尽管人类文明已经存在了 5000多年，但我们对现代宇宙学的看法在很大程度上是由仅在过去100年左右的发现所塑造的。直到1920年代，埃德温·哈勃才表明在我们自己的银河系之外存在星系，然后还表明这些星系正与我们的距离成正比的速度远离我们。这意味着宇宙正在膨胀，正如爱因斯坦的广义相对论所暗示的那样。
如果宇宙从形成之日起就膨胀了，这意味着我们能看到的所有能量，包括物质的能量，在开始的时候都以极其炽热的稠密状态紧紧地挤在一起，并且一直以某种方式膨胀。这在1949年被Fred Hoyle 戏称为“大爆炸”。
在1960年代，大爆炸一直是一个激烈争论的话题，当时争论的焦点是贝尔实验室的两位科学家 Penzias和Wilson意外发现了宇宙微波背景(CMB)。当宇宙冷却到大约3000开尔文时，光开始可以在宇宙中自由传播，这是大爆炸的余晖。今天，宇宙的温度要低得多，约为 2.7 开尔文。
在1970年代，最初由Fred Zwicky在1930年代理论化的暗物质的存在，被 Vera Rubin 证实。她发现几乎所有星系外缘恒星的自转速度都与内恒星的速度相同。理论上，这是因为星系周围有一个我们看不到的神秘物质环，那就是所谓的暗物质。
1980 年代，宇宙暴胀理论由Alan Guth提出，似乎解开了早期宇宙的几个谜团。而在1990年代，两个国际天文学家小组发现，宇宙的膨胀并没有像预期的那样由于引力而减慢，而是在加速膨胀。导致这种加速的能量被称为暗能量。到了21世纪，我们已经能够找到更多支持这些早期发现的证据，并做出新的发现，例如首次测量引力波。我们已经看到基本常数测量精度的飞跃。
但我没有告诉你的是，现代宇宙学的真正开始甚至发生在哈勃发现银河系外其他星系之前。实际上，宇宙学始于爱因斯坦提出广义相对论。宇宙学中几乎所有的东西都源于这个理论。
简而言之，广义相对论并不将引力视为一种力，而是作为空间几何的结果。另外，相对论还引入了时间与空间交织在一起的概念，在数学上同样重要。广义相对论之所以如此神奇，是因为它描述了质量和能量改变潜在的空间和时间本身，而这种变化就是引力的体现。在此之前，空间和时间被认为是不动的、不变的背景，大质量物体在此背景上相互吸引。爱因斯坦表明，正是空间和时间几何的变化导致物体相互吸引。
如此多的宇宙学归结为解决著名的广义相对论爱因斯坦场方程。在不涉及数学的情况下，让我们直观地感受一下这个等式。方程的左边代表时空曲率，右边包含宇宙的所有物质和能量。这个方程简单地告诉我们，宇宙所有质量和能量的构成，在时空中产生了一个我们将其解释为引力的曲率，而引力反过来影响质量和能量。物理学家约翰·惠勒说得最好：“物质告诉时空如何弯曲，时空告诉物质如何运动。”
有了这个，我们可以简单地将我们花了几个世纪研究的关于物质和曲率的所有信息插入到这个方程中，并获得解释我们宇宙的方程。简而言之，这就是现代宇宙学！
把所有东西都代入方程，给了我们一个宇宙模型，然后我们可以让时间倒流，了解我们的宇宙过去的样子。我们知道我们的可见宇宙正在膨胀，所以这意味着如果我们让时间倒流，它会变得越来越小。所以在某些时候，它应该是无限小的，这称为奇点。
许多宇宙学家并不认为一开始宇宙实际上是无限小的，这很可能只是我们模型极限的一个小故障。如果模型中存在故障，我为什么要相信这些？这是一个合理的担忧。但由于该模型对这个早期时间做出了许多预测，即使在今天我们也可以对其进行测试，因此我们有大量证据支持这样一种观点，即如果我们忽略宇宙无限小的点， 该模型可以完美运行 。所以我们能做的就是让时间回到这个故障发生之前。
宇宙的时间线可以分为大约6个阶段。第一阶段是宇宙从138亿年前理论上的奇点开始。宇宙在这时非常小，但到底有多小，对此没有共识。我们所知道的一切都从这里开始，这就是俗称的“大爆炸”。
第2阶段发生在大约10^-36秒，在一个称为宇宙暴胀的过程中，这个难以想象的小体积突然膨胀。宇宙从一个原子核的大小变成一个游泳池的大小，这一阶段在10^-32 秒时结束，温度约为10^32开尔文。我们认为宇宙暴胀的发生是因为它解释了一些谜团，例如它解释了为什么宇宙如此同质，为什么它是平坦的，为什么我们在宇宙中有大尺度结构。
随着宇宙继续膨胀并变冷，宇宙迎来了第三阶段，大约发生在 10^-11 秒左右，温度冷却到 10^18开尔文。此时，希格斯场获得了非零势，当基本粒子与该势相互作用时，它们获得了静止质量。随着温度继续下降到大约1万亿开尔文，强力开始了，夸克结合成更大的粒子，但除了质子和中子之外的所有粒子都衰变了。
第四个阶段是原子核时代，这发生在宇宙只有大约3分钟的时候。温度下降到大约十亿开尔文，一些质子和所有剩余的中子结合形成氦核。到这个时代结束时，宇宙由大约 75% 的氢原子核和25%的氦原子核组成，还有微量的其他原子核，如锂。但是电子可以自由漂浮，因为它们在这些温度下的动能太高，无法让它们结合在一起。这种丰富的自由电子阻止了光子的自由流动，因此此时宇宙仍然是不透明的。
这种情况在下一个阶段发生了变化。宇宙在380000年的时候，并且温度冷却到大约3000开尔文，这种情况才发生。电子现在可以与质子和氦原子核结合形成中性氢原子和氦原子。在这个阶段，可观测宇宙的大小已经增长到大约 8300万光年。由于电子现在能够被原子核捕获，它们不再干扰光子的自由流动。结果，宇宙从不透明变为透明，这是宇宙的第一道可见光，即使在今天也能看到。它是一种从空间中所有点发出的辐射，称为宇宙微波背景。
现在的问题是我们是如何从这里走到今天的太阳系的？这将我们引向宇宙学的第六阶段，也是最后阶段，即恒星、星系和更大结构的时代。虽然宇宙通常是同质的和各向同性的，这意味着我们所看到的任何地方都是一样的，但它并不完全相同，有细微的差别。例如，当我们查看 CMB 时，它的整体温度似乎到处都在2.7开尔文左右，但我们的仪器可以拾取微开尔文量级的微小温差。这种看似微小的差异对宇宙尺度产生了巨大影响，因为这些差异为宇宙结构提供了种子。在 CMB 上看到的所有波动都可以追溯到宇宙的大尺度结构，它由成千上万个星系组成的星团和细丝组成。
但是为了形成星系，宇宙首先需要形成恒星。这最初发生在由氢和氦结合的气体云引力、压力随时间增加时。最终，压力变得如此之大，以至于凝聚的气体球点燃形成一颗恒星，宇宙的黑暗时代结束了，因为我们有来自恒星的光。
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