Zmieniający się wszechświat

Wyobrażenia ludzi o rozmiarach, strukturze i ewolucji Wszechświata ulegały bardzo istotnym zmianom w miarę rozwoju astronomii i fizyki. Już w czasach prehistorycznych pozorny ruch Słońca na sferze niebieskiej, fazy Księżyca, ruchy planet oraz momenty wschodów i zachodów gwiazd były wykorzystywane do określania czasu i stanowiły podstawę kalendarza.

Pierwszy model Wszechświata powstał ok. 2,5 tys. lat temu, wraz z rozwojem geometrii i filozofii. Elementy tego modelu występowały już u Pitagorasa, a spopularyzował go i utrwalił Arystoteles. W tym geocentrycznym modelu Ziemia znajdowała się w środku Wszechświata, a planety i Słońce poruszały się po koncentrycznych sferach otoczonych znacznie większą sferą gwiazd stałych. Aby uzgodnić ten model z obserwacjami, ok. 140 r. p. n. e. Klaudiusz Ptolemeusz przesunął nieco w swoim modelu Ziemię z geometrycznego środka Wszechświata, planetom zaś pozwolił poruszać się dodatkowo po kołach zw. epicyklami. Ten model przetrwał aż do czasów M. Kopernika.

W 1609 r. Galileusz zbudował lunetę i pierwszy zastosował ją do obserwacji astronomicznych, co znacznie przyspieszyło rozwój astronomii. Przełomowym momentem dla kosmologii i całej współczesnej nauki było odkrycie przez I. Newtona praw ruchu ciał. W swoim słynnym dziele Philosophiae naturalis principia mathematica, opublikowanym w 1687 r. , Newton nie tylko sformułował prawa ruchu i prawo powszechnego ciążenia, ale też rozwiązał równania ruchu planet. Po raz pierwszy okazało się, że ciała niebieskie także podlegają prawom fizyki.
Coraz większe i lepsze lunety pozwoliły astronomom penetrować coraz dalsze obszary Wszechświata. Galileusz odkrył, że Droga Mleczna ( Galaktyka) — jasny pas na niebie — jest złożona z gwiazd. Zaczęto zastanawiać się nad rozmiarami i strukturą Drogi Mlecznej. Metodą zliczania gwiazd w różnych obszarach sfery niebieskiej F. W. Herschel w 1785 r. stwierdził, że Droga Mleczna jest spłaszczoną, podobną do dysku koncentracją gwiazd, a Słońce znajduje się w przybliżeniu w jej środku. Nadal nie znano sposobu na wyznaczanie odległości do gwiazd. Już Kopernik zdawał sobie sprawę z faktu, że gwiazdy znajdują się bardzo daleko, gdyż nie mógł zaobserwować pozornego ruchu gwiazd bliższych względem tła gwiazd dalszych, spowodowanego ruchem Ziemi wokół Słońca ( paralaksa). Paralaksy gwiazd zmierzono dopiero w końcu lat 30. XIX w. Okazało się, że odległości gwiazd od Ziemi są tak duże, że trzeba było wprowadzić nową jednostkę odległości — parsek (pc). Bardziej intuicyjną astronomiczną jednostką odległości jest rok świetlny (w skrócie ly, od angielskiego light year), czyli odległość, jaką przebywa światło w próżni w ciągu jednego roku. Najbliższy Ziemi obiekt astronomiczny, Księżyc, jest odległy od niej o 1, 3 s świetlnej, Słońce o 500 s świetlnych, zaś najbliższa gwiazda o ok. 4 ly! Korzystając z tej astronomicznej skali odległości szacuje się, że średnica dysku Galaktyki wynosi ok. 160 tys. ly, a jego grubość ok. 1000 ly. Obecnie wiadomo, że Słońce znajduje się ok. 27 tys. ly (8, 5 kpc) od środka Galaktyki. Gwiazdy, gaz i pył zawarte w dysku galaktycznym obracają się względem centrum Galaktyki. Analizując ruchy gwiazd w dysku galaktycznym stwierdzono, że masa dysku Galaktyki wynosi ok. 6 · 1010 mas Słońca.

Kolejny wielki przełom w obserwacjach astronomicznych nastąpił na początku lat 60. XIX w. , gdy do badań astronomicznych wykorzystano odkrytą właśnie przez R. W. Bunsena i S. G. R. Kirchhoffa analizę spektralną. Badania widm gwiazd pozwoliły na wyznaczenie nie tylko składu chemicznego górnych warstw atmosfer gwiazd (z badań tych wynika, że gwiazdy są zbudowane gł. z wodoru — ok. 75% w stosunku wagowym, i helu — blisko 25%, z małą domieszką innych, cięższych pierwiastków), ale również ich temperatury oraz — pośrednio — na oszacowanie ciśnienia, gęstości i natężenia pola grawitacyjnego. Zastosowanie analizy spektralnej do badań astronomicznych umożliwiło wprowadzenie spektralnej klasyfikacji gwiazd, doprowadziło też do wydzielenia grupy  gwiazd podwójnych (spektroskopowych) i skłoniło do zastanowienia się nad ewolucją gwiazd.

Do końca XIX w. stwierdzono, że w skład Galaktyki wchodzą nie tylko gwiazdy, gaz i pył, lecz także duże, gęste skupiska gwiazd, zw. gromadami gwiazd, oraz mgławice. Na podstawie kształtu wydzielono podgrupę mgławic, tzw. mgławice spiralne.
Na początku XX w. istniały już dostatecznie duże teleskopy, by można było badać naturę mgławic spiralnych. W 1912 r. V. M. Slipher, uzyskawszy widma kilku mgławic, stwierdził, że ich linie widmowe są najczęściej przesunięte ku czerwonej stronie widma ( Dopplera zjawisko). Z wielkości tych przesunięć Slipher otrzymywał prędkości sięgające 1000 kms, niespotykane u gwiazd. Jednocześnie pojawiło się pytanie, czy mgławice spiralne są częścią Galaktyki, czy też są obiektami pozagalaktycznymi.

W 1923 r. E. P. Hubble zauważył, że Wielka Mgławica w Andromedzie składa się z gwiazd, po czym wypatrzył gwiazdy w kilku innych mgławicach. W 1924 r. wśród gwiazd w mgławicy Andromedy Hubble znalazł cefeidy. Cefeidy są gwiazdami zmiennymi o periodycznie zmieniającej się jasności. Stwierdzono, że dla cefeid okres zmian jasności zależy od ich jasności absolutnej, co umożliwia wyznaczanie ich odległości. Gdy Hubble zastosował tę metodę do Wielkiej Mgławicy w Andromedzie okazało się, że znajduje się ona w odległości ok. 2 mln ly, a więc daleko poza granicami Galaktyki. W ten sposób Hubble odkrył świat galaktyk; następnie, korzystając z bogatego materiału obserwacyjnego, podzielił galaktyki na eliptyczne, spiralne, spiralne z poprzeczką i nieregularne. Liczba galaktyk, do których wyznaczono odległości, powoli wzrastała. W 1928 r. Hubble zauważył, że galaktyki oddalają się z prędkościami proporcjonalnymi do ich odległości. Zależność ta, znana obecnie jako prawo Hubble’a, stanowi podstawę współczesnej kosmologii. Hubble odkrył zatem, że Wszechświat jako całość nie jest układem statycznym, ale podlega zmianom, obecnie Wszechświat się rozszerza. Współczynnik proporcjonalności występujący w prawie Hubble’a jest zwany stałą Hubble’a. Z pomiarów wynika, że stała Hubble’a wynosi (20 ± 3) kms na mln ly, a więc galaktyka, która znajduje się w odległości 100 mln ly, oddala się od nas z prędkością ok. 2000 kms.

Równocześnie z obserwacjami rozwijała się teoretyczna baza kosmologii. W 1917 r. A. Einstein sformułował ogólną teorię względności, czyli relatywistyczną teorię grawitacji, która zastąpiła prawo powszechnego ciążenia Newtona. W ogólnej teorii względności geometryczne własności czasoprzestrzeni są powiązane z rozkładem materii. Jako pierwszy Einstein zastosował ogólną teorię względności do stworzenia nowego modelu kosmologicznego. Przejął on od astronomów panujące wówczas przekonanie, że Droga Mleczna jest jedyną galaktyką i że poza jej granicami jest jedynie pusta, statyczna przestrzeń. Gdy się okazało, że równania ogólnej teorii względności nie dopuszczają takiej możliwości, zmodyfikował je, dodając tzw. stałą kosmologiczną. Najnowsze obserwacje astronomiczne sugerują, że stała kosmologiczna jest różna od zera.
W 1921 r. A. Friedman wykazał, że zgodnie z równaniami ogólnej teorii względności Wszechświat, wypełniony materią w taki sposób, iż żaden punkt ani żaden kierunek nie jest wyróżniony, nie może być statyczny. Po odkryciu zjawiska rozszerzania się Wszechświata G. Lematre udowodnił, że prawo Hubble’a w naturalny sposób wynika z modelu Friedmana. Rozważania Friedmana pozwalały wysnuć wniosek, że Wszechświat miał początek. Jest to naturalną konsekwencją rozszerzania się Wszechświata. Cofając się bowiem w czasie, dochodzi się w końcu do momentu, kiedy gęstość materii staje się nieskończona; tego początkowego stanu Wszechświata — zw. stanem osobliwym — nie można już opisać równaniami ogólnej teorii względności. Model Friedmana przewiduje też przyszłość Wszechświata. Istnieją tylko dwie możliwości: albo Wszechświat będzie rozszerzał się wiecznie, a średnia gęstość materii będzie wówczas dążyła do zera, albo rozszerzy się do pewnych maksymalnych rozmiarów, po czym zacznie się kurczyć i po odpowiednio długim, ale skończonym czasie gęstość materii stanie się znowu nieskończona, czyli zaistnieje stan o własnościach podobnych do osobliwości początkowej. W modelu Friedmana przyszłość Wszechświata jest zdeterminowana przez wartość stałej Hubble’a i średnią gęstość materii. Obecne dane obserwacyjne sugerują, że Wszechświat będzie rozszerzał się wiecznie.

Początkowo wydawało się, że galaktyki na sferze niebieskiej są rozłożone przypadkowo. Późniejsze badania wykazały jednak, że galaktyki mają wyraźną tendencję do grupowania się w gromady galaktyk, a gromady galaktyk w supergromady. Na początku lat 70. XX w. astronomowie z Harvard Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) rozpoczęli badanie przestrzennego rozkładu galaktyk w wybranym obszarze nieba. Po naniesieniu położeń ok. 1000 galaktyk utworzyły one zgrupowanie przypominające swoim kształtem człowieka — nazwano go „patyczakiem z Harvardu”; jego korpus tworzą galaktyki z gromady galaktyk Coma. Pełne wyniki tego przeglądu rozszerzono o obserwacje na południowej półkuli nieba. Rozkład galaktyk w przestrzeni nie jest przypadkowy. Istnieją wyraźnie widoczne płaskie skupiska galaktyk, zw. ścianami, ograniczające bardzo duże puste obszary, w których galaktyki nie występują niemal wcale. Tam, gdzie ściany się przecinają, występują gęste łańcuchy galaktyk, a miejsca, gdzie przecinają się łańcuchy, identyfikuje się z bogatymi gromadami galaktyk. Duże i długie skupisko galaktyk o długości ok. 500 mln ly (~ 150 Mpc) zostało nazwane Wielką Ścianą, jej grubość wynosi ok. 20 mln ly. Pustki widoczne w przestrzennym rozkładzie galaktyk mają zazwyczaj średnice ok. 100 mln ly. Z analizy statystycznej przestrzennego rozkładu galaktyk wynika, że ściany skupiają ok. 60% galaktyk, natomiast zajmują jedynie ok. 10% objętości Wszechświata. W gęstych łańcuchach skupia się ok. 20% galaktyk, pozostałe 20% galaktyk zaś tworzy ubogie, słabo widoczne łańcuchy galaktyk. Przestrzenna struktura rozkładu galaktyk przypomina pianę z baniek mydlanych.

Badając ruchy gwiazd w galaktykach oraz ruchy galaktyk w gromadach galaktyk stwierdzono, że galaktyki i gromady galaktyk mają znacznie większą masę niż szacowano na podstawie jasności tych obiektów. Nie świecąca materia zawarta w galaktykach i gromadach galaktyk nosi nazwę ciemnej materii. Jak wynika z oszacowań, aż 90% materii zawartej we Wszechświecie nie świeci.
Korzystając z modelu Friedmana oraz obserwowanych własności Wszechświata i praw fizyki, można odtworzyć historię Wszechświata. Ma więc sens pytanie o jego wiek. Zależy on od dwóch parametrów — stałej Hubble’a i średniej gęstości materii we Wszechświecie. Niestety, dokładność wyznaczenia tych dwóch podstawowych parametrów kosmologicznych nie jest ciągle zadowalająca, dlatego też wiek Wszechświata jest znany z dokładnością ok. 30-procentową i zawiera się w granicach 12–15 mld lat. Biorąc za podstawę oszacowany wiek Wszechświata, promień możliwej do zaobserwowania części Wszechświata ocenia się na 12–15 mld ly. W tym miejscu wypada wyjaśnić, jak należy rozumieć obserwowane rozszerzanie się Wszechświata. Potocznie uważa się, że jeżeli coś się rozszerza, to rozszerza się w czymś. Z definicji Wszechświat jest największym istniejącym obiektem fizycznym, jego rozszerzanie się to ciągła kreacja przestrzeni. Trzeba przy tym zaznaczyć, że proces ten odbywa się jedynie w bardzo dużej skali (np. w obrębie atomu czy w obrębie Układu Słonecznego albo nawet w obrębie Galaktyki przestrzeń się nie rozszerza).

Z modelu Friedmana wynika, że Wszechświat rozpoczął swoją ewolucję od stanu osobliwego, gdy bardzo gorąca materia była ściśnięta do ogromnych gęstości. W 1946 r. G. A. Gamow zaczął analizować podstawowe procesy fizyczne, które mogły zachodzić podczas pierwszych faz ewolucji Wszechświata. Zaproponowany przez Gamowa model fizycznej ewolucji Wszechświata nazywa się obecnie modelem Wielkiego Wybuchu. Gamow zdawał sobie sprawę z tego, że w początkowych etapach ewolucji Wszechświata gęstość materii była tak duża, a materia tak gorąca, że nie mogły wówczas istnieć ani atomy, ani jądra atomowe, ani nawet protony i neutrony. Przypuszcza się, że materia składała się wówczas z najbardziej elementarnych składników:  kwarków,  gluonów,  leptonów,  fotonów i grawitonów. Pierwszych faz ewolucji Wszechświata nie można więc opisać bez uwzględnienia oddziaływań między podstawowymi cząstkami elementarnymi.

Zgodnie ze współczesną wiedzą wszystkie zjawiska zachodzące w otaczającym nas świecie są przejawem działania czterech podstawowych oddziaływań fizycznych: grawitacyjnych, elektromagnetycznych, słabych i silnych. Na początku lat 60. S. Weinberg, A. Salam i Sh. Glashow zaprezentowali teorię unifikującą oddziaływania słabe i elektromagnetyczne. Niemal w tym samym czasie, gdy powstawała teoria oddziaływań elektrosłabych, M. Gell-Mann i G. Zweig zaproponowali model  hadronów zbudowanych z kwarków. Połączenie obu tych koncepcji doprowadziło do powstania tzw. Standardowego Modelu cząstek elementarnych. Wprawdzie Model Standardowy nadspodziewanie dobrze opisuje wszystkie przeprowadzone dotychczas eksperymenty z cząstkami elementarnymi, trwają jednak poszukiwania bardziej ogólnej teorii, która łączyłaby oddziaływania silne i elektrosłabe. Kontynuowane są też prace nad teorią integrującą wszystkie oddziaływania fundamentalne. Jakkolwiek teorie takie jeszcze nie powstały, istnieją ogólne przewidywania, które pozostaną zapewne częścią składową ostatecznej teorii. Wszystkie zaproponowane dotychczas modele Wielkiej Unifikacji przewidują pojawienie się nowych cząstek, zw. cząstkami X, oraz — jako konieczny składnik teorii — wprowadzają pewne pole skalarne. Oba te elementy mają dla kosmologii ogromne znaczenie.

W latach 60. A. Sacharow zauważył, że początkowy stan Wszechświata mógł być nieodróżnialny od stanu kwantowej próżni, czyli stanu, dla którego wszystkie podstawowe charakterystyki fizyczne, takie jak: ładunek, energia, liczba barionowa ( bariony), liczba leptonowa ( leptony) itp. , są równe zeru. Nie oznacza to jednak, że w stanie kwantowej próżni „nic nie ma”. Zachodzą tam spontanicznie procesy kreacji i anihilacji cząstek. Z praw kwantowych wiadomo, że prawdopodobieństwo spontanicznej kreacji cząstek zależy od ich masy i jest mniejsze dla cząstek o większej masie. Według Sacharowa Wszechświat powstał w wyniku kwantowej fluktuacji, gdy spontanicznie, w bardzo małym obszarze, zgromadziła się bardzo duża energia. Przedstawiony powyżej scenariusz początku Wszechświata jest tylko jednym z możliwych scenariuszy. Przypuszcza się, że o stanie początkowym Wszechświata będzie można powiedzieć znacznie więcej, gdy powstanie kwantowa teoria grawitacji.
Model Wielkiego Wybuchu zaproponowany przez Gamowa opiera się na założeniu, że Wszechświat od samego początku był jednorodny i izotropowy. W tym modelu rozmiary obserwowanego Wszechświata (rozmiary horyzontu) rosną w czasie; obecnie obserwowany Wszechświat składa się z bardzo wielu obszarów, między którymi w przeszłości nie można było przekazywać żadnych informacji. Nazywa się to problemem horyzontu. W 1981 r. A. Guth zauważył, że można łatwo pominąć problem horyzontu, jeżeli przyjmie się założenie, że w odpowiednio wczesnej fazie ewolucji Wszechświat rozszerzał się bardzo szybko, a obecnie obserwowany jest częścią jednego obszaru przyczynowo spójnego. Ten model wczesnej ewolucji Wszechświata został nazwany modelem inflacyjnym. W 1982 r. A. Linde oraz niezależnie A. Albrecht i P. Steinhardt zaproponowali model inflacyjny, w którym wykładniczy wzrost rozmiarów Wszechświata jest spowodowany przez pewne pole skalarne. Dwa lata później Linde zauważył, że inflacja może być generowana przez dowolne, odpowiednio silnie wzbudzone pole skalarne, opisujące pewne cząstki o masie różnej od zera. Model ten, zw. obecnie modelem chaotycznej inflacji, jest najbardziej oszczędny w swoich założeniach. Oba modele inflacji zakładają istnienie pola skalarnego. Pola skalarne o własnościach wymaganych do generowania inflacji występują w teorii Wielkiej Unifikacji, ale istnienie takiego pola nie zostało jeszcze obserwacyjnie potwierdzone. Pole skalarne powodujące inflację nazywa się inflatonem, pełni ono rolę podobną do stałej kosmologicznej. Zgodnie z oszacowaniami wynikającymi z teorii Wielkiej Unifikacji epoka inflacyjna powinna była wystąpić, gdy temperatura, a więc średnia energia kinetyczna cząstek wypełniających wówczas Wszechświat, wynosiła ok. 1014 GeV, czyli nastąpiło to w 1035 s po Wielkim Wybuchu. W czasie trwania inflacji bardzo mały przyczynowo spójny obszar o rozmiarach rzędu 1025 cm został rozszerzony do rozmiarów co najmniej jednego kilometra. Obserwowany obecnie Wszechświat jest jedynie małym fragmentem tego obszaru przyczynowo spójnego, nic więc dziwnego, że w odpowiednio dużej skali Wszechświat jest jednorodny i izotropowy.

Model inflacyjny przewiduje, że obecnie Wszechświat powinien być niemal płaski; jest to naturalną konsekwencją jego bardzo szybkiego rozszerzania się podczas inflacji. Dzięki znacznemu poszerzeniu się Wszechświat uległ nie tylko spłaszczeniu, lecz także wszystkie początkowe niejednorodności, które mogły istnieć przed inflacją, uległy drastycznemu rozmyciu. Wszechświat nie może być jednak idealnie jednorodny i izotropowy, gdyż w takim Wszechświecie nie mogłaby powstać jego obserwowana obecnie struktura. Odpowiednio wcześnie musiały zatem powstać zaburzenia, które później doprowadziły do powstania galaktyk, gromad galaktyk i całej złożonej struktury rozkładu materii we Wszechświecie. Wśród rozpatrywanych dotychczas modeli kosmologicznych jedynie model inflacyjny wyjaśnia, w jaki sposób powstały początkowe zaburzenia. Pole skalarne odpowiedzialne za kosmiczną inflację podlega prawom kwantowym, dlatego jego wartość nie wszędzie jest dokładnie taka sama. Drobne kwantowe fluktuacje pola skalarnego sprawiły, że inflacja nie zachodziła jednocześnie we wszystkich obszarach Wszechświata. Obszary, gdzie inflacja zaczęła się najwcześniej, zostały powiększone bardziej niż obszary, gdzie inflacja zaczęła się nieco później. Spowodowało to powstanie drobnych różnic gęstości, a więc i temperatury, w różnych obszarach Wszechświata. Model inflacyjny przewiduje nie tylko wielkość zaburzenia, ale też — jak amplituda zaburzenia — zależy od jego rozmiarów (tzw. widmo zaburzeń).

Po zakończeniu fazy inflacyjnej energia pola skalarnego napędzającego inflację została przetworzona na cząstki. Wszechświat zapełnił się cząstkami i promieniowaniem. Dalszą jego ewolucję opisuje model Wielkiego Wybuchu. Wkrótce po zakończeniu fazy inflacyjnej ciężkie cząstki, których istnienie przewiduje teoria Wielkiej Unifikacji, przestały być w stanie równowagi termodynamicznej z innymi cząstkami i promieniowaniem. Rozpad tych cząstek prowadził do powstania nadwyżki materii nad antymaterią. Symetria między oddziaływaniami została złamana, oddziaływania silne wyłoniły się jako nowy typ oddziaływań. W 10 11 s po Wielkim Wybuchu, przy energii ok. 100 GeV, została złamana symetria między oddziaływaniami słabym i elektromagnetycznym; nastąpiło przejście do obszaru energii, w którym wszystkie oddziaływania fundamentalne występują jako niezależne typy oddziaływań. Ciągle jeszcze gęstość materii i temperatura były tak duże, że materia znajdowała się w stanie plazmy kwarkowo-gluonowo-leptonowej.

Po upływie 105 s od Wielkiego Wybuchu, gdy temperatura Wszechświata opadła do ok. 1 GeV (wygodnie jest wyrażać temperaturę w jednostkach energii 1eV = 1K), nastąpiła rekombinacja plazmy kwarkowo-gluonowej — powstały protony i neutrony. Różnica mas protonu i neutronu wynosi zaledwie 1, 3 MeV, dlatego początkowo we Wszechświecie występowało tyle samo protonów i neutronów. Od tego stanu Gamow rozpoczął swoje rozważania, wprowadzając model Wielkiego Wybuchu. Własności materii znajdującej się w tym stanie są bardzo dobrze zbadane, gdyż odpowiadające mu gęstości, temperatury i energie są dostępne w bezpośrednich badaniach laboratoryjnych.

Mniej więcej w sekundę po Wielkim Wybuchu temperatura we Wszechświecie obniżyła się na tyle, że jako ostatnie anihilowały pary elektronowo-pozytonowe. Tempo rozszerzania się Wszechświata było nadal określane przez gęstość energii promieniowania. Gdy temperatura opadła do ok. 0, 1 MeV, rozpoczął się proces powstawania lekkich pierwiastków. Dzięki przypadkowym zderzeniom protonów z neutronami powstały jądra deuteru. Energia wiązania jądra deuteru wynosi zaledwie 2, 2 MeV, dlatego — gdy temperatura była wyższa od 0, 1 MeV — średni czas życia jąder deuteru ze względu na procesy fotodysocjacji był bardzo krótki (w temperaturze tej istniało dużo fotonów o energii większej od 2, 2 MeV), dalsze reakcje termojądrowe nie mogły więc zachodzić. Gdy temperatura Wszechświata opadła do 0, 1 MeV, średni czas życia jąder deuteru stał się wystarczająco długi, by mogły zachodzić następne reakcje termojądrowe. Z analizy procesu pierwotnej nukleosyntezy wynika, że gł. powstawał wówczas hel (4He) z małą domieszką deuteru, trytu i litu (7Li). Inne cięższe pierwiastki nie powstawały, gdyż w przyrodzie nie występują stabilne jądra atomowe o liczbach masowych 5 i 8; syntetyzowanie innych pierwiastków wymaga zderzeń trójciałowych, a te w warunkach panujących wówczas we Wszechświecie były bardzo mało prawdopodobne. Jak przewiduje teoria pierwotnej nukleosyntezy, pramateria, z której następnie powstawały galaktyki i gwiazdy, była złożona w stosunku wagowym w 75% z wodoru i w 25% z helu, z małą domieszką innych izotopów najlżejszych pierwiastków. Proces nukleosyntezy dobiegł końca kilka minut po Wielkim Wybuchu.

Po zakończeniu procesu nukleosyntezy rozpoczął się długi, trwający kilkaset tysięcy lat, spokojny okres ewolucji Wszechświata. Jego temperatura i gęstość stopniowo malały. Materia, a właściwie plazma wodorowo-helowo-elektronowa, pozostawała w stanie równowagi termodynamicznej z promieniowaniem, co praktycznie uniemożliwiało wzrost powstałych podczas inflacji zaburzeń gęstości w materii barionowej.
W adiabatycznie rozszerzającym się Wszechświecie gęstość energii promieniowania malała jak odwrotność czwartej potęgi tzw. czynnika skali (parametru określającego zmiany odległości między dwoma dowolnie wybranymi punktami we Wszechświecie), gęstość materii zaś jak odwrotność trzeciej potęgi czynnika skali, a więc wolniej. W pewnej chwili — szacuje się, że nastąpiło to ok. 10 000 lat po Wielkim Wybuchu — gęstość energii promieniowania stała się równa gęstości energii materii; od tego momentu gęstość materii określała tempo rozszerzania się Wszechświata. Wszechświat zaczął się rozszerzać szybciej. W końcu jego temperatura obniżyła się do ok. 3000 K, protony i jądra helu mogły wówczas przyłączać elektrony i tworzyć neutralne elektrycznie atomy. Był to bardzo ważny moment w historii Wszechświata. Materia przestała oddziaływać z promieniowaniem, a średnia droga swobodna fotonu stała się porównywalna z rozmiarami Wszechświata. Wszechświat stał się przezroczysty dla promieniowania (promieniowanie to obserwowane jest obecnie jako  promieniowanie reliktowe;). Bardzo małe początkowe zaburzenia gęstości materii, które nie mogły narastać w epoce promieniowania, pod wpływem oddziaływania grawitacyjnego zaczynały teraz powoli rosnąć, co w końcu doprowadziło do powstania obłoków pragalaktycznych i obłoków identyfikowanych później z gromadami galaktyk. W pragalaktykach zaczęły powstawać pierwsze gwiazdy. W jądrach gwiazd zachodziły procesy syntezy cięższych pierwiastków, aż do żelaza włącznie. Wybuchały pierwsze  supernowe, powstawały pierwiastki cięższe od żelaza, część materii supernowej, wzbogaconej w cięższe pierwiastki, została rozrzucona w przestrzeń międzygwiazdową. Obłoki materii międzygwiazdowej powoli stygły i zaczynały się kurczyć. Powstały następne  gwiazdy (Ewolucja gwiazd), niektóre z nich otoczone planetami, jak np. Słońce. Na niektórych planetach mogły zaistnieć warunki sprzyjające powstaniu życia. Na Ziemi rozwój życia doprowadził do pojawienia się homo sapiens.


M. Demiański Astrofizyka relatywistyczna, Warszawa 1991;
M. Jaroszyński Galaktyki i budowa Wszechświata, Warszawa 1993;
S. Weinberg Pierwsze trzy minuty, Warszawa 1998. Marek Demiański