Mostrar código-fonte de Big Bang

{{Ver desambig|este=Big Bang na cosmologia||Big bang (desambiguação)}}
[[Imagem:CMB Timeline300 no WMAP.jpg|thumb|upright=1.6|Este é o conceito artístico da expansão do Universo, onde o espaço (incluindo hipotéticas partes não observáveis do Universo) é representado em cada momento, em seções circulares. O esquema é decorado com imagens do satélite [[WMAP]].]]
{{cosmologia}}
O '''''big-bang''''',<ref>{{citar web |ultimo=Priberam |url=https://dicionario.priberam.org/big-bang |titulo=Big-bang |acessodata=3 de abril de 2021 |publicado=Priberam}}</ref> '''bigue-bangue'''<ref>{{citar web |ultimo=Michaelis |url=https://michaelis.uol.com.br/moderno-portugues/busca/portugues-brasileiro/bigue-bangue/ |titulo=Bigue-bangue |acessodata=3 de abril de 2021 |publicado=Michaelis}}</ref><ref>{{citar web |ultimo=Priberam |url=https://dicionario.priberam.org/bigue-bangue |titulo=Bigue-bangue |acessodata=3 de abril de 2021 |publicado=Priberam}}</ref> ou '''grande expansão'''<ref>{{citar livro|editora=Ediouro|ano=2000|isbn=9788500007835|acessodata=|sobrenome=Mourão|nome=Ronaldo Rogério de Freitas|título=O Livro de Ouro do Universo|páginas=512}}</ref> é a [[Teoria científica|teoria]] [[Cosmologia|cosmológica]] dominante sobre o desenvolvimento inicial do [[universo]].<ref>{{citar web|último =Wollack|primeiro =Edward J.|título=Cosmology: The Study of the Universe|url=http://map.gsfc.nasa.gov/universe/|obra=Universe 101: Big Bang Theory|publicado=[[NASA]]|acessodata=27 de Abril de 2011|data=10 de Dezembro de 2010|arquivourl= http://web.archive.org/web/20110514230003/http://map.gsfc.nasa.gov/universe/|arquivodata= 14 de maio de 2011 <!--DASHBot-->| urlmorta= não}}:</ref> Os [[cosmólogo]]s usam o termo "Big Bang" para se referir à ideia de que o universo estava originalmente muito quente e denso em algum [[Cronologia do Universo|tempo]] finito no passado. Desde então tem se resfriado pela [[Expansão métrica do espaço|expansão]] ao estado diluído atual e continua em expansão atualmente. A teoria é sustentada por explicações mais completas e precisas a partir de [[Método científico|evidências científicas]] disponíveis e da [[Cosmologia observacional|observação]].<ref>{{Citar web
 |último=Feuerbacher |primeiro=B.
 |último2 =Scranton |primeiro2 =R.
 |data=25 de janeiro de 2006
 |título=Evidence for the Big Bang
 |url=http://www.talkorigins.org/faqs/astronomy/bigbang.html#evidence
 |obra=[[TalkOrigins]]
 |acessodata=2009-10-16
}}</ref><ref>{{Citar web
 |último=Wright |primeiro=E.L.
 |data=9 de maio de 2009
 |título=What is the evidence for the Big Bang?
 |url=http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmology_faq.html#BBevidence
 |obra=''Frequently Asked Questions in Cosmology''
 |publicado=[[UCLA]], Division of Astronomy and Astrophysics
 |acessodata=2009-10-16
}}</ref> Medições detalhadas da taxa de expansão do universo colocam o Big Bang em cerca de {{Tooltip num |13.8|1 000 000 000|bilhões|9|13800000000}} de anos atrás, que é considerada a [[Idade do Universo|idade do universo]].<ref>{{Citar web |url=https://www.mpg.de/7044245/Planck_cmb_universe |titulo=Planck reveals an almost perfect Universe |acessodata=2021-02-21 |website=www.mpg.de |lingua=en}}</ref><ref>{{Citar periódico|ultimo=Castelvecchi|primeiro=Davide|data=2020-07-15|titulo=Mystery over Universe’s expansion deepens with fresh data|url=https://www.nature.com/articles/d41586-020-02126-6|jornal=Nature|lingua=en|doi=10.1038/d41586-020-02126-6|issn = 0028-0836}}</ref><ref>{{Citar web|titulo=New research of oldest light confirms age of the universe|url=https://www.sciencedaily.com/releases/2020/07/200715170541.htm|obra=ScienceDaily|acessodata=2020-07-16|lingua=en}}</ref><ref>{{Citar web|titulo=Scientists Confirm Age of Universe is 13.8 Billion Years {{!}}|url=https://news.stonybrook.edu/alumni/scientists-confirm-age-of-universe-is-13-8-billion-years/|obra=SBU News|data=2020-07-15|acessodata=2020-07-16|lingua=en-US}}</ref><ref>{{Citar web|titulo=USC cosmologist works to make sense of a confusing universe|url=https://news.usc.eduhttps//news.usc.edu/166709/usc-cosmologist-vera-gluscevic-dark-matter-energy-women-in-science/|obra=USC News|data=2020-07-16|acessodata=2020-07-16|lingua=en-US}}</ref><ref>{{Citar web |ultimo=Rice |primeiro=Doyle |url=https://www.usatoday.com/story/news/nation/2020/07/15/age-universe-13-8-billion-years-scientists-confirm/3287409001/ |titulo=Universe is 13.8 billion years old, scientists confirm |acessodata=2021-02-21 |website=USA TODAY |lingua=en-US}}</ref><ref>{{Citar web |ultimo=Siegel |primeiro=Ethan |url=https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2016/08/27/ask-ethan-how-do-we-know-the-universe-is-13-8-billion-years-old/ |titulo=Ask Ethan: How Do We Know The Universe Is 13.8 Billion Years Old? |acessodata=2021-02-21 |website=Forbes |lingua=en}}</ref>

O padre [[Georges Lemaître]] propôs o que ficou conhecido como a teoria Big Bang da origem do universo, embora ele tenha chamado como "[[hipótese]] do [[átomo]] primordial". O quadro para o modelo se baseia na [[teoria da relatividade]] de [[Albert Einstein]] e em hipóteses simplificadoras (como [[Mistura homogênea|homogeneidade]] e [[isotropia]] do [[Espaço sideral|espaço]]). As equações principais foram formuladas por [[Alexander Friedmann]]. Depois [[Edwin Hubble]] descobriu em 1929 que as distâncias de galáxias distantes eram geralmente proporcionais aos seus [[Desvio para o vermelho|desvios para o vermelho]], como sugerido por Lemaître em 1927. Esta observação foi feita para indicar que todas as galáxias e [[aglomerado de galáxias]] muito distantes têm uma [[velocidade]] aparente diretamente fora do nosso ponto de vista: quanto mais distante, maior a velocidade aparente.<ref name="Hubble">{{citar periódico
|primeiro =E. |último =Hubble |autorlink =Edwin Hubble
 |ano=1929
 |título=A Relation Between Distance and Radial Velocity Among Extra-Galactic Nebulae
 |url=http://www.pnas.org/cgi/reprint/15/3/168
 |periódico=[[Proceedings of the National Academy of Sciences]]
 |volume=15 |páginas=168–73
 |doi=10.1073/pnas.15.3.168
 |pmid=16577160
 |número=3
 |pmc=522427
 |ref=harv
}}</ref>

Se a distância entre os aglomerados de galáxias está aumentando atualmente, todos deveriam estar mais próximos no passado. Esta ideia tem sido considerada em [[densidade]]s e [[temperatura]]s extremas,<ref>{{Citar web
 |último=Gibson |primeiro=C.H.
 |data=21 de janeiro de 2001
 |url=http://sdcc3.ucsd.edu/~ir118/GibsonAbstract.pdf
 |título=The First Turbulent Mixing and Combustion
 |obra=[[IUTAM]] Turbulent Mixing and Combustion
}}</ref><ref>{{citar arXiv
 |último =Gibson |primeiro =C.H.
 |ano=2001
 |título=Turbulence And Mixing In The Early Universe
 |class=astro-ph
 |eprint=astro-ph/0110012
}}</ref><ref>{{citar arXiv
 |último =Gibson |primeiro =C.H.
 |ano=2005
 |título=The First Turbulent Combustion
 |class=astro-ph
 |eprint=astro-ph/0501416
}}</ref> sendo que grandes [[aceleradores de partículas]] têm sido construídos para experimentar e testar tais condições, resultando em significativa confirmação da [[Teoria científica|teoria]]. No entanto, estes equipamentos científicos têm capacidades limitadas para pesquisas em tais [[Física de partículas|regimes de alta energia]]. Sem nenhuma evidência associada com a maior brevidade instantânea da expansão, a teoria do Big Bang não pode e não fornece qualquer explicação para essa condição inicial, mas descreve e explica a evolução geral do universo desde aquele instante. As abundâncias observadas de elementos leves em todo o [[cosmo]]s se aproximam das previsões calculadas para a formação destes elementos de processos nucleares na expansão rápida e [[arrefecimento]] dos minutos iniciais do universo, como lógica e quantitativamente detalhado de acordo com a [[Nucleossíntese primordial|nucleossíntese do Big Bang]].

[[Fred Hoyle]] é creditado como o criador do termo ''Big Bang'' durante uma transmissão de [[Rádio (comunicação)|rádio]] de 1949. Popularmente é relatado que Hoyle, que favoreceu um modelo cosmológico alternativo chamado "[[teoria do estado estacionário]]", tinha por objetivo criar um termo pejorativo, mas Hoyle explicitamente negou isso e disse que era apenas um termo impressionante para destacar a diferença entre os dois modelos.<ref>{{Citar web
 |data=22 de agosto de 2001
 |título='Big bang' astronomer dies
 |url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/uk/1503721.stm
 |publicado=[[BBC News]]
 |acessodata=2008-12-07
}}</ref><ref>{{citar livro
|último =Croswell |primeiro =K.
 |ano=1995
 |capítulo=Capítulo 9
 |título=The Alchemy of the Heavens
 |publicado=[[Anchor Books]]
 }}</ref><ref>{{citar livro
|último =Mitton |primeiro =S.
 |ano=2005
 |título=Fred Hoyle: A Life in Science
 |página=127
 |publicado=[[Aurum Press]]
 }}</ref> Hoyle mais tarde auxiliou consideravelmente na compreensão da [[nucleossíntese estelar]], a via nuclear para a construção de alguns elementos mais pesados até os mais leves. Após a descoberta da [[radiação cósmica de fundo em micro-ondas]] em 1964, e especialmente quando seu espectro (ou seja, a quantidade de [[radiação]] medida em cada [[comprimento de onda]]) traçou uma curva de [[corpo negro]], muitos cientistas ficaram razoavelmente convencidos pelas evidências de que alguns dos cenários propostos pela teoria do Big Bang devem ter ocorrido. A importância da descoberta da radiação cósmica de fundo é que ela representa um "fóssil" de uma época em que o universo era muito novo, sendo a maior evidência da existência do Big Bang. Ela é proveniente da separação da interação entre a radiação e matéria (época chamada de recombinação).<ref>{{Citar periódico
 | autor = VILLELA NETO, Thyrso
 | data = dezembro de 2009
 | mes = dezembro
 | titulo = A radiação cósmica de fundo - O ruído do universo
 | jornal = Ciência Hoje
 | volume = 45
 | numero = 266
 | paginas = 28-33
 | editora = ICH
 | url =
 |língua= <!-- ** -->
 <!-- *** -->
 }}</ref>

== Teoria ==
{{Cronologia natural}}
A teoria do Big Bang depende de duas suposições principais: a universalidade das [[leis da física]] e o [[princípio cosmológico]], que afirma que, em grandes escalas, o universo é homogêneo e [[isotrópico]]. Essas ideias foram inicialmente tomadas como postulados, mas hoje há esforços para testar cada uma delas. Por exemplo, a primeira hipótese foi testada por observações que mostram que o maior desvio possível da [[constante de estrutura fina]] em grande parte da [[idade do universo]] é de ordem 10<sup>−5</sup>. Além disso, a relatividade geral passou por [[Deflexão da luz|testes]] rigorosos na escala do [[Sistema Solar]] e das [[Estrela binária|estrelas binárias]].<ref>{{citar periódico
|último =Ivanchik |primeiro =A. V.
 |último2 =Potekhin |primeiro2 =A. Y.
 |último3 =Varshalovich |primeiro3 =D. A.
 |data=1999
 |título=The Fine-Structure Constant: A New Observational Limit on Its Cosmological Variation and Some Theoretical Consequences
 |periódico=[[Astronomy and Astrophysics]]
 |volume=343 |página=459
 |arxiv=astro-ph/9810166
 |bibcode=1999A&A...343..439I
 |ref=harv}}</ref>

Se o universo em grande escala parece isotrópico visto da [[Terra]], o princípio cosmológico pode ser derivado do [[princípio copernicano]] mais simples, que afirma que não há nenhum observador específico (ou especial) ou ponto de vantagem. Para este fim, o princípio cosmológico foi confirmado a um nível de 10<sup>−5</sup> através de observações da [[radiação cósmica de fundo]]. O universo foi medido como sendo homogêneo nas maiores escalas no nível de 10%.<ref>{{citar periódico
|último =Goodman |primeiro =J.
 |data=1995
 |título=Geocentrism Reexamined
 |periódico=[[Physical Review D]]
 |volume=52 |número=4 |páginas=1821–1827
 |arxiv=astro-ph/9506068
 |bibcode=1995PhRvD..52.1821G
 |doi=10.1103/PhysRevD.52.1821
 |ref=harv}}</ref>

=== Expansão do espaço ===
{{Artigo principal|Métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker|Expansão métrica do espaço}}

A relatividade geral descreve o [[espaço-tempo]] por uma [[Tensor métrico|métrica]], que determina as distâncias que separam pontos próximos. Os pontos, que podem ser galáxias, estrelas ou outros objetos, são especificados usando um gráfico de coordenadas ou "grade" que é estabelecido em todo o espaço-tempo. O princípio cosmológico implica que a métrica deve ser homogênea e isotrópica em grandes escalas, o que singularmente destaca a métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (métrica FLRW). Esta métrica contém um fator de escala, que descreve como o tamanho do universo muda com o tempo. Isto permite uma escolha conveniente de um [[sistema de coordenadas]] a ser feito, chamado [[Distância comóvel|coordenadas comóveis]]. Neste sistema de coordenadas a grade se expande junto com o universo e os objetos que estão se movendo apenas por causa da [[expansão do universo]] permanecem em pontos fixos na grade. Enquanto a distância ''coordenada'' ([[distância comóvel]]) deles permanece constante, a distância física entre dois pontos semelhantes cresce proporcionalmente com o fator de escala do universo.<ref>{{citar livro
|último =d'Inverno |primeiro =R.
 |data=1992
 |capítulo=Capítulo 23
 |título=Introducing Einstein's Relativity
 |publicado=[[Oxford University Press]]
 |isbn=0-19-859686-3
 |ref=harv}}</ref>

O Big Bang não é uma explosão de matéria se movendo para fora para preencher um universo vazio. Em vez disso, o espaço em si se expande com o tempo em todos os lugares e aumenta a distância física entre dois pontos comóveis. Em outras palavras, o Big Bang não é uma explosão no espaço, mas sim uma expansão do próprio espaço.<ref name=HTUW>{{citar série|título=How The Universe Works 3|episódio=First Second of the Big Bang |rede=Discovery Science |ano=2014}}</ref> Como a métrica FLRW assume uma distribuição uniforme de massa e energia, ela se aplica ao nosso universo somente em grandes escalas – concentrações locais de matéria, como a [[Via Láctea|nossa galáxia]], estão ligadas gravitacionalmente e, como tal, não experimentam a expansão em grande escala do espaço.<ref>Tamara M. Davis and Charles H. Lineweaver, ''Expanding Confusion: common misconceptions of cosmological horizons and the superluminal expansion of the Universe''. [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0310808 astro-ph/0310808]</ref>

=== Horizontes ===
{{Artigo principal|Horizonte cosmológico}}

Uma característica importante do [[espaço-tempo]] do Big Bang é a presença de [[Horizonte de partículas|horizontes]]. Uma vez que o universo tem uma idade finita e a [[luz]] viaja a uma velocidade finita, pode haver eventos no passado cuja luz não teve tempo de trazer até nós. Isto coloca um limite ou um "horizonte passado" sobre os objetos mais distantes que podem ser observados pelos humanos. Por outro lado, como o espaço está se expandindo e os objetos mais distantes se afastam cada vez mais rapidamente, a luz emitida por nós hoje pode nunca "alcançar" objetos muito distantes. Isso define um horizonte futuro, que limita os eventos no futuro que poderemos influenciar. A presença de qualquer tipo de horizonte depende dos detalhes da métrica FLRW que descreve o nosso universo. Nossa compreensão do universo até tempos muito primitivos sugere que há um horizonte do passado, embora na prática nossa visão também esteja limitada pela opacidade do universo nos primeiros tempos. Assim, nossa visão não pode prolongar-se mais para trás no tempo, embora o horizonte recue no espaço. Se a expansão do universo continuar a [[Expansão acelerada do universo|acelerar]], há também um horizonte futuro.<ref name="kolb_c3">Kolb and Turner (1988), capítulo 3</ref>

== História ==
{{Artigo principal|Cronologia da cosmologia}}
{{Imagem múltipla |direction=vertical |align=right |width=220|image1=XDF-scale.jpg|image2=The Hubble eXtreme Deep Field.jpg |image3=XDF-separated.jpg|caption1=Imagem ''[[Hubble Ultra Deep Field|XDF]]'' da [[Lua]] e vários milhares de galáxias, cada um composto de bilhões de [[estrela]]s.|caption2=Imagem ''XDF'' (2012) vista - cada luz é uma galáxia - algumas destas são tão antigos quanto 13,2 bilhões de anos<ref name="Space-20120925">{{citar web
|último =Moskowitz |primeiro =C.
 |título=Hubble Telescope Reveals Farthest View Into Universe Ever
 |url=http://www.space.com/17755-farthest-universe-view-hubble-space-telescope.html
 |data=25 de setembro de 2012
 |publicado=[[Space.com]]
 |acessodata=26 de setembro de 2012
 |ref=harv
}}</ref> - estima-se que o universo tenha 200 bilhões de galáxias.|caption3=Imagem ''XDF'' mostra galáxias completamente maduras no primeiro plano, galáxias quase maduras de há 5 a 9 bilhões de anos e [[protogaláxia]]s ardendo com estrelas novas há 9 bilhões de anos.}}

=== Etimologia ===

O astrônomo inglês [[Fred Hoyle]] é creditado por cunhar o termo "Big Bang" durante uma transmissão de rádio em 1949 na [[BBC]]. É popularmente relatado que Hoyle, que apoiava o modelo cosmológico alternativo do "[[Teoria do estado estacionário|estado estacionário]]", pretendia ser pejorativo, mas Hoyle negou explicitamente isto e disse que era apenas uma forma marcante de destacar a diferença entre os dois modelos.<ref>
{{citar jornal
|data=22 de agosto de 2001
 |título='Big bang' astronomer dies
 |url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/uk/1503721.stm
 |publicado=[[BBC News]]
 |acessodata=7 de dezembro de 2008
 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20081208220913/http://news.bbc.co.uk/1/hi/uk/1503721.stm
 |arquivodata=8 de dezembro de 2008 <!--DASHBot-->
 |urlmorta=não
}}</ref><ref>{{citar livro
|último =Croswell |primeiro =K.
 |data=1995
 |capítulo=Capítulo 9
 |título=The Alchemy of the Heavens
 |publicado=[[Anchor Books]]
 |ref=harv}}</ref><ref name="Mitton"/>{{rp|129}}

=== Desenvolvimento ===

A teoria do Big Bang se desenvolveu a partir de observações da estrutura do [[universo]] e de considerações teóricas. Em 1912, [[Vesto Slipher]] mediu o primeiro [[Efeito Doppler|deslocamento Doppler]] de uma "[[Galáxia espiral|nebulosa espiral]]" (''nebulosa espiral'' é o termo obsoleto para galáxias espirais) e logo descobriu que quase todas essas nebulosas estavam retrocedendo da [[Terra]]. Ele não compreendeu as implicações cosmológicas deste fato e, na época, era altamente controverso se essas nebulosas eram ou não "universos insulares" fora de nossa [[Via Láctea]].<ref>{{citar periódico
|último =Slipher |primeiro =V. M.
 |data=1913
 |título=The Radial Velocity of the Andromeda Nebula
 |periódico=[[Lowell Observatory Bulletin]]
 |volume=1 |páginas=56–57
 |bibcode=1913LowOB...2...56S
 |ref=harv}}</ref><ref>
{{citar revista
|último =Slipher |primeiro =V. M.
 |data=1915
 |título=Spectrographic Observations of Nebulae
 |revista=[[Popular Astronomy (US magazine)|Popular Astronomy]]
 |volume=23 |páginas=21–24
 |bibcode=1915PA.....23Q..21S
 |ref=harv
}}</ref> Dez anos mais tarde, [[Alexander Friedmann]], um [[cosmólogo]] e [[matemático]] [[russos|russo]], derivou as [[equações de Friedmann]] das [[equações de campo de Einstein]], mostrando que o universo poderia estar se expandindo, em contraste com o modelo de "[[universo estático]]" defendido por [[Albert Einstein]] na época.<ref name=af1922>{{citar periódico
|último =Friedman |primeiro =A. A.
 |data=1922
 |título=Über die Krümmung des Raumes
 |periódico=[[Zeitschrift für Physik]]
 |volume=10 |número=1 |páginas=377–386
 |bibcode=1922ZPhy...10..377F
 |doi=10.1007/BF01332580
|língua=de}}
:(English translation in: {{citar periódico
|último =Friedman |primeiro =A.
 |data=1999
 |título=On the Curvature of Space
 |periódico=[[General Relativity and Gravitation]]
 |volume=31 |número=12 |páginas=1991–2000
 |bibcode=1999GReGr..31.1991F
 |doi=10.1023/A:1026751225741}})</ref> Em 1924, a medida de [[Edwin Hubble]] da grande distância das nebulosas espirais mais próximas mostrou que estes sistemas eram certamente outras [[galáxia]]s. Derivando de forma independente as equações de Friedmann em 1927, [[Georges Lemaître]], [[físico]] e [[padre]] [[católico romano]] [[belgas|belga]], propôs que a recessão inferida das nebulosas se devia à expansão do universo.<ref name=gl1927>{{citar periódico
|último =Lemaître |primeiro =G.
 |data=1927
 |título=Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques
 |periódico=[[Annals of the Scientific Society of Brussels]]
 |volume=47A |página=41
|língua=fr}}
:(Translated in: {{citar periódico
|último =Lemaître |primeiro =G.
 |data=1931
 |periódico=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
 |volume=91 |páginas=483–490
 |título=A Homogeneous Universe of Constant Mass and Growing Radius Accounting for the Radial Velocity of Extragalactic Nebulae
 |bibcode=1931MNRAS..91..483L
 |doi=10.1093/mnras/91.5.483}})</ref>

Em 1931, Lemaître foi mais longe e sugeriu que a expansão evidente do universo, se projetada de volta no tempo, significava que quanto mais no passado, menor era o universo, até que em algum tempo finito no passado toda a massa do universo estava concentrada em um único ponto, um "átomo primitivo" onde e quando o tecido do tempo e do espaço veio à existência.<ref>{{citar periódico
|último =Lemaître |primeiro =G.
 |data=1931
 |título=The Evolution of the Universe: Discussion
 |periódico=[[Nature]]
 |volume=128 |número=3234 |páginas=699–701
 |bibcode=1931Natur.128..704L
 |doi=10.1038/128704a0
 |ref=harv}}</ref>

A partir de 1924, Hubble desenvolveu minuciosamente uma série de indicadores de distância, precursores da [[escala de distâncias cósmicas]], usando o telescópio Hooker de 100 polegadas (2,5 m) no [[Observatório Monte Wilson]]. Isso permitiu que ele estimasse distâncias para galáxias cujos [[Desvio para o vermelho|desvios para o vermelho]] (''redshift'') já haviam sido medidos, principalmente por Slipher. Em 1929, Hubble descobriu uma correlação entre a distância e a velocidade de recessão – agora conhecida como a [[lei de Hubble]].<ref name="hubble">{{citar periódico
|último =Hubble |primeiro =E.
 |data=1929
 |título=A Relation Between Distance and Radial Velocity Among Extra-Galactic Nebulae
 |url=http://antwrp.gsfc.nasa.gov/debate/1996/hub_1929.html
 |periódico=[[Proceedings of the National Academy of Sciences]]
 |volume=15 |número=3 |páginas=168–73
 |bibcode=1929PNAS...15..168H
 |doi=10.1073/pnas.15.3.168
 |pmc=522427
 |pmid=16577160
 |ref=harv}}</ref><ref name="christianson">{{citar livro
|último =Christianson |primeiro =E.
 |título=Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae
 |data=1995
 |publicado=[[Farrar, Straus and Giroux]]
 |isbn=0-374-14660-8
 |ref=harv}}</ref> Lemaître já havia demonstrado que isto era esperado, dado o princípio cosmológico.<ref name="peebles">{{citar periódico|último1 =Peebles |primeiro1 =P. J. E.|autorlink1=Jim Peebles |último2 =Ratra|primeiro2 = Bharat|autorlink2=Bharat Ratra|título=The cosmological constant and dark energy|ano=2003|periódico=Reviews of Modern Physics|arxiv=astro-ph/0207347|volume=75|número=2|páginas=559–606|doi = 10.1103/RevModPhys.75.559|bibcode=2003RvMP...75..559P | ref = harv}}</ref>

Nas décadas de 1920 e 1930, quase todos os grandes cosmólogos preferiam a [[teoria do estado estacionário]] e vários reclamaram que o começo do tempo implicado pelo Big Bang importava conceitos [[Religião|religiosos]] para a física; esta objeção foi repetida mais tarde pelos defensores do estado estacionário.<ref>{{citar livro
|último =Kragh |primeiro =H.
 |data=1996
 |título=Cosmology and Controversy
 |publicado=[[Princeton University Press]]
 |isbn=0-691-02623-8
 |ref=harv}}</ref> Essa percepção foi reforçada pelo fato de que o autor da teoria do Big Bang, o monsenhor Georges Lemaître, era um padre católico romano.<ref>{{citar web
|título=People and Discoveries: Big Bang Theory
 |url=http://www.pbs.org/wgbh/aso/databank/entries/dp27bi.html
 |obra=A Science Odyssey
 |publicado=PBS
 |acessodata=9 de março de 2012}}</ref> [[Arthur Eddington]] concordou com [[Aristóteles]] de que o universo não teve um começo no tempo, isto é, que a [[matéria]] é eterna. Um início no tempo era "repugnante" para ele.<ref>{{citar periódico
|último =Eddington |primeiro =A.
 |data=1931
 |título=The End of the World: from the Standpoint of Mathematical Physics
 |periódico=[[Nature (journal)|Nature]]
 |volume=127 |número=3203 |páginas=447–453
 |bibcode=1931Natur.127..447E
 |doi=10.1038/127447a0
 |ref=harv}}</ref><ref>{{citar periódico
|último =Appolloni |primeiro =S.
 |data=2011
 |título="Repugnant", "Not Repugnant at All":  How the Respective Epistemic Attitudes of Georges Lemaitre and Sir Arthur Eddington Influenced How Each Approached the Idea of a Beginning of the Universe
 |url=http://journal.ibsu.edu.ge/index.php/ibsusj/article/view/180
 |periódico=[[IBSU Scientific Journal]]
 |volume=5 |número=1 |páginas=19–44
 |ref=harv}}</ref> Lemaître, no entanto, pensava que:

{{quote|Se o mundo tivesse começado com um único [[quantum]], as noções de espaço e tempo não teriam qualquer significado no início; eles só começariam a ter um significado sensível quando o quantum original tivesse sido dividido em um número suficiente. Se esta sugestão estiver correta, o começo do mundo aconteceu um pouco antes do começo do espaço e do tempo.<ref>{{citar periódico
|último =Lemaître |primeiro =G.
 |data=1931
 |título=The Beginning of the World from the Point of View of Quantum Theory
 |periódico=[[Nature (journal)|Nature]]
 |volume=127 |número=3210 |página=706
 |bibcode=1931Natur.127..706L
 |doi=10.1038/127706b0
 |ref=harv}}</ref>}}

Durante a década de 1930 outras ideias foram propostas como cosmologias não-padrão para explicar as observações de Hubble, incluindo o [[modelo de Milne]],<ref>{{citar livro
|último =Milne |primeiro =E. A.
 |data=1935
 |título=Relativity, Gravitation and World Structure
 |publicado=[[Oxford University Press]]
 |lccn=35019093
 |ref=harv}}</ref> o [[Modelo cíclico|universo oscilatório]] (originalmente sugerido por Friedmann, mas defendido por Albert Einstein e [[Richard Tolman]])<ref>{{citar livro
|último =Tolman |primeiro =R. C.
 |data=1934
 |título=Relativity, Thermodynamics, and Cosmology
 |publicado=[[Clarendon Press]]
 |isbn=0-486-65383-8
 |lccn=34032023
 |ref=harv}}</ref> e a [[hipótese da luz cansada]] de [[Fritz Zwicky]].<ref>{{citar periódico
|último =Zwicky |primeiro =F.
 |data=1929
 |título=On the Red Shift of Spectral Lines through Interstellar Space
 |periódico=[[Proceedings of the National Academy of Sciences]]
 |volume=15 |número=10 |páginas=773–779
 |bibcode=1929PNAS...15..773Z
 |doi=10.1073/pnas.15.10.773
 |pmc=522555
 |pmid=16577237
 |ref=harv}}</ref>

Após a [[Segunda Guerra Mundial]], surgiram duas possibilidades distintas. Um deles era o modelo de estado estável de [[Fred Hoyle]], no qual a nova matéria seria criada à medida que o universo parecia se expandir. Neste modelo o universo é aproximadamente o mesmo em qualquer ponto no tempo.<ref>{{citar periódico
|último =Hoyle |primeiro =F.
 |data=1948
 |título=A New Model for the Expanding Universe
 |periódico=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
 |volume=108 |páginas=372–382
 |bibcode=1948MNRAS.108..372H
 |ref=harv
 |doi=10.1093/mnras/108.5.372}}</ref> A outra era a teoria do Big Bang de Lemaître, defendida e desenvolvida por [[George Gamow]], que introduziu a [[Nucleossíntese primordial|nucleosíntese do Big Bang]] (NBB)<ref>{{citar periódico
|último =Alpher |primeiro =R. A.
 |último2 =Bethe |primeiro2 =H.
 |último3 =Gamow |primeiro3 =G.
 |data=1948
 |título=The Origin of Chemical Elements
 |periódico=[[Physical Review]]
 |volume=73 |número=7 |páginas=803–804
 |bibcode=1948PhRv...73..803A
 |doi=10.1103/PhysRev.73.803
 |ref=harv}}</ref> e cujos associados, [[Ralph Alpher]] e [[Robert Herman]], predisseram a [[radiação cósmica de fundo em micro-ondas]] (CMB).<ref>{{citar periódico
|último =Alpher |primeiro =R. A.
 |último2 =Herman |primeiro2 =R.
 |data=1948
 |título=Evolution of the Universe
 |periódico=[[Nature (journal)|Nature]]
 |volume=162 |número=4124 |páginas=774–775
 |bibcode=1948Natur.162..774A
 |doi=10.1038/162774b0
 |ref=harv}}</ref> Ironicamente, foi Hoyle quem cunhou a frase que veio a ser aplicada à teoria de Lemaître, referindo-se a ele como "essa ideia ''big bang''" durante uma emissão de [[BBC Radio|rádio da BBC]] em março de 1949. Durante algum tempo, o apoio da comunidade científica ficou dividido entre essas duas teorias. Eventualmente, com evidências observacionais, mais notavelmente a partir de contagem de fontes de rádio, começaram a favorecer o Big Bang sobre o estado estacionário. A descoberta e confirmação da radiação cósmica de fundo de micro-ondas em 1965 garantiu o Big Bang como a melhor teoria da origem e evolução do universo. Muito do trabalho atual na cosmologia inclui a compreensão de como as galáxias se formam no contexto do Big Bang, compreendendo a física do universo em épocas anteriores e conciliando observações com a teoria básica.<ref name="Mitton">{{citar livro|autor =Mitton|título=Fred Hoyle: A Life in Science|publicado=Cambridge University Press|isbn=978-1-139-49595-0}}"To create a picture in the mind of the listener, Hoyle had likened the explosive theory of the universe's origin to a 'big bang'"</ref>

Em 1968 e 1970, [[Roger Penrose]], [[Stephen Hawking]] e [[George Ellis]] publicaram artigos em que mostraram que as [[Singularidade matemática|singularidades matemáticas]] eram uma condição inicial inevitável dos modelos [[Relatividade geral|relativistas gerais]] do Big Bang.<ref>{{citar periódico|último1 =Hawking |primeiro1 =S. |último2 =Ellis |primeiro2 =G. F. |data=1968 |título=The Cosmic Black-Body Radiation and the Existence of Singularities in our Universe |url=http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1968ApJ...152...25H |periódico=The Astrophysical Journal|volume=152 |página=25|bibcode = 1968ApJ...152...25H |doi = 10.1086/149520 }}</ref><ref>{{citar periódico|último =Hawking |primeiro =S. |último2 =Penrose |primeiro2 =R. |data=27 de janeiro de 1970 |título=The Singularities of Gravitational Collapse and Cosmology |url=http://rspa.royalsocietypublishing.org/content/314/1519/529.article-info |periódico=Proceedings of the Royal Society A: Mathematical, Physical & Engineering Sciences |publicado=The Royal Society|volume=314|número=1519 |páginas=529–548 |doi=10.1098/rspa.1970.0021|acessodata=27 de março de 2015|bibcode = 1970RSPSA.314..529H }}</ref> Então, dos anos 1970 aos anos 1990, os cosmólogos trabalharam em apontar as características do universo do Big Bang e resolver problemas pendentes. Em 1981, [[Alan Guth]] fez um avanço sobre a resolução de certos problemas teóricos pendentes na teoria do Big Bang com a introdução de uma época de rápida expansão no início do universo que ele chamou de "[[Inflação cósmica|inflação]]".<ref>{{citar periódico|último1 =Guth|primeiro1 =Alan|título=Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems|periódico=Phys. Rev. D|data=15 de janeiro de 1981|volume=23|número=2|páginas=347–356|doi=10.1103/PhysRevD.23.347|url=http://journals.aps.org/prd/abstract/10.1103/PhysRevD.23.347|bibcode = 1981PhRvD..23..347G }}</ref> Entretanto, durante estas décadas, duas questões na [[cosmologia observacional]] que geraram muita discussão e discordância foram sobre os valores precisos da Constância de Hubble<ref>{{citar web|último1 =Huchra|primeiro1 =John|título=The Hubble Constant|url=https://www.cfa.harvard.edu/~dfabricant/huchra/hubble/|publicado=Center for Astrophysics, Harvard University|data=2008}}</ref> e a densidade de matéria do universo (antes da descoberta da [[energia escura]], pensada como a chave preditor para o [[derradeiro destino do Universo]]).<ref>{{citar livro|último1 =Livio|primeiro1 =Mario|título=The Accelerating Universe: Infinite Expansion, the Cosmological Constant, and the Beauty of the Cosmos|data=2001|publicado=John Wiley & Sons|isbn=047143714X|página=160}}</ref> Em meados da década de 1990, observações de certos [[Aglomerado globular|aglomerados globulares]] pareciam indicar que eles tinham cerca de 15 bilhões de anos, o que entrava em conflito com a maioria das estimativas atuais da idade do universo. Esta questão foi mais tarde resolvida quando novas simulações de computador, que incluíam os efeitos da perda de massa devido a [[Vento estelar|ventos estelares]], indicou uma idade muito mais jovem para os aglomerados globulares. Embora ainda existam algumas dúvidas sobre a precisão com que as idades dos clusters são medidos, os aglomerados globulares são de interesse para a cosmologia por serem alguns dos objetos mais antigos do universo.<ref>{{citar periódico|último =Navabi |primeiro =A. A.  |último2 =Riazi |primeiro2 =N.  |data=2003  |título=Is the Age Problem Resolved?  |periódico=[[Journal of Astrophysics and Astronomy]]  |volume=24 |número=1–2 |páginas=3–10  |bibcode=2003JApA...24....3N  |doi=10.1007/BF03012187  |ref=harv }}</ref>

O progresso significativo na cosmologia de Big Bang foi feito desde o final dos anos 1990 como resultado dos avanços na tecnologia do telescópios, assim como na análise dos dados dos satélites, tais como o [[COBE]],<ref name=cobe>{{citar periódico
|último =Boggess |primeiro =N. W.
 |data=1992
 |título=The COBE Mission: Its Design and Performance Two Years after the launch
 |periódico=[[The Astrophysical Journal]]
 |volume=397 |página=420
 |bibcode=1992ApJ...397..420B
 |doi=10.1086/171797
 |ref=harv|numero-autores=etal}}</ref> o [[telescópio espacial Hubble]] e o [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]]. Os cosmologistas agora têm medições precisas de muitos dos parâmetros do modelo do Big Bang e fizeram a descoberta inesperada de que a expansão do universo parece estar se acelerando.<ref name="wmap1year">{{citar periódico
|último =Spergel |primeiro =D. N.
 |data=2006
 |título=Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology
 |periódico=[[Astrophysical Journal Supplement]]
 |volume=170 |número=2 |páginas=377–408
 |arxiv=astro-ph/0603449
 |bibcode=2007ApJS..170..377S
 |doi=10.1086/513700
 |ref=harv|numero-autores=etal}}</ref>

== Cronologia ==
[[Imagem:Universe expansion2.png|thumb|250px|De acordo com o modelo do Big Bang, o [[Universo]] se expandiu a partir de um estado extremamente denso e quente e continua a se expandir atualmente. Uma analogia comum explica que o [[Espaço sideral|espaço]] está se expandindo, levando [[galáxia]]s com ele, como passas em um naco de pão a aumentar. O esquema gráfico superior é um conceito artístico que ilustra a expansão de uma parte de um Universo plano.]]
{{Artigo principal|Cronologia do Universo}}

=== Singularidade ===
{{Artigo principal|Singularidade gravitacional|Unidades de Planck}}
Uma extrapolação da expansão do universo no passado, usando a [[relatividade geral]], produz uma [[densidade]] e uma temperatura infinitas em um tempo finito. Esta [[Singularidade gravitacional|singularidade]] indica que a relatividade geral não é uma descrição adequada das [[leis da física]] neste regime. Quão próximos os modelos baseados apenas na relatividade geral podem ser usados para extrapolar em direção à singularidade ainda é algo que está em debate – certamente não mais próximos do que o final da [[era de Planck]].<ref>{{citar livro |último =Hawking |primeiro =S. W. |último2 =Ellis |primeiro2 =G. F. R. |data=1973 |título=The Large-Scale Structure of Space-Time  |publicado=Cambridge University Press |isbn=0-521-20016-4 |ref=harv |língua=en}}</ref>

Esta singularidade primordial é por si só chamada de "o Big Bang",<ref>{{citar livro |último =Roos |primeiro =M. |data=2008 |capítulo=Expansion of the Universe – Standard Big Bang Model |título=Astronomy and Astrophysics |editor-nome1 =O. |editor-sobrenome1 =Engvold |editor-nome2 =R. |editor-sobrenome2 Stabell |editor-nome3 =B. |editor-sobrenome3 =Czerny |editor-nome4 =J. |editor-sobrenome4 =Lattanzio |series=Encyclopedia of Life Support Systems |publicado=UNESCO |arxiv=0802.2005 |citação=This singularity is termed the ''Big Bang''. |ref=harv}}</ref> mas o termo também pode se referir a uma fase mais genérica, mais quente e densa<ref>{{citar livro
|último =Drees |primeiro =W. B.
 |data=1990
 |título=Beyond the big bang: quantum cosmologies and God
 |url=https://books.google.com/books?id=N3mHJlxA3PcC&pg=PA223
 |páginas=223–224
 |publicado=[[Open Court Publishing]]
 |isbn=978-0-8126-9118-4
 |ref=harv
}}</ref> do [[Universo]]. Em ambos os casos, "o Big Bang" enquanto evento também é coloquialmente referido como o "nascimento" do nosso universo, uma vez que representa o ponto da história onde o universo entrou em um [[Equação de estado (cosmologia)|regime]] onde as leis da física passaram a funcionar da maneira como nós as entendemos (especificamente a relatividade geral e o [[modelo padrão]] da [[física de partículas]]). Baseado em medições da expansão usando [[supernovas tipo Ia]] e a [[radiação cósmica de fundo em micro-ondas]], o tempo que passou desde aquele evento, também conhecido como "idade do universo", é de 13,799 ± 0,021 bilhões de anos. Medições independentes desta idade apoiam o [[Modelo Lambda-CDM|modelo ΛCDM]], que descreve em detalhes as características do universo.<ref name="Planck 2015">{{citar arXiv
 |autor =Planck Collaboration
 |data=2015
 |título=Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters (See PDF, page 32, Table 4, Age/Gyr, last column).
 |arxiv=1502.01589
}}</ref>

=== Inflação e bariogênese ===
{{Artigo principal|Inflação cósmica|Bariogênese}}
As primeiras fases do Big Bang estão sujeitas a muita especulação. Nos modelos mais comuns o universo foi preenchido de forma homogênea e [[isotrópica]] com uma [[densidade de energia]] muito alta e grandes temperaturas e [[pressões]], sendo que expandiu e arrefeceu muito rapidamente. Aproximadamente após 10<sup>−37</sup> segundos de expansão, uma [[transição de fase]] causou uma [[inflação cósmica]], durante a qual o universo [[Crescimento exponencial|cresceu exponencialmente]], quando as [[Flutuação quântica|flutuações de densidade]] de tempo, que ocorreram devido ao [[Princípio da incerteza de Heisenberg|princípio da incerteza]], foram amplificadas nas sementes que mais tarde formariam a [[Formação estrutural|estrutura em larga escala]] do universo.<ref name="guth">{{citar livro
|último =Guth |primeiro =A. H.
 |data=1998
 |título=The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins
 |publicado=[[Vintage Books]]
 |isbn=978-0-09-995950-2
 |ref=harv
}}</ref>

Depois que a inflação parou, o reaquecimento ocorreu até que o universo obtivesse as temperaturas requeridas para a [[Produção de par|produção]] de um [[plasma de quarks e glúons]] assim como de todas as outras [[partículas elementares]].<ref>{{citar periódico
|último =Schewe |primeiro =P.
 |data=2005
 |título=An Ocean of Quarks
 |url=http://www.aip.org/pnu/2005/split/728-1.html
 |periódico=Physics News Update
 |publicado=[[American Institute of Physics]]
 |volume=728 |número=1
 |ref=harv}}</ref> As temperaturas eram tão elevadas que os movimentos aleatórios de partículas estavam a velocidades [[Relatividade restrita|relativistas]] e os pares de [[Antimatéria|partícula-antipartícula]] de todos os tipos estavam sendo continuamente criados e destruídos em colisões.<ref name=HTUW/> Em algum momento, uma reação desconhecida chamada [[bariogênese]] violou a conservação do [[número bariônico]], levando a um excesso muito pequeno de [[quarks]] e [[leptons]] sobre [[antiquark]]s e antileptons - da ordem de uma parte em 30 milhões. Isto resultou na predominância da [[matéria]] sobre a [[antimatéria]] no universo presente.<ref name="kolb_c6">Kolb and Turner (1988), capítulo 6</ref>

=== Resfriamento ===
{{Artigo principal|Nucleossíntese primordial|Radiação cósmica de fundo em micro-ondas}}
[[Imagem:2MASS_LSS_chart-NEW_Nasa.jpg|thumb|upright=1.5|esquerda|Vista panorâmica de todo o céu perto do infravermelho revela a distribuição de galáxias para além da Via Láctea. As galáxias são cor-codificadas por redshift.]]

O universo continuou a diminuir em densidade e temperatura, sendo que a energia típica de cada partícula estava diminuindo. As transições de fase de quebra de simetria colocaram as [[forças fundamentais]] da física e os parâmetros das [[partículas elementares]] em sua forma atual. Após cerca de 10<sup>−11</sup> segundos, a imagem torna-se menos especulativa, uma vez que as energias das partículas caem para valores que podem ser atingidos em [[aceleradores de partículas]]. Em cerca de 10<sup>−6</sup> segundos, [[quark]]s e [[gluon]]s combinam-se para formar [[bárion]]s, como [[proton]]s e [[nêutron]]s. O pequeno excesso de quarks sobre [[antiquark]]s levou a um pequeno excesso de bárions sobre antibárions. A temperatura agora não era alta o suficiente para criar novos pares de prótons-antiprotons (similarmente aos nêutrons-antineutrons), assim uma aniquilação em massa imediatamente seguiu-se, deixando apenas um em 10<sup>10</sup> dos prótons e nêutrons originais e nenhuma de suas antipartículas. Um processo similar ocorreu em cerca de 1 segundo para elétrons e [[pósitron]]s. Após essas aniquilações, os prótons, nêutrons e elétrons restantes não se moviam relativisticamente e a densidade de energia do universo era dominada por [[fóton]]s (com uma contribuição menor de [[neutrino]]s).<ref name="kolb_c7">Kolb and Turner (1988), capítulo 7</ref>

A poucos minutos da expansão, quando a temperatura era de cerca de um bilhão (um milhão) de [[kelvins]] e a densidade era aproximadamente a do ar, os nêutrons combinados com prótons para formar o Universo do [[deutério]] e [[Núcleo atómico|núcleos]] de [[hélio]] em um processo chamado [[nucleossíntese primordial]].<ref name="kolb_c4"/> A maioria dos prótons permaneceram não combinados como núcleos de [[hidrogênio]]. À medida que o universo se esfriava, a densidade de energia de massa restante da matéria chegou a dominar gravitacionalmente a da [[Radiação eletromagnética|radiação de fótons]].<ref name="peacock_c9">Peacock (1999), capítulo 9</ref> Após cerca de {{fmtn|379000}} anos os elétrons e núcleos combinaram-se em átomos (principalmente de hidrogênio); daí a radiação dissociada da matéria e continuada através do espaço em grande parte desimpedida. Esta relíquia de radiação é conhecida como a [[radiação cósmica de fundo em micro-ondas]].<ref name="kolb_c4"/> A [[Bioquímica|química da vida]] pode ter começado logo após o Big Bang, 13,8 bilhões de anos atrás, durante uma época habitável quando o universo tinha entre 10 e 17 milhões de anos de idade.<ref name="IJA-2014October">{{citar periódico|último =Loeb |primeiro =Abraham |autorlink =Abraham Loeb |título=The Habitable Epoch of the Early Universe |data=Outubro de 2014 |periódico=[[International Journal of Astrobiology]] |volume=13 |número=4 |páginas=337–339 |doi=10.1017/S1473550414000196 |arxiv = 1312.0613 |bibcode = 2014IJAsB..13..337L }}</ref><ref name="NYT-20141202">{{citar jornal|último =Dreifus |primeiro =Claudia |autorlink =Claudia Dreifus |título=Much-Discussed Views That Go Way Back - Avi Loeb Ponders the Early Universe, Nature and Life |url=http://www.nytimes.com/2014/12/02/science/avi-loeb-ponders-the-early-universe-nature-and-life.html |data=2 de dezembro de 2014 |obra=[[New York Times]] |acessodata=3 de dezembro de 2014 }}</ref>

===Formação de estruturas ===
{{Artigo principal|Formação estrutural}}
[[Imagem:Heic1401a-Abell2744-20140107.jpg|thumb|[[Aglomerado de galáxias]] [[Abell 2744]].<ref name="NASA-20140107">{{citar jornal|último =Clavin |primeiro =Whitney |último2 =Jenkins |primeiro2 =Ann |último3 =Villard |primeiro3 =Ray |título=NASA's Hubble and Spitzer Team up to Probe Faraway Galaxies |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-007 |data=7 de janeiro de 2014 |publicado=[[NASA]] |acessodata=8 de janeiro de 2014 }}</ref>]]

Durante um longo período de tempo, as regiões um pouco mais densas da matéria quase uniformemente distribuída atraíram gravitacionalmente a matéria vizinha e, assim, cresceram ainda mais densas, formando [[Nuvem interestelar|nuvens de gás]], [[estrela]]s, [[galáxia]]s e outras estruturas astronômicas observáveis atualmente.<ref name=HTUW/> Os detalhes desse processo dependem da quantidade e do tipo de matéria no universo. Os quatro tipos possíveis de matéria são conhecidos como [[matéria escura fria]], [[matéria escura morna]], [[matéria escura quente]] e [[matéria bariônica]]. As melhores medidas disponíveis (do [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]]) mostram que os dados estão bem ajustados por um modelo Lambda-CDM no qual a matéria escura é considerada fria (a matéria escura quente é descartada pela [[reionização]] precoce)<ref name="WMAP2003Spergel">{{citar periódico
|último =Spergel |primeiro =D. N.
 |data=2003
 |título=First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: determination of cosmological parameters
 |periódico=[[The Astrophysical Journal Supplement]]
 |volume=148 |número=1 |páginas=175–194
 |arxiv=astro-ph/0302209
 |bibcode=2003ApJS..148..175S
 |doi=10.1086/377226
 |ref=harv|numero-autores=etal}}</ref> e é estimada em constituir cerca de 23% da matéria/energia do universo, enquanto que a matéria bariônica representa cerca de 4,6%.<ref name="wmap7year">{{citar periódico |url=http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/pub_papers/sevenyear/basic_results/wmap_7yr_basic_results.pdf |título=Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results |data=2011 |acessodata=4 de dezembro de 2010 |publicado=[[NASA]]/[[Goddard Space Flight Center|GSFC]] |último=Jarosik |primeiro=N. |página=39, Table 8 |ref=harv |numero-autores=}}</ref> Em um "modelo estendido", que inclui matéria escura quente sob a forma de [[neutrino]]s, a "densidade de bariônica" Ω<sub>b</sub> é estimada em cerca de 0,023 (isto é diferente da "densidade de bário" Ωb expressa como uma fração da matéria total/densidade de energia, o que como referido acima é de cerca de 0,046), e a correspondente densidade de massa escura fria Ω<sub>c</sub>h<sup>2</sup> é cerca de 0,11, a densidade de neutrinos correspondente Ω<sub>v</sub>h<sup>2</sup> é estimada como inferior a 0,0062.<ref name="wmap7year" />

=== Aceleração cósmica ===
{{Artigo principal|Expansão acelerada do universo}}

Evidências independentes de [[supernovas tipo Ia]] e da [[radiação cósmica de fundo em micro-ondas]] implicam que o universo atual é dominado por uma misteriosa forma de energia conhecida como [[energia escura]], que aparentemente permeia todo o espaço. As observações sugerem que 73% da densidade energética total do universo de hoje está nesta forma. Quando o universo era muito jovem, provavelmente era infundido com energia escura, mas com menos espaço a gravidade predominou e foi freando lentamente a expansão. Mas, eventualmente, depois de vários bilhões de anos de expansão, a crescente abundância de energia escura fez a [[expansão do universo]] lentamente começar a acelerar. A energia escura em sua formulação mais simples toma a forma do termo [[Constante cosmológica|constante cosmológico]] nas [[equações de campo de Einstein]] da [[relatividade geral]], mas sua composição e mecanismo são desconhecidos e, em geral, os detalhes de sua [[Equação de estado (cosmologia)|equação de estado]] e relação com o [[Modelo padrão|modelo padrão de física de partículas]] continuam a ser investigados, tanto através da observação quanto teoricamente.<ref name="peebles" />

Toda esta evolução cósmica após a época inflacionária pode ser rigorosamente descrita e modelada pelo modelo ΛCDM da cosmologia, que utiliza as estruturas independentes da mecânica quântica e a relatividade geral de [[Albert Einstein]]. Não há nenhum modelo amplamente apoiado que descreva a ação antes de 10<sup>−15</sup> segundos. Aparentemente, uma nova teoria unificada de [[gravitação quântica]] é necessária para quebrar essa barreira. Compreender esta primeira era na história do universo é atualmente um dos maiores problemas não resolvidos pela [[física]].<ref name="peebles" />

== Evidências observáveis ==
[[Imagem:WMAP2.jpg|thumb|esquerda|Representação artística do satélite [[WMAP]] coletando dados que ajudam os cientistas a entenderem o Big Bang]]
{{Quote box
 |quote="A imagem do Big Bang é muito firmemente fundamentada em dados de todas as áreas para ser provada como inválida em suas características gerais."
 |source=[[Lawrence M. Krauss|Lawrence Krauss]]<ref>{{citar livro
|último =Krauss |primeiro =L.
  |data=2012
  |título=A Universe From Nothing: Why there is Something Rather than Nothing
  |página=118
  |publicado=[[Free Press (publisher)|Free Press]]
  |isbn=978-1-4516-2445-8
 |ref=harv}}</ref>
 |width=27%
 |align=right
 |style=padding:8px;
}}
As evidências observacionais mais antigas e diretas que embasam a validade da teoria é a expansão do universo de acordo com a [[lei de Hubble]] (como indicado pelos [[Desvio para o vermelho|desvios para o vermelho]] das galáxias), a descoberta e medição da [[radiação cósmica de fundo em micro-ondas]] e as abundâncias relativas de elementos leves produzidos na [[Nucleossíntese primordial|nucleosíntese do Big Bang]]. Evidências mais recentes incluem observações sobre a [[formação e evolução de galáxias]] e a distribuição de [[Universo observável|estruturas cósmicas de grande escala]].<ref>{{citar periódico
|último =Gladders |primeiro =M. D.
 |data=2007
 |título=Cosmological Constraints from the Red-Sequence Cluster Survey
 |periódico=[[The Astrophysical Journal]]
 |volume=655 |número=1 |páginas=128–134
 |arxiv=astro-ph/0603588
 |bibcode=2007ApJ...655..128G
 |doi=10.1086/509909
 |ref=harv|numero-autores=etal}}</ref> Estes são algumas vezes chamados de "quatro pilares" da teoria do Big Bang.<ref>{{citar web|url=http://www.damtp.cam.ac.uk/user/gr/public/bb_pillars.html|título=Four Pillars|publicado=Cambridge Cosmology: Hot Big Bang|acessodata=4 de março de 2016}}</ref>

Modelos modernos precisos do Big Bang apelam para vários fenômenos físicos exóticos que não foram observados em experimentos de laboratório ou incorporados no [[modelo padrão]] de [[física de partículas]]. Dentre essas características, a [[matéria escura]] está atualmente sujeita às investigações laboratoriais mais ativas.<ref>{{citar web
|último =Sadoulet |primeiro =B.
 |data=2010
 |título=Direct Searches for Dark Matter
 |url=http://www8.nationalacademies.org/astro2010/DetailFileDisplay.aspx?id=225
 |obra=Astro2010: The Astronomy and Astrophysics Decadal Survey
 |publicado=[[National Academies Press]]
 |acessodata=12 de março de 2012
 |ref=harv}}</ref> A [[energia escura]] também é uma área de intenso interesse para os cientistas, mas não está claro se a detecção direta de energia escura será possível um dia. A [[inflação cósmica]] e a [[bariogênese]] continuam a ser as características mais especulativas dos atuais modelos do Big Bang. Explicações viáveis e quantitativas para tais fenômenos ainda estão sendo buscadas. Estes são problemas não resolvidos na física.<ref>{{citar web
|último =Cahn |primeiro =R.
 |data=2010
 |título=For a Comprehensive Space-Based Dark Energy Mission
 |url=http://www8.nationalacademies.org/astro2010/DetailFileDisplay.aspx?id=243
 |obra=Astro2010: The Astronomy and Astrophysics Decadal Survey
 |publicado=[[National Academies Press]]
 |acessodata=12 de março de 2012
 |ref=harv}}</ref>

=== Lei de Hubble-Homasone e expansão do universo ===
{{Artigo principal|Lei de Hubble-Homason|Expansão métrica do espaço}}

Observações de [[galáxia]]s e [[quasar]]es distantes mostram que esses objetos são ''[[Desvio para o vermelho|redshifted]]'' – a luz emitida deles foi deslocada para comprimentos de ondas mais longos. Isto pode ser visto tomando um [[Densidade espectral|espectro de frequência]] de um objeto e correspondendo ao padrão espectroscópico de linhas de emissão ou linhas de absorção correspondentes aos [[átomo]]s dos [[elementos químicos]] que interagem com a luz. Estes ''redshifts'' são uniformemente isotrópicos, distribuídos uniformemente entre os objetos observados em todas as direções. Se o ''redshift'' for interpretado como um [[Efeito Doppler|deslocamento Doppler]], a velocidade recessional do objeto pode ser calculada. Para algumas galáxias, é possível estimar distâncias através da escala de distância cósmica. Quando as velocidades recessivas são traçadas contra essas distâncias, observa-se uma relação linear conhecida como [[lei de Hubble]]:<ref name="hubble" />
[[Imagem:Schematic diagram of the history of the Universe.jpg|thumb|upright=2.3|Diagrama esquemático da história do universo.]]
:''v'' = ''H''<sub>0</sub>''D'',
onde
* ''v'' é a [[velocidade]] recessional da [[galáxia]] ou outro objeto distante,
* ''D'' é a [[distância comóvel]] do objeto e
* ''H''<sub>0</sub> é a [[constante de Hubble]], medida por {{val|70.4|+1.3|-1.4}} [[Quilômetro|km]]/[[segundo|s]]/[[Megaparsec|Mpc]] pela sonda [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]].<ref name="wmap7year" />

A lei de Hubble tem duas explicações possíveis. Ou estamos no centro de uma explosão de galáxias - o que é insustentável dado o [[princípio copernicano]] - ou o universo está uniformemente se expandindo em todos os lugares. Esta expansão universal foi predita a partir da relatividade geral por [[Alexander Friedmann]] em 1922<ref name=af1922 />  e [[Georges Lemaître]] em 1927,<ref name=gl1927 /> bem antes de Hubble fazer sua análise e observações de 1929 e continua a ser a pedra angular da teoria do Big Bang como desenvolvido por Friedmann, Lemaître, Robertson e Walker.<ref name="hubble" />

A teoria requer que a relação v = HD seja mantida em todos os momentos, onde D é a [[distância comóvel]], v é a velocidade recessional e v, H, e D variam à medida que o universo se expande (escrevemos H0 para denotar o dia atual da [[constante de Hubble]]). Para distâncias muito menores que o tamanho do universo observável, o [[Desvio para o vermelho|deslocamento para o vermelho]] de Hubble pode ser pensado como o [[Efeito Doppler|deslocamento Doppler]] correspondente à velocidade de recessão v. No entanto, o deslocamento para o vermelho não é um deslocamento Doppler verdadeiro, mas sim o resultado da expansão do universo entre o momento em que a luz foi emitida e a hora em que foi detectada.<ref name="peacock_c3">Peacock (1999), capítulo 3</ref>

Que esse espaço está em expansão métrica é demonstrado por evidência observacional direta do [[princípio cosmológico]] e do princípio copernicano, que juntamente com a lei de Hubble não têm outra explicação. Os ''redshifts'' astronômicos são extremamente isotrópicos e homogêneos,<ref name="hubble" /> apoiando o princípio cosmológico de que o universo parece o mesmo em todas as direções, juntamente com muitas outras evidências. Se os ''redshifts'' fossem o resultado de uma explosão de um centro distante de nós, não seriam tão similares em sentidos diferentes.<ref name="hubble" />

Medições dos efeitos da [[radiação cósmica de fundo em micro-ondas]] sobre a dinâmica de sistemas astrofísicos distantes em 2000 provaram o princípio copernicano de que, numa escala cosmológica, a [[Terra]] não está em uma posição central. A radiação do Big Bang foi demonstradamente mais quente em tempos anteriores em todo o universo. O resfriamento uniforme do fundo de micro-ondas cósmico ao longo de bilhões de anos só é explicável se o universo estiver experimentando uma expansão métrica e exclui a possibilidade de que estejamos perto do centro único de uma explosão.<ref>{{citar periódico
|último =Srianand |primeiro =R.
 |último2 =Petitjean |primeiro2 =P.
 |último3 =Ledoux |primeiro3 =C.
 |data=2000
 |título=The microwave background temperature at the redshift of 2.33771
 |periódico=[[Nature (journal)|Nature]]
 |volume=408 |número=6815 |páginas=931–935
 |arxiv=astro-ph/0012222
 |bibcode=2000Natur.408..931S
 |doi=10.1038/35050020
 |laysource=[[European Southern Observatory]]
 |laydate=Dezembro de 2000
 |laysummary=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2000/pr-27-00.html
 |ref=harv}}</ref>

=== Radiação cósmica de fundo em micro-ondas ===
{{Artigo principal|Radiação cósmica de fundo em micro-ondas}}
[[Imagem:Cmbr.svg|thumb|esquerda|O espectro de fundo de microondas cósmico medido pelo instrumento FIRAS no satélite COBE é o espectro de corpo negro mais precisamente medido na natureza. [74] Os pontos de dados e as barras de erro neste gráfico são obscurecidos pela curva teórica.]]

Em 1965, [[Arno Penzias]] e [[Robert Woodrow Wilson|Robert Wilson]] descobriram a [[radiação cósmica de fundo]], um sinal omnidirecional na banda de [[micro-ondas]].<ref name="penzias">
 {{citar periódico
|último =Penzias |primeiro =A. A.
 |último2 =Wilson |primeiro2 =R. W.
 |data=1965
 |título=A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s
 |periódico=[[The Astrophysical Journal]]
 |volume=142 |página=419
 |bibcode=1965ApJ...142..419P
 |doi=10.1086/148307
 |ref=harv
}}</ref> Sua descoberta forneceu a confirmação substancial das previsões do Big Bang por Alpher, Herman e Gamow por volta de 1950. Durante a década de 1970 a radiação era considerada aproximadamente consistente com um espectro de corpo negro em todas as direções; este espectro foi [[Desvio para o vermelho|desviado para o vermelho]] pela expansão do universo e corresponde hoje a aproximadamente 2,725 K. Isto derrubou o contrapeso da evidência a favor do modelo de Big Bang e Penzias e Wilson receberam um [[Prêmio Nobel]] em 1978.<ref name="penzias" />

A superfície da última dispersão correspondente à emissão de [[radiação cósmica de fundo]] ocorre pouco depois da recombinação, a época em que o hidrogênio neutro se torna estável. Antes disto, o universo compreendia um mar de plasma de fóton-bário quente e denso, onde os fótons eram rapidamente dispersos a partir de partículas carregadas livres. Com um pico de cerca de 372 ± 14 kyr, o caminho livre médio para um fóton torna-se longo o suficiente para atingir os dias atuais e o universo torna-se transparente.<ref name="WMAP2003Spergel" />

Em 1989, a [[NASA]] lançou o satélite [[Cosmic Background Explorer]] (COBE), que fez dois grandes avanços: em 1990, as medições de espectro de alta precisão mostraram que o espectro de frequência da radiação cósmica de fundo é um [[corpo negro]] quase perfeito sem desvios a um nível de 1 parte em 10<sup>4</sup> e medido a uma temperatura residual de 2,726 K (as medições mais recentes reviram este valor ligeiramente para 2,7255 K); em 1992, mais medidas do COBE descobriram flutuações minúsculas ([[anisotropia]]s) na temperatura da radiação cósmica de fundo através do céu, a um nível de cerca de uma parte em 10<sup>5</sup>.<ref name="cobe" /> [[John C. Mather]] e [[George Smoot]] receberam o [[Prêmio Nobel de Física]] de 2006 por sua liderança nesses resultados. Durante a década seguinte, as anisotropias de radiação cósmica de fundo ainda eram pesquisadas por um grande número de experimentos com balões e em terra. Em 2000-2001 vários experimentos, principalmente BOOMERanG, descobriram que a [[forma do universo]] é espacialmente quase plana medindo o tamanho angular típico (o tamanho no céu) das anisotropias.<ref>{{citar periódico|autor =A. Melchiorri et. al.|ano=1999|título=A measurement of Omega from the North American test flight of BOOMERANG|periódico=The Astrophysical Journal |número=536|publicado=Institute of Physics|arxiv=astro-ph/9911445}}</ref><ref>{{citar periódico|autor1 =P. de Bernardis |título=A Flat Universe from High-Resolution Maps of the Cosmic Microwave Background Radiation|periódico=Nature|volume=404|publicado=Nature Publishing Group|páginas=955–959|doi=10.1038/35010035|arxiv=astro-ph/0004404|ano=2000|numero-autores=etal|pmid=10801117}}</ref><ref>{{citar periódico|autor1 =A. D. Miller |título=A Measurement of the Angular Power Spectrum of the Cosmic Microwave Background from l = 100 to 400  |periódico=The Astrophysical Journal Letters | volume =524 |ano=1999 | url =http://iopscience.iop.org/1538-4357/524/1/L1/fulltext/995456.text.html |número=1 | doi =10.1086/312293|arxiv = astro-ph/9906421 |bibcode = 1999ApJ...524L...1M |numero-autores=etal |páginas=L1–L4}}</ref>

No início de 2003 foram liberados os primeiros resultados da sonda [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe]] (WMAP), que produziu os valores mais precisos para alguns dos parâmetros cosmológicos. Os resultados refutaram vários modelos específicos de [[inflação cósmica]], mas são consistentes com a teoria da inflação em geral. A sonda espacial [[Planck (sonda espacial)|Planck]] foi lançada em maio de 2009. Outras experiências de fundo de micro-ondas cósmicas baseadas no solo e em balões estão em andamento.<ref name="wmap1year" />

{{panorama|WMAP 2012.png|600px|O Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) é um sistema de sensoreamento térmico da energia remanescente de fundo, ou ruído térmico de fundo do Universo conhecido. Esta imagem é um mapeamento em [[microondas]] do Universo conhecido cuja energia que chega ao sistema está reverberando desde 379.000 anos após o Big Bang, há aproximadamente {{Tooltip num|13|Bilhão|bilhões|9|13000000000}} de anos (presume-se). A [[temperatura]] está dividida entre nuances que vêm do mais frio ao mais morno, do [[azul]] ao [[vermelho]] respectivamente, sendo o mais [[frio]] a matéria, ou o ''"[[éter]]"'', onde a energia térmica de fundo está mais fria, demonstrando regiões mais antigas. A comparação, feita pelo autor da imagem, é como se tivéssemos tirado uma [[fotografia]] de uma pessoa de oitenta anos, mas, no dia de seu nascimento.}}

=== Abundância de elementos primordiais ===
{{Artigo principal|Nucleossíntese primordial}}

Usando o modelo Big Bang, é possível calcular a concentração de [[hélio-4]], [[hélio-3]], [[deutério]] e [[lítio-7]] no universo como proporções para a quantidade de [[hidrogênio]] comum. As abundâncias relativas dependem de um único parâmetro, a proporção de [[fóton]]s em relação aos [[bárion]]s. Este valor pode ser calculado independentemente da estrutura detalhada das flutuações da [[radiação cósmica de fundo]].<ref name="kolb_c4">Kolb and Turner (1988), capítulo 4</ref>

As abundâncias medidas concordam, pelo menos aproximadamente, com as previstas a partir de um único valor da razão bário/fóton. O acordo é excelente para o deutério, próximo mas formalmente discrepante para <sup>4</sup>He e fora por um fator de dois para <sup>7</sup>Li; nos dois últimos casos existem [[Erro observacional|incertezas sistemáticas]] substanciais. No entanto, a consistência geral com as abundâncias preditas pela [[nucleossíntese do Big Bang]] é uma forte evidência para a teoria, já que ela é a única explicação conhecida para as abundâncias relativas de elementos leves e é praticamente impossível "ajustar" o Big Bang para produzir muito mais ou menos que 20 a 30% de hélio.<ref>{{citar periódico
|último =Steigman |primeiro =G.
 |data=2005
 |título=Primordial Nucleosynthesis: Successes And Challenges
 |periódico=[[International Journal of Modern Physics E]]
 |volume=15 |páginas=1–36
 |arxiv=astro-ph/0511534
 |bibcode=2006IJMPE..15....1S
 |doi=10.1142/S0218301306004028
 |ref=harv}}</ref> De fato, não há nenhuma razão óbvia fora do Big Bang que explique, por exemplo, porque o universo jovem (isto é, antes da formação estelar, como determinado pelo estudo de matéria supostamente livre de produtos de [[nucleossíntese estelar]]) deveria ter mais hélio que deutério ou mais deutério do que <sup>3</sup>He e em proporções constantes.<ref name="Ryden2003"/>

=== Evolução galáctica e distribuição ===
{{Artigo principal|Formação e evolução de galáxias|Formação estrutural}}

Observações detalhadas da morfologia e distribuição de galáxias e [[quasar]]es estão de acordo com o estado atual da teoria do Big Bang. Uma combinação de observações e teorias sugere que os primeiros quasares e galáxias foram formados cerca de um bilhão de anos após o Big Bang e desde então estruturas maiores têm se formado, como [[aglomerados de galáxias|aglomerados]] e [[superaglomerados de galáxias]]. As populações de estrelas têm envelhecido e evoluído, de modo que as galáxias distantes (que são observadas como eram no universo precoce) parecem muito diferentes das galáxias próximas (observadas em um estado mais recente). Além disso, galáxias que se formaram relativamente recentemente aparecem marcadamente diferentes das galáxias formadas a distâncias semelhantes, mas logo após o Big Bang. Estas observações são fortes argumentos contra o modelo de estado estacionário. Observações de [[formação de estrelas]], distribuições de galáxias e quasares e estruturas maiores concordam bem com as simulações do Big Bang da formação de estrutura no universo e estão ajudando a completar detalhes da teoria.<ref>
{{citar arXiv
 |último =Bertschinger |primeiro =E.
 |data=2001
 |título=Cosmological Perturbation Theory and Structure Formation
 |class=astro-ph
 |eprint=astro-ph/0101009
 |ref=harv
}}</ref><ref>{{citar periódico
|último =Bertschinger |primeiro =E.
 |data=1998
 |título=Simulations of Structure Formation in the Universe
 |periódico=[[Annual Review of Astronomy and Astrophysics]]
 |volume=36 |número=1 |páginas=599–654
 |bibcode=1998ARA&A..36..599B
 |doi=10.1146/annurev.astro.36.1.599
 |ref=harv}}</ref>

=== Nuvens de gás primordiais ===
[[Imagem:PIA17993-DetectorsForInfantUniverseStudies-20140317.jpg|thumb|O [[Ponto cardeal (óptica)|plano focal]] do [[BICEP|telescópio BICEP2]] sob um [[microscópio]] - usado para procurar a polarização na [[radiação cósmica de fundo]].<ref name="BICEP2-2014">{{citar web|url=http://bicepkeck.org|título=BICEP2 2014 Results Release|data=17 de março de 2014|autor=Staff|obra=[[National Science Foundation]]|acessodata=18 de março de 2014}}</ref><ref name="NASA-20140317">{{citar web|url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-082|título=NASA Technology Views Birth of the Universe|último =Clavin|primeiro =Whitney|data=17 de março de 2014|publicado=[[NASA]]|acessodata=17 de março de 2014}}</ref><ref name="NYT-20140317">{{citar jornal|url=http://www.nytimes.com/2014/03/18/science/space/detection-of-waves-in-space-buttresses-landmark-theory-of-big-bang.html|título=Detection of Waves in Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang|último =Overbye|primeiro =Dennis|data=17 de março de 2014|obra=[[The New York Times]]|autorlink =Dennis Overbye|acessodata=17 de março de 2014}}</ref><ref name="NYT-20140324">{{citar jornal|url=http://www.nytimes.com/2014/03/25/science/space/ripples-from-the-big-bang.html|título=Ripples From the Big Bang|último =Overbye|primeiro =Dennis|data=24 de março de 2014|obra=[[New York Times]]|autorlink =Dennis Overbye|acessodata=24 de março de 2014}}</ref>]]

Em 2011 os astrônomos encontraram o que acreditam ser nuvens primitivas de gás primordial, analisando linhas de absorção nos espectros de quasares distantes. Antes desta descoberta, todos os outros objetos astronômicos foram observados para conter elementos pesados que são formados em estrelas. Essas duas nuvens de gás não contêm elementos mais pesados que o hidrogênio e o deutério. Como as nuvens de gás não têm elementos pesados, elas provavelmente se formaram nos primeiros minutos após o Big Bang, durante a [[nucleossíntese do Big Bang]].<ref>{{citar periódico
|último1 =Fumagalli |primeiro1 =M.
 |último2 =O'Meara |primeiro2 =J. M.
 |último3 =Prochaska |primeiro3 =J. X.
 |data=2011
 |título=Detection of Pristine Gas Two Billion Years After the Big Bang
 |url=http://www.sciencemag.org/content/early/2011/11/09/science.1213581
 |periódico=[[Science]]
 |volume=334 |número=6060 |páginas=1245–9
 |arxiv=1111.2334
 |bibcode=2011Sci...334.1245F
 |doi=10.1126/science.1213581
 |pmid=22075722
 |ref=harv}}</ref><ref>{{citar web
|url=http://www.sciencedaily.com/releases/2011/11/111110142050.htm
 |título=Astronomers Find Clouds of Primordial Gas from the Early Universe, Just Moments After Big Bang
 |data=10 de novembro de 2011
 |publicado=[[Science Daily]]
 |acessodata=13 de novembro de 2011}}</ref>

=== Outras linhas de evidência ===

A [[idade do universo]], estimada a partir da expansão de Hubble e da radiação cósmica de fundo, está agora em bom acordo com outras estimativas usando as idades das estrelas mais antigas, ambas medidas pela aplicação da teoria da [[evolução estelar]] aos [[aglomerados globulares]] e pela [[datação radiométrica]] da população II de estrelas individuais.<ref>{{citar web
|último =Perley |primeiro =D.
 |data=21 de fevereiro de 2005
 |url=http://astro.berkeley.edu/~dperley/univage/univage.html |título=Determination of the Universe's Age, t<sub>o</sub>
 |publicado=[[University of California Berkeley]], Astronomy Department
 |acessodata=27 de janeiro de 2012
 |ref=harv
}}</ref>

A previsão de que a temperatura da radiação cósmica de fundo fosse maior no passado tem sido experimentalmente apoiada por observações de linhas de absorção de temperatura muito baixa em nuvens de gás em alto [[desvio para o vermelho]].<ref>{{citar periódico
|último1 =Srianand |primeiro1 =R.
 |último2 =Noterdaeme |primeiro2 =P.
 |último3 =Ledoux |primeiro3 =C.
 |último4 =Petitjean |primeiro4 =P.
 |data=2008
 |título=First detection of CO in a high-redshift damped Lyman-α system
 |periódico=[[Astronomy and Astrophysics]]
 |volume=482 |número=3 |páginas=L39
 |bibcode=2008A&A...482L..39S
 |doi=10.1051/0004-6361:200809727
 |ref=harv}}</ref> Esta previsão também implica que a amplitude do [[efeito Siunyáiev-Zeldóvich]] em aglomerados de galáxias não depende diretamente do desvio para o vermelho. Observações provam que isto é mais ou menos verdade, mas este efeito depende das propriedades do aglomerado, que mudam com o tempo cósmico, dificultando medidas precisas.<ref>
{{citar arXiv
 |último1 =Avgoustidis |primeiro1 =A.
 |último2 =Luzzi |primeiro2 =G.
 |último3 =Martins |primeiro3 =C. J. A. P.
 |último4 =Monteiro |primeiro4 =A. M. R. V. L.
 |data=2011
 |título=Constraints on the CMB temperature-redshift dependence from SZ and distance measurements
 |eprint=1112.1862v1
 |class=astro-ph.CO
 |ref=harv
}}</ref><ref>{{citar livro
|último =Belusevic |primeiro =R.
 |data=2008
 |título=Relativity, Astrophysics and Cosmology
 |página=16
 |publicado=[[Wiley-VCH]]
 |isbn=3-527-40764-2
 |ref=harv}}</ref>

=== Observações futuras ===
Futuras observadores de [[ondas gravitacionais]] poderão ver ondas gravitacionais primordiais, relíquias do universo primitivo, até menos de um segundo do Big Bang.<ref>http://www.bbc.com/news/science-environment-35524440 Einstein's gravitational waves 'seen' from black holes</ref><ref>http://www.scientificamerican.com/article/the-future-of-gravitational-wave-astronomy/ The Future of Gravitational Wave Astronomy</ref>

== Problemas e questões relacionadas ==

Como em qualquer outra [[Teoria científica|teoria]], uma série de mistérios e problemas surgiram como resultado do desenvolvimento do modelo do Big Bang. Algumas questões foram resolvidas, enquanto outras ainda estão pendentes. No entanto, algumas das soluções propostas para alguns dos problemas na teoria revelaram novas perguntas. Por exemplo, o [[problema do horizonte]], o problema do [[monopolo magnético]] e o [[problema da planicidade]] são mais comumente resolvidos com a [[Inflação cósmica|teoria inflacionária]], mas os detalhes do universo inflacionário ainda são deixados por resolver e muitos, incluindo alguns fundadores da teoria, dizem que foi desmentido.<ref>{{citar periódico|último1 =Earman|primeiro1 = John |primeiro2 =Jesús |último2 =Mosterín |data=Março de 1999|título=A Critical Look at Inflationary Cosmology|periódico= Philosophy of Science |volume=66|número=1 |páginas= 1–49 |doi=10.1086/392675 |jstor=188736}}</ref><ref>
{{citar conferência
|último =Penrose |primeiro =R.
 |data=1979
 |título=Singularities and Time-Asymmetry
 |obra=General Relativity: An Einstein Centenary Survey
 |editor=Hawking, S. W. |editor2=Israel, W.
 |publicado=[[Cambridge University Press]]
 |páginas=581–638
 |ref=harv
}}</ref><ref>
{{citar conferência
|último =Penrose |primeiro =R.
 |data=1989
 |título=Difficulties with Inflationary Cosmology
 |obra=Proceedings of the 14th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics
 |editor=Fergus, E. J.
 |publicado=[[New York Academy of Sciences]]
 |páginas=249–264
 |doi=10.1111/j.1749-6632.1989.tb50513.x
 |ref=harv
}}</ref><ref>{{citar revista|último =Steinhardt|primeiro =Paul J.|data=Abril de 2011|título=The inflation debate: Is the theory at the heart of modern cosmology deeply flawed?|revista=Scientific American|páginas=18–25}}</ref> O que se segue é uma lista dos aspectos misteriosos da teoria do Big Bang ainda sob intensa investigação por [[cosmólogo]]s e [[astrofísico]]s.

=== Assimetria de bárions ===
{{Artigo principal|Assimetria de bárions}}

Ainda não se compreende por que o universo tem mais [[matéria]] do que [[antimatéria]].<ref name=autogenerated1>Kolb and Turner, Capítulo 6</ref> Supõe-se geralmente que quando o universo era jovem e muito quente, estava em equilíbrio estatístico e continha números iguais de [[bárion]] e antibariôns. No entanto, observações sugerem que o universo, incluindo suas partes mais distantes, é feito quase inteiramente de matéria. Um processo chamado [[bariogênese]] foi hipotetizado para explicar a assimetria. Para que a bariogênese ocorra, as condições de Sakharov devem ser cumpridas. Estas requerem que o número de bárions não seja conservado, que a [[simetria C]] e a [[Violação CP|simetria-CP]] sejam violadas e que o universo se afaste do [[equilíbrio termodinâmico]]. Todas essas condições ocorrem no [[Modelo Padrão]], mas os efeitos não são suficientemente fortes para explicar a assimetria atual de bárions.<ref name="sakharov">{{citar periódico |título=Violation of CP Invariance, C Asymmetry and Baryon Asymmetry of the Universe |data=1967 |periódico=[[Zhurnal Eksperimental'noi i Teoreticheskoi Fiziki, Pisma]] |último=Sakharov |primeiro=A. D. |página=32 |língua=ru |ref=harv |volume=5}}

: (traduzido de ''[[Journal of Experimental and Theoretical Physics Letters]]'' '''5''', 24 (1967).)</ref>

=== Energia escura ===
{{Artigo principal|Energia escura}}
[[Imagem:Dark_Energy.jpg|thumb|esquerda|upright=1.5|Diagrama representando a expansão acelerada do universo devido à energia escura.]]

As medições da relação entre o [[desvio para o vermelho]] e a [[magnitude aparente]] em [[supernovas tipo Ia]] indicam que a expansão do universo tem vindo a acelerar desde que ele tinha metade da sua idade atual. Para explicar essa aceleração, a [[relatividade geral]] requer que grande parte da energia do universo consista de um componente com grande [[Equação de estado (cosmologia)|pressão negativa]], chamado "[[energia escura]]".<ref name="peebles" /> A energia escura, embora especulativa, resolve muitos problemas. Medições da [[radiação cósmica de fundo]] indicam que o universo é quase espacialmente plano e, portanto, de deve ter quase exatamente a [[Equações de Friedmann|densidade crítica]] de massa/energia. Mas a densidade de massa do universo pode ser medida a partir de seu agrupamento gravitacional e deve ter apenas cerca de 30% da densidade crítica.<ref name="peebles" /> Como a teoria sugere que a energia escura não se agrupa da maneira usual, ela é a melhor explicação para a densidade de energia "em falta". A energia escura também ajuda a explicar duas medidas geométricas da curvatura geral do universo, uma usando a frequência de [[lentes gravitacionais]] e a outra usando o padrão característico da [[Universo observável|estruturas em larga escala]] como uma régua cósmica.<ref name="peebles" />

Acredita-se que a pressão negativa seja uma propriedade da [[energia do vácuo]], mas a natureza exata e a existência da energia escura permanecem como um dos grandes mistérios do Big Bang. Os resultados da [[WMAP]] em 2008 estão de acordo com um universo que consiste de 73% de energia escura, 23% de matéria escura, 4,6% de matéria regular e menos de 1% de [[neutrino]]s.<ref name="wmap7year" /> Segundo a teoria, a densidade de energia na matéria diminui com a expansão do universo, mas a densidade de energia escura permanece constante (ou quase) à medida que o universo se expande. Portanto, a matéria constituiu uma fração maior da energia total do universo no passado do que hoje, mas sua contribuição fracionária cairá no [[Linha de tempo do futuro distante|futuro distante]] à medida que a energia escura se tornar ainda mais dominante.<ref name="wmap7year" />

O componente de energia escura do universo tem sido explicado por estudiosos usando várias teorias concorrentes, incluindo a [[constante cosmológica]] de Einstein, mas também se estendendo a formas mais exóticas de [[quintessência]] ou outros esquemas gravitacionais modificados.<ref>{{citar periódico|último1 =Mortonson|primeiro1 =Michael J.|último2 =Weinberg|primeiro2 =David H.|último3 =White|primeiro3 =Martin|título=Dark Energy: A Short Review|periódico=Particle Data Group 2014 Review of Particle Physics|data=Dezembro de 2013|arxiv=1401.0046}}</ref> Um problema cosmológico constante, às vezes chamado de o "problema mais embaraçoso na física", resulta da discrepância aparente entre a densidade de energia medida da energia escura e aquela prevista ingenuamente das [[unidades de Planck]].<ref>{{citar periódico|último1 =Rugh|primeiro1 =S.E.|último2 =Zinkernagel|primeiro2 =H.|título=The quantum vacuum and the cosmological constant problem|periódico=Studies in History and Philosophy of Science Part B: Studies in History and Philosophy of Modern Physics|data=Dezembro de 2002|volume=33|número=4|páginas=663–705|doi=10.1016/S1355-2198(02)00033-3|url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S1355219802000333}}</ref>

=== Matéria escura ===
{{Artigo principal|Matéria escura}}
[[Imagem:Cosmological Composition – Pie Chart.svg|thumb|upright=1.5|Proporção dos diferentes componentes do universo {{spaced ndash}} cerca de 95% é [[matéria escura]] e [[energia escura]].]]

Durante os anos 1970 e 1980, várias observações mostraram que não há matéria visível suficiente no universo para explicar a força aparente das forças gravitacionais dentro e entre as [[galáxia]]s. Isto levou à ideia de que até 90% da matéria no universo é [[matéria escura]] que não emite [[luz]] ou interage com a matéria [[bariônica]] normal. Além disso, a suposição de que o universo é principalmente feito de matéria normal levou a previsões que eram fortemente inconsistentes com as observações. Em particular, o universo atual é muito mais grumoso e contém muito menos [[deutério]] do que pode ser considerado sem a matéria escura. Embora a matéria escura tenha sido sempre controversa, ela é inferida por várias observações: as [[anisotropia]]s na [[radiação cósmica de fundo]], dispersões da velocidade de [[aglomerado de galáxias]], distribuições de estruturas de larga escala, estudos de [[lente gravitacional]] e [[Astronomia de raios-X|medições de raios X]] de aglomerados de galáxias.<ref>{{citar web
|último =Keel |primeiro =B.
 |data=Outubro de 2009
 |título=Dark Matter
 |url=http://www.astr.ua.edu/keel/galaxies/darkmatter.html
 |acessodata=24 de julho de 2013
 |ref=harv}}</ref>

A evidência indireta da matéria escura vem de sua influência gravitacional em outra matéria, visto que não foram observadas [[partícula]]s de matéria escura em laboratórios. Muitos candidatos à [[física de partículas]] para a matéria escura foram propostos e vários projetos para detectá-la diretamente estão em andamento.<ref name="pdg">{{citar periódico
|último =Yao |primeiro =W. M.
 |data=2006
 |título=Review of Particle Physics: Dark Matter
 |url=http://pdg.lbl.gov/2006/reviews/darkmatrpp.pdf
 |periódico=[[Journal of Physics G]]
 |volume=33 |número=1 |páginas=1–1232
 |arxiv=astro-ph/0601168
 |bibcode=2006JPhG...33....1Y
 |doi=10.1088/0954-3899/33/1/001
 |ref=harv|numero-autores=etal}}</ref>

Além disso, existem problemas pendentes associados ao modelo de [[matéria escura fria]], que incluem o [[problema da galáxia anã]]<ref>{{citar periódico|último1 =Bullock|primeiro1 =James|título=Notes on the Missing Satellites Problem|periódico=XX Canary Islands Winter School of Astrophysics on Local Group Cosmology|arxiv=1009.4505}}</ref> e o [[problema do halo concentrado]].<ref>{{citar periódico|último1 =Diemand|primeiro1 =Jürg|último2 =Zemp|primeiro2 =Marcel|último3 =Moore|primeiro3 =Ben|último4 =Stadel|primeiro4 =Joachim|último5 =Carollo|primeiro5 =C. Marcella|autorlink5= C. Marcella Carollo|título=Cusps in cold dark matter haloes|periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|data=Dezembro de 2005|volume=364|número=2|páginas=665–673|doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09601.x|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005MNRAS.364..665D|arxiv = astro-ph/0504215 |bibcode = 2005MNRAS.364..665D }}</ref> Teorias alternativas que não requerem uma grande quantidade de matéria não detectada têm sido propostas, mas modificam as leis de gravidade estabelecidas por Newton e Einstein. No entanto, nenhuma teoria alternativa foi tão bem sucedida quanto a proposta da matéria escura fria para explicar todas as observações existentes.<ref>{{citar periódico|último1 =Dodelson|primeiro1 =Scott|título=The Real Problem with MOND|periódico=Honorable Mention, Gravity Research Foundation 2011 Awards|data=dezembro de 2011|arxiv=1112.1320}}</ref>

=== Problema do horizonte ===
{{Artigo principal|Problema do horizonte}}
O [[problema do horizonte]] resulta da premissa de que a informação não pode viajar [[mais rápido que a luz]]. Em um universo de idade finita, isto estabelece um limite – o [[horizonte de partículas]] – sobre a separação de quaisquer duas regiões do espaço que estejam em contato [[Causalidade#Física moderna|causal]]. A [[isotropia]] observada na [[radiação cósmica de fundo]] é problemática a este respeito: se o universo tivesse sido dominado por radiação ou matéria em todos os momentos até a época da última dispersão, o horizonte de partículas naquele tempo corresponderia a cerca de 2 graus no céu. Não haveria então nenhum mecanismo para fazer regiões mais largas terem a mesma temperatura.<ref name="Ryden2003">{{citar livro|autor =Barbara Sue Ryden|título=Introduction to cosmology|ano=2003|publicado=Addison-Wesley|isbn=978-0-8053-8912-8}}</ref>{{rp|191–202}}

Uma solução para esta aparente inconsistência é oferecida pela [[Inflação cósmica|teoria inflacionária]], em que um campo de energia escalar homogêneo e isotrópico domina o universo em algum período muito precoce (antes da [[bariogênese]]). Durante a inflação, o universo sofre expansão exponencial e o horizonte de partículas se expande muito mais rapidamente do que o assumido anteriormente, de modo que as regiões atualmente em lados opostos do universo observável estão bem dentro do horizonte de partículas um do outro. A isotropia observada da radiação cósmica de fundo segue-se então do fato de que esta região maior estava em contato causal antes do início da inflação.<ref name="guth"/>{{rp|180–186}}

O [[princípio da incerteza de Heisenberg]] prediz que durante a fase inflacionária haveria flutuações térmicas quânticas, que seriam ampliadas à escala cósmica. Estas flutuações servem como as sementes de toda a estrutura atual no universo.<ref name="Ryden2003"/>{{rp|207}} A inflação prediz que as flutuações primordiais são quase [[Invariância de escala|invariantes à escala]] e [[Distribuição normal|normalmente distribuídas]], o que foi confirmado com precisão pelas medições da radiação cósmica de fundo.<ref>{{citar periódico|autor1 =D. N. Spergel |título=Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology |periódico=The Astrophysical Journal Supplement Series | volume =170 |páginas=377–408 |ano=2007 | url =http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr2/pub_papers/threeyear/parameters/64897.web.pdf|arxiv = astro-ph/0603449 |bibcode = 2007ApJS..170..377S |doi = 10.1086/513700 |numero-autores=etal}}</ref>{{rp|sec 6}} Se houvesse inflação, a expansão exponencial empurraria grandes regiões do espaço bem além de nosso horizonte observável.<ref name="guth"/>{{rp|180–186}}

Uma questão relacionada ao problema do horizonte clássico surge porque, na maioria dos modelos de inflação cósmica padrão, a inflação cessa muito antes da [[Mecanismo de Higgs|quebra da simetria eletrofraca]] ocorrer, de modo que a inflação não deve ser capaz de evitar descontinuidades em grande escala no vácuo eletrolítico visto que partes distantes do universo observável eram causalmente separadas quando a [[era eletrofraca]] terminou.<ref>{{citar livro|autor =R. Penrose|título=[[The Road to Reality]]|publicado=Vintage books|ano=2007|isbn=0-679-77631-1}}</ref>

=== Monopolos magnéticos ===

O problema do [[monopolo magnético]] foi levantado no final dos anos 1970. A [[Teoria da Grande Unificação]] predisse [[Defeito topológico|defeitos topológicos]] no espaço que se manifestariam como monopolos magnéticos. Estes objetos seriam produzidos eficientemente no universo quente inicial, resultando em uma densidade muito maior do que é consistente com as observações, dado que não foram encontrados monopolos. Esse problema também é resolvido pela [[inflação cósmica]], que elimina todos os defeitos pontuais do universo observável, da mesma forma que ele conduz a geometria à planicidade.<ref name="kolb_c8">Kolb and Turner (1988), capítulo 8</ref>

=== Problema de planicidade ===
{{Artigo principal|Problema da planicidade}}
[[Imagem:End_of_universe.jpg|thumb|upright=1.4|A geometria geral do universo é determinada pelo parâmetro cosmológico Omega ser menor, igual ou maior que 1. De cima para baixo estão um universo fechado com curvatura positiva, um universo hiperbólico com curvatura negativa e um universo plano com zero curvatura.]]

O [[problema da planicidade]] (também conhecido como problema da velhice) é um problema de observação associado a [[métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker]].<ref name="kolb_c8"/> O universo pode ter uma [[curvatura]] espacial positiva, negativa ou zero dependendo de sua densidade de energia total. A curvatura é negativa se sua densidade for menor que a densidade crítica, positiva se maior e zero na densidade crítica, caso em que o espaço é dito plano. O problema é que qualquer pequeno afastamento da densidade crítica cresce com o tempo e, no entanto, o universo hoje permanece muito próximo do plano. Dado que uma escala de tempo natural para a saída da planicidade pode ser o [[tempo de Planck]], 10<sup>−43</sup> segundos,<ref name=HTUW/> o fato de que o universo não atingiu nem uma morte por calor nem um [[Big Crunch]] depois de bilhões de anos ainda requer uma explicação. Por exemplo, mesmo na idade relativamente tardia de alguns minutos (o tempo de [[nucleossíntese]]), a densidade do universo deve ter estado dentro de uma parte em 10<sup>14</sup> de seu valor crítico, ou não existiria como faz hoje.<ref>
{{citar conferência
|último =Dicke |primeiro =R. H.
 |último2 =Peebles |primeiro2 =P. J. E.
 |título=The big bang cosmology—enigmas and nostrums
 |obra=General Relativity: an Einstein centenary survey
 |editor=Hawking, S. W. |editor2=Israel, W.
 |publicado=[[Cambridge University Press]]
 |páginas=504–517
 |ref=harv
}}</ref>

== Derradeiro destino do universo ==
{{Artigo principal|Derradeiro destino do Universo}}
Antes das observações da [[energia escura]], os cosmólogos consideraram dois cenários para o futuro do universo. Se a [[densidade]] de massa do universo fosse maior que a [[Equações de Friedmann|densidade crítica]], então o universo atingiria um tamanho máximo e começaria a entrar em colapso. Ele ia se tornar mais denso e mais quente outra vez, terminando com um estado similar àquele em que começou – um [[Big Crunch]].<ref name="kolb_c3"/> Alternativamente, se a densidade no universo fosse igual ou abaixo da densidade crítica, a expansão desaceleraria, mas nunca pararia. A formação de estrelas cessaria com o consumo de gás interestelar em cada galáxia; as estrelas queimariam deixando [[anãs brancas]], [[estrelas de nêutrons]] e [[buracos negros]]. Muito gradualmente, as colisões entre estas estruturas cósmicas resultariam na acumulação de massa em buracos negros cada vez maiores. A temperatura média do universo se aproximaria assintoticamente do [[zero absoluto]] – um [[Big Freeze]].<ref>{{citar web|último =Griswold |primeiro =Britt |título=What is the Ultimate Fate of the Universe? |obra=Universe 101 Big Bang Theory  |publicado=NASA |data=2012 | url =http://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_fate.html}}</ref> Além disso, se o [[Decaimento do próton|próton fosse instável]], a matéria bariônica desapareceria, deixando apenas radiação e buracos negros. Eventualmente, os buracos negros se evaporariam ao emitir [[radiação Hawking]]. A [[entropia]] do universo aumentaria ao ponto em que nenhuma forma organizada de energia poderia ser extraída dela, um cenário conhecido como morte por calor.<ref name=dying>{{citar periódico|título=A dying Universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects|autor1 =Fred C. Adams  |autor2 =Gregory Laughlin |periódico=Reviews of Modern Physics |volume=69 |número=2 |páginas=337–372 |data=1997 |bibcode=1997RvMP...69..337A |doi=10.1103/RevModPhys.69.337| arxiv=astro-ph/9701131}}.</ref>{{rp|sec VI.D}}

Observações modernas de expansão acelerada implicam que mais e mais do [[Universo observável|universo atualmente visível]] vai passar além do nosso [[horizonte de eventos]] e fora de contato. O resultado final não é conhecido. O [[Modelo Lambda-CDM|modelo ΛCDM]] do universo contém energia escura sob a forma de uma [[constante cosmológica]]. Esta teoria sugere que apenas os sistemas ligados gravitacionalmente, como as galáxias, permanecerão juntos e eles também estarão sujeitos à morte por calor à medida que o universo se expande e esfria. Outras explicações da energia escura, chamadas teorias de [[energia fantasma]], sugerem que, em última instância, os aglomerados de galáxias, estrelas, planetas, átomos, núcleos e matéria em si seriam despedaçados pela expansão cada vez maior do chamado [[Big Rip]].<ref>{{citar periódico
|último =Caldwell |primeiro =R. R
 |último2 =Kamionkowski |primeiro2 =M.
 |último3 =Weinberg |primeiro3 =N. N.
 |data=2003
 |título=Phantom Energy and Cosmic Doomsday
 |periódico=[[Physical Review Letters]]
 |volume=91 |número=7 |página=071301
 |arxiv=astro-ph/0302506
 |bibcode=2003PhRvL..91g1301C
 |doi=10.1103/PhysRevLett.91.071301
 |pmid=12935004
 |ref=harv}}</ref>

== Especulações ==
{{Artigo principal|Cosmogonia}}
Enquanto o modelo Big Bang está bem estabelecido na cosmologia, é provável que seja refinado. A teoria do Big Bang, construída sobre as equações da relatividade geral clássica, indica uma singularidade na origem do tempo cósmico; esta [[densidade de energia]] infinita é considerada como impossível na física. Ainda assim, sabe-se que as equações não são aplicáveis antes do tempo em que o universo se esfriou até a [[temperatura de Planck]] e esta conclusão depende de várias suposições, das quais algumas nunca poderiam ser verificadas experimentalmente. Um refinamento proposto para evitar essa suposta singularidade é desenvolver um tratamento correto da [[gravidade quântica]]. Não se sabe o que poderia ter precedido o estado quente denso do universo primitivo ou como e por que ele se originou, embora haja especulação no campo da [[cosmogonia]].<ref>{{citar livro
|último =Hawking |primeiro =S. W.
 |último2 =Ellis |primeiro2 =G. F. R.
 |data=1973
 |título=The Large Scale Structure of Space-Time
 |local=Cambridge (UK)
 |publicado=[[Cambridge University Press]]
 |isbn=0-521-09906-4
 |ref=harv}}</ref>

Algumas propostas, cada uma das quais envolve hipóteses não testadas, são:

*Modelos que incluem ao [[estado de Hartle-Hawking]], em que todo o [[espaço-tempo]] é finito; o Big Bang representa o limite do tempo, mas sem qualquer singularidade.<ref>{{citar periódico
|último =Hartle |primeiro =J. H.
 |último2 =Hawking |primeiro2 =S.
 |data=1983
 |título=Wave Function of the Universe
 |periódico=[[Physical Review D]]
 |volume=28 |número=12 |páginas=2960–2975
 |bibcode=1983PhRvD..28.2960H
 |doi=10.1103/PhysRevD.28.2960
 |ref=harv}}</ref>
*Big Bang, afirma que o universo no momento do Big Bang consiste em uma rede infinita de [[férmion]]s, que é manchada sobre o domínio fundamental por isso tem simetria rotacional e translacional. A simetria é a maior simetria possível e, portanto, a menor entropia de qualquer estado.<ref>{{citar web
|último =Bird |primeiro =P.
 |data=2011
 |url=http://www.awesomeanimator.com/bigbangstatevector.pdf
 |título=Determining the Big Bang State Vector
 |ref=harv}}</ref>
*Modelos da [[cosmologia de Brane]], em que a inflação ocorre devido ao movimento de [[p-brana]]s na [[teoria de cordas]]; o modelo pré-Big Bang; O modelo [[ecpirótico]], em que o Big Bang é o resultado de uma colisão entre [[p-brana]]s; e o [[modelo cíclico]], uma variante do modelo ecpirótico em que ocorrem colisões periodicamente. No último modelo, o Big Bang foi precedido por um [[Big Crunch]] e o universo tem ciclos de eterna recriação.<ref>{{citar periódico
|último =Langlois |primeiro =D.
 |data=2002
 |título=Brane Cosmology: An Introduction
 |periódico=[[Progress of Theoretical Physics Supplement]]
 |volume=148
 |páginas=181–212
 |arxiv=hep-th/0209261
 |bibcode=2002PThPS.148..181L
 |doi=10.1143/PTPS.148.181
 |ref=harv}}</ref><ref>
{{citar arXiv
 |último =Linde |primeiro =A.
 |data=2002
 |título=Inflationary Theory versus Ekpyrotic/Cyclic Scenario
 |class=hep-th
 |eprint=hep-th/0205259
 |ref=harv
}}</ref><ref name="rebirth">
{{citar jornal
|último =Than |primeiro =K.
 |data=2006
 |título=Recycled Universe: Theory Could Solve Cosmic Mystery
 |url=http://www.space.com/scienceastronomy/060508_mm_cyclic_universe.html
 |publicado=[[Space.com]]
 |acessodata=3 de julho de 2007
 |ref=harv
}}</ref><ref name="rebirth2">{{citar web
|último =Kennedy |primeiro =B. K.
 |data=2007
 |url=http://www.science.psu.edu/alert/Bojowald6-2007.htm
 |título=What Happened Before the Big Bang?
 |acessodata=3 de julho de 2007 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20070704150957/http://www.science.psu.edu/alert/Bojowald6-2007.htm<!--Botretrievedarchive-->
 |arquivodata=4 de julho de 2007
 |ref=harv
}}</ref>
*A [[inflação eterna]], em que a inflação universal termina localmente aqui e ali de forma aleatória, cada ponto final levando a um ''universo de bolhas'', expandindo-se a partir de seu próprio Big Bang.<ref>{{citar periódico
|último =Linde |primeiro =A.
 |data=1986
 |título=Eternal Chaotic Inflation
 |periódico=[[Modern Physics Letters A]]
 |volume=1 |número=2  |páginas=81–85
 |bibcode=1986MPLA....1...81L
 |doi=10.1142/S0217732386000129
 |ref=harv}}</ref><ref>{{citar periódico
|último =Linde |primeiro =A.
 |data=1986
 |título=Eternally Existing Self-Reproducing Chaotic Inflationary Universe
 |periódico=[[Physics Letters B]]
 |volume=175 |número=4 |páginas=395–400
 |bibcode=1986PhLB..175..395L
 |doi=10.1016/0370-2693(86)90611-8
 |ref=harv}}</ref>

As propostas nas duas últimas categorias veem o Big Bang como um evento em um universo muito maior e mais antigo ou em um [[Multiverso (ciência)|multiverso]].

== Interpretações religiosas e filosóficas ==
{{Artigo principal|Relação entre religião e ciência}}
Como uma descrição da origem do universo, o Big Bang tem influência significativa sobre a [[religião]] e a [[filosofia]].<ref name="harris2002">{{citar livro
|último =Harris |primeiro =J. F.
 |título=Analytic philosophy of religion
 |url=https://books.google.com/books?id=Rx2Qf9ieFKYC&pg=PA128
 |página=128
 |publicado=[[Springer (publisher)|Springer]]
 |data=2002
 |isbn=978-1-4020-0530-5
 |ref=harv}}</ref><ref name="frame2009">{{citar livro
|último =Frame |primeiro =T.
 |autorlink =Tom Frame (bishop)
 |data=2009
 |título=Losing my religion
 |url=https://books.google.com/books?id=1mb-h1lom9IC&pg=PA137
 |páginas=137–141
 |isbn=978-1-921410-19-2
 |publicado=[[UNSW Press]]
 |ref=harv}}</ref> Como resultado, tornou-se uma das áreas mais vivas no discurso entre ciência e religião.<ref name="Cambridge - Theological Implications">{{citar livro
|último =Harrison |primeiro =P.
 |autorlink =Peter Harrison (historian)
 |data=2010
 |título=The Cambridge Companion to Science and Religion
 |url=https://books.google.com/?id=0mSCHC0QMUgC&pg=PA9
 |página=9
 |publicado=[[Cambridge University Press]]
 |isbn=978-0-521-71251-4
 |ref=harv}}</ref> Alguns acreditam que o Big Bang implica um [[criador]]<ref>{{harvnb|Harris|2002|p=129}}</ref><ref>{{citar periódico
|último = Craig
 |primeiro = William Lane
 |autorlink = William Lane Craig
 |título= The ultimate question of origins: God and the beginning of the Universe
 |periódico= Astrophysics and Space Science
 | volume =269-270 |número=1–4
 |páginas= 723–740
 | url = http://www.reasonablefaith.org/the-ultimate-question-of-origins-god-and-the-beginning-of-the-Universe
 |data= 1999
 | doi=10.1007/978-94-011-4114-7_85| isbn = 978-94-010-5801-8
 }}</ref> e alguns veem sua menção em seus livros sagrados,<ref name = "Asad">{{citar livro|último = Asad |primeiro = Muhammad |autorlink = Muhammad Asad |ano= 1984 |título= [[The Message of the Qu'rán]] |publicado= Dar al-Andalus Limited |local= Gibraltar, Spain |isbn = 1904510000 |ref = harv}}</ref> enquanto outros argumentam que a cosmologia do Big Bang torna supérflua a noção de um criador.<ref name="frame2009"/><ref>{{citar livro
|último =Sagan |primeiro =C.
 |data=1988
 |título=introduction to A Brief History of Time by Stephen Hawking
 |publicado=[[Bantam Books]]
 |isbn=0-553-34614-8
 |páginas=X
 |citação=... a universe with no edge in space, no beginning or end in time, and nothing for a Creator to do.
 |ref=harv}}</ref> Em 2017, o [[Papa Francisco]] proferiu um discurso na sede da [[Pontifícia Academia das Ciências]]. Afirmou que "O ''Big Bang'', que hoje se põe na origem do mundo, não contradiz a intervenção criadora divina, mas exige-a."<ref>{{Citar web |url=http://www.vatican.va/content/francesco/pt/speeches/2014/october/documents/papa-francesco_20141027_plenaria-accademia-scienze.html |titulo=Sessão Plenária da Pontifícia Academia das Ciências e inauguração de um bustoem honra de Papa Bento XVI (27 de outubro de 2014) {{!}} Francisco |acessodata=2020-08-21 |website=www.vatican.va}}</ref>

== Ver também ==
* [[Inflação cósmica]]
* [[Big freeze]]

{{Referências}}

=== Bibliografia ===
{{InícioRef}}
* {{citar periódico|último =Alpher |primeiro =R. A. |autorlink =Ralph Asher Alpher |último2 =Herman |primeiro2 =R. | autorlink2=Robert Herman |data=1988 |título=Reflections on Early Work on 'Big Bang' Cosmology |periódico=[[Physics Today]] |volume=8 |número=8 |páginas=24–34 |bibcode=1988PhT....41h..24A |doi=10.1063/1.881126}}
* {{citar web|título=Cosmic Journey: A History of Scientific Cosmology |url=http://www.aip.org/history/cosmology/index.htm |publicado=American Institute of Physics}}
* {{citar livro|último =Barrow |primeiro =J. D. |data=1994 |título=The Origin of the Universe |publicado=[[Weidenfeld & Nicolson]] |isbn=0-297-81497-4}}
* {{citar livro|primeiro =P. C. W. |último =Davies |autorlink =Paul Davies |data=1992 |título=The Mind of God: The Scientific Basis for a Rational World |publicado=[[Simon & Schuster]] |isbn=0-671-71069-9}}
* {{citar web|último =Feuerbacher |primeiro =B. |último2 =Scranton |primeiro2 =R. |data=2006 |url=http://www.talkorigins.org/faqs/astronomy/bigbang.html |título=Evidence for the Big Bang |publicado=[[TalkOrigins]]}}
* {{citar livro|último =Mather |primeiro =J. C. |último2 =Boslough |primeiro2 =J. |data=1996 |título=The Very First Light: The True Inside Story of the Scientific Journey Back to the Dawn of the Universe |página=300 |publicado=[[Basic Books]] |isbn=0-465-01575-1}}
* {{citar revista|último =Riordan|primeiro =Michael|autor2 =William A. Zajc|título=The First Few Microseconds|revista=[[Scientific American]]|publicado=Nature Publishing Group|volume=294|número=5|ano=2006|páginas=34–41|url=http://dx.doi.org/10.1038/scientificamerican0506-34A|deadurl=yes|arquivourl=https://web.archive.org/web/20141130184142/http://rhig.physics.yale.edu:80/M_article_11_2005.pdf|arquivodata=30 de novembro de 2014|doi=10.1038/scientificamerican0506-34a}}
* {{citar livro|último =Singh |primeiro =S. |autorlink =Simon Singh |data=2004 |título=''Big Bang: The Origins of the Universe'' |publicado=[[Fourth Estate]] |isbn=0-00-716220-0}}
* {{citar web|data=Março de 2005 |título=Misconceptions about the Big Bang |url=http://www.mso.anu.edu.au/~charley/papers/LineweaverDavisSciAm.pdf  |publicado=[[Scientific American]]}}
* {{citar livro|último =Weinberg |primeiro =S. |autorlink =Steven Weinberg |data=1993 |título=The First Three Minutes: A Modern View of the Origin of the Universe |publicado=[[Basic Books]] |isbn=0-465-02437-8}}
{{-fim}}

== Ligações externas ==
{{commonscat|Big Bang||o}}
* {{Link||2=http://pckepler.if.ufrgs.br/univ/eras.htm |3=O Big-Bang e os acontecimentos depois do evento inicial.}}
* {{Link|en|2=http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Peacock/frames.html |3=Peacock, John. ''Cosmological Physics''}}
* {{Link|en|2=http://map.gsfc.nasa.gov/universe/ |3=WMAP Introcdution to Cosmology}}

{{Buraco negro}}
{{Controle de autoridade|colapsar}}
{{Portal3|Ciência|Física|Astronomia|Cosmologia}}
{{artigo destacado}}

[[Categoria:Big Bang| ]]