Teoria **wielkiego** **wybuchu** stanowi dziś podstawowy model kosmologiczny opisujący początki oraz ewolucję wszechświata. Łączy w sobie elementy **fizyki** **kwantowej**, ogólnej teorii względności i astrofizyki obserwacyjnej, tworząc spójny obraz kosmicznej historii od pierwszych ułamków sekundy po obecne miliardy lat ewolucji galaktyk, gwiazd i planet. Zrozumienie big bang pozwala lepiej uchwycić naturę **czasoprzestrzeni**, znaczenie pojęcia energii próżni oraz pytania o ostateczne losy kosmosu.
Skąd wzięła się teoria wielkiego wybuchu
Początki idei rozszerzającego się wszechświata sięgają przełomu XIX i XX wieku. Wcześniej dominowało przekonanie, że kosmos jest statyczny, wieczny i niezmienny w skali globalnej. Przełom nastąpił dzięki ogólnej teorii względności Einsteina, która po raz pierwszy potraktowała grawitację jako efekt zakrzywienia **czasoprzestrzeni**, a nie zwykłą siłę działającą na odległość. Nowe równania dopuszczały dynamiczne rozwiązania: wszechświat mógł się kurczyć lub rozszerzać.
Belgijski duchowny i fizyk Georges Lemaître, analizując równania Einsteina, zaproponował w latach 20. XX wieku koncepcję tzw. pierwotnego atomu – niezwykle gęstego stanu początkowego, z którego miał się rozwinąć cały obserwowany kosmos. Jego prace początkowo spotykały się z nieufnością. Einstein miał nawet skomentować, że matematyka Lemaître’a jest poprawna, ale fizyka – wątpliwa. Z czasem obserwacje astronomiczne zaczęły jednak potwierdzać dynamiczny obraz wszechświata.
Kluczową rolę odegrał Edwin Hubble. Badając odległe galaktyki, stwierdził, że większość z nich oddala się od nas, a ich przesunięcia ku czerwieni rosną proporcjonalnie do odległości. Im dalej galaktyka, tym szybciej się oddala. Ten związek, dziś opisany prawem Hubble’a-Lemaître’a, jest bezpośrednim dowodem na to, że przestrzeń sama w sobie się rozszerza. Nie jest to ruch w zwykłym sensie, jak samochód poruszający się po drodze, lecz zmiana skali całej kosmicznej siatki odległości.
Jeśli przestrzeń wciąż się rozszerza, naturalne jest cofnięcie filmu wstecz. Wszystkie galaktyki, materię i promieniowanie można sobie wtedy wyobrazić jako skoncentrowane w coraz mniejszej objętości, przy coraz większej gęstości i temperaturze. W granicy wstecz otrzymujemy ekstremalny stan, który nazywamy big bang. Początkowo termin wielki wybuch używany był ironicznie przez Freda Hoyle’a, jednego z głównych obrońców alternatywnej teorii stanu stacjonarnego. Paradoksalnie to właśnie to określenie na trwałe weszło do języka nauki i kultury.
Jak rozumieć sam moment big bang
Powszechne wyobrażenie wielkiego wybuchu jako eksplozji w pustej przestrzeni jest mylące. Big bang nie był wybuchem w określonym punkcie, który rozrzucił materię wokół. Znacznie bliższe prawdy jest stwierdzenie, że to sama przestrzeń ulegała gwałtownemu rozszerzeniu, a każda jej część uczestniczyła w tym procesie. Nie ma wyróżnionego środka. Z punktu widzenia kosmologii każdy obserwator widzi inne galaktyki oddalające się od niego, jakby to on sam znajdował się w centrum ekspansji.
Teoria ogólnej względności opisuje ewolucję wszechświata za pomocą równań Friedmanna, które wiążą tempo rozszerzania z ilością materii, promieniowania oraz ewentualnej stałej kosmologicznej. Cofając rozwiązania tych równań wstecz, otrzymujemy stan, w którym gęstość i krzywizna przestrzeni matematycznie dążą do nieskończoności. Taki punkt nazywamy osobliwością początkową. Większość kosmologów traktuje jednak tę osobliwość nie jako rzeczywisty punkt fizyczny, lecz znak, że nasze obecne teorie przestają być wystarczające.
W ekstremalnie wczesnych fazach rozwoju kosmosu znaczącą rolę odgrywają efekty kwantowe związane z grawitacją. Niestety nie dysponujemy jeszcze kompletną teorią grawitacji kwantowej. Oznacza to, że opis najwcześniejszej chwili – rzędu 10^-43 sekundy po big bang, tzw. czasu Plancka – wciąż pozostaje spekulacją. Istnieją ambitne próby, takie jak pętlową **grawitację** kwantową czy teorię **strun**, które sugerują możliwość uniknięcia osobliwości poprzez scenariusze odbicia kosmicznego lub wcześniejszych faz kontrakcji.
Trzeba więc odróżnić dwie rzeczy: matematyczną osobliwość w klasycznej ogólnej teorii względności oraz fizycznie sensowne pojęcie bardzo wczesnego, gorącego i gęstego wszechświata. O ile sam punkt t=0 pozostaje niejasny, o tyle już od ułamków sekundy po hipotetycznym początku posiadamy względnie spójny opis. Oparty jest on na standardowym modelu kosmologicznym ΛCDM, który wykorzystuje zarówno dane obserwacyjne, jak i dobrze sprawdzone prawa fizyki cząstek elementarnych.
Wczesne etapy ewolucji wszechświata
Historia kosmosu tuż po big bang dzieli się na szereg epok charakteryzowanych przez dominujące formy energii i oddziaływań. W najwcześniejszych chwilach panowały ekstremalne temperatury, znacznie przekraczające te osiągane w ziemskich akceleratorach cząstek. Materia i promieniowanie tworzyły jednorodną plazmę, w której rozróżnianie znanych dziś cząstek nie miało większego sensu. Wszystko istniało w stanie niemal doskonałej symetrii.
Jedną z najbardziej fascynujących hipotez jest tzw. inflacja kosmologiczna. Ma to być niezwykle krótki, lecz intensywny okres gwałtownej ekspansji napędzanej szczególną formą energii próżni związanej z hipotetycznym polem inflatonowym. Podczas inflacji rozmiary wszechświata mogły wzrosnąć o wiele rzędów wielkości w czasie znacznie krótszym niż sekunda. Proces ten tłumaczy dziś obserwowaną jednorodność kosmosu na dużych skalach oraz bardzo małe zakrzywienie przestrzeni.
Kiedy inflacja ustaje, energia inflatonu ma się przekształcić w gorącą kąpiel cząstek i promieniowania – następuje przegrzanie (reheating). To moment, w którym wszechświat przechodzi do fazy gorącego, wielkiego wybuchu, bardziej zgodnej z klasyczną wizją big bang. Następują kolejne przejścia fazowe, podczas których wyodrębniają się znane oddziaływania: silne, słabe i elektromagnetyczne. Powstają kwarki, leptony, cząstki przenoszące oddziaływania, a także pierwsze asymetrie materii i antymaterii.
Fundamentalną zagadką jest pytanie, dlaczego we wszechświecie widzimy niemal wyłącznie materię, a antymateria występuje śladowo. W standardowej fizyce kwantowej tworzeniu par materia–antymateria zwykle towarzyszy ich symetryczne zanikanie. Musiał więc istnieć mechanizm łamiący tę symetrię: baryogeneza. Choć ogólne warunki, jakie powinien spełniać taki proces, znamy od czasów Sacharowa, to konkretne rozwiązanie pozostaje przedmiotem intensywnych badań. Możliwe, że kluczem będą tu pomiary rzadkich rozpadów cząstek w eksperymentach akceleratorowych.
W miarę stygnięcia wszechświata kwarki łączą się w protony i neutrony, a następnie – w procesie nukleosyntezy pierwotnej – w lekkie jądra: głównie wodoru, helu i niewielkich ilości litu. Ten etap trwa zaledwie kilka pierwszych minut kosmicznego czasu, ale jego ślady obserwujemy do dziś w proporcjach pierwiastków we wczesnych obiektach astrofizycznych. Trwałą materię, z jaką mamy dziś do czynienia, zaczynają tworzyć neutralne atomy dopiero około 380 tysięcy lat po big bang, kiedy temperatura spada do poziomu pozwalającego elektronom związać się trwale z jądrami.
Promieniowanie tła – echo wielkiego wybuchu
Chwilę po powstaniu neutralnych atomów wszechświat stał się przezroczysty dla światła. Wcześniej fotony nieustannie rozpraszały się na swobodnych elektronach, tworząc gęstą, nieprzejrzystą plazmę. Moment, w którym elektrony zostały uwięzione w atomach, oznaczał rozprzężenie materii i promieniowania. Fotony uwolnione w tej epoce przemierzają przestrzeń kosmiczną do dziś, rozciągane przez ekspansję wszechświata do coraz większych długości fal.
To właśnie te fotony obserwujemy jako mikrofalowe **promieniowanie** tła – kosmiczne promieniowanie reliktowe. Odkryte przypadkowo w latach 60. XX wieku przez Penziasa i Wilsona, stało się jednym z najmocniejszych argumentów na rzecz standardowego modelu big bang. Obserwowane promieniowanie ma niemal idealne widmo ciała doskonale czarnego o temperaturze około 2,7 kelwina, co potwierdza, że pochodzi z gorącej, gęstej fazy sprzed miliardów lat.
Jednorodność tego promieniowania jest zadziwiająco wysoka: fluktuacje temperatury na całym niebie mają rząd jedynie jednej części na sto tysięcy. To drobne różnice, utrwalone na niebie niczym kosmiczna mapa, kryją w sobie informacje o pierwotnych zaburzeniach gęstości. Właśnie z tych nieznacznych nierówności w rozkładzie materii wyrosły później galaktyki, gromady galaktyk i cała wielkoskalowa struktura kosmosu obserwowana dziś w przeglądach nieba.
Misje satelitarne COBE, WMAP i Planck zmierzyły z ogromną precyzją spektrum i anizotropie promieniowania tła. Dane te umożliwiły wyznaczenie podstawowych parametrów kosmologicznych, takich jak wiek wszechświata, jego skład chemiczny, tempo ekspansji oraz krzywizna przestrzeni. Zaskakującym rezultatem okazała się dominacja dwóch form energii, które nie emitują ani nie odbijają światła: ciemnej materii i ciemnej energii. Choć ich natura pozostaje nieznana, to ich obecność jest niezbędna, aby dopasować model do obserwacji.
Analiza promieniowania tła w połączeniu z pomiarami odległych supernowych i struktur wielkoskalowych wzmacnia obraz wszechświata jako całości dominowanej przez ciemną energię. To ona odpowiada za przyspieszanie ekspansji w późnych epokach kosmicznych. Choć big bang zwykle kojarzy się z początkiem, ślady tego wydarzenia w postaci promieniowania reliktowego pozwalają nam również prognozować możliwe scenariusze odległej przyszłości.
Powstawanie gwiazd, galaktyk i struktur kosmicznych
Po uwolnieniu promieniowania tła wszechświat wszedł w epokę ciemnych wieków. Przez setki milionów lat nie istniały jeszcze jasne źródła światła, a materia baryonowa – zwykły gaz wodoru i helu – stopniowo gromadziła się w zagęszczeniach potencjału grawitacyjnego. Dominującą rolę odgrywała ciemna materia, która nie wchodzi w silne oddziaływania z promieniowaniem, dzięki czemu jej skupiska mogły formować się wcześniej i bardziej efektywnie.
Pod wpływem grawitacji zagęszczenia materii rosły, tworząc pierwsze halo ciemnej materii, wewnątrz których chłodzący się gaz zapadał się dalej, prowadząc do narodzin pierwszych gwiazd. Te tzw. gwiazdy III populacji były prawdopodobnie znacznie masywniejsze od typowych gwiazd dzisiejszych. Ich żywot był krótki, lecz ich znaczenie kosmiczne – ogromne: w ich wnętrzach poprzez procesy termojądrowe powstawały pierwsze cięższe pierwiastki, takie jak węgiel, tlen czy żelazo.
Eksplozje supernowych, którymi kończyły się życia masywnych gwiazd, rozsiewały te pierwiastki w otoczeniu, wzbogacając gaz międzygwiazdowy. Na kolejnych pokoleniach gwiazd i planet zapisany jest więc ślad ewolucji chemicznej wszechświata. Z czasem, w miarę kolejnych rund formowania i obumierania gwiazd, środowisko kosmiczne stawało się coraz bogatsze w ciężkie pierwiastki, umożliwiając powstawanie złożonej chemii, a w dalszej perspektywie – warunków sprzyjających życiu.
Galaktyki formowały się w wyniku skomplikowanych procesów łączenia się mniejszych struktur, opadania gazu w potencjale grawitacyjnym halo oraz oddziaływań sprzężonych z aktywnością supermasywnych czarnych dziur. Współczesne symulacje numeryczne, prowadzone na superkomputerach, potwierdzają, że przy założeniu standardowego modelu ΛCDM można odtworzyć statystyczne własności rozkładu galaktyk i gromad galaktyk. Oznacza to, że obraz wszechświata od fazy gorącego big bang do powstania wielkoskalowej pajęczyny kosmicznej jest z grubsza spójny.
W miarę upływu czasu ewolucja kosmiczna zaczęła być coraz silniej kształtowana przez ciemną energię. Około pięć miliardów lat temu jej wpływ zaczął dominować nad grawitacyjną tendencją do zapadania się struktur, powodując przyspieszanie ekspansji. Dalsze losy formowania się nowych struktur, a więc także potencjalne scenariusze długoterminowej historii gwiazd, planet i ewentualnych cywilizacji kosmicznych, są silnie uzależnione od natury tej tajemniczej składniki energii.
Dowody obserwacyjne na rzecz wielkiego wybuchu
Wiarygodność każdego modelu **kosmologicznego** zależy od jego zgodności z obserwacjami. Teoria wielkiego wybuchu zawdzięcza swoją dominującą pozycję nie jednemu spektakularnemu odkryciu, lecz zbieżności wielu niezależnych linii dowodowych. Każda z nich byłaby sama w sobie trudna do wyjaśnienia w ramach alternatywnych scenariuszy, a ich łączne dopasowanie tworzy mocny argument na rzecz gorącego, rozszerzającego się wszechświata o skończonym wieku.
Pierwszym filarem jest wspomniane już rozszerzanie się kosmosu. Spektrum odległych galaktyk wykazuje systematyczne przesunięcie ku czerwieni interpretowane jako efekt ekspansji przestrzeni. Prawo Hubble’a-Lemaître’a, wyrażające związek między prędkością ucieczki a odległością, zostało sprawdzone na szerokim zakresie skal, od pobliskich galaktyk po obiekty na granicy obserwowalnego wszechświata. Co więcej, szczegółowy kształt tego związku zależy od składu energetycznego kosmosu, co pozwala testować modele ciemnej materii i ciemnej energii.
Drugim kluczowym argumentem jest skład pierwotnych pierwiastków. Teoria nukleosyntezy pierwotnej przewiduje konkretne proporcje wodoru, helu i litu formowanych w pierwszych minutach po big bang. Obserwacje najuboższych chemicznie obłoków gazowych i starych gwiazd wskazują na zgodność z tymi przewidywaniami w granicach niepewności pomiarowych. Byłoby niezwykle trudne uzgodnić te proporcje w scenariuszu wszechświata wiecznego, w którym pierwiastki powstawałyby jedynie we wnętrzach gwiazd.
Trzecią, niezwykle silną linię dowodową stanowi mikrofalowe promieniowanie tła. Jego odkrycie było przewidziane teoretycznie przez zwolenników modelu big bang na długo przed faktycznym pomiarem, co zwiększa wartość tego testu. Obserwowane widmo, anizotropie i ich statystyka są w wysokim stopniu zgodne z przewidywaniami standardowego modelu kosmologicznego. Alternatywne teorie mają duże trudności z naturalnym wyjaśnieniem istnienia tak doskonale izotropowego i jednorodnego tła promieniowania.
Dodatkowe wsparcie płynie z badań supernowych typu Ia, które służą jako tzw. świece standardowe do pomiaru odległości kosmicznych. Ich jasność i rozkład przesunięć ku czerwieni pozwoliły odkryć przyspieszenie ekspansji, potwierdzając obecność dominującej ciemnej energii. Modele big bang z wprowadzoną stałą kosmologiczną lub dynamicznym polem skalarnym dobrze odtwarzają te dane. Z kolei przeglądy wielkoskalowej struktury, jak baryonowe oscylacje akustyczne, oferują niezależne testy parametrów kosmologicznych, znów zgodne z obrazem wszechświata zapoczątkowanego gorącym wybuchem.
Filozoficzne i metodologiczne granice pytania o początek
Choć teoria wielkiego wybuchu opisuje z dużą precyzją ewolucję wszechświata od wczesnych etapów, nie odpowiada bezpośrednio na pytanie, dlaczego istnieje raczej coś niż nic. Naukowy model skupia się na tym, jak przebiegała ewolucja oraz jakie prawa rządzą zjawiskami kosmicznymi. Pytanie o ostateczną przyczynę istnienia wszechświata, a nawet sam sens mówienia o czasie „przed big bang”, dotyka obszarów, gdzie fizyka styka się z filozofią metafizyki.
W tradycyjnej metafizyce początek czasowy często utożsamiano z początkiem przyczynowym. Tymczasem w ogólnej teorii względności czas jest częścią dynamicznej **czasoprzestrzeni**, powiązanej z materią i energią. Jeśli big bang oznacza początek samej czasoprzestrzeni, pytanie o to, co działo się „wcześniej”, może być źle postawione. Podobnie jak pytanie, co jest na północ od bieguna północnego, traci sens w ramach przyjętego opisu geograficznego.
W tej perspektywie zamiast pytać o przyczyny „przed” big bang, wielu filozofów nauki sugeruje analizę warunków początkowych teorii oraz struktury praw fizyki. Możemy badać, jak czułe są scenariusze kosmologiczne na drobne zmiany parametrów, oraz czy istnieją głębsze zasady symetrii lub zasady antropiczne, które mogłyby tłumaczyć obserwowane wartości. Dyskusja ta nie jest jednak wyłącznie filozoficzna; przenika ją metodologia fizyki teoretycznej, która stawia wymagania testowalności modeli.
Scenariusze takie jak multiwersum, cykliczne wszechświaty czy odbicia kosmiczne próbują przedłużyć opis poza konwencjonalny big bang. Z naukowego punktu widzenia ich wartość zależy od możliwości wyprowadzenia przewidywań odróżniających je od standardowego modelu. W przeciwnym razie pozostają one głównie spekulacjami metafizycznymi. Granica między nauką a filozofią nie jest tu jednak ostra: rozwój kosmologii zawsze był napędzany pytaniami o początki, strukturę i sens istnienia wszystkiego, co obserwujemy.
Najważniejsze otwarte problemy związane z big bang
Mimo imponującej zgodności teorii wielkiego wybuchu z obserwacjami, pozostaje szereg pytań, na które nie znamy jeszcze odpowiedzi. Pierwszym z nich jest dokładna natura ciemnej materii. Wiemy, że musi ona oddziaływać grawitacyjnie, ale nie emituje ani nie pochłania światła. Proponowane kandydatki obejmują słabo oddziałujące cząstki masywne, aksjony czy bardziej egzotyczne obiekty, lecz jak dotąd nie wykryto ich bezpośrednio w eksperymentach laboratoryjnych.
Jeszcze większą zagadką jest ciemna energia. Obserwowane przyspieszanie ekspansji można przypisać stałej kosmologicznej, czyli energii próżni o stałej gęstości. Problem w tym, że proste obliczenia kwantowe przewidywałyby wartość tej energii większą o wiele rzędów wielkości niż obserwowana. Różnica jest tak ogromna, że nazywa się ją jedną z największych katastrof w historii fizyki teoretycznej. Alternatywą są modele dynamicznych pól skalarnych, ale i one wymagają dokładnego zbadania ich konsekwencji.
Kolejną kwestią jest pełne zrozumienie inflacji kosmologicznej. Choć inflacja świetnie tłumaczy jednorodność i płaskość wszechświata oraz rodowód pierwotnych fluktuacji, nadal brak nam eksperymentalnego potwierdzenia istnienia konkretnego pola inflatonowego. Poszukuje się m.in. śladów fal grawitacyjnych pochodzących z okresu inflacji, które mogłyby pozostawić subtelny sygnał w polaryzacji mikrofalowego promieniowania tła. Wyniki dotychczasowych badań są jednak wciąż niejednoznaczne.
U podstaw wszystkich tych problemów leży brak kompletnej teorii **grawitacji** kwantowej. Obecne modele – ogólna teoria względności i mechanika kwantowa – działają doskonale w swoich zakresach, lecz trudno je połączyć w spójną całość. Bez takiej teorii nasze wyobrażenie o samym początku big bang pozostaje niepełne. Rozwijane koncepcje, jak teoria strun czy pętlowej grawitacji, oferują interesujące scenariusze, ale wymagają jeszcze zarówno doprecyzowania matematycznego, jak i wskazania możliwych obserwacyjnych testów.
Big bang w kulturze i edukacji naukowej
Teoria wielkiego wybuchu przeniknęła daleko poza krąg specjalistycznej **kosmologii**, stając się jednym z najbardziej rozpoznawalnych pojęć w kulturze masowej. Filmy, literatura popularnonaukowa, a nawet seriale komediowe przyczyniły się do utrwalenia wizerunku big bang jako spektakularnej eksplozji rozpoczynającej czas i przestrzeń. Popularność tej metafory ma swoje zalety edukacyjne, ale niesie również ryzyko uproszczeń i nieporozumień.
Edukacja naukowa stoi przed wyzwaniem przekazania publiczności złożonych pojęć, takich jak ekspansja przestrzeni, krzywizna czy anizotropie promieniowania tła, w sposób zrozumiały, lecz nienadmiernie banalizujący. Modele komputerowe, interaktywne wizualizacje i materiały multimedialne pozwalają dziś lepiej niż kiedykolwiek ilustrować abstrakcyjne koncepcje. Jednocześnie ważne jest, by jasno wskazywać granice wiedzy: teoria wielkiego wybuchu nie jest ostateczną odpowiedzią na wszystkie pytania o początek, lecz najlepiej sprawdzonym naukowym modelem dotychczasowej ewolucji wszechświata.
W debatach publicznych big bang bywa czasem błędnie przedstawiany jako dogmat naukowy stojący w opozycji do wszelkich przekonań filozoficznych czy religijnych. Tymczasem nauka operuje innym rodzajem pytań: nie o sens czy cel istnienia, lecz o mechanizmy i prawidłowości. Dobrze rozumiana teoria wielkiego wybuchu nie rozstrzyga sporów światopoglądowych, ale dostarcza wspólnego empirycznego gruntu, na którym mogą toczyć się bardziej refleksyjne dyskusje o znaczeniu ludzkiego miejsca w kosmosie.
FAQ – najczęstsze pytania o wielki wybuch
Czy big bang był wybuchem w określonym miejscu kosmosu
Wielki wybuch nie był eksplozją w istniejącej wcześniej przestrzeni, jak bomba wybuchająca w powietrzu. Big bang oznacza gwałtowną ekspansję samej przestrzeni, która od początku wypełniona była materią i promieniowaniem. Nie ma wyróżnionego środka: każdy obserwator, niezależnie od miejsca, widzi inne galaktyki oddalające się od niego. Mówiąc obrazowo, rozszerza się cała „tkanina” kosmiczna, a nie materia w pustce.
Co istniało przed wielkim wybuchem
W ramach standardowego modelu kosmologicznego czas jest związany z czasoprzestrzenią, która pojawia się razem z big bang. Dlatego pytanie o „przedtem” może być źle postawione – jeśli czas zaczyna się wraz z wielkim wybuchem, nie ma wcześniejszego etapu w zwykłym sensie. Istnieją jednak rozszerzone modele, np. kosmosu cyklicznego lub odbicia kwantowego, w których przed obecną fazą ekspansji mogły istnieć inne epoki. Na razie brak jednoznacznych dowodów.
Skąd wiemy, że teoria wielkiego wybuchu jest poprawna
Model big bang wspierają trzy niezależne klasy dowodów: obserwowane rozszerzanie się wszechświata, skład pierwotnych pierwiastków oraz mikrofalowe promieniowanie tła. Wszystkie te dane ilościowo zgadzają się z przewidywaniami modelu ΛCDM. Dodatkowo pomiary supernowych i struktur wielkoskalowych potwierdzają jego parametry. Teoria nie jest dogmatem: jest akceptowana, bo dotąd żadna konkurencyjna koncepcja nie wyjaśnia tak spójnie pełnego zestawu obserwacji.
Czy wielki wybuch oznacza, że wszechświat powstał z niczego
Teoria wielkiego wybuchu opisuje ewolucję bardzo gęstego, gorącego stanu, ale nie mówi wprost, że powstał on z absolutnego „nic”. Pojęcie „niczego” jest niejednoznaczne filozoficznie: może oznaczać brak materii, brak praw fizyki albo całkowity brak istnienia. Fizyka operuje raczej koncepcją kwantowej próżni, która ma własności i fluktuacje. Czy za big bangiem kryje się przejście z „niczego”, czy raczej zmiana jednego stanu kosmosu w inny, pozostaje otwartą kwestią.
Czy wszechświat kiedyś się skończy
Los kosmosu zależy od składu energii i natury ciemnej energii. Obecne dane wskazują, że ekspansja przyspiesza i prawdopodobnie będzie trwać wiecznie, prowadząc do scenariusza „wielkiego rozdarcia” lub „wiecznego ochładzania”, gdzie galaktyki oddalają się tak bardzo, że kosmos staje się zimny i rozrzedzony. Jeśli jednak własności ciemnej energii ulegną zmianie w czasie, możliwe są alternatywy: ponowny kolaps (wielki krach) albo scenariusze cykliczne. Potrzebne są dokładniejsze pomiary.
