Vụ Nổ Lớn
Khái quát > Tiến trình Vụ Nổ Lớn

Khi ấy, các nhà khoa học quay ngược thời gian của sự giãn nở vũ trụ sử dụng thuyết tương đối tổng quát sẽ thu được một trạng thái mật độ và nhiệt độ có giá trị vô hạn ở thời gian hữu hạn trong quá khứ. Điểm kỳ dị không–thời gian này chính là dấu hiệu vượt ngoài phạm vi tiên đoán của thuyết tương đối tổng quát. Các nhà khoa học có thể ngoại suy nhằm nghiên cứu điểm kỳ dị nhưng không thể gần đến lúc kết thúc kỷ nguyên Planck. Điểm kì dị trước kỷ nguyên Planck gọi là "Vụ Nổ Lớn", nhưng thuật ngữ cũng có thể nhắc đến thời điểm sớm hơn một chút, khi vũ trụ là điểm cực nóng và đậm đặc, và có thể xem là "khởi sinh" của vũ trụ. Dựa trên quan trắc siêu tân tinh loại Ia về sự giãn nở không thời gian, đo lường về những thăng giáng nhỏ trong bức xạ nền vi sóng và đo về hàm tương quan của các thiên hà, các nhà vật lý tính được vũ trụ có tuổi 13,772 ± 0,059 tỷ năm. Sự phù hợp về độ tuổi tính theo ba phương pháp đo lường độc lập này ủng hộ một cách thuyết phục mô hình ΛCDM mô tả chi tiết về thành phần vật chất trong vũ trụ. Tháng 3 năm 2013 dữ liệu mới thu được từ tàu Planck cho kết quả tuổi vũ trụ 13,798 ± 0,037 tỷ năm.
Ảnh  (2012) - mỗi điểm sáng tương ứng với một thiên hà - một số có tuổi vào cỡ 13,2 tỷ năm - người ta ước tính có khoảng 200 tỷ thiên hà trong vũ trụ quan sát được. Hình ảnh này, được gọi là Trường sâu Hubble eXtreme (XDF), kết hợp các quan sát của Hubble được thực hiện trong thập kỷ qua về một vùng trời nhỏ trong chòm sao Fornax. Với tổng thời gian phơi sáng hơn hai triệu giây, đây là hình ảnh sâu nhất của Vũ trụ từng được tạo ra, kết hợp dữ liệu từ các hình ảnh trước đó bao gồm Trường ảnh siêu sâu Hubble (chụp năm 2002 và 2003) và Hồng ngoại trường siêu sâu Hubble (2009). Hình ảnh có diện tích nhỏ hơn 1/10 chiều rộng của Mặt Trăng tròn, khiến nó chỉ bằng 30 triệu toàn bộ bầu trời. Tuy nhiên, ngay cả trong phần nhỏ này của bầu trời, quá trình phơi sáng dài cho thấy khoảng 5500 thiên hà, một số trong số chúng xa đến mức chúng ta nhìn thấy chúng khi Vũ trụ chưa đầy 5% tuổi hiện tại. Hình ảnh Trường sâu Hubble eXtreme chứa một số vật thể ở xa nhất từng được xác định.
Bức ảnh  vẽ sự phân bố khoảng cách đến các thiên hà - đa phần có độ tuổi từ 5 tới 9 tỷ năm trước - các tiền thiên hà và những ngôi sao già nhất có tuổi trên 9 tỷ năm. (: do sự giãn nở của vũ trụ, khoảng cách đến các thiên hà này không phải là 9 tỷ năm ánh sáng. Hình minh họa này chia XDF thành ba mặt phẳng hiển thị các thiên hà nền trước: Dưới 5 triệu năm, nền sau: 15 tỷ đến 9 tỷ năm và nền rất xa: Hơn 9 tỷ năm. Những sự phân chia này phản ánh các kỷ nguyên khác nhau trong vũ trụ đang phát triển. Các thiên hà trưởng thành hoàn toàn nằm trong mặt phẳng tiền cảnh cho thấy các thiên hà khi chúng trông cách đây chưa đầy 5 tỷ năm. Vũ trụ có rất nhiều thiên hà đang tiến hóa, gần như trưởng thành từ 5 đến 9 tỷ năm trước. Hơn 9 tỷ năm nữa, vũ trụ ngập tràn trong các thiên hà nhỏ và thiên hà tiền thiên hà, rực sáng với những ngôi sao trẻ.
Có rất nhiều tính toán và mô hình về pha sớm nhất của Vụ Nổ Lớn. Trong những mô hình phổ biến nhất vũ trụ ban đầu được choán đầy bởi vật chất, năng lượng phân bố đồng nhất và đẳng hướng với mật độ năng lượng cực lớn cũng như áp suất và nhiệt độ rất cao, sau đó điểm kì dị này nhanh chóng giãn nở và lạnh đi. Sự giãn nở là ở bản chất của không gian giãn nở, chứ không phải là vật chất và năng lượng "nở ra" vào một không gian cố định trước đó. Khoảng xấp xỉ thời điểm 10−36 giây trong giai đoạn giãn nở, một sự chuyển pha là nguyên nhân gây ra sự giãn nở lạm phát của vũ trụ, khi thể tích của vũ trụ mở rộng tăng theo hàm mũ diễn ra trong khoảng thời gian rất ngắn đến thời điểm giữa 10−33 và 10−32 giây. Sự giãn nở này, do Alan Guth đề xuất, nguyên nhân là do có một "hằng số vũ trụ học" giá trị lớn và dương làm giãn nở không gian, nhưng sau giai đoạn lạm phát hằng số này lại biến mất. Sau giai đoạn lạm phát, kích thước vũ trụ đã tăng lên gấp 1030 so với kích thước ban đầu. Khi giai đoạn lạm phát kết thúc, vũ trụ lúc này chứa pha vật chất plasma quark–gluon, cũng như các hạt cơ bản khác. Lý thuyết lạm phát không những giải thích sự đồng nhất và đẳng hướng của không gian mà còn ở những thăng giáng nhỏ trong nhiệt độ của CMB. Nhiệt độ lúc này vẫn rất cao do vậy chuyển động ngẫu nhiên của các hạt là chuyển động với vận tốc tương đối tính, và sự sinh các cặp hạt–phản hạt liên tục tạo ra và hủy các cặp hạt này trong các va chạm. Ở một thời điểm chưa được biết chính xác, các nhà vật lý đề xuất tồn tại một pha gọi là "nguồn gốc phát sinh baryon" (baryongenesis) trong đó các phản ứng giữa vật chất và phản chất có sự vi phạm định luật bảo toàn số baryon, dẫn đến sự hình thành một lượng dư thừa rất nhỏ các hạt quark và lepton so với lượng phản quark và phản lepton— với tỷ lệ khoảng một hạt vật chất dư ra trên 30 triệu phản ứng. Kết quả này dẫn đến sự vượt trội về vật chất so với phản vật chất trong vũ trụ ngày nay.
Vũ trụ tiếp tục giảm nhiệt độ và mật độ, hay động năng của các hạt tiếp tục giảm (những sự giảm này là do không thời gian tiếp tục giãn nở). Hiện tượng phá vỡ đối xứng ở giai đoạn chuyển pha đưa đến hình thành riêng rẽ các tương tác cơ bản của vật lý và những tham số của các hạt sơ cấp mà chúng có như ngày nay. Sau khoảng 10−11 giây, chỉ còn ít tính chất của tiến trình vụ nổ mang tính ước đoán, do năng lượng của các hạt giảm xuống giá trị mà các nhà vật lý hạt có thể đánh giá và đo được trong các thí nghiệm trên máy gia tốc. Đến 10−6 giây, hạt quark và gluon kết hợp lại thành baryon như proton và neutron. Một lượng dư thừa quark so với phản quark dẫn đến hình thành lượng baryon vượt trội so với phản baryon. Nhiệt độ lúc này không đủ cao để phản ứng sinh cặp proton–phản proton xảy ra (và tương tự cho sinh cặp neutron–phản neutron), do vậy sự hủy khối lượng ngay lập tức xảy ra để lại đúng 1 hạt trong 1010 hạt proton và neutron, và không hạt nào có phản hạt của chúng. Một quá trình tương tự diễn ra khoảng 1 giây cho cặp hạt electron và positron. Sau quá trình hủy cặp hạt–phản hạt, vũ trụ chỉ còn lại các proton, neutron và electron và những hạt này không còn chuyển động với vận tốc tương đối tính nữa và mật độ năng lượng của Vũ trụ chứa chủ yếu photon (với một lượng nhỏ là đóng góp của neutrino).
Một vài phút sau sự giãn nở, khi nhiệt độ lúc này giảm xuống 1 tỷ (109; SI) kelvin và mật độ tương đương với mật độ không khí, lúc này hạt neutron kết hợp với proton để hình thành lên hạt nhân deuteri và heli trong quá trình gọi là phản ứng tổng hợp hạt nhân Vụ Nổ Lớn. Hầu hết những proton không tham gia phản ứng kết hợp trở thành proton tự do và chính là hạt nhân của nguyên tử hiđrô. Vũ trụ tiếp tục lạnh đi, mật độ năng lượng và khối lượng nghỉ của vật chất trở lên lấn át về lực hấp dẫn so với bức xạ photon. Sau khoảng 379.000 năm, nhiệt độ vũ trụ lúc này khoảng 3.000 K electron và hạt nhân bắt đầu kết hợp lại với nhau tạo nên nguyên tử (chủ yếu là hiđrô); và bức xạ photon không tương tác với electron tự do, nó không còn bị cản trở bởi plasma và lan truyền tự do trong không gian. Bức xạ tàn dư này chính là bức xạ phông vi sóng vũ trụ.
Trong thời gian dài, những vùng có mật độ vật chất tập trung hơi lớn hơn so với sự phân bố đồng đều của vật chất sẽ dần dần tạo ảnh hưởng lực hút hấp dẫn lên vật chất bên cạnh, và kết quả hình thành những vùng có mật độ tập trung vật chất lớn, hình thành lên các đám mây khí, sao, thiên hà, và những cấu trúc lớn khác trong vũ trụ quan sát được ngày nay. Chi tiết về quá trình này phụ thuộc vào lượng và kiểu vật chất trong vũ trụ. Có bốn loại vật chất mà các nhà vật lý đưa ra là vật chất tối lạnh, vật chất tối ấm, vật chất tối nóng, và vật chất baryon. Những kết quả khảo sát chính xác nhất (từ WMAP và tàu Planck) cho thấy dữ liệu phù hợp với giá trị của mô hình Lambda-CDM ở đây mô hình dựa trên vật chất tối lạnh (vật chất tối nóng bị loại trừ bởi pha tái sinh ion), và ước lượng chiếm khoảng 23% (WMAP) và mới nhất 26,8% (Planck) của tổng năng lượng/vật chất, trong khi vật chất baryon chiếm 4.9%. Trong "mô hình mở rộng" bao gồm vật chất tối nóng trong dạng của neutrino, thì nếu "mật độ baryon vật lý" Ωbh2 được ước lượng bằng 0,023 (giá trị này khác với giá trị 'mật độ baryon' Ωb biểu diễn theo tỷ lệ mật độ tổng vật chất/năng lượng, mà giá trị WMAP đo được 0,046), và tương ứng mật độ vật chất tối lạnh Ωch2 vào khoảng 0,11, thì mật độ neutrino tương ứng Ωvh2 ước lượng nhỏ hơn 0,0062.
Những số liệu quan sát độc lập từ các vụ nổ siêu tân tinh loại Ia và CMB cho thấy ngày nay Vũ trụ bị thống trị bởi dạng năng lượng bí ẩn gọi là năng lượng tối, và dường như chúng thấm vào mọi vùng không thời gian và như một dạng áp suất âm, đẩy mọi thứ ra xa. Quan sát mới nhất cho kết quả năng lượng tối chiếm 68,3% tổng mật độ năng lượng trong vũ trụ quan sát được ngày nay. Khi vũ trụ còn sơ khai, có thể nó đã chứa năng lượng tối, nhưng do thể tích không gian nhỏ hơn và mọi thứ vẫn đang ở gần nhau, lúc này lực hấp dẫn mạnh hơn và hút vật chất về nhau, và dần dần làm chậm lại sự giãn nở của không thời gian. Nhưng sau hàng tỷ năm giãn nở, năng lượng tối lại vượt trội lực hấp dẫn và như miêu tả bởi định luật Hubble nó đang làm sự giãn nở của không thời gian tăng tốc. Trong mô hình vũ trụ học Lambda-CDM, năng lượng tối thể hiện ở dạng đơn giản nhất thông qua hằng số vũ trụ học Λ xuất hiện trong phương trình trường Einstein của thuyết tương đối rộng, nhưng bản chất và cơ chế hoạt động của hằng số này vẫn còn là câu hỏi lớn, và nói chung, chi tiết của phương trình trạng thái vũ trụ học và mối liên hệ với Mô hình Chuẩn của vật lý hạt vẫn còn đang được khảo sát trên lĩnh vực quan sát thực nghiệm và lý thuyết.
Tất cả quá trình tiến hóa của vũ trụ sau kỷ nguyên lạm phát được mô hình hóa và miêu tả bằng toán học khá phức tạp trong mô hình ΛCDM của vũ trụ học, dựa trên hai khuôn khổ lý thuyết đó là cơ học lượng tử và thuyết tương đối tổng quát của Albert Einstein. Như chú ý ở trên, chưa có mô hình lý thuyết nào miêu tả được đặc điểm vũ trụ trước đó 10−15 giây khi hình thành. Các nhà vật lý cần lý thuyết hấp dẫn lượng tử thống nhất hai khuôn khổ lý thuyết hiện đại để có thể vượt qua trở ngại này. Hiểu được giai đoạn sớm nhất trong lịch sử vũ trụ hiện tại là một trong những vấn đề lớn nhất chưa giải quyết được của vật lý học.