ik olmayan bir madde türünün varlığının kabulü şartıyla, bu tür senaryoların mümkün olabileceğini göstermektedir.

Düzlemsellik meselesi de aynı tarzda çözülebilir. Meselenin özü şudur: "Eğrilik yarıçapı", gözlemlenebilir evrenin boyutundan daha az hızla büyümektedir. Oysa eğer genişlemeye hükmeden yasa, olağan maddeyle dolu bir evrenin genişlemesine hükmeden yasadan farklıysa bu artık doğru olamaz. Tipik olmayan özelliklere sahip (örneğin basıncı negatif olan) bir madde türünün mevcudiyeti varsayıldığında, "eğrilik yarıçapı" gözlemlenebilir evrenin boyutundan daha hızlı büyüyecektir. Eğer böyle bir genişleme evresi geçmişte olmuş ve yeterince uzun bir zaman sürmüşse eğrilik yarıçapının ölçülebilir olmaması hiç de şaşırtıcı değildir.

Manyetik tekkutuplular meselesi hızlanmış bir genişleme evresi ile çözülebilir. Bu, evrendeki tüm olağan maddenin yoğunluğunu azaltıcı eğilimdedir. Ancak bu durumda yeni bir mesele ortaya çıkar: Hızlanmış genişleme evresi, ardında tümseksiz, çukursuz bir uzaysal düzlem halinde, homojen, fakat maddesiz bir evren bırakır.

1980’li yılların başlarında Alan Guth tarafından önerilen "kozmik şişme" senaryosu bu sorunların tümünü gideren bir çözüm olmuştur. Bu çözümde, hızlanmış genişleme evresine neden olan, gerekli tüm özelliklere sahip, "tipik olmayan madde" türüdür. Çözümde, hızlanmış genişlemenin sonucunda kararsız (değişken) hale gelen bu genişleme evresinden sorumlu olan "sayıl alan" (İng. scalar field) "ısınma öncesi" ve "ısınma" denilen karmaşık süreçler sırasında, aşama aşama “standart model” parçacıkları halinde parçalanır.

Kozmik şişme ile ilgili sunulan ilk modeller çeşitli teknik sorunlar taşımış olsa da, önerilen sonraki modeller bu teknik sorunlardan arındırılarak, makul bir duruma gelecek şekilde geliştirilmiştir.
Tekkutuplular, düzlemsellik ve ufuk meselelerinin kozmik şişme çözümüne alternatif bir çözümü Weyl curvature hipoteziyle sunulmuştur.

Kozmik şişmede, maddenin her türüne ilişkin kuantum çalkantıları ya da dalgalanmaları vardır (Heisenberg’in belirsizlik ilkesinin sonucu olarak). Şişmenin beklenmedik sonuçlarından biri, başlangıçta kuantum tabiatlı bu çalkantıların “hızlanmış genişleme evresi ” sırasında olağan klasik yoğunluklar haline gelmek üzere evrim geçirmeleridir. Bu çalkantıların “kozmolojik karışıklıklar teorisi” kapsamında gerçekleştirilen tayf hesaplamaları, söz konusu çalkantıların "Harrison-Zeldovitch tayfı" baskılarını izlediklerini ortaya koymuştur.

Böylece kozmik şişme, evrendeki homojenlikten küçük kaçışların ya da sapmaların ortaya çıkışını açıklayabilmemize olanak sağlamaktadır. İlk kozmik şişme modelinin beklenmedik başarısı, ardından daha geliştirilmiş bir halinin hazırlanmasına öncülük etti: Bu modele göre, kozmik şişme evresi sırasında yaratılan küçük homojen olmama hallerinin ayrıntıları, güncel evrenimizdeki homojen olmama hallerinin ilk nedenleri olabilirdiler. COBE ve WMAP uydularınca gözlemlenen "kozmik arka plan dalgalanmaları"na ilişkin verilerin incelenmesi yoluyla yapılan gözlemler ile bu tahminler arasındaki uyum ilginç düzeydedir. SDSS (Sloan Digital Sky Survey) ekibi tarafından hazırlanan “galaksiler kataloğu” adlı çalışma sonuçlarında da görülen bu uyum, 20. yy. kozmolojisinin büyük başarılarından birini gözler önüne sermektedir.

1970’li ve 1980’li yıllarda yapılan çeşitli gözlemler, galaksilerin içindeki ve galaksiler arasındaki kütleçekimsel güçlerin görünürdeki (zahiri) etkisini açıklayabilecek yeterince gözle görülür madde olmadığını kanıtlamıştır. Bu saptama, doğal olarak, evrendeki maddenin azami % 90’ının ışık yaymayan ya da normal baryonik madde ile etkileşime girmeyen bir madde türününden (karanlık madde) oluştuğu sonucuna varılmasını sağlamıştır. Karanlık madde kısaca, ışın yaymayan ya da elektromanyetik ışınları doğrudan algılanabilecek şekilde yeterince yansıtamayan bir madde türüdür. Karanlık maddenin varlığı başlangıçta tartışmalı bir mesele olmuşsa da, sonradan çeşitli gözlemler, özellikle şu gözlemler varlığını iyice ortaya koymuş durumdadır: Kozmik mikrodalga arka plan ışımasındaki anizotropiler, galaksi kümelerindeki hız kayıpları, yapıların dağılımlarının geniş skalası ve galaksi kümelerindeki X ışınları ölçümleri.
Hiçbir karanlık madde parçacığı laboratuvar ortamında üretilmemiş olmakla birlikte, karanlık maddenin varlığının kanıtı özellikle diğer maddeler üzerindeki kütleçekimsel etkisinde bulunmaktadır. Şimdiye dek, karanlık madde parçacıkları olabilecek pek çok parçacık bilim çevrelerine aday olarak sunulmuş ve karanlık madde parçacıklarını ortaya çıkarmak ya da keşfetmek üzere birçok proje başlatılmıştır.

Ia tipi süpernovalardaki “kırmızıya kayma”-“görünür kadir” ilişkisinin ölçümleri evrenin genişlemesinin evrenin şimdiki yaşının yarısına gelmesinden itibaren hızlanmış olduğunu göstermiştir. Bu hızlanmayı açıklamada, "genel görelilik" evrendeki enerjinin bir kısmının büyük negatif basınca sahip bir unsurdan oluşmuş olmasını zorunlu kılmaktaydı ki, bu unsura ya da enerjiye günümüzde "karanlık enerji" adı verilmektedir. Karanlık enerjinin varlığı başka yollarla da anlaşılmaktadır.

Negatif basınç bir tür vakum enerjisi özelliği gösterir. Fakat karanlık enerjinin gerçek doğası Big Bang’ın büyük sırlarından birinin kalıntısıdır denilebilir. Kimilerine göre kozmolojik bir cevher ya da bir sabitedir. 2008’deki WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) uydusu ekibinin “kozmik mikrodalga arka plan ışıması”nın verileriyle ve diğer kaynakların verileriyle birleştirilen sonuçları günümüzdeki evrenin % 72’sinin karanlık enerjiden, % 23’ünün karanlık maddeden, % 4.6’sının düzenli (olağan) maddeden ve % 1’den az bir kısmının nötrinolardan oluştuğunu göstermiştir Maddedeki enerji yoğunluğunun evrenin genişlemesiyle azalmasına karşın karanlık enerjinin yoğunluğu sabit kalmaktadır. Sonuç olarak, madde geçmişte evrenin tüm enerjisinin önemli bir kısmını oluşturmuşsa da ve hâlen hatırı sayılır bir kısmını oluşturuyorsa da, uzak bir gelecekte evrene katkısı iyice düşecek ve karanlık enerji daha da baskın duruma gelecektir.

Halihazırdaki en iyi Big Bang modeli olan ΛCDM modelinde karanlık enerji genel görelilik kuramındaki bir kozmolojik sabitenin varlığıyla açıklanmaktadır. Bununla birlikte karanlık enerjiyi güzelce açıklayan sabitenin boyutu, kuantum kütleçekimine ilişkin fikirler üzerine kurulu tahminlere gelindiğinde, şaşırtıcı ölçüde küçük gösterilmektedir. Kozmolojik sabite ile diğer karanlık enerji açıklamaları arasındaki tefrik, halihazırda bir araştırma alanıdır, devam eden araştırmalara konu teşkil eden aktif bir çalışma sahasıdır.

Big Bang’ın evren tarihinin ilk ya da başlangıç anına dayalı olduğu inanışı yanlış bir inanıştır. Big Bang yalnızca evrenin yoğun ve sıcak bir dönemden geçmiş olduğunu gösterir. Bu yoğun ve sıcak evreyi çok farklı tarzda betimleyen çeşitli kozmolojik modeller vardır.

Sunulan ilk modellerden birinde Georges Lemaître maddenin yoğunluğunun nükleer madde yoğunluğunda (10g/cm³) olduğu bir ilk hali varsayıyordu. Lemaître, haklı olarak, böyle yoğunluklardaki maddenin davranışını kesin olarak bilme iddiasında bulunmanın güç olduğunu düşünüyor ve genişlemeyi başlatan şeyin bu kararsız (değişken) dev atomik çekirdeğin parçalanması olduğunu varsayıyordu. Lemaître daha önce, 1931’de, evren tarihinin ilk anlarını tanımlamada daima kuantum mekaniğine başvurmak gerektiğine ve uzay (mekân) ile zaman kavramlarının alışılmış niteliklerini muhtemelen kaybetmiş halde olacağına dikkat çekiyordu.

Günümüzde klasik Big Bang modellerinin yetersiz kaldığı noktaları tamamlayan, kozmik şişme ve Big Bang'ı farklı bir bakış açısıyla ele alan farklı modeller oluşturulmuştur. Bazı kozmik şişme modelleri sonsuz (ebedi) bir evren varsayarlar, pre-Big Bang gibi bazı modeller ilk halin pek yoğun olmadığını, buna karşılık ardından bir geri sıçrama evresi geçirdiğini varsayarlar, sicim kuramına dayalı bazı modeller ise "gözlemlenebilir evren"in dört boyutluluğun da ötesindeki bir uzaya dalmış halde olduğunu varsayarlar. Bu sonuncu modellere göre, Big Bang ve genişleme hareketi iki "brane" arasındaki çarpışmadan kaynaklanmaktadır Bazı modeller de evrenin hareketini tekrarlanan bir nabız atışına (genişleme ve büzülme) benzetirler.

Sonuç olarak tekrar etmek gerekir ki, gözlemlediğimiz evren Big Bang’dan doğmuştur. Big Bang teorisine göre, günümüzde tanıdığımız elementer parçacıklar söz konusu yoğun ve sıcak dönemde oluşmuşlar ve sonraki süreçlerde evrende gözlemlediğimiz tüm yapılar oluşmuştur.

Big Bang’ın ilk döneminde gözlemlenebilir evren bölgesinde hüküm süren koşullar her yerde aynıydı. Buna karşılık maddi unsurların evrenin genişlemesi olgusuyla birbirlerinden hızla uzaklaştıkları görülmektedir. Büyük Patlama terimi, bu genişleme hareketinin şiddetine ifade etmek üzere, bir terim olarak önerilmiştir.

Big Bang’in bir merkezi ya da özel bir yönü yoktur. Evrenin geçmişte nasıl olduğu, ancak evrenin uzak bölgeleri gözlemlenerek anlaşılabilmektedir. Evrende ne kadar uzak bir bölge gözlemlenebilirse, evren tarihinde de o kadar uzak bir geçmiş tespit edilebilir. Fakat günümüzde gözlemlenebilen, doğrudan doğruya Big Bang'ın ilk döneminin kendisi değil, evren tarihindeki bu sıcak aşamanın ışıklı yansıması olan “kozmik arka plan ışıması”dır. Bu ışıma esas olarak tekbiçimli olup her yönde gözlemlenebilmektedir. Bu, Big Bang’ın gözlemleme olanağı bulunan bölgelerde son derece homojen bir tarzda meydana geldiğini göstermektedir. Big-Bang’ın ilk halini tespit edilemeyecek olmasının sebebi, ilksel evrenin, yüksek yoğunluğundan dolayı, donuk ışımalı oluşudur.

Genel kanının aksine Big Bang, herhangi bir yerde olmuş bir patlama değildir. Big Bang ya da Büyük Patlama, kimilerinin adını ilk duyduğunda düşündükleri gibi, günümüzdeki galaksileri oluşturan maddeyi dışarı fırlatıp atan, herhangi bir noktada meydana gelmiş bir patlama değildir.

Big Bang’ın önerdiği ya da en azından sade modelinde önerdiği çözüm, filozofların bir kısmına göre yaratılışçı fikrine uygun görüldü. Bu filozoflara göre temel fikir, Yaratılışçılık'ın