Big Bang

    Big Bang adalah kosmologi model kondisi awal dan perkembangan selanjutnya Semesta yang didukung oleh yang paling komprehensif dan akurat penjelasan dari saat ini bukti-bukti ilmiah dan observasi. Sebagaimana digunakan oleh ahli kosmologi, Big Bang istilah umumnya mengacu pada gagasan bahwa alam semesta telah berkembang dari panas dan padat primordial kondisi awal pada suatu terbatas waktu di masa lalu (terbaik tersedia pengukuran tahun 2009 menunjukkan bahwa kondisi awal terjadi sekitar 13.3 untuk 13.9 milyar tahun yang lalu ) , dan terus berkembang hingga hari ini. 

Georges Lemaitre mengusulkan apa yang dikenal sebagai Big Bang teori mengenai asal-usul alam semesta, meskipun ia menyebutnya "hipotesis dari purba atom". Kerangka kerja untuk model bergantung pada Albert Einstein 's relativitas umum dan pada asumsi penyederhanaan (seperti homogenitas dan isotropy ruang). Persamaan yang memerintah telah dirumuskan oleh Alexander Friedmann. Setelah Edwin Hubble pada tahun 1929 menemukan bahwa jarak yang jauh galaksi umumnya proporsional kepada mereka redshifts, seperti yang disarankan oleh Lemaitre pada tahun 1927, pengamatan ini diambil untuk menunjukkan bahwa semua sangat jauh galaksi dan gugus memiliki kecepatan yang jelas langsung menjauh dari sudut pandang kita : semakin jauh, semakin tinggi kecepatan jelas. Jika jarak antara kelompok-kelompok galaksi meningkat hari ini, semuanya pasti sudah lebih dekat bersama di masa lalu. Ide ini telah dipertimbangkan secara detail kembali pada waktunya untuk ekstrim kepadatan dan temperatur, dan besar akselerator partikel telah dibangun untuk bereksperimen dan menguji kondisi seperti itu, yang mengakibatkan konfirmasi signifikan dari teori, tetapi ini akselerator memiliki kemampuan terbatas untuk penyelidikan seperti rezim energi tinggi. Tanpa bukti yang terkait dengan instan awal dari ekspansi, teori Big Bang tidak dapat dan tidak memberikan penjelasan apapun untuk kondisi awal seperti itu, melainkan, itu menggambarkan dan menjelaskan evolusi umum Semesta sejak saat itu. Kelimpahan yang diamati dari seluruh elemen ringan kosmos mendekati prediksi yang dihitung untuk pembentukan unsur-unsur dari proses nuklir yang berkembang pesat dan pendinginan menit pertama Semesta, sebagai logis dan kuantitatif terperinci menurut nukleosintesis Big Bang. 

Fred Hoyle adalah coining dikreditkan dengan istilah Big Bang saat siaran radio tahun 1949. Hal ini populer melaporkan bahwa Hoyle, yang lebih menyukai sebuah alternatif "mapan" model kosmologis, yang dimaksudkan untuk merendahkan ini, tapi Hoyle secara eksplisit menyangkal hal ini dan mengatakan itu hanya gambar yang mencolok dimaksudkan untuk menyoroti perbedaan antara kedua model.Hoyle kemudian membantu jauh dalam upaya untuk memahami nukleosintesis bintang, jalur nuklir untuk membangun unsur-unsur yang lebih berat tertentu dari yang lebih ringan. Setelah penemuan radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik pada tahun 1964, dan terutama ketika spektrum (yaitu, jumlah radiasi yang diukur pada setiap panjang gelombang) digambarkan sebuah blackbody kurva, kebanyakan ilmuwan yang cukup yakin dengan bukti bahwa Big Bang beberapa skenario harus memiliki terjadi.

Sejarah

Teori Big Bang dikembangkan dari pengamatan struktur alam semesta dan dari pertimbangan-pertimbangan teoretis. Pada tahun 1912 Vesto Slipher pertama mengukur pergeseran Doppler dari "nebula spiral" (spiral nebula adalah istilah usang untuk spiral galaksi), dan segera menemukan bahwa hampir semua nebula seperti itu menjauh dari Bumi. Dia tidak memahami implikasi kosmologis fakta ini, dan memang pada saat itu sangat kontroversial apakah atau tidak nebula ini adalah "pulau alam semesta" di luar Bima Sakti. Sepuluh tahun kemudian, Alexander Friedmann, seorang Rusia kosmologi dan matematikawan, menurunkan persamaan Friedmann dari Albert Einstein 's persamaan dari relativitas umum, menunjukkan bahwa mungkin Semesta yang berkembang di kontras dengan Semesta statis model yang dianjurkan oleh Einstein pada waktu itu.  Pada tahun 1924, Edwin Hubble' s pengukuran besar jarak ke nebula spiral terdekat menunjukkan bahwa sistem ini memang lain galaksi. Independen yang berasal persamaan Friedmann pada tahun 1927, Georges Lemaitre, seorang fisikawan Belgia dan imam Katolik Roma, meramalkan bahwa resesi dari nebula disebabkan oleh perluasan alam semesta.  

Pada 1931 Lemaitre melangkah lebih jauh dan menyarankan bahwa ekspansi yang nyata di depan waktu yang diperlukan bahwa kontrak Semesta mundur dalam waktu, dan akan terus melakukannya sampai tidak ada kontrak bisa lebih jauh, membawa semua massa alam semesta menjadi satu titik, sebuah " purba atom ", pada suatu titik waktu sebelum waktu dan ruang yang tidak ada. Dengan demikian, pada titik ini, kain waktu dan ruang belum muncul. 

Mulai tahun 1924, Hubble susah payah mengembangkan serangkaian indikator jarak, pendahulu dari tangga jarak kosmik, dengan menggunakan 100-inch (2,500 mm) Hooker teleskop di Observatorium Gunung Wilson. Hal ini memungkinkan dia untuk memperkirakan jarak ke galaksi yang redshifts sudah diukur, kebanyakan oleh Slipher. Pada 1929, Hubble menemukan korelasi antara jarak dan kecepatan resesi-yang sekarang dikenal sebagai Hukum Hubble. Lemaitre sudah menunjukkan bahwa ini diharapkan, mengingat Prinsip kosmologi.

Selama tahun 1930-an ide-ide lain diusulkan sebagai non-standar kosmologi untuk menjelaskan pengamatan Hubble, termasuk model Milne, yang berosilasi Universe (awalnya disarankan oleh Friedmann, tetapi dianjurkan oleh Albert Einstein dan Richard Tolman)  dan Fritz Zwicky ' s cahaya lelah hipotesis.  

Setelah Perang Dunia II, dua kemungkinan yang berbeda muncul. Salah satunya adalah Fred Hoyle 's model keadaan tunak, dimana hal baru akan diciptakan sebagai Semesta tampaknya berkembang. Dalam model ini, Semesta kira-kira sama pada setiap titik waktu.  Yang lain Lemaitre 's teori Big Bang, diusulkan dan dikembangkan oleh George Gamow, yang memperkenalkan nukleosintesis big bang (BBN)  dan yang rekan , Ralph Alpher dan Robert Herman, meramalkan radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik (CMB).  Ironisnya, justru Hoyle yang menciptakan istilah yang datang untuk diterapkan teori Lemaitre, merujuk ke mengejek sebagai "big bang ini ide" selama sebuah BBC Radio disiarkan di Maret 1949.  [Catatan 1] Untuk sementara, dukungan terpecah antara kedua teori. Akhirnya, bukti pengamatan, terutama dari radio sumber penting, mulai menyukai yang kedua. Penemuan dan konfirmasi dari radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik pada tahun 1964 mengamankan Big Bang sebagai teori terbaik asal-usul dan evolusi kosmos. Sebagian besar bekerja saat ini dalam kosmologi mencakup memahami bagaimana galaksi terbentuk dalam konteks Big Bang, pemahaman fisika di alam semesta sebelumnya dan sebelumnya kali, dan mendamaikan pengamatan dengan teori dasar. 

Langkah besar dalam kosmologi Big Bang telah dilakukan sejak akhir tahun 1990-an sebagai hasil dari kemajuan besar teleskop teknologi serta analisis data dari satelit berlebihan seperti COBE,yang Teleskop Ruang Angkasa Hubble dan WMAP.ahli kosmologi sekarang sudah cukup tepat dan akurat pengukuran dari banyak parameter-parameter dari model Big Bang, dan telah membuat penemuan yang tak terduga ekspansi Semesta tampaknya mempercepat.

Urutan waktu Big Bang

Ekstrapolasi dari ekspansi Semesta mundur dalam waktu menggunakan relativitas umum menghasilkan yang tak terhingga kerapatan dan suhu pada waktu tertentu di masa lalu. Ini singularitas sinyal rincian relativitas umum. Bagaimana kita bisa meramalkan kemungkinan dekat menuju singularitas ini diperdebatkan-jelas tidak lebih awal daripada zaman Planck. Panas awal, fase padat itu sendiri disebut sebagai "Big Bang", [Catatan 2] dan dianggap sebagai "kelahiran" Universe kita. Berdasarkan pengukuran ekspansi menggunakan supernova Ia Type, pengukuran suhu fluktuasi dalam latar belakang gelombang mikro kosmik, dan pengukuran dari fungsi korelasi galaksi, Semesta memiliki usia dihitung 13,73 ± 0.12 miliar tahun.  Perjanjian ini tiga pengukuran independen sangat mendukung model ΛCDM yang menjelaskan secara rinci isi Semesta. 

Tahap paling awal Big Bang tunduk kepada banyak spekulasi. Dalam model yang paling umum, Semesta dipenuhi homogeneously dan isotropically dengan sangat tinggi kepadatan energi, besar suhu dan tekanan, dan sangat cepat berkembang dan pendinginan. Sekitar 10 -37 detik ke dalam perluasan, sebuah fase transisi menyebabkan inflasi kosmis, di mana Semesta tumbuh secara eksponensial. Setelah inflasi berhenti, Semesta terdiri dari quark-gluon plasma, serta semua partikel dasar.  Temperatur yang begitu tinggi sehingga gerak acak partikel berada di relativistik kecepatan, dan partikel-anti-partikel pasangan dari semua jenis sedang terus-menerus diciptakan dan dihancurkan dalam tumbukan. Pada suatu titik yang tidak diketahui yang disebut reaksi baryogenesis melanggar konservasi nomor baryon, yang menyebabkan kelebihan yang sangat kecil dari kuark dan lepton atas antileptons-antiquarks dan urutan dari satu bagian dalam 30 juta. Hal ini mengakibatkan keunggulan materi atas antimateri di masa sekarang Semesta.  

Semesta terus tumbuh dalam ukuran dan penurunan suhu, maka energi yang khas dari masing-masing partikel itu berkurang. Symmetry melanggar transisi fase meletakkan gaya fundamental fisika dan parameter dari partikel elementer ke dalam bentuknya yang sekarang. Setelah sekitar 10 -- 11 detik, gambar menjadi kurang spekulatif, karena energi partikel turun ke nilai-nilai yang dapat dicapai dalam fisika partikel eksperimen. Pada sekitar 10 -6 detik, quark dan gluons dikombinasikan untuk membentuk baryons seperti proton dan neutron. Kelebihan kecil quark atas antiquarks menyebabkan kelebihan kecil baryons atas antibaryons. Suhu sekarang tidak lagi cukup tinggi untuk membuat proton-antiproton baru pasangan (demikian pula untuk neutron-antineutron), sehingga langsung diikuti pemusnahan massal, meninggalkan hanya satu dari 10 10 dari asli proton dan neutron, dan tidak ada antipartikel mereka. Sebuah proses serupa terjadi di sekitar 1 detik untuk elektron dan positron. Setelah annihilations ini, sisa proton, neutron dan elektron tidak lagi bergerak relativistically dan kepadatan energi alam semesta didominasi oleh foton (dengan kontribusi kecil dari neutrino). 

Beberapa menit setelah perluasan, saat suhu sekitar satu miliar (seribu juta; 10 9; Awalan SI giga-) kelvin dan kepadatan sekitar itu udara, neutron dikombinasikan dengan proton untuk membentuk Universe's deuterium dan helium inti dalam proses yang disebut Big Bang nukleosintesis.  Kebanyakan proton tetap uncombined sebagai hidrogen nukleus. Sebagai Semesta mendingin, seluruh massa kepadatan energi materi datang untuk gravitasi mendominasi bahwa dari foton radiasi. Setelah sekitar 379.000 tahun elektron dan inti atom digabungkan ke dalam (sebagian besar hidrogen); maka radiasi dipisahkan dari materi dan terus melalui sebagian besar ruang tanpa hambatan. Radiasi peninggalan ini dikenal sebagai radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik.

Selama jangka waktu yang panjang, yang sedikit daerah-daerah padat yang hampir seragam terdistribusi di dekatnya tertarik gravitasi materi materi dan dengan demikian bahkan tumbuh lebih padat, gas membentuk awan, bintang, galaksi, dan yang lain diamati struktur astronomi hari ini. Rincian proses ini tergantung pada jumlah dan jenis materi di alam semesta. Tiga kemungkinan jenis materi yang dikenal sebagai materi gelap dingin, panas materi gelap dan materi baryonic. Pengukuran terbaik tersedia (dari WMAP) menunjukkan bahwa bentuk dominan materi di alam semesta adalah materi gelap dingin. Dua lainnya jenis materi make up kurang dari 18% dari materi di alam semesta. 

Jalur independen bukti dari supernova Tipe Ia dan CMB menyiratkan Semesta saat ini didominasi oleh bentuk energi misterius yang dikenal sebagai energi gelap, yang tampaknya meresapi semua ruang. Pengamatan menunjukkan 72% dari total kepadatan energi hari ini Semesta dalam formulir ini. Ketika Semesta masih sangat muda, itu mungkin diresapi dengan energi gelap, tapi dengan lebih sedikit ruang dan segalanya lebih dekat bersama-sama, gravitasi berada di atas angin, dan itu perlahan-lahan rem ekspansi. Tapi akhirnya, setelah beberapa miliar tahun ekspansi, meningkatnya kelimpahan energi gelap menyebabkan perluasan alam semesta untuk perlahan-lahan mulai mempercepat. Energi gelap dalam rumusan sederhana mengambil bentuk konstanta kosmologis istilah dalam bidang Einstein persamaan relativitas umum, namun komposisi dan mekanisme yang tidak diketahui dan, lebih umum, rincian dari persamaan keadaan dan hubungan dengan model standar fisika partikel terus diselidiki baik observationally dan secara teoritis. 
Semua ini evolusi kosmis setelah zaman inflasi dapat dijelaskan dan model ketat oleh model ΛCDM kosmologi, yang menggunakan kerangka kerja independen mekanika kuantum dan Relativitas Umum Einstein. Sebagaimana dicatat di atas, tidak ada model didukung dengan baik menggambarkan tindakan sebelum 10 -15 detik atau lebih. Rupanya terpadu baru teori gravitasi kuantum diperlukan untuk memecahkan hambatan ini. Pemahaman awal dari era ini dalam sejarah alam semesta saat ini salah satu yang terbesar dalam fisika yang belum terpecahkan.
Asumsi

Teori Big Bang bergantung pada dua asumsi utama: universalitas hukum-hukum fisika, dan Prinsip kosmologi. Prinsip kosmologis menyatakan bahwa pada skala besar Semesta homogen dan isotropik.

Ide-ide ini awalnya diambil sebagai postulat, tetapi hari ini ada upaya untuk menguji masing-masing. Sebagai contoh, asumsi pertama telah diuji oleh pengamatan menunjukkan bahwa kemungkinan terbesar deviasi struktur halus konstan atas sebagian besar usia alam semesta adalah keteraturan 10 -5.  Juga, Relativitas Umum ketat telah lulus tes pada skala tata surya dan bintang-bintang biner, sementara ekstrapolasi untuk skala kosmologis telah disahkan oleh keberhasilan empiris dari berbagai aspek dari teori Big Bang. [Catatan 3] 

Jika skala besar muncul Universe isotropik sebagai dilihat dari Bumi, prinsip kosmologi dapat diturunkan dari sederhana Prinsip Copernican, yang menyatakan bahwa tidak ada pilihan (atau khusus) atau sudut pandang pengamat. Untuk tujuan ini, prinsip kosmologi telah dikonfirmasi ke tingkat 10 -5 melalui pengamatan dari CMB. [Catatan 4] Semesta telah diukur untuk menjadi homogen pada skala terbesar pada tingkat 10%.  
FLRW metrik
Artikel utama: Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker metrik dan perluasan ruang Metrik

Relativitas umum menggambarkan ruang-waktu oleh metrik, yang menentukan jarak yang memisahkan titik dekatnya. Titik-titik, yang dapat galaksi, bintang, atau benda lainnya, sendiri ditentukan menggunakan koordinat grafik atau "grid" yang telah diletakkan di atas segala ruang-waktu. Prinsip kosmologis menyiratkan bahwa metrik harus homogen dan isotropik pada skala besar, yang unik single luar-Lemaitre Friedmann-Robertson-Walker metrik (FLRW metrik). Metrik ini mengandung sebuah faktor skala, yang menjelaskan bagaimana ukuran Semesta berubah dengan waktu. Hal ini memungkinkan pilihan yang nyaman dari sebuah sistem koordinat yang akan dibuat, disebut comoving koordinat. Dalam sistem koordinat ini, memperluas grid bersama dengan Semesta, dan benda-benda yang bergerak hanya karena perluasan alam semesta tetap berada pada titik di grid. Sementara jarak koordinat mereka (comoving jarak) tetap konstan, jarak fisik antara dua titik comoving seperti memperluas secara proporsional dengan faktor skala Semesta.  

Big Bang bukanlah ledakan materi bergerak keluar untuk mengisi alam semesta yang kosong. Sebaliknya, ruang itu sendiri memperluas dengan waktu di mana-mana dan meningkatkan jarak fisik antara dua titik comoving. Karena FLRW metrik mengasumsikan distribusi seragam massa dan energi, itu berlaku untuk Semesta kita hanya pada skala besar-materi konsentrasi lokal seperti gravitasi galaksi kita adalah terikat dan dengan demikian tidak mengalami perluasan skala besar ruang.
Horizons
Artikel utama: kosmologi cakrawala

Sebuah fitur penting dari Big Bang ruang-waktu adalah kehadiran cakrawala. Karena Semesta memiliki umur yang terbatas, dan cahaya berjalan pada kecepatan yang terbatas, mungkin ada kejadian-kejadian di masa lalu cahaya yang tidak memiliki waktu untuk menghubungi kami. Ini menempatkan batas atau cakrawala masa lalu yang paling jauh benda-benda yang dapat diamati. Sebaliknya, karena ruang adalah memperluas, dan lebih jauh objek pernah surut lebih cepat, cahaya yang dipancarkan oleh kita hari ini mungkin tidak pernah "mengejar" untuk objek yang sangat jauh. Ini mendefinisikan sebuah cakrawala masa depan, yang membatasi peristiwa-peristiwa di masa depan bahwa kita akan dapat mempengaruhi. Kehadiran kedua jenis cakrawala tergantung pada detail dari model yang menjelaskan FLRW Universe kita. Pemahaman kita tentang alam semesta kembali ke masa awal menunjukkan bahwa ada cakrawala masa lalu, walaupun pada prakteknya pandangan kita juga dibatasi oleh opacity dari Semesta pada awal kali. Jadi, pandangan kita tidak bisa memperpanjang lebih jauh ke belakang dalam waktu, walaupun berkurang cakrawala di luar angkasa. Jika perluasan alam semesta terus mempercepat, ada cakrawala masa depan juga.  
Bukti pengamatan

Paling awal dan paling langsung observasi jenis bukti adalah ekspansi Hubble-jenis terlihat dalam redshifts galaksi, pengukuran terperinci dari latar belakang gelombang mikro kosmik, kelimpahan unsur-unsur cahaya (lihat nukleosintesis Big Bang), dan sekarang juga distribusi skala besar dan jelas evolusi galaksi  yang diperkirakan akan terjadi karena pertumbuhan gravitasi struktur dalam teori standar. Ini kadang-kadang disebut "empat pilar teori Big Bang". 

Hukum Hubble dan perluasan ruang
Artikel utama: Hukum Hubble dan perluasan ruang metrik
Lihat juga: mengukur jarak (kosmologi) dan faktor skala (alam semesta)

Pengamatan di kejauhan galaksi dan quasar menunjukkan bahwa objek ini adalah redshifted-yang cahaya dipancarkan dari mereka telah bergeser ke panjang gelombang. Hal ini dapat dilihat dengan mengambil spektrum frekuensi dari sebuah objek dan cocok dengan spektroskopi pola garis-garis emisi atau penyerapan baris yang sesuai dengan atom dari unsur kimia berinteraksi dengan cahaya. Redshifts ini adalah seragam isotropik, terdistribusi secara merata di antara objek-objek yang diamati di segala penjuru. Jika pergeseran merah dianggap sebagai pergeseran Doppler, yang recessional kecepatan dari objek dapat dihitung. Untuk beberapa galaksi, adalah mungkin untuk memperkirakan jarak melalui tangga jarak kosmik. Ketika kecepatan recessional diplot melawan jarak ini, hubungan linear dikenal sebagai Hukum Hubble diamati:

v=HoD

Di mana:

v adalah recessional kecepatan dari galaksi atau objek jauh
D adalah comoving jarak yang tepat ke objek dan
H 0 adalah konstan Hubble, diukur untuk menjadi 70,1 ± 1,3 km / s / Mpc oleh WMAP probe.

Hukum Hubble memiliki dua kemungkinan penjelasan. Entah kita berada di pusat ledakan galaksi-yang tidak dapat dipertahankan diberi Copernicus Prinsip-atau Alam Semesta adalah memperluas merata di mana-mana. Perluasan universal ini diperkirakan dari relativitas umum oleh Alexander Friedman pada tahun 1922 dan Georges Lemaitre pada tahun 1927, dengan baik sebelum Hubble membuat analisis dan pengamatan 1929, dan tetap menjadi landasan teori Big Bang sebagaimana dikembangkan oleh Friedmann, Lemaitre, Robertson, dan Walker. 

Teori memerlukan hubungan v = H D untuk terus sepanjang waktu, di mana D adalah jarak yang tepat, v adalah kecepatan recessional, dan v, H, dan D bervariasi sebagai Universe mengembang (sehingga kita menulis H 0 untuk menunjukkan sekarang hari Hubble "konstan"). Untuk jarak jauh lebih kecil daripada ukuran diamati Semesta, pergeseran merah Hubble dapat dianggap sebagai pergeseran Doppler yang sesuai dengan kecepatan v resesi. Namun, pergeseran merah bukan merupakan pergeseran Doppler benar, melainkan hasil dari ekspansi Semesta antara saat cahaya itu dipancarkan dan waktu itu terdeteksi. 

Bahwa ruang adalah metrik mengalami ekspansi ditunjukkan oleh bukti pengamatan langsung dari Prinsip kosmologi dan Prinsip Copernican, yang bersama-sama dengan hukum Hubble tidak mempunyai penjelasan lain. Astronomi redshifts sangat isotropik dan homogen,mendukung Prinsip kosmologi bahwa alam semesta tampak sama di segala arah, bersama dengan banyak bukti lain. Jika redshifts adalah hasil dari sebuah ledakan dari sebuah pusat jauh dari kita, mereka tidak akan begitu serupa dalam arah yang berbeda. 

Pengukuran dampak radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik tentang dinamika sistem astrofisika jauh pada tahun 2000 membuktikan Prinsip Copernican, bahwa Bumi tidak dalam posisi sentral, pada skala kosmologis. [Catatan 5] radiasi dari Big Bang ini terbukti hangat pada masa-masa sebelumnya di seluruh Semesta. Pendinginan seragam latar belakang gelombang mikro kosmis selama miliaran tahun dapat dijelaskan hanya jika Semesta metrik mengalami ekspansi, dan mengesampingkan kemungkinan bahwa kita adalah unik di dekat pusat ledakan.

Radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik

elama beberapa hari pertama dari Semesta, Semesta berada di penuh kesetimbangan termal, dengan foton yang terus-menerus dipancarkan dan diserap, memberikan radiasi yang blackbody spektrum. Sebagai Semesta diperluas, itu didinginkan pada suhu di mana foton tidak lagi dapat diciptakan atau dihancurkan. Suhu udara masih cukup tinggi untuk elektron dan inti atom tetap terikat, bagaimanapun, dan foton terus-menerus "tercermin" dari elektron bebas ini melalui proses yang disebut hamburan Thomson. Karena hamburan ulang ini, alam semesta awal adalah opak terhadap cahaya.

Ketika temperatur turun sampai beberapa ribu Kelvin, elektron dan inti mulai bergabung membentuk atom, sebuah proses yang dikenal sebagai rekombinasi. Sejak foton menyebarkan jarang dari atom netral, radiasi dipisahkan dari materi ketika hampir semua elektron yang digabungkan, pada zaman hamburan lalu, 379.000 tahun setelah Big Bang. Foton ini membentuk CMB yang diamati hari ini, dan pola yang diamati fluktuasi CMB adalah gambaran langsung Semesta pada zaman awal ini. Energi foton kemudian redshifted dengan perluasan alam semesta, yang melestarikan blackbody spektrum tetapi menyebabkan suhunya turun, yang berarti bahwa sekarang foton jatuh ke dalam microwave daerah spektrum elektromagnetik. Radiasi dianggap diamati pada setiap titik di alam semesta, dan berasal dari segala penjuru dengan (hampir) intensitas yang sama.

Pada tahun 1964, Arno Penzias dan Robert Wilson sengaja menemukan radiasi latar belakang kosmis ketika melakukan pengamatan diagnostik yang baru menggunakan microwave penerima dimiliki oleh Bell Laboratories. [26] penemuan mereka memberikan konfirmasi substansial CMB umum prediksi-radiasi yang ditemukan isotropik dan konsisten dengan spektrum blackbody sekitar 3 K-dan itu bernada keseimbangan pendapat yang mendukung hipotesis Big Bang. Penzias dan Wilson dianugerahi Hadiah Nobel untuk penemuan mereka.

Pada tahun 1989, NASA meluncurkan satelit Cosmic Background Explorer (COBE), dan temuan-temuan awal, yang dirilis pada tahun 1990, yang konsisten dengan prediksi Big Bang mengenai CMB. COBE menemukan sisa suhu 2,726 K dan pada tahun 1992 terdeteksi untuk pertama kalinya fluktuasi (anisotropies) di CMB, pada tingkat sekitar satu bagian dalam 10 5.  John C. Mather dan George Smoot Nobels diberikan untuk kepemimpinan mereka dalam pekerjaan ini. Selama dekade berikutnya, CMB anisotropies itu diteliti lebih lanjut oleh sejumlah besar tanah-based dan balon percobaan. Pada tahun 2000-2001, beberapa eksperimen, terutama BUMERANG, menemukan Semesta akan hampir spasial datar dengan mengukur sudut khas ukuran (ukuran di langit) dari anisotropies. (Lihat bentuk Semesta.) 

Pada awal 2003, hasil pertama dari Wilkinson Microwave anisotropi Probe (WMAP) dilepaskan, menghasilkan apa yang pada saat nilai-nilai yang paling akurat untuk beberapa parameter kosmologis. Pesawat ruang angkasa ini juga dibantah beberapa spesifik inflasi kosmik model, tetapi hasilnya konsisten dengan teori inflasi secara umum, [28] itu juga menegaskan bahwa lautan kosmik neutrino menembus Semesta, yang jelas bukti bahwa bintang-bintang pertama membutuhkan waktu lebih dari setengah -miliar tahun untuk menciptakan sebuah kabut kosmis. Roket jarak baru bernama Planck, dengan tujuan yang sama WMAP, diluncurkan pada Mei 2009. Hal ini diantisipasi untuk segera memberikan pengukuran yang lebih akurat dari CMB anisotropies. Banyak tanah-dan lain-berbasis balon percobaan juga sedang berjalan; melihat latar belakang gelombang mikro Cosmic percobaan.

Radiasi latar belakang yang sangat halus, yang disajikan masalah dalam ekspansi konvensional akan berarti bahwa foton yang datang dari arah berlawanan di langit itu berasal dari daerah-daerah yang belum pernah berhubungan dengan satu sama lain. Penjelasan terkemuka untuk mencapai keseimbangan sejauh ini adalah bahwa Semesta punya periode singkat ekspansi eksponensial yang cepat, yang disebut inflasi. Ini akan mempunyai efek mengemudi daerah selain yang telah di ekuilibrium, sehingga semua dapat diamati Alam equilibrated dari daerah yang sama.
Kelimpahan unsur-unsur primordial
Artikel utama: Big Bang nukleosintesis

Menggunakan model Big Bang adalah mungkin untuk menghitung konsentrasi helium-4, helium-3, deuterium dan lithium-7 di Semesta sebagai rasio dengan jumlah hidrogen biasa, H. [35] Semua kelimpahan tergantung pada satu parameter, rasio foton untuk baryons, yang itu sendiri dapat dihitung secara independen dari struktur rinci fluktuasi CMB. Rasio diprediksi (oleh massa, bukan oleh angka) adalah sekitar 0.25 untuk 4 He / H, sekitar 10 -3 selama 2 H / H, sekitar 10 -4 selama 3 la / H dan sekitar 10 -9 selama 7 Li / H.  

Kelimpahan yang diukur semua setuju setidaknya dengan mereka secara kasar diperkirakan dari nilai tunggal dari baryon-ke-foton rasio. Kesepakatan ini sangat baik untuk deuterium, dekat tapi tdk secara formal untuk 4 Dia, dan faktor dua off untuk 7 Li; dalam dua kasus terakhir ada substansial yang sistematis ketidakpastian. Meskipun demikian, konsistensi umum dengan kelimpahan diprediksi oleh BBN adalah bukti kuat untuk Big Bang, sebagai teori adalah satu-satunya penjelasan yang dikenal kelimpahan relatif unsur cahaya, dan hampir tidak mungkin untuk "tune" Big Bang untuk memproduksi jauh lebih atau kurang dari 20-30% helium. [44] Memang tidak ada alasan jelas di luar Big Bang bahwa, misalnya, Universe muda (yaitu sebelum pembentukan bintang, sebagaimana ditentukan oleh materi belajar seharusnya bebas dari nukleosintesis bintang produk) seharusnya memiliki lebih banyak helium daripada deuterium atau lebih deuterium dari 3 Dia, dan pada rasio konstan juga.

Galactic evolusi dan distribusi

Rinci pengamatan morfologi dan distribusi galaksi dan quasar memberikan bukti kuat untuk Big Bang. Kombinasi observasi dan teori ini mengemukakan bahwa quasar dan galaksi pertama terbentuk sekitar satu miliar tahun setelah Big Bang, dan sejak itu struktur yang lebih besar telah membentuk, seperti kluster galaksi dan superclusters. Populasi bintang telah penuaan dan berkembang, sehingga galaksi jauh (yang diamati saat mereka berada di awal Universe) tampak sangat berbeda dari galaksi dekat (diamati pada keadaan yang lebih baru). Selain itu, galaksi yang terbentuk baru-baru ini muncul relatif berbeda dari galaksi terbentuk pada jarak yang serupa tapi tak lama setelah Big Bang. Pengamatan ini argumen yang kuat menentang model keadaan tunak. Pengamatan pembentukan bintang, galaksi dan quasar distribusi dan struktur yang lebih besar juga setuju dengan Big Bang simulasi pembentukan struktur alam semesta dan membantu untuk menyelesaikan rincian dari teori.

Garis lain bukti

Setelah beberapa kontroversi, usia Semesta sebagai Hubble diperkirakan dari ekspansi dan CMB ini sekarang berada dalam perjanjian dengan baik (yaitu, sedikit lebih besar dari) usia bintang tertua, baik yang diukur dengan menerapkan teori evolusi bintang ke gugus bola dan melalui penanggalan radiometrik individu II Penduduk bintang.

Prediksi bahwa temperatur CMB lebih tinggi di masa lalu telah didukung oleh percobaan pengamatan suhu-sensitif garis emisi gas awan pergeseran merah tinggi. Prediksi ini juga menunjukkan bahwa amplitudo Sunyaev-Zel'dovich efek dalam kelompok galaksi tidak bergantung secara langsung pada pergeseran merah; ini kasar tampaknya benar, tapi sayangnya amplitudo tidak bergantung pada properti klaster yang melakukan perubahan substansial dalam waktu kosmis, jadi tes yang tepat adalah mustahil.
Fitur, isu dan masalah

Sementara ilmuwan sekarang lebih suka model Big Bang atas model kosmologis lain, komunitas ilmiah pernah dibagi antara pendukung Big Bang dan orang-orang kosmologis alternatif model. Sepanjang sejarah perkembangan subjek, masalah dengan teori Big Bang yang diajukan dalam konteks kontroversi ilmiah mengenai model mana yang paling bisa menggambarkan kosmologi pengamatan (lihat bagian sejarah di atas). Dengan sangat konsensus dalam masyarakat saat ini mendukung model Big Bang, banyak masalah ini dikenang sebagai sejarah terutama kepentingan; solusi untuk mereka telah diperoleh baik melalui modifikasi teori atau sebagai hasil dari pengamatan yang lebih baik.

Ide-ide inti Big Bang-ekspansi, negara panas awal, pembentukan helium, pembentukan galaksi-berasal dari banyak pengamatan yang independen dari semua model kosmologi; ini meliputi kelimpahan unsur-unsur cahaya, maka gelombang mikro kosmik latar belakang, struktur skala besar, dan diagram Hubble untuk supernova Tipe Ia.

Tepat model modern Big Bang menarik bagi berbagai fenomena fisik eksotis yang belum diamati dalam eksperimen laboratorium darat atau dimasukkan ke dalam Model Standar dari fisika partikel. Dari fitur ini, materi gelap saat ini subjek yang paling aktif penyelidikan laboratorium. Sisa masalah, seperti halo cuspy masalah dan masalah galaksi kerdil dari materi gelap yang dingin, tidak fatal bagi penjelasan materi gelap sebagai solusi untuk masalah seperti ada yang hanya melibatkan penyempurnaan lebih lanjut dari teori. Dark energi juga merupakan bidang ketertarikan bagi para ilmuwan, tetapi tidak jelas apakah deteksi langsung dari energi gelap akan menjadi mungkin.  

Di sisi lain, inflasi dan baryogenesis tetap agak lebih spekulatif fitur dari Big Bang saat ini model-model: mereka menjelaskan ciri-ciri penting alam semesta awal, tapi dapat digantikan dengan ide-ide alternatif tanpa mempengaruhi sisa teori. [Catatan 6] Menemukan yang benar penjelasan untuk fenomena seperti itu adalah sebagian dari sisa masalah yang belum terpecahkan dalam fisika.
Masalah Horizon
Artikel utama: masalah Horizon

Masalah cakrawala hasil dari premis bahwa informasi yang tidak dapat pergi lebih cepat daripada cahaya. Dalam usia fana Semesta, ini menetapkan batas-the partikel cakrawala-pada pemisahan dua wilayah ruang angkasa yang dalam sebab-akibat kontak. yang diamati isotropy dari CMB ini bermasalah dalam hal ini: jika Universe telah didominasi oleh radiasi atau masalah sama sekali kali sampai zaman hamburan lalu, partikel cakrawala pada waktu itu akan sesuai dengan sekitar 2 derajat di langit. Ada kemudian akan ada mekanisme untuk menyebabkan daerah yang lebih luas untuk memiliki suhu yang sama. 

Sebuah resolusi Ketidakkonsistenan ini ditawarkan oleh teori inflasi yang homogen dan isotropik mendominasi bidang energi skalar Universe pada masa yang sangat dini (sebelum baryogenesis). Selama inflasi, Semesta mengalami perluasan eksponensial, dan memperluas cakrawala partikel jauh lebih cepat daripada asumsi sebelumnya, sehingga sekarang daerah di sisi yang berlawanan Semesta dapat diamati dengan baik di dalam partikel saling cakrawala. Isotropy yang diamati dari CMB kemudian mengikuti dari kenyataan bahwa wilayah yang lebih besar ini berada di kausal kontak sebelum awal inflasi.

Prinsip ketidakpastian Heisenberg meramalkan bahwa selama fase inflasi akan ada fluktuasi termal kuantum, yang akan diperbesar untuk skala kosmik. Fluktuasi ini berfungsi sebagai benih-benih dari semua struktur saat ini di Semesta. Inflasi memprediksi bahwa fluktuasi primordial hampir skala invarian dan Gauss, yang telah secara akurat dikonfirmasi oleh pengukuran CMB.

Jika inflasi terjadi, ekspansi eksponensial akan mendorong daerah yang berwilayah luas ruang jauh melampaui cakrawala diamati kami.

Datar / oldness masalah

Masalah kelandaian (juga dikenal sebagai masalah oldness) adalah masalah pengamatan berhubungan dengan-Lemaitre Friedmann-Robertson-Walker metrik. The Universe mungkin telah positif, negatif atau nol spasial kelengkungan tergantung pada kepadatan energi totalnya. Kelengkungan negatif jika densitasnya kurang dari densitas kritis, positif bila lebih besar, dan nol pada kerapatan kritis, di mana ruang kasus dikatakan datar. Masalahnya adalah bahwa setiap keberangkatan kecil dari kerapatan kritis tumbuh dengan waktu, namun Semesta hari ini masih sangat dekat dengan datar. [Catatan 7] Mengingat bahwa skala waktu yang alami untuk keberangkatan dari datar mungkin adalah waktu Planck, 10 -43 detik, fakta bahwa alam semesta telah mencapai bukanlah seorang Panaskan Kematian maupun Big Crunch setelah milyaran tahun memerlukan beberapa penjelasan. Sebagai contoh, bahkan pada usia yang relatif terlambat beberapa menit (waktu dari nukleosintesis), kepadatan Semesta pasti dalam waktu satu bagian dalam 10 14 dari nilai kritis, atau tidak akan ada seperti sekarang ini.  

Sebuah resolusi untuk masalah ini ditawarkan oleh teori inflasi. Selama periode inflasi, ruang-waktu diperluas sedemikian rupa bahwa kelengkungan akan merapikan keluar. Dengan demikian, inflasi melaju berteori bahwa alam semesta yang sangat hampir datar spasial negara, hampir persis dengan kerapatan kritis.
Magnetic monopoles
Artikel utama: Magnetic Monopole

Keberatan Monopole magnetik dibesarkan di akhir 1970-an. Grand penyatuan teori-teori memperkirakan topologi cacat di luar angkasa yang akan bermanifestasi sebagai monopoles magnet. Objek ini akan diproduksi secara efisien di awal panas Semesta, mengakibatkan kepadatan penduduk jauh lebih tinggi daripada yang konsisten dengan pengamatan, mengingat bahwa pencarian tidak pernah menemukan apapun monopoles. Masalah ini juga diselesaikan oleh inflasi kosmis, yang menghilangkan semua cacat titik dari Semesta diamati dengan cara yang sama itu untuk mendorong geometri datar.  

Sebuah resolusi ke cakrawala, datar, dan masalah-masalah Monopole magnetik alternatif bagi inflasi kosmis yang ditawarkan oleh kelengkungan Weyl hipotesis.  
Asimetri baryon
Artikel utama: asimetri baryon

Hal ini belum mengerti mengapa Semesta memiliki lebih banyak materi daripada antimateri.  Hal ini umumnya berasumsi bahwa ketika Universe masih muda dan sangat panas, itu ada di statistik keseimbangan dan berisi jumlah yang sama baryons dan antibaryons. Namun, pengamatan menunjukkan bahwa alam semesta, termasuk bagian-bagian yang paling jauh, dibuat hampir seluruhnya dari materi. Yang tidak diketahui proses yang disebut "baryogenesis" menciptakan asimetri. Untuk baryogenesis terjadi, kondisi Sakharov harus dipenuhi. Ini mengharuskan jumlah baryon tidak kekal, bahwa C-simetri dan CP-simetri dilanggar dan bahwa alam semesta berangkat dari termodinamika ekuilibrium. Semua kondisi ini terjadi dalam Model Standar, tetapi efeknya tidak cukup kuat untuk menjelaskan asimetri baryon sekarang. 
Gugus bola usia

Pada pertengahan 1990-an, pengamatan dari gugus bola tampaknya tidak konsisten dengan Big Bang. Simulasi komputer yang cocok dengan pengamatan bintang gugus bola populasi menyarankan bahwa mereka sekitar 15 miliar tahun, yang bertentangan dengan 13,7 milyar tahun usia alam semesta. Masalah ini biasanya diselesaikan pada akhir tahun 1990-an ketika komputer baru simulasi, yang mencakup efek dari massa yang hilang akibat angin bintang, menunjukkan usia yang jauh lebih muda untuk gugus bola.  masih tetap ada beberapa pertanyaan mengenai bagaimana secara akurat usia yang cluster diukur, tetapi jelas bahwa objek-objek ini adalah beberapa tertua di alam semesta.

Dark matter

Selama tahun 1970-an dan 1980-an, berbagai pengamatan menunjukkan bahwa tidak ada terlihat cukup materi di alam semesta untuk menjelaskan jelas kekuatan gaya gravitasi di dalam dan antar galaksi. Hal ini menyebabkan ide bahwa sampai 90% dari materi di alam semesta adalah materi gelap yang tidak memancarkan cahaya atau berinteraksi dengan normal baryonic materi. Selain itu, asumsi bahwa Semesta ini kebanyakan materi normal menyebabkan prediksi yang sangat tidak konsisten dengan pengamatan. Secara khusus, Semesta saat ini jauh lebih kental dan mengandung jauh lebih sedikit deuterium daripada yang dapat dihitung karena tanpa materi gelap. Sementara materi gelap pada awalnya kontroversial, sekarang ditandai dengan berbagai pengamatan: yang anisotropies di CMB, cluster galaksi kecepatan dispersi, skala besar struktur distribusi, gravitasi lensing studi, dan pengukuran sinar-X dari gugus galaksi.  

Bukti materi gelap berasal dari pengaruh gravitasi pada hal-hal lain, dan tidak ada partikel materi gelap telah diamati di laboratorium. Banyak fisika partikel materi gelap calon telah diajukan, dan beberapa proyek untuk mendeteksi secara langsung sedang berlangsung.  
Energi gelap
Artikel utama: Dark energi

Pengukuran pergeseran merah - besarnya hubungan untuk supernova tipe Ia telah mengungkapkan bahwa perluasan alam semesta telah mempercepat sejak Semesta adalah sekitar setengah dari usia sekarang. Untuk menjelaskan percepatan ini, relativitas umum mensyaratkan bahwa banyak energi di alam semesta terdiri dari komponen dengan besar tekanan negatif, yang dijuluki "energi gelap". Energi gelap ditunjukkan oleh beberapa garis lain bukti. Pengukuran dari latar belakang gelombang mikro kosmik menunjukkan bahwa Semesta spasial sangat hampir datar, dan karena itu menurut relativitas umum Universe harus memiliki hampir persis densitas kritis massa / energi. Namun kepadatan massa alam semesta dapat diukur dari gravitasi clustering, dan ini ditemukan hanya memiliki sekitar 30% dari densitas kritis. Karena energi gelap tidak cluster dengan cara yang biasa ini adalah penjelasan terbaik untuk " hilang "kepadatan energi. Energi gelap juga diminta oleh dua ukuran geometris kelengkungan keseluruhan Semesta, salah satu frekuensi dengan menggunakan lensa gravitasi, dan karakteristik lain yang menggunakan pola dari struktur skala besar sebagai penguasa kosmik. 

Tekanan negatif adalah properti dari energi vakum, tetapi sifat dari energi gelap tetap menjadi salah satu misteri besar dari Big Bang. Kandidat termasuk konstanta kosmologis dan saripati. Hasil dari tim WMAP pada tahun 2008, yang menggabungkan data dari CMB dan sumber-sumber lain, menunjukkan bahwa alam semesta hari ini adalah 72% energi gelap, 23% materi gelap, 4,6% biasa materi dan kurang dari 1% neutrino. [30] Energi kepadatan dalam materi berkurang dengan perluasan alam semesta, tetapi kepadatan energi gelap tetap konstan (atau hampir jadi) sebagai Semesta mengembang. Oleh karena itu materi terdiri atas pecahan yang lebih besar dari total energi di alam di masa lalu daripada yang dilakukannya hari ini, namun kontribusi pecahan akan jatuh jauh di masa depan sebagai energi gelap menjadi lebih dominan.

Dalam ΛCDM, yang terbaik saat ini model Big Bang, energi gelap dijelaskan oleh kehadiran sebuah konstanta kosmologis dalam teori relativitas umum. Namun, ukuran konstanta yang benar menjelaskan energi gelap mengejutkan naif relatif kecil terhadap perkiraan berdasarkan ide-ide tentang gravitasi kuantum. Membedakan antara konstanta kosmologis dan penjelasan dari energi gelap adalah suatu area yang aktif dari penelitian saat ini.
Masa depan sesuai dengan teori Big Bang
Artikel utama: Ultimate nasib Semesta

Sebelum pengamatan energi gelap, ahli kosmologi dianggap dua skenario bagi masa depan alam semesta. Jika massa densitas dari Semesta yang lebih besar dari kerapatan kritis, maka Semesta akan mencapai ukuran maksimum dan kemudian mulai runtuh. Ini akan menjadi lebih padat dan lebih panas lagi, berakhir dengan keadaan yang serupa dengan yang di mana ia memulai-sebuah Big Crunch. Atau, jika kepadatan di alam semesta yang sama dengan atau di bawah kerapatan kritis, perluasan akan memperlambat bawah, tetapi tidak pernah berhenti. Formasi bintang akan berhenti ketika semua gas antarbintang dalam setiap galaksi dikonsumsi; bintang-bintang akan membakar keluar meninggalkan kerdil putih, neutron bintang, dan lubang hitam. Sangat secara bertahap, tabrakan antara ini akan mengakibatkan mengumpulkan massa yang lebih besar dan lebih besar lubang hitam. Suhu rata-rata Semesta pendekatan asimtotik akan absolut nol-a Big Freeze. Selain itu, jika proton itu tidak stabil, maka baryonic materi akan menghilang, hanya menyisakan radiasi dan lubang hitam. Akhirnya, lubang hitam akan menguap dengan memancarkan radiasi Hawking. The entropi dari Semesta akan meningkat ke titik di mana tidak ada bentuk energi terorganisir bisa diambil dari itu, sebuah skenario yang dikenal sebagai kematian panas. 

Pengamatan modern ekspansi dipercepat berarti bahwa semakin banyak yang sedang terlihat Semesta akan melampaui kita cakrawala peristiwa dan keluar dari kontak dengan kami. Hasilnya pada akhirnya tidak diketahui. Para model ΛCDM Semesta mengandung energi gelap dalam bentuk konstanta kosmologis. Teori ini menunjukkan bahwa hanya sistem terikat gravitasi, seperti galaksi, akan tetap bersama-sama, dan mereka juga akan menjadi subjek kematian panas, sebagai Semesta mengembang dan mendingin. Penjelasan lain dari energi gelap-apa yang disebut energi hantu teori-menunjukkan bahwa pada akhirnya kelompok-kelompok galaksi, bintang, planet, atom, inti dan materi itu sendiri akan dicabik-cabik oleh ekspansi yang semakin meningkat dalam apa yang disebut Big Rip.

Fisika spekulatif di luar teori Big Bang

Sementara model Big Bang dalam kosmologi mapan, kemungkinan untuk diperbaiki di masa depan. Sedikit yang diketahui tentang saat-saat awal sejarah alam semesta. The Penrose-teorema singularitas Hawking memerlukan adanya singularitas di awal waktu kosmik. Namun, teorema ini mengasumsikan bahwa relativitas umum adalah benar, tetapi relativitas umum harus menghancurkan Semesta sebelum mencapai suhu Planck, dan pengobatan yang benar gravitasi kuantum dapat menghindari singularitas.  

Beberapa proposal, masing-masing yang berarti hipotesis yang belum diuji, adalah:
model termasuk Hartle-no-batas Hawking kondisi di mana seluruh ruang-waktu terbatas; Big Bang tidak mewakili batas waktu, tetapi tanpa membutuhkan sebuah singularitas.  
kosmologi brane model  di mana inflasi karena pergerakan branes dalam teori string; pra-Big Bang model; yang ekpyrotic model, di mana Big Bang adalah hasil dari tumbukan antara branes; dan model siklus, varian dari model di mana ekpyrotic tumbukan terjadi secara berkala.  
kacau inflasi, di mana inflasi berakhir universal lokal di sana-sini dalam mode acak, masing-masing titik akhir yang mengarah ke gelembung alam semesta mengembang dari big bang-nya sendiri.  

Proposal dalam dua kategori terakhir melihat Big Bang sebagai suatu peristiwa yang jauh lebih besar dan lebih tua Universe, atau multiverse, dan bukan harfiah awal.
Interpretasi agama
Artikel utama: Agama interpretasi dari teori Big Bang

Big Bang adalah teori ilmiah, dan karena itu bergantung pada kesepakatan dengan pengamatan. Tetapi sebagai sebuah teori yang membahas asal-usul realitas, ia selalu membawa implikasi teologis dan filosofis. Pada tahun 1920-an dan 1930-an hampir setiap utama pilihan kosmologi abadi mapan Semesta, dan beberapa mengeluhkan bahwa awal waktu yang ditunjukkan oleh Big Bang konsep keagamaan yang diimpor ke fisika; keberatan ini kemudian diulang-ulang oleh para pendukung teori mapan. Persepsi ini diperkuat oleh kenyataan bahwa pencetus teori Big Bang, Monsignor Georges Lemaitre, adalah seorang Katolik Roma imam.  

Karena penerimaan Big Bang sebagai paradigma kosmologis fisik dominan, ada berbagai reaksi oleh kelompok agama terhadap implikasi untuk masing-masing kosmologi agama. Beberapa menerima bukti-bukti ilmiah pada nilai nominalnya, sementara yang lain berusaha untuk mendamaikan Big Bang dengan ajaran agama mereka, dan lain-lain sepenuhnya menolak atau mengabaikan bukti Big Bang.