宇宙在空間和時間上都非常巨大，在人類歷史的大部分時間裡，都超出了我們儀器和思想的範圍。這種情況在20世紀發生了巨大的變化。這些進步同樣受到強大的思想（從愛因斯坦的廣義相對論到現代基本粒子理論）和強大的儀器（從喬治·埃勒裡·海爾建造的100英寸和200英寸反射望遠鏡，它們將我們帶出了銀河系，到哈勃太空望遠鏡，它已將我們帶回到星系的誕生）的驅動。在過去的30年裡，隨著人們意識到暗物質不是由普通原子構成，暗能量的發現，以及宇宙暴脹和多重宇宙等大膽想法的出現，進步的步伐加快了。
100年前的宇宙很簡單：永恆、不變，由一個包含數百萬顆可見恆星的星系組成。今天的圖景更加完整，也更加豐富。宇宙始於137億年前的大爆炸。在開始後的瞬間，宇宙是基本粒子、夸克和輕子的熾熱、無定形的湯。隨著宇宙的膨脹和冷卻，一層又一層的結構逐漸形成：中子和質子、原子核、原子、恆星、星系、星系團，最終是超星系團。可觀測宇宙的現在居住著1000億個星系，每個星系包含1000億顆恆星，可能還有數量相近的行星。星系本身是由神秘的暗物質的引力結合在一起的。宇宙繼續膨脹，事實上，它正在以加速的速度膨脹，這是由暗能量驅動的，暗能量是一種更加神秘的能量形式，其引力是排斥而不是吸引。
我們宇宙故事的主題是從夸克湯的簡單性到我們今天在星系、恆星、行星和生命中看到的複雜性的演變。這些特徵在數十億年的時間裡逐一齣現，並受基本物理定律的指導。在我們回到創世之初的旅程中，宇宙學家首先穿越宇宙的成熟歷史，回到第一個微秒；然後回到開始後的10
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−34 秒內，對於此，想法已經成熟，但證據尚不確鑿；最後到達創世的最早時刻，對於此，我們的想法仍然只是推測。雖然宇宙的最終起源仍然超出我們的掌握，但我們有一些誘人的猜想，包括多重宇宙的概念，即宇宙包含無限數量的斷開連線的子宇宙。
膨脹的宇宙
1924年，埃德溫·哈勃使用威爾遜山上的100英寸胡克望遠鏡表明，幾百年來人們研究和推測的模糊星雲是像我們銀河系一樣的星系——從而將已知的宇宙擴大了1000億倍。幾年後，他表明星系正在以一種規則的模式相互遠離，這種模式可以用一個數學關係來描述，現在被稱為哈勃定律，根據該定律，距離越遠的星系移動得越快。正是哈勃定律，倒推回時間，指向了137億年前的大爆炸。
哈勃定律在廣義相對論中找到了現成的解釋：空間本身正在膨脹，星系正在被空間帶著一起執行[參見對頁的方框]。光也在被拉伸或紅移——這個過程會消耗它的能量，因此宇宙隨著膨脹而冷卻。宇宙膨脹為理解今天的宇宙是如何形成的提供了敘述。當宇宙學家想象倒轉時鐘時，宇宙變得更密集、更熱、更極端和更簡單。在探索開始時，我們還透過利用比地球上建造的任何加速器都更強大的加速器——大爆炸本身——來探測自然的內在運作。
透過用望遠鏡觀察太空，天文學家可以及時回溯——望遠鏡越大，他們回溯得越遠。來自遙遠星系的光揭示了一個更早的時代，而這種光的紅移量表明宇宙在過去的幾年裡增長了多少。目前的記錄保持者紅移量超過10，代表宇宙不到現在尺寸的十一分之一，只有幾億年的歷史。諸如哈勃太空望遠鏡和莫納克亞的10米凱克望遠鏡等望遠鏡經常將我們帶回到像我們這樣的星系正在形成的時代，即大爆炸後的幾十億年。來自更早時代的光線紅移得非常厲害，以至於天文學家必須在紅外和無線電波段尋找它。諸如計劃中的詹姆斯·韋伯太空望遠鏡（一個6.5米紅外望遠鏡）和阿塔卡瑪大型毫米波陣列（ALMA）（一個已經在智利北部執行的66個無線電天線網路）等望遠鏡可以將我們帶回到第一批恆星和星系的誕生。
計算機模擬表明，這些恆星和星系出現在宇宙大約1億年的時候。在那之前，宇宙經歷了一個被稱為“黑暗時代”的時期，當時宇宙幾乎一片漆黑。空間充滿了單調乏味的物質，五分是暗物質，一分是氫和氦，隨著宇宙的膨脹而變得稀薄。物質的密度略有不均勻，引力起作用放大了這些密度變化：密度較高的區域比密度較低的區域膨脹得更慢。到1億年時，密度最高的區域不僅膨脹得更慢，而且實際上開始坍縮。這些區域每個都包含大約一百萬個太陽質量的物質。它們是宇宙中最早的引力束縛天體。
暗物質佔了它們質量的大部分，但正如其名稱所示，無法發射或吸收光。因此，它仍然處於擴充套件雲中。另一方面，氫氣和氦氣發射光，失去能量並集中在雲的中心。最終，它完全坍縮成恆星。這些第一批恆星比今天的恆星質量大得多——數百個太陽質量。它們的壽命非常短暫，爆炸後留下了第一批重元素。在接下來的十億年左右的時間裡，引力將這些百萬太陽質量的雲聚集成了第一批星系。
從原始氫雲發出的輻射，由於膨脹而被大大紅移，應該可以被總收集面積達一平方公里的巨型無線電天線陣列探測到。建成後，這些陣列將觀察第一代恆星和星系電離氫並將黑暗時代結束。
熾熱開端的微弱光芒
超越黑暗時代的是紅移量為1100的熾熱大爆炸的光芒。這種輻射已經從可見光（紅橙色光芒）紅移到甚至超過紅外線，到達微波。我們從那個時代看到的是瀰漫天空的微波輻射牆——宇宙微波背景輻射（CMB），由阿諾·彭齊亞斯和羅伯特·威爾遜於1964年發現。它提供了宇宙在38萬年幼年時的驚鴻一瞥，即原子形成的時期。在那之前，宇宙是原子核、電子和光子的幾乎均勻的湯。當宇宙冷卻到約3000開爾文的溫度時，原子核和電子結合在一起形成原子。光子停止散射電子，並在空間中不受阻礙地傳播，揭示了恆星和星系存在之前宇宙的更簡單時期。
1992年，美國宇航局的宇宙背景探測者衛星發現，CMB的強度有輕微的變化——約0.001%——反映了物質分佈的輕微結塊。原始結塊的程度足以充當星系和更大結構的種子，這些結構隨後將從引力的作用中出現。CMB中這些變化的模式也編碼了宇宙的基本屬性，例如它的整體密度和組成，以及關於其最早時刻的暗示；對這些變化的仔細研究揭示了關於宇宙的許多資訊[參見第41頁的插圖]。
當我們倒放宇宙演化的電影時，我們看到原始等離子體變得越來越熱、越來越密集。在大約10萬年之前，輻射的能量密度超過了物質的能量密度，這阻止了物質結塊。因此，這個時間標誌著宇宙中今天看到的所有結構的引力組裝的開始。更早之前，當宇宙不到一秒時，原子核尚未形成；只存在它們的組成粒子——即質子和中子。原子核出現在宇宙幾秒鐘大的時候，那時的溫度和密度正好適合核反應。這種大爆炸核合成過程只產生了元素週期表中最輕的元素：大量的氦（按質量計算約佔宇宙中原子的25%）和少量的鋰以及同位素氘和氦3。其餘的等離子體（約75%）保持質子的形式，這些質子最終將變成氫原子。元素週期表中的所有其他元素都是在數十億年後在恆星和恆星爆炸中形成的。
核合成理論準確地預測了在宇宙最原始樣本中測量的元素和同位素的丰度——即最古老的恆星和高紅移氣體雲。氘的丰度對宇宙中原子的密度非常敏感，因此起著特殊的作用：其測量值意味著普通物質佔總能量密度的4.5 ± 0.1%。 （其餘的是暗物質和暗能量。）這個估計值與從CMB分析中收集到的組成精確一致。這種對應關係是一個巨大的勝利。這兩種非常不同的測量方法，一種基於宇宙一秒大時的核物理學，另一種基於宇宙38萬年大時的原子物理學，它們的一致性，不僅是對我們宇宙演化模型的有力檢驗，也是對所有現代物理學的有力檢驗。
夸克湯中的答案
在微秒之前，即使質子和中子也不可能存在，宇宙是自然界基本構件的湯：夸克、輕子和力載體（光子、W和Z玻色子以及膠子）。我們可以確信夸克湯存在過，因為粒子加速器上的實驗已經在今天的地球上重新創造了類似的條件。
為了探索這個時代，宇宙學家不僅依靠更大更好的望遠鏡，還依靠來自粒子物理學的強大思想。30年前粒子物理學標準模型的建立導致了大膽的推測，包括弦理論，關於看似不同的基本粒子和力是如何統一的。事實證明，這些新想法對宇宙學的影響與熱大爆炸的最初想法一樣重要。它們暗示了非常大和非常小的世界之間深刻而意想不到的聯絡。關於三個關鍵問題的答案——暗物質的本質、物質與反物質之間的不對稱性以及結塊夸克湯本身的起源——已經開始浮出水面。
現在看來，早期的夸克湯階段是暗物質的誕生地。暗物質的身份仍然不清楚，但它的存在已被充分證實。我們的星系和所有其他星系，以及星系團，都是由看不見的暗物質的引力結合在一起的。無論暗物質是什麼，它都必須與普通物質微弱地相互作用；否則它會以其他方式顯示自己。尋找自然界力和粒子的統一框架導致了穩定或長壽命粒子的預測，這些粒子可能構成暗物質。其中一些假設粒子今天會作為夸克湯階段的殘餘物以正確的數量存在，成為暗物質，甚至可以被探測到。
一個候選者是被稱為中性微子的粒子，它是假想的新粒子類別中最輕的粒子，這些粒子是已知粒子的較重對應物。中性微子的質量被認為在質子的100到1000倍之間，正好在日內瓦附近歐洲核子研究中心大型強子對撞機正在進行的實驗的範圍內。物理學家還建造了超靈敏的地下探測器，以及衛星和氣球載探測器，以尋找這種粒子或其相互作用的副產品。
第二個候選者是軸子，一種超輕粒子，質量約為電子的萬億分之一。標準模型預測的夸克行為中的微妙之處暗示了它的存在。探測它的努力利用了這樣一個事實，即在非常強的磁場中，軸子可以轉化為光子。中性微子和軸子都具有重要的特性，即它們在特定的技術意義上是“冷的”。儘管它們是在滾燙的條件下形成的，但它們移動緩慢，因此很容易聚整合星系。
早期的夸克湯階段可能也掌握著今天宇宙主要包含物質而不是物質和反物質的秘密。物理學家認為宇宙最初具有等量的物質和反物質，但在某個時候，它發展出輕微的物質過剩——大約每十億個反夸克多一個額外的夸克。這種不平衡確保了當宇宙膨脹和冷卻時，有足夠的夸克在與反夸克的湮滅中倖存下來。40多年前，加速器實驗表明，物理定律在物質方面略有偏向，並且在早期一系列仍然不甚瞭解的粒子相互作用中，這種輕微的偏向導致了夸克的過剩。
夸克湯本身被認為是在極早期產生的——可能在10
−34 秒大爆炸後，在被稱為暴脹的宇宙膨脹爆發中。這種爆發是由一個新的場（被認為與最近發現的希格斯場有遙遠的聯絡）的能量驅動的，稱為暴脹場，它將解釋宇宙的基本特性，例如其普遍的均勻性和播種星系和宇宙中其他結構的結塊。當暴脹場衰減時，它將其剩餘的能量釋放到夸克和其他粒子中，從而產生了熱大爆炸和夸克湯本身。
暴脹導致了夸克和宇宙之間深刻的聯絡：亞原子尺度上暴脹場中的量子漲落被快速膨脹放大到天體物理尺寸，併成為我們今天看到的所有結構的種子。換句話說，在CMB天空中看到的圖案是亞原子世界的巨大影像。對CMB的觀測與這個預測相符，為暴脹或類似暴脹的現象發生在宇宙歷史的早期提供了最強有力的證據。
宇宙的誕生
當宇宙學家試圖進一步瞭解宇宙本身的開端時，我們的想法變得不那麼確定了。愛因斯坦的廣義相對論為一個世紀以來我們在理解宇宙演化方面的進步提供了理論基礎。由於廣義相對論沒有納入量子理論（當代物理學的另一個支柱），因此它不能被依賴來解決最早的創世時刻，那時量子引力效應應該很重要。該學科的最大挑戰是發展量子引力理論，有了它，我們將能夠解決所謂的普朗克時代，即大約10
−43 秒之前，當時空本身正在形成。
對統一理論的初步嘗試導致了一些關於我們自身開端的非凡推測。例如，弦理論預測了額外的空間維度以及可能漂浮在更大空間中的其他宇宙的存在。我們稱之為大爆炸的可能是我們宇宙與另一個宇宙的碰撞。弦理論與暴脹概念的結合導致了也許是最膽大的想法，即多重宇宙——即宇宙包含無限數量的斷開連線的部分，每個部分都有其自身的區域性物理定律。
多重宇宙概念仍處於起步階段，它基於兩個關鍵的理論發現。首先，描述暴脹的方程強烈暗示，如果暴脹發生過一次，它應該會一次又一次地發生，隨著時間的推移產生無限數量的暴脹區域。沒有任何東西可以在這些區域之間傳播，因此它們彼此之間沒有影響。其次，弦理論表明這些區域具有不同的物理引數，例如空間維度的數量和穩定粒子的種類。
多重宇宙的觀點為科學中最大的兩個問題提供了新穎的答案：大爆炸之前發生了什麼，以及為什麼物理定律是現在的樣子（阿爾伯特·愛因斯坦關於“上帝是否對定律有任何選擇”的名言）。多重宇宙使關於大爆炸之前發生了什麼的問題變得毫無意義，因為有無限數量的大爆炸開端，每個開端都由其自身的暴脹爆發觸發。同樣，愛因斯坦的問題也被擱置一旁：在無限的宇宙中，所有物理定律的可能性都已嘗試過，因此沒有特別的理由說明我們宇宙的物理定律是現在的樣子。
宇宙學家對多重宇宙的感覺很複雜。如果斷開連線的子宇宙真的是無法溝通的，我們就無法希望檢驗它們的存在；它們似乎超出了科學的領域。我的一部分想尖叫，一次一個宇宙，拜託！另一方面，多重宇宙解決了各種概念問題。如果正確，它將使哈勃將宇宙擴大僅僅1000億倍，以及哥白尼在16世紀將地球從宇宙中心驅逐出去的舉動，都顯得像是我們在理解我們在宇宙中的位置方面的小小進步。
現代宇宙學使我們感到謙卑。我們是由質子、中子和電子組成的，它們加起來只佔宇宙的4.5%，而我們的存在僅僅是因為非常小和非常大之間微妙的聯絡。由微觀物理定律指導的事件使物質在反物質中占主導地位，產生了播種星系的結塊，用提供引力基礎設施的暗物質粒子填充了空間，並確保了暗物質可以在暗能量變得顯著且膨脹開始加速之前建立星系[參見上方的方框]。與此同時，宇宙學就其本質而言是傲慢的。我們可以理解像我們的宇宙這樣在空間和時間上都如此浩瀚的東西，表面上是荒謬的。這種謙卑和傲慢的奇怪混合在過去一個世紀中使我們在推進我們對當前宇宙及其起源的理解方面取得了相當大的進展。我對未來幾年的進一步進展持樂觀態度，我堅信我們正生活在宇宙學的黃金時代。