編者注（19 年 10 月 8 日）：宇宙學家詹姆斯·皮布林斯因其對宇宙如何開始和演化的理論的貢獻而榮獲 2019 年諾貝爾物理學獎。他在本文中描述了這些觀點，這篇文章是他於 1994 年為大眾科學合著的。
大約 150 億年前的某個特定時刻，我們能夠觀察到的所有物質和能量都集中在一個比硬幣還小的區域內，開始以令人難以置信的速度膨脹和冷卻。當溫度降至太陽核心溫度的 1 億倍時，自然力呈現出目前的特性，被稱為夸克的基本粒子在能量之海中自由漫遊。當宇宙又膨脹了 1000 倍時，我們能夠測量到的所有物質都充滿了太陽系大小的區域。
那時，自由夸克被束縛在 нейтроны 和質子中。在宇宙又增長了 1000 倍之後，質子和 нейтроны 結合形成原子核，包括今天存在的大部分氦和氘。所有這一切都發生在膨脹的最初一分鐘內。然而，條件仍然太熱，原子核無法捕獲電子。中性原子僅在膨脹持續了 30 萬年後才大量出現，此時宇宙比現在小 1000 倍。然後，中性原子開始聚結成氣體雲，後來演化成恆星。當宇宙膨脹到其目前大小的五分之一時，恆星已經形成了可識別為年輕星系的群組。
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當宇宙達到其目前大小的一半時，恆星中的核反應已經產生了構成類地行星的大部分重元素。我們的太陽系相對年輕：它形成於 50 億年前，當時宇宙是其目前大小的三分之二。隨著時間的推移，恆星的形成消耗了星系中的氣體供應，因此恆星的數量正在減少。從現在起 150 億年後，像我們太陽這樣的恆星將相對稀有，這將使宇宙對於像我們這樣的觀測者來說變得不那麼宜居。
我們對宇宙的起源和演化的理解是 20 世紀科學的偉大成就之一。這種知識來自數十年的創新實驗和理論。地面和太空中的現代望遠鏡探測到來自數十億光年外星系的光，向我們展示了年輕宇宙的樣子。粒子加速器探測早期宇宙高能環境的基本物理學。衛星探測到早期膨脹階段遺留下來的宇宙背景輻射，提供了我們能夠觀察到的最大尺度上宇宙的影像。
我們為解釋這些豐富的資料所做的最大努力都體現在一個被稱為標準宇宙學模型或大爆炸宇宙學的理論中。該理論的主要論點是，在大尺度平均水平上，宇宙正在從一個稠密的早期狀態以近乎均勻的方式膨脹。目前，大爆炸理論沒有受到根本性的挑戰，儘管該理論本身肯定存在尚未解決的問題。例如，天文學家不確定星系是如何形成的，但沒有理由認為這個過程沒有在大爆炸的框架內發生。事實上，該理論的預測經受住了迄今為止的所有檢驗。
然而，大爆炸模型只能到此為止，許多基本謎團仍然存在。在宇宙膨脹之前，宇宙是什麼樣的？（我們進行的任何觀測都無法讓我們回溯到膨脹開始的那一刻之前。）當最後一批恆星耗盡核燃料供應時，遙遠的未來會發生什麼？沒有人知道答案。
我們的宇宙可以從許多角度來看待——神秘主義者、神學家、哲學家或科學家。在科學中，我們採取緩慢的路線：我們只接受透過實驗或觀察檢驗過的東西。阿爾伯特·愛因斯坦為我們提供了現在經過充分檢驗和接受的廣義相對論，該理論確立了質量、能量、空間和時間之間的關係。愛因斯坦表明，空間中物質的均勻分佈與他的理論非常吻合。他未經討論就假設宇宙是靜態的，在大尺度平均水平上是不變的[參見 Stephen G. Brush 的“宇宙學如何成為一門科學”；《大眾科學》，1992 年 8 月]。
1922 年，俄羅斯理論家亞歷山大·A·弗裡德曼意識到愛因斯坦的宇宙是不穩定的；最輕微的擾動都會導致宇宙膨脹或收縮。當時，洛厄爾天文臺的維斯托·M·斯萊弗正在收集星系實際上正在彼此遠離的第一個證據。然後，在 1929 年，著名天文學家埃德溫·P·哈勃表明，星系遠離我們的速度與其到我們的距離大致成正比。
遙遠類星體的多重影像（左）是被稱為引力透鏡效應的結果。當來自遙遠物體的光線被介入星系的引力場彎曲時，就會發生這種效應。在本例中，位於中心的星系產生了類星體的四個影像。這張照片是使用 哈勃 望遠鏡拍攝的。
宇宙膨脹的存在意味著宇宙已經從物質的稠密集中演化成目前廣泛分佈的星系。英國宇宙學家弗雷德·霍伊爾是第一個將這個過程稱為大爆炸的人。霍伊爾本意是貶低這個理論，但這個名字太朗朗上口了，因此廣受歡迎。然而，將膨脹描述為某種型別的物質從空間中某個特定點的爆炸是有些誤導的。
根本不是這樣的：在愛因斯坦的宇宙中，空間的概念和物質的分佈是緊密相連的；觀測到的星系系統膨脹揭示了空間本身的展開。該理論的一個基本特徵是，隨著宇宙膨脹，空間中的平均密度會下降；物質的分佈沒有形成可觀察的邊緣。在爆炸中，速度最快的粒子會移動到空曠的空間中，但在大爆炸宇宙學中，粒子均勻地充滿所有空間。宇宙的膨脹對星系甚至受引力束縛的星系團的大小几乎沒有影響；空間只是在它們之間開啟。從這個意義上說，膨脹類似於正在發酵的葡萄乾麵包。麵糰類似於空間，葡萄乾類似於星系團。隨著麵糰膨脹，葡萄乾會彼此分開。此外，任何兩個葡萄乾彼此分開的速度與分隔它們的生麵糰量直接且正相關。
宇宙膨脹的證據已經積累了大約 60 年。第一個重要的線索是紅移。星系發射或吸收某些波長的光比其他波長的光更強。如果星系正在遠離我們，則這些發射和吸收特徵會向更長的波長移動——也就是說，隨著後退速度的增加，它們會變得更紅。這種現象被稱為紅移。
哈勃的測量表明，遙遠星系的紅移大於靠近地球的星系的紅移。這種關係現在被稱為哈勃定律，這正是人們在均勻膨脹的宇宙中所期望的。哈勃定律指出，星系的後退速度等於其距離乘以一個稱為哈勃常數的量。附近星系的紅移效應相對細微，需要良好的儀器才能檢測到。相比之下，非常遙遠的天體（射電星系和類星體）的紅移是一種令人驚歎的現象；一些天體似乎以超過光速 90% 的速度遠離。
哈勃為這幅圖景的另一個關鍵部分做出了貢獻。他統計了天空中不同方向可見星系的數目，發現它們的分佈似乎相當均勻。哈勃常數的值在所有方向上似乎都是相同的，這是均勻膨脹的必然結果。現代巡天證實了宇宙在大尺度上是均勻的基本原則。儘管附近星系分佈圖顯示出團塊性，但更深層次的巡天揭示了相當大的均勻性。
例如，銀河系位於一個由二十幾個星系組成的星系團中；這些星系團又是從所謂的本超星系團突出的星系複合體的一部分。聚類層次結構已被追溯到約 5 億光年的維度。隨著被研究結構尺度的增加，物質平均密度的波動會減小。在覆蓋距離接近可觀測極限的地圖中，物質的平均密度變化小於百分之十。
為了檢驗哈勃定律，天文學家需要測量到星系的距離。衡量距離的一種方法是觀察星系的視亮度。如果一個星系在夜空中比另一個相當的星系暗四倍，那麼可以估計它的距離是後者的兩倍。這種預期現在已經在整個可見距離範圍內得到了檢驗。
星系的均勻分佈在包含來自 3 億到 10 億光年以外天體的地圖中顯而易見。唯一的非均勻性，即中心線附近的間隙，是由於天空的一部分被銀河系遮擋而造成的。新澤西州普林斯頓高等研究院的邁克爾·斯特勞斯使用來自 NASA 紅外天文衛星 的資料建立了該地圖。
該理論的一些批評者指出，看起來更小更暗的星系可能實際上並非更遙遠。幸運的是，有一個直接的跡象表明，紅移較大的天體確實更遙遠。證據來自對一種稱為引力透鏡效應的現象的觀測。像星系這樣質量大且緻密的天體可以充當粗糙的透鏡，產生位於其後面的任何背景輻射源的扭曲、放大的影像（甚至多個影像）。這樣的天體透過彎曲光線和其他電磁輻射的路徑來實現這一點。因此，如果一個星系位於地球和某個遙遠天體之間的視線中，它將彎曲來自該天體的光線，從而使其可以被觀測到[參見 Edwin L. Turner 的“引力透鏡”；《大眾科學》，1988 年 7 月]。在過去的十年中，天文學家已經發現了十幾個以上的引力透鏡。總是發現透鏡後面的天體的紅移高於透鏡本身，這證實了哈勃定律的定性預測。
哈勃定律具有重大的意義，不僅因為它描述了宇宙的膨脹，還因為它可用於計算宇宙的年齡。確切地說，自大爆炸以來經過的時間是哈勃常數當前值及其變化率的函式。天文學家已經確定了膨脹的近似速率，但尚無人能夠精確測量第二個值。
儘管如此，人們可以根據對宇宙平均密度的瞭解來估算這個量。人們預計，由於引力施加了一種反對膨脹的力，星系現在的分離速度會比過去慢。因此，膨脹率的變化與宇宙平均密度設定的引力拉力有關。如果密度僅為星系內部和周圍可見物質的密度，則宇宙的年齡可能在 120 億到 200 億年之間。（該範圍允許膨脹率的不確定性。）
然而，許多研究人員認為密度大於這個最小值。所謂的暗物質將彌補這種差異。一個強有力的論點認為，宇宙的密度恰好足夠大，以至於在遙遠的未來，膨脹將幾乎減速到零。在這種假設下，宇宙的年齡減少到 70 億到 130 億年之間。
宇宙中 нейтроны 和質子的密度決定了某些元素的丰度。對於密度較高的宇宙，計算出的氦丰度幾乎沒有差異，而計算出的氘丰度則低得多。陰影區域與觀測結果一致，氦丰度為 24%，鋰同位素丰度為 1010 分之一。這種定量一致性是大爆炸宇宙學的主要成功之處。
為了改進這些估計，許多天文學家正在積極研究，以測量到星系的距離和宇宙的密度。對膨脹時間的估計為宇宙的大爆炸模型提供了一個重要的檢驗。如果該理論是正確的，那麼可見宇宙中的一切都應該比根據哈勃定律計算出的膨脹時間更年輕。
這兩個時間尺度似乎至少大致一致。例如，銀河系盤中最古老的恆星大約有 90 億年的歷史——這是根據白矮星的冷卻速率估計得出的。銀河系暈中的恆星稍微古老一些，大約有 150 億年的歷史——這個值是根據這些恆星核心中核燃料的消耗速率得出的。已知最古老的化學元素的年齡也約為 150 億年——這個數字來自放射性測年技術。實驗室的工作人員已經從原子和核物理學中推匯出了這些年齡估計值。值得注意的是，他們的結果與天文學家透過測量宇宙膨脹得出的年齡至少大致一致。
另一個理論，穩態理論，也成功地解釋了宇宙的膨脹和均勻性。1946 年，英格蘭的三位物理學家——霍伊爾、赫爾曼·邦迪和托馬斯·戈爾德——提出了這樣一個宇宙學。在他們的理論中，宇宙永遠膨脹，物質自發地產生以填充空隙。他們認為，隨著這種物質的積累，它會形成新的恆星來取代舊的恆星。這種穩態假說預測，靠近我們的星系集合在統計上應該與遙遠的星系集合看起來相同。大爆炸宇宙學做出了不同的預測：如果星系都是很久以前形成的，那麼遙遠的星系應該比附近的星系看起來更年輕，因為來自它們的光需要更長的時間才能到達我們這裡。這些星系應該包含更多的短壽命恆星和更多的氣體，從中可以形成未來幾代恆星。
這個檢驗在概念上很簡單，但天文學家花了數十年時間才開發出足夠靈敏的探測器來詳細研究遙遠的星系。當天文學家檢查附近的強大射電波長髮射星系時，他們在光學波長下看到的是相對圓形的恆星系統。另一方面，遙遠的射電星系看起來具有細長的，有時是不規則的結構。此外，在大多數遙遠的射電星系中，與附近的射電星系不同，光的分佈往往與射電發射的模式對齊。
同樣，當天文學家研究大規模、高密度星系團的 population 時，他們發現附近的星系團與遙遠的星系團之間存在差異。遙遠的星系團包含藍色星系，這些星系顯示出正在進行恆星形成的跡象。附近的類似星系團包含紅色星系，這些星系中的活躍恆星形成早已停止。使用哈勃太空望遠鏡進行的觀測證實，這些年輕星系團中至少有一些增強的恆星形成可能是其成員星系之間碰撞的結果，而這一過程在當前時代要罕見得多。
遙遠的星系與附近的星系大不相同——這一觀察表明，星系是從早期更不規則的形態演化而來的。在光學（藍色）和射電（紅色）波長下都很明亮的星系中，附近的星系在光學波長下往往具有光滑的橢圓形狀，並且具有非常細長的射電影像。隨著紅移以及距離的增加，星系具有更多不規則的細長形狀，這些形狀在光學和射電波長下看起來是對齊的。最右邊的星系是在宇宙當前年齡的 10% 時期看到的。這些影像由卡內基研究所的帕特·麥卡錫組裝而成。
因此，如果星系都在彼此遠離，並且正在從早期形態演化而來，那麼它們曾經聚集在某種稠密的物質和能量之海中似乎是合乎邏輯的。事實上，在 1927 年，在對遙遠的星系瞭解不多之前，比利時宇宙學家和牧師喬治·勒梅特提出，宇宙的膨脹可能追溯到一個極其稠密的狀態，他稱之為原始“超原子”。他甚至認為，有可能探測到來自原始原子的殘餘輻射。但是，這種輻射特徵會是什麼樣的呢？
當宇宙非常年輕和熾熱時，輻射無法傳播很遠，就會被某些粒子吸收和發射。這種能量的持續交換維持了一種熱平衡狀態；任何特定區域都不太可能比平均溫度高或低太多。當物質和能量穩定到這種狀態時，結果就是所謂的熱譜，其中每個波長輻射的強度是溫度的明確函式。因此，起源於熾熱大爆炸的輻射可以透過其光譜來識別。
事實上，這種熱宇宙背景輻射已經被探測到。在 20 世紀 40 年代從事雷達開發工作時，當時在麻省理工學院的羅伯特·H·迪克發明了微波輻射計——一種能夠探測低水平輻射的裝置。在 20 世紀 60 年代，貝爾實驗室在一個望遠鏡中使用了輻射計，該望遠鏡將跟蹤早期的通訊衛星 Echo-1 和 Telstar。建造該儀器的工程師發現它正在探測到意外的輻射。阿諾·A·彭齊亞斯和羅伯特·W·威爾遜將該訊號識別為宇宙背景輻射。有趣的是，彭齊亞斯和威爾遜之所以產生這個想法，是因為他們得知迪克曾建議應該使用輻射計來搜尋宇宙背景輻射。
天文學家使用宇宙背景探測器 (COBE) 衛星以及許多火箭發射、氣球載和地面實驗，對這種輻射進行了非常詳細的研究。宇宙背景輻射具有兩個獨特的特性。首先，它在所有方向上幾乎相同。（正如勞倫斯伯克利實驗室的喬治·F·斯穆特及其團隊在 1992 年發現的那樣，變化僅為十萬分之一。）其解釋是，輻射均勻地充滿空間，正如大爆炸宇宙學中所預測的那樣。其次，光譜非常接近絕對零度以上 2.726 開爾文的熱平衡物體的光譜。可以肯定的是，宇宙背景輻射是在宇宙遠高於 2.726 度時產生的，但研究人員正確地預測了輻射的視溫度會很低。在 20 世紀 30 年代，加州理工學院的理查德·C·托爾曼表明，由於宇宙的膨脹，宇宙背景的溫度會降低。
宇宙背景輻射提供了直接證據，表明宇宙確實是從一個稠密、熾熱的狀態膨脹而來的，因為這是產生輻射所需的條件。在稠密、熾熱的早期宇宙中，熱核反應產生了比氫更重的元素，包括氘、氦和鋰。令人驚訝的是，計算出的輕元素混合物與觀測到的丰度一致。也就是說，所有證據都表明，輕元素是在熾熱、年輕的宇宙中產生的，而重元素則稍後出現，是為恆星提供能量的熱核反應的產物。
輕元素起源的理論是從第二次世界大戰結束後爆發的研究中產生的。喬治·伽莫夫和喬治華盛頓大學的研究生拉爾夫·A·阿爾弗以及約翰·霍普金斯大學應用物理實驗室的羅伯特·赫爾曼等人利用戰爭 e›ort 中的核物理資料來預測早期宇宙中可能發生的核過程型別以及可能產生的元素型別。阿爾弗和赫爾曼還意識到，原始膨脹的殘餘物仍然可以在現有宇宙中被探測到。
儘管這項開創性工作的重要細節存在錯誤，但它仍然在核物理學和宇宙學之間建立了聯絡。工作人員證明，早期宇宙可以被視為一種熱核反應堆。因此，物理學家現在已經精確地計算出大爆炸中產生的輕元素的丰度，以及由於星際介質中的後續事件和恆星中的核過程，這些數量是如何變化的。
我們對早期宇宙中普遍存在的條件的掌握並不能轉化為對星系如何形成的全面理解。儘管如此，我們確實掌握了相當多的拼圖碎片。引力導致物質分佈中密度漲落的增長，因為它更強烈地減緩了較稠密區域的膨脹，使其變得更加稠密。這種過程在附近星系團的增長中被觀察到，而星系本身可能是在較小尺度上透過相同的過程組裝起來的。
早期宇宙中結構的生長受到輻射壓力的阻止，但這在宇宙膨脹到其目前大小的約 0.1% 時發生了變化。那時，溫度約為 3000 開爾文，足夠冷卻以允許離子和電子結合形成中性氫和氦。中性物質能夠穿過輻射並形成氣體雲，這些氣體雲可能坍縮成星團。觀測表明，當宇宙達到其目前大小的五分之一時，物質已經聚集到足夠大的氣體雲中，可以稱為年輕星系。
現在一個緊迫的挑戰是如何調和早期宇宙的明顯均勻性與當前宇宙中星系的團塊狀分佈。天文學家知道早期宇宙的密度變化不大，因為他們只觀察到宇宙背景輻射的輕微不規則性。到目前為止，很容易開發出與現有測量結果一致的理論，但更嚴格的測試正在進行中。特別是，不同的星系形成理論預測宇宙背景輻射在小於約一度的角尺度上的漲落非常不同。尚未完成對此類微小漲落的測量，但它們可能會在目前正在進行的實驗中完成。瞭解目前正在考慮的任何星系形成理論是否能經受住這些檢驗將是令人興奮的。
今天的宇宙為我們所知的生命發展提供了充足的機會——在我們能夠觀察到的宇宙部分中，大約有 1000 億億顆類似於太陽的恆星。然而，大爆炸宇宙學暗示，生命只在有限的時間跨度內才有可能存在：宇宙在遙遠的過去太熱，並且未來的資源有限。大多數星系仍在產生新的恆星，但許多星系已經耗盡了它們的氣體供應。從現在起 300 億年後，星系將變得更加黑暗，並充滿死亡或垂死的恆星，因此能夠支援現在存在的生命的行星將大大減少。
宇宙可能會永遠膨脹下去，在這種情況下，所有星系和恆星最終都會變得黑暗和寒冷。這種大凍結的替代方案是大擠壓。如果宇宙的質量足夠大，引力最終將逆轉膨脹，所有物質和能量將重新結合。在未來十年中，隨著研究人員改進測量宇宙質量的技術，我們可能會了解到當前的膨脹是走向大凍結還是大擠壓。
在不久的將來，我們期望新的實驗能夠讓我們更好地理解大爆炸。隨著我們改進對膨脹率和恆星年齡的測量，我們或許能夠證實恆星確實比膨脹的宇宙更年輕。最近完成或正在建造的更大的望遠鏡可能使我們能夠看到宇宙的質量如何影響時空曲率，而時空曲率反過來會影響我們對遙遠星系的觀測。
我們還將繼續研究大爆炸宇宙學沒有解決的問題。我們不知道為什麼會發生大爆炸，也不知道之前可能存在什麼。我們不知道我們的宇宙是否有同胞——其他遠離我們能夠觀察到的區域的膨脹區域。我們不理解為什麼自然基本常數具有它們現在的值。粒子物理學的進步為這些問題可能如何得到解答提供了一些有趣的方法；挑戰在於找到這些想法的實驗檢驗。
在關注關於宇宙學等問題的辯論時，應該牢記，所有物理理論都是對現實的近似，如果過度推導，可能會失敗。物理科學透過將早期實驗支援的理論納入更大、更全面的框架中而取得進展。大爆炸理論得到了大量證據的支援：它解釋了宇宙背景輻射、輕元素的丰度和哈勃膨脹。因此，任何新的宇宙學肯定都會包含大爆炸圖景。無論未來幾十年可能帶來什麼發展，宇宙學都已經從哲學的一個分支發展成為一門物理科學，在這個物理科學中，假設經受住了觀察和實驗的檢驗。