Zachodniopomorski Uniwersytet Technologiczny w Szczecinie
Jesteśmy tu, by badać Wszechświat, więc prawa Wszechświata muszą dopuszczać nasze istnienie.  Abyśmy mogli narodzić się i żyć, musiały umrzeć miliardy, dziesiątki miliardów, a nawet setki miliardów gwiazd.  Naszą krwią jest żelazo, naszymi kośćmi wapń, za każdym razem, gdy wdychamy powietrze, nasze płuca wypełnia tlen – wszystkie te pierwiastki powstały w tyglach gwiazd, które zniknęły na długo przedtem, zanim narodziła się Ziemia. Ci z nas, którzy są romantykami mogą myśleć, że są zbudowani z gwiezdnego pyłu.  Cynicy być może uznają, że są odpadami jądrowymi.
  
Z biologicznego punktu widzenia jesteśmy organizmami przenoszącymi geny.  Rzecz jasna genów nie widać, istnieją tylko w naszych ciałach, które noszą je w jądrze każdej komórki, ale kopiują same siebie w procesie reprodukcji i w ten sposób, replikując się, trwają.  Oczywiście same geny nie trwają – są cząstkami skazanymi na uleganie rozkładowi i na unicestwienie –  jak wszystko, co organiczne - trwa informacja, której są nośnikami.  Replikacja jest procesem, który pozwala genom potomków otrzymać w części informacje pochodzącą od genów każdego z rodziców oraz wprowadzać losowe zmiany do przekazywanej informacji.  W efekcie po wielu pokoleniach, patrząc zbiorowo, potomkowie są lepiej przystosowani od swoich przodków. Jeśli to prawda to w biologii może zachodzić projekt funkcjonalny (służący określonej praktycznej funkcji) – bez projektanta, który za nim stoi. Tego, że ewolucja nie szuka – napędzana zamysłem – rozwiązań problemów istot żyjących... ale jest znajduje "testując" wiele przypadkowych rozwiązań. A jak to się dzieje, że natura tworzy projekt biologiczny, nie stawiając go sobie za cel? Rozumowanie jest bardzo proste. W każdym pokoleniu rodzi się więcej osobników, niż jest w stanie się wyżywić owocami natury. Nieuniknionym rezultatem jest walka o przetrwanie, w której zwyciężają najlepsi (najlepiej przystosowani do ekosystemu); ich dzieci odziedziczą cechy rodziców, i w ten sposób każe kolejne pokolenie będzie czynić postępy w sposób niezauważalny, ale stały. Ulepszenie oznacza większe szanse na przetrwanie.
  
Uprawiając podejście naukowe możemy poszukiwać odpowiedzi na pytanie: jak to się stało, że jesteśmy tacy jacy jesteśmy?  Dylemat, przed jakim stajemy, zastanawiając się: dlaczego tu jesteśmy?, jest innej natury – nie ma charakteru naukowego, a odpowiedzi nie odnajdziemy ani w historii życia, ani w początku naszego gatunku, nawet jeśli cofniemy się do pierwszej komórki czy Wielkiego Wybuchu.  To pytanie jest natury metafizycznej i zapewne każdy z nas musi poszukiwać swojej własnej odpowiedzi. Uważam jednak, że również na pytania wykraczające poza ramy nauki łatwiej odpowiadać, mając wiedzę, niż w stanie niewiedzy, i jestem przekonany, że poszukiwania prawdy nie można nigdy prowadzić wbrew wiedzy naukowej, lecz należy to robić wyłącznie na jej podstawie.
Juan Luis Arsuaga, hiszpański biolog i paleontolog, w swojej książce Vida, la gran historia: Un viaje por el laberinto de la evolución z 2019 roku napisał, że większość ludzi poszukujących takich odpowiedzi ustawia się w końcu na dwóch przeciwstawnych biegunach:
(1) z jednej strony w grupie tych, którzy uważają, że pojawienie się istoty żywej, myślącej i refleksyjnej, takiej jak człowiek, było nieuniknione, ponieważ taka jest natura samej materii, jest to w nią wpisane;
(2) z drugiej tych, którzy są zdania, że droga, którą obrała ewolucja biologiczna, jest jedną z wielu, jakimi mogłaby pójść, gdyby tylko okoliczności na jakimkolwiek rozdrożu były nieco inne.
Każdy z nas powinien odpowiedzieć sobie na pytanie, do którego bieguna jest mu bliżej. Wszyscy zadajemy sobie Wielkie Pytanie i wszyscy w jakiś sposób na nie odpowiadamy. To właśnie czyni nas ludźmi: potrzeba stawiania sobie pytania: "dlaczego tu jesteśmy?".
   
Aby jednak móc na to Wielkie Pytanie odpowiedzieć, należy według Arsuagi dobrze zrozumieć dobór naturalny, ślepy mechanizm, samoistnie tworzący struktury i funkcje życiowe według wzoru, ale bez sformułowanego zamiaru, choć wydaje się to nieprawdopodobne. Mechanizm, który jest jedynym jak na razie naukowym wyjaśnieniem różnorodności form istot żyjących znakomicie dostosowanych do swojego miejsca w ekosystemie.
  
Według Arsuagi nauka nie ma żadnych wątpliwości, że ewolucja miała miejsce i że wszystkie żyjące gatunki pochodzą od innych, już wymarłych gatunków – w rzeczywistości od bardzo długiego łańcucha gatunków.
Można to ująć także w inny sposób. Wszystkie istniejące obecnie gatunki bez wyjątku, z naszym włącznie, są spokrewnione ponieważ wszyscy mamy wspólnych przodków.
   
Arsuaga pisze w skrócie: paleontolodzy formułują przypuszczenia a posteriori na temat tego, jak wyglądali przodkowie współczesnych gatunków, a skamieniałości je obalają albo potwierdzają, podobnie jak nauki doświadczalne (fizyka, chemia, biologia) formułują przewidywania w swoich dziadzinach. Skamieniałości odkrywane przez historyków życia są więc odpowiednikami eksperymentów czy obserwacji naukowców badających teraźniejszość. Istnieją więc trzy rodzaje dowodów naukowych: eksperymenty, obserwacje i znaleziska.
  
Z kolei badając ciała niebieskie narzędziami astrofizycznymi badamy obiekty w różnym wieku ponieważ światło ma skończoną szybkość i dochodzi do naszych instrumentów tym dłużej im obiekty te są położone dalej. Widzimy więc "jednym rzutem oka" jakby przekrój przez całą historię Wszechświata: od mikrofalowego promieniowania tła, przez odległe galaktyki, galaktyki bliższe, gwiazdy Drogi Mlecznej, planety. Każdy z tych obiektów ma swoją własną historię: każda z miliardów galaktyk, każda z miliardów gwiazd w typowej galaktyce, każda z planet towarzyszących miliardom gwiazd. Istnieje więc wiele odrębnych historii (w różnych miejscach i czasie), nie jedna jedyna, i należy rozpatrzyć co je łączy, a co różni. Do przeprowadzenia przedsięwzięcia naukowego polegającego na przestudiowaniu Historii Wszechświata można wykorzystać tę samą strategię, którą w naukach przyrodniczych stosuje się do badania procesów historycznych, zwykle nazywaną metodą porównawczą lub eksperymentem naturalnym.
   
W naukach doświadczalnych eksperymenty przeprowadza się w warunkach kontrolowanych, dzięki czemu eksperymentator ma pewność, że zachowane są wszystkie zmienne (na przykład temperatura, skład chemiczny czy kwasowość środowiska) z wyjątkiem jednej – tej, którą zamierza zbadać. Metoda ta znana jest jako ceteris paribus, co oznacza: "przy pozostałych warunkach równych (stałych)". Dzięki temu wiemy, że woda wrze w temperaturze 100 stopni Celsjusza, ale tylko na poziomie morza (i przy ciśnieniu równym jednej atmosferze), ponieważ im wyżej się wspinamy, w tym niższej temperaturze zagotuje się woda.
  
Jeśli chodzi o nauki przyrodnicze, nie możemy w laboratorium wznieść gór, rozdzielić kontynentów, zrzucić na planetę meteorytów, zmienić stanu atmosfery czy temperatury Ziemi ani bawić się ewolucją na wielką skalę (makroewolucja), dlatego nie mamy innego wyjścia, jak tylko badanie historycznych eksperymentów naturalnych, porównywanie ich i szukanie porządkujących i wyjaśniających schematów. Ziemia jest tylko jedna, ale każda z mas kontynentalnych ma w pewnym sensie własną historię, dlatego chcemy zbadać, czy istnieją wspólne zasady dla nich wszystkich – lub przynajmniej paru z nich – jakby istniały ogólne prawa ewolucji.
   
Podobnie sprawa ma się, gdy próbujemy badać historię Wszechświata (z dużej litery, ponieważ nie jest to jakiś wszechświat, ale to jest ten nasz Wszechświat). Na początku jednak niektórzy mogą chcieć rozstrzygnąć czy istnieje tylko jeden Wszechświat a więc obiekt poddany naszemu badaniu jest tylko jeden i jego makrohistoria (Wszechhistoria?) jest tylko jedna, czy też jest wiele wszechświatów, każdy z odrębną własną historią. Jeśli się nie mylimy to ten drugi przypadek, jeśli nawet ma miejsce to jest dla nas mało interesujący, ponieważ nigdy nie dowiemy się czy inne wszechświaty istnieją, nie mówiąc już o możliwości poddania ich badaniom. Z możliwością przeprowadzania eksperymentów jest również trudniej. Z oczywistych względów w astronomii nie możemy ścisnąć ośrodka międzygwiazdowego i obserwować jak przebiegają procesy prowadzące do zapalenia wodoru i w konsekwencji utworzenia się gwiazdy; nie możemy zbliżać gwiazd do siebie, aby obserwować zjawisk, jakie zachodzą w układach wielokrotnych; nie możemy zderzać gwiazd i obserwować fal grawitacyjnych. Dlatego również w tym przypadku nie mamy innego wyjścia, jak tylko badanie historycznych eksperymentów naturalnych, porównywanie ich i szukanie porządkujących i wyjaśniających schematów. Możemy badać tylko jeden Wszechświat, ale każda z miliardów galaktyk ma w pewnym sensie własną historię, każda z miliardów gwiazd w galaktyce ma własną i każda z planet ma własną a my chcemy zbadać, czy istnieją wspólne zasady dla nich wszystkich jakby istniały ogólne prawa ewolucji.
Wielki Wybuch, od którego rozpoczął się Wszechświat, był prawdziwym początkiem, ponieważ wcześniej nie było nic – a w każdym razie nie było materii (energii nie było także bo materia i energia mogą się wzajemnie w siebie przemieniać: E = mc2!), nie było czasu i nie było przestrzeni. A co było? Chyba niełatwo, jeśli w ogóle, będzie nam się dowiedzieć.
  
Arsuaga stawia pytanie dlaczego tak nam trudno zrozumieć wielkie teorie naukowe? Dlaczego potrzeba było tyle czasu i tyle wysiłku, żeby je sformułować? Czyżby dlatego, że przeciwstawiają się normalnej logice przeciętnego zjadacza chleba?
Jeśli dobrze się przyjrzeć, wielkie odkrycia zawsze okazywały się genialnymi ideami – wyzwaniem dla zdrowego rozsądku, i dlatego trzeba było tyle czasu, żeby zaświtały komuś w głowie – ponieważ przeciwstawiały się naszej intuicji i sposobowi rozumowania pożytecznym w praktycznym życiu (po to zostały wyselekcjonowane), ale nieprzydatnym w dostrzeganiu ukrytej strony rzeczywistości.
   
Ideę, według której gwiazdy obserwowane na nocnym niebie nie zawsze były takie, jakie widzimy je teraz, lecz ulegają przeobrażeniom w ciągu epok spalania kolejnych pierwiastków chemicznych od wodoru poczynając – w zależności od ich masy oraz ciśnienia i temperatury we wnętrzu gwiazdy przechodzą różne etapy swojego życia (spalania pierwiastków chemicznych) i w różny sposób umierają (te najlżejsze jako białe karły, cięższe jako gwiazdy neutronowe, te najcięższe zaś jako supernowe) wzbogacając ośrodek międzygwiazdowy w wyprodukowane przez siebie pierwiastki chemiczne – czyli ewoluują, trudno zaakceptować, bo wszystko co widzimy na niebie wydaje nam się niezmienne – zmiany są tak powolne, że można je dostrzec wyłącznie w skali długiego odcinka czasu, w skali kosmicznej, nie życia pojedynczego człowieka (oczywiście inaczej jest z "poruszającym się" Słońcem, Księżycem czy planetami).
Ale teorie te są pewne i można je udowodnić.
Między innymi dlatego, że przemiany w życiu gwiazd zachodzą nadal, nie są jedynie zdarzeniami historycznymi.
  
Każdy z nas na nocnym niebie może obserwować mrowie gwiazd. Tylko niektórzy z nas dostrzegą, że różnią się jasnością i kolorem. Niektórzy mogą nawet dostrzec zmiany jasności gwiazd i dojść do wniosku, że są to gwiazdy zmienne. Zapewne tylko profesjonaliści dysponują sprzętem do analizy widmowej, dzięki któremu mogą precyzyjnie określić temperaturę i skład chemiczny powierzchni gwiazdy. Badając ruch gwiazd, można także z dużym prawdopodobieństwem określić masy gwiazd. Niestety tylko dla niewielu z nich możemy określić rzeczywistą jasność i odległość. Zapewne niewielu z nas miało przyjemność oglądać gołym okiem biały obłoczek galaktyki spiralnej M31 w gwiazdozbiorze Andromedy. A czy znamy kogoś kto widział galaktykę M33 w gwiazdozbiorze Trójkąta? Specjaliści potrafią określić ich odległości, szybkości i przybliżone masy. Wszystko to zostało udowodnione i szczegółowo zmierzone. Ale nikomu nie przyszło do głowy, że coś takiego mogłoby w ogóle zachodzić, dopóki Mikołaj Kopernik, 1543, nie zasugerował, że Słońce jest w centrum wszechświata, Ziemia krąży wokół Słońca a sfera gwiazd stałych jest bardzo odległa od Ziemi; Tycho de Brahe, 1570-1601, gromadził dane obserwacyjne w celu rozstrzygnięcia o słuszności modeli Wszechświata (geocentrycznego lub heliocentrycznego); Johannes Kepler, 1609, jako pierwszy doszukiwał się w astronomii zjawisk fizycznych; uważał że Słońce wywiera na planety jakiś rodzaj fizycznego oddziaływania zmuszając je do ruchu wokół siebie; Galileo Galilei (Galileusz), 1610, wynikami swoich obserwacji potwierdził, że nie wszystkie ciała niebieskie krążą wokół Ziemi; nikt przed Galileuszem nie widział innego naturalnego satelity niż nasz Księżyc; Isaac Newton, 1666, sformułował, prawo powszechnego ciążenia, które stwierdzało zasadniczo, że każde ciało we Wszechświecie przyciąga wszystkie pozostałe; Isaac Newton, 1687, wykazał, że te same prawa rządzą ruchem ciał na Ziemi, jak i ruchem ciał niebieskich; Edward Pigott, 1784, dostrzegł, że gwiazda eta Aquilae zmieniła jasność a John Goodricke dostrzegł, że zmianom ulega także blask delta Cephei; Friedrich Wilhelm Bessel, 1838, jako pierwszy dokonał pomiaru paralaksy trygonometrycznej gwiazdy (61 Cygni) dzięki czemu po raz pierwszy w historii dokonano bezpośredniego pomiaru odległości do gwiazdy (innej niż Słońce); William Parsons, 1845, po zbudowaniu największego wówczas teleskopu dostrzegł spiralną strukturę mgławicy M51 (51. obiekt w katalogu Messiera); odkrył w ten sposób mgławice spiralne; Robert Bunsen i Gustav Kirchhoff, 1859, zbudowali spektroskop, instrument przeznaczony do precyzyjnych pomiarów długości emitowanych fal świetlnych; użyli go do analizy światła słonecznego i w ten sposób po raz pierwszy w historii uzyskano informację o składzie chemicznym ciała niebieskiego; William Huggins, 1864, dołączył do okularu teleskopu prosty spektroskop i wykorzystał spektroskopię do badania innych gwiazd niż Słońce; potwierdził, że są one zbudowane z takich samych pierwiastków jakie istnieją na Ziemi; w ten sposób wykazał, że inne gwiazdy a zapewne również cały Wszechświat zbudowane są z takiej samej materii jaką odnajdujemy na Ziemi; pokazał w ten sposób, że wspólna chemia istnieje w całym Wszechświecie a pierwiastki znajdowane w kosmosie nie różnią się od tych, z których zbudowana jest Ziemia i wszystko co na niej żyje a w tym my; William Huggins i Margaret Huggins, 1868, udowodnili, że wykorzystując efekt Dopplera można mierzyć prędkości radialne gwiazd; Dymitr Mendelejew, 1869, sporządził tablicę zawierającą wszystkie znane wówczas pierwiastki; łącząc pierwiastki z układu okresowego w różnych stosunkach, można było budować cząsteczki i wyjaśniać własności materii; Henri Becquerel, 1896, odkrył, że pewne ciężkie atomy, takie jak uran, są radioaktywne, a więc mogą spontanicznie emitować duże ilości energii w postaci promieniowania; Isaac Roberts, 1888, wykonał fotografię Wielkiej Mgławicy w Andromedzie (M31) ukazującą jej spiralną strukturę, pierwszy raz w historii; Joseph Thomson, 1896, odkrył elektrony; Julius Scheiner, 1899, zarejestrował na płycie fotograficznej widmo mgławicy M31 (płyta zachowała się do dzisiaj); James Edward Keeler, 1899, wykonał zdjęcia, z których wyłaniał się obraz Wszechświata wypełnionego drobnymi mgławicami, z których znaczna część miała wyraźną strukturę spiralną; Ernest Rutherford i Frederick Soddy, 1903, zaproponowali teorię rozpadu radioaktywnego, zgodnie z którą przyczyny radioaktywności nie są związane z budową cząsteczkową materii ale związane są z atomami pierwiastków chemicznych; energia emitowana jest z wnętrza atomu a podczas emisji cząstek alfa i beta zachodzą przemiany jednych pierwiastków w inne; w ten sposób po raz pierwszy wykazano naukowo możliwość przemiany (transmutacji) jednych pierwiastków w inne; przemiana taka towarzyszy rozpadowi promieniotwórczemu; oznacza to, że fizyka znalazła sposób na przemianę jednych pierwiastków w inne: rozpad promieniotwórczy; pierwiastki chemiczne nie są wieczne, mogą ulegać przemianom jedne w drugie; Joseph Thomson, 1904, zaproponował model atomu zwany także modelem "'ciasta z rodzynkami"; w modelu tym Thomson założył, że każdy atom jest zbudowany z jednorodnej kuli naładowanej dodatnio, wewnątrz której znajdują się ujemnie naładowane elektrony; Albert Einstein, 1905, opublikował szczególną teorię względności wyjaśniającą na nowy sposób pojęcia czasu i przestrzeni; pokazał również, że energia i masa są równoważne i mogą przekształcać się w siebie nawzajem; niewielka ilość masy może zamienić się w olbrzymią ilość energii; Ernest Rutherford, Hans Geiger i Ernest Marsden, 1909, przeprowadzili doświadczenie, w którym cienką złotą folię bombardowali cząstkami alfa emitowanymi przez próbkę radu; z zaskoczeniem wykryli cząstki alfa odbite od atomów złota; jeżeli Thompson miał rację, nic takiego nie powinno nastąpić, ponieważ mieszanina ładunków w cieście z rodzynkami nie miała prawa drastycznie wpływać na zachowanie się cząstek alfa sondujących wnętrze atomów; wyniku tego doświadczenia nie dawało się wytłumaczyć w ramach modelu ciasta z rodzynkami; Ernest Rutherford, 1911, zaproponował model atomu, w którym cały ładunek (dodatni) skupiał się w centrum atomu czyli w jego jądrze; cząstki naładowane ujemnie, elektrony krążyły wokół jądra i były utrzymywane w atomie przez siły przyciągania między swoimi ładunkami ujemnymi a dodatnim ładunkiem jądra; w ten sposób eksperyment z 1909 potwierdził eksperymentalnie istnienie jądra atomowego; Henrietta Swan Leavitt, 1912, odkryła zależność pomiędzy okresem cefeidy a jej jasnością  absolutną: klucz do obliczania odległości we Wszechświecie; Vesto Melvin Slipher, 1912, zarejestrował  widmo (spektrogram) wielkiej mgławicy w Andromedzie (M31) o jakości wystarczającej do pomierzenia przesunięcia linii widmowych; interpretując to przesunięcie jako efekt Dopplera obliczył, że mgławica w Andromedzie pędzi ku Ziemi z szybkością 300 km/s; Albert Einstein, 1915, opublikował swoją relatywistyczną teorię grawitacji; Edwin Hubble, 1923, 4 i 5 października, dostrzegł pierwszą gwiazdę zmienną w mgławicy spiralnej w Andromedzie (M31); była to pierwsza gwiazda zmienna dostrzeżona w mgławicy spiralnej; Aleksander Friedmann, 1922 i 1924, wykazał, że z czysto matematycznego punktu widzenia równania Ogólnej teorii względności dopuszczają oprócz statycznych także dynamiczne rozwiązania zawierające materię; dopuszczalne są modele wszechświata o dodatniej, ujemnej lub zerowej krzywiźnie; charakter możliwych rozwiązań zależy od tempa początkowej ekspansji i ilości materii; dynamiczne rozwiązania Ogólnej teorii względności wskazują, że teoretycznie możliwe jest rozpoczęcie ewolucji Wszechświata od stanu o zerowym rozmiarze; teoretycznie możliwy jest rozszerzający się i ewoluujący Wszechświat; Edwin Hubble, 1924, określił odległość do mgławicy spiralnej w Adromedzie (M31): 275 kiloparseków (815 500 lat świetlnych); była to pierwsza pomierzona odległość do mgławicy spiralnej; przez kilka kolejnych miesięcy Hubble był jedynym człowiekiem na świecie, który wiedział jaka jest budowa Wszechświata: Wszechświat jest wyspowy; a Droga Mleczna jest tylko jedną z miliardów galaktyk, z których każda składa się z miliardów gwiazd; Arthur Eddington, 1926, zaproponował sposób wytwarzania energii w gwiazdach, który został oparty na szczególnej teorii względności Einsteina; Eddington wysunął hipotezę, że cztery jądra wodoru (cztery pojedyncze protony) mogą łączyć się lub stapiać, tworząc jedno jądro helu w procesie nazywanym syntezą jądrową; masa jednego jądra helu jest nieznacznie mniejsza niż suma mas czterech protonów, dlatego też Eddington zaproponował tezę, że ten „deficyt” masy zostaje przekształcony w energię i to jest właśnie ta energia, która zasila gwiazdy; Georges Lemaître, 1927, na podstawie danych obserwacyjnych określił tempo ekspansji Wszechświata i wyjaśnił tę ekspansję w ramach Ogólnej Teorii Względności; Lemaître pierwszy, zinterpretował dane astronomiczne dotyczące przesunięć linii widmowych ku czerwieni jako element modelu z dodatnią krzywizną; wykazał, niezależnie od Friedmana, że możliwe jest rozszerzanie się Wszechświata; powinno się obserwować oddalanie się galaktyk, czego świadectwem obserwacyjnym powinno być przesunięcie ku czerwieni linii widmowych; zaproponowany przez Lemaître'a model kosmologiczny najlepiej tłumaczący obserwowane prędkości radialne galaktyk; prędkość oddalania się mgławic spiralnych powinna być opisywana liniową zależnością względem odległości; na podstawie dostępnych danych pochodzących z dokonanych przez innych badaczy pomiarów prędkości radialnych mgławic spiralnych oszacował zgrubnie wartość stałego współczynnika w tej zależności: 625 (km/s)/Mpc; Edwin Hubble, 1929, współpracując z Miltonem Humasonem, na podstawie, (1) pomiarów prędkości radialnych Vesto Sliphera, (2) skalibrowania zależności okres-jasność dla cefeid wykonanego przez Harlowa Shapleya wykazał niezależnie od Lemaître liniową zależność prędkości radialnych mgławic spiralnych od odległości oraz wyznaczył wartość współczynnika w tej zależności: 558 (km/s)/Mpc; uzyskał wartość zbliżoną do oszacowania Lemaître'a; współczynnik ten nazwano stałą Hubble'a H: v = Hr. (prędkość radialna = H ⋅ odległość); okazało się, że galaktyki nie są przypadkowo rozrzucone w przestrzeni kosmicznej, lecz ich prędkości radialne w sposób ścisły związane są z odległością: prędkość radialna galaktyki jest wprost proporcjonalna do jej odległości od Ziemi; Fritz Houtermans i Robert d'Escourt Atkinson, 1929, przedstawili swoje pomysły dotyczące syntezy jądrowej w gwiazdach; byli przekonani, że w centrum Słońca panują wystarczająco wysoka temperatura i duże ciśnienie, aby zmusić jądra wodoru do osiągnięcia krytycznej odległości 10-15 metra, przy której następowałaby synteza wodoru, uwalniająca energię (E = mc2), która podtrzymywałaby temperaturę i dalsze reakcje syntezy; był to krok na drodze prowadzącej do wyjaśnienia, dlaczego gwiazdy świecą; Karl Yansky, 1930, był pierwszym człowiekiem, który, zarejestrował i zidentyfikował fale radiowe nadciągające z przestrzeni kosmicznej; były to pierwsze pomiary w nowej dziedzinie astronomii: radioastronomii; Georges Lemaître, 1931, opisał swoją koncepcję, że wszechświat rozpoczął się od małego gęstego obszaru, który eksplodował i zaczął ewoluować w czasie, aż stał się Wszechświatem, jaki obserwujemy dziś; pod wrażeniem osiągnięć fizyki atomowej i odkrycia rozpadu jąder atomowych przypuszczał, że to co rozpadło się tworząc Wszechświat było wielkim jądrem atomowym rozpadającym się na prostsze składniki formujące dzisiejszą materię: Teoria Atomu Pierwotnego; energia uwolniona podczas tego najpierwszego rozpadu radioaktywnego wywołałaby ekspansję, tak ważną w modelu wszechświata według Lemaître'a; Lemaître był pierwszym uczonym, który dał dość szczegółowy i przekonujący opis tego, co dziś nazywamy modelem Wielkiego Wybuchu; George Gamow i Carl von Weizsäcker, 1937, zaproponowali jako możliwy do zachodzenia wewnątrz Słońca cykl protonowo-protonowy; w tym cyklu dwa jądra wodoru (dwa protony) łączyły się w jądro deuteru wydzielając przy tym pozyton i neutrino elektronowe jako produkty uboczne reakcji; reakcja ta nie wyjaśniała jednak obserwowanej obfitości pierwiastków cięższych niż hel; Hans Bethe i Charles Critchfield, 1937, zidentyfikowali dwie jądrowe ścieżki prowadzące do przekształcenia wodoru w hel w temperaturze i ciśnieniu panujących, jak sądzono, wewnątrz Słońca; Fritz Zwicky, 1938, zasugerował, że istnieją pochodzące z obserwacji, przesłanki do stwierdzenia, że galaktyki nie są rozłożone w przestrzeni Wszechświata przypadkowo ale skupiają się w struktury wyższego rzędu: gromady galaktyk; Otto Hahn i Fritz Strassmann, 17 grudnia 1938, odkryli rozszczepienie jądrowe ciężkich pierwiastków wyjaśnione teoretycznie w styczniu 1939 r. przez Lise Meitner i Otto Frischa; w przypadku ciężkich jąder atomowych jest to reakcja egzotermiczna, która może uwalniać duże ilości energii zarówno jako promieniowanie elektromagnetyczne, jak i energia kinetyczna fragmentów; aby rozszczepienie wytworzyło energię, całkowita energia wiązania uzyskanych pierwiastków musi być bardziej ujemna (większa energia wiązania) niż energia elementu wyjściowego; rozszczepienie jest formą transmutacji jądrowej, ponieważ powstałe fragmenty nie są tym samym pierwiastkiem co pierwotny atom; George Gamow i Ralph Alpher, 1948, wyjaśnili obserwowaną we Wszechświecie obfitość helu, zakładając istnienie ekspansji i ewolucji Wszechświata; Ralph Alpher, 1948, przedstawił model nukleosyntezy kosmicznej w ekspandującym Wszechświecie; stwierdził, że pierwotna nukleosynteza wodoru i helu trwała zaledwie 300 sekund;  Ralph Alpher i Robert Herman, 1948, przewidywali, że po etapie gorącego Wszechświata powinno pozostać promieniowanie mikrofalowe o długości jednego milimetra i powinno ono nadbiegać ze wszystkich kierunków; Margaret Burbridge, Geoffrey Burbridge, William Fowler i Fred Hoyle (B2FH), 1957, wykazali, że możliwe jest wyjaśnienie w ogólny sposób obfitości praktycznie wszystkich izotopów atomów od wodoru po uran za pomocą syntezy w gwiazdach i supernowych; ja osobiście jestem zdania, że artykuł ten to jedno z największych osiągnięć nauki XX wieku a zapewne także w całej historii ludzkości; pamiętaj: historia atomów to także Twoja historia! Arno Penzias i Robert Wilson, 1965, wykryli istnienie "cieplnego promieniowania", odpowiadającego temperaturze równej 3 K; odkrycie mikrofalowego promieniowania tła potwierdzającego istnienie w historii Wszechświata etapu gwałtownej ekspansji przestrzeni wypełnionej gorącym promieniowaniem i materią; George Abell, 1958, zasugerował, że istnieją pochodzące z obserwacji, przesłanki do stwierdzenia, że gromady galaktyk nie są rozłożone w przestrzeni Wszechświata przypadkowo ale skupiają się w struktury wyższego, drugiego, rzędu: supergromady galaktyk; Guido Cincarini i Herbert Rood, 1971, opublikowali wyniki badań gromady galaktyk w Perseuszu wskazujące na istnienie włóknistej struktury skupiającej galaktyki; Guido Cincarini i Herbert Rood, 1972, opublikowali wyniki badań prędkości radialnych galaktyk w gromadach Perseusza (Perseus), Raka (Cancer), Warkocza Bereniki (Coma), A2197/9 i NGC4272 wskazujące na fakt, że w rozkładzie prędkości radialnych obserwuje się zakresy, w których brak jest galaktyk mających takie prędkości; wskazuje to na obserwowane wzdłuż linii widzenia (jeden wymiar, 1D) nieciągłości w przestrzennym rozkładzie galaktyk w badanych obszarach; widoczne są maksima liczby galaktyk dla określonych prędkości radialnych i minima dla innych; sporządzony przez nich jednowymiarowy rysunek jest chyba pierwszym w historii jednowymiarowym wykresem pokazującym rozkład prędkości radialnych galaktyk w wybranym kierunku; George Smoot, 1976, z zespołem zebrali dane z detektora zainstalowanego na pokładzie samolotu Lockheed Martin U-2 i uzyskali obraz pokazujący, że promieniowanie tła pochodzące z jednej strony nieba miało długość fali większą o tysięczną część od promieniowania dobiegającego z drugiej połowy nieba; zebrane dane wskazywały, że lokalna grupa galaktyk (grupa galaktyk, której członkiem jest także Droga Mleczna z naszym Układem Słonecznym) porusza się z szybkością 627±22 km/s względem układu odniesienia związanego z promieniowaniem tła w kierunku obszaru o współrzędnych galaktycznych l = 276°±3°, b = 30°±3°; wskazuje to, że Droga Mleczna razem z Układem Słonecznym uczestniczą w wielkoskalowym spływie galaktyk w kierunku supergromady w gwiazdozbiorze Panny (Wielki Atraktor); William Tifft i Stephen Gregory, 1976, opublikowali wyniki badań prędkości radialnych galaktyk należących do gromady Warkocza Bereniki (Coma); po raz pierwszy w historii uzyskano, przedstawiony w postaci wykresu stożkowego, dwuwymiarowy rozkład przestrzenny galaktyk leżących w wybranym wycinku nieba; po raz pierwszy w historii uwidoczniono w dwóch wymiarach (2D, układ współrzędnych deklinacja-prędkość radialna) włókniste struktury formowane przez skupiające się galaktyki; Stephen Gregory i Laird Thompson, 1978, opublikowali wyniki badań, których celem było zweryfikowanie hipotezy G. O. Abella; wykazali, że w przestrzeni obserwuje się obszary o średnicy ~20 megaparseków (65 mln lat świetlnych), które nie zawierają prawie żadnych galaktyk; nazwali je pustkami (ang. voids), granicami tych pustek są włókniste struktury zawierające galaktyki; Valerie de Lapparent, Margaret Geller i John Huchra, 1986, opublikowali wyniki badań prędkości radialnych 1100 galaktyk; przedstawili dwuwymiarowy rzut pokazujący położenia galaktyk na sferze niebieskiej w układzie rektascencja-deklinacja, jednowymiarowy wykres prędkości radialnych w układzie prędkość radialna-liczba galaktyk oraz dwuwymiarowy wykres stożkowy prędkości radialnych w układzie deklinacja-prędkość radialna; po raz pierwszy w historii widoczne są wyraźnie elementy wielkoskalowych struktur Wszechświata: włókna, pustki i ściany galaktyk; bardzo wyraźnie widoczna jest podobna do piany struktura wielkoskalowego rozkładu galaktyk we Wszechświecie; Cosmic Background Explorer (COBE), 1989-1993, pierwszy sztuczny satelita zbudowany specjalnie do poszukiwania nieregularności mikrofalowego promieniowania tła; badania wykazały, że uzyskana krzywa intensywności promieniowania idealnie zgadza się z teoretyczną dla ciała doskonale czarnego o temperaturze 2,726 ± 0,010 K i maksimum emisji przy długości fali 1,869 mm; zebrane dane umożliwiły opracowanie pełnej mapy nieba promieniowania tła; Gary Wegner, Martha Haynes i Riccardo Giovanelli, 1993, opublikowali wyniki badań supergromady w gwiazdozbiorach Perseusza i Ryb; dostrzeżone włókno galaktyk rozciągające się w obu gwiazdozbiorach jest jedną z największych obserwowanych struktur we Wszechświecie; teraz już wiemy, że w wielkiej skali setek milionów lat świetlnych Wszechświat ma wyraźną teksturę, bąble kosmicznej pustki przenikają jak dziury w gąbce struktury galaktyk, gromady i supergromady galaktyk rozciągające się w przestrzeni w obszarach o średnicy milionów oraz setek milionów lat świetlnych stanowią największe odrębne obiekty istniejące we Wszechświecie; Astronomowie pracujący w zespole nazywanym The High-z Supernova Search Team, 1998, poinformowali o wynikach badań przesunięcia ku czerwieni 16 supernowych typu Ia o przesunięciach ku czerwieni z zakresu od 0,16 do 0,62 (szybkość od 44.400 km/s do 134.540 km/s, odległość od 631 Mpc do 1.921 Mpc, tt0 od 2,06 mld. lat do 6,28 mld. lat), które obserwowano w latach 1995–1997; wyniki wskazują, że supernowe typu SNe Ia leżą średnio 10%-15% dalej niż można tego było oczekiwać w przypadku wszechświata z małą gęstością materii bez stałej kosmologicznej; rezultaty faworyzują rozszerzający się wszechświat z dodatnią stałą kosmologiczną i ciągłym przyspieszaniem ekspansji; najlepiej dopasowany wiek Wszechświata wynosi 14,2 miliarda lat; Aastronomowie pracujący w zespole nazywanym The Supernova Cosmology Project, 1999, poinformowali o wynikach badań przesunięcia ku czerwieni 42 supernowych typu Ia o przesunięciach ku czerwieni z zakresu od 0,172 do 0,830 (szybkości od 47.230 km/s do 162.030 km/s, odległości od 675 Mpc do 2.315 Mpc, tt0 od 2,21 mld. lat do 7,57 mld. lat), które obserwowano w latach 1992–1997; zebrane dane są silnie niezgodne z modelem płaskiego wszechświata, który jest najprostszym modelem wszechświata inflacyjnego; dane nie są zgodne także z otwartym modelem; dane wskazują, że stała kosmologiczna jest różna od zera i dodatnia z dużym prawdopodobieństwem; najlepiej dopasowany wiek płaskiego Wszechświata wynosi 14,9 miliarda lat; Astronomowie realizujący projekt the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant, 2001, przedstawili końcowe wyniki projektu skierowanego na wyznaczenie wartości stałej Hubble'a z dbłędem mniejszym niż 10% na podstawie odległości do Cefeid wyznaczonych z wykorzystaniem Kosmicznego Teleskopu Hubble'a; uzyskane  oszacowanie stałej Hubble'a, H0 = 72 ± 4 (losowy) ± 7 (systematyczny) km⋅s–1⋅Mpc–1; wartość ta oznacza wiek ekspansji wynoszący ≈ 13 mld lat w przypadku płaskiego wszechświata przy założeniu Ωm = 0,3 i ΩΛ = 0,7; w połączeniu z obecnymi oszacowaniami wieku gromad kulistych (≈ 12,5 mld lat) otrzymane rezultaty faworyzują wszechświat zdominowany przez stałą kosmologiczną ΩΛ; Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), 2001-2010, zebrał dane, które pozwoliły opracować pełną mapę nieba promieniowania tła oraz wyznaczyć wiek Wszechświata, 13,772±0,059 miliardów lat, oraz wartość stałej Hubble'a, 69,32±0,80 (km/s)/Mpc; satelita Planck, 2009-2016, realizował zadanie zbierania danych do sporządzenia mapy nieba promieniowania tła; zebrane dane pozwoliły opracować mapę z większą zdolnością rozdzielczą niż dotychczasowe misje; dane wskazują na wiek Wszechświata 13,798 ± 0,037 miliardów lat oraz wartość stałej Hubble'a równą 67,80 ± 0,77 (km/s)/Mpc; obserwacje mikrofalowego promieniowania tła dobrze pasują do modelu Wielkiego Wybuchu. Sami spróbujcie znaleźć na tej liście eksperymenty, obserwacje i znaleziska. Pamiętajmy, że każdy atom wodoru w naszym ciele (np. w cząsteczce wody, H2O, jest znaleziskiem pozostałym Wielkim wybuchu) a każdy atom innego pierwiastka (np. atom tlenu w cząsteczce wody, H2O) jest znaleziskiem pozostałym po spaleniu lżejszych od niego atomów we wnętrzach gwiazd lub podczas wybuchów supernowych.
   
Przywykliśmy łączyć pojęcie ewolucja i związane z nim pojęcia dziejów i historii ze światem biologicznym, z rozwojem fauny i flory. A co z dziejami materii, materii w ogóle? A co z dziejami czasu, dziejami przestrzeni? Czy materia (i/lub równoważna jej energia), czas i przestrzeń również ewoluują? Czy w ogóle można stosować w ich przypadku pojęcie ewolucji? Na tak postawione pytania trzeba poszukiwać odpowiedzi stosując metody fizyki. Dzieje odczytane przez fizyków będą dziejami spisanymi pod kątem widzenia tego, co dla fizyków może być najbardziej interesujące: jak i dlaczego zmieniały się z upływem czasu warunki fizyczne, scharakteryzowane przez podanie takich wielkości jak temperatura, gęstość, występowanie takich czy innych cząstek i jąder atomowych itp. Czy odnajdujemy dzisiaj znaleziska wytworzone w różnych momentach czasu w różnych obiektach astronomicznych? Czym te znaleziska są? Jak je interpretować? O czym nam mówią? Fizyka współczesna, wykorzystując poznane już prawa, pozwala – w oparciu o wyniki eksperymentów i obserwacji – odtworzyć stan materii w odległych epokach. Jednocześnie dzisiejszy stan fizyczny materii, jej struktura od supergromad galaktyk, gromad galaktyk i galaktyk począwszy, a na atomach i cząstkach elementarnych kończąc (Model standardowy wprowadza 12 cząstek, z których zbudowana jest materia, zwanych fermionami i 12 cząstek, odpowiedzialnych za przenoszenie oddziaływań między innymi cząstkami, zwanych bozonami („cząstek promieniowania”)) kończąc, staje się takim samym materiałem źródłowym dla historyka dziejów materii, jak akta, listy, kroniki, wykopaliska i skamieniałości – dla historyka dziejów ludzkości.
Podobnie jak w dziejach biologicznych spoza systemów klasyfikacji, wykopalisk i skamieniałości, wyłaniają się prawa rozwoju biologicznego, tak w dziejach materii dostrzec się dają prawidłowości jej przemian. Z pozornego chaosu wyłania się określony ład – ukierunkowany charakter procesu przemian, prowadzący od struktur prostych do złożonych, od prymitywnych do bardziej skomplikowanych form ruchu, krótko mówiąc, proces rozwoju materii, tworzenia się w niej coraz to wyższych szczebli organizacji. Proces ten zwykło się krótko nazywać ewolucją.

Model standardowy, opisujący elementarne składniki materii i oddziaływania wzajemne między nimi, wprowadza 12 cząstek, z których zbudowana jest materia, zwanych fermionami, 12 cząstek, odpowiedzialnych za przenoszenie oddziaływań między innymi cząstkami, zwanych bozonami („cząstek promieniowania”) i bozon Higgsa, który oddziałując z innymi cząstkami nadaje im masę.
Fermiony są podstawowymi elementami budującymi materię, materię trwałą, która nas otacza, tworzą następujące cząstki: elektron, neutrino elektronowe, kwark górny (u) oraz kwark dolny (d); mion, neutrino mionowe, kwark dziwny (s) i kwark powabny (c); taon, neutrino taonowe, kwark denny (b) i kwark szczytowy (t).
Bozony to w modelu standardowym specjalne cząstki/pola przenoszące oddziaływania. Oddziaływanie elektromagnetyczne przenoszone jest przez foton. Oddziaływanie słabe przenoszone jest przez bozony W+ i W oraz Z0. Oddziaływanie silne przenoszone jest przez osiem rodzajów gluonów.