Budowa Wszechświata
Wszechświat, kosmos, przestrzeń z wypełniającą ją energią i materią (gwiazdami wraz z planetami i innymi jeszcze drobniejszymi ciałami niebieskimi, ich skupiskami galaktykami, gromadami galaktyk, materią międzygalaktyczną i in. obiektami); ściślej przestrzeń wraz ze znajdującą się w niej materią, która w jakikolwiek sposób może oddziaływać na nas w przeszłości, obecnie, lub w przyszłości. Obserwacyjnymi badaniami Wszechświata zajmuje się astronomia pozagalaktyczna, natomiast jego teoriami powstawania i ewolucji kosmologia.

Zagadnienie pochodzenia Wszechświata interesowało ludzi od zarania dziejów. Przy niezwykle fragmentarycznej wiedzy przez całą starożytność i średniowiecze przyjmowano niemal za oczywistość, że Wszechświat powstał w akcie stworzenia, jest stosunkowo młody i jest niezmienny w czasie. Centralne miejsce zajmowała w nim Ziemia, jako siedlisko człowieka. Zasadniczego wyłomu w tych koncepcjach dokonał M. Kopernik, wykazując, że Ziemia znajduje się na peryferiach Układu Słonecznego, którego centr. ciałem jest Słońce. Odkrycia geol. XIX w. udowodniły, że Ziemia istnieje parę miliardów lat, co odpowiednio odsunęło w przeszłość powstanie Wszechświata. Najdłużej przetrwało przekonanie o niezmienności Wszechświata, bo aż do lat 20. XX w. Już po odkryciu ogólnej teorii względności, A. Einstein oprac. na jej podstawie statyczny model Wszechświata; okazało się jednak, że taki Wszechświat może być tylko pusty, pozbawiony materii: materia bowiem przyciąga się grawitacyjnie i ma tendencję do spadania ku sobie nie może zatem istnieć zawieszona w statycznym Wszechświecie. Aby zrównoważyć to przyciąganie, Einstein wprowadził ad hoc do równań dodatkowy człon z tzw. stałą kosmologiczną, dający siłę odpychania się mas słabą dla bliskich mas, ale wystarczająco dużą dla mas odległych, by zatrzymać zapadanie się Wszechświata. Odkrycie E. Hubble'a uczyniło cały problem nieistotnym.
Najważniejsze współczesne fakty obserwacyjne określające wielkoskalowe właściwości Wszechświata to: 1) proporcjonalne do odległości przesunięcie ku czerwieni linii widmowych odległych galaktyk, odkryte 1929 przez Hubble'a, interpretowane jako konsekwencja zjawiska Dopplera występującego wskutek oddalania się od siebie galaktyk w rozszerzającym się Wszechświecie; wg prawa Hubble'a prędkość wzajemna dwóch galaktyk jest proporcjonalna do odległości między nimi istnienie odkrytego 1965 przez A.A. Penziasa i R.W. Wilsona mikrofalowego promieniowania tła o rozkładzie widmowym charakterystycznym dla promieniowania ciała doskonale czarnego o temp. 2,73 K; zawartość helu w najstarszych znanych obiektach, interpretowana jako pozostałość z wczesnych stadiów ewolucji Wszechświata.
Obserwacje rozkładu materii w obecnym Wszechświecie wskazują na jego komórkową strukturę: olbrzymie pustki (voids) otoczone są ściankami, czy krawędziami z galaktyk i gromad. Wprawdzie dostępny obszar Wszechświata powiększa się w miarę doskonalenia przyrządów i metod badawczych, to jednak wciąż stanowi niewielką część całego Wszechświata, a niektóre wykryte w nim struktury są porównywalne z nim samym.
Teorię kosmologiczną tworzy się na podstawie kilku założeń, z których dwa najważniejsze, to przyjęcie stosowalności znanych praw fizyki do całego Wszechświata oraz przyjęcie tzw. zasady kosmologicznej, głoszącej, że obserwowana przez nas część Wszechświata jest reprezentatywna dla jego całości. Innymi słowy, zakłada się, że pomijając niewielkie, lokalne fluktuacje, każda część Wszechświata wygląda tak samo. Wszechświat jest izotropowy, jednorodny i rządzi się uniwersalnymi prawami przyrody. Podstawowymi równaniami kosmologii są równania ogólnej teorii względności otrzymane 1916 przez Einsteina.
Według obecnego stanu wiedzy, najbardziej zgodna z obserwacjami jest tzw. standardowa teoria Wielkiego Wybuchu. Zgodnie z nią Wszechświat powstał jako niezwykle zwarty, gęsty i gorący twór; przez pierwsze ułamki sekund po powstaniu jego stan fizyczny był nieokreślony ze względu na ograniczenia związane z zasadą nieokreśloności Heisenberga; dopiero po osiągnięciu tzw. wieku Plancka, równego ok. 10 43 s, można go opisywać znanymi prawami fizyki miał on wtedy gęstość 1097 kg/m3, a temp. 1032 K; w miarę rozszerzania się Wszechświata spadała jego temperatura, tworzyły się cząstki elementarne, a przez krótki czas zachodziły reakcje syntezy helu i paru innych pierwiastków lekkich; póki temperatura Wszechświata przekraczała 10 000 K, wodór będący głównym składnikiem materii barionowej, był zjonizowany i pozostawał w równowadze termodynamicznej z polem promieniowania; po spadku temp. do ok. 3000 K praktycznie cały wodór przeszedł w stan neutralny, co spowodowało silne osłabienie oddziaływania materii z promieniowaniem w efekcie "gaz" barionowy i "gaz" fotonowy ewoluowały dalej niezależnie; w miarę dalszego rozszerzania się "gaz" fotonowy ochładzał się adiabatycznie aż do obecnie obserwowanej temp. ok. 2,7 K; z gazu barionowego powstały obserwowane obiekty, takie jak gwiazdy, galaktyki, gromady galaktyk i inne struktury.
W prostym modelu Wielkiego Wybuchu, obszar powiązany przyczynowo z dowolnym miejscem obejmował, w momencie rozprzężenia materii i promieniowania, znacznie mniejszą część Wszechświata niż obecnie. Tymczasem obserwacje mikrofalowego promieniowania tła wskazują na wysoki stopień jednorodności Wszechświata, co najmniej w granicach naszego obecnego horyzontu, niemożliwej do osiągnięcia, gdyby składał się on z wielu nie powiązanych ze sobą wcześniej i osobno ewoluujących obszarów. Nie znamy mechanizmu, który mógłby wyrównać powstałe na początku niejednorodności. Wyjściem okazało się wprowadzenie tzw. fazy inflacyjnej do wczesnych stadiów rozwoju Wszechświata. Przyjmuje się, że w wieku ok. 10 35 s nastąpiła krótka faza gwałtownego rozszerzania się Wszechświata; była ona związana z procesem łamania symetrii, podobnym do przejścia fazowego, podczas którego Wszechświat rozszerzył się ok. 1030 razy; w wyniku tego obszar powiązany przyczynowo osiągnął rozmiar wielokrotnie większy od obecnego rozmiaru horyzontu, co wyjaśnia obserwowaną jednorodność.
Gdyby średnia gęstość Wszechświata była wyższa od pewnej wartości, zw. gęstością krytyczną, siły grawitacyjne zatrzymałyby po pewnym czasie jego rozszerzanie się i nastąpiłaby faza kurczenia byłby to tzw. Wszechświat zamknięty; dla średniej gęstości mniejszej od krytycznej, rozszerzanie trwałoby nieskończenie Wszechświat otwarty, zaś w sytuacji, gdy gęstość byłaby dokładnie równa krytycznej, rozszerzanie trwałoby nieskończenie, ale z prędkością malejącą asymptotycznie do zera Wszechświat płaski. Istnienie fazy inflacyjnej wymaga, by średnia gęstość Wszechświata była dokładnie równa gęstości krytycznej. Jednak obserwacje świecącej materii dają nam średnią gęstość równą zaledwie parę procent gęstości krytycznej. Istnieją wszak wskazówki, że obserwowane struktury są o wiele masywniejsze muszą zatem zawierać "ciemną" materię; jej obecność przejawia się w sposób "hierarchiczny": obserwacje zachowania się siły przyciągania grawitacyjnego w funkcji odległości od środka niektórych galaktyk wskazują na to, że galaktyki powinny być otoczone rozległym obłokiem materii o masie o rząd wielkości większej od całkowitej masy zawartej w nich materii świecącej; dynamika galaktyk w gromadach wskazuje na dodatkową masę gromady parokrotnie większą od sumy mas galaktyk; podobnie, z obserwacji niektórych większych struktur, grupujących wiele samotnych galaktyk i gromad galaktyk wynika, że ich masy są jeszcze kilka razy większe. Najbardziej znaną strukturą tego typu jest tzw. Wielki Atraktor. Rozmiar naszego obecnego horyzontu można ocenić z wieku Wszechświata, równego ok. 15 mld lat; jego rozmiar jest zatem rzędu 15 mld lat świetlnych. Ponieważ gęstość krytyczna Wszechświata wynosi 10 26 kg . m 3, całkowitą masę Wszechświata ocenia się na 1053 kg. W postaci gwiazd i innych świecących obiektów jest ok. 5 . 1051 kg, co daje ok. 1010 galaktyk podobnych do naszej.
Natura ciemnej materii we Wszechświecie jest dotychczas nie znana i pozostaje przedmiotem spekulacji. Jedna z sugestii zakłada, że przynajmniej jej część, gł. wewnątrzgalaktyczna, mogłaby występować w postaci małych, zwartych ciał o masach bardzo dużych planet; ich obecność w dużej liczbie w naszej Galaktyce powinna wywoływać od czasu do czasu zjawisko pojaśniania blasku odległej gwiazdy, gdy linię łączącą gwiazdę z obserwatorem przetnie takie ciało i nastąpi, wynikający z ogólnej teorii względności, efekt soczewkowania grawitacyjnego światła gwiazdy podjęte w latach 90. próby obserwacyjnego wykrycia takiego soczewkowania, w tym przez grupę astronomów z Obserwatorium Astr. Uniw. Warsz., potwierdziły istnienie tego efektu, ale wyniki wskazują, że zachodzi on na słabych gwiazdach, a nie planetach; świadczy to przeciw masowemu występowaniu ciał planetarnych w Galaktyce. Jako ciemną materię proponowano również mało masywne czarne dziury; jeszcze inną formą mogą być neutrina, które, podobnie jak kwanty promieniowania elektromagnet., wypełniają cały Wszechświat gdyby miały niewielką masę spoczynkową, mogłoby to wystarczyć do domknięcia Wszechświata.
Główne kierunki obserwacji koncentrują się obecnie na problemie poszukiwania ciemnej materii oraz badaniach właściwości fluktuacji materii we Wszechświecie; te ostatnie bada się przez pomiary niewielkich fluktuacji temperatury promieniowania tła (w różnych skalach), które zawierają informacje o zaburzeniach gęstości we wczesnym Wszechświecie, oraz poprzez obserwacje grupowania się świecącej materii, co odzwierciedla obecną strukturę Wszechświata. Badania teoretyczne dotyczą gł. problemu pochodzenia i ewolucji fluktuacji gęstości we Wszechświecie, prowadzących do obecnie obserwowanej struktury.