stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Vụ Nổ Lớn
Bằng chứng thực nghiệm

Những chứng cứ quan sát sớm và trực tiếp nhất đó là sự giãn nở không gian do Hubble phát hiện trong dữ liệu dịch chuyển đỏ các thiên hà, những đo lường chi tiết về bức xạ phông vi sóng vũ trụ, sự có mặt của các nguyên tố nhẹ nguyên thủy rạo ra bởi tổng hợp hạt nhân Vụ Nổ Lớn, sự hình thành cấu trúc lớn của vũ trụ và sự hình thành và tiến hóa của thiên hà được tiên đoán bởi ảnh hưởng của lực hấp dẫn trong mô hình chuẩn vũ trụ học. Những bằng chứng quan sát này đôi khi được gọi là "bốn trụ cột của lý thuyết Vụ Nổ Lớn".
Mô hình hiện đại chính xác về Vụ Nổ Lớn lôi cuốn từ nhiều hiện tượng vật lý kì lạ mà chưa từng được quan sát trong phòng thí nghiệm trên Trái Đất hay được mô tả bởi Mô hình chuẩn của vật lý hạt. Trong số những đặc điểm này, vật chất tối hiện đang là lĩnh vực nghiên cứu khảo sát năng động trong các phòng thí nghiệm. Những vấn đề khác như vấn đề tích tụ vật chất tối ở quầng thiên hà (cuspy halo problem) hay vấn đề thiên hà lùn liên hệ với vật chất tối lạnh. Năng lượng tối cũng là chủ đề được nhiều nhà khoa học quan tâm, nhưng người ta vẫn chưa biết liệu có thể phát hiện được trực tiếp năng lượng tối hay không. Giai đoạn lạm phát vũ trụ và nguồn gốc phát sinh baryon vẫn còn nhiều đặc điểm phỏng đoán và giả thuyết trong mô hình Vụ Nổ Lớn. Những nghiên cứu nhằm giải thích định lượng cho những hiện tượng này vẫn đang được các nhà vật lý tìm kiếm. Chúng cũng nằm trong danh sách những vấn đề chưa giải được của vật lý học.
Bằng chứng thực nghiệm > Bức xạ phông vi sóng vũ trụ

Bài chi tiết: Bức xạ phông vi sóng vũ trụ
Năm 1964, hai nhà vô tuyến học Arno Penzias và Robert Wilson tình cờ phát hiện ra bức xạ phông vi sóng vũ trụ CMB, một tín hiệu thuộc bước sóng vi ba đến từ mọi hướng trong không gian. Việc phát hiện này mang lại chứng cứ thực nghiệm quan trọng xác nhận những tiên đoán tổng quát về: bức xạ được đo với tính chất phù hợp hoàn hảo với phổ bức xạ vật đen trong mọi hướng; phổ này cũng bị dịch chuyển đỏ bởi sự giãn nở của không gian vũ trụ, với giá trị nhiệt độ ngày nay đo được xấp xỉ 2,725 K. Sự đồng đều tinh tế này là kết quả ủng hộ cho mô hình Vụ Nổ Lớn, và Penzias và Wilson nhận giải Nobel Vật lý năm 1978 cho khám phá của họ.
Khái niệm bề mặt tán xạ cuối cùng tương ứng với sự phát xạ của CMB ngay sau giai đoạn tái kết hợp, kỷ nguyên mà các nguyên tử hiđrô trung hòa trở lên ổn định. Trước kỷ nguyên này, vũ trụ chứa đầy biển plasma hỗn hợp đặc nóng photon-baryon và photon bị tán xạ qua lại bởi các hạt điện tích tự do. Giá trị đỉnh tương ứng với khoảng thời gian 372±14 nghìn năm, sau thời gian này vật chất trở lên trong suốt hơn do chúng kết hợp thành nguyên tử trung hòa và photon có thể tự do di chuyển quãng đường dài mà không bị tán xạ và cuối cùng chúng đến được các thiết bị khảo sát của chúng ta ngày nay.
Năm 1989 NASA phóng tàu "Cosmic Background Explorer satellite" (COBE). Nhiệm vụ của nó là tìm bằng chứng thực nghiệm cho các đặc điểm của CMB, và nó đã đo được bức xạ tàn dư đồng đều theo mọi hướng với nhiệt độ 2,726 K (những khảo sát gần đây mang lại kết quả chính xác hơn là 2,725 K) và lần đầu tiên con tàu đã phát hiện ra sự thăng giáng nhỏ (phi đẳng hướng) trong CMB, với độ chính xác 1 trên 105. John C. Mather và George Smoot đã nhận giải Nobel Vật lý năm 2006 cho vai trò là những người lãnh đạo dự án COBE. Trong những thập kỷ tiếp sau, tính phi đẳng hướng trong CMB đã được quan sát trên các thí nghiệm ở mặt đất cũng như bằng bóng thám không. Trong thí nghiệm năm 2000–2001, dự án thực nghiệm BOOMERanG đã tìm thấy hình dạng của Vũ trụ hầu như là không gian phẳng dựa trên kết quả đo độ phân giải góc điển hình (đường kính góc trên bầu trời) về tính phi đẳng hướng.
Đầu năm 2003, các nhà khoa học NASA công bố kết quả khảo sát đầu tiên từ tàu WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), mang lại dữ liệu thực nghiệm chính xác hơn trước về các tham số trong mô hình chuẩn của Vũ trụ học. Kết quả cũng bác bỏ nhiều tham số khác nhau tương ứng với một vài mô hình lạm phát cụ thể, nhưng nói chung đề phù hợp với những đặc điểm khái quát của mô hình lạm phát. Tàu Planck phóng lên từ tháng 5 năm 2009. Tháng 3 năm 2013 các nhà khoa học ESA cho công bố dữ liệu từ Planck với độ chính xác cao hơn WMAP và cho thấy Vũ trụ hầu như đồng nhất và đẳng hướng trên độ phân giải góc nhỏ. Đối với độ phân giải góc lớn hơn, họ phát hiện thấy có sự phi đẳng hướng nhỏ trên 2 cực của bầu trời và đang nỗ lực giải thích kết quả này trên lý thuyết. Nhiều khảo sát trên mặt đất và bằng bóng thám không khác cũng đang được thực hiện trên khắp thế giới.
Bằng chứng thực nghiệm > Sự hình thành các nguyên tố cơ bản

Bài chi tiết: Tổng hợp hạt nhân Vụ Nổ Lớn
Lý thuyết Vụ Nổ Lớn có thể tính được số lượng tập trung của các nguyên tố heli-4, heli-3, deuteri, và lithi-7 trong Vũ trụ theo tỉ số với lượng hiđrô thông thường. Tỷ lệ có mặt của từng nguyên tố phụ thuộc vào một tham số đó là tỉ số photon trên baryon. Giá trị này có thể tính độc lập từ chi tiết thăng giáng trong cấu trúc CMB. Kết quả lý thuyết cho các tỉ số (theo khối lượng) là khoảng 0,25 cho 4He/H, khoảng 10−3 đối với 2H/H, khoảng 10−4 đối với 3He/H và khoảng 10−9 đối với 7Li/H..
Tất cả các giá trị lý thuyết về tỷ số photon-baryon cho các nguyên tố đều phù hợp thô với kết quả thực nghiệm. Tỷ số này phù hợp tuyệt vời với phép đo cho deuteri, gần với của 4He, và lệch 2 giá trị thập phân cho 7Li; hai trường hợp cuối là do độ sai số hệ thống trong phép đo. Trên tất cả, sự nhất quán nói chung về số lượng các nguyên tố nguyên thủy tiên đoán bởi mô hình Vụ Nổ Lớn với giá trị thực nghiệm là manh mối thuyết phục cho lý thuyết này, do nó là lý thuyết duy nhất cho tới nay có khả năng giải thích cho tỷ lệ có mặt của các nguyên tố nhẹ từ thời điểm sơ khai. Và các nhà lý thuyết chỉ ra không thể điều chỉnh các tham số cho Vụ Nổ Lớn nhằm tạo ra lượng heli nhiều hay ít hơn 20–30%. Quả thực không thể có một lý do thích đáng nào ngoài mô hình Vụ Nổ Lớn, ví dụ, lúc Vũ trụ còn sơ khai (trước khi các ngôi sao hình thành, như giả sử các nguyên tố nhẹ được sinh ra bởi các phản ứng tổng hợp hạt nhân trong lòng ngôi sao) mà có nhiều heli hơn deuteri hoặc lượng deuteri hơn 3He, và theo một hằng số duy nhất.
Bằng chứng thực nghiệm > Sự phân bố và tiến hóa của các thiên hà

Bài chi tiết: Sự hình thành và tiến hóa các thiên hà và Vũ trụ quan sát được
Dựa trên những quan sát chi tiết về hình thái của các thiên hà và cấu trúc lớn trên Vũ trụ về sự phân bố thiên hà và quasar đều cho kết quả khớp với lý thuyết hiện tại về Vụ Nổ Lớn. Bằng cách kết hợp mô hình với dữ liệu thực nghiệm cho thấy những quasar và thiên hà đầu tiên hình thành khoảng 1 tỷ năm sau Vụ Nổ Lớn, và từ đó hình thành lên những cấu trúc lớn cấp vũ trụ, như các đám thiên hà, siêu đám thiên hà hay sợi vũ trụ (cosmic filament) và khoảng trống (void). Những ngôi sao hình thành đầu tiên và tiến hóa trong các thiên hà sớm này (thiên hà hình thành lúc vũ trụ sơ khai) hiện lên rất khác với những ngôi sao trong những thiên hà gần ngày nay (thiên hà trẻ)- ví dụ như về độ kim loại trong thành phần ngôi sao. Thậm chí, hình thái các thiên hà trẻ thuở vũ trụ sơ khai (ở khoảng cách rất lớn) cũng khác so với các thiên hà mới hình thành nhưng ở gần Ngân Hà hơn. Những kết quả này tương phản hoàn toàn với mô hình trạng thái dừng. Theo dõi tiến trình hình thành các ngôi sao, sự phân bố thiên hà và quasar và những cấu trúc lớn hơn, tất cả đều phù hợp tốt với những mô phỏng trên siêu máy tính về sự hình thành và tiến hóa của vũ trụ dựa theo mô hình Vụ Nổ Lớn, đồng thời cũng giúp các nhà vũ trụ học hoàn thiện hơn mô hình lý thuyết của họ.
Bằng chứng thực nghiệm > Các đám mây khí nguyên thủy

Năm 2011 các nhà thiên văn học tìm thấy chứng cứ mà họ tin rằng đây là những đám mây khí nguyên sơ của vũ trụ nguyên thủy, bằng phân tích vạch hấp thụ trong phổ của các quasar ở xa. Trước khi có khám phá này, mọi thiên thể khác được quan sát đều chứa những nguyên tố nặng hình thành trong lòng các ngôi sao. Tuy nhiên, hai đám mây khí nguyên thủy chỉ chứa các nguyên tố hiđrô và deuteri. Do các đám mây nguyên thủy này không chứa các nguyên tố nặng nào, dường như chúng hình thành từ những phút đầu tiên sau Vụ Nổ Lớn, trong giai đoạn tổng hợp hạt nhân Big Bang. Thành phần của chúng phù hợp với thành phần theo tiên đoán của lý thuyết Vụ Nổ Lớn. Kết quả quan sát này cung cấp chứng cứ trực tiếp về những chu kỳ này của vũ trụ trước khi hình thành lên những ngôi sao đầu tiên, khi hầu hết vật chất sơ khai trong vũ trụ nguyên thủy tồn tại trong những đám mây hiđrô trung hòa.
Bằng chứng thực nghiệm > Những loại chứng cứ khác

Tưổi của Vũ trụ ước tính từ định luật giãn nở không gian Hubble và độc lập từ bức xạ phông vi sóng CMB đều khớp khá tốt với tuổi của những ngôi sao già nhất, khi được đo bằng cách áp dụng lý thuyết về sự tiến hóa sao trong cụm sao cầu và thông qua phương pháp định tuổi bằng đồng vị phóng xạ của từng sao nhóm II.
Mô hình chuẩn của vũ trụ học tiên đoán nhiệt độ trong CMB cao hơn trong quá khứ cũng được ủng hộ bởi kết quả thực nghiệm quan sát những vạch hấp thụ nhiệt độ cực thấp trong các đám mây khí ở rất xa có dịch chuyển đỏ lớn. Tiên đoán này cũng thể hiện trong biên độ của hiệu ứng Sunyaev–Zel'dovich tại các cụm thiên hà mà biên độ này không phụ thuộc trực tiếp vào dịch chuyển đỏ. Khảo sát cũng đã xác nhận hiệu ứng này ở giá trị thô, bởi vì hiệu ứng này phụ thuộc vào cấu trúc phân bố của các đám thiên hà thay đổi theo thời gian (các thiên hà có động lực chuyển động), khiến cho kết quả đo khó chính xác.
Liên hệ với những vấn đề trong vật lý > Bất đối xứng baryon

Người ta vẫn không hiểu tại sao Vũ trụ có nhiều vật chất hơn phản vật chất. Giả thiết đưa ra là, khi vũ trụ còn trẻ và nóng, vũ trụ ở trong một trạng thái cân bằng thống kê và có số baryon bằng số phản baryon. Tuy nhiên, các quan sát cho thấy rằng tất cả vũ trụ đều được tạo thành từ vật chất, ngay cả tại những khoảng cách xa. Các nhà khoa học nêu ra giả thuyết có quá trình nguồn gốc sinh hạt baryon đã tạo ra sự bất đối xứng này. Để quá trình sinh hạt baryon xuất hiện, các điều kiện Sakharov, do Andrei Sakharov đưa ra, cần phải được thỏa mãn. Các điều kiện đó yêu cầu số các baryon không được bảo toàn, tức là đối xứng-C và đối xứng-CP bị vi phạm, và vũ trụ xuất phát từ trạng thái cân bằng nhiệt động. Tất cả những điều kiện này xuất hiện trong Mô hình chuẩn vật lý hạt, nhưng hiệu ứng của nó không đủ mạnh để giải thích sự tồn tại của bất đối xứng baryon. Các nghiên cứu mới về vật lý hạt năng lượng cao cần được tiến hành để giải thích vấn đề trên.
Liên hệ với những vấn đề trong vật lý > Năng lượng tối

Bài chi tiết: Năng lượng tối
Những phép đo chi tiết về liên hệ dịch chuyển đỏ–độ sáng biểu kiến đối với các vụ nổ siêu tân tinh loại Ia cho thấy sự giãn nở của không gian Vũ trụ đang gia tốc từ thời điểm khoảng 6-7 tỷ năm trước. Để giải thích sự gia tốc này, bằng sử dụng thuyết tương đối tổng quát các nhà vật lý nhận thấy trong thành phần năng lượng Vũ trụ cần phải có một dạng năng lượng mới xuất hiện dưới dạng áp suất âm, mà họ gọi là "năng lượng tối". Năng lượng tối, dù mới chỉ trên lý thuyết, đã giải quyết được nhiều vấn đề khó. Kết quả từ khảo sát bức xạ phông vi sóng cho thấy hình học của vũ trụ là không gian phẳng, do vậy theo thuyết tương đối rộng Vũ trụ phải hầu như có mật độ giới hạn khối lượng/năng lượng như tiên đoán của lý thuyết. Nhưng khi đo mật độ khối lượng trong Vũ trụ bằng phương pháp thấu kính hấp dẫn của đám thiên hà, các nhà khoa học chỉ thu được khoảng xấp xỉ 30% tỉ số mật độ như lý thuyết tiên đoán. Do mô hình chuẩn vũ trụ học đề xuất rằng năng lượng tối không tụ đám theo cách thông thường, nó là cách giải thích tốt nhất cho sự "thiếu hụt" trong mật độ năng lượng giới hạn. Năng lượng tối cũng giải thích cho hai phương pháp đo hình học về độ cong toàn thể của Vũ trụ, một sử dụng phương pháp thấu kính hấp dẫn, một sử dụng phần đặc trưng trong cấu trúc lớn của vũ trụ.
Một số nhà vật lý cho rằng áp suất âm là tính chất của năng lượng chân không, một dạng thăng giáng chân không lượng tử do nguyên lý bất định Heisenberg; nhưng bản chất chính xác và sự tồn tại của nó vẫn còn là câu hỏi bí ẩn lớn trong mô hình Vụ Nổ Lớn. Ví dụ, một ước lượng thô sơ về mật độ năng lượng chân không theo cơ học lượng tử, sử dụng hằng số hấp dẫn G, hằng số Planck ħ và tốc độ ánh sáng c cho kết quả mật độ năng lượng chân không ρΛ
với MP là khối lượng Planck (~ 1019 GeV/c2) và lP là độ dài Planck (~ 10−33 cm) hay mật độ năng lượng chân không xấp xỉ 10118 GeV/cm³,
và hằng số vũ trụ học đóng góp vào mật độ năng lượng theo thuyết tương đối rộng có dạng
và giá trị mật độ giới hạn năng lượng  \rho _{c} đo được là 0,5x10−5 GeV/cm³. Giá trị lý thuyết và thực nghiệm đo được chênh lệch nhau cỡ 122 lần bậc độ lớn!
Các nhà khoa học đề xuất một số cách giải thích cho năng lượng tối bao gồm hằng số vũ trụ học và "yếu tố thứ 5". Kết quả thu được từ đội WMAP năm 2008 cho kết quả vũ trụ chứa 73% năng lượng tối, 23% vật chất tối, 4,6% vật chất thông thường và ít hơn 1% neutrino. Thuyết lý thuyết Vụ Nổ Lớn, mật độ năng lượng vật chất giảm khi vũ trụ giãn nở, nhưng mật độ năng lượng tối vẫn là hằng số (hoặc không thay đổi nhiều) khi vũ trụ giãn nở theo thời gian. Do vậy trong quá khứ vật chất thông thường và vật chất tối chiếm tỷ lệ lớn hơn so với giá trị ngày nay, nhưng tỷ lệ này giảm đi theo thời gian và trong tương lai năng lượng tối sẽ lấn át các dạng vật chất dẫn đến sự giãn nở tăng tốc của vũ trụ. Tháng 3 năm 2013, kết quả từ tàu Planck cho kết quả chính xác hơn WMAP và Vũ trụ chứa 68,3% năng lượng tối, 26,8% vật chất tối, 4,9% vật chất thường và neutrino.
Liên hệ với những vấn đề trong vật lý > Vật chất tối

Bài chi tiết: Vật chất tối
Trong những năm 1970 và 1980 các quan sát thực nghiệm cho thấy rằng không có đủ "vật chất khả kiến" (vật chất quan sát được) để làm cho vật chất trong các thiên hà và giữa các thiên hà để giữ chúng quay bằng lực hấp dẫn. Điều này dẫn đến ý tưởng cho rằng 90% vật chất trong vũ trụ là vật chất ngoại lai không phát ra bước sóng điện từ, không được tạo thành từ các hạt baryon gọi là vật chất tối. Nếu không có giả thuyết về vật chất tối thì không giải thích được tại sao vũ trụ lại quá phẳng và có quá ít deuterium đến thế. Lúc đầu, vật chất tối còn gây tranh cãi nhưng bây giờ nó được chấp nhận rộng rãi và được coi như một phần của mô hình chuẩn Vũ trụ học, nhờ vào các quan sát về tính dị hướng của bức xạ phông vũ trụ, phân bố vận tốc của các đám thiên hà, phân bố cấu trúc trên vĩ mô của vũ trụ, nghiên cứu về thấu kính hấp dẫn, các phép đo tia X về đám thiên hà...
Chứng cứ gián tiếp cho vật chất tối đến từ ảnh hưởng hấp dẫn lên các thiên thể, và chưa có dạng vật chất nào được tìm thấy trong phòng thí nghiệm. Nhiều ứng cử viên trong vật lý hạt cho vật chất tối đã được đề xuất, và đã có một vài dự án nhằm phát hiện chúng trực tiếp.
Liên hệ với những vấn đề trong vật lý > Các bài toán

Nói chung có ba bài toán nổi bật từ lý thuyết Vụ Nổ Lớn: bài toán chân trời, bài toán độ phẳng, và bài toán đơn cực từ. Câu trả lời chung nhất cho những bài toán này là mô hình lạm phát; tuy vậy, do lý thuyết này lại nảy sinh các bài toán mới, có những lý thuyết khác đã được đề xuất như "giả thuyết độ cong Weyl".
Liên hệ với những vấn đề trong vật lý > Các bài toán > Bài toán chân trời

Bài toán về chân trời phát sinh từ việc thông tin không thể truyền nhanh hơn vận tốc ánh sáng. Trong một vũ trụ có tuổi hữu hạn điều này đặt ra một giới hạn—chân trời hạt— về sự tách biệt của hai vùng không gian bất kỳ có liên hệ nhân quả với nhau. Khi đó tính đẳng hướng của CMB có một thách thức khi xem xét đến liên hệ nhân quả: nếu bức xạ hay vật chất đã từng chi phối Vũ trụ cho đến thời điểm kết thúc kỷ nguyên của giai đoạn tán xạ cuối cùng, chân trời hạt khi đó tương ứng rộng khoảng 2 độ trên bầu trời. Do vậy không có một cơ chế nào khiến một vùng không gian rộng hơn 2 độ phải có cùng nhiệt độ với vùng trong chân trời hạt.
Sự bất hợp lý này có thể được giải quyết bằng lý thuyết lạm phát, lý thuyết này cho rằng có một trường năng lượng vô hướng đồng nhất và đẳng hướng thống trị vũ trụ tại thời điểm sớm (trước khi hình thành baryon). Trong giai đoạn lạm phát, vũ trụ trải qua sự tăng thể tích theo hàm mũ, và chân trời hạt mở rộng nhanh hơn so với người ta từng giả sử, do vậy những vùng hiện nay trên bầu trời ở hai phía ngược nhau vẫn nằm trong chân trời hạt của nhau. Kết quả quan sát về tính đẳng hướng của CMB cho thấy một thực tế là những vùng không gian lớn hơn có liên hệ nhân quả với nhau trước khi bắt đầu giai đoạn lạm phát.
Nguyên lý bất định Heisenberg tiên đoán rằng trong giai đoạn lạm phát sẽ có một sự thăng giáng nhiệt lượng tử, mà có thể phóng đại trên phạm vi vũ trụ. Lý thuyết lạm phát tiên đoán rằng thăng giáng nhiệt nguyên thủy có giá trị rất gần với bất biến vô hướng và tuân theo phân bố Gauss, mà đã được xác nhận bằng thực nghiệm đo đạc CMB.
Và nếu thực sự xảy ra giai đoạn lạm phát, sự giãn nở thể tích theo hàm mũ sẽ đẩy một số vùng không gian vượt ra ngoài chân trời của vũ trụ quan sát được.
Liên hệ với những vấn đề trong vật lý > Các bài toán > Bài toán độ phẳng

Bài toán độ phẳng là một vấn đề quan sát thực nghiệm kết hợp với các tham số trong mêtric Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker. Hình học của vũ trụ có thể có độ cong không gian dương, âm, hay bằng 0 phụ thuộc vào tổng mật độ năng lượng của nó. Trong phương trình Friedmann, nếu đặt độ cong k và hằng số vũ trụ học Λ bằng 0 thì ta thu được mật độ giới hạn  \rho _{c} và
tham số mật độ  \Omega  được định nghĩa bằng tỷ số giữa mật độ quan sát được  \rho  và mật độ giới hạn  \rho _{c}
Độ cong có giá trị âm nếu  \rho <\rho _{c}, giá trị dương nếu lớn hơn, và bằng 0 nếu  \rho =\rho _{c}, và tương ứng với không gian phẳng. Vấn đề ở đây là bất kỳ một sự nhiễu loạn nhỏ lệch khỏi giá trị mật độ giới hạn sẽ bị tích lũy theo thời gian, trong khi đó Vũ trụ ngày nay có hình học gần với hình học không gian phẳng. Bản chất độ lệch theo thời gian của vũ trụ khỏi hình học phẳng có thể xuất hiện từ thời điểm Planck, lúc 10−43 giây, và trên thực tế Vũ trụ đã không tiến hóa thành các kịch bản "cái chết nhiệt" hoặc "Vụ Co Lớn" sau hàng tỷ năm cần được các nhà khoa học làm sáng tỏ. Ví dụ, ngay cả khi Vũ trụ mới được vài phút tuổi (thời điểm diễn ra tổng hợp các hạt nhân nhẹ), mật độ trong vũ trụ phải nằm trong giá trị một phần 1014 của giá trị mật độ giới hạn, nếu không Vũ trụ không thể giãn nở ra thành trạng thái như ngày nay (nếu giá trị lớn hơn, lực hấp dẫn sẽ đủ mạnh để hút mọi vật chất về nhau).
Một cách giải quyết vấn đề mật độ giới hạn theo lý thuyết lạm phát là: trong giai đoạn lạm phát, không thời gian giãn nở rất nhanh làm trơn phẳng độ cong hình học của không gian. Do vậy, lý thuyết cho phép sự lạm phát đã khiến cho Vũ trụ có cấu trúc hình học gần như là phẳng như ngày nay, hay mật độ vật chất của nó gần bằng xấp xỉ mật độ giới hạn trong lý thuyết Vụ Nổ Lớn.
Liên hệ với những vấn đề trong vật lý > Các bài toán > Đơn cực từ

Bài chi tiết: Đơn cực từ
Đơn cực từ là một trong những phản đề xuất hiện vào cuối những năm 1970. Lý thuyết thống nhất lớn tiên đoán các sai hỏng điểm trong không gian có vai trò như các đơn cực từ có mật độ cao hơn mật độ mà các quan sát thu được, và cho đến nay, chưa tìm thấy một đơn cực từ nào. Bài toán này cũng được giải bằng lý thuyết lạm phát, loại bỏ tất cả các sai hỏng điểm tương tự như giải quyết bài toán về độ phẳng của vũ trụ ở phần trước..
Tương lai của lý thuyết Vụ Nổ Lớn

Bài chi tiết: Số phận sau cùng của vũ trụ
Trước khi phát hiện ra có tồn tại dạng năng lượng là năng lượng tối, các nhà vũ trụ học đề xuất ra hai kịch bản cho tương lai của Vũ trụ. Nếu mật độ khối lượng của Vũ trụ lớn hơn mật độ giới hạn, thì sẽ có thời điểm Vũ trụ đạt đến thể tích cực đại và bắt đầu co sụp lại. Nó sẽ bắt đầu nóng hơn và đậm đặc hơn, và kết thúc ở trạng thái tương tự như thời điểm bắt đầu—Vụ Co Lớn. Kịch bản khác, nếu mật độ vật chất trong Vũ trụ bằng hoặc nhỏ hơn mật độ giới hạn, thì sự giãn nở không gian Vũ trụ sẽ chậm dần nhưng không bao giờ dừng lại. Quá trình hình thành sao sẽ dần dần tiêu thụ hết các đám mây phân tử hoặc các đám mây liên sao trở lên quá loãng khi Vũ trụ giãn nở để có thể tập trung lại hình thành các sao mới trong thiên hà; theo thời gian các sao sẽ đốt hết nhiên liệu và trở thành sao lùn trắng, sao neutron, và lỗ đen. Theo thời gian các lỗ đen có thể va chạm và sáp nhập thành những lỗ đen lớn hơn. Nhiệt độ của Vũ trụ sẽ giảm tiệm cận đến độ không tuyệt đối—"Trạng thái nguội lạnh lớn". Hơn nữa, nếu proton được tiên đoán sẽ phân hủy như lý thuyết thống nhất lớn là đúng, thì sau một thời gian dài vật chất baryon sẽ biến mất, chỉ còn lại bức xạ và lỗ đen. Thậm chí thời gian lâu, các lỗ đen cũng có thể bốc hơi do bức xạ Hawking trên lý thuyết. Và entropy của Universe sẽ tăng tới điểm mà không thể lấy được một dạng năng lượng nào từ Vũ trụ, hay là kịch bản "Cái chết nhiệt".
Những khảo sát hiện đại phát hiện ra vũ trụ giãn nở đang gia tốc hàm ý rằng nhiều vùng trong Vũ trụ quan sát được sẽ dần vượt qua chân trời sự kiện và chúng ta không quan sát được những vùng này. Kết quả cuối cùng như thế nào thì các nhà khoa học không chắc. Mô hình chuẩn Lambda-CDM của Vũ trụ chứa năng lượng tối theo dạng hằng số vũ trụ học. Lý thuyết này gợi ra rằng chỉ những hệ có liên hệ hấp dẫn với nhau, như sao trong thiên hà, sẽ vẫn ở cùng nhau, và chúng sẽ chịu cái chết nhiệt khi vũ trụ nở ra và lạnh đi. Có người cũng đề ra cách giải thích khác cho năng lượng tối, gọi là lý thuyết năng lượng bóng ma (phantom energy), với trạng thái sau cùng là mọi hạt nhân, nguyên tử trong hành tinh, sao, đám mây khí sẽ bị xé toạc ra-khi sự giãn nở ngày càng tăng- gọi là "Vụ Xé Lớn" (Big Rip)".
Vật lý vượt phạm vi lý thuyết Vụ Nổ Lớn

Khuôn khổ lý thuyết và những nét khái quát của Vụ Nổ Lớn đã được kiểm nghiệm phù hợp khá tốt với thực nghiệm, trong tương lai có thể nó sẽ được tinh chỉnh các tham số trong mô hình. Chúng ta vẫn biết rất ít về thời điểm sớm nhất trong lịch sử Vũ trụ. Các phương trình phi lượng tử của thuyết tương đối rộng có hệ quả tồn tại một điểm kì dị hấp dẫn trong lúc vũ trụ sơ khai, mặc dù kết luận này phụ thuộc vào một vài giả sử. Hơn nữa, thuyết tương đối rộng cũng như các lý thuyết lượng tử mất hiệu lực tiên đoán trước khi Vũ trụ đạt tới nhiệt độ Planck, và để hiểu được thời điểm này các nhà vật lý cần một lý thuyết hấp dẫn lượng tử có thể tránh được điểm kì dị này.
Các nhà khoa học đã đề xuất ra một số thuyết nhưng chưa được kiểm chứng bao gồm:
Mô hình điều kiện không biên Hartle–Hawking trong đó toàn bộ không thời gian là hữu hạn; Vụ Nổ Lớn cho thấy thời gian là hữu hạn nhưng không cần thiết phải có điểm kì dị. Điểm kì dị Vụ Nổ Lớn có thể hình dung là cực bắc địa cầu, và nói trước cực bắc địa cầu là cái gì (giống như trước thời điểm kì dị Big Bang là gì) trở lên không có ý nghĩa.
Mô hình dàn (lattice) Vụ Nổ Lớn cho rằng Vũ trụ tại thời điểm Big Bang chứa vô hạn dàn hạt fermion chứa những miền tính chất cơ bản như cho phép các hạt quay, tịnh tiến và đối xứng gauge. Đối xứng này là đối xứng lớn nhất có thể và từ đó có trạng thái entropy thấp nhất.
Mô hình vũ trụ Brane (màng) trong đó giai đoạn lạm phát là do sự di chuyển của các brane trong lý thuyết dây; các mô hình tiền Big Bang; mô hình ekpyrotic, trong đó Vụ Nổ Lớn là kết quả của sự va chạm giữa các brane; và mô hình xiclic (cyclic model), một biến thể của mô hình ekpyrotic trong đó sự va chạm xảy ra tuần hoàn. Trong mô hình sau Vụ Nổ Lớn sẽ được tiếp nối bởi Vụ Co Lớn và Vũ trụ tiến hóa theo chu kỳ này một cách vô hạn trong thời gian.
Mô hình lạm phát vĩnh hằng, ở đây sự lạm phát phổ quát kết thúc trong phạm vi cục bộ và có những tiến trình ngẫu nhiên (hay mỗi loại có những hằng số vật lý riêng biệt, như c, G và h có giá trị khác với giá trị trong Vũ trụ chúng ta), tương ứng với một vũ trụ bong bóng đang giãn nở từ mỗi vụ nổ lớn của riêng chúng.
Những đề xuất trong hai mô hình cuối cho lý thuyết hậu Vụ Nổ Lớn được cho là Vũ trụ nhúng trong một "vũ trụ" lớn hơn, hay đa vũ trụ.
Giải thích theo triết học và tôn giáo

Là một lý thuyết về nguồn gốc hình thành Vũ trụ, ngoài mô hình Vụ Nổ Lớn còn có những cách giải thích thuần túy triết học và tôn giáo về sự khai sinh của Vũ trụ. Kết quả là nó là lĩnh vực sống động nhất có sự tranh luận xoay quanh khoa học và tôn giáo. Một số người tin rằng Vụ Nổ Lớn hàm ý đấng sáng tạo,
trong khi những người khác thiên về khoa học nói vũ trụ học Big Bang khiến chúng ta không cần đến một đấng sáng tạo nào.