编者注（19 年 10 月 8 日）：宇宙学家詹姆斯·皮布尔斯因其对宇宙如何开始和演化的理论的贡献而荣获 2019 年诺贝尔物理学奖。他在本文中描述了这些观点，这篇文章是他于 1994 年为大众科学合著的。
大约 150 亿年前的某个特定时刻，我们能够观察到的所有物质和能量都集中在一个比硬币还小的区域内，开始以令人难以置信的速度膨胀和冷却。当温度降至太阳核心温度的 1 亿倍时，自然力呈现出目前的特性，被称为夸克的基本粒子在能量之海中自由漫游。当宇宙又膨胀了 1000 倍时，我们能够测量到的所有物质都充满了太阳系大小的区域。
那时，自由夸克被束缚在 нейтроны 和质子中。在宇宙又增长了 1000 倍之后，质子和 нейтроны 结合形成原子核，包括今天存在的大部分氦和氘。所有这一切都发生在膨胀的最初一分钟内。然而，条件仍然太热，原子核无法捕获电子。中性原子仅在膨胀持续了 30 万年后才大量出现，此时宇宙比现在小 1000 倍。然后，中性原子开始聚结成气体云，后来演化成恒星。当宇宙膨胀到其目前大小的五分之一时，恒星已经形成了可识别为年轻星系的群组。
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当宇宙达到其目前大小的一半时，恒星中的核反应已经产生了构成类地行星的大部分重元素。我们的太阳系相对年轻：它形成于 50 亿年前，当时宇宙是其目前大小的三分之二。随着时间的推移，恒星的形成消耗了星系中的气体供应，因此恒星的数量正在减少。从现在起 150 亿年后，像我们太阳这样的恒星将相对稀有，这将使宇宙对于像我们这样的观测者来说变得不那么宜居。
我们对宇宙的起源和演化的理解是 20 世纪科学的伟大成就之一。这种知识来自数十年的创新实验和理论。地面和太空中的现代望远镜探测到来自数十亿光年外星系的光，向我们展示了年轻宇宙的样子。粒子加速器探测早期宇宙高能环境的基本物理学。卫星探测到早期膨胀阶段遗留下来的宇宙背景辐射，提供了我们能够观察到的最大尺度上宇宙的图像。
我们为解释这些丰富的数据所做的最大努力都体现在一个被称为标准宇宙学模型或大爆炸宇宙学的理论中。该理论的主要论点是，在大尺度平均水平上，宇宙正在从一个稠密的早期状态以近乎均匀的方式膨胀。目前，大爆炸理论没有受到根本性的挑战，尽管该理论本身肯定存在尚未解决的问题。例如，天文学家不确定星系是如何形成的，但没有理由认为这个过程没有在大爆炸的框架内发生。事实上，该理论的预测经受住了迄今为止的所有检验。
然而，大爆炸模型只能到此为止，许多基本谜团仍然存在。在宇宙膨胀之前，宇宙是什么样的？（我们进行的任何观测都无法让我们回溯到膨胀开始的那一刻之前。）当最后一批恒星耗尽核燃料供应时，遥远的未来会发生什么？没有人知道答案。
我们的宇宙可以从许多角度来看待——神秘主义者、神学家、哲学家或科学家。在科学中，我们采取缓慢的路线：我们只接受通过实验或观察检验过的东西。阿尔伯特·爱因斯坦为我们提供了现在经过充分检验和接受的广义相对论，该理论确立了质量、能量、空间和时间之间的关系。爱因斯坦表明，空间中物质的均匀分布与他的理论非常吻合。他未经讨论就假设宇宙是静态的，在大尺度平均水平上是不变的[参见 Stephen G. Brush 的“宇宙学如何成为一门科学”；《大众科学》，1992 年 8 月]。
1922 年，俄罗斯理论家亚历山大·A·弗里德曼意识到爱因斯坦的宇宙是不稳定的；最轻微的扰动都会导致宇宙膨胀或收缩。当时，洛厄尔天文台的维斯托·M·斯莱弗正在收集星系实际上正在彼此远离的第一个证据。然后，在 1929 年，著名天文学家埃德温·P·哈勃表明，星系远离我们的速度与其到我们的距离大致成正比。
遥远类星体的多重图像（左）是被称为引力透镜效应的结果。当来自遥远物体的光线被介入星系的引力场弯曲时，就会发生这种效应。在本例中，位于中心的星系产生了类星体的四个图像。这张照片是使用 哈勃 望远镜拍摄的。
宇宙膨胀的存在意味着宇宙已经从物质的稠密集中演化成目前广泛分布的星系。英国宇宙学家弗雷德·霍伊尔是第一个将这个过程称为大爆炸的人。霍伊尔本意是贬低这个理论，但这个名字太朗朗上口了，因此广受欢迎。然而，将膨胀描述为某种类型的物质从空间中某个特定点的爆炸是有些误导的。
根本不是这样的：在爱因斯坦的宇宙中，空间的概念和物质的分布是紧密相连的；观测到的星系系统膨胀揭示了空间本身的展开。该理论的一个基本特征是，随着宇宙膨胀，空间中的平均密度会下降；物质的分布没有形成可观察的边缘。在爆炸中，速度最快的粒子会移动到空旷的空间中，但在大爆炸宇宙学中，粒子均匀地充满所有空间。宇宙的膨胀对星系甚至受引力束缚的星系团的大小几乎没有影响；空间只是在它们之间打开。从这个意义上说，膨胀类似于正在发酵的葡萄干面包。面团类似于空间，葡萄干类似于星系团。随着面团膨胀，葡萄干会彼此分开。此外，任何两个葡萄干彼此分开的速度与分隔它们的生面团量直接且正相关。
宇宙膨胀的证据已经积累了大约 60 年。第一个重要的线索是红移。星系发射或吸收某些波长的光比其他波长的光更强。如果星系正在远离我们，则这些发射和吸收特征会向更长的波长移动——也就是说，随着后退速度的增加，它们会变得更红。这种现象被称为红移。
哈勃的测量表明，遥远星系的红移大于靠近地球的星系的红移。这种关系现在被称为哈勃定律，这正是人们在均匀膨胀的宇宙中所期望的。哈勃定律指出，星系的后退速度等于其距离乘以一个称为哈勃常数的量。附近星系的红移效应相对细微，需要良好的仪器才能检测到。相比之下，非常遥远的天体（射电星系和类星体）的红移是一种令人惊叹的现象；一些天体似乎以超过光速 90% 的速度远离。
哈勃为这幅图景的另一个关键部分做出了贡献。他统计了天空中不同方向可见星系的数目，发现它们的分布似乎相当均匀。哈勃常数的值在所有方向上似乎都是相同的，这是均匀膨胀的必然结果。现代巡天证实了宇宙在大尺度上是均匀的基本原则。尽管附近星系分布图显示出团块性，但更深层次的巡天揭示了相当大的均匀性。
例如，银河系位于一个由二十几个星系组成的星系团中；这些星系团又是从所谓的本超星系团突出的星系复合体的一部分。聚类层次结构已被追溯到约 5 亿光年的维度。随着被研究结构尺度的增加，物质平均密度的波动会减小。在覆盖距离接近可观测极限的地图中，物质的平均密度变化小于百分之十。
为了检验哈勃定律，天文学家需要测量到星系的距离。衡量距离的一种方法是观察星系的视亮度。如果一个星系在夜空中比另一个相当的星系暗四倍，那么可以估计它的距离是后者的两倍。这种预期现在已经在整个可见距离范围内得到了检验。
星系的均匀分布在包含来自 3 亿到 10 亿光年以外天体的地图中显而易见。唯一的非均匀性，即中心线附近的间隙，是由于天空的一部分被银河系遮挡而造成的。新泽西州普林斯顿高等研究院的迈克尔·斯特劳斯使用来自 NASA 红外天文卫星 的数据创建了该地图。
该理论的一些批评者指出，看起来更小更暗的星系可能实际上并非更遥远。幸运的是，有一个直接的迹象表明，红移较大的天体确实更遥远。证据来自对一种称为引力透镜效应的现象的观测。像星系这样质量大且致密的天体可以充当粗糙的透镜，产生位于其后面的任何背景辐射源的扭曲、放大的图像（甚至多个图像）。这样的天体通过弯曲光线和其他电磁辐射的路径来实现这一点。因此，如果一个星系位于地球和某个遥远天体之间的视线中，它将弯曲来自该天体的光线，从而使其可以被观测到[参见 Edwin L. Turner 的“引力透镜”；《大众科学》，1988 年 7 月]。在过去的十年中，天文学家已经发现了十几个以上的引力透镜。总是发现透镜后面的天体的红移高于透镜本身，这证实了哈勃定律的定性预测。
哈勃定律具有重大的意义，不仅因为它描述了宇宙的膨胀，还因为它可用于计算宇宙的年龄。确切地说，自大爆炸以来经过的时间是哈勃常数当前值及其变化率的函数。天文学家已经确定了膨胀的近似速率，但尚无人能够精确测量第二个值。
尽管如此，人们可以根据对宇宙平均密度的了解来估算这个量。人们预计，由于引力施加了一种反对膨胀的力，星系现在的分离速度会比过去慢。因此，膨胀率的变化与宇宙平均密度设定的引力拉力有关。如果密度仅为星系内部和周围可见物质的密度，则宇宙的年龄可能在 120 亿到 200 亿年之间。（该范围允许膨胀率的不确定性。）
然而，许多研究人员认为密度大于这个最小值。所谓的暗物质将弥补这种差异。一个强有力的论点认为，宇宙的密度恰好足够大，以至于在遥远的未来，膨胀将几乎减速到零。在这种假设下，宇宙的年龄减少到 70 亿到 130 亿年之间。
宇宙中 нейтроны 和质子的密度决定了某些元素的丰度。对于密度较高的宇宙，计算出的氦丰度几乎没有差异，而计算出的氘丰度则低得多。阴影区域与观测结果一致，氦丰度为 24%，锂同位素丰度为 1010 分之一。这种定量一致性是大爆炸宇宙学的主要成功之处。
为了改进这些估计，许多天文学家正在积极研究，以测量到星系的距离和宇宙的密度。对膨胀时间的估计为宇宙的大爆炸模型提供了一个重要的检验。如果该理论是正确的，那么可见宇宙中的一切都应该比根据哈勃定律计算出的膨胀时间更年轻。
这两个时间尺度似乎至少大致一致。例如，银河系盘中最古老的恒星大约有 90 亿年的历史——这是根据白矮星的冷却速率估计得出的。银河系晕中的恒星稍微古老一些，大约有 150 亿年的历史——这个值是根据这些恒星核心中核燃料的消耗速率得出的。已知最古老的化学元素的年龄也约为 150 亿年——这个数字来自放射性测年技术。实验室的工作人员已经从原子和核物理学中推导出了这些年龄估计值。值得注意的是，他们的结果与天文学家通过测量宇宙膨胀得出的年龄至少大致一致。
另一个理论，稳态理论，也成功地解释了宇宙的膨胀和均匀性。1946 年，英格兰的三位物理学家——霍伊尔、赫尔曼·邦迪和托马斯·戈尔德——提出了这样一个宇宙学。在他们的理论中，宇宙永远膨胀，物质自发地产生以填充空隙。他们认为，随着这种物质的积累，它会形成新的恒星来取代旧的恒星。这种稳态假说预测，靠近我们的星系集合在统计上应该与遥远的星系集合看起来相同。大爆炸宇宙学做出了不同的预测：如果星系都是很久以前形成的，那么遥远的星系应该比附近的星系看起来更年轻，因为来自它们的光需要更长的时间才能到达我们这里。这些星系应该包含更多的短寿命恒星和更多的气体，从中可以形成未来几代恒星。
这个检验在概念上很简单，但天文学家花了数十年时间才开发出足够灵敏的探测器来详细研究遥远的星系。当天文学家检查附近的强大射电波长发射星系时，他们在光学波长下看到的是相对圆形的恒星系统。另一方面，遥远的射电星系看起来具有细长的，有时是不规则的结构。此外，在大多数遥远的射电星系中，与附近的射电星系不同，光的分布往往与射电发射的模式对齐。
同样，当天文学家研究大规模、高密度星系团的 population 时，他们发现附近的星系团与遥远的星系团之间存在差异。遥远的星系团包含蓝色星系，这些星系显示出正在进行恒星形成的迹象。附近的类似星系团包含红色星系，这些星系中的活跃恒星形成早已停止。使用哈勃太空望远镜进行的观测证实，这些年轻星系团中至少有一些增强的恒星形成可能是其成员星系之间碰撞的结果，而这一过程在当前时代要罕见得多。
遥远的星系与附近的星系大不相同——这一观察表明，星系是从早期更不规则的形态演化而来的。在光学（蓝色）和射电（红色）波长下都很明亮的星系中，附近的星系在光学波长下往往具有光滑的椭圆形状，并且具有非常细长的射电图像。随着红移以及距离的增加，星系具有更多不规则的细长形状，这些形状在光学和射电波长下看起来是对齐的。最右边的星系是在宇宙当前年龄的 10% 时期看到的。这些图像由卡内基研究所的帕特·麦卡锡组装而成。
因此，如果星系都在彼此远离，并且正在从早期形态演化而来，那么它们曾经聚集在某种稠密的物质和能量之海中似乎是合乎逻辑的。事实上，在 1927 年，在对遥远的星系了解不多之前，比利时宇宙学家和牧师乔治·勒梅特提出，宇宙的膨胀可能追溯到一个极其稠密的状态，他称之为原始“超原子”。他甚至认为，有可能探测到来自原始原子的残余辐射。但是，这种辐射特征会是什么样的呢？
当宇宙非常年轻和炽热时，辐射无法传播很远，就会被某些粒子吸收和发射。这种能量的持续交换维持了一种热平衡状态；任何特定区域都不太可能比平均温度高或低太多。当物质和能量稳定到这种状态时，结果就是所谓的热谱，其中每个波长辐射的强度是温度的明确函数。因此，起源于炽热大爆炸的辐射可以通过其光谱来识别。
事实上，这种热宇宙背景辐射已经被探测到。在 20 世纪 40 年代从事雷达开发工作时，当时在麻省理工学院的罗伯特·H·迪克发明了微波辐射计——一种能够探测低水平辐射的设备。在 20 世纪 60 年代，贝尔实验室在一个望远镜中使用了辐射计，该望远镜将跟踪早期的通信卫星 Echo-1 和 Telstar。建造该仪器的工程师发现它正在探测到意外的辐射。阿诺·A·彭齐亚斯和罗伯特·W·威尔逊将该信号识别为宇宙背景辐射。有趣的是，彭齐亚斯和威尔逊之所以产生这个想法，是因为他们得知迪克曾建议应该使用辐射计来搜索宇宙背景辐射。
天文学家使用宇宙背景探测器 (COBE) 卫星以及许多火箭发射、气球载和地面实验，对这种辐射进行了非常详细的研究。宇宙背景辐射具有两个独特的特性。首先，它在所有方向上几乎相同。（正如劳伦斯伯克利实验室的乔治·F·斯穆特及其团队在 1992 年发现的那样，变化仅为十万分之一。）其解释是，辐射均匀地充满空间，正如大爆炸宇宙学中所预测的那样。其次，光谱非常接近绝对零度以上 2.726 开尔文的热平衡物体的光谱。可以肯定的是，宇宙背景辐射是在宇宙远高于 2.726 度时产生的，但研究人员正确地预测了辐射的视温度会很低。在 20 世纪 30 年代，加州理工学院的理查德·C·托尔曼表明，由于宇宙的膨胀，宇宙背景的温度会降低。
宇宙背景辐射提供了直接证据，表明宇宙确实是从一个稠密、炽热的状态膨胀而来的，因为这是产生辐射所需的条件。在稠密、炽热的早期宇宙中，热核反应产生了比氢更重的元素，包括氘、氦和锂。令人惊讶的是，计算出的轻元素混合物与观测到的丰度一致。也就是说，所有证据都表明，轻元素是在炽热、年轻的宇宙中产生的，而重元素则稍后出现，是为恒星提供能量的热核反应的产物。
轻元素起源的理论是从第二次世界大战结束后爆发的研究中产生的。乔治·伽莫夫和乔治华盛顿大学的研究生拉尔夫·A·阿尔弗以及约翰·霍普金斯大学应用物理实验室的罗伯特·赫尔曼等人利用战争 e›ort 中的核物理数据来预测早期宇宙中可能发生的核过程类型以及可能产生的元素类型。阿尔弗和赫尔曼还意识到，原始膨胀的残余物仍然可以在现有宇宙中被探测到。
尽管这项开创性工作的重要细节存在错误，但它仍然在核物理学和宇宙学之间建立了联系。工作人员证明，早期宇宙可以被视为一种热核反应堆。因此，物理学家现在已经精确地计算出大爆炸中产生的轻元素的丰度，以及由于星际介质中的后续事件和恒星中的核过程，这些数量是如何变化的。
我们对早期宇宙中普遍存在的条件的掌握并不能转化为对星系如何形成的全面理解。尽管如此，我们确实掌握了相当多的拼图碎片。引力导致物质分布中密度涨落的增长，因为它更强烈地减缓了较稠密区域的膨胀，使其变得更加稠密。这种过程在附近星系团的增长中被观察到，而星系本身可能是在较小尺度上通过相同的过程组装起来的。
早期宇宙中结构的生长受到辐射压力的阻止，但这在宇宙膨胀到其目前大小的约 0.1% 时发生了变化。那时，温度约为 3000 开尔文，足够冷却以允许离子和电子结合形成中性氢和氦。中性物质能够穿过辐射并形成气体云，这些气体云可能坍缩成星团。观测表明，当宇宙达到其目前大小的五分之一时，物质已经聚集到足够大的气体云中，可以称为年轻星系。
现在一个紧迫的挑战是如何调和早期宇宙的明显均匀性与当前宇宙中星系的团块状分布。天文学家知道早期宇宙的密度变化不大，因为他们只观察到宇宙背景辐射的轻微不规则性。到目前为止，很容易开发出与现有测量结果一致的理论，但更严格的测试正在进行中。特别是，不同的星系形成理论预测宇宙背景辐射在小于约一度的角尺度上的涨落非常不同。尚未完成对此类微小涨落的测量，但它们可能会在目前正在进行的实验中完成。了解目前正在考虑的任何星系形成理论是否能经受住这些检验将是令人兴奋的。
今天的宇宙为我们所知的生命发展提供了充足的机会——在我们能够观察到的宇宙部分中，大约有 1000 亿亿颗类似于太阳的恒星。然而，大爆炸宇宙学暗示，生命只在有限的时间跨度内才有可能存在：宇宙在遥远的过去太热，并且未来的资源有限。大多数星系仍在产生新的恒星，但许多星系已经耗尽了它们的气体供应。从现在起 300 亿年后，星系将变得更加黑暗，并充满死亡或垂死的恒星，因此能够支持现在存在的生命的行星将大大减少。
宇宙可能会永远膨胀下去，在这种情况下，所有星系和恒星最终都会变得黑暗和寒冷。这种大冻结的替代方案是大挤压。如果宇宙的质量足够大，引力最终将逆转膨胀，所有物质和能量将重新结合。在未来十年中，随着研究人员改进测量宇宙质量的技术，我们可能会了解到当前的膨胀是走向大冻结还是大挤压。
在不久的将来，我们期望新的实验能够让我们更好地理解大爆炸。随着我们改进对膨胀率和恒星年龄的测量，我们或许能够证实恒星确实比膨胀的宇宙更年轻。最近完成或正在建造的更大的望远镜可能使我们能够看到宇宙的质量如何影响时空曲率，而时空曲率反过来会影响我们对遥远星系的观测。
我们还将继续研究大爆炸宇宙学没有解决的问题。我们不知道为什么会发生大爆炸，也不知道之前可能存在什么。我们不知道我们的宇宙是否有同胞——其他远离我们能够观察到的区域的膨胀区域。我们不理解为什么自然基本常数具有它们现在的值。粒子物理学的进步为这些问题可能如何得到解答提供了一些有趣的方法；挑战在于找到这些想法的实验检验。
在关注关于宇宙学等问题的辩论时，应该牢记，所有物理理论都是对现实的近似，如果过度推导，可能会失败。物理科学通过将早期实验支持的理论纳入更大、更全面的框架中而取得进展。大爆炸理论得到了大量证据的支持：它解释了宇宙背景辐射、轻元素的丰度和哈勃膨胀。因此，任何新的宇宙学肯定都会包含大爆炸图景。无论未来几十年可能带来什么发展，宇宙学都已经从哲学的一个分支发展成为一门物理科学，在这个物理科学中，假设经受住了观察和实验的检验。