Vũ trụ bao gồm tất cả cácvật chất,năng lượng vàkhông gian hiện có, được xem là một khối bao quát. Vũ trụ hiện tại chưa xác định được kích thước chính xác, giả thuyết cho rằng nó đã được mở rộng kể từ khi khởi đầu ởVụ Nổ Lớn khoảng 13,8 tỷ năm trước.[8][9][10][11][12][13] Vũ trụ bao gồm cáchành tinh,sao,thiên hà, các thành phần củakhông gian liên sao, nhữnghạt hạ nguyên tử nhỏ nhất,vật chất vànăng lượng.Vũ trụ quan sát được có đường kính vào khoảng 28,5 tỷ parsec (93 tỷ năm ánh sáng) trongthời điểm hiện tại và ước tính có khoảng 2 nghìn tỉ thiên hà trong vũ trụ quan sát được.[2] Các nhà thiên văn chưa biết được kích thước toàn thể của vũ trụ là bao nhiêu và cũng có thể là gần như vô hạn.[14] Những quan sát và phát triển của vật lý lý thuyết đã giúp suy luận ra thành phần và sự tiến triển của vũ trụ.
Lý thuyếtVụ Nổ Lớn là mô hình vũ trụ học được chấp thuận rộng rãi, nó miêu tả về sự hình thành và tiến hóa của vũ trụ. Không gian và thời gian được tạo ra trong Vụ Nổ Lớn, và một lượng cố định năng lượng và vật chất choán đầy trong nó; khi không gian giãn nở, mật độ của vật chất và năng lượng giảm. Sau sự giãn nở ban đầu, nhiệt độ vũ trụ giảm xuống đủ lạnh cho phép hình thành lên những hạt hạ nguyên tử đầu tiên và tiếp sau là nhữngnguyên tử đơn giản. Các đám mây khổng lồ chứa những nguyên tố nguyên thủy này theo thời gian dưới ảnh hưởng củalực hấp dẫn kết tụ lại thành cácngôi sao. Nếu giả sửmô hình phổ biến hiện nay là đúng, thìtuổi của vũ trụ có giá trị tính được từ những dữ liệu quan sát là 13,799 ± 0,021 tỷ năm.[1]
Có nhiều giả thiết đối nghịch nhau vềsố phận sau cùng của vũ trụ. Các nhà vật lý và triết học vẫn không biết chắc về những gì, nếu bất cứ điều gì, có trước Vụ Nổ Lớn. Nhiều người phản bác những ước đoán, nghi ngờ bất kỳ thông tin nào từ trạng thái trước này có thể thu thập được. Có một số giả thuyết vềđa vũ trụ, trong đó một vài nhà vũ trụ học đề xuất rằng vũ trụ có thể là một trong số nhiều vũ trụ cùng tồn tại song song với nhau.[19][20]
Từ "vũ trụ" trongtiếng Việt được vay mượn từtiếng Hán "宇宙".Vũ "宇" trongvũ trụ "宇宙" có nghĩa là không gian, còntrụ "宙" có nghĩa là thời gian. Vũ trụ nghĩa mặt chữ là không gian và thời gian.[21] Một từ đồng nghĩa vớivũ trụ là "hoàn vũ" ("寰宇"),hoàn nghĩa là vùng, cõi rộng lớn,hoàn vũ là vũ trụ, khoảng trời đất bao la.[22]
Vũ trụ có thể được định nghĩa là mọi thứ đang tồn tại, mọi thứ đã tồn tại, và mọi thứ sẽ tồn tại.[23][24][25] Theo như hiểu biết hiện tại, Vũ trụ chứa các thành phần:không thời gian, các dạngnăng lượng (bao gồmbức xạ điện từ vàvật chất), và cácđịnh luật vật lý liên hệ giữa chúng. Vũ trụ bao hàm mọi dạng sống, mọi lịch sử, và thậm chí một số nhà triết học và khoa học gợi ý rằng nó bao hàm các ý tưởng nhưtoán học vàlogic.[26][27][28]
Mô hình được chấp nhận rộng rãi về nguồn gốc của Vũ trụ đó là lý thuyết Vụ Nổ Lớn.[29][30] Mô hình Vụ Nổ Lớn miêu tả trạng thái sớm nhất của Vũ trụ có mật độ và nhiệt độ cực kỳ lớn và sau đó trạng thái này giãn nở tại mọi điểm trong không gian. Mô hình dựa trênthuyết tương đối rộng và những giả thiết cơ bản như tính đồng nhất và đẳng hướng của không gian. Phiên bản của mô hình vớihằng số vũ trụ học (Lambda) vàvật chất tối lạnh, gọi làmô hình Lambda-CDM, là mô hình đơn giản nhất cung cấp cách giải thích hợp lý cho nhiều quan sát khác nhau trong Vũ trụ. Mô hình Vụ Nổ Lớn giải thích cho những quan sát nhưsự tương quan giữa khoảng cách vàdịch chuyển đỏ của cácthiên hà, tỉ lệ giữa số lượng nguyên tửhiđrô với nguyên tửheli, và bức xạ nền vi sóng vũ trụ.
Tiến trình của Vũ trụ
Dòng thời gian của vũ trụ. Đại diện cho sự tiến hóa của vũ trụ trong 13,77 tỷ năm. Hình bên trái mô tả khoảnh khắc sớm nhất mà chúng ta có thể thăm dò hiện nay, khi một thời kỳ "lạm phát" tạo ra sự bùng nổ tăng trưởng theo cấp số nhân trong vũ trụ. (Kích thước được mô tả bằng phạm vi thẳng đứng của lưới trong hình này.) Trong vài tỷ năm tiếp theo, sự giãn nở của vũ trụ dần dần chậm lại khi vật chất trong vũ trụ tự kéo lên nhờ lực hấp dẫn. Gần đây hơn, sự giãn nở đã bắt đầu tăng tốc trở lại khi các tác động đẩy của năng lượng tối lấn át sự giãn nở của vũ trụ. Ánh sáng rực rỡ mà WMAP nhìn thấy được phát ra khoảng 375.000 năm sau khi lạm phát và đã đi khắp vũ trụ mà không bị cản trở gì kể từ đó. Các điều kiện của thời gian trước đó được in dấu trên ánh sáng này; nó cũng tạo thành đèn nền cho những phát triển sau này của vũ trụ. Trong biểu đồ này, thời gian truyền từ trái sang phải, vì vậy tại bất kỳ thời điểm nào, Vũ trụ được biểu diễn bằng một "lát" hình đĩa của biểu đồ. (Chú thích: Quantum Fluctuations: Dao động lượng tử; Inflation: Lạm pháp; Afterglow Light Pattern 375,000 yrs.: Mẫu ánh sáng rực rỡ 375.000 năm; Dark Ages: Thời kì đen tối; 1st Stars about 400 million yrs.: Ngôi sao đầu tiên khoảng 400 triệu năm; Development of Galaxies, Planets, etc.: Sự phát triển của các Thiên hà, Hành tinh, v.v.; Dark Energy Accelerated Expansion: Năng lượng tối mở rộng được tăng tốc.) (Chú ý: duới hình có một thanh ngang đó là thanh thời gian: Big Bang Expansion 13.77 billion years: Mở rộng Big bang: 13.77 tỉ năm.)
Trạng thái nóng, đặc ban đầu được gọi làkỷ nguyên Planck, một giai đoạn ngắn kéo dài từ lúc thời gian bằng 0 cho tới một đơn vịthời gian Planck xấp xỉ bằng 10−43giây. Trong kỷ nguyên Planck, mọi loại vật chất và mọi loại năng lượng đều tập trung trong một trạng thái đặc, nơilực hấp dẫn được cho là trở lên mạnh ngang với cáclực cơ bản khác, và tất cả các lực này có thể đãthống nhất làm một. Từ kỷ nguyên Planck,Vũ trụ đã giãn nở cho tới hình dạng hiện tại, mà có khả năng nó đã trải qua một giai đoạnlạm phát rất ngắn khiến cho kích thước của Vũ trụ đạt tới kích thước lớn hơn nhiều chỉ trong ít hơn10−32 giây.[31] Giai đoạn này làm đều đặn đi các khối cục vật chất nguyên sơ của Vũ trụ và để lại nó trong trạng thái đồng đều và đẳng hướng như chúng ta quan sát thấy ngày nay. Các thăng giángcơ học lượng tử trong suốt quá trình này để lại các thăng giáng mật độ trong Vũ trụ, mà sau đó trở thành mầm mống cho sự hình thành các cấu trúc trong Vũ trụ.[32]
Sau kỷ nguyên Planck và lạm phát tới cáckỷ nguyên quark,hadron, vàlepton. TheoSteven Weinberg, ba kỷ nguyên này kéo dài khoảng 13,82 giây sau thời điểm Vụ Nổ Lớn.[33] Sự xuất hiện của các nguyên tố nhẹ có thể được giải thích bằng lý thuyết dựa trên sự giãn nở của không gian kết hợp vớivật lý hạt nhân vàvật lý nguyên tử.[34] Khi Vũ trụ giãn nở, mật độ năng lượng củabức xạ điện từ giảm nhanh hơn so với mật độ củavật chất bởi vì năng lượng của một photon giảm theo bước sóng của nó. Cùng với Vũ trụ giãn nở và nhiệt độ giảm đi, cáchạt cơ bản kết hợp lại thành những hạt tổ hợp lớn hơn và ổn định hơn. Do vậy, chỉ vài giây sau Vụ Nổ Lớn, hình thành các hạtproton vàneutron ổn định và rồi hình thành lên cáchạt nhân nguyên tử thông qua cácphản ứng hạt nhân.[35][36] Quá trình này, gọi làtổng hợp hạt nhân Vụ Nổ Lớn, dẫn tới sự có mặt hiện nay của các hạt nhân nhẹ, bao gồmhiđrô,deuteri, vàheli. Tổng hợp hạt nhân Vụ Nổ Lớn kết thúc sau khoảng 20 phút, khi nhiệt độ Vũ trụ giảm xuống mức không còn đủ để xảy ra các phản ứng tổng hợp hạt nhân nữa.[37] Ở giai đoạn này, vật chất trong Vũ trụ chủ yếu làplasma nóng đặc chứa cácelectron mang điện tích âm, các hạtneutrino trung hòa và các hạt nhân mang điện tích dương. Các hạt và phản hạt liên tục va chạm và hủy thành cặp photon và ngược lại. Kỷ nguyên này được gọi làkỷ nguyên photon, kéo dài trong khoảng 380 nghìn năm.[38]
Với photon không còn tương tác với vật chất nữa, Vũ trụ bước vào giai đoạn vật chất chiếm đa số về mật độ (matter-dominated era; lưu ý là giai đoạn này sau khoảng 47 nghìn năm kể từ Vụ Nổ Lớn,[39] bởi Vũ trụ vẫn như màn sương mờ đục-optical thick-đối với bức xạ. Trước giai đoạn này là bức xạ chiếm đa số và động lực của Vũ trụ bị chi phối bởi bức xạ.). Đến thời điểm của kỷ nguyêntái kết hợp - sau khoảng 380 nghìn năm, electron và các hạt nhân hình thành lên các nguyên tử ổn định, cho phép Vũ trụ trở lên trong suốt với sóng điện từ. Lúc này ánh sáng có thể lan truyền tự do trong không gian, và nó vẫn còn được quan sát cho tới tận ngày nay với tên gọibức xạ nền vi sóng vũ trụ (CMB). Sau khoảng 100 đến 300 triệu năm, nhữngngôi sao đầu tiên bắt đầu hình thành; đây là những ngôi sao rất lớn, sáng và chịu trách nhiệm cho quá trình tái ion hóa của Vũ trụ. Bởi không cócác nguyên tố nặng hơn lithi từ giai đoạn tổng hợp hạt nhân Vụ Nổ Lớn, những ngôi sao này đã tạo ra các nguyên tố nặng đầu tiên bởi quá trìnhtổng hợp hạt nhân sao.[40] Vũ trụ cũng chứa một dạng năng lượng bí ẩn gọi lànăng lượng tối; mật độ năng lượng của năng lượng tối không thay đổi theo thời gian. Sau khoảng 9,8 tỷ năm, Vũ trụ đã giãn nở đến mức độ khiến cho mật độ của vật chất nhỏ hơn mật độ của năng lượng tối, đánh dấu bắt đầu của giai đoạn năng lượng tối thống lĩnh Vũ trụ (dark-energy-dominated era).[41] Trong giai đoạn này, sự giãn nởgia tăng của Vũ trụ là do năng lượng tối.
Không thời gian của Vũ trụ thường được thể hiện từ khuôn khổ củakhông gian Euclid, khi coi không gian có ba chiều vật lý, và thời gian là một chiều khác, trở thành "chiều thứ tư".[42] Bằng cách kết hợp không gian và thời gian thành một thực thểđa tạp toán học duy nhất gọi làkhông gian Minkowski, các nhà vật lý đã đưa ra nhiềulý thuyết vật lý miêu tả các hiện tượng trong Vũ trụ theo một cách thống nhất hơn từ phạm visiêu thiên hà cho tới mức hạ nguyên tử.
Cácsự kiện trong không thời gian không được xác định tuyệt đối từ khoảng không gian và khoảng thời gian mà có quan hệ tương đối với chuyển động của một quan sát viên. Không gian Minkowski miêu tả gần đúng Vũ trụ khi không cólực hấp dẫn;đa tạp tựa-Riemann củathuyết tương đối rộng miêu tả Vũ trụ chính xác hơn khi đưa trường hấp dẫn và vật chất vào không thời gian bốn chiều.Lý thuyết dây giả thiết có tồn tại những chiều ngoại lai khác của không thời gian.
Trong bốntương tác cơ bản, lực hấp dẫn thống trị Vũ trụ trên phạm vi kích thước lớn, bao gồm thiên hà và các cấu trúc lớn hơn. Các hiệu ứng hấp dẫn có tính tích lũy; ngược lại, trong khi đó các hiệu ứng của điện tích âm và điện tích dương có xu hướng hủy lẫn nhau, khiến cho lực điện từ không có ảnh hưởng nhiều trên quy mô lớn của Vũ trụ. Hai tương tác còn lại, tương tác yếu và tương tác mạnh, giảm cường độ tác dụng rất nhanh theo khoảng cách và các hiệu ứng của chúng chủ yếu đáng kể trên phạm vi hạ nguyên tử.
Vũ trụ chứavật chất nhiều hơnphản vật chất, một sự chênh lệch có khả năng liên quan tới sựvi phạm CP trong tương tác yếu.[43] Dường như Vũ trụ cũng không cóđộng lượng haymômen động lượng. Sự vắng mặt của điện tích hay động lượng trên tổng thể có thể xuất phát từ các định luật vật lý được đa số các nhà khoa học công nhận (tương ứngđịnh luật Gauss và tính không phân kỳ của giả tenxơ ứng suất-năng lượng-động lượng) nếu Vũ trụ có biên giới hạn.[44]
Các cấp độ khoảng cách trong Vũ trụ quan sát được
Sơ đồ vị trí của Trái đất trong Vũ trụ trong một loạt tám bản đồ hiển thị từ trái sang phải, bắt đầu từ Trái đất, di chuyển đến Hệ Mặt trời, lên Vùng lân cận giữa các vì sao, lên Dải Ngân hà, vào Nhóm thiên hà cục bộ, lên Siêu đám Xử Nữ, lên siêu đám địa phương của chúng ta, và kết thúc ở Vũ trụ quan sát được.
Thuyết tương đối tổng quát miêu tả không thời gian bị cong như thế nào do ảnh hưởng của vật chất và năng lượng.Tô pô hayhình học của Vũ trụ bao gồm cảhình học cục bộ trongvũ trụ quan sát được vàhình học toàn cục. Các nhà vũ trụ học thường nghiên cứu trên một nhát cắt kiểu không gian nhất định của không thời gian gọi làcác tọa độ đồng chuyển động. Phần không thời gian có thể quan sát được là phần nhìn ngược vềnón ánh sáng mà phân định rachân trời vũ trụ học. Chân trời vũ trụ học (cũng gọi là chân trời hạt hoặc chân trời ánh sáng) là khoảng cách đo được mà từ đó có thể khôi phục được thông tin[45] hay khoảng cách lớn nhất mà hạt có thể đạt được để tới quan sát viên trong phạm vi tuổi của Vũ trụ. Chân trời này là ranh giới biên giữa những vùng quan sát được và không quan sát được của Vũ trụ.[46][47] Sự tồn tại, tính chất và ý nghĩa của chân trời Vũ trụ học phụ thuộc vào từngmô hình vũ trụ học cụ thể.
Một tham số quan trọng xác định lên tương lai tiến hóa của Vũ trụ đó làtham số mật độ, Omega (Ω), định nghĩa bằng mật độ vật chất trung bình của Vũ trụ chia cho một giá trị giới hạn của mật độ này. Việc có một trong ba khả năng của hình dạng Vũ trụ phụ thuộc vào Ω có bằng, nhỏ hơn hay lớn hơn 1. Tương ứng với các giá trị này là Vũ trụ phẳng, mở hay Vũ trụ đóng.[48]
Tô pô toàn cục của Vũ trụ rất khó xác định và người ta chưa biết chính xác tính chất này của Vũ trụ. Từ các dữ liệu quan trắc CMB của tàu Planck, một số nhà vật lý cho rằng tô pô của vũ trụ là mở, lớn vô hạn có biên hoặc không có biên.[55][56]
Xác định kích thước chính xác của Vũ trụ là một vấn đề khó khăn. Theo như định nghĩa có tính giới hạn, Vũ trụ là những thứ trong phạm vi không thời gian mà có thể có cơ hội tương tác với chúng ta và ngược lại.[57] Theo thuyết tương đối tổng quát, một số khu vực của không gian sẽ không bao giờ tương tác được với chúng ta ngay cả trong thời gian tồn tại của Vũ trụ bởi vìtốc độ ánh sáng là giới hạn và sựgiãn nở của không gian. Ví dụ, thông điệp vô tuyến gửi từ Trái Đất có thể không tới được một số khu vực của không gian, ngay cả nếu như Vũ trụ tồn tại mãi mãi: do không gian có thể giãn nở nhanh hơn ánh sáng truyền bên trong nó.[58]
Các vùng không gian ở xa được cho là tồn tại và là một phần thực tại như chúng ta, cho dù chúng ta không bao giờ chạm tới được chúng. Vùng không gian mà chúng ta có thể thu nhận được thông tin gọi là Vũ trụ quan sát được. Nó phụ thuộc vào vị trí của người quan sát. Bằng cách di chuyển, một quan sát viên có thể liên lạc được với một vùng không thời gian lớn hơn so với quan sát viên đứng yên. Tuy vậy, ngay cả đối với quan sát viên di chuyển nhanh nhất cũng không thể tương tác được với toàn bộ không gian. Nói chung, Vũ trụ quan sát được lấy theo nghĩa của phần không gian Vũ trụ được quan sát từ điểm thuận lợi của chúng ta từNgân Hà.
Khoảng cách riêng—khoảng cách được đo tại một thời điểm cụ thể, bao gồm vị trí hiện tại từ Trái Đất cho tới biên giới của Vũ trụ quan sát được là bằng 46 tỷ năm ánh sáng (14 tỷ parsec), do đó đường kính của Vũ trụ quan sát được vào khoảng 91 tỷ năm ánh sáng (28×10^9 pc). Khoảng cách ánh sáng từ biên của Vũ trụ quan sát được là xấp xỉ bằngtuổi của Vũ trụ nhân với tốc độ ánh sáng, 13,8 tỷ năm ánh sáng (4,2×10^9 pc), nhưng khoảng cách này không biểu diễn cho một thời điểm bất kỳ khác, bởi vì biên giới của Vũ trụ và Trái Đất đang di chuyển dần ra xa khỏi nhau.[59] Để so sánh, đường kính của mộtthiên hà điển hình gần bằng 30.000 năm ánh sáng, và khoảng cách điển hình giữa hai thiên hà lân cận nhau là khoảng 3 triệunăm ánh sáng.[60] Ví dụ, đường kính của Ngân Hà vào khoảng 100.000 năm ánh sáng,[61] và thiên hà lớn gần nhất với Ngân Hà,thiên hà Andromeda, nằm cách xa khoảng 2,5 triệu năm ánh sáng.[62]Bởi vì chúng ta không thể quan sát không gian vượt ngoài biên giới của Vũ trụ quan sát được, chúng ta không thể biết được kích thước của Vũ trụ là hữu hạn hay vô hạn.[14][63][64]
Các nhà thiên văn tính toán tuổi của Vũ trụ bằng giả thiết rằng mô hình Lambda-CDM miêu tả chính xác sự tiến hóa của Vũ trụ từ một trạng thái nguyên thủy rất nóng, đậm đặc và đồng nhất cho tới trạng thái hiện tại và họ thực hiện đo các tham số vũ trụ học mà cấu thành lên mô hình này. Mô hình này được hiểu khá tốt về mặt lý thuyết và được ủng hộ bởi nhữngquan trắc thiên văn với độ chính xác cao gần đây như từ các tàuWMAP và Planck. Các kết quả này thường khớp với các quan trắc từ các dự án khảo sát sự bất đẳng hướng trong bức xạ vi sóng vũ trụ, mối liên hệ giữa dịch chuyển đỏ và độ sáng từ các vụ nổsiêu tân tinh loại Ia, và khảo sát cáccụm thiên hà trên phạm vi lớn bao gồm đặc điểmdao động baryon tựa âm thanh (baryon acoustic oscillation). Những quan sát khác, như nghiên cứu hằng số Hubble, sự phân bố các cụm thiên hà, hiện tượngthấu kính hấp dẫn yếu và tuổi của cáccụm sao cầu, đều cho dữ liệu nhất quán với nhau, từ đó mang lại phép thử chéo cho mô hình chuẩn của Vũ trụ học ở giai đoạn trẻ của vũ trụ nhưng bớt chính xác hơn đối với những đo đạc trong phạm vi gần Ngân Hà. Vớisự ưu tiên về mô hình Lambda-CDM là đúng, sử dụng nhiều kỹ thuật đo cho những tham số này cho phép thu được giá trị xấp xỉ tốt nhất về tuổi của Vũ trụ vào khoảng 13,799± 0,021 tỷ năm (tính đến năm 2015).[1]
Theo thời gian Vũ trụ và các thành phần trong nó tiến hóa, ví dụ số lượng và sự phân bố của cácchuẩn tinh và các thiên hà đều thay đổi[65] và chính không gian cũng giãn nở. Vì sự giãn nở này, các nhà khoa học có thể ghi lại được ánh sáng từ một thiên hà nằm cách xa Trái Đất 30 tỷ năm ánh sáng cho dù ánh sáng mới chỉ đi được khoảng thời gian khoảng 13 tỷ năm; lý do không gian giữa chúng đã mở rộng ra. Sự giãn nở này phù hợp với quan sát rằng ánh sáng từ những thiên hà ở xa khi tới được thiết bị đo thì đã bị dịch chuyển sáng phía đỏ; cácphoton phát ra từ chúng đã mất dần năng lượng và chuyển dịch sang bước sóng dài hơn (hay tần số thấp hơn) trong suốt quãng đường hành trình của chúng. Phân tích phổ từ các siêu tân tinh loại Ia cho thấy sự giãn nở không gian là đanggia tốc tăng.[66][67]
Càng nhiều vật chất trong Vũ trụ, lực hút hấp dẫn giữa chúng càng mạnh. Nếu Vũ trụquá đậm đặc thì nó sẽ sớm co lại thành mộtkỳ dị hấp dẫn. Tuy nhiên, nếu Vũ trụ chứa quá ít vật chất thì sự giãn nở sẽ gia tốc quá nhanh không đủ thời gian để các hành tinh và hệ hành tinh hình thành. Sau Vụ Nổ Lớn, Vũ trụ giãn nở một cáchđơn điệu. Thật ngạc nhiên là, Vũ trụ của chúng ta có mật độ khối lượng vừa đúng vào cỡ khoảng 5proton trên một mét khối cho phép sự giãn nở của không gian kéo dài trong suốt 13,8 tỷ năm qua, một quãng thời gian đủ để hình thành lên vũ trụ quan sát được như ngày nay.[68]
Có những lực mang tính động lực tác động lên các hạt trong Vũ trụ mà ảnh hưởng tới tốc độ giãn nở. Trước năm 1998, đa số các nhà vũ trụ học cho rằng sự tăng giá trị của hằng số Hubble sẽ tiến tới giảm dần theo thời gian do sự ảnh hưởng của tương tác hấp dẫn, do vậy họ đưa ra một đại lượng đo được trong Vũ trụ đó làtham số giảm tốc mà họ hi vọng nó có liên hệ trực tiếp tới mật độ vật chất của Vũ trụ. Vào năm 1998, hai nhóm các nhà thiên văn độc lập với nhau đã đo được tham số giảm tốc có giá trị xấp xỉ bằng −1 nhưng khác 0, hàm ý rằng tốc độ giãn nở ngày nay của Vũ trụ là gia tăng theo thời gian.[18][69]
Không thời gian là bối cảnh cho mọi sự kiện vật lý xảy ra—một sự kiện là một điểm trong không thời gian xác định bởi các tọa độ không gian và thời gian. Các yếu tố cơ bản của không thời gian là cácsự kiện. Trong một không thời gian bất kỳ, sự kiện được xác định một cách duy nhất bởi vị trí và thời gian. Bởi vì các sự kiện là các điểm không thời gian, trong vật lý tương đối tính cổ điển, vị trí của một hạt cơ bản (giống như hạt điểm) tại một thời điểm cụ thể có thể được viết bằng. Có thể định nghĩa không thời gian là hợp của mọi sự kiện giống như cách một đường thẳng là hợp của mọi điểm trên nó, mà theo phát biểu toán học gọi làđa tạp.[70]
Vũ trụ dường như là mộtcontinum không thời gian chứa bachiềukhông gian một chiều thời khoảng (thời gian). Trên trung bình, Vũ trụ có tính chất hình học gần phẳng (hayđộ cong không gian xấp xỉ bằng 0), có nghĩa làhình học Euclid là mô hình xấp xỉ tốt về hình học của Vũ trụ trên khoảng cách lớn của nó.[71] Ở cấu trúc toàn cục,tô pô của không thời gian có thể làkhông gian đơn liên (simply connected space), tương tự như với một mặt cầu, ít nhất trên phạm vi Vũ trụ quan sát được. Tuy nhiên, các quan sát hiện tại không thể ngoại trừ một số khả năng rằng Vũ trụ có thêm nhiều chiều ẩn giấu và không thời gian của Vũ trụ có thể là không gian tô pô đa liên toàn cục (multiply connected global topology), tương tự như tô pô của không gian hai chiều đối với mặt của hình trụ hoặc hình vòng xuyến.[50][72][73][74]
Mô phỏng sự hình thành của các đám và sợi thiên hà trên quy mô lớn theo mô hìnhVật chất tối lạnh kết hợp với năng lượng tối. Khung hình chỉ ra tiến hóa của cấu trúc này trong hộp thể tích 43 triệu parsec (hay 140 triệu năm ánh sáng) từ dịch chuyển đỏ bằng 30 cho tới kỷ nguyên hiện tại (hộp trên cùng bên trái z=30 tới hộp dưới cùng bên phải z=0). Mô phỏng được thực hiện tại Trung tâm Quốc gia về Ứng dụng Siêu máy tính bởi Andrey Kravtsov (Đại học Chicago) và Anatoly Klypin (Đại học Bang New Mexico).
Tỷ lệ phần trăm của mọi loại vật chất và năng lượng thay đổi trong suốt lịch sử của Vũ trụ.[80] Ngày nay, vật chất thông thường, bao gồm nguyên tử, sao, thiên hà, môi trường không gian liên sao, vàsự sống, chỉ chiếm khoảng 4,9% thành phần của Vũ trụ.[6]Mật độ tổng hiện tại của loại vật chất thông thường là rất thấp, chỉ khoảng 4,5 × 10−31 gram trên một centimét khối, tương ứng với mật độ của một proton trong thể tích bốn mét khối.[4] Các nhà khoa học vẫn chưa biết được bản chất của cả năng lượng tối và vật chất tối. Vật chất tối, một dạng vật chất bí ẩn mà các nhà vật lý vẫn chưa nhận ra dạng của nó, chiếm thành phần khoảng 26,8%. Năng lượng tối, có thể coi là năng lượng của chân không và là nguyên nhân gây ra sự giãn nở gia tốc của Vũ trụ trong lịch sử gần đây của nó, thành phần còn lại chiếm khoảng 68,3%.[6][81][82]
Bản đồ vẽ các siêu đám thiên hà vàkhoảng trống gần Trái Đất nhất.
Vật chất, vật chất tối, năng lượng tối phân bố đồng đều trong toàn thể Vũ trụ khi xét phạm vi khoảng cách trên 300 triệu năm ánh sáng.[83] Tuy nhiên, trên những phạm vi nhỏ hơn, vật chất có xu hướng tập trung lại thành cụm; nhiều nguyên tử tích tụ thành các ngôi sao, các ngôi sao tập trung trong thiên hà và phần lớn các thiên hà quần tụ lại thành các đám, siêu đám và cuối cùng là những sợi thiên hà (galaxy filament) trên những khoảng cách lớn nhất. Vũ trụ quan sát được chứa xấp xỉ 3×1023 ngôi sao[84] và hơn 100 tỷ (1011) thiên hà.[85] Các thiên hà điển hình xếp từ loạithiên hà lùn với vài chục triệu[86] (107) sao cho tới những thiên hà chứa khoảng một nghìn tỷ (1012)[87] sao. Giữa những cấu trúc này là các khoảng trống (void) lớn, với đường kính vào cỡ 10–150 Mpc (33 triệu–490 triệu ly). Ngân Hà nằm trongNhóm Địa Phương, rồi đến lượt nó thuộc vềsiêu đám Laniakea.[88] Siêu đám này trải rộng trên 500 triệu năm ánh sáng, trong khi Nhóm Địa Phương có đường kính xấp xỉ 10 triệu năm ánh sáng.[89] Vũ trụ cũng có những vùng trống hoang vu tương đối lớn; khoảng trống lớn nhất từng đo được có đường kính vào khoảng 1,8 tỷ năm ánh sáng (550 Mpc).[90]
Tỷ lệ phần trăm các thành phần của Vũ trụ ngày nay so với thời điểm 380.000 năm sau Vụ Nổ Lớn, dữ liệu thu thập trong 5 năm từ tàu WMAP (tính đến 2008).[91] (Do làm tròn, tổng các tỷ lệ này không chính xác bằng 100%). Điều này phản ánh giới hạn của WMAP khi xác định vật chất tối và năng lượng tối.
Trên quy mô lớn hơn các siêu đám thiên hà, Vũ trụ quan sát được làđẳng hướng, có nghĩa rằng những dữ liệu mang tính chất thống kê của Vũ trụ có giá trị như nhau trong mọi hướng khi quan sát từ Trái Đất. Vũ trụ chứa đầy bức xạvi sóng có độ đồng đều cao mà nó tương ứng vớiphổ bức xạ vật đen trong trạng tháicân bằng nhiệt động ở nhiệt độ gần 2,72548kelvin.[5] Tiên đề coi Vũ trụ là đồng đều và đẳng hướng trên phạm vi khoảng cách lớn được gọi lànguyên lý vũ trụ học.[92] Nếu vật chất và năng lượng trong Vũ trụ phân bố đồng đều và đẳng hướng thì sẽ nhìn thấy mọi thứ như nhau khi quan sát từ mọi điểm[93] và Vũ trụ không có một tâm đặc biệt nào.[94]
Tại sao sự giãn nở của Vũ trụ lại tăng tốc vẫn là một câu hỏi hóc búa đối với các nhà vũ trụ học. Người ta thường cho rằng "năng lượng tối", một dạng năng lượng bí ẩn với giả thuyết mật độ không đổi và có mặt khắp nơi trong Vũ trụ là nguyên nhân của sự giãn nở này.[95] Theonguyên lý tương đương khối lượng-năng lượng, trong phạm vi cỡ thiên hà, mật độ của năng lượng tối (~ 7 × 10−30 g/cm³) nhỏ hơn rất nhiều so với mật độ của vật chất thông thường hay của năng lượng tối chứa trong thể tích của một thiên hà điển hình. Tuy nhiên, trong thời kỳ năng lượng tối thống trị hiện nay, nó lấn át thành phần khối lượng-năng lượng của Vũ trụ bởi vì sự phân bố đồng đều của nó ở khắp nơi trong không gian.[96][97]
Các nhà khoa học đã đề xuất hai dạng mà năng lượng tối có thể gán cho đó làhằng số vũ trụ học, một mật độ năng lượngkhông đổi choán đầy không gian vũ trụ,[98] vàcác trường vô hướng nhưnguyên tố thứ năm (quintessence) hoặc trườngmoduli, các đại lượngđộng lực mà mật độ năng lượng có thể thay đổi theo không gian và thời gian. Các đóng góp từ những trường vô hướng mà không đổi trong không gian cũng thường được bao gồm trong hằng số vũ trụ học. Ngoài ra, biến đổi nhỏ ở giá trị trường vô hướng bởi sự phân bố bất đồng nhất theo không gian khiến cho rất khó có thể phân biệt những trường này với mô hình hằng số vũ trụ. Vật lý lượng tử cũng gợi ý hằng số này có thể có nguồn gốc từnăng lượng chân không (ví dụ sự xuất hiện củahiệu ứng Casimir). Tuy vậy giá trị đo được của mật độ năng lượng tối lại nhỏ hơn 120 lần bậc độ lớn so với giá trị tính toán củalý thuyết trường lượng tử.
Vật chất tối là loạivật chất giả thiết không thể quan sát được trongphổ điện từ, nhưng theo tính toán nó phải chiếm phần lớn vật chất trong Vũ trụ. Sự tồn tại và tính chất của vật chất tối được suy luận từ ảnh hưởng hấp dẫn của nó lên vật chất baryon, bức xạ và các cấu trúc lớn trong Vũ trụ. Ngoàineutrino, một loại được các nhà thiên văn vật lý xếp vào dạngvật chất tối nóng - có thể phát hiện thông qua các máy dò đặt dưới lòng đất, thì cho tới nay chưa thể phát hiện tác động trực tiếp của vật chất tối lên các thiết bị thí nghiệm, khiến cho nó trở thành một trong những bí ẩn lớn nhất của ngànhthiên văn vật lý hiện đại. Vật chất tối không phát ra hay hấp thụ ánh sáng hay bất kỳbức xạ điện từ nào ở mức đáng kể. Theo kết quả quan trắc từ bức xạ nền vi sóng vũ trụ, vật chất tối chiếm khoảng 26,8% tổng thành phần năng lượng-vật chất và 84,5% tổng thành phần vật chất trong Vũ trụ quan sát được.[81][99]
Ảnh chụp củaHubble về cụm sao trẻWesterlund 2 và môi trường xung quanh nó.
Thành phần khối lượng-năng lượng chiếm 4,9% còn lại của Vũ trụ là "vật chất thông thường", tức là bao gồm các loạinguyên tử,ion,electron và các vật thể mà chúng cấu thành lên. Chúng bao gồm cácsao, loại thiên thể tạo ra phần lớn ánh sáng phát ra từ các thiên hà, cũng như khí và bụi trongmôi trường liên sao (vd. cáctinh vân) vàliên thiên hà, cáchành tinh, và mọi vật thể có mặt trong cuộc sống hàng ngày mà chúng ta có thể cầm nắm, sản xuất, nghiên cứu và phát hiện ra.[100]Vật chất thông thường tồn tại trong bốntrạng thái (haypha):thể rắn,lỏng,khí, vàplasma. Tuy nhiên, những tiến bộ trong kỹ thuật thực nghiệm đã cho phép hiện thực hóa được những trạng thái mới của vật chất mà trước đó chỉ được tiên toán tồn tại trên lý thuyết, đó làngưng tụ Bose–Einstein vàngưng tụ fermion.
Vật chất bình thường cấu thành từ hai loạihạt cơ bản:quark vàlepton.[101] Ví dụ, hạt proton hình thành từ hai hạtquark lên và một hạtquark xuống; hạt neutron hình thành từ hai hạt quark xuống và một hạt quark lên; và electron là một loại thuộc họ lepton. Một nguyên tử chứa mộthạt nhân nguyên tử, mà do các proton và neutron liên kết với nhau, và các electron trên obitan nguyên tử. Bởi vì phần lớn khối lượng của nguyên tử tập trung tại hạt nhân của nó, mà cấu thành từ các hạtbaryon, các nhà thiên văn học thường sử dụng thuật ngữvật chất baryon để miêu tả vật chất thông thường, mặc dù một phần nhỏ của loại "vật chất baryon" này là các electron và neutrino.
Ngay sau vụ nổ Big Bang, các proton và neutron nguyên thủy hình thành từ dạngplasma quark–gluon của giai đoạn sơ khai khi Vũ trụ "nguội" đi dưới hai nghìn tỷ độ. Một vài phút sau, trong quá trình tổng hợp hạt nhân Big Bang, các hạt nhân hình thành nhờ sự kết hợp của các hạt proton và neutron nguyên thủy. Quá trình tổng hợp này tạo ra các nguyên tố nhẹ nhưlithi vàberyllium, trong khi các nguyên tố nặng hơn chúng lại được sản sinh từ quá trình khác. Một số nguyên tửboron có thể hình thành vào giai đoạn này, nhưng đối với nguyên tố nặng hơn kế tiếp,carbon, đã không hình thành ra một lượng đáng kể. Tổng hợp hạt nhân Vụ Nổ Lớn kết thúc sau khoảng 20 phút do sự giảm nhanh chóng của nhiệt độ và mật độ bởi sự giãn nở của Vũ trụ. Sự hình thành các nguyên tố nặng hơn là do kết quả của các quá trìnhtổng hợp hạt nhân sao vàtổng hợp hạt nhân siêu tân tinh.[102]
Mô hình chuẩn của các hạt sơ cấp: 12 fermion cơ bản và 4 boson cơ bản. Các boson chuẩn (màu đỏ) bắt cặp với các fermion (màu tím và xanh), phóng to hình vẽ để thấy. Các cột là ba thế hệ vật chất (những fermion) và những hạt trường của tương tác (boson). Trong ba cột đầu tiên, hai hàng trên là các hạt quarks và hai hàng dưới là các lepton. Hai hàng trên lần lượt là quark lên (u) và quark xuống (d), quark duyên (c) và quark lạ (s), quark đỉnh (t) và quark đáy (b), và photon (γ) và gluon (g), ngoài cùng là boson Higgs. Hai hàng dưới chứa lần lượt neutrino electron (νe) và electron (e), neutrino muon (νμ) và muon (μ), neutrino tau (ντ) và tau (τ), và các boson mang lực hạt nhân yếu Z0 và W±. Khối lượng, điện tích, và spin được viết ra cho mỗi loại hạt.
Vật chất thông thường và các lực tác dụng lên vật chất được miêu tả theo tính chất và hoạt động của cáchạt sơ cấp.[103] Các hạt này đôi khi được miêu tả là cơ bản, bởi vì dường như chúng không có cấu trúc bên trong, và người ta chưa biết liệu chúng có phải là hạt tổ hợp của những hạt nhỏ hơn hay không.[104][105] Lý thuyết quan trọng trung tâm miêu tả các hạt sơ cấp làMô hình Chuẩn, lý thuyết đề cập đến cáctương tác điện từ,tương tác yếu vàtương tác mạnh.[106] Mô hình Chuẩn đã được kiểm chứng và xác nhận bằng thực nghiệm liên quan tới sự tồn tại của các hạt cấu thành lên vật chất: các hạtquark vàlepton, và những "phản hạt" đối ngẫu với chúng, cũng như các hạt chịu trách nhiệm truyềntương tác:photon, vàboson W và Z, vàgluon.[104] Mô hình Chuẩn cũng tiên đoán sự tồn tại của loại hạt gần đây mới được xác nhận tồn tại đó làboson Higgs, loại hạt đặc trưng cho một trường trong Vũ trụ mà chịu trách nhiệm cho khối lượng của các hạt sơ cấp.[107][108] Bởi vì nó đã thành công trong giải thích rất nhiều kết quả thí nghiệm, Mô hình Chuẩn đôi lúc được coi là "lý thuyết của mọi thứ".[106] Tuy nhiên, Mô hình Chuẩn không miêu tả lực hấp dẫn. Một lý thuyết thực thụ "cho tất cả" vẫn còn là mục tiêu xa của ngành vật lý lý thuyết.[109]
Hadron là nhữnghạt tổ hợp chứa các quark liên kết với nhau bởi lực hạt nhân mạnh. Hadron được phân thành hai họ:baryon (như proton và neutron) được cấu thành từ ba hạt quark, vàmeson (như hạtpion) được cấu thành từ một quark và mộtphản quark. Trong các hadron, proton là loại hạt ổn định với thời gian sống rất lâu, và neutron khi liên kết trong hạt nhân nguyên tử cũng là loại ổn định. Các hadron khác rất không bền dưới các điều kiện bình thường và do vậy chúng là những thành phần không đáng kể trong Vũ trụ.Từ xấp xỉ 10−6 giây sau vụ nổ Big Bang, trong giai đoạn gọi làkỷ nguyên hadron, nhiệt độ của Vũ trụ đã giảm đáng kể cho phép các hạt quark liên kết với các gluon để tạo thành hadron, và khối lượng của Vũ trụ giai đoạn này chủ yếu đóng góp từ các hadron. Nhiệt độ lúc đầu đủ cao để cho phép hình thành các cặp hadron/phản-hadron, mà giữ cho vật chất và phản vật chất trong trạng thái cân bằng nhiệt động. Tuy nhiên, khi nhiệt độ Vũ trụ tiếp tục giảm, các cặp hadron/phản-hadron không còn tồn tại nữa. Đa số các hadron và phản-hadron hủy lẫn nhau trong phản ứng hủy cặp hạt-phản hạt, chỉ để lại một lượng nhỏ hadron tại lúc Vũ trụ mới trải qua quãng thời gian một giây.[110]: 244–266
Lepton là loại hạt sơ cấp cóspin bán nguyên không tham gia vào tương tác mạnh nhưng nó tuân theonguyên lý loại trừ Pauli; không có hai lepton cùng một thế hệ nào có thể ở cùng một trạng thái tại cùng một thời gian.[111] Có hai lớp lepton: các lepton mangđiện tích (còn được biết đến leptongiống electron), và các lepton trung hòa (hay các hạtneutrino). Electron là hạt ổn định và là lepton mang điện phổ biến nhất trong Vũ trụ, trong khimuon vàtau là những hạt không bền mà nhanh chóng phân rã sau khi được tạo ra từ các va chạmnăng lượng cao, như ở phản ứngtia vũ trụ bắn phá bầu khí quyển hoặc thực hiện trong cácmáy gia tốc.[112][113]Các lepton mang điện có thể kết hợp với các hạt khác để tạo thành nhiều loạihạt tổ hợp khác nhau như các nguyên tử vàpositronium. Electron chi phối gần như mọi tính chấthóa học của các nguyên tố và hợp chất do chúng tạo nên cácobitan nguyên tử. Neutrino tương tác rất hiếm với các hạt khác, và do vậy rất khó theo dõi được chúng. Các dòng hạt chứa hàng tỷ tỷ neutrino bay khắp Vũ trụ nhưng hầu hất đều không tương tác với vật chất thông thường.[114]
Có mộtgiai đoạn ngắn trong quá trình tiến hóa lúc sơ khai của Vũ trụ mà các hạt lepton chiếm lĩnh khối lượng chủ yếu. Nó bắt đầu gần 1 giây sau Vụ Nổ Lớn, sau khi phần lớn các hadron và phản hadron hủy lẫn nhau khi kết thúckỷ nguyên hadron. Trong kỷ nguyên lepton, nhiệt độ của Vũ trụ vẫn còn đủ cao để duy trì các phản ứng sinh cặp lepton/phản-lepton, do đó lúc này các lepton và phản-lepton ở trong trạng thái cân bằng nhiệt động. Đến xấp xỉ 10 giây kể từ Vụ Nổ Lớn, nhiệt độ của Vũ trụ giảm xuống dưới điểm mà cặp lepton và phản-lepton không thể tạo ra được nữa.[115] Gần như toàn bộ lepton và phản-lepton sau đó hủy lẫn nhau, chỉ còn lại dư một ít lepton. Khối lượng-năng lượng của Vũ trụ khi đó chủ yếu do các photon đóng góp và Vũ trụ tiến tới giai đoạn kỷ nguyên photon.[116][117]
Photon là hạtlượng tử củaánh sáng và tất cả cácbức xạ điện từ khác. Nó cũng là hạt truyền tương tác củalực điện từ, thậm chí đối với trường hợp tương tác thông qua các photon ảo. Hiệu ứng của lực điện từ có thể dễ dàng quan sát trêncấp vi mô vàvĩ mô bởi vì photon cókhối lượng nghỉ bằng 0; điều này cho phép tương tác có phạm vi tác dụng trên khoảng cách lớn. Giống như tất cả các hạt sơ cấp khác, photon được giải thích bằngcơ học lượng tử và nó thể hiệnlưỡng tính sóng hạt, các tính chất có củasóng lẫn của hạt.
Kỷ nguyên photon bắt đầu sau khi đa phần các lepton và phản-lepton hủy lẫn nhau tại cuối kỷ nguyên lepton, khoảng 10 giây sau Big Bang. Hạt nhân nguyên tử được tạo ra trong quá trình tổng hợp hạt nhân xuất hiện trong thời gian một vài phút của kỷ nguyên photon. Vũ trụ trong kỷ nguyên này bao gồm trạng thái vật chấtplasma nóng đặc của các hạt nhân, electron và photon. Khoảng 380.000 năm sau Big Bang, nhiệt độ của Vũ trụ giảm xuống tới giá trị cho phép các electron có thể kết hợp với hạt nhân nguyên tử để tạo ra các nguyên tử trung hòa. Kết quả là, photon không còn thường xuyên tương tác với vật chất nữa và Vũ trụ trở lên "sáng rõ" hơn. Các photon có dịch chuyển đỏ lớn từ giai đoạn tạo nên bức xạ nền vi sóng vũ trụ. Những thăng giáng nhỏ trong nhiệt độ và mật độ phát hiện thấy trong CMB chính là những "mầm mống" sơ khai mà từ đó các cấu trúc trong Vũ trụ hình thành lên.[110]: 244–266
trong đó (r, θ, φ) là các tọa độ tương ứng tronghệ tọa độ cầu.Mêtric này chỉ có hai tham số chưa xác định. Đó là tham số không thứ nguyên tỷ lệ dịch chuyển độ dài (dimensionless length scale factor)R miêu tả kích thước của Vũ trụ như là một hàm số của thời gian; giá trịR tăng biểu thị chosự giãn nở của Vũ trụ.[119] Chỉ số độ congk miêu tả hình học của Vũ trụ. Chỉ sốk được định nghĩa bằng 0 tương ứng chohình học Euclid phẳng, bằng 1 tương ứng với không gian có độ cong toàn phần dương, hoặc bằng −1 tương ứng với không gian có độ cong âm.[120] Giá trị của hàm sốR theo biến thời giant phụ thuộc vào chỉ sốk vàhằng số vũ trụ họcΛ.[118] Hằng số vũ trụ học biểu diễn cho mật độ năng lượng của chân không trong Vũ trụ và có khả năng liên hệ tớinăng lượng tối.[82] Phương trình miêu tảR biến đổi như thế nào theo thời gian được gọi làphương trình Friedmann mang tên nhà vật lýAlexander Friedmann.[121]
Kết quả thu được choR(t) phụ thuộc vàok vàΛ, nhưng nó có một số đặc trưng tổng quát. Đầu tiên và quan trọng nhất, tỷ lệ dịch chuyển độ dàiR của Vũ trụ sẽ không đổichỉ khi nếu Vũ trụ là đẳng hướng hoàn hảo với độ cong toàn phần dương (k=1) và có một giá trị chính xác về mật độ ở khắp nơi, như được lần đầu tiên chỉ ra bởi Albert Einstein.[118] Tuy vậy, trạng thái cân bằng này là không ổn định: bởi vì các quan sát cho thấy Vũ trụ có vật chất phân bố bất đồng nhất trên phạm vi nhỏ,R phải thay đổi theo thời gian. KhiR thay đổi, mọi khoảng cách không gian trong Vũ trụ cũng thay đổi tương ứng; dẫn tới có một sự giãn nở hoặc co lại trên tổng thể của không gian Vũ trụ. Hiệu ứng này giải thích cho việc quan sát thấy các thiên hà dường như đang lùi ra xa so với nhau; bởi vì không gian giữa chúng đang giãn ra. Sự giãn nở của không gian cũng giải thích lý do vì sao hai thiên hà có thể nằm cách nhau 40 tỷ năm ánh sáng, mặc dù chúng có thể hình thành ở một thời điểm nào đó cách đây gần 13,8 tỷ năm[122] và không bao giờ chuyển động đạt tới tốc độ ánh sáng.
Thứ hai, trong các nghiệm có một đặc tính đó là tồn tạikỳ dị hấp dẫn trong quá khứ, khiR tiến tới 0 và năng lượng và vật chất có mật độ lớn vô hạn. Dường như đặc điểm này là bất định bởi vì điều kiện biên ban đầu để giải phương trình vi phân riêng phần dựa trên giả sử về tính đồng nhất và đẳng hướng (nguyên lý vũ trụ học) và chỉ xét tới tương tác hấp dẫn. Tuy nhiên,định lý kỳ dị Penrose–Hawking chứng minh rằng đặc điểm kỳ dị này xuất hiện trong những điều kiện rất tổng quát. Do vậy, theo phương trình trường Einstein,R lớn lên nhanh chóng từ một trạng thái nóng đặc cực độ, xuất hiện ngay lập tức sau kỳ dị hấp dẫn (tức khiR có giá trị nhỏ hữu hạn); đây là tính chất cơ bản của mô hìnhVụ Nổ Lớn của Vũ trụ. Để hiểu bản chất kỳ dị hấp dẫn của Big Bang đòi hỏi mộtlý thuyết lượng tử về hấp dẫn, mà vẫn chưa có lý thuyết nào thành công hay được xác nhận bằng thực nghiệm.[123]
Thứ ba, chỉ số độ congk xác định dấu của độ cong không gian trung bình củakhông-thời gian[120] trên những khoảng cách lớn (lớn hơn khoảng 1 tỷnăm ánh sáng). Nếuk=1, độ cong là dương và Vũ trụ có thể tích hữu hạn.[124] Những vũ trụ như thế được hình dung là một mặt cầu 3 chiều nhúng trong một không gian bốn chiều. Ngược lại, nếuk bằng 0 hoặc âm, Vũ trụ có thể tích vô hạn.[124] Có một cảm nhận phản trực giác đó là dường như một vũ trụ lớn vô hạn được tạo ra tức thì từ thời điểm Vụ Nổ Lớn khiR=0 và mật độ vô hạn, nhưng điều này đã được tiên đoán chính xác bằng toán học khik không bằng 1. Có thể hình dung một cách tương tự, một mặt phẳng rộng vô hạn có độ cong bằng 0 và diện tích lớn vô hạn, trong khi một hình trụ dài vô hạn có kích thước hữu hạn theo một hướng và mộthình xuyến có cả hai đều là hữu hạn. Vũ trụ với mô hình dạng hình xuyến có tính chất giống với Vũ trụ thông thường với điều kiện biên tuần hoàn (periodic boundary conditions).
Số phận sau cùng của vũ trụ vẫn còn là một câu hỏi mở, bởi vì nó phụ thuộc chủ yếu vào chỉ số độ congk và hằng số vũ trụΛ. Nếu mật độ Vũ trụ là đủ đậm đặc,k sẽ có thể bằng +1, có nghĩa rằng độ cong trung bình của nó đa phần là dương và Vũ trụ cuối cùng sẽ tái suy sụp trongVụ Co Lớn,[125] và có thể bắt đầu một vũ trụ mới từVụ Nẩy Lớn (Big Bounce). Ngược lại, nếu Vũ trụ không đủ đậm đặc,k sẽ bằng 0 hoặc −1 và Vũ trụ sẽ giãn nở mãi mãi, lạnh dần đi và cuối cùng đạt tớiVụ đóng băng lớn vàcái chết nhiệt của vũ trụ.[118] Các số liệu hiện tại cho thấy tốc độ giãn nở của Vũ trụ không giảm dần, mà ngược lại tăng dần; nếu quá trình này kéo dài mãi, Vũ trụ cuối cùng sẽ đạt tớiVụ Xé Lớn (Big Rip). Trên phương diệnquan trắc, Vũ trụ dường như có dạnghình học phẳng (k = 0), và mật độ trung bình của nó rất gần với giá trị tới hạn giữa khả năng tái suy sụp và giãn nở mãi mãi.[126]
Các thiên hà qua mô hình 3 chiều của ảnh chụp Hubble Ultra Deep Field
^"Universe".Webster's New World College Dictionary, Wiley Publishing, Inc. 2010.
^"Universe".Dictionary.com. Truy cập ngày 21 tháng 9 năm 2012.
^"Universe".Merriam-Webster Dictionary. Truy cập ngày 21 tháng 9 năm 2012.
^Zeilik, Michael; Gregory, Stephen A. (1998).Introductory Astronomy & Astrophysics (ấn bản thứ 4). Saunders College Publishing.ISBN0030062284.The totality of all space and time; all that is, has been, and will be.
^"Overview of BBN".White, Martin. Berkeley Astronomy department, University of California.Bản gốc lưu trữ ngày 17 tháng 2 năm 2007. Truy cập ngày 15 tháng 12 năm 2015.
^"Antimatter". Particle Physics and Astronomy Research Council. ngày 28 tháng 10 năm 2003. Bản gốc lưu trữ ngày 7 tháng 3 năm 2004. Truy cập ngày 10 tháng 8 năm 2006.{{Chú thích web}}: Quản lý CS1: bot: trạng thái URL ban đầu không rõ (liên kết)
^Landau & Lifshitz (1975, tr. 361)Lỗi harv: không có mục tiêu: CITEREFLandauLifshitz1975 (trợ giúp): "It is interesting to note that in a closed space the total electric charge must be zero. Namely, every closed surface in a finite space encloses on each side of itself a finite region of space. Therefore the flux of the electric field through this surface is equal, on th eone hand, to the total charge located in the interior of the surface, and on the other hand to the total charge outside of it, with opposite sign. Consequently, the sum of the charges on the two sides of the surface is zero."
^abLuminet, Jean-Pierre; Weeks, Jeffrey R.; Riazuelo, Alain; Lehoucq, Roland; Uzan, Jean-Philippe (ngày 9 tháng 10 năm 2003). "Dodecahedral space topology as an explanation for weak wide-angle temperature correlations in the cosmic microwave background".Nature. Quyển 425 số 6958. tr. 593–5.arXiv:astro-ph/0310253.Bibcode:2003Natur.425..593L.doi:10.1038/nature01944.PMID14534579.
^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. Quyển 482 số 3. tr. 747.arXiv:0801.0006.Bibcode:2008A&A...482..747L.doi:10.1051/0004-6361:20078777.
^Luminet, Jean-Pierre; Boudewijn F. Roukema (1999). "Topology of the Universe: Theory and Observations".Proceedings of Cosmology School held at Cargese, Corsica, August 1998.arXiv:astro-ph/9901364.
^Janna Levin, Evan Scannapieco and Joseph Silk (1998). "The topology of the universe: the biggest manifold of them all".Classical and Quantum Gravity. Quyển 15 số 9.arXiv:gr-qc/9803026.doi:10.1088/0264-9381/15/9/015.
^"Physics - for the 21st Century".www.learner.org. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Annenberg Learner.Bản gốc lưu trữ ngày 7 tháng 9 năm 2015. Truy cập ngày 27 tháng 7 năm 2015.
^abSean Carroll, Ph.D., Cal Tech, 2007, The Teaching Company,Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe, Guidebook Part 2 page 46, Accessed Oct. 7, 2013, "...dark matter: An invisible, essentially collisionless component of matter that makes up about 25 percent of the energy density of the universe... it's a different kind of particle... something not yet observed in the laboratory..."
^"Dark Energy".Hyperphysics. Truy cập ngày 4 tháng 1 năm 2014.
^Sean M. Carroll (2001)."The cosmological constant".Living Reviews in Relativity. Quyển 4.Bản gốc lưu trữ ngày 13 tháng 10 năm 2006. Truy cập ngày 28 tháng 9 năm 2006.
^Strassler, M. (ngày 12 tháng 10 năm 2012)."The Higgs FAQ 2.0".ProfMattStrassler.com. Truy cập ngày 8 tháng 1 năm 2013.[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]
^Steven Weinberg.Dreams of a Final Theory: The Scientist's Search for the Ultimate Laws of Nature. Knopf Doubleday Publishing Group.ISBN978-0-307-78786-6.
^Harari, H. (1977). "Beyond charm". Trong Balian, R.; Llewellyn-Smith, C.H. (biên tập).Weak and Electromagnetic Interactions at High Energy, Les Houches, France, Jul 5- Aug 14, 1976. Les Houches Summer School Proceedings. Quyển 29. North-Holland Publishing Company. tr. 613.
^Harari H. (1977)."Three generations of quarks and leptons"(PDF). Trong E. van Goeler, Weinstein R. (biên tập).Proceedings of the XII Rencontre de Moriond. tr. 170. SLAC-PUB-1974.
.jpg)
