Maailmankaikkeuden alussa lämpötila oli niin suuri, etteivät elektronit pysyneet kiinni protoneissa, vaan alkeishiukkaset ovat liikkuneet vapaasti plasmassa. Lämpötilan laskiessa elektronit alkoivat pysyä protonien ympärillä, jolloin muodostuivat ensimmäiset yksinkertaiset atomit: vety, helium ja litium. Näiden keskinäiset suhteet on pystytty määrittämään ja ne sopivat hyvin yhteen alkuräjädysteorian ennusteiden kanssa.

Vetyatomit vetävät toisiian puoleensa gravitaation vaikutuksesta. Kun odotetaan riittävän kauan, kerääntyy vety massiivisiksi kaasupilviksi, joiden keskipistettä kohti kohdistuu suuri paine kaasumolekyylien gravitaatiovuorovaikutuksesta johtuen. Riittävän suuren paineen alla kaasu romahtaa tähdeksi, jonka keskellä paine ja lämpötila ovat tarpeeksi suuret fuusion käynnistymiselle.

Fuusiossa kaksi kevyttä atomiydintä muodostaa painavamman ytimen, vapauttaen samalla energiaa. Esimerkiksi kaksi vetyatomia voi muodostaa yhden heliumatomin. Prosessissa vapautuva energia säteilee tähdestä sähkömagneettisena säteilynä (ml. näkyvänä valona) ja aiheuttaa ulospäin suuntautuvan paineen (aivan kuten vetypommissa). Tämä fuusioreaktion aiheuttama tähden sisältä ulospäin suuntautuva säteilypaine tasapainottaa gravitaatiosta johtuvan sisäänpäin suuntautuvan paineen ja tähti jää onnellisena tuottamaan heliumia ja muita raskaampia alkuaineita niin kauan kuin fuusioon tarvittavaa polttoainetta, eli vetyä, riittää.

Vedystä muodostuu siis heliumia, joka jatkaa fuusioitumista muodostaen ensin berylliumia, sitten hiiltä ja muita raskaampia alkuaineita aina rautaan asti. Niin kauan kuin fuusioprosessi jatkuu, nämä aineet pysyvät tähtien sisällä, raskaimmat alkuaineet tähtien keskellä. Kun tähden polttoainevarasto ehtyy, se ei enää kykene tuottamaan ulospäin suuntautuvaa painetta ja tähti romahtaa oman painonsa alla. Mitä seuraavaksi tapahtuu, riippuu tähden koosta.

Mitä suurempi kaasupilvi on alunperin ollut, sitä massiivisempi on siitä muodostunut tähti. Tähden elinkaaren lopussa Auringon kokoiset ja sitä pienemmät tähdet (noin 97% galaksimme tähdistä) laajenevat ensin punaiseksi jättiläiseksi, jonka jälkeen ne kutistuvat valkoisiksi kääpiöiksi. Valkoisissa kääpiöissä ei enää tapahdu fuusioreaktiota, joten ne eivät säteile. Kääpiöiden säde on maan säteen luokkaa, vaikka massa on samaa suuruusluokkaa kuin Auringolla - ne ovat siis erittäin tiheitä.

Aurinkoa suuremmat tähdet voivat muodostaa romahtaessaan supernovan, jossa tähden keskustan romahtaessa syntyy riittävä paine ja lämpötila suurten ydinten fuusioitumiselle. Supernovat säteilevät erittäin kirkkaasti päivistä viikkoihin, jonka jälkeen suurin osa tähdessä olleesta energiasta on levinnyt ympäröivään avaruuteen aineena ja säteilynä. Supernovan eri vaiheissa syntyvät nykytiedon mukaan lähes kaikki rautaa raskaammat alkuaineet. Kaikkein raskaimpien atomien, kuten kullan ja uraanin uskotaan syntyneen neutronitähtien törmäyksissä.

Tähdestä riippuen supernovasta muodostuu joko neutronitähti tai musta aukko. (Joissain tapauksissa musta aukko voi muodostua myös suoraan tähden romahtaessa, ilman supernovan muodostumista.)

Tähden massan ollessa noin 10-20 kertaa Auringon massa syntyy neutronitähti: läpimitaltaan Helsingin kokoinen tähti, jonka massa on Auringon massan luokkaa. Neutronitähdet ovat siis äärimmäisen tiheitä ja koostuvat nimensä mukaisesti lähinnä neutroneista. Pienen säteensä vuoksi tyypillinen neutronitähti pyörii uskomattomalla nopeudella, jopa satoja kierroksia sekunnissa. Pyöriminen saa aikaan tähden ulkopuolelle voimakkaan magneettikentän, jonka voimme havaita siinä syntyvien radioaaltojen avulla. Pyöriminen aiheuttaa signaaliin jaksollisuutta, jonka vuoksi signaali saapuu meille säännöllisinä pulsseina - tämän vuoksi pyöriviä neutronitähtiä kutsutaan pulsareiksi.

Massiivisimmat tähdet muodostavat romahtaessaan mustan aukon, eli kappaleen, josta valokaan ei pääse karkaamaan. Niiden luonnetta on helpointa ymmärtää ajattelemalla gravitaatiota.

Gravitaatio vaikuttaa kaiken energian välillä, siis myös valo kokee gravitaatiovuorovaikutuksen: kulkiessaan massiivisen objektin ohi valon kulkusuunta kääntyy objektia kohden. Jos vuorovaikutus on riittävän voimakas, kääntyy valon kulku niin voimakkaasti, että sen rata päätyy väistämättä törmäämään objektiin. Normaalisti valo osuisi kappaleen pintaan, mutta jos vetovoiman aiheuttaja on riittävän tiheä (vielä neutronitähteäkin tiheämpi), katoaa valo meidän näkyvistämme jo ennen pintaan osumista.

Objekti, josta valokaan ei pääse "karkuun" näkyy sen ulkopuolella oleville havaitsijoille mustana (sillä sieltä ei tule valoa) ja kutsumme sitä mustaksi aukoksi. Alue, josta valoa ei tule, on nimeltään "tapahtumahorisontti". Tämän horisontin taakse emme näe, eikä meillä siten ole varmaa tietoa siitä, minkälainen maailma sen takana piilee.

Maa kiertää Aurinkoa, sillä niiden välinen gravitaatiovuorovaikutus pitää maan ympyräradalla. Aurinkokunta puolestaan kiertää galaksimme "Linnunradan" keskipistettä (samasta syystä). Maa kiertää itseään massiivisempaa Aurinkoa, mutta mitä Aurinko sitten kiertää?

Linnunradan keskipisteessä on supermassiivinen musta aukko, Sagittarius A*, joka pääsi uutisiin keväällä 2019, kun siitä saatiin muodostettua ensimmäinen kuva. (https://www.nature.com/articles/d41586-019-01155-0) Sagittarius A*:n massaksi on arvioitu noin 4 miljoonaa kertaa Auringon massa ja sen tapahtumahorisontin säde on noin puolet Aurinkokuntamme säteestä. Tällaisen mustan aukon lähellä gravitaatiovuorovaikutus on erittäin voimakas, joten tutkimalla kappaleiden liikkeitä sen ympärillä saadaan arvokasta tietoa voimakkaiden gravitaatiokenttien ominaisuuksista.

Kaikki aine, jonka pystymme näkemään, pystytään kuvaamaan erittäin hyvin jo mainituilla malleilla. On kuitenkin havaittu, että maailmankaikkeudessa täytyy olla myös sellaisia asioita, joita emme näe "normaalilla tavalla" eli valon avulla. Ainetta, joka ei heijasta valoa, mutta jonka aiheuttaman gravitaatiovuorovaikutuksen olemme pystyneet mittaamaan, kutsutaan pimeäksi aineeksi.

Emme tiedä mistä pimeä aine koostuu, mutta useat havainnot tukevat sen olemassaoloa:

1. Tarkastelemalla galaksien pyörimistä on huomattu, että näkyvä aine ei pysty selittämään kaukana galaksien keskipisteistä liikkuvien aurinkokuntien nopeutta. Pimeän aineen ottaminen mukaan laskuihin auttaa selittämään havaitut nopeudet.

2. Mittaamalla valon kaareutumista massakeskittymien ympärillä, esimerkiksi käyttämällä niin kutsuttua gravitaatiolinssi-ilmiötä, voidaan arvioida massan määrää galakseissa. Jälleen tarvitaan pimeää ainetta selittämään havaitun massan määrä.

3. On tehty yksittäisiä havaintoja, joissa kaksi galaksia törmäävät toisiinsa. Kun mitataan galaksien näkyvän aineen paikkaa ja galaksin kohdalla olevaa gravitaatiovuorovaikutuksen voimakkuutta, nähdään että galaksien törmätessä näkyvä aine hidastuu kuten törmäyksessä kuuluukin, mutta galaksien gravitaatiokeskittymät jatkavat häiriöttä eteenpäin. Paras selitys tälle on erittäin heikosti vuorovaikuttava pimeä aine, joka ei siis juurikaan "törmää" galaksien törmätessä.

Lue lisää: https://en.wikipedia.org/wiki/Bullet_Cluster

Näiden havaintojen perusteella pimeää ainetta arvioidaan olevan noin viisi kertaa enemmän kuin näkyvää ainetta. Koska se tuntee gravitaatiovuorovaikutuksen, on pimeä aine keskittynyt samoihin paikkoihin kuin näkyvä aine eli galaksien ympärille. Erilaisia ehdokkaita pimeälle aineelle on ehdotettu useita. Esimerkiksi neutriinot ja valkoiset kääpiöt ovat kummatkin olleet aikoinaan esillä, mutta nykyään tiedetään, ettei kummankaan massa riitä selittämään havaittua pimeän aineen määrää.