Niektóre ogólne właściwości Wszechświata pozostają nieznane, ponieważjego widzialna część jest otoczonahoryzontem kosmicznym – obszar za nim oddala się szybciej niżświatło w próżni, co zgodnie zteorią względności uniemożliwia tamtejszymcząstkom zbliżanie się do Ziemi. Zbadano jednak podstawowe cechy obserwowalnej części Wszechświata:
podlega onprawom; te najbardziej podstawowe, które nie redukują się do żadnych głębszych potwierdzonych prawideł to:
Do tej pory (2023) potwierdza się podstawowazasada 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 sięjednorodny (homogeniczny) iizotropowy, tj. nie ma wyróżnionych miejsc ani kierunków. Oznacza to dwa rodzajesymetrii:przesuwne (translacyjne) iobrotowe (rotacyjne);
obserwowalny Wszechświat rozszerza się; innymi słowy podlega ekspansji – ilościowo opisuje toprawo Hubble’a-Lemaître’a;
gęstość obserwowalnego Wszechświata była znacznie większa – nie istniały w nimgwiazdy aniatomy, a jedynie pierwotnaplazma. Ten etap ewolucji jest znany jakoWielki Wybuch, a czas od niego bywa nieprecyzyjnie nazywanywiekiem Wszechświata; jest szacowany na kilkanaście miliardów lat.
Skład materialny obserwowalnego Wszechświata jest poznany tylko częściowo. Standardowymodel kosmologiczny znany jakoLambda-CDM (z ang.cold dark matter) zakłada, że:
pozostała część energii, mającamasę, to w większościciemna materia, zbudowana z nieznanych cząstek;
pozostała materia, znana jakozwykła, 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 (hadronów). Dwa z nich –proton ineutron – są stabilne i tworząjądra atomowe, inaczejnuklidy. Są one budulcem większości ciał obserwowanych przez ludzkość –materii skondensowanej jak:
poszukuje się bardziej podstawowych prawfizyki – dokładniejszych i głębszych modelioddziaływań; hipotezaredukcjonizmu mówi, że podstawowe prawa fizyki stoją za wszystkimi zjawiskami, przez co hipotetyczne opisy wszystkichsił bywają nazywaneteoriami wszystkiego;
powstały hipotezy o globalnej budowie Wszechświata, np.kształcie obszaru poza horyzontem;
Wielki Wybuch doczekał się szeregu interpretacji, możliwychwyjaśnień i scenariuszy wcześniejszych dziejów; pytanie o to, czyczas miał początek, pozostaje bez odpowiedzi;
Według powszechnie przyjętych teorii potwierdzonych przez różne dane obserwacyjnewiek Wszechświata wynosi w przybliżeniu 13,82 miliarda lat. Średnicawidzialnego Wszechświata (przy przyjęciu pojęciawspółrzędnych współporuszających się) to ok. 91–93 miliardówlat świetlnych[a] (ok. 28 miliardów parseków), czyli 8,8×1026 metrów[b][6]. Nie da się określić rozmiarów całego Wszechświata – możliwe, że jest nieskończony[7]. Obserwacje naukowe oraz rozwój teorii fizycznych doprowadziły do wnioskowania o składzie i ewolucji Wszechświata.
Zgodnie ze współczesną wiedzą Wszechświat powstał zosobliwości (punktu, w którym była skupiona cała jego materia i energia) wWielkim Wybuchu. Od tego momentu Wszechświat powiększył się do obecnej postaci, prawdopodobnie przechodząc przez krótki okreskosmologicznej inflacji, która spowodowała, że jego gęstość jest równagęstości krytycznej[11][12]. Pod koniec lat 90. XX w. odkryto, że ekspansja Wszechświataprzyspiesza oraz że większość materii i energii Wszechświata ma całkowicie inną postać niż to, co bezpośrednio obserwujemy (patrz:ciemna materia iciemna energia)[13].
TeoriaWielkiego Wybuchu jest dominującym modelem kosmologicznym opisującym rozwój Wszechświata, potwierdzonym przez różne niezależne obserwacje. Podczas Wielkiego Wybuchu powstałczas orazprzestrzeń 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 sięcząstek subatomowych oraz prostychatomów. 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 jestgrawitacja. Pozostałe siły:elektromagnetyzm,oddziaływanie silne ioddziaływanie słabe mają dominujące znaczenie w małych odległościach. Wszechświat ma trzy obserwowalnewymiary przestrzenne i jeden czasowy, choć niewykluczone, że ma więcej wymiarów zwiniętych do mikroskopijnych wielkości.Czasoprzestrzeń jest gładką ispójnąrozmaitością, a jej średniakrzywizna jest bardzo mała, co oznacza, że w dużej skali jej geometria jest w przybliżeniueuklidesowa.
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[14] ze sobą „Wszechświatów”, których zbiór określa się jakowieloświat. Przykładowo teoria chaotycznej inflacji dopuszcza istnienie nieskończenie wielu Wszechświatów różniących się obowiązującymi w nich stałymi fizycznymi. Wieloświatowa interpretacjamechaniki kwantowej mówi natomiast, że każdypomiar 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 tematostatecznego 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.
Wszechświat zwykle jest definiowany jako wszystko, co istnieje, wszystko, co istniało, i wszystko, co będzie istnieć[15][16][17]. Według naszego obecnego rozumienia Wszechświat składa się z trzech części składowych:czasoprzestrzeni, formenergii (w tympromieniowania elektromagnetycznego imaterii) orazpraw fizyki, które się do nich odnoszą[18]. Wszechświat obejmuje całe życie i historię; niektórzy filozofowie i naukowcy sugerują również, że obejmuje również idee, takie jak matematyka[19][20].
Słowouniwersum pochodzi odstarofrancuskiegounivers, które z kolei wywodzi się złacińskiegouniversum[21]. Łacińskie określenie Wszechświata było używane przezCycerona oraz późniejszych łacińskich autorów.Universum wywodzi się od poetyckiejkontrakcjiunvorsum, po raz pierwszy użytej przezLukrecjusza w księdze IV (wers 262) poematuDe rerum natura, gdzie połączyłun,uni (pochodzące odunus, czyli „jeden”) zvorsum,versum (rzeczownik pochodzący odvertre, czyli „coś toczonego, obróconego, zmienionego”).
Alternatywną interpretacją słowaunvorsum jest „wszystko obrócone w jedno” lub „wszystko obrócone przez jednego”. W związku z tym można rozważyć wczesnogrecki odpowiednik słowaWszechświat – περιφορά (periforá, „pradakszina”), pierwotnie używanego do określenia przebiegu posiłku – zwyczaju polegającego na niesieniu jedzenia wokół kręgu, przy którym siedzą goście schodzący na posiłek[22]. περιφορά odwołuje się dosfer niebieskich, wczesnego greckiego modelu Wszechświata.Arystoteles sugerował, że sferygwiazd stałych poruszane są przezNieruchomego Poruszyciela[23]; 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 przezwahadło Foucaulta) dowodzą, żeZiemia obraca się wokół własnej osi.
Starożytnogreckim odpowiednikiem terminuWszechświat był τὸ πᾶν (tò pán, „Wszystko”, „Pan”). Spokrewnionymi z nim terminami byłymateria (τὸ ὅλον,tò hólon) orazmiejsce (τὸ κενόν,tò kenón)[24][25]. Innymi synonimami używanymi przez starożytnych greckich filozofów były κόσμος (kosmos) i φύσις (natura,physis – od tego słowa wywodzi się termin „fizyka”)[26]. Te same synonimy można znaleźć również w dziełach łacińskich autorów (totum,mundus,natura)[27] i funkcjonują one w dzisiejszych językach, np. niemieckie słowaDas All,Weltall iNatur będące odpowiednikami słowa „Wszechświat”. Te same synonimy funkcjonują także wjęzyku angielskim, np.everything (theory of everything, „teoria wszystkiego”), the cosmos (cosmology, „kosmologia”),the world (many-worlds interpretation, „interpretacja wielu światów”) orazNature (natural laws inatural philosophy, „prawo natury” i „filozofia przyrody”)[28].
Współcześnie uznawany model powstania i ekspansji czasoprzestrzeni
Era Plancka była początkową, gorącą fazą, trwającą od t = 0 do t = 10−43s (czas Plancka). W erze Plancka wszystkie rodzaje materii, energii oraz cała czasoprzestrzeń były skoncentrowane w gęstym stanie, gdziegrawitacja była tak silna jak inneoddziaływania podstawowe, a wszystkie siły mogły byćzunifikowane. Od ery Plancka Wszechświatrozszerzył się do obecnych rozmiarów, prawdopodobnie wraz z bardzo krótkim okresem (mniej niż 10−32 s)kosmologicznej inflacji, która spowodowała, że Wszechświat niemal natychmiast zyskał znacznie większe rozmiary[29]. Teoria kosmologicznej inflacji została udowodniona przez kilka niezależnych pomiarów eksperymentalnych, wykonanych m.in. przez detektoryBICEP[30].
Po erze Plancka i kosmologicznej inflacji następowały kolejnoera kwarkowa,era hadronowa orazera leptonowa, z których ostatnia trwała jedynie do 10 sekund po Wielkim Wybuchu. Poprzez połączenie całkowitej ekspansji przestrzeni zfizyką jądrową iatomową można wyjaśnić inne obserwacje. Kiedy Wszechświat rozszerza się, gęstość energiipromieniowania elektromagnetycznego obniża się szybciej niżmateria, ponieważ energia fotonu spada wraz z długością jej fali. Kiedy Wszechświat rozszerzył się i ochłodził, cząstki elementarne połączyły się, tworząc większe kombinacje. W początkowej fazieery materii powstały stałeprotony ineutrony, które następnie połączyły się, tworzącjądra atomowe. Materia Wszechświata była wtedy w znacznej części gorącą, gęstąplazmą ujemnie naładowanychelektronów, neutralnych neutronów i dodatnie naładowanych jąder. Era ta, zwanaerą promieniowania, trwała ok. 380 tysięcy lat.Reakcje jądrowe między jądrami przeprowadzone w czasiepierwotnej nukleosyntezy doprowadziły do powstania obserwowanej obecnie ilości lekkich pierwiastków, w szczególnościwodoru,deuteru ihelu.[potrzebny przypis]
Podczasrekombinacji elektrony i jądra połączyły się, tworząc stałe atomy, które są przezroczyste dla wieludługości fal promieniowania. Wraz z odseparowanymi od materii fotonami Wszechświat wkroczył werę materii. Wyemitowane wtedy światło może swobodnie podróżować i jest obecnie najstarszym światłem, jakie możemy zobaczyć we Wszechświecie; jest nimmikrofalowe promieniowanie tła i jest znane również jako „promieniowanie reliktowe”. Po ok. 100 milionach lat uformowały się pierwszegwiazdy; były prawdopodobnie bardzo masywne i odpowiedzialne zarejonizację Wszechświata. Składając się z pierwiastkównie cięższych niż lit[31], w trakciegwiezdnej nukleosyntezy rozpoczęły produkcję pierwszych ciężkich pierwiastków. Wszechświat zawiera również tajemniczą energię zwanąciemną 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 terazerę galaktyczną, w niektórych źródłach zwaną także erą ciemnej energii[32]. W tej erze ekspansja Wszechświataprzyspiesza pod wpływem ciemnej energii.
Spośród czterechoddziaływań podstawowychgrawitacja 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,silne isłabe, 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[35][36][37].
Współczesna wiedza kosmologiczna nie pozwala jednoznacznie określić wielkości całego Wszechświata, nie jest także znanykształt Wszechświata.
Według współczesnych teorii Wszechświat może byćpłaski lubzakrzywiony. Większość naukowców przyjmuje, że Wszechświat jest płaski, ale na ten temat istnieje wiele różnorakich teorii[40].
Kształt Wszechświata jest związany zogólną teorią względności, która opisuje, jak bardzo czasoprzestrzeń (czyli to, z czego składa się Wszechświat) jest zakrzywiona pod wpływem energii i masy.
Krzywizna,topologia igeometria Wszechświata zawierają zarówno lokalną geometrię (wwidzialnym Wszechświecie), jak i globalną geometrię, które są możliwe do zmierzenia. Zajmujące się tym badania obejmują również, która3-rozmaitość odpowiada danemu sektorowi przestrzennemuwspółrzędnych współporuszających się w czterowymiarowejczasoprzestrzeni Wszechświata. Kosmologowie zazwyczaj pracują przy oddzielnym wycinku przestrzennym tych współrzędnych. W zakresie obserwacji sektor czasoprzestrzeni, który możemy obserwować, jest obróconymstożkiem świetlnym (ang.backward light zone), będącym zarazem czasem wymaganym do dotarcia do danego obserwatora whoryzoncie kosmologicznym (horyzont cząstek).
Horyzont cząstek (zwany równieżhoryzontem światła lubhoryzontem światła kosmicznego) to największa odległość, z którejcząstki mogłyby przemieścić się do obserwatora wwieku Wszechświata. Stanowi granicę między obserwowalnymi i nieobserwowalnymi regionami Wszechświata[41][42]. Istnienie, właściwości i znaczeniehoryzontu kosmologicznego zależy od danego modelu kosmologicznego.
Dane obserwacyjne sugerują, że kosmologiczna topologia Wszechświata jest nieskończona, czego dowodzą modelemetryki Friedmana-Lemaître’a-Robertsona-Walkera[43][44][45][46]. Modele te są zgodne z sondą kosmicznąWMAP, a także mapami kosmicznego promieniowania tła wykonanymi w trakcie misjiPlanck. 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, opisującpłaski, jednorodny Wszechświat zdominowany przezciemną materię iciemną energię[47][48].
Właściwa odległość – czyli taka odległość, jaką można pomierzyć w określonym czasie – międzyZiemią a krawędziąwidzialnego Wszechświata wynosi 46 miliardów lat świetlnych (14×109 pc), w związku z czym średnica widzialnego Wszechświata wynosi ok. 91–93 miliardów lat świetlnych (28×109 pc). Czas, w jakim światło pokonało drogę do krawędzi widzialnego Wszechświata od Wielkiego Wybuchu, jest bardzo przybliżony dowieku Wszechświata i wynosi 13,8 miliarda lat.
Zgodnie z ogólną teorią względności przestrzeń może powiększać się z prędkością większą niż prędkość światła w próżni[49], 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[50][51]. Badacze podają dolne ograniczenie wynikające zekstrapolacji oddalania się odDrogi Mlecznej najdalszych obserwowanych obiektów.
Odwołując się do zawężonej definicji, Wszechświat to wszystko, co jest powiązane z naszączasoprzestrzenią i może z nami wchodzić w interakcję, i odwrotnie[52]. Wedługogólnej teorii względności, niektóre obszaryprzestrzeni prawdopodobnie nigdy nie będą mogły wejść w interakcję z naszymi, nawet w czasie trwania życia Wszechświata, ze względu na ograniczonąprędkość światła i trwającąekspansję 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, towidzialny 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.
Astronomowie obliczająwiek Wszechświata przyjmując, żemodel 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 ostatnieobserwacje astronomiczne takie jakWMAP iPlanck. Oprócz tego model jest wspierany przez obserwacje anizotropiimikrofalowego promieniowania tła oraz jasności i przesunięcia ku czerwieni dlasupernowych typu Ia. Inne obserwacje, zajmujące się stałą Hubble’a, obfitością gromad galaktyk,słabymsoczewkowaniem 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 nasoczewkowaniu grawitacyjnym, dają zgodne wyniki 13,75 ± 0,17 mld lat[53].
Z biegiem czasu Wszechświat i jego zawartość ewoluowały – liczbakwazarów i galaktyk zmieniła się, aprzestrzeń 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 zostałoprzesunięte ku czerwieni; wyemitowanefotony podczas swojej podróży zostały rozciągnięte do dłuższychfal i niższejczęstotliwości. Wskaźnikiem tej przestrzennej ekspansji jestprzyspieszenie Wszechświata, oparte na badaniach nadsupernowymi typu Ia.
Im więcej materii znajduje się we Wszechświecie, tym silniejsza jest oddziałująca na nią grawitacja. Gdyby Wszechświat był zbyt gęsty, wtedy ponownie zapadłby się wosobliwość. Jednak gdyby Wszechświat zawierał za mało materii, wtedy jego ekspansja bardzo by przyspieszyła, tym samym nie dającplanetom iukładom planetarnym czasu na uformowanie się. Wskaźnik ekspansji Wszechświata jest zależny odgrawitacji 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[54].
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 zwanaparametrem 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 „kosmicznymzrywem”[55]. W 2011 roku przyznanoNagrodę Nobla za odkrycie tego efektu[56].
Czasoprzestrzenie to „areny”, na których znajdują się wszystkie fizycznezdarzenia (zdarzenie to punkt w czasoprzestrzeni, różniący się miejscem i czasem). Dla przykładu, ruchplanet wokółgwiazdy może być opisany dla danego typu czasoprzestrzeni, z kolei ruchświatła 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 czyli położenie cząstki elementarnej (punktowej) w danym czasie. Sama czasoprzestrzeń może być postrzegana jako związek wszystkich zdarzeń.
Czterowektor przesunięcia ΔR w czasoprzestrzeni jest dany przez przestrzennywektor przesunięcia Δr i różnicę czasu Δt między zdarzeniami.Interwał czasoprzestrzenny to interwał między dwoma zdarzeniami, oznaczany jakos2.
Wymiary czasoprzestrzeni składają się zezdarzeń, które nie są całkowicie określone przestrzennie i czasowo, lecz są znane względnie w stosunku do ruchuobserwatora. Czasoprzestrzeń Minkowskiego najpierw szacuje Wszechświat bez wpływugrawitacji;rozmaitości pseudoriemannowskie zogólnej teorii względności z kolei opisują czasoprzestrzeń z materią i grawitacją. Niektóre teorie fizyki teoretycznej, takie jakteoria strun, postulują istnienie dodatkowychwymiarów.
Średniakrzywizna przestrzeni Wszechświata wynosi prawie zero, co oznacza, że przestrzeń jest niemal płaska. Czasoprzestrzeń wydaje się także miećjednospójnątopologię, 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 itorusowymi dwuwymiarowych przestrzeni[57].
Powstawanie gromad iwłókien 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 toprzesunięcie ku czerwieniMapa supergromad ipustek znajdujących się najbliżej Ziemi
Średniagęstość Wszechświata wynosi około 9,9×10−30gramów na centymetr sześcienny. Energia we Wszechświecie istnieje w większości w postaciciemnej energii (68,3%) i hipotetycznejciemnej materii (26,8%). Jedynie 4,9% to materiabarionowa, którą jesteśmy w stanie bezpośrednio obserwować – składają się z niej atomy, gwiazdy, galaktyki iżycie. 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 jakzwykła materia, spowalniając ekspansję Wszechświata, natomiast ciemna energia przyspiesza tę ekspansję. Ciemna energia jest jednocześnie energią, na którą składa się przestrzeń Wszechświata[58][59].
W skalach powyżej 300 milionów lat świetlnych obserwowalna materia jest rozłożona równomiernie w przestrzeni[60], jednak w mniejszych skalach materia skupiona jest whierarchiczną strukturę:atomy formujągwiazdy, gwiazdy skupiają się wgalaktyki, galaktyki skupiają się wgromady isupergromady, a supergromady układają się wewłókna rozdzielonepustkami.
W widzialnym Wszechświecie znajduje się prawdopodobnie ponad 100 miliardów (1011)galaktyk[61]. Dzielą się m.in. nagalaktyki karłowate, w skład których wchodzi od miliona do kilku miliardówgwiazd, 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[62]. Pomiędzy tymi strukturami znajdują się tzw.pustki.Droga Mleczna należy doGrupy Lokalnej Galaktyk, która z kolei jest częścią supergromadyLaniakea[63]. Średnica tej supergromady wynosi ponad 500 milionów lat świetlnych, z kolei średnica Grupy Lokalnej Galaktyk wynosi ponad 10 milionów lat świetlnych[64].
Obserwowalna materia jest rozłożonaizotropowo, co oznacza, że w każdym kierunku jest jej mniej więcej taka sama ilość[65]. Wszechświat wypełnia dodatkowo bardzo równomiernemikrofalowepromieniowanie odpowiadającerównowadze termicznejciała doskonale czarnego o temperaturze 2,7249–2,7252K[66]. W kwietniu 2015 roku astronomowie ogłosili odkrycie superpustki, największej poznanej struktury we Wszechświecie. Jest to olbrzymia przestrzeń, której długość wynosi 550 megaparseków[67].
Działanie ciemnej energii nie jest znane, jednak wiadomo, że jest ona odpowiedzialna za przyspieszenie ekspansji Wszechświata. Przyjęta jest hipoteza, że wypełnia ona całą przestrzeń[69]. Wrównoważności masy i energii gęstość ciemnej energii (6,91 × 10−27 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[70].
Istnieją dwie proponowane teorie prezentujące formę ciemnej energii –stała kosmologiczna (stała gęstość energii wypełniająca homogenicznie przestrzeń[71]) orazteoria pola skalarnego (polem skalarnym mogą być np.kwintesencje). Pola skalarne, które są stałe w przestrzeni, często są włączane w stałą kosmologiczną. Stała kosmologiczna może być równoważnaenergii 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.
Ciemna materia to hipotetyczny rodzajmaterii, 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 współczesnejastrofizyki, ponieważ do tej pory nie została wykryta bezpośrednio. Ciemna materia nieemituje, ani nie pochłania światła ipromieniowania elektromagnetycznego na żadnym znaczącym poziomie. Szacuje się, że ciemna materia stanowi 26,8% całkowitej energii masowej oraz 84,5% całkowitej materii we Wszechświecie[74][75].
Pozostałe 4,9% energii masowej we Wszechświecie to zwykła materia, składająca się zatomów,jonów,elektronów i zbudowanych z niej obiektów. Z materii tej składają sięgwiazdy, które produkują niemal całe światło, jakie widzimy we Wszechświecie, gaz międzygwiazdowy w ośrodkachmiędzygwiazdowych imiędzygalaktycznych,planety oraz wszystkie obiekty obecne w dzisiejszym życiu, na które możemy się natknąć, dotknąć lub wejść z nimi w interakcję na inny sposób[76][77].
Patrząc w sposób bardziej zasadniczy, materia jest złożona z dwóch rodzajówcząstek elementarnych:kwarków ileptonów[78]. Dla przykładu, neutron składa się z dwóchkwarków dolnych oraz jednegogórnego, podczas gdy proton składa się z dwóch górnych kwarków i jednego dolnego. Atomy są zbudowane z kilku protonów i neutronów (rodzajebarionów), które z kolei mają kilka elektronów (rodzaj leptonów) okrążających je. Ponieważ większa część masy atomów koncentruje się wewnątrz ichjądra 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.plazmę kwarkowo-gluonową[79].
Pierwotne elektrony i neutrony zostały utworzone z plazmy kwarkowo-gluonowej w trakcieWielkiego Wybuchu, kiedytemperatura spadła poniżej dwóch bilionów stopni. Kilka minut później zprotonów ineutronów uformowały się jądralitu iberylu. W tym czasie mogło powstać wiele atomówboru, 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 jakopierwotna nukleosynteza. Kolejne nukleosyntezy, tym razemcięższych pierwiastków, wymagała obecności ekstremalnie wysokiej temperatury i ciśnienia obecnych wgwiazdach isupernowych. Procesami tymi byłygwiezdna nuklosynteza inukleosynteza w supernowych.
Zwykła materia znajdująca się we Wszechświecie składa się z cząstek opisanych wfizyce cząstek elementarnych.Cząstka elementarna to taka cząstka, którejpodstruktura (domena większej struktury, która dzieli podobne cechy tej domeny) jest nieznana, zatem nie wiadomo, czy składa się ona z innych cząstek[80]. Znane cząstki elementarne zawierająfermiony fundamentalne (kwarki,leptony,antykwarki iantyleptony), które generalnie są „cząstkami materii” oraz „cząstkamiantymaterii”, jak również cząstkami mocy, które pośredniczą woddziaływaniach między fermionami[81]. Cząstka, która składa się z dwóch lub więcej cząstek elementarnych tocząstka złożona.
Model standardowyfizyki cząstek elementarnych nasuwa uniwersalny zbiórpraw fizyki istałych fizycznych[82][83]. Dotyczy on oddziaływańelektromagnetycznych,słabych isilnych, oraz klasyfikuje wszystkie znanecząstki. Model ten był wspólnie rozwijany przez naukowców z całego świata przez całą drugą połowę XX w.[84] Opracowanie obecnej formy modelu zostało zakończone w połowie lat 70. XX w. podczas eksperymentalnego potwierdzenia istnieniakwarków. Od tamtej pory odkryciakwarku t (1995),neutrina taonowego (2000) orazbozonu Higgsa (2013) dały większą wiarygodność obowiązującemu modelowi. Z powodu jego sprawdzalności w wyjaśnianiu wyników rozmaitych eksperymentów, model ten czasami jest nazywany „teorią prawie wszystkiego”.
Hadron tocząstka złożona składająca się zkwarków. Około 10−6 s poWielkim Wybuchu temperatura Wszechświata spadła wystarczająco, by pozwolić kwarkom powstałym we wcześniejszejerze kwarkowej połączyć się w hadrony. Okres ten znany jest jakoera hadronowa. Początkowo temperatura była na tyle wysoka, aby umożliwić powstanie par hadron-antyhadron, które utrzymywały materię i antymaterię wrównowadze termicznej. Dalszy spadek temperatury Wszechświata spowodował jednak zatrzymanie produkcji par hadron-antyhadron. Większość hadronów i antyhadronów została następnie zlikwidowana w procesachanihilacji, pozostawiając szczątkową ilość hadronów. Proces eliminacji hadronów zakończył się sekundę po Wielkim Wybuchu, kiedy rozpoczęła sięera leptonowa.
Spośród hadronów stałe są neutrony związane z jądrami atomowymi oraz protony. Pozostałe hadrony, istniejące w zwykłej formie, są zmienne; swobodne neutronyrozkładają się wczasie połowicznego rozpadu, trwającego ok. 611 sekund.
Lepton tocząstka elementarna, związek o spinie połówkowym, który nie podlega oddziaływaniom silnym. Jest jednak tematem podmiotemreguły Pauliego; dwa leptony tego samego gatunku nie mogą być w takim samym stanie w tym samym czasie[88]. Fermiony różnią się odbozonów, które podlegająstatystyce Bosego-Einsteina. Najbardziej znanym rodzajem leptonów sąelektrony, które są obecne w niemal całejchemii ze względu na bycie jednym z podstawowych budulcówatomów i bezpośrednio związane zwłaściwościami chemicznymi. Istnieją dwie główne klasy leptonów: leptonynaładowane elektrycznie oraz leptony neutralne (neutrino). Elektrony są stałe oraz są najpowszechniejszymi naładowanymi leptonami we Wszechświecie, podczas gdymiony itaony mogą zostać stworzone jedynie przy zderzeniachwysokoenergetycznych (takich jak te obejmującepromieniowanie kosmiczne oraz te wykonywane wakceleratorze cząstek)[89]. Naładowane leptony mogą łączyć się z innymi cząstkami, formując w ten sposóbcząstki złożone (np. atomy ipozytoniumy). Neutrina rzadko nawiązują fizyczny kontakt z innymi cząstkami, w związku z czym są rzadko obserwowane[90].
Era leptonowa była okresem rewolucji we wczesnej fazie istnienia Wszechświata, w którejleptony dominowały w całkowitej masie Wszechświata. Era zaczęła się ok. 1 sekundę poWielkim Wybuchu, kiedy doszło do wzajemnego zniszczenia się większościhadronów 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[91]. Skutkiem tego było unicestwienie większości leptonów i antyleptonów w procesieanihilacji, pozostawiając jedynie niewielką liczbę leptonów. Następstwem tego była dominacjafotonów w masie Wszechświata, która doprowadziła do rozpoczęciaery promieniowania.
Dodatkowym bozonem jestgrawiton, hipotetyczna cząstka elementarna, niezawarta w modelu standardowym. Jeśli grawiton rzeczywiście istnieje, to jest on bozonem, i możliwe, że jest onbozonem cechowania.
Bozon Higgsa tocząstka elementarna w modelu standardowym. Obserwacje tej cząstki pozwalają naukowcom na eksploracjępola Higgsa[93][81] –pola skalarnego istotnego w teoriicząstek elementarnych, które w porównaniu z pokrewnympolem elektromagnetycznym nie może zostać wygaszone, za to jego wartość praktycznie przez cały czas jest stała niezerowa[81]. Obecność tego pola tłumaczy, dlaczego niektóre cząstki elementarne mają masę nawet wtedy, kiedysymetrie kontrolujące ich oddziaływania potrzebują te cząstki do bycia bezmasowymi; daje także odpowiedź na niektóre pytania, które przez wiele lat pozostawały niewyjaśnione np. tłumaczy, dlaczegooddziaływanie słabe ma dużo mniejszy zasięg niżsiła elektrodynamiczna. Pole Higgsa może zostać wykryte przez jegowzbudzenia (in. cząstki Higgsa), jednak są one bardzo trudne do stworzenia i wykrycia.
Era promieniowania (in. fotonów) rozpoczęła się, kiedy większośćleptonów i antyleptonów została zniszczona w procesieanihilacji w końcowej fazieery leptonowej, około 10 sekund poWielkim Wybuchu. W procesienukleosyntezy, dokonanym w pierwszych minutach ery promieniowania, powstały jądra atomowe. W pozostałej fazie ery promieniowania we Wszechświecie znajdowała się gorąca i gęstaplazma 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 powstałomikrofalowe promieniowanie tła.
W modelu standardowym fotony i inne elementarne cząstki są opisane jako nieodzowna konsekwencja praw fizycznych, mających pewnąsymetrię w każdym punkcie wczasoprzestrzeni. Nieodłączne właściwości cząstek, takie jakładunek elektryczny,masa czyspin, są określone przez właściwości ichsymetrii.
W fizyce współczesnej czas i przestrzeń są połączone w czterowymiarowączasoprzestrzeń Minkowskiego zwaną „czasoprzestrzenią”, dążącej do stworzeniaprzestrzeni fazowej (dynamicznego układu, w którym mogą znajdować się wszystkie możliwe stany), którejprzestrzeń metryczna odnosi się wymiaru czasowego inaczej niż do pozostałych trzech wymiarów.
Jest to częśćmetryki Friedmana-Lemaître’a-Robertsona-Walkera wogólnej teorii względności, gdzieR jest zastępowana przez funkcjęR(t), w którejt oznacza kosmologiczny wiek Wszechświata. Rosnąca lub kurcząca sięR(t) oznacza powiększający się lub zmniejszający Wszechświat w zależności od gęstości jego masy[94]. Zatem poosobliwości przestrzeń zaczęła się powiększać.
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 różnebóstwa. Pierwsze teorie bezosobowego Wszechświata, kierowanego przez prawa fizyki, zostały stworzone przez Greków i Hindusów[8]. 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 naogólnej teorii względnościAlberta 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 modeluWielkiego Wybuchu, opierają się najnowocześniejsze przyjęte teorie kosmologiczne[95]. Obecnie brak teorii opisujących własności ciemnej materii i ciemnej energii uniemożliwia stworzenie spójnego modelu weryfikowalnego eksperymentalnie.
Najstarsze znane filozoficzne modele Wszechświata można znaleźć wWedach, napisanych w 2 tysiącleciu p.n.e. Opisują one mitologię hinduską, w której Wszechświat stwarzaMahawisznu, następnieBrahma tworzy w nimBrahmandę – „kosmiczne Jajo”, które przechodzi poprzez cykle powstania, zniszczenia i odrodzenia, zwaneKalpami. Występuje tam też teoria pięciużywiołów tworzących Wszechświat:Waju (powietrze),Ap (woda),Agni (ogień),Prythiwi (ziemia) iAkaśa (eter). W VI wieku p.n.e. indyjski filozofKanada opracował teorięatomizmu i twierdził, żeświatło iciepło są przejawami tej samej substancji[96]. Koncepcja ta przeniknęła później do starożytnej Grecji i została rozwinięta przezLeucypa,Empedoklesa iDemokryta.
Począwszy od połowyXVII wieku powstają nowe koncepcje wszechświata. W 1686Bernard Fontenelle publikujeRozmowy o wielości światów, gdzie podważa możliwość poznania natury wszechświata przez człowieka, będącego jego częścią. Ten sceptycyzm doprowadził pod koniecXVIII wieku do wprowadzenia przezImmanuela Kanta koncepcjirzeczy samej w sobie, co rozwiązało pozorną sprzeczność pomiędzy obiektem poznania i podmiotem poznającym. Na początkuXXI wieku filozoficzne interpretacje wszechświata są silnie związane z najnowszymi wynikami badańkosmologicznych.
Astronomiczne modele Wszechświata powstały równocześnie z początkamiastronomii w starożytnymSumerze. Pierwsze modele zakładały, że świat składa się z płaskiej ziemi unoszącej się na oceanie. Model ten był uznawany potem przez wczesnych greckich filozofów, np.Anaksymandera iHekatajosa. Późniejsi greccy filozofowie, obserwując ruchciał niebieskich, budowali modele w większym stopniu oparte na faktach obserwacyjnych. Najstarszy znany taki model zaproponowałEudoksos 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 przezArystotelesa, a później bardzo uściślony przezPtolemeusza. Odniósł on wielki sukces dzięki dużej precyzji przewidywań, możliwej z matematycznego powodu: dowolną funkcję (jak np. położenie planety) można przedstawić za pomocą sumy orbit (patrzszereg Fouriera).
Model geocentryczny nie był jedynym uznawanym przez Greków. Według relacjiArchimedesa,model heliocentryczny jako pierwszy zaproponowałArystarch z Samos[98]. W jego modelu gwiazdy były umieszczone na sferze zeSłońcem w środku. Nie zdobył on jednak szerokiego poparcia, między innymi z powodu pozornej sprzeczności z niezaobserwowaniemparalaksy gwiazd (w rzeczywistości powodowanej przez znacznie większą, niż wtedy zakładano, odległość do gwiazd). Jedynym znanym astronomem, który w tamtych czasach poparł model Arystarcha, byłSeleukos z Seleucji[99][100].
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 wcywilizacji 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[102].
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, jakIsaac Newton iChristiaan Huygens[103], 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 zauważyłEdmond Halley[104] i niezależnieJean-Philippe de Cheseaux[105], w nieskończonym Wszechświecie nocne niebo powinno świecić blaskiem równie jasnym jak powierzchnia Słońca (jest to dzisiaj znane jakoparadoks Olbersa)[106].
Po trzecie, jak zauważył Newton, nieskończona ilość materii w takiej przestrzeni przyciągałaby się grawitacyjnie z nieskończoną siłą, co powinno spowodować jej natychmiastowe zapadnięcie się[102]. Paradoksy te zostały ostatecznie rozwiązane przezogólną teorię względnościAlberta Einsteina[107] oraz uznanie rozszerzania się Wszechświata. Wszystkie współczesne modele Wszechświata buduje się w oparciu o tę teorię.
Artystyczna wizja testowania ogólnej teorii względności za pomocą sondyCassini. Sygnałyradiowe 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 różnoimienneładunki 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 to ogólnie przyjętateoria fizyczna odnosząca się do stosunków między czasem a przestrzenią. Opiera się na postulatach, że:
prędkość światła wpróżni jest taka sama dla wszystkich obserwatorów, niezależnie od ruchu źródła światła.
Teoria ta została zaproponowana przezAlberta Einsteina w 1905 roku w pracy naukowejO elektrodynamice ciał w ruchu.[108] Niezgodnośćmechaniki Newtona zrównaniami Maxwella dotyczącymioddziaływania elektromagnetycznego oraz niezdolność do odkrycia ruchu Ziemi przezeter 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 dziś 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.
Postulaty szczególnej teorii względności połączone z innymi prawami fizyki przewidują równoważność masy i energii wyrażone we wzorzerównoważności masy i energiiE=mc², gdziec toprędkość światła w próżni[110].
Cechą charakterystyczną szczególnej teorii względności jest zastąpienietransformacji Galileuszatransformacją Lorentza. Czas i przestrzeń nie mogą być określane osobno, ponieważ są wplecione w kontinuum znane jakoczasoprzestrzeń. Zdarzenia, które następują w tym samym czasie dla jednego obserwatora, mogą nastąpić po raz kolejny dla innego obserwatora.
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 udostępnia zestaw nieliniowychrównań różniczkowych cząstkowych dlatensora metrycznegoczasoprzestrzeni (są to właśnierównania Einsteina). Parametrami tych równań jest rozłożeniemasy i energii orazpędu we Wszechświecie, a ich rozwiązaniem, kształt Wszechświata. Ponieważ nie możemy obserwacyjnie wyznaczyć tych wielkości dla odległych rejonów Wszechświata, modele kosmologiczne tworzy się w oparciu ozasadę kosmologiczną, mówiącą, że w dużych skalach Wszechświat jestjednorodny iizotropowy. Zakłada się zatem, że grawitacyjny efekt materii rozmieszczonej we Wszechświecie jest identyczny do wywoływanego przezpył 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.
Równania Einsteina zawierająstałą kosmologiczną (Λ)[107][112], określającą gęstość energii pustej przestrzeni[113]. 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, żeΛ ma wartość zerową[114], ostatnie obserwacjesupernowych typu Ia sugerują, że ekspansja Wszechświata rzeczywiście przyspiesza[115]. Istnieje obecnie kilka możliwych wytłumaczeń tego zjawiska, jednym z nich jest dodatnia wartośćΛ[116].
Twierdzenie Pitagorasa w niekartezjańskich (innych niż kwadratowych) i krzywoliniowych układach współrzędnych używa tylko nieskończenie małych (infinitezymalnych) skal długości i musi zostać powiększone przeztensor metrycznygμν – tensor ten może różnić się w różnych miejscach oraz opisywać lokalną geometrię w danym układzie współrzędnych. Przyjmując jednakzasadę kosmologiczną, że Wszechświat jest wszędziejednorodny iizotropowy, a każdy punkt w przestrzeni jest podobny do każdego innego punktu; dlatego tensor musi być taki sam w każdym miejscu. Z tego powodu powstałametryka Friedmana-Lemaître’a-Robertsona-Walkera, której wzór to
gdzie odpowiadająsferycznemu układowi współrzędnych.Metryka ta ma tylko dwa nieznane parametry: całkowitą skalę długościR zmieniającą się w czasie oraz współczynnik krzywiznyk, który może wynosić 0, 1 lub -1, co odpowiada płaskiejgeometrii euklidesowej. Rozwiązanie dla historii Wszechświata w kosmologii otrzymuje się, obliczającR jako funkcję czasu, danąk orazstałą kosmologicznąΛ, która jest parametrem w równaniu pola Einsteina. Równanie opisujące, jakR zmienia się w czasie, jest znane jakorównanie Friedmana[117].
Rozwiązania dlaR(t) zależą od tego, jaka jest otrzymana wartośćk iΛ, jednak istnieje kilka ogólnych cech jakościowych wpływających na niektóre rozwiązania tej funkcji. Pierwsza i najważniejsza do zaznaczenia – skala długościR 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 uwagęAlbert Einstein. Niemniej jednak równowaga ta jest zmienna, i ponieważ Wszechświat w mniejszych skalach jest niejednorodny,R musi zmieniać się, o czym mówiogólna teoria względności. KiedyR 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[118] i nigdy nie poruszały się z prędkością wyższą odprędkości światła.
Druga – wszystkie otrzymane rozwiązania sugerują, że w przeszłości miała miejsceosobliwość, kiedyR 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 rzeczywistościteoria 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 (kiedyR miała niewielką, skończoną wartość); to jest istota modeluWielkiego 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 funkcjaR(t)), gęstość jej energii i materii zmniejsza się.
Trzecia – współczynnik krzywiznyk ustala znak średniej krzywizny przestrzennejczasoprzestrzeni uśrednionej względem skal długości wynoszących więcej niż milionlat świetlnych. Jeślik=1, to krzywizna jest dodatnia, a Wszechświat ma skończoną objętość. Takie wszechświaty są często wyobrażane jakotrójwymiarowe sferyS3 osadzone w czterowymiarowej przestrzeni. Natomiast jeślik wynosi 0 lub jest ujemny, to Wszechświatmoże mieć nieskończoną objętość, w zależności od jego ogólnejtopologii. Może się wydawać sprzeczne z intuicją, że nieskończony i nieskończenie gęsty Wszechświat powstał w jednej chwili w czasie Wielkiego Wybuchu, kiedyR=0, lecz zostało przewidziane matematycznie, żek nie jest równe 1. Dla porównania, nieskończona płaszczyzna ma zerową krzywiznę, natomiast nieskończoną powierzchnię, podczas gdy nieskończony walec jest skończony po jednej stronie, atorus po obu stronach. Toroidalny Wszechświat może zachowywać się jak normalny Wszechświat zperiodycznymi warunkami brzegowymi, podobnie jak wgrach wideo typu „wraparound” (pol.owijający,przewijany), np. w grzeAsteroids.
Ostateczny los Wszechświata wciąż pozostaje nieznany, ponieważ zależy on od wartości współczynnikak oraz stałej kosmologicznejΛ. Jeśli Wszechświat jest wystarczająco gęsty, to żek równa się 1, co oznacza, że jego średnia krzywizna jest dodatnia, a Wszechświat w końcu skurczy się do stanu znanego jakoWielki Kolaps, po czym powstanie nowy Wszechświat w trakcieWielkiego Odbicia. Z kolei jeśli Wszechświat jest niewystarczająco gęsty, wtedyk 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 uformujeczarne dziury (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.
Według uznawanego modelu ewolucji Wszechświata znanego jakoWielki Wybuch[119][120], Wszechświat znajdował się w skrajnie gorącym i gęstym stanie, po czym zaczął się rozszerzać. Model ten opiera się naogólnej teorii względności i upraszczających założeniach, takich jak jednolitość iizotropowość przestrzeni. Wersja modelu zestałą kosmologiczną (Lambda) izimną ciemną materią, zwanamodelem 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 iprzesunięcie ku czerwieni galaktyk.
Wedługogólnej teorii względności przestrzeń może powiększać się szybciej niż prędkość światła[121], 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[122][123].
Ogólna teoria względności pozwala na stworzenie wielu możliwych modeli Wszechświata. Einstein stworzyłpierwszy taki model (statyczny) zakładający, że Wszechświat nie zmienia się w czasie. Obserwacjeoddalania 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, orazteoria stanu stacjonarnego zgodnie z którą ekspansja Wszechświata nie miała początku, a materia powstaje w nim w stałym tempie. Zaobserwowaniemikrofalowego promieniowania tła obaliło teorię stanu stacjonarnego i obecnie za obowiązujący uważa się model Wielkiego Wybuchu. Pozwala on wytłumaczyć najistotniejsze dane obserwacyjne: korelację między odległością iprzesunięciem ku czerwieni odległych galaktyk, jednakowy stosunek ilościwodoru dohelu we wszystkich obszarach Wszechświata orazizotropowość 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 energiapromieniowania maleje szybciej niż energiamaterii. 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 momenciecząstki 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 (patrzproblem horyzontu). Postuluje się, że przyczyną jestinflacja kosmologiczna, która nastąpiła w ciągu pierwszych 10−35 s istnienia Wszechświata[124] i powiększyła jego objętość co najmniej 1026 razy[125]. Współcześnie nie jest jednak znany proces fizyczny, który mógłby takie zjawisko wywołać.
Obserwacje Wszechświata nie mogą wykluczyć, że to, co obserwujemy, jest jedynie jednym z wielu rozłącznych Wszechświatów, wspólnie tworzącychwieloświat. Wtedy słowo „Wszechświat” nie będzie oznaczać wszystkiego, co istnieje, a jedynie wszystko, co jesteśmy w stanie zaobserwować[126]. 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 wfantastyce 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 odmetafizycznego 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 łącząceinflację kosmologiczną zteorią strun dopuszczają takie zjawiska[127]. 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 warunkuweryfikowalności.
Wiele kultur stworzyło własnemity dotyczącepowstania Wszechświata. Większość tych mitów można zaliczyć do kilku kategorii. Pierwsza obejmuje mity, w których Wszechświat wykluwa się z jaja: motyw ten pojawia się w fińskimpoemacieKalevala, chińskiej historii oPangu czy hinduskiejBrahmandapurana. Druga grupa to mity, w których Wszechświat jest samostwarzającym się bóstwem, jego fragmentem bądź emanacją, jak wbuddyjskiej koncepcjiAdi-buddy,starogreckiej historiiGai,azteckiejCoatlicue czystaroegipskimAtum. W kolejnej grupie mitów Wszechświat powstaje z ciała martwego bóstwa, np.Tiamat wmitologii sumeryjskiej czyYmira wmitologii nordyckiej. Wedle innych mitów Wszechświat został powołany do istnienia przez aktkreacji, np. przez staroegipskiego bogaPtaha bądźbiblijnegoJahwe. Ostatnia grupa to mity, w których istnienie Wszechświata nie wynika ze świadomego aktu woli, a jest jedynie konsekwencją fundamentalnych praw, jak w hinduskiej koncepcjibrahmana czyyin i yang wtaoizmie.
Jedną z najstarszych kultur, która nie tylko nazwała widzialne gwiazdy, ale także powiązała z nimi liczne mity i legendy w ramach tzw.czasu snu są australijscyAborygeni[128].
↑W wyniku ekspansji przestrzeni odległość, którą przebyłomikrofalowe promieniowanie tła powiększyła się z 13,82 miliarda lat świetlnych do 46 miliardów lat świetlnych.
↑Brian Greene: The Hidden Reality. 2011. Brak numerów stron w książce
↑abThomas F. Glick; Steven Livesey; Faith Wallis.Medieval Science Technology and Medicine: An Encyclopedia. Routledge.
↑Dold-Samplonius, Yvonne (2002).From China to Paris: 2000 Years Transmission of Mathematical Ideas. Franz Steiner Verlag.
↑Stephen Hawking: A Brief History of Time. Bantam Books, 1988, s. 125.ISBN 0-553-05340-X.
↑Peter Coles, Ellis, George F.R.: Is the Universe Open or Closed? The Density of Matter in the Universe. Cambridge: Cambridge University Press, 1997.ISBN 0-521-56689-4. Brak numerów stron w książce
↑Introduction to Cosmology. San Francisco: Addison Wesley, 2002.ISBN 0-8053-8912-1. Brak numerów stron w książce
↑Paul Copan William Lane Craig: Creation Out of Nothing: A Biblical, Philosophical, and Scientific Exploration. Baker Academic, 2004, s. 220.ISBN 978-0-8010-2733-8.
↑Jean-Pierre Luminet, Jeffrey R. Weeks, Alain Riazuelo, Roland Lehoucq, Jean-Philippe Uzan: Nature 425 (6958) Dodecahedral space topology as an explanation for weak wide-angle temperature correlations in the cosmic microwave background”. s. 593–595.
↑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.
↑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.
↑Michio Kaku: Physics of the Impossible: A Scientific Exploration into the World of Phasers, Force Fields, Teleportation, and Time Travel. Knopf Doubleday Publishing Group, 11 marca 2008, s. 202.ISBN 978-0-385-52544-2.
↑Jean-Pierre Lumine,; Roukema Boudewijn F. (1999).Topology of the Universe: Theory and Observations.Proceedings of Cosmology School held at Cargese, Corsica, August 1998.
↑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…
↑Peebles, P. J. E. & Ratra, Bharat (2003).The cosmological constant and dark energy.Reviews of Modern Physics 75 (2): 559–606.
↑N. Mandolesi, P. Calzolari, S. Cortiglioni, F. Delpino, G. Sironi. Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background. „Letters to Nature”, s. 751–753, 1986.DOI:10.1038/319751a0.
↑W. Rindler: Essential Relativity: Special, General, and Cosmological. Nowy Jork: Springer Verlag, 1977, s. 202.ISBN 0-387-10090-3.
↑P. J. E. Peebles & Bharat Ratra: The cosmological constant and dark energy”. Reviews of Modern Physics 75 (2). 559–606, 2003.Sprawdź autora:1. Brak numerów stron w książce
↑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…
↑abcStrassler, M. (12 października 2012).The Higgs FAQ 2.0.ProfMattStrassler.com. Data dostępu 2015-06-19.[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 Higgsfield, because it isso important. [emphasis in original].
↑R. Oerter: The Theory of Almost Everything: The Standard Model, the Unsung Triumph of Modern Physics (Kindle ed.). Penguin Group, 2006, s. 2.ISBN 0-13-236678-9.
↑Harari H. (1977).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.
↑William Lane Craig. Whitrow and Popper on the Impossibility of an Infinite Past. „The British Journal for the Philosophy of Science”. 2 (30), s. 165–170 [165–6], czerwiec 1979.DOI:10.1093/bjps/30.2.165.
↑S.T. Joshi: The agnostic reade. Amherst, Nowy Jork: Prometheus Books, 2007, s. 172–173.ISBN 978-1-59102-533-7.
↑Otto E. Neugebauer (1945).The History of Ancient Astronomy Problems and Methods,Journal of Near Eastern Studies 4 (1), s. 1–38.
↑George Sarton (1955).Chaldaean Astronomy of the Last Three Centuries B.C.,Journal of the American Oriental Society 75 (3), s. 166–173.
↑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].
↑Jean-Philippe de Cheseaux: Traité de la Comète. Lausanne, 1744, s. 223ff. Reprinted as Appendix II inDickson FP: The Bowl of Night: The Physical Universe and Scientific Thought. Cambridge, MA: M.I.T. Press, 1969.ISBN 978-0262540032. Brak numerów stron w książce
↑Heinrich Wilhelm Matthäus Olbers. „Bode’s Jahrbuch”, 1826.brak numeru strony Reprinted as Appendix I inDickson FP: The Bowl of Night: The Physical Universe and Scientific Thought. Cambridge, MA: M.I.T. Press, 1969.ISBN 978-0262540032. Brak numerów stron w książce
↑abA. Einstein. Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie. „Preussische Akademie der Wissenschaften, Sitzungsberichte”, s. 142–152, 1917.
↑A Einstein. Zum kosmologischen Problem der allgemeinen Relativitätstheorie. „Sitzungsberichte der Preussischen Akademie der Wissenschaften, Physikalisch-mathematische Klasse”, s. 235–237, 1931.
.png)
.jpg)
