De oerknal of big bang is de populaire benaming van de kosmologische theorie die op basis van de algemene relativiteitstheorie aannemelijk maakt dat 13,8 miljard jaar geleden het heelal ontstond uit een enorm heet punt (ca. 1028 K), met een bijna oneindig grote dichtheid, ofwel een singulariteit. Tegelijkertijd met de oerknal zouden ruimte en tijd zijn ontstaan. Het is wiskundig te formuleren hoe een driedimensionale ruimte ontstaat uit een punt, maar niet visueel voorstelbaar. Het beeld van een analoge tweedimensionale ruimte helpt echter: het oppervlak van een bol die opzwelt vanuit een punt. Dat oppervlak is gekromd, het heeft geen randen en het is eindig; eigenschappen die een driedimensionale ruimte ook kan hebben. Aan het beeld van een ballon die opgeblazen wordt, is de term inflatie ontleend.
De theorie is onder meer gebaseerd op de waarneming van het voortdurend uitdijende heelal, in het bijzonder de roodverschuiving van de spectraallijnen en van licht van verre sterrenstelsels, het dopplereffect, en de waargenomen hoeveelheid helium die gevormd is voordat er sterren waren. De algemene relativiteitstheorie is op dit punt echter nog niet volledig, aangezien het idee van een oneindig grote dichtheid strijdig is met de fundamentele wetten van de natuurkunde.
Grondlegger van de oerknaltheorie is de Leuvense hoogleraar en priester dr. Georges Lemaître. De term 'big bang' werd voor het eerst door Fred Hoyle in 1950 gebruikt als een denigrerende aanduiding om zijn afkeer van de theorie tot uitdrukking te brengen. Hoyle was zelf voorstander van het concurrerende maar thans verlaten steady-statemodel.
De Nederlandse vertaling 'oerknal' is bedacht door hoogleraar astronomie en wetenschapspopularisator Kees de Jager.
Tijdlijn thumb|400px|Ontwikkelingsstadia van het universum. Tijd staat op de horizontale as. Extrapolatie van de uitbreiding van het universum terug in de tijd met behulp van de algemene relativiteitstheorie leidt tot een oneindige dichtheid en temperatuur op een eindig punt in het verleden. Deze singulariteit is strijdig met de algemene relativiteitstheorie. Er wordt veel gediscussieerd over tot hoe dicht we bij de singulariteit kunnen extrapoleren, maar zeker niet dichterbij dan het einde van het planck-tijdperk, ongeveer 10−43 seconde na het ontstaan van het universum (plancktijd). Deze singulariteit wordt soms de "big bang" genoemd, maar de term kan ook verwijzen naar de vroege hete, dichte fase zelf, die kan worden gezien als de "geboorte" van het universum. Gebaseerd op metingen van de uitbreiding van Type Ia-supernova's, metingen van temperatuurfluctuaties in de kosmische achtergrondstraling en metingen van de correlatiefunctie van sterrenstelsels, heeft het universum een berekende leeftijd van 13,772 ± 0,059 miljard jaar. De overeenkomst van deze drie onafhankelijke metingen moedigt sterk het standaardmodel van de oerknal (Lambda-CDM-model, Lambda-Cold Dark Matter-model) aan dat in detail de inhoud van het universum beschrijft. In 2013 corrigeerden nieuwe data van de ruimtetelescoop Planck deze leeftijd tot 13,798 ± 0,037 miljard jaar.
De eerste fasen van de oerknal zijn onderwerp van vele speculaties. In de meest voorkomende modellen was het universum gevuld met een enorm hoge energiedichtheid en enorme temperaturen en druk. Het was isotroop gevuld met homogene reacties. Het breidde zich erg snel uit en koelde snel af. Ongeveer 10−37 seconde in de uitbreiding, veroorzaakte een faseovergang een kosmische inflatie, waarbij het universum exponentieel groeide. Nadat de inflatie ophield, bestond het universum uit zowel quark-gluonplasma als andere elementaire deeltjes. De temperaturen waren zo hoog dat de willekeurige bewegingen van deeltjes een relativistische snelheid bereikten, en deeltje-antideeltjeparen van allerlei soorten deeltjes continu werden gemaakt en vernietigd in botsingen. Op een bepaald moment kwam er een onbekende reactie genaamd baryogenese, die een asymmetrie veroorzaakte in het baryongetal, wat leidde tot een kleine overmaat van quarks en leptonen tegenover antiquarks en antileptonen - geordend als 1 overmatig deeltje per 30 miljoen. Dit leidde tot de dominantie van materie over antimaterie in het huidige universum.
Vervolgens veroorzaakten de afnemende temperatuur en afnemende dichtheid een verbreking van symmetrie, waardoor via faseovergangen de fundamentele natuurkrachten en de parameters van elementaire deeltjes hun huidige vorm aannamen. Na 10−11 seconde zijn de gebeurtenissen minder speculatief, omdat de omstandigheden kunnen worden nagebootst in experimenten met deeltjesversnellers. Na ongeveer 10−6 seconde combineerden quarks en gluonen zich om baryonen te vormen zoals protonen en neutronen. Een kleine overmaat van quarks tegenover antiquarks leidde tot een kleine overmaat van baryonen tegenover antibaryonen. Toen de temperatuur niet langer hoog genoeg was voor het aanmaken van nieuwe proton-antiprotonparen (hetzelfde geldt voor neutronen-antineutronen), volgde er meteen een massa-annihilatie, die slechts 1 op de 1010 van de originele protonen en neutronen overliet, en geen van hun antideeltjes. Een soortgelijk proces vond na ongeveer 1 seconde plaats voor elektronen en positronen. Na deze annihilaties, bewogen de overgebleven protonen, neutronen en elektronen niet meer met een relativistische snelheid en de energiedichtheid van het universum werd gedomineerd door fotonen (met een kleine groep van neutrinos).
Een paar minuten in de uitbreiding, toen de temperatuur ongeveer een miljard kelvin was en de dichtheid ongeveer zo groot was als de aardse atmosfeer op zeeniveau, versmolten neutronen met protonen om deuterium- en helium-atoomkernen te vormen in een proces genaamd oerknal-nucleosynthese. De meeste protonen bleven ongepaard als waterstof-atoomkernen. Naarmate het universum afkoelde, begon de energiedichtheid van de rustmassa van de materie de straling gravitationeel te domineren. Na ongeveer 379.000 jaar bonden de elektronen zich aan de atoomkernen en vormden de eerste atomen (meest waterstof). Als gevolg hiervan werd de ruimte doorzichtig en ontkoppelde de straling zich van materie en ging grotendeels ongehinderd verder door de ruimte. Deze straling staat bekend als de kosmische achtergrondstraling. 250px|miniatuur|links|De expansie van het universum
Over een lange periode kwam in de zeer egaal verspreide materie, een gravitationeel sneeuwbaleffect op gang door zeer kleine dichtheidsvariaties, en langzaam leidde dit tot de structuren van gaswolken, die verder uitkristalliseerden tot sterren, sterrenstelsels en andere astronomische structuren die we vandaag de dag kunnen observeren. De details van dit proces hebben een relatie met de nog niet begrepen donkere materie. Naast de zichtbare baryonische materie zijn er drie kandidaten voor donkere materie: koude donkere materie, warme donkere materie en hete donkere materie. De beste metingen beschikbaar (van WMAP) laten zien dat de data goed passen in de theorie van een Lambda-CDM-model waarin er wordt verondersteld dat donkere materie koud is (warme donkere materie wordt uitgesloten door vroege reionisatie), en er wordt geschat dat de materie/energie in het universum voor zo'n 23% hieruit bestaat, terwijl dit bij baryonische materie maar 4,6% is. In een "uitgebreid model" dat hete donkere materie bevat in de vorm van neutrino's, wordt de "natuurkundige baryondichtheid" Ωbh2 geschat op ongeveer 0,023 (dit is anders dan de 'baryondichtheid' Ωb uitgedrukt als een fractie van de totale materie-/energiedichtheid, zoals boven beschreven 0,046), en de toebehorende koude donkere materie dichtheid Ωch2 is ongeveer 0,11, de toebehorende neutrinodichtheid Ωvh2 wordt geschat op minder dan 0,0062.
Onafhankelijke lijnen van bewijzen van Type Ia-supernova's en de kosmische achtergrondstraling impliceren dat het universum van vandaag wordt gedomineerd door een mysterieuze vorm van energie, die bekendstaat als donkere energie, die waarschijnlijk heel de ruimte doordringt. Observaties suggereren dat 74% van de totale energiedichtheid van het hedendaagse universum in deze vorm voorkomt. Toen het universum erg jong was, was het mogelijk doordrenkt met donkere energie, maar met minder ruimte en alles dichter op elkaar, had de zwaartekracht de overhand, en brak het langzaam de uitbreiding af. Maar uiteindelijk, na tal van miljarden jaren van uitbreiding, veroorzaakte de groeiende overvloed van donkere energie de uitbreiding van het universum om langzaamaan te versnellen. Donkere energie in zijn simpelste formulering neemt de vorm aan van de kosmologische constante term in Einsteins vergelijkingen van algemene relativiteit, maar zijn samenstelling en mechanisme zijn onbekend en, meer algemeen, de details van zijn toestandsvergelijking (kosmologie) en relatie met het standaardmodel van de deeltjesfysica blijven continu onderzocht worden, zowel door observaties als theoretisch.
De hele kosmische evolutie na het inflatietijdperk kan strikt genomen worden beschreven door het Lambda-CDM-model, dat de onafhankelijke kaders van kwantummechanica en Einsteins algemene relativiteit gebruikt. Zoals boven wordt beschreven, bestaat er geen goed onderbouwd model dat de gebeurtenissen beschrijft tot ongeveer 10−15 seconde. Klaarblijkelijk is er een nieuwe verenigde theorie van kwantumzwaartekracht nodig om deze barrière te doorbreken. Het begrijpen van deze vroege fasen in de geschiedenis van het universum is momenteel een van de grootste onopgeloste problemen in de natuurkunde.
Voorgeschiedenis Het dynamische vs. het statische heelal Voordat de theorie van de big bang werd geformuleerd, ging men uit van een statisch heelal: een heelal dat er altijd al was en altijd zal zijn. Uit de zwaartekrachtwet van Newton volgt echter dat zo'n heelal zou instorten. Newton onderkende dat probleem, maar poogde dat in een briefwisseling met Richard Bentley te redden door te stellen dat, als de materie gelijkmatig in een oneindige ruimte verdeeld was, er geen middelpunt zou zijn waar de materie naartoe zou vallen.
Zelfs als de rol van de zwaartekracht op deze of andere manieren kan worden geweerd, is er nog een ander fundamenteel probleem met het statische heelal. Als het heelal namelijk oneindig groot is, en statistisch uniform bezaaid met sterren (of sterrenstelsels, of groepen van sterrenstelsels) waarvan de dichtheid niet systematisch evolueert, dan moet de achtergrond van de sterrenhemel dezelfde helderheid bezitten als het oppervlak van de zon. We zien echter dat de hemelachtergrond donker is, of in elk geval beduidend minder helder dan het oppervlak van de zon: dit is de paradox van Olbers. Hieruit volgt logisch dat het heelal niet tegelijkertijd oneindig groot en zowel ruimtelijk als tijdelijk uniform kan zijn. Een argument van Kelvin om de paradox te ontkrachten aan de hand van interstellaire absorptie door kosmisch stof loopt vast op overwegingen in verband met stralingsevenwicht.How Dark is the Night? hoofdstuk 2 in en , "The Cosmic Revolutionary’s Handbook (Or: How to Beat the Big Bang)," Cambridge University Press 2020.