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. Ifølge den generelle relativitetsteorien startet universets ekspansjon 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.
I løpet av årene årene etter 1980 er det utviklet et mer nyansert bilde av universets startøyeblikk. I denne sammenhengen er to poenger av stor betydning. Det første er at relativitetsteorien har begrenset gyldighetsområde. Den er en såkalt klassisk (ikke kvantemekanisk) teori og kan ikke beskrive kvanteeffekter som trolig har eksistert i det aller første øyeblikket av universets historie. Grensen for relativitetsteorien finnes ved plancktiden, tP = 5,4·10-44s. Mange astronomer gjetter på at det eksisterte en form for kvantefluktuasjoner av selve rommet før plancktiden, en kaotisk tilstand der tid og rom slik vi oppfatter disse begrepene, ikke eksisterte.
Det andre poenget er at ifølge kvanteteorien kan det ikke eksistere noe område helt tomt for energi. Selv om vi har perfekt utstyr til å fjerne alle former for materie ståling og felter, vil det være igjen en form for vakuumenergi som ikke kan fjernes. Ved å bruke relativitetsteorien kan man vise matematisk at dersom det ikke er mulig å måle fart i forhold til vakuumenegien, så vil den forårsake frastøtende gravitasjon.
Den foretrukne modellen for hva som skjedde i det første øyeblikket av universets historie er nå den følgende: Ved et eller annet tidspunkt mellom plancktiden og det såkalte Grand Unified Theory tidspunktet (GUT-tiden) 10-35s har universet gått inn i en tilstand dominert av vakuumenergi med ufattelig stor energitetthet. Den frastøtende gravitasjonen til vakuumenergien forårsaket en gigantisk kosmisk eksplosjon. Denne ekstremt tidlige perioden kalles inflasjonsperioden og varte bare i 10-33s (se inflasjonskosmologi). Big Bang kan være denne vakuumekesplosjonen. Universets nåværende ekspansjon er restene etter denne voldsomme eksplosjonen.
Ved slutten av inflasjonsperioden førte kvantemekaniske prosesser til at vakuumenergien gikk over til stråling og elementærpartikler.
Rett etter inflasjonsperioden var universet 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. Jakten på en forklaring av hvordan denne overvekten har oppstått er fortsatt et aktivt forskningsområde. (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). Disse kjerneprosessene varte i omtrent et kvarter og kalles den kosmiske nukleosyntesen. Da ble de første atomkjernen (tyngre enn hydrogenets) dannet. 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 omtrent 3000 grader, og elektronene ble fanget inn av atomkjernene og dannet atomer: hydrogenatomer, heliumatomer og små mengder litiumatomer. De første atomene ble altså dannet omtrent 400 tusen år etter Big Bang. 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.
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. Som nevnt er ikke Einsteins generelle relativitetsteori lenger gyldig under slike ekstreme betingelser. Skal vi ha håp om å forstå tilblivelsesøyeblikket, må vi ha en gyldig kvanteteori for gravitasjon. Det har vi ikke ennå.
