Maailmankaikkeus
Maailmankaikkeus () eli kaikkeus eli universumi tarkoittaa kaiken olemassa olevan kokonaisuutta. Maailmankaikkeus käsittää avaruuden ja siinä olevan aineen ja energian.
Maailmankaikkeutta määriteltäessä erotetaan toisistaan havaittava maailmankaikkeus ja koko maailmankaikkeus. Havaittava maailmankaikkeus tarkoittaa maailmankaikkeuden havaitsijalle näkyvää osaa. Havaittava maailmankaikkeus on alue, jolta tuleva valo on ehtinyt saavuttaa Maan. Nykyhetkellä havaittavan maailmankaikkeuden halkaisijaksi on arvioitu 93 miljardia valovuotta. Kaikki tieto maailmankaikkeudesta perustuu havaittavaan maailmankaikkeuteen. Maailmankaikkeutta voi tutkia, mutta koko maailmankaikkeuden kokoa ei voi havaita. Koko maailmankaikkeudesta on kuitenkin mahdollista luoda teoreettisia malleja, esimerkiksi alkuräjähdysteoria. Kaikkeuden syntyä, rakennetta ja kehitystä tutkiva tieteenala on nimeltään kosmologia.
Alkuräjähdysteoria on käsitys maailmankaikkeuden synnystä ja kehityksestä. Teorian mukaan maailmankaikkeus syntyi äärimmäisen tiheästä ja kuumasta tilasta noin 13,82 miljardia vuotta (=13,82 Ga) sitten ja on siitä lähtien laajentunut jatkuvasti. Mittaukset tukevat tätä teoriaa.
Maailmankaikkeuden lopullisesta tulevaisuudesta ei olla toistaiseksi päästy selvyyteen. Tiedetään kuitenkin, että maailmankaikkeuden alun perin hidastuva laajenemistahti on muuttunut kiihtyväksi joitain miljardeja vuosia sitten. Todennäköisesti tulevaisuudessa maailmankaikkeus laajenee kiihtyvästi kohti aina vain viileämpää ja harvempaa olotilaa, mikä johtanee lopulta lämpökuolemaan.
Käsitys maailmankaikkeudesta on muuttunut voimakkaasti historian aikana. Ensimmäiset mallit olivat erilaisia myyttejä korkeamman voiman luomasta maailmankaikkeudesta. Tähtitieteellisten havaintovälineiden kehittyminen on johtanut yhä tarkentuvaan tieteelliseen maailmankuvaan aina maakeskisestä maailmankuvasta nykyaikaisiin malleihin, kuten yleiseen suhteellisuusteoriaan ja alkuräjähdysteoriaan. Käsitys maailmankaikkeudesta muuttuu edelleen uusien löytöjen valossa ja teorioita on useita.
Useissa kulttuureissa kautta historian esiintyy luomismyyttejä tai kertomuksia varhaisina selityksinä maailman tai maailmankaikkeuden synnystä. Näissä myyteissä on usein toistuvia teemoja, joista yksi tyypillisimmistä on pirstoutuvasta alkumunasta syntyvä maailma. Esimerkiksi kiinalaisessa mytologiassa ensimmäinen elävä olento, P'An Ku, kehittyy jättimäisen kosmisen alkumunan sisällä yhdessä luonnon aineiden kanssa. Olento kuitenkin kuolee munan kuoriutuessa, mutta jäänteet viimeistelevät syntyvän maailman, esimerkiksi Aurinko ja Kuu syntyvät olion silmistä. Myytti alkumunasta esiintyy myös Suomen kansalliseepoksessa Kalevalassa.
Toinen yleinen myytti on jokin jumalolennon teko, joka vaikuttaa maailman syntyyn tyhjyydestä, järjestäytymättömänä tai järjestyneenä. Esimerkiksi egyptiläisessä mytologiassa ensimmäinen jumala, Atum, aloittaa luomistyönsä sisaristaan. Myös Raamatun luomiskertomus on tunnettu esimerkki luojajumalan sisältävästä luomiskertomuksesta. Joissakin myyteissä jumalolento saattaa varsinaisen teon sijaan luoda maailman vain ajattelemalla sitä, ja mahdollista on myös maailman hidas ja asteittainen luominen useiden jumalsukupolvien aikana, kuten kreikkalaisessa mytologiassa. Jokainen sukupolvista vaikuttaa omalta osaltaan maailman syntyyn.
Yleinen luomismyyttien teema on myös maailman syntyminen kahden, vastakkaista sukupuolta olevan jumalolennon, joita tyypillisesti kuvataan maana ja taivaana, sukupuolisesta kanssakäymisestä. Maailma saattaa syntyä myös jumalolennon kuolleesta ruumiista, kuten skandinaavisessa mytologiassa, jossa maailma syntyy kuolleen jääjättiläisen Ymirin ruumiinosista.
Varhaiset filosofiset mallit maailmankaikkeudesta on hyvä erottaa uskonnollisista myyteistä. Antiikin filosofiassa ajatuksen maailmankaikkeuden selittämisestä myyteillä hylkäsivät jo esisokraatikot, jotka painottivat sen sijaan järjen ja todisteiden merkitystä. Heidän keskuudessaan maailman toiminnasta esiintyi useita erilaisia ajatuksia, joista yksikään ei saavuttanut yleistä hyväksyntää. Esimerkiksi Thales piti kaiken perustana vettä, Anaksimeneen mukaan taas kaikki oli selitettävissä ilman tiheyden muuttumisella. Tunnetuimpiin esisokraatikkojen teorioihin kuuluu Demokritoksen ajatus siitä, että kaikki aine koostui jakamattomista osasista.
Tähtitieteilijät tekivät tähtitieteellisiä havaintoja jo muinaisissa Kiinan ja Egyptin kulttuureissa. Myös antiikin Kreikassa tehtiin havaintoihin perustuvaa, empiiristä tutkimusta maailmankaikkeudesta, ja siellä tähtitiede sai varsinaisen tieteen aseman. Maakeskinen maailmankuva, johon muun muassa Aristoteles ja Ptolemaios uskoivat, oli yleinen käsitys. Mallissa maailmankaikkeuden (Aurinkokunnan) keskipisteeksi ajateltiin Maa, jota Aurinko ja muut planeetat kiersivät omilla kehillään. Uloimpana oli tähtien pallo. Vastakkaisiakin näkemyksiä esitettiin, ja esimerkiksi Aristarkhos uskoi Maan kiertävän Aurinkoa. Näkemykset eivät kuitenkaan saaneet maakeskistä maailmankuvaa suurempaa kannatusta.
Ennen tieteellistä vallankumousta Aristoteleen ja Ptolemaioksen maakeskinen maailmankuva oli edelleen yleisesti hyväksytty malli maailmankaikkeudesta. 1500-luvulla sen kuitenkin alkoi syrjäyttää aurinkokeskinen maailmankuva, jonka tunnetuimpiin varhaisiin kannattajiin kuului puolalainen tähtitieteilijä Nikolaus Kopernikus. Myös kaukoputken keksiminen 1600-luvulla vaikutti maailmankuvaan, sillä vakiintui käsitys, että tähdet ovat Aurinkoon verrattavia taivaankappaleita. Tähän myötävaikutti suuresti Isaac Newtonin vuonna 1687 julkaisema teos "Philosophiae Naturalis Principia Mathematica". Myöhemmät tieteilijät omaksuivat nämä ajatukset. Newtonin fysiikan mukaan kaikkeuden ajateltiin olevan äärettömässä euklidisessa avaruudessa sijaitseva järjestelmä, jonka massapisteet (galaksit tai galaksijoukot) vaikuttavat toisiinsa vetovoimalain mukaisesti. Newtonin fysiikka riittää edelleen kaikkiin käytännön tarpeisiin.
1900-luvun alkupuolella erityisesti Edwin Hubblen tekemien havaintojen perusteella selkeni myös näkemys siitä, että Linnunrata ei ole ainoa galaksi, ja maailmankaikkeus on paljon aiempia arvioita suurempi. Oli tapahtunut muutos kaiken keskipisteenä olevasta Maasta siihen, että aurinkokuntamme, ja jopa galaksimme on vain häviävän pieni maailmankaikkeuden osa. Nykyaikainen kosmologia sai alkunsa, kun Albert Einstein esitti yleisen suhteellisuusteoriansa vuonna 1915. Kun yksittäisillä tähdillä ja galakseilla havaittiin spektriviivojen punasiirtymää, ilmiö tulkittiin etääntyvän liikkeen aiheuttamaksi Dopplerin ilmiöksi. Näin syntyi nykyinen tieteellinen käsitys laajenevasta maailmankaikkeudesta. Nykyään tiedetään myös, että suurin osa galakseista on ryhmittynyt galaksijoukoiksi, jotka puolestaan muodostavat superjoukkoja ja edelleen useista superjoukosta koostuvia galaksimuureja, maailmankaikkeuden suurimpia tunnettuja rakenteita.
Nykyisin kaikkia maailmankaikkeuden fysikaalisia ilmiöitä kuvaa parhaiten hiukkasfysiikan standardimalliksi kutsuttu teoria, jossa fysikaalisia ilmiöitä voidaan kuvata neljällä perusvuorovaikutuksella: vahvalla vuorovaikutuksella, heikolla vuorovaikutuksella, sähkömagneettisella vuorovaikutuksella ja gravitaatiolla. Vain gravitaatio vaikuttaa merkittävästi maailmankaikkeuden suuren mittakaavan rakenteeseen, sillä vahvan ja heikon vuorovaikutuksen kantama riittää vaikuttamaan vain atomia pienempiin osasiin, ja suuren mittakaavan sähkömagneettiset varaukset kumoavat usein toisensa.
Parhaiten gravitaatiota ja sen vaikutusta maailmankaikkeudessa kuvaa Albert Einsteinin vuonna 1915 esittämä (julkaistu 1916) yleinen suhteellisuusteoria, joka on erityisen suhteellisuusteorian laajennus. Teoria selittää gravitaation kappaleiden massan aiheuttamana aika-avaruuden kaareutumisena ja on edelleen yksi modernin fysiikan keskeisimmistä kulmakivistä. Newtonin mekaniikan tavoin myös yleisessä suhteellisuusteoriassa kappaleet pyrkivät ”luonnostaan” kulkemaan suoraa rataa. Yleisessä suhteellisuusteoriassa aika-avaruuden kaareutumista kuvaavat yhtälöt voidaan yksinkertaisimmillaan esittää muodossa
formula_1
jossa "G" on aika-avaruuden kaareutuminen pisteessä ja "T" pisteessä sijaitseva massa ja sen ominaisuudet. Tällainen määritelmä on kuitenkin lähes hyödytön käytännön laskuissa, joten yhtälö jaetaankin usein kymmeneen monimutkaiseen Einsteinin kenttäyhtälöön, joista jokainen sisältää useita muuttujia.
Suhteellisuusteoria kumosi 1800-luvulla yleisen teorian avaruuden täyttävästä eetteristä. Eetteriteoria selitti valon ja muun sähkömagneettisen säteilyn niin, että ne etenisivät eetterissä samaan tapaan kuin ääni ilmassa. Suhteellisuusteorian mukaan fysiikan lait, kuten valonnopeuden arvo, ilmenevät samanlaisina kaikille havaitsijoille heidän liiketilastaan riippumatta.
Suhteellisuusteorian mukaan massa ja energia kaareuttavat neliulotteista aika-avaruutta, minkä me havaitsemme gravitaationa. Tämä todistettiin vuonna 1919 tarkkailemalla auringonpimennyksen aikana aivan lähellä Auringon kiekon reunaa näkyvien kaukaisten kohteiden havaittua siirtymistä: Auringon massa oli kaareuttanut aika-avaruutta, joten myös valonsäteiden kulkusuunta taittui hieman.
Koska Einstein ei saanut yhtälöitään käymään yksiin muuttumattoman maailmankaikkeuden (ns. "jatkuva luominen") kanssa, hän lisäsi niihin kosmologisen vakion, eräänlaisen vastagravitaation, joka venytti aika-avaruutta päinvastaiseen suuntaan. Vaikka Einstein itse myöhemmin pitikin kosmologista vakiota pahana virheenä, se sopii silti nykyfysiikkaan, sillä maailmankaikkeuden kiihtyvän laajenemisen aiheuttavan voiman, pimeän energian, olemassaoloa pidetään nykyään lähes varmana.
Alkuräjähdysteoria on kosmologiassa yleisesti hyväksytty malli, jonka mukaan maailmankaikkeus syntyi äärimmäisen kuumasta ja tiheästä alkutilasta, Planckin epookista, noin 13,82 miljardia vuotta sitten. Tämän jälkeen maailmankaikkeus on laajentunut nykytilaansa. Laajenemisen alkuvaiheissa on mahdollisesti tapahtunut kosminen inflaatio, hyvin pienen ajanjakson kestänyt äärimmäisen nopea laajeneminen. Inflaatio selittäisi kosmisen taustasäteilyn lämpötilaerot. Nopean laajenemisen vaiheen takia ne eivät olisi ehtineet tasoittua. Mahdollisen inflaation jälkeen laajeneminen oli ensimmäisten muutamien miljardien vuosien ajan hidastuvaa. Nykyisin maailmankaikkeus vaikuttaisi laajenevan kiihtyvällä vauhdilla pimeän energian vaikutuksesta. Suurimman osan maailmankaikkeuden massaenergiasta uskotaan olevan juuri pimeää energiaa.
Ennen alkuräjähdysteorian syntyä maailmankaikkeuden oletettiin olevan vakaa ja muuttumaton. Einstein lisäsi suhteellisuusteoriaansa kosmologisen vakion, joka piti kaikkeuden vakaana. Muutoin laskelmat ennustivat kaikkeuden romahtavan kasaan painovoiman vaikutuksesta. Merkittävä askel alkuräjähdysteorian synnyssä tapahtui, kun Edwin Hubble havaitsi 1900-luvun alkupuolella galaksien lähettämän valon punasiirtymän, jonka perusteella kaikkeuden pääteltiin laajenevan. Käytännössä siis Maasta poispäin liikkuvien galaksien valo on siirtynyt hieman kohti sähkömagneettisen spektrin ”punaista” päätä, ja Maata lähestyvien galaksien valo taas kohti ”sinistä” päätä: valtaosa kaikista galakseista oli punasiirtyneitä. Hubblen lain mukaan galaksien havaittu etääntymisnopeus on suoraan verrannollinen niiden etäisyyteen. Painovoiman johdosta laajenemisen saattoi kuitenkin olettaa hidastuvan. Vakaa, laajeneva tai romahtava maailmankaikkeus riippui kaikkeuden massasta ja kriittisestä tiheydestä.
1990-luvun lopulla tehtiin mittauksia hyvin kaukaisten supernovien etenemisnopeudesta poispäin Maasta. Tulokset viittasivat yllättäen siihen, että maailmankaikkeuden laajeneminen ei hidastuisikaan vaan kiihtyisi. Läpimurto oli merkittävä, ja viittasi myös siihen, että maailmankaikkeuden lopullisena kohtalona olisi lämpökuolema. Aivan viime vuosina uudemmat luotaimet, kuten WMAP ja Planck, ovat kartoittaneet kosmista taustasäteilyä ja vahvistaneet nämä havainnot. Maailmankaikkeus lienee vielä alkuvaiheissaan laajentunut Hubblen lain mukaisesti, ja kiihtyvä laajeneminen olisi alkanut noin viisi miljardia vuotta sitten. Maailmankaikkeutta koskeviin malleihin on sittemmin lisätty pimeän energian, maailmankaikkeuden laajenemista vastustavan voiman, käsite. Uusimpien havaintojen mukaan pimeää energiaa olisi noin 68,3 % maailmankaikkeuden massaenergiasta.
Maailmankaikkeuden laajeneminen tapahtuu valonnopeutta nopeammin, mikä on täysin mahdollista yleisen suhteellisuusteorian mukaan. Tästä seuraa myös, että Maasta kaukaisimmat galaksit etääntyvät siitä valonnopeutta nopeammalla vauhdilla.
On olemassa myös useita teorioita multiversumista, jonka mukaan maailmankaikkeutemme olisi vain osa suurempaa kaikkeuksien kokonaisuutta. Suosituimpiin teorioihin kuuluu malli ikuisesta inflaatiosta, jossa uusia maailmankaikkeuksia syntyisi, yhdistyisi ja kuolisi kaiken aikaa. Samalla kuitenkin niiden välissä oleva tila laajenisi kaiken aikaa, jolloin useimmat niistä olisivat ikuisesti toistensa saavuttamattomissa. Vaikkakin joitain epäsuoria viitteitä muista maailmankaikkeuksista on löydetty kosmisesta mikroaaltotaustasta, niiden varmaa olemassaoloa ei ole vielä kokeellisin menetelmin pystytty todentamaan. Lisäksi, vaikka muiden maailmankaikkeuksien olemassaolo pystyttäisiinkin varmistamaan, niiden ominaisuuksien tarkempi tutkimus olisi mahdotonta.
Vuonna 2008 löydetty pimeäksi virtaukseksi kutsuttu ilmiö herätti toivoa muiden maailmankaikkeuksien olemassaolosta. Tällöin WMAP-luotain havaitsi, että suuri määrä galaksijoukkoja olisi selittämättömästi kulkemassa samaan suuntaan, Kentaurin ja Vesikäärmeen tähdistöjä kohti (aivan kuin jokin suuri rakenne havaittavan maailmankaikkeuden ulkopuolella vetäisi niitä puoleensa). Tuoreemmissa Planck-luotaimen mittauksissa minkäänlaisia todisteita tällaisesta liikkeestä ei kuitenkaan havaittu.
Kosminen taustasäteily on havaittavan maailmankaikkeuden täyttävää mikroaaltosäteilyä, joka on alkuräjähdyksen ”jälkihehkua”. Se syntyi noin 380 000 vuotta alkuräjähdyksen jälkeen, kun lämpötila oli laskenut tarpeeksi, että protonit ja elektronit kykenivät muodostamaan vety- ja heliumatomeja. Tällöin sähkömagneettinen säteily vapautui, ja syntyi maailmankaikkeuden vanhin valo. Kosmisen taustasäteilyn aallonpituusjakaumasta voidaan laskea, että sen lämpötila on noin 2,7 astetta absoluuttisen nollapisteen yläpuolella (2,7 K). Maailmankaikkeuden ikä on mahdollista arvioida tutkimalla juuri tätä säteilyä. Tarkoilla mittauksilla voidaan kartoittaa kosmisen säteilyn epätasaisuuksia (alueiden lämpötilaeroja), joista voidaan päätellä aineen ja energian tiheys maailmankaikkeudessa ja sen laajenemisen nopeus. Jos kaksi edellistä tietoa tunnetaan, laajenemisen alkamisaika on mahdollista arvioida. Arvion tarkkuus riippuu siis siitä, miten tarkasti kosmisen taustasäteilyn epätasaisuutta on kartoitettu. Nykyään paras arvio maailmankaikkeuden iästä on 13,82 miljardia vuotta, ja se perustuu Planck-luotaimen tekemään tutkimukseen.
Maailmankaikkeuden koko on tuntematon, ja se voi olla ääretön. Kokoa arvioidessa on tärkeää erottaa toisistaan havaittava maailmankaikkeus ja koko maailmankaikkeus. Havaittava maailmankaikkeus tarkoittaa sitä aluetta, joista saapuva valo on ehtinyt saavuttaa Maan: kaikki tietomme maailmankaikkeudesta perustuu tästä alueesta tehtyihin havaintoihin. On yleinen harhaluulo, että havaittavan maailmankaikkeuden säde olisi siis 13,82 miljardia valovuotta. Näin ei kuitenkaan todellisuudessa ole, vaan säde on noin 46,5 miljardia valovuotta. Tämä johtuu siitä, että maailmankaikkeuden laajenemisen johdosta ne kohteet, joiden havaitsemme olevan 13,82 miljardin valovuoden päässä, ovat ehtineet liikkua kauemmaksi sinä aikana, kun valo saavuttaa Maan. Valon saavutettua maan, kohteet ovat siis todellisuudessa 46,5 miljardin valovuoden päässä, mikä on havaittavan maailmankaikkeuden säde. Koska maailmankaikkeus laajenee valoa nopeammin, myös havaittavan maailmankaikkeuden raja loittonee meistä valoa nopeammin, tarkalleen sanottuna 6,5-kertaista valonnopeutta.
On kuitenkin tärkeää huomata, että vaikka havaittava maailmankaikkeutemme kasvaa, maailmankaikkeuden laajenemisen takia sen sisälle jäävien kohteiden määrä vähenee. Yli 16 miljardin valovuoden päässä olevista kohteista saapuva valo ei koskaan saavuta meitä, sillä Maan etäisyys kohteisiin kasvaa liian nopeasti. Tätä voidaan verrata mustan aukon tapahtumahorisonttiin: myös havaittavalla maailmankaikkeudella on tietynlainen tapahtumahorisontti, jonka läpi tietoa ei pääse. Tästä johtuu myös, että kahden biljoonan vuoden kuluttua ei kyetä enää havaitsemaan galakseja Neitsyen superjoukon ulkopuolella, mikä tekisi tutkimuksen maailmankaikkeuden suuren mittakaavan rakenteesta mahdottomaksi.
Maailmankaikkeuden muodolla viitataan usein havaittavan maailmankaikkeuden muotoon eli paikalliseen geometriaan, sillä kaikkeuden globaalin geometrian tutkiminen voi olla meille mahdotonta. Maailmankaikkeuden muoto on selkeässä yhteydessä sen tiheyden ja kriittisen tiheyden suhteeseen, ja näin ollen myös laajenemiseen ja lopulliseen kohtaloon. Mikäli maailmankaikkeuden tiheys on yli kriittisen tiheyden (Ω>1), maailmankaikkeus on suljettu ja positiivisesti kaareutunut, kuten pallo. Jos tiheys taas on alle kriittisen tiheyden (Ω<1), maailmankaikkeus on avoin ja negatiivisesti kaareutunut, kuten satula. Mikäli tiheys on tismalleen sama kuin kriittinen tiheys (Ω=1), maailmankaikkeus on laakea ja muistuttaa muodoltaan paperia. Kosmisessa taustasäteilyssä maailmankaikkeuden muoto ilmenee suurimpien epätasaisuuksien koolla: suljetussa maailmankaikkeudessa niiden läpimitta olisi yli 1°, avoimessa alle 1° ja laakeassa noin 1°.
Sekä Planck että aiemmat luotaimet ovat vahvistaneet epätasaisuuksien läpimitaksi noin 1°. Tuoreimpien mittausten tarkkuus on 0,4 %. Maailmankaikkeus vaikuttaisi siis olevan paperimaisen laakea. Tällöin sen kokokin on hyvin suuri, huomattavasti havaittavaa maailmankaikkeutta suurempi, mahdollisesti jopa ääretön.
Nasan tiedemiehet määrittelivät maailmankaikkeuden hallitsevan päävärin vuonna 2009. He mittasivat 200 000 galaksin lähettämän keskimääräisen valon määrän ja saivat tulokseksi keskiarvovalon. Universumin väriksi paljastui vaaleahko beige, vaikka sitä oli aiemmin luultu mustaksi tai tumman siniseksi. Yhdysvaltalaisen Johns Hopkinsin yliopiston tutkijat Karl Glazebrook ja Ivan Baldry selvittivät tutkielmassaan myös, että syntyessään universumi oli sinertävä, mutta tähtien vanhetessa siihen sekoittui punaista.
Maailmankaikkeuden pääsävy sai virallisesti nimen ""cosmic latte"" ().
Myös maailmankaikkeuden koostumuksen mittaaminen riippuu kosmisen taustasäteilyn epätasaisuuksista. Maailmankaikkeuden tiheydeksi on arvioitu 9,9 x 10 g/cm, mikä vastaa 5,9 protonia kuutiosenttimetrillä. Nykykäsityksen mukaan maailmankaikkeuden massaenergiasta vain 4,9 % koostuu tavallisesta aineesta, 26,8 % pimeästä aineesta ja 68,3 % pimeästä energiasta. Pimeän aineen ja pimeän energian tarkempi luonne on edelleen tuntematon. Pimeä aine on gravitaation vaikutuksen alaista, joten se hidastaa maailmankaikkeuden laajenemista. Pimeä energia puolestaan kiihdyttää sitä. Jos kaikkeuden aineen keskimääräinen tiheys ylittää niin sanotun kriittisen tiheyden, noin 1,1 x 10 g/cm, avaruus on äärellinen ja ennen pitkää sen laajeneminen pysähtyy.
Maailmankaikkeuden tavallisesta aineesta noin 75 % arvioidaan olevan vedyn isotooppeja, 25 % heliumin isotooppeja ja alle 1 % muita alkuaineita. Vety ja helium muodostuivat jo maailmankaikkeuden varhaisimpien vaiheiden korkeissa lämpötiloissa, alkuräjähdyksen nukleosynteesissä. Raskaammat alkuaineet rautaan saakka syntyvät tähtien sisäosien ydinreaktioissa, tähden nukleosynteesissä, ja rautaa raskaammat alkuaineet supernovaräjähdyksissä. Suurin osa näkyvän maailmankaikkeuden tavallisesta aineesta on tähdissä, joita uusimpien arvioiden mukaan näkyvässä maailmankaikkeudessa saattaa olla jopa 300 000 triljoonaa (3 × 10). Arvio on noin kolminkertainen aiempiin verrattuna ja perustuu uusiin tutkimuksiin punaisten kääpiöiden yleisyydestä.
Tähtien nukleosynteesissä vedyn muuttuminen heliumiksi vaatii 10 miljoonan kelvinin lämpötilan. Vähiten massiivisten tähtien elämänkaari loppuu polttoainevedyn loppuessa, ja niiden hiljainen jäähtyminen alkaa. Massiivisempien tähtien lämpötila nousee kuitenkin vedyn loputtua korkeammaksi, noin 100 miljoonaan kelviniin. Ne myös laajenevat. Tällöin ne pystyvät jatkamaan energiantuotantoaan muuttamalla nukleosynteesissä heliumia edelleen hiileksi. Syntyy punainen jättiläinen, jonka energiantuotanto loppuu vasta, kun hiili täyttää tähden keskiosat. Jos tähti on noin Auringon kokoluokkaa, sen energiantuotanto päättyy painovoiman luhistaessa sen erittäin tiiviiksi valkoiseksi kääpiöksi. Aurinkoa massiivisemmissa tähdissä reaktiot voivat kuitenkin jatkua edelleen massiivisempiin alkuaineisiin aina rautaan asti. Tähden elämänkaaren lopussa noin 1,4 kertaa Aurinkoa massiivisemmat tähdet (Chandrasekharin raja) räjähtävät supernovana muuttumatta valkoisiksi kääpiöiksi. Näin ne rikastuttavat edelleen tähtienvälistä ainetta metallisemmaksi, minkä takia uusien tähtienvälisestä aineesta tiivistyvien tähtisukupolvien metallipitoisuus on vanhoja korkeampi. Jäljelle jää vielä valkoisia kääpiöitäkin tiiviimpi neutronitähti. Kaikista massiivisimpien tähtien massa on liian suuri jopa neutronitähden syntymiseen, ja sen sijaan kokoonluhistumisessa syntyy äärettömän tiheä musta aukko.
Maailmankaikkeudessa on selvästi enemmän tavallista ainetta kuin antiainetta. Tämän syytä ei täysin tunneta ja oletetaan että alkuräjähdyksessä materiaa ja antiainetta olisi syntynyt sama määrä. Aine ja antiaine eivät kuitenkaan täysin annihiloineet toisiaan, vaan ainetta, mistä nyt havaitut maailmankaikkeuden rakenteet koostuvat, jäi yli. Tätä aineen suurempaa määrää on yritetty selittää niin sanotulla CP-rikolla, jonka mukaan aine ja antiaine eivät aina käyttäydy tismalleen samojen luonnonlakien mukaan, eivätkä siten välttämättä tuhoa toisiaan. CP-symmetriassa "C" viittaa siihen, että hiukkasella ja antihiukkasella on päinvastaiset ominaisuudet (kuten sähkövaraus), ja "P" taas siihen, että niillä on päinvastainen pariteetti. CP-rikossa tämä symmetria ei päde. Ensimmäisenä CP-rikko havaittiin vuonna 1956, kun kaonit hajosivat pioneiksi, mikä rikkoi CP-symmetrian.
Maailmankaikkeudessa vaikuttaa neljä tunnettua perusvuorovaikutusta: vahva vuorovaikutus, heikko vuorovaikutus, sähkömagneettinen vuorovaikutus ja gravitaatio. Näistä voimista heikon ja vahvan vuorovaikutuksen kantama on hyvin rajallinen, ja ne rajautuvat atomiytimen sisäpuolelle: vahva vuorovaikutus sitoo atomin ytimen kvarkit toisiinsa ja heikko vuorovaikutus puolestaan aiheuttaa radioaktiivisuuden. Gravitaation ja sähkömagneettisen vuorovaikutuksen kantama puolestaan on ääretön, vaikka ne pitkillä etäisyyksillä heikkenevätkin. Suuressa mittakaavassa kaikkeuden sähkömagneettiset vuorovaikutukset kuitenkin usein kumoavat toisensa, joten suuren mittakaavan rakennetta hallitsee voimista ylivoimaisesti heikoin, gravitaatio.
Alkuräjähdysteorian mukaan maailmankaikkeuden ensimmäisinä olemassaolon hetkinä olosuhteet olivat lämpötilan ja energiatiheyden kannalta sellaiset, että kaikki perusvoimat gravitaatiota lukuun ottamatta olivat sulautuneet yhdeksi, samaksi voimaksi. Noin 10 sekunnin kuluttua alkuräjähdyksestä vahva ydinvoima irtautui omaksi voimakseen ja noin 10 sekunnin kuluttua loput kaksi voimaa. Näin maailmankaikkeuden suuri yhtenäisepookki oli päättynyt. Viime aikoina on pyritty kehittämään niin sanottua suurta yhtenäisteoriaa, joka selittäisi nämä kolme vuorovaikutusta yhtenä ja samana voimana. Tästä puolestaan voitaisiin edetä kohti niin sanottua kaiken teoriaan, joka yhdistäisi tähän samaan teoriaan muiden perusvuorovaikutusten lisäksi myös gravitaation. Toistaiseksi vuorovaikutusten yhdistämisessä yhden teorian alle ei olla onnistuttu, vaikka lukuisia ehdokasteorioita onkin runsaasti.
Hiukkasfysiikan standardimallissa perusvuorovaikutusten välittymistä voidaan kuvata vuorovaikutuksia välittävien hiukkasten mittabosonien, vaihdolla. Vahvan vuorovaikutuksen välittäjähiukkanen on gluoni, sähkömagneettisen fotoni ja heikon W- ja Z-bosonit. On esitetty, että myös gravitaatiolla olisi oma välittäjähiukkasensa, gravitoni. Hiukkasta ei kuitenkaan ole koskaan havaittu johtuen gravitaatiovoiman heikkoudesta suhteessa muihin voimiin. Näiden lisäksi standardimalli ennustaa viidennen bosonin, Higgsin bosonin, olemassaoloa. Hiukkanen selittäisi alkeishiukkasten massan niin sanotun Higgsin mekanismin kautta: Higgsin hiukkanen toimii välittäjähiukkasena Higgsin kentälle, jonka kanssa vuorovaikuttamalla alkeishiukkaset saavat massan. Se ei kuitenkaan selitä esimerkiksi sitä, miksi eri alkeishiukkaset ovat erimassaisia, eikä myöskään massaa koko maailmankaikkeudessa, sillä vain 4,9 % sen massaenergiasta koostuu tavallisista hiukkasista. Higgsin bosonin kaltainen hiukkanen havaittiin CERNissä 4. heinäkuuta 2012. Löydön todenperäisyyttä tutkitaan edelleen, mutta se toistaiseksi vaikuttaa todelliselta. Bosonin olemassaolo varmistettiin alustavasti 14. maaliskuuta 2013. Bosonin ominaisuuksien tutkimuksen edetessä voidaan myös tutkia sen vaikutusta maailmankaikkeuden lopulliseen kohtaloon. Tämänhetkiset tulokset viittaavat, että bosoni saattaisi kaukaisessa tulevaisuudessa mahdollistaa syklisen maailmankaikkeuden, jos nykyinen maailmankaikkeus on vain metastabiili ”kupla”. Tällöin jonkinlainen kvanttifluktuaatio saattaisi synnyttää maailmankaikkeuden sisälle alemmalla energiatasolla olevan ”kuplan”, joka jatkaisi laajenemistaan valonnopeudella korvaten lopulta nykyisen maailmankaikkeuden.