bélyegkép|240px|Az ősrobbanás elmélete szerint a világegyetem kezdetben hihetetlenül sűrű volt. Az idő múlásával a tér tágul, és a csillagászati objektumok (például galaxisok) egyre távolabb kerülnek egymástól
A kozmológiában az ősrobbanás (más néven „nagy bumm”, angolul „The Big Bang”) egy olyan tudományos elmélet, mely szerint a világegyetem egy rendkívül sűrű, forró állapotból fejlődött ki nagyjából 13,8 milliárd évvel ezelőtt.
Az elméletet Georges Lemaître (1894–1966) belga pap, a Leuveni Katolikus Egyetem fizika és csillagászat tanára dolgozta ki először 1931-ben „ősatom” név alatt.
Az ősrobbanás-elmélet azon a megfigyelésen – az úgynevezett Hubble–Lemaître-törvényen (2018 előtt Hubble-törvény) – alapul, amely szerint a galaxisok színképvonalai vöröseltolódást szenvednek. Ez a tény a kozmológia elméletével összevetve azt mutatja, hogy a tér az általános relativitáselmélet Friedmann–Lemaître-modellje szerint folyamatosan tágul. Ha a múltba extrapoláljuk az univerzum jelenlegi állapotát, akkor ezek a megfigyelések azt mutatják, hogy a világegyetem egy olyan állapotból kezdett tágulni, melyben az anyag és az energia rendkívüli hőmérsékletű és sűrűségű volt.
Az ősrobbanás kifejezést szűkebb értelemben arra az időpontra értik, amikor a megfigyelt tágulás elkezdődött – számítások szerint 13,8 milliárd évvel ezelőtt (0,2%-os pontossággal) –, tágabb értelemben pedig arra az uralkodó kozmológiai elgondolásra (paradigmára), mely a világmindenség keletkezését és fejlődését eszerint magyarázza, valamint az elemek keletkezését is ennek felelteti meg az Alpher–Bethe–Gamow-elmélet által leírt elsődleges nukleoszintézis során.R. A. Alpher, H. A. Bethe, G. Gamow, "The Origin of Chemical Elements,"Physical Review 73 (1948), 803.
Az ősrobbanás-elmélet az egyik magyarázata annak, hogy a mai univerzum állapota jelentősen eltér a múltbeli és jövőbeli állapottól. Ebből a modellből George Gamow 1948-ban megjósolta a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást,G. Gamow, Nature 162 (1948), 680. amelyet az 1960-as években fedeztek fel, és az elmélet bizonyítékaként szolgált a rivális elmélettel, az állandó állapotú (steady state) világegyetemmel szemben.
A jelenlegi fizikai modelljeinkkel a világegyetem a planck-idő előtti állapota nem leírható, ezért nincs róla ismeretünk. Nem tudjuk kijelenteni emiatt, hogy gravitációs szingularitás volt a kiinduló állapot. Mivel jelenleg nincs elméleti modell az olyan rendszerekre, amelyben egyszerre kell figyelembe venni a gravitációt és a kvantumállapotot (nincs jól kezelhető kvantumgravitációs elmélet), a legkorábbi periódusnak a története jelenleg a fizika megoldatlan problémája.
Az ősrobbanás-elmélet története Az ősrobbanás elméletének fejlődésében egyaránt szerepet játszottak a megfigyelések és az elméleti megfontolások. A megfigyelések azt mutatták, hogy a legtöbb spirálgalaxis távolodik a Földtől, de a megfigyelők nem voltak tudatában a kozmológia erre vonatkozó következményeknek, és annak sem, hogy a csillagközi „ködök” a Tejútrendszeren kívül találhatóak.V. Slipher, által az American Astronomical Society számára benyújtott dolgozat, (1915). 1927-ben Georges Lemaître másoktól függetlenül származtatta a Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker egyenleteket Albert Einstein általános relativitáselméletéből, és a spirálgalaxisok távolodása alapján ő javasolta elsőként az elméletet, mely szerint a világegyetem egy „ősi atom” felrobbanásával keletkezett.G. Lemaître, Annals of the Scientific Society of Brussels 47A (1927)
bélyeg|A Wilson-hegyi Obszervatórium távcsöve, amellyel Hubble megmérte a galaxisok vöröseltolódását
1929-ben Edwin Hubble kísérleti bizonyítékot talált Lemaître elméletének igazolására. A vöröseltolódás mérésével megállapította, hogy a távoli galaxisok a Földhöz képest nagyjából a távolságukkal arányos sebességgel távolodnak. Ezt ma Hubble–Lemaître-törvénynek nevezzük.E. Christianson Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae. Ezt a kozmológiai elvvel összevetve – amely szerint a világegyetemben, azt nagy távolságskálán vizsgálva nincsenek kitüntetett irányok és helyek – úgy tűnt, hogy a világegyetem tágul, ellentétben az Einstein által eredetileg elgondolt végtelen korú és változatlan statikus univerzum forgatókönyvvel. Einstein eredetileg ugyanis a világegyetemben lévő csillagok saját gravitációjuk okozta egymásba zuhanását megakadályozandó egy ún. kozmológiai állandóval egészítette ki az eredeti egyenleteket, melyet Hubble felfedezése után élete legnagyobb tévedésének nevezett, és kidobott az elméletből.
A galaxisok távolodása két ellentétes dolgot jelenthet. Az egyik Lemaître ősrobbanás-elmélete, amelyet George Gamow védelmezett és fejlesztett tovább. A másik a Fred Hoyle-féle állandó állapotú (steady state) modell, mely szerint a galaxisok távolodásával új anyag jelenik meg, melynek hatására bármely két időpontban hasonlóan néz ki a világegyetem.F. Hoyle '"A New Model for the Expanding universe", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 108 (1948), 372. Az angolban használt „nagy bumm” („Big Bang”) kifejezést 1949-ben Fred Hoyle alkotta meg gúnynévként Lemaître elméletére egy BBC rádióadás, A dolgok természete (The Nature of Things) alatt; a szöveget 1950-ben tették közzé a brit The Listener című magazinban, itt jelent meg először nyomtatásban az elnevezés .
Több évig a kétféle elmélet támogatottsága nagyjából egyenlő mértékű volt, a további megfigyelések viszont egyértelműen arra utaltak, hogy a világegyetem egy forró állapotból fejlődött ki. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás 1965-ös felfedezése után ezt tekintették a világegyetem eredetét és fejlődését legjobban leíró elméletnek, és gyakorlatilag az összes kozmológiai elméleti munka manapság ennek kiterjesztése vagy finomítása. A jelenlegi munkák legtöbbje azzal foglalkozik, miképp alakultak ki a galaxisok az ősrobbanás során, mi történt az ősrobbanáskor, valamint a megfigyelések és az elmélet összeegyeztetésével.
Óriási előrehaladás történt az ősrobbanás-kozmológiában az 1990-es évek végén, és a 21. század elején a távcsövek technológiájának nagy fokú fejlődésével, és az olyan műholdak nagy mennyiségű adatával, mint a COBE, a Hubble űrtávcső vagy a WMAP. Ezek az adatok lehetővé tették a csillagászok számára, hogy az ősrobbanás paramétereit nagy pontossággal határozzák meg, és egy új, váratlan felfedezést tettek, amely szerint a világegyetem gyorsulva tágul (lásd sötét energia).
Áttekintés A világegyetem tágulásának I-es típusú szupernóvákon alapuló mérései, a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás hullámosságának méréseiből és a galaxisok korrelációs függvényének méréseiből a világegyetem korára 13,799 ± 0,021 milliárd évet kaptunk. Ennek a három független mérésnek az egyezése komoly bizonyíték az úgynevezett ΛCDM–modell mellett, mely a világegyetem összetételének részletes természetét leírja.
A korai univerzumot egyenletesen és izotróp módon töltötte ki egy hihetetlenül nagy energiasűrűség és a vele járó óriási hőmérséklet és nyomás. Ez tágult és hűlt, valamint a gőzlecsapódáshoz és a víz fagyásához hasonló, de elemi részecskékhez kapcsolódó fázisátmeneteken ment át.
Nagyjából 10−35 másodperccel a Planck-korszak után egy fázisátmenet a világegyetem exponenciális növekedéséhez vezetett, melyet kozmikus inflációnak nevezünk. Miután az infláció megállt, az anyag kvark-gluon plazmaállapotban volt, amelyben az összetevő részecskék mind fénysebességhez nagyon közeli sebességgel (relativisztikusan) mozogtak. Ahogy a világegyetem tovább tágult, a hőmérséklet csökkent. Egy bizonyos hőmérsékleten, egy ma még nem ismert fázisátmenet, az úgynevezett bariogenezis során a kvarkok és gluonok olyan barionokká álltak össze, mint például a proton és a neutron, valamiképpen létrehozva az anyag és az antianyag közötti aszimmetriát. Még alacsonyabb hőmérsékleten további szimmetriasértő fázisátmenetek léptek fel, melyek a fizika erőit és elemi részecskéit a ma ismert alakra hozták. Később néhány proton és neutron összekapcsolódott az úgynevezett primordiális nukleoszintézis során, megalkotva a világegyetem deutérium- és héliumatommagjait. Ahogy a világegyetem hűlt, az anyag egy része lelassult, már nem mozgott relativisztikusan, és a nyugalmi tömegnek megfelelő energiasűrűséget főként már a gravitáció uralta a korábbi sugárzás helyett. Nagyjából a 380 ezredik évben az atommagok és az elektronok atomokká (főként hidrogénné) álltak össze; ami által a sugárzás levált (lecsatolódott) az anyagról, és nagyjából zavartalanul folytatta az útját a térben. Ennek a maradványa a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás.
Az idő során a nagyjából egyenletes eloszlású anyag kissé sűrűbb régiói magukhoz vonzották a környező anyagot, és egyre sűrűbbé váltak, és ködöket, csillagokat, galaxisokat és egyéb csillagászati szerkezeteket hoztak létre. Ennek a folyamatnak a részletei a világegyetemet alkotó anyag mennyiségétől és fajtájától függenek. A három lehetséges típust hideg sötét anyagnak, forró sötét anyagnak és barionos anyagnak nevezzük. A legpontosabb méréseink (a WMAP-é) azt mutatják, hogy a hideg sötét anyag a domináns a világegyetemben. A másik kettő típus a világegyetem anyagának kevesebb mint 20%-át alkotja.
A világegyetemet ma az energia egy misztikusnak tűnő formája, az úgynevezett sötét energia uralja. Nagyjából a teljes energiasűrűség 72%-a a mai világegyetemben ilyen formájú. A világegyetemnek ez az összetevője azon tulajdonsága miatt mutatható ki, hogy eltérést hoz létre a Friedmann–Robertson–Walker-megoldás lassulva tágulásához képest azzal, hogy a nagy távolságokon a téridő vártnál nagyobb tágulását okozza. A sötét energia a legegyszerűbb formájában az Einstein-féle téregyenletek kozmológiai állandóját adja, de az összetétele ismeretlen, és – még általánosabban – az állapotegyenletét és a részecskefizika standard modelljével való kapcsolatát folyamatosan vizsgálják kísérleti és elméleti utakon is.
Mindezeket a megfigyeléseket a kozmológia ΛCDM-modellje tartalmazza, amely az ősrobbanás egy matematikai modellje hat szabad paraméterrel. Furcsa dolgok történnek, ha valaki egészen a kezdeteket vizsgálja, amikor a részecskék energiája magasabb volt, mint amit jelenleg kísérletileg tanulmányozni tudunk. Nincs fizikailag igazán jó modellünk a világegyetem első 10−33 másodpercére, az azelőtti időre, amelyre a nagy egyesítés elmélete egy fázisátmenetet jósol. Az „első pillanatra” Einstein gravitációelmélete gravitációs szingularitást jósol. A paradoxon feloldásához a kvantumgravitáció még nem létező elmélete szükséges. A világegyetem történetének e korai szakaszának fizikai leírása egyike a fizika megoldatlan problémáinak.
Mivel az ősrobbanás eseményei fenomenális sebességgel változtak, annak történetét lineáris időskálán nem tudnánk ábrázolni. Grafikus ábrázolását logaritmikus időskálán a kezdetétől az első csillag megjelenéséig Az ősrobbanás lefolyásának grafikus ábrázolása cikk ábráján követhetjük.
Kísérleti bizonyítékai 1. Az elemek gyakorisága: az ősi nukleoszintézis alatt az ősrobbanás után nem sokkal (10−2 s) az anyag nagyon forró volt, kvarkokból és gluonokból állt, mely a hűlés során protonokká és neutronokká alakult. Az ezt követő 1 másodperc alatt összeállnak a legkönnyebb atommagok (, , , ). Ez a folyamat nagyjából 3 perc alatt véget ér. Az akkor kialakult elemösszetétel megmaradt egészen az első csillagok születéséig.
2. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás (angolul Cosmic Microwave Background Radiation, CMBR): 2,73 K hőmérsékletű feketetest-sugárzás, amit 1946-ban George Gamow jósolt meg, és 1964-ben Arno Penzias és Robert Woodrow Wilson fedezett fel. Ez a háttérsugárzás abból az időből származik, amikor a világegyetem átlátszó lett. Ezelőtt átláthatatlan ionizált anyagból állt. Többek között a COBE és a WMAP mérte.