Początki obecnie uznawanego modelu Wszechświata zaczęły powstawać dopiero w latach 20 - tych ubiegłego wieku. Zaczęło się od tego, że Erwin Hubble, amerykański astronom, odkrył, że nasza Galaktyka nie jest ewenementem w przestrzeni kosmicznej, ale jest jedynie jedną z wielu galaktyk. Są one oddzielone w Kosmosie pustymi przestrzeniami. Aby udowodnić to odkrycie astronom musiał zmierzyć odległości od innych galaktyk. Aby tego dokonać przyjął założenie, że gwiazdy danego typu znajdujące się w galaktykach charakteryzują się taką samą jasnością. Tak więc , jeśli znana jest informacja na temat jasności gwiazd znajdujących się w odległej galaktyce możliwe jest obliczenie jej odległości na podstawie pomiaru jasności.
Na tej podstawie Hubble wyznaczył odległości od dziewięciu galaktyk. W obecnych czasach wiadomo, że liczba galaktyk istniejących w przestrzeni kosmicznej sięga setek miliardów. Nasza galaktyka ma średnicę około sto tysięcy lat świetlnych.
Dla poszczególnych gwiazd galaktyk obserwuje się charakterystyczne widma. Na tej podstawie można wyznaczyć temperaturę gwiazdy. Widmo daje jeszcze jedną ważną informację. Wiadomo bowiem, że w poszczególnych widmach brak któregoś z kolorów. Wiadomo także, że za pochłanianie danych barw odpowiedzialne są charakterystyczne pierwiastki. Dlatego też informacja na temat brakującej barwy w widmie danej gwiazdy pozwala wyciągnąć informację na temat składu atmosfery tej gwiazdy.
Intensywne badania widm wielu gwiazd przyniosły przed laty jeszcze jedna zaskakującą informację. Mianowicie okazało się, że widma gwiazd bardzo oddalonych galaktyk zawierają te same barwy co widma gwiazd naszej Galaktyki, ale co ciekawe są one przesunięte o pewną wartość długości fali w kierunku czerwonego końca widma. Skąd bierze się ta różnica? Wyjaśnienie opiera się na efekcie Dopplera. Jeśli mianowicie źródło światła czyli gwiazda znajduje się w stałej odległości od obserwatora to częstość odbieranych przez niego fal jest taka sama jak częstość fal emitowanych przez gwiazdę. Jeśli jednak źródło światła zaczyna zmieniać odległość od obserwatora sytuacja ulega zmianie. I tak gdy zaczyna zbliżać się do obserwatora to odbierana częstość fal jest wyższa niż w przypadku gdy odległość jest stała. A gdy źródło światła zaczyna się oddalać wówczas odbierana częstość fal jest niższa. Znajduje to odzwierciedlenie w widmie gwiazd. Wspomniane wcześniej przesunięcie ku czerwieni następuje wówczas gdy ma miejsce oddalanie się gwiazdy od obserwatora czyli od naszej Galaktyki.
W tamtych czasach panował pogląd , że ruch galaktyk jest zupełnie przypadkowy. Spodziewano się więc, że część widmo będzie wprawdzie przesunięta ku czerwieni ale podobna ilość widm będzie przesunięta ku barwie niebieskiej. Tymczasem w wyniku intensywnych pomiarów okazało się, że uzyskano w ogromnej większości widma przesunięte ku czerwieni. Z tego można było wyciągnąć tylko jeden wniosek, mianowicie ,że ma miejsce ciągłe oddalanie się galaktyk od naszej Galaktyki. Badania Hubble'a przyniosły jeszcze jeden rezultat. Uczony ten udowodnił bowiem, że tempo oddalania się galaktyk zależy od tego w jakiej odległości od nas się one znajdują.
Badania te wykazały ewidentnie, że Wszechświat nie stanowi statycznego, zamkniętego układu lecz stale się rozszerza. Była to rewolucyjna teoria nawet w świetle teorii względności Einsteina. Uczony ten bowiem tak bardzo przywiązany był do myśli o statyczności Wszechświata, że do swojej teorii wprowadził specjalną stałą kosmologiczną, aby pogodzić nowoczesną teorię z dotychczasowym myśleniem o Wszechświecie.
W latach sześćdziesiątych zaczęto poszukiwania promieniowania, które towarzyszyło początkom Wszechświata. Początkowo sądzono, że musi ono być widoczne ponieważ dopiero teraz udało mu się dotrzeć z zakamarków Wszechświata. Szybko jednak przekonano się o tym, że również w tym przypadku następuje przesunięcie i , ze promieniowanie to ma postać mikrofal, a nie promieniowania świetlnego jak się wcześniej spodziewano. Zanim uświadomiono sobie ten fakt dwóch uczonych zarejestrowało tajemnicze promieniowanie mikrofalowe niewiadomego pochodzenia. Było to właśnie pierwotne promieniowanie.
Obecnie istnieją trzy modele Wszechświata autorstwa Friedmanna. Pierwszy model Wszechświata zakłada, że ekspansja Wszechświata jest na tyle wolna, że grawitacja może spowodować jej zatrzymanie. Gdy to następuje rozpoczyna się proces zbliżania się galaktyk i ma miejsce kurzenie się Wszechświata.
Drugi model Wszechświata zakłada z kolei, że tempo rozszerzania się Wszechświata jest na tyle duże , że sama grawitacja nie może powstrzymać tego procesu. Może spowodować tylko nieznaczne jego zwolnienie.
Według trzeciego modelu tempo ekspansji Wszechświata nie jest duże, ale jednocześnie ma taką wartość aby uniemożliwić ewentualne kurczenie się. Zgodnie z tym modelem odległości między galaktykami stale rosną, ale tempo oddalania się galaktyk od siebie maleje. Nigdy jednak nie osiągnie zerowej wartości.
Pierwszy model zakłada przestrzenną skończoność Wszechświata. Można zatem "obejść" cały Wszechświat i wrócić do punktu wyjścia. Drugi i trzeci model zakładają nieskończoność przestrzenną Wszechświata.
Aby odpowiedzieć jednak na pytanie , który z modeli precyzyjnie opisuje zachowanie się Wszechświata należałoby ustalić najpierw pewne fakty. Potrzebna jest znajomość prędkości rozszerzania się Wszechświata oraz wiedza na temat średniej gęstości materii we Wszechświecie. Pierwszą wielkość astronomowie są w stanie dokładnie ustalić. Wiadomo , że w ciągu każdego miliarda lat Wszechświat staje się szerszy o 5-10%. Natomiast nie ma precyzyjnych informacji dotyczących gęstości materii. Nie wystarczy bowiem znajomość mas gwiazd składających się na galaktyki. Nie wiadomo bowiem ile "ciemnej materii" tak naprawdę znajduje się we Wszechświecie. Nie można również wykluczyć istnienia jeszcze innego rodzaju materii, który do tej pory nie został zidentyfikowany, a który również wpływałby na gęstość materii we Wszechświecie. Dlatego obecnie można tylko przypuszczać jakie będą dalsze losy Wszechświata. Uczeni zakładają, że będzie się on w dalszym ciągu rozszerzał jeszcze przynajmniej 10 miliardów lat.
Jednak wszystkie modele Wszechświata mają jeden punkt wspólny. Jest to punkt, w którym odległość między galaktykami miała zerową wartość. Punkt ten nazwany został Wielkim Wybuchem. Zakłada się , że w tamtej chwili gęstość materii i krzywizna czasoprzestrzeni przyjmowały nieskończoną wartość. Do tego punktu czasowego nie stosuje się teoria względność. Nazwano go zatem osobliwością.
Zakłada się , ze to co miało miejsce przed Wielkim Wybuchem nie ma dla Wszechświata żadnego znaczenia i dlatego punkt ten przyjmuje się za początek czasu.
Po tym stwierdzeniu rozgorzały dyskusje czy Wszechświat rzeczywiście musiał rozpocząć się od osobliwości i czy one rzeczywiście istnieją. Niejakim dowodem rozstrzygającym panujące wątpliwości były badania prowadzone w latach sześćdziesiątych ubiegłego wieku przez Penrose'a. Uczony ten udowodnił, że gwiazda może zapadać się pod wpływem własnej grawitacji. Obszar w którym się znajduje maleje do zera, zatem w takiej sytuacji zarówno gęstość materii jak i krzywizna czasoprzestrzeni przyjmują nieskończoną wartość. Zatem pojawia się osobliwość zwana w tym przypadku czarną dziurą.
Zatem ciało , które się zapada nieuchronnie zmierza do osobliwości. Gdyby więc odwrócić kierunek czasu należy założyć, że każdy układ, który się rozszerza musiał zacząć się od punktu zwanego osobliwością.
Wkrótce zostało udowodnione, że jeśli ogólna teoria względności jest prawdziwa to Wszechświat musiał zacząć się od Wielkiego Wybuchu.
Zakłada się więc, że to był początek. Od tamtego momentu Wszechświat przyjmuje geometrię czasoprzestrzeni przedstawioną przez Friedmanna. W trakcie rozszerzania się Wszechświata dochodzi do obniżania temperatury materii a także emitowanego promieniowania. W chwili początkowej temperatura miała nieskończoną wartość. Natomiast wraz ze wzrostem promienia Wszechświata wartość temperatury malała. I tak po upływie sekundy od Wielkiego Wybuchu temperatura osiągała poziom około 10 miliardów stopni. Trudno sobie nawet wyobrazić taką temperaturę biorąc pod uwagę fakt iż temperatura Słońca jest prawie tysiąc razy od niej mniejsza a dla nas Słońce jest niewyobrażalnie gorące. Przy takiej temperaturze Wszechświat tworzyły fotony, elektrony, neutrina, antycząstki oraz protony i neutrony, które były w zdecydowanej mniejszości.
Wszechświat nadal się rozszerzał a jego temperatura malała. Malała również ilość kreowanych par elektron - pozyton. Wreszcie anihilacja zaczęła dominować nad kreacją. Stąd wzięła się rosnąca liczba fotonów i malejąca ilość elektronów. Nie doszło natomiast do zaniku neutrin i antyneutron ze względu na ich słabe oddziaływanie.
Sto sekund było potrzebne na to , aby temperatura Wszechświata spadła do około miliarda stopni. Jest to temperatura porównywalna już z tą jaka panuje wewnątrz niektórych gwiazd. Jest to wartość temperatury, w której zaczyna dochodzić do łączenia się protonów i neutronów w jądra deuteru. Te z kolei przyłączają kolejne cząstki i w ten sposób dochodzi do powstania jąder helu a także niewielkiego procentu cięższych jąder. Zakłada się , że około 25 procent protonów i neutronów tworzą jądra helu. Pozostałe neutrony ulegają rozpadowi na protony.
Taka koncepcja pierwszych chwil Wszechświata została przedstawiona w roku 1948 przez Gamowa i Alpherera. Wtedy też zrodził się koncepcja dotycząca pierwotnego promieniowania i jego istnienia po dzień dzisiejszy.
Hel i inne pierwiastki powstawały w czasie pierwszych kilku godzin istnienia Wszechświata. Kolejny etap jego ewolucji trwający około miliona lat polegał tylko na nieustannej ekspansji przestrzennej. Gdy temperatura Wszechświata zmalała do paru tysięcy stopni rozpoczął się proces tworzenia atomów z jąder i elektronów. Ciągle zachodził proces rozszerzania się i stygnięcia Wszechświata. Jednak zauważalne były miejsca o zdecydowanie większej gęstości. Miały one zdecydowanie wolniejsze tempo rozszerzania się . Było ono hamowane przez dodatkowe oddziaływania grawitacyjne. W pewnym momencie w obszarach tych rozpoczynał się proces kurczenia się. Został zapoczątkowany także ruch rotacyjny tych obszarów. Wraz z kurczeniem się tych rejonów prędkość ruchu rotacyjnego rosła. Trwało to do momentu, aż siła ciężkości została zrównoważona przez siłę odśrodkową. W tym momencie kurczenie się zostało zatrzymane. W taki właśnie sposób doszło do wykształcenia się galaktyk zwanych rotującymi. Drugi rodzaj galaktyk to galaktyki eliptyczne. One również przestały się kurczyć w pewnym momencie, a stało się to na skutek tego, że części składowe galaktyki poruszają się wokół wspólnego środka mimo, że galaktyka jako całość pozostaje nieruchoma.
Hel i wodór zaczęły gromadzić się w wielu miejscach galaktyce. Rozpoczął się proces zapadania tych gazowych chmur pod wpływem oddziaływań grawitacyjnych. Kurczenie się wiązało się ze wzrostem temperatury. W pewnym momencie osiągnęła taką wartość, że możliwe już były reakcje syntezy jądrowej. Na skutek tych reakcji wodór przekształcany był w hel . W trakcie reakcji emitowane były duże ilości ciepła dzięki czemu możliwy był wzrost ciśnienia i zahamowanie procesów zapadania się chmur gazowych. Takie chmury to nic innego jak gwiazdy czerpiące energię właśnie z przemian jądrowych.
Im jest większa masa gwiazdy tym szybciej wypala się paliwo jądrowe. Może to się stać już po stu milionach lat. Po tym czasie rozpoczyna się proces kurczenia się . Dochodzi do wzrostu temperatury, a hel zużywany jest do syntezy innych pierwiastków. Następnie centralna część gwiazdy ulega przekształceniu w gwiazdę neutronową lub czarną dziurę. Natomiast zewnętrzne powłoki gwiazdy są często odrzucane w wyniku gwałtownych eksplozji. Skutkiem tego część pierwiastków, które zostały utworzone w gwieździe rozprasza się w przestrzeni kosmicznej i stanowi surowiec do budowy kolejnych gwiazd.
Tak z grubsza przedstawia się ewolucja Wszechświata do dnia dzisiejszego. Warto jeszcze skupić się na problemie tzw. "czarnych dziur". Pojęcie to zostało wprowadzone do terminologii stosunkowo niedawno, bo w roku 1969. Niemniej jednak o istnieniu takiej struktury spekulowano już prawie 200 lat wcześniej.
Obecnie wiadomo, ze natura światła jest korpuskularno - falowa. Początkowo sądzono, że światło ma nieskończoną prędkość. Zgodnie z takim założeniem grawitacja nie może mieć wpływu na ruch światła. Jednak gdy Roemer udowodnił, że prędkość światła jest skończona stało się jasne, że grawitacja może mieć wpływ na ruch światła. Po raz pierwszy to stwierdzenie zostało wykorzystane w roku 1783. Powstała wtedy teoria mówiąca , że mogą istnieć gwiazdy o takiej wartości masy i gęstości, że emitowane przez nie promieniowanie nie jest w stanie opuścić powierzchni gwiazdy, jest bowiem zawracane przez przyciąganie grawitacyjne. Powstał wtedy pomysł, że mimo, iż takich gwiazd nie widać to można by je wykryć badając ich przyciąganie grawitacyjne. W dzisiejszych czasach takie właśnie obiekty noszą nazwę czarnych dziur.
Jednak działanie grawitacji na promienie świetlne można było poprawnie opisać dopiero po sformułowaniu przez Einsteina ogólnej teorii względności.
Jak już wcześniej zostało powiedziane czarne dziury mogą stanowić końcowy etap ewolucji niektórych gwiazd. Jakie zatem warunki musi spełniać gwiazda, żeby przeciwstawić się własnemu przyciąganiu grawitacyjnemu i nie skończyć jako czarna dziura? Jeden z uczonych, Chandrasekhar obliczył jak wielka musi być gwiazda aby tak się mogło stać. Masa krytyczna gwiazdy, poniżej której zostaje zahamowany proces kurczenia i gwiazda przekształca się w białego karła nosi nazwę granicznej masy Chandrasekhara. Natomiast gwiazdy o masie większej od masy krytycznej ulegają grawitacyjnemu zapadaniu się. Okazuje się , że grawitacja powoduje także zakrzywienie promieni świetlnych w czterowymiarowej przestrzeni. Z tego powodu światłu trudniej jest się wydostać z powierzchni gwiazdy. Natomiast gdy gwiazda skurczy się i osiągnie promień mniejszy od promienia krytycznego wówczas pole grawitacyjne będzie tak silne, że całkowicie uniemożliwi ucieczkę światła. Ponieważ żaden obiekt nie może osiągać prędkości większej od prędkości światła zatem z takiego obszaru nic nie może się wydostać. Jest to czarna dziura.
