pythainlp/thai_wikipedia_clean_20230101 huggingface dataset:
เดิมแนวคิดเหล่านี้ถือเป็นหลักพื้นฐานสำคัญ แต่ในปัจจุบันมีการพยายามทดสอบสมมติฐานเหล่านี้อยู่หลายครั้ง ตัวอย่างเช่น การทดสอบสมมติฐานแรกด้วยผลสังเกตการณ์ที่แสดงว่าค่าคงที่โครงสร้างละเอียดมีความผิดเพี้ยนที่เป็นไปได้อย่างมากถึงอันดับ 10-5 เมื่ออายุของเอกภพเพิ่มมากขึ้น หรือทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปที่ต้องผ่านการทดสอบอย่างเข้มข้นในกรณีของระบบสุริยะและระบบดาวคู่ เพื่อที่ข้อมูลในระดับจักรวาลจะต้องสอดคล้องกับผลสังเกตการณ์และการคาดการณ์ตามทฤษฎีบิกแบง
ถ้าเอกภพระดับใหญ่มีความเป็นหนึ่งเดียวกันในมุมมองจากโลก หลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยาสามารถถอดความได้จากหลักการพื้นฐานโคเปอร์นิคัสที่ง่ายกว่า ซึ่งกล่าวว่าไม่มีผู้สังเกตหรือจุดสังเกตใดเป็นพิเศษ ดังนี้ หลักการพื้นฐานจักรวาลวิทยาจึงได้รับการรับรองในระดับ 10-5 ผ่านการสังเกตการณ์รังสีไมโครเวฟพื้นหลัง ผลตรวจวัดเอกภพแสดงถึงความเป็นเนื้อเดียวกันในสเกลใหญ่ที่สุดที่ระดับ 10%
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 สองจุดจะเพิ่มขึ้นเป็นสัดส่วนตามตัวประกอบขนาดของเอกภพ
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 โดยเฉพาะการค้นพบคุณลักษณะอันหลากหลายของโครงสร้างขนาดใหญ่ของจักรวาล ซึ่งตรงกับการคาดการณ์การขยายตัวของโครงสร้างเอกภพภายใต้แรงโน้มถ่วงตามทฤษฎีมาตรฐานของบิกแบง
กฎของฮับเบิลและการขยายตัวของอวกาศ.
ผลจากการสังเกตการณ์ดาราจักรและเควซาร์อันไกลโพ้นพบว่าวัตถุเหล่านั้นมีการเคลื่อนไปทางแดง กล่าวคือ แสงที่ส่งออกมาจากวัตถุเหล่านั้นมีความคลาดเคลื่อนของความยาวคลื่นที่ยาวมากขึ้น เราสามารถมองเห็นได้โดยการตรวจสอบสเปคตรัมความถี่ของวัตถุเปรียบเทียบกับรูปแบบการเปลี่ยนแปลงในการกระจายหรือดูดกลืนแถบคลื่นความถี่ที่สอดคล้องกับปฏิกิริยาระหว่างอนุภาคทางเคมีกับแสง ปรากฏการณ์การเคลื่อนไปทางแดงที่พบล้วนสอดคล้องเป็นอันหนึ่งอันเดียวกันแม้จะทำการสังเกตการณ์วัตถุเหล่านั้นในทิศทางต่างๆ กัน หากอธิบายการเคลื่อนไปทางแดงด้วยปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ เราจะสามารถคำนวณความเร็วของวัตถุที่เหลื่อมช้าลงได้ สำหรับดาราจักรบางแห่ง มีความเป็นไปได้มากที่จะประมาณระยะห่างด้วยบันไดระยะห่างของจักรวาล เมื่อนำความเร็วที่เหลื่อมลงมาเปรียบเทียบกับระยะห่างที่คำนวณได้ เราจะได้สมการความสัมพันธ์เชิงเส้นซึ่งรู้จักกันในชื่อกฎของฮับเบิล ดังนี้
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 formula_5 จะต้องดำรงอยู่ตลอดเวลา เมื่อ D เป็นระยะห่างที่แท้จริง formula_6 และ formula_2, formula_8, formula_3 ล้วนแต่เปลี่ยนแปลงค่าไปเมื่อเอกภพขยายตัว (เหตุนี้เราจึงต้องเขียนว่า formula_4 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 ที่ว่าโลกไม่ได้อยู่ที่ตำแหน่งศูนย์กลางแม้แต่ในระดับของจักรวาล 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 ค้นพบการแผ่รังสีพื้นหลังจักรวาลโดยบังเอิญขณะทำการตรวจวิเคราะห์โดยใช้อุปกรณ์ตรวจจับคลื่นไมโครเวฟตัวใหม่ของห้องทดลองเบลล์ 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% ได้ 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 โดยไม่มีผลกระทบต่อทฤษฎีส่วนที่เหลือ คำอธิบายสำหรับปรากฏการณ์เหล่านี้ยังคงอยู่เพียงระดับชายเขตแดนแห่งปริศนาของฟิสิกส์เท่านั้น
ปัญหาเกี่ยวกับขอบฟ้า.
ปัญหาขอบฟ้าเป็นผลจากหลักการพื้นฐานที่ว่า ข้อมูลไม่สามารถเดินทางได้เร็วกว่าแสง ในเอกภพที่มีอายุแน่นอน หลักการนี้ทำให้เกิดข้อจำกัด เรียกว่า ขอบฟ้าของอนุภาค ซึ่งแยกส่วนอวกาศสองบริเวณที่อยู่ติดกันออกจากกัน 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 เอกภพทุกวันนี้ยังคงใกล้เคียงสภาพ"แบน"อย่างมาก สมมุติว่าเส้นเวลาธรรมชาติของการแยกตัวจากความแบนมีค่าเท่าเวลาของพลังค์ ก็ยังต้องหาคำอธิบายสำหรับข้อเท็จจริงที่ว่าเอกภพกำลังเข้าใกล้ภาวะ Heat Death หรือ Big Crunch หลังจากหลายพันปีผ่านไป กล่าวคือ แม้ในช่วงปลายของไม่กี่นาทีแรก (ในช่วงเวลานิวคลีโอซินทีสิส) เอกภพจะต้องมีค่า 1014 เท่าของความหนาแน่นวิกฤต มิฉะนั้นมันจะไม่สามารถมีสภาพดังที่เป็นอยู่ทุกวันนี้ได้
ปัญหานี้อาจอธิบายได้ด้วยทฤษฎีการพองตัวของเอกภพ ด้วยระหว่างช่วงเวลาของการพองตัว กาลอวกาศมีการขยายขอบเขตขึ้นอย่างมากจนความโค้งถูกปรับให้เรียบ เชื่อว่าการพองตัวผลักดันให้เอกภพมีสภาวะเข้าใกล้ความแบน ซึ่งเป็นสภาพใกล้เคียงกับความหนาแน่นวิกฤต
แม่เหล็กขั้วเดียว.
ปัญหาเรื่องแม่เหล็กขั้วเดียวถูกหยิบยกขึ้นมาในช่วงปลายคริสต์ทศวรรษ 1970 ทฤษฎีการรวมแรงครั้งใหญ่ ทำนายถึงข้อบกพร่องทางโทโพโลยีในอวกาศที่อาจแสดงออกมาในรูปของแม่เหล็กขั้วเดียว สิ่งนี้เกิดขึ้นได้อย่างดีในเอกภพยุคแรกเริ่มที่มีอุณหภูมิสูง ทำให้มีความหนาแน่นสูงกว่าอย่างมากเมื่อเทียบกับจุดสังเกต ปัญหานี้สามารถอธิบายได้ด้วยทฤษฎีการพองตัวของจักรวาลเช่นเดียวกัน เนื่องจากมันจะลบจุดบกพร่องทั้งหมดออกจากเอกภพที่สังเกตได้ในวิธีเดียวกันกับผลทางเรขาคณิตที่กระทำกับความแบน
คำอธิบายต่อปัญหาขอบฟ้า ความแบน และแม่เหล็กขั้วเดียว ส่วนที่เกี่ยวข้องกับการพองตัวของจักรวาล มีที่มาจากสมมติฐานความโค้งของเวย์ล (Weyl curvature hypothesis)
อสมมาตรของแบริออน.
จนถึงปัจจุบันยังไม่อาจเข้าใจได้ว่าทำไมในเอกภพจึงมีสสารมากกว่าปฏิสสาร โดยมากสันนิษฐานกันว่า ขณะที่เอกภพยังมีอายุน้อยและร้อนมาก มันเคยอยู่ในสภาวะสมดุลทางปริมาณและมีแบริออนกับปฏิแบริออนจำนวนเท่าๆ กัน อย่างไรก็ตามผลสังเกตการณ์บ่งชี้ว่า เอกภพทั้งมวลตลอดถึงบริเวณที่ไกลแสนไกลล้วนประกอบขึ้นด้วยสสารเกือบทั้งนั้น กระบวนการบางอย่างที่เรียกชื่อว่า "แบริโอเจเนซิส" เป็นต้นเหตุให้เกิดความไม่สมมาตรขึ้น การจะเกิดกระบวนการแบริโอเจเนซิส จะต้องบรรลุสภาวะของเงื่อนไขชาคารอฟเสียก่อน นั่นคือจำนวนแบริออนจะไม่ถูกเก็บรักษาไว้ มีการทำลายสมมาตร C และสมมาตร CP ทำให้เอกภพพ้นจากภาวะสมดุลทางอุณหพลศาสตร์ เงื่อนไขต่างๆ ทั้งหมดนี้ปรากฏอยู่ในแบบจำลองมาตรฐาน แต่ผลลัพธ์ที่ได้ยังไม่แน่นหนามากพอจะอธิบายปรากฏการณ์อสมมาตรของแบริออนได้
อายุของกระจุกดาวทรงกลม.
ราวกลางคริสต์ทศวรรษ 1990 ผลที่ได้จากการสังเกตการณ์กระจุกดาวทรงกลมดูจะไม่สอดคล้องกับทฤษฎีบิกแบง แบบจำลองคอมพิวเตอร์ที่สร้างจากผลสังเกตการณ์ประชากรดาวฤกษ์ในกระจุกดาวทรงกลมบ่งชี้ว่า มันมีอายุประมาณ 15,000 ล้านปี ซึ่งขัดแย้งกับอายุของเอกภพที่ประมาณไว้ที่ 13,700 ล้านปี ข้อขัดแย้งนี้ได้รับการปรับแก้ต่อมาในช่วงปลายคริสต์ทศวรรษ 1990 เมื่อทำแบบจำลองคอมพิวเตอร์ใหม่ ซึ่งได้รวมผลกระทบของมวลที่สูญหายไปจากผลของลมดาวฤกษ์ ทำให้ได้อายุของกระจุกดาวทรงกลมที่ลดลง จึงยังคงมีปัญหาอยู่เพียงว่าจะสามารถวัดอายุของกระจุกดาวได้แม่นยำเพียงใด แต่กระจุกดาวทรงกลมก็นับได้ว่าเป็นวัตถุหนึ่งที่มีอายุเก่าแก่ที่สุดในเอกภพ
สสารมืด.
ระหว่างคริสต์ทศวรรษ 1970 ถึง 1980 ผลสังเกตการณ์มากมายแสดงให้เห็นว่า สสารที่มองเห็นได้ในเอกภพมีปริมาณไม่มากพอจะทำให้เกิดความเข้มของแรงโน้มถ่วงดังที่ปรากฏอยู่ภายในและระหว่างดาราจักร นำไปสู่แนวคิดที่ว่า สสารกว่า 90% ในเอกภพอาจจะเป็นสสารมืดที่ไม่เปล่งแสงหรือมีปฏิกิริยากับสสารแบริออนทั่วไป นอกจากนั้นสมมติฐานที่เอกภพส่วนใหญ่ประกอบด้วยสสารปกติทำให้การคาดการณ์ต่างๆ ไม่สอดคล้องกับผลสังเกตการณ์เลย กล่าวคือเอกภพจะเป็นกลุ่มก้อนมากเกินไปและมีดิวเทอเรียมน้อยเกินกว่าที่เป็นหากไม่มีสสารมืด แม้เมื่อแรกแนวคิดเรื่องสสารมืดจะเป็นที่โต้เถียงกันมาก แต่ปัจจุบันได้รับการยืนยันจากข้อมูลสังเกตการณ์มากมาย เช่น แอนไอโซโทรปีในไมโครเวฟพื้นหลัง ความเร็วในการกระจายตัวของกระจุกดาราจักร การกระจายของโครงสร้างขนาดใหญ่ในจักรวาล การศึกษาเลนส์ความโน้มถ่วง และการตรวจวัดรังสีเอ็กซ์ในกระจุกดาราจักร เป็นต้น
หลักฐานการมีอยู่ของสสารมืดได้แก่อิทธิพลแรงโน้มถ่วงที่มีต่อวัตถุอื่น โดยยังไม่สามารถสังเกตการณ์อนุภาคสสารมืดใดๆ ในห้องทดลองได้ มีการนำเสนอความเป็นไปได้ทางฟิสิกส์อนุภาคมากมาย และมีโครงการที่คอยตรวจจับค้นหาสสารมืดอยู่ในระหว่างดำเนินการอีกมาก
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)
แนวคิดทางฟิสิกส์ที่เหนือกว่าทฤษฎีบิกแบง.
ขณะที่แบบจำลองบิกแบงเป็นที่ยอมรับอย่างกว้างขวางในการศึกษาจักรวาลวิทยา ทฤษฎีนี้ก็ยังจำเป็นต้องได้รับการปรับแต่งต่อไปในอนาคตอีก สิ่งที่เกิดขึ้นในช่วงแรกสุดของการกำเนิดเอกภพนั้นยังไม่เป็นที่เข้าใจกันนัก ทฤษฎีซิงกูลาริตี้ของเพนโรส-ฮอว์กิงจำเป็นต้องอาศัยการมีอยู่ของซิงกูลาริตี้ ณ จุดเริ่มต้นเวลาของจักรวาล ทั้งนี้ทฤษฎีตั้งอยู่บนพื้นฐานที่ว่า ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปเป็นทฤษฎีที่ถูกต้อง แต่สัมพัทธภาพทั่วไปนั้นใช้การไม่ได้ในสภาวะเอกภพก่อนถึงระดับอุณหภูมิของพลังค์ นอกจากนี้แนวคิดของแรงโน้มถ่วงควอนตัมก็อาจทำให้ไม่มีทางเกิดซิงกูลาริตี้ขึ้นได้
แนวคิดอื่นๆ ซึ่งยังเป็นเพียงสมมติฐาน มิได้ผ่านการทดสอบ ได้แก่
สองแนวคิดสุดท้ายนี้มองว่าบิกแบงเป็นเพียงปรากฏการณ์หนึ่งที่เกิดขึ้นในเอกภพที่ใหญ่กว่าและเก่าแก่กว่า มิได้เป็นจุดเริ่มต้นที่แท้จริง แต่เป็นส่วนหนึ่งของพหุภพ (multiverse)
การตีความทางศาสนา.
บิกแบงเป็นทฤษฎีทางวิทยาศาสตร์ทฤษฎีหนึ่งซึ่งยังต้องอาศัยการรับรองที่สอดคล้องกับผลสังเกตการณ์ แต่ในฐานะทฤษฎีที่กล่าวถึงต้นกำเนิดของความเป็นจริง มันจึงมีความเกี่ยวพันกับการตีความทางเทววิทยาและปรัชญาด้วย ในช่วงคริสต์ทศวรรษ 1920-1930 นักจักรวาลวิทยากระแสหลักส่วนมากเห็นชอบกับความคิดว่า เอกภพนั้นดำรงคงอยู่ในสถานะนี้มาชั่วนิรันดร์ บางคนก็กล่าวหาว่า แนวคิดเรื่องจุดกำเนิดของเวลาในทฤษฎีบิกแบงนั้นเป็นการเอาแนวคิดทางศาสนามาใช้กับฟิสิกส์ ซึ่งเป็นประเด็นที่ถูกยกขึ้นมาโต้แย้งโดยฝ่ายผู้สนับสนุนทฤษฎีเอกภพคงที่ ทว่าแนวคิดเรื่องจุดกำเนิดนี้ก็แพร่ขยายขึ้นด้วยว่าผู้ให้กำเนิดแนวคิดทฤษฎีบิกแบง คือหลวงพ่อฌอร์ฌ เลอแม็ทร์ นั้นเป็นนักบวชในนิกายโรมันคาทอลิก