Vụ Nổ Lớn
Mục từ "Big Bang" dẫn đến bài này. Xin đọc về các nghĩa khác tại Big Bang (định hướng).
Theo thuyết Vụ Nổ Lớn, vũ trụ bắt nguồn từ một trạng thái vô cùng đặc và vô cùng nóng (điểm dưới cùng). Một lý giải
thường gặp đó là không gian tự nó đang giãn nở, khiến các thiên hà đang lùi ra xa lẫn nhau, giống như các điểm trên
quả bóng thổi phồng. Hình này minh họa vũ trụ phẳng đang giãn nở.
Các giai đoạn tiến hóa của vũ trụ, bắt đầu từ Vụ nổ lớn và giai đoạn lạm phát.
Là một phần trong loạt bài về
Vật lý vũ trụ học
Các chủ đề chính[ẩn]
Vũ trụ · Vụ Nổ Lớn
Tuổi của vũ trụ
Trình tự thời gian của Vụ Nổ Lớn
Vũ trụ ban đầu[hiện]
Vũ trụ đang giãn nở[hiện]
Cấu trúc hình thành[hiện]
Tương lai của vũ trụ[hiện]
Các thành phần[hiện]
Lịch sử của các giả thiết vũ trụ học[hiện]
Những thí nghiệm[hiện]
Các nhà khoa học[hiện]
Tác động tới xã hội[hiện]
Chủ đề Thiên văn học
Thể loại
• X
• T
• S
Lý thuyết Vụ Nổ Lớn (Big Bang) là mô hình vũ trụ học nổi bật miêu tả giai đoạn sơ khai của sự hình thành Vũ trụ.
[1]
Theo lý thuyết này, Vụ Nổ Lớn xảy ra xấp xỉ cách nay 13,798 ± 0,037 tỷ năm trước,
[2][3][4][5][6]
và được các nhà vũ trụ

học Alexander Friedmann đã tìm ra được các phương trình chi phối sự tiến hóa của vũ trụ. Năm 1929, nhà thiên
văn Edwin Hubble phát hiện ra khoảng cách giữa các thiên hà tỷ lệ với giá trị dịch chuyển đỏ của chúng—một khám
phá mà trước đó Lemaître đã nêu ra từ 1927. Quan sát của Hubble cho thấy mọi thiên hà ở rất xa cũng như các siêu
đám thiên hà đang lùi ra xa khỏi Ngân Hà: nếu chúng càng ở xa, vận tốc lùi xa của chúng càng lớn.
[15]
Từng có thời gian cộng đồng các nhà khoa học chia làm hai nhóm giữa một bên ủng hộ thuyết Vụ Nổ Lớn và một bên
ủng hộ thuyết Trạng thái dừng,
[16]
nhưng ngày nay hầu hết các nhà khoa học bị thuyết phục bởi kịch bản của lý thuyết
Vụ Nổ Lớn phù hợp nhất với các quan sát đo lường sau khi bức xạ nền vi sóng vũ trụ phát hiện ra vào năm 1964, và
đặc biệt khi phổ của nó (lượng bức xạ đo được ứng với mỗi bước sóng) được phát hiện phù hợp với bức xạ vật đen.
Từ đó, các nhà thiên văn vật lý đã kết hợp những dữ liệu lớn trong quan sát và đưa thêm những tính toán lý thuyết vào
mô hình Vụ Nổ Lớn, và mô hình tham số của nó hay mô hình Lambda-CDM trở thành khuôn khổ lý thuyết cho những
nghiên cứu hiện đại về vũ trụ học.
Mục lục
[ẩn]
• 1 Khái quát
o 1.1 Tiến trình Vụ Nổ Lớn
o 1.2 Các tiên đề cơ sở
o 1.3 Mêtric FLRW
o 1.4 Chân trời
• 2 Lịch sử
o 2.1 Từ nguyên
o 2.2 Lịch sử phát triển
• 3 Bằng chứng thực nghiệm
o 3.1 Định luật Hubble và sự giãn nở của không gian
o 3.2 Bức xạ phông vi sóng vũ trụ
o 3.3 Sự hình thành các nguyên tố cơ bản
o 3.4 Sự phân bố và tiến hóa của các thiên hà
o 3.5 Các đám mây khí nguyên thủy

Chúng ta có thể ngoại suy nhằm nghiên cứu điểm kỳ dị nhưng không thể gần đến lúc kết thúc kỷ nguyên Planck.
Điểm kì dị trước kỷ nguyên Planck gọi là "Vụ Nổ Lớn",
[18]
nhưng thuật ngữ cũng có thể nhắc đến thời điểm sớm
hơn một chút, khi vũ trụ là điểm cực nóng và đậm đặc,
[19][ct 1]
và có thể xem là "khởi sinh" của Vũ trụ. Dựa trên quan
trắc siêu tân tinh loại Ia về sự giãn nở không thời gian, đo lường về những thăng giáng nhỏ trong bức xạ nền vi
sóng và đo về hàm tương quan của các thiên hà, các nhà vật lý tính được vũ trụ có tuổi 13,772 ± 0,059 tỷ năm.
[21]
Sự phù hợp về độ tuổi tính theo ba phương pháp đo lường độc lập này ủng hộ một cách thuyết phục mô hình
ΛCDM mô tả chi tiết về thành phần vật chất trong vũ trụ. Tháng 3 năm 2013 dữ liệu mới thu được từ tàu Planck
cho kết quả tuổi vũ trụ 13,798 ± 0,037 tỷ năm.
[22]
Ảnh trường cực sâu Hubble (XDF)
So sánh kích thước ảnh chụp XDF bởi Hubble (hình vuông nhỏ) so với ảnh Mặt Trăng - bức ảnh chứa vài
nghìn thiên hà, mỗi thiên hà chứa hàng chục tỷ sao, trong vùng nhỏ của vũ trụ.
Ảnh XDF (2012) - mỗi điểm sáng tương ứng với một thiên hà - một số có tuổi vào cỡ 13,2 tỷ năm
[23]
- người ta ước
tính có khoảng 200 tỷ thiên hà trong vũ trụ quan sát được.
Bức ảnh XDF vẽ sự phân bố khoảng cách đến các thiên hà - đa phần có độ tuổi từ 5 tới 9 tỷ năm trước - các tiền
thiên hà và những ngôi sao già nhất có tuổi trên 9 tỷ năm. (chú ý: do sự giãn nở của vũ trụ, khoảng cách đến các
thiên hà này không phải là 9 tỷ năm ánh sáng)
Có rất nhiều ước đoán và mô hình về pha sớm nhất của Vụ Nổ Lớn. Trong những mô hình phổ biến nhất vũ trụ
ban đầu được choán đầy bởi vật chất, năng lượng phân bố đồng nhất và đẳng hướng với mật độ năng lượng cực
lớn cũng như áp suất và nhiệt độ rất cao, sau đó điểm kì dị này nhanh chóng giãn nở và lạnh đi. Sự giãn nở là ở
bản chất của không gian giãn nở, chứ không phải là vật chất và năng lượng "nở ra" vào một không gian cố định
trước đó. Khoảng xấp xỉ thời điểm 10
−36

[28]
Vũ trụ tiếp tục giảm nhiệt độ và mật độ, hay động năng của các hạt tiếp tục giảm (những sự giảm này là do không
thời gian tiếp tục giãn nở). Hiện tượng phá vỡ đối xứng ở giai đoạn chuyển pha đưa đến hình thành riêng rẽ
các tương tác cơ bản của vật lý và những tham số của các hạt sơ cấp mà chúng có như ngày nay.
[29]
Sau khoảng
10
−11
giây, chỉ còn ít tính chất của tiến trình vụ nổ mang tính ước đoán, do năng lượng của các hạt giảm xuống giá
trị mà các nhà vật lý hạt có thể đánh giá và đo được trong các thí nghiệm trên máy gia tốc. Đến 10
−6
giây, hạt quark
và gluon kết hợp lại thành baryon như proton và neutron. Một lượng dư thừa quark so với phản quark dẫn đến hình
thành lượng baryon vượt trội so với phản baryon. Nhiệt độ lúc này không đủ cao để phản ứng sinh cặp proton–
phản proton xảy ra (và tương tự cho sinh cặp neutron–phản neutron), do vậy sự hủy khối lượng ngay lập tức xảy
ra để lại đúng 1 hạt trong 10
10
hạt proton và neutron, và không hạt nào có phản hạt của chúng. Một quá trình tương
tự diễn ra khoảng 1 giây cho cặp hạt electron và positron. Sau quá trình hủy cặp hạt-phản hạt, vũ trụ chỉ còn lại các
proton, neutron và electron và những hạt này không còn chuyển động với vận tốc tương đối tính nữa và mật độ
năng lượng của Vũ trụ chứa chủ yếu photon (với một lượng nhỏ là đóng góp của neutrino).
[30]
Một vài phút sau sự giãn nở, khi nhiệt độ lúc này giảm xuống 1 tỷ (10
9
; SI) kelvin và mật độ tương đương với mật
độ không khí, lúc này hạt neutron kết hợp với proton để hình thành lên hạt nhân deuteri và heli trong quá trình gọi
là phản ứng tổng hợp hạt nhân Vụ Nổ Lớn.
[31]
Hầu hết những proton không tham gia phản ứng kết hợp trở thành
proton tự do và chính là hạt nhân của nguyên tử hiđrô. Vũ trụ tiếp tục lạnh đi, mật độ năng lượng và khối lượng

2
vào khoảng 0,11,
thì mật độ neutrino tương ứng Ω
v
h
2
ước lượng nhỏ hơn 0,0062.
[35]
Những số liệu quan sát độc lập từ các vụ nổ siêu tân tinh loại Ia và CMB cho thấy ngày nay Vũ trụ bị thống trị bởi
dạng năng lượng bí ẩn gọi là năng lượng tối, và dường như chúng thấm vào mọi vùng không thời gian và như một
dạng áp suất âm, đẩy mọi thứ ra xa. Quan sát mới nhất cho kết quả năng lượng tối chiếm 68,3%
[36]
tổng mật độ
năng lượng trong vũ trụ quan sát được ngày nay. Khi vũ trụ còn sơ khai, có thể nó đã chứa năng lượng tối, nhưng
do thể tích không gian nhỏ hơn và mọi thứ vẫn đang ở gần nhau, lúc này lực hấp dẫn mạnh hơn và hút vật chất về
nhau, và dần dần làm chậm lại sự giãn nở của không thời gian. Nhưng sau hàng tỷ năm giãn nở, năng lượng tối lại
vượt trội lực hấp dẫn và như miêu tả bởi định luật Hubble nó đang làm sự giãn nở của không thời gian tăng tốc.
Trong mô hình vũ trụ học Lambda-CDM, năng lượng tối thể hiện ở dạng đơn giản nhất thông qua hằng số vũ trụ
học Λ xuất hiện trongphương trình trường Einstein của thuyết tương đối rộng, nhưng bản chất và cơ chế hoạt động
của hằng số này vẫn còn là câu hỏi lớn, và nói chung, chi tiết của phương trình trạng thái vũ trụ học và mối liên hệ
với Mô hình chuẩn của vật lý hạt vẫn còn đang được khảo sát trên lĩnh vực quan sát thực nghiệm và lý thuyết.
[37]
Tất cả quá trình tiến hóa của vũ trụ sau kỷ nguyên lạm phát được mô hình hóa và miêu tả bằng toán học khá phức
tạp trong mô hình ΛCDM của vũ trụ học, dựa trên hai khuôn khổ lý thuyết đó là cơ học lượng tử và thuyết tương
đối tổng quát của Albert Einstein. Như chú ý ở trên, chưa có mô hình lý thuyết nào miêu tả được đặc điểm vũ trụ
trước đó 10
−15
giây khi hình thành. Các nhà vật lý cần lý thuyết hấp dẫn lượng tử thống nhất hai khuôn khổ lý thuyết
hiện đại để có thể vượt qua trở ngại này. Hiểu được giai đoạn sớm nhất trong lịch sử vũ trụ hiện tại là một trong
những vấn đề lớn nhất chưa giải quyết được của vật lý học.

thể khác, được gắn bởi một tọa độ trong hệ tọa độ không thời gian. Nguyên lý vũ trụ học cho kết quả là mêtric
sẽ đồng nhất và đẳng hướng trên thang vĩ mô, và mêtric này được miêu tả duy nhất bằng mêtric Friedmann–
Lemaître–Robertson–Walker (mêtric FLRW). Trong mêtric chứa một hệ số tỷ lệ (scale factor) a(t) miêu tả sự
biến đổi kích thước không gian theo thời gian. Sự biến đổi này cho phép các nhà vật lý lựa chọn một hệ tọa độ
phù hợp gọi là tọa độ đồng chuyển động. Trong hệ tọa độ này, các trục tọa độ không gian giãn nở cùng với Vũ
trụ, mà mọi thiên thể như đang chuyển động do sự giãn nở của không gian nhưng vẫn có giá trị cố định theo
các trục tọa độ. Như vậy không gian vũ trụ có tính động lực, nó giãn nở hay co lại (chứ không phải các thiên
hà đang lùi ra xa trong một không gian bất biến.) Trong khi khoảng cách biểu diễn trong hệ tọa độ đồng
chuyển động là không đổi giữa hai thiên hà, thì khoảng cáchvật lý thực tế giữa chúng lại giãn nở tăng lên tỷ lệ
với hệ số a(t) trong Vũ trụ.
[42]
Vụ Nổ Lớn không phải là hiện tượng nổ vật chất bắn ra xa và lấp đầy không gian trống rỗng có từ trước. Thay
vì vậy, không gian tự nó giãn nở ở khắp nơi theo thời gian và khoảng cách vật lý thực tăng lên giữa hai điểm
đồng chuyển động. Bởi vì mêtric FLRW dựa trên sự phân bố đồng đều của vật chất và năng lượng, nó chỉ áp
dụng cho Vũ trụ trên khoảng cách vĩ mô (trên 100 Mpc)
[43]
—sự tập trung cục bộ của vật chất như hệ hành tinh,
thiên hà thậm chí nhóm thiên hà liên kết bởi trường hấp dẫn không bị ảnh hưởng bởi sự giãn nỡ trên khoảng
cách lớn của không gian. Các thiên hà gần tiến về nhau hoặc lùi ra xa chủ yếu là do tương tác hấp dẫn giữa
chúng, và hầu như không bị ảnh hưởng bởi hằng số vũ trụ học.
[43]
Chân trời[sửa | sửa mã nguồn]
Bài chi tiết: Chân trời vũ trụ học
Một đặc điểm quan trọng của không thời gian Vụ Nổ Lớn đó là sự có mặt của chân trời. Do Vũ trụ chỉ có
tuổi hữu hạn, và ánh sáng có tốc độ hữu hạn, có những sự kiện trong quá khứ mà ánh sáng không đủ thời
gian để đến được chúng ta. Điều này đặt ra giới hạn hoặc có một chân trời quá khứ về những thiên thể ở
xa nhất mà có thể quan sát được. Ngược lại, bởi vì không gian đang giãn nở, các vật thể càng ở xa thì lùi
càng xa hơn, và ánh sáng phát ra từ hành tinh chúng ta có thể không bao giờ "đến được" những vật thể ở
rất xa này. Đây là định nghĩa cho chân trời tương lai, nó đặt ra giới hạn cho những sự kiện trong tương lai
mà chúng ta có thể ảnh hưởng đến được. Ảnh hưởng cụ thể của từng loại chân trời phụ thuộc chi tiết vào

ông từng nghĩ, ông đã đưa thêm hằng số vũ trụ học-có ý nghĩa như một lực đẩy nhằm cân bằng với
lực hấp dẫn-vào các phương trình của mình.
[50]
Năm 1922, Alexander Friedmann, nhà toán học và vũ
trụ học người Nga đã suy luận ra phương trình Friedmann từ phương trình trường Einstein, và phát
hiện ra vũ trụ đang giãn nở mà không cần một hằng số vũ trụ học như Einstein đã nêu ra.
[51]
Năm
1924 những đo lường của nhà thiên văn học người Mỹ Edwin Hubble đối với khoảng cách đến những
tinh vân mà ông có thể quan sát ở thời đó chỉ ra rằng, quả thực những tinh vân xoắn ốc này là
các thiên hà. Cũng trong năm 1924 Carl Wilhelm Wirtz, và năm 1925 Knut Lundmark, hai người đã
nhận ra các tinh vân ở xa hơn thì lùi ra xa nhanh hơn so với các tinh vân ở gần.
[50]
Năm 1927, nhà vũ
trụ học và thầy tu Công giáo người Bỉ Georges Lemaître, độc lập cũng suy ra được các phương trình
tương tự phương trình Friedmann, và ông đi xa hơn khi đề xuất sự lùi xa của các tinh vân (thiên hà) là
do sự giãn nở của không gian Vũ trụ.
[52]
Năm 1931 Lemaître tiếp tục nghiên cứu trước đó và đề xuất về manh mối cho sự giãn nở của Vũ trụ,
nếu chúng ta đi ngược lại thời gian, vào thời điểm càng xa trong quá khứ thì vũ trụ càng nhỏ hơn, cho
đến một thời điểm hữu hạn ở quá khứ, mọi khối lượng và năng lượng của Vũ trụ tập trung lại tại một
điểm, gọi là "nguyên tử nguyên thủy", nơi bắt đầu hình thành lên cấu trúc không thời gian.
[53]
Bắt đầu từ năm 1924, Hubble nỗ lực phát triển phương pháp đo khoảng cách đến những thiên hà xa,
dựa trên sự biến đổi độ sáng của các sao Cepheid-một ngọn nến chuẩn để đo khoảng cách đến các
thiên hà cho các nhà thiên văn-bằng sử dụng kính thiên văn mới lắp đặt Hooker đường kính
2.500 mm tại đài quan sát núi Wilson. Nhờ kính mới mà ông đã có thể ước tính được khoảng cách
đến những thiên hà có độ dịch chuyển đỏđã được đo trước đó bởi Slipher. Năm 1929 Hubble phát
hiện ra tương quan giữa khoảng cách và vận tốc lùi xa của thiên hà—mà ngày nay gọi là định luật
Hubble.

Trong thập niên 1930 những ý tưởng khác cũng đã được đề xuất như những mô hình vũ trụ học
không tiêu chuẩn nhằm giải thích các kết quả quan sát của Hubble, bao gồm "mô hình Milne";
[60]
"Vũ
trụ dao động", một vũ trụ nở ra rồi co lại trở về điểm kì dị ban đầu (do Friedmann đề xuất đầu tiên, với
Albert Einstein và Richard Tolman là những người ủng hộ);
[61]
và giả thiết về "sự mỏi" ánh sáng
của Fritz Zwicky.
[62]
Sau chiến tranh thế giới lần thứ II, hai mô hình nổi bật còn đứng vững. Một là mô hình "Trạng thái
dừng" của Fred Hoyle, với đề xuất khả năng vật chất được sinh ra khi vũ trụ giãn nở. Trong mô hình
này vũ trụ gần như nhau tại mọi điểm trong thời gian.
[63]
Mô hình kia là mô hình Vụ Nổ Lớn do
Lemaître khởi xướng, và George Gamow là người ủng hộ và phát triển lý thuyết với khái niệm tổng
hợp hạt nhân Vụ Nổ Lớn (BBN), một khái niệm ông nêu ra khi nghiên cứu quá trình và nguồn gốc sinh
ra các nguyên tố nhẹ nhất.
[64]
Những người khác như Ralph Alpher và Robert Herman cũng ủng hộ lý
thuyết và tiên đoán sự tồn tại của bức xạ nền vi sóng (CMB).
[65]
Và kỳ quặc là chính Hoyle đã nêu ra
tên gọi Big Bang cho lý thuyết của Lemaître trong chương trình radio của BBC vào tháng 3 năm 1949.
[66][ct 4]
Trong một thời gian, số lượng người ủng hộ cho hai lý thuyết là gần bằng nhau. Cuối cùng,
những quan sát thiên văn, chủ yếu từ các nguồn vô tuyến, bắt đầu ủng hộ Vụ Nổ Lớn và đánh bại
Thuyết trạng thái dừng. Sự phát hiện và xác nhận tính chất của bức xạ nền vi sóng vũ trụ vào năm
1964
[68]

được gọi là "bốn trụ cột của lý thuyết Vụ Nổ Lớn".
[74]
Mô hình hiện đại chính xác về Vụ Nổ Lớn lôi cuốn từ nhiều hiện tượng vật lý kì lạ mà chưa từng được
quan sát trong phòng thí nghiệm trên Trái Đất hay được mô tả bởi Mô hình chuẩn của vật lý hạt. Trong
số những đặc điểm này, vật chất tối hiện đang là lĩnh vực nghiên cứu khảo sát năng động trong các
phòng thí nghiệm.
[75]
Những vấn đề khác như vấn đề tích tụ vật chất tối ở quầng thiên hà (cuspy halo
problem) hay vấn đề thiên hà lùn liên hệ với vật chất tối lạnh. Năng lượng tối cũng là chủ đề được
nhiều nhà khoa học quan tâm, nhưng người ta vẫn chưa biết liệu có thể phát hiện được trực tiếp năng
lượng tối hay không.
[76]
Giai đoạn lạm phát vũ trụ và nguồn gốc phát sinh baryon vẫn còn nhiều đặc
điểm phỏng đoán và giả thuyết trong mô hình Vụ Nổ Lớn.
[ct 5]
Những nghiên cứu nhằm giải thích định
lượng cho những hiện tượng này vẫn đang được các nhà vật lý tìm kiếm. Chúng cũng nằm trong
danh sách những vấn đề chưa giải được của vật lý học.
Định luật Hubble và sự giãn nở của không gian[sửa | sửa mã nguồn]
Bài chi tiết: Định luật Hubble và Mêtric giãn nở của không gian
Xem thêm: Đo khoảng cách (vũ trụ học)
Khi quan sát các thiên hà và quasar ở xa các nhà thiên văn nhận thấy những thiên thể này có
phổ bị dịch chuyển đỏ—sóng điện từ phát ra từ chúng bị dịch chuyển bước sóng. Để nhận ra
điều này các nhà thiên văn thu lấy phổ của vật thể và so sánh những dải phổ vạch phát xạ
hoặc hấp thụ tương ứng với phổ nguyên tử của nguyên tố hóa học khi cho ánh sáng truyền
qua. Sự dịch chuyển đỏ này có tính đồng nhất và đẳng hướng, phân bố đều đặn theo những
thiên thể quan sát trong mọi hướng. Nếu dịch chuyển đỏ được coi như là một kiểu dịch
chuyển Doppler, chúng ta sẽ tính được vận tốc lùi ra xa của thiên thể, và do vậy có thể ước
lượng được khoảng cách đến chúng thông qua các chuẩn khoảng cách sẵn có. Khi các nhà
khoa học vẽ đồ thị tương quan giữa vận tốc lùi xa và khoảng cách đến các thiên hà họ nhận

chuyển động, v là vận tốc lùi xa, thậm chí v, H, và D có thể có giá trị biến đổi khi vũ trụ
giãn nở (do đó chúng ta viết H
0
nhằm kí hiệu "hằng số" Hubble do chúng ta quan sát
ngày nay). Đối với khoảng cách nhỏ hơn kích thước của Vũ trụ quan sát được, dịch
chuyể đỏ Hubble có thể coi như dịch chuyển Doppler tương ứng với vận tốc lùi xa v. Tuy
nhiên, hiện tượng dịch chuyển đỏ có bản chất khác với cách giải thích cổ điển của hiệu
ứng Doppler, mà là ở kết quả của sự giãn nở không gian vũ trụ giữa thời gian ánh sáng
phát ra từ thiên thể xa xôi và thời gian nó đến được thiết bị quan sát.
[77]
Mêtric giãn nở của không gian là hệ quả trực tiếp từ bằng chứng thực nghiệm về nguyên
lý vũ trụ học và cụ thể hơn nguyên lý Copernicus, mà cùng với định luật Hubble thì không
có một cách giải thích nào khác cho sự giãn nở này. Giá trị dịch chuyển đỏ của các thiên
thể cho thấy sự đồng nhất và đẳng hướng gần hoàn hảo của không gian vũ trụ,
[15]
và là
bằng chứng thực nghiệm ủng hộ cho nguyên lý vũ trụ học rằng khi nhìn theo mọi hướng
Vũ trụ giống như nhau, nguyên lý này còn được ủng hộ bởi các bằng chứng khác. Nếu
sự dịch chuyển đỏ là kết quả của một vụ nổ tỏa ra từ tâm nào đó thì chúng sẽ không
giống nhau khi quan sát ở những hướng khác nhau.
[78]
Kết quả khảo sát về bức xạ phông vi sóng vũ trụ trên động lực của các hệ thiên thể là
một bằng chứng thuyết phục khác cho nguyên lý Copernicus, rằng trên cấp vĩ mô của vũ
trụ, Trái Đất không phải là trung tâm của vũ trụ.
[79]
Các nhà khoa học đã chứng minh bức
xạ phát ra từ Vụ Nổ Lớn phải ấm hơn tại những thời điểm sớm hơn trong lịch sử vũ trụ.
Sự lạnh đi đồng đều của CMB trên hàng tỷ năm chỉ có thể giải thích được nếu Vũ trụ trải
qua sự giãn nở không gian, và ngoại trừ khả năng chúng ta ở một trung tâm đặc biệt nào
đó của vụ nổ.

những phổ bức xạ vật đen được đo chính xác nhất trong tự nhiên.
[82]
Các điểm
dữ liệu và thanh độ lệch sai số trên đồ thị được nối với nhau bằng đường cong lý
thuyết tiên đoán.
Năm 1989 NASA phóng tàu "Cosmic Background Explorer satellite" (COBE). Nhiệm
vụ của nó là tìm bằng chứng thực nghiệm cho các đặc điểm của CMB, và nó đã đo
được bức xạ tàn dư đồng đều theo mọi hướng với nhiệt độ 2,726 K (những khảo sát
gần đây mang lại kết quả chính xác hơn là 2,725 K) và lần đầu tiên con tàu đã phát
hiện ra sự thăng giáng nhỏ (phi đẳng hướng) trong CMB, với độ chính xác 1 trên
10
5
.
[69]
John C. Mather và George Smoot đã nhận giải Nobel Vật lý năm 2006 cho vai
trò là những người lãnh đạo dự án COBE. Trong những thập kỷ tiếp sau, tính phi
đẳng hướng trong CMB đã được quan sát trên các thí nghiệm ở mặt đất cũng nhưng
bằng bóng thám không. Trong thí nghiệm năm 2000–2001, dự án thực nghiệm
BOOMERanG đã tìm thấy hình dạng của Vũ trụ hầu như là không gian phẳng dựa
trên kết quả đo độ phân giải góc điển hình (đường kính góc trên bầu trời) về tính phi
đẳng hướng.
[83][84]
Đầu năm 2003, các nhà khoa học NASA công bố kết quả khảo sát đầu tiên từ tàu
WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), mang lại dữ liệu thực nghiệm chính
xác hơn trước về các tham số trong mô hình chuẩn của Vũ trụ học. Kết quả cũng
bác bỏ nhiều tham số khác nhau tương ứng với một vài mô hình lạm phát cụ thể,
nhưng nói chung đề phù hợp với những đặc điểm khái quát của mô hình lạm phát.
[70]
Tàu Planck phóng lên từ tháng 5 năm 2009. Tháng 3 năm 2013 các nhà khoa học
ESA cho công bố dữ liệu từ Planck với độ chính xác cao hơn WMAP và cho thấy Vũ

[31]
Tất cả các giá trị lý thuyết về tỷ số photon-baryon cho các nguyên tố đều phù
hợp thô với kết quả thực nghiệm. Tỷ số này phù hợp tuyệt vời với phép đo cho
deuteri, gần với của
4
He, và lệch 2 giá trị thập phân cho
7
Li; hai trường hợp cuối
là do độ sai số hệ thống trong phép đo. Trên tất cả, sự nhất quán nói chung về
số lượng các nguyên tố nguyên thủy tiên đoán bởi mô hình Vụ Nổ Lớn với giá trị
thực nghiệm là manh mối thuyết phục cho lý thuyết này, do nó là lý thuyết duy
nhất cho tới nay có khả năng giải thích cho tỷ lệ có mặt của các nguyên tố nhẹ
từ thời điểm sơ khai. Và các nhà lý thuyết chỉ ra không thể điều chỉnh các tham
số cho Vụ Nổ Lớn nhằm tạo ra lượng heli nhiều hay ít hơn 20–30%.
[85]
Quả thực
không thể có một lý do thích đáng nào ngoài mô hình Vụ Nổ Lớn, ví dụ, lúc Vũ
trụ còn sơ khai (trước khi các ngôi sao hình thành, như giả sử các nguyên tố
nhẹ được sinh ra bởi các phản ứng tổng hợp hạt nhân trong lòng ngôi sao) mà
có nhiều heli hơn deuteri hoặc lượng deuteri hơn
3
He, và theo một hằng số duy
nhất.
[86]
Sự phân bố và tiến hóa của các thiên hà[sửa | sửa mã nguồn]
Bài chi tiết: Sự hình thành và tiến hóa các thiên hà và Vũ trụ quan sát được
Ảnh panorama toàn bộ bầu trời trong bước sóng gần hồng ngoại cho
thấy sự phân bố các thiên hà bên ngoài Ngân Hà. Các thiên hà được tô
màu tương ứng với dịch chuyển đỏ của nó.
Dựa trên những quan sát chi tiết về hình thái của các thiên hà và cấu trúc

những chu kỳ này của vũ trụ trước khi hình thành lên những ngôi sao đầu
tiên, khi hầu hết vật chất sơ khai trong vũ trụ nguyên thủy tồn tại trong
những đám mây hiđrô trung hòa.
[89]
Những loại chứng cứ khác[sửa | sửa mã nguồn]
Tưổi của Vũ trụ ước tính từ định luật giãn nở không gian Hubble và độc lập
từ bức xạ phông vi sóng CMB đều khớp khá tốt với tuổi của những
ngôi sao già nhất, khi được đo bằng cách áp dụng lý thuyết về sự tiến hóa
sao trong cụm sao cầu và thông qua phương pháp định tuổi bằng đồng vị
phóng xạ của từng sao nhóm II.
[91]
Mô hình chuẩn của vũ trụ học tiên đoán nhiệt độ trong CMB cao hơn trong
quá khứ cũng được ủng hộ bởi kết quả thực nghiệm quan sát những vạch
hấp thụ nhiệt độ cực thấp trong các đám mây khí ở rất xa có dịch chuyển đỏ
lớn.
[92]
Tiên đoán này cũng thể hiện trong biên độ của hiệu ứng Sunyaev–
Zel'dovich tại các cụm thiên hà mà biên độ này không phụ thuộc trực tiếp
vào dịch chuyển đỏ. Khảo sát cũng đã xác nhận hiệu ứng này ở giá trị thô,
bởi vì hiệu ứng này phụ thuộc vào cấu trúc phân bố của các đám thiên hà
thay đổi theo thời gian (các thiên hà có động lực chuyển động), khiến cho
kết quả đo khó chính xác.
[93][94]
Liên hệ với những vấn đề trong vật lý[sửa | sửa mã nguồn]
Bất đối xứng baryon[sửa | sửa mã nguồn]
Bài chi tiết: Bất đối xứng baryon
Người ta vẫn không hiểu tại sao Vũ trụ có nhiều vật chất hơn phản vật
chất.
[95]
Giả thiết đưa ra là, khi vũ trụ còn trẻ và nóng, vũ trụ ở trong một

[37]
Do mô hình chuẩn vũ trụ học đề xuất rằng năng lượng tối
không tụ đám theo cách thông thường, nó là cách giải thích tốt nhất
cho sự "thiếu hụt" trong mật độ năng lượng giới hạn. Năng lượng
tối cũng giải thích cho hai phương pháp đo hình học về độ
cong toàn thể của Vũ trụ, một sử dụng phương pháp thấu kính hấp
dẫn, một sử dụng phần đặc trưng trong cấu trúc lớn của vũ trụ.
[37]
Một số nhà vật lý cho rằng áp suất âm là tính chất của năng lượng
chân không, một dạng thăng giáng chân không lượng tử do nguyên
lý bất định Heisenberg; nhưng bản chất chính xác và sự tồn tại của
nó vẫn còn là câu hỏi bí ẩn lớn trong mô hình Vụ Nổ Lớn. Ví dụ,
một ước lượng thô sơ về mật độ năng lượng chân không theo cơ
học lượng tử, sử dụng hằng số hấp dẫn G, hằng số Planck ħ và tốc
độ ánh sáng c cho kết quả mật độ năng lượng chân không ρ
Λ

[50]
với M
P
là khối lượng Planck (~ 10
19
GeV/c
2
) và l
P
là độ dài
Planck (~ 10
−33
cm) hay mật độ năng lượng chân không xấp xỉ

Planck cho kết quả chính xác hơn WMAP và Vũ trụ chứa
68,3% năng lượng tối, 26,8% vật chất tối, 4,9% vật chất
thường và neutrino.
[2]
Vật chất tối[sửa | sửa mã nguồn]
Bài chi tiết: Vật chất tối
Biểu đồ hình quạt về tỷ lệ các thành phần mật độ
năng lượng khác nhau trong Vũ trụ, theo mô hình
ΛCDM - khoảng gần 95% dạng vật chất ngoại lai
là vật chất tối và năng lượng tối. Vũ trụ chứa
68,3% năng lượng tối, 26,8% vật chất tối, 4,9% vật
chất thường và neutrino.
Trong những năm 1970 và 1980 các quan sát thực
nghiệm cho thấy rằng không có đủ "vật chất khả kiến"
(vật chất quan sát được) để làm cho vật chất trong các
thiên hà và giữa các thiên hà để giữ chúng quay bằng
lực hấp dẫn. Điều này dẫn đến ý tưởng cho rằng 90%
vật chất trong vũ trụ là vật chất ngoại lai không phát ra
bước sóng điện từ, không được tạo thành từ các hạt
baryon gọi là vật chất tối. Nếu không có giả thuyết về
vật chất tối thì không giải thích được tại sao vũ trụ lại
quá phẳng và có quá ít deuterium đến thế. Lúc đầu,
vật chất tối còn gây tranh cãi nhưng bây giờ nó được
chấp nhận rộng rãi và được coi như một phần của mô
hình chuẩn Vũ trụ học, nhờ vào các quan sát về tính dị
hướng của bức xạ phông vũ trụ, phân bố vận tốc của
các đám thiên hà, phân bố cấu trúc trên vĩ mô của vũ
trụ, nghiên cứu về thấu kính hấp dẫn, các phép đo tia
Xvề đám thiên hà
[97]