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

نوشتاری از مجموعه‌ی
کیهان‌شناسی فیزیکی
گیتی مه‌بانگ سن جهان گاه‌شمار مه‌بانگ
جهان اولیه تورم کیهانی هسته‌زایی مه‌بانگ تابش گرانشی زمینه کیهان نوترینوی زمینه تابش زمینه کیهانی
جهان منبسط‌شونده انتقال به سرخ قانون هابل انبساط جهان معادلات فریدمان متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر
تشکیل ساختار شکل جهان تشکیل ساختار بازیونیده‌شدن شکل‌گیری کهکشان گروه بزرگ اختروش‌ ساختار بزرگ مقیاس رشته‌کهکشان
آینده جهان سرانجام کیهان آینده یک جهان منبسط‌شونده
اجزا مدل لامبدا-سی‌دی‌ام انرژی تاریک ماده تاریک
تاریخچه نظریات کیهان‌شناختی گاه‌شمار نظریات کیهان‌شناسی تاریخچه نظریه مهبانگ کشف ریزموج کیهانی تابش زمینه
آزمایش‌ها کیهان‌شناسی مشاهده‌ای 2dF SDSS COBE BOOMERanG WMAP پلانک
دانشمندان گالیلئو گالیله نیکلاس کوپرنیک آیزاک نیوتن آلبرت اینشتین استیون هاوکینگ الکساندر فریدمان ژرژ لومتر ادوین هابل آرنو آلان پنزیاس بهاراداج تولمن رابرت وودرو ویلسون جرج گاموف دیک زلدوویچ آرونسون جان ماتر روبین راجر پنروز هانس اولوف گوستا آلفون جرج اسموت الرس الیس سونیایف برایان اشمیت سانتزف دو سیتر گوث دیگران
اثرات اجتماعی تفاسیر دینی
درگاه اخترشناسی

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 می‌شود. گاهی در زبان فارسی واژگان کائنات، روزگار، دنیا، کیهان و طبیعت نیز در معنای مشابهی به‌کار رفته‌اند. اندازه کل جهان همچنان جزو نادانسته‌ها به شمار می‌رود 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

نوشتار(های) وابسته: کیهان، طبیعت، جهان و کره‌های آسمانی

واژگان گیتی، جهان و کیهان همگی ریشهٔ 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.

واژهٔ گیتی معادل واژهٔ Universe در زبان انگلیسی است. واژهٔ universe برگرفته از واژهٔ کهن فرانسوی univers است که خود از واژهٔ لاتینِ universum برآمده‌است. این واژه لاتین توسط سیسرون و بعدها 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، واژهٔ 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 مترادف‌ها 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

نوشتار 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 تقریباً ^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 احتمالاً 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 عمدتاً 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 احتمالاً 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

نوشتار‌های 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. تأثیر 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. تأثیر دو نیروی بنیادی دیگر یعنی نیروهای هسته‌ای قوی و ضعیف نیز با افزایش فاصله به سرعت کاهش می‌یابد و تأثیر آنها تقریباً 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 احتمالاً 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

نوشتار 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 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 به 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 غیرقابل 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

نوشتار‌های اصلی: کیهان‌شناسی مشاهده‌ای و جهان قابل مشاهده

هر چه جسم دورتر باشد، نور برآمده از آن بیشتر دچار پدیدهٔ 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. مثلاً 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 تأثیر گذاشتن و یا تأثیر 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. معمولاً جهان قابل مشاهده نسبت به نقطه دید ما در کهکشان راه شیری تعریف می‌شود.

فاصله ویژه - یعنی فاصله‌ای که در زمان مشخص مثلاً 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 فاصلهٔ 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

نوشتار‌های اصلی: سن جهان و انبساط جهان

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 تأیید 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 (به‌اندازهٔ 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 مشاهدهٔ تجربی همخوانی دارد که نور دریافتی از کهکشانهای دور دچار پدیدهٔ 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 دقیقاً به اندازه کافی یعنی تقریباً 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

نوشتار‌های 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

نوشتار(های) وابسته: شکل‌گیری و تکامل کهکشان‌ها، خوشه کهکشانی و خوشه کهکشانی

شکل‌گیری خوشه‌ها و رشته‌کهکشانهای عظیم در مدل ماده تاریک سرد با در نظرگرفتن انرژی تاریک. فریم‌ها تکامل ساختار را در یک جعبه به ابعاد ۴۳ میلیون پارسک (یا ۱۴۰ میلیون سال نوری) از انتقال به سرخ ۳۰ تا دوره کنونی را نمایش می‌دهند. (z=30 در بالا سمت چپ و z=0 در پایین سمت راست)

جهان تقریباً به طور کامل از انرژی تاریک، ماده تاریک و ماده معمولی تشکیل شده‌است. سایر محتویات آن تابش الکترومغناطیسی (که میزان آن از ۰.۰۰۵٪ تا ۰.۰۱٪ تخمین زده می‌شود) و ضدماده است. در طی دو میلیارد سال گذشته مقدار کل تابش الکترومغناطیسی تولید شده در جهان به نصف کاهش یافته‌است. درصد همه انواع ماده و انرژی در طول تاریخ جهان تغییر کرده‌است امروزه ماده معمولی که سازنده اتمها ستارگان، کهکشانها و زندگی است، تنها ۴.۹٪ از محتوای جهان را تشکیل داده‌است. در حال حاضر چگالی کلی این گونه از ماده بسیار کم و تقریباً برابر با ^۳۱−۱۰ × ۴.۴ گرم در سانتیمتر مکعب است که معادل چگالی در حد تنها یک پروتون در هر متر مکعب می‌باشد. ماهیت ماده تاریک و انرژی تاریک ناشناخته است. ماده تاریک گونه مبهمی از ماده است که هنوز شناسایی نشده و در حدود ۲۶.۸٪ از محتوای جهان را تشکیل می‌دهد. انرژی تاریک که انرژی فضای خالی است و باعث شتاب‌دار شدن انبساط جهان شده‌است، ۶۸.۳٪ از محتوای جهان را تشکیل می‌دهد.

نقشه نزدیکترین ابرخوشه‌ها و فضاهای پوچ به زمین

توزیع ماده، ماده تاریک و انرژی تاریک در سراسر جهان در فواصل بزرگتر از ۳۰۰ میلیون سال نوری، یکنواخت و همگن است. اما در مقیاسهای طولی کوتاهتر مواد تشکیل توده می‌دهند؛ بسیاری از اتمها متمرکز شده و تشکیل ستاره می‌دهند و بیشتر ستارگان گرد هم آمده و کهکشان‌ها را می‌سازند، بیشتر کهکشانها در کنار هم تشکیل خوشه، ابرخوشه و در نهایت رشته‌کهکشان‌های عظیم را شکل می‌دهند. در جهان قابل مشاهده در حدود ۳۰۰ سکستیلیون (۳‎×۱۰^۲۳) ستاره و بیش از ۱۰۰ میلیارد (۱۰^۱۱) کهکشان وجود دارد. 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. بین این ساختارها فضاهای پوچ قرار دارند که قطری برابر با ۳۳ تا ۴۹۰ میلیون سال نوری دارند. کهکشان راه شیری در گروه محلی کهکشانها قرار دارد که خود بخشی از ابرخوشه لانیاکی است. طول این ابرخوشه در حدود ۵۰۰ میلیون سال نوری است و اندازه گروه محلی نیز در حدود ۱۰ میلیون سال نوری است. جهان همچنین نواحی گسترده‌ای از فضاهای خالی نسبی دارد. بزرگترین ناحیه پوچ شناخته شده پهنه‌ای برابر با ۱.۸ میلیارد سال نوری دارد.

مقایسه محتویات جهان امروز با ۳۸۰۰۰۰ سال پس از مه‌بانگ که توسط داده‌های ۵ ساله دبلیومپ (از سال ۲۰۰۸) اندازه‌گیری شده‌است. (به دلیل خطای گرد کردن مجموع این ارقام ۱۰۰ نمی‌شود). این نشان‌دهنده محدودیت‌های دبلیومپ در سال ۲۰۰۸ در توانایی تعریف ماده تاریک و انرژی تاریک است.

جهان قابل مشاهده در مقیاسهای بسیار بزرگتر از ابرخوشه‌ها همسانگرد است. یعنی از روی زمین، ویژگیهای آماری جهان در همه جهات یکسان هستند. جهان در یک تابش ریزموج بسیار همسانگرد غوطه‌ور است که متناظر با یک طیف تعادل گرمایی جسم سیاه با دمای تقریبی ۲.۷۲۵۴۸ درجه کلوین است. این فرضیه که جهان در مقیاسهای بزرگ همگن و همسانگرد است، اصل کیهان‌شناختی نام دارد. جهانی که همگن و همسانگرد باشد از تمام زوایای دید یکسان به نظر می‌رسد و مرکزی ندارد.

انرژی تاریک

نوشتار اصلی: انرژی تاریک

دلیل شتاب گرفتن انبساط جهان همچنان در هاله‌ای از ابهام قرار دارد. اغلب دلیل آن را به وجود شکل ناشناخته‌ای از انرژی به نام انرژی تاریک نسبت می‌دهند که پنداشته می‌شود در سراسر فضا نفوذ کرده‌است. اگر از دیدگاه هم‌ارزی جرم و انرژی به موضوع نگاه کنیم، چگالی انرژی تاریک (^۳۰−۱۰×۷~ گرم بر سانتیمتر مکعب) بسیار کمتر از چگالی ماده معمولی یا ماده تاریک موجود در کهکشانهاست. اما امروزه در دوره انرژی تاریک جرم-انرژی جهان را در تسلط خود دارد زیرا در پهنه فضا به شکل یکنواختی گسترده‌است.

دو شکل پیشنهاد شده برای انرژی تاریک عبارتند از ثابت کیهانی، یک چگالی انرژی ثابت که به شکل همگن فضا را پرکرده‌است و میدان‌های اسکالر مانند اثیر یا مدولی کمیتهای دینامیکی هستند که چگالی انرژی آنها در فضا و زمان متغیر است. ثابت کیهانی را می‌توان به گونه‌ای فرمول‌بندی کرد که با انرژی خلاء هم‌ارز باشد. میدانهای اسکالری که میزان ناهمگنی ناچیزی دارند به سختی از یک ثابت کیهانی قابل تمایزند.

ماده تاریک

نوشتار اصلی: ماده تاریک

ماده تاریک یک نوع فرضی از ماده است که برای کل طیف الکترومغناطیسی نامریی است اما بیشترین نوع ماده موجود در جهان است. وجود و ویژگیهای ماده تاریک از آثار گرانشی‌اش بر روی ماده مرئی، تابش و ساختار بزرگ-مقیاس جهان، نتیجه‌گیری می‌شود. به جز نوترینوها که شکلی از ماده تاریک داغ هستند، تا کنون هیچ گونه‌ای از ماده تاریک به طور مستقیم مشاهده نشده‌است و به یکی از بزرگترین اسرار اخترفیزیک نوین تبدیل شده‌است. ماده تاریک هیچ گونه نور و یا هر تابش الکترومغناطیسی دیگری را جذب یا منتشر نمی‌کند. تخمین زده می‌شود که ماده تاریک ۲۶.۸٪ کل جرم-انرژی جهان و ۸۴.۵٪ کل ماده موجود در جهان را تشکیل می‌دهد.

ماده معمولی

نوشتار اصلی: ماده (فیزیک)

۴.۹٪ باقیمانده جرم-انرژی جهان، ماده معمولی است که از اتمها، یونها، الکترونها وترکیبات آنها، تشکیل می‌شود. ستارگان نیز از این نوع ماده تشکیل شده‌اند که تقریباً کل نوری که از کهکشانها به ما می‌رسد را آنها تولید می‌کنند و همچنین منشأ پیدایش گازهای میان‌ستاره‌ای در فضاهای میان‌ستاره‌ای و میان‌کهکشانی، سیارات و هر جسمی که در طول روز می‌بینیم و لمس می‌کنیم، هستند. واقعیت این است که بیشتر ماده معمولی موجود در جهان هنوز دیده نشده است، زیرا ستارگان و گاز درون کهکشانها تنها ۱۰ درصد از سهم ماده معمولی در چگالی جرم-انرژی جهان را تشکیل می‌دهند.

ماده معمولی عموماً در ۴ حالت (یا فاز) وجود دارد :جامد، مایع، گاز و پلاسما. اما پیشرفت در تکنیکهای آزمایشگاهی حالتهای دیگری را نیز که پیش از این صرفاً جنبه نظری داشتند، آشکار کرده‌است. از جمله این حالت‌ها می‌توان به چگالش بوز-اینشتین و چگال فرمیونی اشاره نمود.

ماده معمولی از دو ذره بنیادی ساخته شده‌است: کوارک و لپتون مثلاً پروتون از دو کوارک بالا و یک کوارک پایین تشکیل می‌شود؛ نوترون از دو کوارک پایین و یک کوارک بالا ساخته می‌شود؛ و الکترون نوعی لپتون است. اتم یک هسته اتمی دارد که از پروتون و نوترون ساخته شده و الکترون‌هایی که در مدارهای اطراف هسته می‌چرخند. از آنجا که بیشتر جرم اتم در هسته آن است که از باریون تشکیل شده، اخترشناسان اغلب از واژه ماده باریونی برای توصیف ماده معمولی استفاده می‌کنند، هرچند که بخش اندکی از این «ماده باریونی» را الکترونها تشکیل می‌دهند.

اندکی پس از مه‌بانگ، پروتون‌ها و نوترون‌های نخستین از سرد شدن پلاسمای کوارک-گلوئون جهان اولیه به میزان ۲ تریلیون درجه پدید آمدند. چند دقیقه بعد در فرایندی به نام هسته‌زایی مه‌بانگ هسته‌ها از پروتون‌ها و نوترون‌های نخستین شکل گرفتند. این فرایند هسته‌زایی سبب پیدایش عناصر سبکتر با اعداد اتمی کوچک (حداکثر به سنگینی لیتیم و بریلیم) شد. اما فراوانی عناصر سنگین‌تر با افزایش عدد اتمی به شدت کاهش می‌یابد. ممکن است میزان اندکی بور در این زمان بوجود آمده‌باشد اما از عنصر سنگین‌تر بعدی یعنی کربن میزان قابل توجهی در این فرایند به وجود نیامد. هسته‌زایی مه‌بانگ پس از ۲۰ دقیقه به دلیل افت شدید دما و چگالی جهان در حال انبساط پایان یافت. شکل‌گیری عناصر سنگین‌تر در آینده از هسته‌زایی ستاره‌ای و هسته‌زایی ابرنواختری نتیجه شد.

ذرات

نوشتار اصلی: فیزیک ذرات

مدل استاندارد ذرات بنیادی: ۱۲ فرمیون بنیادی و ۴ بوزون بنیادی. حلقه‌های قهوه‌ای نشان می‌دهند که هر بوزون (قرمز) با چه فرمیون‌هایی (بنفش و سبز) جفت می‌شود. ستونها نشان دهنده سه نسل از ماده (فرمیون‌ها) و یک نسل از نیروها (بوزون‌ها) هستند. در سه ستون نخست، دو ردیف به کوارک‌ها و دو ردیف به لپتون‌ها اختصاص یافته. در دو ردیف بالایی کوارکهای بالا(u)، پایین (d)، افسون(c)، شگفت(s)، سر(t) و ته(b) و فوتون(γ) و گلوئون(g) قرار دارند. دو ردیف پایینی شامل الکترون نوترینو(ν_e)، الکترون(e)، میون نوترینو(ν_μ)، میون(μ)، تاو نوترینو(ν_τ)، تاو(τ) و بوزن‌های زد(Z⁰) و دبلیو(W^±)، حاملین نیروی هسته‌ای ضعیف قرار گرفته‌اند. جرم بار و اسپین هر ذره نیز نمایش داده شده است.

ماده معمولی و نیروهایی که برآن اثر می‌کنند را می‌توان با توجه به ذرات بنیادی توصیف نمود. این ذرات را بنیادی می‌نامند زیرا ساختار آنها ناشناخته‌است و هنوز مشخص نیست که آیا آنها از ذرات کوچکتر و بنیادی‌تری ساخته‌شده‌اند یا خیر. در این میان مدل استاندارد اهمیت فراوانی دارد. مدل استاندارد نظریه‌ای است که با برهمکنش‌های الکترومغناطیسی و یا هسته‌ای قوی و ضعیف سروکار دارد. آزمایش‌های تجربی وجود ذرات سازنده ماده: کوارک‌ها و لپتون‌ها و همزادهای ضدماده آنها و همچنین ذرات نیرویی که واسطه برهمکنش‌ها هستند: فوتون‌ها، بوزون‌های دبلیو و زد و گلوئون‌ها، همگی مدل استاندارد را تأیید می‌کنند. مدل استاندارد وجود بوزون هیگز که به تازگی کشف شد را پیش‌بینی کرده‌بود، ذره‌ای که تجلی میدانی در جهان است که به ذرات جرم می‌بخشد. به خاطر موفقیت در توضیح طیف وسیعی از نتایج تجربی، گاهی مدل استاندارد را با نام نظریه تقریباً همه‌چیز می‌شناسند. هرچند که مدل استاندارد گرانش را توصیف نمی‌کند و یک نظریه همه‌چیز واقعی نیرو-ذره هنوز مطرح نشده‌است.

هادرون

نوشتار اصلی: هادرون

هادرون یک ذره مرکب است که از کوارک‌هایی تشکیل می‌شود که توسط نیروی هسته‌ای قوی کنار یکدیگر نگه‌داشته شده‌اند. هادرون‌ها را به دو دسته تقسیم می‌کنند: باریون‌ها (مثل پروتون و نوترون) که از سه کوارک تشکیل شده‌اند و مزون‌ها (مانند پیون) که از یک کوارک و یک ضد کوارک تشکیل شده‌اند. از میان هادرون‌ها پروتون‌ها پایدار هستند و همچنین نوترون‌هایی که محدود به هسته اتم هستند نیز پایدارند. سایر هادرون‌ها در شرایط معمولی ناپایدارند و اجزای کم‌اهمیت‌تری از جهان به شمار می‌روند. پس از تقزیبا ^۶−۱۰ ثانیه از مه‌بانگ، در طی دوره‌ای به نام دوره هادرون، دما جهان به اندازه کافی کاهش یافت تا کوارک‌ها بتوانند به هم بپوندند و هادرون‌ها را تشکیل دهند و جرم جهان در تسلط هادرون‌ها بود. در ابتدا دما به اندازه‌ای بالا بود که امکان پدید آمدن جفت‌های هادرون-ضد هادرون وجود داشت و ماده و ضد ماده در تعادل گرمایی بودند. اما با کاهش دمای جهان دیگر جفتهای هادرون-ضد هادرون تشکیل نمی‌شد. بیشتر هادرون‌ها و ضدهادرون‌ها در واکنش‌های نابودسازی ذره-پاد ذره از بین رفتند و پس از یک ثانیه از عمر جهان، تنها میزان اندکی از هادرون‌ها باقی ماند.

لپتون

نوشتار اصلی: لپتون

لپتون یک ذره بنیادی با اسپین نیمه‌صحیح است که در برهم‌کنش‌های هسته‌ای قوی شرکت نمی‌کند اما در اصل طرد پاولی صدق می‌کند. دو لپتون از یک گونه نمی‌توانند همزمان با هم در وضعیت‌های یکسانی قرار داشته باشند. دو رده اصلی از لپتون‌ها وجود دارد: لپتون‌های باردار (لپتون‌های الکترون-مانند) و لپتون‌های خنثی (نوترینوها). الکترون‌ها پایدار هستند و معمول‌ترین نوع لپتون باردار در جهان هستند، در حالیکه میون و تاو ناپایدارند و پس از به وجود آمدن در برخوردهای پرانرژی به سرعت واپاشی می‌شوند. لپتون‌های باردار می‌توانند با بقیه ذرات ترکیب شوند و ذرات مرکبی مانند اتم و پوزیترونیم بسازند. الکترون تقریباً بر کل شیمی حکمرانی می‌کند زیرا در اتمها یافت می‌شود و به خواص شیمیایی مرتبط است. نوترینوها به ندرت برهمکنشی با هرچیز دیگری دارند و به همین دلیل به ندرت مشاهده می‌شوند. نوترینوها در سراسر جهان جریان دارند اما به ندرت با ماده معمولی برهمکنشی دارند.

دوره لپتون، دروه‌ای در تکامل جهان بود که در آن جرم جهان در تسلط لپتون‌ها بود. این دوره تقریباً یک ثانبه پس از مه‌بانگ آغاز شد؛ یعنی زمانی که اکثر هادرون‌ها و ضدهادرون‌ها یکدیگر را در پایان دروه هادرون نابود کرده‌بودند. در حین دوره لپتون دمای جهان هنوز برای تشکیل جفتهای لپتون-ضدلپتون کافی بود و بنابراین لپتون‌ها و ضدلپتون‌ها در تعادل گرمایی بودند. تقریباً ۱۰ ثانیه پس از مه‌بانگ دمای جهان آنقدر کاهش یافته بود که دیگر امکان تشکیل جفت‌های لپتون-ضد لپتون وجود نداشت. بیشتر لپتون‌ها و ضدلپتون‌ها در واکنش‌های نابودسازی از بین رفتند و میزان اندکی از آنها باقی ماند. در این زمان جهان وارد دوره فوتون می‌شد و جرم جهان در تسلط فوتون بود.

فوتون

نوشتار اصلی: دوره فوتون

فوتون کوانتوم نور و سایر اشکال تابش الکترومغناطیسی است. فوتون ذره حامل نیرو برای نیروی الکترومغناطیسی است. آثار این نیرو به سادگی در مقیاسهای ماکروسکوپیک و میکروسکوپیک قابل مشاهده است زیرا فوتون جرم سکونی برابر صفر دارد؛ و این اجازه برهمکنش در فواصل دور را می‌دهد. مانند همه ذرات بنیادی فوتون‌ها در حال حاضر توسط مکانیک کوانتومی به خوبی توضیح داده می‌شوند و ویژگی دوگانگی موج و ذره از خود نمایش می‌دهند.

دوره فوتون در حدود ۱۰ ثانیه پس از مه‌بانگ و وقتی آغاز شد که در پایان دوره لپتون بیشتر لپتون‌ها و ضدلپتون‌ها در واکنشهای نابودسازی از بین رفته‌بودند. هسته‌های اتمی در فرایند هسته‌سازی که در نخستین دقایق دوره فوتون رخ داد، پدید آمده‌بودند. در باقی دوران فوتون جهان شامل یک پلاسمای داغ از هسته‌ها الکترون‌ها و فوتون‌ها بود. پس از گذشت ۳۸۰۰۰۰ سال از مه‌بانگ دمای جهان تا حدی کاهش یافت که هسته می‌توانست با الکترون‌ها تشکیل شده و اتمهای خنثی تشکیل دهد. در نتیجه دیگر فوتون‌ها برهمکنش‌های پرشماری با ماده نداشتند و جهان شفاف شد. فوتون‌ها با انتقال به سرخ بسیار بالا از این دوره تابش زمینه کیهانی (CMB) را شکل می‌دهند. تغییرات جزیی در دما و چگالی تابش زمینه کیهانی نخستین بذرهای تشکیل ساختار بودند که بعدها رخ داد.

مدلهای کیهان‌شناسی

مدل جهان بر اساس نسبیت عام

نسبیت عام نظریه هندسی گرانش است که توسط آلبرت اینشتین در سال ۱۹۱۵ ارائه شد و توصیف کنونی گرانش در فیزیک نوین است. پایه مدلهای کیهان‌شناسی کنونی از جهان است. نسبیت عام، نظریه‌های نسبیت خاص و قانون جهانی گرانش نیوتن را تعمیم می‌دهد و توصیفی یکپارچه از گرانش به عنوان یک ویژگی هندسی فضا و زمان و یا فضازمان ارائه می‌کند. خمش فضازمان با انرژی و تکانه همه ماده و تابش موجود رابطه مستقیمی دارد. این رابطه توسط معادلات میدان اینشتین توصیف می‌شود که یک سیستم معادلات دیفرانسیل جزئی است. در نسبیت عام، توزیع ماده و انرژی تعیین‌کننده هندسه فضازمان و آن نیز به نوبه خود توصیف‌کننده شتاب ماده است؛ بنابراین پاسخهای معادلات میدان اینشتین تکامل جهان را توصیف می‌کنند. معادلات نسبیت عام با ترکیب شدن با اندازه‌گیریهای مقدار، نوع و توزیع ماده در جهان می‌توانند تکامل جهان در گذر زمان را توصیف کنند.

با پذیرفتن اصل کیهان‌شناسی که بیان می‌کند جهان در همه‌جا همگن و همسانگرد است، یکی از پاسخهای ویژه برای معادلات میدان به دست می‌آید که تانسور متریکی است به نام متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر،

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

که در آن (r, θ, φ) متناظر با یک سیستم مختصات کروی است. این متریک تنها دو پارامتر نامعین دارد. یک فاکتور مقیاس طول بدون بعد R مقیاس اندازه جهان را به صورت تابعی از زمان توصیف می‌کند؛ افزایش مقدار R به معنی انبساط جهان است. یک شاخص خمش k هندسه جهان را توصیف می‌کند. شاخص k به شکلی تعریف شده که مقدار آن تنها می‌تواند صفر، متناظر با هندسه اقلیدسی تخت؛ ۱، متناظر با فضایی انحنای مثبت؛ و ۱-، متناظر با فضایی با خمیدگی مثبت یا منفی باشد. مقدار R به عنوان تابعی از زمان به k و ثابت کیهانی بستگی Λ دارد. ثابت کیهانی نماینده چگالی انرژی خلاء فضاست و ممکن است با انرژی تاریک مرتبط باشد. معادله‌ای که تغییرات R در زمان را توصیف می‌کند معادلات فریدمان نام دارد که از روی نام مبتکر آن الکساندر فریدمان گرفته شده‌است.

پاسخ‌های R به k و Λ بستگی دارد اما برخی ویژگیهای کیفی این پاسخ‌ها عمومی هستند. نخستین و مهمترین ویژگی این است که مقیاس طول R جهان فقط در صورتی ثابت می‌ماند که جهان کاملاً همسانگرد و با انحنای مثبت (k=1) باشد و چگالی همه نقاط آن دقیقاً برابر با یک مقدار مشخص باشد. هرچند که این تعادل ناپایدار است: زیر جهان در مقیاسهای کوچکتر ناهمگن است و در نتیجه مقدار R باید با زمان تغییر کند. وقتی R تغییر کند همه فواصل فضایی در جهان تغییر خواهند کرد؛ یعنی خود فضا نیز دچار انبساط یا انقباض خواهد شد. این موضوع توضیح می‌دهد که چرا کهکشان‌ها از هم دور می‌شوند؛ زیرا فضای میان آنها در حال کشیده‌شدن است. کشیده‌شدن فضا همچنین توضیحی برای این پارادوکس ظاهری ارائه می‌دهد که چگونه می‌شود دو کهکشان ۴۰ میلیارد سال نوری از هم فاصله داشته باشند در حالیکه هر دوی آنها ۱۳.۸ میلیارد سال قبل در یک نقطه بوده‌اند و هرگز نمی‌توانسته‌اند سریعتر از نور هم حرکت کنند.

دوم اینکه از تمام پاسخ‌ها چنین برمی‌آید که یک تکینگی گرانشی در گذشته وجود داردکه در آن R برابر صفر و ماده و انرژی بی‌نهایت فشرده بوده‌اند. ممکن است به نظر برسد که این نتیجه‌گیری نامطمئن است زیرا بر پایه فرض قابل بحث همگنی و همسانگردی جهان بنا شده است و همچینن بر این اصل که تنها نیروی گرانشی است که نقش مهمی دارد. اما قضایای تکینگی پنروز-هاوکینگ نشان می‌دهند که نقطه تکینگی در شرایط عمومی نیز باید وجود داشته باشد؛ بنابراین طبق معادلات میدان اینشتین، R به سرعت از حالت بسیار داغ و چگال که بلافاصله پس از تکینگی بوجود آمد، افزایش یافت؛ این موضوع عصاره مدل مه‌بانگ است. درک تکینگی مه‌بانگ احتمالاً نیاز به یک نظریه گرانش کوانتومی دارد که هنوز به‌دست نیامده‌است.

سوم اینکه شاخص خمش k علامت مقدار متوسط خمش فضایی فضازمان را مشخص می‌کند که در یک بازه طولی به اندازه کافی بزرگ (بزرگتر از یک میلیارد سال نوری) به دست آمده‌است. اگر k=1 باشد، خمش مثبت است و حجم جهان متناهی است. چنین جهانی را اغلب به شکل یک کره سه‌بعدی قرارگرفته در یک فضای چهار بعدی تصور می‌کنند. متقابلاً اگر k صفر یا منفی باشد، حجم جهان بی‌نهایت است. شاید دور از ذهن به نظر برسد که یک جهان بی‌نهایت و در عین حال بی‌نهایت چگال می‌تواند در یک لحظه در مه‌بانگ وقتی R=0 پدید آید، اما این دقیقاً چیزی است که توسط ریاضیات وقتی k برابر با ۱ نباشد، پیش‌بینی می‌شود. 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 به‌اندازهٔ 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.

فرضیه چندجهانی

نوشتار‌های 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 نظریه‌پردازیها چنین گمانه‌زنی کزده‌اند 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. مدلهای علمی نظریه 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.

جهان تنظیم‌شده

جهان تنظیم شده به این موضوع اشاره می‌کند که شرایطی که حیات را در جهان امکانپذیر می‌سازند تنها زمانی رخ می‌دهند که برخی توابت بنیادین فیزیکی اندازه‌های خاصی از یک دامنه مقادیر بسیار محدود داشته باشند، بنابراین اگر مقدار هر یک از چندین ثابت بنیادین کمی متفاوت بود، احتمال اینکه جهان به گونه‌ای پیش رود که ماده و ساختارهای نجومی و فراوانی عناصر و حیات به شکلی که می‌شناسیم پدید آیند، وجود نمی‌داشت.

تکامل تاریخی کیهان‌شناسی

نوشتار(های) وابسته: 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 پایهٔ 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 پایهٔ نسبیت عام و یا به‌طور خاص بر پایهٔ مهبانگ بنا شده‌اند.

آفرینش

نوشتار‌های 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

نوشتار(های) وابسته: 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. نظریهٔ 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 مدرسهٔ 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 بی‌نهایت 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

نوشتار 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 کرهٔ 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 نظریهٔ 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 عقیدهٔ 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 فاصلهٔ 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 مشاهدهٔ 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 پدیدهٔ 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 نظریهٔ 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 پدیدهٔ 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.

جستارهای وابسته

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