گیتی

برای دیگر کاربردها، جهان (ابهام‌زدایی) را ببینید.

گیتی (جهان)

تصویر میدان فوق عمیق هابل برخی از دورترین کهکشانهایی را نمایش می‌دهد که با تکنولوژیهای امروزی قابل دیدن هستند. هر یک از میلیاردها ستاره تشکیل شده‌اند. این تصویر بخش بسیار کوچکی از آسمان(تقریبا به اندازه یک‌دهم ماه کامل) رانشان می‌دهد.
سن	۰٫۰۲۱ ± ۱۳٫۷۹۹ میلیارد سال
قطر	حداقل ۹۱ میلیارد سال نوری (۲۸ میلیارد پارسک)
جرم(ماده معمولی)	حداقل ۱۰۵۳ کیلوگرم
چگالی متوسط	۴.۵ x ۱۰-۳۱ g/cm3
دمای متوسط	۲.۷۲۵۴۸ درجه کلوین
محتویات اصلی	ماده معمولی (باریونی) (۴.۹٪) ماده تاریک (۲۶.۸٪) انرژی تاریک (۶۸.۳٪)
شکل	تخت با تنها ٪۰.۴ حاشیه خطا

گیتی یا جهان عبارت است از کل زمان و فضا و محتویات آن که شامل سیارات، اقمار، ریزسیارات، ستارگان، کهکشانها و محتویات فضای میان کهکشانی و در واقع کل ماده و انرژی می شود. گاهی در زبان فارسی واژگان کائنات، روزگار، دنیا، کیهان و طبیعت نیز در معنای مشابهی به‌کار رفته‌اند. اندازه کل جهان همچنان جزو نادانسته ها به شمار می رود اما فرضیات متعددی در مورد شکل گیری و تکامل آن مطرح شده است.

نخستین مدلهای علمی جهان توسط فلاسفه یونان و هند باستان پدید آمدند که زمین-مرکز بودند و زمین را مرکز جهان می‌دانستند. در گذر سده‌های پس از آن، مشاهدات نجومی دقیقتر به نیکلاس کوپرنیک (۱۴۷۳-۱۵۴۳) کمک کرد تا مدل خورشید-مرکزی را برپایه مرکزیت خورشید در منظومه شمسی ارائه دهد. با بهره‌گیری از کارهای کوپرنیک و همچنین تیکو براهه (۱۵۴۶-۱۶۰۱) و قوانین گردش سیارات کپلر(۱۵۷۱-۱۶۳۰)، سر ایزاک نیوتن (۱۶۴۳-۱۷۲۷) قانون جهانی گرانش را معرفی نمود. در مشاهدات بعدی نیز مشخص شد که منظومه شمسی در کهکشانی به نام راه شیری قرار دارد که تنها یکی از کهکشان‌های پرشمار موجود در جهان است. چنین تصور می‌شود که کهکشان‌ها به شکل یکنواخت پراکنده شده‌اند و در همه جهات یکسان هستند در نتیجه جهان گوشه و یا مرکز ندارد. مشاهدات اوایل قرن بیستم نشان داد که جهان آغازی داشته‌است و با نرخی فزاینده در حال انبساط است. بیشتر جرم موجود در جهان در قالب نوعی ناشناخته از ماده است که ماده تاریک نامیده می‌شود. جهان از ۴٫۹٪ ماده معمولی، ۲۶٫۶٪ ماده تاریک و ۶۸٫۵٪ انرژی تاریک تشکیل شده‌است.

نظریه مهبانگ، مدل کیهان‌شناسی پذیرفته‌شده کنونی است که شکل‌گیری جهان را توصیف می‌کند. بنا بر این نظریه فضا و زمان در لحظه پیدایش جهان (مهبانگ) پدید آمدند و مقدار ثابتی ماده و انرژی وجود دارد که انبساط جهان، از تراکم ماده و انرژی می‌کاهد. پس از انبساط اولیه، جهان به اندازه‌ای سرد شد که نخستین ذرات زیراتمی و سپس اتمهای ساده بوجود آمدند. سپس بر اثر نیروی گرانش ابرهای غول‌پیکری از اتمها به‌وجود آمدند و به هم پیوستند تا ستارگان تشکیل شوند. سن جهان بر پایه مدل استاندارد نظریه مهبانگ، ۰٫۰۲۱ ± ۱۳٫۷۹۹ میلیارد سال تخمین زده می‌شود.

نظریه‌های متعددی در مورد سرانجام جهان و اینکه پیش از مه‌بانگ چه بوده‌است، مطرح شده‌اند. سایر فیزیکدانان و فلاسفه از گمانه‌زنی در این موارد پرهیز کرده و در مورد اینکه مراحل پیش از مه‌بانگ بتواند در دسترس دانش بشری قرارگیرد، تردید دارند. فرضیه‌های چندجهانی مختلفی نیز مطرح شده‌اند که پیشنهاد می‌دهند جهان ما تنها یکی از جهان‌های بسیار دیگری است که مشابه این جهان هستند.

تعریف

جهان را می‌توان به این صورت تعریف نمود: هرآنچه وجود دارد، هرآنچه وجود داشته‌است و هرآنچه به‌وجود خواهدآمد. بنابر دانش کنونی ما، جهان تشکیل شده‌است از فضازمان، اشکال مختلفی از انرژی (از جمله تابش الکترومغناطیسی و ماده) و قوانین فیزیکی که آنها را به هم مرتبط می‌سازد. جهان دربرگیرنده کل حیات و کل تاریخ است و برخی از فلاسفه و دانشمندان پیشنهاد داده‌اند که حتی ایده‌ها مثل ریاضیات و منطق نیز جزئی از جهان است.

واژه‌شناسی

همچنین ببینید: کیهان، طبیعت، جهان، و کره‌های آسمانی

واژگان گیتی، جهان و کیهان همگی ریشۀ مشترکی دارند و از شکل کهن‌ بن مضارع «زی» (به‌معنی زیستن) که به‌شکل «گی/جی» استفاده می‌شد، ساخته شده‌اند. بن مضارع «گی/جی» به‌معنی زیستن در ساخت واژگانی چون «جیوه»، «گیتی»، «جهان» و «کیهان (گیهان)» به‌کار رفته‌است.

واژۀ گیتی معادل واژۀ Universe در زبان انگلیسی است. واژۀ universe برگرفته از واژۀ کهن فرانسوی univers است که خود از واژۀ لاتینِ universum برآمده‌است. این واژه لاتین توسط سیسرون و بعد ها توسط نویسندگان لاتین پس از وی در معانی کم‌وبیش یکسانی با معنی امروزی آن در زبان به کار رفته‌است.

مترادف‌ها

تصویرسازی (بسیار اغراق‌آمیز) از پاندول فوکو که نشان می‌دهد زمین ثابت نیست، بلکه می‌چرخد

معنی دیگر unvorsum، «هرچیزی که به صورت یک کل چرخیده» یا «هرچیزی که توسط یک چیز چرخانده شده» می‌باشد. در این مفهوم، می‌توان آن را ترجمه‌ای از واژه یونانی کهن‌تر περιφορα(پریفورا) به‌معنی جهان دانست که در اصل به نوعی مراسم شام گفته می‌شد که در آن غذا در میان جمعی دایره‌وار از میهمان‌ها می‌گردد. این واژه یونانی به یک مدل باستانی کهن از جهان به نام کره‌های آسمانی اشاره دارد. ارسطو در رابطه با استعاره خورشید افلاطون پیشنهاد داد که چرخش کره ستارگان ثابت توسط محرک نخست آغاز شده و به نوبه خود باعث تغییرات بر روی زمین از طریق خورشید می‌شود. برای اثبات اینکه زمین روی محور خود می‌چرخد، اندازه‌گیری‌های اخترشناسی و فیزیکی دقیقی (مانند پاندول فوکو) مورد نیاز می‌باشد.

یکی از واژگان رایج برای جهان در میان یونانیان باستان، از فیثاغورث به بعد، واژۀ το παν(تلفظ: توپان، همه، پان (اسطوره‌شناسی)) بود. واژگان مرتبط با آن، ماده (το ολον (تو اولون)) و مکان (το κενον (تو کِنون)) هستند. دیگر واژگان مترادف برای جهان در میان فیلسوفان یونان باستان شامل κοσμος (کیهان) و φυσις (به‌معنی طبیعت، که کلمه فیزیک نیز از آن گرفته شده‌است) می‌باشند. همان مترادف ها را می‌توان در میان آثار نویسندگان لاتین یافت (totum ، mundus ، natura)، و به زبان‌های امروزی نیز راه یافته‌اند، به عنوان مثال می‌توان به استفاده از واژگان Das All ،Weltal و Natur که در آلمانی به‌معنی جهان استفاده می‌شوند، اشاره کرد. مترادفهای مشابهی نیز در زبان انگلیسی وجود دارند، مانند همه‌چیز (به انگلیسی: everything) (مانند نظریه همه‌چیز (به انگلیسی: theory of everything))، کیهان(به انگلیسی: cosmos) (مانند در کیهان‌شناسی (به انگلیسی: cosmology))، دنیا(به انگلیسی: world) (مثلاً در تفسیرهای دنیاهای چندگانه (به انگلیسی: many-worlds interpretation)) و طبیعت (مانند قوانین طبیعی یا فلسفه طبیعی).

گاه‌شماری و مه‌بانگ

مقالهٔ اصلی: گاه‌شمار مهبانگ

مدل علمیِ پذیرفته‌شده برای توصیف جهان مه‌بانگ نام دارد. بر اساس مدل مه‌بانگ، در نخستین لحظات، جهان در حالت بسیار داغ و فشردهای بود و سپس منبسط شد. این مدل بر پایه نظریه نسبیت عام اینشتین بنا شده و بر پیش‌فرضهایی همچون همگن و همسانگرد بودن فضا متکی است. نسخه‌ای از این مدل که با نام لامبدا-سی‌دی‌ام شناخته می‌شود، بر مبنای یک ثابت کیهانی لامبدا و ماده تاریک سرد (CDM) ساخته‌شده و ساده‌ترین مدلی است که می‌تواند مشاهدات متعددی در جهان را به خوبی توضیح دهد. مدل مه‌بانگ قادر است برای مشاهداتی همچون تابش زمینه کیهانی، همبستگی میان فاصله و میزان انتقال به سرخ کهکشانها و فراوانی اتمهای هیدروژن نسبت به هلیم، توضیح ارائه دهد.

به دوره فشرده و داغ نخستین جهان، دوره پلانک گفته می‌شود که دوره کوتاهی به مدت تقریبا ^۴۳-۱۰ ثانیه بود که از زمان صفر آغاز و تا زمان پلانک ادامه داشت. در طی دوره پلانک همه انواع ماده و انرژی در فضایی بسیار کوچک آنقدر متراکم بودند که قدرت نیروی گرانش به اندازه نیروهای بنیادی دیگر بود و احتمالا نیروهای بنیادی به صورت یک نیروی واحد به هم‌پیوسته بوده‌اند. پس از دوره پلانک، جهان پیوسته در حال انبساط بوده‌است تا به شکل کنونی خود رسیده و احتمالاً دوره بسیار کوتاهی از تورم کیهانی را نیز پشت‌سر گذاشته‌است که طی آن در زمانی کمتر از ^۳۲-۱۰ ثانیه، جهان بسیار بسیار بزرگتر شده‌است.

دراین شکل تاریخ جهان به تصویر کشیده‌شده‌است. در این نمودار جهت زمان از چپ به راست است و یکی از ابعاد فضا نادیده گرفته‌شده‌است، بنابراین جهان را در هر مقطع دلخواهی از زمان می‌توان با یک برش قرصی از این نمودار نمایش داد.

پس از دوره پلانک و تورم کیهانی، جهان دوره‌های کوارک، هادرون و لپتون را سپری کرد. پشت سر گذاشتن تمام این مراحل روی‌هم‌رفته تنها تا ثانیه ۱۰ام عمر جهان طول کشید. فراوانی عناصر موجود در جهان را می‌توان با استفاده از انبساط کلی فضا به همراه فیزیک هسته‌ای و اتمی توضیح داد. با انبساط جهان، چگالی انرژی برای تابش الکترومغناطیسی سریع‌تر از ماده کاهش می‌یابد زیرا انرژی فوتون با افزایش طول موجش کاهش می‌یابد. با انبساط و خنک شدن جهان، ترکیبهای پایدار بزرگتری میان ذرات بنیادی شکل گرفت. بنابراین در آغاز دوره تسلط ماده، پروتون‌ها و نوترون‌های پایداری شکل گرفتند که بعدها طی واکنش‌های هسته‌ای، هسته‌های اتمها را شکل دادند. این فرایند با نام هسته‌زایی مه‌بانگ شناخته می‌شود و منجر به این شد که در جهان کنونی اتمهای دارای هسته‌های سبکتر، یعنی هیدروژن و دوتریم و هلیم، فراوانی بیشتری داشته‌باشند. هسته‌زایی مه‌بانگ در حدود ۲۰ دقیقه پس از مه‌بانگ به پایان رسید زیرا دیگر جهان آنقدر سرد شده‌بود که امکان وقوع واکنش همجوشی هسته‌ای وجود نداشت. در این مرحله ماده موجود در جهان عمدتا یک پلاسمای داغ چگال متشکل از الکترون‌های با بار منفی، نوترینوهای خنثی و هسته‌های با بار مثبت بود. این دوره که دوره فوتون نام داشت در حدود ۳۸۰ هزار سال طول کشید.

سرانجام در دوره‌ای به نام دوره بازترکیبی، الکترون‌ها و هسته‌ها اتمهای پایدار را تشکیل دادند که نسبت به بیشتر طول موجهای تابش، شفاف هستند. با جدا شدن فوتون از ماده، جهان وارد دوره تسلط ماده شد. از این دوران نور امکان حرکت آزادانه را پیدا کرد و این تابش اولیه همچنان در جهان امروزی قابل ردیابی است و تابش زمینه کیهانی نام دارد. پس از گذشت حدود ۱۰۰ میلیون سال نخستین ستاره‌ها شکل گرفتند که احتمالا بسیار بزرگ و پرنور و عامل بازیونیده‌شدن جهان بوده‌اند. این ستاره‌ها که عنصری سنگین‌تر از لیتیم نداشتند در جریان هسته‌زایی ستاره‌ای، هسته‌های سنگین‌تر را بوجود آوردند جهان همچنین شامل نوع مرموزی از انرژی است که به نام انرژی تاریک شناخته می‌شود. چگالی انرژی تاریک در گذر زمان ثابت است. پس از گذشت ۹.۸ میلیارد سال، انبساط جهان به اندازه‌ای رسید که چگالی ماده از چگالی انرژی تاریک کمتر شد و دوره تسلط انرژی تاریک آغاز شد. در این دوره انبساط جهان به دلیل انرژی تاریک شتاب‌دار است

ویژگی‌ها

مقاله‌های اصلی: جهان قابل مشاهده، سن جهان، و انبساط جهان

دیدگاه معمول به فضازمان جهان دیدگاهی اقلیدسی است، که در آن فضا از سه بعد تشکیل شده‌است و زمان از یک بعد؛ بعد چهارم. فیزیکدانان با ادغام فضا و زمان در یک خمینه واحد به نام فضای مینکوفسکی بسیاری از نظریه‌های فیزیکی را ساده‌سازی کرده‌اند و توصیف یکدست‌تری برای جهان چه در سطح ابرکهکشانی و چه در سطح زیراتمی ارائه داده‌اند.

موقعیت فضایی و زمانی رویدادها در فضازمان را نمی‌توان به صورت مطلق تعریف نمود بلکه به طور نسبی و نسبت به حرکت ناظر تعریف می‌شوند. فضای مینکوفسکی در واقع تقریبی از جهان بدون در نظر گرفتن ماده و گرانش است؛ و خمینه‌های شبه‌ریمانی در نظریه نسبیت عام، فضازمانی با ماده و گرانش را توصیف می‌کنند. نظریه ریسمان نیز ادعا می‌کند که ابعاد اضافی دیگری نیز وجود دارند.

از میان چهار نیروی بنیادی جهان، نیروی غالب در فواصلی در مقیاس کیهانی، نیروی گرانش است. تاثیر گرانش تنها افزایشی است اما در مقابل، بارهای مثبت و رمنفی یکدیگر را خنثی می‌کنند و در نتیجه الکترومغناطیس در مورد فواصلی در مقیاس‌ کیهانی بسیار ناچیز و بی‌اهمیت است. تاثیر دو نیروی بنیادی دیگر یعنی نیروهای هسته‌ای قوی و ضعیف نیز با افزایش فاصله به سرعت کاهش می‌یابد و تاثیر آنها تقریبا محدود به فواصلی در مقیاسهای زیراتمی است.

به نظر می‌رسد که مقدار ماده موجود در جهان بسیار بیشتر از مقدار ضدماده موجود است؛ عدم تقارنی که احتمالا به پدیده نقض سی‌پی مرتبط است. همچنین به نظر می‌رسد که اندازه تکانه و تکانه زاویه‌ای خالص جهان صفر است. اگر جهان را متناهی فرض کنیم، صفر بودن میزان بار و تکانه خالص جهان را می‌توان از برخی قوانین پذیرفته‌شده فیزیک نتیجه‌گیری نمود.

موقعیت زمین در جهان

شکل

مقالهٔ اصلی: شکل جهان

سه حالت ممکن برای شکل جهان با توجه به مقدار پارامتر چگالی (Ω)

منظور از شکل یا هندسه جهان در واقع شکل یا خمش فضازمان است. در جهانی با فضازمان تخت، دو پرتو لیزر که موازی یکدیگر باشند هرگز یکدیگر را قطع نخواهند کرد اما اگر فضازمان تخت نباشد این دو پرتو سرانجام یکدیگر را قطع می‌کنند و یا از هم دور می‌شوند. برای درک بهتر می‌توانید زمین را در نظر بگیرید که اگرچه در فواصل کوتاه تخت به نظر می‌رسد اما در مقیاس‌های بزرگتر کروی است. اگر دو نفر در کنار هم در مسیر مستقیم حرکت کنند، سرانجام در قطب شمال به هم برخورد می‌کنند.

کارل فریدریش گاوس، ریاضیدان قرن نوزدهم و با اندازه‌گیری‌ و جمع‌آوری داده از مثلثی که از سه قله کوه در آلمان تشکیل می‌شد، سعی در آزمودن امکان کروی بودن جهان نمود. نخستین فردی که اقدام که اندازه‌گیری خمش فضا نمود، ریاضیدانی به نام نیکلای لوباچفسکی بود که امکان وجود هندسه هایپربولیک را مطرح کرد که در آن خطوط موازی از هم دور می‌شدند و اندکی پس از آن نیز احتمال هایپربولیک بودن فضازمان جهان را بررسی نمود که البته به دلیل محدودیت ابزارها، به نتایج دقیقی منجر نشد.

نظریه نسبیت عام چگونگی خمیده شدن فضازمان توسط ماده و انرژی را توصیف می‌کند. توپولوژی یا هندسه جهان، شامل هندسه محلی در جهان قابل مشاهده و همچنین هندسه سراسری می‌شود. کیهان‌شناسان اغلب با یک برش شبه‌فضا از فضازمان کار می‌کنند که مختصات همراه نامیده می‌شود. آن بخش از فضازمان که قابل‌مشاهده است، یک مخروط نوری در جهت گذشته‌ است که حدود افق کیهان‌شناسی را مشخص می‌کند. افق کیهان‌شناسی (که به آن افق ذره و افق نور نیز شناخته می‌شود) حداکثر فاصله‌‌ای از ناظر است که ذرات با توجه به سن کنونی جهان برای پیمودن آن و رسیدن به ناظر زمان کافی داشته‌اند. این افق نمایانگر مرز بین جهان قابل مشاهده و نواحی غیر قابل مشاهده جهان است. وجود، ویژگی‌ها و اهمیت افق کیهان‌شناسی به مدل کیهان‌شناسی مورد نظر بستگی دارد.

پارامتر مهمی که تعیین‌کننده آینده تکامل جهان است، پارامتر چگالی(Ω) نام دارد که به صورت چگالی متوسط ماده جهان تقسیم بر مقدار بحرانی این چگالی تعریف می‌شود. بسته به اینکه Ω برابر، کوچک‌تر یا بزرگ‌تر از ۱ باشد، شکل جهان به ترتیب تخت، باز و بسته خوانده می‌شود.

بر طبق مشاهدات به دست‌آمده از منابعی همچون کاوشگر زمینه کیهان (COBE)، کاوشگر ناهمسان‌گرد ریزموجی ویلکینسون (WMAP) و نقشه‌های ماهواره پلانک از تابش زمینه کیهانی، به نظر می‌رسد که جهان از نظر اندازه نامتناهی است اما طول عمری متناهی دارد که توسط مدلهای فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر (FLRW) نیز توصیف شده‌بود. به همین دلیل این مدلهای FLRW با مدلهای تورمی و مدل استاندارد کیهان‌شناسی که جهان را تخت، همگن و در تسلط ماده تاریک و انرژی تاریک توصیف می‌کند، همخوانی دارند.

اندازه و نواحی جهان

مقاله‌های اصلی: کیهان‌شناسی مشاهده‌ای و جهان قابل مشاهده

هر چه جسم دورتر باشد، نور برآمده از آن بیشتر دچار پدیدۀ انتقال به سرخ می‌شود و به لبه جهان قابل مشاهده نزدیک‌تر است.

اندازه جهان به سادگی قابل تعریف نیست. براساس یک تعریف محدود‌کننده، جهان عبارت است از هرآنچه در فضازمان پیوسته وجود دارد و شانس برهمکنش با آن از لحاظ نظری برای ما وجود دارد. طبق نظریه نسبیت عام، به دلیل محدودیت سرعت نور و انبساط فضا برخی از نواحی فضا ممکن است هرگز شانسی برای برهم‌کنش با یکدیگر پیدا نکنند. مثلا ممکن است امواج رادیویی منتشر شده از زمین هرگز، حتی اگر جهان ابدی باشد، به برخی از نواحی جهان نرسند؛ ممکن است فضا با سرعتی بیشتر از سرعت نور منبسط شود.

چنین پنداشته می‌شود که نواحی دوردست در فضا وجود دارند و و هممانند ما بخشی از واقعیت موجود هستند، هرچند که هرگز امکان ارتباط با آن نواحی را نخواهیم داشت. آن بخش از جهان که از لحاظ نظری امکان تاثیر گذاشتن و یا تاثیر پذیرفتن از آن برای ما وجود دارد را جهان قابل مشاهده می‌گویند. جهان قابل مشاهده به موقعیت ناظر بستگی دارد. ناظر با جابجایی می‌تواند با ناحیه بزرگتری از فضا زمان برهم‌کنش داشته باشد تا ناظری که بی‌حرکت است. اما حتی سریعترین ناظر هم قادر به برهمکنش با کل فضا نخواهد بود. معمولا جهان قابل مشاهده نسبت به نقطه دید ما در کهکشان راه شیری تعریف می‌شود.

فاصله ویژه - یعنی فاصله‌ای که در زمان مشخص مثلا زمان حال، اندازه‌گیری شود و مربوط به آن زمان است - میان زمین و لبه جهان قابل مشاهده در حدود ۴۶ میلیارد سال نوری (۱۴ میلیارد پارسک) است، پس قطر جهان قابل مشاهده در حدود ۹۱ میلیارد سال نوری است. فاصله‌ای که نور تاکنون از لبه جهان قابل مشاهده پیموده‌است برابر است با سن جهان ضرب‌ درسرعت نور. البته این فاصله در طول زمان ثابت نیست زیرا لبه‌های جهان قابل مشاهده و زمین پیوسته در حال دور شدن از یکدیگر بوده‌اند. برای درک میزان بزرگی جهان قابل مشاهده، در نظر بگیرید که قطر یک کهکشان معمولی در حدود ۳۰,۰۰۰ سال نوری است و فاصلۀ دو کهکشان همسایه به‌طور معمول در حدود ۳ میلیون سال نوری است.به عنوان مثال، قطر کهکشان راه شیری تقریباً ۱۰۰٬۰۰۰ سال نوری است، و نزدیکترین کهکشان خواهر آن، کهکشان زن برزنجیر است، که تقریباً ۲٫۵ میلیون سال نوری از آن فاصله دارد. از آنجا که شانس دیدن فضای فراتر از جهان قابل مشاهده را نداریم، نمی‌توان مشخص نمود که اندازه جهان متناهی یا نامتناهی است.

انبساط و سن جهان

مقاله‌های اصلی: سن جهان و انبساط جهان

تخمین‌های کنونی سن جهان را تقریبا در حدود ۱۳.۸ میلیارد سال برآورد می‌کنند.

اخترشناسان با تکیه بر این فرض که مدل لامبدا-سی‌دی‌ام تکامل جهان را به شکل دقیق توصیف می‌کند، می‌توانند با بهره‌گیری از آن سن جهان را محاسبه کنند و پارامترهای کیهان‌شناسی تشکیل‌دهنده مدل را اندازه بگیرند. این مدل از لحاظ نظری به خوبی فهمیده‌ شده‌است و با مشاهدات اخترشناسی بسیار دقیق انجام‌شده توسط دبلیومپ و پلانک همخوانی دارد. از جمله مشاهداتی که با این مدل تطابق دارند می‌توان به ناهمسانگردی تابش ریزموج زمینه کیهانی، رابطه میان روشنایی و انتقال به سرخ در ابرنواخترهای نوع Ia اشاره نمود. مشاهدات دیگری مانند ثابت هابل، فراوانی خوشه‌های کهکشانی، همگرایی گرانشی ضعیف نیز مدل را تایید می‌کنند اما در حال حاضر با دقت پایینتری اندازه‌گیری شده‌اند. با این پیش‌فرض که مدل لامبدا-سی‌دی‌ام درست باشد، با اندازه‌گیری پارامترها توسط تکنیک‌ها و آزمایش‌های متعدد، تا سال ۲۰۱۵ دقیقترین رقم به دست آمده برای سن کنونی جهان ۰٫۰۲۱ ± ۱۳٫۷۹۹ میلیارد سال است.

جهان و محتویات آن در گذر زمان تکامل یافته‌اند؛ مثلاً جمعیت نسبی اختروش‌ها و کهکشان‌ها تغییر کرده و خود فضا نیز منبسط شده‌است. این انبساط می‌تواند پاسخی برای این پرسش باشد که چرا دانشمندان روی زمین می‌توانند نور کهکشانی را که ۳۰ میلیارد سال نوری با آنها فاصله دارد، ببینند؛ در حالیکه نور حداکثر در حدود ۱۳ میلیارد سال (به‌اندازۀ سن جهان) برای انتشار و رسیدن به آنها زمان داشته‌است. پاسخ این پرسش این است که خود فضای بین زمین و کهکشان مزبور منبسط شده و آنها را از هم دور کرده‌است. انبساط فضا همچنین با این مشاهدۀ تجربی همخوانی دارد که نور دریافتی از کهکشانهای دور دچار پدیدۀ انتقال به سرخ می‌گردد؛ از آنجا که جهان در انبساط است و این کهکشان‌ها در حال دور شدن از ما هستند، طول موج فوتون‌های منتشر شده از این منبع نور متحرک در طول سفر خود کشیده شده و افزایش می‌یابد و بسامد کاهش می‌یابد. بر پایه مطالعات انجام شده بر روی ابرنواختر نوع Ia و داده‌های دیگر، سرعت انبساط در حال افزایش است.

هر چه میزان ماده در جهان بیشتر باشد، میزان جاذبه گرانشی میان مواد نیز بیشتر خواهد بود. اگر جهان خیلی چگال بود ممکن بود که دوباره منقبض شده و به یک نقطه تکینگی گرانشی رمبش کند. اگر میزان ماده موجود در جهان خیلی کم می‌بود نیز، انبساط آنقدر سریع می‌شد که امکان شکل‌گیری سیارات و سامانه‌های سیاره‌ای به‌وجود نمی‌آمد. از زمان مه‌بانگ جهان به شکل یکنوایی منبسط شده‌است. شاید تعجب‌برانگیز نباشد که چگالی جرم در جهان ما دقیقا به اندازه کافی یعنی تقریبا ۵ فوتون در متر مکعب است که باعث شده جهان بتواند در ۱۳.۸ میلیارد سال گذشته انبساط یابد و به شکل کنونی برسد.

فضازمان

مقاله‌های اصلی: فضازمان و خط جهانی

فضازمان جایی است که همه رویدادهای فیزیکی در آن رخ می‌دهند. یک رویداد در واقع نقطه‌ای در فضازمان است که توسط مکان و زمان آن مشخص می‌شود. رویدادها عناصر پایه‌ای فضازمان هستند. در هر فضازمانی یک رویداد عبارت است از یک موقعیت مکانی منحصربه‌فرد در یک موقعیت زمانی منحصربه‌فرد. از آنجا که رویدادها نقاط فضازمان هستند، در فیزیک نسبیتی کلاسیک، مکان یک ذره بنیادی (نقطه‌ای) در یک زمان خاص را می‌توان به صورت (x, y, z, t) نشان داد. فضازمان مجموع همه رویدادهای آن است، (همانطور که یک خط مجموع همه نقاط تشکیل‌دهنده آن است) و شکل ریاضی ۴ بعدی آن خمینه نام دارد.

به نظر می‌رسد که جهان یک فضازمان پیوسته و هموار است که سه بعد فضایی و یک بعد زمانی دارد. به طور میانگین، شکل فضا بر طبق مشاهدات بسیار نزدیک به تخت است (انحنای نزدیک به صفر) یعنی هندسه اقلیدسی با دقت بالایی در بیشتر نقاط جهان صادق است. همچنین مشخص شده‌است که جهان یک توپولوژی همبند ساده دارد که حداقل در مقیاسهای طولی جهان قابل مشاهده با یک کره قابل مقایسه است. اما مشاهدات کنونی نمی‌تواند این احتمال را نیز رد کند که جهان ممکن است ابعاد بیشتری داشته باشد و توپولوژی سراسری فضازمان آن نیز ممکن است همبند چندگانه باشد؛ مانند توپولوژیهای استوانه‌ای و حلقوی در فضای دوبعدی.

محتویات جهان

احتمالاً بیش از ۱۰۰ میلیارد (۱۰^۱۱) کهکشان در جهان قابل مشاهده وجود دارند. اندازه کهکشان‌ها به‌طور معمول در طیفی از کهکشانهای کوتوله با کمتر از ده میلیون (۱۰^۷) ستاره، تا کهکشانهای غول‌پیکر با یک تریلیون (۱۰^۱۲) ستاره، متغیر است. مطالعه‌ای در سال ۲۰۱۰ تعداد ستارگان موجود در جهان قابل مشاهده را ۳۰۰ سکستیلیون (۳‎×۱۰^۲۳) تخمین زد.

اینگونه پنداشته می‌شود که بیشتر جهان از انرژی تاریک و ماده تاریک تشکیل یافته‌است که از هر دو در حال حاضر شناخت بسیار اندکی در دست است. کمتر از ۵٪ جهان از ماده معمولی تشکیل شده که سهم نسبتاً کوچکی است.

جهان تشکیل شده‌است از ماده معمولی (۴.۹٪) شامل اتمها ستارگان و کهکشانها؛ ماده تاریک (۲۶.۸٪)، گونه اسرارآمیزی از ماده که تا کنون مستقیما مشاهده نشده‌است؛ و انرژی تاریک (۶۸.۳٪) که نوعی چگالی انرژی است که که به نظر می‌رسد در همه‌جا، حتی فضاهای کاملاً خالی نیز وجود دارد و باعث افزایش سرعت انبساط جهان می‌شود. استفاده همگانی از واژگان ماده تاریک و انرژی تاریک که نام‌هایی موقتی برای دو موجودیت ناشناخته ای هستند که ۹۵٪ کل چگالی جرم-انرژی جهان را تشکیل می‌دهند، روایتگر عدم قطعیت و کاستی‌های مفهومی و مشاهده‌ای کنونی در مورد ماهیت و سرانجام جهان می‌باشد. چنانچه میانگین ماده موجود را در فواصلی بیشتر از ۳۰۰ میلیون سال نوری محاسبه کنیم، می‌توان به این نتیجه رسید که ماده قابل مشاهده به طور همگن(یکنواخت) در جهان پخش شده‌است. هرچند که بنا بر مشاهدات در مقیاس‌های طولی کوچکتر، این یکنواختی وجود ندارد و مواد تشکیل توده می‌دهند ؛ بسیاری از اتمها فشرده شده و تشکیل ستاره می‌دهند، بیشتر ستاره‌ها درون کهکشانها قرار می‌گیرند، بیشتر کهکشانها درون خوشه‌ها و ابرخوشه‌ها، و در نهایت، درون بزرگترین ساختارهای موجود در جهان مانند دیوار بزرگ سی‌اف‌ای۲ قرار می‌گیرند. علاوه بر این، ماده قابل مشاهده به صورت همسانگرد در سراسر جهان توزیع شده‌است؛ این بدان معنی‌است که هیچ جهت مشاهده‌ای با جهتهای دیگر تفاوتی ندارد و محتویات هر ناحیه بزرگی از آسمان با محتویات نواحی بزرگ دیگر تقریباً یکسان است. یک تابش الکترومغناطیسی ریزموج همسانگرد سراسر جهان را فراگرفته‌است که معادل تعادل گرمایی طیف جسم سیاه با دمای در حدود ۲٫۷۲۵ کلوین می‌باشد. این فرضیه که جهان در مقیاسهای بزرگ (بیشتر از ۳۰۰ میلیون سال نوری) همگن و همسانگرد است، اصل کیهان‌شناختی نام دارد، که توسط مشاهدات تجربی تایید می‌شود. چگالی کلی کنونی جهان بسیار اندک و تقریباً ۹٫۹ × ۱۰^−۳۰ گرم در هر سانتیمتر مکعب است. چگالی اتم در جهان قابل مشاهده در مرتبه یک اتم هیدروژن در هر چهار متر مکعب می‌باشد.

قوانین

این‌طور به نظر می‌رسد که فراوانی نسبی عناصر شیمیایی مختلف - به‌ویژه سبکترین اتم‌ها مانند هیدروژن، دوتریم، هلیم - در سراسر جهان و در طول تاریخ قابل مشاهدۀ آن یکسان است. میزان ماده از ضدماده در جهان بسیار بیشتر است. این عدم تقارن ممکن است به مشاهدات مربوط به نقض سی‌پی مرتبط باشد. بار الکتریکی خالص جهان صفر است و از این رو در مقیاسهای فواصل کیهانی، تنها نیروی گرانش حکمفرماست. همچنین تکانه و تکانه زاویه‌ای خالص جهان صفر است. اگر جهان متناهی باشد، عدم وجود بار الکتریکی و تکانه جهان را می‌توان از قوانین فیزیکیِ پذیرفته‌شده (به‌ترتیب از قانون گاوس و عدم واگرایی شبه-تنسور استرس-تکانه-انرژی) نتیجه گرفت.

ذرات بنیادی که جهان را می‌سازند. بخش اعظم ماده از شش لپتون و شش کوارک تشکیل شده‌است؛ به عنوان مثال، پروتونها ونوترونهای هسته اتم از کوارک تشکیل شده‌اند، و الکترون از یک لپتون. این ذرات توسط بوزون‌های پیمانه‌ای که در ردیف وسط نشان داده شده‌اند با یکدیگر برهم‌کنش دارند، هریک از آنها متناظر با یک نوع تقارن پیمانه‌ای هستند. تصور می‌شود که بوزون هیگز به ذراتی که به آنها متصل است، جرم می‌بخشد. گراویتون, که بوزون پیمانه‌ای فرضی مربوط به گرانش است، در این تصویر نمایش داده نشده‌است.

جهان فضازمان همواری دارد که دارای سه بعد فضایی و یک بعد زمان است. به‌طور میانگین فضا بسیار نزدیک به تخت (خمش تقریباً صفر) است. این بدان معناست که هندسه اقلیدسی با دقت بالایی در سراسر جهان با مشاهدات تجربی سازگاری دارد. به نظر می‌رسد که فضازمان، حداقل در مقیاس فواصل در حد جهان قابل مشاهده دارای توپولوژی فضای همبند ساده است. هرچند که با تکیه بر مشاهدات کنونی نمی‌توان این احتمالات را رد نمود که فضازمان ممکن است دارای تعداد ابعاد بیشتری باشد و یا توپولوژی کلی فضا ممکن است همبند چندگانه باشد

جهان به گونه‌ای رفتار می‌کند که به نظر می‌رسد به‌طور منظم از یک سری قوانین و ثابتهای فیزیکی پیروی می‌کند. بنا بر مدل استاندارد پذیرفته‌شده در فیزیک، همۀ مواد از سه نسل از لپتون‌ها و کوارک‌ها تشکیل می‌شوند که هردوی آنها فرمیون هستند. این ذرات بنیادی از طریق سه نیروی بنیادی با یکدیگر برهم‌کنش دارند:

• برهمکنش الکتروضعیف که شامل الکترومغناطیس و نیروی هسته‌ای ضعیف می‌شود،
• نیروی هسته‌ای قوی که توسط کرومودینامیک کوانتومی توصیف می‌شود،
• و نیروی گرانش که در حال حاضر کامل‌ترین توصیف آن توسط نظریه نسبیت عام ارائه می‌شود؛

دو نیروی اول را می‌توان با استفاده از نظریه میدان‌های کوانتومی بازبه‌هنجارسازی شده توضیح داد. این دو نیرو توسط تعدادی بوزون پیمانه‌ای منتقل می‌گردند. هر یک از این بوزونها با یک نوع تقارن پیمانه‌ای متناظر هستند. هنوز دستیابی به یک نظریه میدان کوانتومی باز به‌هنجارسازی‌ شده برای نسبیت عام محقق نشده‌است، هرچند که اشکال مختلف نظریه ریسمان تا حدودی نویدبخش هستند. تا زمانی که مقیاس فواصل فضایی و زمانی به اندازه کافی کوچک باشد، نظریه نسبیت خاص در سراسر جهان برقرار است؛ در غیر این صورت باید از نظریه تعمیم‌یافته تر نسبیت عام استفاده نمود. تاکنون هیچ توضیح خاصی برای این موضوع که چرا ثابتهای فیزیکی مانند ثابت پلانک h و ثابت گرانش G این مقادیر خاص را دارا هستند، در دست نیست. چندین قانون پایستگی تا کنون شناسایی شده‌اند. از جمله این قوانین می‌توان به قانون‌های پایستگی بار، پایستگی تکانه و تکانه زاویه‌ای و پایستگی انرژی اشاره نمود. در بسیاری موارد قوانین پایستگی با تقارن و هویتهای ریاضی مرتبطند.

تنظیم مقادیر

مقالهٔ اصلی: نظریه جهان تنظیم‌شده

به گواهی مشاهدات، بسیاری از پارامترهای جهان دارای مقادیر بسیار ویژه‌ای هستند، زیرا اگر مقادیر این پارامترها کمی با مقدار کنونی آن تفاوت داشت، امکان پیدایش حیات هوشمند در جهان وجود نداشت. البته همه دانشمندان با وجود داشتن جهان تنظیم‌شده موافق نیستند. به ‌طورخاص اینکه حیات هوشمند چه شکلهایی می‌تواند داشته‌باشد و تحت چه شرایطی به‌وجود می‌آید، هنوز نادانسته مانده‌است. یکی از مشاهدات مرتبط با این مبحث این است که برای اینکه ناظر وجود داشته‌باشد و بتواند جهان تنظیم‌شده را مشاهده نماید، باید جهان امکان حیات هوشمند را دارا باشد؛ ازاین‌رو احتمال شرطی مشاهده یک جهان تنظیم‌شده برابر با ۱ است. این موضوع با نام اصل انسان‌نگر شناخته می‌شود و به طور خاص زمانی اهمیت می‌یابد که پیدایش جهان احتمالی بوده‌باشد و یا اینکه چندین جهان با ویژگی‌های مختلف وجود داشته باشند. هر چند که این موضوع که شیمی حیات می‌توانسته مدت کوتاهی پس از مهبانگ در ۱۳.۸ میلیارد سال پیش و در دوره‌ای قابل زیستن که جهان تنها ۱۰-۱۷ میلیون ساله بوده است، به وجود بیاید تا حدودی با اصل انسان‌نگر در تباین است.

جهان قابل مشاهده

مقالهٔ اصلی: جهان قابل مشاهده

جهان قابل مشاهده عبارت است از کهکشانها و سایر موادی که در حال حاضر از لحاظ نظری امکان مشاهدۀ آنها از روی زمین وجود دارد، زیرا نور و سایر امواج الکترومغناطیسی ساطع شده از آن مواد، از لحظه شروع انبساط جهان تا کنون زمان کافی برای رسیدن به زمین را داشته‌است. برخی از بخش‌های جهان بسیار از ما دور هستند، به گونه‌ای که که نور منتشر شده از آنها از مه‌بانگ تا کنون زمان کافی برای رسیدن به ما را نداشته‌است و بنابراین این بخشهای جهان خارج از جهان قابل مشاهده قرار می‌گیرند. با گذر زمان نور کهکشانهای دوردست بیشتری زمان کافی برای رسیدن به زمین را خواهند داشت و جهان قابل مشاهده بزرگتر می‌گردد. هرچند که بنا بر قانون هابل، مناطقی از فضا که به اندازه کافی از ما دور هستند، به دلیل انبساط فضا با سرعتی بیش از سرعت نور از ما دور می‌شوند(بنا بر نظریۀ نسبیت خاص، هیچ در جسم مادی در فضا نمی‌توانند نسبت به یکدیگر با سرعتی بیش از سرعت نور حرکت کنند اما خود فضا ممکن است با سرعتی بیش از نور منبسط گشته و اجسام واقع در آن را با سرعتی بیش از سرعت نور از هم دور نماید). علاوه بر این سرعت انبساط فضا به‌دلیل وجود انرژی تاریک در حال افزایش است. اگر انرژی تاریک ثابت بماند سرعت انبساط جهان روند افزایشی را حفظ خواهد کرد وحدی برای میزان قابل مشاهده بودن در آینده نیز ایجاد می‌کند که هرچه فراتر از این حد قرار بگیرد هرگز برای ما قابل مشاهده نخواهد بود. جهان قابل مشاهده کنونی قطری در حدود ۹۳ میلیارد سال نوری و حجمی برابر ۴‌×۱۰۸۳ لیتر دارد.

مدل‌های تاریخی

همچنین ببینید: کیهان‌شناسی و گاه‌شمار کیهان‌شناسی

در طول تاریخ، با توجه به داده‌های در دسترس و درک موجود از کیهان در هر زمان، مدل‌های بسیاری برای کیهان (کیهان‌شناسی) و چگونگی پیدایش آن (کیهان‌زایی) ارائه شده‌اند. از لحاظ تاریخی ، کیهان‌شناسی‌ها و کیهان‌زایی‌ها بر پایۀ روایاتی از خدایانی بنا می‌شد که به گونه‌های مختلفی عمل می‌کردند. نظریه‌ها ی شامل یک جهان غیرشخصی که قوانین فیزیکی بر آن حکمفرماست، نخستین بار توسط یونانی‌ها و هندی‌ها ارائه شدند. با گذشت قرن‌ها و پیشرفت مشاهدات نجومی و نظریه‌های حرکت و گرانش به دقیق‌ترین توصیف جهان در حال حاضر انجامیده‌است. دوران کیهان‌شناسی نوین با نظریه نسبیت عام آلبرت اینشتین در سال ۱۹۱۵ آغاز شد، که این امکان را به‌وجود آورد که بتوان به‌صورت کمی سرآغاز، تکامل و سرانجام جهان به‌عنوان یک کل را توضیح داد. بیشتر نظریات نوین در کیهان‌شناسی بر پایۀ نسبیت عام و یا به‌طور خاص بر پایۀ مهبانگ بنا شده‌اند.

آفرینش

مقاله‌های اصلی: اسطوره‌های آفرینش و الهه آفرینش

در بسیاری از فرهنگ‌ها داستان‌هایی در توصیف سرآغاز جهان وجود دارند که ممکن است بتوان آنها را در چند گونه گروه‌بندی نمود. در یک گونه این داستان‌ها جهان از یک تخم کیهانی زاییده می‌شود. از زمره اینگونه داستان‌ها می‌توان به شعر حماسی فنلاندی کالوالا، افسانه چینی پانگو و یا افسانه هندی براهماندا پورانه اشاره نمود. در افسانه‌های مشابهی جهان به‌دست یک موجودیت یکتا آفریده شده‌است که از خود چیزی پراکنده و یا تولید می‌نماید، مانند مفهوم آدی بودا در بودیسم تبتی، افسانه گایا(مادر زمین) در یونان باستان، الهه آزتک در افسانه کواتلیکوئه، داستان خدای مصر باستان به نام آتوم و یا روایت آفرینش در کتاب آفرینش. در گونه‌ای دیگر از این داستان‌ها جهان از اجتماع خدایان مؤنث و مذکر پدیدآمده ‌است، مانند رنگی و پاپا در افسانه مائوری. در دیگر داستانها جهان با استفاده از مواد از پیش موجود همچون پیکر خدایان درگذشته - مثلاً از پیکر تیامات در حماسه بابلی انوما الیش و یا از یمیر غول‌پیکر در اساطیر اسکاندیناوی - و یا مواد پرهرج‌ومرج مانند ایزاناگی و ایزانامی در اساطیر ژاپن. در سایر داستانها جهان از عناصری بنیادی منتشر می‌شود، مانند برهمن و پراکریتی و یا یین و یانگ در تائو.

در افسانه‌های آفرینش ایرانی پیدایش جهان به یکی از ایزدان باستانی به نام زروان، که به او خدای زمان نیز گفته‌اند، نسبت داده شده‌است، که دو جهان برای دو پسر خود یعنی اورمزد و اهریمن آفرید. زروان زمان بیکران است و از این زمان بیکران، زمان کراندار جهان به‌وجود آمده‌است. پیش از خلقت جهان مینویی بوده و مکان و زمان وجود نداشته و هیچ ماده و حرکتی نیز در جهان نبوده‌است.

مدل‌های فلسفی

همچنین ببینید: کیهان‌شناسی، فلسفه پیشاسقراطی، فیزیک (ارسطو)، کیهان‌شناسی هندو، کیهان‌شناسی اسلامی، و زمان

از قرن ششم پیش از میلاد فیلسوفان یونانی پیشاسقراطی نخستین مدل‌های فلسفی شناخته شده از جهان را ایجاد نمودند. فیلسوفان یونانی نخستین متوجه شده‌بودند که ظاهر می‌تواند گمراه‌کننده باشد و از همین رو به دنبال درک واقعیت نهفته در پشت ظاهر بودند. مثلاً آنها متوجه قابلیت تغییر شکل ماده(مثلاً یخ به آب به بخار) شده‌بودند و چندین فیلسوف بر پایه این مشاهده پیشنهاد دادند که همه مواد که در ظاهر متفاوت، شکلهای مختلفی از یک ماده اولیه یا آرخه(به انگلیسی: arche) هستند. نخستین کسی که چنین پیشنهادی داد تالس بود که پیشنهاد نمود این ماده آب است. آناکسیماندروس، شاگرد تالس، پیشنهاد داد که همه چیز از آپایرون نامحدود آمده‌است. آناکسیماندروس عقیده داشت که باد به دلیل کیفیتهای جاذبه و دافعه آن باعث می‌شود که آرخه فشرده شود یا به شکل دیگری درآید. آناکساگوراس عنصر نوس(ذهن) را معرفی نمود. هراکلیتوس آتش را معرفی کرد و از لوگوس سخن گفت. امپدوکلس چهار عنصر پیشنهاد نمود: خاک، آب، باد و آتش. نظریه عناصر چهارگانه وی بسیار مورد توجه قرار گرفت. همانند فیثاغورس، افلاطون نیز بر این باور بود که همه چیز از عدد تشکیل شده‌است و عناصر امپدوکلس به شکل اجسام افلاطونی هستند. دموکریتوس و فیلسوفان بعدی - که مهمترینشان لئوکیپوس بود - پیشنهاد دادند که جهان از اتم‌های تجزیه‌ناپذیری تشکیل شده‌است که در خلاء حرکت می‌کنند. ارسطو باور نداشت که چنین چیزی امکانپذیر باشد زیرا هوا نیز مانند آب دربرابر حرکت مقاومت می‌کند.

اگرچه هراکلیتوس به تغییر ابدی اعتقاد داشت، پارمنیدس، فیلسوف تقریباً هم‌دوره او بر این باور بود که تغییر تنها یک توهم است. واقعیت نهفته تا ابد بدون تغییر و در سکون می‌ماند و ماهیت یکتایی دارد. پارامنیدس این واقعیت یکتا را به‌صورت τὸ ἐν (آن یگانه) نمایش داده‌است. نظریۀ پارامنیدس به‌نظر بسیاری از فیلسوفان ناپذیرفتنی می‌نمود، اما یکی از شاگردان او به نام زنون الئایی با چندین پارادوکس معروف آنها را به مجادله فراخواند. ارسطو با معرفی مفهوم بی‌نهایت قابل‌شمارش و همچنین پیوستار تقسیم‌پذیر تا بی‌نهایت، به این پارادوکس‌ها پاسخ داد.

کانادا، فیلسوف هندی و بنیانگذار مدرسۀ وایششیکا، یک نظریه اتم‌گرایی معرفی کرد و پیشنهاد داد که نور و گرما اشکال مختلف یک ماده واحد هستند. در قرن پنجم پیش از میلاد، دیگناگا،فیلسوف بودایی اتم‌گرا پیشنهاد نمود اکه اتمها به اندازه نقطه و بدون زمان هستند و از انرژی ساخته شده‌اند. آنها وجود ماده اولیه را رد کردند و اعتقاد داشتند حرکت در واقع برقهای لحظه‌ای جریانی از انرژی هستند.

نظریه متناهی‌گرایی زمانی برآمده از دکترین آفرینش مشترک در بین سه دین ابراهیمی بود: یهودیت، مسیحیت و اسلام. جان فیلوپونوس، فیلسوف مسیحی، استدلال‌هایی علیه مواضع فیلسوفان یونانی در مورد نامتناهی بودن گذشته و آینده ارائه داد. این استدلال‌ها توسط یکی از فیلسوفان اسلامی نخستین به نام ابویوسف کندی، فیلسوف یهودی به نام سعادیا گائون و متکلم اسلامی به نام امام محمد غزالی نیز استفاده شده‌است. آنها از فیزیک و متافیزیک ارسطو بهره جستند و دو استدلال منطقی در رد گذشته نامتناهی ارائه دادند. استدلال نخست در باب ناممکن بودن وجود بی‌نهایت واقعی است، که این‌گونه بیان می‌شود:

«یک بی نهایت واقعی وجود ندارد»

«سیر نامتناهی روبه گذشته رویدادها در زمان یک بی‌نهایت واقعی است»

« $\therefore$ سیر نامتناهی رو به گذشته رویدادها وجود ندارد»

دومین استدلال در باب ناممکن بودن تکمیل یک بی‌نهایت از طریق افزودن‌های پیاپی است. این استدلال به این صورت بیان شده‌است:

«یک بی‌نهایت واقعی را نمی‌توان از طریق افزایش‌های پیاپی کامل نمود»

«سریهای زمانی اتفاقات گذشته با افزایش‌های پیاپی کامل شده‌اند»

« $\therefore$ سریهای زمانی از اتفاقات گذشته نمی‌تواند بی‌نهایت واقعی باشد»

هردوی این استدلال‌ها توسط فیلسوفان و خداشناسان مسیحی نیز مورد اقتباس قرار گرفته‌اند. به‌ویژه استدلال دومی که کانت در رساله آنتی‌نومی خود در مورد زمان از آن استفاده نمود.

مدل‌های نجومی

مقالهٔ اصلی: تاریخ اخترشناسی

محاسبات اندازه نسبی از چپ به راست: خورشید، زمین و ماه.آریستارخوس ساموسی در قرن سوم پیش از میلاد، که از یک کپی یونانی در قرن دهم پس از میلاد گرفته شده است.

نخستین مدل‌های نجومی جهان اندکی پس از شروع اخترشناسی توسط اخترشناسان بابلی پیشنهاد شد. آنها جهان را به شکل یک صفحه تخت می‌پنداشتند که در اقیانوسی غوطه‌ور است واین پیش‌زمینه نقشه‌های یونانی مانند نقشه‌های آناکسیماندروس و هکاتئوس بود.

بعدها اخترشناسان یونانی با مشاهده حرکت اجرام آسمانی به این اندیشه افتادند که مدلهای ژرفتری از جهان را بر پایه شواهد تجربی ابداع کنند. نخستین مدل منطقی توسط اودوکسوس کنیدوسی ارائه شد. طبق تعبیر فیزیکی ارسطو از این مدل کره‌های آسمانی تا ابد با سرعت یکنواخت به دور زمین ثابت می‌گردند. ماده عادی کاملاً در درون کرۀ خارجی قرار گرفته‌است. این مدل توسط کالیپوس اصلاح شد و بعد از اینکه کره‌های هم‌مرکز از آن حذف شد با مشاهدات نجومیِ بطلمیوس تقریباً در سازگاری کامل بود. موفقیت این مدل تا حدود زیادی مدیون این اصل ریاضی است که هر تابعی (مثلاً تابع موقعیت یک سیاره) را می‌توان به صورت مجموعه‌ای از توابع دایره‌ای (حالات فوریه) درآورد. سایر دانشمندان یونانی مانند فیلسوف مکتب فیثاغوری، فیلولائوس به این اصل رسیدند که در مرکز جهان یک آتش مرکزی قرار دارد که زمین، خورشید، ماه و سایر سیارات در حرکت دایره‌ای با سرعت یکنواخت به دور آن می‌چرخند. آریستارخوس ساموسی، اخترشناس یونانی، نخستین فرد شناخته‌شده‌ای‌ است که مدلی خورشیدمرکزی برای جهان ارائه داد. اگرچه متون اصلی وی گم شده‌اند، اما ارشمیدس در کتاب «جدول اعداد ماسه» به این مدل اشاره کرده و نظریۀ خورشیدمرکزی وی را توصیف می‌کند. ارشمیدس چنین می‌نویسد(ترجمه از متن انگلیسی):

شما شاه گلون مستحضر هستید که جهان نامی است که بیشتر اخترشناسان برای کره‌ای برگزیده‌اند که مرکز آن مرکز زمین است و شعاع آن برابر طول خط مستقیمی است که از مرکز زمین به مرکز خورشید می‌رسد. همانگونه که از اخترشناسان به گوشتان رسیده‌است عقیدۀ عموم بر این است. حال آنکه آریستارخوس کتابی بیرون داده‌است که شامل فرضیات مشخصی است که در آن به نظر می‌رسد در نتیجه فرضهای صورت‌گرفته، جهان در حقیقت بسیار یزرگتر از «جهانی» است که پیشتر عرض کردم. فرضیات آن بر این است که ستارگان ثابت و خورشید حرکتی نداشته و زمین به دور خورشید و بر روی محیط یک دایره می‌گردد و خورشید در مرکز این مدار قرار دارد و کره ستارگان ثابت که در اطراف مرکز خورشید قرار گرفته‌اند به قدری بزرگ است که که دایره‌ای که بنا بر فرضیات وی زمین در آن به دور خورشید می‌گردد تنها کسر کوچکی از فاصلۀ ستارگان ثابت است.

آریستاخوس اعتقاد داشت که ستارگان بسیار دور هستند و به همین دلیل هیچ‌گونه اختلاف منظری مشاهده نمی‌شود. یعنی ستارگان هنگامی که زمین به دور خورشید می‌گردد هیچ حرکتی نسبت به یکدیگر ندارند. ستارگان در واقع از آنچه به‌طور عمومی در دوران باستان می‌پنداشتند، بسیار دورتر هستند و به همین دلیل اختلاف‌منظر ستاره‌ای تنها با ابزارهای دقیق قابل اندازه‌گیری است. در آن دوران مدل زمین-مرکز که با اختلاف‌منظر سیاره‌ای همخوانی داشت را به‌عنوان توضیحی برای علت عدم مشاهدۀ اختلاف‌منظر ستاره‌ای در نظر می‌گرفتند. آنچنانکه از ظواهر برمی‌آید مدل خورشید-مرکز قویا رد شده‌بود، چنانچه در پاراگرافی از افلاطون چنین آمده است:

کلئانتس [یکی از فیلسوفان هم‌دوره آریستارخوس و سردسته رواقیون ] فکر می‌کرد که وظیفه یونانیها این بود که آریستارخوس ساموسی را به اتهام حرمت‌شکنی از طریق نسبت دادن حرکت به قلب جهان [زمین] محاکمه نمایند... او فکر می‌کند که آسمان ثابت است و زمین در مسیر دایره‌ای می‌گردد و همزمان به دور محور خویش نیز می‌چرخد.

تنها نام شناخته شده دیگر از اخترشناسانی که از مدل خورشید-مرکز آریستارخوس حمایت نمود، سلوکوس سلوکیه‌ای است که اخترشناسی یونانی‌گرا (هلنیست) بود. بنا بر نظر پلوتارک، سلوکوس نخستین کسی بود که مدل خورشید-مرکز را از راه استدلال اثبات نمود اما چگونگی استدلالش مشخص نیست. احتمالاً استدلال سوکوس مرتبط با پدیدۀ جزر و مد بوده‌است. به نظر استرابو، سلوکوس نخستین کسی بود که بیان نمود جزر و مد ناشی از جاذبه ماه است و ارتفاع آن به موقعیت نسبی ماه به خورشید بستگی دارد. احتمال دیگر آن است که سلوکوس نظریه خورشید-مرکز را با استفاده از تعیین ثوابت یک مدل هندسی برای این نظریه و ابداع روش‌هایی برای محاسبه موقعیت سیارات با استفاه از این مدل، اثبات نموده باد، همانند کاری که کوپرنیک در قرن شانزدهم انجام داد. در خلال قرون وسطی مدل‌های خورشید مرکز توسط آریابهاتا، اخترشناس هندی و همچنین ابوسعید سجزی و ابومعشر بلخی ، اخترشناسان ایرانی نیز پیشنهاد شده‌اند.

مدل کوپرنیکیِ جهان از توماس دیگز در سال ۱۵۷۶، با این اصلاح که ستارگان دیگر در یک کره قرار نمی‌گیرند، بلکه به‌طور یکنواختی در فضایی که سیارات را دربرمی‌گیرد پخش شده‌اند.

مدل ارسطویی تقریباً به مدت تقریباً دو هزاره مورد پذیرش جهان غرب بود تا اینکه کوپرنیک نظریۀ آریستارخوس را احیا کرد و بیان نمود که داده‌های نجومی با فرض چرخش زمین به دور خود و با فرض قرارگرفتن خورشید در مرکز جهان همخوانی بهتری دارد.

خورشید در مرکز می‌آرمد. چه کسی می‌تواند این فانوس یک معبد بسیار زیبا را در جای دیگر و بهتری از اینجا قرار دهد که از آن بتواند همه‌چیز را همزمان روشنایی بخشد؟

— نیکلاس کوپرنیک، فصل ۱۰ از جلد اول «گردش افلاک آسمانی» (۱۵۴۳)

چنانکه خود کوپرنیک اشاره می‌کند ایده چرخش زمین، ایده‌ای بسیار کهن است که دست‌کم به فیلولائوس (۴۵۰ پیش از میلاد)، هراکلیدس پونتیکوس (۳۵۰ پیش از میلاد) و اکفانتوس برمی‌گردد. یک قرن پیش از کوپرنیک نیز یک دانش‌پژوه مسیحی به نام نیکلاسِ کوسا نیز در کتاب «نادانی فراگرفته شده» (۱۴۴۰) خود پیشنهاد داد که زمین به دور محور خویش می‌چرخد. آریابهاتا(۴۷۶-۵۵۰)، براهماگوپتا(۵۹۸-۶۶۸)، ابومعشر بلخی و ابوسعید سجزی نیز چنین پیشنهادی را مطرح نموده‌بودند. نخستین شواهد تجربی برای چرخش زمین به دور خود با استفاده از پدیدۀ دنباله‌دارها توسط خواجه نصیرالدین طوسی (۱۲۰۱-۱۲۷۴) و ملا علی قوشچی (۱۴۰۳-۱۴۷۴) ارائه شد.

یوهانس کپلر کتاب «جدول‌های رودولفین» را منتشر نمود که شامل یک کاتالوگ ستاره‌ها و جدولهای سیارات با استفاده از اندازه گیریهای تیکو براهه بود.

این کیهان‌شناسی از جانب اسحاق نیوتن، کریستیان هویگنس و دانشمندان آتی مورد پذیرش قرار گرفت. ادموند هالی(۱۷۲۰) و ژان-فیلیپ دو چساکس(۱۷۴۴) هریک به طور جداگانه اشاره نمودند که فرضیه یک فضای بی‌نهایت که به‌طور یکنواخت از ستارگان پر شده‌است به این می‌انجامد که آسمان شب باید به روشنی خود خورشید باشد. این موضوع در قرن نوزدهم با نام پارادوکس اولبرس شهرت یافت. نیوتن باور داشت که یک فضای بی‌نهایت که به طور یکنواخت از ماده پر شده باشد باعث می‌شود که نیروهای بی‌نهایت و ناپایداری‌ها سبب می‌گردد که ماده تحت نیروی گرانش خود به درون خرد شود. این ناپایداری در سال ۱۹۰۲ با معیار ناپایداری جینز روشن شده‌بود. یک پاسخ ممکن به این پارادوکس‌ها جهان شارلیه است که در آن ماده به صورت سلسله‌مراتبی و به شکل فراکتالی تنظیم شده‌است، به گونه‌ای که چگالی جهان آنقدر اندک است که قابل صرفنظر کردن است. چنین مدل کیهانی پیش از این در سال ۱۷۶۱ توسط یوهان هاینریش لمبرت نیز پیشنهاد شده‌بود. مهمترین پیشرفت اخترشناسی در قرن هجدهم کشف سحابی‌ها توسط توماس رایت و ایمانوئل کانت و دیگران بود.

دوران نوین کیهان‌شناسی فیزیکی از سال ۱۹۱۷ و از زمانی آغاز شد که آلبرت اینشتین نظریه نسبیت عام خود را برای نخستین بار برای مدل کردن ساختار و دینامیک جهان به کار برد.

مدل‌های علمی و نظری

گرانش یکی از چهار نیروی بنیادی است که در مقیاسهای فواصل کهکشانی نقش اثرگذار و تعیین کننده دارد. نقش سایر نیروها در ساختارهای در اندازه سیارات و کهکشانها قابل چشم‌پوشی است. دلیل این موضوع آن است که تمام ماده و انرژی موجو در جهان گرانی دارند و گرانش تنها جاذبه است در حالیکه بارهای مثبت و منفی اثر یکدیگر را خنثی می‌کنند و در نتیجه الکترومغناطیس در مقیاس کیهانی و فواصل دور تأثیرگذار نیست. دو نیروی بنیادی دیگر که برهم‌کنش ضعیف و قوی هسته‌ای هستند اثرشان با افزایش فاصله به‌شدت کاهش می‌یابد و برد کمی دارند.

نظریۀ نسبیت عام

مقاله‌های اصلی: آشنایی با نسبیت عام، نسبیت عام، و معادلات میدان اینشتین

آزمون‌های با دقت بالای نسبیت عام توسط کاوشگر کاسینی (تصویر هنری): سیگنال‌های رادیوییِ مبادله‌شده بین زمین و کاوشگر (موج‌های سبز) بر اثر پیچش فضا و زمان ناشی از جرم خورشید دچار تأخیر می‌شوند.

با توجه به نقش گرانش در شکل‌دهی ساختارهای کیهانی، برای پیش‌بینی دقیق گذشته و آینده جهان نیاز به نظریه دقیقی برای گرانش داریم. بهترین نظریه در دست نظریه نسبیت عام آلبرت اینشتین است که تا کنون از همه آزمون‌های تجربی سربلند خارج شده‌است. هرچند از آنجا که آزمایشهای استواری در مقیاس طولهای کیهانی انجام نشده‌است، ممکن است نظریه نسبیت کاملاً دقیق نباشد اما به دلیل اینکه به نظر می‌رسد پیش‌بینی‌های کیهانی آن با مشاهدات تجربی همخوانی دارد، ضرورتی برای یک نظریه متفاوت احساس نمی‌گردد.

نظریه نسبیت عام مجموعه‌ای از ده معادله دیفرانسیل جزئی غیرخطی (معادلات میدان اینشتین) برای متریک فضازمان است که باید از طریق توزیع ماده-انرژی و تکانه در سراسر جهان حل شوند. از آنجا که این توزیعها را نمی‌توان به صورت دقیق با جزئیات کامل به‌دست آورد، مدلهای کیهان‌شناسی بر پایه اصل کیهان‌شناختی بنا شده‌اند که بیان می‌دارد که جهان همگن و همسانگرد است. در واقع اصل کیهان‌شناسی چنین فرض می‌کند که آثار گرانشی کهکشانهای مختلفی که جهان را تشکیل می‌دهند را می‌توان معادل آثار گرانشی غبارهای ریزی در نظر گرفت که سراسر جهان را به شکل یکنواخت پر نموده‌اند. با این فرض یکنواختی پراکندگی غبارها حل معادلات میدان اینشتین ساده‌تر می‌گردد و امکان پیشبینی گذشته و آینده جهان در مقیاسهای زمانی کیهانی را با این نظریه محقق نمود.

معادلات میدان اینشتین شامل یک ثابت کیهانی (Λ) هستند که معادل با چگالی انرژی در فضای خالی می‌باشد. بسته به علامت آن، ثابت کیهانی می‌تواند باعث کندتر شدن(Λ منفی) و یا تندتر شدن (Λ مثبت) انبساط جهان گردد. اگرچه بسیاری از دانشمندان از جمله اینشتین انتظار داشتند که مقدار Λ برابر صفر باشد. مشاهدات نجومی اخیر مربوط به ابرنواختر نوع Ia میزان زیادی از انرژی تاریک را آشکار ساخت که باعث شتابدار بودن انبساط جهان می‌گردد. مطالعات اولیه پیشنهاد می‌دهند که این انرژی تاریک متناظر با Λ مثبت است اما هنوز نمی‌توان سایر نظریات را نیز رد نمود. زلدوویچ، فیزیکدان روس پیشنهاد نمود که Λ در واقع اندازه انرژی نقطه صفر مربوط به ذرات مجازی در نظریه میدان‌های کوانتومی است، یعنی یک انرژی خلاء فراگیر است که در همه‌جا حتی در فضاهای خالی وجود دارد. شواهد تجربی برای انرژی نقطه صفر در اثر کاسیمیر مشاهده‌شده‌است.

نسبیت خاص و فضازمان

مقاله‌های اصلی: آشنایی با نسبیت خاص و نسبیت خاص

تنها خصوصیت ذاتی میله طول L است (که به رنگ سیاه نشان داده‌شده)؛ اختلاف مختصات بین دو سر آن (مثلاً Δx, Δy or Δξ, Δη) به چارچوب مرجع آنها بستگی دارد (در شکل به ترتیب با رنگهای آبی و قرمز نمایش داده‌شده است. ).

جهان حداقل سه بعد فضایی و یک بعد زمانی دارد. برای مدتهای طولانی چنین پنداشته می‌شد که ابعاد فضایی و زمانی جهان دارای ماهیتهای متفاوت و مستقل از یکدیگر هستند، اما بنا بر نظریه نسبیت خاص اینشتین این دو بعد قابل تبدیل به یکدیگرند.

برای اینکه بتوان این تبدیل‌ها را بهتر درک کرد می‌توان تبدیل مشابه بین ابعاد فضایی را در نظر گرفت. میله‌ای به طول L در نظر بگیرید. طول این میله را می‌توان از اختلافهای دو نقطه پایانی این میله در سه بعد مختصات Δy، Δx و Δz در یک چارچوب مرجع به دست آورد.

$L^{2}=\Delta x^{2}+\Delta y^{2}+\Delta z^{2}$

با استفاده از قضیه فیثاغورس می‌توان نشان داد که اگر چارچوب را بچرخانیم اختلاف مختصات تغییر می‌کند اما طول ثابت می‌ماند.

$L^{2}=\Delta \xi ^{2}+\Delta \eta ^{2}+\Delta \zeta ^{2}.$

بنابراین اختلاف مختصات (Δx, Δy, Δz) و (Δξ, Δη, Δζ) جزو خصوصیات ذاتی میله نیستند بلکه به دستگاه مختصاتی که توصیف‌کنندۀ آن است مرتبطند. برخلاف آن L طول میله جزو خصوصیات ذاتیِ میله است. اگر چارچوب مرجعی بچرخد اختلاف مختصات تغییر می‌کند اما طول میله ثابت می‌ماند.

مفهوم متناظر با طول میله در فضازمان، فاصله بین دو رویداد نامیده می‌شود. یک رویداد نقطه‌ای در فضازمان است: نقطۀ خاصی در مکان و لحظه خاصی در زمان. بازۀ فضازمان بین دو رویداد از رابطۀ زیر به‌دست می‌آید:

$s^{2}=L_{1}^{2}-c^{2}\Delta t_{1}^{2}=L_{2}^{2}-c^{2}\Delta t_{2}^{2}$

که در آن c سرعت نور است.

نسبیت خاص نظریه|نظریه‌ای دربارهٔ اندازه گیری در چارچوب مرجع لخت است که در سال ۱۹۰۵ میلادی توسط آلبرت اینشتین در نوشتاری با نام "درباب الکترودینامیک اجسام متحرک" مطرح شد.. گالیلئو گالیله قبلاً چنین اصلی را بیان نموده بود که تمام حرکات یکنواخت نسبی هستند و هیچ حالت سکون مطلق و تعریف شده‌ای وجود ندارد(چارچوب مرجع برتر وجود ندارد). این اصل امروزه اصل نسبیت گالیله خوانده می‌شود. انیشتین این اصل را با در نظرگرفتن پدیده سرعت ثابت نور گسترش داد؛ پدیده‌ای که به تازگی در آزمایش مایکلسون-مورلی مشاهده شده بود. او همچنین بیان نمود که این اصل برای تمام قوانین فیزیک صادق است که در آن زمان شامل قوانین مکانیک و الکترودینامیک می‌شد.

این نظریه پیامدهای گسترده‌ای دارد که مورد تایید داده‌های تجربی قرار گرفته‌اند و شامل موضوعاتی غیر شهودی همچون انقباض طول، اتساع زمان و نسبیت همزمانی است. او مفهوم کلاسیک بازۀ زمانی ناوردا برای دو رویداد را با مفهوم ناوردایی بازه فضازمان تعویض کرد. می‌توان با استفاده از دو اصل نسبیت خاص و ترکیب آنها با سایر قوانین فیزیک به هم‌ارزی جرم و انرژی بر طبق اصل هم‌ارزی جرم و انرژی (E = mc^۲) رسید که c در آن برابر با سرعت نور در خلا است. پیش بینی‌های نسبیت خاص با مکانیک نیوتنی در قلمرو مشترکشان همخوانی دارند. به ویژه در مورد سرعتهایی که از سرعت نور بسیار کوچکتر هستند. تاثیر نسبیت خاص هنگام بررسی اجسام در حال حرکت با سرعت‌های بسیار زیاد (نزدیک به سرعت نور) قابل توجه می‌شود. بنابر این نظریهٔ نسبیت همانطور که اصل همخوانی فیزیک ایجاب می‌کند باید نتایج مشاهدات قبلی را به شکل کامل تری بیان کند. مقایسه رابطه بین مکانیک نیوتنی و مکانیک نسبیتی همانند مقایسه بین تبدیلات لورنتس و گالیله است و می‌توان مطلب فوق را به بیان ریاضی به شکل زیر نمایش داد:

‎ $\lim _{c\to \infty }$(تبدیلات لورنتس) = (تبدیلات گالیله) ‎

البته در نظر داشته باشید که هنگامی که c به سمت بی نهایت میل می‌کند (همانگونه که پیش از اثبات متناهی بودن سرعت نور پنداشته می‌شد) کسر v/c به سمت صفر می‌رود. این بدان معناست که تبدیلات لورنتس که اساس نظریهٔ نسبیت خاص هستند در سرعت‌های بسیار کم نسبت به نور، نتایج یکسانی را با معادلات گالیله که اساس نسبیت نیوتونی هستند به دست می‌دهند. نظریه نسبیت خاص به ما می‌گوید که c تنها سرعت یک پدیده مشخص نیست بلکه یکی از ویژگیهای بنیادی شیوه‌ای است که فضا و زمان با یکدیگر به شکل فضا زمان یکپارچه گشته‌اند. یکی از پیامدهای این نظریه است که ذره‌ای که جرم لختی دارد هرگز سرعتش به سرعت نور نمی‌رسد.

حل معادلات میدان اینشتین

همچنین ببینید: مهبانگ و سرانجام کیهان

انیمیشن انبساط جهان را نمایش می‌دهد.

فاصله میان کهکشانهای چرخان با گذشت زمان در حال افزایش است، اما فاصله میان ستارگان درون هر کهکشان به دلیل برهم‌کنش‌های گرانشی، تقریباً ثابت است. این پویانمایی (انیمیشن) یک جهان بستۀ فریدمان با ثابت کیهانی Λ صفر را نمایش می‌دهد. چنین جهانی بین یک مه‌بانگ و مه‌رمب در نوسان خواهد بود.

در دستگاههای مختصات غیردکارتی (غیر قائم) یا خمیده، قضیه فیثاغورس تنها در مورد مقیاسهای طولی بی‌نهایت کوچک برقرار است و برای برقرار بودن باید یک تانسور متریک عمومی g_μν به آن افزوده شود. این تانسور هندسه محلی در یک دستگاه مختصات را توصیف می‌کند و ممکن است مقدار آن از مکانی به مکان دیگر تغییر نماید. هرچند که بنا بر اصل کیهان‌شناختی جهان همگن و همسانگرد است و از این رو هر نقطه در فضا مانند نقاط دیگر خواهد بود؛ و در نتیجه تانسور متریک همه‌جا یکسان است. پس به یک شکل یکتا برای تانسور متریک می‌رسیم که متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر نام دارد:

$ds^{2}=-c^{2}dt^{2}+R(t)^{2}\left({\frac {dr^{2}}{1-kr^{2}}}+r^{2}d\theta ^{2}+r^{2}\sin ^{2}\theta \,d\phi ^{2}\right)$

که در آن (r, θ, φ) متناظر با یک دستگاه مختصات کروی می‌باشد. این متریک تنها دو پارامتر نامعلوم دارد: یک مقیاس کلی طول R که با زمان تغییر می‌کند و یک شاخص خمش k که تنها می‌تواند ۰ یا ۱ یا ۱− باشد که به ترتیب متناظر با فضای تخت اقلیدسی و یا فضاهای با خمش مثبت یا منفی است. در کیهان‌شناسی برای حل این معادلات در مورد گذشته جهان، R را به عنوان تابعی از زمان محاسبه و شاخص k و ثابت کیهان‌شناسی Λ را مشخص می‌کنیم. معادله‌ای که تغییر R با زمان را توصیف می‌کند معادلات فریدمان نام دارد که از روی پدیدآورنده آن الکساندر فریدمان نامگذاری شده‌است.

جوابهای R(t) به k و Λ بستگی دارد، اما برخی از ویژگی‌های کیفی همه جوابها یکسان‌اند. نخست و مهمتر از همه مقیاس طول R جهان تنها در صورتی ثابت می‌ماند که جهان کاملاً همسانگرد با خمش مثبت باشد(k=1) و چگالی آن در همه جا یکسان باشد. اما این تعادل ناپایدار است و ازآنجا که جهان در مقیاسهای کوچکتر همگن نیست، بنا بر نسبیت عام R تغییر خواهد کرد. وقتی که R تغییر کند همه فواصل فضایی در جهان متقابلاً تغییر خواهند نمود یعنی یک انبساط یا انقباض در کل فضا اتفاق می‌افتد. دلیل اینکه به نظر می‌رسد کهکشانها در حال دور شدن از یکدیگر هستند نیز همین موضوع است، یعنی فضای میان آنها در حال کشیده شدن است. انبساط فضا همچنین توجیهی برای این پارادوکس است که برخی کهکشانها ممکن است ۴۰ میلیارد سال نوری با هم فاصله داشته باشند، حال آنکه ۱۳.۷ میلیارد سال قبل در یک نقطه بوده‌اند و هرگز با سرعتی بالاتر از سرعت نور حرکت نکرده‌اند.

دوم اینکه تمام پاسخها نمایانگر این هستند که یک تکینگی گرانشی در گذشته و زمانی که R به صفر میل می‌کند و ماده و انرژی بی‌نهایت چگال می‌شوند، وجود دارد. ممکن است اینگونه به نظر برسد که این نتیجه‌گیری نامطمئن است زیرا بر پایه فرض سؤال‌برانگیز همگنی و همسانگردی کامل جهان (اصل کیهان‌شناختی) و اینکه در مقیاس کیهانی تنها نیروی غالب گرانش است، بنا شده‌است؛ اما قضایای تکینگی پنروز-هاوکینگ نشان می‌دهد که شرایط بسیار عمومی بایستی دارای یک تکینگی باشند. بنابراین طبق معادلات اینشتین R به سرعت از جهان بسیار داغ و چگالی افزایش پیدا کرد که بلافاصله بعد از این تکینگی به‌وجود آمده‌بود. این مفهوم اساسی مدل مهبانگ است. یک اشتباه رایج در مورد مدل مهبانگ این است که برخی گمان می‌کنند این نظریه پیش‌بینی می‌کند که ماده و انرژی از انفجار در یک نقطه مشخص در فضا و زمان به‌وجود آمده‌است. این پندار نادرست است زیرا خود فضا نیز در نتیجه مهبانگ پدیدآمده ‌است و از میزان ثابتی از ماده و انرژی پر شده که با انبساط فضا به طور یکنواخت در سراسر جهان پخش می‌شوند. همگام با انبساط فضا چگالی این ماده و انرژی کاهش می‌یابد.

فضا هیچ مرزی ندارد – این از لحاظ تجربی از هر مشاهده خارجی دیگری مطمئن‌تر است. هرچند که این به‌معنی بی‌نهایت بودن فضا نیست... (ترجمه‌شده از ترجمۀ انگلیسی از متن اصلی به زبان آلمانی)

برنهارد ریمان (Habilitationsvortrag, 1854)

سوم اینکه در فواصل بزرگتر از یک میلیارد سال نوری شاخص خمش k تعیین‌کننده علامت میانگین خمیدگی فضایی فضازمان می‌باشد. اگر k=1 باشد خمش مثبت و حجم جهان متناهی است. چنین جهانی را می‌توان به صورت کره‌ای سه بعدی در یک فضای چهاربعدی تصویر نمود. اگر شاخص خمش منفی یا صفر باشد، بسته به توپولوژی فضایی آن حجم جهان ممکن است بی‌نهایت باشد. ممکن است دور از ذهن به نظر برسد که یک جهان بی‌نهایت و در عین حال با چگالی بی‌نهایت در یک لحظه در مهبانگ که R=0 است به‌وجود آید، اما این دقیقاً چیزی است که ریاضیات برای مواردی که k صفر یا منفی باشد پیش‌بینی می‌کند.برای مقایسه درنظر بگیرید که یک صفحه تخت خمش صفر دارد اما مساحتش بی‌نهایت است در حالیکه یک استوانه بی‌نهایت در یک جهت متناهی است و یک چنبره در هر دو جهت متناهی است. یک جهان چنبره‌ای ممکن است مانند یک جهان عادی با شرایط مرزی متناوب رفتار کند. یعنی فردی که از یک مرز خارجی فضا به بیرون می‌رود به طور همزمان در نقطه مرزی دیگری به درون فضا وارد می‌شود.

سرانجام نهایی جهان هنوز ناشناخته است، زیرا به میزان زیادی به شاخص خَمِش k و ثابت کیهانی Λ بستگی دارد. اگر جهان به حد کافی چگال باشد، k برابر ۱ می‌شود و میانگین خَمِش جهان مثبت است و جهان در نهایت طی یک مه‌رمب در خود فرو می‌ریزد و احتمالاً طی یک مه‌جهش(به انگلیسی: Big Bounce) جهان دیگری به‌وجود می‌آید. اما اگر جهان به‌اندازۀ کافی چگال نباشد k برابر با ۰ یا ۱− می‌شود و جهان تا ابد منبسط می‌شود و دمای آن کاهش می‌یابد تا اینکه سرانجام برای همه حیات موجود در آن غیرقابل سکونت می‌شود و ستارگان می‌میرند و کل ماده به درون سیاهچاله‌ها سقوط می‌کند (انجماد بزرگ و مرگ گرمایی جهان). همانطور که پیشتر اشاره شد داده‌های جدید نشانگر آن است که برخلاف انتظار سرعت انبساط جهان در حال کاهش نیست، بلکه افزایش می‌یابد و چنانچه این روند به مدت نامحدود ادامه یابد جهان سرانجام از هم خواهد گسست (مه‌گسست). بنا بر داده‌های تجربی جهان چگالی نزدیک به میزان بحرانی بین سقوط مجدد و انبساط ابدی دارد. برای پاسخ به این سؤال به مشاهدات نجومی بیشتری نیاز است.

مدل مه‌بانگ

مقاله‌های اصلی: مه‌بانگ، گاه‌شمار مه‌بانگ، سنتز هسته‌ای، و لامبدا-سی دی ام

مدل غالب مهبانگ بسیاری از مشاهدات تجربی را که پیش‌تر بیان شدند، توضیح می‌دهد. مثلاً رابطه فاصله و انتقال به سرخ کهکشانها، نسبت جهانی اتمهای هیدروژن-هلیم، و تابش ریزموج فراگیر همسانگرد پس‌زمینه توسط این مدل توجیه می‌شوند. همانطور که گفته شد انتقال به سرخ نتیجه انبساط جهان است. همگام با انبساط فضا، طول موج فوتون نوری که فضا را می‌پیماید افزایش یافته و انرژی‌اش کاهش می‌یابد. هر چقدر فوتون مسیر بیشتری را پیموده باشد طول موج آن در اثر انبساط فضا بیشتر می‌شود و از این رو فوتونهای نوری که از کهکشانهای دورتر می‌آیند، دچار انتقال به سرخ بیشتری می‌شوند. تعیین ارتباط میان فاصله و انتقال‌به‌سرخ از مسائل مهم کیهان‌شناسی فیزیکی است.

واکنش‌های هسته‌ای اصلی که مسئول فراوانی نسبی هسته‌های اتمی سبکتر هستند که امروزه در سراسر جهان مشاهده می‌شود.

مشاهدات تجربی دیگر را می‌توان با استفاده از ترکیب انبساط کلی فضا با فیزیک هسته‌ای و اتمی توضیح داد. با انبساط جهان چگالی انرژی تابش الکترومغناطیسی با سرعت بیشتری نسبت به چگالی ماده کاهش می‌یابد، زیرا انرژی یک فوتون با افزایش طول موج آن کاهش می‌یابد. بنابراین اگرچه چگالی انرژی جهان امروزه در تسخیر ماده است، روزگاری پیش‌تر این‌گونه نبوده و چگالی انرژی جهان بیشتر از تابش تشکیل شده‌بود و احتمالاً در زمانی نیز، تمامی آن نور بوده‌است. با انبساط جهان چگالی انرژی آن کاسته شد و دما کمتر شد و این امکان فراهم‌شد تا ذرات بنیادی ماده می‌توانستند در ترکیبات پایداری بزرگتر از پیش به هم مرتبط شوند. بنابراین در آغاز دوره برتری ماده پروتون‌ها و نوترون‌های پایداری تشکیل شدند که بعدها در هسته‌های اتمها گرد هم‌ آمدند. در این مرحله ماده موجود در جهان عبارت بود از یک پلاسمای داغ و چگال از الکترون‌های منفی، نوترینوهای خنثی و هسته‌های مثبت. واکنشهای هسته‌ای میان هسته‌ها به فراوانی نسبی هسته‌های اتمهای سبکتر و به ‌طورخاص هیدروژن، دوتریم و هلیم در جهان کنونی انجامید. در نهایت الکترونها و هسته‌ها به‌ هم پیوستند تا اتمهای پایدار تشکیل شوند که نسبت به بیشتر طول موجهای تابش شفاف هستند؛ در این نقطه، تابش از ماده جدا شد و تابش پس‌زمینه کیهانی همسانگرد و فراگیری را شکل داد که امروزه مشاهده می‌شود.

دانش فیزیک به سایر پرسش‌ها نمی‌تواند با قطعیت پاسخ دهد. بنا بر نظریۀ حاکم، عدم توازن کوچکی بین ماده و ضدماده در زمان پیدایش جهان یا اندکی پس از آن به‌وجود آمده که احتمالاً ناشی از نقض سی‌پی مشاهده‌شده توسط فیزیکدانان ذرات بنیادی است. اگرچه ماده و ضدماده عمدتاً یکدیگر را نابود کرده و فوتون تولید می‌کردند، مقدار اندکی از ماده باقی‌مانده و باعث شده تا جهان امروز در تسلط ماده باشد. ردیف‌های متعددی از مشاهدات نیز بیانگر آن‌ هستند که در ابتدایی‌ترین لحظات پس از پیدایش جهان (تقریباً ۱۰^−۳۵ ثانیه پس از پیدایش) یک تورم کیهانی رخ داده‌است. مشاهدات تازه‌تر همچنین پیشنهاد می‌دهند که ثابت کیهانی (Λ) صفر نیست و اینکه بیشتر محتوای جرم-انرژی جهان از انرژی تاریک و ماده تاریک تشکیل شده‌است که هنوز ویژگیهای آنها به طور علمی مشخص نشده‌است. تفاوت آنها در تاثیر گرانشی آنهاست. اثر گرانشی ماده تاریک مانند ماده معمولی است و باعث کندتر شدن انبساط جهان می‌شود اما انرژی تاریک سبب افزایش سرعت آن می‌شود.

فرضیه چندجهانی

مقاله‌های اصلی: فرضیه چندجهانی، دنیاهای چندگانه، نظریه جهان حبابی، و جهانهای موازی(داستان تخیلی)

تصویر یک چندجهانه متشکل از هفت جهان حبابی که پیوستارهای فضازمان منفصل از هم هستند.هر کدام قوانین و ثوابت فیزیکی خاص خود را دارا هستند و حتی ممکن است از نظر تعداد بعد و توپولوژی متفاوت باشند.

برخی از نظریه‌پردازیهای برپایه گمان چنین پیشنهاد می‌دهند که این جهان تنها یکی از مجموعه جهانهای غیرمتصلی‌ است که در مجموع از آنها با عنوان چندجهانه یاد می‌شود و از این طریق تعریفهای محدودتر از جهان را به چالش می‌کشند. نظریه‌های علمی چندجهانی از مفاهیمی همچون واقعیت شبیه‌سازی‌شده متمایز هستند اما ایده جهان بزرگتر ایده تازه‌ای نیست. مثلاً اسقف پاریس، اتین تاپیه، در سال ۱۲۷۷ چنین حکم کرد که خدا می‌توانسته به هر تعداد که مناسب بوده باشد، جهان خلق کند. این پرسش بحثهای داغی را در میان خداشناسان فرانسوی برانگیخت.

مکس تگمارک یک طرح طبقه‌بندی برای انواع مختلف نظریه‌های چندجهانی که دانشمندان مختلف در حوزه مسائل مختلف ارائه داده‌اند، ایجاد نمود. نمونه‌ای از این نظریه‌ها مدل انبساط بی‌نظم از جهان اولیه است. مثال دیگر تفسیر دنیاهای چندگانه در مکانیک کوانتومی است. جهانهای موازی به شیوه‌ای شبیه به برهم‌نهی کوانتومی و ناپیوستگی کوانتومی ایجاد می‌شوند، هر یک از حالات تابع موج در یک دنیای جداگانه به واقعیت می‌پیوندد. بخشی که در طبقه‌بندی تگمارک کمتر از بقیه بحث‌انگیز است، مرحله یک است که رویدادهای هوافضا را در این جهان و در نقاط دوردست توصیف می‌کند.

جستارهای وابسته

• کیهان‌شناسی دینی
• کیهان‌شناسی
• کیهان‌شناسی هندو
• فرانک تیپلر
• نظریه جهان تنظیم‌شده
• جهان قابل مشاهده