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發(fā)展歷史

現(xiàn)代宇宙學(xué)是沿著觀測和理論的輻轍發(fā)展起來的。1915年愛因斯坦提出了廣義相對論。因?yàn)槟菚r(shí)的物理學(xué)家有一種偏見，認(rèn)為宇宙是靜態(tài)的、無始無終的，愛因斯坦在他的方程中加入了一個(gè)宇宙學(xué)常數(shù)項(xiàng)使穩(wěn)恒態(tài)的方程成立。但后來發(fā)現(xiàn)宇宙不僅是膨脹，還有加速膨脹的趨勢，于是這個(gè)最初的錯(cuò)誤--宇宙學(xué)常數(shù)又成為了加速膨脹的來源。廣義相對論的宇宙學(xué)解是由弗里德曼發(fā)現(xiàn)的，現(xiàn)在被稱為弗里德曼-羅伯森-沃克宇宙。它描寫的是膨脹或收縮的宇宙。

1910年斯里菲和威茲用多普勒現(xiàn)象來解釋觀測到的渦狀星云的紅移。這意味著這些星云正離我們遠(yuǎn)去。雖然人們可以測量天體的視角大小，但是卻很難知道它們的實(shí)際大小和亮度，這使得測量天體的距離異常得困難。斯里菲和威茲沒有意識到這些星云其實(shí)是河外星系，也沒有意識這個(gè)發(fā)現(xiàn)對宇宙學(xué)的意義。1927年，一位比利時(shí)的天主教神甫勒瑪泰獨(dú)立地發(fā)現(xiàn)了弗里德曼-羅伯森-沃克解并在渦狀星云的觀測基礎(chǔ)上提出宇宙起源于原初原子爆炸的假說。1929年哈勃為這個(gè)假說提供了觀測依據(jù)。他證明了渦狀星云是一些星系并通過觀測仙王變星來測量了它們的距離。他同時(shí)還發(fā)現(xiàn)了星系紅移和亮度之間的關(guān)系，認(rèn)為這一關(guān)系的起源是因?yàn)樵谒蟹较蛐窍惦x我們遠(yuǎn)去的速度正比于它們的距離。這個(gè)關(guān)系被稱為哈勃定律，它其實(shí)只在最近才被確認(rèn)，哈勃的數(shù)據(jù)誤差很大。

給定宇宙學(xué)原理，哈勃定律意味著宇宙是在膨脹的。有兩種可能可以解釋這個(gè)現(xiàn)象，其一是由伽莫夫提出的大爆炸理論，另一種理論是霍義耳的穩(wěn)恒態(tài)模型。在此模型中，星系互相遠(yuǎn)離時(shí)不停地有新物質(zhì)產(chǎn)生，在任何時(shí)間宇宙大致是一樣的。

許多年來這兩者互有支撐依據(jù)。但是從1965年發(fā)現(xiàn)微波背景輻射以來，觀測結(jié)果越來越傾向于支持前一種理論。1960年代以前，許多宇宙學(xué)家認(rèn)為弗里德曼宇宙開始時(shí)的無限致密奇點(diǎn)是數(shù)學(xué)上的理想化，宇宙也應(yīng)在到達(dá)此熱致密狀態(tài)之前從收縮轉(zhuǎn)換到重新膨脹。這就是托爾曼的振蕩宇宙模型。但是霍金和彭羅斯證明了這個(gè)模型是不可能實(shí)行的，他們指出了奇點(diǎn)是廣義相對論的一個(gè)特征。從此以來大多數(shù)宇宙學(xué)家開始接受宇宙在有限時(shí)間以前開始演化的大爆炸理論。

研究領(lǐng)域

以下所列的是宇宙學(xué)研究的一些最活躍的領(lǐng)域，大致按時(shí)間順序排列。這個(gè)單子不包括大爆炸宇宙學(xué)。它可以參見大爆炸年表。

極早期宇宙

雖然大爆炸理論看起來可以解釋從 10 ? ? --> 33 {\displaystyle 10^{-33}} 秒鐘開始的早期熱宇宙，它卻面臨著許多困難。其中之一是現(xiàn)今的粒子物理理論不能為宇宙的平坦性、均勻型和各向齊性（參閱宇宙學(xué)原理）提供一個(gè)令人滿意的答案。另外，大統(tǒng)一模型預(yù)言了宇宙中有磁單極，它們也沒有被觀宇宙暴脹宙暴脹解決了這些問題。它的物理模型雖然很簡單，但是卻沒有被粒子物理所證實(shí)，其主要困難在于如何調(diào)和它和量子場論的矛盾。一些宇宙學(xué)家認(rèn)為弦理論和膜宇宙學(xué)能為解決宇宙學(xué)原理提供另一方案。

宇宙學(xué)的另一主要問題是解釋為什么粒子要多于反粒子。X射線觀測表明宇宙并不是由物質(zhì)和反物質(zhì)的區(qū)域組成的。它的主要組成是物質(zhì)。這個(gè)問題稱為重子不對稱性，解釋這種現(xiàn)象的理論被稱為重子產(chǎn)生。重子產(chǎn)生理論是由薩哈羅夫于1967年提出的，它的必要條件中包括物質(zhì)和反物質(zhì)間的電荷-宇稱對稱性的破缺。粒子加速器只觀測到很小的電荷-宇稱對稱破壞，不能解釋宇宙的重子不對稱性。宇宙學(xué)家和粒子物理學(xué)家希望能發(fā)現(xiàn)電荷-宇稱破壞的其它來源。

重子產(chǎn)生和宇宙暴脹都與粒子物理有密切的聯(lián)系。這些問題的解決答案可能會產(chǎn)生于高能理論和實(shí)驗(yàn)而不是于天文觀察中。

太初核合成過程

太初核合成是關(guān)于元素在早期宇宙形成的理論。當(dāng)宇宙演化到大約三分鐘時(shí)，它已經(jīng)足夠冷卻，這時(shí)核聚變及核合成過程就終止了。因?yàn)榇蟊ê撕铣蛇^程持續(xù)的時(shí)間極為短暫，從質(zhì)子和中子出發(fā)，它的主要合成成品是輕元素如氘、氦-4和鋰。其它元素則極為微量。（重元素主要是由星體如超新星中的核反應(yīng)而形成的。）雖然在1948年伽莫夫、阿爾菲和赫爾曼就已經(jīng)提出了這個(gè)理論的基本觀點(diǎn)，由于在此理論中輕元素的豐度與早期宇宙的物理性質(zhì)關(guān)系密切，它至今仍然是檢驗(yàn)大爆炸時(shí)期物理理論的極靈敏的探針。比如，它可以用來檢驗(yàn)等效原理、暗物質(zhì)和中微子物理。

宇宙微波背景輻射

宇宙微波背景輻射是指退耦過程（即大爆炸所產(chǎn)生的光輻射停止與帶電離子的湯普生散射及原子第一次形成這一過程）所殘余的輻射。這種輻射是由彭齊亞斯和威爾遜在1965年發(fā)現(xiàn)的。它具有幾乎完美的2.7K黑體輻射譜，只在十萬分之一內(nèi)偏離各向同性。宇宙學(xué)家們可以用描寫早期宇宙細(xì)微起伏演化的宇宙學(xué)微擾理論來精確地計(jì)算輻射的角度功率譜。最近的衛(wèi)星（COBE和WMAP）和地面及氣球（DASI，CBI和Boomerang）實(shí)驗(yàn)也測量了此功率譜。這些工作的目的是為了更精確地測量 Λ Λ --> {\displaystyle \Lambda } -冷暗物質(zhì)模型的參數(shù)，同時(shí)也為了檢驗(yàn)大爆炸模型和新物理模型的預(yù)言。例如，最近WMAP的測量就為中微子的質(zhì)量提供了限制。

更新的實(shí)驗(yàn)的目的則是測量微波背景譜的極化。它將為微擾理論提供更多的證據(jù)，也將為宇宙暴脹和所謂的次級非各向同性（如由背景輻射和星系和星系團(tuán)相互作用引起的散亞耶夫-澤爾多維奇效應(yīng)和薩克斯-沃爾夫效應(yīng)）提供信息。

大尺度結(jié)構(gòu)的形成和演化

理解最早和最大結(jié)構(gòu)（如類星體，星系，星系團(tuán)和超團(tuán)）的形成和演化是宇宙學(xué)的核心課題之一。宇宙學(xué)家們研究的是一種由下至上有層次的結(jié)構(gòu)形成模型。在此模型中，小物體先形成，而大的物體如超團(tuán)還在形成過程中。研究宇宙中結(jié)構(gòu)最直接了當(dāng)?shù)姆椒ㄊ瞧詹榭梢姷男窍?，從而?gòu)造一個(gè)星系的立體圖像并測量物質(zhì)功率譜。這就是斯隆數(shù)碼巡天和2dF星系紅移巡天的研究方案。

理解結(jié)構(gòu)形成的一個(gè)重要工具是模擬。宇宙學(xué)家們用它來研究宇宙中物質(zhì)的引力堆積和線狀結(jié)構(gòu)，超團(tuán)和空穴的形成。因?yàn)橛钪嬷欣浒滴镔|(zhì)要比可見的重子物質(zhì)多許多，所以大多數(shù)模擬只計(jì)入它們。這種處理對理解最大尺度的宇宙是足夠了。更先進(jìn)的模擬已經(jīng)開始計(jì)入重子的效應(yīng)，它們也開始研究星系的形成。宇宙學(xué)家們檢查這些模擬是否與星系普查的結(jié)果一致。如果不一致，則研究偏差的原因。

宇宙學(xué)家還用其它互補(bǔ)的方法來測量宇宙遙遠(yuǎn)處的物質(zhì)分布和再電離過程。這些方法包括：

萊曼阿爾法譜線森林。通過測量氣體對遙遠(yuǎn)類星體所發(fā)射光的吸收來測量早期宇宙中中性氫原子的分布。

中性氫原子的21厘米吸收線也提供了靈敏的測試。

由于暗物質(zhì)的引力透鏡效應(yīng)而引起的對遙遠(yuǎn)物象的扭曲，即所謂的弱透鏡效應(yīng)。

這些方法都將幫助宇宙學(xué)家解決第一代天體如何形成這一問題。

暗物質(zhì)

大爆炸核形成、宇宙微波背景輻射和結(jié)構(gòu)形成的研究證據(jù)表明了宇宙質(zhì)量的25%是由非重子的暗物質(zhì)組成的，而可見的重子物質(zhì)只占宇宙質(zhì)量的4%。作為星系周圍暈中的一種冷的、不輻射的塵埃，暗物質(zhì)的引力效應(yīng)已經(jīng)被了解得很透徹了，但是它的粒子物理性質(zhì)還是個(gè)謎，人們從沒有在實(shí)驗(yàn)室中觀察到它們。暗物質(zhì)的可能候選包括穩(wěn)定的超對稱粒子、大質(zhì)量弱相互作用粒子（WIMP）、軸子和大質(zhì)量致密暈天體（MACHO），它甚至還可能是在極小加速度下引力的修正（修正的牛頓動力學(xué)，或MOND）或膜宇宙學(xué)的一種效應(yīng)。

星系中心的物理（如活動星系核，超重黑洞）可能會給暗物質(zhì)的性質(zhì)提供線索。

暗能量

如果宇宙是平坦的，那么必須有一種東西組成71%的宇宙密度（扣除25%的暗物質(zhì)和4%的重子物質(zhì)）。它被稱為暗能量。這種東西不能干涉大爆炸核合成和宇宙微波背景輻射，所以它不能象重子和暗物質(zhì)那樣在星系周圍暈環(huán)中結(jié)團(tuán)。因?yàn)橛钪婵赡苁瞧教沟模晕覀冎浪目傎|(zhì)量。通過觀測我們也知道宇宙中結(jié)團(tuán)物質(zhì)的質(zhì)量比總質(zhì)量遠(yuǎn)遠(yuǎn)要小，這就為暗物質(zhì)的存在提供了很強(qiáng)的證據(jù)。1999年發(fā)現(xiàn)的宇宙可能在加速膨脹，這為暗能量的存在提供了證據(jù)。

除了暗物質(zhì)的密度和結(jié)團(tuán)性質(zhì)外，我們對它一無所知。量子場論預(yù)言了一種類似暗物質(zhì)但比它大120個(gè)數(shù)量級的宇宙常數(shù)。溫伯格和一些弦理論家由此提出人擇原理。他們認(rèn)為宇宙常數(shù)如此小的原因是因?yàn)槿祟惒荒茉谄渌笥钪娉?shù)的世界中生存。許多人覺得這種解釋很牽強(qiáng)。暗能量其他可能的解釋包括精質(zhì)（ quintessence ）和在大尺度下引力的修正。這些模型的核心是暗能量的狀態(tài)方程，不同的理論有不同的狀態(tài)方程。暗能量的本質(zhì)是宇宙學(xué)中最具挑戰(zhàn)性的問題之一。

如果我們對暗能量有更好的理解，我們可能會解開宇宙最終結(jié)局這一謎題。在現(xiàn)在這個(gè)宇宙時(shí)期，由暗能量引起的宇宙加速膨脹阻礙了比超團(tuán)更大結(jié)構(gòu)的形成。我們還不清楚這種加速膨脹會不會永久持續(xù)下去?；蛟S它會加快，甚至它也可能會變成減速膨脹。

其它研究方向

原初黑洞。

宇宙射線譜中的格萊森-查策平-庫茲明截?cái)?。對此截?cái)嗟倪`反是否隱示了在極高能下狹義相對論的失效。

等效原理。愛因斯坦引力理論是否正確，物理原理的普適性。

參考文獻(xiàn)

科普讀物

史蒂文·溫伯格，最初三分鐘 （1993）。

霍金，時(shí)間簡史：從大爆炸到黑洞 （1998）。

古斯，暴脹宇宙：宇宙起源新理論的探求 (1997)。

經(jīng)典教材

托爾曼，相對論、熱力學(xué)和宇宙學(xué)。

史蒂文·溫伯格，引力論和宇宙學(xué)。

皮伯斯，物理宇宙學(xué)原理。

皮伯斯，宇宙大尺度結(jié)構(gòu)。

科爾布、透納，早期宇宙。

模組鏈接

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