Tekst źródłowy strony Wszechświat

{{Inne znaczenia|kosmosu|[[Wszechświat (ujednoznacznienie)|inne znaczenia tego słowa]]}}
[[Plik:WMAP 2008.png|thumb|Mapa [[mikrofalowe promieniowanie tła|mikrofalowego promieniowania tła]], pokazująca obraz wczesnego Wszechświata (na podstawie danych zebranych przez sondę [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]])]]
[[Plik:DMPie 2013 pl.svg|mały|Szacowany udział ciemnej energii i ciemnej materii w energii Wszechświata{{r|esa}}:<br />4,9% to [[zwykła materia]]: [[ośrodek międzygalaktyczny|międzygalaktyczny gaz]] oraz [[gwiazda|gwiazdy]], 26,8% to [[ciemna materia]],<br />68,3% to [[ciemna energia]]]]

'''Wszechświat''' ({{łac.|universum}}) – wszystko, co istnieje [[Fizyka|fizycznie]]: cała [[czasoprzestrzeń]] oraz wszystkie wypełniające ją formy [[Energia (fizyka)|energii]] jak [[Materia (fizyka)|materia]] i [[Pole (fizyka)|pola fizyczne]]<ref name="epwn">{{Encyklopedia PWN | id = 3998491 | tytuł = Wszechświat | data dostępu = 2023-04-01}}</ref><ref>{{otwarty dostęp}} Karol Langner, [https://astronet.pl/slownik/wszechswiat/ Wszechświat], astronet.pl [dostęp 2023-04-21].</ref>; [[synonim]] słów „[[natura]]” i „przyroda”. Bywa utożsamiany ze światem i [[Rzeczywistość|rzeczywistością]] – niektóre doktryny [[Filozofia|filozoficzne]] twierdzą, że nie istnieje nic innego; przykłady takich stanowisk to [[fizykalizm]], [[materializm]] i niektóre inne formy [[empiryzm]]u.

Wszechświat jest też znany jako '''Kosmos''', z {{gr.|kósmos}} – porządek<ref>{{Sjp PWN|kosmos|5442775|2024-06-22|słownik=dor}}</ref>. Ten drugi termin ma też [[Meronim|węższe znaczenie]]: może oznaczać przestrzeń pozaziemską, otaczającą [[Atmosfera|atmosferę]] Ziemi<ref>{{Sjp PWN|kosmos|2564795|2023-04-01}}</ref>, czyli [[Przestrzeń kosmiczna|przestrzeń kosmiczną]] oraz wypełniające ją [[Ciało niebieskie|ciała niebieskie]] inne niż Ziemia. Przykładowo [[lot kosmiczny]] to lot pozaziemski, jego pasażer to [[kosmonauta]], hipotetyczne istoty pozaziemskie to [[Kosmita|kosmici]], a [[promieniowanie kosmiczne]] pochodzi spoza Ziemi.

Wszechświat badają wszystkie [[nauki empiryczne]] – te [[Nauki przyrodnicze|przyrodnicze]] i opisowa ([[Pozytywizm|pozytywna]]) część [[Nauki społeczne|nauk społecznych]]; czerpią one z [[Nauki formalne|nauk formalnych]] jak [[matematyka]] oraz z pewnych działów [[Filozofia|filozofii]]. Kosmos we wspomnianym wąskim sensie badają [[nauki kosmiczne]] jak [[astrofizyka]] z [[Astronomia|astronomią]] i [[planetologia]]; nauki te korzystają m.in. z [[Technologia|technologii]] lotów kosmicznych: [[Astronautyka|astronautyki]]. [[Kosmologia fizyczna]] bada Wszechświat wyłącznie jako całość, w największej skali, bez analizowania wewnętrznej budowy jego części, co robią inne działy astrofizyki i pozostałe nauki empiryczne. [[Kosmologia]] rozumiana szeroko oznacza wszelkie doktryny o budowie Wszechświata, nie tylko te ściśle [[Nauka|naukowe]], ale i filozoficzne, [[Religia|religijne]] czy [[Mitologia|mityczne]].

Niektóre ogólne właściwości Wszechświata pozostają nieznane, ponieważ [[Widzialny Wszechświat|jego widzialna część]] jest otoczona [[Horyzont cząstek|horyzontem kosmicznym]] – obszar za nim oddala się szybciej niż [[Prędkość światła|światło w próżni]], co zgodnie z [[Teoria względności|teorią względności]] uniemożliwia tamtejszym [[Cząstka elementarna|cząstkom]] zbliżanie się do Ziemi. Zbadano jednak podstawowe cechy obserwowalnej części Wszechświata:
* podlega on [[Prawa fizyki|prawom]]; te najbardziej podstawowe, które nie redukują się do żadnych głębszych potwierdzonych prawideł to:
** [[model standardowy]] cząstek elementarnych;
** [[ogólna teoria względności]] Einsteina opisująca czasoprzestrzeń i [[Grawitacja|ciążenie]];
** zasady [[Termodynamika|termodynamiki]].
: Do tej pory (2023) potwierdza się podstawowa [[zasada kosmologiczna]], czasem zwana pierwszą lub słabą – mówiąca, że prawa fizyki są jednakowe w całym obserwowalnym Wszechświecie;
* nie znaleziono też odstępstw od silniejszej zasady kosmologicznej – obserwowalny Wszechświat w dużej skali wydaje się [[Jednorodność (kosmologia)|jednorodny]] (homogeniczny) i [[Izotropowość|izotropowy]], tj. nie ma wyróżnionych miejsc ani kierunków – wykazuje [[Symetria (fizyka)|symetrie]] [[Translacja (matematyka)|przesuwne]] (translacyjne) i [[Obrót|obrotowe]] (rotacyjne). Ta pierwsza właściwość implikuje pewną postać [[Zasada kopernikańska|zasady kopernikańskiej]];
* obserwowalny Wszechświat rozszerza się; innymi słowy podlega ekspansji – ilościowo opisuje to [[prawo Hubble’a-Lemaître’a]];
* [[gęstość]] obserwowalnego Wszechświata była znacznie większa – nie istniały w nim [[Gwiazda|gwiazdy]] ani [[atom]]y, a jedynie pierwotna [[plazma]]; ten etap ewolucji jest znany jako [[Wielki Wybuch]], a czas od niego bywa nieprecyzyjnie nazywany [[Wiek Wszechświata|wiekiem Wszechświata]]; jest szacowany na kilkanaście miliardów lat.

Skład materialny obserwowalnego Wszechświata nie jest dokładnie znany. Standardowy [[model kosmologiczny]] znany jako [[Model Lambda-CDM|Lambda-CDM]] (z ang. ''cold dark matter'') zakłada, że:
* większość jego energii to [[ciemna energia]];
* pozostała część energii, mająca [[Masa (fizyka)|masę]], to w większości [[ciemna materia]], zbudowana z nieznanych cząstek;
* pozostała materia, znana jako [[Zwykła materia|zwykła]], to cząstki opisane modelem standardowym. Kilkadziesiąt z nich jest wedle obecnej wiedzy fundamentalnych, tj. nie stwierdzono ich wewnętrznej budowy.

Cząstki fundamentalne materii zwykłej łączą się w kilkaset cząstek złożonych ([[Hadrony|hadronów]]). Dwa z nich – [[proton]] i [[neutron]] – są stabilne i tworzą [[Jądro atomowe|jądra atomowe]], inaczej [[nuklid]]y. Są one budulcem większości ciał obserwowanych przez ludzkość – [[Fizyka materii skondensowanej|materii skondensowanej]] jak:
* plazma gwiazdowa;
* atomy budujące Ziemię, inne [[Planeta|planety]], [[Planetoida|planetoidy]], inne asteroidy i [[meteoroid]]y.

Ciała tego typu łączą się grawitacyjnie w większe struktury jak [[Układ planetarny|układy planetarne]], [[Galaktyka|galaktyki]] i [[Gromada galaktyk|ich gromady]]. Obserwowalny Wszechświat oprócz takich zwartych obiektów zawiera też różne postacie [[Promieniowanie|promieniowania]], np. to pochodzące z gwiazd oraz promieniowanie tła, np. [[Mikrofalowe promieniowanie tła|mikrofalowe]] i [[Neutrinowe promieniowanie tła|neutrinowe]].

Wszechświat jest przedmiotem [[Hipoteza|spekulacji]]:
* poszukuje się bardziej podstawowych praw [[Fizyka|fizyki]] – dokładniejszych i głębszych modeli [[Oddziaływanie|oddziaływań]]; hipoteza [[redukcjonizm]]u mówi, że podstawowe prawa fizyki stoją za wszystkimi zjawiskami, przez co hipotetyczne opisy wszystkich [[Siła|sił]] bywają nazywane [[Teoria wszystkiego|teoriami wszystkiego]];
* powstały hipotezy o globalnej budowie Wszechświata, np. [[Kształt Wszechświata|kształcie]] obszaru poza horyzontem;
* Wielki Wybuch doczekał się szeregu interpretacji, możliwych [[Wyjaśnianie|wyjaśnień]] i scenariuszy wcześniejszych dziejów; pytanie o to, czy [[czas]] miał początek, pozostaje bez odpowiedzi;
* przyszłość Wszechświata również nie jest znana – [[Ekstrapolacja (matematyka)|ekstrapolacja]] [[Druga zasada termodynamiki|drugiej zasady termodynamiki]] sugeruje [[Śmierć cieplna Wszechświata|śmierć cieplną]], a inne prawa przewidują [[Wielki Kolaps]] ([[Implozja (fizyka)|implozję]]);
* przedmiotem sporu jest też, czemu Wszechświat w ogóle istnieje; problem ten jest znany jako pytanie [[Gottfried Wilhelm Leibniz|Leibniza]]: [[dlaczego istnieje raczej coś niż nic]]?

== Informacje ogólne ==
Według powszechnie przyjętych teorii potwierdzonych przez różne dane obserwacyjne [[wiek Wszechświata]] wynosi w przybliżeniu 13,82 miliarda lat. Średnica [[Widzialny Wszechświat|widzialnego Wszechświata]] (przy przyjęciu pojęcia [[Współrzędne współporuszające się|współrzędnych współporuszających się]]) to ok. 91–93 miliardów [[rok świetlny|lat świetlnych]]<ref group="uwaga" name="uwaga1">W zależności od podanego źródła.</ref> (ok. 28 miliardów parseków), czyli 8,8{{e|26}} metrów<ref group="uwaga">W wyniku ekspansji przestrzeni odległość, którą przebyło [[mikrofalowe promieniowanie tła]] powiększyła się z 13,82 miliarda lat świetlnych do 46 miliardów lat świetlnych.</ref>{{r|SA}}. Nie da się określić rozmiarów całego Wszechświata – możliwe, że jest nieskończony<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = Greene |imię = Brian |tytuł = The Hidden Reality |rok = 2011 |wydawca = |miejsce = |strony = |isbn =}}</ref>. Obserwacje naukowe oraz rozwój teorii fizycznych doprowadziły do wnioskowania o składzie i ewolucji Wszechświata.

W całej zapisanej historii proponowane były [[kosmologia]], [[kosmogonia]] i [[modelowanie naukowe]] – nauki mające wyjaśniać obserwacje Wszechświata. Najstarsze [[teoria geocentryczna|teorie geocentryczne]] zostały stworzone przez [[Filozofia indyjska|indyjskich]] i [[Filozofia starożytna#Filozofia starożytnej Grecji|starożytnych greckich]] filozofów<ref name=":1">Thomas F. Glick; Steven Livesey; Faith Wallis.''Medieval Science Technology and Medicine: An Encyclopedia''. Routledge.</ref><ref>Dold-Samplonius, Yvonne (2002). ''From China to Paris: 2000 Years Transmission of Mathematical Ideas''. Franz Steiner Verlag.</ref>. W ciągu kolejnych wieków przeprowadzane zostały dokładniejsze obserwacje, które poskutkowały powstaniem teorii [[Heliocentryzm|heliocentrycznej]] [[Mikołaj Kopernik|Mikołaja Kopernika]] oraz [[prawa Keplera|praw Keplera]]. W późniejszym okresie powstała teoria [[grawitacja|grawitacji]] stworzona przez [[Isaac Newton|Isaaca Newtona]], z kolei [[Johannes Kepler]] ulepszył teorię heliocentryczną Kopernika, dzięki czemu zaczęła ona wykorzystywać orbity eliptyczne. Dalsze obserwacje astronomiczne doprowadziły do odkrycia, że [[Układ Słoneczny]] znajduje się w [[galaktyka|galaktyce]] składającej się z miliardów gwiazd, którą nazwano [[Droga Mleczna|Drogą Mleczną]]. Kolejne duże odkrycie udowodniło, że Droga Mleczna jest jedną z wielu galaktyk we Wszechświecie. Obserwacje rozkładu galaktyk i ich [[linie spektralne|linii spektralnych]] były jednymi z ważniejszych czynników, które doprowadziły do utworzenia [[kosmologia fizyczna|kosmologii fizycznej]]. Odkrycie na początku XX w., że galaktyki systematycznie [[przesunięcie ku czerwieni|przesuwają się ku czerwieni]], dowiodło, że Wszechświat rozszerza się, natomiast odkrycie [[mikrofalowe promieniowanie tła|mikrofalowego promieniowania tła]] wskazuje na to, że Wszechświat miał swój początek<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = Hawking |imię = Stephen |tytuł = A Brief History of Time |rok = 1988 |wydawca = Bantam Books |miejsce = |strony = 125 |isbn = 0-553-05340-X}}</ref>.

Zgodnie ze współczesną wiedzą Wszechświat powstał z [[osobliwość (astronomia)|osobliwości]] (punktu, w którym była skupiona cała jego materia i energia) w [[Wielki Wybuch|Wielkim Wybuchu]]. Od tego momentu Wszechświat powiększył się do obecnej postaci, prawdopodobnie przechodząc przez krótki okres [[inflacja kosmologiczna|kosmologicznej inflacji]], która spowodowała, że jego gęstość jest równa [[Gęstość krytyczna (kosmologia)|gęstości krytycznej]]<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = Coles |imię = Peter |autor2 = Ellis, George F.R. |tytuł = Is the Universe Open or Closed? The Density of Matter in the Universe |wydawca = [[Cambridge University Press]] |miejsce = Cambridge |rok = 1997 |isbn = 0-521-56689-4}}</ref><ref>{{Cytuj książkę |tytuł = Introduction to Cosmology |wydawca = Addison Wesley |miejsce = San Francisco |rok = 2002 |isbn = 0805389121}}</ref>. Pod koniec lat 90. XX w. odkryto, że ekspansja Wszechświata [[Przyspieszanie ekspansji Wszechđwiata|przyspiesza]] oraz że większość materii i energii Wszechświata ma całkowicie inną postać niż to, co bezpośrednio obserwujemy (patrz: [[ciemna materia]] i [[ciemna energia]])<ref>{{Cytuj stronę |url = http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2011/ |tytuł = The Nobel Prize in Physics 2011 |opublikowany = www.nobelprize.org |data dostępu = 2015-06-05}}</ref>.

Teoria [[Wielki Wybuch|Wielkiego Wybuchu]] jest dominującym modelem kosmologicznym opisującym rozwój Wszechświata, potwierdzonym przez różne niezależne obserwacje. Podczas Wielkiego Wybuchu powstał [[czas]] oraz [[Przestrzeń (fizyka)|przestrzeń]] wypełniona określoną ilością energii i materii; kiedy przestrzeń się rozszerza, zmniejszeniu ulega gęstość znajdującej się w niej energii i materii. Po początkowej fazie ekspansji Wszechświat ochłodził się wystarczająco, żeby umożliwić uformowanie się [[Cząstka|cząstek subatomowych]] oraz prostych [[atom]]ów. Przez oddziaływanie grawitacji gigantyczne chmury tych elementów połączyły się, tworząc gwiazdy.

Według współczesnej wiedzy prawa fizyki i stałe fizyczne decydujące o ewolucji Wszechświata nie zmieniały się przez cały czas jego istnienia. Dominującą siłą na odległościach kosmologicznych jest [[grawitacja]]. Pozostałe siły: [[oddziaływanie elektromagnetyczne|elektromagnetyzm]], [[oddziaływanie silne]] i [[oddziaływanie słabe]] mają dominujące znaczenie w małych odległościach. Wszechświat ma trzy obserwowalne [[Długość fizyczna|wymiary]] przestrzenne i jeden czasowy, choć niewykluczone, że ma więcej wymiarów zwiniętych do mikroskopijnych wielkości. [[Czasoprzestrzeń]] jest gładką i [[przestrzeń jednospójna|spójną]] [[rozmaitość topologiczna|rozmaitością]], a jej średnia [[krzywizna czasoprzestrzeni|krzywizna]] jest bardzo mała, co oznacza, że w dużej skali jej geometria jest w przybliżeniu [[geometria euklidesowa|euklidesowa]].

Z powyższej definicji Wszechświata wynika, że nic nie może istnieć poza nim. Istnieją jednak alternatywne definicje, dopuszczające, że nasz „Wszechświat” jest jednym z wielu niepołączonych<ref>{{Cytuj |autor = Ethan Siegel |tytuł = This Is Why The Multiverse Must Exist |data = 2019-03-22 |data dostępu = 2019-11-30 |opublikowany = Medium |url = https://medium.com/starts-with-a-bang/this-is-why-the-multiverse-must-exist-795adb465f87 |język = en}}</ref> ze sobą „Wszechświatów”, których zbiór określa się jako [[wieloświat]]. Przykładowo teoria chaotycznej inflacji dopuszcza istnienie nieskończenie wielu Wszechświatów różniących się obowiązującymi w nich stałymi fizycznymi. Wieloświatowa interpretacja [[mechanika kwantowa|mechaniki kwantowej]] mówi natomiast, że każdy [[pomiar]] kwantowego układu w superpozycji powoduje powstanie osobnego Wszechświata dla każdego wyniku pomiaru. Ponieważ z definicji takie Wszechświaty są rozłączne z naszym, tych spekulacji nie da się przetestować eksperymentalnie.

Istnieje wiele konkurujących ze sobą hipotez na temat [[ostateczny los Wszechświata|ostatecznego losu Wszechświata]]. Fizycy i filozofowie nie wiedzą, co, i czy cokolwiek poprzedziło Wielki Wybuch. Wielu z nich odmawia spekulacji na ten temat i wątpi w to, że kiedykolwiek takie informacje będą dostępne.

== Definicja ==
Wszechświat zwykle jest definiowany jako wszystko, co istnieje, wszystko, co istniało, i wszystko, co będzie istnieć<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = William Lane Craig |imię = Paul Copan |tytuł = Creation Out of Nothing: A Biblical, Philosophical, and Scientific Exploration |rok = 2004 |wydawca = Baker Academic |miejsce = |strony = 220 |isbn = 9780801027338}}</ref><ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = Bolonkin |imię = Alexander |url = https://books.google.pl/books?id=TuWQx58ZnPsC&pg=PA3&hl=pl#v=onepage&q&f=false |tytuł = Universe, Human Immortality and Future Human Evaluation.|rok = listopad 2011 |wydawca = Elsevier |miejsce = |strony = 3 |isbn = 978-0-12-415801-6}}</ref><ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = Scheuder |imię = Duco A. |url = https://books.google.pl/books?id=I7a7BQAAQBAJ&pg=PA135&hl=pl#v=onepage&q&f=false |tytuł = Vision and Visual Perception.|rok = 3 grudnia 2014 |wydawca = Archiway Publishing |miejsce = |strony = 135 |isbn = 978-1-4808-1294-9}}</ref>. Według naszego obecnego rozumienia Wszechświat składa się z trzech części składowych: [[Czasoprzestrzeń|czasoprzestrzeni]], form [[Energia (fizyka)|energii]] (w tym [[promieniowanie elektromagnetyczne|promieniowania elektromagnetycznego]] i [[Materia (fizyka)|materii]]) oraz [[prawa fizyki|praw fizyki]], które się do nich odnoszą{{odn|Heller|2002|s=23}}. Wszechświat obejmuje całe życie i historię; niektórzy filozofowie i naukowcy sugerują również, że obejmuje również idee, takie jak matematyka<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = Holt |imię = Jim |tytuł = Why Does the World Exist? |rok = 2012 |wydawca = Liveright Publishing |miejsce = |strony = 308 |isbn =}}</ref><ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = Ferris |imię = Timothy |tytuł = The Whole Shebang: A State-of-the-Universe(s) Report |rok = |wydawca = Simon & Schuster. |miejsce = |strony = 400 |isbn =}}</ref>.

== Etymologia ==
Słowo ''uniwersum'' pochodzi od [[Język starofrancuski|starofrancuskiego]] ''univers'', które z kolei wywodzi się z [[Łacina|łacińskiego]] ''universum''<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = |imię = |tytuł = The Compact Edition of the Oxford English Dictionary, volume II |rok = 1971 |wydawca = Oxford University Press |miejsce = Oxford |strony = 3518 |isbn =}}</ref>. Łacińskie określenie Wszechświata było używane przez [[Cyceron]]a oraz późniejszych łacińskich autorów. ''Universum'' wywodzi się od poetyckiej [[Kontrakcja (fonetyka)|kontrakcji]] ''unvorsum'', po raz pierwszy użytej przez [[Lukrecjusz]]a w księdze IV (wers 262) poematu ''[[De rerum natura]]'', gdzie połączył ''un'', ''uni'' (pochodzące od ''unus'', czyli „jeden”) z ''vorsum'', ''versum'' (rzeczownik pochodzący od ''vertre'', czyli „coś toczonego, obróconego, zmienionego”).

Alternatywną interpretacją słowa ''unvorsum'' jest „wszystko obrócone w jedno” lub „wszystko obrócone przez jednego”. W związku z tym można rozważyć wczesnogrecki odpowiednik słowa ''Wszechświat'' – περιφορά (''periforá'', „[[pradakszina]]”), pierwotnie używanego do określenia przebiegu posiłku – zwyczaju polegającego na niesieniu jedzenia wokół kręgu, przy którym siedzą goście schodzący na posiłek<ref>Liddell, H. G. & Scott, R. (1968). ''A Greek-English Lexicon''. Oxford University Press. {{ISBN|0-19-864214-8}}.</ref>. περιφορά odwołuje się do [[Sfery niebieskie|sfer niebieskich]], wczesnego greckiego modelu Wszechświata. [[Arystoteles]] sugerował, że sfery [[Gwiazdy stałe|gwiazd stałych]] poruszane są przez [[Pierwszy poruszyciel|Nieruchomego Poruszyciela]]<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = Pierre Pellegrin |imię = Mary Louise Gill |url = https://books.google.pl/books?id=lK_cXAXtyXoC&pg=PA369&hl=pl#v=onepage&q&f=false |tytuł = A Companion to Ancient Philosophy|rok = 9 lutego 2009 |wydawca = John Wiley & Sons |miejsce = |strony = 369 |isbn = 978-1-4051-7825-9}}</ref>; w związku z tym porusza on również Słońce, a to z kolei wywołuje zmiany, jakie zachodzą na naszej planecie. Staranne pomiary astronomiczne i fizyczne (takie jak np. ten wykonywany przez [[wahadło Foucaulta]]) dowodzą, że [[Ziemia]] obraca się wokół własnej osi.

=== Synonimy ===
Starożytnogreckim odpowiednikiem terminu ''Wszechświat'' był τὸ πᾶν (''tò pán'', „[[Wszystko (filozofia)|Wszystko]]”, „[[Pan (mitologia)|Pan]]”). Spokrewnionymi z nim terminami były ''materia'' (τὸ ὅλον, ''tò hólon'') oraz ''miejsce'' (τὸ κενόν, ''tò kenón'')<ref>Yonge, Charles Duke (1870). ''An English-Greek lexicon''. New York: American Book Company. s. 567.</ref><ref>Liddell, H. G. & Scott, R. (1968). ''A Greek-English Lexicon''. Oxford University Press. {{ISBN|0-19-864214-8}}. s. 1345–1346.</ref>. Innymi synonimami używanymi przez starożytnych greckich filozofów były κόσμος (kosmos) i φύσις ([[natura]], [[physis]] – od tego słowa wywodzi się termin „[[fizyka]]”)<ref>Liddell, H. G. & Scott, R. (1968). ''A Greek-English Lexicon''. Oxford University Press. {{ISBN|0-19-864214-8}}. s. 985, 1964.</ref>. Te same synonimy można znaleźć również w dziełach łacińskich autorów (''totum'', ''mundus'', ''natura'')<ref>Lewis, C. T.; Short, S (1879). ''A Latin Dictionary''. Oxford University Press. s. 1881–1882, 1175, 1189–1190. {{ISBN|0-19-864201-6}}.</ref> i funkcjonują one w dzisiejszych językach, np. niemieckie słowa ''Das All'', ''Weltall'' i ''Natur'' będące odpowiednikami słowa „Wszechświat”. Te same synonimy funkcjonują także w [[Język angielski|języku angielskim]], np. ''everything'' (''theory of everything'', „[[teoria wszystkiego]]”)'', the cosmos'' (cosmology, „[[kosmologia]]”), ''the world'' (''many-worlds interpretation'', „[[interpretacja wielu światów]]”) oraz ''Nature'' (''natural laws'' i ''natural philosophy'', „[[prawo natury]]” i „[[filozofia przyrody]]”)<ref>''The Compact Edition of the Oxford English Dictionary'' II. Oxford: Oxford University Press. 1971. s. 909, 569, 3821–3822, 1900. {{ISBN|978-0198611172}}.</ref>.

== Ewolucja Wszechświata ==
[[Plik:CMB Timeline75 polish version (polska wersja PL).png|thumb|Współcześnie uznawany model powstania i ekspansji czasoprzestrzeni]]
[[Era Plancka]] była początkową, gorącą fazą, trwającą od&nbsp;''t''&nbsp;=&nbsp;0 do&nbsp;''t''&nbsp;=&nbsp;10<sup>−43</sup>&nbsp;[[sekunda|s]] ([[czas Plancka]]). W erze Plancka wszystkie rodzaje materii, energii oraz cała czasoprzestrzeń były skoncentrowane w gęstym stanie, gdzie [[grawitacja]] była tak silna jak inne [[oddziaływania podstawowe]], a wszystkie siły mogły być [[Teorie wielkiej unifikacji|zunifikowane]]. Od ery Plancka Wszechświat [[Ekspansja Wszechświata|rozszerzył]] się do obecnych rozmiarów, prawdopodobnie wraz z bardzo krótkim okresem (mniej niż 10<sup>−32</sup> s) [[Inflacja kosmologiczna|kosmologicznej inflacji]], która spowodowała, że Wszechświat niemal natychmiast zyskał znacznie większe rozmiary<ref>C. Sivaram (1986). ''Evolution of the Universe through the Planck epoch''. ''Astrophysics & Space Science'' 125: s. 189.</ref>. Teoria kosmologicznej inflacji została udowodniona przez kilka niezależnych pomiarów eksperymentalnych, wykonanych m.in. przez detektory [[BICEP]]<ref>{{Cytuj stronę |url = http://news.stanford.edu/news/2014/march/physics-cosmic-inflation-031714.html |tytuł = New evidence from space supports Stanford physicist’s theory of how universe began |autor = |opublikowany = Stanford News |język = en |data dostępu = 2014-03-17}}</ref>.

Po erze Plancka i kosmologicznej inflacji następowały kolejno [[era kwarkowa]], [[era hadronowa]] oraz [[era leptonowa]], z których ostatnia trwała jedynie do 10 sekund po Wielkim Wybuchu. Poprzez połączenie całkowitej ekspansji przestrzeni z [[Fizyka jądrowa|fizyką jądrową]] i [[fizyka atomowa|atomową]] można wyjaśnić inne obserwacje. Kiedy Wszechświat rozszerza się, gęstość energii [[Promieniowanie elektromagnetyczne|promieniowania elektromagnetycznego]] obniża się szybciej niż [[Materia (fizyka)|materia]], ponieważ energia fotonu spada wraz z długością jej fali. Kiedy Wszechświat rozszerzył się i ochłodził, cząstki elementarne połączyły się, tworząc większe kombinacje. W początkowej fazie [[Era materii|ery materii]] powstały stałe [[proton]]y i [[neutron]]y, które następnie połączyły się, tworząc [[Jądro atomowe|jądra atomowe]]. Materia Wszechświata była wtedy w znacznej części gorącą, gęstą [[plazma|plazmą]] ujemnie naładowanych [[elektron]]ów, neutralnych neutronów i dodatnie naładowanych jąder. Era ta, zwana [[Era promieniowania|erą promieniowania]], trwała ok. 380 tysięcy lat. [[Reakcja jądrowa|Reakcje jądrowe]] między jądrami przeprowadzone w czasie [[Pierwotna nukleosynteza|pierwotnej nukleosyntezy]] doprowadziły do powstania obserwowanej obecnie ilości lekkich pierwiastków, w szczególności [[wodór|wodoru]], [[deuter]]u i [[hel (pierwiastek)|helu]].

Podczas [[Rekombinacja (kosmologia)|rekombinacji]] elektrony i jądra połączyły się, tworząc stałe atomy, które są przezroczyste dla wielu [[Długość fali|długości fal]] promieniowania. Wraz z odseparowanymi od materii fotonami Wszechświat wkroczył w [[era materii|erę materii.]] Wyemitowane wtedy światło może swobodnie podróżować i jest obecnie najstarszym światłem, jakie możemy zobaczyć we Wszechświecie; jest nim [[mikrofalowe promieniowanie tła]] i jest znane również jako „promieniowanie reliktowe”. Po ok. 100 milionach lat uformowały się pierwsze [[gwiazda|gwiazdy]]; były prawdopodobnie bardzo masywne i odpowiedzialne za [[Era rejonizacji|rejonizację]] Wszechświata. Składając się z pierwiastków [[Metaliczność|nie cięższych niż lit]]<ref>{{Cytuj stronę |url = http://www.scientificamerican.com/article/the-first-stars-in-the-un/ |tytuł = The First Stars in the Universe |autor = Richard B. Larson i Volker Bromm |opublikowany = Scientific American |język = en |data dostępu =}}</ref>, w trakcie [[gwiezdna nukleosynteza|gwiezdnej nukleosyntezy]] rozpoczęły produkcję pierwszych ciężkich pierwiastków. Wszechświat zawiera również tajemniczą energię zwaną [[Ciemna energia|ciemną energią]], której gęstość nie zmienia się z upływem czasu. Po ok. 9,8 miliarda lat Wszechświat rozszerzył się wystarczająco, aby gęstość materii była mniejsza od ciemnej energii, rozpoczynając trwającą do teraz [[Era galaktyczna|erę galaktyczną]], w niektórych źródłach zwaną także erą ciemnej energii<ref>Ryden, Barbara, ''Introduction to Cosmology'', 2006.</ref>. W tej erze ekspansja Wszechświata [[Przyspieszanie ekspansji Wszechświata|przyspiesza]] pod wpływem ciemnej energii.

== Oddziaływania i właściwości Wszechświata ==
{{Główny artykuł|Widzialny Wszechświat|Wiek Wszechświata}}
[[Plik:Elementary particle interactions-pl.svg|thumb|[[Cząstka elementarna|Cząstki elementarne]], z których zbudowana jest znana materia: sześć [[Lepton (mechanika kwantowa)|leptonów]] i sześć [[kwark]]ów oraz [[bozony cechowania]] przenoszące oddziaływania. Diagram przedstawia również [[bozon Higgsa]], nadający masę cząstkom, z którymi oddziałuje.]]
Prawa fizyki, wedle współczesnej wiedzy, nie zmieniały się od początku istnienia Wszechświata<ref>{{Cytuj stronę |url = http://www.astronomynotes.com/starprop/s7.htm |tytuł = The Composition of Stars |nazwisko = Strobel |imię = Nick |data= 2001-05-23 |opublikowany = Astronomy Notes |data dostępu = 2007-01-04}}</ref><ref>{{Cytuj stronę |url = http://www.faqs.org/faqs/astronomy/faq/part4/section-4.html |tytuł = Have physical constants changed with time? |opublikowany = Astrophysics (Astronomy Frequently Asked Questions) |data dostępu = 2007-01-04}}</ref>.

Zgodnie z obowiązującym obecnie [[Model standardowy|Modelem Standardowym]] cała materia składa się z trzech generacji [[kwark]]ów i [[Lepton (mechanika kwantowa)|leptonów]], oddziałujących poprzez cztery [[oddziaływania podstawowe|siły podstawowe]]: [[Oddziaływanie elektromagnetyczne|elektromagnetyzm]] (przenoszony przez [[foton]]y), [[oddziaływanie słabe]] (przenoszone przez [[bozon W|bozony W]] i [[bozon Z|Z]]), [[oddziaływanie silne]] (przenoszone przez [[gluon]]y) oraz [[grawitacja|grawitację]] (której mechanizm przenoszenia jest nieznany). Nie istnieje obecnie żadna teoria wyjaśniająca wartości podstawowych stałych fizycznych, takich jak [[stała Plancka]] czy [[stała grawitacji]]. Zidentyfikowano kilka [[prawa zachowania|praw zachowania]], którym podlegają wszystkie procesy we Wszechświecie, np. [[zasada zachowania energii]] czy zasada zachowania ładunku elektrycznego. W większości te prawa są [[Twierdzenie Noether|konsekwencjami symetrii praw fizyki]].

Spośród czterech [[oddziaływania podstawowe|oddziaływań podstawowych]] [[grawitacja]] jest dominującą siłą w kosmologicznych skalach długości; oznacza to, że trzy pozostałe siły w strukturach na poziomie galaktyk oraz wielkoskalowych struktur nie odgrywają istotnej roli. Oddziaływania grawitacyjne są kumulacyjne; w przeciwieństwie do oddziaływań ładunków naładowanych dodatnio i ujemnie, które znoszą się wzajemnie, przez co oddziaływanie elektromagnetyczne staje się mało istotne w kosmologicznych skalach długości. Pozostałe dwa oddziaływania, [[Oddziaływanie silne|silne]] i [[Oddziaływanie słabe|słabe]], zmniejszają się wraz z przebytą odległością; ograniczają się one jedynie do subatomowych skal długości.

[[Częstość występowania pierwiastków we Wszechświecie]] jest prawie identyczna z tą, jaka była w momencie jego powstania (szczególnie dotyczy to pierwiastków lekkich). To oznacza, że procesy tworzenia pierwiastków w gwiazdach i supernowych tylko nieznacznie zmieniły skład chemiczny Wszechświata<ref>{{Cytuj stronę |url = http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBNS.html |tytuł = Big Bang Nucleosynthesis |nazwisko = Wright |imię = Edward L. |data= 2004-09-12 |opublikowany = UCLA |data dostępu = 2007-01-05}}</ref><ref>{{Cytuj pismo| autor = M. Harwit, M. Spaans| tytuł = Chemical Composition of the Early Universe| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...589...53H| czasopismo = The Astrophysical Journal| wolumin = 1| wydanie = 589| strony = 53–57| rok = 2003| doi = 10.1086/374415}}</ref><ref>{{cytuj pismo| autor = C. Kobulnicky, E. D. Skillman| tytuł = Chemical Composition of the Early Universe| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1997AAS...191.7603K| czasopismo = Bulletin of the American Astronomical Society| wydanie = 29| strony = 1329| rok = 1997}}</ref>.

Wszechświat zawiera wielokrotnie więcej [[materia (fizyka)|materii]] niż [[antymateria|antymaterii]]. Ta asymetria jest prawdopodobnie związana z łamaniem [[Symetria CP|symetrii CP]]<ref>{{Cytuj stronę |url = http://web.archive.org/web/20060525113133/http://www.pparc.ac.uk:80/ps/bbs/bbs_antimatter.asp |tytuł = Antimatter |data= 2003-10-28 |opublikowany = Particle Physics and Astronomy Research Council |data dostępu = 2006-08-10}}</ref>.

Wszechświat wydaje się nie mieć sumarycznego [[ładunek elektryczny|ładunku elektrycznego]] ani [[moment pędu|momentu pędu]], zatem [[grawitacja]] wydaje się być dominującym oddziaływaniem w kosmologicznych skalach długości. Ich wystąpienie oznaczałoby złamanie odpowiednio [[prawo Gaussa (elektryczność)|prawa Gaussa]] i [[zasada zachowania momentu pędu|zasady zachowania momentu pędu]], jeśli Wszechświat jest skończony<ref>Landau i Lifszyc (1975), s. 361.</ref>.

[[Plik:Earth's Location in the Universe SMALLER (JPEG).jpg|800px]]

=== Kształt ===
{{Główny artykuł|Kształt Wszechświata}}
[[Plik:End of universe.jpg|thumb|Trzy możliwe opcje kształtu Wszechświata]]
Współczesna wiedza kosmologiczna nie pozwala jednoznacznie określić wielkości całego Wszechświata, nie jest także znany [[kształt Wszechświata]].

Według współczesnych teorii Wszechświat może być [[Przestrzeń euklidesowa|płaski]] lub [[Geometria nieeuklidesowa|zakrzywiony]]. Większość naukowców przyjmuje, że Wszechświat jest płaski, ale na ten temat istnieje wiele różnorakich teorii{{r|UT}}.

Kształt Wszechświata jest związany z [[Ogólna teoria względności|ogólną teorią względności]], która opisuje, jak bardzo czasoprzestrzeń (czyli to, z czego składa się Wszechświat) jest zakrzywiona pod wpływem energii i masy.

Krzywizna, [[topologia]] i [[geometria]] Wszechświata zawierają zarówno lokalną geometrię (w [[Widzialny Wszechświat|widzialnym Wszechświecie]]), jak i globalną geometrię, które są możliwe do zmierzenia. Zajmujące się tym badania obejmują również, która [[3-rozmaitość]] odpowiada danemu sektorowi przestrzennemu [[Współrzędne współporuszające się|współrzędnych współporuszających się]] w czterowymiarowej [[Czasoprzestrzeń|czasoprzestrzeni]] Wszechświata. Kosmologowie zazwyczaj pracują przy oddzielnym wycinku przestrzennym tych współrzędnych. W zakresie obserwacji sektor czasoprzestrzeni, który możemy obserwować, jest obróconym [[stożek świetlny|stożkiem świetlnym]] (ang. ''backward light zone''), będącym zarazem czasem wymaganym do dotarcia do danego obserwatora w [[Horyzont kosmologiczny|horyzoncie kosmologicznym]] (horyzont cząstek).

[[Horyzont cząstek]] (zwany również ''horyzontem światła'' lub ''horyzontem światła kosmicznego'') to największa odległość, z której [[Cząstka elementarna|cząstki]] mogłyby przemieścić się do obserwatora w [[wiek Wszechświata|wieku Wszechświata.]] Stanowi granicę między obserwowalnymi i nieobserwowalnymi regionami Wszechświata<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = Harrison |imię = Edward Robert |tytuł = Cosmology: The Science of the Universe |rok = 2000 |wydawca = Cambridge University Press |miejsce = |strony = 447 |isbn = 978-0-521-66148-5}}</ref><ref>{{Cytuj książkę |imię=Andrew R. |nazwisko=Liddle|imię2=David Hilary |nazwisko2=Lyth|url = https://books.google.pl/books?id=XmWauPZSovMC&pg=PA24&hl=pl#v=onepage&q&f=false |tytuł = Cosmological inflation and large-scale structure|rok = |wydawca = Cambridge University Press |miejsce = |strony = 24 |isbn = 978-0-521-57598-0}}</ref>. Istnienie, właściwości i znaczenie [[Kosmologia fizyczna|horyzontu kosmologicznego]] zależy od danego modelu kosmologicznego.

Dane obserwacyjne sugerują, że kosmologiczna topologia Wszechświata jest nieskończona, czego dowodzą modele [[metryka Friedmana-Lemaître’a-Robertsona-Walkera|metryki Friedmana-Lemaître’a-Robertsona-Walkera]]<ref>{{Cytuj stronę |url = http://web.archive.org/web/20120601032707/http://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_shape.html |tytuł = WMAP- Shape of the Universe |data = 2012-06-01 |data dostępu = 2015-06-09}}</ref><ref>{{Cytuj książkę |imię=Jean-Pierre |nazwisko=Luminet|imię2=Jeffrey R. |nazwisko2= Weeks|imię3=Alain |nazwisko3= Riazuelo|imię4=Roland |nazwisko4= Lehoucq|imię5=Jean-Philippe |nazwisko5=Uzan|tytuł = Nature 425 (6958) Dodecahedral space topology as an explanation for weak wide-angle temperature correlations in the cosmic microwave background” |rok = |wydawca = |miejsce = |strony = 593–595 |isbn =}}</ref><ref>Roukema, Boudewijn; Zbigniew Buliński; Agnieszka Szaniewska; Nicolas E. Gaudin (2008). A test of the Poincare dodecahedral space topology hypothesis with the WMAP CMB data. Astronomy and Astrophysics 482 (3): s. 747.</ref><ref>Aurich, Ralf; Lustig, S.; Steiner, F.; Then, H. (2004). ''Hyperbolic Universes with a Horned Topology and the CMB Anisotropy''. Classical and Quantum Gravity 21 (21): s. 4901–4926.</ref>. Modele te są zgodne z sondą kosmiczną [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]], a także mapami kosmicznego promieniowania tła wykonanymi w trakcie misji [[Planck (misja kosmiczna)|Planck]]. W lutym 2003 roku NASA wydała pierwsze dane kosmicznego promieniowania tła zebrane przez WMAP, z kolei w marcu 2013 roku te same dane, jednak sporządzone w wyższej rozdzielczości w trakcie misji Planck, zostały wydane przez ESA. Dane zebrane przez obie sondy są ze sobą prawie idealne zgodne, zarówno pod względem modeli inflacyjnych, jak i standardowego modelu kosmologicznego, opisując [[Czasoprzestrzeń Minkowskiego|płaski]], jednorodny Wszechświat zdominowany przez [[Ciemna materia|ciemną materię]] i [[Ciemna energia|ciemną energię]]<ref>Planck collaboration (2014). Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters”. ''Astronomy & Astrophysics''.</ref><ref>{{Cytuj stronę |url = http://physicsworld.com/cws/article/news/2013/mar/21/planck-reveals-almost-perfect-universe |tytuł = Planck reveals ‘almost perfect’ universe |autor = Michael Banks |opublikowany = Physics World |język = en |data dostępu =}}</ref>.

=== Rozmiar ===
[[Plik:Galactic Cntr full cropped.jpg|thumb|Obraz [[centrum Galaktyki]] zarejestrowany w podczerwieni przez jeden z teleskopów [[2MASS]]]]
[[Współrzędne współporuszające się|Właściwa odległość]] – czyli taka odległość, jaką można pomierzyć w określonym czasie – między [[Ziemia|Ziemią]] a krawędzią [[Widzialny Wszechświat|widzialnego Wszechświata]] wynosi 46 miliardów lat świetlnych (14×10<sup>9</sup> pc), w związku z czym średnica widzialnego Wszechświata wynosi ok. 91–93 miliardów lat świetlnych (28×10<sup>9</sup> pc). Czas, w jakim światło pokonało drogę do krawędzi widzialnego Wszechświata od Wielkiego Wybuchu, jest bardzo przybliżony do [[Wiek Wszechświata|wieku Wszechświata]] i wynosi 13,8 miliarda lat.

Zgodnie z ogólną teorią względności przestrzeń może powiększać się z prędkością większą niż prędkość światła w próżni<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = Kaku |imię = Michio |tytuł = Physics of the Impossible: A Scientific Exploration into the World of Phasers, Force Fields, Teleportation, and Time Travel |rok = 11 marca 2008 |wydawca = Knopf Doubleday Publishing Group |miejsce = |strony = 202 |isbn = 978-0-385-52544-2}}</ref>, w związku z czym możemy zobaczyć tylko niewielką część Wszechświata ze względu na ograniczenia nałożone przez prędkość światła w próżni. Ponieważ nie możemy obserwować przestrzeni poza granicami światła i promieniowania elektromagnetycznego, nie jest pewne, czy rozmiar Wszechświata jest skończony czy nieskończony<ref>{{Cytuj stronę |url = http://www.universetoday.com/119068/how-can-space-travel-faster-than-the-speed-of-light/ |tytuł = How can space travel faster than the speed of light? |autor = Vannesa Janek |opublikowany = Universe Today |język = |data dostępu = 2015-06-11}}</ref><ref>{{Cytuj stronę |url = http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/SpeedOfLight/FTL.html#13 |tytuł = Is faster-than-light travel or communication possible? Section: Expansion of the Universe |autor = Philip Gibbs |opublikowany = |język = en |data dostępu = 2015-06-11}}</ref>. Badacze podają dolne ograniczenie wynikające z [[ekstrapolacja (matematyka)|ekstrapolacji]] oddalania się od [[Droga Mleczna|Drogi Mlecznej]] najdalszych obserwowanych obiektów.

=== Obszary ===
{{Główny artykuł|Widzialny Wszechświat|Kosmologia obserwacyjna}}
Odwołując się do zawężonej definicji, Wszechświat to wszystko, co jest powiązane z naszą [[Czasoprzestrzeń|czasoprzestrzenią]] i może z nami wchodzić w interakcję, i odwrotnie<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = McCall |imię = Storrs|tytuł = A Model of the Universe: Space-time, Probability, and Decision |rok = |wydawca = Oxford University |miejsce = |strony = 23 |isbn =}}</ref>. Według [[Ogólna teoria względności|ogólnej teorii względności]], niektóre obszary [[Przestrzeń (fizyka)|przestrzeni]] prawdopodobnie nigdy nie będą mogły wejść w interakcję z naszymi, nawet w czasie trwania życia Wszechświata, ze względu na ograniczoną [[prędkość światła]] i trwającą [[Ekspansja Wszechświata|ekspansję Wszechświata]]. Na przykład wiadomości radiowe wysyłane z Ziemi mogą nigdy nie dotrzeć do niektórych rejonów przestrzeni, nawet jeśli Wszechświat będzie żył wieczność.

Obszar przestrzenny, na który możemy oddziaływać i odwrotnie, to [[widzialny Wszechświat]]. Widzialny Wszechświat jest zależny od położenia obserwatora. Podróżując, obserwator może wejść w kontakt z większym obszarem czasoprzestrzeni niż obserwator, który pozostaje nieruchomy. Niemniej jednak, nawet najszybszy obserwator nie będzie mógł wejść w kontakt z całą przestrzenią.

=== Wiek i ekspansja ===
{{Główny artykuł|Wiek Wszechświata}}
Astronomowie obliczają [[wiek Wszechświata]] przyjmując, że [[model Lambda-CDM]] precyzyjnie opisuje ewolucję Wszechświata od początku jego istnienia, kiedy był bardzo gorący, gęsty i jednolity, do jego obecnego stanu, oraz mierząc parametry kosmologiczne tego modelu. Model ten jest dobrze rozumiany teoretycznie i wspierany przez ostatnie [[Astronomia obserwacyjna|obserwacje astronomiczne]] takie jak [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]] i [[Planck (misja kosmiczna)|Planck]]. Oprócz tego model jest wspierany przez obserwacje anizotropii [[Mikrofalowe promieniowanie tła|mikrofalowego promieniowania tła]] oraz jasności i przesunięcia ku czerwieni dla [[Supernowa typu Ia|supernowych typu Ia]]. Inne obserwacje, zajmujące się stałą Hubble’a, obfitością gromad galaktyk, [[Słabe soczewkowanie grawitacyjne|słabym]] [[soczewkowanie grawitacyjne|soczewkowaniem grawitacyjnym]] i wiekiem gromady kulistej, są generalnie zgodne z nim, jednak nie są obecnie tak precyzyjne. Wraz z przyjęciem, że model Lambda-CDM jest poprawny i z przyjęciem wartości parametrów zmierzonych w trakcie obserwacji dokonanych, np. w trakcie misji Planck, wiek Wszechświata (na podstawie badań z 2015 roku) wynosi 13,798 ± 0,037 miliardów lat. Wcześniejsze pomiary, oparte na [[soczewkowanie grawitacyjne|soczewkowaniu grawitacyjnym]], dają zgodne wyniki 13,75 ± 0,17 mld lat<ref>{{Cytuj stronę |url = http://www.space.com/scienceastronomy/age_universe_030103.html |tytuł = Galactic Lenses Confirm Universe’s Age, Size |opublikowany = space.com |data = 2010-03-02 |język = en |archiwum = https://web.archive.org/web/20030411094824/http://www.space.com/scienceastronomy/age_universe_030103.html |zarchiwizowano = 2003-04-11 |data dostępu = 2011-12-14}}</ref>.

Z biegiem czasu Wszechświat i jego zawartość ewoluowały – liczba [[kwazar]]ów i galaktyk zmieniła się, a [[Przestrzeń (fizyka)|przestrzeń]] powiększyła się. Ekspansja Wszechświata tłumaczy, jak to możliwe, że naukowcy mogą obserwować światło pochodzące z galaktyki odległej o 30 miliardów lat świetlnych, nawet jeśli światło podróżowało tam przez 13 miliardów lat; przestrzeń między nimi powiększyła się, co z kolei stało się jednym z narzędzi używanych przy obliczaniu wieku Wszechświata. Ekspansja ta jest spójna ze spostrzeżeniem, że światło z odległych galaktyk zostało [[Przesunięcie ku czerwieni|przesunięte ku czerwieni]]; wyemitowane [[foton]]y podczas swojej podróży zostały rozciągnięte do dłuższych [[Długość fali|fal]] i niższej [[częstotliwość|częstotliwości]]. Wskaźnikiem tej przestrzennej ekspansji jest [[przyspieszenie Wszechświata]], oparte na badaniach nad [[supernowa typu Ia|supernowymi typu Ia]].

[[Plik:425985main Cas a composite unlabeled.jpg|thumb|[[Pozostałość po supernowej]]]]
Im więcej materii znajduje się we Wszechświecie, tym silniejsza jest oddziałująca na nią grawitacja. Gdyby Wszechświat był zbyt gęsty, wtedy ponownie zapadłby się w [[osobliwość (astronomia)|osobliwość]]. Jednak gdyby Wszechświat zawierał za mało materii, wtedy jego ekspansja bardzo by przyspieszyła, tym samym nie dając [[Planeta|planetom]] i [[Układ planetarny|układom planetarnym]] czasu na uformowanie się. Wskaźnik ekspansji Wszechświata jest zależny od [[Grawitacja|grawitacji]] oddziałującej między obecną materią. Zaskakujący jest fakt, że nasz Wszechświat ma średnią gęstość wynoszącą ok. 5 protonów na metr sześcienny, co pozwoliło przestrzeni rozszerzać się przez ostatnie 13,8 miliarda lat i uformować Wszechświat, jaki widzimy dzisiaj<ref>[[Sean M. Carroll|Sean Carroll]] i [[Michio Kaku]] (2014). ''How the Universe Works 3''. End of the Universe. Discovery Channel.</ref>.

Istnieją siły dynamiczne wpływające na cząstki we Wszechświecie, które wpływają na tempo ekspansji Wszechświata. W przeszłości oczekiwano, że stała Hubble’a będzie maleć z upływem czasu ze względu na oddziaływania grawitacyjne we Wszechświecie, i że w związku z tym istnieje dodatkowa wielkość zwana [[Parametr spowolnienia|parametrem spowolnienia]], którą kosmologowie przewidywali za będącą bezpośrednio związaną z gęstością materii we Wszechświecie. Okazało się jednak, że parametr spowolnienia powinien wynosić mniej niż zero (powinien stale wynosić -1), co sugeruje, że stała Hubble’a rośnie z upływem czasu. Niektórzy kosmologowie żartobliwie nazwali ten efekt „kosmicznym [[zryw]]em”<ref>{{Cytuj stronę |url = http://www.nytimes.com/2003/10/11/us/a-cosmic-jerk-that-reversed-the-universe.html?pagewanted=all&src=pm |tytuł = A ‘Cosmic Jerk’ That Reversed the Universe |autor = Dennis Overbye |opublikowany = New York Times |język = en |data dostępu = 2015-10-11}}</ref>. W 2011 roku przyznano [[Laureaci Nagrody Nobla w dziedzinie fizyki|Nagrodę Nobla]] za odkrycie tego efektu<ref>{{Cytuj stronę |url = http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2011/press.html |tytuł = The 2011 Nobel Prize in Physics - Press Release |opublikowany = www.nobelprize.org |data dostępu = 2015-06-12}}</ref>.

=== Czasoprzestrzeń ===
{{Główny artykuł|Czasoprzestrzeń|Linia świata|Transformacja Lorentza}}
Czasoprzestrzenie to „areny”, na których znajdują się wszystkie fizyczne [[Zdarzenie (fizyka cząstek elementarnych)|zdarzenia]] (zdarzenie to punkt w czasoprzestrzeni, różniący się miejscem i czasem). Dla przykładu, ruch [[planeta|planet]] wokół [[gwiazda|gwiazdy]] może być opisany dla danego typu czasoprzestrzeni, z kolei ruch [[Światło|światła]] wokół obracającej się gwiazdy może być opisany dla innego typu czasoprzestrzeni.

Zdarzenia są podstawowym elementem czasoprzestrzeni. W danej przestrzeni, zdarzenie jest unikalną pozycją znajdującą się w unikalnym czasie. Ponieważ zdarzenia są punktami w czasoprzestrzeni, przykładem zdarzenia w klasycznej fizyce relatywistycznej jest <math>(x, y, z, t),</math> czyli położenie cząstki elementarnej (punktowej) w danym czasie. Sama czasoprzestrzeń może być postrzegana jako związek wszystkich zdarzeń.

[[Czasoprzestrzeń]] Wszechświata zwykle jest interpretowana z perspektywy [[Przestrzeń euklidesowa|przestrzeni euklidesowej]], według której przestrzeń składa się z [[Przestrzeń trójwymiarowa|trzech wymiarów]], a czas z jednego [[Wymiar (matematyka)|wymiaru]], nazywanego „[[Przestrzeń czterowymiarowa|czwartym wymiarem]]”. Po połączeniu czasu i przestrzeni w jedną [[rozmaitość]] zwaną „[[Czasoprzestrzeń Minkowskiego|czasoprzestrzenią Minkowskiego]]”, fizycy znacznie uprościli wiele [[Fizyka teoretyczna|teorii fizycznych]], m.in. opisali bardziej jednolicie sposób, w jaki funkcjonuje Wszechświat, zarówno w supergalaktykach, jak i w poszczególnych poziomach subatomowych.

Czterowektor przesunięcia Δ''R'' w czasoprzestrzeni jest dany przez przestrzenny [[Przemieszczenie (fizyka)|wektor przesunięcia]] Δ''r'' i różnicę czasu Δ''t'' między zdarzeniami. [[Interwał czasoprzestrzenny]] to interwał między dwoma zdarzeniami, oznaczany jako ''s''<sup>2</sup>.

Wymiary czasoprzestrzeni składają się ze [[Zdarzenie czasoprzestrzenne|zdarzeń]], które nie są całkowicie określone przestrzennie i czasowo, lecz są znane względnie w stosunku do ruchu [[Obserwator (szczególna teoria względności)|obserwatora]]. Czasoprzestrzeń Minkowskiego najpierw szacuje Wszechświat bez wpływu [[grawitacja|grawitacji]]; [[Rozmaitość pseudoriemannowska|rozmaitości pseudoriemannowskie]] z [[Ogólna teoria względności|ogólnej teorii względności]] z kolei opisują czasoprzestrzeń z materią i grawitacją. Niektóre teorie fizyki teoretycznej, takie jak [[teoria strun]], postulują istnienie dodatkowych [[Wymiar (matematyka)|wymiarów]].

Średnia [[Krzywizna krzywej|krzywizna]] przestrzeni Wszechświata wynosi prawie zero, co oznacza, że przestrzeń jest niemal płaska. Czasoprzestrzeń wydaje się także mieć [[Przestrzeń jednospójna|jednospójną]] [[topologia|topologię]], co da się zauważyć chociażby w widzialnym Wszechświecie. Mimo to obecne obserwacje nie wykluczają możliwości, że Wszechświat może mieć więcej wymiarów, oraz że ich czasoprzestrzeń może mieć topologię globalną, analogicznie z topologiami cylindrycznymi i [[Torus (matematyka)|torusowymi]] dwuwymiarowych przestrzeni<ref>Jean-Pierre Lumine,; Roukema Boudewijn F. (1999). ''Topology of the Universe: Theory and Observations''. ''Proceedings of Cosmology School held at Cargese, Corsica, August 1998''.</ref>.

== Zawartość ==
{{Główny artykuł|Powstawanie galaktyk|Gromada galaktyk|Mgławica}}
[[Plik:Formation of galactic clusters and filaments.jpg|thumb|Powstawanie gromad i [[Włókno (astronomia)|włókien]] w modelu chłodnej ciemnej energii. Ramki przedstawiają ewolucję struktur znajdujących się w promieniu 140 milionów lat świetlnych od Ziemi, w okresie od z=30 do z=0, gdzie z to [[przesunięcie ku czerwieni]]]]
[[Plik:Nearsc.gif|thumb|Mapa supergromad i [[Pustka (astronomia)|pustek]] znajdujących się najbliżej Ziemi]]

Średnia [[gęstość]] Wszechświata wynosi około 9,9{{e|−30}} [[gram]]ów na centymetr sześcienny. Energia we Wszechświecie istnieje w większości w postaci [[ciemna energia|ciemnej energii]] (68,3%) i hipotetycznej [[ciemna materia|ciemnej materii]] (26,8%). Jedynie 4,9% to materia [[bariony|barionowa]], którą jesteśmy w stanie bezpośrednio obserwować – składają się z niej atomy, gwiazdy, galaktyki i [[życie]]. Gęstość atomów we Wszechświecie wynosi średnio jeden atom wodoru na cztery metry sześcienne. Właściwości ciemnej materii i ciemnej energii są w dużym stopniu nieznane. Wiadomo, że ciemna materia oddziałuje grawitacyjnie tak jak [[zwykła materia]], spowalniając ekspansję Wszechświata, natomiast ciemna energia przyspiesza tę ekspansję. Ciemna energia jest jednocześnie energią, na którą składa się przestrzeń Wszechświata<ref>Sean Carroll, Ph.D., Cal Tech, 2007, The Teaching Company, ''Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe'', Guidebook Part 1 pages 1 and 3: ''…only 5% of the Universe is made of ordinary matter, with 25 percent being some kind of unseen dark matter and a full 70% being a smoothly distributed dark energy…''</ref><ref>Peebles, P. J. E. & Ratra, Bharat (2003). ''The cosmological constant and dark energy''. ''Reviews of Modern Physics'' 75 (2): 559–606.</ref>.

W skalach powyżej 300 milionów lat świetlnych obserwowalna materia jest rozłożona równomiernie w przestrzeni<ref>{{cytuj pismo |autor = N. Mandolesi, P. Calzolari, S. Cortiglioni, F. Delpino, G. Sironi |tytuł = Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background |czasopismo = Letters to Nature |wydanie = 319 |strony = 751–753 |rok = 1986 |doi = 10.1038/319751a0}}</ref>, jednak w mniejszych skalach materia skupiona jest w [[hierarchia|hierarchiczną]] strukturę: [[atom]]y formują [[gwiazda|gwiazdy]], gwiazdy skupiają się w [[galaktyka|galaktyki]], galaktyki skupiają się w [[gromada galaktyk|gromady]] i [[supergromada|supergromady]], a supergromady układają się we [[włókno (astronomia)|włókna]] rozdzielone [[pustka (astronomia)|pustkami]].

W widzialnym Wszechświecie znajduje się prawdopodobnie ponad 100 miliardów (10<sup>11</sup>) [[Galaktyka|galaktyk]]<ref>{{Cytuj stronę |url = http://astronomy.swin.edu.au/~gmackie/billions.html |tytuł = To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand |autor = Glen Mackie |opublikowany = Swinburne University |język = en |data dostępu =}}</ref>. Dzielą się m.in. na [[galaktyka karłowata|galaktyki karłowate]], w skład których wchodzi od miliona do kilku miliardów [[gwiazda|gwiazd]], oraz na galaktyki-giganty, które mają nawet bilion gwiazd. Badania prowadzone przez astronomów w 2010 roku szacują, że w widzialnym Wszechświecie znajduje się 300 tryliardów gwiazd<ref>{{Cytuj stronę |url = http://usatoday30.usatoday.com/tech/science/space/2010-12-01-dwarf-stars_N.htm |tytuł = Universe holds billions more stars than previously thought |autor = Dan Vergano |opublikowany = USA Today |język = |data dostępu =}}</ref>. Pomiędzy tymi strukturami znajdują się tzw. [[Pustka (astronomia)|pustki]]. [[Droga Mleczna]] należy do [[Grupa Lokalna Galaktyk|Grupy Lokalnej Galaktyk]], która z kolei jest częścią supergromady [[Laniakea]]<ref>[http://www.nature.com/news/earth-s-new-address-solar-system-milky-way-laniakea-1.15819. Earth’s new address: 'Solar System, Milky Way, Laniakea’: Nature].</ref>. Średnica tej supergromady wynosi ponad 500 milionów lat świetlnych, z kolei średnica Grupy Lokalnej Galaktyk wynosi ponad 10 milionów lat świetlnych<ref>{{Cytuj | url=http://www.universetoday.com/30286/local-group/ | tytuł=What is the Local Group? - Universe Today<!-- Tytuł wygenerowany przez bota --> | opublikowany=www.universetoday.com | język=en | data dostępu=2020-07-09}}</ref>.

Obserwowalna materia jest rozłożona [[Izotropowość|izotropowo]], co oznacza, że w każdym kierunku jest jej mniej więcej taka sama ilość<ref>{{Cytuj stronę |url = http://map.gsfc.nasa.gov/m_mm.html |tytuł = New Three Year Results on the Oldest Light in the Universe |nazwisko = Hinshaw |imię = Gary |data= 2006-11-29 |opublikowany = NASA WMAP |data dostępu = 2006-08-10}}</ref>. Wszechświat wypełnia dodatkowo bardzo równomierne [[mikrofale|mikrofalowe]] [[promieniowanie]] odpowiadające [[równowaga termodynamiczna|równowadze termicznej]] [[ciało doskonale czarne|ciała doskonale czarnego]] o temperaturze 2,7249–2,7252 [[kelwin|K]]<ref>{{Cytuj stronę |url = http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101bbtest3.html |tytuł = Tests of the Big Bang: The CMB |nazwisko = Hinshaw |imię = Gary |data= 2005-12-15 |opublikowany = NASA WMAP |data dostępu = 2007-01-09}}</ref>. W kwietniu 2015 roku astronomowie ogłosili odkrycie superpustki, największej poznanej struktury we Wszechświecie. Jest to olbrzymia przestrzeń, której długość wynosi 550 megaparseków<ref>{{Cytuj stronę |url = http://www.theguardian.com/science/2015/apr/20/astronomers-discover-largest-known-structure-in-the-universe-is-a-big-hole |tytuł = Astronomers discover largest known structure in the universe is … a big hole |autor = |opublikowany = [[The Guardian]] |język = en |data dostępu =}}</ref>.

Widzialna materia Wszechświata jest rozprzestrzeniona izotropowo również w dużych skalach, co oznacza, że kierunki obserwacji astronomów nie różnią się od siebie. Wszechświat jest skąpany w bardzo [[Izotropowość|izotropowych]] [[Mikrofale|mikrofalach]] [[promieniowanie elektromagnetyczne|promieniowania elektromagnetycznego]], które odpowiadają [[Równowaga termodynamiczna|równowadze termicznej]] [[Ciało doskonale czarne|widm promieniowania ciał doskonale czarnych]] wynoszącej ok. 2,725 [[kelwin]]ów. Hipoteza mówiąca, że Wszechświat na dużą skalę jest jednorodny i izotropowy, jest znana jako [[zasada kosmologiczna]] i [[End of Greatness|wspierana przez różne obserwacje astronomiczne]]<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = Rindler |imię = W. |tytuł = Essential Relativity: Special, General, and Cosmological |rok = 1977 |wydawca = Springer Verlag |miejsce = Nowy Jork |strony = 202 |isbn = 0-387-10090-3}}</ref>.

=== Ciemna energia ===
{{Główny artykuł|Ciemna energia}}
Działanie ciemnej energii nie jest znane, jednak wiadomo, że jest ona odpowiedzialna za przyspieszenie ekspansji Wszechświata. Przyjęta jest hipoteza, że wypełnia ona całą przestrzeń<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = P. J. E. Peebles & Bharat Ratra |imię = |tytuł = The cosmological constant and dark energy”. Reviews of Modern Physics 75 (2) |rok = 2003 |wydawca = 559–606 |miejsce = |strony = |isbn =}}</ref>. W [[Równoważność masy i energii|równoważności masy i energii]] gęstość ciemnej energii (6,91 × 10<sup>−27</sup> kg/m³) jest dużo mniejsza niż gęstość zwykłej oraz ciemnej materii, która jest zawartością galaktyk. Mimo to, obecnie ciemna energia jest dominującą formą energii w przestrzeni kosmicznej ze względu na swoją jednolitość<ref>{{Cytuj stronę |url = http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/dareng.html |tytuł = Dark Energy |autor = |opublikowany = Hyperphysics |język = en |data dostępu =}}</ref>.

Istnieją dwie proponowane teorie prezentujące formę ciemnej energii – [[stała kosmologiczna]] (stała gęstość energii wypełniająca homogenicznie przestrzeń<ref>{{Cytuj stronę |url = http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2001-1/index.html |tytuł = The cosmological constant. Living Reviews in Relativity 4 |autor = [[Sean M.Carroll]] |opublikowany = |język = en |data dostępu = |archiwum = https://web.archive.org/web/20061013042057/http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2001-1/index.html |zarchiwizowano = 2006-10-13}}</ref>) oraz [[teoria pola skalarnego]] (polem skalarnym mogą być np. [[Kwintesencja (fizyka)|kwintesencje]]). Pola skalarne, które są stałe w przestrzeni, często są włączane w stałą kosmologiczną. Stała kosmologiczna może być równoważna [[Energia punktu zerowego|energii próżni]]. Pola próżniowe, które przemieniają się w przestrzeni, mogą być trudne do odróżnienia z punktu widzenia stałej kosmologicznej, ponieważ proces ich przemiany może być bardzo powolny.

Odwołując się do danych zebranych w trakcie misji [[Planck (misja kosmiczna)|Planck]], oraz w oparciu o standardowy model kosmologiczny (jakim jest [[model Lambda-CDM]]), [[widzialny Wszechświat]] składa się w 26,8% z [[Ciemna materia|ciemnej materii]], 68,3% z ciemnej energii (w sumie 95,1%) oraz w 4,9% ze zwykłej [[Materia (fizyka)|materii]]<ref>{{Cytuj stronę |url = http://arstechnica.com/science/2013/03/first-planck-results-the-universe-is-still-weird-and-interesting/ |tytuł = First Planck results: the Universe is still weird and interesting |autor = |opublikowany = |język = |data dostępu = 2015-06-14}}</ref>.

Ciemna energia została użyta jako kluczowy składnik niedawnej próby sformułowania [[Model cykliczny|cyklicznego modelu]] Wszechświata<ref>L. Baum i P.H. Frampton, (2007). ''Turnaround in Cyclic Cosmology''. ''Physical Review Letters'' 98 (7): 071301.</ref>.

=== Ciemna materia ===
{{Główny artykuł|Ciemna materia}}
Ciemna materia to hipotetyczny rodzaj [[Materia (fizyka)|materii]], którego nie można zobaczyć za pomocą teleskopu, lecz stanowi większość materii znajdującej się we Wszechświecie. Istnienie i właściwości ciemnej materii można wywnioskować z jej grawitacyjnego oddziaływania na widoczną materię, promieniowanie oraz wielkoskalowe struktury Wszechświata. [[Gorąca ciemna materia]], jedna z form ciemnej materii, pozostaje jedną z zagadek współczesnej [[Astrofizyka|astrofizyki]], ponieważ do tej pory nie została wykryta bezpośrednio. Ciemna materia nie [[Ciało doskonale czarne|emituje]], ani nie pochłania światła i [[Promieniowanie elektromagnetyczne|promieniowania elektromagnetycznego]] na żadnym znaczącym poziomie. Szacuje się, że ciemna materia stanowi 26,8% całkowitej energii masowej oraz 84,5% całkowitej materii we Wszechświecie<ref>{{Cytuj stronę |url = http://www.cam.ac.uk/research/news/planck-captures-portrait-of-the-young-universe-revealing-earliest-light |tytuł = Planck captures portrait of the young Universe, revealing earliest light |autor = |opublikowany = University of Cambridge |język = en |data dostępu =}}</ref><ref>Sean Carroll, Ph.D., Cal Tech, 2007, The Teaching Company, ''Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe'', Guidebook Part 1 str. 1, 3: ''…only 5% of the Universe is made of ordinary matter, with 25 percent being some kind of unseen dark matter and a full 70% being a smoothly distributed dark energy…''</ref>.

=== Zwykła materia ===
{{Główny artykuł|Materia (fizyka)}}
Pozostałe 4,9% energii masowej we Wszechświecie to zwykła materia, składająca się z [[atom]]ów, [[jon]]ów, [[elektron]]ów i zbudowanych z niej obiektów. Z materii tej składają się [[Gwiazda|gwiazdy]], które produkują niemal całe światło, jakie widzimy we Wszechświecie, gaz międzygwiazdowy w ośrodkach [[ośrodek międzygwiazdowy|międzygwiazdowych]] i [[Ośrodek międzygalaktyczny|międzygalaktycznych]], [[planeta|planety]] oraz wszystkie obiekty obecne w dzisiejszym życiu, na które możemy się natknąć, dotknąć lub wejść z nimi w interakcję na inny sposób<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = Davies |imię = P.|url = https://books.google.pl/books?id=akb2FpZSGnMC&pg=PA1&hl=pl#v=onepage&q&f=false |tytuł = The New Physics: A Synthesis|rok = 1992 |wydawca = [[Cambridge University Press]] |miejsce = |strony = 1 |isbn = 0-521-43831-4}}</ref><ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = G. 't Hooft |imię = |url = https://books.google.pl/books?id=e-7eAp-bVbEC&pg=PA6&hl=pl#v=onepage&q&f=false |tytuł = In search of the ultimate building blocks|rok = 1997 |wydawca = [[Cambridge University Press]] |miejsce = |strony = 6 |isbn = 0-521-57883-3}}</ref>.

Materia istnieje w czterech [[Stan skupienia materii|stanach skupienia]]: [[Ciało stałe|stałym]], [[Ciecz|ciekłym]], [[gaz]]owym i jako [[plazma]]. Postępy w technikach eksperymentalnych wykazały jednak obecność innych stanów skupienia, wcześniej znanych jedynie w teorii – [[kondensat Bosego-Einsteina]] oraz [[kondensat fermionów]].

Patrząc w sposób bardziej zasadniczy, materia jest złożona z dwóch rodzajów [[cząstka elementarna|cząstek elementarnych]]: [[kwark]]ów i [[Lepton (mechanika kwantowa)|leptonów]]<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = |imię = G. 't Hooft |url = https://books.google.pl/books?id=e-7eAp-bVbEC&pg=PA6&hl=pl#v=onepage&q&f=false |tytuł = In search of the ultimate building blocks.|rok = 1997 |wydawca = Cambridge University Press |miejsce = |strony = 6 |isbn = 0-521-57883-3}}</ref>. Dla przykładu, neutron składa się z dwóch [[kwark dolny|kwarków dolnych]] oraz jednego [[kwark górny|górnego]], podczas gdy proton składa się z dwóch górnych kwarków i jednego dolnego. Atomy są zbudowane z kilku protonów i neutronów (rodzaje [[bariony|barionów]]), które z kolei mają kilka elektronów (rodzaj leptonów) okrążających je. Ponieważ większa część masy atomów koncentruje się wewnątrz ich [[Jądro atomowe|jądra atomowego]] składającego się z barionów, astronomowie często używają terminu „materia barionowa” do określenia tego rodzaju materii, pomimo że materia ta w niewielkim stopniu składa się również z elektronów. Skupienie się na materii z perspektywy cząstek elementarnych pozwala na odkrycie nowych stanów skupienia – dzięki temu odkryto m.in. [[Plazma kwarkowo-gluonowa|plazmę kwarkowo-gluonową]]<ref>{{Cytuj stronę |url = http://www.bnl.gov/rhic/news2/news.asp?a=303&t=pr |tytuł = RHIC Scientists Serve Up ''Perfect'' Liquid |autor = |opublikowany = [[Brookhaven National Laboratory]] |język = en |data dostępu = 2015-06-16}}</ref>.
[[Plik:NASA Unveils Celestial Fireworks as Official Hubble 25th Anniversary Image.jpg|thumb|Zdjęcie centralnej części mgławicy Gum 29 oraz gromady [[Westerlund 2]] z [[Kosmiczny Teleskop Hubble’a|Teleskopu Hubble’a]]]]

Pierwotne elektrony i neutrony zostały utworzone z plazmy kwarkowo-gluonowej w trakcie [[Wielki Wybuch|Wielkiego Wybuchu]], kiedy temperatura spadła poniżej dwóch bilionów stopni. Kilka minut później z [[proton]]ów i [[neutron]]ów uformowały się jądra [[lit]]u i [[Beryl (pierwiastek)|berylu]]. W tym czasie mogło powstać wiele atomów [[bor]]u, jednak proces ten został zahamowany ok. 20 minut po Wielkim Wybuchu przez szybki spadek temperatury i gęstości w miarę rozszerzania się Wszechświata. Proces ten jest znany jako [[pierwotna nukleosynteza]]. Kolejne nukleosyntezy, tym razem [[Metaliczność|cięższych pierwiastków]], wymagała obecności ekstremalnie wysokiej temperatury i ciśnienia obecnych w [[gwiazda]]ch i [[supernowa|supernowych]]. Procesami tymi były [[gwiezdna nuklosynteza]] i [[nukleosynteza w supernowych]].

=== Cząstki ===
{{Główny artykuł|Fizyka cząstek elementarnych}}
Zwykła materia znajdująca się we Wszechświecie składa się z cząstek opisanych w [[Fizyka cząstek elementarnych|fizyce cząstek elementarnych]]. [[Cząstka elementarna]] to taka cząstka, której [[podstruktura]] (domena większej struktury, która dzieli podobne cechy tej domeny) jest nieznana, zatem nie wiadomo, czy składa się ona z innych cząstek<ref name="particles">{{Cytuj książkę |imię=Sylvie |nazwisko=Braibant|imię2=Giorgio |nazwisko2= Giacomelli|imię3=Maurizio |nazwisko3=Spurio|url = https://books.google.pl/books?id=e8YUUG2pGeIC&pg=PA1&hl=pl#v=onepage&q&f=false |tytuł = Particles and Fundamental Interactions: An Introduction to Particle Physics (2nd ed.)|rok = 2012 |wydawca = [[Springer Science+Business Media]] |miejsce = |strony = 1–3 |isbn = 978-94-007-2463-1}}</ref>. Znane cząstki elementarne zawierają [[fermiony]] fundamentalne ([[kwark]]i, [[Lepton (mechanika kwantowa)|leptony]], [[antykwark]]i i [[Lepton (mechanika kwantowa)|antyleptony]]), które generalnie są „cząstkami materii” oraz „cząstkami [[antymateria|antymaterii]]”, jak również cząstkami mocy, które pośredniczą w [[Oddziaływania podstawowe|oddziaływaniach]] między fermionami<ref name=":0" />. Cząstka, która składa się z dwóch lub więcej cząstek elementarnych to [[Lista cząstek|cząstka złożona]].

[[Model standardowy]] [[Fizyka cząstek elementarnych|fizyki cząstek elementarnych]] nasuwa uniwersalny zbiór [[Prawa fizyki|praw fizyki]] i [[Stałe fizyczne|stałych fizycznych]]<ref>{{Cytuj stronę |url = http://www.astronomynotes.com/starprop/s7.htm |tytuł = The Composition of Stars |autor = Nick Strobel |opublikowany = Astronomy Notes |język = en |data dostępu = 2015-06-16}}</ref><ref>{{Cytuj stronę |url = http://www.faqs.org/faqs/astronomy/faq/part4/section-4.html |tytuł = Have physical constants changed with time? |autor = |opublikowany = Astrophysics |język = |data dostępu =}}</ref>. Dotyczy on oddziaływań [[Elektrodynamika klasyczna|elektromagnetycznych]], [[Oddziaływanie słabe|słabych]] i [[Oddziaływanie silne|silnych]], oraz klasyfikuje wszystkie znane [[Cząstka|cząstki]]. Model ten był wspólnie rozwijany przez naukowców z całego świata przez całą drugą połowę XX w.<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = Oerter |imię = R.|tytuł = The Theory of Almost Everything: The Standard Model, the Unsung Triumph of Modern Physics (Kindle ed.) |rok = 2006 |wydawca = [[Penguin Group]] |miejsce = |strony = 2 |isbn = 0-13-236678-9}}</ref> Opracowanie obecnej formy modelu zostało zakończone w połowie lat 70. XX w. podczas eksperymentalnego potwierdzenia istnienia [[kwark]]ów. Od tamtej pory odkrycia [[kwark t|kwarku t]] (1995), [[Neutrino|neutrina taonowego]] (2000) oraz [[bozon Higgsa|bozonu Higgsa]] (2013) dały większą wiarygodność obowiązującemu modelowi. Z powodu jego sprawdzalności w wyjaśnianiu wyników rozmaitych eksperymentów, model ten czasami jest nazywany „teorią prawie wszystkiego”.

Każda [[Generacja (fizyka cząstek)|generacja cząstek]] dzieli się na dwie [[Lepton (mechanika kwantowa)|leptonowe]] i dwie [[kwant]]owe, z których każda jest [[Fermiony|fermionem]]. [[Bozony]] to z kolei inne klasy fundamentalne cząstek elementarnych. Oprócz nich istnieją również [[Lista cząstek|cząstki hipotetyczne]].

==== Hadrony ====
{{Zobacz też|Hadrony}}
Hadron to [[Cząstka|cząstka złożona]] składająca się z [[kwark]]ów. Około 10<sup>−6</sup> s po [[Wielki Wybuch|Wielkim Wybuchu]] temperatura Wszechświata spadła wystarczająco, by pozwolić kwarkom powstałym we wcześniejszej [[era kwarkowa|erze kwarkowej]] połączyć się w hadrony. Okres ten znany jest jako [[era hadronowa]]. Początkowo temperatura była na tyle wysoka, aby umożliwić powstanie par hadron-antyhadron, które utrzymywały materię i antymaterię w [[Równowaga termodynamiczna|równowadze termicznej]]. Dalszy spadek temperatury Wszechświata spowodował jednak zatrzymanie produkcji par hadron-antyhadron. Większość hadronów i antyhadronów została następnie zlikwidowana w procesach [[anihilacja|anihilacji]], pozostawiając szczątkową ilość hadronów. Proces eliminacji hadronów zakończył się sekundę po Wielkim Wybuchu, kiedy rozpoczęła się [[era leptonowa]].

Hadrony dzielą się na dwie rodziny: [[bariony]] (należą do nich m.in. [[proton]]y i [[neutron]]y) składające się z trzech [[kwark]]ów i [[mezony]] (np. [[Pion (cząstka)|piony]]) składające się z jednego kwarka i jednego [[antykwark]]a. W 2014 roku detektor [[LHCb]] odkrył [[Z(4430)]], [[hadrony egzotyczne|hadron egzotyczny]] zbudowany z czterech kwarków ([[tetrakwark]])<ref>{{Cytuj stronę |url = http://arxiv.org/abs/1404.1903 |tytuł = Observation of the resonant character of the Z(4430) – state |autor = LHCb collaboration |opublikowany = |język = |data dostępu =}}</ref>. Możliwe, że istnieją inne rodzaje [[Hadrony egzotyczne|hadronów egzotycznych]], np. [[pentakwark]]ów (którymi są [[egzotyczne bariony]]), jednak nie ma żadnych dowodów, które bezapelacyjnie dowodziłyby ich istnienia<ref>W.-M. Yao et al. (2006): [http://pdg.lbl.gov/2006/reviews/theta_b152.pdf Particle listings – Θ+].</ref><ref>C. Amsler ''et al.'' (2008): [http://pdg.lbl.gov/2008/reviews/pentaquarks_b801.pdf Pentaquarks].</ref>.

Spośród hadronów stałe są neutrony związane z jądrami atomowymi oraz protony. Pozostałe hadrony, istniejące w zwykłej formie, są zmienne; swobodne neutrony [[Rozkład cząstkowy|rozkładają się]] w [[Czas połowicznego rozpadu|czasie połowicznego rozpadu]], trwającego ok. 611 sekund.

==== Leptony ====
{{Główny artykuł|Lepton (mechanika kwantowa)}}
Lepton to [[cząstka elementarna]], związek o spinie połówkowym, który nie podlega oddziaływaniom silnym. Jest jednak tematem podmiotem [[Reguła Pauliego|reguły Pauliego]]; dwa leptony tego samego gatunku nie mogą być w takim samym stanie w tym samym czasie<ref>{{Encyklopedia Britannica |id = science/lepton |tytuł = lepton |data dostępu = 2022-10-05}}</ref>. Fermiony różnią się od [[Bozony|bozonów]], które podlegają [[Statystyka Bosego-Einsteina|statystyce Bosego-Einsteina]]. Najbardziej znanym rodzajem leptonów są [[elektron]]y, które są obecne w niemal całej [[chemia|chemii]] ze względu na bycie jednym z podstawowych budulców [[atom]]ów i bezpośrednio związane z [[Właściwość chemiczna|właściwościami chemicznymi]]. Istnieją dwie główne klasy leptonów: leptony [[Ładunek elektryczny|naładowane elektrycznie]] oraz leptony neutralne ([[neutrino]]). Elektrony są stałe oraz są najpowszechniejszymi naładowanymi leptonami we Wszechświecie, podczas gdy [[mion]]y i [[taon]]y mogą zostać stworzone jedynie przy zderzeniach [[Fizyka cząstek elementarnych|wysokoenergetycznych]] (takich jak te obejmujące [[promieniowanie kosmiczne]] oraz te wykonywane w [[akcelerator cząstek|akceleratorze cząstek]])<ref>Harari H. (1977). [http://slac.stanford.edu/cgi-wrap/getdoc/slac-pub-1974.pdf ''Three generations of quarks and leptons''] (PDF). W pracy E. van Goelera i Weinsteina R. ''Proceedings of the XII Rencontre de Moriond''. s. 170. SLAC-PUB-1974.</ref>. Naładowane leptony mogą łączyć się z innymi cząstkami, formując w ten sposób [[Lista cząstek|cząstki złożone]] (np. atomy i [[pozytonium]]y). Neutrina rzadko nawiązują fizyczny kontakt z innymi cząstkami, w związku z czym są rzadko obserwowane<ref>{{Cytuj stronę |url = http://newsoffice.mit.edu/2007/neutrino |tytuł = Experiment confirms famous physics model |autor = |opublikowany = [[Massachusetts Institute of Technology]] |język = |data dostępu =}}</ref>.

[[Era leptonowa]] była okresem rewolucji we wczesnej fazie istnienia Wszechświata, w której [[Lepton (mechanika kwantowa)|leptony]] dominowały w całkowitej masie Wszechświata. Era zaczęła się ok. 1 sekundę po [[Wielki Wybuch|Wielkim Wybuchu]], kiedy doszło do wzajemnego zniszczenia się większości [[hadrony|hadronów]] i antyhadronów. W trakcie ery leptonów temperatura Wszechświata była wciąż na tyle wysoka, aby utworzyć pary lepton–antylepton, w związku z czym znajdowały się one w równowadze termalnej. Około 10 sekund po Wielkim Wybuchu temperatura Wszechświata spadła do punktu, w którym pary lepton–antylepton nie mogły być tworzone<ref>{{Cytuj stronę |url = https://archive.is/20120912054633/http://www.knowledgetreeproject.org/beginningweb.htm |tytuł = The Timescale of Creation |autor = |opublikowany = |język = |data dostępu =}}</ref>. Skutkiem tego było unicestwienie większości leptonów i antyleptonów w procesie [[anihilacja|anihilacji]], pozostawiając jedynie niewielką liczbę leptonów. Następstwem tego była dominacja [[foton]]ów w masie Wszechświata, która doprowadziła do rozpoczęcia [[era promieniowania|ery promieniowania]].

Leptony mają różne wrodzone właściwości, którymi są [[ładunek elektryczny]], [[spin (fizyka)|spin]] i [[masa (fizyka)|masa]]. W przeciwieństwie do [[kwark]]ów, leptony nie są podmiotem [[oddziaływanie silne|oddziaływań silnych]], za to są podmiotem trzech pozostałych [[Oddziaływania podstawowe|oddziaływań]]: [[grawitacja|grawitacji]] (obecnie najlepiej opisana jest w [[ogólna teoria względności|ogólnej teorii względności]]), [[teoria oddziaływań elektrosłabych|elektrosłabego]] (obejmuje [[Oddziaływanie elektromagnetyczne|elektromagnetyzm]]) i [[oddziaływanie słabe|słabego]]. W czasie [[Era kwarkowa|ery kwarkowej]] siła elektrosłaba podzieliła się na siły elektromagnetyczne i słabe. Oddziaływania mogą zostać opisane za pomocą [[renormalizacja|renormalizowalnej]] [[kwantowa teoria pola|kwantowej teorii pola]]. Póki co renormalizowalna kwantowa teoria pola ogólnej teorii względności nie została całkowicie zrealizowana.

==== Bozony ====
{{Główny artykuł|Bozony}}
{{Zobacz też|Bozon Higgsa}}
[[Bozony]] mogą być [[Cząstka elementarna|elementarne]] (jak [[foton]]y) lub [[Lista cząstek|złożone]] (jak [[mezony]]). Bozony są scharakteryzowane w [[statystyka Bosego-Einsteina|statystyce Bosego-Einsteina]] i wszystkie mają spin całkowity.

Większość bozonów to cząstki złożone (tego typu cząstki są istotne w stanie [[nadciekłość|nadciekłości]] i innych zjawiskach zachodzących w [[Kondensat Bosego-Einsteina|kondensacie Bosego-Einsteina]]), jednak model standardowy wyróżnia pięć rodzajów bozonów, które są cząstkami elementarnymi: [[foton]]y, będące nośnikami [[Oddziaływanie elektromagnetyczne|oddziaływań elektromagnetycznych]]; [[bozony W i Z|bozony]] [[Bozon W|W]] i [[Bozon Z|Z]], będące nośnikami [[oddziaływanie słabe|oddziaływań słabych]]; [[gluon]]y, będące nośnikami [[oddziaływanie silne|oddziaływań silnych]], oraz [[bozon Higgsa]] ([[Cząstka skalarna|bozon skalarny]])<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = Veltman |imię = Martinus |tytuł = Facts and Mysteries in Elementary Particle Physics |rok = 2003 |wydawca = World Scientific |miejsce = |strony = |isbn = 981-238-149-X}}</ref>.

Dodatkowym bozonem jest [[grawiton]], hipotetyczna cząstka elementarna, niezawarta w modelu standardowym. Jeśli grawiton rzeczywiście istnieje, to jest on bozonem, i możliwe, że jest on [[Bozony cechowania|bozonem cechowania]].

Bozony złożone są istotne w stanie [[nadciekłość|nadciekłości]] oraz innych zastosowaniach [[kondensat Bosego-Einsteina|kondensatu Bosego-Einsteina]].

'''Bozon Higgsa''' to [[cząstka elementarna]] w modelu standardowym. Obserwacje tej cząstki pozwalają naukowcom na eksplorację '''pola Higgsa'''<ref>{{Cytuj stronę |url = https://wikis.utexas.edu/display/utatlas/Higgs+boson+FAQ |tytuł = Higgs boson FAQ |autor = Onyisi, P |opublikowany = [[Uniwersytet Teksański w Austin|University of Texas]] ATLAS group |język = en |data dostępu = 2015-06-19}}</ref><ref name=":0">Strassler, M. (12 października 2012). [http://profmattstrassler.com/articles-and-posts/the-higgs-particle/the-higgs-faq-2-0/ ''The Higgs FAQ 2.0'']. ''ProfMattStrassler.com''. Data dostępu 2015-06-19. <q>[Q] Why do particle physicists care so much about the Higgs particle?

[A] Well, actually, they don’t. What they really care about is the Higgs ''field'', because it is ''so'' important. [emphasis in original]</q>.</ref> – [[Pole skalarne|pola skalarnego]] istotnego w teorii [[fizyka cząstek elementarnych|cząstek elementarnych]], które w porównaniu z pokrewnym [[pole elektromagnetyczne|polem elektromagnetycznym]] nie może zostać wygaszone, za to jego wartość praktycznie przez cały czas jest stała niezerowa<ref name=":0" />. Obecność tego pola tłumaczy, dlaczego niektóre cząstki elementarne mają masę nawet wtedy, kiedy [[symetria (fizyka)|symetrie]] kontrolujące ich oddziaływania potrzebują te cząstki do bycia bezmasowymi; daje także odpowiedź na niektóre pytania, które przez wiele lat pozostawały niewyjaśnione np. tłumaczy, dlaczego [[oddziaływanie słabe]] ma dużo mniejszy zasięg niż [[siła elektrodynamiczna]]. Pole Higgsa może zostać wykryte przez jego [[Stan wzbudzony|wzbudzenia]] (in. cząstki Higgsa), jednak są one bardzo trudne do stworzenia i wykrycia.

===== Fotony =====
{{Główny artykuł|Foton|Era promieniowania}}
Foton to [[cząstka elementarna]] oraz [[kwant]] [[światło|światła]] i innych form [[promieniowanie elektromagnetyczne|promieniowania elektromagnetycznego]]. Jest [[nośniki oddziaływań|nośnikiem oddziaływań]] [[oddziaływanie elektromagnetyczne|sił elektromagnetycznych]]. Oddziaływanie tych sił można łatwo zobaczyć w [[Stan makroskopowy|stanie mikroskopowym]] i [[stan makroskopowy|makroskopowym]], ponieważ fotony mają zerową [[masa spoczynkowa|masę spoczynkową]]; pozwala to na wykonywanie [[Oddziaływania podstawowe|oddziaływań]] długodystansowych. Podobnie jak w przypadku wszystkich innych cząstek elementarnych, fotony są najlepiej wytłumaczone przez [[mechanika kwantowa|mechanikę kwantową]]; wykazują również [[dualizm korpuskularno-falowy]] (właściwości [[fala|fal]] oraz [[Cząstka elementarna|cząstek]]), np. pojedynczy foton może być [[Refrakcja|załamany]] przez [[soczewka|soczewkę]].

W modelu standardowym foton jest jednym ze czterech [[bozony cechowania|bozonów cechowania]] [[teoria oddziaływań elektrosłabych|oddziaływań elektrosłabych]]; [[Bozony W i Z|pozostałe trzy]] są oznaczone jako W<sup>+</sup>, W<sup>−</sup> i Z<sup>0</sup> – są odpowiedzialne za [[oddziaływanie słabe]]. W przeciwieństwie do fotonów, bozony cechowania mają [[masa spoczynkowa|masę]], w związku z [[pole Higgsa|polem Higgsa]], które załamuje ich [[grupa SU(2)|symetrię SU(2)]].

[[Era promieniowania]] (in. fotonów) rozpoczęła się, kiedy większość [[Lepton (mechanika kwantowa)|leptonów]] i antyleptonów została zniszczona w procesie [[anihilacja|anihilacji]] w końcowej fazie [[era leptonowa|ery leptonowej]], około 10 sekund po [[Wielki Wybuch|Wielkim Wybuchu]]. W procesie [[nukleosynteza|nukleosyntezy]], dokonanym w pierwszych minutach ery promieniowania, powstały jądra atomowe. W pozostałej fazie ery promieniowania we Wszechświecie znajdowała się gorąca i gęsta [[plazma]] składająca się z jąder atomowych, elektronów i fotonów. Około 380 000 lat po Wielkim Wybuchu temperatura Wszechświata spadła do punktu, w którym jądra atomowe mogły się łączyć z elektronami, tworząc neutralne atomy. W rezultacie fotony nie mogły już wchodzić w interakcję z materią, Wszechświat stał się przejrzysty, a także powstało [[mikrofalowe promieniowanie tła]].

W modelu standardowym fotony i inne elementarne cząstki są opisane jako nieodzowna konsekwencja praw fizycznych, mających pewną [[Symetria (fizyka)|symetrię]] w każdym punkcie w [[czasoprzestrzeń|czasoprzestrzeni]]. Nieodłączne właściwości cząstek, takie jak [[ładunek elektryczny]], [[masa spoczynkowa|masa]] czy [[spin (fizyka)|spin]], są określone przez właściwości ich [[cechowanie (fizyka)|symetrii]].
{{Chronologia Wszechświata}}

== Geometria ==
{{Zobacz też|Fizyka poza modelem standardowym}}
W fizyce współczesnej czas i przestrzeń są połączone w czterowymiarową [[czasoprzestrzeń Minkowskiego]] zwaną „czasoprzestrzenią”, dążącej do stworzenia [[przestrzeń fazowa|przestrzeni fazowej]] (dynamicznego układu, w którym mogą znajdować się wszystkie możliwe stany), której [[przestrzeń metryczna]] odnosi się wymiaru czasowego inaczej niż do pozostałych trzech wymiarów.

Geometria [[Przestrzeń czterowymiarowa|czterowymiarowej przestrzeni]] jest bardziej złożona niż geometria [[przestrzeń trójwymiarowa|przestrzeni trójwymiarowej]] w związku z dodatkowym [[Stopień swobody (fizyka)|stopniem swobody]] (czas, ''t''). Zbiór punktów w [[przestrzeń euklidesowa|przestrzeni euklidesowej]] mający tę samą odległość ''R'' od stałego punktu ''P<sub>0</sub>'' tworzy [[Rozmaitość topologiczna|hiperpowierzchnię]] znaną jako [[3-sfera]]. [[Hiperobjętość]] zamkniętej przestrzeni może zostać obliczona za pomocą wzoru
: <math>\mathbf V = \tfrac{1}{2} \pi^2 R^4.</math>

Jest to część [[metryka Friedmana-Lemaître’a-Robertsona-Walkera|metryki Friedmana-Lemaître’a-Robertsona-Walkera]] w [[ogólna teoria względności|ogólnej teorii względności]], gdzie ''R'' jest zastępowana przez funkcję ''R(t)'', w której ''t'' oznacza kosmologiczny wiek Wszechświata. Rosnąca lub kurcząca się ''R(t)'' oznacza powiększający się lub zmniejszający Wszechświat w zależności od gęstości jego masy<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = |imię = Ray d’Inverno |tytuł = Introducing Einstein’s Relativity |rok = 1992 |wydawca = [[Clarendon Press]] |miejsce = |strony = 319 |isbn = 0-19-859653-7}}</ref>. Zatem po [[Osobliwość (astronomia)|osobliwości]] przestrzeń zaczęła się powiększać.

== Historyczne modele Wszechświata ==
{{główny artykuł|Kosmologia}}
W historii ludzkości powstało wiele hipotez na temat tego, jak wygląda Wszechświat (kosmologiczne) i jak powstał (kosmogoniczne). Większość z nich oparta jest na opisywaniu aktów stworzenia dokonanych przez różne [[Bóg|bóstwa]]. Pierwsze teorie bezosobowego Wszechświata, kierowanego przez prawa fizyki, zostały stworzone przez Greków i Hindusów<ref name=":1" />. Z upływem czasu rozwój technik obserwacyjnych i teorii fizycznych pozwolił na stworzenie dokładniejszych modeli Wszechświata oraz weryfikowanie hipotez dotyczących jego wieku i wielkości. Współczesne modele opierają się głównie na [[ogólna teoria względności|ogólnej teorii względności]] [[Albert Einstein|Alberta Einsteina]], która umożliwia ilościowe przewidywania dotyczące początków, kształtu i dalszej ewolucji Wszechświata jako całości. Teoria ta zapoczątkowała nową epokę kosmologii – na niej, oraz w szczególności na modelu [[Wielki Wybuch|Wielkiego Wybuchu]], opierają się najnowocześniejsze przyjęte teorie kosmologiczne<ref>Blandford R.D. ''A century of general relativity: Astrophysics and cosmology''. &nbsp;''Science''&nbsp;347&nbsp;(6226): s. 103–108.</ref>. Obecnie brak teorii opisujących własności ciemnej materii i ciemnej energii uniemożliwia stworzenie spójnego modelu weryfikowalnego eksperymentalnie.

=== Modele filozoficzne ===
Najstarsze znane filozoficzne modele Wszechświata można znaleźć w [[Wedy|Wedach]], napisanych w 2 tysiącleciu p.n.e. Opisują one mitologię hinduską, w której Wszechświat stwarza [[Mahawisznu]], następnie [[Brahma]] tworzy w nim [[Brahmanda|Brahmandę]] – „kosmiczne Jajo”, które przechodzi poprzez cykle powstania, zniszczenia i odrodzenia, zwane [[Kalpa]]mi. Występuje tam też teoria pięciu [[żywioły|żywiołów]] tworzących Wszechświat: [[Waju]] (powietrze), [[Ap]] (woda), [[Agni]] (ogień), [[Prythiwi]] (ziemia) i [[Akaśa]] ([[eter (filozofia)|eter]]). W VI wieku p.n.e. indyjski filozof [[Kanada (filozof)|Kanada]] opracował teorię [[atomizm]]u i twierdził, że [[światło]] i [[ciepło]] są przejawami tej samej substancji<ref>Will Durant, ''Our Oriental Heritage''.</ref>. Koncepcja ta przeniknęła później do starożytnej Grecji i została rozwinięta przez [[Leukippos|Leucypa]], [[Empedokles]]a i [[Demokryt]]a.

{{fakt|data=2020-07|W [[Europa|Europie]] pierwsze znane modele Wszechświata pochodzą od [[filozofia przedsokratejska|filozofów przedsokratejskich]]. Zauważyli oni, że to, co widzimy, może być mylące, w szczególności że materia może zmieniać swoją formę (np. [[lód]] w [[woda|wodę]], woda w [[para wodna|parę]]). Pojawiły się koncepcje mówiące, że wszystkie istniejące substancje są formami jednej, pierwotnej, [[arché]]: u [[Tales z Miletu|Talesa]] była to woda, u [[Anaksymenes]]a powietrze, u [[Heraklit]]a ogień, u [[Pitagoras]]a były to [[liczba|liczby]], a u [[Anaksymander]]a chaotyczna substancja, którą nazwał [[apeiron (filozofia)|apeironem]].}}

W odróżnieniu do starożytnych filozofów, którzy uważali Wszechświat za istniejący wiecznie i niemający początku, [[filozofia średniowieczna|filozofowie średniowieczni]] uznawali, że miał on swój początek. Było to zainspirowane podstawami [[religie abrahamowe|religii abrahamowych]]: [[judaizm]]u, [[chrześcijaństwo|chrześcijaństwa]] i [[islam]]u – stworzeniem świata przez [[Bóg|Boga]]. Opierając się na niemożliwości istnienia [[nieskończoność|aktualnej nieskończoności]], [[Żydzi|żydowski]] filozof [[Saadja ben Josef]] oraz [[Arabowie|arabscy]] filozofowie [[Al-Kindi]] i [[Al-Ghazali]] dowodzili, że Wszechświat istniejący bez początku jest logicznie niemożliwy<ref name="Craig">{{Cytuj pismo| nazwisko = Craig| imię = William Lane| tytuł = Whitrow and Popper on the Impossibility of an Infinite Past| czasopismo = The British Journal for the Philosophy of Science| wolumin = 2| wydanie = 30| strony = 165–170 [165–6]| data = czerwiec 1979| doi = 10.1093/bjps/30.2.165}}</ref>. Argumenty te zostały później przejęte przez chrześcijańskich filozofów i teologów.

Począwszy od połowy [[XVII wiek]]u powstają nowe koncepcje wszechświata. W 1686 [[Bernard Fontenelle]] publikuje ''Rozmowy o wielości światów'', gdzie podważa możliwość poznania natury wszechświata przez człowieka, będącego jego częścią. Ten sceptycyzm doprowadził pod koniec [[XVIII wiek]]u do wprowadzenia przez [[Immanuel Kant|Immanuela Kanta]] koncepcji [[Rzecz sama w sobie|rzeczy samej w sobie]], co rozwiązało pozorną sprzeczność pomiędzy obiektem poznania i podmiotem poznającym. Na początku [[XXI wiek]]u filozoficzne interpretacje wszechświata są silnie związane z najnowszymi wynikami badań [[kosmologia|kosmologicznych]].

=== Modele astronomiczne ===
Astronomiczne modele Wszechświata powstały równocześnie z początkami [[astronomia|astronomii]] w starożytnym [[Sumerowie|Sumerze]]. Pierwsze modele zakładały, że świat składa się z płaskiej ziemi unoszącej się na oceanie. Model ten był uznawany potem przez wczesnych greckich filozofów, np. [[Anaksymander]]a i [[Hekatajos z Miletu|Hekatajosa]]. Późniejsi greccy filozofowie, obserwując ruch [[ciało niebieskie|ciał niebieskich]], budowali modele w większym stopniu oparte na faktach obserwacyjnych. Najstarszy znany taki model zaproponował [[Eudoksos z Knidos]]. W tym modelu przestrzeń i czas są nieskończone, [[Ziemia]] jest sferyczna i spoczywa w centrum Wszechświata, a pozostałą materię ograniczono do koncentrycznych sfer obracających się wokół niej. Model ten został rozwinięty przez [[Arystoteles]]a, a później bardzo uściślony przez [[Klaudiusz Ptolemeusz|Ptolemeusza]]. Odniósł on wielki sukces dzięki dużej precyzji przewidywań, możliwej z matematycznego powodu: dowolną funkcję (jak np. położenie planety) można przedstawić za pomocą sumy orbit (patrz [[szereg Fouriera]]).

[[Teoria geocentryczna|Model geocentryczny]] nie był jedynym uznawanym przez Greków. Według relacji [[Archimedes]]a, [[heliocentryzm|model heliocentryczny]] jako pierwszy zaproponował [[Arystarch z Samos]]<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = Joshi |imię = S.T. |tytuł = The agnostic reade |data = 2007 |wydawca = Prometheus Books |miejsce = Amherst, Nowy Jork |isbn = 978-1-59102-533-7 |strony = 172–173}}</ref>. W jego modelu gwiazdy były umieszczone na sferze ze [[Słońce]]m w środku. Nie zdobył on jednak szerokiego poparcia, między innymi z powodu pozornej sprzeczności z niezaobserwowaniem [[paralaksa|paralaksy]] gwiazd (w rzeczywistości powodowanej przez znacznie większą, niż wtedy zakładano, odległość do gwiazd). Jedynym znanym astronomem, który w tamtych czasach poparł model Arystarcha, był [[Seleukos z Seleucji]]<ref>Otto E. Neugebauer (1945). ''The History of Ancient Astronomy Problems and Methods'', ''Journal of Near Eastern Studies'' 4 (1), s. 1–38.</ref><ref>George Sarton (1955). ''Chaldaean Astronomy of the Last Three Centuries B.C.'', ''Journal of the American Oriental Society'' 75 (3), s. 166–173.</ref>.

W czasach [[średniowiecze|średniowiecznych]] podobny model był proponowany w Indiach przez [[Arjabhata|Aryabhatę]], a w krajach arabskich przez [[Abu Maszar|Albumasara]] i [[Al-Sijzi]]ego<ref>[[Bartel Leendert van der Waerden]] (1987). ''The Heliocentric System in Greek, Persian and Hindu Astronomy'', ''Annals of the New York Academy of Sciences'' 500 (1): 525–545 [529–34].</ref>.

[[Plik:ThomasDiggesmap.JPG|thumb|Kopernikański model Wszechświata w ilustracji Thomasa Diggesa z 1576 roku, rozszerzony o koncepcję mówiącą, że gwiazdy nie znajdują się na sferze, ale są równomiernie rozłożone w przestrzeni otaczającej planety.]]

[[Mikołaj Kopernik]] był pierwszym, który użył modelu heliocentrycznego do opracowania prostszego sposobu wyliczania położenia planet, co spowodowało stopniowe zaakceptowanie tego modelu w [[cywilizacja zachodnia|cywilizacji zachodniej]]. Model Kopernika zakładał, że Ziemia obraca się wokół własnej osi, co pozwoliło z czasem odejść od pojęcia sfer niebieskich. [[Thomas Digges]] wprowadził do tego modelu poprawkę, stwierdzając, że gwiazdy są rozmieszczone równomiernie w przestrzeni<ref name="Misner-p755">Misner, Thorne, and Wheeler (1973), s. 755.</ref>.

[[Giordano Bruno]] rozwinął dalej tę ideę przyjmując, że przestrzeń jest nieskończona i zawiera nieskończenie wiele gwiazd, wokół których krążą planety podobne do Ziemi.

Koncepcja ta została później zaakceptowana przez naukowców takich, jak [[Isaac Newton]] i [[Christiaan Huygens]]<ref name="autonazwa1">Misner, Thorne, and Wheeler (1973), s. 755–756.</ref>, choć prowadziła do kilku paradoksów. Po pierwsze zakładała, że gwiazdy o skończonej wielkości świecą przez nieskończony czas, co oznacza, że produkują nieskończenie wiele energii. Po drugie, jak zauważył [[Edmond Halley]]<ref>Misner, Thorne, and Wheeler (1973), s. 756.</ref> i niezależnie [[Jean-Philippe de Cheseaux]]<ref>{{Cytuj książkę |autor = Jean-Philippe de Cheseaux |tytuł = Traité de la Comète |data = 1744 |wydawca = Lausanne |strony = 223ff}} Reprinted as Appendix II in {{Cytuj książkę |autor = Dickson FP |tytuł = The Bowl of Night: The Physical Universe and Scientific Thought |data = 1969 |wydawca = M.I.T. Press |miejsce = Cambridge, MA |isbn = 978-0262540032}}</ref>, w nieskończonym Wszechświecie nocne niebo powinno świecić blaskiem równie jasnym jak powierzchnia Słońca (jest to dzisiaj znane jako [[paradoks Olbersa]])<ref>{{cytuj pismo| autor = Heinrich Wilhelm Matthäus Olbers| tytuł =| czasopismo = Bode’s Jahrbuch| wydanie = 111| data = 1826}} Reprinted as Appendix I in {{Cytuj książkę |autor = Dickson FP |tytuł = The Bowl of Night: The Physical Universe and Scientific Thought |data = 1969 |wydawca = M.I.T. Press |miejsce = Cambridge, MA |isbn = 978-0262540032}}</ref>.

Po trzecie, jak zauważył Newton, nieskończona ilość materii w takiej przestrzeni przyciągałaby się grawitacyjnie z nieskończoną siłą, co powinno spowodować jej natychmiastowe zapadnięcie się{{r|Misner-p755}}. Paradoksy te zostały ostatecznie rozwiązane przez [[ogólna teoria względności|ogólną teorię względności]] [[Albert Einstein|Alberta Einsteina]]<ref name="einstein_1917">{{cytuj pismo| nazwisko = Einstein| imię = A.| autor link = Albert Einstein| tytuł = Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie| czasopismo = Preussische Akademie der Wissenschaften, Sitzungsberichte| wydanie = 1917 (part 1)| strony = 142–152| rok = 1917}}</ref> oraz uznanie rozszerzania się Wszechświata. Wszystkie współczesne modele Wszechświata buduje się w oparciu o tę teorię.

== Współczesne modele Wszechświata ==
{{Zobacz też|Supersymetria}}
[[Plik:Cassini-science-br.jpg|thumb|Artystyczna wizja testowania ogólnej teorii względności za pomocą sondy [[Cassini-Huygens|Cassini]]. Sygnały [[radio]]we przesyłane między Ziemią a sondą są opóźniane przez zakrzywienie czasoprzestrzeni wywoływane przez Słońce.]]
Spośród czterech oddziaływań podstawowych, grawitacja jest uznawana za jedyną, która odgrywa istotną rolę na odległościach astronomicznych. Ponieważ każda masa przyciąga grawitacyjnie inne masy, oddziaływanie to kumuluje się dla dużych obiektów. W oddziaływaniu elektromagnetycznym taki efekt nie następuje, gdyż różnoimienne [[ładunek elektryczny|ładunki]] łatwo łączą się w neutralnie elektrycznie obiekty i z tego powodu duże obiekty nigdy nie mają istotnego sumarycznego ładunku. Pozostałe dwa oddziaływania, silne i słabe, mają tak mały zasięg, że odgrywają istotną rolę wyłącznie na odległościach subatomowych.

=== Szczególna teoria względności ===
{{Główny artykuł|Szczególna teoria względności}}
Szczególna teoria względności to ogólnie przyjęta [[teoria fizyczna]] odnosząca się do stosunków między czasem a przestrzenią. Opiera się na postulatach, że:
* prawa fizyki są [[Niezmienna (fizyka)|niezmienne]] (tzn. identyczne) we wszystkich [[Układ inercjalny|układach inercjalnych]],
* prędkość światła w [[próżnia|próżni]] jest taka sama dla wszystkich obserwatorów, niezależnie od ruchu źródła światła.
Teoria ta została zaproponowana przez [[Albert Einstein|Alberta Einsteina]] w 1905 roku w pracy naukowej ''[[Annus mirabilis|O elektrodynamice ciał w ruchu]].''<ref>Albert Einstein (1905) [https://web.archive.org/web/20050220050316/http://www.pro-physik.de/Phy/pdfs/ger_890_921.pdf ''Zur Elektrodynamik bewegter Körper''], ''Annalen der Physik'' 17: s. 891.</ref> Niezgodność [[mechanika klasyczna|mechaniki Newtona]] z [[równania Maxwella|równaniami Maxwella]] dotyczącymi [[oddziaływanie elektromagnetyczne|oddziaływania elektromagnetycznego]] oraz niezdolność do odkrycia ruchu Ziemi przez [[eter (fizyka)|eter]] doprowadziły do rozwoju szczególnej teorii względności, która koryguje mechanikę w celu radzenia sobie z sytuacjami dotyczącymi ruchów, których prędkość zbliża się do prędkości światła. Na dzień dzisiejszy szczególna teoria względności jest najdokładniejszym modelem ruchu poruszającego się z każdą prędkością, mimo że mechanika Newtona jest wciąż używana (z powodu jej prostoty i dużej dokładności) jako przybliżenie małych prędkości względnych do prędkości światła.

Szczególna teoria względności daje szeroki zakres konsekwencji, które były sprawdzane doświadczalnie<ref>{{Cytuj stronę |url = http://www.edu-observatory.org/physics-faq/Relativity/SR/experiments.html |tytuł = What is the experimental basis of Special Relativity? |autor = Tom Roberts, Siegmar Schleif |opublikowany = Usenet Physics FAQ |język = en |data dostępu = 2015-06-24}}</ref>, m.in. [[Wzór Lorentza|skrócenie Lorentza]], [[dylatacja czasu]], [[masa relatywistyczna]], [[równoważność masy i energii]] i [[względność równoczesności]]. Teoria ta zastąpiła konwencjonalne pojęcie uniwersalnego czasu bezwzględnego pojęciem czasu, który jest zależny od układu odniesienia oraz pozycji [[przestrzeń (fizyka)|przestrzennej]].

Postulaty szczególnej teorii względności połączone z innymi prawami fizyki przewidują równoważność masy i energii wyrażone we wzorze [[Równoważność masy i energii|równoważności masy i energii]] ''E=mc²'', gdzie ''c'' to [[prędkość światła]] w próżni<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = Feynman |imię = Richard Phillips|url = https://books.google.pl/books?id=gkjDYs100mgC |tytuł = Six Not-so-easy Pieces: Einstein’s relativity, symmetry, and space–time|rok = 1998 |wydawca = Basic Books |miejsce = |strony = 68 |isbn = 0-201-32842-9}}</ref>.

Cechą charakterystyczną szczególnej teorii względności jest zastąpienie [[transformacja Galileusza|transformacji Galileusza]] [[transformacja Lorentza|transformacją Lorentza]]. Czas i przestrzeń nie mogą być określane osobno, ponieważ są wplecione w kontinuum znane jako [[czasoprzestrzeń]]. Zdarzenia, które następują w tym samym czasie dla jednego obserwatora, mogą nastąpić po raz kolejny dla innego obserwatora.

=== Ogólna teoria względności ===
{{Główny artykuł|Ogólna teoria względności|Równanie Einsteina}}
Ponieważ grawitacja odgrywa kluczową rolę w kształtowaniu Wszechświata, dokładne określenie jego przeszłości i przyszłości wymaga dokładnej teorii ją opisującej. Najlepszą obecnie znaną nam teorią grawitacji jest ogólna teoria względności. Do tej pory wszelkie przeprowadzone doświadczenia i obserwacje zgadzają się z jej przewidywaniami. Ponieważ jednak mamy bardzo niewielkie możliwości przeprowadzania eksperymentów na kosmologicznych odległościach, istnieje możliwość, że nie jest ona w takich warunkach poprawna. Dotychczas jednak nie istnieją żadne przesłanki do zastąpienia jej inną teorią.

Ogólna teoria względności to [[Geometria różniczkowa|geometryczna]] [[Fizyka teoretyczna|teoria]] [[grawitacja|grawitacji]] opublikowana przez [[Albert Einstein|Alberta Einsteina]] w 1915 roku<ref>O’Connor, J.J. and E.F. Robertson (1996), [http://www-history.mcs.st-and.ac.uk/HistTopics/General_relativity.html ''General relativity'']. [http://www-history.mcs.st-and.ac.uk/Indexes/Math_Physics.html Mathematical Physics index], [http://www.st-andrews.ac.uk/maths/ School of Mathematics and Statistics], [http://www.st-andrews.ac.uk/ University of St. Andrews], Szkocja, maj 1996. Data dostępu: 22 czerwca 2015.</ref> oraz obecny opis grawitacji w [[fizyka współczesna|fizyce współczesnej]]. Jest podstawą dla obecnych modeli [[kosmologia fizyczna|kosmologicznych]] konsekwentnie [[Ekspansja Wszechświata|rozszerzającego się Wszechświata]]. Ogólna teoria względności generalizuje [[szczególna teoria względności|szczególną teorię względności]] oraz [[prawo powszechnego ciążenia]], dostarczając ujednolicony opis grawitacji jako geometryczną właściwość [[czas]]u i [[przestrzeń (fizyka)|przestrzeni]], lub po prostu [[czasoprzestrzeń|czasoprzestrzeni]]. [[Krzywizna krzywej|Krzywizna]] czasoprzestrzeni jest bezpośrednio związana z [[Energia (fizyka)|energią]] oraz [[Pęd (fizyka)|pędem]] bez względu na to, jakie są obecnie [[Materia (fizyka)|materia]] i [[promieniowanie]]. Ich stosunek jest sprecyzowany przez [[równanie Einsteina]] – zestaw [[równanie różniczkowe cząstkowe|równań różniczkowych cząstkowych]].

Ogólna teoria względności udostępnia zestaw nieliniowych [[równanie różniczkowe cząstkowe|równań różniczkowych cząstkowych]] dla [[tensor metryczny|tensora metrycznego]] [[czasoprzestrzeń|czasoprzestrzeni]] (są to właśnie [[równanie Einsteina|równania Einsteina]]). Parametrami tych równań jest rozłożenie [[równoważność masy i energii|masy i energii]] oraz [[pęd (fizyka)|pędu]] we Wszechświecie, a ich rozwiązaniem, kształt Wszechświata. Ponieważ nie możemy obserwacyjnie wyznaczyć tych wielkości dla odległych rejonów Wszechświata, modele kosmologiczne tworzy się w oparciu o [[zasada kosmologiczna|zasadę kosmologiczną]], mówiącą, że w dużych skalach Wszechświat jest [[Jednorodność (kosmologia)|jednorodny]] i [[Izotropowość#W kosmologii|izotropowy]]. Zakłada się zatem, że grawitacyjny efekt materii rozmieszczonej we Wszechświecie jest identyczny do wywoływanego przez [[Pył (zanieczyszczenie)|pył]] o tej samej średniej gęstości, rozsiany równomiernie w przestrzeni. Założenie to pozwala łatwo rozwiązać równania Einsteina i przewidywać przeszłość i przyszłość Wszechświata w kosmologicznych skalach czasowych.

Niektóre przewidywania ogólnej teorii względności znacznie różnią się od przewidywań fizyki klasycznej, zwłaszcza tych dotyczących upływu czasu, geometrii przestrzeni, ruchu ciał w [[Spadek swobodny|swobodnym spadku]] oraz rozchodzenia się światła. Przykładami takich różnic są [[grawitacyjna dylatacja czasu]], [[soczewkowanie grawitacyjne]], [[grawitacyjne przesunięcie ku czerwieni]] światła oraz [[opóźnienie Shapiro]]. Przewidywania ogólnej teorii względności do tej pory zostały [[Badania ogólnej teorii względności|potwierdzone]] przez wszystkie dotychczas wykonane obserwacje i doświadczenia. Mimo że teoria ta [[Alternatywy ogólnej teorii względności|nie jest jedyną relatywistyczną teorią grawitacji]], to jest ona najprostszą teorią spójną z obserwacjami i doświadczeniami. Niemniej jednak pozostają pozostawione bez odpowiedzi pytania, z których najbardziej podstawowym jest „w jaki sposób można uspójnić ogólną teorię względności z prawami [[Mechanika kwantowa|fizyki kwantowej]], aby można było stworzyć kompletną i spójną ze sobą teorię [[grawitacja kwantowa|grawitację kwantową]]”.

==== Rozwiązywanie równań Einsteina ====
{{Zobacz też|Wielki Wybuch}}
Równania Einsteina zawierają [[stała kosmologiczna|stałą kosmologiczną]] (''Λ''){{r|einstein_1917}}<ref>Rindler (1977), s. 226–229.</ref>, określającą gęstość energii pustej przestrzeni<ref>Landau and Lifshitz (1975), s. 358–359.</ref>. W zależności od znaku, stała kosmologiczna może albo spowalniać (gdy jest ujemna) lub przyspieszać (gdy jest dodatnia) rozszerzanie się Wszechświata. Mimo że wielu fizyków, z Einsteinem na czele, zakładało, że ''Λ'' ma wartość zerową<ref>{{cytuj pismo| nazwisko = Einstein| imię = A| autor link = Albert Einstein| tytuł = Zum kosmologischen Problem der allgemeinen Relativitätstheorie| czasopismo = Sitzungsberichte der Preussischen Akademie der Wissenschaften, Physikalisch-mathematische Klasse| wydanie = 1931| strony = 235–237| rok = 1931}}</ref>, ostatnie obserwacje [[supernowa|supernowych typu Ia]] sugerują, że ekspansja Wszechświata rzeczywiście przyspiesza<ref>[http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/12/text/ Hubble Telescope news release].</ref>. Istnieje obecnie kilka możliwych wytłumaczeń tego zjawiska, jednym z nich jest dodatnia wartość ''Λ''<ref>[http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/6156110.stm BBC News story: Evidence that dark energy is the cosmological constant].</ref>.

[[Twierdzenie Pitagorasa]] w niekartezjańskich (innych niż kwadratowych) i krzywoliniowych układach współrzędnych używa tylko nieskończenie małych (infinitezymalnych) skal długości i musi zostać powiększone przez [[tensor metryczny]] ''g''<sub>μν</sub> – tensor ten może różnić się w różnych miejscach oraz opisywać lokalną geometrię w danym układzie współrzędnych. Przyjmując jednak [[zasada kosmologiczna|zasadę kosmologiczną]], że Wszechświat jest wszędzie [[Jednorodność (fizyka)|jednorodny]] i [[Izotropowość|izotropowy]], a każdy punkt w przestrzeni jest podobny do każdego innego punktu; dlatego tensor musi być taki sam w każdym miejscu. Z tego powodu powstała [[metryka Friedmana-Lemaître’a-Robertsona-Walkera]], której wzór to
: <math>ds^2 = -c^2 dt^2 + R(t)^2 \left( \frac{dr^2}{1-k r^2} + r^2 d\theta^2 + r^2 \sin^2 \theta \, d\phi^2 \right),</math>

gdzie <math>(r, \theta, \varphi)</math> odpowiadają [[Układ współrzędnych sferycznych|sferycznemu układowi współrzędnych]]. [[Przestrzeń metryczna|Metryka]] ta ma tylko dwa nieznane parametry: całkowitą skalę długości ''R'' zmieniającą się w czasie oraz współczynnik krzywizny ''k'', który może wynosić 0, 1 lub -1, co odpowiada płaskiej [[Geometria euklidesowa|geometrii euklidesowej]]. Rozwiązanie dla historii Wszechświata w kosmologii otrzymuje się, obliczając ''R'' jako funkcję czasu, daną ''k'' oraz [[stała kosmologiczna|stałą kosmologiczną]] ''Λ'', która jest parametrem w równaniu pola Einsteina. Równanie opisujące, jak ''R'' zmienia się w czasie, jest znane jako [[Równania Friedmana|równanie Friedmana]]<ref>[[Aleksandr Friedman|Friedmann A.]] (1922). ''Über die Krümmung des Raumes''. ''Zeitschrift für Physik'' 10 (1): s. 377–386.</ref>.

Rozwiązania dla ''R(t)'' zależą od tego, jaka jest otrzymana wartość ''k'' i ''Λ'', jednak istnieje kilka ogólnych cech jakościowych wpływających na niektóre rozwiązania tej funkcji. Pierwsza i najważniejsza do zaznaczenia – skala długości ''R'' Wszechświata może pozostać stała tylko pod warunkiem, że Wszechświat jest doskonale izotropowy, a wartość jego krzywizny jest dodatnia (''k=1'') i wszędzie ma jedną precyzyjną wartość gęstości, na co po raz pierwszy zwrócił uwagę [[Albert Einstein]]. Niemniej jednak równowaga ta jest zmienna, i ponieważ Wszechświat w mniejszych skalach jest niejednorodny, ''R'' musi zmieniać się, o czym mówi [[ogólna teoria względności]]. Kiedy ''R'' zmienia się, wspólnie z nią zmieniają się odległości przestrzenne we Wszechświecie; zalicza się tu również całkowita ekspansja/kurczenie samej przestrzeni. Wyjaśnia to uwagę mówiącą, że galaktyki wyglądają, jakby poruszały się osobno – w rzeczywistości przestrzeń między nimi rozciąga się. Rozciąganie się przestrzeni wyjaśnia również paradoks, dlaczego dwie galaktyki mogą znajdować się w odległości 40 miliardów lat świetlnych od siebie, mimo że obydwie miały swój początek 13,8 miliarda lat temu<ref>{{Cytuj stronę |url = http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Cosmic_detectives |tytuł = Cosmic Detectives |autor = |opublikowany = The European Space Agency (ESA) |język = en |data dostępu = 2015-06-24}}</ref> i nigdy nie poruszały się z prędkością wyższą od [[prędkość światła|prędkości światła]].

Druga – wszystkie otrzymane rozwiązania sugerują, że w przeszłości miała miejsce [[Osobliwość (astronomia)|osobliwość]], kiedy ''R'' była coraz bliższa zeru, a gęstość energii i materii stawała się nieskończenie gorąca. Może się wydawać, że wniosek ten jest niepewny, ponieważ opiera się na wątpliwych założeniach doskonałej jednorodności i izotropowości (zasada kosmologiczna), i że znaczące jest tylko oddziaływanie grawitacyjne. W rzeczywistości [[twierdzenie o osobliwościach|teoria osobliwości Penrose’a-Hawkinga]] pokazuje, że osobliwość powinna istnieć dla bardzo ogólnych form. Stąd, odwołując się do równań Einsteina, ''R'' dynamicznie rosła, począwszy od niewyobrażalnie gorącego i gęstego bytu, który zaczął istnieć zaraz po tej osobliwości (kiedy ''R'' miała niewielką, skończoną wartość); to jest istota modelu [[Wielki Wybuch|Wielkiego Wybuchu]]. Powszechnym błędnym przekonaniem jest, że model Wielkiego Wybuchu przewiduje, że energia i materia eksplodowały z pojedynczego punktu w czasie i przestrzeni. De facto, przestrzeń powstała sama z siebie w trakcie Wielkiego Wybuchu; przepojona stałą ilością rozprowadzonej jednakowo energii i materii. Kiedy przestrzeń rozciąga się (tzn. kiedy zwiększa się funkcja ''R(t)''), gęstość jej energii i materii zmniejsza się.

Trzecia – współczynnik krzywizny ''k'' ustala znak średniej krzywizny przestrzennej [[czasoprzestrzeń|czasoprzestrzeni]] uśrednionej względem skal długości wynoszących więcej niż milion [[rok świetlny|lat świetlnych]]. Jeśli ''k=1'', to krzywizna jest dodatnia, a Wszechświat ma skończoną objętość. Takie wszechświaty są często wyobrażane jako [[3-sfera|trójwymiarowe sfery ''S''<sup>3</sup> osadzone w czterowymiarowej przestrzeni]]. Natomiast jeśli ''k'' wynosi 0 lub jest ujemny, to Wszechświat ''może'' mieć nieskończoną objętość, w zależności od jego ogólnej [[topologia|topologii]]. Może się wydawać sprzeczne z intuicją, że nieskończony i nieskończenie gęsty Wszechświat powstał w jednej chwili w czasie Wielkiego Wybuchu, kiedy ''R=0'', lecz zostało przewidziane matematycznie, że ''k'' nie jest równe 1. Dla porównania, nieskończona płaszczyzna ma zerową krzywiznę, natomiast nieskończoną powierzchnię, podczas gdy nieskończony walec jest skończony po jednej stronie, a [[Torus (matematyka)|torus]] po obu stronach. Toroidalny Wszechświat może zachowywać się jak normalny Wszechświat z [[periodyczne warunki brzegowe|periodycznymi warunkami brzegowymi]], podobnie jak w [[Wraparound (gry wideo)|grach wideo typu „wraparound”]] (pol. ''owijający'', ''przewijany''), np. w grze ''[[Asteroids]]''.

[[Ostateczny los Wszechświata]] wciąż pozostaje nieznany, ponieważ zależy on od wartości współczynnika ''k'' oraz stałej kosmologicznej ''Λ''. Jeśli Wszechświat jest wystarczająco gęsty, to że ''k'' równa się 1, co oznacza, że jego średnia krzywizna jest dodatnia, a Wszechświat w końcu skurczy się do stanu znanego jako [[Wielki Kolaps]], po czym powstanie nowy Wszechświat w trakcie [[Wielkie Odbicie|Wielkiego Odbicia]]. Z kolei jeśli Wszechświat jest niewystarczająco gęsty, wtedy ''k'' równa się 0 lub -1, co oznacza, że Wszechświat będzie rozszerzał się w nieskończoność, wystygając i stając się nieprzyjaznym dla życia, kiedy umrą wszystkie gwiazdy, a cała materia połączy się i uformuje [[Czarna dziura|czarne dziury]] ([[Śmierć cieplna Wszechświata|Wielki Chłód]]). Jak podano wyżej, świeże dane sugerują, że prędkość ekspansji Wszechświata nie zmniejsza się, jak przypuszczano w przeszłości, lecz zwiększa się; jeśli stan ten będzie trwał nieprzerwanie, Wszechświat ostatecznie rozedrze się na strzępy ([[Wielkie Rozdarcie]]). Pod względem obserwacyjnym Wszechświat wygląda na mający całkowitą gęstość bliską wartości krytycznej, wahającą się między skurczeniem się a eksplozją; do rozwiązania tego pytania należy wykonać bardziej staranne badania astronomiczne.

=== Wielki Wybuch ===
{{Zobacz też|Wielki Wybuch|Nukleosynteza|Model Lambda-CDM|Inflacja kosmologiczna}}
[[Plik:Primordial nucleosynthesis.svg|thumb|Główne reakcje jądrowe odpowiedzialne za [[Częstość występowania pierwiastków we Wszechświecie|względną częstość występowania]] lekkich [[Jądro atomowe|jąder atomowych]] obserwowanych w całym Wszechświecie]]
Według uznawanego modelu ewolucji Wszechświata znanego jako [[Wielki Wybuch]]<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = Silk |imię = Joseph |tytuł = Horizons of Cosmology |rok = 2009 |wydawca = Templeton Press |miejsce = |strony = 208 |isbn =}}</ref><ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = Singh |imię = Simon |tytuł = Big Bang: The Origin of the Universe |rok = 2005 |wydawca = Harper Perennial |miejsce = |strony = 560 |isbn =}}</ref>, Wszechświat znajdował się w skrajnie gorącym i gęstym stanie, po czym zaczął się rozszerzać. Model ten opiera się na [[Ogólna teoria względności|ogólnej teorii względności]] i upraszczających założeniach, takich jak jednolitość i [[izotropowość]] przestrzeni. Wersja modelu ze [[Stała kosmologiczna|stałą kosmologiczną]] (Lambda) i [[Zimna ciemna materia|zimną ciemną materią]], zwana [[model Lambda-CDM|modelem Lambda-CDM]], jest najprostszym modelem, jaki zapewnia stosunkowo dużą liczbę różnych uwag na temat Wszechświata. Model Wielkiego Wybuchu jest zgodny z takimi zjawiskami jak odległość korelacji i [[przesunięcie ku czerwieni]] galaktyk.

Według [[Ogólna teoria względności|ogólnej teorii względności]] przestrzeń może powiększać się szybciej niż prędkość światła<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko = Kaku |imię = Michio |url = https://books.google.pl/books?id=ube-MQcFFZQC&pg=PA202&hl=pl |tytuł = Physics of the Impossible: A Scientific Exploration into the World of Phasers, Force Fields, Teleportation, and Time Travel|rok = 11 marca 2008 |wydawca = Knopf Doubleday Publishing Group |miejsce = |strony = 202 |isbn = 978-0-385-52544-2}}</ref>, w związku z czym, ze względu na ograniczenia nałożone przez prędkość światła, możemy zobaczyć tylko niewielką część Wszechświata. Ponieważ nie możemy obserwować przestrzeni Wszechświata poza granicami światła (lub promieniowania elektromagnetycznego), nie jest pewne, czy jego wielkość jest skończona czy nieskończona<ref>{{Cytuj stronę |url = http://www.universetoday.com/119068/how-can-space-travel-faster-than-the-speed-of-light/ |tytuł = How can space travel faster than the speed of light? |autor = Vannesa Janek |opublikowany = Universe Today |język = en |data dostępu = 2015-06-06}}</ref><ref>{{Cytuj stronę |url = http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/SpeedOfLight/FTL.html#13 |tytuł = Is faster-than-light travel or communication possible? Section: Expansion of the Universe |autor = Philip Gibbs |opublikowany = |język = en |data dostępu = 2015-06-06}}</ref>.

Ogólna teoria względności pozwala na stworzenie wielu możliwych modeli Wszechświata. Einstein stworzył [[statyczny model Wszechświata|pierwszy taki model (statyczny)]] zakładający, że Wszechświat nie zmienia się w czasie. Obserwacje [[Prawo Hubble’a-Lemaître’a|oddalania się odległych galaktyk]] wykazały jednak, że Wszechświat podlega ekspansji, co obaliło ten model. W kolejnych latach powstały dwa modele uwzględniające tę ekspansję: model Wielkiego Wybuchu, w którym Wszechświat rozpoczął swoją historię od jednego punktu, oraz [[Teoria stanu stacjonarnego (kosmologia)|teoria stanu stacjonarnego]] zgodnie z którą ekspansja Wszechświata nie miała początku, a materia powstaje w nim w stałym tempie. Zaobserwowanie [[mikrofalowe promieniowanie tła|mikrofalowego promieniowania tła]] obaliło teorię stanu stacjonarnego i obecnie za obowiązujący uważa się model Wielkiego Wybuchu. Pozwala on wytłumaczyć najistotniejsze dane obserwacyjne: korelację między odległością i [[przesunięcie ku czerwieni|przesunięciem ku czerwieni]] odległych galaktyk, jednakowy stosunek ilości [[wodór|wodoru]] do [[hel (pierwiastek)|helu]] we wszystkich obszarach Wszechświata oraz [[izotropowość]] mikrofalowego promieniowania tła.

Pierwsza obserwacja jest wyjaśniana przez rozszerzanie się przestrzeni. Według ogólnej teorii względności, w miarę rozszerzania przestrzeni, długość fali każdego fotonu powoli się zwiększa, co zmniejsza jednocześnie jego energię. Tym samym im dłużej dany foton istnieje, tym bardziej jest przesunięty ku czerwieni. Stosunek ilości pierwiastków jest wyjaśniany przez model pierwotnej nukleosyntezy. W miarę rozszerzania się Wszechświata energia [[promieniowanie elektromagnetyczne|promieniowania]] maleje szybciej niż energia [[materia (fizyka)|materii]]. Można z tego wnioskować, że choć obecnie większość energii ma postać materii, w przeszłości większość była w postaci promieniowania. Rozszerzanie powodowało spadek temperatury tego promieniowania, aż w którymś momencie [[Cząstka elementarna|cząstki elementarne]] mogły zacząć się łączyć w coraz większe struktury.

Model ten nie wyjaśnia dlaczego promieniowanie tła ma niemal identyczną temperaturę we wszystkich obszarach nieba, skoro dociera do nas z miejsc, które nigdy nie miały ze sobą styczności (patrz [[problem horyzontu]]). Postuluje się, że przyczyną jest [[inflacja kosmologiczna]], która nastąpiła w ciągu pierwszych 10<sup>−35</sup> s istnienia Wszechświata<ref>Seminarium SLAC, ''10–35 seconds after the Big Bang'', 1980-01-23. Zob. Guth (1997), s 186.</ref> i powiększyła jego objętość co najmniej 10<sup>26</sup> razy<ref>Kolb and [[Michael Turner|Turner]] (1998), Liddle and Lyth (2000).</ref>. Współcześnie nie jest jednak znany proces fizyczny, który mógłby takie zjawisko wywołać.

== Wieloświat ==
{{Zobacz też|Wieloświat}}
Obserwacje Wszechświata nie mogą wykluczyć, że to, co obserwujemy, jest jedynie jednym z wielu rozłącznych Wszechświatów, wspólnie tworzących [[wieloświat]]. Wtedy słowo „Wszechświat” nie będzie oznaczać wszystkiego, co istnieje, a jedynie wszystko, co jesteśmy w stanie zaobserwować<ref>{{cytuj pismo| autor = Munitz MK| tytuł = One Universe or Many?| url = https://www.jstor.org/stable/2707516| czasopismo = Journal of the History of Ideas| wydanie = 12| strony = 231–255| rok = 1959| doi = 10.2307/2707516}}</ref>. Z tej definicji wynika, że nie istnieje sposób na jakiekolwiek oddziaływanie z innym Wszechświatem. Gdyby taka możliwość istniała, ten inny Wszechświat stanowiłby faktycznie część naszego. Dlatego choć w [[fantastyka naukowa|fantastyce naukowej]] spotyka się podróże między równoległymi Wszechświatami, formalnie nie powinno się w takiej sytuacji używać słowa „Wszechświat”. Pojęcie równoległego Wszechświata zakłada, że jest on fizyczny w tym sensie, że ma swoją własną czasoprzestrzeń, swoją materię i energię oraz własny zbiór praw fizyki. Dlatego taką koncepcję należy odróżnić od [[metafizyka klasyczna|metafizycznego]] pojęcia innych poziomów egzystencji, które nie są uważane za fizyczne.

Współczesna nauka podaje przynajmniej dwie możliwości, w jakich może powstać wiele Wszechświatów. Pierwsza to rozłączenie czasoprzestrzeni, powodujące, że żadna postać materii ani energii nie może przedostać się z jednego obszaru do drugiego. Przykładowo niektóre teorie łączące [[inflacja kosmologiczna|inflację kosmologiczną]] z [[teoria strun|teorią strun]] dopuszczają takie zjawiska<ref name="chaotic_inflation">{{cytuj pismo| autor = Andrei Linde| tytuł = Eternal chaotic inflation| czasopismo = Mod. Phys. Lett.| wydanie = A1| strony = 81| rok = 1986}}</ref>. Druga możliwość wynika z wieloświatowej interpretacji mechaniki kwantowej. W tej interpretacji każdy kwantowy pomiar powoduje, że Wszechświat dzieli się na tyle wersji, ile jest możliwych wyników takiego pomiaru. Ten motyw jest często wykorzystywany w fantastyce naukowej. Obie te możliwości są jednak całkowicie spekulatywne i są uznawane raczej za nienaukowe. Fakt, że równoległe Wszechświaty nie mogą w żaden sposób wpływać na nasz, oznacza w szczególności, że nie da się ich istnienia przetestować eksperymentalnie, co oznacza, że teoria o ich istnieniu nie spełnia warunku [[falsyfikacja|weryfikowalności]].

== Wszechświat w kulturze ==
{{Zobacz też|Kosmogonia}}
Wiele kultur stworzyło własne [[mit]]y dotyczące [[kosmogonia|powstania Wszechświata]]. Większość tych mitów można zaliczyć do kilku kategorii. Pierwsza obejmuje mity, w których Wszechświat wykluwa się z jaja: motyw ten pojawia się w fińskim [[poemat|poemacie]] ''[[Kalevala]]'', chińskiej historii o [[Pangu]] czy hinduskiej [[Brahmandapurana]]. Druga grupa to mity, w których Wszechświat jest samostwarzającym się bóstwem, jego fragmentem bądź emanacją, jak w [[buddyzm|buddyjskiej]] koncepcji [[Adi-budda|Adi-buddy]], [[starożytna Grecja|starogreckiej]] historii [[Gaja (mitologia)|Gai]], [[wierzenia Azteków|azteckiej]] [[Coatlicue]] czy [[starożytny Egipt|staroegipskim]] [[Atum]]. W kolejnej grupie mitów Wszechświat powstaje z ciała martwego bóstwa, np. [[Tiamat]] w [[mitologia sumeryjska|mitologii sumeryjskiej]] czy [[Ymir (mitologia)|Ymira]] w [[mitologia nordycka|mitologii nordyckiej]]. Wedle innych mitów Wszechświat został powołany do istnienia przez akt [[Creatio ex nihilo|kreacji]], np. przez staroegipskiego boga [[Ptah]]a bądź [[Stworzenie świata według Biblii|biblijnego]] [[Jahwe]]. Ostatnia grupa to mity, w których istnienie Wszechświata nie wynika ze świadomego aktu woli, a jest jedynie konsekwencją fundamentalnych praw, jak w hinduskiej koncepcji [[brahman]]a czy [[yin i yang]] w [[taoizm]]ie.

Jedną z najstarszych kultur, która nie tylko nazwała widzialne gwiazdy, ale także powiązała z nimi liczne mity i legendy w ramach tzw. [[czas snu|czasu snu]] są australijscy [[Aborygeni australijscy|Aborygeni]]<ref>{{cytuj pismo |autor = Ragbir Bhathal |tytuł = Astronomy in Aboriginal culture |url = http://web.archive.org/web/20120905180624/http://www.uws.edu.au/__data/assets/pdf_file/0011/16130/Astronomy_in_aboriginal_culture.pdf |czasopismo = A&G |wolumin = 47 |rok = 2006 |miesiąc = październik |język = en |data dostępu = 2010-12-21}}</ref>.

== Zobacz też ==
* [[fałszywa próżnia]]
* [[Hipoteza rzadkiej Ziemi|hipoteza jedynej Ziemi]]
* [[zasada kopernikańska]]
* [[kosmologia obserwacyjna]]
* [[powstanie i ewolucja Układu Słonecznego]]
* [[Zasady antropiczne|zasada antropiczna]]
* [[wieloświat]]
* [[Kalendarz Kosmiczny]]
* [[panspermia]]
* [[hipoteza rzadkiej Ziemi]]
* [[oś czasu dalekiej przyszłości]]

== Uwagi ==
{{Uwagi}}

== Przypisy ==
<references>
<ref name="UT">{{cytuj stronę| url = http://www.universetoday.com/83167/universe-could-be-250-times-bigger-than-what-is-observable/| tytuł = Universe Could be 250 Times Bigger Than What is Observable| autor =| opublikowany = universetoday.com| data = 2011-02-08 |język = |data dostępu = 2011-02-09}}</ref>
<ref name="SA">{{cytuj stronę| url = https://www.scientificamerican.com/article/misconceptions-about-the-2005-03/| tytuł = Misconceptions about the Big Bang| autor = Charles H. Lineweaver, Tamara M. Davis| opublikowany = [[Scientific American]]| praca = 2005-02-21| data = |język =| data dostępu = 2011-02-09}}</ref>
<ref name="esa">{{cytuj stronę |url = http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Planck/Planck_reveals_an_almost_perfect_Universe| tytuł = Planck reveals an almost perfect Universe| autor = |opublikowany = European Space Agency| data = 2013-03-21| język = en |data dostępu = 2013-03-21}}</ref>
</references>

== Bibliografia ==
* {{cytuj książkę |autor = Jerzy Marek Kreiner |tytuł = Astronomia z astrofizyką |wydawca = PWN 1992 |isbn = 8301076461}}
* {{cytuj książkę |autor = Michał Jaroszyński |tytuł = Galaktyki i budowa Wszechświata |wydawca = Wydawnictwo Naukowe PWN |miejsce = Warszawa 1993 |strony = 302 |isbn = 8301106492}}
* {{cytuj książkę |nazwisko = Heller |imię = Michał |autor link = Michał Heller |tytuł = Początek jest wszędzie. Nowa hipoteza pochodzenia Wszechświata |wydawca = Prószyński i S-ka |rok = 2002 |miejsce = Warszawa |isbn=83-7255-127-8 |odn=tak}}

== Linki zewnętrzne ==
{{Siostrzane projekty
 |commons = Category:Universe
 |słownik = wszechświat
 |cytaty = Wszechświat
}}
; Polskojęzyczne
* {{otwarty dostęp}} [[Tomasz Rożek]] i [[Michał Heller]], ''[https://www.youtube.com/watch?v=kb5kvM38hvY Jak działa wszechświat?]'', kanał „Nauka. To Lubię” na [[YouTube]], 26 grudnia 2015 [dostęp 2024-09-26].
* [http://web.archive.org/web/20140106080813/http://wszechswiat.net/ Wszechświat – interaktywna podróż w skali makro i mikro]

; Anglojęzyczne
* [http://www.astro.ucla.edu/~wright/age.html Age of the Universe]
* [https://archive.is/20120913113903/http://www.pbs.org/wnet/hawking/html/home.html ''Stephen Hawking’s Universe'']
* [http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmology_faq.html Cosmology FAQ]
* [http://www.co-intelligence.org/newsletter/comparisons.html Illustration comparing the sizes of the planets, the sun, and other stars]
* [http://www.astro.princeton.edu/universe/ Logarithmic Maps of the Universe]
* [http://www.slate.com/articles/arts/egghead/2003/08/my_socalled_universe.html My So-Called Universe]
* [http://cosmology.lbl.gov/talks/Ho_07.pdf The Dark Side and the Bright Side of the Universe]
* [http://www.exploreuniverse.com/ic/ Universe – Space Information Centre]
* {{Cytuj stronę | url = http://www.nasa.gov/topics/universe/index.html | tytuł = Exploring the Universe | opublikowany = nasa.gov | archiwum = https://web.archive.org/web/20130417083030/http://www.nasa.gov/topics/universe/index.html | zarchiwizowano = 2013-04-17}}

{{Nauki kosmiczne}}
{{Lokalizacja Ziemi}}
{{Kosmologia fizyczna}}

{{Kontrola autorytatywna}}

[[Kategoria:Wszechświat| ]]