Einsteinova všeobecná teória relativity, ktorá sa v tej dobe rozvíjala, nedovoľovala statické riešenia (to znamená, že vesmír sa musel buď rozpínať alebo scvrkávať). Tento výsledok považoval sám Einstein za chybný a snažil sa ho opraviť pridaním kozmologickej konštanty. Aplikovanie všeobecnej teórie relativity sa podarilo Alexanderovi Friedmanovi, ktorého rovnice opisujú Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker-ov vesmír.

V roku 1929 našiel Edwin Hubble experimentálne dôkazy, ktorými odôvodnil Lemaîtreovu teóriu. Hubble tiež v roku 1913 zistil, že galaxie sa od seba vzďaľujú. Použitím meraní červeného posunu Hubble zistil, že ďaleké galaxie sa vzďaľujú vo všetkých smeroch rýchlosťami (vzhľadom na Zem) priamo úmernými od ich vzdialenosti, čo je známe ako Hubbleov zákon. Keďže galaxie sa vzďaľovali, naznačilo to dve rôzne možnosti. Prvá z nich, vytvorená a obhajovaná Georgeom Gamowom bola, že vesmír začal v konečnom čase v minulosti a odvtedy sa neustále rozpína. Druhou bol model steady state ("nemenného stavu"), vypracovaný Fredom Hoyleom. Podľa tohto modelu by sa pri vzďaľovaní galaxií tvorila nová hmota a vesmír by v ľubovoľnom bode času vyzeral tak isto. Po niekoľko rokov boli obe tieto protichodné teórie podporované rovnakou mierou. Avšak v prechodnom období priniesli údaje z pozorovaní dôkazy, ktoré dodali zdrvujúcu podporu práve teórii Veľkého tresku, ktorá sa od polovice 60. rokov 20. storočia považuje za najlepšiu dostupnú teóriu vzniku a vývinu vesmíru.

Prakticky všetka teoretická práca v kozmológii zahŕňa rozširovanie a vylepšovanie základnej teórie Veľkého tresku. Veľká časť tejto práce sa zameriava na porozumenie ako sa v kontexte Veľkého tresku formujú galaxie, porozumenie toho, čo sa pri Veľkom tresku stalo a zlučovanie pozorovaní s teóriou. Ku koncu 90. rokov 20. storočia a na začiatku 21. storočia sa dosiahol veľký pokrok v teórii vďaka dôležitému pokroku v technológii ďalekohľadov v spojení s obrovským množstvom satelitných údajov napr. zo satelitov COBE a WMAP. Tieto údaje umožnili astronómom spočítať mnoho parametrov Veľkého tresku s lepšou presnosťou a poskytli dôležité neočakávané zistenie, podľa ktorého sa rozpínanie vesmíru zrýchľuje.


Stručný prehľad

Na základe meraní rozpínania vesmíru použitím supernov typu Ia, meraní vlastností kozmického mikrovlnného pozadia a meraní korelačných funkcií galaxií, je vek vesmíru 13,7 ± 0,2 miliardy rokov. Skutočnosť, že tieto tri nezávislé merania sa zhodujú, je považovaný za silný dôkaz pre takzvaný Lambda-CDM model, ktorý popisuje detailnú podstatu súčastí vesmíru. Raný vesmír bol homogénne a izotropne vyplnený vysoko energetickou hustotou. Približne 10-35 sekúnd po Planckovej epoche sa vesmír exponenciálne zväčšil počas obdobia nazývaného kozmická inflácia. Potom ako sa inflácia zastavila, materiálne súčasti vesmíru boli vo forme kvarkovo-gluónovej plazmy, v ktorej sa všetky častice hýbali relativisticky. Dosiaľ neznámym procesom vznikla baryogenéza (po anglicky baryogenesis), ktorá vytvorila dnes pozorovanú asymetriu medzi hmotou a antihmotou. Ako sa vesmír postupne zväčšoval, teplota sa zmenšovala, čo viedlo k ďalším procesom porušujúcim symetriu, ktoré sa prejavili ako známe fyzikálne sily a elementárne častice.

Tieto neskôr umožnili vznik atómov vodíku a hélia. Tomuto procesu sa hovorí nukleosyntéza Veľkého tresku. Vesmír sa ďalej ochladzoval, hmota sa prestala hýbať relativisticky a energia jej zvyšného objemu začala gravitačne dominovať nad žiarením. Asi po 100 000 rokoch sa žiarenie oddelilo od atómov a pokračovalo vesmírom z veľkej časti nerušene. Toto reliktové (zostatkové) žiarenie je kozmické mikrovlnné pozadie. Časom začali mierne hustejšie oblasti takmer rovnomerne rozloženej hmoty gravitačne rásť do ešte hustejších oblastí, vytvárajúc tak oblaky plynu, hviezdy, galaxie a ostatné astronomické štruktúry, ktoré dnes môžeme pozorovať. Detaily tohto procesu závisia od množstva a typu hmoty vo vesmíre. Tri možné typy sú známe ako studená temná hmota, horúca temná hmota a baryonická hmota. Najlepšie dostupné merania (zo satelitu WMAP) ukazujú, že dominantným typom hmoty vo vesmíre je studená temná hmota. Zvyšné dva typy hmoty predstavujú menej ako 20 % všetkej hmoty vo vesmíre.

Zdá sa, že dnešnému vesmíru dominuje záhadná forma energie známa ako temná energia alebo čierna hmota. Približne 70% celkovej energie dnešného vesmíru je v tejto forme. Táto súčasť zloženia vesmíru má schopnosť spôsobovať odklon rozpínania vesmíru z lineárnej závislosti rýchlosť – vzdialenosť, čím spôsobuje, že sa časopriestor na veľkých vzdialenostiach rozpína rýchlejšie ako sa očakávalo. Temná energia naberá podobu termínu kozmologickej konštanty v Einsteinových rovniciach poľa v teórii všeobecnej relativity, avšak podrobnosti jej stavovej rovnice a tiež vzťahu so štandardným modelom časticovej fyziky sa stále skúmajú z teoretickej roviny, ako aj pozorovaniami.