Alkuräjähdystä ja varhaisinta maailmankaikkeutta tarkastellaan paljolti hiukkasfysiikan standardimallin kautta. Se on kuitenkin puutteellinen kuvaus, koska standardimalli ei sisällä gravitaatiota. Paras gravitaatiota kuvaava malli on Albert Einsteinin 1915 julkaisema yleinen suhteellisuusteoria. Se on kulmakivi tutkittaessa maailmankaikkeuden kehittymistä ja laajenemista.

Yleinen suhteellisuusteoria selittää painovoiman siten, että se on avaruuden muodon ominaisuus. Teorian mukaan massa ja energia kaareuttavat avaruutta, ja kappaleet kulkevat tässä kaareutuneessa avaruudessa suoraviivaisesti. Havaitsijan näkökulmasta rata voi kuitenkin olla kaareva. Ilmiö on sama kuin lentoreiteillä: suoraan Suomesta Japaniin kulkevan lentokoneen reitti näyttää tasokartalle piirrettynä kaarevalta. Avaruuden kaareutuminen vaikuttaa myös valon kulkuun, ja havaitsija näkee valon taittuvan massiivisten kohteiden lähellä. Kuvassa tällaisen kohteen takana olevasta galaksista peräisin oleva valo näyttää tulevan kohti havaitsijaa joka puolelta massiivista kohdetta. Ilmiötä kutsutaan gravitaatiolinssiksi.

Yleinen suhteellisuusteoria on osoittautunut erittäin toimivaksi. Se on selittänyt Merkuriuksen radan vaihtelut, joihin Newtonin painovoimalaki ei antanut selitystä. Se ennusti myös mustien aukkojen olemassaolon. Koska yleinen suhteellisuusteoria käsittelee avaruutta neliulotteisena aika-avaruutena, se ennustaa myös ajan kulumisen muuttuvan massakeskittymien lähellä, ja myös tämä ilmiö on kokeellisesti havaittu.

Kun yleistä suhteellisuusteoriaa sovelletaan maailmankaikkeuteen kokonaisuutena, puhutaan kosmologiasta. Teorian avulla voidaan ennustaa maailmankaikkeuden muoto, koko, menneisyys ja tulevaisuus, jos tunnetaan täsmälleen, mitä maailmankaikkeudessa on ja miten se tällä hetkellä laajenee. Havaintoaineisto on sen verran puutteellinen, että kaikkiin kysymyksiin ei ole vielä tarkkaa vastausta. Paras tieto maailmankaikkeudesta saadaan, kun yleisen suhteellisuusteorian yhtälöille etsitään ratkaisu, joka parhaiten sopii kaikkeen käytettävissä olevaan havaintoaineistoon maailmankaikkeuden nykytilanteesta ja historiasta. Käsitys tarkentuu, kun havaintoaineistoa saadaan lisää.

NYKYKÄSITYS MAAILMANKAIKKEUDESTA

Koko	äärellinen	93 miljardia ly (havaittava maailmankaikkeus)	ääretön
Muoto (kaareutuvuus)	positiivisesti kaareutunut (pallomainen)	kaareutumaton (tasainen)	negatiivisesti kaareutunut (satulapinnan tyyppinen)
Kehittyminen	kutistuva	muuttumaton	laajeneva

Muoto eli kaareutuvuus on neliulotteisen aika-avaruuden ominaisuus. Sitä voi yrittää hahmottaa miettimällä erimuotoisia kaksiulotteisia pintoja. Jos pinta on tasainen, sitä voi kulkea ikuisesti eteenpäin, jollei sillä ole äkkinäistä reunaa. Pallomaisella pinnalla kuljettaessa sen sijaan palaa ennen pitkää takaisin lähtöpaikkaansa, kuten maapallolla. Myös neliulotteinen aika-avaruus voisi olla pallomainen, vaikka ihmisaivojen onkin tätä hankala konkretisoida. Silloin eteenpäin kulkeva raketti palaisi ennen pitkää lähtöpisteeseensä. Nykytiedon mukaan näin ei ole.

Maailmankaikkeuden äärellisyys tai äärettömyys ei ole ratkaistavissa laajenemishavaintojen perusteella. Jos maailmankaikkeus olisi äärellinen, suoraan kulkevan valon pitäisi ennen pitkää saapua lähtöpisteeseensä (tai vaihtoehtoisesti maailmankaikkeudella olisi reuna, johon se loppuisi – tätä pidetään yleisesti epärealistisena vaihtoehtona). Hyvin pienessä maailmankaikkeudessa näkisimme siten oman selkämme katsoessamme eteenpäin. Mitään tällaista ilmiötä ei ole havaittu suuressakaan mittakaavassa.

Äärellisyyskeskustelussa on syytä erottaa kysymys maailmankaikkeuden ja havaittavissa olevan maailmankaikkeuden äärellisyydestä. Havaittavissa olevalla maailmankaikkeudella tarkoitetaan sen alueen kokoa, josta sähkömagneettinen säteily on ehtinyt saapua maapallolle maailmankaikkeuden olemassaolon aikana. Tämä alue on luonnollisesti äärellinen, koska maailmankaikkeuden ikä on äärellinen.

Pimeä energia ja maailmankaikkeuden laajeneminen

Maailmankaikkeuden laajenemisnopeus ei ole pysynyt historian aikana vakiona. Laajenemisnopeuden kehitystä voidaan arvioida tutkimalla, millä nopeudella eri ikäiset galaksit etääntyvät meistä. Kun laajenemisnopeuden kehitys tunnetaan, voidaan yleisen suhteellisuusteorian yhtälöistä ratkaista, millainen maailmankaikkeuden massa- ja energiasisältö tuottaa havaitun laajenemiskehityksen. Tiedämme, että energia voi esiintyä fotoneina, tai se voi olla sitoutuneena massaan. Nämä energiamuodot eivät kuitenkaan selitä havaitun kaltaista laajenemiskehitystä. Näyttää siltä, että suurin osa, n. 70 %, maailmankaikkeuden energiasisällöstä liittyy koko avaruuden täyttävään tuntemattomaan energiamuotoon, pimeään energiaan. Myös tämä energiamuoto on yleisen suhteellisuusteorian ennustama, mutta pitkään oletettiin, ettei sitä esiinny. Pimeästä energiasta ei ollut mitään havaintoja ennen 1990-lukua, jolloin mittausten perusteella saatiin tietoa avaruuden laajenemisen kiihtymisestä.

Pimeän energian luonteesta ei ole mitään käsitystä. Se on jotain, mikä täyttää koko maailmankaikkeuden tasaisesti. Pimeän energian määrä on siten suoraan verrannollinen maailmankaikkeuden kokoon. Koska muita energialajeja ei synny lisää, pimeän energian osuus kasvaa maailmankaikkeuden laajentuessa. Pimeä energia vaikuttaa yleisen suhteellisuusteorian yhtälöissä maailmankaikkeutta laajentavasti, joten sen osuuden kasvu kiihdyttää laajenemista entisestään. Nykyhavaintojen perusteella maailmankaikkeus on siten ikuisesti kiihtyvän laajenemisen tiellä.

Pimeä aine

Galakseista tuleva valo on peräisin tähdistä. Tähtien lisäksi galakseissa on planeettoja, asteroideja, komeettoja, kaasua, pölyä, neutronitähtiä, mustia aukkoja sekä tähtien ja planeettojen välimaastossa olevia ruskeita kääpiöitä. Nämä tunnetut kohteet tuottavat itse sähkömagneettista säteilyä, heijastavat säteilyä tai absorboivat sitä. Galaksin kirkkauden perusteella voidaan määrittää, kuinka suuri massa galaksissa on ainetta.

Kappaleet liikkuvat galaksissa gravitaation alaisena. Ne kiertävät galaksin keskustaa samalla tavalla kuin planeetat kiertävät tähtiä. Gravitaation alaisina kappaleiden ratanopeuteen vaikuttaa, miten massa on jakaantunut galaksissa, koska gravitaatiovoiman suuruus riippuu ympärillä olevasta massasta. Jos verrataan galaksin kirkkauden perusteella määritettyä massan jakaumaa tähtien liikkeen perusteella saatuun massajakaumaan, ne eivät vastaa toisiaan galaksin keskusalueen ulkopuolella, kuten alla oleva kuvaaja osoittaa. Galakseissa tulee olla gravitaatiovuorovaikutusta voimistavaa ainetta. Koska aineen olemusta ei tunneta, sitä kutsutaan pimeäksi aineeksi.

Pimeä aineen olemassaolo havaittiin jo 1930-luvulla. Pimeästä aineesta on karttunut todisteita eri ilmiöiden kautta, kuten galaksijoukkojen komponenttien liikkeestä, aineen liikkeestä galaksissa tai gravitaatiolinssi-ilmiöstä. Pimeän aineen määrä saadaan nykyään ennustettua parhaiten maailmankaikkeuden energiasisällöstä. Kuten aiemmin mainittiin, havaintojen perusteella 70 % on pimeää energiaa ja 30 % massaan sitoutunutta energiaa. Näkyvää ainetta ei kuitenkaan näy näin paljon, joten osa massasta on pimeää ainetta. Havaintojen perusteella pimeää ainetta on n. viisinkertainen määrä tuntemaamme aineeseen verrattuna. Toistaiseksi tiedetään, että pimeä aine on sellaista, joka ei vuorovaikuta tai vuorovaikuttaa hyvin heikosti sähkömagneettisen säteilyn kanssa. Se voi koostua uudentyyppisistä hiukkasista, joita etsitään hiukkaskiihdyttimillä, tai se voi olla jo tuntemaamme ainetta, josta emme ole saaneet havaintoja.