Big bang, en matematisk og fysisk modell som beskriver den første epoken i universets historie. Uttrykket ble første gang brukt av Fred Hoyle i et radioprogram i BBC i 1949. Man tenker seg at universet startet med en eksplosjon fra en såkalt singularitet. Begrepet eksplosjon har en helt spesiell betydning i denne sammenhengen, idet det er snakk om en eksplosjon som skjer overalt i hele rommet, enten det i starten er uendelig eller endelig. Er rommet endelig, tenker man seg at det er krummet tilbake i seg selv, tilsvarende (i to dimensjoner) overflaten på en ballong. Ingen av delene er enkle å fatte; teorien må beskrives ved de matematiske formlene utviklet i Einsteins generelle relativitetsteori (se relativitetsteorien). Ifølge teorien oppstår rom, tid og materie sammen og rommet har siden ekspandert.
Universet var i starten dominert av meget energirik stråling (fotoner) og partikler. Kollisjoner mellom fotoner transformerte strålingsenergien til materiepartikler (og antipartikler). Omvendt ville kollisjoner mellom partikler og deres antipartikler føre til annihilasjon av disse parene og dannelse av nye fotoner. Etter som universet utvidet seg, sank temperaturen, og fotonenergien falt raskt under grensen for nydannelse av partikler. Deretter kolliderte partikler og antipartikler og annihilerte hverandre raskt. Etter ca. en milliontedel av et sekund hadde baryonene (for eks. protoner, nøytroner og kvarkene som disse består av) og antibaryonene annihilert hverandre. Temperaturen hadde da sunket til under 10 000 milliarder grader. Partikler med mindre masse, som elektroner og positroner, annihilerte hverandre noe senere da temperaturen hadde sunket til under 10 milliarder grader.
Et partikkel-antipartikkelpar omdannes altså til et par fotoner. Hvis antallet partikler hadde vært nøyaktig det samme som antall antipartikler, ville det praktisk talt ikke være noe materie (eller antimaterie) igjen til å danne stjerner og galakser. Man har kunnet vise at det i universet i dag finnes omtrent en partikkel for hver milliard fotoner. Det vil si at det i det tidlige univers var en overvekt av ca. en partikkel per milliard par partikkel-antipartikkel. (Se antimaterie og elementærpartikkelfysikk).
Ved hjelp av en enkel formel er man i stand til å beregne hvordan temperaturen, på grunn av utvidelsen, avtok etter hvert som tiden gikk. Etter ett sekund var temperaturen sunket til 10 milliarder grader, og etter noen minutter var temperaturen under en milliard grader. Velkjent kjernefysikk kan da beskrive hvilke kjernereaksjoner som fant sted og hvilke grunnstoffer som ble dannet. Nøyaktige beregninger viser at det av en del protoner og omtrent alle nøytronene ble dannet ca. 23 % heliumkjerner, litt av andre lette grunnsoffer som deuterium og litium og resten (altså ca. 77 %) hydrogenkjerner (protoner). Universet ble hele tiden kaldere, på samme måte som en gass i en lukket beholder blir kaldere hvis beholderen utvider seg.
Da universet var ca. 400 tusen år gammelt, hadde temperaturen sunket til noen tusen grader, og elektronene ble fanget inn av atomkjernene og dannet atomer: hydrogenatomer, heliumatomer og små mengder litiumatomer. Strålingen ble tilsvarende kaldere, og fikk dermed lengre bølgelengde. Gamma- og røntgenstråling ble etter en million år til synlig lys. I dag er strålingen kortbølget radiostråling, mikrobølgestråling. Den tilsvarer den strålingen som kommer fra et legeme med en temperatur på knapt 3 grader over det absolutte nullpunkt.
Big bang-modellen forutsier altså to spesifikke fenomener: en spesiell fordeling av de lette grunnstoffene (alle de tyngre stoffene er dannet senere i stjerner) og eksistensen av mikrobølgestråling fra alle retninger i rommet. Observasjoner har med stor grad av nøyaktighet bekreftet begge disse forutsigelsene.
Selv om teorien om et big bang i dag står meget sterkt, gjenstår en del problemer. De fleste av disse ser ut til å kunne løses ved hypotesen om en tidlig, kolossal oppblåsning av hele universet (inflasjonshypotesen, se inflasjonskosmologi). Man har i de senere år prøvd å nærme seg tidspunktet null; starten på det hele. Densiteten og temperaturen øker da til ufattelige verdier, men allikevel kan forholdene beskrives, om enn meget usikkert, med moderne fysikk. Helt tilbake til startøyeblikket er det ikke mulig å komme. Einsteins generelle relativitetsteori som det hele bygger på, er ikke lenger gyldig under slike ekstreme densiteter. Skal vi ha håp om å forstå tilblivelsesøyeblikket, må vi ha en gyldig kvanteteori for gravitasjon. Det har vi ikke ennå.
