Big Bang
Big-bang, bigue-bangue ou grande expansão é a teoria cosmológica dominante sobre o desenvolvimento inicial do universo. Os cosmólogos usam o termo "Big Bang" para se referir à ideia de que o universo estava originalmente muito quente e denso em algum tempo finito no passado. Desde então tem se resfriado pela expansão ao estado diluído atual e continua em expansão atualmente. A teoria é sustentada por explicações mais completas e precisas a partir de evidências científicas disponíveis e da observação. Medições detalhadas da taxa de expansão do universo colocam o Big Bang em cerca de 13,8 bilhões * de anos atrás, que é considerada a idade do universo.
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 10−5. Além disso, a relatividade geral passou por testes rigorosos na escala do Sistema Solar e das estrelas binárias. 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 10−5 através de observações da radiação cósmica de fundo. O universo foi medido como sendo homogêneo nas maiores escalas no nível de 10%.
Expansão do espaço
A relatividade geral descreve o espaço-tempo por uma 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 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.
Horizontes
Uma característica importante do espaço-tempo do Big Bang é a presença de 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 acelerar, há também um horizonte futuro.
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 "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.: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 deslocamento Doppler de uma "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. Dez anos mais tarde, Alexander Friedmann, um cosmólogo e matemático 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. Em 1924, a medida de Edwin Hubble da grande distância das nebulosas espirais mais próximas mostrou que estes sistemas eram certamente outras galáxias. Derivando de forma independente as equações de Friedmann em 1927, Georges Lemaître, físico e padre católico romano belga, propôs que a recessão inferida das nebulosas se devia à expansão do universo.
Singularidade
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 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. Esta singularidade primordial é por si só chamada de "o Big Bang", mas o termo também pode se referir a uma fase mais genérica, mais quente e densa 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 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 ΛCDM, que descreve em detalhes as características do universo.
Inflação e bariogênese
As fases iniciais do Big Bang são alvo de muita especulação, dada a falta de dados disponíveis. Nos modelos mais comuns, o universo estava preenchido de forma homogénea e isotrópica com uma densidade de energia muito elevada e temperaturas e pressões enormes, expandindo-se e arrefecendo muito rapidamente. O período até aos 10−43 segundos de expansão, a Era de Planck, foi uma fase em que as quatro forças fundamentais — a força eletromagnética, a força nuclear forte, a força nuclear fraca e a força gravítica — estavam unificadas numa só. Nesta fase, a escala de comprimento característica do universo era o Comprimento de Planck, 1,6×10−35 m, e consequentemente tinha uma temperatura de aproximadamente 1032 graus Celsius. Nestas condições, até o próprio conceito de partícula deixa de fazer sentido. Uma compreensão adequada deste período aguarda o desenvolvimento de uma teoria de gravidade quântica. À Era de Planck seguiu-se a Era da grande unificação, começando aos 10−43 segundos, onde a gravitação se separou das outras forças à medida que a temperatura do universo baixava.
Resfriamento
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 10−11 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 10−6 segundos, quarks e gluons combinam-se para formar bárions, como protons e nêutrons. O pequeno excesso de quarks sobre antiquarks 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 1010 dos prótons e nêutrons originais e nenhuma de suas antipartículas. Um processo similar ocorreu em cerca de 1 segundo para elétrons e pósitrons. Após essas aniquilações, os prótons, nêutrons e elétrons restantes não se moviam relativisticamente e a densidade de energia do universo era dominada por fótons (com uma contribuição menor de neutrinos).
Formação de estruturas
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 nuvens de gás, estrelas, galáxias e outras estruturas astronômicas observáveis atualmente. 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 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) e é estimada em constituir cerca de 23% da matéria/energia do universo, enquanto que a matéria bariônica representa cerca de 4,6%. Em um "modelo estendido", que inclui matéria escura quente sob a forma de neutrinos, a "densidade de bariônica" Ωb 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 Ωch2 é cerca de 0,11, a densidade de neutrinos correspondente Ωvh2 é estimada como inferior a 0,0062.
Aceleração cósmica
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 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 e relação com o modelo padrão de física de partículas continuam a ser investigados, tanto através da observação quanto teoricamente.
"A imagem do Big Bang é muito firmemente fundamentada em dados de todas as áreas para ser provada como inválida em suas características gerais." 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 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 nucleosíntese do Big Bang. Evidências mais recentes incluem observações sobre a formação e evolução de galáxias e a distribuição de estruturas cósmicas de grande escala. Estes são algumas vezes chamados de "quatro pilares" da teoria do Big Bang. 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. 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.
Lei de Hubble-Homasone e expansão do universo
Observações de galáxias e quasares distantes mostram que esses objetos são redshifted – a luz emitida deles foi deslocada para comprimentos de ondas mais longos. Isto pode ser visto tomando um espectro de frequência de um objeto e correspondendo ao padrão espectroscópico de linhas de emissão ou linhas de absorção correspondentes aos átomos 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 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:
Radiação cósmica de fundo em micro-ondas
Em 1965, Arno Penzias e Robert Wilson descobriram a radiação cósmica de fundo, um sinal omnidirecional na banda de micro-ondas. 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 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. 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.
Abundância de elementos primordiais
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 fótons em relação aos bárions. Este valor pode ser calculado independentemente da estrutura detalhada das flutuações da radiação cósmica de fundo. 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 4He e fora por um fator de dois para 7Li; nos dois últimos casos existem 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. 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 3He e em proporções constantes.
Evolução galáctica e distribuição
Observações detalhadas da morfologia e distribuição de galáxias e quasares 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 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.
Nuvens de gás primordiais
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.
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. 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. 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.
Como em qualquer outra 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 teoria inflacionária, mas os detalhes do universo inflacionário ainda são deixados por resolver e muitos, incluindo alguns fundadores da teoria, dizem que foi desmentido. O que se segue é uma lista dos aspectos misteriosos da teoria do Big Bang ainda sob intensa investigação por cosmólogos e astrofísicos.
Assimetria de bárions
Ainda não se compreende por que o universo tem mais matéria do que antimatéria. 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 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.
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 pressão negativa, chamado "energia escura". 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 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. 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 estruturas em larga escala como uma régua cósmica.
Matéria 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 galáxias. 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 anisotropias na radiação cósmica de fundo, dispersões da velocidade de aglomerado de galáxias, distribuições de estruturas de larga escala, estudos de lente gravitacional e medições de raios X de aglomerados de galáxias.
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 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.:191–202
Monopolos magnéticos
O problema do monopolo magnético foi levantado no final dos anos 1970. A Teoria da Grande Unificação predisse 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.
Problema de planicidade
O problema da planicidade (também conhecido como problema da velhice) é um problema de observação associado a métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker. 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, 10−43 segundos, 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 1014 de seu valor crítico, ou não existiria como faz hoje.
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 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. 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. Além disso, se o 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.:sec VI.D
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. Algumas propostas, cada uma das quais envolve hipóteses não testadas, são:
Como uma descrição da origem do universo, o Big Bang tem influência significativa sobre a religião e a filosofia. Como resultado, tornou-se uma das áreas mais vivas no discurso entre ciência e religião. Alguns acreditam que o Big Bang implica um criador e alguns veem sua menção em seus livros sagrados, enquanto outros argumentam que a cosmologia do Big Bang torna supérflua a noção de um criador. 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."
