Maailmankaikkeus
Ominaisuudet ja niiden tutkimus > Koostumus

Myös maailmankaikkeuden koostumuksen mittaaminen riippuu kosmisen taustasäteilyn epätasaisuuksista. Maailmankaikkeuden tiheydeksi on arvioitu 9,9 x 10−30 g/cm3, 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 10−29 g/cm3, 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 × 1023). 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.