|
Out
Out
==Bằng chứng thực nghiệm==
{{Quote box
| quote = "[The] big bang picture is too firmly grounded in data from every area to be proved invalid in its general features."
| source = Lawrence Krauss<ref>Lawrence Krauss (2012), ''A Universe From Nothing: Why there is Something Rather than Nothing'', Free Press, New York. p. 118. 978-1-4516-2445-8. </ref>
| width = 27%
| align = right
| style = padding:8px;
}}
Những chứng cứ quan sát sớm nhất và trực tiếp nhất đó là [[định luật Hubble|sự giãn nở không gian]] do Hubble phát hiện trong dữ liệu [[dịch chuyển đỏ]] các thiên hà, những đo lường chi tiết về [[bức xạ phông vi sóng vũ trụ]], sự có mặt của các nguyên tố nhẹ nguyên thủy rạo ra bởi [[tổng hợp hạt nhân Vụ Nổ Lớn]], sự hình thành [[cấu trúc lớn của vũ trụ]]<ref name="Planck toolkit2">{{chú thích web
|title=History of cosmic structure formation
|url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Planck/History_of_cosmic_structure_formation
|work=Planck collaboration
|accessdate=ngày 22 tháng 3 năm 2013
|publisher=ESA
|date=ngày 21 tháng 3 năm 2013
}}</ref> và [[sự hình thành và tiến hóa của thiên hà]]<ref>
{{Chú thích tạp chí
|last=Gladders |first=M.D.
|year=2007
|title=Cosmological Constraints from the Red-Sequence Cluster Survey
|journal=The Astrophysical Journal
|volume=655 |issue=1 |pages=128–134
|bibcode=2007ApJ...655..128G
|doi=10.1086/509909
|ref=harv
|arxiv = astro-ph/0603588
|display-authors=1
|last2=Yee
|first2=H. K. C.
|last3=Majumdar
|first3=Subhabrata
|last4=Barrientos
|first4=L. Felipe
|last5=Hoekstra
|first5=Henk
|last6=Hall
|first6=Patrick B.
|last7=Infante
|first7=Leopoldo }}</ref> được tiên đoán bởi ảnh hưởng của lực hấp dẫn trong mô hình chuẩn vũ trụ học. Những bằng chứng quan sát này đôi khi được gọi là ''"bốn trụ cột của lý thuyết Vụ Nổ Lớn"''.<ref>{{chú thích web
|title=The Four Pillars of the Standard Cosmology
|first=Cambridge |last=Relativity
|url=http://www.damtp.cam.ac.uk/research/gr/public/bb_pillars.html
|work=Relativity & Gravitation Group at University Cambridge
|accessdate=2012-10-12
|publisher=University Cambridge
}}</ref>
Mô hình hiện đại chính xác về Vụ Nổ Lớn lôi cuốn từ nhiều hiện tượng vật lý kì lạ mà chưa từng được quan sát trong phòng thí nghiệm trên Trái Đất hay được mô tả bởi [[Mô hình chuẩn]] của [[vật lý hạt]]. Trong số những đặc điểm này, [[vật chất tối]] hiện đang là lĩnh vực nghiên cứu khảo sát năng động trong các phòng thí nghiệm.<ref>{{chú thích web
|title=Direct Searches for Dark Matter
|first=B. |last=Sadoulet
|url=http://www8.nationalacademies.org/astro2010/DetailFileDisplay.aspx?id=225
|work=Astro2010: The Astronomy and Astrophysics Decadal Survey
|accessdate=ngày 12 tháng 3 năm 2012
|publisher=The National Academies
}}</ref> Những vấn đề khác như vấn đề tích tụ vật chất tối ở quầng thiên hà (cuspy halo problem) hay vấn đề thiên hà lùn liên hệ với vật chất tối lạnh. [[Năng lượng tối]] cũng là chủ đề được nhiều nhà khoa học quan tâm, nhưng người ta vẫn chưa biết liệu có thể phát hiện được trực tiếp năng lượng tối hay không.<ref>{{chú thích web
|title=For a Comprehensive Space-Based Dark Energy Mission
|first=R. |last=Cahn
|url=http://www8.nationalacademies.org/astro2010/DetailFileDisplay.aspx?id=243
|work=Astro2010: The Astronomy and Astrophysics Decadal Survey
|accessdate=ngày 12 tháng 3 năm 2012
|publisher=The National Academies
}}</ref> Giai đoạn lạm phát vũ trụ và nguồn gốc phát sinh baryon vẫn còn nhiều đặc điểm phỏng đoán và giả thuyết trong mô hình Vụ Nổ Lớn.<ref group="ct">Nếu pha lạm phát là đúng, quá trình sản sinh baryon phải xảy ra, nhưng ngược lại thì chưa chắc đã đúng.</ref> Những nghiên cứu nhằm giải thích định lượng cho những hiện tượng này vẫn đang được các nhà vật lý tìm kiếm. Chúng cũng nằm trong danh sách những vấn đề chưa giải được của vật lý học.
===Định luật Hubble và sự giãn nở của không gian===
{{chính|Định luật Hubble|Mở rộng metric của không gian}}
{{xem thêm|Đo khoảng cách (vũ trụ học)}}
Khi quan sát các thiên hà và [[quasar]] ở xa các nhà thiên văn nhận thấy những thiên thể này có phổ bị dịch chuyển đỏ—sóng điện từ phát ra từ chúng bị dịch chuyển bước sóng. Để nhận ra điều này các nhà thiên văn thu lấy phổ của vật thể và so sánh những dải phổ vạch phát xạ hoặc hấp thụ tương ứng với phổ [[nguyên tử]] của nguyên tố hóa học khi cho ánh sáng truyền qua. Sự dịch chuyển đỏ này có tính đồng nhất và đẳng hướng, phân bố đều đặn theo những thiên thể quan sát trong mọi hướng. Nếu dịch chuyển đỏ được coi như là một kiểu [[Hiệu ứng Doppler|dịch chuyển Doppler]], chúng ta sẽ tính được vận tốc lùi ra xa của thiên thể, và do vậy có thể ước lượng được khoảng cách đến chúng thông qua các chuẩn khoảng cách sẵn có. Khi các nhà khoa học vẽ đồ thị tương quan giữa vận tốc lùi xa và khoảng cách đến các thiên hà họ nhận thấy có một quan hệ tuyến tính hay chính là [[định luật Hubble]]:<ref name="hubble" />
:''v'' = ''H''<sub>0</sub>''D'',
trong đó
* ''v'' [[vận tốc]] lùi ra xa của [[thiên hà]] hoặc những thiên thể ở xa,
* ''D'' là khoảng cách đồng chuyển động đến chúng
* ''H''<sub>0</sub> là [[hằng số Hubble]], mà giá trị hiện tại vào khoảng {{nowrap|67.15 {{±|1,3|1,4}}}} [[kilômét|km]]/[[giây|s]]/[[parsec|Mpc]] từ tàu [[WMAP]].<ref name="wmap7year" />
Có hai cách giải thích cho định luật Hubble. Một là chúng ta đang ở tâm của một vụ nổ đẩy các thiên hà ra xa— mà dường như không phù hợp với nguyên lý Copernicus—hoặc Vũ trụ với không gian đang giãn nở đều ở mọi nơi. Cách giải thích thứ hai được nhà vật lý Alexander Friedmann tìm ra lần đầu tiên nhờ nghiên cứu các hệ quả của thuyết tương đối rộng năm 1922<ref name=af1922 /> và bởi Georges Lemaître năm 1927,<ref name=gl1927 /> trước các kết quả quan sát, phân tích của Hubble năm 1929 trên phương diện thực nghiệm. Hiện tượng không gian giãn nở vẫn là hòn đá tảng của lý thuyết Vụ Nổ Lớn, do các nhà khoa học Friedmann, Lemaître, Robertson, và Walker phát triển và nghiên cứu các tính chất của mêtric giãn nở.
Mô hình đòi hỏi phương trình ''v'' = ''HD'' thỏa mãn mọi lúc, với ''D'' là [[khoảng cách đồng chuyển động]], ''v'' là vận tốc lùi xa, thậm chí ''v'', ''H'', và ''D'' có thể có giá trị biến đổi khi vũ trụ giãn nở (do đó chúng ta viết ''H''<sub>0</sub> nhằm ký hiệu "hằng số" Hubble do chúng ta quan sát ngày nay). Đối với khoảng cách nhỏ hơn kích thước của [[Vũ trụ quan sát được]], dịch chuyể đỏ Hubble có thể coi như dịch chuyển Doppler tương ứng với vận tốc lùi xa ''v''. Tuy nhiên, hiện tượng dịch chuyển đỏ có bản chất khác với cách giải thích cổ điển của hiệu ứng Doppler, mà là ở kết quả của sự giãn nở không gian vũ trụ giữa thời gian ánh sáng phát ra từ thiên thể xa xôi và thời gian nó đến được thiết bị quan sát.<ref name="peacock_c3">Peacock (1999), ch 3</ref>
Mêtric giãn nở của không gian là hệ quả trực tiếp từ bằng chứng thực nghiệm về nguyên lý vũ trụ học và cụ thể hơn nguyên lý Copernicus, mà cùng với định luật Hubble thì không có một cách giải thích nào khác cho sự giãn nở này. Giá trị dịch chuyển đỏ của các thiên thể cho thấy sự đồng nhất và đẳng hướng gần hoàn hảo của không gian vũ trụ,<ref name="hubble" /> và là bằng chứng thực nghiệm ủng hộ cho nguyên lý vũ trụ học rằng khi nhìn theo mọi hướng Vũ trụ giống như nhau, nguyên lý này còn được ủng hộ bởi các bằng chứng khác. Nếu sự dịch chuyển đỏ là kết quả của một vụ nổ tỏa ra từ tâm nào đó thì chúng sẽ không giống nhau khi quan sát ở những hướng khác nhau.<ref name="Schutz, Bernard; Ch 12">Schutz, Bernard; Ch 12</ref>
Kết quả khảo sát về bức xạ phông vi sóng vũ trụ trên động lực của các hệ thiên thể là một bằng chứng thuyết phục khác cho nguyên lý Copernicus, rằng trên cấp vĩ mô của vũ trụ, Trái Đất không phải là trung tâm của vũ trụ.<ref>
{{Chú thích tạp chí
|last=Srianand |first=R.
|last2=Petitjean |first2=P.
|last3=Ledoux |first3=C.
|title=The microwave background temperature at the redshift of 2.33771
|journal=Nature
|volume=408 |issue=6815 |pages=931–935
|arxiv=astro-ph/0012222
|bibcode=2000Natur.408..931S
|doi=10.1038/35050020
|laysource=[[Tổ chức Nghiên cứu vũ trụ châu Âu tại bán cầu Nam|ESO]]
|laydate=December 2000
|laysummary=<!-- http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2000/pr-27-00.html -->https://arxiv.org/abs/astro-ph/0012222
|year=2000
}} [https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0012222.pdf Pdf]</ref> Các nhà khoa học đã chứng minh bức xạ phát ra từ Vụ Nổ Lớn phải ấm hơn tại những thời điểm sớm hơn trong lịch sử vũ trụ. Sự lạnh đi đồng đều của CMB trên hàng tỷ năm chỉ có thể giải thích được nếu Vũ trụ trải qua sự giãn nở không gian, và ngoại trừ khả năng chúng ta ở một trung tâm đặc biệt nào đó của vụ nổ.<ref name="Planck toolkit1"/>
===Bức xạ phông vi sóng vũ trụ===
{{chính|Bức xạ phông vi sóng vũ trụ}}
[[Tập tin:Ilc 9yr moll4096.png|nhỏ|275px|Ảnh sau 9 năm phân tích của dữ liệu từ WMAP về CMB (2012).<ref name=arXiv5225>{{Chú thích tạp chí |last=Bennett |first=C.L. |last2=Larson|first2=L.|last3=Weiland |first3=J.L. |last4=Jarosk |first4= N. |last5=Hinshaw |first5=N.|last6=Odegard|first6=N. |last7=Smith |first7=K.M. |last8=Hill |first8=R.S. |last9=Gold|first9=B.|last10=Halpern |first10=M. |last11=Komatsu |first11=E. |last12=Nolta|first12=M.R.|last13=Page |first13=L. |last14=Spergel |first14=D.N. |last15=Wollack|first15=E.|last16=Dunkley |first16=J. |last17=Kogut |first17=A. |last18=Limon |first18=M.|last19=Meyer|first19=S.S. |last20=Tucker |first20=G.S. |last21=Wright |first21=E.L.|title=Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results|url=https://arxiv.org/abs/1212.5225 |arxiv=1212.5225 |date=ngày 20 tháng 12 năm 2012|accessdate=ngày 22 tháng 12 năm 2012 | doi = 10.1088/0067-0049/208/2/20}}</ref><ref name="Space-20121221">{{chú thích web |last=Gannon |first=Megan |title=New 'Baby Picture' of Universe Unveiled |url=https://www.space.com/19027-universe-baby-picture-wmap.html|date=ngày 21 tháng 12 năm 2012 |publisher=Space.com |accessdate=ngày 21 tháng 12 năm 2012 }}</ref> Bức xạ nền hiện lên gần như đẳng hướng với độ chính xác 1 phần 100.000.<ref>{{chú thích sách |last=Wright |first=E.L. |year=2004 |chapter=Theoretical Overview of Cosmic Microwave Background Anisotropy |editor=W. L. Freedman |title=Measuring and Modeling the Universe |series=Carnegie Observatories Astrophysics Series |publisher=Cambridge University Press |page=291 |isbn=0-521-75576-X |arxiv=astro-ph/0305591 }}</ref>]]
Năm 1964, hai nhà vô tuyến học [[Arno Penzias]] và [[Robert Woodrow Wilson|Robert Wilson]] tình cờ phát hiện ra bức xạ phông vi sóng vũ trụ CMB, một tín hiệu thuộc bước sóng [[vi ba]] đến từ mọi hướng trong không gian.<ref name="penzias" /> Việc phát hiện này mang lại chứng cứ thực nghiệm quan trọng xác nhận những tiên đoán tổng quát về: bức xạ được đo với tính chất phù hợp hoàn hảo với phổ bức xạ [[vật đen]] trong mọi hướng; phổ này cũng bị dịch chuyển đỏ bởi sự giãn nở của không gian vũ trụ, với giá trị nhiệt độ ngày nay đo được xấp xỉ 2,725 K. Sự đồng đều tinh tế này là kết quả ủng hộ cho mô hình Vụ Nổ Lớn, và Penzias và Wilson nhận [[giải Nobel Vật lý]] năm 1978 cho khám phá của họ.
Khái niệm ''bề mặt tán xạ cuối cùng'' tương ứng với sự phát xạ của CMB ngay sau giai đoạn ''tái kết hợp'', kỷ nguyên mà các nguyên tử hiđrô trung hòa trở lên ổn định. Trước kỷ nguyên này, vũ trụ chứa đầy biển plasma hỗn hợp đặc nóng photon-baryon và photon bị tán xạ qua lại bởi các hạt điện tích tự do. Giá trị đỉnh tương ứng với khoảng thời gian {{val|372|14|u=}} nghìn năm,<ref name="WMAP2003Spergel" /> sau thời gian này vật chất trở lên trong suốt hơn do chúng kết hợp thành nguyên tử trung hòa và photon có thể tự do di chuyển quãng đường dài mà không bị tán xạ và cuối cùng chúng đến được các thiết bị khảo sát của chúng ta ngày nay.<ref name="Planck toolkit2"/>
[[Tập tin:Cmbr.svg|nhỏ|phải|275px|Phổ năng lượng của CMB đo bởi thiết bị FIRAS trên tàu COBE là một trong những phổ bức xạ vật đen được đo chính xác nhất trong tự nhiên.<ref name="dpf99">
{{cite conference
|last=White |first=M.
|year=1999
|title=Anisotropies in the CMB
|booktitle=Proceedings of the Los Angeles Meeting, DPF 99
|publisher=UCLA
|bibcode=1999dpf..conf.....W
|arxiv=astro-ph/9903232
}}</ref> Các điểm dữ liệu và thanh độ lệch sai số trên đồ thị được nối với nhau bằng đường cong lý thuyết tiên đoán.]]
Năm 1989 [[NASA]] phóng tàu "Cosmic Background Explorer satellite" (COBE). Nhiệm vụ của nó là tìm bằng chứng thực nghiệm cho các đặc điểm của CMB, và nó đã đo được bức xạ tàn dư đồng đều theo mọi hướng với nhiệt độ 2,726 K (những khảo sát gần đây mang lại kết quả chính xác hơn là 2,725 K) và lần đầu tiên con tàu đã phát hiện ra sự thăng giáng nhỏ (phi đẳng hướng) trong CMB, với độ chính xác 1 trên 10<sup>5</sup>.<ref name="cobe" /> [[John C. Mather]] và [[George Smoot]] đã nhận giải Nobel Vật lý năm 2006 cho vai trò là những người lãnh đạo dự án COBE. Trong những thập kỷ tiếp sau, tính phi đẳng hướng trong CMB đã được quan sát trên các thí nghiệm ở mặt đất cũng như bằng bóng thám không. Trong thí nghiệm năm 2000–2001, dự án thực nghiệm BOOMERanG đã tìm thấy [[hình dạng của Vũ trụ]] hầu như là không gian phẳng dựa trên kết quả đo độ phân giải góc điển hình ([[đường kính góc]] trên bầu trời) về tính phi đẳng hướng.<ref>{{Citation
|last=Melchiorri
|first=A.
|first2=et al
|last2=.
|title=A measurement of Omega from the North American test flight of BOOMERANG
|journal=Astrophysical Journal
|volume=536
|year=2000
|issue=10
|pages=L633–L66
|doi=10.1086/312744
|arxiv=astro-ph/9911445
|bibcode = }}</ref><ref>{{Citation
|last=de Bernardis
|first=P.
|first2=al
|last2= et
|title=A Flat Universe from High-Resolution Maps of the Cosmic Microwave Background Radiation
|journal=Nature
|volume=404
|year=2000
|issue=ngày 27 tháng 4 năm 2000
|pages=955–966
|doi=10.1038/35010035
|arxiv=astro-ph/0004404
|bibcode = }}</ref>
Đầu năm 2003, các nhà khoa học NASA công bố kết quả khảo sát đầu tiên từ tàu WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), mang lại dữ liệu thực nghiệm chính xác hơn trước về các tham số trong mô hình chuẩn của Vũ trụ học. Kết quả cũng bác bỏ nhiều tham số khác nhau tương ứng với một vài mô hình lạm phát cụ thể, nhưng nói chung đề phù hợp với những đặc điểm khái quát của mô hình lạm phát.<ref name="wmap1year" /> Tàu Planck phóng lên từ tháng 5 năm 2009. Tháng 3 năm 2013 các nhà khoa học ESA cho công bố dữ liệu từ Planck với độ chính xác cao hơn WMAP và cho thấy Vũ trụ hầu như đồng nhất và đẳng hướng trên độ phân giải góc nhỏ. Đối với độ phân giải góc lớn hơn, họ phát hiện thấy có sự phi đẳng hướng nhỏ trên 2 cực của bầu trời và đang nỗ lực giải thích kết quả này trên lý thuyết. Nhiều khảo sát trên mặt đất và bằng bóng thám không khác cũng đang được thực hiện trên khắp thế giới.
===Sự hình thành các nguyên tố cơ bản===
{{chính|Tổng hợp hạt nhân Vụ Nổ Lớn}}
[[Tập tin:Primordial nucleosynthesis.svg|nhỏ|phải|300px|Một số phản ứng hạt nhân xảy ra trong giai đoạn Tổng hợp hạt nhân Vụ Nổ Lớn; sản phẩm là hạt nhân nhẹ và không sinh ra hạt nhân nào nặng hơn Be.]]
Lý thuyết Vụ Nổ Lớn có thể tính được số lượng tập trung của các nguyên tố [[heli]]-4, heli-3, [[deuteri]], và [[liti]]-7 trong Vũ trụ theo tỉ số với lượng hiđrô thông thường.<ref name = "kolb_c4"/> Tỷ lệ có mặt của từng nguyên tố phụ thuộc vào một tham số đó là tỉ số [[photon]] trên [[baryon]]. Giá trị này có thể tính độc lập từ chi tiết thăng giáng trong cấu trúc CMB. Kết quả lý thuyết cho các tỉ số (theo khối lượng) là khoảng 0,25 cho <sup>4</sup>He/H, khoảng 10<sup>−3</sup> đối với <sup>2</sup>H/H, khoảng 10<sup>−4</sup> đối với <sup>3</sup>He/H và khoảng 10<sup>−9</sup> đối với <sup>7</sup>Li/H..<ref name="kolb_c4">Kolb and Turner (1988), ch 4</ref>
Tất cả các giá trị lý thuyết về tỷ số photon-baryon cho các nguyên tố đều phù hợp thô với kết quả thực nghiệm. Tỷ số này phù hợp tuyệt vời với phép đo cho deuteri, gần với của <sup>4</sup>He, và lệch 2 giá trị thập phân cho <sup>7</sup>Li; hai trường hợp cuối là do độ sai số hệ thống trong phép đo. Trên tất cả, sự nhất quán nói chung về số lượng các nguyên tố nguyên thủy tiên đoán bởi mô hình Vụ Nổ Lớn với giá trị thực nghiệm là manh mối thuyết phục cho lý thuyết này, do nó là lý thuyết duy nhất cho tới nay có khả năng giải thích cho tỷ lệ có mặt của các nguyên tố nhẹ từ thời điểm sơ khai. Và các nhà lý thuyết chỉ ra không thể điều chỉnh các tham số cho Vụ Nổ Lớn nhằm tạo ra lượng heli nhiều hay ít hơn 20–30%.<ref>
{{Chú thích tạp chí
|last=Steigman | first=G.
|year=2005
|title=Primordial Nucleosynthesis: Successes And Challenges
|ref=harv
|doi=10.1142/S0218301306004028
|journal=International Journal of Modern Physics E [Nuclear Physics]
|volume=15
|pages=1–36
|arxiv=astro-ph/0511534
|bibcode = 2006IJMPE..15....1S }}</ref> Quả thực không thể có một lý do thích đáng nào ngoài mô hình Vụ Nổ Lớn, ví dụ, lúc Vũ trụ còn sơ khai (trước khi các ngôi sao hình thành, như giả sử các nguyên tố nhẹ được sinh ra bởi các phản ứng tổng hợp hạt nhân trong lòng ngôi sao) mà có nhiều heli hơn deuteri hoặc lượng deuteri hơn <sup>3</sup>He, và theo một hằng số duy nhất.<ref>{{chú thích web | last = Weiss | first = Achim | title = Elements of the past: Big Bang Nucleosynthesis and observation | url = http://www.einstein-online.info/spotlights/BBN_obs/?set_language=en | work = [http://www.einstein-online.info Einstein Online] | accessdate = ngày 24 tháng 2 năm 2013}}</ref>
===Sự phân bố và tiến hóa của các thiên hà===
{{chính|Sự hình thành và tiến hóa các thiên hà|Vũ trụ quan sát được}}
[[Tập tin:2MASS LSS chart-NEW Nasa.jpg|phải|nhỏ|300px|Ảnh panorama toàn bộ bầu trời trong bước sóng gần hồng ngoại cho thấy sự phân bố các thiên hà bên ngoài [[Ngân Hà]]. Các thiên hà được tô màu tương ứng với dịch chuyển đỏ của nó.]]
Dựa trên những quan sát chi tiết về hình thái của các thiên hà và [[vũ trụ quan sát được|cấu trúc lớn trên Vũ trụ]] về sự phân bố thiên hà và [[quasar]] đều cho kết quả khớp với lý thuyết hiện tại về Vụ Nổ Lớn. Bằng cách kết hợp mô hình với dữ liệu thực nghiệm cho thấy những quasar và thiên hà đầu tiên hình thành khoảng 1 tỷ năm sau Vụ Nổ Lớn, và từ đó hình thành lên những cấu trúc lớn cấp vũ trụ, như các đám thiên hà, siêu đám thiên hà hay sợi vũ trụ (cosmic filament) và khoảng trống (void). Những ngôi sao hình thành đầu tiên và tiến hóa trong các thiên hà sớm này (thiên hà hình thành lúc vũ trụ sơ khai) hiện lên rất khác với những ngôi sao trong những thiên hà gần ngày nay (thiên hà trẻ)- ví dụ như về độ kim loại trong thành phần ngôi sao. Thậm chí, hình thái các thiên hà trẻ thuở vũ trụ sơ khai (ở khoảng cách rất lớn) cũng khác so với các thiên hà mới hình thành nhưng ở gần Ngân Hà hơn. Những kết quả này tương phản hoàn toàn với mô hình trạng thái dừng. Theo dõi tiến trình hình thành các ngôi sao, sự phân bố thiên hà và quasar và những cấu trúc lớn hơn, tất cả đều phù hợp tốt với những mô phỏng trên siêu máy tính về sự hình thành và tiến hóa của vũ trụ dựa theo mô hình Vụ Nổ Lớn, đồng thời cũng giúp các nhà vũ trụ học hoàn thiện hơn mô hình lý thuyết của họ.<ref>
{{Chú thích arXiv
|last=Bertschinger |first=E.
|year=2001
|title=Cosmological Perturbation Theory and Structure Formation
|class=astro-ph
|eprint=astro-ph/0101009
|ref=harv
}}</ref><ref>
{{Chú thích tạp chí
|last=Bertschinger |first=E.
|year=1998
|title=Simulations of Structure Formation in the Universe
|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics
|volume=36 |issue=1 |pages=599–654
|doi=10.1146/annurev.astro.36.1.599
|ref=harv
|bibcode=1998ARA&A..36..599B
}}</ref>
=== Các đám mây khí nguyên thủy ===
Năm 2011 các nhà thiên văn học tìm thấy chứng cứ mà họ tin rằng đây là những đám mây khí nguyên sơ của vũ trụ nguyên thủy, bằng phân tích vạch hấp thụ trong phổ của các quasar ở xa. Trước khi có khám phá này, mọi thiên thể khác được quan sát đều chứa những nguyên tố nặng hình thành trong lòng các ngôi sao. Tuy nhiên, hai đám mây khí nguyên thủy chỉ chứa các nguyên tố hiđrô và deuteri.<ref name="gas clouds">{{Chú thích tạp chí | doi = 10.1126/science.1213581 | last1 = Fumagalli | first1 = Michele | last2 = O'Meara | first2 = John M. | last3 = Prochaska | first3 = J. Xavier | year = 2011 | title = Detection of Pristine Gas Two Billion Years After the Big Bang | url = <!-- http://www.sciencemag.org/content/early/2011/11/09/science.1213581 -->http://science.sciencemag.org/content/334/6060/1245| journal = Science|bibcode = 2011Sci...334.1245F | volume = 334 | issue = 6060 | pages = 1245–9 | pmid = 22075722 |arxiv = 1111.2334 }}</ref><ref>{{chú thích web | url = https://www.sciencedaily.com/releases/2011/11/111110142050.htm | title = Astronomers Find Clouds of Primordial Gas from the Early Universe, Just Moments After Big Bang | date = ngày 10 tháng 11 năm 2011 | publisher = Science Daily | accessdate=ngày 13 tháng 11 năm 2011}}</ref> Do các đám mây nguyên thủy này không chứa các nguyên tố nặng nào, dường như chúng hình thành từ những phút đầu tiên sau Vụ Nổ Lớn, trong giai đoạn tổng hợp hạt nhân Big Bang. Thành phần của chúng phù hợp với thành phần theo tiên đoán của lý thuyết Vụ Nổ Lớn. Kết quả quan sát này cung cấp chứng cứ trực tiếp về những chu kỳ này của vũ trụ trước khi hình thành lên những ngôi sao đầu tiên, khi hầu hết vật chất sơ khai trong vũ trụ nguyên thủy tồn tại trong những đám mây hiđrô trung hòa.<ref name="gas clouds"/>
===Những loại chứng cứ khác===
Tưổi của Vũ trụ ước tính từ định luật giãn nở không gian Hubble và độc lập từ bức xạ phông vi sóng CMB đều khớp khá tốt với tuổi của những ngôi [[sao]] già nhất, khi được đo bằng cách áp dụng lý thuyết về sự tiến hóa sao trong [[cụm sao cầu]] và thông qua phương pháp [[định tuổi bằng đồng vị phóng xạ]] của từng sao nhóm II.<ref>{{chú thích web|url=http://w.astro.berkeley.edu/~dperley/univage/univage.html|title=Determination of the Universe's Age, t<sub>o</sub>|last=Perley|first=Daniel|publisher=University of California Berkeley Astronomy Department|accessdate=ngày 27 tháng 1 năm 2012}}</ref>
Mô hình chuẩn của vũ trụ học tiên đoán nhiệt độ trong CMB cao hơn trong quá khứ cũng được ủng hộ bởi kết quả thực nghiệm quan sát những vạch hấp thụ nhiệt độ cực thấp trong các đám mây khí ở rất xa có dịch chuyển đỏ lớn.<ref>{{Chú thích tạp chí|title=First detection of CO in a high-redshift damped Lyman-α system|first1=R.|last1=Srianand|first2=P.|last2=Noterdaeme|first3=C.|last3=Ledoux|first4=P.|last4=Petitjean|doi=10.1051/0004-6361:200809727|year=2008|journal=Astronomy and Astrophysics|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A%26A...482L..39S|bibcode = 2008A&A...482L..39S|volume=482|issue=3|pages=L39 }}</ref> Tiên đoán này cũng thể hiện trong biên độ của [[hiệu ứng Sunyaev–Zel'dovich]] tại các [[quần tụ thiên hà|cụm thiên hà]] mà biên độ này không phụ thuộc trực tiếp vào dịch chuyển đỏ. Khảo sát cũng đã xác nhận hiệu ứng này ở giá trị thô, bởi vì hiệu ứng này phụ thuộc vào cấu trúc phân bố của các đám thiên hà thay đổi theo thời gian (các thiên hà có động lực chuyển động), khiến cho kết quả đo khó chính xác.<ref>{{Chú thích arXiv|title=Constraints on the CMB temperature-redshift dependence from SZ and distance measurements|first1=A.|last1=Avgoustidis|first2=G.|last2=Luzzi|first3=C.J.A.P.|last3=Martins|first4=A.M.R.V.L.|last4=Monteiro|eprint=1112.1862v1|class=astro-ph.CO|year=2011}}</ref><ref>{{chú thích sách|last=Belusevic|first=Radoje|year=2008|title=Relativity, Astrophysics and Cosmology|publisher=Wiley-VCH|location=Berlin|isbn=3-527-40764-2|page=16}}</ref>
==Liên hệ với những vấn đề trong vật lý==
| 