300px|thumb|Паводле тэорыі Вялікага выбуху, Сусвет ў момант узнікнення быў у надзвычайна шчыльным і гарачым стане, які называюць касмалагічнай сінгулярнасцю Вялі́кі вы́бух () — гіпатэтычны пачатак пашырэння Сусвету, перад якім Сусвет знаходзіўся ў сінгулярным стане.
Звычайна зараз аўтаматычна злучаюць тэорыю Вялікага выбуху з мадэллю гарачага Сусвету, але гэтыя канцэпцыіі незалежныя адна ад адной. Гістарычна склалася ўяўленне пра халодны пачатковы Сусвеце паблізу Вялікага выбуху. Менавіта спалучэнне тэорыі Вялікага выбуху з тэорыяй гарачага Сусвету, якое падмаццоўваецца існаваннем рэліктавага выпраменьвання, разглядаецца далей.
Сучасныя ўяўленні тэорыі Вялікага выбуху і тэорыі гарачага Сусвету Паводле сучасных уяўленняў, назіраны намі цяпер Сусвет узнік 13,77 ± 0,059 млрд гадоў назад з некаторага пачатковага сінгулярнага стану і з тых часоў бесперапынна пашыраецца і астуджаецца. Згодна вядомым абмежаванням па прымянімасці сучасных фізічных тэорый, найболей раннім момантам, які можна апісаць, лічыцца момант Планкаўскай эпохі з тэмпературай прыкладна (Планкаўская тэмпература) і шчыльнасцю каля (Планкаўская шчыльнасць). Ранні Сусвет уяўляў сабою высока-аднароднае і ізатропнае асяроддзе з незвычайна высокай шчыльнасцю энергіі, тэмпературай і ціскам. У выніку расшырэння і астуджэння ў Сусвеце адбыліся фазавыя пераходы, аналагічныя кандэнсацыі вадкасці з газу, але ў дачыненні да элементарным часціц.
Прыблізна праз 10−35 секунд пасля наступлення Планкаўскай эпохі (Планкаўскі час — 10−43 секунд пасля Вялікага выбуху, у гэты час гравітацыйнае ўзаемадзеянне адлучылася ад астатніх фундаментальных узаемадзеянняў) фазавы пераход выклікаў экспанентнае расшырэнне Сусвету. Гэты перыяд атрымаў назву Касмічнай інфляцыі. Пасля заканчэння гэтага перыяду будаўнічы матэрыял Сусвету ўяўляў сабою кварк-глюонную плазму. Праз некаторы час тэмпература ўпала да значэнняў, пры якіх стаў магчымы наступны фазавы пераход, які называецца барыягенезісам. На гэтым этапе кваркі і глюоны злучыліся ў барыёны, такія як пратоны і нейтроны. Пры гэтым адначасна адбывалася асіметрычнае ўтварэнне як матэрыі, якая пераважала, так і антыматэрыі, якія ўзаемна анігілявалі, ператвараючыся ў выпраменьванне.
Далейшае падзенне тэмпературы прывяло да наступнага фазавага перахода — утварэння фізічных сіл і элементарных часціц у іх сучаснай форме. Пасля чаго наступіла эпоха нуклеасінтэзу, пры якой пратоны, злучаючыся з нейтронамі, утварылі ядры дэйтэрыя, гелія-4 і яшчэ некалькіх лёгкіх ізатопаў. Пасля далейшага падзення тэмпературы і расшырэння Сусвету надышоў наступны пераходны момант, пры якім гравітацыя стала дамінантнай сілай. Праз пасля Вялікага выбуху тэмпература зменшылася настолькі, што стала магчымым існаванне атамаў вадарода (да гэтага працэсы іанізацыі і рэкамбінацыі пратонаў з электронамі знаходзіліся ў раўнавазе).
Пасля эры рэкамбінацыі матэрыя стала празрыстай для выпрамянення, якое, свабодна разыходзячыся ў прасторы, дайшло да нас у выглядзе рэліктавага выпраменьвання.
Праблема пачатковай сінгулярнасці
Экстрапаляцыя назіранага расшырэння Сусвету назад у часе прыводзіць, пры выкарыстанні агульнай тэорыі адноснасці і некаторых іншых альтэрнатыўных тэорый гравітацыі, да бясконцай шчыльнасці і тэмпературы ў канечны момант часу ў мінулым. Памеры Сусвету тады былі роўныя нулю — ён быў сціснуты ў кропку. Гэты стан называецца касмалагічнай сінгулярнасцю (часта касмалагічную сінгулярнасць вобразна называюць «нараджэннем» Сусвету). Немагчымасць пазбегнуць сінгулярнасці ў касмалагічных мадэлях агульнай тэорыі адноснасці была даказана, у ліку іншых тэарэм пра сінгулярнасці, Р. Пенроўзам і С. Хокінгам у канцы 1960-х гадоў.
Тэорыя Вялікага выбуху не дае ніякай магчымасці гаварыць пра што-небудзь, што папярэднічала гэтаму моманту (таму што наша матэматычная мадэль прасторы-часу ў момант Вялікага выбуху губляе прымянімасць, пры гэтым тэорыя зусім не адмаўляе магчымасць існавання чаго-небудзь да Вялікага выбуху). Гэта сігналізуе пра недастатковасць апісання Сусвету класічнай агульнай тэорыяй адноснасці.
Наколькі блізка да сінгулярнасці можна экстрапаляваць вядомую фізіку, з'яўляецца прадметам навуковых дэбатаў, але практычна агульнапрынята, што дапланкаўскую эпоху разглядаць вядомымі метадамі нельга. Праблема існавання сінгулярнасці ў дадзенай тэорыі з'яўляецца адным са стымулаў пабудовы квантавай і іншых альтэрнатыўных тэорый гравітацыі, якія імкнуцца вырашыць гэту праблему.
Існуе некалькі гіпотэз пра ўзнікненне бачнага Сусвету (некаторыя сабраны ў відэа BBC: Горизонт. Что было до большого взрыва?):
Тэорыя А. Ліндэ пра тое, што Сусвет бясконцы і запоўнены вельмі шчыльнай энергіяй, а наша бачная частка ўзнікла расшырэннем (інфляцыяй) невялікай часткі ў «бурбалку» (як узнікаюць бурбалкі ў шчыльным сыры) Тэорыя Лі Смоліна пра тое, што Сусветы ўзнікаюць ад выбуху «сінгулярнасці» ўсярэдзіне чорных дзірак Тэорыя Нэйла Турака пра нараджэнне Сусвету ў выніку сутыкнення «бран» (шматмерных мембран у тэорыі струн)
Далейшая эвалюцыя Сусвету Паводле тэорыі Вялікага выбуху, далейшая эвалюцыя залежыць ад эксперыментальна вымернага параметра — сярэдняй шчыльнасці рэчыва ў сучасным Сусвеце. Калі шчыльнасць не перасягае некаторага (вядомага з тэорыі) крытычнага значэння, Сусвет будзе пашырацца вечна, калі ж шчыльнасць больш крытычнай, тое працэс пашырэння некалі спыніцца і пачнецца зваротная фаза сціскання, якая вяртае да зыходнага сінгулярнага стану. Сучасныя эксперыментальныя дадзеныя адносна велічыні сярэдняй шчыльнасці яшчэ недастаткова надзейныя, каб зрабіць адназначны выбар паміж двума варыянтамі будучыні Сусвету.
Ёсць шэраг пытанняў, на якія тэорыя Вялікага выбуху адказаць пакуль не можа, аднак асноўныя яе палажэнні абгрунтаваны надзейнымі эксперыментальнымі дадзенымі, а сучасны ўзровень тэарэтычнай фізікі дазваляе цалкам верагодна апісаць эвалюцыю такой сістэмы ў часе, з выключэннем самага пачатковага этапу — парадку сотай долі секунды ад «пачатку свету». Для тэорыі важна, што гэта нявызначанасць на пачатковым этапе фактычна аказваецца неістотнай, бо стан Сусвету, узніклы пасля праходжання дадзенага этапу, і яго наступную эвалюцыю можна апісаць цалкам верагодна.
Гісторыя развіцця ўяўленняў пра Вялікі выбух
1916 — выйшла праца фізіка Альберта Эйнштэйна «Асновы агульнай тэорыі адноснасці», у якой ён завяршыў стварэнне рэлятывісцкай тэорыі гравітацыі. 1917 — Эйнштэйн на аснове сваіх ураўненняў поля развіў уяўленне пра прастору з пастаяннай у часе і прасторы крывізной (мадэль Сусвету Эйнштэйна, што азначае зараджэнне касмалогіі), увёў касмалагічную пастаянную Λ. (Пасля Эйнштэйн назваў увядзенне касмалагічнай пастаяннай адной з самых вялікіх сваіх памылак; ужо ў наш час высветлілася, што Λ-член іграе важную ролю ў эвалюцыі Сусвету). В. дэ Сітар прапанаваў касмалагічную мадэль Сусвету (мадэль дэ Сітэра) у працы «Пра эйнштэйнаўскую тэорыю гравітацыі і яе астранамічныя вынікі». 1922 — савецкі матэматык і геафізік А. А. Фрыдман знайшоў нестацыянарныя рашэнні гравітацыйнага ўраўнення Эйнштэйна і прадказаў расшырэнне Сусвету (нестацыянарная касмалагічная мадэль, вядомая як рашэнне Фрыдмана). Калі экстрапаляваць гэту сітуацыю ў мінулае, то прыходзіцца заключыць, што ў самым пачатку ўся матэрыя Сусвету была засяроджана ў кампактнай вобласці, з якой і пачала свой разлёт. Паколькі ў Сусвеце вельмі часта адбываюцца працэсы выбуховага характару, то ў Фрыдмана ўзнікла здагадка, што і ў самым пачатку яго развіцця таксама ляжыць выбуховы працэс — Вялікі выбух. 1923 — нямецкі матэматык Г. Вейль адзначыў, што калі ў мадэль дэ Сітэра, якая адпавядала пустому Сусвету, змясціць рэчыва, яна павінна пашырацца. Пра нестатычнасць Сусвету дэ Сітэра гаварылася і ў кнізе А. Эдзінгтана, апублікаванай у тым жа годзе. 1924 — К. Вірц выявіў слабую карэляцыю паміж вуглавымі дыяметрамі і скарасцямі аддалення галактык і выказаў здагадку, што яна можа быць злучана з касмалагічнай мадэллю дэ Сітэра, паводле якой скорасць выдалення аддаленых аб'ектаў павінна ўзрастаць з іх адлегласцюWirtz, C. De Sitters Kosmologie und die Radialbewegungen der Spiralnebel // Astronomische Nachrichten, Bd. 222, S. 21 (1924). 1925 — К. Э. Лундмарк і потым Штрэмберг, якія паўтарылі працу Вірца, не атрымалі пераканаўчых вынікаў, а Штрэмберг нават заявіў, што «не існуе залежнасці прамянёвых скарасцей ад адлегласці ад Сонца». Аднак было толькі яснае, што ні дыяметр, ні бляск галактык не могуць лічыцца надзейнымі крытэрыямі іх адлегласці. Пра пашырэнне непустога Сусвету гаварылася і ў першай касмалагічнай працы бельгійскага тэарэтыка Жоржа Леметра, апублікаванай у гэтым жа годзе. 1927 — апублікавана артыкул Леметра «Аднастайны Сусвет сталай масы і нарастальнага радыуса, што тлумачыць радыяльныя хуткасці пазагалактычных туманнасцяў». Каэфіцыент сумернасці паміж хуткасцю і адлегласцю, атрыманы Леметрам, быў блізкі да знойдзенага Э. Хаблам у 1929. Леметр быў першым, хто выразна заявіў, што аб'екты, які насяляе які пашыраецца Сусвет, размеркаванне і скорасці руху якіх і павінны быць прадметам касмалогіі — гэта не зоркі, а гіганцкія зорныя сістэмы, галактыкі. Леметр абапіраўся на вынікі Хабла, з якімі ён пазнаёміўся, быўшы ў ЗША у 1926 г. на яго дакладзе. 1929 — 17 студзеня ў Працы Нацыянальнай акадэміі навук ЗША паступілі артыкулы Х'юмасана пра прамянёвую скорасць NGC 7619 і Хабла, якая звалася «Сувязь паміж адлегласцю і прамянёвай скорасцю пазагалактычных туманнасцяў». Супастаўленне гэтых адлегласцей з прамянёвымі скарасцямі паказала выразную лінейную залежнасць скорасці ад адлегласці, па праве якая завецца зараз законам Хабла. 1948 — выходзіць праца Г. А. Гамава пра «гарачы сусвет», пабудаваная на тэорыі Фрыдмана. Па Фрыдману, спачатку быў выбух. Ён адбыўся адначасна і паўсюль у Сусвеце, запоўніўшы прастору вельмі шчыльным рэчывам, з якога праз мільярды гадоў утварыліся назіраныя целы Сусвету — Сонца, зоркі, галактыкі і планеты, у тым ліку Зямля і ўсё што на ёй. Гамаў дадаў да гэтага, што першаснае рэчыва свету было не толькі вельмі шчыльным, але і вельмі гарачым. Ідэя Гамава складалася ў тым, што ў гарачым і шчыльным рэчыве ранняга Сусвету адбываліся ядзерныя рэакцыі, і ў гэтым ядзерным катле за некалькі хвілін былі сінтэзаваны лёгкія хімічныя элементы. Самым эфектным вынікам гэтай тэорыі стала прадказанне касмічнага фону выпрамянення. Электрамагнітнае выпрамяненне павінна было, па законах тэрмадынамікі, існаваць разам з гарачым рэчывам у «гарачую» эпоху ранняга Сусвету. Яно не знікае пры агульным пашырэнні свету і захоўваецца — толькі моцна астуджаным — і дагэтуль. Гамаў і яго супрацоўнікі змаглі арыентоўна ацаніць, якая павінна быць сённяшняя тэмпература гэтага рэшткавага выпрамянення. У іх атрымвалася, што гэта вельмі нізкая тэмпература, блізкая да абсалютнаму нулю. З улікам магчымых нявызначанасцяў, няўхільных пры вельмі ненадзейных астранамічных дадзеных пра агульныя параметры Сусвету як цэлага і бедных звестках пра ядзерныя канстанты, прадказаная тэмпература павінна ляжаць у межах ад 1 да 10 К. У 1950 годзе ў адным навукова-папулярным артыкуле (Physics Today, № 8, стар. 76) Гамаў абвясціў, што найхутчэй тэмпература касмічнага выпрамянення складае прыкладна 3 К. 1955 — Савецкі радыёастраном Тыгран Шмаонаў эксперыментальна выявіў шумавое ЗВЧ-выпрамяненне з тэмпературай каля 3KCosmic Microwave Background Timeline Нацыянальная лабараторыя ім. Лоўрэнса ў Берклі. 1964 — амерыканскія радыёастраномы А. Пензіяс і Р. Вілсан адкрылі касмічны фон выпраменьвання і вымералі яго тэмпературу. Яна апынулася роўнай менавіта 3 К. Гэта было самае буйнае адкрыццё ў касмалогіі з часоў адкрыцця Хаблам у 1929 годзе агульнага пашырэння Сусвету. Тэорыя Гамава была цалкам пацверджана. У наш час гэта выпрамяненне носіць назву рэліктавага; тэрмін увёў савецкі астрафізік І. С. Шклоўскі.