宇宙学
宇宙学（ Cosmology ），天文学中把宇宙作为整体的结构，研究其成分、演化和起源的分支学科。观测上，它需要收集最遥远、最古老的天体的数据。理论上，它要求将基本物理规律作最大可能的外推。尽管有这些严格约束，宇宙学自20世纪以来终于成长为能够作出预言并进行检验的重要科学分支。
发展简史
关于近代宇宙学的发端，应当追溯到I.牛顿。17世纪末他同R.本特尼的通信中，曾试图建立一个均匀各向同性的静态宇宙模型，而且认识到这种模型是不稳定的。19世纪末，C.纽曼和H.von西利格继续了在牛顿框架内建立宇宙模型的尝试。1915年，A.爱因斯坦提出用广义相对论来解决牛顿引力理论和动力学与他的狭义相对论之间的冲突。广义相对论将引力同时空的几何性质联系起来，为现代宇宙学奠定了理论基础。广义相对论提出两年后，爱因斯坦就大胆尝试应用它来建立整个宇宙的模型。为了使宇宙保持静态，他在场方程中引入了一个相当于斥力的常数项，这个常数记作Λ，因为它只在宇宙学涉及的大尺度上才有明显影响，故称为宇宙学常数。爱因斯坦认为，这个静态宇宙模型展示了宇宙的物质内容同时空几何性质之间唯一的自洽关系。然而，就在同年W.德西特证明这个模型并不是唯一的。他发现一个空虚而膨胀的宇宙同样满足引力场方程。德西特宇宙模型尽管在当时被认为神秘难懂，但它在宇宙学后来的发展中，仍然起着重要作用。后来，A.弗里德曼和G.勒梅特分别在1922～1924年和1927年各自独立地建立了含物质但不带宇宙学常数的膨胀宇宙模型，这个模型称为弗里德曼宇宙模型和勒梅特宇宙模型，成为宇宙学标准模型的基础。差不多在同一时期，在观测前沿上对宇宙的了解迅速增长。1924年，E.P.哈勃通过造父变星的周期–光度关系测定了到仙女座大星云的距离，确认了它处于银河系之外，从而解决了旋涡星云本质的争论，宣告了河外天文学（又称星系天文学）的诞生。1929年，哈勃又发现大多数星系谱线的红移（若用多普勒效应解释即星系退行速度）同距离大致成正比，现称哈勃定律。它意味着宇宙在膨胀，从而动摇了宇宙整体静止的传统观念。哈勃定律被接受以后不久，爱因斯坦看到静态宇宙模型不符合现实，于是放弃了他引入引力场方程中的Λ项，并认为那是自己一生中“最大的错误”。耐人寻味的是，这个被宣判已经死亡的Λ项，在爱因斯坦去世半个世纪以后，竟然又作为主宰宇宙加速膨胀的暗能量的一种可能性恢复了生命。见宇宙学常数。
大爆炸模型
由于观测上星系分布的启示，也由于理论上简化的要求，假设宇宙在空间上应当是均匀各相同性的。这个假设称为宇宙学原理。H.P.罗伯逊和A.G.沃尔克分别于1935年和1936年证明，满足这个原理的时空度规(现称为罗伯逊–沃尔克度规)必定具有如下形式：
ds2=c2dt2－R2(t)[dr2/(1－kr2)＋r2(dθ2+sin2θdφ2)]
式中函数R(t)称为标度因子，它随时间增加表示宇宙膨胀。常数k称为空间曲率，可取0、＋1和−1三个值。k＝0为平直空间，其中三角形三内角之和等于二直角；k＝1为球形空间，其中三角形三内角之和大于二直角；k＝−1为鞍形空间，其中三角形三内角之和小于二直角。球形空间是有限的，其他两种空间是无限的。
将罗伯逊–沃尔克度规代入爱因斯坦引力场方程，与宇宙物质的物态方程联立，可得到标度因子满足的宇宙动力学方程（弗里德曼方程），解之即得R(t)随时间的演化。如对于无压物质（可近似描述当今宇宙的物态），在k＝0的情况下有R(t)∝t2/3。
宇宙的几何性质同物质密度有关，可定义下列参数：
H( t)=(d R( t)/d t)/ R( t) ρ c=3 H2/8π G
分别为哈勃常数和临界密度，其当前时刻的值附以下角标0。密度参数定义为： Ω＝ ρ/ ρ c 式中Ω0＝1，相对于k＝0；Ω0＜1，相对于k＝−1；Ω0＞1，相对于k＝1。在所有三种情形中，标度因子在过去某个时刻均为零，通常称为大爆炸时刻。此时，宇宙的空时曲率和物质密度都为无限大，又称奇点。至于宇宙未来的命运，则依赖于宇宙今天的密度是小于、等于还是大于临界密度。前两种情况下，宇宙将永远膨胀下去。对最后一种情形，宇宙将在某个时刻到达极大，然后收缩返回奇点。由能量守恒定律可以证明，物质密度与标度因子的三次方成反比，而辐射密度与标度因子的四次方成反比。因此，尽管今天宇宙中物质密度远大于辐射，但在过去标度因子足够小的早期，宇宙应当以辐射为主。此外，由于辐射密度与温度的四次方成正比，所以宇宙的温度应与标度因子成反比，即随宇宙膨胀而降低。另一方面，不难证明，辐射的波长λ随标度因子R成正比的变化，所以在膨胀宇宙中，对一个红移为z＝（λ0－λ）/λ=R0/R－1的天体，1＋z应与R成反比。
由于上面的弗里德曼模型给出了膨胀宇宙的合理描述，后来宇宙学中许多进展都是以它为基础的。这些进展包括：
分立源的观测
相对论宇宙模型使用弯曲时空，它预言的非欧几何效应原则上是可观测的。正是这些预言促进了20世纪50～60年代的光学家和射电天文学家把他们的观测能力推向极致。宇宙学家通过观测各类分立源（星系、类星体、射电源、X射线源等）的分布，希望发现各种可能的理论模型中究竟哪一种最符合实际。观测检验包括：①哈勃常数的测量；②哈勃定律向大红移星系的外推；③越来越大距离的星系和射电源计数；④角直径–红移关系；⑤星系的面亮度与其红移的关系。不过，这些研究的目标已逐渐从决定宇宙的几何性质移向分立源如何随时间演化。
早期宇宙的遗迹
20世纪40年代末，G.伽莫夫注意到早期宇宙应当以辐射为主，即主要由光子和其他高度相对论性的粒子组成。他期望在那个时期的高温中，质子和中子会聚合成较重的核，从而决定宇宙的化学组成。伽莫夫的理论计算出如氘、氦、铍等轻元素的宇宙丰度，经过现代的改进已能与广泛的天文观测事实一致。伽莫夫和他的同事还预言，早期炽热的宇宙会在今天留下一个温度约5K的辐射背景。这种背景辐射在1965年被A.彭齐亚斯和R.W.威耳孙的发现证实。20世纪90年代宇宙背景探测者(COBE)的高精度观测表明，这种宇宙背景是温度为2.735K的黑体辐射，扣除约千分之一的运动学效应后，温度的方向起伏不足十万分之一。21世纪伊始，威氏微波背景各向异性探测器（WMAP）对背景辐射的观测不仅改善了空间分辨率，还首次观测到偏振，大幅度提高了各种宇宙学参数的测量精度，宣告了精确宇宙学时代的来临。
宇宙中结构的演化
宇宙学的主要目标一直是说明，核子和轻子是怎样从更原初的粒子演化出来，并最终形成宇宙中观测到的大尺度的结构。这方面工作中特别有意义的是A.古斯等人于1980年前后首先讨论的宇宙暴胀模型。该模型认为，在大爆炸后极短的时期中，随着温度的下降，宇宙经历了一个相变过程，真空相变的后果是产生了一种类似宇宙学常数项的斥力，驱动宇宙像德西特模型那样指数膨胀（称暴胀）。大多数结构形成理论都依赖于暴胀时期初始密度涨落的性质及随后在引力作用下的增长过程。综合分析天文观测数据，特别是WMAP对宇宙微波背景辐射的观测数据，高红移超新星的观测数据，以及大规模（数十万计）星系红移巡天数据，结果表明能与观测拟合最佳的参数组合是，哈勃常数为70千米/秒/兆秒差距；宇宙年龄约137亿年；物质和能量的总密度取使宇宙平坦的临界值（Ω0～1）。其中，中微子约占0.3%，恒星约占0.5%，普通物质(主要是星系团中的热气体)占4%～5%，冷暗物质占25%，暗能量占70%。了解冷暗物质和暗能量的本质，仍然是宇宙学和物理学当前面临的重大挑战。
其他宇宙学理论
除大爆炸宇宙学外，几十年来还不断提出一些其他宇宙模型，尽管没有得到大多数宇宙学家的认可。其中，H.邦迪、T.戈尔德和F.霍伊尔于1948年提出的稳恒态宇宙理论，以提供了清楚的可以检验的预言而著称，这种宇宙模型的时空几何由德西特模型描述，但物理意义不同。1965年微波背景辐射发现以后，这个理论沉寂了很长时间，但1993年又以修改后的形式（称为准稳恒态宇宙学）重新出现。此外，还有1961年C.布朗斯和R.H.迪克源于马赫原理提出的布朗斯–迪克宇宙论，以及P.A.M.狄拉克为解释宇宙学和微观物理学中出现的非常大的无量纲数而提出的理论等。
宇宙学理论的命运取决于它如何应对观测的挑战。如果说在20世纪开始的时候还没有多少观测事实来约束宇宙学理论的话，那么21世纪开始的时候，新的越来越精确的观测数据正在源源不断地涌来，只有与这些观测数据拟合最佳者才能立于不败之地。
