ビッグバン

ビッグバンは、宇宙が高密度かつ高温の初期状態からどのように膨張したかを説明する物理理論である。^{[1]膨張する宇宙の概念は、1922年に物理学者}アレクサンダー・フリードマンによってフリードマン方程式の数学的導出によって初めて科学的に提唱された。^{[2] [3] [4] [5]}

フリードマンの研究とは別に、ビッグバンは1931年にローマカトリックの司祭で物理学者の ジョルジュ・ルメートルによって初めて提唱され、宇宙は「原始的な原子」から出現したと示唆した。ビッグバンのさまざまな宇宙論モデルは、観測可能な宇宙の進化を、知られている最古の時代からその後の大規模な形態まで説明している。^{[6] [7] [8]これらのモデルは、}軽元素の豊富さ、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）、大規模構造など、観測されている幅広い現象を包括的に説明している。平坦性問題として知られる宇宙の均一性は、宇宙インフレーション、つまり宇宙最初期の空間の突然の非常に急速な膨張 によって説明される。

重要なのは、これらのモデルがハッブル・ルメートルの法則（銀河が遠くなるほど、地球から遠ざかる速度が速くなるという観察）と互換性があることです。既知の物理法則を使用してこの宇宙の膨張を過去に外挿すると、モデルは、空間と時間が意味を失う特異点（通常「ビッグバン特異点」と呼ばれます）に先立つ、ますます集中する宇宙を記述します。[ ^9]物理学には、ビッグバンの最も初期の状態をモデル化できる、広く受け入れられている量子重力理論がありません。1964年にCMBが発見され、多くの宇宙論者は、競合する宇宙進化の定常モデルが誤りであると確信しました。なぜなら、ビッグバンモデルは、遠い過去の高温と高密度によって引き起こされた均一な背景放射を予測しているからです。^[10]幅広い経験的証拠はビッグバンイベントを強く支持しており、これは現在では基本的に普遍的に受け入れられています。^[11]宇宙の膨張率の詳細な測定によると、ビッグバン特異点は推定137億8700万± 0.020 億年前、これは宇宙の年齢と考えられている。^[12]

観測された宇宙には、ビッグバンモデルではまだ十分に説明されていない側面が残っている。宇宙は最初の膨張後、十分に冷却され、素粒子、そして後に原子が形成されるようになった。これが起こることを可能にした物質と反物質の不均等な存在量は、重粒子非対称性として知られる説明のつかない効果である。これらの原始元素（主に水素、少量のヘリウムとリチウム）は、後に重力によって合体し、初期の星と銀河を形成した。天文学者は、銀河を取り囲む未知の暗黒物質の重力効果を観測している。宇宙の重力ポテンシャルのほとんどはこの形をしているようで、ビッグバンモデルとさまざまな観測は、この過剰な重力ポテンシャルが通常の原子などの重粒子物質によって生み出されたのではないことを示している。超新星の赤方偏移の測定は、宇宙の膨張が加速していることを示しており、この観測は暗黒エネルギーとして知られる説明のつかない現象に起因する。^[13]

ビッグバンモデルは、軽元素の存在量、宇宙背景放射、大規模構造、ハッブルの法則など、観測された広範囲の現象を包括的に説明する。^{[14]このモデルは、物理法則の普遍性と}宇宙論的原理という2つの主要な仮定に依存している。物理法則の普遍性は、相対性理論の根底にある原理の1つである。宇宙論的原理は、大規模では宇宙は均質かつ等方性であり、場所に関係なくすべての方向で同じように見えることを述べている。^[15]

これらの考えは当初は仮定として考えられていたが、後にそれぞれを検証する努力がなされた。例えば、最初の仮定は、宇宙の年齢の大部分における微細構造定数の最大偏差が10 ⁻⁵のオーダーであることを示す観測によって検証された。^[16]また、一般相対性理論は、太陽系と連星の規模で厳しいテストに合格した。^{[17] [18] [注 1]}

地球から見ると、大規模な宇宙は等方性であるように見える。もしそれが等方性であるならば、宇宙論的原理は、優先（または特別な）観測者や視点は存在しないとする、より単純なコペルニクス原理から導かれる。この目的のために、宇宙論的原理は、CMBの温度の観測によって10 ⁻⁵レベルまで確認されている。CMB地平線のスケールでは、 1995年時点で、宇宙は均質であり、不均質性の上限は10%程度であると測定されている。[ ^19]

ビッグバン時空の重要な特徴は、粒子地平線の存在である。宇宙の年齢は有限であり、光は有限の速度で移動するため、過去には光がまだ地球に届いていない出来事があるかもしれない。これにより、観測可能な最も遠い物体に制限、つまり過去の地平線が設けられる。逆に、宇宙は膨張しており、より遠くの物体はますます速く遠ざかっているため、今日私たちが発する光は、非常に遠い物体に「追いつく」ことができないかもしれない。これにより、将来の地平線が定義され、私たちが影響を与えることができる将来の出来事が制限される。どちらのタイプの地平線の存在も、宇宙の膨張を記述するフリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー（FLRW）計量の詳細に依存する。 ^[20]

宇宙の非常に初期の時代まで遡って理解すると、過去の地平線が存在することが示唆されますが、実際には、初期の宇宙の不透明さによって私たちの視野も制限されます。したがって、地平線が空間的に後退しても、私たちの視野は時間的にさらに遡ることはできません。宇宙の膨張が加速し続けると、未来の地平線も存在します。^[20]

初期宇宙におけるいくつかの過程は、宇宙の膨張速度に比べて遅すぎて、熱力学的平衡にほぼ達しませんでした。他の過程は熱平衡に達するのに十分速かったです。初期宇宙における過程が熱平衡に達したかどうかを調べるために通常使用されるパラメータは、過程の速度（通常は粒子間の衝突速度）とハッブルパラメータの比です。この比が大きいほど、粒子が互いに離れすぎる前に熱平衡に達するのに要した時間が長くなります。^[21]

ビッグバンモデルによれば、宇宙は最初は非常に高温で非常にコンパクトであり、それ以降膨張と冷却が続いています。

完全な宇宙論的原理が存在しない場合、一般相対性理論を用いて宇宙の膨張を過去に遡って外挿すると、有限の過去のある時点での密度と温度は無限大となる。 ^[22]この不規則な挙動は重力特異点と呼ばれ、一般相対性理論がこの領域における物理法則を適切に記述していないことを示している。一般相対性理論のみに基づくモデルでは、特異点に向けて完全に外挿することはできない。^[9]創発宇宙モデルなどのいくつかの提案では、特異点は別の宇宙論的時代に置き換えられている。別のアプローチでは、初期特異点は、ビッグバン理論のいくつかのモデルによってビッグバンイベントの前に存在していたと予測された特異点であると特定されている。 ^{[23] [説明が必要]}

この原始的特異点自体は「ビッグバン」と呼ばれることもあるが^[24]、この用語は宇宙のより一般的な初期の高温高密度の段階^{[25] [注 2]}を指すこともある。いずれにせよ、「ビッグバン」という出来事は、宇宙が私たちが理解している物理法則（具体的には一般相対性理論と素粒子物理学の標準モデル）が機能する領域に入ったことが確認できる歴史上の時点を表すため、口語的に宇宙の「誕生」とも呼ばれる。Ia型超新星による膨張の測定と宇宙マイクロ波背景放射の温度変動の測定に基づくと、その出来事から経過した時間（「宇宙の年齢」として知られる）は138億年である。^[26]

この時点で宇宙は非常に高密度であったにもかかわらず（ブラックホールを形成するのに通常必要とされる密度よりもはるかに高密度であった）、宇宙は特異点に再崩壊しなかった。重力崩壊を説明するために一般的に使用される計算と制限は、通常、星などの比較的一定の大きさの物体に基づいており、ビッグバンのような急速に膨張する宇宙には適用されない。初期の宇宙はすぐに多数のブラックホールに崩壊しなかったため、当時の物質は密度勾配が無視できるほど小さく、非常に均一に分布していたに違いない。 [ ^27]

ビッグバンの最も初期の段階については、入手可能なデータが不足しているため、多くの推測がなされている。最も一般的なモデルでは、宇宙は均一かつ等方的に非常に高いエネルギー密度と非常に高い温度と圧力で満たされ、急速に膨張し、冷却していた。膨張開始から10 ^{−43秒までの期間、}プランク時代は、4つの基本的な力、すなわち電磁力、強い核力、弱い核力、重力が1つに統合された段階であった。^[28]この段階では、宇宙の特徴的なスケール長はプランク長であった。プランク時代の宇宙の密度は1.6 × 10 ⁻³⁵  mで、その結果温度は約10 ³² ℃であった。このような状況では、粒子という概念自体が崩壊する。この時代を適切に理解するには、量子重力理論の発展が待たれる。^{[29] [30]}プランク時代の後継は、 10 ⁻⁴³秒から始まる大統一時代であり、宇宙の温度が下がるにつれて重力が他の力から分離した。^[28]

膨張開始からおよそ 10 ^{−37秒後、}相転移によって宇宙のインフレーションが起こり、その間に宇宙は光速不変性に制約されることなく指数関数的に成長し、温度は 10 万分の 1 に低下した。この概念は、物質とエネルギーの密度が平坦な宇宙を生み出すために必要な臨界密度に非常に近い平坦性問題に触発されたものである。つまり、宇宙の形状は重力の影響により全体的な幾何学的曲率を持たない。ハイゼンベルクの不確定性原理によって発生した微視的量子ゆらぎはインフレーションによって「凍結」され、後に宇宙の大規模構造を形成する種子へと増幅された。^[31]およそ 10 ⁻³⁶秒後、強い核力が他の力から分離し、電磁力と弱い核力だけが統一された状態になる電弱時代が始まる。 ^[32]

^{インフレーションは10 −33 秒}から10 ⁻³²秒頃に局所的に停止し、観測可能な宇宙の体積は少なくとも10 ^{78倍に増加した。}インフレーション場が崩壊するにつれて再加熱が続き、宇宙はクォーク・グルーオン・プラズマと他のすべての素粒子の生成に必要な温度に達した。^{[33] [34]}温度が非常に高かったため、粒子のランダム運動は相対論的な速度で行われ、あらゆる種類の粒子・反粒子対が衝突で継続的に生成および破壊された。^{[1]ある時点で、}バリオン生成と呼ばれる未知の反応がバリオン数の保存則に違反し、クォークとレプトンが反クォークと反レプトンよりもわずかに過剰になった。その量は3000万分の1のオーダーである。この結果、現在の宇宙では物質が反物質よりも優勢になっている。^[35]

宇宙は密度と温度が低下し続け、各粒子の典型的なエネルギーも減少しました。対称性を破る相転移により、物理学の基本的な力と素粒子のパラメータが現在の形になり、電磁力と弱い核力は約10-12秒で分離しました^。 [ ^{32] [36]}

^{約 10 −11}秒後、粒子のエネルギーが粒子加速器で達成できる値まで低下するため、図は推測的ではなくなります。約 10 ⁻⁶秒で、クォークとグルーオンが結合して陽子や中性子などの重粒子が形成されます。クォークが反クォークをわずかに上回ったため、重粒子が反重粒子をわずかに上回りました。温度は、新しい陽子-反陽子対または中性子-反中性子対を生成できるほど高くありませんでした。すぐに質量消滅が起こり、元の物質粒子は10 ⁸分の 1 だけ残り、その反粒子は残りませんでした。^[37]同様のプロセスが約 1 秒後に電子と陽電子に対しても起こりました。これらの消滅後、残った陽子、中性子、電子は相対論的な運動をしなくなり、宇宙のエネルギー密度は光子によって支配されました (ニュートリノからのわずかな寄与あり)。

膨張が始まって数分後、温度が約10億ケルビンで、宇宙の物質密度が現在の地球の大気の密度に匹敵したとき、中性子が陽子と結合して、ビッグバン原子核合成（BBN）と呼ばれるプロセスで宇宙の重水素とヘリウムの 原子核を形成しました。 ^[38]ほとんどの陽子は結合せずに水素原子核のままでした。^[39]

宇宙が冷えるにつれて、物質の静止エネルギー密度が重力によって光子放射のエネルギー密度を支配するようになった。電子と原子核が結合して原子（主に水素）となり、放射を放出できるようになった約379,000年後に再結合期が始まった。この残存放射は、ほとんど妨害されることなく宇宙空間を流れ続け、宇宙マイクロ波背景放射として知られている。^[39]

再結合期の後、均一に分布していた物質のわずかに密度の高い領域が重力で近くの物質を引き寄せ、さらに密度が高まり、ガス雲、星、銀河、および今日観測可能なその他の天文構造を形成しました。^[1]このプロセスの詳細は、宇宙の物質の量と種類によって異なります。考えられる物質の4つの種類は、冷たい暗黒物質（CDM）、温かい暗黒物質、熱い暗黒物質、およびバリオン物質として知られています。ウィルキンソンマイクロ波異方性プローブ（WMAP）による利用可能な最良の測定値は、暗黒物質が冷たいと想定されるラムダCDMモデルによってデータがよく適合していることを示しました。（温かい暗黒物質は、早期再イオン化によって除外されます。）^[41]このCDMは、宇宙の物質/エネルギーの約23％を占めると推定され、バリオン物質は約4.6％を占めています。^[42]

ニュートリノの形で熱い暗黒物質を含む「拡張モデル」では、^[43]「物理的な重粒子密度」は0.023と推定されます。（これは、約0.046である全物質/エネルギー密度の割合として表される「重粒子密度」とは異なります。）対応する冷たい暗黒物質の密度は約0.11で、対応するニュートリノ密度は0.0062未満と推定されます。^[42]${\displaystyle \Omega _{\text{b}}h^{2}}$${\displaystyle \Omega _{\text{b}}}$${\displaystyle \Omega _{\text{c}}h^{2}}$${\displaystyle \Omega _{\text{v}}h^{2}}$

Ia型超新星とCMBからの独立した一連の証拠は、今日の宇宙はダークエネルギーと呼ばれる謎のエネルギー形態によって支配されており、それが空間全体に均一に浸透しているように見えることを示唆している。観測によると、現在の宇宙の総エネルギー密度の73％がこの形態である。宇宙が非常に若かったとき、それはダークエネルギーで満たされていた可能性が高いが、すべてが接近していたため、重力が優勢となり、膨張が抑制された。最終的に、数十億年の膨張の後、ダークエネルギーの密度に対する物質の密度の低下により、宇宙の膨張が加速し始めた。^[13]

ダークエネルギーは、最も単純な定式化では、一般相対性理論のアインシュタイン場の方程式の宇宙定数項によってモデル化されますが、その構成とメカニズムは不明です。より一般的には、その状態方程式の詳細と素粒子物理学の標準モデルとの関係は、観測と理論の両方を通じて引き続き調査されています。^[13]

インフレーション期以降の宇宙の進化はすべて、量子力学と一般相対性理論という独立した枠組みを用いたラムダCDM宇宙論モデルによって厳密に記述およびモデル化できます。約10 ⁻¹⁵秒以前の状況を記述できる、簡単に検証できるモデルは存在しません。^{[44]宇宙の歴史の中で最も古いこの時代を理解することは}、物理学における最大の未解決問題の一つです。

イギリスの 天文学者 フレッド・ホイルは、1949年3月のBBCラジオ放送での講演で「ビッグバン」という用語を作り出したとされ、^[45]「これらの理論は、宇宙のすべての物質が遠い過去のある特定の時期に1回のビッグバンで作られたという仮説に基づいていました。」と述べています。 ^{[46] [47]}しかし、1970年代まで普及しませんでした。^[47]

代替の「定常」宇宙モデルを支持していたホイルは、これを軽蔑的な意図で言ったと広く伝えられているが、^{[48] [49] [50]}、ホイルはこれを明確に否定し、これは単に2つのモデルの違いを強調するための印象的なイメージであると述べた。^{[51] [52] [54]} ヘルゲ・クラーグは、これが軽蔑的な意図で書かれたという主張の証拠は「説得力がない」と書き、軽蔑的ではなかったことを示すいくつかの兆候に言及している。^[47]

この用語自体は爆発を連想させるため誤称であると主張されてきた。^{[47] [55]}爆発は周囲の空間への膨張を示唆するが、ビッグバンは宇宙の内容の本質的な膨張のみを説明するという主張である。^{[56] [57]}サントシュ・マシューが指摘したもう一つの問題は、バンは音を暗示するが、これはモデルの重要な特徴ではないということである。^[49]より適切な代替案を見つける試みは成功しなかった。^{[47] [50]}

ビッグバンモデルは、宇宙の構造の観察と理論的考察から発展した。1912年、ヴェスト・スライファーは「渦巻き星雲」（渦巻き星雲は渦巻き銀河の古い用語）の最初のドップラーシフトを測定し、すぐにそのような星雲のほとんどすべてが地球から遠ざかっていることを発見した。彼はこの事実の宇宙論的意味を理解しておらず、実際当時、これらの星雲が私たちの天の川銀河の外にある「島宇宙」であるかどうかは非常に議論の的となっていた。^{[60] [61]} 10年後、ロシアの宇宙論者で数学者のアレクサンダー・フリードマンは、アインシュタイン場の方程式からフリードマン方程式を導き出し、当時アルバート・アインシュタインが提唱した静的宇宙モデルとは対照的に、宇宙が膨張している可能性があることを示した。 ^[62]

1924年、アメリカの天文学者エドウィン・ハッブルは、最も近い渦巻き星雲までの距離を測定し、これらの系が実際には他の銀河であることを証明した。同年、ハッブルはウィルソン山天文台の100インチ（2.5メートル）フッカー望遠鏡を使用して、一連の距離指標（宇宙距離ラダーの前身）を苦労して開発し始めた。これにより、主にスライファーによって赤方偏移が測定されていた銀河までの距離を推定することができた。1929年、ハッブルは距離と遠ざかる速度の相関関係を発見した。これは現在ハッブルの法則として知られている。^{[63] [64]}

1927年にベルギーの物理学者でローマカトリックの司祭でもあったジョルジュ・ルメートルは、フリードマン方程式を独自に導き、星雲の後退は宇宙の膨張によるものだと提唱した。^[65]彼は、宇宙論的原理を前提として、後にハッブルが観察することになる関係を推測した。^[13] 1931年にルメートルはさらに踏み込み、宇宙の明らかな膨張を過去に投影すると、過去にさかのぼるほど宇宙は小さくなり、過去のある有限の時点で宇宙の全質量が一点、つまり「原始原子」に集中し、その時点で時間と空間の構造が存在するようになったと示唆した。^[66]

1920 年代と 1930 年代には、ほとんどすべての主要な宇宙論者が永遠の定常宇宙を好んでおり、ビッグバンによって暗示される時間の始まりが物理学に宗教的概念を持ち込んだと不満を漏らす者もいた。この反論は後に定常理論の支持者によって繰り返された。^[67]この認識は、ビッグバン概念の創始者であるルメートルがローマカトリックの司祭であったという事実によって強化された。^[68] アーサー・エディントンは、宇宙には時間的な始まりがなく、つまり物質は永遠であるというアリストテレスの意見に同意した。時間的な始まりは彼にとって「不快」であった。^{[69] [70]}しかし、ルメートルはこれに反対した。

もし世界が単一の量子から始まったとしたら、空間と時間の概念は最初から全く意味を持たないことになる。元の量子が十分な数の量子に分割されて初めて、それらは意味を持ち始めることになる。この考えが正しければ、世界の始まりは空間と時間の始まりの少し前に起こったことになる。^[71]

1930年代には、ハッブルの観測を説明するために、ミルンモデル^[72]、振動宇宙（もともとはフリードマンによって提案されたが、アルバート・アインシュタインとリチャード・C・トルマンによって支持された）[ 73 ^]、フリッツ・ツヴィッキーの疲れた光仮説^[74]など、非標準的な宇宙論として他のアイデアが提案された。

第二次世界大戦後、2つの異なる可能性が浮上した。1つはフレッド・ホイルの定常モデルで、宇宙が膨張するにつれて新しい物質が生成されるというものである。このモデルでは、宇宙はどの時点でもほぼ同じである。^[75]もう1つはルメートルのビッグバン理論で、ジョージ・ガモフが提唱し発展させたもので、BBN ^[76]を発表し、その同僚のラルフ・アルファーとロバート・ハーマンがCMBを予測した。^[77]皮肉なことに、ルメートルの理論に適用されるようになったフレーズを作り出したのはホイルであり、1949年3月のBBCラジオ放送でそれを「このビッグバンのアイデア」と呼んだ。 ^{[52] [47] [注 3]}しばらくの間、これら2つの理論の支持は分かれていた。最終的に、観測的証拠、特に電波源のカウントから得られた証拠は、定常状態よりもビッグバンを支持するようになった。 1964年のCMBの発見と確認により、ビッグバンは宇宙の起源と進化に関する最良の理論として確立されました。^[78]

1968年と1970年に、ロジャー・ペンローズ、スティーブン・ホーキング、ジョージ・F・R・エリスは、数学的特異点がビッグバンの相対論的モデルの必然的な初期条件であることを示す論文を発表しました。 ^{[79] [80]}その後、1970年代から1990年代にかけて、宇宙論者はビッグバン宇宙の特徴を明らかにし、未解決の問題の解決に取り組みました。1981年、アラン・グースは、彼が「インフレーション」と呼んだ初期宇宙の急速な膨張の時代を導入することで、ビッグバンモデルの未解決の理論的問題を解決する理論的研究で画期的な進歩を遂げました。^[81]一方、この数十年間、観測宇宙論で多くの議論と意見の相違を生み出した2つの問題は、ハッブル定数の正確な値^{[82]と宇宙の物質密度（}宇宙の最終的な運命の重要な予測因子であると考えられていたダークエネルギーの発見以前）でした。^[83]

1990年代半ば、いくつかの球状星団の観測から、その年齢が約150億年であることが示唆されたが、これは当時の宇宙の年齢の推定値（そして今日の測定年齢とも）と矛盾していた。この問題は後に、恒星風による質量損失の影響を考慮した新しいコンピューターシミュレーションによって、球状星団の年齢がはるかに若いことが示されたことで解決された。^[84]

1990年代後半以降、望遠鏡技術の進歩や宇宙背景放射探査機（COBE） ^[85]、ハッブル宇宙望遠鏡、WMAP ^[86]などの衛星からのデータの分析により、ビッグバン宇宙論は大きく進歩しました。宇宙論者は現在、ビッグバンモデルの多くのパラメータをかなり正確かつ精密に測定しており、宇宙の膨張が加速しているように見えるという予想外の発見をしました。^{[87] [88]}

この理論の妥当性を示す最も古く直接的な観測的証拠は、ハッブルの法則（銀河の赤方偏移で示される）による宇宙の膨張、宇宙マイクロ波背景放射の発見と測定、ビッグバン元素合成（ BBN）によって生成された軽元素の相対的存在比である。より最近の証拠には、銀河の形成と進化、大規模な宇宙構造の分布の観測が含まれる。^[90]これらはビッグバンモデルの「4つの柱」と呼ばれることもある。^[91]

ビッグバンの正確な現代モデルは、地上の実験室実験では観測されておらず、素粒子物理学の標準モデルにも組み込まれていない様々なエキゾチックな物理現象に依拠している。これらの特徴のうち、暗黒物質は現在最も活発な実験室研究の対象となっている。^[92]残された問題としては、冷たい暗黒物質の尖端ハロー問題^[93]と矮小銀河問題^[94]がある。暗黒エネルギーも科学者の強い関心の領域であるが、暗黒エネルギーを直接検出できるかどうかは明らかではない。^[95]インフレーションとバリオン生成は、現在のビッグバンモデルのより推測的な特徴のままである。このような現象に対する実行可能で定量的な説明は、まだ模索されている。これらは物理学における未解決の問題である。

遠方の銀河やクエーサーを観測すると、これらの天体は赤方偏移していることがわかります。つまり、そこから放射される光はより長い波長にシフトしているのです。これは、天体の周波数スペクトルをとらえ、光と相互作用する化学元素の原子に対応する放出線または吸収線の分光パターンを一致させることで確認できます。これらの赤方偏移は均一に等方性であり、観測された天体の間で全方向に均等に分布しています。赤方偏移をドップラーシフトとして解釈すると、天体の遠ざかる速度を計算できます。一部の銀河では、宇宙距離ラダーを使用して距離を推定できます。遠ざかる速度をこれらの距離に対してプロットすると、ハッブルの法則として知られる線形関係が見られます。^[63] ここで ${\displaystyle v=H_{0}D}$

• ${\displaystyle v}$銀河やその他の遠方の物体の遠ざかる速度である。
• ${\displaystyle D}$物体までの適切な距離であり、
• ${\displaystyle H_{0}}$ハッブル定数は、次のように測定される。70.4+1.3
  −1.4 WMAPではkm / s / Mpcとされている。 ^[42]

ハッブルの法則は、宇宙がどこでも均一に膨張していることを示しています。この宇宙の膨張は、ハッブルが1929年に分析と観測を行うずっと前に、1922年にフリードマン^[62]と1927年にルメートル^[65]によって一般相対性理論から予測されており、フリードマン、ルメートル、ロバートソン、ウォーカーによって開発されたビッグバンモデルの基礎となっています。

理論では、関係が常に成り立つことが必要である。ここで、は適切な距離、は遠ざかる速度、、、 は宇宙の膨張に伴って変化する（したがって、現在のハッブル「定数」を と表記する）。観測可能な宇宙の大きさよりもはるかに小さい距離の場合、ハッブル赤方偏移は遠ざかる速度に対応するドップラーシフトと考えることができる。観測可能な宇宙の大きさに匹敵する距離の場合、宇宙論的赤方偏移の帰属はより曖昧になるが、運動学的ドップラーシフトとして解釈するのが最も自然なものである。^[96]${\displaystyle v=HD}$${\displaystyle D}$${\displaystyle v}$${\displaystyle v}$${\displaystyle H}$${\displaystyle D}$${\displaystyle H_{0}}$${\displaystyle v}$

ハッブル定数の決定との説明のつかない矛盾はハッブル張力として知られている。CMBの観測に基づく技術は、宇宙距離ラダーに基づく測定から導かれる量と比較して、この定数の値が低いことを示唆している。^[97]

1964年、アルノ・ペンジアスとロバート・ウィルソンは、偶然にも、マイクロ波帯の全方向性信号である宇宙背景放射を発見しました。^[78]彼らの発見は、1950年頃にアルファー、ハーマン、ガモフが予測したビッグバンを実質的に裏付けるものでした。1970年代を通じて、この放射は全方向で黒体スペクトルとほぼ一致することがわかりました。このスペクトルは宇宙の膨張により赤方偏移しており、現在は約2.725 Kに相当します。これにより、証拠のバランスがビッグバンモデルに有利に傾き、ペンジアスとウィルソンは1978年のノーベル物理学賞を受賞しました。

CMBの放射に対応する最後の散乱面は、再結合直後、つまり中性水素が安定する時期に発生します。これより前の宇宙は、光子が自由荷電粒子から急速に散乱される高温高密度の光子重粒子プラズマ海で構成されていました。372 ± 14千年^[41]には、光子の平均自由行程が現在まで到達できるほど長くなり、宇宙は透明になります。

1989年、NASAはCOBEを打ち上げ、2つの大きな進歩を遂げた。1990年、高精度のスペクトル測定により、CMB周波数スペクトルは10 ⁴分の1のレベルで偏差のないほぼ完全な黒体であることが示され、残留温度は2.726 K（最近の測定ではこの数字はわずかに下がって2.7255 K）と測定された。その後、1992年にCOBEによるさらなる測定で、天空全体のCMB温度に約10 ⁵分の1のレベルで小さな変動（異方性）が発見された。^[85]ジョン・C・マザーとジョージ・スムートは、これらの成果を主導したことにより2006年のノーベル物理学賞を受賞した。

その後の10年間、CMBの異方性は多数の地上実験や気球実験によってさらに調査された。2000年から2001年にかけて、いくつかの実験、特にBOOMERanGでは、異方性の典型的な角度の大きさ（空の大きさ）を測定することで、宇宙の形状が空間的にほぼ平坦であることが判明した。^{[102] [103] [104]}

2003年初頭、ウィルキンソンマイクロ波異方性探査機の最初の結果が発表され、当時としては最も正確な宇宙論パラメータの値が得られました。この結果はいくつかの特定の宇宙インフレーションモデルを反証しましたが、インフレーション理論全般とは一致しています。[ ^86]プランク宇宙探査機は2009年5月に打ち上げられました。その他の地上および気球ベースの宇宙マイクロ波背景実験も進行中です。

ビッグバンモデルを用いると、宇宙におけるヘリウム4（⁴ He）、ヘリウム3（³ He）、重水素（² H）、リチウム7（^{7 Li）同位体の予想濃度を、通常の水素の量に対する比率として計算することができる。 [38]}相対的な存在比は、光子と重粒子の比率という単一のパラメータに依存する。この値は、CMB変動の詳細な構造とは独立して計算できる。予測される比率（存在比ではなく質量による）は、⁴ He:Hで約0.25、² H:Hで約10 ⁻³、³ He:Hで約10 ⁻⁴、⁷ Li:Hで約10 ^{−9である。 [38]}

測定された存在量はすべて、重粒子対光子比の単一の値から予測されるものと少なくとも大まかには一致している。重水素については一致が非常に良好で、^{4 He については一致は近いが形式的には食い違いがあり、 7} Liについては 2 倍ずれている(この異常は宇宙論的リチウム問題として知られている)。最後の 2 つのケースでは、かなりの系統的不確実性がある。とはいえ、BBN によって予測された存在量との一般的な一致はビッグバンの強力な証拠である。なぜなら、この理論は軽元素の相対的存在量に関する唯一の既知の説明であり、ビッグバンを「調整」して 20～30% より大幅に多いか少ないヘリウムを生成することは事実上不可能だからである。^[105]実際、ビッグバン以外では、たとえば恒星核合成生成物がないとされる物質を研究することによって決定される星形成前の若い宇宙には、ヘリウムが重水素より多く、または重水素が³ Heより多く、しかもその比率が一定であるはずであるという明白な理由はない。^{[106] : 182–185}

銀河とクエーサーの形態と分布の詳細な観測は、現在のビッグバンモデルと一致している。観測と理論を組み合わせると、最初のクエーサーと銀河はビッグバン後10億年以内に形成され、^{[107]それ以来、}銀河団や超銀河団などのより大きな構造が形成されてきたことが示唆されている。^[108]

星の集団は老化と進化を遂げており、遠方の銀河（初期の宇宙の姿で観測される）は近くの銀河（より最近の状態で観測される）とは非常に異なって見える。さらに、比較的最近形成された銀河は、同様の距離でビッグバン直後に形成された銀河とは著しく異なって見える。これらの観察は定常状態モデルに対する強力な反論である。星形成、銀河とクエーサーの分布、およびより大きな構造の観察は、宇宙の構造形成のビッグバンシミュレーションとよく一致しており、理論の詳細を完成させるのに役立っている。^{[108] [109]}

2011年、天文学者は遠方のクエーサーのスペクトルの吸収線を分析することで、原始ガスの雲と思われるものを発見した。この発見以前は、他のすべての天体は星で形成された重元素を含むことが観測されていた。炭素、酸素、ケイ素に敏感であるにもかかわらず、これら3つの元素はこれら2つの雲では検出されなかった。^{[114] [115]}ガス雲には検出可能なレベルの重元素が含まれていないため、ビッグバン後の最初の数分、BBNの間に形成された可能性が高い。

ハッブル宇宙望遠鏡による膨張とCMBから推定される宇宙の年齢は、現在、最も古い恒星の年齢を用いた他の推定値と一致している。これらの推定値は、球状星団に恒星進化理論を適用して測定されたものと、個々の種族II恒星の放射年代測定によって測定されたものの両方である。^{[116]また、} Ia型超新星を使用した膨張の測定と宇宙マイクロ波背景放射の温度変動の測定に基づく年齢推定とも一致している。^[26]この年齢の独立した測定結果が一致していることは、 Lambda-CDM (ΛCDM) モデルを支持するものである。このモデルは、いくつかの測定結果を年齢推定値に関連付けるために使用され、すべての推定値が一致するからである。それでも、比較的初期の宇宙の物体 (特にクエーサーAPM 08279+5255 ) の観測結果から、これらの物体がΛCDM モデルでそれほど早い時期に形成されるのに十分な時間があったかどうかが懸念される。^{[117] [118]}

過去にCMBの温度が高かったという予測は、高赤方偏移のガス雲における非常に低温の吸収線の観測によって実験的に裏付けられている。^{[119]この予測はまた、銀河団における}スニヤエフ・ゼルドビッチ効果の振幅が赤方偏移に直接依存しないことを意味する。観測によりこれはほぼ正しいことがわかっているが、この効果は宇宙時間とともに変化する銀河団の特性に依存するため、正確な測定は困難である。^{[120] [121]}

将来の重力波観測所は、ビッグバン後1秒未満までの原始宇宙の遺物である原始重力波を検出できる可能性がある。 ^{[122] [123]}

どの理論でもそうですが、ビッグバンモデルの発展の結果として多くの謎や問題が生じています。これらの謎や問題のいくつかは解決されていますが、他のものは未だに未解決です。ビッグバンモデルの問題のいくつかに対する提案された解決策は、それ自体の新しい謎を明らかにしました。たとえば、地平線問題、磁気単極子問題、平坦性問題は、インフレーション理論で最も一般的に解決されていますが、インフレーション宇宙の詳細はまだ解決されておらず、理論の創始者を含む多くの人々は、それは反証されたと主張しています。^{[124] [125] [ 126] [127]以下は、宇宙学者と}天体物理学者によって依然として熱心な調査が行われているビッグバン概念の神秘的な側面のリストです。

なぜ宇宙には反物質より物質の方が多いのかはまだわかっていない。^[35]宇宙が若く非常に高温だったころは統計的に平衡状態にあり、同数の重粒子と反重粒子を含んでいたと一般に考えられている。しかし、観測結果から、宇宙は、その最も遠い部分も含めて、反物質ではなくほぼ完全に通常の物質でできていることが示唆されている。この非対称性を説明するために、バリオン生成と呼ばれるプロセスが仮定された。バリオン生成が起こるためには、サハロフ条件が満たされなければならない。この条件では、重粒子の数が保存されず、C対称性とCP対称性が破れ、宇宙が熱力学的平衡から外れることが必要である。^[128]これらすべての条件は標準モデルで発生するが、その効果は現在の重粒子の非対称性を説明するのに十分ではない。

Ia型超新星の赤方偏移と等級の関係の測定によると、宇宙の膨張は現在の年齢の約半分の頃から加速している。この加速を説明するために、一般相対性理論では、宇宙のエネルギーの大部分が「ダークエネルギー」と呼ばれる大きな負圧の成分で構成されているとしている。^[13]

ダークエネルギーは、推測的ではあるものの、多くの問題を解決します。宇宙マイクロ波背景放射の測定は、宇宙が空間的にほぼ平坦であることを示しており、したがって一般相対性理論によれば、宇宙はほぼ正確に臨界質量密度/エネルギー密度を持っているはずです。しかし、宇宙の質量密度は重力の集積から測定することができ、臨界密度の約 30% しかないことがわかっています。^[13]理論では、ダークエネルギーは通常の方法で集積しないことが示唆されているため、これは「失われた」エネルギー密度の最良の説明です。ダークエネルギーは、宇宙全体の曲率の 2 つの幾何学的尺度を説明するのにも役立ちます。1 つは重力レンズの周波数を使用するもので、^[129]もう 1 つは大規模構造の特徴的なパターンである重粒子音響振動を宇宙の定規として使用するものです。^{[130] [131]}

負圧は真空エネルギーの特性であると考えられていますが、ダークエネルギーの正確な性質と存在はビッグバンの大きな謎の1つです。2008年のWMAPチームの結果は、宇宙がダークエネルギー73％、ダークマター23％、通常物質4.6％、ニュートリノ1％未満で構成されていることを示しています。^[42]理論によれば、物質のエネルギー密度は宇宙の膨張とともに減少しますが、ダークエネルギー密度は宇宙が膨張しても一定（またはほぼ一定）のままです。したがって、物質は過去に現在よりも宇宙の総エネルギーの大きな部分を占めていましたが、ダークエネルギーがさらに支配的になる遠い将来には、その割合は低下するでしょう。^[要出典]

宇宙の暗黒エネルギー成分は、アインシュタインの宇宙定数を含む様々な競合理論を用いて理論家によって説明されてきたが、よりエキゾチックな形のクインテッセンスや他の修正重力スキームにまで拡張されている。 [ ^132]宇宙定数問題は、「物理学で最も厄介な問題」と呼ばれることもあり、暗黒エネルギーの測定されたエネルギー密度とプランク単位から単純に予測されたエネルギー密度との間の明らかな矛盾から生じる。^[133]

1970年代から1980年代にかけて、さまざまな観測から、銀河内および銀河間の重力の見かけの強さを説明できるほどの可視物質が宇宙には存在しないことが示された。このことから、宇宙の物質の最大90%は、光を発せず、通常のバリオン物質とも相互作用しない暗黒物質であるという考えが生まれた。さらに、宇宙の大部分が通常の物質であるという仮定は、観測結果と大きく矛盾する予測をもたらした。特に、今日の宇宙は、暗黒物質なしで説明できるよりもはるかにゴツゴツしており、重水素の含有量ははるかに少ない。暗黒物質は常に議論の的となってきたが、CMBの異方性、銀河団の 速度分散、大規模構造分布、重力レンズ効果の研究、銀河団のX線測定など、さまざまな観測から暗黒物質の存在が推測されている。 ^[134]

暗黒物質の間接的な証拠は、暗黒物質の重力による他の物質への影響から得られます。実験室では暗黒物質の粒子は観測されていません。暗黒物質の候補となる素粒子は数多く提案されており、それらを直接検出するいくつかのプロジェクトが進行中です。^[135]

さらに、現在支持されている冷たい暗黒物質モデルには、矮小銀河問題^[94]や尖端ハロー問題^[93]など、未解決の問題が残っている。大量の未検出物質を必要とせず、代わりにニュートンとアインシュタインが確立した重力の法則を修正する代替理論も提案されているが、冷たい暗黒物質の提案ほど現存するすべての観測を説明することに成功した代替理論はない。^[136]

地平線問題は、情報は光より速く伝わらないという前提から生じる。有限年齢の宇宙では、因果的に接触している空間の任意の2つの領域の分離に限界（粒子地平線）が設定される。^[137]この点では、観測されているCMBの等方性が問題となる。もし宇宙が最後の散乱の時代まで常に放射線または物質に支配されていたとしたら、その時点の粒子地平線は空で約2度に相当するだろう。そうなると、より広い領域を同じ温度にするメカニズムは存在しないことになる。^{[106] : 191–202}

この明らかな矛盾に対する解決策は、均一で等方的なスカラーエネルギー場が宇宙のごく初期の時期（バリオン生成以前）に支配的であったとするインフレーション理論によって提示されている。インフレーションの間、宇宙は指数関数的に膨張し、粒子地平線はこれまで想定されていたよりもはるかに急速に膨張するため、現在観測可能な宇宙の反対側にある領域は、互いの粒子地平線内に十分収まっている。観測されたCMBの等方性は、この広い領域がインフレーション開始前に因果的に接触していたという事実から導かれる。^{[31] : 180–186}

ハイゼンベルクの不確定性原理によれば、インフレーション期には量子熱揺らぎが生じ、それが宇宙規模にまで拡大する。この揺らぎが、現在の宇宙のあらゆる構造の種となった。^{[106] : 207}インフレーションによれば、原始的な揺らぎはほぼスケール不変かつガウス分布であると予測され、これはCMBの測定によって確認されている。^{[86] : sec 6}

古典的な地平線問題に関連する問題は、ほとんどの標準的な宇宙論的インフレーションモデルでは、電弱対称性の破れが起こるかなり前にインフレーションが停止するため、電弱時代が終了したときに観測可能な宇宙の遠い部分は因果的に分離されていたため、インフレーションは電弱真空の大規模な不連続を防ぐことができないはずであることから生じる。^[138]

磁気単極子の反論は1970年代後半に提起された。大統一理論（GUT）は、磁気単極子として現れる空間の位相欠陥を予測した。これらの物体は、単極子が発見されていないことを考慮すると、高温の初期宇宙で効率的に生成され、観測と一致するよりもはるかに高い密度をもたらす。この問題は、宇宙のインフレーションによって解決され、観測可能な宇宙からすべての点欠陥が除去され、幾何学が平坦になるのと同じ方法がとられる。^[137]

平坦性問題（古さ問題としても知られる）は、FLRWに関連する観測上の問題である。^[137]宇宙は、その総エネルギー密度に応じて、正、負、またはゼロの空間曲率を持つ可能性がある。密度が臨界密度より小さい場合は曲率が負になり、大きい場合は正になり、臨界密度ではゼロになり、その場合空間は平坦であると言われる。観測は、宇宙が平坦であることと一貫していることを示している。^{[139] [140]}

問題は、臨界密度からのわずかな逸脱が時間とともに大きくなるにもかかわらず、今日の宇宙は極めて平坦なままであるということである。^{[注 4]}平坦性からの逸脱の自然な時間スケールはプランク時間10 ⁻⁴³秒であると考えられることを考えると、^[1]数十億年経っても宇宙が熱的死にもビッグクランチにも達していないという事実には説明が必要である。例えば、数分という比較的遅い年齢（元素合成の時）でさえ、宇宙の密度は臨界値の 10 ¹⁴分の 1 以内であったに違いなく、そうでなければ今日のようには存在しなかったであろう。^[141]

ビッグバンモデルに関するよくある誤解の1つは、それが宇宙の起源を完全に説明しているというものです。しかし、ビッグバンモデルはエネルギー、時間、空間がどのように発生したかを説明するものではなく、超高密度で高温の初期状態から現在の宇宙が出現したことを説明しています。^[142]ビッグバンの大きさを日常の物体と比較して視覚化するのは誤解を招きます。ビッグバン時の宇宙の大きさを説明するときは、観測可能な宇宙の大きさを指しており、宇宙全体を指しているのではありません。^[143]

もう一つのよくある誤解は、ビッグバンは空間の膨張として理解されるべきであり、空間の内容が爆発してばらばらになったという観点では理解されるべきではないというものである。実際には、どちらの説明も正確である可能性がある。空間の膨張（FLRW計量によって暗示される）は、時空上の座標の選択に対応する数学的な慣例にすぎない。空間が膨張するという一般的な共変的な意味はない。 ^[144]

ハッブルの法則に関連する遠ざかる速度は、相対論的な意味での速度ではありません (たとえば、4 速度の空間成分とは関係ありません)。したがって、ハッブルの法則によれば、ハッブル距離よりも遠い銀河が光速よりも速く遠ざかることは注目に値しません。このような遠ざかる速度は、光速を超える移動には対応しません。

多くの一般的な説明では、宇宙の赤方偏移は空間の膨張によるものだとされている。空間の膨張は単なる座標の選択に過ぎないため、これは誤解を招く可能性がある。宇宙の赤方偏移の最も自然な解釈は、それがドップラーシフトであるというものである。^[96]

現在の理解では、宇宙の未来に関する科学的推測は、現在の宇宙の年齢よりもはるかに長い期間ではあるが、限られた期間についてのみ可能である。それを超えると、ますます推測の域を出ない。同様に、現時点では、宇宙の起源に関する適切な理解は推測に頼るしかない。^[145]

ビッグバンは、人類が再現できる能力をはるかに超える密度と温度から宇宙が進化した過程を説明するため、最も極端な条件や最古の時代への外挿は必然的に推測に頼ることになる。ルメートルはこの初期状態を「原始原子」と呼び、ガモフはこの物質を「イレム」と呼んだ。宇宙の初期状態がどのように発生したかは未だに未解決の問題だが、ビッグバンモデルはいくつかの特徴を制約している。例えば、インフレーションモデルによれば、特定の自然法則がランダムに出現した場合、これらの法則の組み合わせははるかに確率が高くなり、^[146]宇宙がかなり安定している理由を部分的に説明する。宇宙の安定性に関するもう1つの説明として、あらゆる宇宙が存在し、思考する種は十分に安定した宇宙でのみ出現すると仮定する仮説上の多元宇宙がある。^{[147]平坦な宇宙は、}重力による位置エネルギーと他のエネルギー形態のバランスを意味し、追加のエネルギーを生成する必要はない。^{[139] [140]}

古典的な一般相対性理論の方程式に基づいて構築されたビッグバン理論は、宇宙の時間の起源に特異点があることを示しており、そのような無限のエネルギー密度は物理的に不可能である可能性があります。しかし、現在認識されている一般相対性理論と量子力学の物理理論はプランク時代以前には適用できず、これを修正するには量子重力の正しい扱い方の開発が必要になります。^[22]ウィーラー-デウィット方程式などの特定の量子重力の扱いは、時間自体が創発的な特性である可能性があることを示唆しています。^[148]そのため、物理学はビッグバン以前には時間が存在しなかったと結論付ける可能性があります。 ^{[149] [150]}

初期宇宙の高温高密度状態の前に何があったのか、それがどのように、なぜ発生したのか、さらにはそのような疑問が理にかなっているのかどうかさえもわかっていないが、「宇宙起源論」という主題については憶測が飛び交っている。

この点に関して、検証されていない仮説を伴ういくつかの推測的な提案は次のとおりです。

• 最も単純なモデルでは、ビッグバンは量子ゆらぎによって引き起こされた。このシナリオは起こる可能性が非常に低かったが、全体主義の原理によれば、最も起こりそうにない出来事でも最終的には起こる。ビッグバンの前には時間がなかったため、私たちの視点ではそれは瞬時に起こった。^{[151] [152] [153] [154]}
• 創発宇宙モデルは、ビッグバン以前の低活動の永遠の過去を特徴とし、宇宙の卵や原始的な混沌からの世界の誕生という古代の考えに似ています。
• ハートル・ホーキングの無境界条件を含む、時空全体が有限であるモデル。これらのケースでは、ビッグバンは時間の限界を表しますが、特異点はありません。^[155]このような場合、宇宙は自給自足です。^[156]
• ブレーン宇宙論モデルでは、インフレーション現象は弦理論におけるブレーンの運動によるものである。プレビッグバンモデル、エクピロティックモデルではビッグバンはブレーン間の衝突の結果である。周期的モデルでは、エクピロティックモデルの変形で衝突が周期的に起こる。後者のモデルでは、ビッグバンの前にビッグクランチがあり、宇宙は一つの過程から別の過程へと循環している。^{[157] [158] [159] [160]}
• 永遠のインフレーションでは、宇宙のインフレーションがあちこちでランダムに局所的に終了し、それぞれの終点は、独自のビッグバンから膨張するバブル宇宙につながります。 ^{[161] [162]}

最後の 2 つのカテゴリの提案では、ビッグバンははるかに大きく古い宇宙、または多元宇宙のいずれかで発生した出来事であると考えられています。

ダークエネルギーの観測以前、宇宙学者は宇宙の将来について2つのシナリオを考えていた。宇宙の質量密度が臨界密度よりも高ければ、宇宙は最大の大きさに達し、その後崩壊し始める。宇宙は再び高密度かつ高温になり、始まりと似た状態、つまりビッグクランチで終わるだろう。^[20]

あるいは、宇宙の密度が臨界密度以下であれば、膨張は減速するが止まることはない。各銀河の星間ガスが消費されると星形成は停止し、星は燃え尽きて白色矮星、中性子星、ブラックホールが残る。これらの衝突により、質量がどんどん大きなブラックホールに蓄積される。宇宙の平均温度は徐々に絶対零度に漸近し、ビッグフリーズとなる。^{[163]さらに、陽子が}不安定であれば、バリオン物質は消滅し、放射線とブラックホールだけが残る。最終的に、ブラックホールはホーキング放射を放出して蒸発する。宇宙のエントロピーは、組織化されたエネルギーを抽出できないほどに増大し、熱的死と呼ばれるシナリオとなる。^[164]

加速膨張の最近の観測は、現在目に見える宇宙のますます多くの部分が事象の地平線を越​​えて私たちと接触しなくなることを示唆している。最終的な結果は不明である。宇宙のΛCDMモデルには、宇宙定数の形で暗黒エネルギーが含まれている。この理論は、銀河などの重力で束縛されたシステムだけが一緒に残り、宇宙が膨張して冷えると、それらも熱死を受けると示唆している。暗黒エネルギーの他の説明は、ファントムエネルギー理論と呼ばれ、最終的には銀河団、恒星、惑星、原子、原子核、物質自体が、いわゆるビッグリップでますます膨張することによって引き裂かれると示唆している。^[165]

宇宙の起源の説明として、ビッグバンは宗教と哲学に重要な関係を持っています。^{[166] [167]}その結果、科学と宗教の議論の中で最も活発な領域の一つとなっています。^[168]ビッグバンは創造主を意味すると考える人もいますが、^{[169] [170]}ビッグバン宇宙論では創造主の概念は不要であると主張する人もいます。^{[167] [171]}

• 人類原理 – 知的生命体と宇宙に関する仮説
• ビッグバウンス – 宇宙の起源のモデル
• ビッグクランチ – 宇宙の最終的な運命に関する理論的なシナリオ
• コールドビッグバン – 宇宙の始まりにおける絶対零度の温度の指定
• 宇宙カレンダー – 宇宙の年表を視覚化する方法
• 宇宙起源論 – 宇宙の起源に関する科学または理論の分野
• ユーリカ：散文詩 – アメリカの作家エドガー・アラン・ポーによる長編ノンフィクション作品、ビッグバンの推測
• 膨張する宇宙の未来 – 宇宙の膨張が永遠に続くかどうかの将来のシナリオ
• 宇宙の熱的死 – 宇宙のあり得る運命。ビッグチルやビッグフリーズとしても知られる
• 非標準宇宙論 – 当時の科学的コンセンサスから逸脱した宇宙モデル
• 宇宙の形 – 宇宙の局所的および全体的な幾何学
• 定常モデル - 宇宙のモデル - ビッグバンを否定し、宇宙は常に存在していたとする、信用を失った理論であるビッグバンモデルの代替

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• ワンス・アポン・ア・ユニバース 2020年6月22日アーカイブ-宇宙の歴史をわかりやすい言葉で説明するSTFC資金提供プロジェクト
• 「ビッグバン宇宙論」 – NASA/WMAP科学チーム
• 「ビッグバン」 – NASA 科学
• 「ビッグバン、大きな戸惑い」 – ヨハネス・コールマンによるアニメーショングラフィック付きビッグバンモデル
• 「ビッグバンの問題点」 - 最近の記事の急増は、この有名な用語に関する長年の混乱を物語っています。著者：サビーネ・ホッセンフェルデ