下の段落を参照し,その後の質問に,段落と同じ言語で答えます.  一般相対性理論の 最も重要な側面の"つは 宇宙全体に適用できるということです 重要な点は,大きなスケールでは,私たちの宇宙は非常に単純な線に沿って構築されているように見えるということです.すべての現在の観測は,平均して,宇宙の構造は,観測者の位置または観測の方向に関係なく,ほぼ同じであるべきであることを示唆しています.宇宙は,ほぼ均質で同位体です. このような比較的単純な宇宙は アインシュタインの方程式の 単純な解で説明できます 宇宙の現在の宇宙学モデルは,一般相対性理論のこれらの単純な解決法と,宇宙の物質の性質を記述する理論,すなわち熱力学,核物理学,粒子物理学を組み合わせることで得られます. これらのモデルによると,現在の宇宙は,約140億年前に非常に密度の高い高温状態から - ビッグバン - 生まれ,それ以来膨張を続けています. アインシュタインの方程式は,宇宙定数と呼ばれる項を加えることで一般化することができます. この用語が存在する場合,空の空間自体が魅力的な (または,よりまれに,反発的な) 重力の源として作用します. アインシュタインは元々,この用語を,宇宙論に関する1917年の論文で,非常に具体的な動機で紹介した.現代の宇宙論的思考は,宇宙は静的であると考え,一般相対性理論の枠組みの中で静的なモデル宇宙を構築するために追加の用語が必要であった. 宇宙は静的ではなく 膨張していることが明らかになったとき アインシュタインは この追加項を 素早く捨てました しかし1990年代末から 宇宙定数 <unk> と一致する加速的な膨張を示す 天文学的証拠が 蓄積され続けてきました  疑問: 現在知られている宇宙は どんな非常に密度の高い高温状態から始まったのでしょうか?
ビッグバン