我们不会追问鸟儿的歌唱有什么用，由于歌唱是它们的兴趣，它们生来就是要歌唱的。同样我们也不应追问为何人类要费尽心思探寻天空的秘密……自然征象多姿多彩，天空中的宝藏云云丰富，正是为了使人类的心灵从不缺乏奇怪的营养。 —— 约翰尼斯·开普勒
当我们想象宇宙时，脑海中出现的画面或许是一个稳定、大小稳定的超等巨大球体，这个球体内布满了均匀分布的恒星。究竟上，爱因斯坦（Albert Einstein）所想象的宇宙图景也是如许一幅画面。
1917年，爱因斯坦将刚提出不久的颠覆性引力理论——广义相对论应用在整个宇宙上，他想要知道，宇宙是否如他想象的那样是静态的。然而，方程却告诉他一个大相径庭的答案：宇宙并不稳定！无论宇宙球是怎样开始的，它最终会坍缩到一个点。恒星之间的引力作用，会将统统都向内拉。
为了得到一个静态的宇宙解，爱因斯坦在广义相对论的焦点方程中引入了一个新的项——宇宙学常数。宇宙学常数非常小，以至于无法在太阳系标准上被探测到。但在宇宙学标准，它会产生微小且稳定的排挤力——足以抵消恒星之间的引力吸引，防止宇宙坍缩。
但随后，越来越多的理论证据表明，爱因斯坦的图景是错误的。比方，上个世纪20年代初，弗里德曼（Alexander Friedmann）就在研究了广义相对论后发现，球体宇宙只是理论所答应的浩繁大概性之一。弗里德曼得到的解包罗了膨胀和紧缩的宇宙，并且答应宇宙的曲率为正、负和零。
尽管云云，爱因斯坦仍旧不乐意放弃他的静态宇宙。直到1931年，当所有的观测都表明宇宙确实在膨胀时，他才改变了想法。
上个世纪初，夜空中“旋涡星云”的本质让天文学家狐疑不已。对它的明白将关乎到我们对宇宙大小的认知。换句话说，只要破解这一谜团，就能够回答银河系是否是宇宙中唯一的星系这个题目。
在那个时代，大多数天文学家都倾向于信赖这些星云不外是银河系内的一些气体云，只有少数天文学家以为它们实际上是远在银河系之外的独立的“岛宇宙”——也就是我们本日称之为的“星系”。1920年，两边为此进行了一次著名的“世纪大辩论”。
办理这一争辩的唯一途径是更多的观测数据，其时两种工具的发展成为了解题的关键。第一个工具是光谱学。通过观测遥远天体发出的光，天文学家可以测出它们是由什么构成的，以及它们的移动速率有多快。
1912年，天文学家斯里弗（Vesto Slipher）使用了其时最先进的仪器对仙女座星云进行观测。他惊奇地发现该星云的光谱中表现出了猛烈的蓝移，这意味着它正在以大约每秒300千米的速率朝我们运动。这个速率太快了，比任何已知的恒星的运动速率都要快，以至于斯里弗不得不怀疑他是不是弄错了。然而，其他的天文学家很快证明了斯里弗的观测结果。
之后在对几十个旋涡星云进行测量后，斯里弗发现仙女座星云的蓝移是一个例外。大多数星云都是红移的，这就意味着这些星云正以极快的速率阔别我们。斯里弗的观测使他站到了”岛宇宙“的阵营，他以为这些星云定然是在非常遥远的地方，由于在我们附近任何一个移动速率云云之快的天体应该早就逃离银河系了。
但是要确定岛宇宙这一假说，还必须测量旋涡星云的实际距离，这就必要第二种工具——标准烛光。
1923年，在数以亿计的繁星中，哈勃（Edwin Hubble）运用其时天下上口径最大的胡克望远镜，找到了一颗改变了现代天文学进程的恒星。这颗恒星被称为造父变星V1。造父变星是一类亮度会呈周期性的厘革的恒星，它可以作为测量距离的标准烛光。哈勃运用勒维特（Henrietta Swan Leavitt）在先前就发现的造父变星的周期和光度间的关系，计算出了V1的距离。他发现仙女座距离地球约93万光年（现代的观测表明，仙女座星系实际上位于250万光年之外），而这远远超出了银河系的大小。
哈勃的观测结果为世纪大辩论画上了句点，也让人们意识到，宇宙远比想象的更加浩瀚无垠。
然而，哈勃带来的宇宙革命并未止步于此。1929年，他在进一步对星系进行观测后，绘制了星系的速率和距离关系图，关系图表现出了一个清楚的趋势：那些距离我们越远的星系，阔别我们的速率越快。
也就是说，宇宙确实不是静止的，而是在越变越大！1931年，哈勃和赫马森（Milton Humason）扩展了星系样本，进一步加强了这一发现。与此同时，他们的发现也摧毁了爱因斯坦的静态宇宙观。
一个正在膨胀的宇宙，好像暗示着它有着更小的过去——甚至是一个开端。但对于其时的天文学家而言，宇宙开端题目好像是哲学家或神学家才会去讨论的话题。由于如果假定宇宙有一个开端，那么一个更棘手的题目是，这个开端是从而来的？究竟上，这种不乐意去思考宇宙开端的想法是云云的根深蒂固，以至于我们如今所称之为的大爆炸理论不得不以不同的方式被重新发现了三次，才最终被广泛接受。
1927年，比利时天文学家勒梅特（Georges Lemaitre）得到了与弗里德曼雷同的结论：宇宙并非静态的，它会膨胀或紧缩。他甚至已经推导出了哈勃定律，但由于他发表的论文是用法文撰写的，以是其时并没有得到关注。本日，为了突出勒梅特的贡献，科学界已经把“哈勃定律”更名为“哈勃-勒梅特定律”。别的，其时勒梅特还利用斯里弗测量的星系速率和哈勃确定的星系距离，得到了宇宙的膨胀速率。
1931年，勒梅特提出宇宙应该开端于一个包罗了整个宇宙质量的”原初原子“。他在《自然》杂志中细致地阐述了这一想法，此中还包罗了一个具有先见之明的发起，他以为宇宙最初的状态肯定非常炙热，并且会产生一种余晖——一种至今仍旧弥漫在空间中的热辐射。尽管在细节上他是错误的，比如他以为这种余晖是宇宙射线的来源，但正如我们将会看到的，大爆炸余晖确实是真实存在的。然而，勒梅特关于宇宙开端的想法在其时并没有引起多少关注。
大爆炸的第二次发现始于一个看似无关的题目：是什么让恒星发光的？
1920年，爱丁顿（Arthur Eddington）提出了一种大概性，或许是在太阳内部的炽热和致密的条件答应氢聚酿成氦，从而开释出巨大的能量。早先，天文学家对此表现怀疑，由于他们以为恒星所包罗的氢不足以不停维持这一过程。到了1925年，佩恩（Cecilia Payne）在她被称为”天文学史上最良好的博士论文“中，通过计算恒星光谱中的化学元素丰度后发现，氢是恒星中最丰富的元素，其次则是氦。
在解开太阳的发光之谜后，其他的题目接踵而至：为什么险些所有恒星的氢氦比例都是三比一呢？为什么较重的元素只占宇宙总元素的一小部分？为什么一些元素，比如碳和氧，要比锂和硼丰富得多呢？
上个世纪30年代是提出这些题目的好时机。其时，物理学家已经发现原子核中包罗了两种类型的粒子：带正电的质子和中性的中子。将这两种粒子“粘合”在一起的是只有它们能感受到的“强”力，电子则不受影响。强力比电磁力要强得多，否则质子间的静电斥力将把原子核扯破，但强力的作用范围却是极短的。
从现有的原子核中形成新的元素的过程被称为核合成。然而，由于质子间的静电斥力，只有在数百万甚至是数十亿度的高温下，原子核才气够靠得充足近以便聚合在一起。科学家很快就意识到，自然界中只有两个地方会出现这种极度条件。第一个地方便是在恒星的内部。20世纪30年代末，物理学家已经开始准确地研究出热核聚变是怎样产生能量来保持恒星发光的，并且在这个过程中，产生了构成地球和生命的重元素。
1946年，伽莫夫（George Gamow）将注意力转向核合成的第二种大概性：一些元素是否有大概在早期宇宙中产生？伽莫夫与阿尔弗（Ralph Alpher）和赫尔曼（Robert Herman）联手对这个题目发起了打击。他们以为，在宇宙诞生后的大约10到20秒，宇宙的初始状态是一锅布满了质子和中子的热汤。他们并没有试图将时间推回到最初的时刻，即t=0，否则他们将面临一个密度无穷、温度无穷、大小为零的奇点。他们只是简朴地将质子和中子汤当作一个既定究竟。他们的计算表明，在t=0之后的几分钟内，快速冷却的混合物会凝结成险些纯氢和氦，其元素和同位素比率接近我们本日看到的。
之后，他们还得出了一个结论：原始火球发出的辐射仍旧存在，只是在履历了数十亿年的宇宙膨胀后，其波长早已被拉长。这与勒梅特在1931年提出的观点相似。不同的是，阿尔弗和赫尔曼的计算更为复杂，本日我们看到的辐射不再是勒梅特曾以为的宇宙射线，而是光子，其波长处于电磁波谱中的微波区域。然而，他们的工作也很快就被淹没，尤其是其时关于宇宙还存在着另一种盛行的理论——稳恒态模型。
大爆炸的第三次也是决定性的一次发现是个美好的意外。
1964年夏天，普林斯顿大学的迪克（Robert Dicke）与他的两名学生洛尔（Peter Roll）和威尔金森（David Wilkinson）开始在微波波段探求大爆炸遗留的辐射。迪克的另外一名学生皮布尔斯（James Peebles）计算出宇宙数十亿年的膨胀将使大爆炸的辐射冷却到仅几个开尔文，那个时候皮布尔斯对伽莫夫等人的工作一无所知。到了1965年初，理论工作已经完成，探测器的工作也渴望顺利。然而在那年2月的一个星期二的午餐时间，迪克接到了一个令他心碎的电话。在接到电话后，他对自己团队说：“我们被抢先了”。
在距离普林斯顿40公里外的贝尔实行室，彭齐亚斯（Arno Penzias）和威尔逊（Robert Wilson）的喇叭型天线接收到了一些未知来源的噪音。他们清理了鸟粪、移走了鸟巢，清除了统统大概性后发现，无论是在白天或黑夜，无论是朝天空中的任何一个方向，仍有一种薄弱的微波嘶嘶声挥之不去。他们完全不知道是怎么回事，直到读到了皮尔布斯关于宇宙辐射的此中一篇论文的草稿，他们才明白了神秘嘶嘶声的含义。是的，他们偶尔间发现的正是迪克团队想要探求的大爆炸的余晖——宇宙微波配景（CMB）！之后，洛尔和威尔金森确认了彭齐亚斯和威尔逊的观测。
宇宙微波配景的发现使该范畴险些所有人都信赖，我们的宇宙诞生于遥远过去的一次大爆炸。然而，大爆炸模型却也给宇宙学家留下了三个大谜题。
如果宇宙有开端，那么宇宙学家不得不思考它是否也有尽头。如果有，宇宙的最终运气会是什么？是会永远地膨胀下去，照旧会制止膨胀往回紧缩？
答案取决于一个数字：宇宙中物质的均匀密度。如果均匀物质密度低于特定临界值（相当于每立方米包罗几个氢原子），那么宇宙就是“开放的”，它会永远膨胀下去；如果均匀密度大于这个临界值，宇宙就是“封闭的”，膨胀最终会制止，然后逆转，导致“大挤压”；如果均匀密度即是临界密度，那么宇宙就是“平展的”，恒星和星系的引力会减缓膨胀，但永远无法阻止它。
在宇宙诞生后，如果宇宙的密度稍微高一些，那么封闭的宇宙在膨胀后就会刹时紧缩；如果宇宙密度稍微低一些，那么开放的、无穷的宇宙就会由于膨胀得太快而无法形成恒星或星系；然而，100多亿年后的本日，我们看到宇宙中遍布着恒星和星系，物质的均匀密度与临界密度非常靠近。宇宙学家意识到，这就意味着宇宙在诞生不久后，其密度应该更加接近临界密度。然而，宇宙学家并不知道为什么宇宙密度云云接近临界密度，这个题目也被称为“平展性题目”。
第二个谜题说的是，为什么宇宙从各个角度看都是一样的，物理学家称之为”视界题目“。假设宇宙如今并没有在膨胀，一个光子在宇宙的极早期被开释出来，自由地在空间中穿梭直到抵达地球的北极。另一个光子同时被开释，但与第一个光子相反，它将抵达南极。这两个光子从被开释的那刻起能够交换任何信息吗？显然不能，由于从一个光子向另一个光子发送信息所需的时间将是宇宙年事的两倍。两个光子是因果不相连的，它们在相互的视界之外。然而，我们观测到的是，来自相反方向的光子肯定以某种方式进行了交流，由于宇宙微波配景在天空中的所有方向上的温度险些是完全雷同的，即2.73开尔文。
第三个谜团与一种假想粒子有关，这种粒子被称为磁单极子。在生活中，当我们把一个带有南极和北极的条形磁铁掰断，就会得到两个带有南极和北极的磁铁。物理学家从未发现过带有单一磁荷的粒子。然而，研究根本粒子及其之间相互作用的粒子物理学的”标准模型“却告诉我们，理论上这些磁单极子是存在的。计算还表明，大爆炸应当产生了许多磁单极子，且它们的质量都非常大，以是它们应该很难被忽视。那么它们究竟躲到哪里去了？
上个世纪80年代，一个名为“暴胀”的理论的发展，一举办理了这三个题目。暴胀模型假设在大爆炸后的10秒到10秒之间，宇宙履历了一次指数式的膨胀。在暴胀之前，尽管宇宙中大概布满了磁单极子，但极度的膨胀会把它们稀释到无法发现任何一个的地步。而在膨胀之前无论宇宙的曲率为何，暴胀都会把它拉得又紧又平，就像膨胀到光年大小的气球表面一样。同样地，考虑到宇宙在暴胀期间的膨胀倍数，就可以计算出本日相距非常遥远的区域在早期实际上在曾经是极其接近的，这就解释了为什么来自这些区域的光子具有险些完全雷同的温度。
在过去的几十年里，暴胀理论得到了越来越多观测证据的支持，包罗WMAP和COBE卫星对宇宙微波配景的测量。尽管暴胀理论并没有形貌宇宙的开端，但它被广泛以为是任何更完备的宇宙开端理论的重要构成部分。
在暴胀理论之后，理论学家开始誊写不同宇宙开端的故事。有人以为，我们所生活的这个宇宙只是多重宇宙中的一个，而每一个宇宙都遵照着各自的物理定律；有人以为，暴胀从未发生，只要假定物理学的根本常数不是恒定的，那么也可以解释先前提到的三个大题目；也有人以为，宇宙是循环的，大爆炸是源于上一个宇宙的大坍缩。但到目前为止，还没有哪个模型能像暴胀宇宙学那样被广为接受。
到了上个世纪末，宇宙的故变乱得越发空中楼阁，由于宇宙学家发现，有95%的宇宙是完全未知的！
让我们再次把眼光聚焦在仙女座星系。牛顿和爱因斯坦的引力理论告诉我们，在星系中，那些离星系中央越远的天体，感受到的引力就越小，以是它们的运行速率会比那些靠近中央的天体更慢。1970年，当鲁宾（Vera Rubin）和福特（Kent Ford）绘制仙女座星系的自转曲线的时候，惊奇地发现那些位于星系外缘的天体的速率并没有像预期那样随着距离的增加而变慢，而是趋于平稳。在考虑了所有的大概性之后，最有大概的一种解释是，星系中存在大量看不见的暗物质，它们提供了额外的引力，否则那些高速运行的天体应当早已飞离星系。
这种征象很快就在其他星系中得到验证。究竟上，早在上个世纪30年代，兹威基（Fritz Zwicky）就已经注意到，星系团中的可见物质的总量与星系自己运动之间存在差异。他以为，星系团之中或许存在大量的暗物质与可见物质发生了引力作用。
本日，我们可以用引力透镜技能来估算星系团中所包罗的暗物质总量。根据广义相对论，当遥远天体源发出的光在抵达地球的途中碰到星系团，那么星系团的质量所产生的引力会使光线发生弯曲。当天文学家通过弯曲的程度计算出的质量与我们可以直接观测到的质量不划一时，就意味着星系团中肯定存在着暗物质。
最新的计算表明，在宇宙中，暗物质的总量应当是普通物质的五倍！但题目是，暗物质究竟是什么？在筛查了种种大概性之后，物理学家以为暗物质最有大概是由未知的粒子构成的，尤其是一种被称为WIMP的粒子。但到目前为止，暗物质仍将自己的踪迹隐藏得非常好。
现代计算表明，暗物质占宇宙总质量和能量的26%，加上所有已知的普通物质的5%，还有69%是什么呢？
1998年，一项全新的发现再次革新了我们对宇宙的认知。其时，有两个天文团队竞相对遥远的Ia型超新星进行观测。这类爆炸恒星是一种全新的标准烛光——天文学家可以准确地测量这些天体的光度并用来确定它们到地球的距离。最终他们得到的结果是，宇宙并不像哈勃和其他人形貌的那样在膨胀，而是在加速膨胀！
这个发现完全出乎料想，由于由于星系和星系团之间的引力作用，宇宙的膨胀应该会随着时间逐渐减慢，但真真相况却并非云云。到底是什么在加速宇宙的膨胀？我们完全不知道，其幕后推手被称为“暗能量”，它的本质是物理学中最大的谜团。
理论学家提出了许多种大概，此中一种最有大概的解释正是我们在开头提到的爱因斯坦在方程中加入的宇宙学常数。其时，他加入宇宙学常数的目标是为了反抗物质的引力，从而创造出一个静态的宇宙。但本日看来，如果暗能量的来源是宇宙学常数，那么它不仅没有使宇宙保持静态，反而加速了它的膨胀。
宇宙学常数是以能量的情势存在于真空中的。根据量子物理学，真空并不空，而是布满了量子涨落——虚粒子对会不断地出现，但在刹时就会泯没消失。然而，对宇宙学常数的理论计算却表明，它比实际观测要高出了120个量级。如果它的值确实云云之大，那么早期宇宙应当快速膨胀，以至于不会有任何大标准布局有时机可以形成。这个题目也被称为“宇宙学常数疑难”。
真空能在整个宇宙以及任何的时间里都具有雷同的值，但暗能量实在也有大概是一种随时间和空间厘革的能量场。又大概，也许是我们对引力的明白还不敷深刻。尽管广义相对论在太阳系内经受住了所有最严苛的检验，但或许它在宇宙学标准上必要得到修正。目前天文学家正在验证一些替代的引力理论，看看它们是否能够良好地解释宇宙的加速膨胀。
从大爆炸到暴胀，从暗物质到暗能量，我们已经办理了许多的题目。但在这个过程中，新的题目也不断地出现。比方，在过去的十年中，一场关于宇宙年事的危机已经展开。
从哈勃常数的值中，我们可以推算出本日宇宙的年事。1931年，哈勃测得的哈勃常数的值为558km/s/Mpc，这个数字告诉我们宇宙的年事仅为10到20亿年，比地球的年事还小，这显然是不对的。随着天文学观测变得越来越准确，从宇宙微波配景辐射中测得的宇宙膨胀率，与从最遥远的恒星和星系中得到的膨胀率相比，存在着微小却令人担心的差异。如果这一差异持续存在，或许意味着有新的物理等待被发现。
下一代的地面和空间望远镜，以及各类最新的探测器都将史无前例的强大，我们完全有来由期待它们不仅能够办理许多现有的题目，也将揭开那些隐藏的、完全意想不到的新事物。也许很快，我们就会迎来下一次的宇宙学革命。
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