stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Büyük Patlama
Gözlemsel kanıtlar

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

Güçlü nükleer kuvvetin keşfinden ve bunun yıldızların enerji kaynağı olduğunun anlaşılmasından itibaren evrende çeşitli kimyasal elementlerin salınmasını açıklama meselesi ortaya çıktı. 1950'li yıllar civarında bu salınma -birbiriyle rekabet hâlindeki iki farklı görüşün önerdiği- iki farklı süreçle açıklanmaya çalışılıyordu:
Yıldızsal nükleosentez
Başlangıçtaki ilk nükleosentez
"Durağan hâl teorisi" taraftarları zaman boyunca sürekli olarak hidrojenden üretilmiş olduğu ve bunun azar azar helyuma ve daha sonra da yıldızların kalbindeki en ağır elementlere dönüşmüş olduğu görüşündeydiler. Gerek helyumun gerekse ağır elementlerin bölünmesi zaman boyunca sürekliliğini koruyordu; çünkü helyumun oranı nükleosentez olgusuyla artarken, hidrojenin üretilmesi olgusuyla da oran olarak azalır gibi görünüyordu. Buna karşılık Big Bang taraftarları helyumdan uranyuma kadar tüm elementlerin başlangıçtaki evrenin sıcak evresi sırasında üretilmiş oldukları görüşündeydiler.
Güncel tez her iki hipoteze de dayanır. Buna göre, helyum ve lityum gerçekten başlangıçtaki ilk nükleosentez sırasında üretilmişlerdi. Bunun başlıca kanıtı, hafif denilen elementlerin (hidrojen, helyum, lityum) salınmasının uzak kuasar’lardaki incelenmesinden gelmektedir. Big Bang modeline göre bunların nispi salınmaları ilk nükleosentezden beri sürekliliğini koruyan tek bir parametreye sıkıca bağlıdır; bu da fotonların yoğunluğunun baryonların yoğunluğuyla ilişkisindedir. Diğer yöntemlerle de ölçülebilen bu tek parametreden hareketle helyumun (He) izotoplarının ve lityumun (Li) izotopunun salınması açıklanabilir. Aynı zamanda yakın galaksilerin içinde helyumun bölünmesinde bir artış gözlemlenmektedir ki, bu, yıldızlarca sentezlenen elementler yoluyla “yıldızlar-arası ortam”ın tedrici gelişiminin bir işareti olarak kabul edilebilir.
Gözlemsel kanıtlar > Galaksilerin evrimi

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

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

Big Bang’in kronolojik aşamaları tersten, yani günümüzden geçmişe doğru şöyle açıklanır:
Big Bang’in kronolojisi > Bugünkü evren (+ 13,7 milyar yıl)

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

Big Bang döneminden 300.000 yıl sonra, evren şimdiki hâline kıyasla bin defa daha sıcak ve bir milyar misli daha yoğunken yıldızlar ve galaksiler henüz mevcut değildi. Bu büyük patlamadan 300.000 yıl sonraki evrenin ilk görülebilir hâlinin fotoğrafı çekildi. 1992 yılında NASA’nın COBE uydusunun çektiği bu fotoğrafın astrofizikçilerin hesaplarına tam uyumlu olduğu gözüktü.
İşte bu dönem, evrenin yoğunluğunun ışığın yayılabilmesine yeterli olacak düzeye düştüğü dönemdir. Daha öncesinde ışığın yayılabilmesine temel engel “serbest elektronlar”ın varlığıydı. Soğuması sırasında evrende bu "serbest elektronlar" atomları oluşturmak üzere atom çekirdeklerinde bir araya geldiler. Bu yüzden bu döneme "birleşme dönemi" denilir. Aynı zamanda ışığın yayılmaya başladığı dönem olduğundan, bu dönemden "madde ve ışımanın ayrılma dönemi" olarak da söz edilir. İşte kozmik arka plan ışıması dediğimiz ışıma, bu dönemden itibaren günümüze dek süregelebilmiş ışıma ya da ışıklardır. NASA'nın WMAP uydusunun 2006 yılındaki verilerine göre Büyük Patlama'dan 380.000 yıl sonra evrenin daha net bir haritası çıkarıldı. Bu sonuçlara göre evrenin %12'sinin atomlardan,%15'inin fotonlardan,%10'unun nötronlardan ve %63'nün de karanlık maddeden oluştuğu belirlendi. Bu sonuçlar ışığında, Büyük Patlama'dan 380.000 yıl sonrasında evrenin %12'si atomlardan oluştuğuna göre ilk atomların oluşmaya başladığı ve dolayısıyla da serbest elektronların atom çekirdeği etrafına dizilmeleri yoluyla ışığın yayılabildiği zamanın başlangıcı Big Bang'den itibaren 300.000 yıl olmalıdır. 380.000 yıl ancak "birleşme döneminin" tamamlandığı zaman olarak düşünülebilir. Ayrıca COBE uydusunun 1992 yılı verileriyle Big Bang'den 300.000 yıl sonraki hâlinin bir haritası çıkarılabildiğine göre, ışığın evrende serbestçe yayılabildiği zamanın başlangıcının 300.000 yıl olarak kabulünü gerektirir. Bu da serbest dolaşan elektronların ilk olarak bu zamanda atom çekirdeği etrafına dizilmeye başladığının, diğer bir deyişle ilk atomların oluşmaya başladığının göstergesidir. Aksini kabul etmek, COBE uydusunun verilerinin geçersiz olduğunun kabulünü gerektirir. NASA kaynaklarında böyle bir durumdan bahsedilmez. Sonuç olarak 380.000 yıl süresi 300.000 yılın yerini almış değildir, WMAP uydusunun evrenin daha net bir haritasını çıkarmak adına gözlemlediği zamandaki durumunu yansıtır.
Big Bang’in kronolojisi > İlk nükleosentez (+ 3 dakika)

Big Bang'in ilk döneminden 300.000 yıl sonra evren bir "elektronlar ve atom çekirdekleri plazması"ndan oluşmaktaydı (Bu sürenin 380.000 yıl olarak kabulü WMAP uydusunun 2006 yılı verileriyle tezat oluşturur. Zira, yukarıdaki paragrafta da belirtildiği gibi, NASA'nın açıkladığı sonuçlara göre evrenin Big Bang'den 380.000 yıl sonrasında %12'sinin atomlara dönüştüğü belirlenmiştir.). Isı yeterince yüksek olduğunda atom çekirdekleri mevcut olamazlar; bu durumda proton, nötron ve elektron karışımından söz edilebilir. İlksel evrende hüküm süren koşullarda ısı ancak 0,1 MeV’un (Elektron Volt, yaklaşık bir milyar derece) altına indiğinde nükleonlar, atom çekirdekleri hâlinde kombine olabilirler. Bununla birlikte bu koşullarda lityumdan daha ağır atom çekirdeklerinin oluşması mümkün değildir. Dolayısıyla Big Bang başlangıcından yaklaşık bir saniye sonra başlayan ve yaklaşık üç dakika süren bu evrede oluşan atom çekirdekleri yalnızca hidrojen, helyum ve lityum çekirdekleridir. Dolayısıyla bu evre ya da dönem ilk nükleosentez olarak adlandırılır. Günümüzde, modern kozmoloji araştırmacıları, sonuçların gözlemi ve anlaşılması bakımından, ilk nükleosentez konusuna artık tamamlanmış bir konu gözüyle bakmaktadır.
Big Bang’in kronolojisi > Elektron-pozitron çiftlerinin yok olması

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

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

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

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

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

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

"Kozmoloji standart modeli" 20.yy.’ın ilk yarısında önerilen Big Bang görüşünün mantıksal bir sonucudur. Adı parçacık fiziğinin standart modelinin adından örnekseme yoluyla oluşturulmuş “kozmoloji standart modeli” evren gözlemlerinin bütünlüğüyle uyuşan bir evren tanımı sunmaktadır.
Özellikle şu iki noktayı şart koşar:
Gözlemlenebilir evren, yoğun ve sıcak bir evreden (Big Bang) doğmuştur. Bu evre sırasındaki bir işleyiş (mekanizma) erişebildiğimiz (gözlemleyebildiğimiz) bölgenin homojen olmasını, fakat aynı zamanda bazı istisnalar göstermesini sağlamıştır. Önerilen başka işleyişler olsa da, bu, muhtemelen şişme tipli bir işleyiştir.
Güncel evren birçok madde türüyle doludur:
Her çeşit elektromanyetik ışımayı temsil edici parçacıklar olan fotonlar.
Nötrinolar.
Atomları oluşturan baryonik madde.
Karanlık madde denilen, laboratuvar ortamında üretilememişse de parçacık fiziğinde öngörülen, galaksilerin yapısından sorumlu olan, kendilerini oluşturan yıldızlar bütününden daha kütleli bir veya birkaç madde türü.
Karanlık enerji denilen, günümüzde gözlemlenen "evrenin genişlemesinin hızlanması"ndan sorumlu olan (ve muhtemelen kozmik şişme ile doğrudan ilgisi olmayan), alışılmamış özelliklere sahip bir enerji türü.
Artık astronomik gözlemlerin büyük bir kısmı bildiğimiz evreni tanımlarken bu vazgeçilmez temel taşlarından yararlanmaktadır. Kozmolojik araştırma esas olarak bu madde türlerini, özelliklerini ve ilksel evrenin hızlanmış genişleme senaryosunu tanımlamayı amaçlamıştır. "Kozmoloji standart modeli"nin üç temel taşı laboratuvar ortamında gözlemlenmemiş fiziksel fenomenlere başvurmayı gerekli kılmaktadır: Kozmik şişme, karanlık madde ve karanlık enerji. Bu temel taşları ya da bunlardan birini yok varsayan tatminkar hiçbir kozmolojik model yoktur.
Özellikler, sonuçlar, meseleler ve çözümleri > Big Bang'in getirdiği meseleler

Big Bang modelleri incelendiğinde bu tip bir modelin bazı sorunları da beraberinde getirmiş olduğu görülmekteydi. Üzerinde değişiklikler yapılmadan önce, sade Big Bang modeli pek ikna edici bir model olarak görünmemekteydi; çünkü alışılmış miktarlara kıyasla son derece büyük ve son derece küçük miktarlardaki birçok fiziksel niceliğin varsayılmasını gerekli kılmaktaydı. Bir başka deyişle, ayakta kalabilmesi için beklenmedik değerlere birçok parametrenin eklenmesini gerekli kılıyor görünmekteydi. Evren konusundaki bu tip bir “ince akort” (İng. fine-tuning) kozmolojiyle ilgili olan ya da olmayan tüm fizik modellerinde sorunlu olarak kabul edilir. Bu durumda Big Bang, birçok gözleme açıklama getirmesindeki başarısına rağmen, ortaya birçok sorun koyan, fakat kendisi bu sorunları halledemeyen, dolayısıyla, getirdiği çözümü pek çekici görünmeyen bir kavram durumuna düşmekteydi. Fakat Big Bang modellerine eklenen senaryolar, özellikle kozmik şişme senaryosu teoriye ilk zamanlarda yapılan olumsuz yorumları değiştirmeyi başarmıştır.
Gözlenebilir Evren'in yarıçapı 92-93 milyar ışık yılıdır. Ancak cevaplanması gereken bir sorun, büyük patlama teorisine göre tek bir noktadan (sıfır noktası) başlayarak sürekli genişlediği düşünülen bir evren 13,8 milyar yılda evrende en büyük hız olarak bilinen ışık hızıyla genişliyor olsa bile bugünkü boyutlarına ulaşabilir miydi?
Özellikler, sonuçlar, meseleler ve çözümleri > Big Bang'in getirdiği meseleler > Ufuk meselesi

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

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