Bây giờ chúng ta xét câu hỏi thứ hai đã nêu ở trên về sự hình thành cấu trúc: làm thế nào các gợn sóng trên mặt tán xạ sau cùng lớn lên thành những thiên hà đẹp đẽ và cuốn hút mà chúng ta thấy?
Sự tiến hóa của cấu trúc từ các thăng giáng khi chúng đi vào chân trời chẳng cần gì nằm vượt ngoài định luật vạn vật hấp dẫn của Newton phát biểu hồi thập niên 1680. Lực hút hấp dẫn này không những tác dụng trên nguyên lí lên vật chất phi baryon tính mà còn tác dụng lên thành phần baryon tính nhỏ hơn chừng sáu lần.
Từ thời điểm tái kết hợp, khi vũ trụ khả kiến nhỏ hơn ngày nay một nghìn lần cho đến khi nó chỉ vừa nhỏ hơn hai mươi lần, không có cấu trúc có nghĩa nào của bộ phận baryon tính được tạo ra. Thời kì này được các chuyên gia gọi tên một cách trực quan là thời kì tăm tối. Sau tái kết hợp, các bộ phận photon và neutrino vẫn không đáng kể và, tương ứng, đã phát triển thành bức xạ nền vi sóng vũ trụ hiện nay và một phông nền neutrino tàn dư cho đến nay chưa phát hiện ra. Trong thời kì tăm tối, các thăng giáng ở mọi bộ phận bắt đầu lớn lên tuyến tính theo sự giãn nở của vũ trụ.
Cuối cùng, lực hút hấp dẫn làm cho các nhiễu loạn cục bộ của vật chất baryon tính lớn lên phi tuyến và trở nên kì dị hơn cho đến khi, theo một kịch bản, những ngôi sao vật chất baryon đầu tiên có thể ra đời với khối lượng có lẽ bằng một trăm lần khối lượng mặt trời. Định luật hấp dẫn của Newton áp dụng thỏa đáng cho trường hợp này. Những ngôi sao đồ sộ như thế co lại dưới sức hút hấp dẫn riêng của chúng.
--
Khi các hiệu ứng phi tuyến lấn át, hệ phải được phân tích bán-giải tích hoặc bằng mô phỏng trên máy tính. Những mô phỏng như thế xác nhận rằng bắt đầu từ loại nhiễu loạn đã nói, kết quả thu được cho vũ trụ hiện nay sử dụng những đại lượng đã biết cho vật chất phi baryon tính và baryon có thể dẫn tới một cấu trúc tương tự như cái người ta đã thấy trong các khảo sát thiên hà. Vật chất tối co cụm lại trước và rồi các baryon tụ tập theo sau đó mang lại các đám và siêu đám thiên hà cùng những khoảng trống lớn mà người ta đã thấy. Có một số vướng mắc tiểu tiết; ví dụ, các mô phỏng thường đưa đến quá nhiều thiên hà vệ tinh nhỏ cho mỗi thiên hà lớn, và quá nhiều vật chất tối tích tụ tại nhân thiên hà. Nhưng phân bố ba chiều của cấu trúc trên những quy mô lớn hơn mang đến những hình ảnh đập vào mắt và quan trọng hơn là cho phân tích thống kê chi tiết, không thể phân biệt với vũ trụ thật.
Để tạo ra cấu trúc đòi hỏi sử dụng đồng thời thuyết tương đối rộng và cơ học lượng tử, mặc dù hai lí thuyết này không tương thích với nhau, cùng với các giả thuyết của nguyên lí vũ trụ học và lạm phát. Thuyết tương đối rộng cùng với nguyên lí vũ trụ học cung cấp hình học cơ sở của vũ trụ giãn nở. Các bất định lượng tử trong trường inflaton mang đến một nguồn gốc khả dĩ và nguyên thủy hợp lí của các thăng giáng thoát khỏi chân trời lúc vũ trụ mới vừa giãn nở trong lúc lạm phát và đi vào chân trời lúc muộn hơn nhiều sau này. Sự tiến hóa của những thăng giáng này thành các thiên hà và sao chỉ đòi hỏi định luật hấp dẫn Newton không những là một giả thuyết độc lập mà còn là một bộ phận của thuyết tương đối rộng.
Lí thuyết cơ học lượng tử và lí thuyết tương đối rộng được áp dụng riêng cho những địa hạt khác nhau trong bức tranh này của vũ trụ học lí thuyết. Đây là sự may mắn vì không có sự se duyên nào hoàn toàn êm thắm của thuyết tương đối rộng và cơ học lượng tử thành một lí thuyết tương thích. Ứng cử viên hàng đầu là lí thuyết dây và một lĩnh vực nghiên cứu rất sôi nổi là áp dụng lí thuyết dây cho vũ trụ học lí thuyết trong một ngành gọi là vũ trụ học dây, một lĩnh vực mới mẻ đến mức nó vẫn chưa có một định nghĩa chính xác. Những nỗ lực trước đây kết nối lí thuyết dây với hiện tượng học hạt sơ cấp, lí thuyết mô tả tương tác của các quark và lepton suy diễn tại các máy va chạm năng lượng cao, cho đến nay tương đối không thành công. Sự hậu thuẫn cho lí thuyết dây sẽ đến từ vũ trụ học trước hay đến từ hiện tượng học trước vẫn là một câu hỏi thú vị còn bỏ ngỏ. Chỉ có thời gian mới trả lời được.
--
Mô hình chuẩn của hiện tượng học hạt sơ cấp lần đầu tiên được phát minh ra vào thập niên 1960 và 1970. Lần đầu tiên một sự thống nhất điện động lực học và tương tác yếu đã được Glashow đề xuất vào năm 1960 và được Salam và Weinberg hoàn thiện sau đó vào năm 1967 ở dạng thức mà họ đưa ra là một lí thuyết trường lượng tử thích hợp, gọi chính thức là có thể chuẩn hóa lại. Thật ra thì lí thuyết trên thật sự có thể chuẩn hóa lại được chứng minh bởi ‘tHooft và Veltman vào đầu thập niên 1970. Họ đã chứng minh rằng lí thuyết trên phù hợp và tuân theo tính toán chính xác rõ ràng ngang ngửa với điện động lực học lượng tử, một se duyên của cơ học lượng tử và lí thuyết điện động lực học cổ điển của thập niên 1860.
Vào thập niên 1970, một hướng phát triển song song là sự trưởng thành của một lí thuyết trường tương tự của các tương tác mạnh, gọi là sắc động lực học lượng tử, hay QCD. Kết hợp QCD với lí thuyết điện yếu bao gồm mô hình chuẩn. Những dự đoán chi tiết của nó đã được kiểm nghiệm tốt. Đã bốn mươi năm trôi qua sau đề xuất ban đầu, toàn bộ dữ liệu thực nghiệm, với một ngoại lệ, đều khớp với tiên đoán, đến một sai số ấn tượng là một phần nghìn. Ngoại lệ là khối lượng neutrino khác không lần đầu tiên được xác nhận vào năm 1998 và đưa đến yêu cầu có một số cải tiến, vẫn đang trong quá trình nghiên cứu tích cực, của mô hình chuẩn.
--
Mô hình chuẩn đem đến dự đoán thành công những hạt sơ cấp mới như quark duyên (charm), và sau khám phá quark đáy (bottom) là đến quark đỉnh (top). Còn có ba bộ đôi tương ứng của những hạt sơ cấp không tương tác mạnh gọi là lepton: electron, muon và tau, cùng với neutrino đối tác cho mỗi loại. Toàn bộ chúng được chia nhóm thành ba “họ” quark-lepton.
Mô hình chuẩn còn đem đến dự đoán những loại tương tác yếu mới gọi là dòng trung hòa, được khám phá thực nghiệm tại CERN vào năm 1973, và các boson trung chuyển lực yếu W và Z đã được tìm thấy, cũng tại CERN, vào năm 1983. Nói chung, lí thuyết này đã thành công ngoạn mục và tạo nên cơ sở của một lí thuyết ít nhất giải thích được toàn bộ vật chất khả kiến đã nhìn thấy ở các sao và thiên hà và có lẽ toàn bộ vật chất baryon tính. Ở cấp độ vi mô dưới nguyên tử, có thể nói mô hình chuẩn là một thành tựu lí thuyết to lớn vào nửa sau của thế kỉ hai mươi. Vì thế, câu hỏi đặt ra là làm thế nào mở rộng mô hình thành công này để phù hợp với các chi tiết của vũ trụ học quan sát, nhất là vật chất tối phi baryon tính.
--
Ít nhất trong ba mươi năm vừa qua, mở rộng mô hình chuẩn theo những hướng khác nhau là một lĩnh vực nghiên cứu sôi nổi. Một quan điểm là thống nhất tương tác mạnh với tương tác điện yếu thành một lí thuyết thống nhất lớn. Các nghiên cứu thuộc loại lí thuyết này ở nhiệt độ cao thật ra dẫn tới quan điểm ban đầu cho sự lạm phát vũ trụ. Giống như sự bất định về lạm phát xảy ra vào lúc nào hay, tương đương, ứng với nhiệt độ bao nhiêu, có một sự bất định về cỡ năng lượng mà sự thống nhất lớn xảy ra. Trong những lí thuyết ra đời sớm nhất và đơn giản nhất như thế, cấp độ thống nhất là rất cao, cho thấy lạm phát xảy ra cực kì sớm, lúc một phần nghìn tỉ nghìn tỉ nghìn tỉ của một giây sau Big Bang. Có những kế hoạch thống nhất mới đây hơn trong đó sự thống nhất cũng như lạm phát có thể xảy ra ở những năng lượng thấp hơn nhiều nhưng, cho dù một lựa chọn khác như thế là đúng, người ta vẫn chưa có phán quyết cuối cùng.
Một mở rộng đã được nghiên cứu kĩ khác nữa của mô hình chuẩn được xây dựng dựa trên một vấn đề chuyên môn nghiêm trọng trong mô hình đó. Có một hạt vô hướng, boson Higgs, cần thiết cho sự phá vỡ đối xứng giữa tương tác điện từ và tương tác yếu, đưa đến những vô hạn khủng khiếp gọi là phân kì bậc hai. Những vô hạn này khiến lí thuyết trông mất tự nhiên và dẫn tới xem xét một mở rộng gọi là siêu đối xứng. Trong một mở rộng như thế, mỗi hạt mô hình chuẩn có một đối tác mới: mỗi quark có một squark, mỗi lepton có một slepton, vân vân. Nó không đem đến lợi lộc gì nhưng nó giải quyết được vấn đề “mất tự nhiên” gắn liền với những phân kì bậc hai. Nó cũng đưa đến một hạt ứng cử viên, gọi là neutralino, hạt có thể cấu thành nên vật chất tối phi baryon tính mà người ta cho rằng chiếm tới một phần tư mật độ năng lượng của vũ trụ.
