Chronologie vesmíru

Diagram vývoje (pozorovatelné části) vesmíru od Velkého třesku (vlevo), CMB-referenční doznívání, až po současnost.

Chronologie vesmíru popisuje historii a budoucnost vesmíru podle kosmologie Velkého třesku. Nejstarší fáze existence vesmíru se odhadují na dobu před 13,8 miliardami let, s nejistotou kolem 21 milionů let při 68% hladině spolehlivosti.

Pro účely tohoto shrnutí je vhodné rozdělit chronologii vesmíru od jeho vzniku na pět částí. Obecně se považuje za nesmyslné nebo nejasné, zda čas existoval před touto chronologií:

První pikosekunda (10−12) kosmického času. Zahrnuje Planckovu epochu, během níž nemusí platit aktuálně chápané fyzikální zákony; vznik čtyř známých základních interakcí nebo sil ve fázích – nejprve gravitace a později elektromagnetické, slabé a silné interakce; a expanzi samotného prostoru a superchlazení dosud nesmírně horkého vesmíru v důsledku kosmické inflace, o níž se předpokládá, že byla vyvolána oddělením silné a elektroslabé interakce.

Drobné vlnky ve vesmíru v této fázi jsou považovány za základ rozsáhlých struktur, které se zformovaly mnohem později. Různé fáze velmi raného vesmíru jsou chápány v různé míře. Dřívější části jsou mimo dosah praktických experimentů ve fyzice částic, ale mohou být prozkoumány jinými prostředky.

Trvá přibližně 370 000 let. Zpočátku se různé druhy subatomárních částic tvoří postupně. Tyto částice obsahují téměř stejné množství hmoty a antihmoty, takže většina z nich se rychle zlikviduje a zanechá ve vesmíru malý přebytek hmoty.

Zhruba v jedné sekundě se neutrina oddělí; tato neutrina tvoří kosmické neutrinové pozadí (CνB). Pokud existují prvotní černé díry, vznikají také přibližně v jedné sekundě kosmického času. Vznikají složené subatomární částice – včetně protonů a neutronů – a přibližně od 2 minut jsou vhodné podmínky pro nukleosyntézu: přibližně 25% protonů a všech neutronů se spojí do těžších prvků, zpočátku deuteria, které se samo rychle spojí hlavně do helia-4.

Za 20 minut už vesmír není dostatečně horký pro jadernou fúzi, ale příliš horký pro existenci neutrálních atomů nebo pro to, aby fotony cestovaly daleko. Je to tedy neprůhledná plazma. Přibližně za 47 000 let, kdy vesmír chladne, začíná jeho chování být ovládáno spíše hmotou než radiací. Přibližně za 100 000 let je hélium-hydrid první molekulou. (Mnohem později vodík a hélium-hydrid reagují za vzniku molekulárního vodíku, paliva potřebného pro první hvězdy.)

Přibližně za 370 000 let se vesmír konečně dostatečně ochladí, aby se v něm vytvořily neutrální atomy („rekombinace“), a v důsledku toho se také poprvé zprůhlední. Nově vzniklé atomy – především vodík a helium se stopami lithia – rychle dosáhnou svého nejnižšího energetického stavu (přízemního stavu) uvolněním fotonů („oddělení fotonů“), a tyto fotony mohou být dodnes detekovány jako kosmické mikrovlnné pozadí (CMB). To je v současnosti nejstarší pozorování vesmíru, které máme.

Mezi 10 a 17 miliony let byla průměrná teplota vesmíru vhodná pro tekutou vodu 273-373 K (0-100 °C) a objevily se spekulace, zda mohly krátce vzniknout skalnaté planety nebo dokonce život, protože statisticky malá část vesmíru mohla mít jiné podmínky než zbytek v důsledku velmi nepravděpodobného statistického kolísání a získávat teplo z vesmíru jako celku.

V určitém bodě kolem 200 až 500 milionů let se formují nejstarší generace hvězd a galaxií (přesné časování se stále zkoumá) a postupně se objevují rané velké struktury, které jsou přitahovány k vláknům temné hmoty podobným pěně, která se již začala stahovat v celém vesmíru. Nejstarší generace hvězd nebyly dosud astronomicky pozorovány. Mohly být obrovské (100-300 hmotností Slunce) a nekovové, s velmi krátkou životností ve srovnání s většinou hvězd, které vidíme dnes, takže běžně dokončí spalování vodíkového paliva a explodují jako supernovy s vysokou energetickou nestabilitou párů po pouhých milionech let. Jiné teorie naznačují, že mohly zahrnovat malé hvězdy, některé možná ještě dnes hoří. V každém případě tyto rané generace supernov vytvořily většinu každodenních prvků, které vidíme kolem nás dnes, a osévaly jimi vesmír.

Hvězdokupy a nadkupy galaxií vznikají v průběhu času. V určitém okamžiku vedou vysokoenergetické fotony z nejstarších hvězd, trpasličích galaxií a možná kvasarů k období reionizace, které začíná postupně mezi asi 250-500 miliony let, je dokončeno asi 700-900 miliony let a zmenšuje se asi o 1 miliardu let (přesné časování se stále zkoumá). Vesmír postupně přešel do vesmíru, který vidíme kolem nás dnes, a doba temna plně skončila asi jen 1 miliardu let.

Od 1 miliardy let a asi 12,8 miliardy let vypadal vesmír podobně jako dnes. Bude se jevit velmi podobný ještě mnoho miliard let v budoucnosti. Tenký disk naší galaxie se začal tvořit asi za 5 miliard let (8,8 Gya) a naše Sluneční soustava se vytvořila asi za 9,2 miliardy let (4,6 Gya), přičemž první stopy života na Zemi se objevily asi za 10,3 miliardy let (3,5 Gya).

Od asi 9,8 miliard let kosmického času se zpomalující rozpínání vesmíru postupně začíná zrychlovat pod vlivem temné energie, která může být skalárním polem v celém našem vesmíru. Současný vesmír je chápán docela dobře, ale za hranicí asi 100 miliard let kosmického času (asi 86 miliard let v budoucnosti) nejistoty v současném poznání znamenají, že jsme si méně jisti, kterou cestou se náš vesmír vydá.

V určitém čase skončí Stelliferous Era, protože hvězdy se již nerodí, a rozpínání vesmíru bude znamenat, že pozorovatelný vesmír bude omezen na místní galaxie. Existují různé scénáře pro vzdálenou budoucnost a konečný osud vesmíru. Přesnější znalost našeho současného vesmíru jim umožní lépe porozumět.

Standardní model kosmologie je založen na modelu prostoročasu, který se nazývá Friedmannova-Lemaîtrova-Robertsonova-Walkerova (FLRW) metrika. Metrika udává míru vzdálenosti mezi objekty a FLRW metrika je přesným řešením Einsteinových rovnic pole (EFE), pokud se předpokládá, že některé klíčové vlastnosti prostoru, jako je homogenita a izotrofie, jsou pravdivé. FLRW metrika velmi těsně odpovídá ohromujícím jiným důkazům, které ukazují, že vesmír se od velkého třesku rozšířil.

Pokud předpokládáme, že metrické rovnice FLRW jsou platné až do počátku našeho vesmíru, pak je můžeme sledovat zpět v čase, až do bodu, kdy rovnice naznačují, že všechny vzdálenosti mezi objekty ve vesmíru byly nulové nebo nekonečně malé. (To nemusí nutně znamenat, že vesmír byl při velkém třesku fyzicky malý, i když to je skutečně jedna z možností.) V dalším pohledu to poskytuje model našeho vesmíru, který se velmi úzce shoduje se všemi současnými fyzikálními pozorováními. Toto počáteční období chronologie vesmíru se nazývá „velký třesk“. Standardní model kosmologie se nepokouší vysvětlit, proč vesmír začal existovat; vysvětluje pouze to, jak se vesmír fyzicky vyvinul, jakmile k tomu okamžiku došlo.

Singularitu z metriky FLRW interpretujeme tak, že současné teorie jsou nedostatečné k popisu toho, co se skutečně stalo na začátku samotného Velkého třesku. Všeobecně se věří, že správná teorie kvantové gravitace může umožnit správnější popis této události, ale žádná taková teorie dosud nebyla rozvinuta. Po tomto okamžiku se všechny vzdálenosti v celém vesmíru začaly zvyšovat z (možná) nuly, protože samotná metrika FLRW se v průběhu času měnila a ovlivňovala vzdálenosti mezi všemi nevázanými objekty všude na světě. Z tohoto důvodu říkáme, že Velký třesk se „odehrál všude“.

Během nejranějších okamžiků kosmického času byly energie a podmínky tak extrémní, že naše současné poznatky mohou pouze naznačovat možnosti, takže se naše současné poznatky mohou ukázat jako nesprávné. Abych uvedl jeden příklad, teorie věčné inflace navrhují, že inflace trvá věčně po celé většině vesmíru, takže pojem „N sekund od velkého třesku“ je špatně definován. Proto nejranější fáze jsou aktivní oblastí výzkumu a jsou založeny na myšlenkách, které jsou stále spekulativní a podléhají modifikaci, jak se vědecké poznatky zlepšují.

Ačkoli je specifická „inflační epocha“ zdůrazněna kolem 10−32 sekundy, pozorování i teorie naznačují, že vzdálenosti mezi objekty v prostoru se od okamžiku velkého třesku neustále zvětšovaly a zvětšují se i dnes (s výjimkou gravitačně vázaných objektů, jako jsou galaxie a většina shluků, jakmile se rychlost expanze výrazně zpomalila). Inflační období označuje specifické období, kdy došlo k velmi rychlé změně rozsahu, ale neznamená, že zůstalo stejné i v jiných dobách. Přesněji řečeno, během inflace se expanze zrychlovala; pak, po inflaci a asi 9,8 miliardy let, byla expanze mnohem pomalejší a v průběhu času se stala ještě pomalejší expanzí (i když se nikdy nezvrátila); a pak, asi před 4 miliardami let, se opět mírně zrychlovala.

Zpočátku byl vesmír nepředstavitelně horký a hustý. Postupem času se ochladil, což nakonec umožnilo silám, částicím a strukturám, které vidíme kolem sebe, projevit se jako dnes.

Planckova epocha je éra v tradiční (neinflační) kosmologii velkého třesku bezprostředně po události, která započala náš známý vesmír. Během této epochy byly teplota a průměrné energie ve vesmíru tak vysoké, že se nemohly tvořit každodenní subatomární částice, a dokonce i čtyři základní síly, které utvářejí náš vesmír – gravitace, elektromagnetismus, slabá jaderná síla a silná jaderná síla – byly spojeny a vytvořily jednu základní sílu. O fyzice při této teplotě se toho moc neví; různé hypotézy navrhují různé scénáře. Tradiční kosmologie velkého třesku předpovídá gravitační singularitu před touto dobou, ale tato teorie se opírá o teorii obecné relativity, o které se předpokládá, že se pro tuto epochu rozpadne kvůli kvantovým efektům.

V inflačních modelech kosmologie se časy před koncem inflace (zhruba 10−32 sekund po velkém třesku) neřídí stejnou časovou osou jako v tradiční kosmologii velkého třesku. Modely, které mají za cíl popsat vesmír a fyziku během Planckovy epochy, jsou obecně spekulativní a spadají pod pojem „nová fyzika“. Příkladem je Hartleův-Hawkingův počáteční stav, krajina teorie strun, kosmologie strunových plynů a ekpyrotický vesmír.

Jak se vesmír rozpínal a ochlazoval, procházel přechodovými teplotami, při kterých se od sebe oddělovaly síly. Tyto fázové přechody lze vizualizovat jako podobné kondenzačním a mrazivým fázovým přechodům běžné hmoty. Při určitých teplotách/energiích mění molekuly vody své chování a strukturu a budou se chovat zcela jinak. Podobně jako pára měnící se ve vodu, pole, která definují základní síly a částice našeho vesmíru, také zcela mění své chování a struktury, když teplota/energie klesne pod určitý bod. To není v každodenním životě patrné, protože se to děje pouze při mnohem vyšších teplotách, než obvykle vidíme v našem současném vesmíru.

Předpokládá se, že tyto fázové přechody v základních silách vesmíru jsou způsobeny jevem kvantových polí zvaným „narušení symetrie“.

V každodenních podmínkách, jak se vesmír ochlazuje, je možné, aby se kvantová pole, která vytvářejí síly a částice kolem nás, usadila na nižších energetických úrovních a s vyššími úrovněmi stability. Tím zcela mění způsob interakce. Síly a interakce vznikají díky těmto polím, takže vesmír se může chovat velmi odlišně nad a pod fázovým přechodem. Například v pozdější epoše je vedlejším efektem jednoho fázového přechodu to, že najednou mnoho částic, které neměly vůbec žádnou hmotnost, získá hmotnost (začnou odlišně interagovat s Higgsovým polem) a jediná síla se začne projevovat jako dvě oddělené síly.

Za předpokladu, že příroda je popsána takzvanou Velkou sjednocenou teorií (GUT), epocha velkého sjednocení začala fázovými přechody tohoto druhu, kdy se gravitace oddělila od univerzální kombinované kalibrační síly. To způsobilo, že nyní existují dvě síly: gravitace a elektrosilná interakce. Zatím neexistuje žádný pádný důkaz, že taková kombinovaná síla existovala, ale mnoho fyziků se domnívá, že existovala. Fyzika této elektrosilné interakce by byla popsána Velkou sjednocenou teorií.

Éra velkého sjednocení skončila přechodem druhé fáze, kdy se elektrosilná interakce zase oddělila a začala se projevovat jako dvě oddělené interakce, nazývané silná a elektroslabá interakce.

V závislosti na tom, jak jsou epochy definovány, a na modelu, který je následován, může být elektroslabá epocha považována za epochu začínající před nebo po inflační epoše. V některých modelech je popsána jako zahrnující inflační epochu. V jiných modelech se uvádí, že elektroslabá epocha začíná po skončení inflační epochy, zhruba 10−32 sekund.

Podle tradiční kosmologie velkého třesku začala elektroslabá epocha 10−36 sekund po velkém třesku, kdy byla teplota vesmíru dostatečně nízká (1028 K), aby se elektronukleární síla začala projevovat jako dvě oddělené interakce, nazývané silná a elektroslabá interakce. (Elektroelektrická interakce se také později oddělí a rozdělí se na elektromagnetickou a slabou interakci.) Přesný bod, kde byla elektrosilná symetrie narušena, není jistý kvůli velmi vysokým energiím této události.

Inflační epocha a rychlé rozšiřování prostoru

V tomto bodě velmi raného vesmíru se metrika, která definuje vzdálenost v prostoru, náhle a velmi rychle změnila v měřítku, takže raný vesmír zůstal nejméně 1078krát větší než jeho předchozí objem (a možná i mnohem více). To odpovídá lineárnímu nárůstu nejméně 1026krát v každé prostorové dimenzi – odpovídá objektu o délce 1 nanometr (10−9 m, asi polovina šířky molekuly DNA), který se během nepatrného zlomku sekundy rozšíří na délku přibližně 10,6 světelných let (100 bilionů kilometrů). Tato změna je známá jako inflace.

Ačkoli světlo a objekty v prostoročasu nemohou cestovat rychleji než rychlost světla, v tomto případě se měřítko změnilo v metrice určující velikost a geometrii samotného prostoročasu. Změny v metrice nejsou omezeny rychlostí světla.

Existují dobré důkazy, že se to stalo, a všeobecně se uznává, že se to skutečně stalo. Přesné důvody, proč se to stalo, se však stále zkoumají. Existuje tedy řada modelů, které vysvětlují, proč a jak se to stalo – zatím není jasné, které vysvětlení je správné.

V několika prominentnějších modelech se předpokládá, že byl spuštěn oddělením silné a elektroslabé interakce, která ukončila epochu velkého sjednocení. Jedním z teoretických produktů tohoto fázového přechodu bylo skalární pole zvané nafukovací pole. Když se toto pole ustálilo do svého nejnižšího energetického stavu v celém vesmíru, vytvořilo obrovskou odpudivou sílu, která vedla k rychlé expanzi metriky, která definuje samotný prostor. Inflace vysvětluje několik pozorovaných vlastností současného vesmíru, které jsou jinak obtížně vysvětlitelné, včetně vysvětlení, jak dnešní vesmír skončil tak neobyčejně homogenní (podobný) ve velmi velkém měřítku, i když byl ve svých nejranějších fázích značně neuspořádaný.

Není přesně známo, kdy inflační epocha skončila, ale předpokládá se, že to bylo mezi 10−33 a 10−32 sekund po velkém třesku. Rychlá expanze prostoru znamenala, že elementární částice, které zůstaly z epochy velkého sjednocení, byly nyní velmi řídce rozmístěny po celém vesmíru. Nicméně obrovská potenciální energie inflačního pole byla uvolněna na konci inflační epochy, když se inflační pole rozpadlo na jiné částice, známé jako „ohřívání“. Tento ohřívací efekt vedl k tomu, že vesmír byl znovu osídlen hustou, horkou směsí kvarků, antikvarků a gluonů. V jiných modelech je ohřívání často považováno za označení začátku elektroslabé epochy a některé teorie, jako například teplá inflace, se fázi ohřívání zcela vyhýbají.

V netradičních verzích teorie velkého třesku (známých jako „inflační“ modely) končila inflace při teplotě odpovídající zhruba 10−32 sekund po velkém třesku, ale to neznamená, že inflační éra trvala méně než 10−32 sekund. Pro vysvětlení pozorované homogenity vesmíru musí být trvání v těchto modelech delší než 10−32 sekund. Proto v inflační kosmologii je nejranější smysluplný čas „po velkém třesku“ čas konce inflace.

Po ukončení inflace vesmír pokračoval v expanzi, ale mnohem pomalejším tempem. Asi před 4 miliardami let se expanze začala postupně opět zrychlovat. Předpokládá se, že je to způsobeno tím, že temná energie se stala dominantní v chování vesmíru ve velkém měřítku. Stále se rozšiřuje i dnes.

Dne 17. března 2014 oznámili astrofyzici ze spolupráce s BICEP2 detekci inflačních gravitačních vln v výkonovém spektru B-modes, která byla interpretována jako jasný experimentální důkaz pro teorii inflace. Dne 19. června 2014 však byla hlášena snížená důvěra v potvrzení nálezů o kosmické inflaci a nakonec, dne 2. února 2015, společná analýza dat z BICEP2/Keck a Planckova mikrovlnného vesmírného teleskopu Evropské kosmické agentury dospěla k závěru, že statistická „významnost [dat] je příliš nízká na to, aby mohla být interpretována jako detekce prvotních B-modes“ a může být připsána hlavně polarizovanému prachu v Mléčné dráze.

Elektroweakovo narušení symetrie

Jak teplota vesmíru nadále klesala pod určitou velmi vysokou úroveň energie, dochází k třetímu narušení symetrie. Pokud je nám v současné době známo, šlo o předposlední narušení symetrie při formování našeho vesmíru, poslední bylo narušení chirální symetrie v kvarkovém sektoru. Ve standardním modelu částicové fyziky dochází k narušení elektroslabé symetrie při teplotě 159,5±1,5 GeV. Když k tomu dojde, dojde k narušení elektroslabé kalibrační symetrie. To má dva související účinky:

Po rozbití elektroslabé symetrie nabyly všechny základní interakce, o nichž víme – gravitace, elektromagnetické, slabé a silné interakce – své současné podoby a základní částice mají svou očekávanou hmotnost, ale teplota vesmíru je stále příliš vysoká na to, aby umožnila stabilní tvorbu mnoha částic, které nyní vidíme ve vesmíru, takže zde nejsou žádné protony ani neutrony, a tudíž ani atomy, atomová jádra nebo molekuly. (Přesněji řečeno, všechny složené částice, které se vytvoří náhodou, se téměř okamžitě znovu rozpadnou vlivem extrémních energií.)

Supersymetrie lámání (spekulativní)

Pokud je supersymetrie vlastností našeho vesmíru, pak musí být porušena při energii, která není nižší než 1 TeV, elektroslabé stupnici. Hmotnosti částic a jejich superpartnerů by pak již nebyly stejné. Tato velmi vysoká energie by mohla vysvětlit, proč nikdy nebyli pozorováni superpartneři známých částic.

Po skončení kosmické inflace je vesmír naplněn horkým kvark-gluonovým plazmatem, zbytky ohřívání. Od tohoto okamžiku je fyzika raného vesmíru mnohem lépe pochopena a energie obsažené v kvarkové epoše jsou přímo přístupné v experimentech částicové fyziky a dalších detektorech.

Během kvarkové epochy byl vesmír naplněn hustým, horkým kvark-gluonovým plazmatem, obsahujícím kvarky, leptony a jejich antičástice. Srážky mezi částicemi byly příliš energetické na to, aby se kvarky mohly spojovat v mezony nebo baryony.

Kvarková epocha skončila v době, kdy byl vesmír starý asi 10−6 sekund, kdy průměrná energie interakcí částic klesla pod vazebnou energii hadronů.

Baryony jsou subatomární částice, jako jsou protony a neutrony, které se skládají ze tří kvarků. Dalo by se očekávat, že baryony i částice známé jako antibaryony by se vytvořily ve stejném počtu. Zdá se však, že se tak nestalo – pokud víme, ve vesmíru zůstalo mnohem více baryonů než antibaryonů. Ve skutečnosti nejsou v přírodě pozorovány téměř žádné antibaryony. Není jasné, jak k tomu došlo. Jakékoli vysvětlení tohoto jevu musí umožnit, aby Sacharovovy podmínky související s baryogenezí byly splněny někdy po konci kosmologické inflace. Současná fyzika částic naznačuje asymetrie, za kterých by tyto podmínky byly splněny, ale tyto asymetrie se zdají být příliš malé na to, aby vysvětlovaly pozorovanou baryono-antibaryonovou asymetrii vesmíru.

Kvark-gluonové plazma, které tvoří vesmír, se ochlazuje, dokud se nevytvoří hadrony, včetně baryonů, jako jsou protony a neutrony.
Zpočátku se mohly tvořit páry hadronů a antihadronů, takže hmota a antihmota byly v tepelné rovnováze. Nicméně, jak teplota vesmíru stále klesala, nové páry hadronů a antihadronů se již nevytvářely a většina nově vytvořených hadronů a antihadronů se navzájem zlikvidovala, čímž vznikly páry vysokoenergetických fotonů. Poměrně malé zbytky hadronů zůstaly asi v 1 sekundě kosmického času, kdy tato epocha skončila.

Teorie předpovídá, že na každých 7 protonů zůstal asi 1 neutron. Domníváme se, že je to správně, protože v pozdější fázi se všechny neutrony a část protonů spojily a zůstal vodík, izotop vodíku zvaný deuterium, hélium a další prvky, které můžeme změřit. Poměr hadronů 1:7 na konci této epochy by skutečně vytvořil pozorované poměry prvků v raném i současném vesmíru.

Oddělení neutrin a kosmické neutrinové pozadí (CνB)

Přibližně 1 sekundu po velkém třesku se neutrina oddělí a začnou volně cestovat vesmírem. Jelikož neutrina jen zřídka interagují s hmotou, existují tato neutrina dodnes, analogicky k mnohem pozdějšímu kosmickému mikrovlnnému pozadí vyzařovanému během rekombinace, přibližně 370 000 let po velkém třesku. Neutrina z této události mají velmi nízkou energii, přibližně 10−10krát menší, než je možné při současné přímé detekci. Dokonce i vysokoenergetická neutrina jsou notoricky obtížně detekovatelná, takže toto kosmické neutrinové pozadí (CνB) nemusí být přímo pozorováno v detailu po mnoho let, pokud vůbec.

Nicméně kosmologie Velkého třesku dělá mnoho předpovědí o CνB a existuje velmi silný nepřímý důkaz, že CνB existuje, jak z nukleosyntézních předpovědí Velkého třesku o množství helia, tak z anizotropií v kosmickém mikrovlnném pozadí (CMB). Jedna z těchto předpovědí je, že neutrina zanechají v CMB jemný otisk. Je dobře známo, že CMB má nepravidelnosti. Některé CMB fluktuace byly zhruba pravidelně rozmístěny, kvůli vlivu baryonických akustických oscilací. Teoreticky měla mít oddělená neutrina velmi mírný vliv na fázi různých CMB fluktuací.

V roce 2015 bylo oznámeno, že takové posuny byly zjištěny v CMB. Navíc výkyvy odpovídaly neutrinům téměř přesně teploty předpovídané teorií Velkého třesku (1,96 +/-0,02K v porovnání s předpovědí 1,95K) a přesně třem typům neutrin, tedy stejnému počtu neutrinových příchutí, který v současnosti předpovídá standardní model.

Možný vznik prvotních černých děr

Prvotní černé díry jsou hypotetickým typem černých děr navrženým v roce 1966, které se mohly vytvořit během tzv. radiací ovládané éry, vzhledem k vysoké hustotě a nehomogenním podmínkám během první sekundy kosmického času. Náhodné fluktuace by mohly vést k tomu, že některé oblasti se stanou dostatečně hustými, aby prošly gravitačním kolapsem a vytvořily černé díry. Současné poznatky a teorie kladou přísné limity na hojnost a hmotnost těchto objektů.

Tvorba prvotních černých děr obvykle vyžaduje kontrasty hustoty (regionální odchylky v hustotě vesmíru) kolem  (10%), kde je průměrná hustota vesmíru. Několik mechanismů by mohlo vytvořit husté oblasti splňující toto kritérium během raného vesmíru, včetně ohřívání, kosmologických fázových přechodů a (v takzvaných „hybridních inflačních modelech“) axionové inflace. Protože prvotní černé díry nevznikly z gravitačního kolapsu hvězd, jejich hmotnost může být hluboko pod hvězdnou hmotností (~2×1033 g). Stephen Hawking v roce 1971 vypočítal, že prvotní černé díry mohou mít hmotnost až 10−5 g. Ale mohou mít jakoukoli velikost, takže mohou být také velké a mohly přispět k tvorbě galaxií.

Většina hadronů a antihadronů se na konci hadronové epochy navzájem likviduje a zanechává leptony (jako jsou elektron, miony a některá neutrina) a antileptony, které dominují hmotě vesmíru.

Epocha leptonů se ubírá podobnou cestou jako dřívější epocha hadronů. Zpočátku se leptony a antileptony vyrábějí ve dvojicích. Asi 10 sekund po velkém třesku teplota vesmíru klesne do bodu, kdy již nejsou vytvářeny nové dvojice leptonů a antileptonů a většina zbývajících leptonů a antileptonů se navzájem rychle zlikvidovala, čímž vznikly dvojice vysokoenergetických fotonů a zůstaly malé zbytky nezničených leptonů.

Poté, co je většina leptonů a antileptonů na konci leptonové epochy zlikvidována, je většina hmotné energie ve vesmíru ponechána ve formě fotonů. (Velká část zbytku jeho hmotné energie je ve formě neutrin a dalších relativistických částic[nutná citace]
). Proto energii vesmíru a jeho celkovému chování dominují jeho fotony. Tyto fotony pokračují v časté interakci s nabitými částicemi, tj. elektrony, protony a (případně) jádry. Pokračují v tom asi dalších 370 000 let.

Nukleosyntéza světelných prvků

Přibližně mezi 2 a 20 minutami po velkém třesku umožňuje teplota a tlak vesmíru vznik jaderné fúze, z níž vznikají jádra několika světelných prvků kromě vodíku („nukleosyntéza velkého třesku“). Přibližně 25% protonů a všechny neutrony se fúzují za vzniku deuteria, izotopu vodíku, a většina deuteria se rychle fúzuje za vzniku helia-4.

Atomová jádra se snadno odpojí (rozpadnou se) nad určitou teplotu, vztaženou k jejich vázací energii. Zhruba od 2 minut klesající teplota znamená, že deuterium se již neodpoutává a je stabilní a přibližně od 3 minut se helium a další prvky vzniklé fúzí deuteria také již neodpoutávají a jsou stabilní.

Krátká doba trvání a klesající teplota znamenají, že se mohou objevit jen ty nejjednodušší a nejrychlejší fúzní procesy. Kromě helia vznikají jen nepatrná množství jader, protože nukleosyntéza těžších prvků je obtížná a vyžaduje tisíce let i u hvězd. Vznikají malá množství tritia (další izotop vodíku) a berylia-7 a -8, ale ty jsou nestabilní a rychle se opět ztrácejí. Malé množství deuteria zůstává kvůli velmi krátké době trvání nevyužito.

Proto jediné stabilní nuklidy vytvořené koncem nukleosyntézy Velkého třesku jsou protium (jediné protonové/vodíkové jádro), deuterium, hélium-3, hélium-4 a lithium-7. Hmotnostně je výsledná hmota asi 75% vodíkových jader, 25% héliových jader a asi 10−10 hmotnostně lithia-7. Dalšími nejčastěji produkovanými stabilními izotopy jsou lithium-6, beryllium-9, boron-11, uhlík, dusík a kyslík („CNO“), ale ty předpověděly množství mezi 5 a 30 částmi v 1015 hmotnostně, takže jsou v podstatě nedetekovatelné a zanedbatelné.

Množství každého světelného prvku v raném vesmíru lze odhadnout ze starých galaxií a je to pádný důkaz pro Velký třesk. Například Velký třesk by měl produkovat asi 1 neutron na každých 7 protonů, což umožňuje, aby se 25% všech nukleonů spojilo na helium-4 (2 protony a 2 neutrony z každých 16 nukleonů), a to je množství, které nacházíme dnes, a mnohem více, než lze snadno vysvětlit jinými procesy. Podobně se deuterium spojuje extrémně snadno; jakékoliv alternativní vysvětlení musí také vysvětlit, jak existovaly podmínky pro vznik deuteria, ale také nechaly část tohoto deuteria nevyužitou a ne okamžitě znovu spojenou na helium. Každá alternativa musí také vysvětlit proporce různých světelných prvků a jejich izotopů. Bylo zjištěno, že několik izotopů, jako například lithium-7, je přítomno v množství, které se lišilo od teorie, ale postupem času byly tyto rozdíly vyřešeny lepším pozorováním.

Dosud byla dynamika a chování vesmíru ve velkém měřítku určována hlavně zářením – tedy těmi složkami, které se pohybují relativisticky (rychlostí světla nebo blízko ní), jako jsou fotony a neutrina. Jak se vesmír ochlazuje, od přibližně 47 000 let (rudý posuv z = 3600) se chování vesmíru ve velkém měřítku stává ovládáno hmotou. K tomu dochází, protože energetická hustota hmoty začíná překračovat jak energetickou hustotu záření, tak vakuovou energetickou hustotu. Kolem nebo krátce po 47 000 letech se hustoty nerelativistické hmoty (atomových jader) a relativistického záření (fotonů) stávají stejnými, Džínova délka, která určuje nejmenší struktury, které se mohou tvořit (kvůli soupeření mezi gravitační přitažlivostí a tlakovými účinky), začíná klesat a perturbace, místo toho, aby byly vyhlazeny volným proudícím zářením, mohou začít růst v amplitudě.

Podle modelu Lambda-CDM je v této fázi hmota ve vesmíru kolem 84,5% chladné temné hmoty a 15,5% „obyčejné“ hmoty. (Nicméně celková hmota ve vesmíru je jen 31,7%, mnohem menší než 68,3% temné energie.) Existují nezvratné důkazy, že temná hmota existuje a dominuje našemu vesmíru, ale protože přesná podstata temné hmoty stále není objasněna, teorie velkého třesku v současnosti nepokrývá žádné fáze jejího vzniku.

Od tohoto bodu a po několik miliard let dopředu přítomnost temné hmoty urychluje tvorbu struktury v našem vesmíru. V raném vesmíru se temná hmota postupně shromažďuje v obrovských vláknech vlivem gravitace, hroutí se rychleji než obyčejná (baryonická) hmota, protože její kolaps není zpomalován tlakem záření. To zesiluje drobné nehomogenity (nepravidelnosti) v hustotě vesmíru, které byly zanechány kosmickou inflací. Postupem času se mírně hustší oblasti stávají hustšími a mírně řídké (prázdnější) oblasti se stávají vzácnějšími. Obyčejná hmota se nakonec shromažďuje rychleji, než by tomu bylo jinak, kvůli přítomnosti těchto koncentrací temné hmoty.

Vlastnosti temné hmoty, které jí umožňují rychle kolabovat bez radiačního tlaku, také znamenají, že nemůže ztrácet energii ani zářením. Ztráta energie je nezbytná k tomu, aby se částice za určitým bodem zhroutily do hustých struktur. Proto se temná hmota hroutí do obrovských, ale rozptýlených vláken a svatozáří, a ne do hvězd nebo planet. Obyčejná hmota, která může ztratit energii zářením, tvoří při kolapsu husté objekty a také plynná mračna.

Za zhruba 100 000 let se vesmír ochladil natolik, že vznikla hydrid helia, první molekula. V dubnu 2019 bylo poprvé oznámeno, že tato molekula byla objevena v mezihvězdném prostoru. (Mnohem později atomární vodík reaguje s hydridem helia za vzniku molekulárního vodíku, paliva potřebného pro tvorbu hvězd.)

Rekombinace, fotonové oddělení a kosmické mikrovlnné pozadí (CMB)

9letý snímek pozadí záření kosmického mikrovlnného záření WMAP (2012). Záření je izotropní zhruba na jednu část ze 100 000.

Asi 370 000 let po velkém třesku došlo ke dvěma propojeným událostem: rekombinaci a oddělení fotonů. Rekombinace popisuje ionizované částice, které se spojují a vytvářejí první neutrální atomy, a oddělení odkazuje na uvolněné fotony („oddělení“), jak se nově vytvořené atomy usazují do stabilnějších energetických stavů.

Těsně před rekombinací byla baryonová hmota ve vesmíru na teplotě, kdy tvořila horkou ionizovanou plazmu. Většina fotonů ve vesmíru interagovala s elektrony a protony a nemohla cestovat na významné vzdálenosti, aniž by interagovala s ionizovanými částicemi. Výsledkem bylo, že vesmír byl neprůhledný nebo „mlhavý“. I když bylo světlo, nebylo možné vidět, ani pozorovat toto světlo dalekohledy.

V době kolem 370 000 let se vesmír ochladil do bodu, kdy se volné elektrony mohou spojit s jádry vodíku a helia a vytvořit neutrální atomy. Tento proces je relativně rychlý (a rychlejší u helia než u vodíku) a je známý jako rekombinace. Název je mírně nepřesný a je uveden z historických důvodů: ve skutečnosti se elektrony a atomová jádra poprvé spojily.

Přímé kombinování v nízkoenergetickém stavu (přízemním stavu) je méně účinné, takže tyto atomy vodíku se zpravidla tvoří s elektrony stále ve vysokoenergetickém stavu, a jakmile se zkombinují, elektrony rychle uvolňují energii ve formě jednoho nebo více fotonů, jak přecházejí do nízkoenergetického stavu. Toto uvolnění fotonů je známé jako fotonové oddělení. Některé z těchto oddělených fotonů jsou zachyceny jinými atomy vodíku, zbytek zůstává volný. Na konci rekombinace většina protonů ve vesmíru vytvořila neutrální atomy. Tato změna z nabitých na neutrální částice znamená, že střední volná dráha fotonů může cestovat, než se zachycení ve skutečnosti stane nekonečným, takže všechny oddělené fotony, které nebyly zachyceny, mohou volně cestovat na dlouhé vzdálenosti (viz Thomsonův rozptyl). Vesmír se stal poprvé ve své historii průhledným pro viditelné světlo, rádiové vlny a další elektromagnetické záření.

Fotony uvolněné těmito nově vzniklými atomy vodíku měly zpočátku teplotu/energii kolem ~ 4000 K. To by bylo okem viditelné jako světle žlutá/oranžová zabarvená, nebo „měkká“, bílá barva. Během miliard let od oddělení, kdy se vesmír rozšířil, byly fotony červeně posunuty z viditelného světla na rádiové vlny (mikrovlnné záření odpovídající teplotě okolo 2,7 K). Červené posunutí popisuje, že fotony získávají delší vlnové délky a nižší frekvence, jak se vesmír rozpínal po miliardy let, takže se postupně měnily z viditelného světla na rádiové vlny. Tytéž fotony mohou být detekovány jako rádiové vlny dodnes. Tvoří kosmické mikrovlnné pozadí a poskytují zásadní důkazy o raném vesmíru a o tom, jak se vyvíjel.

Přibližně ve stejné době jako rekombinace se existující tlakové vlny v elektron-baryonovém plazmatu – známé jako baryonové akustické oscilace – začlenily do distribuce hmoty, když kondenzovala, což vedlo k velmi mírné preferenci v distribuci velkých objektů. Proto je kosmické mikrovlnné pozadí obrazem vesmíru na konci této epochy včetně drobných výkyvů vznikajících během inflace (viz 9letý snímek WMAP) a šíření objektů, jako jsou galaxie, ve vesmíru je ukazatelem rozsahu a velikosti vesmíru, jak se vyvíjel v průběhu času.

Doba temna a vznik rozsáhlých staveb

Po rekombinaci a oddělení byl vesmír průhledný a dostatečně se ochladil, aby světlo mohlo cestovat na velké vzdálenosti, ale neexistovaly žádné struktury produkující světlo, jako jsou hvězdy a galaxie. Hvězdy a galaxie vznikají, když se vlivem gravitace vytvoří husté oblasti plynu, a to trvá dlouho v téměř rovnoměrné hustotě plynu a v potřebném měřítku, takže se odhaduje, že hvězdy neexistovaly možná stovky milionů let po rekombinaci.

V současné době také probíhá pozorovací snaha o detekci slabého záření rotační čáry 21 cm, protože je to v zásadě ještě mocnější nástroj než kosmické mikrovlnné pozadí pro studium raného vesmíru.

Spekulativní „obyvatelná epocha“

Asi 6,6 milionů let, asi 10 až 17 milionů let po velkém třesku (rudý posuv 137-100), se teplota pozadí pohybovala mezi 273-373 K (0-100 °C), což je teplota kompatibilní s kapalnou vodou a běžnými biologickými chemickými reakcemi. Abraham Loeb (2014) spekuloval, že primitivní život se mohl v zásadě objevit během tohoto okna, které nazval „obyvatelnou epochou raného vesmíru“. Loeb tvrdí, že život na bázi uhlíku se mohl vyvinout v hypotetické kapse raného vesmíru, která byla dostatečně hustá, aby mohla vytvořit alespoň jednu masivní hvězdu, která následně uvolní uhlík v supernově, a která byla také dostatečně hustá, aby mohla vytvořit planetu. (Takové husté kapsy, pokud by existovaly, by byly extrémně vzácné.) Život by také vyžadoval tepelný diferenciál, spíše než jen jednotné záření pozadí; to by mohla zajistit přirozeně se vyskytující geotermální energie. Takový život by pravděpodobně zůstal primitivní; je vysoce nepravděpodobné, že by inteligentní život měl dostatek času na vývoj, než by hypotetické oceány na konci obyvatelné epochy zamrzly.

Nejranější struktury a hvězdy vznikají

Hubbleova Ultra Deep Fields často ukazují galaxie z dávné doby, které nám říkají, jaká byla raná Stelliferous Era

Jiný Hubbleův snímek ukazuje novorozeneckou galaxii, která se formuje poblíž, což znamená, že se to stalo velmi nedávno v kosmologickém časovém měřítku. To ukazuje, že stále dochází k tvorbě nových galaxií ve vesmíru.

Hmota ve vesmíru je kolem 84,5% chladné temné hmoty a 15,5% „obyčejné“ hmoty. Od počátku éry dominované hmotou se temná hmota pod vlivem gravitace postupně shromažďuje do obrovských rozptýlených (difúzních) vláken. Obyčejná hmota se nakonec díky přítomnosti těchto koncentrací temné hmoty seskupuje rychleji, než by tomu bylo jinak. V pravidelných vzdálenostech je také o něco hustší díky počátečním baryonovým akustickým oscilacím (BAO), které se zabydlely v rozložení hmoty, když se oddělily fotony. Na rozdíl od temné hmoty může obyčejná hmota ztrácet energii mnoha cestami, což znamená, že jak se hroutí, může ztrácet energii, která by ji jinak držela od sebe, a hroutit se rychleji a do hustších forem. Obyčejná hmota se shromažďuje tam, kde je temná hmota hustší, a na těchto místech se hroutí do mraků převážně vodíkového plynu. Z těchto mraků se tvoří první hvězdy a galaxie. Tam, kde se vytvořily četné galaxie, nakonec vzniknou kupy galaxií a nadkupy. Mezi nimi se vytvoří velké prázdnoty s několika málo hvězdami, které označí místa, kde se temná hmota stala méně běžnou.

Přesné časování prvních hvězd, galaxií, supermasivních černých děr a kvasarů a začátek a konec časování a progrese období známého jako reionizace se stále aktivně zkoumají, nové poznatky se zveřejňují pravidelně. Od roku 2019 se nejstarší potvrzené galaxie datují kolem 380-400 milionů let (například GN-z11), což naznačuje překvapivě rychlou kondenzaci plynových oblaků a hvězdnou porodnost, a pozorování lesa Lyman-alfa a dalších změn světla z prastarých objektů umožňuje zúžit časování pro reionizaci a její případný konec. To vše jsou ale stále oblasti aktivního výzkumu.

Tvorba struktur v modelu Velkého třesku probíhá hierarchicky, kvůli gravitačnímu kolapsu, menší struktury se tvoří dříve než ty větší. Nejstarší struktury, které se vytvořily, jsou první hvězdy (známé jako hvězdy Population III), trpasličí galaxie a kvasary (které jsou považovány za jasné, raně aktivní galaxie obsahující supermasivní černou díru obklopenou dovnitř se otáčejícím akrečním diskem plynu). Před touto epochou mohl být vývoj vesmíru chápán pomocí lineární kosmologické perturbační teorie: to znamená, že všechny struktury mohly být chápány jako malé odchylky od dokonalého homogenního vesmíru. To je výpočetně relativně snadné ke studiu. V tomto okamžiku se začínají tvořit nelineární struktury a výpočetní problém se stává mnohem obtížnější, zahrnující například simulace N-těles s miliardami částic. Bolšojská kosmologická simulace je vysoce přesnou simulací této éry.

Tyto hvězdy Population III jsou také zodpovědné za přeměnu několika málo světelných prvků, které vznikly při Velkém třesku (vodík, hélium a malé množství lithia) na mnoho těžších prvků. Mohou být obrovské stejně jako možná malé – a nekovové (žádné prvky kromě vodíku a hélia). Větší hvězdy mají velmi krátkou životnost ve srovnání s většinou hvězd Hlavní posloupnosti, které vidíme dnes, takže běžně dokončí spalování svého vodíkového paliva a explodují jako supernovy po pouhých milionech let, a rozsévají vesmír těžšími prvky po opakované generace. Označují počátek Hvězdné éry.

Dosud nebyly nalezeny žádné hvězdy ze skupiny Population III, takže naše chápání těchto hvězd je založeno na výpočetních modelech jejich vzniku a vývoje. Naštěstí lze pozorování záření kosmického mikrovlnného pozadí využít k dnešnímu dni, kdy tvorba hvězd začala doopravdy. Analýza takových pozorování provedená Planckovým mikrovlnným vesmírným teleskopem v roce 2016 dospěla k závěru, že první generace hvězd se mohla zformovat přibližně 300 milionů let po velkém třesku.

Objev UDFy-38135539 z října 2010, první pozorované galaxie, která existovala během následující epochy reionizace, nám dává okno do těchto dob. Následně Rychard J. Bouwens z Leidenské univerzity a Garth D. Illingworth z UC Observatories/Lick Observatory zjistili, že galaxie UDFj-39546284 je ještě starší, a to v době přibližně 480 milionů let po velkém třesku nebo přibližně v polovině temného středověku před 13,2 miliardami let. V prosinci 2012 byly objeveny první kandidátské galaxie z doby před reionizací, kdy byly galaxie UDFy-38135539, EGSY8p7 a GN-z11 nalezeny přibližně 380–550 milionů let po velkém třesku, před 13,4 miliardami let a ve vzdálenosti přibližně 32 miliard světelných let (9,8 miliard parseků).

Kvasary poskytují některé další důkazy o rané tvorbě struktur. Jejich světlo ukazuje důkazy prvků, jako je uhlík, hořčík, železo a kyslík. To je důkaz, že v době vzniku kvasarů již proběhla masivní fáze tvorby hvězd, včetně dostatečného počtu generací hvězd v populaci III, které daly vzniknout těmto prvkům.

Jak se postupně formují první hvězdy, trpasličí galaxie a kvasary, intenzivní záření, které vydávají, reionizuje velkou část okolního vesmíru a poprvé od rekombinace a oddělení rozdělí neutrální atomy vodíku zpět do plazmy volných elektronů a protonů.

Reionizace je doložena pozorováním kvasarů. Kvasary jsou formou aktivní galaxie a nejsvětlejšími objekty pozorovanými ve vesmíru. Elektrony v neutrálním vodíku mají specifický vzorec pohlcování fotonů, který souvisí s úrovní elektronové energie a nazývá se Lymanova řada. Ionizovaný vodík nemá úroveň elektronové energie tohoto druhu. Proto světlo putující ionizovaným vodíkem a neutrálním vodíkem vykazuje různé absorpční čáry. Navíc světlo bude putovat miliardy let, aby se k nám dostalo, takže jakákoli absorpce neutrálním vodíkem bude překreslena různým množstvím, spíše než jedním specifickým množstvím, což ukazuje, kdy k ní došlo. Tyto rysy umožňují studovat stav ionizace v mnoha různých obdobích v minulosti. Ukazují, že reionizace začala jako „bubliny“ ionizovaného vodíku, které se postupem času zvětšovaly. Ukazují také, že absorpce byla způsobena celkovým stavem vesmíru (intergalaktické médium) a ne průletem galaxiemi nebo jinými hustými oblastmi. Reionizace mohla začít probíhat již od z = 16 (250 milionů let kosmického času) a byla dokončena kolem z = 9 nebo 10 (500 milionů let), než se postupně zmenšovala a pravděpodobně končila kolem z = 5 nebo 6 (1 miliarda let), jak skončila éra hvězd a kvasarů III. populace – a jejich intenzivního záření – a ionizovaný vodík se postupně vrátil k neutrálním atomům.

Nicméně v této době se hmota díky pokračujícímu rozpínání vesmíru mnohem více rozprostřela. Ačkoli neutrální atomy vodíku byly opět ionizovány, plazma byla mnohem tenčí a rozptýlená a fotony byly mnohem méně rozptýlené. Navzdory tomu, že byl vesmír reionizován, zůstal během reionizace do značné míry průhledný. Jak se vesmír dále ochlazoval a rozpínal, reionizace postupně končila.

Galaxie, hvězdokupy a nadkupy

Počítačem simulovaný pohled na rozsáhlou strukturu části vesmíru o průměru asi 50 milionů světelných let

Hmota se pod vlivem gravitace dále stahuje a tvoří galaxie. Hvězdy z tohoto časového období, známé jako hvězdy Populace II, vznikají v raném stádiu tohoto procesu, novější hvězdy Populace I vznikly později. Gravitační přitažlivost také postupně přitahuje galaxie k sobě, aby vytvořily skupiny, hvězdokupy a nadkupy. Pozorování Hubbleova Ultra Deep Field identifikovalo řadu malých galaxií, které se spojují a vytvářejí větší, a to v době 800 milionů let kosmického času (před 13 miliardami let). (Tento odhad stáří je nyní považován za mírně nadsazený).

Richard Ellis z Kalifornského technologického institutu v Pasadeně našel pomocí desetimetrového dalekohledu Keck II na Mauna Kea a jeho tým šest hvězdotvorných galaxií vzdálených asi 13,2 miliardy světelných let, a proto vzniklých v době, kdy byl vesmír starý jen 500 milionů let. V současnosti je známo jen asi 10 z těchto extrémně raných objektů. Novější pozorování ukázala, že tato stáří jsou kratší, než se dříve uvádělo. Nejvzdálenější galaxie pozorovaná k říjnu 2016, GN-z11, je údajně vzdálená 32 miliard světelných let, což je obrovská vzdálenost, která je možná díky expanzi v časoprostoru (z = 11,1; přibližovací vzdálenost 32 miliard světelných let; zpětný čas 13,4 miliardy let).

Vesmír, jak se jeví dnes

Vesmír se po mnoho miliard let jeví v podstatě stejně jako nyní. Bude vypadat podobně ještě mnoho dalších miliard let v budoucnosti.

Na základě vznikající vědy o nukleokoronologii se odhaduje, že galaktický tenký disk Mléčné dráhy vznikl před 8,8 ± 1,7 miliardami let.

Předpokládá se, že od zhruba 9,8 miliard let kosmického času se chování vesmíru ve velkém měřítku potřetí v jeho historii postupně změnilo. Jeho chování bylo původně ovládáno zářením (relativistickými složkami, jako jsou fotony a neutrina) prvních 47 000 let a od přibližně 370 000 let kosmického času bylo jeho chování ovládáno hmotou. Během doby, kdy mu dominovala hmota, se rozpínání vesmíru začalo zpomalovat, protože gravitace zkrotila počáteční vnější rozpínání. Ale od přibližně 9,8 miliard let kosmického času pozorování ukazují, že rozpínání vesmíru pomalu přestává zpomalovat a místo toho se postupně začíná znovu zrychlovat.

I když přesná příčina není známa, kosmologická komunita toto pozorování přijímá jako správné. Zdaleka nejuznávanějším pochopením je, že je to způsobeno neznámou formou energie, která dostala jméno „temná energie“. „Temná“ v tomto kontextu znamená, že není přímo pozorována, ale v současnosti může být studována pouze zkoumáním vlivu, který má na vesmír. Probíhá výzkum k pochopení této temné energie. Temná energie je nyní považována za jednu z největších složek vesmíru, protože tvoří asi 68,3% veškeré hmotné energie fyzikálního vesmíru.

Má se za to, že temná energie působí jako kosmologická konstanta – skalární pole, které existuje v celém prostoru. Na rozdíl od gravitace se účinky takového pole nezmenšují (nebo se zmenšují jen pomalu) s růstem vesmíru. Zatímco hmota a gravitace mají zpočátku větší účinek, jejich účinek se rychle zmenšuje s tím, jak se vesmír dále rozpíná. Objekty ve vesmíru, které jsou zpočátku vidět, že se pohybují od sebe, jak se vesmír rozpíná, se nadále pohybují od sebe, ale jejich pohyb směrem ven se postupně zpomaluje. Tento zpomalující účinek se zmenšuje s tím, jak se vesmír více rozprostírá. Nakonec začíná převládat vnější a odpudivý účinek temné energie nad vnitřním tahem gravitace. Místo toho, aby se zpomalilo a možná se začalo pod vlivem gravitace pohybovat dovnitř, začíná se od zhruba 9,8 miliard let kosmického času rozpínání prostoru pomalu zrychlovat směrem ven postupně rostoucí rychlostí.

Daleká budoucnost a konečný osud

Předpokládaná životnost červené trpasličí hvězdy v hlavní posloupnosti vůči její hmotnosti vzhledem ke Slunci

Vesmír existuje přibližně 13,8 miliardy let a my věříme, že mu rozumíme natolik dobře, abychom mohli předvídat jeho rozsáhlý vývoj na mnoho miliard let do budoucnosti – možná až 100 miliard let kosmického času (asi 86 miliard let od nynějška). Kromě toho potřebujeme vesmír lépe pochopit, abychom mohli dělat jakékoli přesné předpovědi. Proto by vesmír mohl po této době sledovat celou řadu různých cest.

Existuje několik vzájemně si konkurujících scénářů možného dlouhodobého vývoje vesmíru. Který z nich se případně stane, závisí na přesných hodnotách fyzikálních konstant, jako je kosmologická konstanta, možnost rozpadu protonů, energie vakua (tedy energie samotného „prázdného“ prostoru) a přírodních zákonech mimo standardní model.

Pokud bude rozpínání vesmíru pokračovat a zůstane ve své současné podobě, nakonec všechny galaxie kromě nejbližších budou od nás unášeny rozpínáním vesmíru takovou rychlostí, že náš pozorovatelný vesmír bude omezen na naši vlastní gravitačně vázanou místní galaktickou kupu. Ve velmi dlouhém časovém horizontu (po mnoha bilionech – tisících miliard – let kosmického času) skončí Stelliferova éra, protože hvězdy se přestanou rodit a i ty nejdéle žijící hvězdy postupně zaniknou. Za ní všechny objekty ve vesmíru vychladnou a (s možnou výjimkou protonů) se postupně rozloží zpět na své základní částice a pak na subatomární částice a fotony o velmi nízké úrovni a další základní částice, a to celou řadou možných procesů.

Nakonec, v krajní budoucnosti, byly navrženy následující scénáře pro konečný osud vesmíru:

Výsledkem by bylo, že kvantová pole, která jsou základem všech sil, částic a struktur, by prošla přechodem do stabilnější formy. Nové síly a částice by nahradily ty současné, o kterých víme, s vedlejším účinkem, že všechny současné částice, síly a struktury by byly zničeny a následně (pokud by to bylo možné) reformovány do různých částic, sil a struktur.

V tomto druhu extrémního časového měřítka se mohou objevit i extrémně vzácné kvantové jevy, u nichž je extrémně nepravděpodobné, že by byly spatřeny v časovém měřítku menším než biliony let. Ty mohou také vést k nepředvídatelným změnám stavu vesmíru, které by pravděpodobně nebyly významné v žádném menším časovém měřítku. Například v časovém měřítku milionů bilionů let se může zdát, že se černé díry téměř okamžitě vypařují, neobvyklé kvantové tunelovací jevy se zdají být běžné a kvantové (nebo jiné) jevy tak nepravděpodobné, že by se mohly objevit jen jednou za bilion let, se mohou objevit mnohokrát.[citace nutná]