Big Bang-en iturria ikusi

{{Wikipedia1000}}
{{HezkuntzaPrograma|Kultura zientifikoa}}
{{Artikulu nabarmendua}}
{{beste erabilpenak|Kosmologiako teoriari|telesailari|The Big Bang Theory}}
[[Fitxategi:Big Bang - Euskarazko eskema.jpg|thumb|250px|Hasierako denbora-espazio batasunetik, etengabeko inflazioan, gero eta unibertso handiagoa eta hotzagoa.]]
[[Fitxategi:Ikusgela-Big_Bang.webm|start=0|thumbtime=0|thumb|{{ikusgela}}'''Big Bang'''-aren gaineko zortzi datu.]]
'''Big Bang'''aren teoria (literalki, ''Eztanda Handia'' edo ''Leherketa Handia''<ref name=":5" />) [[Unibertsoa]]ren jatorria<ref>{{Erreferentzia|izena=Garbiñe|abizena=Alkiza|izenburua=Dokumentua|data=2009-09-17|url=https://zthiztegia.elhuyar.eus/terminoa/eu/Big%20Bang|sartze-data=2017-12-06}}</ref>, haren hasierako momentuak eta ondorengo eboluzioa azaltzeko egun erabiltzen den teoria [[kosmologia|kosmologiko]] nagusia da<ref>{{Erreferentzia|izena=M. R.|abizena=Andonian|izenburua=Physical properties and subunits of Haemopis grandis erythrocruorin|orrialdeak=202–213|abizena2=Barrett|abizena3=Vinogradov|izena2=A. S.|izena3=S. N.|data=1975-12-15|url=https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/84|aldizkaria=Biochimica Et Biophysica Acta|alea=2|zenbakia=412|issn=0006-3002|pmid=84|sartze-data=2017-12-06}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Silk, Joseph,|abizena=1942-|izenburua=Horizons of cosmology : exploring worlds seen and unseen|argitaletxea=Templeton Press|data=2009|url=https://www.worldcat.org/oclc/316037366|isbn=9781599473413}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izenburua=WMAP's Introduction to Cosmology|data=2011-05-14|url=https://web.archive.org/web/20110514230003/http://map.gsfc.nasa.gov/universe/|sartze-data=2017-12-06}}</ref>. Eredu horren arabera, Unibertsoa [[dentsitate]] eta [[tenperatura]] oso altua zuen egoera batetik hedatu zen<ref name=":0">{{Erreferentzia|izenburua=How the Universe Works|hizkuntza=en|data=2017-11-07|url=https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=How_the_Universe_Works&oldid=809146541|sartze-data=2017-12-06}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izenburua=big-bang model {{!}} cosmology|hizkuntza=en|url=http://www.britannica.com/EBchecked/topic/64893/big-bang-model|aldizkaria=Encyclopedia Britannica|sartze-data=2017-12-06}}</ref><ref name=":5">{{Erreferentzia|izena=Arregi,|abizena=Jesus.|izenburua=Unibertsoa big bang-etik gaur egunera|argitaletxea=[Udako Euskal Univertsitatea]|data=D.L. 1988|url=https://www.worldcat.org/oclc/435347088|isbn=8486967031}}</ref>. Teoriak azalpen ona ematen dio ikusten dugun hainbat fenomenori, hala nola [[elementu arin]] askoren ugaritasunari, [[hondoko mikrouhin erradiazio]]ari, [[Hubbleren legea]]ri eta [[Unibertso behagarri|Unibertso behagarriaren egiturari]]<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Frequently Asked Questions in Cosmology|url=http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmology_faq.html#BBevidence|sartze-data=2017-12-06}}</ref>. Gaur egun ezagutzen ditugun [[fisika]]ko legeak dentsitate oso altuko puntu horri aplikatzen badizkiogu, Big Bangarekin lotu ohi den [[singularitate]]a lortuko dugu. Fisikariek eztabaida handiak dituzte horren esanahiaren inguruan: izan daiteke Unibertsoa singularitate batekin jaio zela, edo gaur egun dugun ezagutza ez dela nahikoa Unibertsoak garai hartan zuen egitura azaltzeko.

Unibertsoaren hedapenaren inguruan egin diren neurketek orain dela 13.800 milioi urte inguru ezarri dute Big Banga, eta horixe hartzen da [[Unibertsoaren adina|Unibertsoaren adintzat]]<ref>{{Erreferentzia|abizena=esa|izenburua=Planck reveals an almost perfect Universe|hizkuntza=en-GB|url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Planck/Planck_reveals_an_almost_perfect_Universe|aldizkaria=European Space Agency|sartze-data=2017-12-06}}</ref>. Hasierako hedapen fasearen ostean, lehenik, Unibertsoa nahikoa hoztu zen [[partikula azpiatomiko]]ak eta, ondoren, [[atomo]] sinpleak sortzeko. Elementu horien hodei erraldoiak sortu ziren, eta [[grabitate]]aren ondorioz trinkotu ziren, [[materia]] eta [[materia ilun]]a bereiziz eta, bukaeran, gaur ezagutzen ditugun [[izar]], [[galaxia]] eta objektu guztiak sortuz. [[1927]]an [[Georges Lemaître]]k ikusi zuen Unibertsoa hedatzen ari bazen, atzerantz ibilbidea egin zitekeela puntu bakar batera, eta hortik abiatuta eraiki da espantsio kosmikoaren ideia hau. Komunitate zientifikoa bi teoriaren artean zatituta egon zen garai batean: Big Bangarena, alde batetik, eta [[egoera geldikorraren teoria]], bestetik; baina [[ebidentzia enpiriko]] nahikoa aurkitu izanak Big Bangaren alde mugitu du balantza eta, gaur egun, ia unibertsalki onartua da<ref name="#1">{{Erreferentzia|izena=Kragh, Helge,|abizena=1944-|izenburua=Cosmology and controversy : the historical development of two theories of the universe|url=https://www.worldcat.org/oclc/34473321|isbn=0691026238}}</ref>.

[[1929]]an [[galaxia|galaxien]] [[gorriranzko lerrakuntza]] ikusi zuen [[Edwin Hubble]]k, eta ondorioztatu zuen galaxiak bereizten ari zirela batak besteengandik; demostrazio enpiriko hau ondo lotzen zen hedatzen ari zen Unibertsoaren ideiarekin. [[1964]]an [[hondoko mikrouhin erradiazioa]] aurkitu zen, Big Bangaren ereduaren alde egiteko pauso garrantzitsua izan zena<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Unibertsoko hondoko erradiazioa, gero eta zehatzagoa   - Zientzia.eus|url=http://zientzia.eus/artikuluak/unibertsoko-hondoko-erradiazioa-gero-eta-zehatzago/|sartze-data=2017-12-06}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Partridge, R.|abizena=B.|izenburua=3 k : the cosmic microwave background radiation.|argitaletxea=Cambridge University Press|data=2006|url=https://www.worldcat.org/oclc/148865630|edizioa=1st paperback version|isbn=9780521358088}}</ref>, teoriak aurre-esaten zuelako hondoko erradiazioa egin behar zelako aurkikuntza honen eman aurretik. [[Supernoba|Supernoben]] gorriranzko lerrakuntzaren ikerketak erakutsi du [[azeleratutako unibertsoa]] ematen ari dela, [[energia ilun]]aren ondorioa dela uste dena<ref name=":2">{{Erreferentzia|izena=P. J. E.|abizena=Peebles|izenburua=The cosmological constant and dark energy|orrialdeak=559–606|abizena2=Ratra|izena2=Bharat|data=2003-04-22|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/RevModPhys.75.559|aldizkaria=Reviews of Modern Physics|alea=2|zenbakia=75|doi=10.1103/RevModPhys.75.559|sartze-data=2017-12-06}}</ref>. Ezagutzen ditugun [[lege fisiko]]ak erabil daitezke Unibertso horren hasierako sorrera eta izaera kalkulatzeko, hasierako dentsitate eta tenperatura egoera handi batean<ref>{{Erreferentzia|izena=Tai L.|abizena=Chow|izenburua=Gravity, Black Holes, and the Very Early Universe: An Introduction to General Relativity and Cosmology|argitaletxea=Springer Science & Business Media|hizkuntza=en|data=2007-10-24|url=https://books.google.com/books?id=fp9wrkMYHvMC&pg=PA211&dq=%22planck+epoch%22+weinberg&hl=en&sa=X&ved=0ahUKEwjpgsuFlMvNAhXypYMKHWbLBIcQ6AEIHDAA#v=snippet&q=%22planck%20epoch%22&f=false|isbn=9780387736310|sartze-data=2017-12-06}}</ref>.

== Denbora lerroa ==
=== Singularitatea ===
{{Kanpo denbora-lerroa|Big Bangaren denbora-lerro grafikoa|Big Bangaren denbora-lerro grafikoa}}
Unibertsoaren hedapena emanda, atzerantz egiten badugu, egongo da denbora finitu bat iraganean non tenperatura eta [[dentsitate]] [[infinito|infinituak]] ematen diren<ref>{{Erreferentzia|izena=Stephen|abizena=Hawking|izenburua=The large scale structure of space-time|argitaletxea=Cambridge University Press|data=1973|url=https://www.worldcat.org/oclc/848895535|isbn=0521200164}}</ref>. Singularitate honek esan nahi du egoera horretan zeuden fisikaren legeak ezin direla azaldu [[erlatibitate orokorra]] baliatuz. Erlatibitate orokorra baino ez kontuan hartzen duten ereduek ezin dute singularitate hori azaldu [[Planck garaia]] bukatu aurretik.

Hasierako singularitateari askotan "Big Bang'''a'''" izena ematen zaio<ref>{{Erreferentzia|izena=Matts|abizena=Roos|izenburua=Expansion of the Universe - Standard Big Bang Model|orrialdeak=arXiv:0802.2005|data=2008-02-01|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008arXiv0802.2005R|aldizkaria=ArXiv e-prints|zenbakia=0802|sartze-data=2017-12-07}}</ref>, baina terminoa Unibertsoak izan zuen hasierako denbora oso bero eta dentsoari ematen zaio normalki, estentsioz<ref>{{Erreferentzia|izena=Drees, Willem B.,|abizena=1954-|izenburua=Beyond the big bang : quantum cosmologies and God|argitaletxea=Open Court|data=1990|url=https://www.worldcat.org/oclc/21969860|isbn=9780812691184}}</ref>. Edozein kasutan, Big Bangari hitz lauetan gure Unibertsoaren "jaiotza" izendapena ematen zaio, ulertzen delako puntu horretan Unibertsoak ezagutzen ditugun lege fisikoak betetzen zituen garaian sartu zela. [[Ia motako supernoba|Ia motako supernoben]] hedapenen eta hondoko mikrouhin kosmikoen tenperatura aldaketen neurketak eginda singularitatearen gertaeratik igaro den denbora neurtu ahal izan da, "unibertsoaren adina" gisa ezagutzen dena: 13.799 ± 21 milioi urte<ref>{{Erreferentzia|izena=Planck|abizena=Collaboration|izenburua=Planck2015 results|hizkuntza=en|abizena2=Ade|abizena3=Aghanim|abizena4=Arnaud|abizena5=Ashdown|abizena6=Aumont|abizena7=Baccigalupi|abizena8=Banday|abizena9=Barreiro|izena2=P. A. R.|izena3=N.|izena4=M.|izena5=M.|izena6=J.|izena7=C.|izena8=A. J.|izena9=R. B.|data=2016-10-01|url=https://doi.org/10.1051/0004-6361/201525830|aldizkaria=Astronomy & Astrophysics|zenbakia=594|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201525830|sartze-data=2017-12-07}}</ref>. Egindako neurketa independenteek emaitza hau ematen dutenez, unibertsoaren ezaugarriak detaile handiarekin deskribatzen dituen [[ΛCDM eredua]] babestuta dago.

[[Zulo beltz]] bat sortzeko behar den dentsitatea baino askoz handiagoa zegoen momentu hartan Unibertsoan, baina ez zen kolapsorik egon zulo-beltz bat berriro sortuz. Hau azaldu daiteke [[grabitazio-kolapso]]a azaltzeko erabiltzen diren ohiko kalkuluak tamaina nahiko konstantea duten objektuei aplikatzen zaielako, hala nola [[izar]]rak, baina ez dutelako balio Big Bangean ematen ari zen [[Unibertsoaren hedapen metrikoa]] izugarri handi hori ematen ari zen momentua azaltzeko.

=== Inflazioa eta bariogenesia ===
Big Bangaren hasierako momentuak espekulazio handiko denborak dira. Eredurik ohikoenean Unibertsoa [[Homogeneo eta heterogeneo|homogeneoki]] eta [[isotropia|isotropikoki]] beteta zegoen [[energia]] dentsitate eta tenperatura eta presio oso handi batekin, eta azkar hasi zen hozten eta hedatzen. Gutxi gora behera Unibertsoak 10<sup>−37</sup> segundo zituenean, [[egoera aldaketa]] batek [[inflazio kosmiko]]a sortu zuen; fase honetan Unibertsoak [[hazkunde esponentzial]]a izan zuen eta [[fluktuazio kuantiko]]a ematen hasi zen [[Heisenbergen ziurgabetasunaren printzipioa]] dela eta. Honek efektu handia izango zuen etorkizunean Unibertsoak izango zuen eskala handiko egituraketan<ref name=":1">{{Erreferentzia|izena=Guth, Alan|abizena=H.|izenburua=The inflationary universe : the quest for a new theory of cosmic origins|argitaletxea=Vintage|data=1997|url=https://www.worldcat.org/oclc/40807939|isbn=9780099959502}}</ref>. Inflazioa gelditu ostean Unibertsoaren berokuntza hasi zen berriro, [[quark-gluoi plasma]] eta beste [[oinarrizko partikula]] batzuk sortzeko behar den tenperatura lortu arte<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Physics News Update 728|data=2005-04-23|url=https://web.archive.org/web/20050423224100/http://www.aip.org/pnu/2005/split/728-1.html|sartze-data=2017-12-07}}</ref>. Tenperaturak hain ziren altuak, partikulen ausazko mugimenduak [[abiadura erlatibista|abiadura erlatibistetan]] ematen zirela, eta [[partikula-antipartikula bikoteak]] denbora guztiak sortzen eta suntsitzen zirela talken ondorioz<ref name=":0" />. Momentu batean, [[bariogenesi]] deitutako erreakzio ezezagun batek [[barioi-zenbaki]]aren kontserbazio urratu zuen, [[quark]] eta [[leptoi]]en kopurua [[antiquark]] eta [[antileptoi]]en gainetik jarriz, gutxigatik bada ere<ref group="oh">Kalkuluen arabera, <math>1/30.000.000</math> gehiago</ref>. Honen ondorioz gaur egun [[materia]] gehiago dago unibertsoan [[antimateria]] baino<ref name=":4">{{Erreferentzia|izenburua=The Early universe-reprints|argitaletxea=Addison-Wesley Pub. Co., Advanced Book Program|data=1988|url=https://www.worldcat.org/oclc/17354564|isbn=0201116049}}</ref>.

=== Hoztea ===
Unibertsoak jarraitu zuen dentsitate eta tenperaturan jaisten, ondorioz, partikula bakoitzaren energia tipikoa jaisten joan zen. [[Simetria esplizitoaren apurketa]]k fisikako [[funtsezko indarrak]] eta gaur egungo [[oinarrizko partikul]]etako parametroak bere forma ezagunean jarri zituen. Unibertsoak 10<sup>−11</sup> segundo zituenean egoera ez zen jada hain espekulatiboa, partikula horien energia gaur egungo [[partikula-azeleragailu]]ekin lor baitaitezke. 10<sup>−6</sup> segundora quark eta [[gluoi]]ak batu ziren [[protoi]] eta [[neutroi]]ak bezalako [[barioi]]ak sortzeko. Quarkak antiquarkak baino gehiago zirenez, barioi gehiago zeuden antibaroi baino. Tenperatura jada ez zen hain handia protoi-antiprotoi bikote berriak sortzeko, ezta neutroi-antineutroiak sortzeko, beraz masa suntsiketa bat gertatu zen momentu horretan, protoi eta neutroi bat utziz 10<sup>10</sup>eko, eta antipartikula guztiak suntsituz. Unibertsoak segundo bat zuenean berdina gertatu zen [[elektroi]] eta [[positroi]]ekin. Suntsiketa honen ondoren, geratzen ziren protoi, neutroi eta elektroiak ez ziren mugitzen jada abiadura erlatibistetan eta Unibertsoaren energia dentsitatea [[fotoi]]en esku zegoen, [[neutrino]]en laguntza txikiarekin<ref name=":1" />.

Hedapena hasi eta minutu gutxira, tenperatura mila milioi [[kelvin]]ekoa zenean, eta dentsitatea [[aire]]arena, neutroiak protoiekin elkartu ziren [[deuterio]] eta [[helio]] nukleoak osatzeko, [[Big Bangeko nukleosintesia]] deitzen den prozesu batean. Hala ere, protoi gehienak ez ziren konbinatu eta [[hidrogeno]] nukleoak osatu zituzten<ref name="peacock">{{Erreferentzia|izena=Peacock, John|abizena=A.|izenburua=Cosmological physics|argitaletxea=Cambridge University Press|data=1999|url=https://www.worldcat.org/oclc/39498458|isbn=0521422701}}</ref>.

Unibertsoak hozten jarraitu zuen, eta materiaren energia-dentsitate masa gehiena [[grabitazio]]ak gidatua izatera igaro zen, [[fotoi]]en erradiazioaren gainetik. 379.000 urte pasa zirenean [[elektroi]]k eta [[atomo nukleo]]ak batu ziren [[atomo]]ak osatzeko, batez ere [[hidrogeno]]a; honen ondorioz erradiazioa materiatik bereizi zen eta espaziotik bidaiatu ahal izan zuen inongo oztopo handirik gabe. Lehen erradiazio erlikial honi [[hondoko mikrouhin erradiazioa]] deritzo<ref name="peacock" />. Eredu batzuen arabera [[biokimika]] Unibertsoak 10-17 milioi urte zituenean has zitekeen, izarrik gabe [[ur]]arekin ezagutzen dugun bizitza posible izan zen garai batean, orain dela 13.800 milioi urte<ref>{{Erreferentzia|izena=Abraham|abizena=Loeb|izenburua=The habitable epoch of the early Universe|orrialdeak=337–339|data=2014/10|url=https://www.cambridge.org/core/journals/international-journal-of-astrobiology/article/habitable-epoch-of-the-early-universe/114595C6E860A5002A9B783875602106|aldizkaria=International Journal of Astrobiology|alea=4|zenbakia=13|issn=1473-5504|doi=10.1017/S1473550414000196|sartze-data=2017-12-07}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Claudia|abizena=Dreifus|izenburua=Avi Loeb Ponders the Early Universe, Nature and Life|hizkuntza=en-US|data=2014-12-01|url=https://www.nytimes.com/2014/12/02/science/avi-loeb-ponders-the-early-universe-nature-and-life.html|aldizkaria=The New York Times|issn=0362-4331|sartze-data=2017-12-07}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Abraham|abizena=Loeb|izenburua=The habitable epoch of the early Universe|orrialdeak=337–339|data=2014/10|url=https://www.cambridge.org/core/journals/international-journal-of-astrobiology/article/habitable-epoch-of-the-early-universe/114595C6E860A5002A9B783875602106|aldizkaria=International Journal of Astrobiology|alea=4|zenbakia=13|issn=1473-5504|doi=10.1017/s1473550414000196|sartze-data=2017-12-07}}</ref>.

=== Egituren formazioa ===
Denbora tarte luze batean, sortu berria zen materiazko eskualde uniforme horiek grabitazio indarrak bildu eta erakarri zituen, materia guneak dentsoago eginez, [[gas hodei]]ak sortuz, ondoren izarrak, galaxiak eta ezagutzen ditugun bestelako objektu astronomiko guztiak<ref name=":0" />. Prozesu honen detaileak Unibertsoan dagoen materia moten araberakoa izango da. Hipotetikoki, ezagutzen ditugun lau materia motakoak honakoak dira: [[materia ilun hotza]]<ref>{{Erreferentzia|izena=George R.|abizena=Blumenthal|izenburua=Formation of galaxies and large-scale structure with cold dark matter|orrialdeak=517–525|hizkuntza=En|abizena2=Faber|abizena3=Primack|abizena4=Rees|izena2=S. M.|izena3=Joel R.|izena4=Martin J.|data=1984/10|url=https://doi.org/10.1038/311517a0|aldizkaria=Nature|alea=5986|zenbakia=311|issn=1476-4687|doi=10.1038/311517a0|sartze-data=2017-12-09}}</ref>, [[materia ilun epela]]<ref>{{Erreferentzia|izena=Esra|abizena=Bulbul|izenburua=Detection of An Unidentified Emission Line in the Stacked X-ray spectrum of Galaxy Clusters|orrialdeak=13|abizena2=Markevitch|abizena3=Foster|abizena4=Smith|abizena5=Loewenstein|abizena6=Randall|izena2=Maxim|izena3=Adam|izena4=Randall K.|izena5=Michael|izena6=Scott W.|data=2014-06-10|url=http://arxiv.org/abs/1402.2301|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=789|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/789/1/13|sartze-data=2017-12-09}}</ref>, [[materia ilun beroa]]<ref>{{Erreferentzia|izena=R.|abizena=Cowen|izenburua=Tracing the Architecture of Dark Matter|orrialdeak=87–87|data=1996|url=http://www.jstor.org/stable/3979991|aldizkaria=Science News|alea=6|zenbakia=149|doi=10.2307/3979991|sartze-data=2017-12-09}}</ref> eta [[barioi|materia barionikoa]]. Materia mota ezberdin hauen elkarrekintza oraindik ere ezezaguna da, eta galaxien formazioan izan zuen papera zehazteke dago.

=== Azelerazio kosmikoa ===
{{sakontzeko|Azeleratutako unibertsoa}}
[[1998]]an bi proiektu independentek, [[Supernova Cosmology Project]] eta [[High-Z Supernova Search Team]], aldi berean jaso zituzten inola ere espero ez ziren datuak, urruneko [[Ia supernoba]]k erabilita argi iturri gisa. Bi talde hauetako hiru kidek [[Fisikako Nobel Saria]] jaso zuten aurkikuntza honi esker. [[Barioien oszilazio akustiko]]an gertaera honen ebidentzia gehiago aurkitu dira, baita urruneko galaxia kumuluetako datuak aztertuta<ref name=":2" />.

Fenomeno hau azaltzeko eredu ezberdinak erabiltzen dira. Teoria batek dio [[energia iluna]] dela erantzulea eta beste batek dio [[mamu-energia]] bat existitzen dela. Beste teoria batzuek [[kintaesentzia]] izeneko indarra proposatu dute, edo [[antimateria]]ren grabitatearen ondorioa dela<ref name=":2" />.

== Ereduaren ezaugarriak ==
=== Espazioaren hedapena ===
{{sakontzeko|Unibertsoaren hedapen metrikoa}}
[[Fitxategi:Raisinbread.gif|thumb|Unibertsoa labean dagoen mahaspasadun ogi bat izango balitz, denborarekin ogia hedatuko litzateke, mahaspasen arteko distantzia erreala handituz. Hala ere, mahaspasak ez dira euren lekutik mugitu, inguruan duten ogi-orea izan da hedatu dena, mahaspasak urrunduz.]]
Erlatibitate orokorrak espazio-denbora [[tentsore metriko|metriko]] gisa deskribatzen du, eta honek gertu dauden bi punturen arteko distantzia adierazteko aukera ematen du. Puntu horiek izan daitezke galaxiak, izarrak edo beste objektu batzuk eta euren burua adierazten dute koordenatu mapa edo "sare" bat erabilita, espazio-denbora osoan zehar hedatzen dena. Printzipio kosmologikoak dio metrika hori [[Homogeneo eta heterogeneo|homogeneoa]] eta [[Isotropia|isotropoa]] izan behar dela eskala handitan, eta honek [[Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker metrika]] (FLRW metrika) hobestera eramaten du. Metrika honek [[eskala-faktore]] bat du, Unibertsoaren tamaina denboran zehar nola aldatzen den deskribatzen duena. Honi esker koordenatu-sistema bat edo beste aukeratu daiteke, hitz lauetan koordenatuak izena hartzen duena. Koordenatu-sistema honetan, sarea Unibertso osoan zehar hedatzen da, eta objektuak mugitzen dira bakarrik Unibertsoa bera hedatzen ari delako, sarearen puntu finkoetan mantentzen diren bitartean. Euren ''koordenatuen'' arteko distantzia konstante mantentzen da, baina distantzia ''fisikoa'' proportzionalki handitzen da Unibertsoaren eskala-faktorearen arabera<ref name=":5" /><ref>{{Erreferentzia|izena=D'Inverno,|abizena=Ray.|izenburua=Introducing Einstein's relativity|argitaletxea=Clarendon Press|data=1992|url=https://www.worldcat.org/oclc/24067309|isbn=0198596863}}</ref>.

Ondorioz, Big Banga ez da materia leherketa bat, inguruan hutsik dagoen Unibertsoa betetzera mugitzen dena. Horren ordez, e[[Unibertsoaren hedapen metrikoa|spazioa bera da hedatzen dena]] denboran zehar alde guztietara, eta mugimendu bateratua duten bi punturen arteko distantzia handitzen duena. Bestela esanda, Big Banga ez da ''espazioan'' gertatutako eztanda bat, baizik eta ''espazioaren'' hedapen bat. FLRW metrikak energia eta masaren banaketa uniformea duenez oinarri, gure Unibertsoari bakarrik eskala handiko materia kontzentrazio handietarako da baliagarri, grabitateak loturik egonda ez dutelako pairatzen eskala handiagoko espazioaren hedapen hori<ref>{{Erreferentzia|izena=Tamara M.|abizena=Davis|izenburua=Expanding Confusion: common misconceptions of cosmological horizons and the superluminal expansion of the Universe|orrialdeak=97–109|abizena2=Lineweaver|izena2=Charles H.|data=2004|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0310808|aldizkaria=Publications of the Astronomical Society of Australia|alea=01|zenbakia=21|issn=1323-3580|doi=10.1071/AS03040|sartze-data=2017-12-14}}</ref>.

=== Horizonteak ===
Big Bangaren ezaugarri garrantzitsuenetako bat da bere [[espazio-denbora]]n [[partikula horizonte]]ak daudela. Unibertsoak adin finitua duenez, eta argiaren abiadura ere finitoa denez, egongo dira iraganeko gertaera batzuk non argiak ez duten denborarik izan gureganaino iristeko. Honek ''iraganeko horizonte'' bat ezartzen du, muga bat, egon daitezkeen objekturik urrunenak ikustea ekidinez. Gainera, espazioa hedatzen ari denez, eta gugandik urrunen dauden objektuak azkarrago urruntzen direnez gertuen daudenak baino, urruneko objektuek jariatzen duten argiak ez gaitu inoiz "harrapatuko". Honen ondorioz ''etorkizuneko horizonte'' bat ere badago, gaur egun egiten dugunak etorkizunean izango duen eragina mugatzen duena. Edozein horizonteren presentzia [[Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker metrika]]ren xehetasunek definitzen dute<ref name=":4" />.

Unibertsoari buruz dugun ulermenak proposatzen digu iraganean egon zela ''iraganeko horizonte'' bat, baina praktikan gure Unibertsoaren ikusmena mugatua dago Unibertsoak hasieran zuen opakutasuna zela eta. Beraz gure ikusmena ezin da denboran atzerago joan, eta horizonteak espazioaren ulermena ukatzen digu. Unibertsoaren espantsioak azeleratzen jarraitzen badu, ''etorkizuneko horizonte'' bat dago ere<ref name=":4" />.

== Ideiaren historia ==
=== Etimologia ===
[[Fred Hoyle]] zientzialari britainiarra izan zen ''Big Bang'' terminoa lehen aldiz aipatu zuena, [[1949]]an [[BBC]]ko irratsaio batean<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Fred Hoyle: An Online Exhibition {{!}} St John's College, Cambridge|hizkuntza=en|url=http://www.joh.cam.ac.uk/library/special_collections/hoyle/exhibition/radio/|sartze-data=2017-12-06}}</ref>. Ingelesez ''eztanda erraldoia'' esan nahi du, nahiz eta eztandarik ez zen izan; unibertsoa hedatzen hasi zen, besterik gabe. Hoyle, ordea, ez zen izan kontzeptuaren sortzailea eta hark ez zion ''Big Bang'' mekanismoari sinesgarritasunik eman, kontrako teoriak defendatzen baizituen. Hala ere, bere esanetan, ez zuen gutxietsi nahi, baizik eta teoria hau deskribatzeko irudi bat sortu<ref>{{Erreferentzia|izenburua='Big bang' astronomer dies|hizkuntza=en-GB|data=2001-08-22|url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/uk/1503721.stm|sartze-data=2017-12-06}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Mitton, Simon,|abizena=1946-|izenburua=Fred Hoyle : a life in science|argitaletxea=Aurum|data=2005|url=https://www.worldcat.org/oclc/56642127|isbn=9780521189477}}</ref>.

=== Garapena ===
[[Fitxategi:XDF-scale.jpg|thumb|''[[Hubble Extreme Deep Field|XDF]]'' ikerketaren tamaina [[Ilargia]]ren tamainaren alderatuta. Espazio txiki horretan milaka miloi [[izar]] dituzten milaka [[galaxia]] ikus daitezke.]]
[[Fitxategi:The Hubble eXtreme Deep Field.jpg|thumb|''[[Hubble Extreme Deep Field|XDF]]'' (2012), argi puntu bakoitza galaxia bat da, batzuek 13.200 milioi urte dituzte<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Hubble Telescope Reveals Farthest View Into Universe Ever|url=http://www.space.com/17755-farthest-universe-view-hubble-space-telescope.html|aldizkaria=Space.com|sartze-data=2017-12-06}}</ref>. Estimazioen arabera, Unibertsoak 200.000 milioi galaxia izan ditzake.]]
[[Fitxategi:XDF-separated.jpg|thumb|''[[Hubble Extreme Deep Field|XDF]]'' irudia erakusten guztiz garatutako galaxiak aurreko planoan, 5.000 eta 9.000 milioi urte inguru dituzten [[protogalaxia]]k, eta 9.000 milioi urte baino gehiago dituzten [[izar gazte]]ak.]]
Big Bangaren teoria Unibertsoaren egiturari buruzko ikerketetatik abiatu zen, baina baita ere kontsiderazio teorikoetatik. [[1912]]an [[Vesto Slipher]]rek [[Doppler efektua]] neurtu zuen [[galaxia espiral]]<ref group="oh">Garai hartan "nebulosa espiral" deitzen zitzaien.</ref> batean, eta laster deskubritu ziren galaxia guztiak ari zirela urruntzen [[Lurra|Lurretik]]. Ez zion, hala ere, garrantzia kosmologikorik eman ikusi zuen honi, garai horretan eztabaida nagusia zelako ea "nebulosa espiral" deitzen zituzten galaxia horiek "uharte unibertsoak" ote ziren [[Esne Bide]]tik kanpora<ref>{{Erreferentzia|izena=V. M.|abizena=Slipher|izenburua=The radial velocity of the Andromeda Nebula|orrialdeak=56–57|data=1913|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1913LowOB...2...56S|aldizkaria=Lowell Observatory Bulletin|zenbakia=2|sartze-data=2017-12-06}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=V. M.|abizena=Slipher|izenburua=Spectrographic Observations of Nebulae|orrialdeak=21–24|data=1915-01-01|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1915PA.....23...21S|aldizkaria=Popular Astronomy|zenbakia=23|issn=0197-7482|sartze-data=2017-12-06}}</ref>. Hamar urte geroago [[Alexander Friedmann]]ek [[Albert Einstein]]en [[Einsteinen eremu ekuazioak|erlatibitate orokorreko eremu ekuazioak]]<ref group="oh"><math>R_{\mu \nu} - \tfrac{1}{2}R \, g_{\mu \nu} + \Lambda g_{\mu \nu} = \frac{8 \pi G }{c^4} T_{\mu \nu}</math></ref> [[deribatu]] zituen, [[Friedmannen ekuazioak]] sortuz<ref group="oh"><math> \frac{\dot{a}^2 + kc^2}{a^2} = \frac{8 \pi G \rho + \Lambda c^2}{3} </math></ref>, eta Unibertsoa hedatzen ari zela proposatuz, Einsteinek garai hartan proposatzen zuen [[unibertso estatikoa]]ren ideiari kontrajarriz<ref>{{Erreferentzia|izena=A.|abizena=Friedman|izenburua=Über die Krümmung des Raumes|orrialdeak=377–386|hizkuntza=de|data=1922-12-01|url=https://link.springer.com/article/10.1007/BF01332580|aldizkaria=Zeitschrift für Physik|alea=1|zenbakia=10|issn=0044-3328|doi=10.1007/BF01332580|sartze-data=2017-12-06}}</ref>. Einsteinen iritziz tamainaz aldakorra eta mugatua den kosmosa kontraesanez beteta zegoen. Beraz, [[erlatibitatearen teoria]]n unibertsoa estatikoa izan zedin, naturako konstante berri bat asmatu zuen, [[konstante kosmologikoa]]. Geroago, Big Bang mekanismoa onartu zenean, Einsteinek aitortu zuen “konstante kosmologikoa” izan zela bere bizitzako akatsik handiena<ref group="oh">Beste arrazoi batzuk direla eta, azken hamarkadan konstante kosmologikoaren baliagarritasuna berpiztu da.</ref>.

1924an [[Edwin Hubble]]k ezagutzen ziren "nebulosa espiral" horien distantzien neurketak egin zituen, erakutsiz benetan beste [[galaxia]] batzuk zirela. 1927an [[Georges Lemaître]] fisikari eta [[apaiz]] katoliko belgikarrak Friedmannen ekuazioak deribatu zituen, eta proposatu zuen gorriranzko lerrakuntza hori unibertsoaren hedapena zela eta azal zitekeela<ref>{{Erreferentzia|izena=G.|abizena=Lemaître|izenburua=Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques|orrialdeak=49–59|data=1927|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1927ASSB...47...49L|aldizkaria=Annales de la Société Scientifique de Bruxelles|zenbakia=47|sartze-data=2017-12-06}}</ref>.

Lemaîtrek 1931an ''Nature'' astekarian argitaratu zuen artikuluan “hasierako atomoaren hipotesia” proposatu zuen unibertsoaren hasiera deskribatzeko, ''Big Bang'' teoriaren bizkarrezurra izan zena, urte batzuetan behintzat<ref>{{Erreferentzia|izena=Abbé G.|abizena=LEMAÎTRE|izenburua=Contributions to a British Association Discussion on the Evolution of the Universe|orrialdeak=704–706|hizkuntza=En|data=1931/10|url=https://doi.org/10.1038/128704a0|aldizkaria=Nature|alea=3234|zenbakia=128|issn=1476-4687|doi=10.1038/128704a0|sartze-data=2017-12-06}}</ref>.

[[1924]]an hasita, Hubblek distantzia adierazle batzuk garatu zituen, zailtasunez betea, [[Mount Wilson Behatokia]]n dagoen [[Hooker teleskopioa]] erabilita. Galaxien distantziak gorriranzko lerrokadura erabilita neurtu zuen, jada ezagutzen zen parametro bat. [[1929]]an Hubblek aurkitu zuen korrelazioa zegoela distantzia eta urruntze abiaduraren artean<ref name=":3">{{Erreferentzia|izena=Edwin|abizena=Hubble|izenburua=A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae|orrialdeak=168–173|hizkuntza=en|data=1929-03-15|url=http://www.pnas.org/content/15/3/168|aldizkaria=Proceedings of the National Academy of Sciences|alea=3|zenbakia=15|issn=0027-8424|pmid=16577160|doi=10.1073/pnas.15.3.168|sartze-data=2017-12-06}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Christianson, Gale|abizena=E.|izenburua=Edwin Hubble : mariner of the nebulae|argitaletxea=Farrar, Straus, Giroux|data=1995|url=https://www.worldcat.org/oclc/31816407|isbn=0374146608}}</ref>. Hori da gaur egun [[Hubbleren legea]] deritzona. Lege horren arabera, behatzen dugun norabide guztietan galaxiak gugandik urruntzen ari dira, eta haien urruntzeko abiadura distantziarekiko proportzionala da. Lege hori oso garrantzitsua da unibertsoa nola hedatzen den ulertzeko. Lemaîtrek hori proposatu eta bi urte aurrerago, Edwin Hubble astronomo iparramerikarrak frogatu zuen lege horrekin bateragarriak direla behaketa astronomikoak, eta unibertsoaren hedatzeak sinesgarritasun handia irabazi zuen.

Unibertsoaren hedatzea da Big Bangaren oinarria. Gaur ongi dakigu hori gertatzen dela, jakina da unibertsoaren hedapena azeleratua dela eta neurketa zehatzak ditugu, baina, hasiera batean, zientzialarientzat zaila zen ulertzea unibertsoa hedatzen ari dela esateak, besterik gabe, zer esan nahi duen. Aurreiritzi gehiegi zituzten eta unibertsoa estatikoa zela sinetsi nahi zuten: alternatibek beldurgarriak ziruditen<ref name="#1"/>. [[XX. mende]]ko bigarren erdia arte zientzialarien arteko sinesmen finkatuena zen kosmosa denboran eta espazioan mugagabea dela, eta ''Big Bang''aren gisako teoria bat, unibertsoaren adina eta tamainaren inguruan mugak ezartzen dituena, bitxikeria matematikoa zela uste zen.

Teoriaren proposamena apaiz katoliko batek egin izanak kezkak sortzen zituen zientzialari askoren artean, [[Hasiera (Biblia)|Hasierarekin]] zuen harreman teologikoa zela eta<ref>{{Erreferentzia|izenburua=A Science Odyssey: People and Discoveries: Big bang theory is introduced|url=https://www.pbs.org/wgbh/aso/databank/entries/dp27bi.html|sartze-data=2017-12-06}}</ref>. [[Arthur Eddington]], adibidez, [[Aristoteles]]ekin ados zegoen esatean Unibertsoak ez zuela izan hasiera denborarik eta, beraz, [[materia]] [[eternitate|eternoa zela]]. Denboraren "hasiera" bat ezartzea "nazkagarria" zen harentzat<ref>{{Erreferentzia|izena=ARTHUR S.|abizena=EDDINGTON|izenburua=The End of the World: from the Standpoint of Mathematical Physics*|orrialdeak=447–453|hizkuntza=En|data=1931/03|url=https://doi.org/10.1038/127447a0|aldizkaria=Nature|alea=3203|zenbakia=127|issn=1476-4687|doi=10.1038/127447a0|sartze-data=2017-12-06}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Simon|abizena=Appolloni|izenburua="Repugnant", "Not Repugnant at All":  How the Respective Epistemic Attitudes of Georges Lemaitre and Sir Arthur Eddington Influenced How Each Approached the Idea of a Beginning of the Universe|hizkuntza=en-US|data=2011-06-17|url=http://journal.ibsu.edu.ge/index.php/ibsusj/article/view/180|aldizkaria=IBSU Scientific Journal|alea=1|zenbakia=5|issn=2233-3002|sartze-data=2017-12-06}}</ref>.

[[1930eko hamarkada]]n zehar hainbat ideia proposatu ziren Hubblek ikusitakoa azaltzeko asmoz, [[Milneren eredua]]<ref>{{Erreferentzia|izena=E. A.|abizena=Milne|izenburua=Relativity Gravitation and World Structure|argitaletxea=Isha Books|hizkuntza=English|data=2013|url=https://www.amazon.com/Relativity-Gravitation-World-Structure-HARDCOVER/dp/9333166661|isbn=9789333166669|sartze-data=2017-12-06}}</ref>, [[eredu ziklikoa]]<ref group="oh">Hasiera batean Friedmannek proposatua, baina Albert Einstein eta [[Richald Tolman|Richald Tolmanek]] babestua.</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Tolman, Richard C. (Richard Chace),|abizena=1881-1948.|izenburua=Relativity, thermodynamics, and cosmology|argitaletxea=Dover Publications|data=1987|url=https://www.worldcat.org/oclc/15365972|isbn=0486653838}}</ref> eta [[Fritz Zwicky]]ren [[argi nekatua]]ren hipotesia<ref>{{Erreferentzia|izena=F.|abizena=Zwicky|izenburua=ON THE REDSHIFT OF SPECTRAL LINES THROUGH INTERSTELLAR SPACE|orrialdeak=773–779|url=https://doi.org/10.1073/pnas.15.10.773|aldizkaria=Proceedings of the National Academy of Sciences|alea=10|zenbakia=15|doi=10.1073/pnas.15.10.773}}</ref>.

[[Bigarren Mundu Gerra]]ren ostean bi aukera ezberdin garatu ziren. Bata [[Fred Hoyle]]ren [[egoera geldikorraren teoria]] zen, zeinak esaten zuen [[materia]] berria sor zitekeela Unibertsoan eta, horregatik, hedatzen ari zenaren sentsazioa eman. Teoria honek Unibertsoaren dentsitatea konstante mantendu dela ondorioztatzen du<ref>{{Erreferentzia|izena=F.|abizena=Hoyle|izenburua=A New Model for the Expanding Universe|orrialdeak=372–382|hizkuntza=en|data=1948-10-01|url=https://doi.org/10.1093/mnras/108.5.372|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|alea=5|zenbakia=108|issn=0035-8711|doi=10.1093/mnras/108.5.372|sartze-data=2017-12-06}}</ref>. Bigarrena Lemaîtreren Big Bang teoria bera zen, [[George Gamow]]ek babestua eta garatua, [[jatorrizko nukleosintesia]] (BBN, ingelesezko sigletan) proposatu zuena<ref>{{Erreferentzia|izena=R. A.|abizena=Alpher|izenburua=The Origin of Chemical Elements|orrialdeak=803–804|abizena2=Bethe|abizena3=Gamow|izena2=H.|izena3=G.|data=1948-04-01|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRev.73.803|aldizkaria=Physical Review|alea=7|zenbakia=73|doi=10.1103/PhysRev.73.803|sartze-data=2017-12-07}}</ref>. [[Ralph Alpher]] eta [[Robert Herman]]ek hondoko mikrouhin erradiazioa aurreikusi zuten Big Bangari lotuta<ref>{{Erreferentzia|izena=RALPH A.|abizena=ALPHER|izenburua=Evolution of the Universe|orrialdeak=774–775|hizkuntza=En|abizena2=HERMAN|izena2=ROBERT|data=1948/11|url=https://doi.org/10.1038/162774b0|aldizkaria=Nature|alea=4124|zenbakia=162|issn=1476-4687|doi=10.1038/162774b0|sartze-data=2017-12-07}}</ref>. Denbora batez bi teorien artean oreka egon zen, komunitateak iritzi kontrajarriak baitzituen. Lehen aipatu dugun bezala, Hoyle izan zen Lemaîtreren teoriari izena jarri ziona, "''big bang''aren ideia hau" aipatu zuenean [[BBC Radio]]ko elkarrizketa batean, 1949ko martxoan<ref group="oh">{{lang-en|This ''big bang'' idea}}. Hoylek ez zuen teoria babesten, eta entzulearengan irudi bat baino ez zuen sortu nahi. Momentuan erridikulizatzeko sortutako termino bat zela pentsatu zen, baina Hoylek beranduago adierazi zuen ez zela hori bere nahia, baizik eta argi uztea zer den proposatzen ari zena.</ref>. Urte batzuetan ebidentziak biltzen ari ziren, hala nola [[irrati]] bidezko [[iturri kontaketa]], eta Big Bangaren alde hasi zen lerratzen zientzia komunitatea.

1964. urtean, ''Big Bang'' mekanismoak lortu zuen azkenean zientzialari gehienen onarpena, Penzias eta Wilson astronomo iparramerikarrek mikrouhin-erradiazio kosmikoa detektatu zutenean ([[hondoko mikrouhin-erradiazioa|hondoko mikrouhin-erradiazio]])<ref>{{Erreferentzia|izena=A. A.|abizena=Penzias|izenburua=A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s.|orrialdeak=419–421|hizkuntza=en|abizena2=Wilson|izena2=R. W.|data=July 1965|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1965ApJ...142..419P|aldizkaria=The Astrophysical Journal|zenbakia=142|issn=0004-637X|doi=10.1086/148307|sartze-data=2017-12-07}}</ref>. Erradiazio hori da kosmosean dagoen unibertsoaren jaiotzako aztarna eta froga bakarra. Hasierako “zopa kosmikoan” [[argi]]a eta materia banandu zirenean, argia “flash” kosmiko baten modura irten eta unibertsoarekin batera hedatu zen, eta gaur egun mikrouhin-espektroan beha daiteke.

[[1968]]an eta [[1970]]ean [[Roger Penrose]], [[Stephen Hawking]] eta [[George F. R. Ellis]]ek hainbat argitalpen egin zituzten erakutsiz Big Bangaren hasierako kondizioetan [[singularitate]] matematikoak ekidinezinak zirela eredu erlatibista orokor baten ikuspuntutik<ref>{{Erreferentzia|izena=S. W.|abizena=Hawking|izenburua=The Cosmic Black-Body Radiation and the Existence of Singularities in Our Universe|orrialdeak=25|hizkuntza=en|abizena2=Ellis|izena2=G. F. R.|data=April 1968|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1968ApJ...152...25H|aldizkaria=The Astrophysical Journal|zenbakia=152|issn=0004-637X|doi=10.1086/149520|sartze-data=2017-12-07}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=S. W.|abizena=Hawking|izenburua=The singularities of gravitational collapse and cosmology|orrialdeak=529–548|hizkuntza=en|abizena2=Penrose|izena2=R.|data=1970-01-27|url=http://rspa.royalsocietypublishing.org/content/314/1519/529|aldizkaria=Proc. R. Soc. Lond. A|alea=1519|zenbakia=314|issn=0080-4630|doi=10.1098/rspa.1970.0021|sartze-data=2017-12-07}}</ref>. Hurrengo bi hamarkadetan kosmologoek Big Bangaren Unibertsoak aurkezten zituen arazo nagusiak ebazten egin zuten lan, eta Unibertsoak hasieran zuen ezaugarriei buruzko teoriak egin ziren. [[1981]]ean [[Alan Guth]]ek lan teoriko garrantzitsua egin zuen, hainbat arazo teorikoren konponbidea proposatuz eta hasierako Unibertsoak "inflazio" deitu zuen hedapen oso azkarreko unea izango zuela proposatuz<ref>{{Erreferentzia|izena=Alan H.|abizena=Guth|izenburua=Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems|orrialdeak=347–356|data=1981-01-15|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevD.23.347|aldizkaria=Physical Review D|alea=2|zenbakia=23|doi=10.1103/PhysRevD.23.347|sartze-data=2017-12-07}}</ref>. Bitartean, bi hamarkada hauetan, bi zalantza handi sortu ziren [[behaketa-kosmologia]]n: alde batetik [[Hubblen Konstantea]]ren balio zehatzaren inguruan eztabaida handia sortu zen<ref>{{Erreferentzia|izena=John P.|abizena=Huchra|izenburua=The Hubble Constant|url=https://www.cfa.harvard.edu/~dfabricant/huchra/hubble/|sartze-data=2017-12-07}}</ref>; bestetik Unibertsoaren materia-dentsitatearen inguruan zalantzak zeuden, oraindik ez baitzen aurkitu [[energia iluna]], [[Unibertsoaren patua]]ren arduraduna izan litekeena<ref>{{Erreferentzia|izena=Livio, Mario,|abizena=1945-|izenburua=The accelerating universe : infinite expansion, the cosmological constant, and the beauty of the cosmos|argitaletxea=Wiley|data=2000|url=https://www.worldcat.org/oclc/47011769|isbn=047143714X}}</ref>.

[[1990eko hamarkada]]z gero garapen handiak izan dira Big Bangaren kosmologian, batez ere [[teleskopio]]en teknologiaren hobekuntza dela eta. [[COBE]]<ref>{{Erreferentzia|izena=N. W.|abizena=Boggess|izenburua=The COBE mission - Its design and performance two years after launch|orrialdeak=420–429|hizkuntza=en|abizena2=Mather|abizena3=Weiss|abizena4=Bennett|abizena5=Cheng|abizena6=Dwek|abizena7=Gulkis|abizena8=Hauser|abizena9=Janssen|izena2=J. C.|izena3=R.|izena4=C. L.|izena5=E. S.|izena6=E.|izena7=S.|izena8=M. G.|izena9=M. A.|data=October 1992|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992ApJ...397..420B|aldizkaria=The Astrophysical Journal|zenbakia=397|issn=0004-637X|doi=10.1086/171797|sartze-data=2017-12-07}}</ref>, [[Hubble espazio teleskopioa]] eta [[WMAP]] bezalako sateliteek informazio ugari eman dute<ref>{{Erreferentzia|izena=D. N.|abizena=Spergel|izenburua=Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology|orrialdeak=377|hizkuntza=en|abizena2=Bean|abizena3=Doré|abizena4=Nolta|abizena5=Bennett|abizena6=Dunkley|abizena7=Hinshaw|abizena8=Jarosik|abizena9=E. Komatsu|izena2=R.|izena3=O.|izena4=M. R.|izena5=C. L.|izena6=J.|izena7=G.|izena8=N.|data=2007|url=http://stacks.iop.org/0067-0049/170/i=2/a=377|aldizkaria=The Astrophysical Journal Supplement Series|alea=2|zenbakia=170|issn=0067-0049|doi=10.1086/513700|sartze-data=2017-12-07}}{{Apurtutako esteka|date=maiatza 2021 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}</ref>. Kosmologoek gaur egun neurketa zehatzagoak egin ditzakete, eta Big Bangaren eredua ezagunagoa da. Honen ondorioz, [[azeleratutako unibertsoa]]n bizi garela aurkitu da, adibidez.

== Ebidentzia behagarria ==
''Big Bang'' mekanismoak lau oinarrizko osagarri ditu ezaugarri nagusitzat. Osagarri horiek ''eredu estandarra'' termino orokorrarekin deskribatzen dira kosmologian. [[Eredu Estandarra|Eredu estandarrarekin]] teoria asko dira bateragarriak, eta horiek ''Big Bang'' mekanismoa erabiliz deskribatzen dute unibertsoaren eboluzioa (hasieratik gaur egun arte).

=== Espazioaren hedapena eta Hubbleren legea ===

Big Bangaz geroztik, partikulak elkarrengandik urruntzen hasi ziren, [[abiadura]] handian. Hasierako prozesu horren ondorioz, gaur egun galaxia guztiak (batez beste) gugandik urruntzen ari dira, behatzen dugun norabide guztietan. Lehen aipatu bezala, Hubblek lehen aldiz behatu zuen galaxien urruntzea, eta gaur egungo behaketek ongi baieztatzen dute [[Hubbleren legea|haren izena daraman legea]]<ref name=":5" />. ''Eredu estandar''raren arabera, beraz, Hubbleren legea jarraitzen du unibertsoaren hedapenak. Legeak dioena da galaxia baten urruntze-abiadura (<math>v</math>) proportzionala dela gugandik kokatua dagoen <math>d</math> distantziarekiko; hau da: <math>v = H_{0}d</math>'','' non <math>H_0</math> [[Hubbleren konstantea]]<ref group="oh"><math>70.4^{+1.3}_{-1.4}</math> [[Kilometro|km]]/[[Segundu|s]]/[[Megaparsec|Mpc]]</ref> deritzona den<ref name=":3" />.

Hubbleren legea unibertsoaren lege fisiko orokorra izan dadin, beste printzipio bat behar dugu, hau da, [[printzipio kosmologikoa]] izena duena. Printzipio horrek esaten du gure kokapena unibertsoan ez dela berezia, eta beste edonon kokatuz gero, gure behaketek unibertsoaren irudi berdina erakutsiko luketela. Bereziki, beste edozein lekutatik behatzen ahal dugu galaxiak gugandik urruntzen ari direla. Zentzu batean, ''printzipio kosmologikoa'' [[Nikolas Koperniko|Kopernikoren]] munduaren ikuspegi orokortua da, esaten baitu ez dagoela unibertsoko zentrorik eta gure behaketa-lekua ez dela inolaz ere berezia.

''Printzipio kosmologiko''ak eta ''Hubbleren lege''ak unibertsoaren hedapena deskribatzen dute, [[geometria isotropiko]]a<ref group="oh">Hau da, norabide guztietan eta kokapen guztietatik behatuz itxura berdina eta lege berdinak dituena</ref> duen eduki baten modura. Matematikoki ere froga daiteke ''printzipio kosmologikoa'', onartuz gero unibertsoaren hedapenak halabeharrez jarraitu behar duela ''Hubbleren legea''. Beraz, bi kontzeptuak lotuak dira<ref name=":3" />. Hondoko mikrouhin erradiazioaren efektuen neurketa egin zen 2000. urtean, [[Kopernikoren printzipioa]] demostratuz<ref>{{Erreferentzia|izena=R.|abizena=Srianand|izenburua=The cosmic microwave background radiation temperature at a redshift of 2.34|orrialdeak=931–935|hizkuntza=En|abizena2=Petitjean|abizena3=Ledoux|izena2=P.|izena3=C.|data=2000/12|url=https://doi.org/10.1038/35050020|aldizkaria=Nature|alea=6815|zenbakia=408|issn=1476-4687|doi=10.1038/35050020|sartze-data=2017-12-09}}</ref>, hau da, ikuspegi kosmologiko batetik Lurra ez dela posizio zentrala. Big Bangaren hasierako momentuetako erradiazioa beroagoa zen, eta erradiazioaren hoztea bakarrik azal daiteke Unibertsoak espantsio metrikoa jasaten badu, hau da, ez bagaude leherketa baten zentro bakarretik gertu.

=== Hondoko mikrouhin erradiazioaren jatorria ===
{{nagusia|Hondoko mikrouhin erradiazioa}}
[[Fitxategi:WMAP 2012.png|thumb|300px|2012an 9 urteko behaketaren ondoren [[WMAP]]ek sortutako hondoko mikrouhin erradiazioaren irudia.<ref>{{Erreferentzia|izena=C. L.|abizena=Bennett|izenburua=Nine-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results|orrialdeak=20|hizkuntza=en|abizena2=Larson|abizena3=Weiland|abizena4=Jarosik|abizena5=Hinshaw|abizena6=Odegard|abizena7=Smith|abizena8=Hill|abizena9=B. Gold|izena2=D.|izena3=J. L.|izena4=N.|izena5=G.|izena6=N.|izena7=K. M.|izena8=R. S.|data=2013|url=http://stacks.iop.org/0067-0049/208/i=2/a=20|aldizkaria=The Astrophysical Journal Supplement Series|alea=2|zenbakia=208|issn=0067-0049|doi=10.1088/0067-0049/208/2/20|sartze-data=2017-12-09}}{{Apurtutako esteka|date=maiatza 2021 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}</ref><ref>{{Erreferentzia|izenburua=New 'Baby Picture' of Universe Unveiled|url=http://www.space.com/19027-universe-baby-picture-wmap.html|aldizkaria=Space.com|sartze-data=2017-12-09}}</ref> Erradiazioa [[isotopiko]]a da 100.000tik batean. Neurketen arabera, erradiazioak osatzen duen atzeko alde hori irudi honetatik ondoriozta daitekeena baino askoz homogeneoagoa da.<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Measuring and modeling the universe|argitaletxea=Cambridge University Press|data=2004|url=https://www.worldcat.org/oclc/56655159|isbn=052175576X}}</ref>]]
Unibertsoa hasi eta 372.000 ± 14.000 urte ingurura bitarte<ref>{{Erreferentzia|izena=D. N.|abizena=Spergel|izenburua=First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters|orrialdeak=175|hizkuntza=en|abizena2=Verde|abizena3=Peiris|abizena4=Komatsu|abizena5=Nolta|abizena6=Bennett|abizena7=Halpern|abizena8=Hinshaw|abizena9=N. Jarosik|izena2=L.|izena3=H. V.|izena4=E.|izena5=M. R.|izena6=C. L.|izena7=M.|izena8=G.|data=2003|url=http://stacks.iop.org/0067-0049/148/i=1/a=175|aldizkaria=The Astrophysical Journal Supplement Series|alea=1|zenbakia=148|issn=0067-0049|doi=10.1086/377226|sartze-data=2017-12-09}}{{Apurtutako esteka|date=maiatza 2021 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}</ref>, lotura sendoak zituzten argi-partikulek ([[fotoi]]ek) eta oinarrizko partikulek. Zopa kosmiko beroan zeharo nahasiak ziren materia eta argia, eta interakzioak maiz eta ugariak zituzten. Lehen aro horren ondoren (unibertsoa erlatiboki bere haurtzaroan zegoen), unibertsoaren tenperatura nahikoa jaitsi zen, eta elektroien eta protoien arteko interakzioetatik sortu ziren lehenengo [[hidrogeno]]-[[atomo]]ak. Gertakizun hark unibertsoaren aro berri bati hasiera eman zion: une hartatik aurrera, [[gas]] hotz eta elektrikoki neutro horrekin interakzioak izateari utzi zion argiak, eta bakoitza bere aldetik abiatu ziren materia eta argia<ref name=":5" />.

Une hartaz geroztik, loturarik gabe eta beste partikulekin interakziorik izan gabe bidaiatu du argiak, eta unibertsoaren hedapenaren ondorioz handitu da argi-izpien [[uhin-luzera]]. Hau da, unibertsoa hedatu ahala, energia galdu dute etengabe argi-izpiek (uhin-luzera handiagoa izatean, argi-izpiak energia gutxiago du), eta izpion energia unibertsoaren batez besteko tenperaturarekiko proportzionala da. Jatorrian, argia eta materia banandu ziren denbora laburrean, 3.000 [[kelvin]] gradukoa zen erradiazioaren tenperatura, eta gaur egun, berriz, 2,7 kelvin gradu besterik ez da (-270 [[gradu zentigrado]]). Beraz, hasiera batean [[X izpi]]ak baino energia handiagokoak ziren argi-izpiak pixkanaka energia galdu eta moteldu egin ziren, eta espektroaren beste maiztasun txikiagoetara mugitu, gaur egungo [[mikrouhin]]-maiztasunetara, hain zuzen ere.

Erradiazio hori gaur behatzen dugunean, unibertsoaren haurtzaroko argazkia ikusten dugu. Zeruan zehar norabide guztietan maiztasun eta anplitude berdinak dauzka mikrouhin-erradiazio kosmikoak, eta horrek baieztatzen du Big Bang irudiaren oinarrietako bat: unibertsoa oso homogeneoa zen hasiera batean, ongi nahasia, konpaktua, eta oso beroa. 13.000 milioi urte baino denbora gehiagoz bidaiatu dute mikrouhin-izpi horiek, eta <math>2 \times 10^{24}</math><ref group="oh">2.000.000.000.000.000.000.000.000</ref> kilometroko ibilbidea egin dute.

Mikrouhinaren erradiazioan ikusten dugu hasierako [[dentsitate]]-gorabeherak oso txikiak zirela, eta milioi bateko bereizmena erabili behar da behaketa astronomikoen bidez horiek ikusteko ([[satelite artifizial]]ak erabiltzen dira behaketa horiek egiteko, gure [[atmosfera]]ren interferentziak saihesteko). Beraz, hasierako dentsitate-fluktuazioak oso txikiak zirenez, [[Grabitazioa|grabitate-indarrak]] denbora luzea behar izan du efektua nabarmena izateko eta fluktuazio horiek garatzeko<ref>{{Erreferentzia|izena=N. W.|abizena=Boggess|izenburua=The COBE mission - Its design and performance two years after launch|orrialdeak=420–429|hizkuntza=en|abizena2=Mather|abizena3=Weiss|abizena4=Bennett|abizena5=Cheng|abizena6=Dwek|abizena7=Gulkis|abizena8=Hauser|abizena9=Janssen|izena2=J. C.|izena3=R.|izena4=C. L.|izena5=E. S.|izena6=E.|izena7=S.|izena8=M. G.|izena9=M. A.|data=October 1992|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992ApJ...397..420B|aldizkaria=The Astrophysical Journal|zenbakia=397|issn=0004-637X|doi=10.1086/171797|sartze-data=2017-12-09}}</ref>. Gaur egun, 13.000 milioi urte ondoren, grabitatearen lanaren ondorioa ikusten dugu egitura kosmikoetan.

=== Elementu arinen sintesia ===

Big Bangaren hasieraren ondorengo lehen segundoan, protoiak eta neutroiak ziren unibertsoko partikula nagusiak, dentsitate eta tenperatura altuko nahaste batean. Unibertsoa hedatu ahala, tenperatura jaitsi egin zen, eta elkarren arteko loturak sortu zituzten partikula horiek; ondorioz, lehen nukleo atomiko arinak osatu ziren<ref>{{Erreferentzia|izena=Alain|abizena=Coc|izenburua=Updated Big Bang Nucleosynthesis Compared with Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Observations and the Abundance of Light Elements|orrialdeak=544|hizkuntza=en|abizena2=Vangioni-Flam|abizena3=Descouvemont|abizena4=Adahchour|abizena5=Angulo|izena2=Elisabeth|izena3=Pierre|izena4=Abderrahim|izena5=Carmen|data=2004|url=http://stacks.iop.org/0004-637X/600/i=2/a=544|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=600|issn=0004-637X|doi=10.1086/380121|sartze-data=2017-12-09}}{{Apurtutako esteka|date=maiatza 2021 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}</ref>: [[deuterio]]a (<chem>^{2}H</chem>)<ref>{{Erreferentzia|izena=John M.|abizena=O’Meara|izenburua=The Deuterium to Hydrogen Abundance Ratio toward a Fourth QSO: HS 0105+1619|orrialdeak=718|hizkuntza=en|abizena2=Tytler|abizena3=Kirkman|abizena4=Suzuki|abizena5=Prochaska|abizena6=Lubin|abizena7=Wolfe|izena2=David|izena3=David|izena4=Nao|izena5=Jason X.|izena6=Dan|izena7=Arthur M.|data=2001|url=http://stacks.iop.org/0004-637X/552/i=2/a=718|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=552|issn=0004-637X|doi=10.1086/320579|sartze-data=2017-12-09}}{{Apurtutako esteka|date=maiatza 2021 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}</ref>, [[helio|<chem>^{3}He</chem>]]<ref>{{Erreferentzia|izena=T. M.|abizena=Bania|izenburua=The cosmological density of baryons from observations of 3He+ in the Milky Way|orrialdeak=54–57|hizkuntza=En|abizena2=Rood|abizena3=Balser|izena2=Robert T.|izena3=Dana S.|data=2002/01|url=https://doi.org/10.1038/415054a|aldizkaria=Nature|alea=6867|zenbakia=415|issn=1476-4687|doi=10.1038/415054a|sartze-data=2017-12-09}}</ref> eta [[helio 4|<chem>^{4}He</chem>]]<ref>{{Erreferentzia|izenburua=The Early universe-reprints|argitaletxea=Addison-Wesley Pub. Co., Advanced Book Program|data=1988|url=https://www.worldcat.org/oclc/17354564|isbn=0201116049}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Keith A.|abizena=Olive|izenburua=A Realistic Determination of the Error on the Primordial Helium Abundance: Steps toward Nonparametric Nebular Helium Abundances|orrialdeak=29|hizkuntza=en|abizena2=Skillman|izena2=Evan D.|data=2004|url=http://stacks.iop.org/0004-637X/617/i=1/a=29|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=617|issn=0004-637X|doi=10.1086/425170|sartze-data=2017-12-09}}{{Apurtutako esteka|date=maiatza 2021 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}</ref>. Aldi berean [[litio|<chem>^{7}Li</chem>]] ere sortu zen, [[hidrogeno]]a baino <math>10^{-9}</math> aldiz gutxiago<ref name=":5" /><ref>{{Erreferentzia|izena=A. J.|abizena=Korn|izenburua=A probable stellar solution to the cosmological lithium discrepancy|orrialdeak=657–659|hizkuntza=En|abizena2=Grundahl|abizena3=Richard|abizena4=Barklem|abizena5=Mashonkina|abizena6=Collet|abizena7=Piskunov|abizena8=Gustafsson|izena2=F.|izena3=O.|izena4=P. S.|izena5=L.|izena6=R.|izena7=N.|izena8=B.|data=2006/08|url=https://doi.org/10.1038/nature05011|aldizkaria=Nature|alea=7103|zenbakia=442|issn=1476-4687|doi=10.1038/nature05011|sartze-data=2017-12-09}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=C.|abizena=Charbonnel|izenburua=The lithium content of the Galactic Halo stars|orrialdeak=961–992|hizkuntza=en|abizena2=Primas|izena2=F.|data=2005-11-01|url=https://doi.org/10.1051/0004-6361:20042491|aldizkaria=Astronomy & Astrophysics|alea=3|zenbakia=442|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:20042491|sartze-data=2017-12-09}}</ref>.

Teoriaren bidez prozesu nuklearrak aztertuz, ezaguna da antzeko nahaste isolatu edo “zopa kosmiko” baten garapen normalaren ondorioa [[Helio 4|helio-4a]] dela, eta horren ehunekoa % 25 dela. Izarren behaketek baieztatzen dute unibertsoan ehuneko hori dagoela, eta unibertsoaren lehen uneetan sortua izan zela. Zentzu horretan, [[fisika nuklear]]raren teoriak eta behaketa astronomikoek baieztatzen dute ''Big Bang'' mekanismoaren aro hori<ref>{{Erreferentzia|izena=Gary|abizena=Steigman|izenburua=Primordial nucleosynthesis: successes and challenges|orrialdeak=1–35|data=2006-02-01|url=http://www.worldscientific.com/doi/abs/10.1142/S0218301306004028|aldizkaria=International Journal of Modern Physics E|alea=01|zenbakia=15|issn=0218-3013|doi=10.1142/S0218301306004028|sartze-data=2017-12-09}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izenburua=Unibertsoaren mugak eta erronkak  - Zientzia.eus|url=http://zientzia.eus/artikuluak/unibertsoaren-mugak-eta-erronkak/|sartze-data=2017-12-09}}</ref>.

Elementu astunagoak, [[karbono]]a eta [[oxigeno]]a barne harturik, gure [[materia organiko]]a sortzen dutenak, geroago sortu ziren izarren guneetako erreakzio nuklearren bidez, eta kosmosean sakabanatu ziren, izarren heriotzaren uneko [[Supernoba|supernoba-leherketen]] bidez<ref>{{Erreferentzia|izena=Ryden, Barbara|abizena=Sue.|izenburua=Introduction to cosmology|argitaletxea=Addison-Wesley|data=2003|url=https://www.worldcat.org/oclc/50478401|isbn=9780805389128}}</ref>.

=== Galaxien sorrera eta eskala handiko egitura kosmikoak ===
Egun behatzen dugun unibertsoa deskribatzeko, Big Bang mekanismoak zerbait behar du galaxiak eta eskala handiko egiturak nola sortu diren azaltzeko. Paradigmaren elementu nagusia [[grabitate-indarra]] da, eta osagarri bakar horrek ahalbidetzen gaitu behatzen dugun unibertsoa ulertzeko. Grabitate-indarrari esker, materia kolapsatu egiten da kosmosean eta auzuneko dentsitatea baino dentsitate handiagoko eremuak [[galaxia]] bihurtzen dira<ref>{{Erreferentzia|izena=O. J.|abizena=Eggen|izenburua=Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed.|orrialdeak=748|hizkuntza=en|abizena2=Lynden-Bell|abizena3=Sandage|izena2=D.|izena3=A. R.|data=November 1962|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1962ApJ...136..748E|aldizkaria=The Astrophysical Journal|zenbakia=136|issn=0004-637X|doi=10.1086/147433|sartze-data=2017-12-09}}</ref>. Ondoren, galaxien barruan egiturak sortzen dira: [[izar]]rak eta beste egitura kosmikoak, [[zulo beltz]]ak galaxien guneetan<ref>{{Erreferentzia|izena=E.|abizena=Churazov|izenburua=Supermassive black holes in elliptical galaxies: switching from very bright to very dim|orrialdeak=L91–L95|hizkuntza=en|abizena2=Sazonov|abizena3=Sunyaev|abizena4=Forman|abizena5=Jones|abizena6=Bohringer|izena2=S.|izena3=R.|izena4=W.|izena5=C.|izena6=H.|data=2005-10-01|url=https://doi.org/10.1111/j.1745-3933.2005.00093.x|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters|alea=1|zenbakia=363|issn=1745-3925|doi=10.1111/j.1745-3933.2005.00093.x|sartze-data=2017-12-09}}</ref>, eta barruko morfologia ere aldakorra da eta erabat konplexua (galaxiek sarritan diskoa daukate eta beso espiralak). Galaxien errotazioak eta haien barruko osagaiek denborarekin sortzen dituzte konplexutasun dinamiko hauek. Galaxiek, beren adinaren arabera, barruko egitura oso ezberdina erakusten dute.

Denbora berean, galaxiek elkarrekiko grabitazioa jasaten dute eta unibertsoa hedatu ahala [[Galaxia-multzo|multzokatu]] egiten dira. Modu horretan, grabitate-indarrak oso eskala handiko egitura kosmikoak sortzen ditu: filamentuak, hodeiak, planoak; egitura horiek dinamikoak dira eta ehunka mila galaxiez osatuak dira. Galaxia gehienek, bere barruko egitura garatzeaz gain, beste galaxiekin loturak dituzte, eta grabitatearen bidez galaxia-multzo handiagoen osagai bihurtzen dira<ref name="#2">{{Erreferentzia|izena=Edmund|abizena=Bertschinger|izenburua=Cosmological Perturbation Theory and Structure Formation|data=2000-12-31|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0101009|aldizkaria=arXiv:astro-ph/0101009|sartze-data=2017-12-09}}</ref>.

Unibertsoaren adina 10.000 urte ingurukoa zenean, [[argi]]a eta [[materia]]ren arteko oreka aldatu egin zen. Ordura arte, argia zen unibertsoaren osagarri nagusia eta haren dinamika menderatzen zuen, baina adin hori gainditu ondoren, materiaren dentsitatea erradiazioarena baino handiago izatera iritsi zen. Une horretan, grabitate-indarraren efektua lehen aldiz sumatzen hasi zen eta dentsitate ezberdineko eremuak garatu ziren. Grabitatearen ezaugarri nagusia da oreka haustea, eta horrek dentsitate handiagoko eremuak multzokatzea dakar berekin. Dentsitate handia grabitateak areagotzen du, eta dentsitate txikia gutxiagotu egiten du. Beraz, hasierako homogeneotasunean ziren dentsitatearen aldaketa infinitesimalak pixkanaka areagotu egin ziren, eta horietatik hasi ziren aurreragoko galaxien sorkuntza ekarriko zuten dentsitate-gorabeherak<ref name="#2"/>.

=== Hasierako gas hodeiak ===
2011n astronomoek Unibertsoaren hasierako gasezko hodei garbiak aurkitu zituzten, [[quasar]] urrunen argiaren absortzio lerroen espektruak behatuta. Aurkikuntza honen aurretik, beste objektu astronomiko guztiek izarretan sortutako [[elementu astun]]ak zituzten. Aurkitutako bi gas hodei hauek ez dute hidrogeno eta deuterioa baino pisutsuagoak diren elementurik<ref>{{Erreferentzia|izena=Michele|abizena=Fumagalli|izenburua=Detection of Pristine Gas Two Billion Years After the Big Bang|orrialdeak=1245–1249|hizkuntza=en|abizena2=O'Meara|abizena3=Prochaska|izena2=John M.|izena3=J. Xavier|data=2011-12-02|url=http://science.sciencemag.org/content/334/6060/1245|aldizkaria=Science|alea=6060|zenbakia=334|issn=0036-8075|pmid=22075722|doi=10.1126/science.1213581|sartze-data=2017-12-12}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izenburua=Astronomers find clouds of primordial gas from the early universe, just moments after Big Bang|hizkuntza=en|url=http://www.sciencedaily.com/releases/2011/11/111110142050.htm|aldizkaria=ScienceDaily|sartze-data=2017-12-12}}</ref>. Gas hodei hauek ez dutenez elementu astunik, litekeena da Big Bangaren lehen minutuetan osatuta izatea, Big Bangeko nukleosintesiaren baitan.

=== Beste ebidentzia ildo batzuk ===
Hubblen espantsioa eta hondoko mikrouhin erradiazioa erabilita aurreikusitako [[Unibertsoaren adina]] bat dator ezagutzen diren [[izar]]rik zaharrenen adinarekin, bai [[kumulu globular]]retako [[izarren eboluzioa]] erabilita ateratzen denarekin bai eta [[II. Populazioko izar]]ren neurketa erradiometrikoekin<ref>{{Erreferentzia|izenburua=The Age of the Universe|url=http://astro.berkeley.edu/~dperley/univage/univage.html|sartze-data=2017-12-12}}</ref>.

Hondoko mikrouhin erradiazioaren tenperatura iraganean altuagoa zenaren aurreikuspena ere esperimentalki babestua izan da [[Gorriranzko lerrakuntza|gorrinranzko lerrate]] handia duten gas hodeien tenperatura oso baxuko absortzio lerroak behatuta<ref>{{Erreferentzia|izena=R.|abizena=Srianand|izenburua=First detection of CO in a high-redshift damped Lyman-α system|orrialdeak=L39–L42|hizkuntza=en|abizena2=Noterdaeme|abizena3=Ledoux|abizena4=Petitjean|izena2=P.|izena3=C.|izena4=P.|data=2008-05-01|url=https://doi.org/10.1051/0004-6361:200809727|aldizkaria=Astronomy & Astrophysics|alea=3|zenbakia=482|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:200809727|sartze-data=2017-12-12}}</ref>. Aurreikuspen horrek ere esaten du [[Siunaiev-Zeldovitx efektua]] ez dagoela zuzenki loturik gorriranzko lerratzerik galaxia kumuluetan. Behaketek erakutsi dute hau ildo orokorrean egia dela, baina efektu hau kumuluaren propietateen araberakoa dela, eta denbora kosmikoarekin aldatzen dela, neurketa zehatzak oso zailtzen<ref>{{Erreferentzia|izena=A.|abizena=Avgoustidis|izenburua=Constraints on the CMB temperature-redshift dependence from SZ and distance measurements|orrialdeak=013|hizkuntza=en|abizena2=Luzzi|abizena3=Martins|abizena4=Monteiro|izena2=G.|izena3=C. J. A. P.|izena4=A. M. R. V. L.|data=2012|url=http://stacks.iop.org/1475-7516/2012/i=02/a=013|aldizkaria=Journal of Cosmology and Astroparticle Physics|alea=02|zenbakia=2012|issn=1475-7516|doi=10.1088/1475-7516/2012/02/013|sartze-data=2017-12-12}}{{Apurtutako esteka|date=maiatza 2021 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Belusević, Radoje,|abizena=1953-|izenburua=Relativity, astrophysics and cosmology|argitaletxea=Wiley-VCH|data=2008|url=https://www.worldcat.org/oclc/180478894|isbn=3527407642}}</ref>.

=== Etorkizuneko behaketak ===
[[Uhin grabitazional]]en etorkizuneko ikerketek hasierako grabitazio uhinak detektatzeko aukera eman dezake, Unibertso goiztiarraren hondakinak, Big Bangaren segundo batetik aurrera gertatutakoa erakutsiz<ref>{{Erreferentzia|izena=Pallab|abizena=Ghosh|izenburua='Ripples' from black holes detected|hizkuntza=en-GB|data=2016-02-11|url=http://www.bbc.com/news/science-environment-35524440|aldizkaria=BBC News|sartze-data=2017-12-12}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Lee|abizena=Billings|izenburua=The Future of Gravitational Wave Astronomy|hizkuntza=en|url=https://www.scientificamerican.com/article/the-future-of-gravitational-wave-astronomy/|aldizkaria=Scientific American|sartze-data=2017-12-12}}</ref>.

== Arazoak ==
Edozein teoria zientifiko aurkezten denean bezala, hainbat misterio eta arazo suertatu dira Big Bang teoria proposatu denetik. Horietako batzuen konponbidea nola izan daitekeen proposatu da jada, baina beste batzuk oraindik misterioaren eremuan daude. Proposaturiko konponbideetako batzuek ere arazo berriak proposatu dituzten euren baitan, fisikan gertatu ohi den bezala. Adibidez, [[zerumuga-arazoa]], [[monopolo magnetikoen arazoa]], eta [[Unibertsoaren lautasuna]]<nowiki/>ren arazoa konpon daitezke [[inflazio kosmikoa]]rekin, baina Unibertso inflazionistaren ingurukoak ez dira ezagutzen, arazo ugari sortzen ditu, eta teoria bera proposatu zuten zientzialarietako batzuek ez dute ontzat ematen gaur egun<ref>{{Erreferentzia|izena=John|abizena=Earman|izenburua=A Critical Look at Inflationary Cosmology|orrialdeak=1–49|abizena2=Mosterin|izena2=Jesus|data=1999-03-01|url=http://www.journals.uchicago.edu/doi/10.1086/392675|aldizkaria=Philosophy of Science|alea=1|zenbakia=66|issn=0031-8248|doi=10.1086/392675|sartze-data=2017-12-10}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izenburua=General relativity : an Einstein centenary survey|argitaletxea=Cambridge University Press|data=2010|url=https://www.worldcat.org/oclc/573359320|isbn=9780521137980}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Roger|abizena=Penrose|izenburua=Difficulties with Inflationary Cosmologya|orrialdeak=249–264|hizkuntza=en|data=1989-12-01|url=http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1111/j.1749-6632.1989.tb50513.x/abstract|aldizkaria=Annals of the New York Academy of Sciences|alea=1|zenbakia=571|issn=1749-6632|doi=10.1111/j.1749-6632.1989.tb50513.x|sartze-data=2017-12-10}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=P.J.|abizena=Steinhardt|izenburua=The Inflation Debate: Is the theory at the heart of modern cosmology deeply flawed?|orrialdeak=36–43|data=2011-01-01|url=https://www.researchgate.net/publication/263378289_The_Inflation_Debate_Is_the_theory_at_the_heart_of_modern_cosmology_deeply_flawed|aldizkaria=Scientific American|zenbakia=304|sartze-data=2017-12-10}}</ref>.

=== Barioien asimetria ===
Oraindik ez dakigu zergatik Unibertsoak duen [[antimateria]] baino [[materia]] gehiago. Uste orokorra da Unibertsoa gaztea eta oso beroa zenean oreka estatistiko bat zegoela eta barioi eta antibarioi kopuru bera zuela. Hala ere, behaketak erakusten du Unibertsoak, bere parterik urrunenetan ere, batez ere materiaz osaturik dagoela. [[Bariogenesis]] izeneko prozesu baten hipotesia egin zen asimetria hau azaltzeko asmoz. Bariogenesia gertatzeko [[Sakharoven baldintzak]] beten behar dira. Baldintza hauek diote barioi zenbakia ez dela kontserbatzen, [[C-simetria]] eta [[CP-simetria]] hausten direla eta Unibertsoa [[oreka termodinamiko]]tik aldentzen dela<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Journal of Experimental and Theoretical Physics|hizkuntza=en|data=2017-09-02|url=https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Journal_of_Experimental_and_Theoretical_Physics&oldid=798461543|sartze-data=2017-12-10}}</ref>. Kondizio guzti hauek gertatzen dira [[eredu estandar]]rean, baina efektuak ez dira nahikoa indartsu gaur egungo barioien asimetria azaltzeko.

=== Energia iluna ===
{{sakontzeko|Energia ilun}}
{{Grafiko zirkular
| caption = Energia eta materia ezberdinen banaketa hipotetikoa Unibertsoan
| label1 = Energia iluna
| value1 = 73
| color1 = #696969
| label2 = Materia iluna
| value2 = 23
| color2 = #B5B5B5
| label3 = Hidrogeno eta helio askea <
| value3 = 3.2
| color3 = #912CEE
| label4 = Izarrak, neutrinoak, planetak...
| value4 = 0.83
| color4 = #FFA500
}}
[[Ia motako supernoba|Ia motako supernoben]] [[Gorriranzko lerrakuntza|gorriranzko-lerrakuntzaren]] neurketek erakutsi dute unibertsoaren hedakuntza azeleratu dela bere oraingo adinaren erdia zuenetik. Azelerazio hau azaltzeko, erlatibitate orokorra jarraiki, "energia ilun" izena eman zaio presio negatiboa egiten duen energia mota bat behar du, Unibertsoan ugaria izango dena<ref name=":2" />.

Energia ilunak, espekulatiboa den arren, arazo asko konpontzen ditu. Hondoko mikrouhin erradiazioaren neurketak diosku Unibertsoa espazialki ia laua dela, eta beraz erlatibitate orokorraren arabera Unibertsoak masa/energia kritikoaren kopuru antzekoak izan behar dituela. Baina Unibertsoaren masa dentsitatea neurtu daiteke grabitazio klusterrak erabilita, eta dentsitate kritikoaren %30 baino ez dela ikusi da<ref name=":2" />. Teoriak esaten du energia iluna ez dela taldekatzen ohikoa den moduan, "falta den" energia dentsitatearen azalpenik onena taldekatze falta hori da. Energia ilunak ere Unibertsoaren kurbaduraren bi neurketa geometriko azaltzen ditu, bata [[grabitazio-lente]]en frekuentzia erabiliz, bestea tamaina-handiko egiturak erregela kosmiko gisa erabiltzen.

Presio negatibo hori [[Huts (astronomia)|hutsaren energiaren]] propietate bat dela uste da, baina bere natura zehatza eta energia ilunaren existentzia bera Big Bangaren misterio handietako bat da oraindik ere. [[WMAP]] taldeak 2008an lortutako emaitzek erakusten dute energia iluna %73 izan daitekeela<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Energia iluna dinamikoa dela proposatu dute EHUko ikertzaileek  - Zientzia.eus|url=http://zientzia.eus/artikuluak/energia-iluna-dinamikoa-dela-proposatu-dute-ehuko-/|sartze-data=2017-12-12}}</ref>, %23 [[materia ilun]]a, %4,6 materia arrunta eta %1 [[neutrino]]ak<ref>{{Erreferentzia|izena=N.|abizena=Jarosik|izenburua=Seven-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results|orrialdeak=14|hizkuntza=en|abizena2=Bennett|abizena3=Dunkley|abizena4=Gold|abizena5=Greason|abizena6=Halpern|abizena7=Hill|abizena8=Hinshaw|abizena9=A. Kogut|izena2=C. L.|izena3=J.|izena4=B.|izena5=M. R.|izena6=M.|izena7=R. S.|izena8=G.|data=2011|url=http://stacks.iop.org/0067-0049/192/i=2/a=14|aldizkaria=The Astrophysical Journal Supplement Series|alea=2|zenbakia=192|issn=0067-0049|doi=10.1088/0067-0049/192/2/14|sartze-data=2017-12-10}}{{Apurtutako esteka|date=maiatza 2021 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}</ref>. Teoria honen arabera, energia dentsitatea eta materiarena jaisten da Unibertsoaren espantsioarekin batera, baina energia ilunaren dentsitatea konstante mantenduko litzateke Unibertsoa hedatzen den bitartean. Honela, materia Unibertsoaren energia osoaren frakzio handia zen iraganean, baina gaur egun txikiagoa da eta, etorkizunean, energia iluna izango da nagusiena eta materiaren energia dentsitatea jaisten joango da.

Energia iluna Unibertsoaren konponente gisa teoria ezberdinetan azaldu da, baita konpetentzian dauden teoriak ere. Einsteinen [[konstante kosmologikoa]], edo [[Kintesentzia]] bezalako kontzeptuak azaldu dira berriro ere<ref>{{Erreferentzia|izena=Michael J.|abizena=Mortonson|izenburua=Dark Energy: A Short Review|orrialdeak=arXiv:1401.0046|abizena2=Weinberg|abizena3=White|izena2=David H.|izena3=Martin|data=2013-12-01|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2014arXiv1401.0046M|aldizkaria=ArXiv e-prints|zenbakia=1401|sartze-data=2017-12-10}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izenburua=Dark Energy: A Short Review - Michael J. Mortonson, David
H. Weinberg, Martin White|url=https://ned.ipac.caltech.edu/level5/March14/Mortonson/Mortonson_contents.html|sartze-data=2017-12-10}}</ref>. [[Konstante kosmologikoaren arazo|Konstante kosmologikoaren arazoa]], batzuetan "fisikako arazorik lotsagarriena" deitua, neurtutako energia ilunaren energia-dentsitatea eta [[Plancken unitateak|Plancken unitateetatik]] espero denaren artean dagoen aldea da<ref>{{Erreferentzia|izena=S.E.|abizena=Rugh|izenburua=The quantum vacuum and the cosmological constant problem|orrialdeak=663–705|hizkuntza=en|abizena2=Zinkernagel|izena2=H.|url=https://doi.org/10.1016/S1355-2198(02)00033-3|aldizkaria=Studies in History and Philosophy of Science Part B: Studies in History and Philosophy of Modern Physics|alea=4|zenbakia=33|doi=10.1016/s1355-2198(02)00033-3|sartze-data=2017-12-10}}</ref>. EHUn egindako ikerketa batek proposatu du energia iluna eta materia iluna gauza bera ere izan daitezkeela<ref>{{Erreferentzia|izena=Luis P.|abizena=Chimento|izenburua=DBI models for the unification of dark matter and dark energy|orrialdeak=1189–1209|hizkuntza=en|abizena2=Lazkoz|abizena3=Sendra|izena2=Ruth|izena3=Irene|data=2010-05-01|url=https://link.springer.com/article/10.1007/s10714-009-0901-z|aldizkaria=General Relativity and Gravitation|alea=5|zenbakia=42|issn=0001-7701|doi=10.1007/s10714-009-0901-z|sartze-data=2017-12-12}}</ref>.

=== Materia iluna ===
[[Fitxategi:Lambda-Cold Dark Matter, Accelerated Expansion of the Universe, Big Bang-Inflation.jpg|thumb|Lambda-Materia Ilun Hotza eskema erabiliz egindako azeleratutako Unibertsoaren hedapenaren eskema]]
1970ko eta 1980 hamarkadetan hainbat behaketek erakutsi zuten ez dagoela materia ikusgarri nahikorik Unibertsoan galaxien artean dauden grabitazio elkarrekintzak azaldu ahal izateko. Honen aurrean ideia bat sortu zen, azaltzen duena Unibertsoko materiaren %90 [[materia ilun]]a dela, ez duela [[argi]]rik ematen edo [[barioi]] normalekin elkarrekintzarik. Gainera, Unibertsoa batez ere materia arruntez osatuta dagoela asumitzen badugu, behaketekin bat ez datozen aurreikuspenak ematera eramaten gaitu. Bereziki, Unibertsoak materia ilunik izango ez balu, ez litzateke ez den bezain pikortsua ez eta duen [[deuterio]]a baino gehiago izango luke. Materia iluna beti eztabaidatua izan bada ere, hainbat behaketetatik ondorioztatzen da: hondoko mikrouhin erradiazioaren anisotropia, [[galaxia kumulu]]en abiaduren dispertsioa, eskala handiko egituren banaketa<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Materia ilunaren banaketa-mapa bat argitaratu dute  - Zientzia.eus|url=http://zientzia.eus/artikuluak/materia-ilunaren-banaketa-mapa-bat-argitaratu-dute/|sartze-data=2017-12-12}}</ref>, [[grabitate lente]]en ikerketek eta galaxia kumuluen [[X izpi]] neurketak<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Galaxies and the Universe - Dark Matter|url=http://www.astr.ua.edu/keel/galaxies/darkmatter.html|sartze-data=2017-12-12}}</ref>.

Materia ilunaren ebidentzia ez zuzenekoa beste materiaren gainean duen influentzia grabitazionaletik dator, ez delako laborategietan inoiz materia ilunaren partikularik ikusi. Partikula asko proposatu dira materia ilunerako hautagai gisa, eta hainbat proiektu daude martxan zuzenean detektatu ahal izateko<ref>{{Erreferentzia|izena=W.-M. Yao et|abizena=al|izenburua=Review of Particle Physics|orrialdeak=1|hizkuntza=en|data=2006|url=http://stacks.iop.org/0954-3899/33/i=1/a=001|aldizkaria=Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics|alea=1|zenbakia=33|issn=0954-3899|doi=10.1088/0954-3899/33/1/001|sartze-data=2017-12-12}}{{Apurtutako esteka|date=maiatza 2021 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}</ref>.

Gainera, arazo nabarmenak daude gaur egun babesten den [[materia ilun hotza]]ren ereduarekin, [[galaxia nanoaren arazoa]]<ref>{{Erreferentzia|izena=James S.|abizena=Bullock|izenburua=Notes on the Missing Satellites Problem|orrialdeak=arXiv:1009.4505|data=2010-09-01|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010arXiv1009.45B|aldizkaria=ArXiv e-prints|zenbakia=1009|sartze-data=2017-12-12}}</ref> eta [[halo gailurdunaren arazoa]] barne<ref>{{Erreferentzia|izena=Jürg|abizena=Diemand|izenburua=Cusps in cold dark matter haloes|orrialdeak=665–673|hizkuntza=en|abizena2=Zemp|abizena3=Moore|abizena4=Stadel|abizena5=Carollo|izena2=Marcel|izena3=Ben|izena4=Joachim|izena5=Marcella|data=2005-12-01|url=https://doi.org/10.1111/j.1365-2966.2005.09601.x|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|alea=2|zenbakia=364|issn=0035-8711|doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09601.x|sartze-data=2017-12-12}}</ref>. Teoria alternatiboak proposatu dira ez dutenak behar hainbeste materia ilunik Unibertsoan, baina Einsteinen eta Newtonen grabitazio legeak aldatzea dakar horrek; hala ere, ez dago momentu honetan teoria alternatiborik materia ilun hotzak bezain beste azalpen ematen diotenik ikusten dugunari<ref>{{Erreferentzia|izena=Scott|abizena=Dodelson|izenburua=The real problem with mond|orrialdeak=2749–2753|data=2011-12-31|url=http://www.worldscientific.com/doi/abs/10.1142/S0218271811020561|aldizkaria=International Journal of Modern Physics D|alea=14|zenbakia=20|issn=0218-2718|doi=10.1142/S0218271811020561|sartze-data=2017-12-12}}</ref>.

=== Zerumuga-arazoa ===
Unibertsoan, indar fisikoen eragina ez da istantean sumatzen. [[Argiaren abiadura]]n hedatzen dira espazioan indar fisikoak, eta, abiadura mugatua denez, unibertsoan oso urrun diren eremuen artean ez dago elkarren arteko eragin fisikorik<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Magnetic Monopoles {{!}} SpringerLink|hizkuntza=en-gb|url=https://doi.org/10.1007/978-1-4615-7370-8|doi=10.1007/978-1-4615-7370-8|sartze-data=2017-12-09}}</ref>. Efektu honi [[zerumuga-arazoa]] esaten zaio. Eremu horien artean ez da kausalitate-loturarik: hau da, eremu bateko gertakizun fisikoek ezin dute beste eremuarengan ondoriorik eragin. Beraz, eremu guztien inguruan ''zerumuga kosmiko'' bat dago, forma [[biribil]]ekoa, eta unibertsoaren adinean zehar argiak bidaiatu duen distantzia da biribil horren [[erradio]]a. Zerumugaz barruko puntu guztiek elkarrekin kausalitate-lotura daukate; kanpokoek, ordea, ez.

Unibertsoaren adina mugatua denez, printzipioz Big Bang paradigma zuzena balitz, ''zerumuga kosmikoa'' unibertsoaren ertzean izango litzateke. Big Banga puntu bakar batetik hedatzen hasi zenez, elkarren arteko kausalitate-lotura izan beharko lukete unibertsoko eremu guztiek, eta ''zerumuga kosmiko'' bakar baten barruan izan beharko lukete. Behaketek, ordea, oso bestelako unibertsoa erakusten digute: unibertsoaren adinean zehar argiak bidaiatu duen distantzia ikusten dugun unibertsoaren erradioa baino ehunka aldiz txikiagoa da, eta, beraz, gure zerumugatik kanpo diren eremu ugari dira unibertsoan<ref>{{Erreferentzia|izena=Guth, Alan|abizena=H.|izenburua=The inflationary universe : the quest for a new theory of cosmic origins|argitaletxea=Vintage|data=1997|url=https://www.worldcat.org/oclc/40807939|isbn=9780099959502}}</ref>.

Mikrouhin-erradiazio kosmikoak erakusten digu, aurreko ataletan aipatu bezala, eremu oso urrunetatik (elkarrekin kausalitate-loturarik ez daukaten eremuetatik) tenperatura bereko erradiazioa jasotzen dugula<ref>{{Erreferentzia|izena=D. J.|abizena=Fixsen|izenburua=The Temperature of the Cosmic Microwave Background|orrialdeak=916|hizkuntza=en|data=2009|url=http://stacks.iop.org/0004-637X/707/i=2/a=916|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=707|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/707/2/916|sartze-data=2017-12-09}}{{Apurtutako esteka|date=maiatza 2021 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}</ref>. Iraganean, hasiera batean, eremuok tenperatura bereko zopa kosmiko batetik hedatu ziren, baina nolabait gaur egun beren ''zerumuga kosmikoak'' oso urrun dira bata bestetik. Hau da, ''zerumuga-arazoak'', edo beste modu batera esanda, Big Bangak aurreikusten duen unibertsoaren eboluzioak, ezin du sortu guk behatzen duguna bezain unibertso handia; hots, Big Bangari dagokion unibertsoa ''txikiegia'' da.

Arazo hau konpontzeko, [[inflazio kosmikoa]] asmatu zuten [[Alan Guth]] zientzialari amerikarrak eta [[Andrei Linde]] errusiarrak [[1980ko hamarkada]]n. Inflazioa unibertsoaren hasierako prozesua da, ezohiko hedapena sortzen duena. Epe laburrean, inflazioak unibertsoaren tamaina [[Funtzio esponentzial|esponentzialki]] hedatzen du, eta, ondorioz, Big Bang mekanismoak aurreikusten duena baino handiagoa da unibertsoa. Inflazioa sortzen duten prozesuak teknikoak dira, eta ez dira behaketen bidez baieztatzeko modukoak. Azken hamarkadetan, kosmologoek inflazio-teoria ugari proposatu dituzte mekanismo horri nolabaiteko justifikazioa emateko. Egun arte, eztabaida sakonean dagoen teoria da.

=== Lautasunaren arazoa ===
[[Fitxategi:End_of_universe.jpg|thumb|[[Unibertsoaren forma]] [[Friedmannen ekuazioak|Omega parametro kosmologikoaren]] arabera zehazten da, 1 baino txikiagoa, berdina edo handiagoa den arabera. Goitik behera kurbadura positiboa duen Unibertsoa, Unibertso hiperboliko bat kurbadura negatiboarekin, edo Unibertso laua, zero kurbadurarekin.]]
[[Lautasunaren arazoa]] (edo zahartasunaren arazoa) [[Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker metrika]]rekin (FLRW) harremana duen behaketa arazo bat da. Unibertsoak izan dezakeen [[kurbadura]] izan daiteke positiboa, negatiboa edo zero, duen energia dentsitate osoaren arabera. Kurbatura negatiboa da bere dentsitatea dentsitate-kritikoa baino txikiagoa bazen; positiboa, handiagoa bada; eta zero dentsitate kritikoa baldin badu, eta kasu horretan espazioa ''laua'' dela esaten da<ref name=":4" />.

Arazoa da dentsitate kritikoaren edozein desbideratze denborarekin hazten dela, eta oraindik ere Unibertsoa laua izatetik oso gertu dagoela. Lautasunetik abiatzeko denbora-eskala naturala [[Plancken denbora]] izango litzatekeenez (<math>{10^{-43}}</math> segundo), oraindik Unibertsoa [[Unibertsoaren bero-heriotza|bero-heriotza]] batera edo [[Big Crunch]]era iritsi ez izana milaka milioi urte pasa eta gero azaldu beharreko gauza bat da. Adibidez, [[nukleosintesi]]a gertatu zenean pasa ziren minutu gutxi batzuen ostean, Unibertsoaren dentsitatea bere balore kritikoaren <math>1/10^{14}</math> izan behar zen, edo Unibertsoa ez zen existitu orain den bezala<ref>{{Erreferentzia|izenburua=General relativity : an Einstein centenary survey|argitaletxea=Cambridge University Press|data=1979|url=https://www.worldcat.org/oclc/4135811|isbn=9780521222853}}</ref>.

=== Monopolo magnetikoak ===
[[Monopolo magnetiko]]en objekzioa [[1970eko hamarkada]]n proposatu zen. [[Bateratze handiaren teoria]]k aurre-esaten du espazioan akats [[topologia|topologikoak]] egon daitezkeela, monopolo magnetikoz agerian jarrita. Objektu mota hauek hasierako Unibertsoan efizienteki sortuko ziren, gaur egungo behaketan baino dentsitate askoz handiagoarekin. Izan ere, gaur gaurkoz ez da monopolo magnetikorik aurkitu. Inflazio kosmikoak arazo hau ere konpontzen du, Unibertso behagarriaren defektu-puntu guztiak kentzen dituelako, eta geometria lautasunera deribatzen duelako<ref name=":4" />.

== Erlijioen eta filosofiaren interpretazioa ==
Unibertsoaren jatorriaren deskribapen bat ematen duen heinean, Big Bangak garrantzi berezia du [[erlijio]] eta [[filosofia]]ren ikuspuntutik<ref>{{Erreferentzia|izena=Harris, James F. (James Franklin),|abizena=1941-|izenburua=Analytic philosophy of religion|argitaletxea=Kluwer Academic Publishers|data=2002|url=https://www.worldcat.org/oclc/49871766|isbn=140200530X|pmc=49871766|sartze-data=2019-01-07}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Frame,|abizena=Tom.|izenburua=Losing my religion : unbelief in Australia|argitaletxea=UNSW Press|data=2009|url=https://www.worldcat.org/oclc/647885132|isbn=9781742231969|pmc=647885132|sartze-data=2019-01-07}}</ref>. Ondorioz, [[zientzia eta erlijioaren arteko harremana]]ren argudio garrantzitsuetako bat da egun<ref>{{Erreferentzia|izenburua=The Cambridge companion to science and religion|argitaletxea=Cambridge University Press|data=2010|url=https://www.worldcat.org/oclc/540143440|isbn=9780521885386|pmc=540143440|sartze-data=2019-01-07}}</ref>. Batzuen ustez, Big Bang bat emateko [[Jaungoiko|sortzaile]] bat egin behar du<ref>{{Erreferentzia|izena=William Lane|abizena=Craig|izenburua=The Ultimate Question of Origins: God and the Beginning of the Universe|argitaletxea=Springer, Dordrecht|orrialdeak=723–740|hizkuntza=en|data=2000|url=https://link.springer.com/chapter/10.1007/978-94-011-4114-7_85|aldizkaria=Toward a New Millennium in Galaxy Morphology|isbn=9789401058018|doi=10.1007/978-94-011-4114-7_85|sartze-data=2019-01-07}}</ref>, eta aipamenak ikusten dituzte liburu sakratuetan<ref>{{Erreferentzia|izenburua=The message of the Qurʼan : the full account of the revealed Arabic text accompanied by parallel transliteration|url=https://www.worldcat.org/oclc/62072752|edizioa=Complete edition|isbn=1904510000|pmc=62072752|sartze-data=2019-01-07}}</ref>; beste batzuek diote Big Bangarekin eta kosmologiarekin ez dela behar sortzaile jainkotiarrik<ref>{{Erreferentzia|izena=Hawking, Stephen,|abizena=1942-2018,|izenburua=A brief history of time : from the big bang to black holes|url=https://www.worldcat.org/oclc/17105155|isbn=0553052438|pmc=17105155|sartze-data=2019-01-07}}</ref>.

== Oharrak ==
{{erreferentzia zerrenda|3|taldea="oh"}}

== Erreferentziak ==
:Testu honen zati batzuk [https://zthiztegia.elhuyar.eus/terminoa/eu/Big%20Bang ZT Hiztegiaren Big Bang] artikulutik hartu dira eta [[Mikel Susperregi]]k argitaratu du cc-by-sa-3.0 lizentziapean.
{{erreferentzia zerrenda|3}}

== Ikus, gainera ==
* [[Unibertso]]
* [[Big Crunch]]
* [[Denbora gezi]]
* [[Big Rip]]

== Kanpo estekak ==
{{scholia}}
* [https://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/what-powered-the-big-bang/ NASA - The Big Bang]
{{autoritate kontrola}}

[[Kategoria:Kosmologia fisikoa]]
[[Kategoria:Unibertsoa]]
[[Kategoria:Artikulu onak]]
[[Kategoria:Hasierak]]
[[Kategoria:Astronomiako kontzeptuak]]