Einstein sovelsi yleisen suhteellisuusteorian yhtälöitä koko maailmankaikkeuteen. Yleinen suhteellisuusteoria kykenee ennustamaan maailmankaikkeuden muodon, koon, menneisyyden ja tulevaisuuden. Ratkaisu ei kuitenkaan ole yksikäsitteinen, vaan vaihtoehtoja on useita. Maailmankaikkeuden muotoa, historiaa ja kehitystä tutkivaa fysiikan osa-aluetta kutsutaan kosmologiaksi.

Maailmankaikkeuden vaihtoehtoiset ominaisuudet

Koko	äärellinen	ääretön
Kaarevuus	positiivinen (pallomainen)	nolla (tasainen)	negatiivinen (satulapinnan tyyppinen)
Kehittyminen	kutistuva	muuttumaton	laajeneva

Taulukon ominaisuuksien yhdistelmistä muodostuu erilaisia maailmankaikkeuksia, jotka suhteellisuusteoria mahdollistaa. Maailmankaikkeus voi olla äärellinen tai ääretön. Sillä on myös muoto, eli kaarevuus. Positiivisesti kaareutunutta maailmankaikkeutta, jolla ei ole reunaa, sanotaan pallomaiseksi. Maailmankaikkeuden muoto olisi kuin maapallolla, jonka ympäri kuljettaessa palattaisiin takaisin lähtöpisteeseen (tosin maailmankaikkeuden laajenemisnopeus voi estää tämän tapahtumasta). Pallomainen maailmankaikkeus on suljettu. Negatiivisesti kaareutunut maailmankaikkeus on avoin, ja kaareutuminen tapahtuu päinvastaisesti pallomaiseen maailmankaikkeuteen verrattuna. Negatiivisesti kaareutunut maailmankaikkeus kuvataan satulan muotoiseksi. Tasainen maailmankaikkeus on edellisten välissä, eikä sillä ole kaarevuutta lainkaan.

Maailmankaikkeus voi olla kutistuva, muuttumaton tai laajeneva. Massan jakaantuminen maailmankaikkeudessa on tekijä, joka vaikuttaa maailmankaikkeuden kehitykseen. Jos maailmankaikkeudessa on riittävän tiheästi massaa, voi gravitaatiovuorovaikutus pysäyttää laajenemisen. Kun laajeneminen pysähtyy, romahtaa maailmankaikkeus kasaan, eli kutistuu. Maailmankaikkeus voi myös laajeta ikuisesti tai olla muuttumaton, kuten sata vuotta sitten ajateltiin.

Yleisen suhteellisuusteorian syntyessä 1900-luvun alussa käsitettiin maailmankaikkeus muuttumattomaksi, johon kuului vain oma galaksimme, Linnunrata. Yleisen suhteellisuusteorian ratkaisut eivät sallineet sellaista ilman tyhjiöenergiaa, kosmologista vakiota. Einstein lisäsi tämän vakion mahdollistaakseen muuttumattoman maailmankaikkeuden. Runsas vuosikymmen kosmologisen vakion lisäämisen jälkeen Edwin Hubble havaitsi v. 1929 Linnunradan ulkopuolella olevan toisia galakseja. Hubble havaitsi lisäksi galaksien etääntyvän meistä sitä nopeammin, mitä kauempana ne ovat. Havainto tulkittiin maailmankaikkeuden laajenemiseksi.

Maailmankaikkeudesta ja sen historiasta on kertynyt havaintoaineistoa, jota voidaan hyödyntää sen kehityksen selvittämisessä. Mitä kauemmas maailmankaikkeudessa katsoo, sitä kauemmas näkee menneisyyteen. Näemme kaukaiset kohteet sellaisina kuin ne olivat meidät nyt saavuttavan valonsäteen lähtiessä kohteestaan. Esimerkiksi viiden miljardin valovuoden päässä oleva kohde näkyy sellaisena kuin se oli viisi miljardia vuotta sitten. Näistä havainnoista on voitu päätellä, millä nopeudella maailmankaikkeus laajenee nykyhetkellä, sekä millä nopeudella se on laajentunut aiemmin.

Yllättävä havainto 1990-luvulla oli, että maailmankaikkeuden laajeneminen kiihtyy. Tärkeimpänä havaintoaineistona toimivat supernovamittaukset, joissa on havainnoitu aina samalla tavalla tapahtuvia tyypin Ia supernovia. Niistä saapuva valo näyttää erilaiselta sen mukaan, millä tavoin maailmankaikkeus on laajentunut valon kulkemisen aikana. Aivan kuten etääntyvän ambulanssin ääni kuulostaa Dopplerin ilmiön takia matalammalta, meistä etääntyvästä lähteestä tulevan valon aallonpituus venyy, ja valo näyttää punaisemmalta. Tutkimalla eri etäisyyksillä olevien supernovien punasiirtymiä voidaan laskea, kuinka nopeasti maailmankaikkeus on laajentunut missäkin vaiheessa. Toinen merkittävä aineisto on kosminen mikroaaltotaustasäteily, joka on peräisin vain 380 000 vuoden ikäisestä maailmankaikkeudesta. Tuona ajankohtana elektronit ja atomiytimet yhdistyivät atomeiksi, ja valo pääsi ensimmäisen kerran kulkemaan maailmankaikkeudessa vapaasti.

---

Vasemmalla uusin, ESAn Planck-luotaimen ottama kuva kosmisesta taustasäteilystä. © ESA and the Planck Collaboration
Oikealla eri tavoin havaitsijaan nähden liikkuvasta tähdestä mitattu absorptiospektri. Loittonevan tähden spektriviivat siirtyvät pitkäaaltoisempaan, punaisempaan valoon päin.