Pojęciem Wszechświat określa się całą przestrzeń, wraz z wypełniającą ją energią, która może przyjmować różne postacie: materii, ciepła, światła i inne. We Wszechświecie znajduje się bardzo wiele różnych obiektów, które nazywa się ciałami niebieskimi. Są to planety, gwiazdy, komety, planetoidy oraz wiele innych. Ciała te mogą być rozproszone, lub skupione w większe skupiska, takie jak galaktyki, gromady galaktyk, mgławice i wiele innych. Pojęciem Wszechświat określa się również zjawisko czasu.

Wszechświat od początku istnienia człowieka interesował go i pobudzał jego wyobraźnię. Człowiek starał się obserwować niebo i zastanawiał się, co tam jest. Z ciekawości człowieka rozwinęła się bardzo ważna gałąź nauki, jaką jest astronomia, zajmująca się obserwacją Wszechświata, astrofizyka, która stara się wyjaśniać zjawiska spotykane we Wszechświecie, a także kosmologia, która bada genezę powstania Wszechświata.

Przez bardzo długi czas pojęcie ludzi o Wszechświecie było bardzo mylne, dziś może się ono wydawać nawet śmieszne. Ludzie sądzili, że centrum Wszechświata jest Ziemia, na której zamieszkuje człowiek. Myśleli, że wszystko, co ją otacza jest stałe, nie zmienia się z czasem i że powstało w wyniku stworzenia. Większość ciał niebieskich utożsamiano z postaciami z wierzeń, i nadawano im imiona bogów. Jednym z największych kroków wykonanych przez człowieka w celu zrozumienia Wszechświata było odrzucenie teorii geocentrycznej (Ziemia w centrum Wszechświata) i przyjęcie teorii heliocentrycznej, opracowanej przez Mikołaja Kopernika w XVII wieku. Wraz z rozwojem innych dziedzin nauki, takich jak geologia, udało się ustalić, iż Ziemia istnieje nie jak sądzono kilka tysięcy lat, ale ma kilka miliardów lat. Tak długi wiek Ziemi rzucił nowe światło na badania historii i budowy Wszechświata. Zaczęto na nowo zastanawiać się nad historią Wszechświata, a także jego zmiennością. Dopiero w latach 20. XX wieku odkryto, że Wszechświat wciąż się rozszerza. Jak wykazała teoria Einsteina, statyczny Wszechświat musiałby być zupełnie pusty, ponieważ jakakolwiek materia, w wyniku oddziaływać, ma tendencję do przyciągania się.

Bardzo ciekawym zjawiskiem jest obserwowana od pewnego czasu tzw. komórkowa struktura Wszechświata. Polega ona na takim rozkładzie materii, że duże obszary pustki są otoczone jakby ściankami czy krawędziami zbudowanymi z galaktyk i gromad. Taki obraz Wszechświata przedstawia się nam, jednak w rzeczywistości może to być prawda jedynie dla tego małego wycinka Wszechświata, który jesteśmy w stanie zaobserwować. Tak naprawdę widzimy bowiem, mimo coraz lepszych technik obserwacji, jedynie mały fragment Wszechświata. Fragment ten jest tak niewielki, że niektóre struktury, które udało się nam zaobserwować, swoją wielkością są porównywalne z nim samym (choć oczywiście są bardzo daleko, więc widzimy je znacznie mniejsze).

Mimo wszystko, na podstawie dostępnych obserwacji wyciąga się wnioski dotyczące całego Wszechświata. Naukowcy zakładają przy tym, że ten fragment Wszechświata, który możemy obserwować, nie różni się znacząco od innych fragmentów, a więc jest reprezentatywny. Dodatkowo zakłada się, że znane prawa fizyki są prawdziwe również we Wszechświecie. W skrócie można określić to tak, że Wszechświat w szerokiej skali jest jednorodny, i rządzą nim uniwersalne prawa przyrody. Najważniejszą teorią, która odnosi się do zjawisk zachodzących we Wszechświecie, jest ogólna teoria względności Alberta Einsteina.

Na temat powstania Wszechświata zostało wysnutych wiele teorii, jednak, w związku z najnowszymi odkryciami astronomów, najbardziej prawdopodobna wydaje się teoria Wielkiego Wybuchu. Głosi ona, że początkowo cała materia i energia Wszechświata była skupiona w bardzo małym, punktowym obiekcie. Taki stan Wszechświata utrzymywał się do pewnego czasu, aż w pewnym momencie, z niewyjaśnionych przyczyn, materia rozpadła się. Uwalniając olbrzymie ilości energii. Zjawisko to przypominało bardzo silny wybuch. Przez pierwsze ułamki sekund istnienia Wszechświata, jego stan był nieokreślony. Dopiero po upływie czasu nazywanego wiekiem Plancka, który wynosi 10-43 s, stan Wszechświata można było opisywać znanymi nam prawami fizyki. Temperatura Wszechświata była ogromna, wynosiła około 1032 K, a jego gęstość 1097 kg/m3. Wszechświat bardzo szybko się rozszerzał, malała jego gęstość, a energia coraz bardziej się rozpraszała, tak że malała jego temperatura. Po pewnym czasie zaczęły się tworzyć cząstki elementarne, które następnie zaczęły się łączyć w bardziej złożone struktury barionowe (cząstki materialne). Gdy temperatura Wszechświata spadła do 3000 K, jony wodoru (protony) zostały zneutralizowane ładunkiem ujemnym, czyli elektronami, przez co znacznie osłabiło się oddziaływanie materii z promieniowaniem elektromagnetycznym, i obydwa rodzaje energii przestały być w równowadze. Od tego momentu energia w postaci promieniowania, oraz energia w postaci materii, ewoluowały oddzielnie. Promieniowanie wciąż ulegało osłabieniu, aż osiągnęło obecny stan odpowiadający ciału doskonale czarnemu o temperaturze 2,7 K. Materia zaczęła się kondensować, aż powstały takie obiekty jak gwiazdy, planety, galaktyki, kwazary i wiele innych.

Naukowców nurtuje pytanie, jak dalej będzie następowała ewolucja Wszechświata. Czy wciąż będzie się on rozszerzał, czy w pewnym momencie się zatrzyma, czy też zacznie się zapadać, aż nastąpi zjawisko odwrotne do Wielkiego Wybuchu - Wielki Kolaps. To, którą z tych dróg podąży Wszechświat, zależy od tego, jaka jest średnia gęstość Wszechświata. Jeżeli średnia gęstość Wszechświata jest większa od pewnej określonej wartości krytycznej, w pewnym momencie nastąpi zatrzymanie rozszerzania się Wszechświata i rozpocznie się kurczenie. Taki Wszechświat określa się mianem zamkniętego. Jeżeli jednak średnia gęstość Wszechświata jest niższa niż gęstość krytyczna, to Wszechświat będzie się rozszerzał w nieskończoność. Jest to tzw. wszechświat otwarty. Ostatnią możliwością jest, gdy średnia gęstość Wszechświata jest równa gęstości krytycznej. Taki Wszechświat będzie się stale rozszerzał, jednak z prędkością malejącą do zera.

Bardzo trudno zbadać, która z teorii jest prawdziwa, ponieważ nie można prosto określić gęstości Wszechświata. Dzieje się tak, ponieważ oprócz materii, którą możemy zaobserwować, Wszechświat pełen jest tzw. ciemnej materii. Jej ilość ani rola nie są do końca jasne. Ciemna materia została odkryta przypadkowo, podczas obserwacji gwiazd w naszej galaktyce. Niektóre z gwiazd, w wyniku nieznanego procesu, chwilowo stawały się znacznie jaśniejsze. Okazało się, iż rozwiązaniem tej zagadki może być ciemna materia - bardzo małe obiekty o dużej masie. Jeżeli taki obiekt przetnie linię łączącą obserwatora z gwiazdą, to następuje przewidziany w 1985 roku przez B. Paczyńskiego efekt mikrosoczewkowania grawitacyjnego - światło z gwiazdy zostaje skupione, w wyniku oddziaływania grawitacyjnego z ciemną materią. W latach 90. podjęto liczne próby, aby obserwacyjnie potwierdzić tą hipotezę, jednak okazało się, że mikrosoczewkowanie następuje nie na ciemnych obiektach, ale na małych gwiazdach, słabo jaśniejących. Mimo to istnienie ciemnej materii wciąż jest prawdą. Ciemną materię mogą stanowić niewielkie czarne dziury, a także neutrina, które poruszają się po całym Wszechświecie podobnie jak światło.

Obecne kierunki badań Wszechświata to głównie poszukiwania ciemnej materii, a także badanie przepływu i rozkładu materii. Bada się to za pomocą pomiarów zmian promieniowania tła (promieniowania termicznego Wszechświata), dzięki czemu otrzymuje się obraz zmian rozkładu materii we wczesnym okresie powstawania Wszechświata. Obserwuje się także zjawiska grupowania się materii świecącej, czyli gwiazd, w galaktyki i inne skupiska.

Obserwując modele Wszechświata, które od najdawniejszych czasów tworzyli ludzie, można zobaczyć, jak bardzo zmieniał się ich pogląd na otaczający nas świat. Ludzie układali swoje życie w zgodzie z ruchem ciał niebieskich, wykorzystując zmiany pory dnia i roku do tworzenia kalendarzy i pomiarów czasu.

Odkąd w starożytności zaczęły się rozwijać nauki matematyczne, zaczęto tworzyć modele Wszechświata. Twórcą pierwszego takiego modelu był około 2,5 tys. lat temu Arystoteles. Wykorzystał on elementy teorii Pitagorasa. Model Arystotelesa opisywał Wszechświat jako geocentryczny, z Ziemią w centrum i krążącymi dookoła niej ciałami niebieskimi. Ciała niebieskie uważano za kuliste, poruszające się jednostajnie po okręgach. Pogląc o geocentrycznym Wszechświecie bardzo mocno utrwalił się w świadomości ludzi, i przez bardzo długi czas nie próbowano nawet go podważyć, tworzono jedynie nowe teorie geocentryczne. Jedną z najważniejszych takich teorii była wprowadzona przez Ptolomeusza teoria epicykli. U jej podstaw leżały prace Apoloniusza z Pergi oraz Hipparcha. System epicykli był bardzo skomplikowany, zakładał poruszanie się ciał niebieskich wokół Ziemi po małym okręgu (epicyklu), którego środek przemieszczał się dookoła Ziemi po dużej orbicie, zwanej deferentem. Mimo bardzo skomplikowanego opisu, przez bardzo długi czas teoria epicykli była uznawana za słuszną. Dopiero w XVI wieku Mikołaj Kopernik odważył się obalić teorię geocentryczną, i wprowadził teorię heliocentryczną, w której wszystkie ciała niebieskie, w tym Ziemia, poruszają się po okręgach wokół Słońca.

Kolejny krok w tworzeniu modelu Wszechświata wykonał Galileusz, który na początku XVII wieku skonstruował pierwszą lunetę. Po odkryciu przez Newtona praw dynamiki, nastąpił bardzo szybki rozwój teorii Wszechświata. Newton opublikował swoje zasady dynamiki w Philosophiae naturalis principia mathematica w 1687 roku. Newton rozwiązał prawa ruchu planet, i udowodnił, że tak olbrzymie obiekty podlegają tym samym prawom fizyki, co my.

Dzięki coraz lepszym lunetom i teleskopom, astronomom udało się obserwować obiekty coraz bardziej oddalone od Ziemi. Galileusz jako pierwszy zauważył, że jasny pas na niebie, zwany Drogą Mleczną, jest tak naprawdę złożony z miliardów gwiazd. Już w 1785 roku, przy użyciu prymitywnych metod liczenia gwiazd, F. W. Herschel odkrył, że Droga Mleczna jest tak naprawdę dyskopodobnym skupiskiem gwiazd. Wydawało mu się jednak, że Słońce jest w przybliżeniu w środku tego dysku. W XIX wieku udało się w przybliżeniu określić, jak daleko od Ziemi znajdują się gwiazdy. Odległości te okazały się tak olbrzymie, że trzeba było wprowadzić do ich określania specjalną jednostkę, zwaną parsekiem. Parsek jest jednak rzadko stosowany, znacznie bardziej intuicyjną i częściej stosowaną jednostką jest rok świetlny (ly), równy odległości przebytej przez światło w próżni w ciągu jednego roku. Odległości wyrażane w latach świetlnych, pomimo że brzmią bardzo "daleko", ciężko jest sobie nawet wyobrazić ludzkiemu umysłowi. Wydaje się trudno zrozumiałe, że światło, które widzimy na niebie, zostało wypromieniowane kilka milionów lat temu, i że tak naprawdę w tym miejscu może już nic nie być. Nawet światło ze Słońca dociera do nas w ciągu 500 sekund, a więc wciąż widzimy jego stan sprzed krótkiego czasu. Księżyc jest odległy od Ziemi o około 1,3 sekundy świetlnej. Najbliższa od nas gwiazda jest w odległości 4 lat świetlnych. Grubość Drogi mlecznej wynosi około 1000 lat świetlnych, a jej średnica to około 160 000 lat świetlnych. Słońce, nasza gwiazda, znajduje się w jednym z ramion spiralnej Drogi Mlecznej, i jest w odległości około 27 000 lat świetlnych od centrum Galaktyki. Wszystkie ciała w Drodze Mlecznej obracają się wokół centrum galaktyki, które stanowi olbrzymia czarna dziura. Masa całej galaktyki jest szacowana na około 1010 mas Słońca.

Bardzo dużym krokiem naprzód w procesie poznawania Wszechświata było zastosowanie, w połowie XIX wieku, odkrytej przez Bunsena i Kirchhoffa analizy spektralnej, do badania Wszechświata. Dzięki badaniom widm promieniowania elektromagnetycznego, wysyłanego przez gwiazdy, udało się ustalić ich skład chemiczny (dokładnie skład chemiczny ich górnej atmosfery), temperaturę, a także, z obliczeń, ciśnienie, gęstość i pole grawitacyjne. Okazało się, że atmosfera gwiazd jest złożona średnio z 75% wodoru i 25% helu, a także bardzo małych ilości innych pierwiastków. Dzięki analizie spektralnej dokonano klasyfikacji gwiazd, a także wydzielono tak zwane spektralne gwiazdy podwójne.

Dzięki konstrukcji coraz silniejszych teleskopów oraz coraz dokładniejszym badaniom przestrzeni kosmicznej, udało się odkryć, że nasza Galaktyka nie jest złożona jedynie z gwiazd, gazu i pyłu, ale także z bardzo gęstych skupisk gwiazd - gromad, oraz mgławic - gęstych obłoków pyłu międzygwiezdnego. Szczególnie ciekawe wydają się być mgławice, które uważa się za pierwsze stadium powstawania gwiazd.

Dokładne obserwacje pozwoliły ustalić, że wśród mgławic można wyróżnić pewną podgrupę, różniącą się kształtem - mgławice spiralne. Dokładne zbadanie tych mgławic stało się możliwe dopiero na początku XX wieku, dzięki zastosowaniu bardzo dużych teleskopów. W 1912 roku Slipher odkrył, że linie widmowe otrzymane z mgławic spiralnych są silnie przesunięte w stronę czerwieni, co sugerowało, na podstawie analizy zjawiska Dopplera, prędkości przekraczające 1000 km/s, znacznie wyższe niż w przypadku gwiazd. Zaczęto się zastanawiać, czy mgławice spiralne są rzeczywiście częścią naszej Galaktyki, czy też znajdują się poza nią. Duży krok do wyjaśnienia tej zagadki wykonał w 1923 roku Hubble, który odkrył, że Wielka Mgławica Andromedy jest złożona z gwiazd. Następnie, obserwując inne mgławice, również w nich zaobserwował gwiazdy. Pomiar odległości mgławic spiralnych od Ziemi stał się jednak możliwy dopiero po odkryciu, iż w jednej z mgławic znajdują się specyficzne gwiazdy, zwane cefeidami. Nazwą tą określa się gwiazdy, które zmieniają swoją jasność w okresach czasu. Dzięki pomiarom zmian jasności, zależnej od jasności absolutnej gwiazd, możliwe stało się określenie ich odległości. Okazało się, że cefeidy z Mgławicy Andromedy są odległe od nas o ponad 2 mln lat świetlnych, a więc znajdują się bardzo daleko poza naszą galaktyką.

Dzięki odkryciu Hubbla okazało się, że wiele z obiektów, które uznawano za mgławice pyłu, są w rzeczywistości bardzo odległymi galaktykami. Ponieważ istniało wiele zebranych informacji i obserwacji na temat mgławic, Hubble zebrał je i zweryfikował. Dzięki temu udało mu się sklasyfikować galaktyki na eliptyczne, spiralne oraz nieregularne. Kontynuując swoje badania nad odkrywaniem nowych galaktyk oraz pomiarami ich odległości, Hubble zauważył, że galaktyki oddalają się od Ziemi z prędkością, która jest zależna od ich odległości od Ziemi. Zależność ta została sformułowana jako prawo Hubbla, i jest jednym z najważniejszych dla nowoczesnych badań kosmologicznych. Odkrycie Hubbla było pierwszym, które zasugerowało, że Wszechświat nie jest statyczny, ale ciągle się zmienia, dokładnie mówiąc rozszerza. Doświadczalnie wyznaczony współczynnik proporcjonalności pomiędzy odległością obiektów i szybkością, z jaką się oddalają, jest nazywany stałą Hubble'a. Obecnie uważa się, że stała Hubble'a wynosi 20 ± 3 km/s na rok świetlny, a więc im dalej od nas jest galaktyka, tym szybciej się oddala.

Oprócz rozwoju astronomii i stałych obserwacji Wszechświata, rozwijała się także nauka teoretyczna - kosmologia. Punktem przełomowym w kosmologii było opracowanie przez Alberta Einsteina ogólna teoria względności, która zastępowała prawa Newtona dla układów poruszających się z prędkościami zbliżonymi do prędkości światła. Ogólna teoria względności jest powiązaniem pomiędzy geometrią czasoprzestrzeni a rozkładem materii we Wszechświecie. Ogólna teoria względności stała się najważniejszym narzędziem do opracowania nowoczesnego modelu kosmologicznego. Einstein opracowywał ten model zakładając, że Droga Mleczna jest jedyną galaktyką we Wszechświecie. Kiedy w wyniku sprzeczności w równaniach okazało się, iż jest to niemożliwe, Einstein wprowadził do równań stałą kosmologiczną. Dzięki badaniom udało się określić, iż stała ta jest różna od zera.

Model kosmologiczny zbudowany na ogólnej teorii względności stał się podstawą do rozwoju teorii Wszechświata. W roku 1921 Friedman udowodnił, że Wszechświat, w którym materia jest rozłożona zupełnie statystycznie, nie może być statyczny, ale wciąż się zmienia. Gdy Hubble odkrył, że Wszechświat wciąż się rozszerza, Lemaitre wykazał, że prawo Hubbla można wyprowadzić z teorii Friedmana. Wszystkie te sygnały sugerowały, że skoro Wszechświat wciąż się rozszerza, to musiał mieć jakiś początek. Początkiem Wszechświata wydaje się być tzw. stan osobliwy - stan o nieskończonej gęstości, w którym nie da się już stosować praw fizyki stosowanych do obecnego Wszechświata. Z teorii Friedmana wynika także przewidywanie odnoście przyszłości Wszechświata. Jest ono oparte na zależności od wartości stałej Hubble'a i średniej gęstości materii Wszechświata. W zależności od tych dwóch wielkości Wszechświat albo będzie się stale rozszerzał, albo też w pewnym momencie zatrzyma się i zacznie kurczyć, powracając do stanu osobliwego. Prowadzone badania oraz obliczenia na obecnym etapie sugerują, że Wszechświat będzie się stale rozszerzał. Jednak odkrycie ciemnej materii, od której zależy gęstość Wszechświata, może zmienić ten pogląd.

Kolejnym, po odkryciu, że Droga Mleczna jest galaktyką, oraz odkryciach innych galaktyk, przełomem w astronomii była obserwacja, że gwiazdy i galaktyki nie są przypadkowo porozrzucane we Wszechświecie, ale że są pogrupowane w określoną strukturę. Okazało się, że galaktyki skupiają się w gromadach galaktyk, a gromady galaktyk w jeszcze większe obiekty - supergromady. Intensywne badania nad strukturą Wszechświata są prowadzone od początku lat 70. XX wieku. Odkryto, że Wszechświat ma strukturę komórkową - płaskie skupiska galaktyk tworzą jakby "ściany", które ograniczają olbrzymie obszary pustki. Ściany przecinają się w wielu miejscach, a na miejscach przecięć obserwuje się szczególnie bogate skupiska galaktyk. Jedno z największych skupisk galaktyk, nazwane Wielką Ścianą, ma około 500 mln lat świetlnych długości i jest grube na ponad 20 mln lat świetlnych. Ściany galaktyczne oddalone są od siebie obszarami pustki, których średnica wynosi około 100 mln lat świetlnych. Po odkryciu tak niezwykłej struktury Wszechświata zaczęto analizować statystycznie taki rozkład. Okazało się, że w ścianach jest skupione około 60% wszystkich galaktyk, mimo, iż zajmują one jedynie 10% objętości Wszechświata. Gęste łańcuchy na przecięciu ścian zawierają około 20% wszystkich galaktyk, a pozostałe 20% jest skupione w słabo widoczne i rzadkie łańcuchy. Gdyby można było sobie wyobrazić Wszechświat, można by go porównać do baniek mydlanych - galaktyki tworzą otoczki mydlane, a puste przestrzenie to przestrzeń wewnątrz baniek.

W wyniku badań ruchów galaktyk oraz gwiazd zauważono, że nie ma zgodności pomiędzy masą tych obiektów wyznaczoną na podstawie ich jasności, i masą wyznaczoną na podstawie obserwacji ruchu. Okazało się, że bardzo duża część materii w galaktykach musi być materią nieświecącą, niemożliwą do zaobserwowania teleskopem optycznym. Ten rodzaj materii naukowcy nazwali ciemną materią. Jak się okazało, ponad 90% całej materii Wszechświata to ciemna materia, bardzo trudna do zaobserwowania.

Wszystkie opisane powyżej modele Wszechświata oraz najnowsze obserwacje pozwalają na wysnucie wniosku o historii Wszechświata. Pozostaje jedynie pytanie, jaki jest obecnie wiek Wszechświata. Zależy on od tego, jaka jest wartość stałej Hubble'a oraz od tego, jaka jest średnia gęstość materii we Wszechświecie. Obydwa te parametry są bardzo trudne do wyznaczenia, dlatego oszacowania wieku Wszechświata są mało dokładne - błąd waha się w okolicach 30%, co odpowiada około 12 - 15 mld lat. Przy oszacowanym modelu Wszechświata zakłada się, że do obserwacji Wszechświata jest dostępne około 12 - 15 mld lat świetlnych. Wszechświat jednak wciąż się rozszerza, jednak jego rozszerzanie jest inne niż potocznie przyjęte zjawisko. Wszechświat jest jedynym i największym obiektem fizycznym, a jego rozszerzanie to ciągłe tworzenie przestrzeni. Przestrzeń jest tworzona tam, gdzie jej nie ma. Nie następują zmiany przestrzeni na małych obszarach, takich jak Ziemia a nawet Układ Słoneczny czy Droga Mleczna. Rozszerzanie się Wszechświata trudno zrozumieć, ponieważ trudno jest powiedzieć, co jest poza Wszechświatem.

Za początek Wszechświata uważa się stan osobliwy, który w swojej teorii wprowadził Friedman. W tym stanie cała materia była umieszczona w cząstce o olbrzymiej energii. Nie da się powiedzieć, jakie procesy zachodziły w tym stanie, jednak w pewnym momencie cząstka rozpadła się do tworu, którego gęstość była praktycznie nieskończona, o ogromnej temperaturze. Analizą zjawisk, jakie mogły zachodzić w tych pierwszych chwilach od Wielkiego Wybuchu, zajmował się od 1946 roku Gamow. Według jego teorii, gęstość materii i temperatura we wczesnym Wszechświecie były tak olbrzymie, że nie mogło tam istnieć nic innego poza cząstkami elementarnymi, takimi jak kwarki i gluony, leptony, fotony i grawitony. Nie istniały żadne cząstki materialne, a tym bardziej atomy i większe cząstki. Opis oddziaływań we wczesnym Wszechświecie wymaga więc poznania oddziaływań zachodzących pomiędzy cząstkami elementarnymi. Jest to bardzo trudne do zrealizowania w warunkach ziemskich, ponieważ nawet najpotężniejsze akceleratory cząstek nie są w stanie nadać cząstkom takiej energii, aby była porównywalna z energią wczesnego Wszechświata. Dlatego opis powstawania Wszechświata jest bardzo teoretyczny.

Zgodnie z obecną wiedzą we Wszechświecie występują cztery rodzaje oddziaływań: oddziaływania grawitacyjne, elektromagnetyczne, oraz jądrowe słabe i silne. Początkowo wszystkie te oddziaływania były opisywane oddzielnie i nie było widać pomiędzy nimi żadnego związku. Jednak w XX wieku, wraz z rozwojem fizyki kwantowej, zaczęto się zastanawiać nad zunifikowaniem teorii oddziaływań. Udało się to w dużej mierze w latach 60. Weinberg, Salam i Glashow opracowali teorię, która wiązała ze sobą oddziaływania słabe oraz oddziaływania elektromagnetyczne. Jednocześnie Gell - Mann oraz Zweig opracowali model kwarkowej budowy hadronów. Obydwie teorie stanowiły początek powstawania tzw. Standardowego Modelu, opisującego świat cząstek elementarnych. Okazało się jednak, że zastosowanie Modelu Standardowego do oddziaływań silnych, a zwłaszcza do oddziaływań grawitacyjnych, jest bardzo trudne. Wciąż brakuje ogniwa łączącego oddziaływanie grawitacyjne z oddziaływaniami elektromagnetycznymi i jądrowymi. Trwają poszukiwania cząstki elementarnej, która odpowiadałaby za powstawanie oddziaływań grawitacyjnych.

Rozwój nauki nad światem cząstek elementarnych, choć pozornie odnosi się do zupełnie przeciwnego świata niż olbrzymi Wszechświat, bardzo przyczynił się do rozwoju wiedzy o Wszechświecie. Na przykład w latach 60. Sacharow przeprowadził obliczenia, z których wyszło, że początkowy stan Wszechświata mógł być bardzo podobny do stanu tzw. próżni kwantowej. Taki stan nie określa pustki, tylko stan, w którym wszystkie podstawowe wielkości: ładunek, energia, liczba barionowa i leptonowa itd., fizyczne są równe zeru. Taki stan nie mógł być oczywiście stanem stałym, w którym nic nie ma, ponieważ niemożliwe byłoby powstanie Wszechświata. Możliwe jednak, że taki stan utrzymywał się w wyniku ciągłych aktów kreacji i anihilacji cząstek. Taki stan umożliwiał, w wyniku procesów statystycznych, zgromadzenie się w małym obszarze dużej ilości energii, która zapoczątkowała powstanie Wszechświata. Dokładniejszy opis teorii powstania Wszechświata możliwy będzie jednak dopiero wtedy, gdy uda się opracować kwantową teorię grawitacji.

Podczas opracowywania teorii powstania Wszechświata naukowcy cały czas napotykają się na trudności, do których pokonania potrzebne jest opracowywanie bardzo zaawansowanych teorii. Jednym z takich problemów był problem horyzontu, powstający z założenia, że Wszechświat od początku był jednorodny, oraz że jego rozmiary rosną w czasie. Rozwiązaniem problemu horyzontu jest opracowany przez Gutha w 1981 roku model inflacyjny. Model ten zakłada, że w początkowej fazie powstawania Wszechświat rozszerzał się bardzo szybko, a to, co dziś możemy obserwować, to część jednego obszaru spójnego. Dalsze prace nad modelem inflacyjnym doprowadziły do wprowadzenia w 1982 roku przez Lindego oraz Albrechta i Steinhardta pola skalarnego, które może generować wykładniczy wzrost Wszechświata. Pole skalarne opisywane jest przez cząstki o niezerowej masie. Model inflacyjny zakładający istnienie pola skalarnego określono mianem modelu chaotycznej inflacji. Potwierdzenie tej teorii, która jest zgodna z teorią Wielkiej Unifikacji (również zakładającą istnienie pola skalarnego), jest możliwe jedynie po zaobserwowaniu cząstek generujących to pole. Pole inflacyjne, jak wynika z teorii Wielkiej Unifikacji, powstało, gdy średnia energia kinetyczna cząstek we Wszechświecie wynosiła 1014 GeV. Miało to miejsce około 10-35 sekundy po Wybuchu. W wyniku powstania pola skalarnego bardzo mały obszar Wszechświata został gwałtownie poszerzony. To, co obecnie obserwujemy, to jedynie bardzo mały obszar. W dużej skali Wszechświat jest znacznie bardziej jednorodny.

Model inflacyjny tłumaczy także różnice w temperaturze Wszechświata, rejestrowanej w różnych miejscach. Wynika ona z tego, że fluktuacje pola skalarnego, wynikające z jego kwantowej natury, uniemożliwiły jednorodną inflację. W niektórych kierunkach inflacja nastąpiła bardzo wcześnie, w innych trochę później, dlatego Wszechświat nie rozszerza się jednakowo we wszystkich kierunkach.

Gdy zakończył się okres inflacji Wszechświata, energia pola skalarnego przekształciła się w cząstki elementarne oraz promieniowanie elektromagnetyczne. To stadium ewolucji może być już opisane przez oddziaływania obecnie znane, dlatego opisuje je teoria Wielkiego Wybuchu. Kluczowym momentem w ewolucji Wszechświata było zaburzenie równowagi pomiędzy ciężkimi cząstkami a polem promieniowania. Spowodowało to, że w pewnym momencie ilość materii stała się większa niż antymaterii - została złamana symetria. Spowodowało to powstanie oddziaływań silnych. Kolejnym etapem było spontaniczne złamanie symetrii pomiędzy oddziaływaniem słabym i elektromagnetycznym. Miało to miejsce około 10-11 sekundy po rozpoczęciu tworzenia się Wszechświata. Energia cząstek wynosiła wtedy ponad 100 GeV, i cała materia była w stanie plazmy kwarkowo - gluonowej. Po upływie 10-5 sekundy z cząstek elementarnych o energii około 1 GeV zaczęły powstawać protony i neutrony, których ilość we wczesnym Wszechświecie była jednakowa. Stan Wszechświata od tego momentu można już badać doświadczalnie, gdyż takie energie są dostępne dla badań fizycznych na Ziemi.

W około sekundę po Wielkim Wybuchu anihilowały ostatnie pary elektron - pozyton. Następnie, przy energii około 0,1 MeV, zaczęły tworzyć się lekkie pierwiastki - wodór oraz deuter. Zaczęły zachodzić kolejne reakcje termojądrowej syntezy, z których powstał hel, tryt oraz w bardzo małych ilościach lit. Aby mogła nastąpić dalsza synteza, wymagane były już zderzenia co najmniej trzech cząstek, co było bardzo mało prawdopodobne we wczesnym Wszechświecie. Dlatego na tym etapie nie powstały inne pierwiastki. Dlatego też materia, która tworzyła wczesny Wszechświat, była głównie złożona z wodoru (75% wag.), helu (25% wag.) oraz bardzo małych ilości innych pierwiastków. Nukleosynteza, a więc tworzenie jąder atomowych, zakończyło się kilka minut po Wielkim Wybuchu.

Następnie Wszechświat wszedł w stadium bardzo powolnej ewolucji. Gęstość promieniowania we Wszechświecie malała proporcjonalnie do czwartej potęgi czynnika skali, a gęstość materii proporcjonalnie do trzeciej potęgi. Gdy temperatura zmalała do 3000 K, jądra atomów zaczęły przyłączać elektrony i tworzyć elektrycznie obojętne atomy. W tym momencie została zaburzona równowaga pomiędzy materią i polem promieniowania, gdyż materia zaczęła znacznie słabiej oddziaływać z promieniowaniem. Wszechświat zaczął być przezroczysty dla promieniowania, natomiast materia, uwolniona spod wpływu promieniowania, przestała się jednorodnie rozszerzać, i zaczęła się gromadzić pod wpływem grawitacji. Doprowadziło to do powstania niejednorodności w rozkładzie materii, z których zaczęły tworzyć się obłoki pragalaktyczne oraz obłoki, z których powstały następnie gromady galaktyk. Materia zaczęła się skupiać, tworząc pierwsze gwiazdy. Następowała synteza coraz cięższych pierwiastków, w wyniku wybuchów materia przemieszczała się, tworzyły się i wybuchały supernowe, dają początek coraz cięższym pierwiastkom. Materia wyrzucana z gwiazd gromadziła się, zastygała i kurczyła, dając początek planetom i innym obiektom. W końcu, na jednej z miliardów planet we Wszechświecie, zaczęło powstawać życie...