|
Out
Out
==Khái quát==
===Tiến trình Vụ Nổ Lớn===
Khi ấy, chúng ta quay ngược thời gian của sự giãn nở Vũ trụ sử dụng [[thuyết tương đối rộng|thuyết tương đối tổng quát]] sẽ thu được một trạng thái mật độ và nhiệt độ có giá trị vô hạn ở thời gian hữu hạn trong quá khứ.<ref>
{{chú thích sách
|last=Hawking |first=S.W.
|last2=Ellis |first2=G.F.R.
|year=1973
|title=The Large-Scale Structure of Space-Time
|publisher=Cambridge University Press
|isbn=0-521-20016-4
}}</ref> [[Điểm kì dị không-thời gian]] này chính là dấu hiệu vượt ngoài phạm vi tiên đoán của thuyết tương đối tổng quát. Chúng ta có thể ngoại suy nhằm nghiên cứu điểm kỳ dị nhưng không thể gần đến lúc kết thúc [[kỷ nguyên Planck]]. Điểm kì dị trước kỷ nguyên Planck gọi là "Vụ Nổ Lớn",<ref>{{chú thích sách
|first=M. |last=Roos
|chapter=Expansion of the Universe – Standard Big Bang Model
|quote=This singularity is termed the ''Big Bang''.
|title=Astronomy and Astrophysics
|editor1-first=O. |editor1-last=Engvold
|editor2-first=R. |editor2-last=Stabell
|editor3-first=B. |editor3-last=Czerny
|editor4-first=J. |editor4-last=Lattanzio
|series=Encyclopedia of Life Support Systems
|publisher=EOLSS publishers
|year=2008
|arxiv=0802.2005
}}</ref> nhưng thuật ngữ cũng có thể nhắc đến thời điểm sớm hơn một chút, khi vũ trụ là điểm cực nóng và đậm đặc,<ref>{{chú thích sách
|first=W.B. |last=Drees
|title=Beyond the big bang: quantum cosmologies and God
|year=1990
|publisher=Open Court Publishing
|isbn=978-0-8126-9118-4
|url=https://books.google.nl/books?id=N3mHJlxA3PcC&pg=PA223
|pages=223–224
}}</ref>{{#tag:ref|Chưa có sự thống nhất về pha Vụ Nổ Lớn kéo dài bao lâu. Đối với một vài tác giả họ chỉ coi đây là kì dị khởi phát trong thời gian ngắn, đối với tác giả khác họ lại xét đến cả toàn bộ lịch sử vũ trụ. Thông thường, khoảng thời gian ít nhất vài phút (trong thời gian tổng hợp heli) được coi là "thời gian diễn ra Vụ Nổ Lớn".<ref name="Weinberg-1993">{{chú thích sách
|title=The First Three Minutes: A Modern View Of The Origin Of The Universe
|author-link=Steven Weinberg
|first=S. |last=Weinberg
|year=1993
|publisher=Basic Books
|page={{page needed|date=April 2012}}
|isbn=0-465-02437-8
}}</ref> (xem thêm [[tổng hợp hạt nhân Big Bang]])|group="ct"}} và có thể xem là "khởi sinh" của Vũ trụ. Dựa trên quan trắc siêu tân tinh loại Ia về sự giãn nở không thời gian, đo lường về những thăng giáng nhỏ trong bức xạ nền vi sóng và đo về hàm tương quan của các thiên hà, các nhà vật lý tính được vũ trụ có tuổi 13,772 ± 0,059 tỷ năm.<ref name="arXiv5225" /> Sự phù hợp về độ tuổi tính theo ba phương pháp đo lường độc lập này ủng hộ một cách thuyết phục mô hình ΛCDM mô tả chi tiết về thành phần vật chất trong vũ trụ. Tháng 3 năm 2013 dữ liệu mới thu được từ tàu Planck cho kết quả tuổi vũ trụ 13,798 ± 0,037 tỷ năm.<ref>{{chú thích web
|title = Planck reveals an almost perfect universe
|url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Planck/Planck_reveals_an_almost_perfect_Universe
|work = Planck
|publisher = [[Cơ quan vũ trụ châu Âu|ESA]]
|date = ngày 21 tháng 3 năm 2013 |accessdate = ngày 21 tháng 3 năm 2013}}
</ref>
{{Multiple image |direction=vertical |align=left |width=200|image1=XDF-scale.jpg|image2=Constellation Fornax, EXtreme Deep Field.jpg |image3=XDF-separated.jpg|caption1=So sánh kích thước ảnh chụp ''[[Ảnh trường cực sâu Hubble|XDF]]'' bởi Hubble (hình vuông nhỏ) so với ảnh [[Mặt Trăng]] - bức ảnh chứa vài nghìn [[thiên hà]], mỗi thiên hà chứa hàng chục tỷ [[sao]], trong vùng nhỏ của vũ trụ. |caption2=Ảnh ''[[Ảnh trường cực sâu Hubble|XDF]]'' (2012) - mỗi điểm sáng tương ứng với một thiên hà - một số có tuổi vào cỡ 13,2 tỷ năm<ref name="Space-20120925">{{chú thích web |last=Moskowitz |first=Clara |title=Hubble Telescope Reveals Farthest View Into Universe Ever|url=https://www.space.com/17755-farthest-universe-view-hubble-space-telescope.html|date=ngày 25 tháng 9 năm 2012 |publisher=Space.com |accessdate=ngày 26 tháng 9 năm 2012}}</ref> - người ta ước tính có khoảng 200 tỷ thiên hà trong vũ trụ quan sát được. |caption3=Bức ảnh ''[[Ảnh trường cực sâu Hubble|XDF]]'' vẽ sự phân bố khoảng cách đến các thiên hà - đa phần có độ tuổi từ 5 tới 9 tỷ năm trước - các tiền thiên hà và những ngôi sao già nhất có tuổi trên 9 tỷ năm. ('''chú ý''': do sự giãn nở của vũ trụ, khoảng cách đến các thiên hà này không phải là 9 tỷ năm ánh sáng) |header=''Ảnh trường cực sâu Hubble (XDF)'' }}
Có rất nhiều ước đoán và mô hình về pha sớm nhất của Vụ Nổ Lớn. Trong những mô hình phổ biến nhất vũ trụ ban đầu được choán đầy bởi vật chất, năng lượng phân bố đồng nhất và đẳng hướng với mật độ năng lượng cực lớn cũng như [[áp suất]] và [[nhiệt độ]] rất cao, sau đó điểm kì dị này nhanh chóng giãn nở và lạnh đi. Sự giãn nở là ở bản chất của [[không gian]] giãn nở, chứ không phải là vật chất và năng lượng "nở ra" vào một không gian cố định trước đó. Khoảng xấp xỉ thời điểm 10<sup>−36</sup> giây trong giai đoạn giãn nở, một sự chuyển pha là nguyên nhân gây ra sự giãn nở lạm phát của vũ trụ, khi thể tích của vũ trụ mở rộng tăng theo [[hàm mũ]] diễn ra trong khoảng thời gian rất ngắn đến thời điểm giữa 10<sup>−33</sup> và 10<sup>−32</sup> giây.<ref name="guth"/> Sự giãn nở này, do [[Alan Guth]] đề xuất, nguyên nhân là do có một "hằng số vũ trụ học" giá trị lớn và dương làm giãn nở không gian, nhưng sau giai đoạn lạm phát hằng số này lại biến mất.<ref name="guth">
{{chú thích sách
|last=Guth |first=A.H.
|year=1998
|title=The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins
|publisher=Vintage Books
|isbn=978-0-09-995950-2
}}</ref><ref name="Schutz338">Schutz, Bernard (2009), tr 367</ref> Sau giai đoạn lạm phát, kích thước vũ trụ đã tăng lên gấp 10<sup>30</sup> so với kích thước ban đầu.<ref name="Planck toolkit1">{{chú thích web |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Planck/The_cosmic_microwave_background_and_inflation |title=The cosmic microwave background and inflation |publisher=ESA |author=Planck collaborations |date=ngày 21 tháng 3 năm 2012 |accessdate=ngày 22 tháng 3 năm 2012}}</ref> Khi giai đoạn lạm phát kết thúc, vũ trụ lúc này chứa pha vật chất [[plasma quark–gluon]], cũng như các [[hạt cơ bản]] khác.<ref>
{{Chú thích tạp chí
|last=Schewe |first=P.
|year=2005
|title=An Ocean of Quarks
|url=<!-- http://www.aip.org/pnu/2005/split/728-1.html -->https://www.phenix.bnl.gov/WWW/lists/phenix-news-l/msg01619.html
|journal=Physics News Update
|publisher=American Institute of Physics
|volume=728 |issue=1
|ref=harv
}}</ref> Lý thuyết lạm phát không những giải thích sự đồng nhất và đẳng hướng của không gian mà còn ở những thăng giáng nhỏ trong nhiệt độ của CMB.<ref name="Schutz338"/> Nhiệt độ lúc này vẫn rất cao do vậy chuyển động ngẫu nhiên của các hạt là chuyển động với vận tốc [[thuyết tương đối hẹp|tương đối tính]], và sự sinh các cặp hạt - phản hạt liên tục tạo ra và hủy các cặp hạt này trong các va chạm. Ở một thời điểm chưa được biết chính xác, các nhà vật lý đề xuất tồn tại một pha gọi là "nguồn gốc phát sinh baryon" (baryongenesis) trong đó các phản ứng giữa vật chất và phản chất có sự vi phạm định luật bảo toàn số [[baryon]], dẫn đến sự hình thành một lượng dư thừa rất nhỏ các hạt [[quark]] và [[lepton]] so với lượng phản quark và phản lepton— với tỷ lệ khoảng một hạt vật chất dư ra trên 30 triệu phản ứng. Kết quả này dẫn đến sự vượt trội về [[vật chất]] so với [[phản vật chất]] trong vũ trụ ngày nay.<ref name="kolb_c6">Kolb and Turner (1988), chapter 6</ref>
Vũ trụ tiếp tục giảm nhiệt độ và mật độ, hay động năng của các hạt tiếp tục giảm (những sự giảm này là do không thời gian tiếp tục giãn nở). Hiện tượng phá vỡ đối xứng ở giai đoạn chuyển pha đưa đến hình thành riêng rẽ các [[tương tác cơ bản]] của vật lý và những tham số của các [[hạt sơ cấp]] mà chúng có như ngày nay.<ref name="kolb_c7">Kolb and Turner (1988), chapter 7</ref> Sau khoảng 10<sup>−11</sup> giây, chỉ còn ít tính chất của tiến trình vụ nổ mang tính ước đoán, do năng lượng của các hạt giảm xuống giá trị mà các nhà vật lý hạt có thể đánh giá và đo được trong các thí nghiệm trên máy gia tốc. Đến 10<sup>−6</sup> giây, hạt quark và gluon kết hợp lại thành [[baryon]] như proton và neutron. Một lượng dư thừa quark so với phản quark dẫn đến hình thành lượng baryon vượt trội so với phản baryon. Nhiệt độ lúc này không đủ cao để phản ứng sinh cặp proton–phản proton xảy ra (và tương tự cho sinh cặp neutron–phản neutron), do vậy sự hủy khối lượng ngay lập tức xảy ra để lại đúng 1 hạt trong 10<sup>10</sup> hạt proton và neutron, và không hạt nào có phản hạt của chúng. Một quá trình tương tự diễn ra khoảng 1 giây cho cặp hạt electron và positron. Sau quá trình hủy cặp hạt-phản hạt, vũ trụ chỉ còn lại các proton, neutron và electron và những hạt này không còn chuyển động với vận tốc tương đối tính nữa và mật độ năng lượng của Vũ trụ chứa chủ yếu [[photon]] (với một lượng nhỏ là đóng góp của [[neutrino]]).<ref name="peacock_c9">Peacock (1999), chapter 1-9</ref>
Một vài phút sau sự giãn nở, khi nhiệt độ lúc này giảm xuống 1 tỷ (10<sup>9</sup>; SI) [[kelvin]] và mật độ tương đương với mật độ không khí, lúc này hạt neutron kết hợp với proton để hình thành lên hạt nhân [[deuteri]] và [[heli]] trong quá trình gọi là [[phản ứng tổng hợp hạt nhân Vụ Nổ Lớn]].<ref name="kolb_c4"/> Hầu hết những proton không tham gia phản ứng kết hợp trở thành proton tự do và chính là hạt nhân của [[nguyên tử]] [[hiđrô]]. Vũ trụ tiếp tục lạnh đi, mật độ năng lượng và khối lượng nghỉ của vật chất trở lên lấn át về lực hấp dẫn so với bức xạ photon. Sau khoảng 379.000 năm, nhiệt độ vũ trụ lúc này khoảng 3.000 K<ref name="Planck toolkit">{{chú thích web |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Planck/Planck_and_the_cosmic_microwave_background |title=Planck and the cosmic microwave background |publisher=ESA |author=Planck collaboration |date=ngày 21 tháng 3 năm 2012 |accessdate=ngày 22 tháng 3 năm 2012}}</ref> electron và hạt nhân bắt đầu kết hợp lại với nhau tạo nên nguyên tử (chủ yếu là hiđrô); và bức xạ photon không tương tác với electron tự do, nó không còn bị cản trở bởi plasma và lan truyền tự do trong không gian. Bức xạ tàn dư này chính là [[bức xạ phông vi sóng vũ trụ]].<ref name=autogenerated5>Peacock (1999), chapter 9</ref>
Trong thời gian dài, những vùng có mật độ vật chất tập trung hơi lớn hơn so với sự phân bố đồng đều của vật chất sẽ dần dần tạo ảnh hưởng lực hút hấp dẫn lên vật chất bên cạnh, và kết quả hình thành những vùng có mật độ tập trung vật chất lớn, hình thành lên các đám mây khí, [[sao]], thiên hà, và những cấu trúc lớn khác trong vũ trụ quan sát được ngày nay. Chi tiết về quá trình này phụ thuộc vào lượng và kiểu vật chất trong vũ trụ. Có bốn loại vật chất mà các nhà vật lý đưa ra là [[vật chất tối lạnh]], [[vật chất tối|vật chất tối ấm]], [[vật chất tối|vật chất tối nóng]], và [[baryon|vật chất baryon]]. Những kết quả khảo sát chính xác nhất (từ [[WMAP]] và tàu Planck) cho thấy dữ liệu phù hợp với giá trị của [[mô hình Lambda-CDM]] ở đây mô hình dựa trên vật chất tối lạnh (vật chất tối nóng bị loại trừ bởi pha tái sinh ion<ref name="WMAP2003Spergel">
{{Chú thích tạp chí
| last1 = Spergel | first1 = D. N.
| year = 2003
| title = First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: determination of cosmological parameters
| journal = Astrophysical Journal Supplement
| volume = 148 | issue = 1 | page = 175
| arxiv = astro-ph/0302209
| doi = 10.1086/377226
| bibcode=2003ApJS..148..175S
| display-authors = 1
| last2 = Verde
| first2 = L.
| last3 = Peiris
| first3 = H. V.
| last4 = Komatsu
| first4 = E.
| last5 = Nolta
| first5 = M. R.
| last6 = Bennett
| first6 = C. L.
| last7 = Halpern
| first7 = M.
| last8 = Hinshaw
| first8 = G.
| last9 = Jarosik
| first9 = N.
}}</ref>), và ước lượng chiếm khoảng 23% (WMAP) và mới nhất 26,8% (Planck) của tổng năng lượng/vật chất, trong khi vật chất baryon chiếm 4.9%.<ref name="wmap7year">{{Chú thích tạp chí
| last=Jarosik |first=N.
| coauthors=''et.al.'' (WMAP Collaboration)
| year=
| title=Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results
| url=https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/pub_papers/sevenyear/basic_results/wmap_7yr_basic_results.pdf
| page=39, Table 8
| publisher=NASA/Goddard Space Flight Center
| accessdate=ngày 4 tháng 12 năm 2010
}}</ref><ref name="planck_overview">{{Chú thích tạp chí |url=<!-- http://www.sciops.esa.int/SA/PLANCK/docs/Planck_2013_results_01.pdf -->https://arxiv.org/pdf/1303.5062v1.pdf |title=Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results |journal=Astronomy & Astrophysics ''(submitted)'' |first1=P. A. R. |last1=Ade |first2=N. |last2=Aghanim |first3=C. |last3=Armitage-Caplan |last4=''et al''. (Planck Collaboration) |date=ngày 20 tháng 3 năm 2013 |arxiv=1303.5062}}</ref> Trong "mô hình mở rộng" bao gồm vật chất tối nóng trong dạng của [[neutrino]], thì nếu "mật độ baryon vật lý" Ω<sub>b</sub>h<sup>2</sup> được ước lượng bằng 0,023 (giá trị này khác với giá trị 'mật độ baryon' Ω<sub>b</sub> biểu diễn theo tỷ lệ mật độ tổng vật chất/năng lượng, mà giá trị WMAP đo được 0,046), và tương ứng mật độ vật chất tối lạnh Ω<sub>c</sub>h<sup>2</sup> vào khoảng 0,11, thì mật độ neutrino tương ứng Ω<sub>v</sub>h<sup>2</sup> ước lượng nhỏ hơn 0,0062.<ref name="wmap7year" />
Những số liệu quan sát độc lập từ các vụ nổ [[siêu tân tinh loại Ia]] và [[bức xạ phông vi sóng vũ trụ|CMB]] cho thấy ngày nay Vũ trụ bị thống trị bởi dạng năng lượng bí ẩn gọi là [[năng lượng tối]], và dường như chúng thấm vào mọi vùng không thời gian và như một dạng áp suất âm, đẩy mọi thứ ra xa. Quan sát mới nhất cho kết quả năng lượng tối chiếm 68,3%<ref name="planck_overview"/> tổng mật độ năng lượng trong vũ trụ quan sát được ngày nay. Khi vũ trụ còn sơ khai, có thể nó đã chứa năng lượng tối, nhưng do thể tích không gian nhỏ hơn và mọi thứ vẫn đang ở gần nhau, lúc này lực hấp dẫn mạnh hơn và hút vật chất về nhau, và dần dần làm chậm lại sự giãn nở của không thời gian. Nhưng sau hàng tỷ năm giãn nở, năng lượng tối lại vượt trội lực hấp dẫn và như miêu tả bởi [[định luật Hubble]] nó đang làm sự giãn nở của không thời gian tăng tốc. Trong [[mô hình Lambda-CDM|mô hình vũ trụ học Lambda-CDM]], năng lượng tối thể hiện ở dạng đơn giản nhất thông qua [[hằng số vũ trụ|hằng số vũ trụ học]] Λ xuất hiện trong [[phương trình trường Einstein]] của [[thuyết tương đối rộng]], nhưng bản chất và cơ chế hoạt động của hằng số này vẫn còn là câu hỏi lớn, và nói chung, chi tiết của phương trình trạng thái vũ trụ học và mối liên hệ với [[Mô hình chuẩn]] của vật lý hạt vẫn còn đang được khảo sát trên lĩnh vực quan sát thực nghiệm và lý thuyết.<ref name="peebles" />
Tất cả quá trình tiến hóa của vũ trụ sau [[lạm phát (vũ trụ học)|kỷ nguyên lạm phát]] được mô hình hóa và miêu tả bằng toán học khá phức tạp trong mô hình ΛCDM của vũ trụ học, dựa trên hai khuôn khổ lý thuyết đó là [[cơ học lượng tử]] và thuyết tương đối tổng quát của Albert Einstein. Như chú ý ở trên, chưa có mô hình lý thuyết nào miêu tả được đặc điểm vũ trụ trước đó 10<sup>−15</sup> giây khi hình thành. Các nhà vật lý cần lý thuyết [[hấp dẫn lượng tử]] thống nhất hai khuôn khổ lý thuyết hiện đại để có thể vượt qua trở ngại này. Hiểu được giai đoạn sớm nhất trong lịch sử vũ trụ hiện tại là một trong những vấn đề lớn nhất chưa giải quyết được của vật lý học.<ref name="open question">{{chú thích web |url=http://math.ucr.edu/home/baez/physics/General/open_questions.html |title=Open Questions in Physics |publisher=University of California, Riverside |author=John Baez |date=2012 |accessdate=2012-10-12}}</ref>
===Các tiên đề cơ sở===
[[Tập tin:8 Observable Universe (ELitU).png|phải|nhỏ|300px|Trên cấu trúc lớn, Vũ trụ nhìn gần như đồng nhất và đẳng hướng (minh họa).]]
Lý thuyết Vụ Nổ Lớn có hai tiên đề cơ sở: tính phổ quát của các [[định luật vật lý]] và [[nguyên lý vũ trụ học]]. Nguyên lý vũ trụ học phát biểu rằng trên cấp vĩ mô Vũ trụ là [[không gian đồng nhất|đồng nhất]] và [[đẳng hướng]].<ref>Schutz, Bernard; tr 338</ref>
Những ý tưởng này ban đầu chỉ là giả thuyết, nhưng ngày nay các nhà vật lý đang có nỗ lực nhằm kiểm nghiệm hai tiên đề này. Ví dụ, họ kiểm tra giả thuyết về tính phổ quát của vũ trụ bằng cách nghiên cứu xem [[hằng số cấu trúc tinh tế]] có thay đổi theo [[tuổi của vũ trụ]] với độ chính xác 10<sup>−5</sup> hoặc tỉ số khối lượng proton trên electron có thay đổi ở những nơi khác trong vũ trụ hay không.<ref>
{{Chú thích tạp chí
| last=Ivanchik | first=A.V.
| year=1999
| title=The Fine-Structure Constant: A New Observational Limit on Its Cosmological Variation and Some Theoretical Consequences
| journal=Astronomy and Astrophysics
| volume=343 |page=459
| bibcode=1999A&A...343..439I
| ref=harv
|arxiv = astro-ph/9810166
| last2=Potekhin
| first2=A. Y.
| last3=Varshalovich
| first3=D. A. }}</ref> Hơn nữa, [[thuyết tương đối rộng|thuyết tương đối tổng quát]] đã trải qua những thí nghiệm kiểm tra rất chặt chẽ trong phạm vi Hệ Mặt Trời cũng như ở các [[sao xung]] hay [[lỗ đen]].<ref group="ct">Thông tin chi tiết và tham khảo về các thí nghiệm kiểm tra thuyết tương đối rộng xem ở bài [[kiểm nghiệm thuyết tương đối rộng]].</ref>
Nếu cấu trúc lớn của Vũ trụ hiện lên đẳng hướng khi quan sát từ Trái Đất, nguyên lý vũ trụ học có phiên bản đơn giản hơn đó là [[nguyên lý Copernicus]], phát biểu rằng không có điểm và hướng ưu tiên đặc biệt nào. Tính đồng nhất có nghĩa là vật chất và năng lượng phân bố hầu như đồng đều trên khoảng cách lớn trong vũ trụ. Đối với tính đẳng hướng và đồng nhất, nguyên lý vũ trụ học đã được xác nhận với độ chính xác cỡ 10<sup>−6</sup> đối với thăng giáng nhiệt độ trong quan sát CMB.<ref name="Planck toolkit"/><ref>
{{Chú thích tạp chí
|last=Goodman |first=J.
|year=1995
|title=Geocentrism Reexamined
|journal=Physical Review D
|volume=52 |issue=4 |page=1821
|doi=10.1103/PhysRevD.52.1821
|ref=harv
|arxiv = astro-ph/9506068 |bibcode = 1995PhRvD..52.1821G }}</ref>{{#tag:ref|Trong CMB cũng bị ảnh hưởng bởi sự phi đẳng hướng do chuyền động của hệ Mặt Trời cũng như của thiên hà Ngân Hà với mức 0,1%. Ngoài ra dữ liệu mới nhất từ tàu Planck cho thấy vũ trụ là đồng nhất và đẳng hướng trên một phạm vi lớn nhất định, còn trên khoảng cách cực lớn, dường như có sự phi đẳng hướng.<ref name="Planck toolkit"/>|group="ct"}}
===Mêtric FLRW===
{{chính|Mêtric Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker|Mở rộng metric của không gian}}
[[Tập tin:Closed Friedmann universe zero Lambda.ogg|phải|nhỏ|Mô hình không gian giãn nở sau đó co lại, khiến các thiên hà chuyển rời ra xa lẫn nhau.]]
Thuyết tương đối rộng miêu tả không thời gian bằng [[tenxơ mêtric]], cho phép xác định khoảng cách, thời gian giữa hai điểm trong không thời gian. Những điểm này, tương ứng là các ngôi sao, thiên hà hoặc những thiên thể khác, được gắn bởi một tọa độ trong hệ tọa độ không thời gian. Nguyên lý vũ trụ học cho kết quả là mêtric sẽ đồng nhất và đẳng hướng trên thang vĩ mô, và mêtric này được miêu tả duy nhất bằng mêtric Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker (mêtric FLRW). Trong mêtric chứa một hệ số tỷ lệ (scale factor) a(t) miêu tả sự biến đổi kích thước không gian theo thời gian. Sự biến đổi này cho phép các nhà vật lý lựa chọn một hệ tọa độ phù hợp gọi là tọa độ đồng chuyển động. Trong hệ tọa độ này, các trục tọa độ không gian giãn nở cùng với Vũ trụ, mà mọi thiên thể như đang chuyển động do sự giãn nở của không gian nhưng vẫn có giá trị cố định theo các trục tọa độ. Như vậy không gian vũ trụ có tính động lực, nó giãn nở hay co lại (chứ không phải các thiên hà đang lùi ra xa trong một không gian bất biến.) Trong khi ''khoảng cách'' biểu diễn trong hệ tọa độ ''đồng chuyển động'' là không đổi giữa hai thiên hà, thì khoảng cách ''vật lý'' thực tế giữa chúng lại giãn nở tăng lên tỷ lệ với hệ số a(t) trong Vũ trụ.<ref>
{{chú thích sách
|last=d'Inverno |first=R.
|year=1992
|chapter=Chapter 23
|title=Introducing Einstein's Relativity
|publisher=Oxford University Press
|isbn=0-19-859686-3
}}</ref>
Vụ Nổ Lớn không phải là hiện tượng nổ vật chất bắn ra xa và lấp đầy không gian trống rỗng có từ trước. Thay vì vậy, [[mêtric giãn nở của không gian|không gian tự nó giãn nở]] ở khắp nơi theo thời gian và khoảng cách vật lý thực tăng lên giữa hai điểm đồng chuyển động. Bởi vì mêtric FLRW dựa trên sự phân bố đồng đều của vật chất và năng lượng, nó chỉ áp dụng cho Vũ trụ trên khoảng cách vĩ mô (trên 100 [[parsec|Mpc]])<ref name="Schutz Ch12"/>—sự tập trung cục bộ của vật chất như hệ hành tinh, thiên hà thậm chí nhóm thiên hà liên kết bởi trường hấp dẫn không bị ảnh hưởng bởi sự giãn nở trên khoảng cách lớn của không gian. Các thiên hà gần tiến về nhau hoặc lùi ra xa chủ yếu là do tương tác hấp dẫn giữa chúng, và hầu như không bị ảnh hưởng bởi hằng số vũ trụ học.<ref name="Schutz Ch12">Schutz, Bernard; Ch 12, Cosmology</ref>
===Chân trời===
{{chính|Chân trời vũ trụ học}}
Một đặc điểm quan trọng của không thời gian Vụ Nổ Lớn đó là sự có mặt của [[chân trời hạt|chân trời]]. Do Vũ trụ chỉ có tuổi hữu hạn, và ánh sáng có tốc độ hữu hạn, có những sự kiện trong quá khứ mà ánh sáng không đủ thời gian để đến được chúng ta. Điều này đặt ra giới hạn hoặc có một ''chân trời quá khứ'' về những thiên thể ở xa nhất mà có thể quan sát được. Ngược lại, bởi vì không gian đang giãn nở, các vật thể càng ở xa thì lùi càng xa hơn, và ánh sáng phát ra từ [[hành tinh]] chúng ta có thể không bao giờ "đến được" những vật thể ở rất xa này. Đây là định nghĩa cho ''chân trời tương lai'', nó đặt ra giới hạn cho những sự kiện trong tương lai mà chúng ta có thể ảnh hưởng đến được. Ảnh hưởng cụ thể của từng loại chân trời phụ thuộc chi tiết vào mêtric FLRW miêu tả Vũ trụ của chúng ta. Sự hiểu biết của chúng ta về Vũ trụ quay ngược lại thời gian sơ khai [[Vụ Nổ Lớn#Vấn đề chân trời|gợi ra]] có một chân trời quá khứ, mặc dù trong thiên văn khả năng quan sát của chúng ta còn bị giới hạn bởi độ mờ đục do vật chất quá đậm đặc lúc Vũ trụ còn trẻ. Vì vậy chúng ta không thể nhìn xa hơn về quá khứ, cũng như chân trời này lùi ra xa trong không gian. Nếu sự giãn nở của không gian Vũ trụ tiếp tục [[Mở rộng gia tăng của vũ trụ|gia tốc]], sẽ có một chân trời tương lai.<ref name="kolb_c3">Kolb and Turner (1988), ch 3</ref>
==Lịch sử==
| 