الانفجار العظيم

تعتمد نماذج علم الكونيات للانفجار العظيم على ثلاثة افتراضات رئيسية: عالمية القوانين الفيزيائية، والمبدأ الكوني ، وإمكانية نمذجة محتوى المادة كسائل مثالي . ^{[ 11 ]} تُعدّ عالمية القوانين الفيزيائية أحد المبادئ الأساسية لنظرية النسبية . وينص المبدأ الكوني على أن الكون ، على نطاقات واسعة، متجانس ومتناحٍ ، أي يبدو متماثلاً في جميع الاتجاهات بغض النظر عن الموقع. ^{[ 12 ]} السائل المثالي عديم اللزوجة ؛ وضغطه يتناسب طرديًا مع كثافته. ^{[ 13 ] : 49}

اعتُبرت هذه الأفكار في البداية مجرد مسلمات، ولكن بُذلت جهود لاحقة لاختبار كل منها. فعلى سبيل المثال، تم اختبار الافتراض الأول من خلال ملاحظات أظهرت أن أكبر انحراف ممكن لثابت البنية الدقيقة على مدى معظم عمر الكون يبلغ حوالي 10⁻⁵ ^. [ ^{14 ] وقد} اجتاز القانون الفيزيائي الأساسي لهذه النماذج، وهو النسبية العامة ، اختبارات صارمة على نطاق النظام الشمسي والنجوم الثنائية . ^{[ 15 ] [ 16 ]} كما تم تأكيد المبدأ الكوني بدقة تصل إلى 10⁻⁵ ^من خلال رصد درجة حرارة إشعاع الخلفية الكونية الميكروي. وعلى نطاق أفق إشعاع الخلفية الكونية الميكروي، وُجد أن الكون متجانس، مع حد أقصى لعدم التجانس يبلغ حوالي 10%، وذلك اعتبارًا من عام 1995. ^{[ 17 ]}

يُبسّط المبدأ الكوني بشكلٍ كبير معادلات النسبية العامة، مُقدّماً مقياس فريدمان-لوميتر-روبرتسون-ووكر لوصف هندسة الكون، وبافتراض سائل مثالي، معادلات فريدمان التي تُبيّن التغير الزمني لتلك الهندسة. المُعامل الوحيد على هذا المستوى من الوصف هو كثافة الكتلة والطاقة: فهندسة الكون وتوسعه هما نتيجة مباشرة لكثافته. ^{[ 18 ] : 73} جميع السمات الرئيسية لنظرية الانفجار العظيم الكونية مرتبطة بهذه النتائج. ^{[ 13 ] : 49}

في نظرية الانفجار العظيم، تتحكم كثافة الكتلة والطاقة في شكل الكون وتطوره. ومن خلال الجمع بين الرصد الفلكي وقوانين الديناميكا الحرارية وفيزياء الجسيمات المعروفة ، استطاع علماء الكونيات تحديد مكونات الكثافة على مدار عمر الكون. في الكون الحالي، تشكل المادة المضيئة ، كالنجوم والكواكب وغيرها، أقل من 5% من الكثافة. أما المادة المظلمة فتشكل 27%، والطاقة المظلمة تشكل النسبة المتبقية البالغة 68%. ^{[ 19 ]}

من السمات المهمة لزمكان الانفجار العظيم وجود آفاق الجسيمات . ولأن عمر الكون محدود، ولأن الضوء ينتقل بسرعة محدودة، فقد تكون هناك أحداث في الماضي لم يصل ضوؤها بعد إلى الأرض. وهذا يفرض حدًا أو أفقًا ماضيًا على أبعد الأجسام التي يمكن رصدها. في المقابل، ولأن الفضاء يتوسع، والأجسام البعيدة تبتعد بسرعة متزايدة، فقد لا يتمكن الضوء المنبعث منا اليوم من اللحاق بالأجسام البعيدة جدًا. وهذا يُعرّف أفقًا مستقبليًا ، يحد من الأحداث المستقبلية التي سنتمكن من التأثير فيها. ويعتمد وجود أي من نوعي الأفق على تفاصيل مقياس فريدمان-لوميتر-روبرتسون-ووكر (FLRW) الذي يصف توسع الكون. ^{[ 20 ]}

يشير فهمنا للكون منذ بداياته إلى وجود أفق زمني للماضي، مع أن رؤيتنا محدودة عمليًا بسبب عتامة الكون في تلك الحقبة. لذا، لا يمكننا الامتداد إلى الوراء زمنيًا، مع أن الأفق الزمني يتراجع مكانيًا. وإذا استمر تسارع توسع الكون، فسيكون هناك أفق زمني للمستقبل أيضًا. ^{[ 20 ]}

حدثت بعض العمليات في الكون المبكر ببطء شديد، مقارنةً بمعدل تمدد الكون، بحيث لم تصل إلى حالة التوازن الديناميكي الحراري التقريبي . بينما كانت عمليات أخرى سريعة بما يكفي للوصول إلى حالة التوازن الحراري . والمعيار المستخدم عادةً لتحديد ما إذا كانت عملية ما في الكون المبكر قد وصلت إلى حالة التوازن الحراري هو النسبة بين معدل العملية (عادةً معدل تصادم الجسيمات) ومعامل هابل . كلما زادت هذه النسبة، زاد الوقت المتاح للجسيمات للوصول إلى حالة التوازن الحراري قبل أن تتباعد كثيرًا عن بعضها البعض. ^{[ 21 ]}

قبل تطور علم الكونيات التضخمي ، كان نموذج الانفجار العظيم يُعمم عادةً بالرجوع إلى الوراء في الزمن وصولًا إلى نقطة تفرد الانفجار العظيم ، التي حدثت في وقت محدد في الماضي. ^{[ 22 ]} ثم تلا ذلك عصر بلانك ، حيث كان الكون شديد الحرارة والكثافة، بدرجة حرارة قريبة من مقياس بلانك (حوالي ^10³² كلفن أو 10²⁸ ^{إلكترون} فولت). ^{[ 13 ] : 73} خلال هذا العصر، من المتوقع أن تسود تأثيرات الجاذبية الكمومية . حتى الآن، لا توجد نظرية مقبولة للجاذبية الكمومية؛ ففوق مقياس طاقة بلانك ، قد تؤثر فيزياء غير مكتشفة على تاريخ تمدد الكون . قد تغيب نقطة التفرد الأولية في نظرية الجاذبية الكمومية؛ إذ تنشأ عند تعميم نموذج الكون المتمدد بالرجوع إلى الوراء ضمن النسبية العامة الكلاسيكية .

استمر عصر بلانك حتى 10⁻⁴³ ^ثانية من بدء التوسع، وخلال هذه الفترة ربما تكون القوى الأربع - القوة النووية القوية ، والقوة النووية الضعيفة ، والقوة الكهرومغناطيسية ، وقوة الجاذبية - قد توحدت في قوة واحدة. ^{[ 23 ]} حتى مفهوم الجسيم نفسه ينهار في ظل هذه الظروف. ويتطلب فهم هذه الفترة فهمًا دقيقًا تطوير نظرية الجاذبية الكمومية. ^{[ 24 ] [ 25 ]} وربما يكون عصر التوحيد الكبير قد أعقب عصر بلانك ، حيث انفصلت الجاذبية عن القوى الأخرى مع انخفاض درجة حرارة الكون. ^{[ 13 ] : 73}

أدى تطور علم الكون التضخمي إلى تعديل النظرة السابقة للانفجار العظيم في مراحله الأولى. ^{[ 26 ] : 8} ينبع مفهوم التضخم من المشكلات العديدة التي ظهرت في النموذج القديم. فعلى سبيل المثال، تتساءل مشكلة التسطح عن سبب اقتراب كثافة المادة والطاقة من الكثافة الحرجة اللازمة لإنتاج كون مسطح . أي أن شكل الكون لا يمتلك انحناءً هندسيًا عامًا بسبب تأثير الجاذبية. بالإضافة إلى ذلك، يُسهم علم الكون التضخمي أيضًا في تكوين ما سيصبح لاحقًا البنية واسعة النطاق للكون من خلال تقلبات كمومية مجهرية "تجمدت" أثناء التضخم. ^{[ 27 ]}

لا يُعرف ما سبق التضخم الكوني، سواء أكانت هناك نقطة تفرد الانفجار العظيم، أم حقبة بلانك، أم حقبة التوحيد الكبرى. ^{[ 13 ] : 269} ويعود ذلك إلى أن فترة التضخم الكوني أدت إلى تبريده إلى درجة حرارة وكثافة ضئيلة للغاية. ^{[ 13 ] : 272} وبالتالي، فإن أي جسيمات ربما كانت موجودة قبل بدء التضخم قد تضاءلت إلى مستويات ضئيلة. بعد انتهاء التضخم، مرّ الكون بفترة إعادة تسخين، نقلت الطاقة المسؤولة عن التضخم إلى بلازما حرارية ساخنة وكثيفة تتكون أساسًا من جسيمات النموذج القياسي . ^{[ 28 ]} الآلية الدقيقة التي دفعت إعادة التسخين غير معروفة، ولكن طُرحت العديد من النماذج. كما أن درجة الحرارة بعد إعادة التسخين غير معروفة، على الرغم من أنها لا بد أن تكون بين ^10¹¹ و10²⁹ كلفن ^{. [ 29 ] [ 26 ] : 5}

بعد إعادة التسخين، وبمجرد أن يصل الكون إلى حالة حرارية ، يصبح نموذج الانفجار العظيم قابلاً للتطبيق، ويُطلق عليه أحيانًا اسم الانفجار العظيم الساخن. ^{[ 26 ] : 70} يتوافق سلوك الكون اللاحق مع ما وُجد في نموذج الانفجار العظيم القديم بعد درجة حرارة إعادة التسخين المناسبة. كانت درجات الحرارة هذه مرتفعة للغاية لدرجة أن الحركات العشوائية للجسيمات كانت بسرعات نسبية ، وكانت أزواج الجسيمات والجسيمات المضادة من جميع الأنواع تُخلق وتُدمر باستمرار في التصادمات. ^{[ 30 ]} في مرحلة ما، انتهك تفاعل غير معروف يُسمى تكوين الباريونات قانون حفظ عدد الباريونات ، مما أدى إلى فائض ضئيل جدًا من الكواركات واللبتونات على الكواركات المضادة واللبتونات المضادة - من رتبة جزء واحد من 30 مليون. نتج عن ذلك غلبة المادة على المادة المضادة في الكون الحالي. ^{[ 31 ]} 

استمر الكون في التناقص في الكثافة والحرارة، وبالتالي انخفضت الطاقة النموذجية لكل جسيم. أدت التحولات الطورية التي تكسر التناظر إلى وضع القوى الفيزيائية الأساسية ومعاملات الجسيمات الأولية في شكلها الحالي، حيث انفصلت القوة الكهرومغناطيسية والقوة النووية الضعيفة عند حوالي 10⁻¹² ^ثانية . ^{[ 32 ] [ 33 ]}

بعد حوالي 10⁻¹¹ ^ثانية ، يصبح المشهد أقل تكهنًا، إذ تنخفض طاقات الجسيمات إلى قيم يمكن بلوغها في مسرعات الجسيمات . عند حوالي 10⁻⁶ ^ثانية ، اتحدت الكواركات والغلوونات لتكوين الباريونات مثل البروتونات والنيوترونات . أدى الفائض الطفيف من الكواركات على الكواركات المضادة إلى فائض طفيف من الباريونات على الباريونات المضادة. لم تعد درجة الحرارة مرتفعة بما يكفي لتكوين أزواج جديدة من البروتون-بروتون مضاد أو النيوترون-نيوترون مضاد. تبع ذلك مباشرةً فناء جماعي ، لم يتبقَّ سوى جسيم واحد من كل 10⁸ ^{جسيم من جسيمات المادة الأصلية، ولا} جسيمات مضادة لها . ^{[ 34 ]} حدثت عملية مماثلة عند حوالي ثانية واحدة للإلكترونات والبوزيترونات. بعد هذه الفناءات، لم تعد البروتونات والنيوترونات والإلكترونات المتبقية تتحرك بسرعات نسبية، وأصبحت كثافة طاقة الكون مهيمنة عليها الفوتونات (مع مساهمة طفيفة من النيوترينوات ).

بعد دقائق قليلة من بدء التوسع، عندما بلغت درجة الحرارة حوالي مليار كلفن ، وكانت كثافة المادة في الكون مماثلة لكثافة الغلاف الجوي للأرض حاليًا، اتحدت النيوترونات مع البروتونات لتكوين نوى الديوتيريوم والهيليوم في عملية تُعرف باسم التخليق النووي للانفجار العظيم (BBN). ^{[ 35 ]} وبقي معظم البروتونات غير متحدة على شكل نوى هيدروجين. ^{[ 36 ]}

مع انخفاض درجة حرارة الكون، أصبحت كثافة طاقة سكون المادة، بفعل الجاذبية، هيمنت على كثافة طاقة سكون إشعاع الفوتونات والنيوترينو بعد حوالي 50,000 سنة. وبعد حوالي 380,000 سنة، انخفضت درجة حرارة الكون إلى درجة كافية لاندماج الإلكترونات والنوى لتكوين ذرات متعادلة (معظمها من الهيدروجين ) في حدث يُعرف باسم إعادة التركيب . هذه العملية جعلت الكون، الذي كان معتمًا في السابق، شفافًا، والفوتونات التي تشتتت خلال هذه الحقبة تُشكل إشعاع الخلفية الكونية الميكروي. ^{[ 36 ]}

بعد حقبة إعادة التركيب، جذبت المناطق الأكثر كثافةً من المادة الموزعة بانتظام المادة المجاورة بفعل الجاذبية، فازدادت كثافتها، مُشكّلةً سحبًا غازيةً ونجومًا ومجراتٍ وغيرها من البنى الفلكية التي يُمكن رصدها اليوم. ^{[ 30 ]} وتعتمد تفاصيل هذه العملية على كمية المادة ونوعها في الكون. تُعرف الأنواع الأربعة المحتملة للمادة باسم المادة المظلمة الباردة (CDM)، والمادة المظلمة الدافئة ، والمادة المظلمة الساخنة ، والمادة الباريونية . تُظهر أفضل القياسات المتاحة، من مسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية (WMAP)، أن البيانات تتوافق جيدًا مع نموذج لامدا-CDM الذي يفترض أن المادة المظلمة باردة. ويُقدّر أن تُشكّل المادة المظلمة الباردة حوالي 23% من مادة/طاقة الكون، بينما تُشكّل المادة الباريونية حوالي 4.6%. ^{[ 38 ]}

تشير أدلة مستقلة من المستعرات العظمى من النوع Ia وإشعاع الخلفية الكونية الميكروي إلى أن الكون اليوم يهيمن عليه شكل غامض من الطاقة يُعرف بالطاقة المظلمة ، والتي يبدو أنها تتخلل الفضاء بأكمله بشكل متجانس. وتشير الملاحظات إلى أن 73% من إجمالي كثافة الطاقة في الكون الحالي موجودة في هذا الشكل. عندما كان الكون في مراحله الأولى، كان على الأرجح مشبعًا بالطاقة المظلمة، ولكن مع تقارب كل شيء، سادت الجاذبية ، مما أدى إلى كبح التوسع. في النهاية، وبعد مليارات السنين من التوسع، سمح انخفاض كثافة المادة مقارنةً بكثافة الطاقة المظلمة ببدء تسارع توسع الكون. ^{[ 10 ]}

تُنمذج الطاقة المظلمة في أبسط صورها بواسطة حد ثابت كوني في معادلات أينشتاين للمجال في النسبية العامة، لكن تركيبها وآليتها لا يزالان مجهولين. وبشكل أعم، لا تزال تفاصيل معادلة حالتها وعلاقتها بالنموذج القياسي لفيزياء الجسيمات قيد البحث من خلال الرصد والنظرية. ^{[ 10 ]}

يمكن وصف جميع هذا التطور الكوني بعد حقبة التضخم الكوني ونمذجته بدقة باستخدام نموذج لامدا-سي دي إم لعلم الكونيات، الذي يستخدم إطارَي ميكانيكا الكم والنسبية العامة المستقلين. لا توجد نماذج قابلة للاختبار بسهولة تصف الوضع قبل حوالي 10⁻¹⁵ ^ثانية . ^{[ 39 ]} يُعد فهم هذه الحقبة المبكرة من تاريخ الكون أحد أعظم المشكلات التي لم تُحل بعد في الفيزياء .

لم ينتشر مصطلح الانفجار العظيم حتى سبعينيات القرن العشرين. ^{[ 40 ]} يُنسب إلى عالم الفلك فريد هويل صياغة المصطلح في بث لبرنامج BBC الثالث في مارس 1949 ، حيث قارنه بنموذجه الخاص بالحالة المستقرة : ^{[ 41 ] [ 42 ] [ 40 ]}

يتميز أحد هذه النظريات بافتراض أن الكون بدأ حياته منذ زمن محدود بانفجار هائل واحد. وبناءً على هذا الافتراض، فإن التوسع الحالي هو بقايا عنف ذلك الانفجار. لكن فكرة الانفجار العظيم بدت لي غير مُرضية... ومن الناحية العلمية أيضاً، لا أجد أي مبرر لتفضيلها. ^{[ 43 ]}

يشاع أن هويل، الذي كان يؤيد نظرية الحالة المستقرة، قصد بهذا التعبير دلالة سلبية، ^{[ 44 ] [ 45 ] [ 46 ]} لكنه نفى ذلك صراحةً، وقال إنها مجرد صورة لافتة للنظر تهدف إلى إبراز الفرق بين النموذجين. ^{[ 47 ] [ 48 ] [ 50 ]} ويكتب هيلج كراغ أن الأدلة على الادعاء بأنها كانت تحمل دلالة سلبية "غير مقنعة"، ويذكر عددًا من المؤشرات التي تدل على أنها لم تكن كذلك. ^{[ 40 ]}

يُطلق على التفرد البدائي أحيانًا اسم "الانفجار العظيم"، ^{[ 51 ]} ولكن قد يشير المصطلح أيضًا إلى مرحلة مبكرة أكثر عمومية تتسم بالحرارة والكثافة. ^{[ 52 ]} وقد نُوقش أن المصطلح نفسه تسمية خاطئة لأنه يوحي بالانفجار. ^{[ 40 ] [ 53 ]} وتتلخص الحجة في أنه بينما يوحي الانفجار بالتوسع في الفضاء المحيط، فإن الانفجار العظيم يصف فقط التوسع الجوهري لمحتويات الكون. ^{[ 54 ] [ 55 ]} ومن القضايا الأخرى التي أشار إليها سانثوش ماثيو أن كلمة "انفجار" توحي بالصوت، وهو ليس سمة مهمة في النموذج. ^{[ 45 ]} ومع ذلك، عندما أجرت مجلة "سكاي آند تلسكوب" مسابقة في عام 1993 لإيجاد بديل أكثر ملاءمة، لم ينجح أي بديل. ^{[ 40 ]}

حقل هابل العميق للغاية (XDF)

حجم XDF مقارنة بحجم القمر ( XDF هو المربع الصغير إلى يسار القمر، وأسفله تقريبًا) - تظهر في هذا المنظر الصغير عدة آلاف من المجرات، كل منها يتكون من مليارات النجوم.

وجهة نظر XDF (2012) - كل بقعة ضوء هي مجرة ​​- بعضها يصل عمره إلى 13.2 مليار سنة ^{[ 56 ]} - يقدر أن الكون يحتوي على 200 مليار مجرة.

تُظهر صورة XDF مجرات ناضجة تمامًا في المستوى الأمامي - مجرات شبه ناضجة من 5 إلى 9 مليارات سنة مضت - مجرات أولية متوهجة بالنجوم الشابة ، تتجاوز 9 مليارات سنة.

تطورت النماذج الكونية المبكرة انطلاقًا من رصد بنية الكون ومن اعتبارات نظرية. في عام ١٩١٢، قاس فيستو سليفر أول انزياح دوبلر لسديم حلزوني (السديم الحلزوني مصطلح قديم يُطلق على المجرات الحلزونية)، وسرعان ما اكتشف أن جميع هذه السدم تقريبًا تبتعد عن الأرض. لم يُدرك سليفر حينها الدلالات الكونية لهذه الحقيقة، بل كان الجدل محتدمًا آنذاك حول ما إذا كانت هذه السدم تُشكل "جزرًا كونية" خارج مجرتنا درب التبانة . ^{[ ٥٧ ] [ ٥٨ ]} بعد عشر سنوات، اشتق ألكسندر فريدمان ، عالم الكونيات والرياضيات الروسي ، معادلات فريدمان من معادلات أينشتاين للمجال، مُبينًا أن الكون قد يكون في حالة توسع ، على عكس نموذج الكون الساكن الذي تبناه ألبرت أينشتاين في ذلك الوقت. ^{[ ٥٩ ] [ ٦٠ ]}

في عام ١٩٢٤، أظهر قياس الفلكي الأمريكي إدوين هابل للمسافة الشاسعة إلى أقرب السدم الحلزونية أن هذه الأنظمة هي في الواقع مجرات أخرى. وابتداءً من العام نفسه، طوّر هابل بدقة سلسلة من مؤشرات المسافة، التي تُعدّ نواة سلم المسافات الكونية ، باستخدام تلسكوب هوكر ذي المرآة البالغ قطرها ١٠٠ بوصة (٢.٥ متر) في مرصد جبل ويلسون . وقد مكّنه ذلك من تقدير المسافات إلى المجرات التي سبق قياس انزياحها نحو الأحمر ، ومعظمها بواسطة سليفر. وفي عام ١٩٢٩، اكتشف هابل، بمساعدة ميلتون هوماسون ، علاقة بين المسافة وسرعة التراجع - وهي العلاقة المعروفة الآن بقانون هابل. ^{[ ٦١ ] [ ٦٢ ]} 

في عام 1927، استنتج جورج لومتر ، الفيزيائي البلجيكي والقس الكاثوليكي ، معادلات فريدمان بشكل مستقل ، مقترحًا أن انحسار السدم يعود إلى تمدد الكون. ^{[ 63 ] [ 64 ]} واستنتج العلاقة التي رصدها هابل لاحقًا، استنادًا إلى المبدأ الكوني. ^{[ 10 ]} وفي عام 1931، ذهب لومتر أبعد من ذلك، مقترحًا أن التمدد الواضح للكون، إذا ما تم إسقاطه على الماضي، يعني أنه كلما توغلنا في الماضي، كان الكون أصغر حجمًا، إلى أن تجمعت كل كتلة الكون في نقطة واحدة، "ذرة بدائية"، حيث وُجد نسيج الزمان والمكان. ^{[ 65 ]}

في عشرينيات وثلاثينيات القرن العشرين، فضّل معظم علماء الكونيات البارزين فكرة الكون الأبدي ذي الحالة الثابتة، واشتكى العديد منهم من أن بداية الزمن التي ينطوي عليها الكون المتوسع تُدخل مفاهيم دينية إلى الفيزياء؛ وقد كرّر مؤيدو نظرية الحالة الثابتة هذا الاعتراض لاحقًا. ^{[ 66 ]} وقد تعزز هذا التصور بحقيقة أن لومتر، صاحب فكرة الكون المتوسع، كان كاهنًا كاثوليكيًا. ^{[ 67 ]} اتفق آرثر إدينغتون مع أرسطو على أن الكون ليس له بداية زمنية، أي أن المادة أزلية . وكانت فكرة البداية الزمنية "مُنفرة" بالنسبة له. ^{[ 68 ] [ 69 ]} إلا أن لومتر خالفه الرأي.

إذا كان العالم قد بدأ بجسيم كمي واحد ، فإن مفهومي المكان والزمان سيفقدان أي معنى في البداية؛ ولن يكتسبا معنىً منطقيًا إلا بعد تقسيم الجسيم الكمي الأصلي إلى عدد كافٍ من الجسيمات الكمية. إذا صحّ هذا الاقتراح، فإن بداية العالم حدثت قبل بداية المكان والزمان بقليل. ^{[ 70 ]}

خلال ثلاثينيات القرن العشرين، طُرحت أفكار أخرى كعلم كونيات غير قياسي لتفسير ملاحظات هابل، بما في ذلك نموذج ميلن ، ^{[ 71 ]} والكون المتذبذب (الذي اقترحه فريدمان في الأصل، لكن دافع عنه ألبرت أينشتاين وريتشارد سي. تولمان ) ^{[ 72 ]} وفرضية الضوء المتعب لفريتز زويكي . ^{[ 73 ]}

بعد الحرب العالمية الثانية ، برز احتمالان متميزان. الأول هو نموذج فريد هويل للحالة الثابتة، والذي بموجبه تُخلق مادة جديدة مع تمدد الكون ظاهريًا. في هذا النموذج، يكون الكون ثابتًا تقريبًا في أي لحظة زمنية. ^{[ 74 ]} أما الاحتمال الثاني فهو نظرية لومتر للكون المتمدد، التي دافع عنها وطورها جورج غاموف ، الذي استخدمها لوضع نظرية لوفرة العناصر الكيميائية في الكون. ^{[ 75 ]} وقد تنبأ شركاؤه، رالف ألفير وروبرت هيرمان ، بإشعاع الخلفية الكونية. ^{[ 76 ]}

ومن المفارقات أن هويل هو من صاغ العبارة التي أصبحت تُطلق على نظرية لومتر، حيث أشار إليها بـ" فكرة الانفجار العظيم " خلال بث إذاعي على بي بي سي في مارس 1949. ^{[ 48 ] [ 40 ] [ ملاحظات 1 ]} لفترة من الزمن، انقسمت الآراء بين هاتين النظريتين. وفي النهاية، بدأت الأدلة الرصدية، ولا سيما من إحصاءات مصادر الراديو ، تُرجّح نظرية الانفجار العظيم على نظرية الحالة المستقرة. وقد رسّخ اكتشاف وتأكيد إشعاع الخلفية الكونية الميكروي في عام 1964 نظرية الانفجار العظيم كأفضل نظرية لأصل الكون وتطوره. ^{[ 77 ]}

في عامي 1968 و1970، نشر روجر بنروز وستيفن هوكينج وجورج إف آر إليس أبحاثًا أظهروا فيها أن التفردات الرياضية شرطٌ أوليٌّ لا مفر منه في النماذج النسبية للانفجار العظيم. ^{[ 78 ] [ 79 ]} ثم، من سبعينيات القرن العشرين إلى تسعينياته، عمل علماء الكونيات على توصيف خصائص كون الانفجار العظيم وحلّ المشكلات العالقة. في عام 1981، حقق آلان جوث إنجازًا بارزًا في العمل النظري بحلّ بعض المشكلات النظرية العالقة في نماذج الانفجار العظيم، وذلك من خلال تقديم حقبة من التوسع السريع في الكون المبكر أطلق عليها اسم "التضخم". ^{[ 80 ]} في غضون ذلك، وخلال هذه العقود، كان هناك سؤالان في علم الكونيات الرصدي أثارا نقاشًا وخلافًا واسعين، وهما: القيم الدقيقة لثابت هابل ^{[ 81 ]} وكثافة المادة في الكون (قبل اكتشاف الطاقة المظلمة، التي يُعتقد أنها المؤشر الرئيسي لمصير الكون النهائي ). ^{[ 82 ]}

لقد تحقق تقدم ملحوظ في علم الكونيات المتعلق بالانفجار العظيم منذ أواخر التسعينيات نتيجةً للتطورات في تكنولوجيا التلسكوبات ، بالإضافة إلى تحليل البيانات من الأقمار الصناعية مثل مستكشف الخلفية الكونية (COBE) ^{[ 83} ]، وتلسكوب هابل الفضائي، ومرصد WMAP ^{[ 84 ] .} وبات لدى علماء الكونيات الآن قياسات دقيقة للعديد من معايير نموذج الانفجار العظيم، واكتشفوا بشكل غير متوقع أن توسع الكون يبدو أنه يتسارع ^{[ 85 ] [ 86 ] .}

تُظهر رصدات المجرات البعيدة والكوازارات أن هذه الأجرام تعاني من انزياح نحو الأحمر: أي أن الضوء المنبعث منها قد انزاح نحو أطوال موجية أطول. ويمكن ملاحظة ذلك من خلال أخذ طيف ترددي لجسم ما ومطابقة النمط الطيفي لخطوط الانبعاث أو الامتصاص التي تُقابل ذرات العناصر الكيميائية المتفاعلة مع الضوء. وتكون هذه الانزياحات نحو الأحمر متساوية الخواص، موزعة بالتساوي بين الأجرام المرصودة في جميع الاتجاهات. وإذا فُسِّر الانزياح نحو الأحمر على أنه انزياح دوبلر، يُمكن حساب سرعة ابتعاد الجسم. بالنسبة لبعض المجرات، يُمكن تقدير المسافات باستخدام سلم المسافات الكونية . وعند رسم سرعات الابتعاد مقابل هذه المسافات، تُلاحَظ علاقة خطية تُعرف بقانون هابل : ^{[ 61 ]}${\displaystyle v=H_{0}D}$ أين

• ${\displaystyle v}$هي سرعة ابتعاد المجرة أو أي جسم بعيد آخر،
• ${\displaystyle D}$هي المسافة المناسبة إلى الجسم، و
• ${\displaystyle H_{0}}$ثابت هابل ، الذي تم قياسه ليكون70.4 +1.3 −1.4 كم / ث / ميغا فرسخ فلكي بواسطة WMAP. ^{[ 38 ]}

ينص قانون هابل على أن الكون يتوسع بشكل منتظم في كل مكان. وقد تنبأ فريدمان بهذا التوسع الكوني انطلاقاً من النسبية العامة عام 1922 ^{[ 59 ]،} وليمايتر عام 1927 ^{[ 63 ]،} قبل وقت طويل من قيام هابل بتحليله وملاحظاته عام 1929، ولا يزال هذا القانون حجر الزاوية في نموذج الانفجار العظيم الذي طوره فريدمان وليمايتر وروبرتسون ووالكر.

تتطلب النظرية العلاقة${\displaystyle v=HD}$التمسك بها في جميع الأوقات، حيث${\displaystyle D}$هي المسافة المناسبة،${\displaystyle v}$هي سرعة الانكماش، و${\displaystyle v}$،${\displaystyle H}$، و${\displaystyle D}$تتغير مع توسع الكون (لذا نكتب${\displaystyle H_{0}}$للدلالة على "ثابت" هابل الحالي). بالنسبة للمسافات الأصغر بكثير من حجم الكون المرئي ، يمكن اعتبار انزياح هابل نحو الأحمر بمثابة انزياح دوبلر المقابل لسرعة التراجع.${\displaystyle v}$بالنسبة للمسافات التي تضاهي حجم الكون المرئي، يصبح تحديد الانزياح الأحمر الكوني أكثر غموضًا، على الرغم من أن تفسيره على أنه انزياح دوبلر حركي يبقى التفسير الأكثر طبيعية. ^{[ 95 ]}

يُعرف التباين غير المُفسَّر بين التقديرات البديلة لثابت هابل باسم توتر هابل . وتشير التقنيات القائمة على رصد إشعاع الخلفية الكونية الميكروي إلى قيمة أقل لهذا الثابت مقارنةً بالقيمة المُستمدة من القياسات القائمة على سلم المسافات الكونية. ^{[ 96 ]}

في عام 1964، اكتشف أرنو بنزياس وروبرت ويلسون، مصادفةً، إشعاع الخلفية الكونية، وهو إشارة شاملة الاتجاهات في نطاق الموجات الميكروية . ^{[ 77 ]} وقد شكّل اكتشافهما تأكيدًا جوهريًا لتنبؤات الانفجار العظيم التي وضعها ألفير وهيرمان وجاموف حوالي عام 1950. وخلال سبعينيات القرن العشرين، تبيّن أن هذا الإشعاع يتوافق تقريبًا مع طيف الجسم الأسود في جميع الاتجاهات؛ وقد انزاح هذا الطيف نحو الأحمر بفعل تمدد الكون، ويتوافق اليوم مع حوالي 2.725  كلفن. وقد رجّح هذا الاكتشاف كفة الأدلة لصالح نموذج الانفجار العظيم، وحصل بنزياس وويلسون على جائزة نوبل في الفيزياء عام 1978 .

يحدث سطح التشتت الأخير، الموافق لانبعاث إشعاع الخلفية الكونية الميكروي، بعد فترة وجيزة من إعادة التركيب ، وهي الحقبة التي يصبح فيها الهيدروجين المتعادل مستقرًا. قبل ذلك، كان الكون يتألف من بحر كثيف من بلازما الفوتونات والباريونات الساخنة، حيث كانت الفوتونات تتشتت بسرعة من الجسيمات المشحونة الحرة. ويبلغ ذروته عند حوالي372 ± 14 ألف سنة  ، ^{[ 98 ]} يصبح متوسط ​​المسار الحر للفوتون طويلاً بما يكفي للوصول إلى يومنا هذا ويصبح الكون شفافًا.

في عام 1989، أطلقت وكالة ناسا مسبار COBE، الذي حقق تقدمين رئيسيين: ففي عام 1990، أظهرت قياسات طيفية عالية الدقة أن طيف تردد إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (CMB) هو جسم أسود مثالي تقريبًا بدون أي انحرافات عند مستوى جزء واحد من 10⁴ ^، وقاس درجة حرارة متبقية قدرها 2.726  كلفن (وقد عدلت قياسات أحدث هذا الرقم قليلاً إلى 2.7255  كلفن)؛ ثم في عام 1992، اكتشفت قياسات إضافية لمسبار COBE تقلبات طفيفة ( تباينات ) في درجة حرارة إشعاع الخلفية الكونية الميكروي عبر السماء، عند مستوى جزء واحد تقريبًا من 10⁵ ^. [ ^{83 ] مُنح} جون سي. ماثر وجورج سموت جائزة نوبل في الفيزياء لعام 2006 لإسهاماتهما الرائدة في هذه النتائج.

خلال العقد التالي، خضعت تباينات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي لمزيد من البحث من خلال عدد كبير من التجارب الأرضية والبالونات. وفي الفترة 2000-2001، كشفت عدة تجارب، أبرزها تجربة BOOMERanG ، أن شكل الكون مسطح مكانيًا تقريبًا، وذلك بقياس الحجم الزاوي النموذجي (الحجم في السماء) لهذه التباينات. ^{[ 102 ] [ 103 ] [ 104 ]}

في أوائل عام 2003، نُشرت النتائج الأولية لمسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية، والتي قدمت آنذاك أدق القيم لبعض المعايير الكونية. وقد دحضت هذه النتائج العديد من نماذج التضخم الكوني المحددة، لكنها تتوافق مع نظرية التضخم بشكل عام. ^{[ 84 ]} أُطلق مسبار بلانك الفضائي في مايو 2009. ولا تزال تجارب أخرى أرضية وأخرى محمولة بالبالونات لقياس إشعاع الخلفية الكونية الميكروي جارية.

باستخدام نماذج الانفجار العظيم، يُمكن حساب التركيز المتوقع لنظائر الهيليوم-4 (^⁴ He)، والهيليوم-3 (^³ He)، والديوتيريوم (^²H)، والليثيوم-7 (^⁷ Li) في الكون كنسب إلى كمية الهيدروجين العادي. ^{[ 35 ]} تعتمد الوفرة النسبية على مُعامل واحد، وهو نسبة الفوتونات إلى الباريونات. يُمكن حساب هذه القيمة بشكل مستقل من البنية التفصيلية لتقلبات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي. النسب المُتوقعة (بالكتلة، وليس بالوفرة) هي حوالي 0.25 لـ^⁴ He:H، وحوالي 10 ^{^-3} H:H، وحوالي 10 ^{^-4} He:H، وحوالي 10 ^{^-9} Li:H. ^{[ 35 ]}

تتفق جميع الوفرة المقاسة، على الأقل تقريبًا، مع تلك المتوقعة من قيمة واحدة لنسبة الباريونات إلى الفوتونات. ويُعدّ هذا التوافق ممتازًا بالنسبة للديوتيريوم، وقريبًا ولكنه يختلف شكليًا بالنسبة للهيليوم ^-4 ، ومنحرفًا بمعامل اثنين بالنسبة لليثيوم ^-7 (تُعرف هذه الظاهرة الشاذة بمشكلة الليثيوم الكونية )؛ وفي الحالتين الأخيرتين، توجد شكوك منهجية كبيرة . ومع ذلك، يُعدّ التوافق العام مع الوفرة المتوقعة من خلال نظرية التخليق النووي البدائي دليلًا قويًا على صحة نظرية الانفجار العظيم، إذ تُعدّ هذه النظرية التفسير الوحيد المعروف للوفرة النسبية للعناصر الخفيفة، ومن المستحيل عمليًا "تعديل" الانفجار العظيم لإنتاج نسبة هيليوم أعلى أو أقل بكثير من 20-30%. ^{[ 105 ]} في الواقع، لا يوجد سبب واضح خارج نطاق نظرية الانفجار العظيم، على سبيل المثال، يُفسّر احتواء الكون الفتيّ قبل تكوّن النجوم ، كما حُدّد من خلال دراسة المادة التي يُفترض خلوّها من نواتج التخليق النووي النجمي ، على نسبة هيليوم أعلى من الديوتيريوم أو نسبة ديوتيريوم أعلى من الهيليوم ^-3 ، وبنسب ثابتة أيضًا. ^{[ 106 ] : 182-185}

تتفق الملاحظات التفصيلية لشكل وتوزيع المجرات والكوازارات مع نماذج الانفجار العظيم الحالية. وتشير مجموعة من الملاحظات والنظريات إلى أن الكوازارات والمجرات الأولى تشكلت في غضون مليار سنة بعد الانفجار العظيم، ^{[ 107 ]} ومنذ ذلك الحين، بدأت تتشكل هياكل أكبر، مثل عناقيد المجرات والعناقيد المجرية العملاقة . ^{[ 108 ]}

تتطور مجموعات النجوم وتشيخ، ما يجعل المجرات البعيدة (التي تُرى كما كانت في بدايات الكون) تبدو مختلفة تمامًا عن المجرات القريبة (التي تُرى في حالة أحدث). علاوة على ذلك، تبدو المجرات التي تشكلت حديثًا نسبيًا مختلفة بشكل ملحوظ عن المجرات التي تشكلت على مسافات مماثلة ولكن بعد فترة وجيزة من الانفجار العظيم. تُعد هذه الملاحظات حججًا قوية ضد نموذج الحالة المستقرة. تتوافق ملاحظات تشكل النجوم، وتوزيع المجرات والكوازارات، والبنى الأكبر حجمًا، بشكل جيد مع محاكاة الانفجار العظيم لتشكل البنية في الكون، وتساعد في استكمال تفاصيل النظرية. ^{[ 108 ] [ 109 ]}

في عام ٢٠١١، اكتشف علماء الفلك ما يعتقدون أنها سحبٌ نقية من الغاز البدائي، وذلك بتحليل خطوط الامتصاص في أطياف الكوازارات البعيدة. قبل هذا الاكتشاف، لوحظ احتواء جميع الأجرام الفلكية الأخرى على عناصر ثقيلة تتشكل في النجوم. ورغم حساسية أجهزة الرصد للكربون والأكسجين والسيليكون، لم يتم رصد هذه العناصر الثلاثة في هاتين السحابتين. ^{[ ١١٤ ] [ ١١٥ ]} وبما أن سحب الغاز لا تحتوي على مستويات قابلة للكشف من العناصر الثقيلة، فمن المرجح أنها تشكلت في الدقائق الأولى بعد الانفجار العظيم، خلال عملية التخليق النووي البدائي.

يتوافق عمر الكون المُقدَّر من خلال تمدد هابل وإشعاع الخلفية الكونية الميكروي الآن مع تقديرات أخرى تستخدم أعمار أقدم النجوم، سواءً تلك المُقاسة بتطبيق نظرية تطور النجوم على العناقيد الكروية أو من خلال التأريخ الإشعاعي لنجوم المجموعة الثانية . ^{[ 116 ]} كما يتوافق مع تقديرات العمر المستندة إلى قياسات التمدد باستخدام المستعرات العظمى من النوع Ia وقياسات تقلبات درجة الحرارة في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي. ^{[ 117 ]} يدعم توافق القياسات المستقلة لهذا العمر نموذج لامدا-سي دي إم (ΛCDM)، حيث يُستخدم هذا النموذج لربط بعض القياسات بتقدير العمر، وتتفق جميع التقديرات في النهاية. مع ذلك، تُثير بعض الملاحظات لأجسام من الكون المبكر نسبيًا (وخاصةً الكوازار APM 08279+5255 ) تساؤلات حول ما إذا كان قد أُتيح لهذه الأجسام وقت كافٍ لتتشكل في وقت مبكر جدًا في نموذج ΛCDM. ^{[ 118 ] [ 119 ]}

لقد تم تأكيد التوقع بأن درجة حرارة إشعاع الخلفية الكونية الميكروي كانت أعلى في الماضي تجريبياً من خلال رصد خطوط امتصاص ذات درجة حرارة منخفضة للغاية في سحب الغاز عند الانزياح الأحمر العالي. ^{[ 120 ]} ويشير هذا التوقع أيضاً إلى أن سعة تأثير سونيايف-زيلدوفيتش في عناقيد المجرات لا تعتمد بشكل مباشر على الانزياح الأحمر. وقد وجدت الملاحظات أن هذا صحيح تقريباً، لكن هذا التأثير يعتمد على خصائص العنقود التي تتغير مع الزمن الكوني، مما يجعل القياسات الدقيقة صعبة. ^{[ 121 ] [ 122 ]}

قد تتمكن مراصد موجات الجاذبية المستقبلية من رصد موجات الجاذبية البدائية ، وهي بقايا من الكون المبكر، حتى أقل من ثانية واحدة بعد الانفجار العظيم. ^{[ 123 ] [ 124 ]}

لم يُفهم بعد سبب احتواء الكون على كمية من المادة تفوق كمية المادة المضادة. ^{[ 31 ]} يُفترض عمومًا أنه عندما كان الكون فتيًا وشديد الحرارة، كان في حالة توازن إحصائي ، ويحتوي على أعداد متساوية من الباريونات والباريونات المضادة. كانت كل من المادة والمادة المضادة أكثر وفرة بكثير مما هي عليه اليوم، مع تفاوت ضئيل جدًا لا يتجاوز جزءًا واحدًا من عشرة مليارات. اصطدمت المادة والمادة المضادة وفنتا، ولم يتبق سوى الكمية المتبقية من المادة. تشير الملاحظات الحالية إلى أن الكون، بما في ذلك أجزائه الأبعد، يتكون بالكامل تقريبًا من مادة عادية مع كمية ضئيلة جدًا من المادة المضادة. ^{[ 129 ]}

لو كانت المادة والمادة المضادة متناظرتين تمامًا، لكان الفناء سينتج عنه فوتونات فقط، ولا وجود للمادة تقريبًا، وهو ما لا يُلاحظ في الواقع. وقد طُرحت فرضية تُسمى تكوين الباريونات لتفسير هذا التباين. ولكي يحدث تكوين الباريونات، يجب استيفاء شروط ساخاروف . وتتطلب هذه الشروط عدم حفظ عدد الباريونات، وانتهاك تناظر C وتناظر CP ، وانحراف الكون عن حالة التوازن الديناميكي الحراري . ^{[ 130 ] [ 131 ]} تتوافر جميع هذه الشروط في النموذج القياسي، لكن تأثيراتها ليست قوية بما يكفي لتفسير تباين الباريونات الحالي.

تشير قياسات العلاقة بين الانزياح الأحمر والقدر الظاهري للمستعرات العظمى من النوع Ia إلى أن تمدد الكون يتسارع منذ أن كان عمره نصف عمره الحالي تقريبًا. ولتفسير هذا التسارع، تتطلب النماذج الكونية أن يتكون جزء كبير من طاقة الكون من عنصر ذي ضغط سلبي كبير، يُطلق عليه اسم "الطاقة المظلمة". ^{[ 10 ]}

على الرغم من أن الطاقة المظلمة نظرية نظرية، إلا أنها تحل العديد من المشكلات. تشير قياسات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي إلى أن الكون مسطح مكانيًا تقريبًا، وبالتالي، وفقًا للنسبية العامة، يجب أن يمتلك الكون كثافة كتلة/طاقة تقارب الكثافة الحرجة . ولكن يمكن قياس كثافة كتلة الكون من خلال تكتله الجاذبي، وقد وُجد أنها لا تتجاوز 30% من الكثافة الحرجة. ^{[ 10 ]} وبما أن النظرية تشير إلى أن الطاقة المظلمة لا تتكتل بالطريقة المعتادة، فإنها تُعد أفضل تفسير لكثافة الطاقة "المفقودة". كما تساعد الطاقة المظلمة في تفسير مقياسين هندسيين لانحناء الكون الكلي، أحدهما باستخدام تردد العدسات الجاذبية ، ^{[ 132 ]} والآخر باستخدام التذبذبات الصوتية الباريونية ، وهي النمط المميز للبنية واسعة النطاق، كمقياس كوني. ^{[ 133 ] [ 134 ]}

يُعتقد أن الضغط السلبي خاصية من خصائص طاقة الفراغ ، لكن الطبيعة الدقيقة للطاقة المظلمة ووجودها لا يزالان من أعظم ألغاز الانفجار العظيم. تتوافق نتائج فريق WMAP في عام 2008 مع كون يتكون من 73% طاقة مظلمة، و23% مادة مظلمة، و4.6% مادة عادية، وأقل من 1% نيوترينوات. ^{[ 38 ]} وفقًا للنظرية، تتناقص كثافة الطاقة في المادة مع تمدد الكون، بينما تبقى كثافة الطاقة المظلمة ثابتة (أو شبه ثابتة) مع تمدد الكون. لذلك، شكلت المادة نسبة أكبر من إجمالي طاقة الكون في الماضي مقارنةً باليوم، لكن مساهمتها النسبية ستنخفض في المستقبل البعيد مع ازدياد هيمنة الطاقة المظلمة.

تم تفسير مكون الطاقة المظلمة في الكون من قبل علماء الفيزياء النظرية باستخدام مجموعة متنوعة من النظريات المتنافسة، بما في ذلك ثابت أينشتاين الكوني، بالإضافة إلى أشكال أكثر غرابة من الجوهر أو مخططات الجاذبية المعدلة الأخرى. ^{[ 135 ]} وتنتج مشكلة الثابت الكوني ، التي تُسمى أحيانًا "المشكلة الأكثر إحراجًا في الفيزياء"، عن التناقض الظاهر بين كثافة الطاقة المقاسة للطاقة المظلمة، وتلك المتوقعة بشكل ساذج من وحدات بلانك . ^{[ 136 ]}

خلال سبعينيات وثمانينيات القرن العشرين، أظهرت العديد من الملاحظات عدم وجود كمية كافية من المادة المرئية في الكون لتفسير القوة الظاهرية لقوى الجاذبية داخل المجرات وفيما بينها. وقد أدى ذلك إلى ظهور فكرة مفادها أن ما يصل إلى 90% من مادة الكون هي مادة مظلمة لا تُصدر ضوءًا ولا تتفاعل مع المادة الباريونية العادية. إضافةً إلى ذلك، أدى افتراض أن الكون يتكون في معظمه من مادة عادية إلى تنبؤات تتعارض بشدة مع الملاحظات. على وجه الخصوص، يُعد الكون اليوم أكثر تكتلًا ويحتوي على كمية أقل بكثير من الديوتيريوم مما يمكن تفسيره دون وجود المادة المظلمة. ورغم أن المادة المظلمة لطالما كانت موضع جدل، إلا أنه يُستدل عليها من خلال ملاحظات متنوعة: التباينات في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي، ومشكلة دوران المجرات ، وتشتت سرعات عناقيد المجرات ، وتوزيعات البنية واسعة النطاق، ودراسات عدسات الجاذبية ، وقياسات الأشعة السينية لعناقيد المجرات. ^{[ 137 ]}

تأتي الأدلة غير المباشرة على وجود المادة المظلمة من تأثيرها الجاذبي على المواد الأخرى، إذ لم تُرصد أي جسيمات للمادة المظلمة في المختبرات. وقد طُرحت العديد من النظريات الفيزيائية التي تُشير إلى المادة المظلمة، وهناك عدة مشاريع جارية للكشف عنها بشكل مباشر. ^{[ 138 ]}

إضافةً إلى ذلك، توجد مشكلات عالقة مرتبطة بنموذج المادة المظلمة الباردة المُفضّل حاليًا، ومنها مشكلة المجرات القزمة ^{[ 93 ]} ومشكلة الهالة المدببة ^{[ 92 ]} . وقد طُرحت نظريات بديلة لا تتطلب وجود كمية كبيرة من المادة غير المكتشفة، بل تُعدّل قوانين الجاذبية التي وضعها نيوتن وأينشتاين؛ ومع ذلك، لم تُحقق أي نظرية بديلة نجاحًا يُضاهي نجاح نموذج المادة المظلمة الباردة في تفسير جميع الملاحظات الموجودة ^{[ 139 ] .}

تنشأ مشكلة الأفق من فرضية أن المعلومات لا يمكنها الانتقال بسرعة تفوق سرعة الضوء . في كون ذي عمر محدود، يفرض هذا حدًا -أفق الجسيمات- على المسافة الفاصلة بين أي منطقتين فضائيتين متصلتين سببيًا . ^{[ 140 ]} يُعد التناظر الملحوظ لإشعاع الخلفية الكونية الميكروي إشكاليًا في هذا الصدد: فلو كان الكون خاضعًا لسيطرة الإشعاع أو المادة طوال الوقت حتى حقبة التشتت الأخير، لكان أفق الجسيمات في ذلك الوقت يُعادل حوالي درجتين في السماء. ولن يكون هناك حينها آلية تجعل المناطق الأوسع متساوية في درجة الحرارة. ^{[ 106 ] : 191}

يُقدّم تفسيرٌ لهذا التناقض الظاهر نظرية التضخم الكوني، حيث يهيمن حقل طاقة قياسي متجانس ومتناحٍ على الكون في فترة مبكرة جدًا (قبل تكوّن الباريونات). خلال التضخم، يشهد الكون تمددًا أُسّيًا ، ويتوسع أفق الجسيمات بسرعة أكبر بكثير مما كان يُفترض سابقًا، بحيث تقع المناطق الموجودة حاليًا على جانبي الكون المرئي داخل أفق جسيمات بعضها البعض. ومن ثم، فإن التناظر الملحوظ لإشعاع الخلفية الكونية الميكروي ينبع من حقيقة أن هذه المنطقة الأكبر كانت على اتصال سببي قبل بدء التضخم. ^{[ 27 ] : 180}

يتنبأ مبدأ عدم اليقين لهايزنبرغ بوجود تقلبات حرارية كمومية خلال مرحلة التضخم الكوني ، والتي ستتضخم إلى نطاق كوني. وقد شكلت هذه التقلبات نواة جميع البنى الحالية في الكون. ^{[ 106 ] : 207.} ويتنبأ التضخم الكوني بأن التقلبات البدائية تكاد تكون ثابتة المقياس وتتبع التوزيع الغاوسي ، وهو ما أكدته قياسات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي. ^{[ 84 ] : القسم 6}

تنشأ مشكلة ذات صلة بمشكلة الأفق الكلاسيكية، لأنه في معظم نماذج التضخم الكوني القياسية، يتوقف التضخم قبل حدوث كسر التناظر الكهروضعيف بفترة طويلة ، لذا لا ينبغي أن يكون التضخم قادرًا على منع الانقطاعات واسعة النطاق في الفراغ الكهروضعيف، نظرًا لأن الأجزاء البعيدة من الكون المرئي كانت منفصلة سببيًا عند انتهاء الحقبة الكهروضعيفة . ^{[ 141 ]}

طُرح اعتراض الأقطاب المغناطيسية الأحادية في أواخر سبعينيات القرن العشرين. تنبأت نظريات التوحيد الكبرى بوجود عيوب طوبولوجية في الفضاء تتجلى على شكل أقطاب مغناطيسية أحادية . كان من المفترض أن تُنتج هذه الأجسام بكفاءة عالية في الكون المبكر الحار، مما ينتج عنه كثافة أعلى بكثير مما يتوافق مع الملاحظات، نظرًا لعدم العثور على أي أقطاب أحادية. يُحل هذا الإشكال بالتضخم الكوني، الذي يُزيل جميع العيوب النقطية من الكون المرئي، بنفس الطريقة التي يُحوّل بها هندسة الكون إلى شكل مسطح. ^{[ 140 ]}

مشكلة التسطح (المعروفة أيضًا بمشكلة القدم) هي مشكلة رصدية مرتبطة بنظرية فيشر-لوميتر-روبرتسون-ووكر. ^{[ 140 ]} قد يكون للكون انحناء مكاني موجب أو سالب أو معدوم، وذلك تبعًا لكثافة طاقته الكلية. يكون الانحناء سالبًا إذا كانت الكثافة أقل من الكثافة الحرجة، وموجبًا إذا كانت أكبر، ومعدومًا عند الكثافة الحرجة، وفي هذه الحالة يُقال إن الفضاء مسطح . تشير الملاحظات إلى أن الكون يتوافق مع كونه مسطحًا. ^{[ 142 ] [ 143 ]}

تكمن المشكلة في أن أي انحراف طفيف عن الكثافة الحرجة يتزايد مع مرور الوقت، ومع ذلك لا يزال الكون اليوم قريبًا جدًا من التسطح. ^{[ ملاحظات 2 ]} بالنظر إلى أن المقياس الزمني الطبيعي للانحراف عن التسطح قد يكون زمن بلانك ، 10⁻⁴³ ^ثانية ، ^{[ 30 ]} فإن حقيقة أن الكون لم يصل إلى الموت الحراري أو الانكماش العظيم بعد مليارات السنين تتطلب تفسيرًا. على سبيل المثال، حتى في عمر متأخر نسبيًا يبلغ بضع دقائق (زمن التخليق النووي)، لا بد أن كثافة الكون كانت ضمن جزء واحد من 10¹⁴ ^من قيمتها الحرجة، وإلا لما كان موجودًا على ما هو عليه اليوم. ^{[ 144 ]}

لا توجد أدلة مباشرة على ما سبق التضخم الكوني، لذا فإن الاستقراءات إلى أقدم العصور تبقى بالضرورة تخمينية. في نموذج الانفجار العظيم القديم، أطلق لومتر على الحالة الأولية الساخنة والكثيفة اسم " الذرة البدائية "، بينما أطلق غاموف على المادة اسم " الليلم ". لا يزال نشأة الحالة الأولية للكون سؤالًا مفتوحًا، لكن علم الكونيات التضخمي يُقيّد بعض خصائصه. على سبيل المثال، إذا وُجدت قوانين طبيعية محددة بطريقة عشوائية، كما تُظهر نماذج التضخم، فإن بعض تركيبات هذه القوانين تكون أكثر احتمالًا بكثير، ^{[ 151 ]} مما يُفسر جزئيًا سبب استقرار كوننا نسبيًا. تفسير آخر محتمل لاستقرار الكون هو وجود أكوان متعددة افتراضية، تفترض وجود كل الأكوان الممكنة، وأن الكائنات المفكرة لا يمكن أن تظهر إلا في تلك الأكوان المستقرة بدرجة كافية. ^{[ 152 ]} يشير الكون المسطح إلى توازن بين طاقة الوضع التثاقلية وأشكال الطاقة الأخرى، مما لا يتطلب طاقة إضافية للخلق. ^{[ 142 ] [ 143 ]}

تستند نظرية التفرد في الانفجار العظيم إلى معادلات النسبية العامة الكلاسيكية، والتي لا يُتوقع أن تكون صالحة عند بداية الزمن الكوني، حيث تقترب كثافة طاقة الكون من مقياس بلانك. ويتطلب تصحيح هذا الأمر تطوير معالجة صحيحة للجاذبية الكمومية. ^{[ 22 ]} تشير بعض معالجات الجاذبية الكمومية، مثل معادلة ويلر-ديويت ، إلى أن الزمن نفسه قد يكون خاصية ناشئة . ^{[ 153 ]} وبناءً على ذلك، قد يستنتج علم الفيزياء أن الزمن لم يكن موجودًا قبل الانفجار العظيم. ^{[ 154 ] [ 155 ] [ 156 ] [ 157 ] [ 158 ]}

على الرغم من أنه من غير المعروف ما الذي سبق التضخم ولماذا نشأ، إلا أن التكهنات تكثر حول موضوع " علم الكونيات ".

بعض المقترحات التخمينية في هذا الصدد، والتي ينطوي كل منها على فرضيات لم يتم اختبارها، هي:

• أبسط النماذج، التي تُعزى فيها نقطة التفرد في الانفجار العظيم إلى تقلبات كمومية ، كان احتمال حدوث هذا السيناريو ضئيلاً للغاية، ولكن وفقًا للمبدأ الشمولي ، حتى أكثر الأحداث استبعادًا ستحدث في نهاية المطاف. وقد حدث ذلك على الفور، من وجهة نظرنا، نظرًا لغياب الزمن المُدرَك قبل نقطة التفرد. ^{[ 159 ] [ 160 ] [ 161 ] [ 162 ]}
• نماذج الكون الناشئ ، التي تتميز بفترة ماضٍ أبدي منخفض النشاط قبل التضخم، تشبه الأفكار القديمة عن البيضة الكونية وولادة العالم من الفوضى البدائية .
• النماذج التي يكون فيها الزمكان بأكمله محدودًا، بما في ذلك شرط هارتل-هوكينغ الذي ينفي وجود حدود . في هذه الحالات، تمثل نقطة التفرد في الانفجار العظيم نهاية الزمن، ولكن دون وجود نقطة تفرد جاذبي. ^{[ 163 ]} في مثل هذه الحالة، يكون الكون مكتفيًا بذاته. ^{[ 164 ]}
• نماذج علم الكونيات الغشائية ، حيث يُعزى التضخم إلى حركة الأغشية في نظرية الأوتار ؛ والنموذج الإكبيروتي ، حيث تكون نقطة التفرد في الانفجار العظيم نتيجة تصادم بين الأغشية؛ والنموذج الدوري ، وهو شكل من أشكال النموذج الإكبيروتي حيث تحدث التصادمات بشكل دوري. في النموذج الأخير، سبق نقطة التفرد في الانفجار العظيم انكماش عظيم، وينتقل الكون دوريًا من عملية إلى أخرى. ^{[ 165 ] [ 166 ] [ 167 ] [ 168 ] [ 169 ]}
• التضخم الأبدي ، حيث ينتهي التضخم الكوني محليًا هنا وهناك بطريقة عشوائية، وتؤدي كل نقطة نهاية إلى كون فقاعي ، يتوسع من انفجاره العظيم. ^{[ 170 ] [ 171 ]} ويُشار إلى هذا أحيانًا باسم تضخم ما قبل الانفجار العظيم. ^{[ 172 ]}

تعتبر المقترحات في الفئتين الأخيرتين تفرد الانفجار العظيم حدثًا إما في كون أكبر وأقدم بكثير أو في كون متعدد .

قبل رصد الطاقة المظلمة، افترض علماء الكونيات سيناريوهين لمستقبل الكون. إذا كانت كثافة كتلة الكون أكبر من الكثافة الحرجة، فسيصل الكون إلى أقصى حجم له ثم يبدأ بالانهيار. وسيعود إلى كثافته وحرارته المعهودة، لينتهي بحالة مشابهة لحالته عند بدايته - وهي ما يُعرف بالانكماش العظيم . ^{[ 20 ]}

بدلاً من ذلك، إذا كانت كثافة الكون مساوية أو أقل من الكثافة الحرجة، فإن التوسع سيتباطأ ولكنه لن يتوقف أبدًا. سيتوقف تكوّن النجوم مع استهلاك الغاز بين النجوم في كل مجرة؛ ستحترق النجوم، تاركةً الأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية والثقوب السوداء. ستؤدي التصادمات بين هذه العناصر إلى تراكم الكتلة في ثقوب سوداء أكبر فأكبر. سيقترب متوسط ​​درجة حرارة الكون تدريجيًا وبشكل مقارب من الصفر المطلق - وهو ما يُعرف بالتجمد العظيم . ^{[ 173 ]} علاوة على ذلك، إذا كانت البروتونات غير مستقرة ، فإن المادة الباريونية ستختفي، ولن يتبقى سوى الإشعاع والثقوب السوداء. في النهاية، ستتبخر الثقوب السوداء عن طريق إطلاق إشعاع هوكينغ . ستزداد إنتروبيا الكون إلى النقطة التي لا يمكن عندها استخلاص أي شكل منظم من الطاقة منه، وهو سيناريو يُعرف بالموت الحراري. ^{[ 174 ]}

تشير الملاحظات الحديثة للتوسع المتسارع إلى أن أجزاءً متزايدة من الكون المرئي حاليًا ستتجاوز أفق الحدث الخاص بنا ، لتنفصل عنا. والنتيجة النهائية غير معروفة. يحتوي نموذج لامدا-سي دي إم للكون على طاقة مظلمة على شكل ثابت كوني. تقترح هذه النظرية أن الأنظمة المرتبطة جاذبيًا فقط، مثل المجرات، ستبقى متماسكة، وستخضع هي الأخرى للموت الحراري مع توسع الكون وبرودته. وتقترح تفسيرات أخرى للطاقة المظلمة، تُعرف بنظريات الطاقة المظلمة الوهمية ، أن عناقيد المجرات والنجوم والكواكب والذرات والنوى والمادة نفسها ستتمزق في نهاية المطاف بفعل التوسع المتزايد باستمرار في ما يُسمى بالتمزق العظيم . ^{[ 175 ]}

يُعدّ الانفجار العظيم، بوصفه وصفًا لأصل الكون، ذا أهمية بالغة في الدين والفلسفة. ^{[ 176 ] [ 177 ]} ونتيجةً لذلك، أصبح أحد أكثر المجالات حيويةً في الحوار بين العلم والدين . ^{[ 178 ]} يعتقد البعض أن الانفجار العظيم يستلزم وجود خالق، ^{[ 179 ] [ 180 ] [ 181 ] [ 182 ]} بينما يرى آخرون أن نظرية الانفجار العظيم تجعل فكرة الخالق غير ضرورية. ^{[ 177 ] [ 183 ]}