ビッグバン

ビッグバン宇宙論モデルは、物理法則の普遍性、宇宙原理、そして物質が完全流体としてモデル化できるという3つの主要な仮定に基づいています。^{[ 12 ]}物理法則の普遍性は、相対性理論の根底にある原理の一つです。宇宙原理は、宇宙は大きなスケールでは均質かつ等方的であり、場所に関係なくあらゆる方向で同じように見えると述べています。^{[ 13 ]}完全流体は粘性がなく、圧力はその密度に比例します。^{[ 14 ] : 49}

これらの考えは当初仮説として受け止められていましたが、後にそれぞれを検証する試みがなされました。例えば、最初の仮説は、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ています。^{[ 15 ]}これらのモデルの背後にある重要な物理法則である一般相対性理論は、太陽系や連星のスケールで厳しいテストに合格しています。^{[ 16 ] [ 17 ]宇宙論原理は、CMB の温度の観測によって 10 −5} のレベルで確認されています。CMB の地平線のスケールでは、宇宙は均質であると測定されており、1995 年時点で不均質性の上限は 10% のオーダーです。 ^{[ 18 ]}

宇宙原理は一般相対性理論の方程式を劇的に簡略化し、宇宙の幾何学を記述するフリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー計量と、完全流体を仮定したフリードマン方程式を与え、その幾何学の時間依存性を記述する。このレベルの記述における唯一のパラメータは質量エネルギー密度であり、宇宙の幾何学とその膨張は密度の直接的な結果である。^{[ 19 ] : 73}ビッグバン宇宙論の主要な特徴はすべてこれらの結果に関連している。^{[ 14 ] : 49}

ビッグバン宇宙論では、質量エネルギー密度が宇宙の形状と進化を決定づけます。宇宙論研究者は、天体観測と既知の熱力学および素粒子物理学の法則を組み合わせることで、宇宙の寿命にわたる密度の構成要素を解明してきました。現在の宇宙では、恒星や惑星などの発光物質が密度の5%未満を占めています。暗黒物質が27%、暗黒エネルギーが残りの68%を占めています。^{[ 20 ]}

ビッグバン時空の重要な特徴は、粒子地平線の存在です。宇宙は有限の年齢を持ち、光は有限の速度で進むため、過去には地球に光がまだ届いていない出来事があるかもしれません。これは、観測可能な最も遠い物体に限界、つまり過去の地平線を設けます。逆に、宇宙は膨張しており、より遠い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」ことは決してないかもしれません。これは未来の地平線を定義し、私たちが影響を与えることができる未来の出来事を制限します。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）計量の詳細に依存します。 ^{[ 21 ]}

宇宙のごく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るが、実際には、初期の宇宙の不透明度によって私たちの視界も制限されている。そのため、空間的には地平線が後退するものの、時間的にはそれ以上遡ることはできない。宇宙の膨張が加速し続けるならば、未来の地平線も存在する。^{[ 21 ]}

初期宇宙におけるいくつかのプロセスは、宇宙の膨張速度に比べて遅すぎて、近似的な熱力学的平衡に達することができませんでした。他のプロセスは、熱平衡に達するのに十分な速さでした。ごく初期の宇宙におけるプロセスが熱平衡に達したかどうかを判断するために通常使用されるパラメータは、プロセスの速度（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、粒子が互いに遠すぎる前に熱平衡に達する時間が長くなります。^{[ 22 ]}

既存の物理学理論ではビッグバンの瞬間について説明できません。^{[ 5 ]}古典的な一般相対性理論のみを使用して宇宙の膨張を時間的に遡って外挿すると、過去の有限の時間に無限の密度と温度を持つ重力特異点が得られます。 ^{[ 23 ]}しかし、この古典的な重力理論は、このような条件下での物理を説明するには不十分であると予想されます。^{[ 19 ] : 275}したがって、ビッグバンの文脈におけるこの特異点の意味は不明です。^{[ 24 ]}

一般相対性理論を適用できる最も早い時期はプランク時間と呼ばれています。^{[ 19 ] : 274}宇宙の温度がプランクスケール（約10 ³² Kまたは10 ²⁸ eV）に近かったプランク時代には、量子重力効果が支配的であると予想されています。現在までに量子重力の理論は認められていません。プランクエネルギー尺度を超えると、未発見の物理が宇宙の膨張の歴史に影響を与える可能性があります。

ビッグバンの初期段階については、利用可能なデータが不足しているため、多くの憶測がなされている。最も一般的なモデルでは、宇宙は非常に高いエネルギー密度と巨大な温度と圧力で均質かつ等方的に満たされており、非常に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、電磁力、強い核力、弱い核力、重力という4 つの基本力が 1 つに統一されていた段階であった。^{[ 25 ]}この段階では、宇宙の特性スケール長はプランク長であった。1.6 × 10 ⁻³⁵  mであり、その結果、温度は約 10 ³²度 ℃ であった。このような状況では、粒子の概念そのものが破綻する。この時期の適切な理解は、量子重力理論の発展を待つ必要がある。^{[ 26 ] [ 27 ]}プランク時代は、10 ^{−43秒から始まる}大統一時代に取って代わられ、宇宙の温度が低下するにつれて重力が他の力から分離した。^{[ 25 ]}

膨張開始から約 10 ^{−37秒後には、}相転移によって宇宙インフレーションが発生し、その間、宇宙は光速不変性に制約されずに指数関数的に膨張し、温度は 100,000 分の 1 に低下しました。この概念は、物質とエネルギーの密度が平坦な宇宙を生成するために必要な臨界密度に非常に近い平坦性問題に動機づけられています。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っていません。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な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に増幅されました。^{[ 28 ]約 10 −36}秒の時点で、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ままになる電弱時代が始まります。 ^{[ 29 ]}

現在観測可能なすべての銀河の質量エネルギーは、半径約 4 × 10 ⁻²⁹ m の球体から始まり、インフレーションの終わりまでに 半径約 0.9 m の球体に成長しました。 ^{[ 30 ] : 202}インフラト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を獲得しました。^{[ 31 ] [ 32 ]}温度は非常に高かったため、粒子のランダムな運動は相対論的速度で、あらゆる種類の粒子と反粒子のペアが衝突で継続的に生成および破壊されていました。^{[ 33 ]}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を破り、クォークとレプトンが反クォークと反レプトンに対して非常にわずかに過剰になりました。その過剰は 3000 万分の 1 程度です。その結果、現在の宇宙では物質が反物質よりも優勢になった。^{[ 34 ]}  

宇宙は密度が低下し、温度も低下し続け、その結果、各粒子の典型的なエネルギーは減少していった。対称性の破れによる相転移により、物理学の基本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秒で分離した。^{[ 29 ] [ 35 ]}

約 10 ^{−11秒後には、粒子のエネルギーが}粒子加速器で達成可能な値まで低下するため、状況は推測の域を下げます。約 10 ⁻⁶秒後には、クォークとグルーオンが結合して陽子や中性子などのバリオンを形成しました。反クォークに対するクォークのわずかな過剰により、反バリオンに対するバリオンのわずかな過剰が生じました。温度はもはや、新しい陽子-反陽子対または中性子-反中性子対を生成するのに十分な高さではありませんでした。質量消滅がすぐに続き、元の物質粒子の10 ⁸分の 1 だけが残り、それらの反粒子は1 つも残っていません。^{[ 36 ]}電子と陽電子についても、約 1 秒後に同様のプロセスが発生しました。これらの消滅の後、残った陽子、中性子、電子はもはや相対論的に運動しておらず、宇宙のエネルギー密度は光子(ニュートリノの寄与はわずか) によって支配されていました。

膨張開始から数分後、温度が約10億ケルビンに達し、宇宙の物質密度が現在の地球の大気密度に匹敵するようになったとき、中性子が陽子と結合して宇宙の重水素とヘリウムの原子核を形成しました。この過程はビッグバン原子核合成（BBN）と呼ばれています。^{[ 37 ]}ほとんどの陽子は水素原子核として結合せずに残りました。^{[ 38 ]}

宇宙が冷えるにつれて、約 50,000 年後には、物質の静止エネルギー密度が光子とニュートリノ放射の静止エネルギー密度よりも重力的に優勢になった。約 380,000 年後には、宇宙が十分に冷えて、電子と原子核が結合して中性原子(主に水素) になった。これは再結合と呼ばれる現象である。このプロセスにより、それまで不透明だった宇宙が透明になり、この時代に散乱された光子が宇宙マイクロ波背景放射を構成している。^{[ 38 ]}

再結合期の後、均一に分布した物質のわずかに密度の高い領域が重力によって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体構造が形成されました。^{[ 33 ]}このプロセスの詳細は、宇宙の物質の量と種類に依存します。考えられる4種類の物質は、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）による入手可能な最良の測定では、暗黒物質が冷たいと仮定したラムダCDMモデルによってデータがよく適合することが示されています。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。^{[ 40 ]}

Ia型超新星とCMBからの独立した証拠は、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支配されており、それが宇宙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、現在の宇宙の全エネルギー密度の73%がこの形態である。宇宙が非常に若い頃は、おそらくダークエネルギーが注入されていたが、すべてがより接近していたため、重力が優勢となり、膨張を抑制した。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。^{[ 11 ]}

最も単純な定式化では、ダークエネルギーは一般相対性理論のアインシュタイン場の方程式における宇宙定数項によってモデル化されるが、その構成とメカニズムは不明である。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る。^{[ 11 ]}

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るラムダCDM宇宙論モデルによって厳密に記述およびモデル化することができる。約^10⁻¹⁵秒以前の状況を記述できる容易に検証可能なモデルは存在しない。^{[ 41 ]}宇宙の歴史におけるこの最も初期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1つである。

ビッグバンという用語は1970年代まで普及しなかった。^{[ 42 ]}天文学者のフレッド・ホイルは、1949年3月のBBCサードプログラムの放送で、自身の定常状態モデルと対比させてこの用語を造語したとされている。 ^{[ 43 ] [ 44 ] [ 42 ]}

その一つは、宇宙が有限時間前に一つの巨大な爆発で誕生したという仮定に基づいている。この仮定によれば、現在の膨張は爆発の激しさの名残である。しかし、このビッグバンの考え方は私には不十分に思えた。科学的な観点からも、ビッグバンの考え方を支持する根拠は見当たらない。^{[ 45 ]}

定常状態を支持していたホイルがこれを軽蔑的な意味で使ったと一般的に言われているが、^{[ 46 ] [ 47 ] [ 48 ]}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だったと述べた。^{[ 49 ] [ 50 ] [ 52 ]}ヘルゲ・クラーグは、これが軽蔑的な意味で使われたという主張の証拠は「説得力に欠ける」と書き、軽蔑的な意味ではなかったことを示すいくつかの兆候を挙げている。^{[ 42 ]}

原始特異点は「ビッグバン」と呼ばれることもありますが^{[ 53 ]}、この用語はより一般的な初期の高温高密度段階を指すこともあります^{[ 54 ]} 。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います^{[ 42 ] [ 55 ]} 。爆発は周囲の空間への膨張を示唆するのに対し、ビッグバンは宇宙の内容物の本質的な膨張のみを記述しているという主張です^{[ 56 ] [ 57 ]} 。サントシュ・マシューが指摘したもう1つの問題は、bangが音を暗示しており、これはモデルの重要な特徴ではないということです^{[ 47 ]} 。しかし、 1993年にSky and Telescope誌がより適切な代替案を見つけるためのコンテストを開催した際、代替案はどれも成功しませんでした^{[ 42 ] 。}

ハッブル・エクストリーム・ディープ・フィールド（XDF）

XDFの大きさを月の大きさと比較した図（ XDFは月の左側、ほぼ真下にある小さな四角形）――この小さな視野には、それぞれ数十億個の星からなる数千個の銀河が写っている。

XDF（2012）のビュー - それぞれの光の点が銀河です - これらの中には132億年前のものもある^{[ 58 ]} - 宇宙には2000億個の銀河があると推定されています。

XDF画像には、前景に完全に成熟した銀河、50億年から90億年前のほぼ成熟した銀河そして90億年以上前の若い星々が輝く原始銀河が写っている。

初期の宇宙論モデルは、宇宙の構造の観測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「渦巻星雲」（渦巻星雲は渦巻銀河の古い用語）の最初のドップラーシフトを測定し、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すぐに発見した。彼はこの事実の宇宙論的な意味を理解しておらず、実際、当時、これらの星雲が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であった。^{[ 59 ] [ 60 ]} 10年後、ロシアの宇宙論学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ていた静的な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。 ^{[ 61 ] [ 62 ]}

1924年、アメリカの天文学者エドウィン・ハッブルは、最も近い渦巻星雲までの距離を測定した結果、これらの系が実際には別の銀河であることを示しました。同年からハッブルは、マウント・ウィルソン天文台の100インチ（2.5メートル）フッカー望遠鏡を用いて、宇宙距離梯子の先駆けとなる一連の距離指標を丹念に開発しました。これにより、ハッブルは、主にスライファーによって既に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ました。1929年、ハッブルはミルトン・ヒューマソンの協力を得て、距離と後退速度の相関関係を発見しました。これは現在ハッブルの法則として知られています。^{[ 63 ] [ 64 ]} 

1927年にフリードマン方程式を独自に導出したベルギーの物理学者でローマ・カトリックの司祭であるジョルジュ・ルメートルは、星雲の後退は宇宙の膨張によるものだと提唱した。^{[ 65 ] [ 66 ]}彼は宇宙論原理に基づいて、後にハッブルが観測することになる関係を推論した。^{[ 11 ]} 1931年、ルメートルはさらに進んで、宇宙の明らかな膨張を過去に投影すると、過去が遠いほど宇宙は小さくなり、ある有限の時点で宇宙のすべての質量が一点に集中し、時間と空間の構造が生まれた「原始原子」になったと示唆した。^{[ 67 ]}

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み、膨張宇宙が示唆する時間の始まりは物理学に宗教的概念を持ち込むと不満を述べる者もいた。この反対意見は後に定常宇宙論の支持者によって繰り返された。^{[ 68 ]}この認識は、膨張宇宙概念の提唱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さらに強まった。^{[ 69 ]}アーサー・エディントンは、宇宙には時間の始まりがなく、すなわち物質は永遠であるというアリストテレスの考えに同意した。時間の始まりは彼にとって「忌まわしい」ものであった。^{[ 70 ] [ 71 ]}しかし、ルメートルはこれに反対した。

世界が単一の量子から始まったとすれば、空間と時間の概念は当初は全く意味を持たず、元の量子が十分な数の量子に分割されたときに初めて意味を持つようになるだろう。この提案が正しいとすれば、世界の始まりは空間と時間の始まりより少し前に起こったことになる。^{[ 72 ]}

1930年代には、ハッブルの観測結果を説明する非標準宇宙論として、ミルンモデル^{[ 73 ]}、振動宇宙（元々はフリードマンが提唱したが、アルバート・アインシュタインとリチャード・C・トルマンが支持した）^{[ 74 ]} 、フリッツ・ツビッキーの疲れた光仮説^{[ 75 ]}など、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・ホイルの定常宇宙モデルで、宇宙が膨張しているように見えるため、新しい物質が生成されるというものだった。このモデルでは、宇宙はどの時点においてもほぼ一定である。^{[ 76 ]}もう1つはルメートルの膨張宇宙理論で、ジョージ・ガモフが提唱・発展させ、宇宙における化学元素の存在量に関する理論を構築した。^{[ 77 ]}また、ガモフの協力者であるラルフ・アルファーとロバート・ハーマンは宇宙背景放射を予測した。^{[ 78 ]}

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最初に作ったのはホイルであり、1949年3月のBBCラジオ放送でそれを「このビッグバンの考え」と呼んだ。 ^{[ 50 ] [ 42 ] [注1 ]}しばらくの間、この2つの理論に対する支持は分かれていた。最終的に、特に電波源のカウントからの観測証拠は、定常宇宙論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た。^{[ 79 ]}

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した論文を発表した。 ^{[ 80 ] [ 81 ]}その後、1970年代から1990年代にかけて、宇宙論研究者はビッグバン宇宙の特徴を明らかにし、未解決の問題を解決することに取り組んだ。1981年、アラン・グースは、初期宇宙における急速な膨張の時代を「インフレーション」と呼び、ビッグバンモデルにおけるいくつか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成果を上げた。^{[ 82 ]}一方、これらの数十年の間に、観測宇宙論において多くの議論と意見の相違を生んだ2つの問題は、ハッブル定数の正確な値^{[ 83 ]}と宇宙の物質密度（宇宙の最終的な運命を予測する鍵となるものと考えられていたダークエネルギーの発見以前）に関するものであった。^{[ 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。宇宙論研究者は現在、}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期せぬ発見をしました。^{[ 87 ] [ 88 ]}

遠方の銀河やクエーサーの観測では、これらの天体が赤方偏移していることがわかっています。つまり、これらの天体から放出される光はより長い波長にシフトしています。これは、天体の周波数スペクトルを取得し、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的で、すべての方向の観測対象間で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、天体の後退速度を計算できます。一部の銀河については、宇宙距離梯子を使用して距離を推定できます。後退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観察されます。^{[ 63 ]}${\displaystyle v=H_{0}D}$ どこ

• ${\displaystyle v}$は銀河またはその他の遠方の天体の後退速度であり、
• ${\displaystyle D}$は対象物までの適切な距離であり、
• ${\displaystyle H_{0}}$はハッブル定数であり、測定値は である。 WMAPによる70.4 +1.3 −1.4 km / s / Mpc 。 ^{[ 40 ]}

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唆している。この宇宙膨張は、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^{[ 61 ]}、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る。

この理論では、次の関係が必要となる。${\displaystyle v=HD}$常に保持する、${\displaystyle D}$適切な距離は、${\displaystyle v}$は後退速度であり、${\displaystyle v}$、${\displaystyle H}$、 そして${\displaystyle D}$宇宙が膨張するにつれて変化する（したがって、我々は${\displaystyle H_{0}}$（現在のハッブル定数を表す）。観測可能な宇宙の大きさよりもはるかに小さい距離では、ハッブル赤方偏移は後退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。${\displaystyle v}$観測可能な宇宙の大きさに匹敵する距離では、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の解釈が最も自然なままである。^{[ 97 ]}

ハッブル定数の異なる決定値間の説明のつかない不一致は、ハッブルの緊張として知られています。CMBの観測に基づく手法は、宇宙距離梯子に基づく測定から得られた値と比較して、この定数の値が低いことを示唆しています。^{[ 98 ]}

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信号である宇宙背景放射を発見した。^{[ 79 ]}彼らの発見は、1950年頃のアルファー、ヘルマン、ガモフによるビッグバン予測を実質的に裏付けるものとなった。1970年代を通して、この放射はあらゆる方向において黒体スペクトルとほぼ一致することがわかった。このスペクトルは宇宙の膨張によって赤方偏移しており、今日では約2.725 Kに相当する。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 を受賞した。

CMBの放出に対応する最後の散乱面は、中性水素が安定する再結合期の直後に現れます。これ以前は、宇宙は高温高密度の光子・バリオンプラズマの海で構成されており、光子は自由荷電粒子によって急速に散乱されていました。ピークは、約372 ± 14 kyr 、^{[ 100 ]}光子の平均自由行程が現在に到達するのに十分な長さになり、宇宙は透明になる。

1989年、NASAはCOBEを打ち上げ、2つの大きな進歩を遂げました。1990年には、高精度スペクトル測定により、CMB周波数スペクトルは10⁴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と測定されました（より最近の測定では、この数値は2.7255 Kにわずかに下方修正されています ）。そして1992年には、COBEによるさらなる測定により、 CMB温度に約^10⁵分の1のレベルで空全体に微小な変動（異方性）があることが発見されました。^{[ 85 ]}ジョン・C・マザーとジョージ・スムートは、これらの結果におけるリーダーシップにより、2006年のノーベル物理学賞を受賞しました。

続く10年間、CMB異方性は多数の地上および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は、異方性の典型的な角度サイズ（空上でのサイズ）を測定することにより、宇宙の形状が空間的にほぼ平坦であることを発見した。^{[ 104 ] [ 105 ] [ 106 ]}

2003 年初頭、ウィルキンソン マイクロ波異方性プローブ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的パラメータの値が得られた。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否定したが、インフレーション理論全般とは一致している。^{[ 86 ]}プランク宇宙探査機は 2009 年 5 月に打ち上げられた。その他の地上および気球ベースの宇宙マイクロ波背景放射実験が進行中である。

ビッグバンモデルを使用すると、宇宙における同位体ヘリウム4（^4He）、ヘリウム3（^3He）、重水素（^2H）、リチウム7（^{7Li ）の予想濃度を、通常の水素の量に対する比率として計算できます。 [ 37 ]}相対存在量は、光子とバリオンの比率という単一のパラメータに依存します。この値は、CMB変動の詳細な構造とは独立して計算できます。予測される比率（質量によるもので、存在量によるものではない）は、4He:Hで約0.25、2H ^{: Hで}約10−3、3He :Hで約^10−4、7Li : H^で約10−9^{です。 [ 37 ]}

測定された存在量はすべて、バリオン対光子比の単一の値から予測されるものと少なくともおおよそ一致しています。重水素については一致が非常に良く、^{4Heについては近いが形式的に不一致であり、 7Li}については2倍の差があります（この異常は宇宙論的リチウム問題として知られています）。後者の2つのケースでは、かなりの系統的不確実性があります。それにもかかわらず、BBNによって予測される存在量との一般的な一致はビッグバンの強力な証拠です。なぜなら、この理論は軽元素の相対存在量を説明する唯一の既知の理論であり、ビッグバンを「調整」してヘリウムを20～30%よりはるかに多くまたは少なく生成することは事実上不可能だからです。^{[ 107 ]}実際、例えば、恒星核合成生成物がないと想定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が、重水素よりもヘリウムが多く、または^3Heよりも重水素が多く、しかも一定の比率であるべきであるという明白な理由は、ビッグバン以外にはありません。^{[ 108 ] : 182–185}

銀河やクエーサーの形態や分布の詳細な観測結果は、現在のビッグバンモデルと一致している。観測と理論の組み合わせから、最初のクエーサーや銀河はビッグバンから10億年以内に形成され^{[ 109 ]} 、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^{[ 110 ]}。

星の集団は老化し進化してきたため、遠方の銀河（初期宇宙の状態で観測される）は、近傍の銀河（より最近の状態で観測される）とは大きく異なって見える。さらに、比較的最近形成された銀河は、ビッグバン直後に同様の距離で形成された銀河とは著しく異なって見える。これらの観測結果は、定常宇宙モデルに対する強力な反論となる。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測は、宇宙における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。^{[ 110 ] [ 111 ]}

2011年、天文学者たち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、原始ガスの純粋な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恒星で形成される重元素を含んでいる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2つの雲では検出されなかった。^{[ 116 ] [ 117 ]}ガス雲には重元素が検出されないレベルであるため、ビッグバン後の最初の数分、ビッグバン核融合（BBN）中に形成された可能性が高い。

ハッブル膨張とCMBから推定される宇宙の年齢は、球状星団に恒星進化論を適用して測定した最も古い星の年齢と、個々の種族II星の放射年代測定による年齢の両方を用いた他の推定値と一致している。 ^{[ 118 ]}また、 Ia型超新星を用い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値とも一致している。^{[ 119 ]}この年齢の独立した測定の一致は、ラムダCDM（ΛCDM）モデルを支持する。なぜなら、このモデルはいくつかの測定値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。しかし、比較的初期の宇宙からのいくつかの天体（特にクエーサーAPM 08279+5255）の観測は、これらの天体がΛCDMモデルでこれほど早く形成されるのに十分な時間があったかどうかについて懸念を引き起こしている。^{[ 120 ] [ 121 ]}

CMBの温度が過去に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ます。^{[ 122 ]}この予測はまた、銀河団におけるスニャエフ・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示唆しています。観測ではこれがほぼ正しいことがわかっていますが、この効果は宇宙の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す。^{[ 123 ] [ 124 ]}

将来の重力波観測所は、ビッグバンから1秒以内の初期宇宙の名残である原始重力波を検出できるかもしれない。 ^{[ 125 ] [ 126 ]}

宇宙に反物質より物質が多い理由はまだ解明されていない。^{[ 34 ]}一般的には、宇宙が若く非常に高温だった頃は統計的平衡状態にあり、バリオンと反バリオンが同数含まれていたと考えられている。物質と反物質はどちらも現在よりもはるかに豊富で、100億分の1というわずかな非対称性しかなかった。物質と反物質は衝突して消滅し、残った物質だけが残った。今日では、宇宙は最も遠い部分も含めて、ほとんどが通常の物質で構成されており、反物質はごくわずかであることが示されている。^{[ 131 ]}

物質と反物質が完全に対称であれば、対消滅の結果は光子のみとなり、物質はほとんど残らないはずであるが、これは明らかに観測されている現象とは異なる。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説として提唱された。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。これらの条件は、バリオン数が保存されないこと、C対称性とCP対称性が破れること、宇宙が熱力学的平衡から逸脱することを要求する。^{[ 132 ] [ 133 ]}これらの条件はすべて標準模型で発生するが、その効果は現在のバリオン非対称性を説明するには十分強くない。

Ia型超新星の赤方偏移と等級の関係の測定結果は、宇宙の膨張が宇宙の年齢の約半分の頃から加速していることを示している。この加速を説明するために、宇宙論モデルでは、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の圧力を持つ成分で構成されている必要がある。^{[ 11 ]}

ダークエネルギーは推測の域を出ないものの、多くの問題を解決する。宇宙マイクロ波背景放射の測定結果は、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、宇宙は質量/エネルギーの臨界密度とほぼ完全に一致するはずである。しかし、宇宙の質量密度は重力による集積から測定でき、臨界密度の約30%しかないことがわかっている。^{[ 11 ]}理論によれば、ダークエネルギーは通常の方法で集積しないため、この「欠落した」エネルギー密度に対する最良の説明となる。ダークエネルギーはまた、宇宙全体の曲率の2つの幾何学的尺度を説明するのに役立つ。1つは重力レンズの周波数を使用するもので、^{[ 134 ]}もう1つはバリオン音響振動、つまり大規模構造の特徴的なパターンを宇宙の定規として使用するものである。^{[ 135 ] [ 136 ]}

負圧は真空エネルギーの性質であると考えられているが、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つである。2008年のWMAPチームの結果は、宇宙が73%のダークエネルギー、23%のダークマター、4.6%の通常の物質、1%未満のニュートリノで構成されているという説と一致する。^{[ 40 ]}理論によれば、宇宙の膨張に伴い物質のエネルギー密度は減少するが、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）のままである。したがって、過去には物質が宇宙の全エネルギーに占める割合は現在よりも大きかったが、ダークエネルギーがさらに優勢になるにつれて、遠い将来にはその割合は減少するだろう。

宇宙のダークエネルギー成分は、アインシュタインの宇宙定数を含むさまざまな競合理論を用いて理論家によって説明されてきたが、クインテッセンスやその他の修正重力スキームのよりエキゾチックな形態にも及んでいる。^{[ 137 ]}宇宙定数の問題は、時に「物理学における最も厄介な問題」と呼ばれ、ダークエネルギーの測定されたエネルギー密度と、プランク単位から素朴に予測されるエネルギー密度との間の明らかな不一致から生じる。^{[ 138 ]}

1970年代と1980年代には、さまざまな観測により、宇宙には銀河内および銀河間の重力の見かけの強さを説明するのに十分な可視物質がないことが示されました。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相互作用しないダークマターであるという考えが生まれました。さらに、宇宙の大部分が通常の物質であるという仮定は、観測と大きく矛盾する予測につながりました。特に、今日の宇宙は、ダークマターなしでは説明できないほど不均一で、重水素がはるかに少ないです。ダークマターは常に議論の的となってきましたが、CMBの異方性、銀河回転問題、銀河団の速度分散、大規模構造分布、重力レンズ研究、銀河団のX線測定など、さまざまな観測によって推測されています。 ^{[ 139 ]}

暗黒物質の間接的な証拠は、実験室で暗黒物質粒子が観測されていないため、他の物質に対する重力の影響から得られます。暗黒物質の素粒子物理学上の候補は数多く提案されており、それらを直接検出するためのいくつかのプロジェクトが進行中です。^{[ 140 ]}

さらに、現在有力視されている冷たい暗黒物質モデルには、矮小銀河問題^{[ 95 ]}や尖ったハロー問題^{[ 94 ]}など、未解決の問題がいくつか存在する。検出されていない物質が大量に存在することを必要とせず、ニュートンとアインシュタインによって確立された重力の法則を修正する代替理論も提案されているが、既存の観測結果をすべて説明できるほど、冷たい暗黒物質の提案に匹敵する代替理論は存在しない^{[ 141 ] 。}

地平線問題は、情報が光速よりも速く伝わることはできないという前提から生じる。有限年齢の宇宙では、これは因果的に接触している任意の2つの空間領域間の距離に限界（粒子地平線）を設定する。^{[ 142 ]}観測されたCMBの等方性は、この点で問題となる。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よって支配されていたとしたら、その時点での粒子地平線は空の約2度に相当するだろう。そうなると、より広い領域が同じ温度になるメカニズムは存在しないことになる。^{[ 108 ] : 191}

この明らかな矛盾に対する解決策は、インフレーション理論によって提示される。インフレーション理論では、宇宙のごく初期の段階（バリオン生成以前）において、均質かつ等方的なスカラーエネルギー場が宇宙を支配していたとされる。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速く拡大するため、現在観測可能な宇宙の反対側にある領域は、互いの粒子地平線の内側に位置することになる。そして、観測されたCMBの等方性は、このより大きな領域がインフレーション開始以前に因果的に接触していたという事実から導かれる。^{[ 28 ]： 180}

ハイゼンベルクの不確定性原理は、インフレーション期には量子的な熱ゆらぎが生じ、それが宇宙規模にまで拡大されると予測している。これらのゆらぎは、宇宙における現在のあらゆる構造の種となった。 ^{[ 108 ]： 207}インフレーション理論は、原始的なゆらぎがほぼスケール不変でガウス分布に従うと予測しており、これは宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の測定によって確認されている。^{[ 86 ]： sec6}

古典的な地平線問題に関連する問題として、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ずっと前にインフレーションが停止するため、電弱時代が終わった時点で観測可能な宇宙の遠方の部分は因果的に分離していたことから、インフレーションは電弱真空の大規模な不連続性を防ぐことができないはずであるという点が挙げられる。^{[ 143 ]}

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。これらの物体は高温の初期宇宙で効率的に生成され、単極子が発見されていないことを考慮すると、観測と矛盾するほど高い密度をもたらす。この問題は、宇宙インフレーションによって解決される。インフレーションは、幾何学を平坦にするのと同じように、観測可能な宇宙からすべての点欠陥を取り除く。^{[ 142 ]}

平坦性問題（古さ問題とも呼ばれる）は、FLRWに関連する観測上の問題である。^{[ 142 ]}宇宙は、その全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。曲率は、密度が臨界密度より小さい場合は負、大きい場合は正、臨界密度ではゼロとなり、この場合、空間は平坦であると言われる。観測結果は、宇宙が平坦であることと矛盾しないことを示している。^{[ 144 ] [ 145 ]}

問題は、臨界密度からのわずかなずれでも時間とともに大きくなるにもかかわらず、今日の宇宙は依然として非常に平坦に近い状態を保っていることである。^{[注2 ]}平坦性からのずれの自然な時間スケールがプランク時間、10⁻⁴³^秒であると仮定すると、 ^{[ 33 ]}数十億年経過し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は説明を必要とする。例えば、比較的後期の数分（元素合成の時）でさえ、宇宙の密度は臨界値の^10¹⁴分の1以内であったはずであり、そうでなければ今日のようには存在しなかっただろう。^{[ 146 ]}

ビッグバンは、人類が再現できる能力をはるかに超える初期密度と温度から宇宙が進化したことを説明するため、最も極端な条件と最も初期の時代への外挿は必然的に推測の域を出ません。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」と呼びました。宇宙の初期状態がどのようにして生まれたかはまだ未解決の問題ですが、ビッグバンモデルはその特性のいくつかを制約します。たとえば、特定の自然法則がランダムな方法で存在し始めた場合、インフレーションモデルは、これらのいくつかの組み合わせがはるかに可能性が高いことを示しており、^{[ 153 ]}私たちの宇宙がかなり安定している理由を部分的に説明しています。宇宙の安定性のもう1つの可能性のある説明は、すべての可能な宇宙が存在すると仮定する仮説上のマルチバースであり、思考する種は十分に安定した宇宙でのみ出現できる可能性があります。^{[ 154 ]}平坦な宇宙は、重力ポテンシャルエネルギーと他のエネルギー形態とのバランスを意味し、追加のエネルギーの生成を必要としません。^{[ 144 ] [ 145 ]}

ビッグバン理論は、宇宙の温度がプランクスケールに近づくにつれて、宇宙時間の起源では有効ではないと予想される古典的一般相対性理論の方程式に基づいて構築されています。これを修正するには、量子重力の正しい扱いの開発が必要になります。^{[ 23 ]}ホイーラー・デウィット方程式などの特定の量子重力の扱いは、時間自体が創発的性質である可能性があることを示唆しています。^{[ 155 ]}そのため、物理学はビッグバンの前には時間が存在しなかったと結論付けるかもしれません。 ^{[ 156 ] [ 157 ] [ 158 ] [ 159 ] [ 160 ]}

初期宇宙の高温高密度状態に先行するものが何であったのか、またそれがどのように、なぜ発生したのか、あるいはそもそもそのような疑問が妥当なのかどうかは不明であるが、「宇宙論」という主題については様々な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以下のとおりである。

• 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とされています。このシナリオが起こる可能性は非常に低いですが、全体主義の原理によれば、最も起こりそうもない出来事でも最終的には起こります。ビッグバンの前に知覚できる時間がないため、私たちの視点ではそれは瞬時に起こりました。^{[ 161 ] [ 162 ] [ 163 ] [ 164 ]}
• 創発宇宙モデルは、ビッグバン以前の活動の低い永遠の時代を特徴としており、宇宙卵や原始的な混沌から世界が誕生するという古代の考え方に似ている。
• 時空全体が有限であるモデルには、ハートリー・ホーキングの境界なし条件が含まれる。これらの場合、ビッグバンは時間の限界を表すが、特異点はない。^{[ 165 ]}このような場合、宇宙は自己充足的である。^{[ 166 ]}
• ブレーン宇宙論モデルでは、インフレーションは弦理論におけるブレーンの運動によるものとされています。プレビッグバンモデル、ビッグバンがブレーン間の衝突の結果であるとするエキピロティックモデル、そして衝突が周期的に起こるエキピロティックモデルの変種であるサイクリックモデルがあります。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、宇宙は一方のプロセスから他方のプロセスへと周期的に繰り返されます。^{[ 167 ] [ 168 ] [ 169 ] [ 170 ] [ 171 ]}
• 永遠のインフレーションとは、宇宙のインフレーションがランダムな形で局所的にあちこちで終了し、それぞれの終点が独自のビッグバンから膨張するバブル宇宙につながるというものである。 ^{[ 172 ] [ 173 ]}これは、ビッグバン以前のインフレーションと呼ばれることもある。^{[ 174 ]}

最後の2つのカテゴリーの提案では、ビッグバンは、はるかに大きく古い宇宙、あるいはマルチバースにおける出来事であると捉えられている。

ダークエネルギーの観測以前は、宇宙論者は宇宙の未来について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大きい場合、宇宙は最大サイズに達し、その後収縮し始める。再び密度が高くなり、温度も上昇し、最終的には宇宙が始まった時と同じような状態、つまりビッグクランチで終わる。^{[ 21 ]}

あるいは、宇宙の密度が臨界密度以下であれば、膨張は減速するものの決して止まることはない。各銀河で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。これらの衝突によって質量が蓄積され、ブラックホールはますます大きくなる。宇宙の平均温度は漸近的に絶対零度に非常にゆっくりと近づく――ビッグフリーズである。^{[ 175 ]}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そこから抽出できないほどに増加し、熱的死と呼ばれるシナリオとなる。^{[ 176 ]}

加速膨張の現代の観測は、現在観測可能な宇宙のますます多くの部分が事象の地平線を超えて私たちとの接触を失うことを示唆している。最終的な結果は不明である。宇宙のラムダCDMモデルは、宇宙定数の形でダークエネルギーを含んでいる。この理論は、銀河などの重力で束縛されたシステムのみが一緒に残ることを示唆しており、それらも宇宙が膨張して冷えるにつれて熱的死の影響を受ける。ファントムダークエネルギー理論と呼ばれるダークエネルギーの他の説明は、最終的には銀河団、星、惑星、原子、原子核、および物質自体が、いわゆるビッグリップで絶えず増加する膨張によって引き裂かれることを示唆している。^{[ 177 ]}

宇宙の起源の説明として、ビッグバンは宗教や哲学に大きな影響を与えている。^{[ 178 ] [ 179 ]}その結果、科学と宗教の間の議論において最も活発な分野の一つとなっている。^{[ 180 ]}ビッグバンは創造主の存在を暗示していると考える人もいれば、^{[ 181 ] [ 182 ] [ 183 ] ​​[ 184 ]}ビッグバン宇宙論は創造主の概念を不要にすると主張する人もいる。^{[ 179 ] [ 185 ]}