยความเร็วที่เพิ่มขึ้น

 ภาพรวมของทฤษฎี 

 เส้นเวลาของบิกแบง 


เมื่อพิจารณาตรรกะจากการขยายตัวของเอกภพโดยใช้ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป หากเวลาย้อนหลังไปจะทำให้ความหนาแน่นและอุณหภูมิมีค่าสูงขึ้นอย่างไม่จำกัดขณะที่เวลาในอดีตจำกัดอยู่ค่าหนึ่งS. W. Hawking and G. F. R. Ellis (1973). The large-scale structure of space-time. เคมบริดจ์: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. ISBN 0-521-20016-4. ภาวะเอกฐานเช่นนี้เป็นไปไม่ได้เพราะขัดแย้งกับทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป เป็นที่ถกเถียงกันอยู่มากกว่าเราสามารถประมาณภาวะเอกฐานได้ใกล้สักเพียงไหน (ซึ่งไม่มีทางประมาณไปได้มากเกินกว่ายุคของพลังค์) ภาวะเริ่มแรกที่มีความร้อนและความหนาแน่นสูงอย่างยิ่งนี้เองที่เรียกว่า "บิกแบง"ยังไม่เป็นเอกฉันท์ว่าภาวะบิกแบงนี้กินเวลานานเท่าไร บางคนว่าเฉพาะภาวะเอกฐานเริ่มแรกเท่านั้น แต่บางคนก็เห็นว่าเป็นช่วงไม่กี่นาทีแรกที่ฮีเลียมเริ่มก่อตัวขึ้น และถือกันว่าเป็น "จุดกำเนิด" ของเอกภพของเรา จากผลการตรวจวัดการขยายตัวของซูเปอร์โนวาประเภท Ia การตรวจวัดความแปรเปลี่ยนของอุณหภูมิในไมโครเวฟพื้นหลัง และการตรวจวัดลำดับวิวัฒนาการของดาราจักร เชื่อว่าเอกภพมีอายุประมาณ 13.73 ± 0.12 พันล้านปีG. Hinshaw, J. L. Weiland, R. S. Hill, N. Odegard, D. Larson, C. L. Bennett, J. Dunkley, B. Gold, M. R. Greason, N. Jarosik, E. Komatsu, M. R. Nolta, L. Page, D. N. Spergel, E. Wollack, M. Halpern, A. Kogut, M. Limon, S. S. Meyer, G. S. Tucker, E. L. Wright (2008). "Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results" . Astrophys. J. การที่ผลตรวจวัดทั้งสามวิธีให้ค่าออกมาใกล้เคียงกันเป็นการยืนยันสนับสนุนแบบจำลองแลมบ์ดา-ซีดีเอ็ม (ΛCDM) ที่อธิบายอย่างละเอียดถึงองค์ประกอบต่างๆ ในเอกภพ

มีการคาดเดาถึงสภาวะเริ่มแรกของบิกแบงไปต่างๆ นานา แต่แบบจำลองที่เป็นที่ยอมรับมากที่สุดคือ เอกภพทั้งหมดเป็นเนื้อเดียวกันและมีสมบัติเหมือนๆ กันในทุกทิศทางโดยมีความหนาแน่นของพลังงานที่สูงมาก มีอุณหภูมิและความดันสูงมาก ต่อมาจึงขยายตัวออกในทันทีทันใดและมีอุณหภูมิลดลง ประมาณว่าใน 10-35 วินาทีของการขยายตัวเป็นสภาวะการพองตัวของเอกภพซึ่งเติบโตขึ้นอย่างรวดเร็วแบบเอ็กโปเนนเชียลGuth, Alan H. (1998). The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Vintage. ISBN 978-0-09-995950-2. หลังจากสิ้นสุดสภาวะการพองตัว เอกภพประกอบด้วยพลาสมาควาร์ก-กลูออนและอนุภาคมูลฐานทั้งหมดSchewe, Phil, and Ben Stein (2005). "An Ocean of Quarks" . Physics News Update, American Institute of Physics 728 (#1). เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-05-27. อุณหภูมิยังคงสูงมากทำให้การเคลื่อนที่ของอนุภาคต่างๆ มีความเร็วสัมพัทธ์สูง คู่อนุภาคและปฏิยานุภาคทั้งหมดยังมีการเกิดใหม่และแตกดับลงไปในการปะทะ ต่อมาจึงเกิดปฏิกิริยาบางอย่างที่เรียกว่า แบริโอเจเนซิส ทำลายภาวะสมดุลในการรักษาจำนวนแบริออน เกิดเป็นควาร์กและเลปตอนขึ้นมาจำนวนหนึ่งที่มากกว่าแอนติควาร์กและแอนติเลปตอนประมาณ 1 ใน 30 ล้านส่วน ซึ่งเป็นต้นเหตุทำให้มีสสารมากกว่าปฏิสสารในเอกภพปัจจุบันKolb, Edward; Michael Turner (1988). The Early Universe. Addison-Wesley. ISBN 0-201-11604-9.

เอกภพยังคงขยายตัวอย่างต่อเนื่องและมีอุณหภูมิลดลง ทำให้พลังงานโดยทั่วไปในแต่ละอนุภาคลดลงด้วย ยุคการทำลายสมดุล (Symmetry breaking) ทำให้แรงพื้นฐานทางฟิสิกส์และพารามิเตอร์ต่างๆ ของอนุภาคมูลฐานกลายมาอยู่ในรูปแบบดังเช่นปัจจุบัน หลังจากผ่านไป 10-11 วินาที ภาพการคาดเดาก็น้อยลง เพราะพลังงานของอนุภาคลดลงลงถึงระดับที่สามารถอธิบายได้ด้วยการทดลองฟิสิกส์อนุภาค ที่เวลา 10-6 วินาที ควาร์กและกลูออนรวมตัวกันกลายเป็นอนุภาคแบริออนจำนวนหนึ่งเช่น โปรตอน และนิวตรอน ปริมาณควาร์กที่มีมากกว่าแอนติควาร์กอยู่เล็กน้อยทำให้อนุภาคแบริออนมีมากกว่าแอนติแบริออนเช่นเดียวกัน ถึงเวลานี้อุณหภูมิของเอกภพก็ไม่สูงพอที่จะสร้างคู่โปรตอน-แอนติโปรตอนใหม่อีกแล้ว (ทำนองเดียวกันกับนิวตรอนและแอนตินิวตรอน) จึงเกิดการทำลายมวลครั้งใหญ่ เหลือเพียง 1 ใน 1010 ของโปรตอนและนิวตรอนในตอนเริ่มต้น และไม่มีปฏิยานุภาคของพวกมันเหลืออยู่เลย กระบวนการเดียวกันนี้เกิดขึ้นอีกในเวลาประมาณ 1 วินาทีสำหรับอิเล็กตรอนและโพสิตรอน หลังจากพ้นช่วงการทำลายมวล โปรตอน นิวตรอน และอิเล็กตรอนที่เหลือก็ไม่มีความเร็วสัมพัทธ์สูงยิ่งยวดอีกต่อไป แต่โฟตอนกลายเป็นองค์ประกอบสำคัญของความหนาแน่นพลังงานของเอกภพ (และบทบาทเล็กน้อยอีกส่วนหนึ่งโดยนิวตริโน)

ไม่กี่นาทีต่อมาเอกภพก็เริ่มการขยายตัว เมื่ออุณหภูมิมีค่าประมาณ 1 พันล้านเคลวิน และมีความหนาแน่นประมาณความหนาแน่นของอากาศ นิวตรอนรวมตัวเข้ากับโปรตอนกลายเป็นนิวเคลียสของดิวเทอเรียมและฮีเลียม ซึ่งเป็นกระบวนการที่เรียกว่า บิกแบงนิวคลีโอซินทีสิส โปรตอนส่วนใหญ่ยังคงไม่ได้รวมตัว ดังเช่นนิวเคลียสของไฮโดรเจน เมื่อเอกภพเย็นลง ความหนาแน่นพลังงานมวลของสสารที่เหลือก็เริ่มมีอิทธิพลเหนือการแผ่รังสีของโฟตอน หลังจากผ่านไป 379,000 ปี อิเล็กตรอนกับนิวเคลียสรวมตัวเข้าไปในอะตอม (ส่วนใหญ่เป็นไฮโดรเจน) ทำให้การแผ่รังสีแยกตัวจากสสารและแพร่ไปในห้วงอวกาศอย่างไร้เขตจำกัด การแผ่รังสีนี้มีผลหลงเหลืออยู่ดังที่ปัจจุบันรู้จักกันในชื่อ การแผ่รังสีคอสมิกไมโครเวฟพื้นหลังPeacock, John (1999). Cosmological Physics. สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. ISBN 0-521-42270-1.


เวลาผ่านไปอีกเนิ่นนาน ย่านรอบนอกแกนกลางที่มีความหนาแน่นเจือจางกว่าเริ่มมีการจับตัวกับสสารใกล้เคียงและเพิ่มความหนาแน่นของตนมากขึ้น ก่อตัวเป็นกลุ่มเมฆแก๊ส ดาวฤกษ์ ดาราจักร และโครงสร้างอื่นๆ ทางดาราศาสตร์ที่เราสังเกตเห็นได้ในปัจจุบัน รายละเอียดของกระบวนการเหล่านี้ขึ้นกับปริมาณและประเภทของสสารที่มีอยู่ในเอกภพ สสารที่เป็นไปได้สามชนิดได้แก่ สสารมืดเย็น สสารมืดร้อน และสสารแบริออน จากเครื่องมือวัดดีที่สุดเท่าที่เรามีอยู่ (คือดาวเทียม WMAP) แสดงให้เห็นว่าส่วนประกอบสำคัญของสสารในเอกภพคือสสารมืดเย็น ส่วนสสารอีกสองชนิดมีอยู่เป็นจำนวนไม่ถึง 18% ของสสารทั้งหมดในเอกภพ

ปรากฏการณ์ที่เป็นอิสระจากกันของการเกิดซูเปอร์โนวาประเภท Ia กับไมโครเวฟพื้นหลังซึ่งสร้างเอกภพดังเช่นทุกวันนี้ ได้รับอิทธิพลจากพลังงานลึกลับชนิดหนึ่งซึ่งรู้จักในชื่อ พลังงานมืด ที่ดูจะแทรกซึมอยู่ทั่วไปในอวกาศ ผลการสังเกตการณ์บ่งชี้ว่า 72% ของความหนาแน่นพลังงานทั้งหมดของเอกภพในปัจจุบันเป็นพลังงานในรูปแบบดังกล่าวนี้ เมื่อครั้งที่เอกภพยังมีอายุน้อย พลังงานมืดอาจจะแทรกซึมเข้ามาบ้าง แต่เมื่อเวลาที่ทุกสิ่งทุกอย่างยังอยู่ใกล้กันมากและมีช่องว่างอยู่น้อย แรงโน้มถ่วงจึงมีอิทธิพลมากกว่า และพยายามจะชะลอการแผ่ขยายตัวของเอกภพอย่างช้าๆ อย่างไรก็ดีหลังจากการขยายตัวของเอกภพผ่านไปหลายพันล้านปี พลังงานมืดที่มีอยู่มากมายมหาศาลก็เริ่มทำให้การขยายตัวมีอัตราเร่งเพิ่มขึ้นทีละน้อย เราสามารถแปลงพลังงานมืดให้อยู่ในรูปแบบอย่างง่ายในค่าคงที่จักรวาลของสมการของไอน์สไตน์ตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป แต่องค์ประกอบและกลไกของพลังงานนี้ยังไม่เป็นที่เข้าใจ รายละเอียดของสมการสภาวะและความสัมพันธ์ของพลังงานนี้กับแบบจำลองมาตรฐานในวิชาฟิสิกส์อนุภาคยังคงอยู่ในระหว่างการค้นหาทั้งโดยการเฝ้าสังเกตการณ์และโดยการวิจัยทางทฤษฎี

วิวัฒนาการของจักรวาลทั้งหมดหลังจากยุคของการพองตัวสามารถอธิบายได้ด้วยแบบจำลองแลมบ์ดา-ซีดีเอ็มอันเป็นแบบจำลองจักรวาลวิทยา โดยใช้กรอบสังเกตการณ์อิสระของกลศาสตร์ควอนตัมกับทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของไอน์สไตน์ อย่างไรก็ดี ดังได้กล่าวไว้แล้วข้างต้นว่า แบบจำลองเท่าที่มีอยู่ยังไม่สามารถใช้อธิบายสิ่งที่เกิดขึ้นก่อนช่วงเวลา 10-15 วินาทีแรกได้ ทฤษฎีรวมแรงใหม่ๆ อย่างเช่นทฤษฎีโน้มถ่วงเชิงควอนตัมเป็นความพยายามที่จะข้ามพ้นข้อจำกัดนั้น ความเข้าใจในสภาวะแรกเริ่มในประวัติศาสตร์ของเอกภพเป็นหนึ่งในปัญหาที่ยิ่งใหญ่ที่สุดในทางฟิสิกส์ที่ยังไม่สามารถค้นหาคำตอบได้

 สมมติฐานหลัก 
สมมติฐานหลักของทฤษฎีบิกแบงมีอยู่ 2 ประการคือ ความเป็นเอกภาพของกฎทางฟิสิกส์ และหลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยา แนวคิดของหลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยาคือเอกภพในระดับมหภาคมีความเป็นเนื้อเดียวกันและเหมือนกันหมดในทุกทิศทาง

เดิมแนวคิดเหล่านี้ถือเป็นหลักพื้นฐานสำคัญ แต่ในปัจจุบันมีการพยายามทดสอบสมมติฐานเหล่านี้อยู่หลายครั้ง ตัวอย่างเช่น การทดสอบสมมติฐานแรกด้วยผลสังเกตการณ์ที่แสดงว่าค่าคงที่โครงสร้างละเอียดมีความผิดเพี้ยนที่เป็นไปได้อย่างมากถึงอันดับ 10-5 เมื่ออายุของเอกภพเพิ่มมากขึ้นIvanchik, A.V.; Potekhin, A.Y.; Varshalovich, D.A. (1999). "The Fine-Structure Constant: A New Observational Limit on Its Cosmological Variation and Some Theoretical Consequences". Astronomy and Astrophysics 343: 459. หรือทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปที่ต้องผ่านการทดสอบอย่างเข้มข้นในกรณีของระบบสุริยะและระบบดาวคู่ เพื่อที่ข้อมูลในระดับจักรวาลจะต้องสอดคล้องกับผลสังเกตการณ์และการคาดการณ์ตามทฤษฎีบิกแบง

ถ้าเอกภพระดับใหญ่มีความเป็นหนึ่งเดียวกันในมุมมองจากโลก หลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยาสามารถถอดความได้จากหลักการพื้นฐานโคเปอร์นิคัสที่ง่ายกว่า ซึ่งกล่าวว่าไม่มีผู้สังเกตหรือจุดสังเกตใดเป็นพิเศษ ดังนี้ หลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยาจึงได้รับการรับรองในระดับ 10-5 ผ่านการสังเกตการณ์รังสีไมโครเวฟพื้นหลังทั้งนี้ไม่คำนึงถึงแอนไอโซโทรปีสองขั้วที่ระดับ 0.1% ที่เกิดจากความเร็วพิเศษของระบบสุริยะเมื่อผ่านสนามการแผ่รังสี ผลตรวจวัดเอกภพแสดงถึงความเป็นเนื้อเดียวกันในสเกลใหญ่ที่สุดที่ระดับ 10%Goodman, J. (1995). "Geocentrism Reexamined". Physical Review D 52: 1821. doi:10.1103/PhysRevD.52.1821. 

 มาตรวัด FLRW 

ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปอธิบายเรื่องของกาลอวกาศด้วย มาตรา tensor ซึ่งกล่าวถึงระยะห่างที่แบ่งจุดใกล้เคียง จุดเหล่านี้ซึ่งอาจเป็นได้ทั้งดาราจักร ดาวฤกษ์ หรือวัตถุอื่น จะถูกระบุตำแหน่งด้วยแผนภูมิพิกัดหรือ "กริด" (grid) ที่วางอยู่บนพื้นของกาลอวกาศทั้งหมด จากหลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยากำหนดให้มาตรานี้จะต้องเป็นเนื้อเดียวกันและมีสมบัติเหมือนกันทุกทิศทาง จึงได้เป็นมาตรวัดฟรีดแมน-เลอแม็ทร์-โรเบิร์ตสัน-วอล์กเกอร์ หรือ มาตรวัด FLRW ประกอบด้วยตัวประกอบขนาด (scale factor) ที่บอกถึงขนาดเปลี่ยนแปลงของเอกภพตามเวลา ทำให้ได้เป็นระบบพิกัดแบบง่ายขึ้น เรียกว่าระบบพิกัด comoving ในระบบพิกัดนี้ กริดจะขยายตัวขึ้นตามเอกภพ และวัตถุที่อยู่นิ่งบนตำแหน่งกริดเดิมก็เคลื่อนที่ไปตามการขยายตัวของเอกภพ ขณะที่ระยะห่างพิกัด (comoving distance) เป็นค่าคงที่ ระยะห่างทางกายภาพระหว่างจุด comoving สองจุดจะเพิ่มขึ้นเป็นสัดส่วนตามตัวประกอบขนาดของเอกภพd'Inverno, R. (1992). "Chapter 23". Introducing Einstein's Relativity. Oxford (UK): สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยออกซฟอร์ด. ISBN 0-19-859686-3.

บิกแบงไม่ใช่การระเบิดของสสารที่เคลื่อนออกไปเพื่อเติมเต็มเอกภพอันว่างเปล่า ตัวอวกาศนั้นต่างหากที่ขยายตัวออกไปตามเวลาในทุกหนทุกแห่งและทำให้ระยะห่างทางกายภาพของจุด comoving สองจุดเพิ่มมากขึ้น แต่เนื่องจากมาตรวัด FLRW ถือว่าการกระจายตัวของมวลและพลังงานเป็นไปอย่างสม่ำเสมอ มันจึงใช้กับเอกภพเฉพาะในระดับขนาดใหญ่เท่านั้น ส่วนการรวมตัวของสสารในระดับท้องถิ่นเช่นดาราจักรจะมีแรงโน้มถ่วงดึงดูดผูกพันเอาไว้ จึงไม่ได้รับผลกระทบจากการขยายตัวตามตัวประกอบขนาดของอวกาศ

 ขอบฟ้า 

คุณสมบัติที่สำคัญของ กาลอวกาศ ในบิกแบง คือการมีอยู่ของขอบฟ้า ในเมื่อเอกภพมีอายุที่จำกัดแน่นอน และแสงก็เดินทางด้วยความเร็วที่จำกัดค่าหนึ่ง จึงอาจมีบางเหตุการณ์ในอดีตที่แสงไม่มีเวลาพอจะเดินทางมาถึงเราได้ ทำให้เกิดข้อจำกัดหรือ ขอบฟ้าอดีต บนวัตถุอันห่างไกลที่สุดเท่าที่สังเกตได้ ในทางกลับกัน ในเมื่ออวกาศกำลังขยายตัว วัตถุอันห่างไกลก็กำลังเคลื่อนห่างออกไปเร็วยิ่งขึ้น แสงที่ส่งจากตัวเราในวันนี้จึงไม่มีวันจะไล่ตามทันวัตถุไกลชิ้นนั้นได้ ทำให้เกิด ขอบฟ้าอนาคต ที่จำกัดขอบเขตของเหตุการณ์ในอนาคตที่เราอาจส่งอิทธิพลถึง การดำรงอยู่ของขอบฟ้าทั้งสองชนิดนี้ขึ้นอยู่กับรายละเอียดของแบบจำลอง FLRW ที่อธิบายถึงเอกภพของเรา ตามความเข้าใจเกี่ยวกับเอกภพของเราย้อนไปจนถึงยุคเริ่มแรกบ่งชี้ว่าน่าจะมีขอบฟ้าอดีตอยู่จริง แม้ว่าในทางปฏิบัติแล้วมุมมองของเราจะถูกจำกัดด้วยความทึบแสงของเอกภพในยุคแรกเริ่ม ดังนั้นหากเอกภพยังคงขยายตัวด้วยอัตราเร่ง ขอบฟ้าอนาคตก็น่าจะมีอยู่จริงเช่นเดียวกัน

 ข้อมูลการสังเกตการณ์ 
ข้อมูลการสังเกตการณ์ชุดแรกสุดที่สอดคล้องกับทฤษฎีนี้ได้แก่ การสังเกตการณ์การขยายตัวแบบฮับเบิลที่พบในการเคลื่อนไปทางแดงของเหล่าดาราจักร การตรวจพบการแผ่รังสีของไมโครเวฟพื้นหลัง และปริมาณของอนุภาคแสงจำนวนมาก (ดูใน บิกแบงนิวคลีโอซินทีสิส) บางครั้งเรียกทั้งสามสิ่งนี้ว่าเป็นเสาหลักของทฤษฎีบิกแบง การสังเกตการณ์อื่นๆ ในยุคต่อมาต่างสนับสนุนให้เห็นภาพรวมชัดเจนยิ่งขึ้น โดยเฉพาะการค้นพบคุณลักษณะอันหลากหลายของโครงสร้างขนาดใหญ่ของจักรวาลGladders, Michael D.; Yee, H. K. C.; Majumdar, Subhabrata; Barrientos, L. Felipe; Hoekstra, Henk; Hall, Patrick B.; Infante, Leopoldo (มกราคม 2007). "Cosmological Constraints from the Red-Sequence Cluster Survey". The Astrophysical Journal 655 (1): 128–134. doi:10.1086/509909. ซึ่งตรงกับการคาดการณ์การขยายตัวของโครงสร้างเอกภพภายใต้แรงโน้มถ่วงตามทฤษฎีมาตรฐานของบิกแบง

 กฎของฮับเบิลและการขยายตัวของอวกาศ 

ผลจากการสังเกตการณ์ดาราจักรและเควซาร์อันไกลโพ้นพบว่าวัตถุเหล่านั้นมีการเคลื่อนไปทางแดง กล่าวคือ แสงที่ส่งออกมาจากวัตถุเหล่านั้นมีความคลาดเคลื่อนของความยาวคลื่นที่ยาวมากขึ้น เราสามารถมองเห็นได้โดยการตรวจสอบสเปคตรัมความถี่ของวัตถุเปรียบเทียบกับรูปแบบการเปลี่ยนแปลงในการกระจายหรือดูดกลืนแถบคลื่นความถี่ที่สอดคล้องกับปฏิกิริยาระหว่างอนุภาคทางเคมีกับแสง ปรากฏการณ์การเคลื่อนไปทางแดงที่พบล้วนสอดคล้องเป็นอันหนึ่งอันเดียวกันแม้จะทำการสังเกตการณ์วัตถุเหล่านั้นในทิศทางต่างๆ กัน หากอธิบายการเคลื่อนไปทางแดงด้วยปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ เราจะสามารถคำนวณความเร็วของวัตถุที่เหลื่อมช้าลงได้ สำหรับดาราจักรบางแห่ง มีความเป็นไปได้มากที่จะประมาณระยะห่างด้วยบันไดระยะห่างของจักรวาล เมื่อนำความเร็วที่เหลื่อมลงมาเปรียบเทียบกับระยะห่างที่คำนวณได้ เราจะได้สมการความสัมพันธ์เชิงเส้นซึ่งรู้จักกันในชื่อกฎของฮับเบิล ดังนี้

โดยที่
 หมายถึง ความเร็วเหลื่อมลงของดาราจักรหรือวัตถุห่างไกล
 หมายถึง ระยะห่างระหว่างการเคลื่อนที่ของวัตถุที่สังเกต
 หมายถึง ค่าคงที่ของฮับเบิล ซึ่งอยู่ระหว่าง 70.10 ± 1.3 กิโลเมตร/วินาที/เมกะพาร์เซก โดยวัดจาก WMAP

กฎของฮับเบิลสามารถอธิบายความเป็นไปได้อยู่สองทาง ทางหนึ่งคือเราอยู่ที่ศูนย์กลางของการระเบิดของดาราจักร ซึ่งขัดแย้งกับหลักการพื้นฐานโคเปอร์นิคัสอย่างหลีกเลี่ยงไม่ได้ อีกทางหนึ่งคือเอกภพมีการขยายตัวอย่างสม่ำเสมอกันในทุกๆ แห่ง การขยายตัวอย่างเป็นเอกภาพนี้เคยมีการทำนายได้ก่อนหน้านี้แล้วจากสมการสัมพัทธภาพทั่วไปของอเล็กซานเดอร์ ฟรีดแมน ที่คำนวณไว้ในปี ค.ศ. 1922 และจากงานของฌอร์ฌ เลอแม็ทร์ ในปี ค.ศ. 1927 ก่อนหน้าที่ฮับเบิลจะทำการสังเกตการณ์และวิเคราะห์ออกมาในปี ค.ศ. 1929 และมันยังเป็นหลักการสำคัญของทฤษฎีบิกแบงที่พัฒนาขึ้นโดยฟรีดแมน เลอแม็ทร์ โรเบิร์ตสัน และวอล์คเกอร์

ทฤษฎีนี้มีเงื่อนไขอยู่ว่า ความสัมพันธ์  จะต้องดำรงอยู่ตลอดเวลา เมื่อ D เป็นระยะห่างที่แท้จริง  และ , ,  ล้วนแต่เปลี่ยนแปลงค่าไปเมื่อเอกภพขยายตัว (เหตุนี้เราจึงต้องเขียนว่า  เพื่อระบุ "ค่าคงที่" ของฮับเบิล ณ วันปัจจุบัน) เนื่องจากระยะห่างที่สังเกตมีค่าน้อยกว่าขนาดของเอกภพในสังเกตการณ์อย่างมาก ปรากฏการณ์เคลื่อนไปทางแดงของฮับเบิลจึงสามารถพิจารณาโดยใช้หลักการเดียวกันกับปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ได้ อย่างไรก็ดี พึงตระหนักว่าการเคลื่อนไปทางแดงไม่ใช่การคลาดเคลื่อนแบบเดียวกับดอปเปลอร์ เป็นแต่เพียงผลจากการขยายตัวของเอกภพระหว่างช่วงเวลาหนึ่ง และแสงมีการเปล่งออกมาระหว่างช่วงเวลาที่สังเกตอยู่

ห้วงอวกาศที่อยู่ภายใต้มาตรวัดการขยายตัวแสดงออกมาให้เห็นได้จากการสังเกตการณ์โดยตรงของหลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยาและหลักการพื้นฐานโคเปอร์นิคัส ซึ่งเมื่อพิจารณาร่วมกับกฎของฮับเบิลแล้วก็ไม่มีคำอธิบายอื่นใดอีก การเคลื่อนไปทางแดงในทางดาราศาสตร์ถือเป็นปรากฏการณ์เฉพาะตัวที่เป็นหนึ่งเดียว มันช่วยสนับสนุนแนวคิดหลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยาว่า เอกภพมีหน้าตาเหมือนกันหมดไม่ว่าจะมองจากทิศทางใด รวมถึงข้อมูลสังเกตการณ์อื่นๆ อีกมาก ถ้าการเคลื่อนไปทางแดงนี้เป็นผลจากการระเบิดตัวออกจากจุดศูนย์กลางแห่งอื่นซึ่งไม่ใช่ตำแหน่งของเรา มันไม่ควรให้ภาพที่คล้ายคลึงกันจากการมองในมุมต่างกันได้

การตรวจพบผลการแผ่รังสีคอสมิกจากไมโครเวฟพื้นหลังจากการเคลื่อนไหวของระบบฟิสิกส์ดาราศาสตร์อันห่างไกลแห่งหนึ่งเมื่อปี ค.ศ. 2000 ช่วยพิสูจน์หลักการพื้นฐานของโคเปอร์นิคัส ที่ว่าโลกไม่ได้อยู่ที่ตำแหน่งศูนย์กลางแม้แต่ในระดับของจักรวาลนักดาราศาสตร์รายงานผลการตรวจวัดนี้ในรายงานฉบับหนึ่งที่เผยแพร่ในเดือนธันวาคม ค.ศ. 2000 ว่าด้วยธรรมชาติชนิดหนึ่ง เรียกชื่อว่าอุณหภูมิไมโครเวฟพื้นหลัง ที่ค่าการเคลื่อนไปทางแดง 2.33771 มีการรายงานผลการค้นพบครั้งนี้ต่อสาธารณชนโดยหอดูดาวยุโรปใต้ การแผ่รังสีจากบิกแบงเห็นได้ชัดว่าเอกภพในช่วงต้นจะอบอุ่นกว่าในทุกหนทุกแห่ง การเย็นลงอย่างทั่วถึงกันของไมโครเวฟพื้นหลังตลอดช่วงหลายพันล้านปีที่ผ่านมาเป็นการอธิบายอย่างชัดเจนว่า เอกภพเคยแต่ขยายตัวออกเท่านั้น ทั้งนี้ไม่นับความเป็นไปได้ที่ว่าเราอยู่ใกล้จุดศูนย์กลางของการระเบิดในคราวนั้น

 การแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล 

ในช่วงเวลาไม่กี่วันแรกของเอกภพ เอกภพอยู่ในสภาวะสมดุลความร้อนอย่างสมบูรณ์ โฟตอนยังคงเปล่งแสงและดูดกลืนแสงอย่างสม่ำเสมอ การแผ่รังสีจึงวัดได้เหมือนสเปคตรัมของวัตถุดำ เมื่อเอกภพขยายตัวขึ้น อุณหภูมิก็เย็นลงจนกระทั่งโฟตอนไม่อาจเกิดขึ้นใหม่และไม่อาจถูกทำลายลง แม้อุณหภูมิจะยังคงสูงมากพอที่อิเล็กตรอนและนิวเคลียสจะยังแยกกันอยู่ แต่โฟตอนอยู่ในภาวะ "สะท้อน" อย่างคงที่ต่ออิเล็กตรอนอิสระเหล่านี้ เป็นกระบวนการที่เรียกว่า การกระจายของทอมสัน (Thomson scattering) ผลจากการกระจายที่ซ้ำไปซ้ำมานี้ ทำให้เอกภพในยุคแรกเป็นสิ่งทึบแสง

เมื่ออุณหภูมิของเอกภพลดลงเหลือไม่กี่พันเคลวิน อิเล็กตรอนและนิวเคลียสเริ่มรวมตัวกันกลายเป็นอะตอม เป็นกระบวนการที่เรียกว่า การรวมตัว (recombination) เมื่อโฟตอนกระจายตัวอย่างไม่สม่ำเสมอจากอะตอมที่เป็นกลาง การแผ่รังสีก็แยกตัวจากสสารในเวลาที่อิเล็กตรอนได้รวมตัวกันไปจนเกือบหมด นั่นคือยุคของการกระจายขั้นสุดท้าย คือ 379,000 ปีหลังจากบิกแบง โฟตอนเหล่านี้เป็นต้นกำเนิดของไมโครเวฟพื้นหลังดังที่เราสังเกตพบในปัจจุบัน รูปแบบการแกว่งตัวของไมโครเวฟพื้นหลังเป็นภาพโดยตรงของเอกภพในยุคแรกเริ่มนี้ พลังงานของโฟตอนมีการคลาดเคลื่อนไปในเวลาต่อมาตามการขยายตัวของเอกภพ แม้จะดำรงสภาวะวัตถุดำอยู่แต่ก็ได้ทำให้อุณหภูมิลดน้อยลง ซึ่งหมายความว่าโฟตอนเหล่านั้นได้ลดระดับพลังงานลงมาอยู่ในย่านไมโครเวฟของสเปกตรัมคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า เชื่อว่าการแผ่รังสีนี้สามารถสังเกตพบได้ในทุกตำแหน่งในเอกภพ และมาจากทุกทิศทุกทางด้วยระดับความเข้มที่ (เกือบจะ) เท่ากันทั้งหมด

ปี ค.ศ. 1964 อาร์โน เพนซิอัส และ โรเบิร์ต วิลสัน ค้นพบการแผ่รังสีพื้นหลังจักรวาลโดยบังเอิญขณะทำการตรวจวิเคราะห์โดยใช้อุปกรณ์ตรวจจับคลื่นไมโครเวฟตัวใหม่ของห้องทดลองเบลล์A. A. Penzias and R. W. Wilson (1965). "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s". Astrophysical Journal 142: 419. doi:10.1086/148307. การค้นพบของพวกเขาให้ข้อมูลมากพอที่จะทำนายไมโครเวฟพื้นหลังได้ การแผ่รังสีมีลักษณะเป็นเอกภาพและสอดคล้องกับสเปคตรัมวัตถุดำ การค้นพบนี้ยังช่วยส่งเสริมแนวคิดฝ่ายของทฤษฎีบิกแบง ขณะที่เวลานั้นแนวคิดต่างๆ ยังไม่อาจเอาชนะคัดง้างกันได้ เพนซิอัสกับวิลสันได้รับรางวัลโนเบลสำหรับการค้นพบครั้งนี้ 

ปี ค.ศ. 1989 นาซาส่งดาวเทียมสำรวจพื้นหลังจักรวาล (Cosmic Background Explorer; COBE) ขึ้นสู่อวกาศ และการค้นพบอย่างแรกที่ปรากฏในปี ค.ศ. 1990 คือข้อสนับสนุนแนวคิดของบิกแบงเกี่ยวกับไมโครเวฟพื้นหลัง ดาวเทียม COBE พบอุณหภูมิที่เหลืออยู่ 2.726 K ต่อมาในปี ค.ศ. 1992 ก็สามารถตรวจพบสภาพการแกว่งตัวของไมโครเวฟพื้นหลังได้เป็นครั้งแรก  จอห์น ซี. เมเทอร์ และจอร์จ สมูท ได้รับรางวัลโนเบลในฐานะผู้นำในการค้นพบคราวนี้ ตลอดทศวรรษต่อมาการศึกษาการแกว่งตัวของไมโครเวฟพื้นหลังก็ดำเนินการต่อโดยใช้บอลลูนตรวจการณ์และกิจกรรมภาคพื้นดินจำนวนมาก ระหว่างปี ค.ศ. 2000-2001 มีการทดลองต่างๆ มากมาย ที่โดดเด่นคือกลุ่มทดลอง โครงการบูมเมอแรง พวกเขาพบว่าเอกภพมีสภาพค่อนข้างแบนเมื่อตรวจเทียบกับขนาดเชิงมุมตามปกติของการแกว่งตัว (ดูเพิ่มใน รูปร่างของเอกภพ) 

ช่วงต้นปี ค.ศ. 2003 ผลการตรวจสอบครั้งแรกของดาวเทียมสำรวจคลื่นไมโครเวฟวิลกินสัน (Wilkinson Microwave Anisotropy satellite; WMAP) ได้เปิดเผยค่าองค์ประกอบของจักรวาลบางส่วนที่แม่นยำอย่างยิ่งซึ่งปรากฏอยู่ในช่วงเวลานั้น ดาวเทียมดวงนี้ยังพิสูจน์ค้านแบบจำลองการพองตัวของจักรวาลหลายชุด แต่ผลตรวจวัดสอดคล้องกับทฤษฎีการพองตัวโดยทั่วๆ ไป มันยังช่วยยืนยันด้วยว่ามีคอสมิกนิวตริโนแผ่ซ่านอยู่ทั่วไปทุกหนแห่งในเอกภพ ข้อมูลนี้ชัดเจนว่า ดาวฤกษ์กลุ่มแรกๆ ต้องใช้เวลามากกว่าห้าร้อยล้านปีในการสร้างกลุ่มไอคอสมิก (cosmic fog) ขึ้น ดาวเทียมอีกดวงหนึ่งที่มีลักษณะคล้ายคลึงกันคือ "นักสำรวจพลังค์" (Planck Surveyor) จะถูกส่งขึ้นสู่อวกาศในอีกไม่กี่ปีข้างหน้านี้ ซึ่งจะมีอุปกรณ์ตรวจวัดค่าการแกว่งตัวของไมโครเวฟพื้นหลังที่ละเอียดแม่นยำมากยิ่งขึ้น 

การแผ่รังสีพื้นหลังนี้ราบเรียบเป็นพิเศษ ทำให้สามารถอธิบายข้อปัญหาเกี่ยวกับการขยายตัวอย่างธรรมดาซึ่งน่าจะหมายความว่า โฟตอนที่เคลื่อนมาจากฝั่งตรงข้ามของท้องฟ้าน่าจะมาจากเขตแดนที่ไม่เคยติดต่อกับใครมาก่อน คำอธิบายที่เป็นไปได้สำหรับสภาวะสมดุลอันห่างไกลกันนี้คือ เอกภพมีช่วงเวลาการระเบิดและขยายตัวอย่างสูงเพียงเวลาสั้นๆ (เราอาจเรียกว่า การพองตัว) ผลก็คือย่านต่างๆ ในเอกภพถูกฉีกออกจากกันในสภาวะสมดุล เอกภพที่เราสังเกตการณ์อยู่จึงมาจากย่านที่สมดุลและมีทุกอย่างเหมือนๆ กัน

 อนุภาคมูลฐานส่วนเกิน 

ด้วยแบบจำลองบิกแบง เราสามารถคำนวณความหนาแน่นของ ฮีเลียม-4 ฮีเลียม-3 ดิวเทอเรียม และลิเทียม-7 ในเอกภพออกมาได้ในสัดส่วนเทียบกับไฮโดรเจนปกติ อนุภาคส่วนเกินทั้งหมดขึ้นอยู่กับปัจจัยเพียงอย่างเดียว คือสัดส่วนของอนุภาคโฟตอนต่อแบริออน ซึ่งสามารถคำนวณอย่างอิสระได้จากโครงสร้างโดยละเอียดของการแกว่งตัวของไมโครเวฟพื้นหลัง คาดว่าสัดส่วนนี้ (เป็นสัดส่วนโดยมวล มิใช่โดยจำนวน) อยู่ที่ประมาณ 0.25 สำหรับ 4He/H, ประมาณ 10−3 สำหรับ ²H/H, ประมาณ 10−4 สำหรับ ³He/H และประมาณ 10−9 สำหรับ 7Li/H

อนุภาคส่วนเกินที่วัดได้ทั้งหมดมีค่าโดยประมาณอย่างน้อยเท่ากับค่าคาดการณ์จากสัดส่วนอนุภาคแบริออนต่อโฟตอน ค่านี้สอดคล้องอย่างยิ่งสำหรับดิวเทอเรียม ใกล้เคียงแต่ไม่เป็นที่ยอมรับสำหรับ 4He และผิดพลาดไปสองเท่าสำหรับ 7Li ในสองกรณีหลังนี้มีความไม่แน่นอนอย่างเป็นระบบชัดแจ้งอยู่ อย่างไรก็ดี ความสอดคล้องของอนุภาคส่วนเกินที่ทำนายโดยบิกแบงนิวคลีโอซินทีสิสเป็นหลักฐานสำคัญอย่างยิ่งต่อทฤษฎีบิกแบง เพราะมีแต่เพียงทฤษฎีนี้ที่จะอธิบายอนุภาคที่สัมพันธ์กับอนุภาคแสง นอกจากนี้ยังไม่มีทางที่จะ "ปรับแต่ง" ทฤษฎีบิกแบงให้สามารถสร้างฮีเลียมมากหรือน้อยกว่า 20-30% ได้Steigman, Gary. "Primordial Nucleosynthesis: Successes And Challenges". arΧiv:astro-ph/0511534. อันที่จริงแล้วยังไม่มีเหตุผลที่ชัดเจนอื่นใดนอกจากทฤษฎีบิกแบงจะอธิบายสภาวะดังตัวอย่างเช่น เอกภพที่อายุน้อย (ก่อนที่ดาวฤกษ์จะก่อตัวขึ้น) จะมีฮีเลียมมากกว่าดิวเทอเรียม หรือมีดิวเทอเรียมมากกว่า 3He หรือมีสัดส่วนที่คงที่ หรืออื่นๆ ได้

 ประเด็นปัญหาอื่นๆ ของทฤษฎี 
แม้ในปัจจุบันไม่ค่อยมีนักวิจัยคนใดตั้งข้อสงสัยอีกแล้วว่า บิกแบงเคยเกิดจริงหรือไม่ แต่ครั้งหนึ่งในชุมชนนักวิทยาศาสตร์เคยมีความคิดแตกออกเป็นสองฝ่าย คือฝ่ายสนับสนุนบิกแบงและฝ่ายสนับสนุนแบบจำลองจักรวาลวิทยาอื่นๆ ตลอดช่วงเวลาวิวัฒนาการของทฤษฎี ข้อสงสัยในทฤษฎีบิกแบงมักเป็นการโต้เถียงในทำนองว่า แบบจำลองดีพอที่จะอธิบายผลสังเกตการณ์จักรวาลได้ทั้งหมดหรือไม่ จนเมื่อชุมชนนักวิทยาศาสตร์มีความเห็นเป็นเอกฉันท์สนับสนุนทฤษฎีนี้แล้ว ประเด็นข้อสงสัยต่างๆ ก็ยังถูกบันทึกไว้เป็นประวัติศาสตร์ของความสนใจ การแก้ต่างข้อสงสัยเหล่านั้นเกิดขึ้นได้จากทั้งการดัดแปลงทฤษฎีให้ดีขึ้น หรือเมื่อได้รับผลสังเกตการณ์ที่ชัดเจนยิ่งขึ้น สำหรับประเด็นปัญหาบางข้อที่ยังตกค้างอยู่เช่น ปัญหา cuspy halo หรือปัญหาดาราจักรแคระเกี่ยวกับสสารมืดเย็น ยังไม่ถือว่าเป็นอุปสรรคต่อทฤษฎีโดยตรง เพราะยังสามารถอธิบายได้หากมีการพัฒนารายละเอียดของทฤษฎีให้ละเอียดรอบคอบมากขึ้น

แนวคิดหลักของทฤษฎีบิกแบงคือ การขยายตัวของเอกภพ ภาวะร้อนยิ่งยวดในช่วงต้น การก่อตัวของฮีเลียม และการก่อตัวของดาราจักร แนวคิดเหล่านี้พัฒนาขึ้นมาจากผลสังเกตการณ์อิสระมากมาย รวมถึงการพบอนุภาคส่วนเกินของแสงจำนวนมาก การพบไมโครเวฟพื้นหลัง การพบโครงสร้างขนาดใหญ่ของเอกภพ และซูเปอร์โนวาประเภท Ia ไม่เป็นที่สงสัยเลยว่าทฤษฎีนี้มีความสำคัญอย่างยิ่งและเป็นองค์ประกอบอันแท้จริงของเอกภพของเรา

แบบจำลองบิกแบงยุคใหม่ที่มีความแม่นยำมากขึ้นดูจะช่วยอธิบายปรากฏการณ์ทางฟิสิกส์ที่แปลกประหลาดหลายอย่างซึ่งไม่สามารถสังเกตการณ์ในห้องทดลองตามปกติ รวมถึงไม่เข้ากับแบบจำลองมาตรฐานของวิชาฟิสิกส์อนุภาค ในบรรดานี้ เรื่องที่ลึกลับที่สุดคือเรื่องของพลังงานมืดกับสสารมืด ส่วนการพองตัวกับปฏิกิริยาแบริโอเจเนซิสยังเป็นแค่เพียงการคาดเดา ทฤษฎีนี้ช่วยอธิบายปรากฏการณ์สำคัญในช่วงเริ่มต้นของเอกภพได้ อย่างไรก็ดีมันยังอาจถูกแทนที่โดยแนวคิดที่เป็นไปได้อื่นๆ โดยไม่มีผลกระทบต่อทฤษฎีส่วนที่เหลือถ้าเรื่องการพองตัวเป็นจริง แบริโอเจเนซิสจะต้องเกิดขึ้นแน่นอน แต่ในทางกลับกันอาจไม่เป็นจริงก็ได้ คำอธิบายสำหรับปรากฏการณ์เหล่านี้ยังคงอยู่เพียงระดับชายเขตแดนแห่งปริศนาของฟิสิกส์เท่านั้น

 ปัญหาเกี่ยวกับขอบฟ้า 

ปัญหาขอบฟ้าเป็นผลจากหลักการพื้นฐานที่ว่า ข้อมูลไม่สามารถเดินทางได้เร็วกว่าแสง ในเอกภพที่มีอายุแน่นอน หลักการนี้ทำให้เกิดข้อจำกัด เรียกว่า ขอบฟ้าของอนุภาค ซึ่งแยกส่วนอวกาศสองบริเวณที่อยู่ติดกันออกจากกันKolb, Edward; Michael Turner (1988). The Early Universe, Addison-Wesley. ISBN 0-201-11604-9. ปัญหาที่เกิดคือไอโซโทรปีที่สังเกตจากไมโครเวฟพื้นหลัง หากเอกภพครอบคลุมไปด้วยรังสีหรือสสารต่างๆ ตลอดเวลานับแต่จุดเริ่มยุคแห่งการกระจายตัวครั้งสุดท้าย ขอบฟ้าของอนุภาคในเวลานั้นย่อมมีเพียง 2 มิติในห้วงอวกาศ เหตุนั้นจึงไม่มีกลไกใดจะทำให้ย่านเหล่านี้มีอุณหภูมิเดียวกันได้

ข้อสรุปสำหรับความไม่สอดคล้องดังกล่าวสามารถอธิบายได้ด้วยทฤษฎีการพองตัว โดยเสนอว่าในช่วงเริ่มต้นของเอกภพ (ก่อนแบริโอเจเนซิส) มีสนามพลังงานเพียงหนึ่งเดียวที่เป็นเนื้อเดียวกันและเหมือนกันในทุกทิศทางครอบคลุมอยู่ทั่วเอกภพ ระหว่างการพองตัว เอกภพมีการขยายตัวขึ้นแบบยกกำลัง ขอบฟ้าอนุภาคก็ขยายตัวขึ้นอย่างรวดเร็วยิ่งกว่าที่เคยคาดคิด จนกระทั่งย่านอวกาศที่เคยอยู่คนละฝั่งของเอกภพที่สังเกตได้กลับกลายมาอยู่ภายใต้ขอบฟ้าอนุภาคของกันและกัน ไอโซโทรปีที่สังเกตจากไมโครเวฟพื้นหลังจึงเกิดตามมาโดยข้อเท็จจริงว่าย่านอวกาศที่ใหญ่ขึ้นมีการเชื่อมต่อกันก่อนการเริ่มต้นของการพองตัว

หลักความไม่แน่นอนของไฮเซนเบิร์กทำนายว่า ระหว่างช่วงการพองตัว อาจมีความปั่นป่วนของอุณหภูมิควอนตัมทำให้ขยายผลกระทบในระดับจักรวาล ความปั่นป่วนนี้เป็นเหมือนจุดเริ่มต้นของโครงสร้างกระแสทั้งหมดในเอกภพ ทฤษฎีการพองตัวคาดการณ์ว่าความปั่นป่วนในช่วงเริ่มแรกมีลักษณะไม่เปลี่ยนแปรตามขนาด (scale invariance) และมีการกระจายตัวแบบปกติ (Gaussian distribution) ซึ่งสามารถตรวจสอบยืนยันได้ด้วยการตรวจวัดรังสีไมโครเวฟพื้นหลัง

 ปัญหาเกี่ยวกับความแบน/ความเก่าแก่ 

ปัญหาเกี่ยวกับความแบน (หรือที่รู้จักกันว่า ปัญหาเกี่ยวกับความเก่าแก่) เป็นปัญหาจากผลการสังเกตการณ์เกี่ยวกับมาตรวัด FLRW เอกภพอาจจะมีค่าความโค้งของอวกาศที่เป็นบวก เป็นลบ หรือเป็นศูนย์ก็ได้ขึ้นอยู่กับความหนาแน่นของพลังงานรวมทั้งหมด ความโค้งของอวกาศจะเป็นลบถ้าความหนาแน่นน้อยกว่าค่าความหนาแน่นวิกฤต เป็นบวกถ้าความหนาแน่นมากกว่า และเป็นศูนย์ถ้าความหนาแน่นเท่ากับความหนาแน่นวิกฤตพอดี ซึ่งเป็นกรณีที่กล่าวได้ว่าอวกาศ "แบน" ปัญหาที่เกิดขึ้นคือ การแยกตัวเล็กๆ จากความหนาแน่นวิกฤตเพิ่มขึ้นตามเวลา เอกภพทุกวันนี้ยังคงใกล้เคียงสภาพแบนอย่างมากที่จริงแล้ว พลังงานมืดในรูปของค่าคงที่จักรวาลจะผลักดันให้เอกภพมีรูปร่างเข้าใกล้ความแบน แต่เอกภพของเรามีสภาพเกือบจะแบนมาเป็นเวลาหลายพันล้านปีแล้ว ก่อนที่ความหนาแน่นของพลังงานมืดจะมีนัยสำคัญขึ้นมา สมมุติว่าเส้นเวลาธรรมชาติของการแยกตัวจากความแบนมีค่าเท่าเวลาของพลังค์ ก็ยังต้องหาคำอธิบายสำหรับข้อเท็จจริงที่ว่าเอกภพกำลังเข้าใกล้ภาวะ Heat Death หรือ Big Crunch หลังจากหลายพันปีผ่านไป กล่าวคือ แม้ในช่วงปลายของไม่กี่นาทีแรก (ในช่วงเวลานิวคลีโอซินทีสิส) เอกภพจะต้องมีค่า 1014 เท่าของความหนาแน่นวิกฤต มิฉะนั้นมันจะไม่สามารถมีสภาพดังที่เป็นอยู่ทุกวันนี้ได้Dicke, R.H.; Peebles, P.J.E.. "The big bang cosmology — enigmas and nostrums". Hawking, S.W. (ed); Israel, W. (ed) General Relativity: an Einstein centenary survey: 504–517, สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์.

ปัญหานี้อาจอธิบายได้ด้วยทฤษฎีการพองตัวของเอกภพ ด้วยระหว่างช่วงเวลาของการพองตัว กาลอวกาศมีการขยายขอบเขตขึ้นอย่างมากจนความโค้งถูกปรับให้เรียบ เชื่อว่าการพองตัวผลักดันให้เอกภพมีสภาวะเข้าใกล้ความแบน ซึ่งเป็นสภาพใกล้เคียงกับความหนาแน่นวิกฤต

 แม่เหล็กขั้วเดียว 

ปัญหาเรื่องแม่เหล็กขั้วเดียวถูกหยิบยกขึ้นมาในช่วงปลายคริสต์ทศวรรษ 1970 ทฤษฎีการรวมแรงครั้งใหญ่ ทำนายถึงข้อบกพร่องทางโทโพโลยีในอวกาศที่อาจแสดงออกมาในรูปของแม่เหล็กขั้วเดียว สิ่งนี้เกิดขึ้นได้อย่างดีในเอกภพยุคแรกเริ่มที่มีอุณหภูมิสูง ทำให้มีความหนาแน่นสูงกว่าอย่างมากเมื่อเทียบกับจุดสังเกต ปัญหานี้สามารถอธิบายได้ด้วยทฤษฎีการพองตัวของจักรวาลเช่นเดียวกัน เนื่องจากมันจะลบจุดบกพร่องทั้งหมดออกจากเอกภพที่สังเกตได้ในวิธีเดียวกันกับผลทางเรขาคณิตที่กระทำกับความแบน

คำอธิบายต่อปัญหาขอบฟ้า ความแบน และแม่เหล็กขั้วเดียว ส่วนที่เกี่ยวข้องกับการพองตัวของจักรวาล มีที่มาจากสมมติฐานความโค้งของเวย์ล (Weyl curvature hypothesis)Penrose, R. (1979). "Singularities and Time-Asymmetry". Hawking, S.W. (ed); Israel, W. (ed) General Relativity: An Einstein Centenary Survey: 581–638, สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์.Penrose, R. (1989). "Difficulties with Inflationary Cosmology". Fergus, E.J. (ed) Proceedings of the 14th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics: 249-264, New York Academy of Sciences. doi:10.1111/j.1749-6632.1989.tb50513.x.  

 อสมมาตรของแบริออน 

จนถึงปัจจุบันยังไม่อาจเข้าใจได้ว่าทำไมในเอกภพจึงมีสสารมากกว่าปฏิสสาร โดยมากสันนิษฐานกันว่า ขณะที่เอกภพยังมีอายุน้อยและร้อนมาก มันเคยอยู่ในสภาวะสมดุลทางปริมาณและมีแบริออนกับปฏิแบริออนจำนวนเท่าๆ กัน อย่างไรก็ตามผลสังเกตการณ์บ่งชี้ว่า เอกภพทั้งมวลตลอดถึงบริเวณที่ไกลแสนไกลล้วนประกอบขึ้นด้วยสสารเกือบทั้งนั้น กระบวนการบางอย่างที่เรียกชื่อว่า "แบริโอเจเนซิส" เป็นต้นเหตุให้เกิดความไม่สมมาตรขึ้น การจะเกิดกระบวนการแบริโอเจเนซิส จะต้องบรรลุสภาวะของเงื่อนไขชาคารอฟเสียก่อน นั่นคือจำนวนแบริออนจะไม่ถูกเก็บรักษาไว้ มีการทำลายสมมาตร C และสมมาตร CP ทำให้เอกภพพ้นจากภาวะสมดุลทางอุณหพลศาสตร์Sakharov, A.D. (1967). "Violation of CP Invariance, C Asymmetry and Baryon Asymmetry of the Universe". Zhurnal Eksperimentalnoi i Teoreticheskoi Fiziki, Pisma 5: 32.  (แปลเป็นภาษาอังกฤษอยู่ใน Journal of Experimental and Theoretical Physics Letters 5, 24 (1967).)  เงื่อนไขต่างๆ ทั้งหมดนี้ปรากฏอยู่ในแบบจำลองมาตรฐาน แต่ผลลัพธ์ที่ได้ยังไม่แน่นหนามากพอจะอธิบายปรากฏการณ์อสมมาตรของแบริออนได้

 อายุของกระจุกดาวทรงกลม 
ราวกลางคริสต์ทศวรรษ 1990 ผลที่ได้จากการสังเกตการณ์กระจุกดาวทรงกลมดูจะไม่สอดคล้องกับทฤษฎีบิกแบง แบบจำลองคอมพิวเตอร์ที่สร้างจากผลสังเกตการณ์ประชากรดาวฤกษ์ในกระจุกดาวทรงกลมบ่งชี้ว่า มันมีอายุประมาณ 15,000 ล้านปี ซึ่งขัดแย้งกับอายุของเอกภพที่ประมาณไว้ที่ 13,700 ล้านปี ข้อขัดแย้งนี้ได้รับการปรับแก้ต่อมาในช่วงปลายคริสต์ทศวรรษ 1990 เมื่อทำแบบจำลองคอมพิวเตอร์ใหม่ ซึ่งได้รวมผลกระทบของมวลที่สูญหายไปจากผลของลมดาวฤกษ์ ทำให้ได้อายุของกระจุกดาวทรงกลมที่ลดลงNavabi, A.A.; Riazi, N. (2003). "Is the Age Problem Resolved?". Journal of Astrophysics and Astronomy 24: 3. จึงยังคงมีปัญหาอยู่เพียงว่าจะสามารถวัดอายุของกระจุกดาวได้แม่นยำเพียงใด แต่กระจุกดาวทรงกลมก็นับได้ว่าเป็นวัตถุหนึ่งที่มีอายุเก่าแก่ที่สุดในเอกภพ

 สสารมืด 

ระหว่างคริสต์ทศวรรษ 1970 ถึง 1980 ผลสังเกตการณ์มากมายแสดงให้เห็นว่า สสารที่มองเห็นได้ในเอกภพมีปริมาณไม่มากพอจะทำให้เกิดความเข้มของแรงโน้มถ่วงดังที่ปรากฏอยู่ภายในและระหว่างดาราจักร นำไปสู่แนวคิดที่ว่า สสารกว่า 90% ในเอกภพอาจจะเป็นสสารมืดที่ไม่เปล่งแสงหรือมีปฏิกิริยากับสสารแบริออนทั่วไป นอกจากนั้นสมมติฐานที่เอกภพส่วนใหญ่ประกอบด้วยสสารปกติทำให้การคาดการณ์ต่างๆ ไม่สอดคล้องกับผลสังเกตการณ์เลย กล่าวคือเอกภพจะเป็นกลุ่มก้อนมากเกินไปและมีดิวเทอเรียมน้อยเกินกว่าที่เป็นหากไม่มีสสารมืด แม้เมื่อแรกแนวคิดเรื่องสสารมืดจะเป็นที่โต้เถียงกันมาก แต่ปัจจุบันได้รับการยืนยันจากข้อมูลสังเกตการณ์มากมาย เช่น แอนไอโซโทรปีในไมโครเวฟพื้นหลัง ความเร็วในการกระจายตัวของกระจุกดาราจักร การกระจายของโครงสร้างขนาดใหญ่ในจักรวาล การศึกษาเลนส์ความโน้มถ่วง และการตรวจวัดรังสีเอ็กซ์ในกระจุกดาราจักร เป็นต้นKeel, B.. "Dark Matter". เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-05-28.

หลักฐานการมีอยู่ของสสารมืดได้แก่อิทธิพลแรงโน้มถ่วงที่มีต่อวัตถุอื่น โดยยังไม่สามารถสังเกตการณ์อนุภาคสสารมืดใดๆ ในห้องทดลองได้ มีการนำเสนอความเป็นไปได้ทางฟิสิกส์อนุภาคมากมาย และมีโครงการที่คอยตรวจจับค้นหาสสารมืดอยู่ในระหว่างดำเนินการอีกมากYao, W.M., et al. (2006). "Review of Particle Physics". Journal of Physics G 33: 1–1232. doi:10.1088/0954-3899/33/1/001. Chapter 22: Dark matter PDF (152 KB).

 พลังงานมืด 

การตรวจวัดความสัมพันธ์ระหว่างการเคลื่อนไปทางแดงกับความสว่างของซูเปอร์โนวาประเภท Ia เปิดเผยให้เห็นถึงการขยายตัวของเอกภพในอัตราเร่งนับแต่เอกภพมีอายุประมาณครึ่งหนึ่งของปัจจุบัน เพื่ออธิบายอัตราเร่งการขยายตัว ต้องอาศัยทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปที่กล่าวว่า พลังงานส่วนมากในเอกภพประกอบด้วยส่วนประกอบที่มีแรงดันติดลบอย่างมาก เรียกว่า "พลังงานมืด" มีหลักฐานอยู่หลายชิ้นที่บ่งชี้ถึงการมีอยู่ของพลังงานมืด การตรวจวัดรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลชี้ว่าเอกภพมีรูปร่างเกือบจะแบน ตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปแสดงว่าเอกภพจะต้องมีความหนาแน่นของมวลและพลังงานใกล้เคียงกับค่าความหนาแน่นวิกฤตมาก แต่เราสามารถตรวจวัดความหนาแน่นของมวลเอกภพได้จากการตรวจวัดความโน้มถ่วงแยกส่วน ซึ่งมีค่าความหนาแน่นประมาณ 30% ของค่าความหนาแน่นวิกฤต แต่เราไม่สามารถแยกส่วนการตรวจวัดพลังงานมืดด้วยวิธีปกติ มันจึงสามารถอธิบายได้ดีที่สุดเพียงว่าเป็นความหนาแน่นพลังงานที่ "หายไป" การตรวจวัดความโค้งโดยรวมของเอกภพสองวิธียังจำเป็นต้องใช้พลังงานมืด วิธีหนึ่งคือการวัดความถี่ของเลนส์ความโน้มถ่วง ส่วนอีกวิธีคือการพิจารณารูปแบบเฉพาะของโครงสร้างขนาดใหญ่ในฐานะไม้บรรทัดจักรวาล

แรงดันติดลบเป็นคุณสมบัติอย่างหนึ่งของพลังงานสุญญากาศ (vacuum energy) แต่ธรรมชาติที่แท้จริงของพลังงานมืดยังคงเป็นหนึ่งในความลึกลับอันยิ่งใหญ่ของบิกแบง นอกเหนือจากค่าคงที่จักรวาลและควินเทสเซนส์ (quintessence) ข้อมูลที่ได้จากทีมโครงการ WMAP เมื่อ ค.ศ. 2008 ที่รวมเอาข้อมูลจากรังสีไมโครเวฟพื้นหลังและแหล่งข้อมูลอื่น แสดงให้เห็นว่าเอกภพปัจจุบันประกอบด้วยพลังงานมืด 72% สสารมืด 23% สสารทั่วไป 4.6% และมีนิวตริโนอยู่เล็กน้อยที่ต่ำกว่า 1% ความหนาแน่นพลังงานในสสารลดต่ำลงเมื่อเอกภพขยายตัวมากขึ้น แต่ความหนาแน่นของพลังงานมืดยังคงมีค่าเท่าเดิม (หรือใกล้เดิมมาก) แม้เอกภพจะขยายตัวออกไป แม้สสารจะเคยเป็นสัดส่วนใหญ่ของพลังงานรวมของเอกภพในอดีตมากกว่าที่เป็นอยู่ในปัจจุบัน แต่ในอนาคตสัดส่วนของมันจะลดลงเรื่อยๆ และพลังงานมืดจะกลายเป็นสัดส่วนใหญ่แทนที่

ตามแบบจำลอง ΛCDM ซึ่งเป็นแบบจำลองสำหรับบิกแบงที่ดีที่สุดในปัจจุบัน ได้อธิบายพลังงานมืดว่าเป็นการแสดงออกถึงค่าคงที่จักรวาลในทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป ทว่าขนาดของค่าคงที่ที่สามารถอธิบายพลังงานมืดได้กลับมีค่าน้อยมากอย่างไม่น่าเชื่อเมื่อเทียบกับการประเมินคร่าวๆ ตามแนวคิดทฤษฎีโน้มถ่วงเชิงควอนตัม ความพยายามแยกแยะค่าคงที่จักรวาลกับคำอธิบายอื่นเกี่ยวกับพลังงานมืดยังคงเป็นหัวข้อวิจัยที่ดำเนินการอยู่ในปัจจุบัน

 อนาคตของเอกภพตามทฤษฎีบิกแบง 
ก่อนจะสังเกตพบพลังงานมืด นักจักรวาลวิทยาคาดการณ์สภาวะอนาคตของเอกภพที่เป็นไปได้อยู่ 2 แบบ ถ้าความหนาแน่นมวลของเอกภพมีค่ามากกว่าความหนาแน่นวิกฤต เอกภพจะถึงจุดที่มีขนาดสูงสุดและเริ่มแตกสลาย จากนั้นจะเริ่มหนาแน่นขึ้นและร้อนขึ้นอีก และจบลงด้วยสภาวะที่ใกล้เคียงกับสภาวะเริ่มต้น เรียกว่า "บิกครันช์" (Big Crunch) หรืออีกแบบหนึ่ง ถ้าความหนาแน่นของเอกภพเท่ากับหรือต่ำกว่าความหนาแน่นวิกฤต การขยายตัวจะช้าลง แต่ไม่ได้หยุด ไม่มีการก่อตัวของดาวฤกษ์ใหม่อีกเพราะแก๊สระหว่างดวงดาวถูกใช้ไปจนหมดแล้ว ดาวฤกษ์จะเผาผลาญตัวเองจนเหลือแต่ดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน และหลุมดำ การปะทะระหว่างวัตถุเหล่านี้จะค่อยๆ ทำให้มวลรวมตัวกันเป็นหลุมดำที่ใหญ่ขึ้นและใหญ่ขึ้น อุณหภูมิเฉลี่ยของเอกภพจะลดลงเรื่อยๆ จนเข้าใกล้ศูนย์องศาสัมบูรณ์ เป็นสภาวะ "บิกฟรีซ" (Big Freeze) ยิ่งกว่านั้น หากโปรตอนไม่เสถียร สสารแบริออนจะหายไป เหลือแต่รังสีและหลุมดำ ผลต่อเนื่องคือหลุมดำจะระเหยไปด้วยการเปล่งรังสีฮอว์กิง เอนโทรปีของเอกภพจะเพิ่มขึ้นจนถึงจุดที่ไม่มีพลังงานรูปแบบใดสามารถแยกตัวออกมาได้ สภาวการณ์นี้เรียกว่า "ฮีทเดธ" (Heat Death)

การสังเกตการณ์การขยายตัวด้วยอัตราเร่งในยุคใหม่ทำให้ทราบว่าเอกภพที่เรามองเห็นในปัจจุบันจะผ่านพ้นขอบฟ้าเหตุการณ์ของเราไปเรื่อยๆ โดยไม่สามารถติดต่อกับเราได้ ผลลัพธ์จะเป็นเช่นไรไม่อาจรู้ แบบจำลอง ΛCDM ของเอกภพพิจารณาพลังงานมืดในฐานะหนึ่งของค่าคงที่จักรวาล ทฤษฎีนี้ชี้ว่ามีเพียงระบบที่ยึดเหนี่ยวกันไว้ด้วยแรงโน้มถ่วง เช่นระบบดาราจักรต่างๆ จึงจะสามารถดำรงอยู่ด้วยกันได้ แต่สุดท้ายระบบเหล่านั้นก็มุ่งไปสู่สภาวะฮีทเดธเช่นเดียวกันเมื่อเอกภพขยายตัวและเย็นลงจนถึงที่สุด ทฤษฎีอื่นเกี่ยวกับพลังงานมืดที่เรียกว่า ทฤษฎีพลังงานซ่อนเร้น (phantom energy theories) ชี้ว่ากระจุกดาราจักร ดาวฤกษ์ ดาวเคราะห์ อะตอม นิวเคลียส และสสารทั้งมวลสุดท้ายจะถูกฉีกออกจากกันเมื่อการขยายตัวของเอกภพไปถึงที่สุด เรียกว่าสภาวะ "บิกริพ" (Big Rip)Caldwell, R.R; Kamionkowski, M.; Weinberg, N.N. (2003). "Phantom Energy and Cosmic Doomsday". Physical Review Letters 91: 071301. doi:10.1103/PhysRevLett.91.071301. arΧiv:astro-ph/0302506.

 แนวคิดทางฟิสิกส์ที่เหนือกว่าทฤษฎีบิกแบง 

ขณะที่แบบจำลองบิกแบงเป็นที่ยอมรับอย่างกว้างขวางในการศึกษาจักรวาลวิทยา ทฤษฎีนี้ก็ยังจำเป็นต้องได้รับการปรับแต่งต่อไปในอนาคตอีก สิ่งที่เกิดขึ้นในช่วงแรกสุดของการกำเนิดเอกภพนั้นยังไม่เป็นที่เข้าใจกันนัก ทฤษฎีซิงกูลาริตี้ของเพนโรส-ฮอว์กิงจำเป็นต้องอาศัยการมีอยู่ของซิงกูลาริตี้ ณ จุดเริ่มต้นเวลาของจักรวาล ทั้งนี้ทฤษฎีตั้งอยู่บนพื้นฐานที่ว่า ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปเป็นทฤษฎีที่ถูกต้อง แต่สัมพัทธภาพทั่วไปนั้นใช้การไม่ได้ในสภาวะเอกภพก่อนถึงระดับอุณหภูมิของพลังค์ นอกจากนี้แนวคิดของแรงโน้มถ่วงควอนตัมก็อาจทำให้ไม่มีทางเกิดซิงกูลาริตี้ขึ้นได้

แนวคิดอื่นๆ ซึ่งยังเป็นเพียงสมมติฐาน มิได้ผ่านการทดสอบ ได้แก่

 แบบจำลองซึ่งรวมถึง เงื่อนไขอันไร้ขอบเขตของฮาร์เทิล-ฮอว์กิง ว่า กาล-อวกาศ นั้นมีขอบเขตจำกัด บิกแบงได้แสดงถึงการมีขีดจำกัดของเวลา โดยไม่จำเป็นต้องมีซิงกูลาริตี้
 แบบจำลองจักรวาลวิทยาแบบผิว (brane cosmology) ซึ่งกล่าวว่า การพองตัวนั้นขึ้นกับการเคลื่อนที่ของผิวในทฤษฎีสตริง, แบบจำลองก่อนบิกแบง (Pre-big bang model), แบบจำลองจักรวาลเอคไพโรติค (ekpyrotic model) ซึ่งกล่าวว่าบิกแบงเป็นผลจากการแตกสลายระหว่างผิวในทฤษฎีสตริง, และแบบจำลองวงรอบ (cyclic model) ซึ่งดัดแปลงจากแบบจำลองเอคไพโรติคโดยกล่าวว่าการแตกสลายจะเกิดขึ้นเป็นรอบๆ
 การพองตัวอันยุ่งเหยิง (chaotic inflation) กล่าวว่าการพองตัวของเอกภพสิ้นสุดลงในแต่ละแห่งแบบสุ่ม จุดสิ้นสุดแต่ละจุดจะเป็นจุดเริ่มต้นของ เอกภพฟองสบู่ (bubble universe) ที่ขยายตัวออกไปใหม่จากจุดนั้นๆ เป็นบิกแบงของตัวมันเอง

สองแนวคิดสุดท้ายนี้มองว่าบิกแบงเป็นเพียงปรากฏการณ์หนึ่งที่เกิดขึ้นในเอกภพที่ใหญ่กว่าและเก่าแก่กว่า มิได้เป็นจุดเริ่มต้นที่แท้จริง แต่เป็นส่วนหนึ่งของพหุภพ (multiverse)

 การตีความทางศาสนา 
บิกแบงเป็นทฤษฎีทางวิทยาศาสตร์ทฤษฎีหนึ่งซึ่งยังต้องอาศัยการรับรองที่สอดคล้องกับผลสังเกตการณ์ แต่ในฐานะทฤษฎีที่กล่าวถึงต้นกำเนิดของความเป็นจริง มันจึงมีความเกี่ยวพันกับการตีความทางเทววิทยาและปรัชญาด้วย ในช่วงคริสต์ทศวรรษ 1920-1930 นักจักรวาลวิทยากระแสหลักส่วนมากเห็นชอบกับความคิดว่า เอกภพนั้นดำรงคงอยู่ในสถานะนี้มาชั่วนิรันดร์ บางคนก็กล่าวหาว่า แนวคิดเรื่องจุดกำเนิดของเวลาในทฤษฎีบิกแบงนั้นเป็นการเอาแนวคิดทางศาสนามาใช้กับฟิสิกส์ ซึ่งเป็นประเด็นที่ถูกยกขึ้นมาโต้แย้งโดยฝ่ายผู้สนับสนุนทฤษฎีเอกภพคงที่ ทว่าแนวคิดเรื่องจุดกำเนิดนี้ก็แพร่ขยายขึ้นด้วยว่าผู้ให้กำเนิดแนวคิดทฤษฎีบิกแบง คือหลวงพ่อฌอร์ฌ เลอแม็ทร์ นั้นเป็นนักบวชในนิกายโรมันคาทอลิกPeople and Discoveries: Big Bang Theory, www.pbs.org

เมื่อมีการยอมรับทฤษฎีบิกแบงเป็นแนวคิดหลักในการศึกษาจักรวาลวิทยาเชิงกายภาพแล้ว ยังมีปฏิกิริยาตอบโต้หลายประการจากกลุ่มศาสนาต่างๆ ในแง่การตีความที่เกี่ยวข้องกับจักรวาลในเชิงศาสนาซึ่งพวกเขาเคารพนับถือ บางกลุ่มยอมรับหลักฐานทางวิทยาศาสตร์ตามข้อเท็จจริง บางกลุ่มพยายามกลมกลืนทฤษฎีบิกแบงให้เข้ากับหลักคำสอนในศาสนาของเขา และมีบางกลุ่มที่ปฏิเสธหลักฐานเกี่ยวกับบิกแบงโดยสิ้นเชิง

 อ้างอิง 



 แหล่งข้อมูลอื่น 
 จักรวาลวิทยา  จาก Open Directory Project 
 Cosmic Journey: A History of Scientific Cosmology . สถาบันฟิสิกส์อเมริกัน. 
 Feuerbacher, Björn; Ryan Scranton (2006). หลักฐานของบิกแบง 
 Misconceptions about the Big Bang. Scientific American (มีนาคม 2005). 
 ไม่กี่ไมโครวินาทีแรก. Scientific American (พฤษภาคม 2006). 
 การขยายตัวของเอกภพ - แบบจำลองมาตรฐานของบิกแบง. มหาวิทยาลัยเฮลซิงกิ, astro-ph (กุมภาพันธ์ 2008). 
 วิษณุ เอื้อชูเกียรติ, เอกภพจบตรงไหน ?  จากสำนักกิจการอวกาศแห่งชาติ

หมวดหมู่:จักรวาลวิทยาเชิงกายภาพ
หมวดหมู่:จักรวาลวิทยา
หมวดหมู่:ดาราศาสตร์
หมวดหมู่:เอกภพเชิงกายภาพ