نمایش مبدأ برای گیتی

{{تغییرمسیر|دنیا}}
{{Short description|کل فضا و زمان و محتویات آن‌ها}}
{{infobox
|title      = گیتی
|image      = [[پرونده:NASA-HS201427a-HubbleUltraDeepField2014-20140603.jpg|300px]]
|caption    = تصویر [[زمینه فراژرف هابل]]، برخی از دورترین کهکشان‌هایی را نمایش می‌دهد که با فناوری‌های امروزی قابل دیدن هستند. هر یک از میلیاردها ستاره تشکیل شده‌اند. این تصویر بخش بسیار کوچکی از آسمان (اندازهٔ ظاهری آن ۱٫۷۹ برابر ماه کامل) را نشان می‌دهد.<ref name="spacetelescope.org">{{یادکرد وب |نشانی=http://spacetelescope.org/images/heic0406a/ |عنوان=Hubble sees galaxies galore |کوشش=spacetelescope.org |تاریخ بازبینی=April 30, 2017 |archive-date=۴ مه ۲۰۱۷ |archive-url=https://web.archive.org/web/20170504043058/http://www.spacetelescope.org/images/heic0406a/ |dead-url=yes}}</ref>
 |label1    = سن
 |data1     = ۰٫۰۲۱ ± ۱۳٫۷۹۹ میلیارد سال<ref name="Planck 2015"/>
 |label2    = قطر
 |data2     = ناشناخته<ref name="Brian Greene 2011"/> قطر [[جهان قابل مشاهده]]: {{val|۸٫۸|e=۲۶|u=m}} {{nowrap|(۲۸٫۵ G[[پارسک|pc]] or 93 G[[سال نوری|ly]])}}<ref>{{یادکرد کتاب |first1=Itzhak|نام خانوادگی۱=Bars|نام۲=John|نام خانوادگی۲=Terning|عنوان=Extra Dimensions in Space and Time |پیوند=https://books.google.com/books?id=fFSMatekilIC&pg=PA27|تاریخ بازبینی=May 1, 2011|تاریخ=November 2009 |ناشر=Springer|isbn=978-0-387-77637-8|صفحات=27–}}</ref>
 |label4    = جرم (ماده معمولی)
 |data4     = حداقل ۱۰<sup>۵۳</sup> کیلوگرم<ref name="Paul Davies 2006 43">{{یادکرد کتاب
  |نویسنده=Paul Davies
  |تاریخ=۲۰۰۶
  |عنوان=The Goldilocks Enigma
  |پیوند=http://www.amazon.com/Goldilocks-Enigma-Universe-Just-Right/dp/0547053584/ref=sr_1_1?s=books&ie=UTF8&qid=1372701918&sr=1-1&keywords=goldilocks+enigma
  |صفحه=43ff
  |ناشر=First Mariner Books
  |isbn=978-0-618-59226-5
  |تاریخ بازبینی=2013-07-01
}}</ref>
 |label5    = چگالی متوسط
 |data5     = ۹٫۹ x 10<sup>−۳۰</sup> g/cm<sup>۳</sup><ref name="wmap_universe_made_of">{{یادکرد وب |نویسنده=NASA/WMAP Science Team|تاریخ=January 24, 2014|عنوان=Universe 101: What is the Universe Made Of?|نشانی=http://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_matter.html|ناشر=NASA|تاریخ بازبینی=February 17, 2015}}</ref>
 |label6    = دمای متوسط
 |data6     = ۲/۷۲۵۴۸ [[کلوین]] (-۲۷۰/۴ [[سلسیوس|°C]] یا -۴۵۴/۸ [[فارنهایت|°F]])<ref name=Fixsen>{{یادکرد ژورنال |نام خانوادگی۱=Fixsen |نام۱=D.J. |تاریخ=2009 |عنوان=The Temperature of the Cosmic Microwave Background |ژورنال=[[ژورنال اخترفیزیکی]]|دوره=707 |issue=2|صفحات=916–20 |arxiv=0911.1955 |bibcode=2009ApJ...707..916F |doi=10.1088/0004-637X/707/2/916}}</ref>
 |label8    = محتویات اصلی
 |data8     = ماده معمولی (باریونی) (۴٫۹٪){{سخ}}[[ماده تاریک]] (۲۶٫۸٪){{سخ}}[[انرژی تاریک]] (۶۸٫۳٪)<ref name="planck2013parameters"/>
 |label9    = شکل
 |data9     = [[شکل جهان|تخت]] با حاشیه خطای ۰/۴٪<ref>{{یادکرد وب
  |نویسنده=NASA/WMAP Science Team
  |تاریخ=24 January 2014
  |نشانی=http://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_shape.html
  |عنوان=Universe 101: Will the Universe expand forever?
  |ناشر=NASA
  |تاریخ بازبینی=16 April 2015
}}</ref>
}}
'''گیتی''' {{انگلیسی|Universe}} اشاره به تمامی هستی و کائنات و عالم دارد که عبارت است از کل [[فضا]]، [[زمان]]{{efn|name=spacetime|بنا بر [[فیزیک مدرن]]، به ویژه [[نسبیت عام]]، فضا و زمان ذاتاً به شکل مفهوم واحدی به نام [[فضازمان]] به هم پیوسته‌اند.}} و محتویات آن‌ها،<ref name="Zeilik1998">{{یادکرد کتاب |عنوان=Introductory Astronomy & Astrophysics |نام خانوادگی۱=Zeilik |نام۱=Michael |نام خانوادگی۲=Gregory |نام۲=Stephen A. |سال=1998 |ویرایش=4th |ناشر=Saunders College Publishing |گفتاورد=کلیت همه فضا و زمان؛ همه آنچه هست، بوده و خواهد بود. |isbn=978-0-03-006228-5}}</ref> که شامل [[سیاره|سیارگان]]، [[ستاره|ستارگان]]، [[کهکشان]]‌ها و همهٔ اشکال دیگر [[ماده (فیزیک)|ماده]] و [[انرژی]] می‌شود. نظریهٔ [[مه‌بانگ]] پذیرفته‌شده‌ترین توصیف [[کیهان‌شناسی فیزیکی|کیهان‌شناختی]] از تکامل جهان{{efn|name=synomyms|در این نوشتار واژهٔ جهان، گیتی و کیهان به عنوان مترادف در نظر گرفته شده‌اند.}} است. بنا بر تخمین‌های این نظریه، فضا و زمان با هم در حدود {{val|۱۳٫۷۹۹|۰٫۰۲۱}} میلیارد سال قبل پدید آمدند،<ref name="Planck 2015">{{یادکرد ژورنال|نویسنده=Planck Collaboration|سال=2016|عنوان=Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters |arxiv=1502.01589|bibcode=2016A&A...594A..13P|doi=10.1051/0004-6361/201525830 |دوره=594 |ژورنال=Astronomy & Astrophysics |صفحه=A13, Table 4|}}</ref> و از آن زمان جهان پیوسته در حال انبساط بوده است. اگر چه اندازهٔ فضایی گیتی هنوز ناشناخته است<ref name="Brian Greene 2011">{{یادکرد کتاب |نام=Brian |نام خانوادگی=Greene |پیوند نویسنده=برایان گرین|عنوان=The Hidden Reality |ناشر=[[انتشارات آلفرد ای. کناف|Alfred A. Knopf]] |تاریخ=2011|پیوند عنوان=واقعیت‌های پنهان}}</ref> ولی معادله تورم کیهانی نشان می‌دهد که قطر آن باید حداقل ۲۳ [[تریلیون]] [[سال نوری]] باشد<ref>{{یادکرد خبر|کوشش=Forbes |تاریخ=July 14, 2018 |نام=Ethan |نام خانوادگی=Siegel|پیوند=https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2018/07/14/ask-ethan-how-large-is-the-entire-unobservable-universe/?sh=bfd5d37df806|عنوان=Ask Ethan: How Large Is The Entire, Unobservable Universe?}}</ref> و می‌توان اندازهٔ [[جهان قابل مشاهده]] را به‌دست‌آورد که در حال حاضر تقریباً ۹۳ میلیارد سال نوری است.

به دانش شناخت و مطالعه گیتی، [[اونیورسولوژی|اونیوِرسولوژی]] یا [[گیتی‌شناسی]] گفته می‌شود.

نخستین مدل‌های کیهان‌شناسی که توسط [[فلسفه یونان باستان|یونانیان باستان]] و [[فلسفه هندی|فیلسوفان هندی]] پدید آمدند، [[نظریه زمین مرکزی|زمین-مرکز]] بودند و زمین را مرکز جهان می‌دانستند.<ref>{{یادکرد کتاب |عنوان=From China to Paris: 2000 Years Transmission of Mathematical Ideas |نام=Yvonne |نام خانوادگی=Dold-Samplonius |تاریخ=2002 |ناشر=Franz Steiner Verlag}}</ref><ref name="Routledge">{{یادکرد کتاب|عنوان=Medieval Science Technology and Medicine: An Encyclopedia |نام۱=Thomas F. |نام خانوادگی۱=Glick |نام۲=Steven |نام خانوادگی۲=Livesey |نام۳=Faith |نام خانوادگی۳=Wallis |ناشر=Routledge}}</ref> با گذشت قرن‌ها، مشاهدات نجومی دقیق‌تر به [[نیکلاس کوپرنیک]] کمک کرد تا [[نظریه خورشید مرکزی|مدل خورشید-مرکزی]] را بر پایهٔ مرکزیت [[خورشید]] در [[منظومه شمسی|منظومهٔ خورشیدی]] ارائه دهد. [[آیزاک نیوتن|سر ایزاک نیوتن]] با بهره‌گیری از کارهای کوپرنیک و همچنین مشاهدات [[تیکو براهه]] و [[قوانین کپلر|قوانین گردش سیاره‌ای کپلر]]، [[قانون جهانی گرانش نیوتن|قانون جهانی گرانش]] را معرفی کرد.

با پیشرفت‌های بعدی که در مشاهدات حاصل شد، مشخص شد که خورشید تنها یکی از صدها میلیارد ستارهٔ موجود در [[راه شیری|کهکشان راه شیری]] است که خود تنها یکی از چند صد میلیارد کهکشان موجود در کیهان است. بسیاری از ستارگان در کهکشان سیاره دارند. در مقیاس بزرگ کهکشان‌ها به شکل یکنواختی توزیع شده‌اند و در همهٔ جهت‌ها یکسان هستند در نتیجه جهان گوشه یا مرکز ندارد. در مقیاس‌هاس کوچکتر کهکشان‌ها در [[خوشه کهکشانی|خوشه‌ها]] و [[ابرخوشه کهکشانی|ابرخوشه‌های]] کهکشانی پراکنده شده‌اند که [[رشته‌کهکشان]]‌ها و [[ناحیه پوچ (اخترشناسی)|نواحی پوچ]] را در فضا تشکیل می‌دهند.<ref>{{یادکرد کتاب |نشانی=https://books.google.com/books?id=RLwangEACAAJ|عنوان=An Introduction to Modern Astrophysics |نام خانوادگی۱=Carroll|نام۱=Bradley W.|نام خانوادگی۲=Ostlie|نام۲=Dale A.|تاریخ=July 23, 2013|ناشر=Pearson|isbn=978-1-292-02293-2|ویرایش=International|صفحات=1173–74|زبان=en}}</ref>
کشف‌هایی که در اوایل قرن بیستم رخ داد، نشان دادند که جهان آغازی داشته است و ازآن زمان فضا در حال انبساط<ref name="Hawking">{{یادکرد کتاب|نشانی=https://books.google.com.my/books?id=pWaJPgAACAAJ&dq=a+brief+history+of+time&hl=en&sa=X&redir_esc=y|عنوان=A Brief History of Time|نام خانوادگی=Hawking|نام=Stephen|ناشر=Bantam|سال=1998|شابک=978-0553380163|مکان=|صفحات=}}</ref> با نرخی رو به افزایش بوده است.<ref name="nobel_2011">{{یادکرد وب |نشانی=https://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2011/ |عنوان=The Nobel Prize in Physics 2011 |تاریخ بازبینی=April 16, 2015}}</ref>

طبق نظریهٔ مه‌بانگ، [[چگالی]] ماده و انرژی موجود اولیه با انبساط جهان کاهش یافت پس از یک دوره انبساط بسیار سریع که در حدود <sup>−۳۲</sup>۱۰ ثانیه طول کشید و دورهٔ تورمی نامیده می‌شود و جدایی [[نیروهای بنیادی]] چهارگانه از یکدیگر، جهان به تدریج سرد شد و انبساط آن نیز ادامه یافت و امکان پیدایش [[ذرات زیراتمی]] و [[اتم]]‌های ساده فراهم شد. [[ماده تاریک]] به تدریج جمع شد و تحت تأثیر اثر [[گرانش]] آن رشته‌کهکشان‌ها و نواحی پوچ شکل گرفتند. ابرهای غول‌پیکر هیدروژن و هلیم به تدریج به جاهایی که ماده تاریک در آن چگالی بالاتری داشت کشیده شدند و نخستین ستارگان، کهکشان‌ها و هرآنچه امروز دیده می‌شود را به‌وجود آوردند.

از مطالعهٔ حرکت کهکشان‌ها کشف شد که باید ماده بسیار بیشتری از آنچه در اجسام مرئی (ستارگان، سحابی‌ها و گازهای میان‌ستاره‌ای) دیده می‌شود، در جهان موجود باشد. این ماده نامرئی به نام ماده تاریک شناخته می‌شود.<ref>{{یادکرد وب|نام خانوادگی۱=Redd|نام۱=Nola|عنوان=What is Dark Matter?|نشانی=https://www.space.com/20930-dark-matter.html|website=Space.com|تاریخ بازبینی=February 1, 2018}}</ref> (دلیل ''تاریک'' نامیدن این نوع ماده آن است که شواهد غیر مستقیم زیادی بر وجود آن دلالت دارند اما هرگز مستقیماً دیده نشده). مدل [[لامبدا-سی دی ام|لامبدا-سی‌دی‌ام]] که پذیرفته‌شده‌ترین مدل جهان است، پیشنهاد می‌دهد که در حدود۱٫۲٪ ± ۶۹٫۲٪ از جرم و انرژی موجود در جهان، یک [[ثابت کیهان‌شناسی]] است که مسئول انبساط جهان است و حدود ۱٫۱٪ ± ۲۵٫۸٪ نیز ماده تاریک است.<ref name="planck_2015">[https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2016/10/aa27101-15/T9.html Planck 2015 results, table 9]</ref> در نتیجه مادهٔ معمولی (باریونی) تنها ۰٫۱٪ ± ۴٫۸۴٪ از جهان فیزیکی است.<ref name="planck_2015"/> ستارگان، سیارات، و ابرهای گازی قابل مشاهده تنها در حدود ۶٪ ماده عادی (باریونی) را تشکیل می‌دهند.<ref>{{یادکرد ژورنال| نام خانوادگی۱= Persic| نام۱= Massimo| نام خانوادگی۲= Salucci| نام۲= Paolo| تاریخ = September 1, 1992| عنوان= The baryon content of the Universe| ژورنال = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| دوره= 258| شماره = 1| صفحات= 14P–18P| doi = 10.1093/mnras/258.1.14P| issn = 0035-8711| arxiv = astro-ph/0502178 |bibcode = 1992MNRAS.258P..14P |}}</ref>

فرضیه‌های رقیب متعددی در مورد [[سرانجام کیهان|سرانجام جهان]] و آنچه قبل از مه‌بانگ بوده است مطرح شده‌اند اما سایر فیزیکدانان و فلاسفه از گمانه‌زنی در این مورد خودداری می‌کنند، زیرا تردید دارند که وضعیت‌های ماقبل مه‌بانگ هرگز در دسترس دانش بشری قرار گیرند. برخی فیزیکدانان فرضیات [[فرضیه چندجهانی|چندجهانی]] مختلفی ارائه داده‌اند که در آن‌ها جهان ما به عنوان یکی از چندین جهان مشابه موجود، در نظر گرفته می‌شود.<ref name="Brian Greene 2011"/><ref name="EllisKS032"/><ref>Palmer, Jason. (August 3, 2011) [https://www.bbc.co.uk/news/science-environment-14372387 BBC News&nbsp;– 'Multiverse' theory suggested by microwave background]. Retrieved November 28, 2011.</ref>

== تعریف ==
[[پرونده:NASA-HubbleLegacyFieldZoomOut-20190502.webm|چپ‌چین|300px|بندانگشتی|[[زمینه فراژرف هابل]]]]
تعریف جهان فیزیکی عبارت است از کل [[فضا]] و [[زمان]] ([[فضازمان]]) و محتویات آنها.<ref name="Zeilik1998"/>این محتویات شامل کل انرژی در اشکال مختلف آن مثل [[تابش الکترومغناطیسی]] و ماده؛ و بنابراین کل سیارات، [[قمر|اقمار]]، ستارگان و کهکشانها و محتویات فضای میان‌کهکشانی می‌شود.<ref name="Britannica">{{یادکرد دانشنامه |عنوان=Universe |دانشنامه=Encyclopaedia Britannica online |ناشر=Encyclopaedia Britannica Inc. |تاریخ=2012 |پیوند=https://www.britannica.com/science/universe |تاریخ بازبینی=February 17, 2018}}</ref><ref>{{یادکرد وب |نشانی=http://www.merriam-webster.com/dictionary/Universe |عنوان=Universe |کوشش=Merriam-Webster Dictionary |تاریخ بازبینی=September 21, 2012}}</ref><ref>{{یادکرد وب |نشانی=http://dictionary.reference.com/browse/Universe?s=t |عنوان=Universe |کوشش=Dictionary.com |تاریخ بازبینی=September 21, 2012}}</ref>
جهان همچنین شامل [[قانون (فیزیک)|قوانین فیزیکی]] است که روی انرژی و ماده تأثیر می‌گذارند؛ مانند [[قانون پایستگی|قوانین پایستگی]]، [[مکانیک کلاسیک]] و [[نظریه نسبیت|نسبیت]].<ref name="Schreuder2014">{{یادکرد کتاب|نام=Duco A.|نام خانوادگی=Schreuder|عنوان=Vision and Visual Perception|پیوند=https://books.google.com/books?id=I7a7BQAAQBAJ&pg=PA135|تاریخ=December 3, 2014|ناشر=Archway Publishing|isbn=978-1-4808-1294-9|صفحه=135}}</ref>

جهان اغلب به عنوان «تمامیت وجود»، یا [[همه‌چیز|هرچیزی]] که وجود دارد، هرآنچه وجود داشته است و هرآنچه به‌وجود خواهد آمد؛ تعریف می‌شود.<ref name="Schreuder2014"/> به نظر برخی از فلاسفه و دانشمندان، حتی ایده‌ها مثل [[ریاضیات]] و [[منطق]] را نیز باید جزئی از تعریف جهان دانست.{{refn|1={{یادکرد ژورنال |نام خانوادگی=Tegmark |نام=Max |عنوان=The Mathematical Universe |ژورنال=Foundations of Physics |دوره=38 |شماره=2 |صفحات=101–50 |doi=10.1007/s10701-007-9186-9 |bibcode = 2008FoPh...38..101T |arxiv = 0704.0646 |سال=2008|}} نسخه کوتاه‌تری در {{cite arxiv |eprint=0709.4024 |title=Shut up and calculate|last1=Fixsen|first1=D. J.|class=physics.pop-ph|year=2007}} in reference to David Mermin's famous quote "shut up and calculate!"<ref>{{یادکرد ژورنال |عنوان=Could Feynman Have Said This? |نام=N. David |نام خانوادگی=Mermin |ژورنال=Physics Today |دوره=57 |شماره=5 |page=10 |تاریخ=2004 |doi=10.1063/1.1768652 |bibcode=2004PhT....57e..10M |doi-access=free}}</ref>}}<ref>{{یادکرد کتاب|نام=Jim|نام خانوادگی=Holt|عنوان=Why Does the World Exist?|ناشر=Liveright Publishing |سال=2012|صفحه=308}}</ref><ref>{{یادکرد کتاب|نام=Timothy|نام خانوادگی=Ferris|عنوان=The Whole Shebang: A State-of-the-Universe(s) Report|ناشر=Simon & Schuster|سال=1997|صفحه=400}}</ref>
واژه جهان همچنین ممکن است اشاره به مفاهیم دیگری همچون کیهان، دنیا و طبیعت به کار رود.<ref>{{یادکرد کتاب |عنوان=Creation Out of Nothing: A Biblical, Philosophical, and Scientific Exploration |صفحه=[https://archive.org/details/creationoutofnot0000copa/page/220 220] |نام۱=Paul |نام خانوادگی۱=Copan |نویسنده۲=William Lane Craig |ناشر=Baker Academic |تاریخ=2004 |isbn=978-0-8010-2733-8 |url=https://archive.org/details/creationoutofnot0000copa/page/220}}</ref><ref name="Bolonkin2011">{{یادکرد کتاب|نام=Alexander|نام خانوادگی=Bolonkin|عنوان=Universe, Human Immortality and Future Human Evaluation|پیوند=https://books.google.com/books?id=TuWQx58ZnPsC&pg=PA3 |تاریخ=November 2011 |ناشر=Elsevier|isbn=978-0-12-415801-6|صفحات=3–}}</ref>

== ریشه‌شناسی ==
{{همچنین ببینید|کیهان|طبیعت|جهان|کره‌های آسمانی}}
معادل انگلیسی واژهٔ جهان، Universe است که خود برگرفته از واژهٔ کهن [[فرانسوی (زبان)|فرانسوی]] univers است که آن نیز به نوبه خود در واژهٔ [[زبان لاتین|لاتینِ]] universum ریشه دارد.<ref>''The Compact Edition of the Oxford English Dictionary'', Volume II, Oxford: Oxford University Press, 1971, p. 3518.</ref>
این واژه لاتین توسط [[سیسرون]] و بعدها توسط نویسندگان لاتین دیگر در معانی کم‌وبیش یکسانی با معنی امروزی آن در زبان به کار رفته است.<ref name="lewis_short">Lewis, C. T. and Short, S ''A Latin Dictionary'', Oxford University Press, {{ISBN|0-19-864201-6|en}}, pp. 1933, 1977–1978.</ref>

=== مترادف‌ها ===
یکی از واژگان رایج برای جهان در میان [[یونانیان باستان]]، از زمان [[فیثاغورث]] به بعد، واژهٔ {{lang|grc|τὸ πᾶν}} (''توپان'' به معنی «همه») بود که به عنوان کل ماده و فضا تعریف می‌شد و همچنین {{lang|grc|τὸ ὅλον}} (''تو هولون'' به معنی «همه چیزها») که الزاماً شامل فضاهای خالی نمی‌شد.<ref>{{یادکرد وب | نویسنده۱=Liddell | نویسنده۲=Scott | عنوان=A Greek-English Lexicon | گفتاورد=πᾶς | نشانی=http://lsj.translatum.gr/wiki/%CF%80%E1%BE%B6%CF%82 | بازبینی=۱۷ ژوئن ۲۰۲۱ | archive-date=۶ نوامبر ۲۰۱۸ | archive-url=https://web.archive.org/web/20181106193619/https://lsj.translatum.gr/wiki/%CF%80%E1%BE%B6%CF%82 | url-status=dead }}</ref><ref>{{یادکرد وب | author1=Liddell | نویسنده۲=Scott | عنوان=A Greek-English Lexicon | گفتاورد=ὅλος | نشانی=http://lsj.translatum.gr/wiki/%E1%BD%85%CE%BB%CE%BF%CF%82 | بازبینی=۱۷ ژوئن ۲۰۲۱ | archive-date=۶ نوامبر ۲۰۱۸ | archive-url=https://web.archive.org/web/20181106185336/https://lsj.translatum.gr/wiki/%E1%BD%85%CE%BB%CE%BF%CF%82 | url-status=dead }}</ref>
واژه مترادف دیگر نیز {{lang|grc|ὁ κόσμος}} (''هو کوسموس'' به معنی «[[دنیا]]» یا «[[کیهان]]») بود.<ref>{{یادکرد وب | نویسنده۱=Liddell | نویسنده۲=Scott | عنوان=A Greek–English Lexicon | گفتاورد=κόσμος | نشانی=http://lsj.translatum.gr/wiki/%CE%BA%CF%8C%CF%83%CE%BC%CE%BF%CF%82 | بازبینی=۱۷ ژوئن ۲۰۲۱ | archive-date=۶ نوامبر ۲۰۱۸ | archive-url=https://web.archive.org/web/20181106193457/https://lsj.translatum.gr/wiki/%CE%BA%CF%8C%CF%83%CE%BC%CE%BF%CF%82 | url-status=dead }}</ref>
مترادف‌هایی برای آن در زبان لاتین نیز وجود دارد (totum, mundus, natura)<ref>{{یادکرد کتاب | نویسنده=Lewis, C.T. | نویسنده۲=Short, S | تاریخ=1879 | عنوان=A Latin Dictionary | پیوند=https://archive.org/details/latindictionaryf00lewi | ناشر=Oxford University Press | isbn=978-0-19-864201-5 | صفحات=[https://archive.org/details/latindictionaryf00lewi/page/n1188 1175], 1189–90, 1881–82}}</ref>
و به زبان‌های امروزی نیز راه یافته‌اند، به عنوان مثال واژگان آلمانی Das All ,Weltal و Natur برای جهان استفاده می‌شوند. همان مترادف‌ها را در [[زبان انگلیسی]] نیز می‌توان یافت: واژه {{lang|en|everything}} (مثلاً [[نظریه همه‌چیز|everything]]), {{lang|en|cosmos}} (مثلاً [[کیهان‌شناسی|cosmology]]), {{lang|en|world}} (مثلاً [[دنیاهای چندگانه|many-worlds interpretation]]) و {{lang|en|nature}} (مثلاً [[قانون طبیعی|natural law]] یا [[فلسفه طبیعی|natural philosophy]]).<ref>{{یادکرد کتاب | عنوان=The Compact Edition of the Oxford English Dictionary | جلد=II | isbn=978-0-19-861117-2 | ناشر=Oxford: Oxford University Press | تاریخ=1971 | صفحات=[https://archive.org/details/compacteditionof03robe/page/569 569, 909, 1900, 3821–22] | پیوند=https://archive.org/details/compacteditionof03robe/page/569}}</ref>

== گاه‌شماری و مه‌بانگ ==
{{اصلی|گاه‌شمار مهبانگ}}
{{گاه‌شمار طبیعت}}
مدل علمیِ پذیرفته‌شده برای توصیف تکامل جهان، نظریه [[مه‌بانگ]] نام دارد.<ref>{{یادکرد کتاب|عنوان=Horizons of Cosmology|نام خانوادگی=Silk|نام=Joseph|ناشر=Templeton Press|سال=2009|شابک=978-1-59947-364-2|مکان=|صفحات=}}</ref><ref>{{یادکرد کتاب|عنوان=Big Bang: The Origin of the Universe|نام خانوادگی=Singh|نام=Simon|ناشر=Harper Perennial|سال=2005|شابک=978-0007162215|مکان=|صفحات=560}}</ref> بر اساس مدل مه‌بانگ، در نخستین لحظات، جهان در حالت بسیار ''داغ'' و ''فشرده''ای بود و سپس منبسط و سرد شد. این مدل بر پایه [[نظریه نسبیت]] عام اینشتین بنا شده و بر پیش‌فرضهایی همچون [[همگن]] و [[همسانگرد]] بودن فضا متکی است. نسخه‌ای از این مدل که با نام [[لامبدا-سی دی ام|لامبدا-سی‌دی‌ام]] شناخته می‌شود، بر مبنای یک [[ثابت کیهان‌شناسی|ثابت کیهانی]] ''لامبدا'' و [[ماده تاریک سرد]] (CDM) ساخته‌شده و ساده‌ترین مدلی است که می‌تواند مشاهدات متعددی در جهان را به خوبی توضیح دهد. مدل مه‌بانگ قادر است برای مشاهداتی همچون [[تابش زمینه کیهانی]]، رابطه میان فاصله و میزان [[انتقال به سرخ]] کهکشان‌ها و فراوانی اتم‌های هیدروژن نسبت به هلیم، توضیح ارائه دهد.
[[پرونده:CMB Timeline300 no WMAP-farsi.png|بند انگشتی|راست‌چین|دراین شکل تاریخ جهان به تصویر کشیده‌شده است. در این نمودار جهت زمان از چپ به راست است و یکی از ابعاد فضا نادیده گرفته‌شده است، بنابراین جهان را در هر مقطع دلخواهی از زمان می‌توان با یک برش قرصی از این نمودار نمایش داد.]]

وضعیت داغ و فشرده اولیه جهان، [[دوره پلانک]] نامیده می‌شود؛ دوره کوتاهی از زمان ۰ تا یک واحد [[زمان پلانک]] که تقریباً معادل <sup>۴۳-</sup>۱۰ ثانیه است. در طی دوره پلانک همه انواع ماده و انرژی در فضایی بسیار کوچک فشرده شده بودند و قدرت نیروی [[گرانش]] -که اکنون با اختلاف زیادی ضعیف‌ترین نیرو از بین نیروهای چهارگانه است- به اندازه [[نیروهای بنیادی]] دیگر بود و احتمالاً [[نیروهای بنیادی]] به صورت یک [[نظریه وحدت بزرگ|نیروی واحد]] به هم‌پیوسته بوده‌اند. از دوره پلانک به بعد، جهان پیوسته در حال [[انبساط جهان|انبساط]] بوده است تا به مقیاس کنونی خود رسیده و احتمالاً دوره بسیار کوتاهی از انبساط بسیار سریع ([[تورم کیهانی]]) را نیز پشت‌سر گذاشته است که در <sup>۳۲-</sup>۱۰ ثانیه نخست رخ داده است.<ref name=Sivaram>{{یادکرد ژورنال | نویسنده=C. Sivaram | ژورنال=Astrophysics and Space Science | تاریخ=1986 | دوره=125 | شماره=1 | صفحات=189–99 | doi=10.1007/BF00643984 | bibcode=1986Ap&SS.125..189S | عنوان= Evolution of the Universe through the Planck epoch|}}</ref> انبساط جهان از انبساط‌هایی که در اطراف خود مشاهده می‌کنیم کاملاً متفاوت است. اشیا در فضا جابجایی فیزیکی نداشتند بلکه خود متریکی که فضا را تعریف می‌کند، در حال تغییر است. اگرچه اشیایی که در این [[فضازمان]] قرار دارند نمی‌توانند با سرعتی بیشتر از [[سرعت نور]] حرکت کنند، اما متریکی که بر فضازمان حکمرانی می‌کند، خود از این محدودیت مستثنی است. دوره تورمی نخستین توضیح می‌دهد که چرا فضا تخت است و بسیار بزرگتر از آن است که نور بتواند از آغاز جهان تا کنون، کل آن را طی کند.

در نخستین لحظات وجود جهان، چهار [[نیروهای بنیادی|نیروی بنیادی]] از هم جدا شدند. با ادامه سرد شدن جهان، در دوره‌های کوتاهی به نامهای [[دوره کوارک]] و [[دوره هادرون]] و [[دوره لپتون]] چند نوع از [[ذرات زیراتمی]] امکان تشکیل شدن پیدا کردند. پشت سر گذاشتن تمام این مراحل روی‌هم‌رفته کمتر از ۱۰ ثانیه پس از پیدایش جهان طول کشید. این [[ذرات بنیادی|عناصر بنیادی]] ترکیبهای پایداری با یکدیگر تشکیل دادند و [[پروتون]]‌ها و [[نوترون]]‌های پایداری به‌وجود آمدند و بعدها در [[واکنش هسته‌ای|واکنش‌های هسته‌ای،]] [[هسته اتم|هسته‌های اتمها]]<nowiki/>ی بزرگتر هم به‌وجود آمدند. این فرایند، هسته‌زایی مه‌بانگ نام دارد که در حدود ۱۷ دقیقه طول کشید و تقریباً ۲۰ دقیقه پس از مه‌بانگ خاتمه یافت؛ بنابراین تنها سریع‌ترین و ساده‌ترین واکنش‌ها رخ دادند. تقریباً ۲۵٪ پروتون‌ها و همه نوترون‌های جهان به [[هلیوم|هلیم]] همراه با اندکی [[دوتریوم|دوتریم]] (شکلی از [[هیدروژن]]) و [[لیتیم]] تبدیل شدند. تمام عناصر دیگر در مقادیر بسیار کوچکی به‌وجود آمدند. بقیه ۷۵٪ پروتون‌ها دست نخورده به شکل هسته هیدروژن باقی ماندند.

پس از پایان هسته‌زایی جهان وارد [[دوره فوتون]] شد. ر این دوره جهان برای تشکیل اتمهای خنثی بیش از حد داغ بود و ماده موجود در جهان عمدتاً یک [[پلاسما (فیزیک)|پلاسمای]] داغ چگال متشکل از [[الکترون]]‌های با بار منفی، [[نوترینو]]های خنثی و هسته‌های با بار مثبت بود. پس از ۳۷۷ هزار سال، جهان به اندازه کافی سرد شد تا الکترون‌ها و هسته‌ها نخستین [[اتم]]‌های پایدار را تشکیل دهند. این دوره به دلایل تاریخی به نام [[دوره بازترکیبی (مه‌بانگ)|دوره بازترکیبی]] شناخته می‌شود اما در حقیقت الکترونها و هسته‌ها برای نخستین بار ترکیب می‌شدند. برخلاف پلاسما، اتمهای خنثی نسبت به بسیاری از [[طول موج]]های نور شفاف هستند، و به همین دلیل برای نخستین بار جهان شفاف شد. [[فوتون|فوتونهایی]] که در هنگام تشکیل اتمها آزاد ([[واجفتیدگی|واجفتیده]]) شدند را هنوز می‌توان در [[تابش زمینه کیهانی]] (CMB) دید.

با انبساط جهان چگالی انرژی تابش الکترومغناطیسی سریع تر از چگالی ماده کاهش می‌یابد زیرا انرژی یک فوتون با افزایش طول موج کاهش می‌یابد. پس از حدود ۴۷ هزار سال چگالی انرژی ماده بیشتر از فوتون‌ها و نوترینوها شد و نقش بیشتری در رفتار جهان در مقیاس‌های بزرگتر پیدا کرد. بدین ترتیب دوران برتری تابش به پابان رسید و دوران برتری ماده آغاز شد.

در نخستین لحظات جهان، نوسانات بسیار کوچک در چگالی جهان باعث تمرکز [[ماده تاریک]] شد که به تدریج شکل می‌گرفت. ماده معمولی بر اثر گرانش به آن نزدیک شد و در نهایت ابرهای غول‌پیکر گازی و ستاره‌ها و کهکشانها در مکانهایی که ماده تاریک در آنجا چگال‌تر بود به‌وجود آمدند؛ و فضاهای پوچ هم در نقاطی که چگالی ماده تاریک کمتر بود به‌وجود آمدند. پس از ۱۰۰ تا ۳۰۰ میلیون سال نخستین ستاره‌ها که با نام ستارگان جمعیت سوم شناخته می‌شوندِ به‌وجود آمدند. این ستاره‌ها احتمالاً بسیار بزرگ، نورانی، [[فلزینگی|غیر فلزی]] بودند و عمر کوتاهی داشتند. این ستاره‌ها سبب [[بازیونیده‌شدن]] تدریجی جهان در طی ۲۰۰–۵۰۰ میلیون تا ۱ میلیارد سال شدند و از طریق [[هسته‌زایی ستاره‌ای]] منبع پیدایش عناصر سنگین‌تر از هلیم شدند.<ref>{{یادکرد خبر|کوشش=Scientific American|عنوان=The First Stars in the Universe|نام۱=Richard B.|نام خانوادگی۱=Larson|نام۲=Volker|نام خانوادگی۲=Bromm||تاریخ=March 2002|پیوند=http://www.scientificamerican.com/article/the-first-stars-in-the-un/}}</ref> در جهان نوعی انرژی اسرارآمیز - احتمالاً یک [[میدان نرده‌ای]] به نام انرژی تاریک نیز وجود داردکه چگالی آن در گذر زمان تغییر نمی‌کند. پس از ۹٫۸ میالیارد سال جهان به اندازه‌ای منبسط شده‌بود که چگالی ماده از چگالی انرژی تاریک کمتر شد و شروع [[فاکتور مقیاس|دوران برتری انرژی تاریک]] بود که هنوز ادامه دارد.<ref>Ryden, Barbara, "Introduction to Cosmology", 2006, eqn. 6.33</ref> در این دوران انبساط جهان به دلیل انرژی تاریک شتابدار است.

== ویژگی‌های فیزیکی ==
{{نوشتار اصلی|جهان قابل مشاهده|سن جهان| انبساط جهان}}از بین چهار [[نیروهای بنیادی|نیروی بنیادی]]، [[گرانش]] است که در فواصل در مقیاس‌های نجومی غالب است، زیرا تأثیر گرانش تجمعی است؛ بر عکس بارهای مثبت و منفی که یکدیگر را خنثی می‌کنند و باعث می‌شوند که تأثیر [[الکترومغناطیس]] در فواصل نجومی ناچیز باشد. دو نیروی دیگر یعنی هسته‌ای قوی و هسته‌ای ضعیف، تاثیرشان با افزایش مسافت به شدت کاهش می‌یابد و تأثیرات آنها محدود به فواصل با مقیاس‌های زیراتمی است.

به نظر می‌رسد که مقدار [[ماده (فیزیک)|ماده]] موجود در جهان بسیار بیشتر از مقدار [[پادماده|ضدماده]] موجود است؛ عدم تقارنی که احتمالاً به پدیده [[نقض سی‌پی]] مرتبط است.<ref>{{یادکرد وب|تاریخ=2004-03-07|نشانی=http://www.pparc.ac.uk/Ps/bbs/bbs_antimatter.asp|عنوان=Big Bang Science: Antimatter|بازبینی=2016-12-07|تاریخ بایگانی=۷ مارس ۲۰۰۴|پیوند بایگانی=https://web.archive.org/web/20040307075727/http://www.pparc.ac.uk/Ps/bbs/bbs_antimatter.asp|پیوند مرده=bot: unknown}}</ref> این عدم تعادل بین ماده و ضدماده، مسبب وجود کل ماده‌ای است که امروز در جهان وجود است؛ زیرا اگر ذرات ماده و ضدماده به تعداد مساوی در مه‌بانگ تولید می‌شدند، می‌بایست یکدیگر را به‌طور کامل نابود می‌کردند و در نتیجه برهم‌کنش آنها تنها فوتون باقی می‌ماند.<ref name="TT-20171025">{{یادکرد وب |نام خانوادگی=Adamson |نام=Allan |عنوان=Universe Should Not Actually Exist: Big Bang Produced Equal Amounts Of Matter And Antimatter |نشانی=http://www.techtimes.com/articles/214821/20171025/universe-should-not-actually-exist-big-bang-produced-equal-amounts-of-matter-and-antimatter.htm |تاریخ=October 19, 2017 |کوشش=TechTimes.com |تاریخ بازبینی=October 26, 2017}}</ref><ref name="NAT-20171020">{{یادکرد ژورنال |نویسنده=Smorra C. |عنوان=A parts-per-billion measurement of the antiproton magnetic moment |تاریخ=October 20, 2017 |ژورنال=[[نیچر|Nature]] |دوره=550 |شماره=7676 |صفحات=371–74 |doi=10.1038/nature24048 |pmid=29052625 |bibcode=2017Natur.550..371S | |پیوند=http://cds.cern.ch/record/2291601/files/nature24048.pdf |doi-access=free}}</ref> همچنین به نظر می‌رسد که اندازه [[تکانه]] و [[تکانه زاویه‌ای]] خالص جهان صفر است که اگر جهان را متناهی بدانیم، این با قوانین پذیرفته شده فیزیک سازگار است. این قوانین، [[قانون گاوس]] و ناواگرایی شبه‌تانسور ضربه-انرژی-تکانه هستند.<ref>{{harvtxt|Landau|Lifshitz|1975|p=361}}: "It is interesting to note that in a closed space the total electric charge must be zero. Namely, every closed surface in a finite space encloses on each side of itself a finite region of space. Therefore the flux of the electric field through this surface is equal, on the one hand, to the total charge located in the interior of the surface, and on the other hand to the total charge outside of it, with opposite sign. Consequently, the sum of the charges on the two sides of the surface is zero."</ref>
[[پرونده:Location of Earth (3x3-English Annot-smaller).png|وسط|بندانگشتی|700x700پیکسل|تصویری از جایگاه زمین در جهان]]

=== اندازه و نواحی ===
{{اصلی|کیهان‌شناسی مشاهده‌ای|جهان قابل مشاهده}}
[[پرونده:Extended universe logarithmic illustration (English annotated).png|بندانگشتی|392x392پیکسل|سیگنال‌های تلویزیونی منتشر شده از زمین هرگز به گوشه‌های این تصویر نمی‌رسند]]
طبق نظریه نسبیت عام، از آنجا که جهان در حال انبساط است و سرعت نور نیز محدود است؛ نواحی دوردست فضا ممکن است در طول عمر جهان هرگز برهم‌کنشی با ما نداشته باشند؛ مثلاً امواج رادیویی که از زمین فرستاده می‌شوند ممکن است هرگز به برخی نواحی در فضا نرسند، حتی اگر جهان همیشه وجود داشته باشد: فضا ممکن است با سرعتی بیشتر از سرعت پیمایش نور، منبسط شود.<ref name="Kaku2008">{{یادکرد کتاب|نام=Michio|نام خانوادگی=Kaku|عنوان=Physics of the Impossible: A Scientific Exploration into the World of Phasers, Force Fields, Teleportation, and Time Travel|پیوند=https://archive.org/details/physicsofimpossi00kaku|url-access=registration|date=March 11, 2008|ناشر=Knopf Doubleday Publishing Group|isbn=978-0-385-52544-2|صفحات=[https://archive.org/details/physicsofimpossi00kaku/page/202 202]–}}</ref>

ناحیه فضایی که قابل رویت با تلسکوپ باشد، [[جهان قابل مشاهده]] نامیده می‌شود که به مکان ناظر بستگی دارد. [[فاصله ویژه]] - یعنی فاصله‌ای که در زمان مشخص مثلاً زمان حال، اندازه‌گیری شود و مربوط به آن زمان است - میان [[زمین]] و لبه جهان قابل مشاهده در حدود ۴۶ میلیارد [[سال نوری]]<ref name="Extra Dimensions in Space and Time">{{یادکرد کتاب|نام۱=Itzhak|نام خانوادگی۱=Bars|نام۲=John|نام خانوادگی۲=Terning|عنوان=Extra Dimensions in Space and Time|پیوند=https://books.google.com/books?id=fFSMatekilIC&pg=PA27|تاریخ بازبینی=October 19, 2018|تاریخ=October 19, 2018|ناشر=Springer|isbn=978-0-387-77637-8|صفحات=27–}}</ref>(۱۴ میلیارد [[پارسک]])<ref>{{یادکرد وب|عنوان=WolframAlpha|نشانی=https://www.wolframalpha.com/input/?i=radius+of+the+universe+in+parsecs|تاریخ بازبینی=October 19, 2018}}</ref> است، پس قطر جهان قابل مشاهده در حدود ۹۳ میلیارد سال نوری است.<ref name="Extra Dimensions in Space and Time"/> مسافت پیموده‌شده توسط که نوری که از لبه جهان قابل مشاهده می‌آید، تقریباً برابر است با [[سن جهان]] ضرب در سرعت نور؛ {{convert|13.8|e9ly|e9pc}}. البته این عدد را نمی‌توان به عنوان فاصله در هر زمانی شمار آورد، زیرا لبه‌های جهان قابل مشاهده و زمین از آن زمان تا کنون دورتر شده‌اند.<ref>{{یادکرد وب|نشانی=http://earthsky.org/space/what-is-a-light-year|عنوان=What is a light-year? {{!}} EarthSky.org|ناشر=earthsky.org|بازبینی=2016-12-10}}</ref>برای درک میزان بزرگی جهان قابل مشاهده، در نظر بگیرید که قطر یک کهکشان معمولی در حدود ۳۰٬۰۰۰ سال نوری (۹/۱۹۸ کیلو پارسک) است و فاصلهٔ دو کهکشان همسایه به‌طور معمول در حدود ۳ میلیون سال نوری (۹۱۹/۸ کیلو پارسک) است.<ref name="r196">[[گیتی#Rindler|Rindler]], p. 196.</ref> به عنوان مثال، قطر [[کهکشان راه شیری]] تقریباً بین ۱۰۰٬۰۰۰ تا ۱۸۰٬۰۰۰ سال نوری است،<ref>{{یادکرد وب|نام خانوادگی۱=Christian|نام۱=Eric|نام خانوادگی۲=Samar|نام۲=Safi-Harb|عنوان=How large is the Milky Way?|نشانی=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/980317b.html|تاریخ بازبینی=November 28, 2007}}</ref><ref>{{یادکرد وب|url=http://www.space.com/29270-milky-way-size-larger-than-thought.html|عنوان=Size of the Milky Way Upgraded, Solving Galaxy Puzzle|ناشر=Space.com|نام خانوادگی=Hall|نام=Shannon|تاریخ=May 4, 2015|تاریخ بازبینی=June 9, 2015}}</ref>و نزدیکترین کهکشان خواهر آن، [[کهکشان زن برزنجیر]] است، که تقریباً ۲٫۵ میلیون سال نوری از آن فاصله دارد<ref>{{یادکرد ژورنال|نویسنده=I. Ribas|نویسنده۲=C. Jordi|نویسنده۳=F. Vilardell|نویسنده۴=E.L. Fitzpatrick|نویسنده۵=R.W. Hilditch|نویسنده۶=F. Edward Guinan|تاریخ=2005|عنوان=First Determination of the Distance and Fundamental Properties of an Eclipsing Binary in the Andromeda Galaxy|ژورنال=Astrophysical Journal|دوره=635|شماره=1|صفحات=L37–L40|arxiv=astro-ph/0511045|bibcode=2005ApJ...635L..37R|doi=10.1086/499161|}}{{یادکرد ژورنال|نویسنده=McConnachie, A.W.|نویسنده۲=Irwin, M.J.|نویسنده۳=Ferguson, A.M.N.|نویسنده۴=Ibata, R.A.|نویسنده۵=Lewis, G.F.|نویسنده۶=Tanvir, N.|تاریخ=2005|عنوان=Distances and metallicities for 17 Local Group galaxies|ژورنال=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|دوره=356|شماره=4|صفحات=979–97|arxiv=astro-ph/0410489|bibcode=2005MNRAS.356..979M|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x}}</ref>

از آنجا که شانس دیدن فضای فراتر از جهان قابل مشاهده را نداریم، نمی‌توان مشخص نمود که اندازه جهان متناهی یا نامتناهی است.<ref name="Brian Greene 2011"/><ref>{{یادکرد وب|عنوان=How can space travel faster than the speed of light?|کوشش=Vannesa Janek|ناشر=Universe Today|تاریخ=February 20, 2015|نشانی=http://www.universetoday.com/119068/how-can-space-travel-faster-than-the-speed-of-light/|تاریخ بازبینی=June 6, 2015}}</ref><ref>{{یادکرد وب|عنوان=Is faster-than-light travel or communication possible? Section: Expansion of the Universe|نشانی=http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/SpeedOfLight/FTL.html#13|کوشش=Philip Gibbs|تاریخ=1997|تاریخ بازبینی=June 6, 2015|پیوند بایگانی=https://web.archive.org/web/20100310205556/http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/SpeedOfLight/FTL.html#13|تاریخ بایگانی=March 10, 2010}}</ref> تخمین‌ها پیشنهاد می‌دهند که که اگر کل جهان نیز متناهی باشد باید اندازه آن در حدود ۲۵۰ برابر جهان قابل مشاهده باشد.<ref>{{یادکرد ژورنال|نویسنده=M. Vardanyan, R. Trotta, J. Silk|تاریخ=28 January 2011|عنوان=Applications of Bayesian model averaging to the curvature and size of the Universe|ژورنال=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters|دوره=413|شماره=1|صفحات=L91–L95|arxiv=1101.5476|bibcode=2011MNRAS.413L..91V|doi=10.1111/j.1745-3933.2011.01040.x|}}</ref> برخی دیگر این تخمین را زیر سؤال برده<ref>{{یادکرد وب|نشانی=https://golem.ph.utexas.edu/category/2008/06/urban_myths_in_contemporary_co.html|عنوان=Urban Myths in Contemporary Cosmology|نام خانوادگی=Schreiber|نام=Urs|تاریخ=June 6, 2008|وبگاه=The n-Category Café|ناشر=[[دانشگاه تگزاس در آستین|University of Texas at Austin]]|تاریخ بازبینی=June 1, 2020}}</ref> و اندازه کل جهان به فرض متناهی بودن آن را در حد <math>10^{10^{10^{122}}}</math> [[پارسک|مگاپارسک]] می‌دانند.<ref>{{یادکرد ژورنال|نویسنده=Don N. Page|سال=18 October 2006|عنوان=Susskind's Challenge to the Hartle-Hawking No-Boundary Proposal and Possible Resolutions|ژورنال=Journal of Cosmology and Astroparticle Physics|دوره=2007|شماره=1|صفحه=004|arxiv=hep-th/0610199|bibcode=2007JCAP...01..004P|doi=10.1088/1475-7516/2007/01/004|}}</ref>{{efn|اگر چه این عدد توسط منبع در واحد [[پارسک|مگاپارسک]] بیان شده، این عدد به قدری بزرگ است که برای هر منظور و استفاده‌ای، ارقام آن در هر واحدی بیان شوند؛ چه [[نانومتر]] چه [[پارسک|گیگا پارسک]]، تفاوتی نخواهد کرد زیرا اختلاف در خطا گم می‌شود.|name=bignumber}}

=== انبساط و سن ===
{{اصلی|سن جهان|انبساط جهان}}
اخترشناسان با تکیه بر این فرض که [[لامبدا-سی دی ام|مدل لامبدا-سی‌دی‌ام]] توصیف دقیقی از تکامل جهان از حالت داغ و چگال اولیه تا وضعیت کنونی آن است، [[سن جهان]] را با اندازه‌گیری پارامترهای کیهان‌شناسی مدل، محاسبه کنند. این مدل از لحاظ نظری به خوبی فهمیده شده است و با مشاهدات اخترشناسی بسیار دقیق انجام‌شده توسط [[دبلیومپ]] و [[پلانک (ماهواره)|پلانک]] همخوانی دارد. از جمله مشاهداتی که با این مدل تطابق دارند می‌توان به ناهمسانگردی [[تابش زمینه کیهانی|تابش ریزموج زمینه کیهانی]]، رابطه میان روشنایی و انتقال به سرخ در [[ابرنواختر نوع Ia|ابرنواخترهای نوع Ia]] اشاره نمود. مشاهدات دیگری مانند [[ثابت هابل]]، فراوانی [[خوشه کهکشانی|خوشه‌های کهکشانی]]، [[همگرایی گرانشی]] ضعیف نیز به‌طور عمومی با این مدل سازگار هستند اما در حال حاضر با دقت پایینتری اندازه‌گیری شده‌اند. با این پیش‌فرض که مدل لامبدا-سی‌دی‌ام درست باشد، با اندازه‌گیری پارامترها توسط تکنیک‌ها و آزمایش‌های متعدد، تا سال ۲۰۱۵ دقیقترین رقم به دست آمده برای سن کنونی جهان ۰٫۰۲۱ ± ۱۳٫۷۹۹ میلیارد سال است.<ref name="Planck 2015"/>

جهان و محتویات آن در گذر زمان تکامل یافته‌اند؛ مثلاً جمعیت نسبی [[اختروش]]‌ها و [[کهکشان]]‌ها تغییر کرده<ref>{{یادکرد خبر | نشانی=http://news.sciencemag.org/physics/2010/03/galaxy-collisions-give-birth-quasars | کوشش=Science News | عنوان= Galaxy Collisions Give Birth to Quasars | تاریخ=March 25, 2010 | نام=Phil | نام خانوادگی=Berardelli}}</ref> و خود [[فضا]] نیز [[انبساط جهان|منبسط]] شده است. این انبساط می‌تواند پاسخی برای این پرسش باشد که چرا دانشمندان روی زمین می‌توانند نور کهکشانی را که ۳۰ میلیارد سال نوری با آن‌ها فاصله دارد، ببینند؛ در حالیکه نور حداکثر در حدود ۱۳ میلیارد سال (به‌اندازهٔ سن جهان) برای انتشار و رسیدن به آن‌ها زمان داشته است. پاسخ این پرسش این است که خود فضای بین زمین و کهکشان مزبور منبسط شده و آن‌ها را از هم دور کرده است. انبساط فضا همچنین با این مشاهدهٔ تجربی همخوانی دارد که نور دریافتی از کهکشان‌های دور دچار پدیدهٔ [[انتقال به سرخ]] می‌گردد؛ از آنجا که جهان در انبساط است و این کهکشان‌ها در حال دور شدن از ما هستند، [[طول موج]] [[فوتون]]‌های منتشر شده از این منبع نور متحرک در طول سفر خود کشیده شده و افزایش می‌یابد و [[بسامد]] کاهش می‌یابد. بر پایه مطالعات انجام شده بر روی [[ابرنواختر نوع Ia]] و داده‌های دیگر، سرعت انبساط [[جهان شتاب‌دار|در حال افزایش]] است.<ref name="riess">{{یادکرد ژورنال|author=Riess, Adam G.|year=1998|عنوان=Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant|ژورنال=Astronomical Journal|دوره=116|شماره=3|صفحات=1009–38|arxiv=astro-ph/9805201 |doi=10.1086/300499|bibcode=1998AJ....116.1009R|نام خانوادگی۲=Filippenko|نام خانوادگی۳=Challis|نام خانوادگی۴=Clocchiatti|نام خانوادگی۵=Diercks|نام خانوادگی۶=Garnavich|نام خانوادگی۷=Gilliland|نام خانوادگی۸=Hogan|نام خانوادگی۹=Jha|نام خانوادگی۱۰=Kirshner|نام خانوادگی۱۱=Leibundgut|نام خانوادگی۱۲=Phillips|نام خانوادگی۱۳=Reiss|نام خانوادگی۱۴=Schmidt|نام خانوادگی۱۵=Schommer|نام خانوادگی۱۶=Smith|نام خانوادگی۱۷=Spyromilio|نام خانوادگی۱۸=Stubbs|نام خانوادگی۱۹=Suntzeff|نام خانوادگی۲۰=Tonry|پیوند نویسنده=آدم ریس}}</ref><ref name="perlmutter">{{یادکرد ژورنال|author=Perlmutter, S. |ژورنال=Astrophysical Journal|دوره=517|شماره=2|صفحات=565–86|سال=1999|عنوان=Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae|arxiv=astro-ph/9812133 |doi=10.1086/307221|bibcode=1999ApJ...517..565P|نام خانوادگی۲=Aldering|نام خانوادگی۳=Goldhaber|نام خانوادگی۴=Knop|نام خانوادگی۵=Nugent|نام خانوادگی۶=Castro|نام خانوادگی۷=Deustua|نام خانوادگی۸=Fabbro|نام خانوادگی۹=Goobar|نام خانوادگی۱۰=Groom|نام خانوادگی۱۱=Hook|نام خانوادگی۱۲=Kim|نام خانوادگی۱۳=Kim|نام خانوادگی۱۴=Lee|last15=Nunes|last16=Pain|نام خانوادگی۱۷=Pennypacker|نام خانوادگی۱۸=Quimby|نام خانوادگی۱۹=Lidman|نام خانوادگی۲۰=Ellis|نام خانوادگی۲۱=Irwin|نام خانوادگی۲۲=McMahon|نام خانوادگی۲۳=Ruiz‐Lapuente|نام خانوادگی۲۴=Walton|نام خانوادگی۲۵=Schaefer|نام خانوادگی۲۶=Boyle|نام خانوادگی۲۷=Filippenko|نام خانوادگی۲۸=Matheson|نام خانوادگی۲۹=Fruchter|نام خانوادگی۳۰=Panagia|display-authors=29|پیوند نویسنده=سال پرلموتر}}</ref>
[[پرونده:Galactic Cntr full cropped.jpg|بندانگشتی|اخترشناسان ستاره‌هایی در کهکشان راه شیری کشف کرده‌اند که تقریباً ۱۳٫۶ میلیارد سال عمر دارند.]]

هر چه میزان ماده در جهان بیشتر باشد، میزان جاذبه [[گرانش|گرانشی]] دوطرفه میان مواد نیز بیشتر خواهد بود. اگر جهان خیلی چگال بود ممکن بود که دوباره منقبض شده و به یک نقطه [[تکینگی گرانشی]] [[رمبش گرانشی|رمبش]] کند. اگر میزان ماده موجود در جهان خیلی کم می‌بود نیز، خود-گرانشی آنقدر ضعیف می‌شد که امکان شکل‌گیری ساختارهای نجومی مانند کهکشانها و [[سیاره|سیارات]] و [[سامانه سیاره‌ای|سامانه‌های سیاره‌ای]] به‌وجود نمی‌آمد. از زمان مه‌بانگ جهان به شکل [[تابع یکنوا|یکنوایی]] منبسط شده است. شاید عجیب نباشد که [[معادلات فریدمان|چگالی جرم-انرژی]] در جهان ما دقیقاً به اندازه کافی یعنی تقریباً ۵ پروتون در متر مکعب است که باعث شده جهان بتواند در ۱۳٫۸ میلیارد سال گذشته انبساط یابد و به شکل کنونی برسد.<ref>{{Cite episode|first1=Sean|last1=Carroll|author1-link=شان کارول|first2=Michio|last2=Kaku|author2-link=میچیو کاکو|series=How the Universe Works|title=End of the Universe|date=2014|network=Discovery Channel}}</ref>

نیروهای پویایی روی ذرات جهان تأثیر می‌گذارند که می‌توانند روی نرخ انبساط جهان نیز تأثیر بگذارند. قبل از ۱۹۹۸، انتظار می‌رفت که نرخ انبساط به دلیل تأثیر نیروهای گرانشی در جهان، در حال کاهش باشد. در نتیجه یک کمیت قابل مشاهده دیگر به نام [[پارامتر کاهش سرعت]] در جهان وجود دارد که بیشتر کیهان‌شناسان انتظار داشتند مقدار آن مثبت باشد و با چگالی ماده در جهان مرتبط باشد. در سال ۱۹۹۸ دو گروه مختلف مقداری منفی برای این پارامتر (در حدود ۰/۵۵-) اندازه‌گیری نمودند که به این معناست که [[فاکتور مقیاس]] کیهانی در ۵–۶ میلیارد سال اخیر همیشه مثبت بوده است.<ref name="nobel_2011"/><ref>{{یادکرد خبر|نام خانوادگی=Overbye|نام=Dennis|عنوان=A 'Cosmic Jerk' That Reversed the Universe|پیوند=https://www.nytimes.com/2003/10/11/us/a-cosmic-jerk-that-reversed-the-universe.html?pagewanted=all&src=pm|روزنامه=New York Times|تاریخ=October 11, 2003}}</ref>این شتاب البته به این معنی نیست که حتماً پارامتر هابل درحال حاضر در حال افزایش باشد.

=== فضازمان ===
{{اصلی|فضازمان|خط جهانی}}

فضازمان ظرفی‌است که همه رویدادهای فیزیکی در آن رخ می‌دهند. [[رویداد (نسبیت)|رویدادها]] عناصر پایه‌ای فضازمان هستند. در هر فضازمانی یک رویداد عبارت است از یک موقعیت مکانی منحصربه‌فرد در یک موقعیت زمانی منحصربه‌فرد. فضازمان مجموع همه رویدادهای آن است، (همان‌طور که یک خط مجموع همه نقاط تشکیل‌دهنده آن است) و می‌توان آن را به شکل یک [[خمینه]] نمایش داد.<ref>{{یادکرد کتاب|نشانی=https://books.google.com.my/books?id=qhDFuWbLlgQC&redir_esc=y|عنوان=A First Course in General Relativity|نام خانوادگی=Schutz|نام=Bernard F.|تاریخ=1985-01-31|ناشر=Cambridge University Press|شابک=9780521277037|زبان=en}}</ref>

رویدادهایی همچون ماده وانرژی فضازمان را خم می‌کنند. از آن سو فضازمان خمیده نیز سبب می‌شود که ماده و انرژی به شکل خاصی رفتار کنند؛ بنابراین تمرکز روی یکی بدون در نظرگرفتن دیگری، سودی ندارد.<ref name="Hawking"/>

به نظر می‌رسد که جهان یک فضازمان پیوسته و هموار است که سه [[بعد]] [[فضا|فضایی]] و یک بعد [[زمان|زمانی]] دارد (بنابراین هر رویداد در فضازمان جهان فیزیکی را می‌توان با مجموعه‌ای از ۴ مختصات (''x'', ''y'', ''z'', ''t'') مشخص نمود). به‌طور میانگین، شکل فضا بر طبق مشاهدات بسیار نزدیک به [[شکل جهان|تخت]] است (انحنای نزدیک به صفر)؛ یعنی [[هندسه اقلیدسی]] با دقت بالایی در بیشتر نقاط جهان صادق است.<ref>{{یادکرد وب|نشانی=http://map.gsfc.nasa.gov/news/index.html|عنوان=WMAP 9 Year Mission Results|ناشر=map.gsfc.nasa.gov|بازبینی=2016-12-10}}</ref> همچنین به نظر می‌رسد که [[توپولوژی]] جهان، حداقل در مقیاس [[جهان قابل مشاهده]]، یک [[فضای همبند ساده|توپولوژی همبند ساده]] قابل مقایسه با [[کره (هندسه)|کره]] است. هرچند که مشاهدات کنونی نمی‌تواند این احتمال را نیز رد کند که جهان ممکن است ابعاد بیشتری داشته باشد (چنان‌که در [[نظریه ریسمان]] نیز پیشنهاد شده) و توپولوژی سراسری فضازمان آن نیز ممکن است همبند چندگانه باشد؛ مانند توپولوژی‌های استوانه‌ای و [[چنبروار|چنبره‌ای]] در فضاهای دوبعدی.<ref name="Nat03">{{یادکرد ژورنال
|نام خانوادگی۱= Luminet |نام۱= Jean-Pierre
|نام خانوادگی۲= Weeks |نام۲= Jeffrey R.
|نام خانوادگی۳= Riazuelo |نام۳= Alain
|نام خانوادگی۴= Lehoucq |نام۴= Roland
|نام خانوادگی۵= Uzan |نام۵= Jean-Philippe
|عنوان= Dodecahedral space topology as an explanation for weak wide-angle temperature correlations in the cosmic microwave background
|ژورنال= [[نیچر|Nature]]
|دوره= 425|شماره= 6958|صفحات= 593–95
|تاریخ=October 9, 2003
|pmid = 14534579
|arxiv = astro-ph/0310253
|doi =10.1038/nature01944
|bibcode = 2003Natur.425..593L
| |url = http://cds.cern.ch/record/647738 |type = Submitted manuscript}}</ref><ref name="_spacetime_topology">{{یادکرد کنفرانس
|نام۱= Jean-Pierre
|نام حانوادگی۱= Luminet
|نام۲=Boudewijn F.
 |نام خانوادگی۲=Roukema
 |عنوان= Topology of the Universe: Theory and Observations
|عنوان کتاب = Proceedings of Cosmology School held at Cargese, Corsica, August 1998
|تاریخ= 1999
|arxiv = astro-ph/9901364
|bibcode = 1999ASIC..541..117L}}</ref> معمولاً فضازمان جهان با دیدگاه اقلیدسی تفسیر می‌شود که فضا شامل سه بعد و زمان شامل بعد دیگری است به [[فضای چهاربعدی|بعد چهارم]] از آن یاد می‌شود.<ref>{{یادکرد ژورنال|نام خانوادگی۱=Brill|نام۱=Dieter|نام خانوادگی۲=Jacobsen|نام۲=Ted|سال=2006|عنوان=Spacetime and Euclidean geometry|ژورنال=General Relativity and Gravitation|volume=38|شماره=4|صفحات=643–51|arxiv=gr-qc/0407022|bibcode=2006GReGr..38..643B|citeseerx=10.1.1.338.7953|doi=10.1007/s10714-006-0254-9|}}</ref> با ترکیب فضا و زمان در یک [[منیفلد (هندسه)|خمینه]] به نام [[فضای مینکوفسکی]]، فیزیکدانان بسیاری از نظریه‌های فیزیکی را ساده‌تر کرده و همچنین توصیف یکنواخت‌تری برای پدیده‌ها در هر دو مقیاس [[کیهان‌شناسی فیزیکی|فراکهکشانی]] و [[مکانیک کوانتومی|زیراتمی]] را ارائه داده‌اند.

رویدادهای فضازمان را نمی‌توان به صورت مطلق از نظر فضایی و زمانی تعریف نمود، بلکه به حرکت ناظر بستگی دارند. فضای مینکوفسکی تقریبی از جهان بدون [[گرانش]] است و [[منیفلد شبه-ریمانی|خمینه‌های شبه‌ریمانی]] [[نسبیت عام]] فضازمان با ماده و گرانش را توصیف می‌کنند.

=== شکل ===
{{اصلی|شکل جهان}}
[[پرونده:End of universe.jpg|بندانگشتی|334x334پیکسل|سه حالت ممکن برای شکل جهان با توجه به مقدار پارامتر چگالی (Ω)]]
نظریه [[نسبیت عام]] چگونگی خمیده شدن [[فضازمان]] توسط [[ماده (فیزیک)|ماده]] و [[انرژی]] را توصیف می‌کند. [[توپولوژی]] یا [[هندسه]] جهان، شامل هندسه محلی در [[جهان قابل مشاهده]] و همچنین هندسه سراسری می‌شود. کیهان‌شناسان اغلب با یک برش [[فضازمان#بازه‌های شبه‌فضا|شبه‌فضا]] از فضازمان کار می‌کنند که [[فاصله همراه|مختصات همراه]] نامیده می‌شود. آن بخش از فضازمان که قابل‌مشاهده است، یک [[مخروط نوری]] در جهت گذشته است که حدود افق کیهان‌شناسی را مشخص می‌کند. [[افق کیهان‌شناسی]] (که با نامهای ''افق ذره'' و ''افق نور'' نیز شناخته می‌شود) حداکثر فاصله‌ای از ناظر است که ذرات با توجه به [[سن جهان|سن کنونی جهان]] برای پیمودن آن و رسیدن به ناظر زمان کافی داشته‌اند. این افق نمایانگر مرز بین جهان قابل مشاهده و نواحی غیرقابل مشاهده جهان است.<ref>{{یادکرد کتاب|نشانی=https://books.google.com.my/books?id=kNxeHD2cbLYC&pg=PA447&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false|عنوان=Cosmology: The Science of the Universe|نام خانوادگی=Harrison|نام=Edward|تاریخ=2000-03-16|ناشر=Cambridge University Press|شابک=9780521661485|زبان=en}}</ref><ref>{{یادکرد کتاب|نشانی=https://books.google.com.my/books?id=XmWauPZSovMC&pg=PA24&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false|عنوان=Cosmological Inflation and Large-Scale Structure|نام خانوادگی=Liddle|نام=Andrew R.|نام خانوادگی۲=Lyth|نام۲=David H.|تاریخ=2000-04-13|ناشر=Cambridge University Press|شابک=9780521575980|زبان=en}}</ref> وجود، ویژگی‌ها و اهمیت افق کیهان‌شناسی به مدل کیهان‌شناسی بستگی دارد.

پارامتر مهمی که تعیین‌کننده آینده تکامل جهان است، [[معادلات فریدمان|پارامتر چگالی]](Ω) نام دارد که به صورت چگالی متوسط ماده جهان تقسیم بر مقدار بحرانی این چگالی تعریف می‌شود. بسته به اینکه Ω برابر، کوچک‌تر یا بزرگ‌تر از ۱ باشد، شکل جهان به ترتیب تخت، باز و بسته خوانده می‌شود.<ref>{{یادکرد وب|نشانی=http://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_fate.html|عنوان=WMAP- Fate of the Universe|ناشر=map.gsfc.nasa.gov|بازبینی=2016-12-07}}</ref>

بر طبق مشاهدات به دست‌آمده از منابعی همچون [[کاوشگر زمینه کیهان]] (COBE)، [[کاوشگر ناهمسان‌گرد ریزموجی ویلکینسون]] (WMAP) و نقشه‌های [[پلانک (ماهواره)|ماهواره پلانک]] از [[تابش زمینه کیهانی]]، به نظر می‌رسد که جهان از نظر اندازه نامتناهی است اما طول عمری متناهی دارد که توسط مدل‌های [[متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر|فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر]] (FLRW) نیز توصیف شده‌بود.<ref name="nasa_popular_uni_curv">[http://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_shape.html Will the Universe expand forever?], WMAP website at NASA.</ref><ref name="Nat03"/><ref name="RBSG08">{{یادکرد ژورنال|نام خانوادگی۱=Roukema|نام۱=Boudewijn|نام۲=Zbigniew |نام خانوادگی۲=Buliński |نام۳=Agnieszka |نام خانوادگی۳=Szaniewska |نام۴=Nicolas E. |نام خانوادگی۴=Gaudin |عنوان=A test of the Poincare dodecahedral space topology hypothesis with the WMAP CMB data|ژورنال= Astronomy and Astrophysics|دوره=482|شماره= 3| صفحات=747–53|تاریخ= 2008|arxiv =0801.0006|doi =10.1051/0004-6361:20078777|bibcode=2008A&A...482..747L|}}</ref><ref name="Aurich0403597">{{یادکرد ژورنال|نام خانوادگی=Aurich|نام =Ralf|نویسنده۲=Lustig, S. |نویسنده۳=Steiner, F. |نویسنده۴=Then, H. |عنوان=Hyperbolic Universes with a Horned Topology and the CMB Anisotropy|ژورنال =Classical and Quantum Gravity|دوره=21 |شماره= 21| صفحات=4901–26|تاریخ=2004 |doi = 10.1088/0264-9381/21/21/010 |arxiv=astro-ph/0403597|bibcode=2004CQGra..21.4901A|}}</ref>به همین دلیل این مدل‌های FLRW با مدل‌های [[تورم کیهانی|تورمی]] و مدل استاندارد کیهان‌شناسی که جهان را ''[[فضای مینکوفسکی|تخت]]''، ''همگن'' و در تسلط [[ماده تاریک]] و [[انرژی تاریک]] توصیف می‌کنند، همخوانی دارند.<ref>{{یادکرد ژورنال|نویسنده=Planck collaboration|عنوان=Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters|ژورنال=Astronomy & Astrophysics|دوره=571|شماره=A16|ناشر=|تاریخ=2014|زبان=en||doi=10.1051/0004-6361/201321591|bibcode=2014A&A...571A..16P|پیوند=|تاریخ دسترسی=}}</ref><ref>{{یادکرد وب|نشانی=http://physicsworld.com/cws/article/news/2013/mar/21/planck-reveals-almost-perfect-universe|عنوان=Planck reveals 'almost perfect' universe - physicsworld.com|ناشر=physicsworld.com|بازبینی=2016-12-07}}</ref>

=== امکان حیات ===
ممکن است جهان ما یک جهان [[نظریه جهان تنظیم‌شده|تنظیم‌شده]] باشد. فرضیه جهان تنظیم‌شده پیشنهاد می‌دهد که شرایطی که مقدمات [[پیدایش حیات]] قابل مشاهده در جهان را فراهم می‌سازد، تنها برای بازه بسیار کوچکی از مقادیر ممکن [[ثابت‌های بنیادی فیزیک|ثابتهای بنیادی فیزیک]] امکانپذیر است؛ یعنی اگر مقادیر ثابتهای فیزیکی حتی اندکی از مقادیر کنونی آن متفاوت بودند، احتمالاً اصلاً ماده و متعاقب آن ساختارهای نجومی و حیات به‌وجود نمی‌آمد.<ref name="toa">{{یادکرد وب|نشانی=http://www.talkorigins.org/indexcc/CI/CI301.html|عنوان=CI301: The Anthropic Principle|تاریخ بازبینی=October 31, 2007|نام ویراستار=Mark|نام خانوادگی ویراستار=Isaak|تاریخ=2005|کوشش=Index to Creationist Claims|ناشر=TalkOrigins Archive}}</ref> این فرضیه موضوع بحث [[فلسفه|فلاسفه]]، [[دانش|دانشمندان]]، [[خداشناسی|خداشناسان]] و پیروان [[آفرینش‌گرایی]] است.

== ترکیب ==
{{همچنین|شکل‌گیری و تکامل کهکشان‌ها|خوشه کهکشانی|خوشه کهکشانی}}
[[پرونده:Formation of galactic clusters and filaments.jpg|بندانگشتی|شکل‌گیری خوشه‌ها و [[رشته‌کهکشان]]های عظیم در مدل [[ماده تاریک سرد]] با در نظرگرفتن [[انرژی تاریک]]. فریم‌ها تکامل ساختار را در یک جعبه به ابعاد ۴۳ میلیون [[پارسک]] (یا ۱۴۰ میلیون [[سال نوری]]) از انتقال به سرخ ۳۰ تا دوره کنونی را نمایش می‌دهند. (z=۳۰ در بالا سمت چپ و z=۰ در پایین سمت راست)]]
جهان تقریباً به‌طور کامل از [[انرژی تاریک]]، [[ماده تاریک]] و [[ماده (فیزیک)|ماده معمولی]] تشکیل شده است. سایر محتویات آن [[تابش الکترومغناطیسی]] (که میزان آن از ۰٫۰۰۵٪ تا ۰٫۰۱٪ تخمین زده می‌شود) و [[پادماده|ضدماده]] است.<ref>{{یادکرد دانشنامه|عنوان= electromagnetic radiation {{!}} physics|پیوند= http://www.britannica.com/science/electromagnetic-radiation|تاریخ بازبینی = July 26, 2015|دانشنامه= Encyclopædia Britannica|نام خانوادگی= Fritzsche|نام= Hellmut|صفحه= 1}}</ref><ref>{{یادکرد وب|نشانی= http://physics.ucr.edu/~wudka/Physics7/Notes_www/Pdf_downloads/8.pdf|عنوان= Physics 7:Relativity, SpaceTime and Cosmology|تاریخ بازبینی = July 26, 2015|وبگاه = Physics 7:Relativity, SpaceTime and Cosmology|ناشر= University of California Riverside|پیوند بایگانی = https://web.archive.org/web/20150905155421/http://physics.ucr.edu/~wudka/Physics7/Notes_www/Pdf_downloads/8.pdf|تاریخ بایگانی = September 5, 2015|df = mdy-all}}</ref><ref>{{یادکرد وب|عنوان = Physics – for the 21st Century|نشانی= http://www.learner.org/courses/physics/unit/text.html?unit=11&secNum=6|وبگاه= www.learner.org|تاریخ بازبینی = July 27, 2015|ناشر= Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Annenberg Learner|پیوند بایگانی = https://web.archive.org/web/20150907212145/http://www.learner.org/courses/physics/unit/text.html?unit=11&secNum=6|تاریخ بایگانی = September 7, 2015|}}</ref>

نسبت مقادیر مختلف همه اشکال ماده و انرژی موجود در جهان در طول زمان تغییر کرده است.<ref>{{یادکرد وب|عنوان=Dark matter – A history shapes by dark force|ناشر=National Geographic|نشانی=http://ngm.nationalgeographic.com/2015/01/hidden-cosmos/timeline-graphic|کوشش=Timothy Ferris|سال=2015|تاریخ بازبینی=December 29, 2015}}</ref> در دو میلیارد سال گذشته مقدار کل تابش الکترومغناطیسی تولید شده در گیتی به نصف کاهش یافته است.<ref>{{یادکرد وب|نویسنده=Nola Taylor Redd|کد زبان=en|تاریخ=2015|وبگاه=Scientific American|نشانی=https://www.scientificamerican.com/article/it-s-official-the-universe-is-dying-slowly/|عنوان=It's Official: The Universe Is Dying Slowly}}</ref><ref>{{یادکرد وب|عنوان= RIP Universe – Your Time Is Coming… Slowly {{!}} Video|نشانی= http://www.space.com/30194-rip-universe-your-time-is-coming-slowly-video.html |ناشر=Space.com |نام=Will |نام خانوادگی=Parr |تاریخ بازبینی = August 20, 2015}}</ref> امروزه ماده معمولی که سازنده اتم‌ها ستارگان، کهکشان‌ها و زندگی است، تنها ۴٫۹٪ از محتوای گیتی را تشکیل داده است.<ref name="planck2013parameters"/> در حال حاضر [[چگالی]] کل این شکل از ماده بسیار کم و تقریباً برابر با <sup>۳۱−</sup>۱۰ × ۴٫۴ گرم در سانتیمتر مکعب است که معادل چگالی در حد تنها یک پروتون در هر متر مکعب می‌باشد.<ref name="wmap_universe_made_of"/> ماهیت ماده تاریک و انرژی تاریک ناشناخته است. ''ماده تاریک'' گونه مبهمی از ماده است که هنوز شناسایی نشده و در حدود ۲۶٫۸٪ از محتوای جهان را تشکیل می‌دهد. انرژی تاریک که انرژی فضای خالی است و باعث شتاب‌دار شدن انبساط گیتی شده است، ۶۸٫۳٪ از محتوای جهان را تشکیل می‌دهد.<ref name="planck2013parameters">{{یادکرد وب|عنوان= First Planck results: the universe is still weird and interesting|نشانی= https://arstechnica.com/science/2013/03/first-planck-results-the-universe-is-still-weird-and-interesting/|کوشش=Matthew Francis|ناشر=Ars technica|تاریخ=March 21, 2013|تاریخ بازبینی=August 21, 2015}}</ref><ref name="DarkMatter"/><ref name="peebles">{{یادکرد ژورنال|author=Peebles, P.J. E.|نویسنده۲=Ratra, Bharat||عنوان=The cosmological constant and dark energy|تاریخ=2003|ژورنال=Reviews of Modern Physics|arxiv=astro-ph/0207347|دوره=75|شماره=2|صفحات=559–606|doi = 10.1103/RevModPhys.75.559|bibcode=2003RvMP...75..559P|}}</ref>
[[پرونده:The Local Void.gif|بندانگشتی|نقشه نزدیکترین ابرخوشه‌ها و فضاهای پوچ به زمین]]
توزیع ماده، ماده تاریک و انرژی تاریک در سراسر گیتی در فواصل بزرگتر از ۳۰۰ میلیون سال نوری، یکنواخت و همگن است.<ref>Mandolesi, N. ; Calzolari, P. ; Cortiglioni, S. ; Delpino, F. ; Sironi, G. ; Inzani, P. ; Deamici, G. ; Solheim, J. -E. ; Berger, L. ; Partridge, R. B. ; Martenis, P. L. ; Sangree, C. H. ; Harvey, R. C. (1986). "Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background". ''Nature''. '''319''' (6056): 751–753. [[بیبکد|Bibcode]]:[[bibcode:1986Natur.319..751M|1986Natur.319..751M]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1038/319751a0|10.1038/319751a0]].</ref> اما در مقیاس‌های طولی کوتاهتر مواد تشکیل توده می‌دهند؛ بسیاری از [[اتمها]] متمرکز شده و تشکیل ستاره می‌دهند و بیشتر ستارگان گرد هم آمده و کهکشان‌ها را می‌سازند، بیشتر کهکشان‌ها در کنار هم تشکیل [[خوشه کهکشانی|خوشه]]، ابرخوشه و در نهایت [[رشته‌کهکشان]]‌های عظیم را شکل می‌دهند. [[جهان قابل مشاهده]] شامل حدود ۲۰۰ میلیارد کهکشان<ref>{{یادکرد ژورنال |عنوان=New Horizons spacecraft answers the question: How dark is space? |وبگاه=phys.org |پیوند=https://phys.org/news/2021-01-horizons-spacecraft-dark-space.html |تاریخ بازبینی=15 January 2021 |زبان=en}}</ref><ref>{{یادکرد وب |نام خانوادگی۱=Howell |نام۱=Elizabeth |عنوان=How Many Galaxies Are There? |نشانی=https://www.space.com/25303-how-many-galaxies-are-in-the-universe.html |وبگاه=Space.com |تاریخ بازبینی=5 March 2021 |تاریخ=20 March 2018}}</ref>
و (۱{{e|۲۴}}) ستاره<ref name="ESA-2019">{{یادکرد وب |author=Staff |عنوان=How Many Stars Are There In The Universe? |نشانی=https://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Herschel/How_many_stars_are_there_in_the_Universe |تاریخ=2019 |کوشش=[[آژانس فضایی اروپا]] |تاریخ بازبینی=September 21, 2019}}</ref><ref>{{یادکرد کتاب|بخش=The Structure of the Universe|doi=10.1007/978-1-4614-8730-2_10|عنوان=The Fundamentals of Modern Astrophysics|صفحات=279–294|سال=2015|نام خانوادگی۱=Marov|نام۱=Mikhail Ya.|isbn=978-1-4614-8729-6}}</ref> است (بیشتر از تعداد تمام دانه‌های شن روی زمین).<ref name="SU-20020201">{{یادکرد وب |نام خانوادگی=Mackie |نام=Glen |عنوان=To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand |نشانی=http://astronomy.swin.edu.au/~gmackie/billions.html |تاریخ=February 1, 2002 |کوشش=Centre for Astrophysics and Supercomputing |تاریخ بازبینی=January 28, 2017}}</ref>
اندازه کهکشان‌ها به‌طور معمول در طیفی از [[کهکشان کوتوله|کهکشانهای کوتوله]] با کمتر از ده میلیون (۱۰<sup>۷</sup>)<ref>{{یادکرد وب|تاریخ = 2000-05-03|پیوند = http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2000/pr-12-00.html|عنوان = Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy|ناشر = ESO|بازبینی = 2007-01-03|archive-date = 29 ژوئیه 2012|archive-url = https://archive.today/20120729/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2000/pr-12-00.html}}</ref> ستاره، تا کهکشان‌های غول‌پیکر با یک تریلیون (۱۰<sup>۱۲</sup>)<ref name="M101">{{یادکرد وب|تاریخ =2006-02-28|پیوند = http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/hst_spiral_m10.html|عنوان = Hubble's Largest Galaxy Portrait Offers a New High-Definition View|ناشر = NASA|بازبینی = 2007-01-03}}</ref> ستاره، متغیر است. در بین این ساختارها [[ناحیه پوچ (اخترشناسی)|فضاهای پوچ]] هستند که قطری بین با ۱۰–۱۵۰ [[پارسک|مگاپارسک]] (۳۳–۴۹۰ میلیون [[سال نوری]]) دارند. [[کهکشان راه شیری]] در [[گروه محلی]] کهکشان‌ها قرار دارد که خود درون [[ابرخوشه لانیاکیا]] قرار دارد.<ref name=":0">{{یادکرد ژورنال|پیوند=http://www.nature.com/news/earth-s-new-address-solar-system-milky-way-laniakea-1.15819|عنوان=Earth's new address: 'Solar System, Milky Way, Laniakea'|ژورنال= Nature
|تاریخ=September 3, 2014|تاریخ بازبینی=August 21, 2015|doi=10.1038/nature.2014.15819|نام خانوادگی۱=Gibney|نام۱=Elizabeth|}}</ref> طول این ابرخوشه در حدود ۵۰۰ میلیون سال نوری است در حالی که اندازه گروه محلی در حدود ۱۰ میلیون سال نوری است.<ref>{{یادکرد وب|نشانی=http://www.universetoday.com/30286/local-group/|عنوان=Local Group|ناشر=Universe Today|کوشش=Fraser Cain|تاریخ=May 4, 2009|تاریخ بازبینی=August 21, 2015|پیوند بایگانی=https://web.archive.org/web/20180621093042/https://www.universetoday.com/30286/local-group/|تاریخ بایگانی=June 21, 2018|}}</ref> در جهان نواحی بسیار گسترده‌ای از فضاهای نسبتاً خالی نیز وجود دارند؛ بزرگ‌ترین [[ناحیه پوچ (اخترشناسی)|ناحیه پوچ]] شناخته شده پهنایی برابر با ۱٫۸ میلیارد سال نوری (۵۵۰ مگاپارسک) دارد.<ref>{{یادکرد خبر|پیوند=https://www.theguardian.com/science/2015/apr/20/astronomers-discover-largest-known-structure-in-the-universe-is-a-big-hole|عنوان=Astronomers discover largest known structure in the universe is … a big hole|تاریخ=April 20, 2015|روزنامه=The Guardian|نام خانوادگی۱=Devlin|نام۱=Hannah|نام خانوادگی۲=Correspondent|نام۲=Science}}</ref>

[[پرونده:Universe content pie chart.jpg|بندانگشتی|مقایسه محتویات گیتی امروز با ۳۸۰۰۰۰ سال پس از [[مه‌بانگ]] که توسط داده‌های ۵ ساله [[دبلیومپ]] (از سال ۲۰۰۸) اندازه‌گیری شده است.<ref>{{یادکرد وب|نشانی=http://wmap.gsfc.nasa.gov/media/080998/|عنوان=Content of the Universe - WMAP 9yr Pie Chart|ناشر=wmap.gsfc.nasa.gov|بازبینی=2016-12-11}}</ref> (به دلیل خطای گرد کردن مجموع این ارقام ۱۰۰ نمی‌شود). این نشان‌دهنده محدودیت‌های دبلیومپ در سال ۲۰۰۸ در توانایی تعریف ماده تاریک و انرژی تاریک است.]]
جهان قابل مشاهده در مقیاس‌های بسیار بزرگتر از ابرخوشه‌ها [[همسانگرد]] است؛ یعنی از روی زمین، ویژگی‌های آماری جهان در همه جهات یکسان هستند. جهان در یک تابش [[ریزموج]] بسیار همسانگرد غوطه‌ور است که متناظر با یک طیف [[تعادل گرمایی]] [[جسم سیاه]] با دمای تقریبی ۲٫۷۲۵۴۸ [[کلوین|درجه کلوین]] است.<ref name="Fixsen"/> این فرضیه که جهان در مقیاس‌های بزرگ [[همگن]] و همسانگرد است، [[اصل کیهان‌شناختی]] نام دارد.<ref>Rindler, p. 202</ref> جهانی که همگن و همسانگرد باشد از تمام زوایای دید یکسان به نظر می‌رسد<ref name=Liddle>{{یادکرد کتاب |عنوان=An Introduction to Modern Cosmology (2nd ed.) |نام=Andrew |نام خانوادگی=Liddle |isbn=978-0-470-84835-7 |سال=2003 |ناشر=John Wiley & Sons}}. p. 2.</ref> و مرکزی ندارد.<ref name="livio">{{یادکرد کتاب |عنوان= The Accelerating Universe: Infinite Expansion, the Cosmological Constant, and the Beauty of the Cosmos|نام خانوادگی= Livio|نام= Mario||تاریخ= 2001|ناشر= John Wiley and Sons|page= 53|پیوند= https://books.google.com/books?id=4EidS6_VVNYC&q=cosmological+principle+%22center+of+the+universe%22&pg=PA53|تاریخ بازبینی=March 31, 2012|isbn= 978-0-471-43714-7}}</ref>

=== انرژی تاریک ===
{{اصلی|انرژی تاریک}}

دلیل شتاب گرفتن انبساط گیتی همچنان در هاله‌ای از ابهام قرار دارد. اغلب دلیل آن را به وجود شکل ناشناخته‌ای از انرژی به نام انرژی تاریک نسبت می‌دهند که پنداشته می‌شود در سراسر فضا نفوذ کرده است.<ref name="peebles(a)">{{یادکرد ژورنال|نویسنده۱=Peebles, P.J.E. |نویسنده۲=Ratra, Bharat |عنوان=The cosmological constant and dark energy|سال=2003|ژورنال=Reviews of Modern Physics|arxiv=astro-ph/0207347|دوره=75|شماره=2|صفحات=559–606|doi = 10.1103/RevModPhys.75.559|bibcode=2003RvMP...75..559P|}}</ref> اگر از دیدگاه [[هم‌ارزی جرم و انرژی]] به موضوع نگاه کنیم، چگالی انرژی تاریک (<sup>۳۰−</sup>۱۰×۷~ گرم بر سانتیمتر مکعب) بسیار کمتر از چگالی ماده معمولی یا ماده تاریک موجود در کهکشانهاست. اما امروزه در دوره انرژی تاریک جرم-انرژی گیتی را در تسلط خود دارد زیرا در پهنه فضا به شکل یکنواختی گسترده است.<ref>Paul J. Steinhardt, Neil Turok (2006). "Why the cosmological constant is small and positive". ''Science''. '''312''' (5777): 1180–1183. [[آرکایو (بایگانی نوشتارهای علمی)|arXiv]]:[https://arxiv.org/abs/astro-ph/0605173 astro-ph/0605173]. [[بیبکد|Bibcode]]:[[bibcode:2006Sci...312.1180S|2006Sci...312.1180S]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1126/science.1126231|10.1126/science.1126231]].</ref><ref>{{یادکرد وب|نشانی=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/Astro/dareng.html|عنوان=Dark Energy|ناشر=hyperphysics.phy-astr.gsu.edu|بازبینی=2016-12-11|archiveurl=https://web.archive.org/web/20130527105518/http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/HBASE/astro/dareng.html|archivedate=۲۷ مه ۲۰۱۳|dead-url=yes}}</ref>

دو شکل پیشنهاد شده برای انرژی تاریک عبارتند از [[ثابت کیهان‌شناسی|ثابت کیهانی]]، یک چگالی انرژی ثابت که به شکل همگن فضا را پرکرده است<ref name="carroll">{{یادکرد ژورنال|نویسنده=Carroll, Sean |سال=2001 |پیوند=http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2001-1/index.html |عنوان=The cosmological constant |ژورنال=Living Reviews in Relativity |دوره=4 |شماره=1 |صفحه=1 |تاریخ بازبینی=September 28, 2006 |doi=10.12942/lrr-2001-1 |pmid=28179856 |pmc=5256042 |پیوند بایگانی=https://web.archive.org/web/20061013042057/http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2001-1/index.html |تاریخ بایگانی=October 13, 2006 |arxiv = astro-ph/0004075 |bibcode = 2001LRR.....4....1C |پیوند نویسنده=شان کارول}}</ref> و [[نظریه میدان اسکالر|میدان‌های اسکالر]] مانند اثیر یا [[مدولی (فیزیک)|مدولی]] کمیتهای دینامیکی هستند که چگالی انرژی آن‌ها در فضا و زمان متغیر است. ثابت کیهانی را می‌توان به گونه‌ای فرمول‌بندی کرد که با [[انرژی خلاء]] هم‌ارز باشد. میدان‌های اسکالری که میزان ناهمگنی ناچیزی دارند به سختی از یک ثابت کیهانی قابل تمایزند.

=== ماده تاریک ===
{{اصلی|ماده تاریک}}

ماده تاریک یک نوع فرضی از ماده است که برای کل [[طیف الکترومغناطیسی]] نامریی است اما بیشترین نوع ماده موجود در گیتی است. وجود و ویژگی‌های ماده تاریک از آثار گرانشی‌اش بر روی ماده مرئی، تابش و [[ساختار بزرگ مقیاس جهان|ساختار بزرگ-مقیاس]] گیتی، نتیجه‌گیری می‌شود. به جز [[نوترینو]]ها که شکلی از [[ماده تاریک داغ]] هستند، تاکنون هیچ گونه‌ای از ماده تاریک به‌طور مستقیم مشاهده نشده است و به یکی از بزرگ‌ترین اسرار [[اخترفیزیک]] نوین تبدیل شده است. ماده تاریک هیچ گونه نور یا هر تابش الکترومغناطیسی دیگری را جذب یا منتشر نمی‌کند. تخمین زده می‌شود که ماده تاریک ۲۶٫۸٪ کل جرم-انرژی گیتی و ۸۴٫۵٪ کل ماده موجود در گیتی را تشکیل می‌دهد.<ref name = DarkMatter>Sean Carroll, Ph.D. , Caltech, 2007, The Teaching Company, ''Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe'', Guidebook Part 2 p. 46, Accessed October 7, 2013, "...dark matter: An invisible, essentially collisionless component of matter that makes up about 25 percent of the energy density of the universe... it's a different kind of particle... something not yet observed in the laboratory..."</ref><ref name=planckcam>{{یادکرد وب |نشانی=http://www.cam.ac.uk/research/news/planck-captures-portrait-of-the-young-universe-revealing-earliest-light |عنوان=Planck captures portrait of the young universe, revealing earliest light |تاریخ=March 21, 2013 |ناشر=University of Cambridge |تاریخ بازبینی=March 21, 2013}}</ref>

=== ماده معمولی ===
{{اصلی|ماده (فیزیک)}}
۴٫۹٪ باقی‌مانده جرم-انرژی گیتی، ماده معمولی است که از اتمها، یونها، الکترون‌ها و ترکیبات آنها، تشکیل می‌شود. [[ستاره|ستارگان]] نیز از این نوع ماده تشکیل شده‌اند که تقریباً کل نوری که از کهکشان‌ها به ما می‌رسد را آن‌ها تولید می‌کنند و همچنین منشأ پیدایش گازهای میان‌ستاره‌ای در [[فضای میان‌ستاره‌ای|فضاهای میان‌ستاره‌ای]] و [[فضای بیرونی|میان‌کهکشانی]]، [[سیاره|سیارات]] و هر جسمی که در طول روز می‌بینیم و لمس می‌کنیم، هستند.<ref name=Davies2>{{یادکرد کتاب
 |نویسنده=P. Davies
 |تاریخ=1992
 |عنوان=The New Physics: A Synthesis
 |پیوند=https://books.google.com/books?id=akb2FpZSGnMC&pg=PA1
 |صفحه=1
 |ناشر=[[Cambridge University Press]]
 |isbn=978-0-521-43831-5
}}</ref> واقعیت این است که بیشتر ماده معمولی موجود در گیتی هنوز دیده نشده است، زیرا ستارگان و گاز درون کهکشان‌ها تنها ۱۰ درصد از سهم ماده معمولی در چگالی جرم-انرژی گیتی را تشکیل می‌دهند.<ref>{{یادکرد ژورنال
| نام خانوادگی۱= Persic
| نام۱= Massimo
| نام خانوادگی۲= Salucci
| نام۲= Paolo
| تاریخ= September 1, 1992
| عنوان= The baryon content of the universe
| ژورنال= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| زبان= en
| دوره= 258
| شماره= 1
| صفحات= 14P–18P
| doi = 10.1093/mnras/258.1.14P
| issn = 0035-8711
|arxiv = astro-ph/0502178 |bibcode = 1992MNRAS.258P..14P |
}}</ref>

ماده معمولی عموماً در ۴ [[فازهای ماده|حالت]] (یا فاز) وجود دارد :[[جامد]]، [[مایع]]، [[گاز]] و [[پلاسما (فیزیک)|پلاسما]]. اما پیشرفت در تکنیک‌های آزمایشگاهی حالتهای دیگری را نیز که پیش از این صرفاً جنبه نظری داشتند، آشکار کرده است. از جمله این حالت‌ها می‌توان به [[چگالش بوز-اینشتین]] و [[چگال فرمیونی]] اشاره نمود.

ماده معمولی از دو [[ذرات بنیادی|ذره بنیادی]] ساخته شده است: [[کوارک]] و [[لپتون]]<ref name=Hooft>{{یادکرد کتاب
 |نویسنده=G. 't Hooft
 |تاریخ=1997
 |عنوان=In search of the ultimate building blocks
 |پیوند=https://archive.org/details/insearchofultima0000hoof
 |صفحه=[https://archive.org/details/insearchofultima0000hoof/page/6 6]
 |ناشر=[[انتشارات دانشگاه کمبریج]]
 |isbn=978-0-521-57883-7
}}</ref> مثلاً [[پروتون]] از دو [[کوارک بالا]] و یک [[کوارک پایین]] تشکیل می‌شود؛ [[نوترون]] از دو کوارک پایین و یک کوارک بالا ساخته می‌شود؛ و [[الکترون]] نوعی [[لپتون]] است. [[اتم]] یک [[هسته اتم|هسته اتمی]] دارد که از پروتون و نوترون ساخته شده و الکترون‌هایی که در مدارهای اطراف هسته می‌چرخند. از آنجا که بیشتر جرم اتم در هسته آن است که از [[باریون]] تشکیل شده، اخترشناسان اغلب از واژه ''ماده باریونی'' برای توصیف ماده معمولی استفاده می‌کنند، هرچند که بخش اندکی از این «ماده باریونی» را الکترون‌ها تشکیل می‌دهند.

اندکی پس از مه‌بانگ، پروتون‌ها و نوترون‌های نخستین از سرد شدن [[پلاسمای کوارک گلوئون|پلاسمای کوارک-گلوئون]] گیتی اولیه به میزان ۲ تریلیون درجه پدید آمدند. چند دقیقه بعد در فرایندی به نام [[هسته‌زایی مه‌بانگ]] هسته‌ها از پروتون‌ها و نوترون‌های نخستین شکل گرفتند. این فرایند هسته‌زایی سبب پیدایش عناصر سبک‌تر با اعداد اتمی کوچک (حداکثر به سنگینی [[لیتیم]] و [[بریلیم]]) شد. اما فراوانی عناصر سنگین‌تر با افزایش [[عدد اتمی]] به شدت کاهش می‌یابد. ممکن است میزان اندکی بور در این زمان به وجود آمده‌باشد اما از عنصر سنگین‌تر بعدی یعنی [[کربن]] میزان قابل توجهی در این فرایند به وجود نیامد. هسته‌زایی مه‌بانگ پس از ۲۰ دقیقه به دلیل افت شدید دما و چگالی گیتی در حال انبساط پایان یافت. شکل‌گیری عناصر سنگین‌تر در آینده از [[هسته‌زایی ستاره‌ای]] و [[هسته‌زایی ابرنواختری]] نتیجه شد.<ref name=Clayton1983>{{یادکرد کتاب|نام خانوادگی۱=Clayton|نام۱=Donald D.|عنوان=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis|پیوند=https://archive.org/details/principlesofstel0000clay|تاریخ=1983|ناشر=The University of Chicago Press|isbn=978-0-226-10953-4|صفحات=[https://archive.org/details/principlesofstel0000clay/page/362 362–435]}}</ref>

=== ذرات ===
{{اصلی|فیزیک ذرات}}

[[پرونده:Standard Model of Elementary Particles-pt-br.svg|بندانگشتی|مدل استاندارد ذرات بنیادی: ۱۲ فرمیون بنیادی و ۴ بوزون بنیادی. حلقه‌های قهوه‌ای نشان می‌دهند که هر بوزون (قرمز) با چه فرمیون‌هایی (بنفش و سبز) جفت می‌شود. ستون‌ها نشان دهنده سه نسل از ماده (فرمیون‌ها) و یک نسل از نیروها (بوزون‌ها) هستند. در سه ستون نخست، دو ردیف به کوارک‌ها و دو ردیف به لپتون‌ها اختصاص یافته.
در دو ردیف بالایی کوارک‌های بالا(u)، پایین (d)، افسون(c)، شگفت(s)، سر(t) و ته(b) و فوتون(γ) و گلوئون(g) قرار دارند. دو ردیف پایینی شامل الکترون نوترینو(ν<sub>e</sub>)، الکترون(e)، میون نوترینو(ν<sub>μ</sub>)، میون(μ)، تاو نوترینو(ν<sub>τ</sub>)، تاو(τ) و بوزن‌های زد(Z<sup>0</sup>) و دبلیو(W<sup>±</sup>)، حاملین نیروی هسته‌ای ضعیف قرار گرفته‌اند.

جرم بار و اسپین هر ذره نیز نمایش داده شده است.]]
ماده معمولی و نیروهایی که برآن اثر می‌کنند را می‌توان با توجه به [[ذرات بنیادی]] توصیف نمود.<ref>Veltman, Martinus (2003). ''Facts and Mysteries in Elementary Particle Physics''. World Scientific. [[International Standard Book Number|ISBN]] [[ویژه:BookSources/981-238-149-X|981-238-149-X]].</ref> این ذرات را بنیادی می‌نامند زیرا ساختار آن‌ها ناشناخته است و هنوز مشخص نیست که آیا آن‌ها از ذرات کوچکتر و بنیادی‌تری ساخته‌شده‌اند یا خیر.<ref name=PFIp1-3>{{یادکرد کتاب
 |نام۱=Sylvie
 |نام خانوادگی۱=Braibant
 |نام۲=Giorgio
 |نام خانوادگی۲=Giacomelli
 |نام۳=Maurizio
 |نام خانوادگی۳=Spurio
 |سال=2012
 |عنوان=Particles and Fundamental Interactions: An Introduction to Particle Physics
 |پیوند=https://books.google.com/books?id=e8YUUG2pGeIC&pg=PA1
 |ویرایش=2nd |صفحات=1–3
 |ناشر=[[اشپرینگر ساینس+بیزینس مدیا|Springer]]
 |isbn=978-94-007-2463-1
}}</ref><ref name=Close>{{یادکرد کتاب
 |نام خانوادگی=Close
 |نام=Frank
 |سال=2012
 |عنوان=Particle Physics: A Very Short Introduction
 |ناشر=Oxford University Press
 |isbn=978-0-19-280434-1
}}</ref> در این میان [[مدل استاندارد (ذرات بنیادی)|مدل استاندارد]] اهمیت کلیدی دارد. مدل استاندارد نظریه‌ای است که با برهمکنش‌های [[الکترومغناطیس|الکترومغناطیسی]] یا [[نیروی هسته‌ای قوی|هسته‌ای قوی]] و [[نیروی هسته‌ای ضعیف|ضعیف]] سروکار دارد.<ref name=Oerter2006>{{یادکرد کتاب
 |نویسنده=R. Oerter
 |سال=2006
 |عنوان=The Theory of Almost Everything: The Standard Model, the Unsung Triumph of Modern Physics
 |پیوند=https://archive.org/details/theoryofalmostev0000oert
 |صفحه=[https://archive.org/details/theoryofalmostev0000oert/page/2 2]
 |ناشر=[[Penguin Group]]
 |ویرایش=Kindle
 |isbn=978-0-13-236678-6
}}</ref> آزمایش‌های تجربی وجود ذرات سازنده ماده: [[کوارک]]‌ها و [[لپتون‌ها]] و همزادهای [[پادماده|ضدماده]] آن‌ها و همچنین ذرات نیرویی که واسطه برهمکنش‌ها هستند: [[فوتون]]‌ها، [[بوزون‌های دبلیو و زد]] و [[گلوئون]]‌ها، همگی مدل استاندارد را تأیید می‌کنند.<ref name=PFIp1-3/> مدل استاندارد وجود [[بوزون هیگز]] که به تازگی کشف شد را پیش‌بینی کرده‌بود، ذره‌ای که تجلی میدانی در جهان است که به ذرات جرم می‌بخشد.<ref name="OnyisiFAQ">{{یادکرد وب
 |نام خانوادگی=Onyisi |نام=P.
 |تاریخ=October 23, 2012
 |عنوان=Higgs boson FAQ
 |نشانی=https://wikis.utexas.edu/display/utatlas/Higgs+boson+FAQ
 |ناشر=[[دانشگاه تگزاس]] ATLAS group
 |تاریخ بازبینی=January 8, 2013
}}</ref><ref name="strasslerFAQ2">{{یادکرد وب
 |نام خانوادگی=Strassler |نام=M.
 |تاریخ=October 12, 2012
 |عنوان=The Higgs FAQ 2.0
 |نشانی=http://profmattstrassler.com/articles-and-posts/the-higgs-particle/the-higgs-faq-2-0/
 |کوشش=ProfMattStrassler.com
 |تاریخ بازبینی=January 8, 2013
 |گفتاورد=[س] چرا ذره هیگز اینقدر نظر فیزیکدانان را به خود جلب کرده است؟{{سخ}}[ج] خوب در واقع آنها به بوزون هیگز اهمیتی نمی‌دهند. آنچه واقعاً برایشان مهم است، 'میدان هیگز' است، زیرا ''بسیار'' مهم است.
}}</ref> به خاطر موفقیت در توضیح طیف وسیعی از نتایج تجربی، گاهی مدل استاندارد را با نام ''نظریه تقریباً همه‌چیز'' می‌شناسند.<ref name=Oerter2006/> هرچند که مدل استاندارد گرانش را توصیف نمی‌کند و یک نظریه همه‌چیز واقعی نیرو-ذره هنوز مطرح نشده است.<ref name="Weinberg2011">{{یادکرد کتاب|نام=Steven|نام خانوادگی=Weinberg|عنوان=Dreams of a Final Theory: The Scientist's Search for the Ultimate Laws of Nature|ناشر=Knopf Doubleday Publishing Group|isbn=978-0-307-78786-6|تاریخ=April 20, 2011}}</ref>

==== هادرون ====
{{اصلی|هادرون}}
هادرون یک ذره مرکب است که از کوارک‌هایی تشکیل می‌شود که توسط [[نیروی هسته‌ای قوی]] کنار یکدیگر [[حالت ثابت|نگه‌داشته]] شده‌اند. هادرون‌ها را به دو دسته تقسیم می‌کنند: [[باریون]]‌ها (مثل پروتون و نوترون) که از سه کوارک تشکیل شده‌اند و [[مزون‌ها]] (مانند [[پیون]]) که از یک کوارک و یک [[پادذره|ضد کوارک]] تشکیل شده‌اند. از میان هادرون‌ها پروتون‌ها پایدار هستند و همچنین نوترون‌هایی که محدود به هسته اتم هستند نیز پایدارند. سایر هادرون‌ها در شرایط معمولی ناپایدارند و اجزای کم‌اهمیت‌تری از گیتی به‌شمار می‌روند. پس از تقزیبا <sup>۶−</sup>۱۰ ثانیه از مه‌بانگ، در طی دوره‌ای به نام [[دوره هادرون]]، دما گیتی به اندازه کافی کاهش یافت تا کوارک‌ها بتوانند به هم بپوندند و هادرون‌ها را تشکیل دهند و جرم گیتی در تسلط هادرون‌ها بود. در ابتدا دما به اندازه‌ای بالا بود که امکان پدید آمدن جفت‌های هادرون-ضد هادرون وجود داشت و ماده و ضد ماده در [[تعادل گرمایی]] بودند. اما با کاهش دمای گیتی دیگر جفتهای هادرون-ضد هادرون تشکیل نمی‌شد. بیشتر هادرون‌ها و ضدهادرون‌ها در واکنش‌های نابودسازی ذره-پاد ذره از بین رفتند و پس از یک ثانیه از عمر گیتی، تنها میزان اندکی از هادرون‌ها باقی ماند.<ref name=Allday2002>{{یادکرد کتاب|نام خانوادگی۱=Allday|نام۱=Jonathan|عنوان=Quarks, Leptons and the Big Bang|تاریخ=2002|ناشر=IOP Publishing|isbn=978-0-7503-0806-9|ویرایش=Second}}</ref>{{rp|۲۴۴–۶۶}}

==== لپتون ====
{{اصلی|لپتون}}
لپتون یک [[ذره بنیادی]] با [[فرمیون|اسپین نیمه‌صحیح]] است که در [[نیروی هسته‌ای قوی|برهم‌کنش‌های هسته‌ای قوی]] شرکت نمی‌کند اما در [[اصل طرد پاولی]] صدق می‌کند. دو لپتون از یک گونه نمی‌توانند هم‌زمان با هم در وضعیت‌های یکسانی قرار داشته باشند.<ref>{{یادکرد دانشنامه
 |عنوان=Lepton (physics)
 |پیوند=http://www.britannica.com/EBchecked/topic/336940/lepton
 |دانشنامه=[[دانشنامه بریتانیکا|Encyclopædia Britannica]]
 |تاریخ بازبینی=September 29, 2010
}}</ref> دو رده اصلی از لپتون‌ها وجود دارد: لپتون‌های [[بار الکتریکی|باردار]] (لپتون‌های الکترون-مانند) و لپتون‌های خنثی ([[نوترینو]]ها). الکترون‌ها پایدار هستند و معمول‌ترین نوع لپتون باردار در گیتی هستند، در حالیکه [[میون]] و [[تاو (ذره)|تاو]] ناپایدارند و پس از به وجود آمدن در برخوردهای پرانرژی به سرعت واپاشی می‌شوند.<ref>Harari, H. (1977). "Beyond charm". In Balian, R. ; Llewellyn-Smith, C.H. ''Weak and Electromagnetic Interactions at High Energy, Les Houches, France, Jul 5- Aug 14, 1976''. Les Houches Summer School Proceedings. '''29'''. [[الزویر|North-Holland]]. p. 613.</ref><ref>Harari H. (1977). [http://slac.stanford.edu/cgi-wrap/getdoc/slac-pub-1974.pdf "Three generations of quarks and leptons"]{{پیوند مرده|date=دسامبر ۲۰۱۹ |bot=InternetArchiveBot}} (PDF). In E. van Goeler; Weinstein R. ''Proceedings of the XII Rencontre de Moriond''. p. 170. SLAC-PUB-1974.</ref> لپتون‌های باردار می‌توانند با بقیه ذرات ترکیب شوند و ذرات مرکبی مانند [[اتم]] و [[پوزیترونیوم|پوزیترونیم]] بسازند. الکترون تقریباً بر کل شیمی حکمرانی می‌کند زیرا در اتم‌ها یافت می‌شود و به خواص شیمیایی مرتبط است. نوترینوها به ندرت برهمکنشی با هرچیز دیگری دارند و به همین دلیل به ندرت مشاهده می‌شوند. نوترینوها در سراسر گیتی جریان دارند اما به ندرت با ماده معمولی برهمکنشی دارند.<ref>[http://web.mit.edu/newsoffice/2007/neutrino.html "Experiment confirms famous physics model"] (Press release). [[مؤسسه فناوری ماساچوست|MIT News Office]]. 18 April 2007.</ref>

دوره لپتون، دروه‌ای در تکامل گیتی بود که در آن جرم گیتی در تسلط لپتون‌ها بود. این دوره تقریباً یک ثانیه پس از مه‌بانگ آغاز شد؛ یعنی زمانی که اکثر هادرون‌ها و ضدهادرون‌ها یکدیگر را در پایان دروه هادرون نابود کرده‌بودند. در حین دوره لپتون دمای گیتی هنوز برای تشکیل جفتهای لپتون-ضدلپتون کافی بود و بنابراین لپتون‌ها و ضدلپتون‌ها در تعادل گرمایی بودند. تقریباً ۱۰ ثانیه پس از مه‌بانگ دمای گیتی آنقدر کاهش یافته بود که دیگر امکان تشکیل جفت‌های لپتون-ضد لپتون وجود نداشت.<ref>[http://wwwmpa.mpa-garching.mpg.de/~gamk/TUM_Lectures/Lecture4.pdf "Thermal history of the Universe and early growth of density fluctuations"] (PDF). ''Guinevere Kauffmann''. [[انستیتوی اخترفیزیک ماکس پلانک|Max Planck Institute for Astrophysics]]. Retrieved 2016-01-06.</ref> بیشتر لپتون‌ها و ضدلپتون‌ها در واکنش‌های نابودسازی از بین رفتند و میزان اندکی از آن‌ها باقی ماند. در این زمان گیتی وارد [[دوره فوتون]] می‌شد و جرم گیتی در تسلط فوتون بود.<ref>{{یادکرد وب|نشانی=https://www.cfa.harvard.edu/~ejchaisson/cosmic_evolution/docs/fr_1/fr_1_part3.html|عنوان=Cosmic Evolution - Particulate|ناشر=www.cfa.harvard.edu|بازبینی=2016-12-11}}</ref><ref>{{یادکرد وب|نشانی=http://www.physicsoftheuniverse.com/topics_bigbang_timeline.html|عنوان=Timeline of the Big Bang - The Big Bang and the Big Crunch - The Physics of the Universe|ناشر=www.physicsoftheuniverse.com|بازبینی=2016-12-11}}</ref>

==== فوتون ====
{{اصلی|دوره فوتون}}فوتون [[کوانتوم]] [[نور]] و سایر اشکال [[تابش الکترومغناطیسی]] است. فوتون ذره [[حامل نیرو]] برای [[نیروی الکترومغناطیس|نیروی الکترومغناطیسی]] است. آثار این نیرو به سادگی در مقیاس‌های [[مقیاس میکروسکوپیک|ماکروسکوپیک]] و [[مقیاس میکروسکوپیک|میکروسکوپیک]] قابل مشاهده است زیرا فوتون [[جرم نامتغیر|جرم سکونی]] برابر صفر دارد؛ و این اجازه [[نیروهای بنیادی|برهمکنش]] در فواصل دور را می‌دهد. مانند همه ذرات بنیادی فوتون‌ها در حال حاضر توسط مکانیک کوانتومی به خوبی توضیح داده می‌شوند و ویژگی [[دوگانگی موج و ذره]] از خود نمایش می‌دهند.

دوره فوتون در حدود ۱۰ ثانیه پس از مه‌بانگ و وقتی آغاز شد که در پایان دوره لپتون بیشتر لپتون‌ها و ضدلپتون‌ها در واکنش‌های نابودسازی از بین رفته‌بودند. هسته‌های اتمی در فرایند هسته‌سازی که در نخستین دقایق دوره فوتون رخ داد، پدید آمده‌بودند. در باقی دوران فوتون گیتی شامل یک پلاسمای داغ از هسته‌ها الکترون‌ها و فوتون‌ها بود. پس از گذشت ۳۸۰۰۰۰ سال از مه‌بانگ دمای گیتی تا حدی کاهش یافت که هسته می‌توانست با الکترون‌ها تشکیل شده و اتم‌های خنثی تشکیل دهد. در نتیجه دیگر فوتون‌ها برهمکنش‌های پرشماری با ماده نداشتند و گیتی شفاف شد. فوتون‌ها با انتقال به سرخ بسیار بالا از این دوره [[تابش زمینه کیهانی]] (CMB) را شکل می‌دهند. تغییرات جزئی در دما و چگالی تابش زمینه کیهانی نخستین بذرهای [[تشکیل ساختار]] بودند که بعدها رخ داد.<ref name=Allday2002/>{{rp|۲۴۴–۶۶}}

{{گاه‌شمار بیگ بنگ}}

== مدل‌های کیهان‌شناسی ==
=== مدل جهان بر اساس نسبیت عام ===
[[نسبیت عام]] نظریه [[هندسه دیفرانسیل|هندسی]] [[گرانش]] است که توسط [[آلبرت اینشتین]] در سال ۱۹۱۵ ارائه شد و توصیف کنونی گرانش در [[فیزیک نوین]] است. پایه مدل‌های [[کیهان‌شناسی فیزیکی|کیهان‌شناسی]] کنونی از جهان است. نسبیت عام، نظریه‌های [[نسبیت خاص]] و [[قانون جهانی گرانش نیوتن]] را تعمیم می‌دهد و توصیفی یکپارچه از گرانش به عنوان یک ویژگی هندسی [[فضا]] و [[زمان]] یا [[فضازمان]] ارائه می‌کند. خمش فضازمان با [[انرژی]] و [[تکانه]] همه [[ماده (فیزیک)|ماده]] و [[پرتو|تابش]] موجود رابطه مستقیمی دارد. این رابطه توسط [[معادلات میدان اینشتین]] توصیف می‌شود که یک [[معادلات دیفرانسیل جزئی|سیستم معادلات دیفرانسیل جزئی]] است. در نسبیت عام، توزیع ماده و انرژی تعیین‌کننده هندسه فضازمان و آن نیز به نوبه خود توصیف‌کننده شتاب ماده است؛ بنابراین پاسخهای معادلات میدان اینشتین تکامل جهان را توصیف می‌کنند. معادلات نسبیت عام با ترکیب شدن با اندازه‌گیری‌های مقدار، نوع و توزیع ماده در جهان می‌توانند تکامل جهان در گذر زمان را توصیف کنند.<ref name="zeilik_cosmology"/>
با پذیرفتن [[اصل کیهان‌شناختی|اصل کیهان‌شناسی]] که بیان می‌کند جهان در همه‌جا همگن و همسانگرد است، یکی از پاسخهای ویژه برای معادلات میدان به دست می‌آید که [[تانسور متریک (نسبیت عام)|تانسور متریکی]] است به نام [[متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر]]،

:<math>
ds^2 = -c^{2} dt^2 +
R(t)^2 \left( \frac{dr^2}{1-k r^2} + r^2 d\theta^2 + r^2 \sin^2 \theta \, d\phi^2 \right)
</math>
که در آن (''r'', θ, φ) متناظر با یک [[دستگاه مختصات کروی|سیستم مختصات کروی]] است. این متریک تنها دو پارامتر نامعین دارد. یک [[فاکتور مقیاس]] طول [[کمیت بدون بعد|بدون بعد]] ''R'' مقیاس اندازه جهان را به صورت تابعی از زمان توصیف می‌کند؛ افزایش مقدار R به معنی انبساط جهان است.<ref>{{harvtxt|Raine|Thomas|2001|p=12}}</ref> یک شاخص خمش k هندسه جهان را توصیف می‌کند. شاخص k به شکلی تعریف شده که مقدار آن تنها می‌تواند صفر، متناظر با هندسه اقلیدسی تخت؛ ۱، متناظر با فضایی انحنای مثبت؛ و ۱-، متناظر با فضایی با خمیدگی مثبت یا منفی باشد.<ref name="RaineThomas66"/> مقدار R به عنوان تابعی از زمان به k و [[ثابت کیهان‌شناسی|ثابت کیهانی]] بستگی ''Λ'' دارد.<ref name="zeilik_cosmology">{{یادکرد کتاب |عنوان=Introductory Astronomy & Astrophysics |نام خانوادگی۱=Zeilik |نام۱=Michael |نام خانوادگی۲=Gregory |نام۲=Stephen A. |تاریخ=1998 |ویرایش=4th |ناشر=Saunders College Publishing |isbn=978-0-03-006228-5 | بخش=25-2}}</ref> ثابت کیهانی نماینده چگالی [[انرژی خلاء]] فضاست و ممکن است با انرژی تاریک مرتبط باشد.<ref name="peebles"/> معادله‌ای که تغییرات R در زمان را توصیف می‌کند [[معادلات فریدمان]] نام دارد که از روی نام مبتکر آن [[الکساندر فریدمان]] گرفته شده است.<ref>[[الکساندر فریدمان|Friedmann A.]] (1922). [http://publikationen.ub.uni-frankfurt.de/files/16735/E001554876.pdf "Über die Krümmung des Raumes"] (PDF). ''Zeitschrift für Physik''. '''10''' (1): 377–386. [[Bibcode]]:[[bibcode:1922ZPhy...10..377F|1922ZPhy...10..377F]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1007/BF01332580|10.1007/BF01332580]].</ref>

پاسخ‌های R به k و ''Λ'' بستگی دارد اما برخی ویژگی‌های کیفی این پاسخ‌ها عمومی هستند. نخست و مهم‌تر از همه، مقیاس طول R جهان فقط در صورتی ثابت می‌ماند که جهان کاملاً همسانگرد و با انحنای مثبت (k=۱) باشد و چگالی همه نقاط آن دقیقاً برابر با یک مقدار مشخص باشد.<ref name="zeilik_cosmology"/> هرچند که این تعادل ناپایدار است: زیر جهان در مقیاس‌های کوچکتر ناهمگن است و در نتیجه مقدار R باید با زمان تغییر کند. وقتی R تغییر کند همه فواصل فضایی در جهان تغییر خواهند کرد؛ یعنی خود فضا نیز دچار انبساط یا انقباض خواهد شد. این موضوع توضیح می‌دهد که چرا کهکشان‌ها از هم دور می‌شوند؛ زیرا فضای میان آن‌ها در حال کشیده‌شدن است. کشیده‌شدن فضا همچنین توضیحی برای این پارادوکس ظاهری ارائه می‌دهد که چگونه می‌شود دو کهکشان ۴۰ میلیارد سال نوری از هم فاصله داشته باشند در حالیکه هر دوی آن‌ها ۱۳٫۸ میلیارد سال قبل در یک نقطه بوده‌اند<ref>[http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Cosmic_detectives "Cosmic Detectives"]. The European Space Agency (ESA). 2013-04-02. Retrieved 2013-04-15.</ref> و هرگز نمی‌توانسته‌اند سریعتر از نور هم حرکت کنند.

دوم اینکه از تمام پاسخ‌ها چنین برمی‌آید که یک [[تکینگی گرانشی]] در گذشته وجود داردکه در آن R برابر صفر و ماده و انرژی بی‌نهایت فشرده بوده‌اند. ممکن است به نظر برسد که این نتیجه‌گیری نامطمئن است زیرا بر پایه فرض قابل بحث همگنی و همسانگردی جهان بنا شده است و همچنین بر این اصل که تنها نیروی گرانشی است که نقش مهمی دارد. اما [[قضایای تکینگی پنروز-هاوکینگ]] نشان می‌دهند که نقطه تکینگی در شرایط عمومی نیز باید وجود داشته باشد؛ بنابراین طبق معادلات میدان اینشتین، R به سرعت از حالت بسیار داغ و چگال که بلافاصله پس از تکینگی به وجود آمد، افزایش یافت؛ این موضوع عصاره مدل مه‌بانگ است. درک تکینگی مه‌بانگ احتمالاً نیاز به یک نظریه [[گرانش کوانتومی]] دارد که هنوز به‌دست نیامده است.<ref>{{harvtxt|Raine|Thomas|2001|pp=122–23}}</ref>

سوم اینکه شاخص خمش k علامت مقدار متوسط خمش فضایی فضازمان را مشخص می‌کند<ref name="RaineThomas66">{{harvtxt|Raine|Thomas|2001|p=66}}</ref> که در یک بازه طولی به اندازه کافی بزرگ (بزرگتر از یک میلیارد سال نوری) به دست آمده است. اگر k=۱ باشد، خمش مثبت است و حجم جهان متناهی است.<ref name="RaineThomas70"/> چنین جهانی را اغلب به شکل یک کره سه‌بعدی قرارگرفته در یک فضای چهار بعدی تصور می‌کنند. متقابلاً اگر k صفر یا منفی باشد، حجم جهان بی‌نهایت است.<ref name="RaineThomas70">{{harvtxt|Raine|Thomas|2001|p=70}}</ref> شاید دور از ذهن به نظر برسد که یک جهان بی‌نهایت و در عین حال بی‌نهایت چگال می‌تواند در یک لحظه در مه‌بانگ وقتی R=۰ پدید آید، اما این دقیقاً چیزی است که توسط ریاضیات وقتی k برابر با ۱ نباشد، پیش‌بینی می‌شود. برای مقایسه در نظر بگیرید که یک صفحه تخت خمش صفر دارد اما مساحتش بی‌نهایت است در حالیکه یک استوانه بی‌نهایت در یک جهت متناهی است و یک [[چنبره]] در هر دو جهت متناهی است. یک جهان [[چنبره|چنبره‌ای]] ممکن است مانند یک جهان عادی با [[شرایط مرزی متناوب]] رفتار کند؛ یعنی فردی که از یک مرز خارجی فضا به بیرون می‌رود به‌طور هم‌زمان در نقطه مرزی دیگری به درون فضا وارد می‌شود.

[[سرانجام کیهان|سرانجام نهایی جهان]] هنوز ناشناخته است، زیرا به میزان زیادی به شاخص خَمِش ''k'' و ثابت کیهانی ''Λ'' بستگی دارد. اگر جهان به حد کافی چگال باشد، ''k'' برابر ۱ می‌شود و میانگین خَمِش جهان مثبت است و جهان در نهایت طی یک [[مه‌رمب]] در خود فرو می‌ریزد<ref>{{harvtxt|Raine|Thomas|2001|p=84}}</ref> و ممکن است طی یک [[نظریه جهش بزرگ|مه‌جهش]] جهان دیگری به‌وجود می‌آید. اما اگر جهان به‌اندازهٔ کافی چگال نباشد ''k'' برابر با ۰ یا ۱− می‌شود و جهان تا ابد منبسط می‌شود و دمای آن کاهش می‌یابد تا اینکه سرانجام برای همه حیات موجود در آن غیرقابل سکونت می‌شود و ستارگان می‌میرند و کل ماده به درون [[سیاه‌چاله|سیاهچاله‌ها]] سقوط می‌کند ([[انجماد بزرگ]] و [[مرگ گرمای کیهان|مرگ گرمایی جهان]]).<ref name="zeilik_cosmology"/> همان‌طور که پیشتر اشاره شد داده‌های جدید نشانگر آن است که برخلاف انتظار سرعت انبساط جهان در حال کاهش نیست، بلکه افزایش می‌یابد و چنانچه این روند به مدت نامحدود ادامه یابد جهان سرانجام از هم خواهد گسست ([[مه‌گسست]]). بنا بر داده‌های تجربی جهان چگالی نزدیک به میزان بحرانی بین سقوط مجدد و انبساط ابدی دارد.<ref>{{harvtxt|Raine|Thomas|2001|pp=88, 110–13}}</ref>

=== فرضیه چندجهانی ===
{{نوشتار اصلی|فرضیه چندجهانی|دنیاهای چندگانه|نظریه جهان حبابی|جهانهای موازی (داستان تخیلی)}}

[[پرونده:Multiverse - level II.svg|300px|بندانگشتی|تصویر یک [[فرضیه چندجهانی|چندجهانه]] متشکل از هفت [[نظریه جهان حبابی|جهان حبابی]] که پیوستارهای [[فضازمان]] منفصل از هم هستند. هر کدام [[قانون فیزیکی|قوانین]] و [[ثابت فیزیکی|ثوابت]] فیزیکی خاص خود را دارا هستند و حتی ممکن است از نظر تعداد [[بعد (ریاضی و فیزیک)|بعد]] و [[توپولوژی]] متفاوت باشند.]]

بنا بر برخی گمانه‌زنی‌های نظری، این جهان تنها یکی از [[مجموعه (ریاضی)|مجموعه]] جهان‌های غیرمتصلی است که در مجموع از آن‌ها با عنوان [[فرضیه چندجهانی|چندجهانه]] یاد می‌شود و از این طریق تعریف‌های محدودتر از جهان را به چالش می‌کشند.<ref name="EllisKS032"/><ref>{{یادکرد ژورنال|نویسنده= Munitz MK|تاریخ= 1959|عنوان= One Universe or Many?|ژورنال= Journal of the History of Ideas|دوره= 12|صفحات= 231–55|doi = 10.2307/2707516|شماره= 2|jstor = 2707516}}</ref> مدل‌های علمی نظریه چندجهانی را باید از مفاهیمی همچون [[واقعیت شبیه‌سازی‌شده]] متمایز کرد.

[[مکس تگمارک]] یک طرح طبقه‌بندی چهاربخشی برای انواع مختلف نظریه‌های چندجهانی که دانشمندان مختلف در پاسخ به مسائل مختلف فیزیکی ارائه داده‌اند؛ پیشنهاد داد. نمونه‌ای از این نظریه‌ها مدل [[تورم ابدی|انبساط آشوبناک]] برای جهان اولیه است.<ref name="chaotic_inflation">{{یادکرد ژورنال|نویسنده= Linde A.|تاریخ= 1986|عنوان= Eternal chaotic inflation|ژورنال= Mod. Phys. Lett. A|دوره= 1|شماره= 2|صفحات= 81–85|bibcode = 1986MPLA....1...81L |doi=10.1142/S0217732386000129|پیوند نویسنده = آندری لیندا|پیوند= http://cds.cern.ch/record/167897}}{{سخ}}{{یادکرد ژورنال|نویسنده= Linde A.|تاریخ= 1986|عنوان= Eternally existing self-reproducing chaotic inflationary Universe|ژورنال= Phys. Lett. B|دوره= 175 |شماره=4 |صفحات= 395–400|پیوند=http://www.stanford.edu/~alinde/Eternal86.pdf |تاریخ بازبینی=March 17, 2011|doi = 10.1016/0370-2693(86)90611-8 |bibcode = 1986PhLB..175..395L|پیوند نویسنده = آندری لیندا}}</ref>
مثال دیگر [[تفسیر دنیاهای چندگانه]] در [[مکانیک کوانتومی]] است. جهان‌های موازی به شیوه‌ای شبیه به [[برهم‌نهی کوانتومی]] و [[ناهمدوسی کوانتومی]] ایجاد می‌شوند، هر یک از حالات [[تابع موج]] در دنیاهای جداگانه‌ای به واقعیت می‌پیوندد. در تعبیر دنیاهای چندگانه، چند جهانی به شکل یک [[تابع موج جهانی]] تکامل می‌یابد.<ref name=everett1957>{{یادکرد ژورنال | نام خانوادگی۱= Everett | نام۱= Hugh | پیوند نویسنده = هیو اورت | سال= 1957 | عنوان= Relative State Formulation of Quantum Mechanics | ژورنال= Reviews of Modern Physics | دوره= 29 | شماره = 3| صفحات= 454–62 |bibcode = 1957RvMP...29..454E |doi = 10.1103/RevModPhys.29.454 | | پیوند= https://semanticscholar.org/paper/066c796be96aaec3ed3e77b99f5589f8847bf34f}}</ref>

در طبقه‌بندی تگمارک، نظریه‌هایی که اختلاف نظر کمتری بر سر آنهاست اما همچنان بحث‌انگیز هستند، نظریه‌های [[فرضیه چندجهانی|سطح یک]] هستند. چندجهانی‌های این سطح از رویدادهای دوردست فضازمان در جهان خودمان ساخته شده‌اند. تگمارک و سایرین چنین گفته‌اند که اگر فضا بی‌نهایت باشد یا به اندازه کافی بزرگ و یکنواخت باشد، نمونه‌های یکسانی از تاریخ حجم هابل زمین، مکرراً اتفاق خواهد افتاد.<ref>{{یادکرد ژورنال |نویسنده=Jaume Garriga, Alexander Vilenkin |تاریخ=2007 |عنوان=Many Worlds in One |ژورنال=Physical Review D |دوره=64 |شماره=4 |doi=10.1103/PhysRevD.64.043511 |arxiv=gr-qc/0102010v2|}}</ref> طبق محاسبات تگمارک نزدیک‌ترین جهان [[همزاد]] 10<sup>10<sup>115</sup></sup> متر از ما فاصله دارد (یک [[تابع نمایی دوبل]] که از [[گوگول‌پلکس]] بزرگتر است).<ref name="TegmarkPUstaple">{{یادکرد ژورنال|pmid=12701329|عنوان=Parallel universes. Not just a staple of science fiction, other universes are a direct implication of cosmological observations|نویسنده=Tegmark M.|ژورنال= Scientific American|تاریخ= 2003|دوره=288|شماره=5|صفحات=40–51|doi=10.1038/scientificamerican0503-40|arxiv = astro-ph/0302131 |bibcode = 2003SciAm.288e..40T}}</ref><ref>{{یادکرد ژورنال |نویسنده=Tegmark, Max |ژورنال=Scientific American: "Science and Ultimate Reality: From Quantum to Cosmos", Honoring John Wheeler's 90th Birthday |ویراستار=J. D. Barrow |ویراستار۲=P.C.W. Davies |ویراستار۳=C.L. Harper |عنوان=Parallel Universes |تاریخ=2003 |arxiv=astro-ph/0302131|bibcode = 2003SciAm.288e..40T |صفحات=40–51|doi=10.1038/scientificamerican0503-40 |pmid=12701329 |دوره=288|شماره=5}}</ref> اما این نظریات ماهیت بسیار بحث‌انگیزی دارند؛<ref>{{cite arXiv |authors=Francisco José Soler Gil, Manuel Alfonseca |date=2013 |title=About the Infinite Repetition of Histories in Space |class=physics.gen-ph |eprint=1301.5295}}</ref> و علاوه براین، غیرممکن است که بتوان از نظر علمی وجود یک حجم هابل یکسان پیشنهاد شده را راستی‌آزمایی کرد.

می‌توان فضازمانهای گسسته‌ای را در نظرگرفت که همه وجود دارند اما قادر به برهمکنش با یکدیگر نیستند.<ref name="TegmarkPUstaple"/><ref name="EllisScA">{{یادکرد ژورنال|pmid=21827123|عنوان=Does the Multiverse Really Exist?|نویسنده=Ellis G. F|ژورنال= Scientific American|date= 2011|دوره=305|شماره=2|صفحات=38–43|doi=10.1038/scientificamerican0811-38|bibcode = 2011SciAm.305a..38E}}</ref> برای تصور کردن آن می‌توان گروهی از حباب‌های صابون مختلفی را درنظر گرفت که ناظر در یکی از آنها قرار دارد اما نمی‌تواند با آنهایی که در حبابهای دیگر هستند تعاملی داشته باشد.<ref>{{یادکرد وب | نشانی=http://www.livescience.com/15530-multiverse-universe-eternal-inflation-test.html | عنوان=Weird! Our Universe May Be a 'Multiverse,' Scientists Say | نام= Clara | نام خانوادگی= Moskowitz | تاریخ=August 12, 2011 | کوشش=livescience}}</ref>در زبان انگلیسی عموماً هر حباب صابون به شکل نکره جهان (universe) و فضازمانی که در آن هستیم به شکل معرفه the universe نامیده می‌شود.<ref name="EllisKS032"/> دقیقاً همان‌طور که قمر (moon) زمین the moon نامیده می‌شود. مجموعه کل این فضازمان‌های مجزا چندجهانی (multiverse) نامیده می‌شود.<ref name="EllisKS032">{{یادکرد ژورنال
|نام خانوادگی= Ellis|نام= George F.R.
|پیوند نویسنده = جرج الیس
|نویسنده۲= U. Kirchner
|نویسنده۳= W.R. Stoeger
|عنوان= Multiverses and physical cosmology
|ژورنال= [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
|دوره= 347|شماره= 3|صفحات= 921–36
|تاریخ= 2004
|arxiv = astro-ph/0305292
|doi =10.1111/j.1365-2966.2004.07261.x
| bibcode=2004MNRAS.347..921E
}}</ref>
جهان‌های مختلف در این مدل از نظر [[علیت|علی]] به هم متصل نیستند<ref name="EllisKS032"/> در اصل سایر جهانهای غیر متصل ممکن است ابعاد، توپولوژی فضازمان، اشکال ماده و انرژی و قوانین و ثوابت فیزیکی متفادتی داشته باشند، اگر چه این امکانات صرفاً در حد گمانه‌زنی هستند.<ref name="EllisKS032"/> سایرین هریک از این حبابها را به عنوان بخشی از [[تورم ابدی|تورم بی‌نظم]] می‌دانند که در اینصورت جهانها همه از یک ریشه علی به‌وجود می‌آیند.<ref name="EllisKS032"/>

== تکامل تاریخی مفاهیم ==
{{هم‌چنین ببینید|کیهان‌شناسی|گاه‌شمار کیهان‌شناسی}}

در طول تاریخ، مدل‌های بسیاری برای کیهان ([[کیهان‌شناسی]]) و چگونگی پیدایش آن ([[کیهان‌زایی]]) ارائه شده‌اند. نظریه‌های برپایه یک جهان غیرشخصی که قوانین فیزیکی بر آن حکمفرماست، نخستین بار توسط یونانی‌ها و هندی‌ها ارائه شدند.<ref name=Routledge/> در فلسفه باستانی چین نیز مفهوم جهان به معنی کل فضا و زمان وجود داشت.<ref>{{یادکرد خبر| نام خانوادگی=Gernet|نام= J.|تاریخ= 1993–1994|عنوان=Space and time: Science and religion in the encounter between China and Europe|ژورنال=Chinese Science|دوره=11|صفحات=93–102}}</ref>
با گذشت قرن‌ها و پیشرفت مشاهدات نجومی و نظریه‌های حرکت و گرانش به دقیق‌ترین توصیف جهان در حال حاضر انجامیده است. دوران کیهان‌شناسی نوین با [[نظریه نسبیت عام]] [[آلبرت اینشتین]] در سال ۱۹۱۵ آغاز شد، که این امکان را به‌وجود آورد که بتوان به‌صورت کمی سرآغاز، تکامل و سرانجام جهان به‌عنوان یک کل را توضیح داد. بیشتر نظریات نوین در کیهان‌شناسی بر پایهٔ نسبیت عام یا به‌طور خاص بر پایهٔ [[مهبانگ]] بنا شده‌اند.<ref name="Blandford">{{یادکرد ژورنال|عنوان=A century of general relativity: Astrophysics and cosmology|نویسنده=Blandford R. D.|ژورنال=Science|دوره=347|شماره=6226|صفحات=1103–08|doi=10.1126/science.aaa4033|bibcode = 2015Sci...347.1103B|pmid=25745165|سال=2015|}</ref>

=== افسانه‌شناسی ===
{{نوشتار اصلی|اسطوره‌های آفرینش|الهه آفرینش|کیهان‌شناسی دینی}}

در بسیاری از فرهنگ‌ها [[سیاهه افسانه‌های آفرینش|داستان‌هایی در توصیف سرآغاز جهان]] وجود دارند. فرهنگ‌ها به‌طور کلی این داستان‌ها را تا حدی واقعی می‌دانند. اما باورهای متفاوتی در مورد جزییات در بین افرادی که معتقد به یک منشأ غیرمادی هستند وجود دارد. از فرهنگ‌هایی که خدا را خالق مستقیم جهان می‌دانند تا آنهایی که بر این باورند که خدا فقط چرخها را به حرکت درآورده (مثلاً از طریق مکانیزمهایی چون [[مه‌بانگ]] و [[فرگشت]]).<ref>{{یادکرد کتاب | گفتاورد="In common usage the word 'myth' refers to narratives or beliefs that are untrue or merely fanciful; the stories that make up national or ethnic mythologies describe characters and events that common sense and experience tell us are impossible. Nevertheless, all cultures celebrate such myths and attribute to them various degrees of literal or symbolic ''truth''." | نام خانوادگی=Leeming | نام=David A. | isbn=978-1-59884-174-9 | تاریخ=2010|صفحه=xvii | عنوان= Creation Myths of the World | ناشر= ABC-CLIO}}</ref>

مردم‌شناس‌ها و انسان‌شناس‌هایی که اساطیر را مطالعه کرده‌اند، طرح‌خای مختلفی برای طبقه‌بندی تم‌های مختلف داستان‌های آفرینش ارائه داده‌اند.<ref name=Eliade1964>{{یادکرد کتاب|نام خانوادگی۱=Eliade|نام۱=Mircea|عنوان=Myth and Reality (Religious Traditions of the World)|تاریخ=1964|ناشر=Allen & Unwin|isbn=978-0-04-291001-7}}</ref><ref name=Leonard2004>{{یادکرد کتاب|نام خانوادگی۱=Leonard|نام۱=Scott A.|نام خانوادگی۲=McClure|نام۲=Michael|عنوان=Myth and Knowing: An Introduction to World Mythology|تاریخ=2004|publisher=McGraw-Hill|isbn=978-0-7674-1957-4|ویرایش=1st}}</ref>
مثلاً در یک گونه این داستان‌ها جهان از یک [[تخم کیهانی]] زاییده می‌شود. از زمره این‌گونه داستان‌ها می‌توان به [[حماسه|شعر حماسی]] [[فنلاند|فنلاندی]] [[کالوالا]]، افسانه [[چین|چینی]] [[پانگو]] یا افسانه [[هند|هندی]] [[براهماندا پورانه]] اشاره نمود. در افسانه‌های مشابهی جهان به‌دست یک موجودیت یکتا آفریده شده است که از خود چیزی پراکنده یا تولید می‌نماید، مانند مفهوم [[آدی بودا]] در [[بودیسم تبتی]]، افسانه [[گایا (افسانه)|گایا]] (مادر زمین) در [[یونان باستان]]، الهه [[اساطیر آزتک|آزتک]] در افسانه [[کواتلیکوئه]]، داستان خدای [[مصر باستان]] به نام [[آتوم]] یا [[روایت آفرینش]] در [[کتاب آفرینش]].
در گونه‌ای دیگر از این داستان‌ها جهان از اجتماع خدایان مؤنث و مذکر پدید آمده است، مانند [[رنگی و پاپا]] در [[افسانه‌شناسی مائوری|افسانه مائوری]]. در دیگر داستان‌ها جهان با استفاده از مواد از پیش موجود همچون پیکر خدایان درگذشته - مثلاً از پیکر [[تیامات]] در حماسه [[بابل (دولت‌شهر)|بابلی]] [[انوما الیش]] یا از [[یمیر]] غول‌پیکر در [[اساطیر اسکاندیناوی]] - یا مواد پرهرج‌ومرج مانند [[ایزاناگی]] و [[ایزانامی]] در [[اساطیر ژاپن]]. در سایر داستان‌ها جهان از عناصری بنیادی منتشر می‌شود، مانند [[برهمن]] و [[پراکریتی]]<ref>(Henry Gravrand, "La civilisation Sereer -Pangool") [in] [[دانشگاه گوته فرانکفورت]]، Frobenius-Institut, Deutsche Gesellschaft für Kulturmorphologie, Frobenius Gesellschaft, "Paideuma: Mitteilungen zur Kulturkunde, Volumes 43–44", F. Steiner (1997), pp. 144–5, ISBN 3-515-02842-0</ref>
و یا [[یین و یانگ]] در [[تائوئیسم|تائو]].

در افسانه‌های آفرینش ایرانی پیدایش جهان به یکی از ایزدان باستانی به نام [[آئین زروانی|زروان]]، که به او خدای زمان نیز گفته‌اند، نسبت داده شده است، که دو جهان برای دو پسر خود یعنی [[اورمزد]] و [[اهریمن]] آفرید. زروان زمان بیکران است و از این زمان بیکران، زمان کراندار جهان به‌وجود آمده است. پیش از خلقت جهان مینویی بوده و مکان و زمان وجود نداشته و هیچ ماده و حرکتی نیز در جهان نبوده است.<ref>فرهنگ اساطیر، محمد جعفر یاحقی، ص ۲۲۵</ref>

=== مدل‌های فلسفی ===
{{همچنین ببینید|کیهان‌شناسی|فلسفه پیشاسقراطی|فیزیک (ارسطو)|کیهان‌شناسی هندو|کیهان‌شناسی اسلامی|زمان}}

از قرن ششم پیش از میلاد [[فلسفه پیشاسقراطی|فیلسوفان یونانی پیشاسقراطی]] نخستین مدل‌های فلسفی شناخته شده از جهان را ایجاد نمودند.<ref name=Routledge/><ref>{{یادکرد کتاب|عنوان=The Unfinished Universe|page=21|ناشر=Oxford University Press|نام=Louise|نام خانوادگی=B. Young}}</ref> فیلسوفان یونانی نخستین متوجه شده‌بودند که ظاهر می‌تواند گمراه‌کننده باشد و از همین رو به دنبال درک واقعیت نهفته در پشت ظاهر بودند؛ به‌طور خاص آنها متوجه قابلیت تغییر شکل ماده (مثلاً یخ به آب به بخار) شده‌بودند و چندین فیلسوف بر پایه این مشاهده پیشنهاد دادند که همه مواد که در ظاهر متفاوت، شکل‌های مختلفی از یک ماده اولیه یا [[آرخه]]{{انگلیسی|arche}} هستند. نخستین کسی که چنین پیشنهادی داد [[تالس]] بود که پیشنهاد نمود این ماده آب است. [[آناکسیماندروس]]، شاگرد تالس، پیشنهاد داد که همه چیز از [[آپایرون]] نامحدود آمده است. آناکسیماندروس عقیده داشت که باد به دلیل کیفیتهای جاذبه و دافعه آن باعث می‌شود که آرخه فشرده شود یا به شکل دیگری درآید. [[آناکساگوراس]] عنصر [[نوس]] (ذهن) را معرفی نمود. [[هراکلیتوس]] آتش را معرفی کرد و از [[لوگوس]] سخن گفت. [[امپدوکلس]] چهار عنصر پیشنهاد نمود: خاک، آب، باد و آتش. نظریه [[عناصر چهارگانه]] وی بسیار مورد توجه قرار گرفت. همانند [[فیثاغورس]]، افلاطون نیز بر این باور بود که همه چیز از عدد تشکیل شده است و عناصر امپدوکلس به شکل [[اجسام افلاطونی]] هستند. [[دموکریتوس]] و فیلسوفان بعدی — که مهمترینشان [[لئوکیپوس (فیلسوف)|لئوکیپوس]] بود — پیشنهاد دادند که جهان از اتم‌های تجزیه‌ناپذیری تشکیل شده است که در خلاء حرکت می‌کنند. [[ارسطو]] باور نداشت که چنین چیزی امکانپذیر باشد زیرا هوا نیز مانند آب دربرابر حرکت [[پسار|مقاومت]] می‌کند. هوا به سرعت فضای خالی را پر می‌کند و علاوه بر آن بدون مقاومت، به میزان نامحدودی سریع خواهد بود.<ref name=Routledge/>

اگرچه هراکلیتوس به تغییر ابدی اعتقاد داشت، پارمنیدس، فیلسوف تقریباً هم‌دوره او بر این باور بود که تغییر تنها یک توهم است. واقعیت نهفته تا ابد بدون تغییر و در سکون می‌ماند و ماهیت یکتایی دارد. پارامنیدس این واقعیت یکتا را به‌صورت τὸ ἐν (آن یگانه) نمایش داده است. نظریهٔ پارامنیدس به‌نظر بسیاری از فیلسوفان ناپذیرفتنی می‌نمود، اما یکی از شاگردان او به نام [[زنون الئایی]] با چندین پارادوکس معروف آن‌ها را به مجادله فراخواند. ارسطو با معرفی مفهوم بی‌نهایت قابل‌شمارش و همچنین پیوستار تقسیم‌پذیر تا بی‌نهایت، به این پارادوکس‌ها پاسخ داد.

کانادا، [[فلسفه هندی|فیلسوف هندی]] و بنیان‌گذار مدرسهٔ وایششیکا، یک نظریه [[مکتب اتم‌گرایی|اتم‌گرایی]] معرفی کرد و پیشنهاد داد که نور و گرما اشکال مختلف یک ماده واحد هستند.<ref>[[ویل دورانت]]، ''Our Oriental Heritage'':
{{گفتاورد|«دو سیستم تفکر هندو نظریه‌های فیزیکی مشابه [[یونان باستان]] ارائه می‌دهند. کانادا، بنیانگذار فلسفه وایششیکا، بر این گمان بود که جهان از اتمهایی تشکیل شده که گونه‌های آن به تعداد گونه‌های عناصر هستند. [[جین (دین)|آیین جین]] بیش از همه نزدیک به [نظریات] [[دموکریتوس]] است زیرا می‌آموزد که تمامی اتم‌ها از یک گونه هستند و به‌وسیلهٔ حالت‌های مختلف ترکیب‌شدن، آثار گوناگون ایجاد می‌کنند. کانادا باور داشت نور و گرما گونه‌های مختلفی از یک ماده هستند، اودایانا می‌آموخت که کل گرما از خورشید می‌آید، و واچاسپاتی، همانند نیوتن نور را به صورت ذره‌های بسیار کوچکی تفسیر می‌نمود که از مواد منتشر می‌شوند به چشم برخورد می‌کنند.»}}</ref>
در قرن پنجم پیش از میلاد، دیگناگا، فیلسوف بودایی اتم‌گرا پیشنهاد نمود اکه اتم‌ها به اندازه نقطه و بدون زمان هستند و از انرژی ساخته شده‌اند. آن‌ها وجود ماده اولیه را رد کردند و اعتقاد داشتند حرکت در واقع برقهای لحظه‌ای جریانی از انرژی هستند.<ref>Stcherbatsky, F. Th. (1930, 1962), ''Buddhist Logic'', Volume 1, p. 19, Dover, New York:

{{گفتاورد|«بودایی‌ها کلاً وجود ماده مادی را رد کردند. حرکت برای آن‌ها از لحظه‌ها تشکیل می‌شود، حرکت بریده-بریده است، برق‌های لحظه‌ای جریانی از انرژی…، به گفته بودیست‌ها "همه‌چیز ناپایدار است"، …، زیرا هیچ چیزی وجود ندارد… هر دو سیستم <nowiki>[</nowiki>[[سانکیها]]، و بعدها بودیسم هندی] درارای این گرایش مشترک‌اند که تحلیل وجود را تا ریزترین ذرات آن پیش ببرند، آخرین عناصری که به عنوان کیفیت‌های مطلق تصور می‌شوند، یا چیزهای که تنها یک کیفیت یکتا دارند. این چیزها در هر دو سیستم «کیفیت» (گونا-دارما) نامیده می‌شوند و به‌معنی کیفیت‌های مطلق هستند، نوعی انرژی‌های اتمی یا درون-اتمی که چیزهای تجربی از آن‌ها تشکیل شده‌اند؛ بنابراین هر دو سیستم در انکار واقعیت عینی ماده یا کیفیت و رابطه‌ای که آن‌ها را به هم می‌پیوندد، هم‌نظرند. در فلسفه سانکهیا کیفیت‌ها وجود مستقل ندارند. آنچه ما کیفیت می‌نامیم چیزی جز یک تجلی خاص از یک موجودیت ظریف نیست. هر واحد جدیدی از کیفیت متناظر با یک کوانتوم از ماده‌ای است که کیفیت گونا نامیده می‌شود، اما نمایاننده یک موجودیت ذاتی ظریف است. همین در مورد بودیسم اولیه نیز صادق است که تمامی کیفیت‌ها ذاتی، ویا به بیان دقیقتر موجودیت‌های پویایی هستند، هرچند که با نام دارما (کیفیت) نیز شناخته می‌شوند.»}}</ref>

نظریه [[متناهی‌گرایی زمانی]] برآمده از دکترین آفرینش مشترک در بین سه [[دین ابراهیمی]] بود: [[یهودیت]]، [[مسیحیت]] و [[اسلام]]. [[جان فیلوپونوس]]، فیلسوف مسیحی، استدلال‌هایی علیه مواضع فیلسوفان یونانی در مورد نامتناهی بودن گذشته و آینده ارائه داد. این استدلال‌ها توسط یکی از [[فلسفه اولیه اسلامی|فیلسوفان اسلامی نخستین]] به نام [[ابویوسف کندی]]، [[فلسفه یهودی|فیلسوف یهودی]] به نام [[سعادیا گائون]] و [[علم کلام|متکلم]] اسلامی به نام [[امام محمد غزالی]] نیز استفاده شده است.<ref name=Viney1985>{{یادکرد کتاب|عنوان=Charles Hartshorne and the Existence of God|بخش=The Cosmological Argument|نویسنده=Donald Wayne Viney|pages=65–68|سال=1985|ناشر=SUNY Press|isbn=978-0-87395-907-0}}</ref>

=== مفاهیم نجومی ===
{{نوشتار اصلی|تاریخ اخترشناسی}}
[[پرونده:Aristarchus working.jpg|بندانگشتی|چپ| محاسبات اندازه نسبی از چپ به راست: خورشید، زمین و ماه. [[آریستارخوس ساموسی]] در قرن سوم پیش از میلاد، که از یک کپی یونانی در قرن دهم پس از میلاد گرفته شده است.]]

نخستین مدل‌های نجومی جهان اندکی پس از شروع [[اخترشناسی]] توسط اخترشناسان بابلی پیشنهاد شد. آن‌ها جهان را به شکل یک [[زمین تخت|صفحه تخت]] می‌پنداشتند که در اقیانوسی غوطه‌ور است و این پیش‌زمینه نقشه‌های یونانی مانند نقشه‌های [[آناکسیماندروس]] و [[هکاتئوس]] بود.

بعدها اخترشناسان [[یونان باستان|یونانی]] با مشاهده حرکت [[اجرام آسمانی]] به این اندیشه افتادند که مدل‌های ژرفتری از جهان را بر پایه [[شواهد تجربی]] ابداع کنند. نخستین مدل منطقی توسط [[اودوکسوس کنیدوسی]] ارائه شد. طبق تعبیر فیزیکی ارسطو از این مدل کره‌های آسمانی تا ابد با سرعت یکنواخت به دور زمین ثابت می‌گردند. ماده عادی کاملاً در درون کرهٔ خارجی قرار گرفته است.

در رساله «[[درباره جهان]]» (که پیش از ۲۵۰ قبل از میلاد یا بین ۳۵۰ و ۲۰۰ قبل از میلاد تألیف شد) چنین آمده که «پنج عنصر که در کره‌هایی در پنج ناحیه قرار گرفته‌اند و هر عنصری توسط عنصر بزرگتر از آن دربرگرفته شده (خاک با آب، آب با هوا، هوا با آتش و آتش با اتر)، کل جهان را می‌سازند.<ref name="1908DeMundo">{{cite book|url=https://archive.org/details/demundoarisrich|title=De Mundo|year=1914|author=Aristotle|author2=Forster, E. S.|author3=Dobson, J. F.|page=[https://archive.org/details/demundoarisrich/page/2 2]|location=Oxford|publisher=The Clarendon Press}}</ref>

این مدل توسط [[کالیپوس]] اصلاح شد و بعد از اینکه کره‌های هم‌مرکز از آن حذف شد با مشاهدات نجومیِ [[بطلمیوس]] تقریباً در سازگاری کامل بود.
موفقیت این مدل تا حدود زیادی مدیون این اصل ریاضی است که هر تابعی (مثلاً تابع موقعیت یک سیاره) را می‌توان به صورت مجموعه‌ای از توابع دایره‌ای ([[سری فوریه|حالات فوریه]]) درآورد. سایر دانشمندان یونانی مانند فیلسوف [[مکتب فیثاغوری]]، فیلولائوس به این اصل رسیدند که در مرکز جهان یک آتش مرکزی قرار دارد که [[زمین]]، [[خورشید]]، [[ماه]] و سایر سیارات در حرکت دایره‌ای با سرعت یکنواخت به دور آن می‌چرخند.<ref>Boyer, C. (1968) [http://archive.org/details/AHistoryOfMathematics ''A History of Mathematics.''] Wiley, p. 54.</ref>

[[آریستارخوس ساموسی]]، اخترشناس یونانی، نخستین فرد شناخته‌شده‌ای است که مدلی [[نظریه خورشید مرکزی|خورشیدمرکزی]] برای جهان ارائه داد. اگرچه متون اصلی وی گم شده‌اند، اما [[ارشمیدس]] در کتاب «جدول اعداد ماسه» به این مدل اشاره کرده و نظریهٔ خورشیدمرکزی وی را توصیف می‌کند. ارشمیدس چنین می‌نویسد (ترجمه از متن انگلیسی):

<blockquote>
شما شاه گلون مستحضر هستید که جهان نامی است که بیشتر اخترشناسان برای کره‌ای برگزیده‌اند که مرکز آن مرکز زمین است و شعاع آن برابر طول خط مستقیمی است که از مرکز زمین به مرکز خورشید می‌رسد. همانگونه که از اخترشناسان به گوشتان رسیده است عقیدهٔ عموم بر این است. حال آنکه آریستارخوس کتابی بیرون داده است که شامل فرضیات مشخصی است که در آن به نظر می‌رسد در نتیجه فرض‌های صورت‌گرفته، جهان در حقیقت بسیار یزرگتر از «جهانی» است که پیشتر عرض کردم. فرضیات آن بر این است که ستارگان ثابت و خورشید حرکتی نداشته و زمین به دور خورشید و بر روی محیط یک دایره می‌گردد و خورشید در مرکز این مدار قرار دارد و کره ستارگان ثابت که در اطراف مرکز خورشید قرار گرفته‌اند به قدری بزرگ است که که دایره‌ای که بنا بر فرضیات وی زمین در آن به دور خورشید می‌گردد تنها کسر کوچکی از فاصلهٔ ستارگان ثابت است.
</blockquote>

آریستاخوس اعتقاد داشت که ستارگان بسیار دور هستند و به همین دلیل هیچ‌گونه [[اختلاف منظر|اختلاف منظری]] مشاهده نمی‌شود؛ یعنی ستارگان هنگامی که زمین به دور خورشید می‌گردد هیچ حرکتی نسبت به یکدیگر ندارند. ستارگان در واقع از آنچه به‌طور عمومی در دوران باستان می‌پنداشتند، بسیار دورتر هستند و به همین دلیل اختلاف‌منظر ستاره‌ای تنها با ابزارهای دقیق قابل اندازه‌گیری است. در آن دوران مدل زمین-مرکز که با اختلاف‌منظر سیاره‌ای همخوانی داشت را به‌عنوان توضیحی برای علت عدم مشاهدهٔ اختلاف‌منظر ستاره‌ای در نظر می‌گرفتند. آنچنانکه از ظواهر برمی‌آید مدل خورشید-مرکز قویاً رد شده بود، چنانچه در پاراگرافی از [[افلاطون]] چنین آمده است:

<blockquote>
[[کلئانتس]] [یکی از فیلسوفان هم‌دوره آریستارخوس و سردسته [[رواقی‌گری|رواقیون]]] فکر می‌کرد که وظیفه یونانی‌ها این بود که آریستارخوس ساموسی را به اتهام حرمت‌شکنی از طریق نسبت دادن حرکت به قلب جهان [زمین] محاکمه نمایند… او فکر می‌کند که آسمان ثابت است و زمین در مسیر دایره‌ای می‌گردد و هم‌زمان به دور محور خویش نیز می‌چرخد.
</blockquote>
[[پرونده:Flammarion.jpg|بندانگشتی|حکاکی فلاماریون، پاریس ۱۸۸۸]]
تنها نام شناخته شده دیگر از اخترشناسانی که از مدل خورشید-مرکز آریستارخوس حمایت نمود، [[سلوکوس سلوکیه‌ای]] است که اخترشناسی [[یونانی‌گرایی|یونانی‌گرا]] (هلنیست) بود.<ref>{{یادکرد ژورنال|پیوند نویسنده=اتو نویگباوئر|نویسنده=Neugebauer, Otto E. |سال=1945|عنوان=The History of Ancient Astronomy Problems and Methods|ژورنال =Journal of Near Eastern Studies|دوره =4|شماره =1|صفحه = 1–38|گفتاورد=سلوکوس [[کلده (تمدن بابل)|کلده‌ای]] از سلوکیه|jstor=595168|doi=10.1086/370729}}</ref><ref>{{یادکرد ژورنال|پیوند نویسنده=جرج سارتن|سال=1955|نویسنده=Sarton, George |عنوان=Chaldaean Astronomy of the Last Three Centuries B. C|jstor=595168|ژورنال =Journal of the American Oriental Society|دوره =75|شماره =3|صفحه = 166–173 (169)|گفتاورد=نظریه خورشید-مرکزی که توسط آریستارخوس ساموسی ابداع شد، یک قرن بعد هنوز توسط سلوکوس بابلی دفاع می‌شد|doi=10.2307/595168}}</ref><ref>William P. D. Wightman (1951, 1953), ''The Growth of Scientific Ideas'', Yale University Press p. 38, where Wightman calls him [[سلوکوس سلوکیه‌ای|Seleukos]] the [[کلده (تمدن بابل)|Chaldea]]n.</ref>
بنا بر نظر [[پلوتارک]]، سلوکوس نخستین کسی بود که مدل خورشید-مرکز را از راه استدلال اثبات نمود اما چگونگی استدلالش مشخص نیست. احتمالاً استدلال سلوکوس مرتبط با پدیدهٔ [[جزر و مد]] بوده است.<ref>[[لوچیو روسو|Lucio Russo]], ''Flussi e riflussi'', Feltrinelli, Milano, 2003, {{ISBN|88-07-10349-4|en}}.</ref>
به نظر [[استرابو]]، سلوکوس نخستین کسی بود که بیان نمود جزر و مد ناشی از جاذبه ماه است و ارتفاع آن به موقعیت نسبی ماه به خورشید بستگی دارد.<ref>[[#Bartel|Bartel]], p. 527</ref> احتمال دیگر آن است که سلوکوس نظریه خورشید-مرکز را با استفاده از تعیین ثوابت یک مدل هندسی برای این نظریه و ابداع روش‌هایی برای محاسبه موقعیت سیارات با استفاده از این مدل، اثبات نموده بود، همانند کاری که [[کوپرنیک]] در قرن شانزدهم انجام داد.<ref>[[#Bartel|Bartel]], pp. 527–9</ref>
در خلال [[قرون وسطی]] مدل‌های خورشید مرکز توسط [[آریابهاتا]]، اخترشناس هندی<ref>[[#Bartel|Bartel]], pp. 529–34</ref> و همچنین [[ابوسعید سجزی]] و [[ابومعشر بلخی]]،<ref>[[#Bartel|Bartel]], pp. 534–7</ref> [[اخترشناسی در سده‌های میانه اسلامی|اخترشناسان ایرانی]] نیز پیشنهاد شده‌اند.<ref name=Nasr>{{یادکرد کتاب |نام خانوادگی =Nasr |نام=Seyyed H. |پیوند نویسنده=سید حسین نصر ||عنوان=An Introduction to Islamic Cosmological Doctrines |ویرایش=2nd |ناشر =1st edition by [[انتشارات دانشگاه هاروارد|Harvard University Press]], 2nd edition by [[انتشارات دانشگاه ایالتی نیویورک|State University of New York Press]] |isbn=0-7914-1515-5 |صفحه =135–6}}</ref>

[[پرونده:ThomasDiggesmap.JPG|بندانگشتی|راست|[[نظریه مرکزیت کوپرنیک|مدل کوپرنیکیِ جهان]] از [[توماس دیگز]] در سال ۱۵۷۶، با این اصلاح که ستارگان دیگر در یک کره قرار نمی‌گیرند، بلکه به‌طور یکنواختی در فضایی که سیارات را دربرمی‌گیرد پخش شده‌اند.]]

مدل ارسطویی تقریباً به مدت تقریباً دو هزاره مورد پذیرش [[جهان غرب]] بود تا اینکه کوپرنیک نظریهٔ آریستارخوس را احیا کرد و بیان نمود که داده‌های نجومی با فرض چرخش زمین به دور خود و با فرض قرارگرفتن خورشید در مرکز جهان همخوانی بهتری دارد.

{{نقل قول۲|left|خورشید در مرکز می‌آرمد. چه کسی می‌تواند این فانوس یک معبد بسیار زیبا را در جای دیگر و بهتری از اینجا قرار دهد که از آن بتواند همه‌چیز را هم‌زمان روشنایی بخشد؟|نیکلاس کوپرنیک|فصل ۱۰ از جلد اول «گردش افلاک آسمانی» (۱۵۴۳)}}

چنان‌که خود کوپرنیک اشاره می‌کند ایده [[حرکت وضعی زمین|چرخش زمین]]، ایده‌ای بسیار کهن است که دست‌کم به [[فیلولائوس]] (۴۵۰ پیش از میلاد)، [[هراکلیدس پونتیکوس]] (۳۵۰ پیش از میلاد) و [[اکفانتوس]] برمی‌گردد. یک قرن پیش از کوپرنیک نیز یک دانش‌پژوه مسیحی به نام [[نیکلاس کوسا|نیکلاسِ کوسا]] نیز در کتاب «نادانی فراگرفته شده» (۱۴۴۰) خود پیشنهاد داد که زمین به دور محور خویش می‌چرخد.<ref>[[#Misner|Misner, Thorne and Wheeler]], p. 754.</ref>
[[ابوسعید سجزی]] نیز چنین پیشنهادی را مطرح نمود.<ref>{{cite book|title=Science in the Quran|volume=1|publisher=Malik Library|first=Ema Ākabara|last=Ālī|page=218}}</ref> نخستین شواهد تجربی برای چرخش زمین به دور خود با استفاده از پدیدهٔ [[دنباله‌دار]]ها توسط [[خواجه نصیرالدین طوسی]] (۱۲۰۱–۱۲۷۴) و [[ملا علی قوشچی]] (۱۴۰۳–۱۴۷۴) ارائه شد.<ref>{{Citation|last=Ragep|first=F. Jamil|year=2001|title=Tusi and Copernicus: The Earth's Motion in Context|journal=Science in Context|volume=14|issue=1–2|pages=145–63|doi=10.1017/s0269889701000060}}</ref>

این کیهان‌شناسی از جانب [[اسحاق نیوتن]]، [[کریستیان هویگنس]] و دانشمندان آتی مورد پذیرش قرار گرفت.<ref name = "Misner-p755">[[#Misner|Misner, Thorne and Wheeler]], p. 755–756.</ref>
ادموند هالی(۱۷۲۰)<ref name=m756>[[#Misner|Misner, Thorne and Wheeler]], p. 756.</ref> و ژان-فیلیپ دو چساکس (۱۷۴۴)<ref>{{یادکرد کتاب|نویسنده= de Cheseaux JPL|سال = 1744|عنوان = Traité de la Comète|ناشر = Lausanne|صفحه = 223ff|پیوند نویسنده= ژان فیلیپ دو شزو}}. Reprinted as Appendix II in {{یادکرد کتاب|نویسنده= Dickson FP|سال = 1969|عنوان = The Bowl of Night: The Physical Universe and Scientific Thought|ناشر = M.I.T. Press|location = Cambridge, MA|isbn = 978-0-262-54003-2}}</ref> هریک به‌طور جداگانه اشاره نمودند که فرضیه یک فضای بی‌نهایت که به‌طور یکنواخت از ستارگان پر شده است به این می‌انجامد که آسمان شب باید به روشنی خود خورشید باشد. این موضوع در قرن نوزدهم با نام [[پارادوکس اولبرس]] شهرت یافت.<ref>{{یادکرد ژورنال|نویسنده= Olbers HWM|سال = 1826|عنوان = Unknown عنوان|ژورنال = Bode's Jahrbuch|دوره = 111|پیوند نویسنده= هاینریش ویلهلم ماتیاس البرس}}. Reprinted as Appendix I in {{یادکرد کتاب|نویسنده= Dickson FP|سال = 1969|عنوان = The Bowl of Night: The Physical Universe and Scientific Thought|ناشر = M.I.T. Press|location = Cambridge, MA|isbn = 978-0-262-54003-2}}</ref>
نیوتن باور داشت که یک فضای بی‌نهایت که به‌طور یکنواخت از ماده پر شده باشد باعث می‌شود که نیروهای بی‌نهایت و ناپایداری‌ها سبب می‌گردد که ماده تحت نیروی گرانش خود به درون خرد شود.<ref name = "Misner-p755"/> این ناپایداری در سال ۱۹۰۲ با معیار [[ناپایداری جینز]] روشن شده بود.<ref>{{یادکرد ژورنال|نام خانوادگی۱=Jeans |نام۱= J. H. |سال=1902| عنوان = The Stability of a Spherical Nebula|ژورنال = Philosophical Transactions of the Royal Society A| دوره =199| صفحه = 1–53 |شماره =312–320|doi = 10.1098/rsta.1902.0012|bibcode = 1902RSPTA.199....1J|jstor=90845|پیوند=http://web.archive.org/web/20110720075626/http://maeresearch.ucsd.edu/~cgibson/Documents2007/PapersAList%20copy/MiscellaneousPapers/Jeans1902.pdf|format=PDF|بازبینی=2011-03-17}}</ref>
یک پاسخ ممکن به این پارادوکس‌ها [[کارل شارلیه|گیتی شارلیه]] است که در آن ماده به صورت سلسله‌مراتبی و به شکل [[فراکتال|فراکتالی]] تنظیم شده است، به گونه‌ای که چگالی گیتی آنقدر اندک است که قابل صرفنظر کردن است. چنین مدل کیهانی پیش از این در سال ۱۷۶۱ توسط [[یوهان هاینریش لمبرت]] نیز پیشنهاد شده بود.<ref name=r196/><ref>[[#Misner|Misner, Thorne and Wheeler]], p. 757.</ref>
مهم‌ترین پیشرفت اخترشناسی در قرن هجدهم کشف [[سحابی]]‌ها توسط [[توماس رایت]] و [[ایمانوئل کانت]] و دیگران بود.<ref name=m756/>

در سال ۱۹۱۹ وقتی که [[رصدخانه کوه ویلسون|تلسکوپ هوکر]] ساخته‌شد، دیدگاه غالب این بود که کل جهان تنها کهکشان راه شیری است. با استفاده از تلسکوپ هوکر، [[ادوین هابل]] [[متغیر دلتا قیفاووسی|متغیرهای دلتا قیفاووسی]] را در کهکشان‌های مارپیچی شناسایی کرده‌بود و در ۱۹۲۲–۱۹۲۳ ثابت نمود که [[کهکشان زن برزنجیر|سحابی زن برزنجیر]] و [[ان‌جی‌سی ۶۰۴]] کهکشان‌های کاملی خارج از کهکشان ما هستند و در نتیجه ثابت کرد که جهان از چندین کهکشان تشکیل شده است.<ref name="SharovNovikov1993">{{cite book|last1=Sharov|first1=Aleksandr Sergeevich|last2=Novikov|first2=Igor Dmitrievich|title=Edwin Hubble, the discoverer of the big bang universe|url=https://books.google.com/books?id=ttEwkEdPc70C&pg=PA34|access-date=December 31, 2011|date=1993|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-41617-7|page=34}}</ref>

دوران نوین [[کیهان‌شناسی فیزیکی]] از سال ۱۹۱۷ و از زمانی آغاز شد که [[آلبرت اینشتین]] نظریه [[نسبیت عام]] خود را برای نخستین بار برای مدل کردن ساختار و دینامیک گیتی به کار برد.<ref name="einstein_1917">{{یادکرد ژورنال|نام خانوادگی = Einstein|نام= A|پیوند نویسنده= آلبرت اینشتین|سال = 1917|عنوان = Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie|series = 1917|ژورنال = Preussische Akademie der Wissenschaften, Sitzungsberichte|دوره = (part 1)|صفحه = 142–152}}</ref>
{{سراسرنما|Observable_Universe_Logarithmic_Map_(horizontal_layout_english_annotations).png|2250px|نقشه جهان قابل مشاهده با برخی از اجرام نجومی مهم شناخته‌شده. مقیاس طول آن به صورت نمایی به سمت راست افزایش می‌یابد. اجرام آسمانی بزرگتر نمایش داده شده‌اند تا شکل آنها مشخص باشد.}}

== جستارهای وابسته ==
{{درگاه|اخترشناسی|فضا}}
{{Div col|colwidth=20em}}
* [[کیهان]]
* [[کیهان‌شناسی فیزیکی]]
* [[کیهان‌شناسی دینی]]
* [[کیهان‌شناسی غیراستاندارد]]
* [[کیهان‌گاه‌شناسی هسته‌ای]]
* [[مه‌بانگ]]
* [[نسبیت عام]]
* [[گاه‌شمار لگاریتمی جزیی]]
* [[گاه‌شمار جهان]]
* [[گاه‌شمار آینده بسیار دور]]
* [[هزاره سوم (میلادی)|گاه‌شمار آینده نزدیک]]
* [[تقویم کیهانی]]
* [[آینده یک جهان منبسط‌شونده]]
* [[مرگ گرمای کیهان|مرگ گرمایی کیهان]]
* [[لاته کیهانی]]
* [[موقعیت زمین در جهان]]
* [[خلاء کاذب]]
* [[پژوهش همگذاری کهکشان و جرم]]
* [[پروژه ایلاستریس]]
* [[چندجهانی (نظریه مجموعه‌ها)]]
* [[تاریخچه مرکز جهان]]
* [[پان‌اسپرمیا]]
* [[زمین سیاره بی‌همتا (فرضیه)| فرضیه زمین بی‌همتا]]
* [[جهان با انرژی صفر]]
{{div col end}}

== یادداشت‌ها ==
{{یادداشت}}

== پانویس ==
{{پانویس|چپ‌چین=بله|۲}}

== منابع ==
{{چپ‌چین}}
* {{cite journal|last = Bartel | first=Leendert van der Waerden |author-link = Bartel Leendert van der Waerden|date = 1987|title = The Heliocentric System in Greek, Persian and Hindu Astronomy|doi = 10.1111/j.1749-6632.1987.tb37224.x|bibcode = 1987NYASA.500..525V|journal = Annals of the New York Academy of Sciences|volume = 500|issue = 1| pages = 525–45 | s2cid=222087224}}
* {{cite book|date = 1975|title= The Classical Theory of Fields (Course of Theoretical Physics)|volume= 2 |edition = revised 4th English|publisher=Pergamon Press|location=New York|isbn=978-0-08-018176-9|pages=358–97|name-list-style = vanc|last1=Landau|first1=Lev|last2 = Lifshitz|first2 = E.M.|author-link1 = Lev Landau|author-link2 = Evgeny Lifshitz |title-link= Course of Theoretical Physics}}
* {{cite book|last1=Liddell | first1=H. G.|last2=Scott | first2=R.|name-list-style=amp |title=A Greek-English Lexicon|url=https://archive.org/details/greekenglishlexi0000lidd_y0v2 |publisher=Oxford University Press|isbn= 978-0-19-864214-5 | date=1968}}
* {{cite book|title = Gravitation|location = San Francisco|publisher = W. H. Freeman|date = 1973|isbn = 978-0-7167-0344-0|pages = [https://archive.org/details/gravitationphysi00misn/page/n722 703]–816|author1=Misner|author2=C.W.|author3 = Thorne|author4 = Kip|author5 = Wheeler|author6 = J.A.|author-link1 = Charles W. Misner|author-link3 = Kip Thorne|author-link5 = John Archibald Wheeler|title-link = Gravitation (book)}}
* {{cite book | title=An Introduction to the Science of Cosmology | first1=D. J. | last1=Raine | first2=E. G. | last2=Thomas | year=2001 | publisher=Institute of Physics Publishing}}
* {{cite book|author = Rindler, W.|date = 1977|title = Essential Relativity: Special, General, and Cosmological|url = https://archive.org/details/essentialrelativ00rind_279|publisher = Springer Verlag|location = New York|isbn = 978-0-387-10090-6|pages = [https://archive.org/details/essentialrelativ00rind_279/page/n205 193]–244|author-link = Wolfgang Rindler}}
* {{cite book |edition=2nd |editor-first=Martin |editor-last=Rees |date=2012 |title=Smithsonian Universe |url=https://archive.org/details/universe0000unse_f2g0 |location=London |publisher=Dorling Kindersley |isbn=978-0-7566-9841-6}}
{{پایان چپ‌چین}}

{{کیهان‌شناسی}}
{{جایگاه کره زمین}}
{{طبیعت}}
{{نیروهای بنیادی}}
{{ستاره‌شناسی اسلامی}}
{{موضوعات کیهان‌شناسی}}
{{داده‌های کتابخانه‌ای}}

[[رده:گیتی| ]]
[[رده:جای‌ها]]
[[رده:کیهان‌شناسی فیزیکی]]
[[رده:محیط زیست‌ها]]
[[رده:مفهوم‌ها در اخترشناسی]]
[[رده:مقاله‌های موضوعات اصلی]]
[[رده:نوشتارهای صوتی]]