Ledakan Dahsyat: Perbedaan antara revisi

[[Berkas:Universe expansion2.png|thumbjmpl|250px|Menurut model ledakan dahsyat, [[alam semesta]] mengembang dari keadaan awal yang sangat padat dan panas dan terus mengembang sampai sekarang. Secara umum, pengembangan ruang semesta yang mengandung [[galaksi|galaksi-galaksi]] dianalogikan seperti roti kismis yang mengembang. Gambar di atas merupakan gambaran konsep artis yang mengilustrasikan pengembangan salah satu bagian dari alam semesta rata.]]

Jika jarak antar gugus-gugus galaksi terus meningkat seperti yang terpantau sekarang, semuanya haruslah pernah berdekatan pada masa lalu. Gagasan ini secara rinci mengarahkan pada suatu keadaan [[massa jenis]] dan [[suhu]] yang sebelumnya sangat ekstrem.<ref>{{cite web

|last=Gibson |first=C.H.

[[Fred Hoyle]] mencetuskan istilah ''Big Bang'' pada sebuah siaran radio tahun 1949. Dilaporkan secara luas bahwa, Hoyle yang mendukung model kosmologis alternatif "[[teori keadaan tetap|keadaan tetap]]" bermaksud menggunakan istilah ini secara peyoratif, namuntetapi Hoyle secara eksplisit membantah hal ini dan mengatakan bahwa istilah ini hanyalah digunakan untuk menekankan perbedaan antara dua model kosmologis ini.<ref>

Teori ledakan dahsyat dikembangkan berdasarkan pengamatan pada stukturstruktur alam semesta beserta pertimbangan teoritisnya. Pada tahun 1912, [[Vesto Slipher]] adalah orang yang pertama mengukur [[efek Doppler]] pada "[[nebula spiral]]" (nebula spiral merupakan istilah lama untuk [[Galaksi#Spiral|galaksi spiral]]), dan kemudian diketahui bahwa hampir semua nebula-nebula itu menjauhi bumi. Ia tidak berpikir lebih jauh lagi mengenai implikasi fakta ini, dan sebenarnya pada saat itu, terdapat kontroversi apakah nebula-nebula ini adalah "pulau semesta" yang berada di luar galaksi [[Bima Sakti]].<ref>{{harvnb|Slipher|1913}}; {{harvnb|Slipher|1915}}</ref>

Sepuluh tahun kemudian, [[Alexander Alexandrovich Friedman|Alexander Friedmann]], seorang kosmologis dan matematikawan [[Rusia]], menurunkan [[persamaan Friedmann]] dari persamaan [[relativitas umum]] [[Albert Einstein]]. Persamaan ini menunjukkan bahwa alam semesta mungkin mengembang dan berlawanan dengan model alam semesta yang statis seperti yang diadvokasikan oleh Einstein pada saat itu.<ref name=af1922>{{citeharvnb|Friedmen|1922}}. journalUntuk versi bahasa Inggrisnya, lihat {{harvnb|Friedman|1999}}.</ref>

Pada tahun [[1924]], pengukuran [[Edwin Powell Hubble|Edwin Hubble]] akan jarak nebula spiral terdekat menunjukkan bahwa ia sebenarnya merupakan [[galaksi]] lain. [[Georges Lemaître]] kemudian secara independen menurunkan persamaan Friedmann pada tahun [[1927]] dan mengajukan bahwa resesi [[nebula]] yang disiratkan oleh persamaan tersebut diakibatkan oleh alam semesta yang mengembang.<ref name=gl1927>{{sfn|Lemaitre|1927}}

Pada tahun 1931 [[Georges Lemaître|Lemaître]] lebih jauh lagi mengajukan bahwa pengembangan alam semesta seiring dengan berjalannya waktu memerlukan syarat bahwa alam semesta mengerut seiring berbaliknya waktu sampai pada suatu titik di mana seluruh massa alam semesta berpusat pada satu titik, yaitu "[[atom]] purba" di mana waktu dan ruang bermula.<ref>{{sfn|Lemaitre|1931}}

Mulai dari tahun 1924, Hubble mengembangkan sederet indikator jarak yang merupakan cikal bakal [[tangga jarak kosmis]] menggunakan teleskop Hooker {{convert|100|in|mm|sing=on}} di [[Observatorium Mount Wilson]]. Hal ini memungkinkannya memperkirakan jarak antara galaksi-galaksi yang [[pergeseran merah]]nya telah diukur, kebanyakan oleh Slipher. Pada tahun 1929, Hubble menemukan korealsi antara jarak dan kecepatan resesi, yang sekarang dikenal sebagai [[hukum Hubble]].<ref name="hubble" />{{harvnb|Hubble|1929}}; {{harvnb|Christianson|1995}}</ref name="christianson"> [[Georges Lemaître|Lemaître]] telah menunjukan bahwa ini yang diharapkan, mengingat [[prinsip kosmologi]].{{sfn|Peebles|Ratra|2003}}

Setelah [[Perang Dunia II]], terdapat dua model kosmologis yang memungkinkan. Satunya adalah [[model keadaan tetap]] [[Fred Hoyle]], yang mengajukan bahwa materi-materi baru tercipta ketika alam semesta tampak mengembang. Dalam model ini, alam semesta hampirlah sama di titik waktu manapun.<ref>{{sfn|Hoyle|1948}}

Model lainnya adalah teori ledakan dahsyat [[Georges Lemaître|Lemaître]], yang diadvokasikan dan dikembangkan oleh [[George Gamow]], yang kemudian memperkenalkan [[Nukleosintesis Big Bang|nukleosintesis ledakan dahsyat]] (''Big Bang Nucleosynthesis'', BBN){{sfn|Alpher|Gamov|1948}} dan yang kaitkan oleh, [[Ralph Alpher]] dan [[Robert Herman]], sebagai [[radiasi latar belakang gelombang mikro kosmis]] (''cosmic microwave background radiation'', CMB).{{sfn|Alpher|1948}} Ironisnya, justru adalah Hoyle yang mencetuskan istilah ''big bang'' untuk merujuk pada teori Lemaître dalam suatu siaran radio [[BBC]] pada bulan Maret 1949.<ref name="singh_summary">{{cite web

|first=S
|last=Singh

Untuk sementara, dukungan para ilmuwan terbagi kepada dua teori ini. Pada akhirnya, bukti-bukti pengamatan memfavoritkan teori ledakan dahsyat. Penemuan dan konfirmasi radiasi latar belakang gelombang mikro kosmis pada tahun 1964<ref{{sfn|Penzias|Wilson|1965}} name="penzias">mengukuhkan ledakan dahsyat sebagai teori yang terbaik dalam menjelaskan asal usul dan evolusi kosmos. Kebanyakan karya kosmologi zaman sekarang berkutat pada pemahaman bagaimana galaksi terbentuk dalam konteks ledakan dahsyat, pemahaman mengenai keadaan alam semesta pada waktu-waktu terawalnya, dan merekonsiliasi pengamatan kosmis dengan teori dasar.

Berbagai kemajuan besar dalam kosmologi ledakan dahsyat telah dibuat sejak akhir tahun 1990-an, utamanya disebabkan oleh kemajuan besar dalam teknologi [[teleskop]] dan analisis data yang berasal dari satelit-satelit seperti [[:en:COBE|COBE]],<ref{{sfn|Boggess|Mather|Weiss|Bennett|Cheng|Dwek|Gulkis|Hauser|Janssen|1992}} name=cobe>[[Teleskop luar angkasa Hubble]] dan [[WMAP]].{{sfn|Spergel|Bean|Doré|Nolta|Bennett|Dunkley|Hinshaw]Jarosik|Komatsu|Page|Peiris|Verde|Halpern|Hill|Kogut|Limon|Meyer|Odegard|Tuker|Weiland|Wollack|Wright|2006}}

Ekstrapolasi pengembangan alam semesta seiring mundurnya waktu menggunakan [[relativitas umum]] menghasilkan kondisi [[masa jenis]] dan [[suhu]] alam semesta yang tak terhingga pada suatu waktu pada masa lalu.<ref>{{sfn|Hawking|1973}}

Didasarkan pada pengukuran pengembangan menggunakan [[Supernova Tipe Ia]], pengukuran fluktuasi temperatur pada [[radiasi latar gelombang mikro kosmis|latar gelombang mikro kosmis]], dan pengukuran [[fungsi korelasi]] galaksi, alam semesta memiliki usia 13,73 ± 0.12&nbsp;miliar tahun.<ref{{sfn|Hinshaw|Weiland|Hill|Odegard|Larson|Bennett|Dunkley|Gold|Greason|Jarosik|Komatsu|Nolta|Page|Spergel|Wollack|Halpern|Kogut|Limon|Meyer|Tucker|Wright|2008}} name="wmap5year">Kecocokan hasil ketiga pengukuran independen ini dengan kuat mendukung [[model ΛCDM]] yang mendeskripsikan secara mendetail kandungan alam semesta.

Fase terawal ledakan dahsyat penuh dengan spekulasi. Model yang paling umumnya digunakan mengatakan bahwa alam semesta terisi secara homogen dan isotropis dengan [[rapatan energi]] yang sangat tinggi, [[tekanan]] dan [[temperatur]] yang sangat besar, dan dengan cepat mengembang dan mendingin. Kira-kira 10⁻³⁷ detik setelah pengembangan, [[transisi fase]] menyebabkan [[inflasi kosmis]], yang sewaktu itu alam semesta mengembang secara eksponensial.<ref{{sfn|Guth|1998}} name="guth">Setelah inflasi berhenti, alam semesta terdiri dari [[plasma kuark-gluon]] beserta [[partikel elementer|partikel-partikel elementer]] lainnya.{{sfn|Schewe|2005}}

Temperatur pada saat itu sangat tinggi sehingganya kecepatan gerak partikel mencapai kecepatan [[relativitas khusus|relativitas]], dan [[produksi pasangan]] segala jenis partikel terus menerus diciptakan dan dihancurkan. Sampai dengan suatu waktu, reaksi yang tak diketahui yang disebut [[bariogenesis]] melanggar kekekalan jumlah [[barion]] dan menyebabkan jumlah [[kuark]] dan [[lepton]] lebih banyak daripada antikuark dan antilepton sebesar satu per 30 juta. Ini menyebabkan dominasi [[materi]] melebihi [[antimateri]] pada alam semesta.<ref name="kolb_c6">Kolb and Turner (1988), chapter 6</ref>

Ukuran alam semesta terus membesar dan temperatur alam semesta terus menurun, sehingga energi tiap-tiap partikel terus menurun. Transisi fase [[Perusakan simetri eksplisit|perusakan simetri]] membuat [[gaya-gaya dasar]] fisika dan parameter-parameter [[partikel elementer]] berada dalam kondisi yang sama seperti sekarang.<ref name="kolb_c7">{{sfn|Kolb and |Turner (|1988),|loc chapter= Bab 7</ref> }}Setelah kira-kira 10⁻¹¹ detik, gambaran ledakan dahsyat menjadi lebih jelas oleh karena energi partikel telah menurun mencapai energi yang bisa dicapai oleh eksperimen [[fisika partikel]].

Beberapa menit semasa pengembangan, ketika temperatur sekitar satu miliar [[Kelvin]] dan rapatan alam semesta sama dengan rapatan udara, neutron bergabung dengan proton dan membentuk inti atom [[deuterium]] dan [[helium]] dalam suatu proses yang dikenal sebagai [[Nukleosintesis Big Bang|nukleosintesis ledakan dahsyat]].<ref name="kolb_c4">{{sfn|Kolb and |Turner|1988|loc (1988),= chapterBab 4</ref>}} Kebanyakan proton masih tidak terikat sebagai inti [[hidrogen]]. Seiring dengan mendinginnya alam semesta, rapatan energi [[massa rihat]] materi secara gravitasional mendominasi. Setelah 379.000 tahun, elektron dan inti atom bergabung menjadi atom (kebanyakan berupa [[hidrogen]]) dan radiasi materi mulai berhenti. Sisa-sisa radiasi ini yang terus bergerak melewati ruang semesta dikenal sebagai [[radiasi latar gelombang mikro kosmis]].<ref{{sfn|Peacock|1999|loc name="peacock_c9">Peacock (1999), chapterBab 9</ref>}}

[[Berkas:Hubble ultra deep field high rez edit1.jpg|thumbjmpl|leftkiri|[[Medan Ultra Dalam Hubble]] memperlihatkan galaksi-galaksi dari zaman dahulu ketika alam semesta masih muda, lebih padat, dan lebih hangat menurut teori ledakan dahsyat.]]

Selama periode yang sangat panjang, daerah-daerah alam semesta yang sedikit lebih rapat mulai menarik materi-materi sekitarnya secara gravitasional, membentuk awan gas, [[bintang]], galaksi, dan objek-objek astronomi lainnya yang terpantau sekarang. Detail proses ini bergantung pada banyaknya dan jenis materi alam semesta. Terdapat tiga jenis materi yang memungkinkan, yakni [[materi gelap dingin]], [[materi gelap panas]], dan [[materi barionik]]. Pengukuran terbaik yang didapatkan dari [[:en:WMAP|WMAP]] menunjukkan bahwa bentuk materi yang dominan dalam alam semesta ini adalah materi gelap dingin. Dua jenis materi lainnya hanya menduduki kurang dari 18% materi alam semesta.<ref name="wmap5year" />{{sfn|Hinshaw|Weiland|Hill|Odegard|Larson|Bennett|Dunkley|Gold|Greason|Jarosik|Komatsu|Nolta|Page|Spergel|Wollack|Halpern|Kogut|Limon|Meyer|Tucker|Wright|2008}}

Bukti-bukti independen yang berasal dari [[supernova tipe Ia]] dan [[radiasi latar belakang gelombang mikro kosmis]] menyiratkan bahwa alam semesta sekarang didominasi oleh sejenis bentuk energi misterius yang disebut sebagai [[energi gelap]], yang tampaknya menembus semua ruang. Pengamatan ini mensugestikan bahwa 72% total rapatan energi alam semesta sekarang berbentuk energi gelap. Ketika alam semesta masih sangat muda, kemungkinan besar ia telah disusupi oleh energi gelap, namuntetapi dalam ruang yang sempit dan saling berdekatan. Pada saat itu, gravitasi mendominasi dan secara perlahan memperlambat pengembangan alam semesta. Namun, pada akhirnya, setelah beberapa miliar tahun pengembangan, energi gelap yang semakin berlimpah menyebabkan pengembangan alam semesta mulai secara perlahan semakin cepat.

Kedua asumsi dasar ini awalnya dianggap sebagai postulat, namuntetapi beberapa usaha telah dilakukan untuk menguji keduanya. Sebagai contohnya, asumsi bahwa hukum fisika berlaku secara universal diuji melalui pengamatan ilmiah yang menunjukkan bahwa penyimpangan terbesar yang mungkin terjadi pada [[tetapan struktur halus]] sepanjang [[usia alam semesta]] berada dalam batasan 10⁻⁵.<ref>{{sfn|Ivanchik|1999}}

=== Metrik FLRWFriedmann–Lemaître–Robertson–Walker ===

Dalam sistem koordinat ini, kisi koordinat berekspansi bersamaan dengan alam semesta yang mengembang, sehingga objek yang bergerak karena pengembangan alam semesta akan berada pada titik yang sama dalam sistem koordinat ini. Walaupun jarak koordinat (jarak segerak) kedua titik tetap konstan, jarak fisik antara dua titik akan meningkat sesuai dengan [[faktor skala]] alam semesta.<ref>{{sfn|d'Inverno|1992}}

Keberadaan dua horizon ini bergantung pada penjelasan detail model FLRW mengenai alam semesta kita. Pemahaman kita mengenai alam semesta pada waktu-waktu terawalnya menyiratkan terdapatnya horizon masa lalu, walaupun pandangan kita juga akan dibatasi oleh buramnya alam semesta pada waktu-waktu terawalnya. Oleh karena itu, kita tidak dapat memandang masa lalu lebih jauh daripada yang kita dapat pandang sekarang, walaupun horizon masa lalu akan menyusut dalam ruang. Jika pengembangan akan semesta terus berakselerasi, maka akan terdapat pula horizon masa depan..<ref name="kolb_c3">{{sfn|Kolb and |Turner|1988|loc (1988),= chapterBab 3</ref>}}

Terdapat beberapa bukti pengamatan langsung yang mendukung model Ledakan Dahsyat, yaitu [[hukum Hubble|pengembangan Hubble]] terpantau pada [[geseran merah]] galaksi, pengukuran mendetail pada [[latar belakang gelombang mikro kosmis]], kelimpahan unsur-unsur ringan, dan distribusi skala besar beserta [[Pembentukan dan evolusi galaksi|evolusi galaksi]]{{sfn|Gladders|Yee|Majumdar|Barrientos|Hoekstra|Hall|Infante|2007}} yang diprediksikan terjadi karena pertumbuhan gravitasional struktur dalam teori standar. Keempat bukti ini kadang-kadang disebut ''"empat pilar teori Ledakan Dahsyat"''.<ref>[http://www.damtp.cam.ac.uk/user/gr/public/bb_pillars.html The Four Pillars of the Standard Cosmology]</ref>

Pengamatan pada galaksi dan [[kuasar]] yang jauh menunjukkan bahwa objek-objek ini mengalami [[pergeseran merah]], yakni bahwa pancaran [[cahaya]] objek ini telah bergeser menuju panjang gelombang yang lebih panjang. Pergeseran ini dapat dilihat dengan mengambil [[spektrum frekuensi]] suatu objek dan mencocokkannya dengan pola [[spektroskopi]] [[garis emisi]] ataupun [[garis absorpsi]] atom suatu unsur kimia yang berinteraksi dengan cahaya. Pergeseran ini secara merata isotropis, dan terdistribusikan merata di kesemuaan objek terpantau di seluruh arah pantauan. Jika [[geseran merah]] ini diinterpretasikan sebagai [[geseran Doppler]], [[kecepatan]] mundur suatu objek dapat dikalkulasi. Untuk beberapa galaksi, dimungkinkan pula perkiraan jarak menggunakan [[tangga jarak kosmis]]. Ketika kecepatan mundur dipetakan terhadap jaraknya, hubungan linear yang dikenal sebagai [[hukum Hubble]] akan terpantau:<ref name="hubble" />{{sfn|Hubble|1929}}

[[Hukum Hubble]] memiliki dua penjelasan, yaitu kita berada pada pusat pengembangan galaksi (yang tidak mungkin sesuai dengan [[prinsip Kopernikus]]), atapun alam semesta mengembang secara merata ke mana-mana. Pengembangan alam semesta ini diprediksikan dari [[relativitas umum]] oleh [[Alexander Friedmann]] pada tahun 1922<ref name=af1922 /> dan [[Georges Lemaître]] pada tahun 1927,<ref name=gl1927 />{{sfn|Lemaitre|1927}} sebelum Hubble melakukan analisi beserta pengamatannya pada tahun 1929.

Teori ini mempersyaratkan bahwa hubungan ''<math> v'' = ''HD'' </math> berlaku sepanjang masa, dengan ''<math> D'' </math> adalah [[jarak segerak]], ''<math> v'' </math> adalah [[kecepatan mundur]], dan ''<math> v'' </math>, ''<math> H'' </math>, ''<math> D'' </math> bervariasi seiring dengan mengembangnya alam semesta (oleh karenanya kita menulis ''H''<submath>0 H_0 </submath> untuk menandakannya sebagai "konstanta" Hubble sekarang). Untuk jarak yang lebih kecil daripada [[alam semesta teramati]], geseran merah Hubble dapat dianggap sebagai geseran Doppler yang sesuai dengan kecepatan mundur ''<math> v'' </math> . Namun, geseran merah ini bukan geseran Doppler sejatinya, namuntetapi merupakan akibat dari pengembangan alam semesta antara waktu cahaya tersebut dipancarkan dengan waktu cahaya tersebut dideteksi.<ref{{sfn|Peacock|1999|loc name="peacock_c3">Peacock (1999), chapterBab 3</ref>}}

Bahwa alam semesta mengalami pengembangan metrik ditunjukkan oleh bukti pengamatan langsung [[prisipprinsip kosmologis]] dan prinsip Kopernikus. [[Pergeseran merah]] yang terpantau pada objek-objek yang jauh sangat [[isotropis]] dan [[homogen]].<ref name="hubble" />{{sfn|Hubble|1929}} Hal ini mendukung prinsip kosmologis bahwa alam semesta tampaklah sama di keseluruhan arah pantauan. Apabila pergeseran merah yang terpantau merupakan akibat dari suatu ledakan di titik pusat yang jauh dari kita, maka pergeseran merahnya tidak akan sama di setiap arah pantauan.

Pengukuran pada efek-efek [[radiasi latar belakang gelombang mikro kosmis]] terhadap dinamika sistem astrofisika yang jauh pada tahun 2000 membuktikan kebenaran [[prinsip Kopernikus]], yakni bahwa Bumi bukanlah posisi pusat alam semesta.<ref>{{sfn|Srianand|Petitjean|Ledoux|2000}} Radiasi yang berasal dari Ledakan Dahsyat ditunjukkan cukup hangat pada masa-masa awalnya di seluruh alam semesta. Pendinginan yang merata pada latar belakang gelombang mikro kosmis selama miliaran tahun hanya dapat dijelaskan apabila alam semesta mengalami pengembangan metrik dan kita tidak berada dekat dengan pusat suatu ledakan.

[[Berkas:WMAP 2010.png|thumbjmpl|Citra [[WMAP]] yang menunjukkan radiasi latar belakang gelombang mikro kosmis]]

Pola-pola fluktuasi radiasi latar ini merupakan gambaran langsung alam semesta pada masa-masa awalnya. Energi foton yang berasal pada zaman penghamburan terakhir akan mengalami pergeseran merah seiring dengan mengembangnya alam semesta. Spektrum yang dipancarkan oleh foton ini akan sama dengan spektrum radiasi benda hitam, namuntetapi dengan temperatur yang menurun. Hal ini mengakibatkan radiasi foton ini bergeser ke daerah [[gelombang mikro]]. Radiasi ini diperkirakan terpantau di setiap titik pantauan di alam semesta dan datang dari semua arah dengan intensitas radiasi yang (hampir) sama.

Pada tahun 1964, [[Arno Penzias]] dan [[Robert Woodrow Wilson|Robert Wilson]] secara tidak sengaja menemukan radiasi latar belakang kosmis ketika mereka sedang melakukan pemantau diagnostik menggunakan penerima [[gelombang mikro]] yang dimiliki oleh [[Laboratorium Bell]].<ref name="penzias" />{{sfn|Penzias|Wilson|1965}} Penemuan mereka memberikan konfirmasi yang substansial mengenai prediksi radiasi latar bahwa radiasi ini bersifat isotropis dan konsisten dengan spektrum benda hitam pada 3&nbsp;K. Penzias dan Wilson kemudian dianugerahi [[penghargaan Nobel]] atas penemuan mereka.

[[Berkas:Cmbr.svg|thumbjmpl|leftkiri|Spektrum latar belakang gelombang mikro kosmis yang diukur oleh intrumen FIRAS pada [[COBE|satelit COBE]] merupakan spektrum [[benda hitam]] berpresisi paling tinggi yang pernah diukur di alam.<ref{{sfn|White|1999}} name="dpf99">Titik-titik data beserta ambang batas kesalahan pengukuran pada grafik di atas tertutup oleh kurva teoretis, menunjukkan kepresisian pengukuran yang sangat tinggi.]]

COBE menemukan pula temperatur sisa alam semesta sebesar 2,726 K dan pada tahun 1992 untuk pertama kalinya mendeteksi fluktuasi (anisotropi) pada radiasi latar belakang gelombang mikro dengan tingkatan sebesar satu per 10⁵.<ref name="cobe" />{{sfn|Boggess|Mather|Weiss|Bennett|Cheng|Dwek|Gulkis|Hauser|Janssen|1992}} [[John C. Mather]] dan [[George Smoot]] dianugerahi Nobel atas kepemimpinan mereka dalam proyek ini. Anisotropi latar belakang gelombang mikro kosmis diinvestigasi lebih lanjut oleh sejumlah besar eksperimen yang dilakukan di darat maupun menggunakan balon. Pada tahun 2000-2001, beberapa eksperimen, utamanya [[eksperimen BOOMERanG|BOOMERanG]], menemukan bahwa alam semesta hampir secara spasial rata dengan mengukur ukuran sudut anisotropi. (Lihat [[bentuk alam semesta]].)

Pada awal tahun 2003, hasil penemuan pertama [[WMAP]] (''Wilkinson Microwave Anisotropy Probe'') dirilis, menghasilkan nilai terakurat beberapa parameter-parameter kosmologis. Wahana antariksa ini juga membantah beberapa model [[inflasi kosmis]], namuntetapi masih konsisten dengan teori inflasi secara umumnya.<ref name="wmap1year" />{{sfn|Spergel|Bean|Doré|Nolta|Bennett|Dunkley|Hinshaw]Jarosik|Komatsu|Page|Peiris|Verde|Halpern|Hill|Kogut|Limon|Meyer|Odegard|Tuker|Weiland|Wollack|Wright|2006}} WMAP juga mengonfirmasi bahwa selautan [[latar belakang neutrino kosmis|neutrino kosmis]] merembes di keseluruhan alam semesta. Ini merupakan bukti yang jelas bahwa bintang-bintang pertama memerlukan lebih dari setengah miliar tahun untuk menciptakan kabut kosmis.

Menggunakan model Ledakan Dahsyat, kita dapat memperkirakan konsentrasi [[helium-4]], [[helium-3]], [[deuterium]] dan [[litium-7]] yang ada di seluruh alam semesta berbanding dengan jumlah hidrogen biasa.<ref name{{sfn|Kolb|Turner|1988|loc = "kolb_c4"/>Bab 4}} Kelimpahan kesemuaan unsur ini bergantung pada satu parameter, yakni rasio [[foton]] terhadap [[barion]], yang nilainya dapat dihitung secara independen dari detail struktur fluktuasi latar belakang gelombang mikro kosmis. Rasio yang diprediksikan (rasio massa) adalah sekitar 0,25 untuk ⁴He/H, sekitar 10⁻³ untuk ²H/H, sekitar 10⁻⁴ untuk ³He/H dan sekitar 10⁻⁹ untuk ⁷Li/H.<ref name="kolb_c4">{{sfn|Kolb and |Turner (|1988),|loc chapter= Bab 4</ref>}}

Hasil prediksi ini sesuai dengan hasil pengukuran, paling tidak untuk kelimpahan yang diprediksikan dari nilai tunggal rasio barion terhadap foton. Kesesuaian ini cukup baik untuk deuterium, namuntetapi terdapat diskrepansi yang kecil untuk ⁴He dan ⁷Li. Dalam kasus helium dan litium, terdapat ketidakpastian sistematis yang cukup besar. Walau demikian, konsistensi prediksi ini secara umumnya memberikan bukti yang kuat akan terjadinya Ledakan Dahsyat.<ref>{{sfn|Steigman|2005}}

[[Berkas:2MASS LSS chart-NEW Nasa.jpg|rightka|thumbjmpl|Panorama langit yang menunjukkan distribusi galaksi di luar [[Bimasakti]].]]

Pengamatan mendetail terhadap morfologi dan distribusi galaksi beserta [[kuasar]] memberikan bukti yang kuat akan terjadinya Ledakan Dahsyat. Perpaduan antara pengamatan dengan teori menunjukkan bahwa galaksi-galaksi beserta kuasar-kuasar pertama terbentuk sekitar satu miliar tahun setelah Ledakan Dahysyat. Sejak itu pula, berbagai struktur astronomi lainnya yang lebih besar seperti [[gugusan galaksi]] mulai terbentuk. Populasi bintang-bintang terus berevolusi dan menua, sehingga galaksi jauh (yang pemantaunnya menunjukkan keadaan galaksi tersebut pada masa awal alam semesta) tampak sangat berbeda dari galaksi dekat. Selain itu, galaksi-galaksi yang baru saja terbentuk tampak sangat berbeda dengan galaksi-galaksi yang terbentuk sesaat setelah Ledakan Dahsyat. Pengamatan ini membantah model keadaan tetap. Pengamatan pada [[pembentukan bintang]], distribusi kuasar dan gaklasi, sesuai dengan simulasi pembentukan alam semesta yang diakibatkan oleh Ledakan Dahysat.<ref>{{harvnb|Bertschinger|1998}}; {{harvnb|Bertschinger|2001}}.</ref>

Walaupun sekarang ini teori Ledakan Dahsyat mendapatkan dukungan yang luas dari para ilmuwan, dalam sejarahnya, berbagai persaoalanpersoalan dan masalah pada teori ini pernah memicu kontroversi ilmiah mengenai model mana yang paling baik dalam menjelaskan pengamatan kosmologis yang ada. Banyak dari persoalan dan masalah teori Ledakan Dahsyat telah mendapatkan solusinya, baik melalui modifikasi pada teori itu sendiri maupun melalui pengamatan lebih lanjut yang lebih baik.

Masalah horizon mencuat diakibatkan oleh premis bahwa informasi tidak dapat bergerak melebihi kecepatan cahaya. Dengan usia alam semesta yang terbatas, akan terdapat [[horizon partikel]] yang memisahkan dua daerah dalam ruang alam semesta yang tidak memiliki hubungan kontak sebab akibat.<ref name="kolb_c8">{{sfn|Kolb and |Turner|1988|loc (1988),= chapterBab 8</ref>}} Isotropi radiasi latar yang terpantau menimbulkan masalah, karena apabila alam semesta telah didominasi oleh radiasi ataupun materi sepanjang waktunya di mulai dari masa penghamburan terakhir, horizon partikel pada masa itu haruslah berkoresponden sekitar 2 derajat di langit, dan tidak akan terdapat mekanisme apapun yang menyebabkan daerah lainnya yang dibatasi partikel horizon untuk memiliki temperatur yang sama.

Penyelesaian atas inkonsistensi ini dijelaskan oleh [[teori inflasi]], yakni medan energi skalar yang isotropis dan homogen mendominasi alam semesta pada periode waktu terawalnya (sebelum bariogenesis). Semasa inflasi, alam semesta mengalami pengembangan eksponensial dan horizon partikel berkembang lebih cepat daripada yang kita asumsikan sebelumnya, sehingga daerah yang sekarang ini berada berseberangan dengan alam semesta teramati akan melangkaui partikel horizon satu sama lainnya . Isotropi radiasi latar yang terpantau kemudian akan menunjukkan bahwa daerah yang lebih luas ini pernah berada dalam hubungan kontak sebab akibat sebelum terjadinya inflasi.

[[Berkas:End of universe.jpg|thumbjmpl|275px|[[Bentuk alam semesta|Geometri]] keseluruhan alam semesta ditentukan oleh parameter kosmologis omega, apakah omega lebih kecil, sama dengan, ataupun lebih besar daripada satu.]]

Masalah kerataan alam semesta adalah masalah pengamatan yang diasosiasikan dengan [[metrik Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker]].<ref{{sfn|Kolb|Turner|1988|loc name="kolb_c8"/> Bab 8}} Alam semesta bisa saja memiliki [[kelengkungan]] spasial yang positif, negatif, maupun nol tergantung pada rapatan energinya. Kelengkungan alam semesta negatif apabila rapatan energinya lebih kecil daripada [[rapatan kritis]]nya, positif apabila lebih besar darinya, dan nol (rata) apabila sama besar dengannya. Permasalahnnya adalah bahwa rapatan energi alam semesta terus meningkat dan menjauhi nilai rapatan kritis walaupun alam semesta tetap hampir rata.<ref group="cat">Energi gelap digunakan untuk menjelaskan kerataan alam semesta; walau demikian, alam semesta tetap rata selama beberapa miliar tahun bahkan sebelum rapatan energi gelap cukup signifikan untuk mempertahankan kerataan alam semesta.{{cn|date=March 2023}}</ref> Fakta bahwa alam semesta belum mencapai [[Kematian Kalor]] maupun [[Remukan Besar]] setelah miliaran tahun memerlukan penjelasan yang memadai, karena beberapa menit setelah Ledakan Dahsyat, massa jenis alam semesta haruslah di bawah satu per 10¹⁴ dari nilai kritisnya untuk tetap ada sampai sekarang.<ref>

Persoalan monopol magnetik dicetuskan pada akhir tahun 1970-an. [[Teori manunggal akbar]] memprediksikan [[kecacatan topologi]] ruang yang akan bermanifestasi menjadi [[magnetik monopol]]. Benda ini akan dihasilkan secara efisien pada awal alam semesta yang panas, menghasilkan kerapatan yang lebih tinggi daripada yang konsisten dengan pemantauan . Masalah ini diselesaikan pula oleh [[inflasi kosmos]], yang menghilangkan semua titik-titik cacat dari alam semesta teramati sebagaimana ia mendorong geometri alam semesta menjadi rata.<ref{{sfn|Kolb|Turner|1988|loc name="kolb_c8">Kolb and Turner, chapterBab 8</ref>}}

Resolusi alternatif terhadap masalah horizon, kerataan, dan monopol magnetik diberikan pula oleh [[hipotesis kelengkungan Weyl]].<ref>{{harvnb|Penrose|1979}}; {{harvnb|Penrose|1989}}.</ref>

Sampai sekarang masih belum dimengerti mengapa alam semesti memiliki jumlah [[materi]] yang lebih banyak daripada [[antimateri]].<ref{{sfn|Kolb|Turner|1988|loc name="kolb_c6">Kolb and Turner, chapterBab 6</ref>}} Umumnya diasumsikan bahwa ketika alam semesta masih berusia muda dan sangat panas, ia berada dalam kondisi kesetimbangan dan mengandung sejumlah [[barion]] dan antibarion yang sama besarnya. Namun, hasil pengamatan menyiratkan bahwa alam semesta, termasuk pula yang berada di tempat terjauh, hampir semuanya terdiri dari materi. Proses misterius yang dikenal sebagai "[[bariogenesis]]" menciptakan asimetri ini. Agar bariogenesis dapat terjadi, [[kondisi Sakharov|syarat-syarat kondisi Sakharov]] harus dipenuhi. Kondisi ini mempersyaratkan bahwa jumlah barion tidak kekal, [[simetri-C]] dan [[simetri-CP]] dilanggar, serta alam semesta menyimpang dari [[kesetimbangan termodinamika]].<ref{{sfn|Sakharov|1967}} name="sakharov">Semua kondisi ini terjadi dalam [[Model Standar]], tetapi efeknya tidaklah cukup kuat untuk menjelaskan asimetri barion.

Pada pertengahan tahun 1990-an, pengamatan pada [[gugusan globular|gugusan-gugusan globular]] menunjukkan hasil yang tampaknya tidak konsisten dengan Ledakan Dahsyat. Simulasi komputer yang cocok dengan pemantauan pada populasi gugusan globular bintang menunjukkan bahwa usia gugusan-gugusan ini sekitar 15 miliar tahun. Hal ini berkontradiksi dengan usia alam semesta yang berusia 13,7 miltar tahun. Persoalan ini umumnya diselesaikan pada akhir tahun 1990-an dengan simulasi komputer yang baru yang melibatkan efek pelepasan massa yang diakibatkan oleh [[angin bintang]]. Simulasi baru ini menunjukkan usia gugusan globular yang lebih muda.<ref>{{sfn|Navabi|Riazi|2003}} Walau demikian, masih terdapat pertanyaan yang meragukan seberapa akurat usia gugusan ini diukur. Tetapi yang jelas ada bahwa objek luar angkasa ini merupakan salah satu yang tertua di alam semesta.

[[Berkas:Cosmological Composition – Pie Chart.svg|thumbjmpl|rightka|375px|Diagram yang menunjukkan komposisi berbagai komponen alam semesta menurut [[model Lambda-CDM|model ΛCDM]] {{ndash}} kira-kira 95% komposisi alam semesta berbentuk materi gelap dan [[energi gelap]]]]

Pengukuran pada [[latar belakang gelombang mikro kosmis]] mengindikasikan bahwa alam semesta hampir secara spasial rata, sehingganya menurut relativitas umum, alam semesta haruslah memiliki energi/massa yang hampir sama dengan [[rapatan kritis]]nya. Namun, rapatan alam semesta yang dihitung dari penggugusan gravitasional menunjukkan bahwa ia hanya sekitar 30% dari rapatan kritisnya.<ref name="peebles" />{{sfn|Peebles|Ratra|2003}} Oleh karena energi gelap tidak menggugus seperti energi lainnya, energi gelap dapat menjelaskan rapatan energi yang "hilang" itu.

Tekanan negatif merupakan salah satu ciri/sifat dari [[energi vakum]]. Namun sifat persis energi gelap masih misterius. Hasil ekperimen dari WMAP pada tahun 2008 yang menggabungkan data dari radiasi latar belakang dan sumber data lainnya menunjukkan bahwa rapatan massa/energi alam semesta utamanya terdiri dari 73% energi gelap, 23% materi gelap, 4,6% materi biasa, dan kurang dari 1%-nya neutrino.<ref name="wmap5year" />{{sfn|Hinshaw|Weiland|Hill|Odegard|Larson|Bennett|Dunkley|Gold|Greason|Jarosik|Komatsu|Nolta|Page|Spergel|Wollack|Halpern|Kogut|Limon|Meyer|Tucker|Wright|2008}}

Sebelum diindikasikannya [[energi gelap]], para kosmologis umumnya mengajukan dua skenario masa depan alam semesta. Jika rapatan massa alam semesta lebih besar daripada rapatan kritisnya, maka alam semesta akan mencapai ukuran maksimum dan kemudian mulai runtuh. Alam semesta kemudian menjadi lebih padat dan lebih panas kembali, dan pada akhirnya akan mencapai [[Remukan Besar]].<ref name="kolb_c3">{{sfn|Kolb and |Turner,|1988|loc 1988,= chapterBab 3</ref>}}

Penjelasan alternatif lainnya yang disebut teori [[energi fantom]] mensugestikan bahwa pada akhirnya gugusan-gugusan galaksi, bintang, planet, atom, inti atom, dan materi akan terkoyak oleh pengembangan yang terus meningkat, dan keadaan ini disebut sebagai [[Koyakan Besar]].<ref>{{sfn|Caldwell|Kamionkowski|Weinberg|2003}}

* {{cite book

|last =Lerner Croswell |first =E.J. Ken

|isbn=97806797404900-19-859686-3

* {{cite book

}}, citingmengutip {{cite book

}}</ref>

|first2last2 = MichaelTurner |last2first2 = TurnerMichael

|url = https://archive.org/details/bwb_P8-AUR-945 |publisher = [[Addison–Wesley]]

|url = https://archive.org/details/cosmologicalphys0000peac|publisher=[[Cambridge University Press]]

|last=BarrowRussel|first=JR.DJ.

|year=19942008

|isbn=0-465-05354-89780800662738

|last=MatherBarrow|first=J.CD.

|last =Singh Davies |first =S P.C.W.