根據大爆炸理論，
宇宙是由一個極緊密、極熾熱的
奇異點膨脹到現在的狀態。
大爆炸是描述宇宙誕生初始條件及其後續演化的宇宙學模型，這一模型得到了當今科學研究和觀測最廣泛且最精確的支持[1][2]。宇宙學家通常所指的大爆炸觀點為：宇宙是在過去有限的時間之前，由一個密度極大且溫度極高的太初狀態演變而來的（根據2010年所得到的最佳觀測結果，這些初始狀態大約存在於133億年至139億年前[3][4]），並經過不斷的膨脹到達今天的狀態。
比利時牧師、物理學家喬治·勒梅特首先提出了關於宇宙起源的大爆炸理論，但他本人將其稱作「原生原子的假說」。這一模型的框架基於愛因斯坦的廣義相對論，又在場方程式的求解上作出了一定的簡化（例如空間的均勻和各向同性）。1922年，蘇聯物理學家亞歷山大·弗里德曼用廣義相對論描述了流體，從而給出了這一模型的場方程式。1929年，美國物理學家埃德溫·哈柏通過觀測發現，從地球到達遙遠星系的距離正比於這些星系的紅移，從而推導出膨脹宇宙的觀點。1927年時勒梅特通過求解弗里德曼方程式已經在理論上提出了同樣的觀點，這個解後來被稱作弗里德曼－勒梅特－羅伯遜－沃爾克度規。哈柏的觀測表明，所有遙遠的星系和星團在視線速度上都在遠離我們這一觀察點，並且距離越遠退行視速度越大[5]。如果當前星系和星團間彼此的距離在不斷增大，則說明它們在過去曾經距離很近。從這一觀點物理學家進一步推測：在過去宇宙曾經處於一個密度極高且溫度極高的狀態[6][7][8]，大型粒子加速器在類似條件下所進行的實驗結果則有力地支持了這一理論。然而，由於當前技術原因，粒子加速器所能達到的高能範圍還十分有限，因而到目前為止，還沒有證據能夠直接或間接描述膨脹初始的極短時間內的宇宙狀態。從而，大爆炸理論還無法對宇宙的初始狀態作出任何描述和解釋，事實上它所能描述並解釋的是宇宙在初始狀態之後的演化圖景。當前所觀測到的宇宙中輕元素的丰度，和理論所預言的宇宙早期快速膨脹並冷卻過程中，最初的幾分鐘內通過核反應所形成的這些元素的理論丰度值非常接近，定性並定量描述宇宙早期形成的輕元素丰度的理論被稱作太初核合成。
大爆炸一詞首先是由英國天文學家弗雷德·霍伊爾所採用的。霍伊爾是與大爆炸對立的宇宙學模型——穩恆態理論的倡導者，他在1949年3月BBC的一次廣播節目中將勒梅特等人的理論稱作「這個大爆炸的觀點」。雖然有很多通俗軼事記錄霍伊爾這樣講是出於諷刺，但霍伊爾本人明確否認了這一點，他聲稱這只是為了著重說明這兩個模型的顯著不同之處[9][10][11]。霍伊爾後來為恆星核合成的研究做出了重要貢獻，這是恆星內部通過核反應利用輕元素製造出某些重元素的途徑。1964年發現的宇宙微波背景輻射是支持大爆炸確實發生的重要證據，特別是當測得其頻譜從而繪製出它的黑體輻射曲線之後，大多數科學家都開始相信大爆炸理論了。
[编辑] 動機和發展
- 參見：宇宙學年表及天文學史
大爆炸理論是通過對宇宙結構的實驗觀測和理論推導發展而來的。在實驗觀測方面，1912年維斯托·斯里弗爾（Vesto Slipher）首次測量了一個「旋渦星雲」（「旋渦星雲」是當時對旋渦星系的舊稱法）的都卜勒頻移，其後他和卡爾·韋海姆·懷茲（Carl Wilhelm Wirtz）證實了絕大多數類似的星雲都在退離地球。不過斯里弗爾並沒有因此聯想到這個觀測結果對宇宙學的意義，這也是由於在當時，人們就這些「星雲」是否是我們的銀河系之外的「島宇宙」這一問題存在著高度爭議[12][13]。在理論研究方面，1917年愛因斯坦將廣義相對論理論應用到整個宇宙，發表了標誌著物理宇宙學誕生的論文《根據廣義相對論對宇宙學所做的考察》。然而從廣義相對論出發建立的宇宙模型不是靜態的，這和當時靜態宇宙的主流觀點並不符合，愛因斯坦為此在場方程式中加入了一個宇宙學常數來進行修正。1922年，蘇聯宇宙學家、數學家亞歷山大·弗里德曼假設了宇宙在大尺度上均勻和各向同性，利用引力場方程式推導出描述空間上均一且各向同性的弗里德曼方程式，在這一組方程式中宇宙學常數是可以消掉的。通過選取合適的狀態方程式，從弗里德曼方程式得到的宇宙模型是在膨脹的[14]。1924年，埃德溫·哈柏測量了最近的「旋渦星雲」距地球的距離，其結果證實了它們在銀河系之外，本質是其他的星系。1927年，比利時物理學家、天主教牧師喬治·勒梅特在不了解弗里德曼工作的情況下獨立提出了星雲後退現象的原因是宇宙在膨脹[15] 。1931年勒梅特進一步指出，宇宙正在進行的膨脹意味著它在時間反演上會發生塌縮，這種情形會一直發生下去直到它不能再塌縮為止，此時宇宙中的所有質量都會集中到一個幾何尺寸很小的「原生原子」上，時間和空間的結構就是從這個「原生原子」產生的[16]。
1924年起，哈柏為勒梅特的理論提供了實驗條件：他在威爾遜山天文台利用口徑250厘米的虎克望遠鏡費心建造了一系列天文距離指示儀，這是宇宙距離尺度的前身。這些儀器使他能夠通過觀測星系的紅移量來推測星系與地球之間的距離。他在1929年發現，星系遠離地球的速度同它們與地球之間的距離剛好成正比，這就是所謂哈勃定律[5][17]。而勒梅特在理論推測，根據宇宙學原理當觀測足夠大的空間時，沒有特殊方向和特殊點，因此哈柏定律說明宇宙在膨脹[18]。
二十世紀三十年代，還出現了一些嘗試解釋哈柏所觀測現象的非主流宇宙模型，例如米爾恩宇宙[19]、振蕩宇宙（最早由弗里德曼提出，後來的主要推廣者是阿爾伯特·愛因斯坦和理察·托爾曼）[20]、弗里茨·茲威基的衰減光子假說[21]。
第二次世界大戰以後，宇宙膨脹的觀點引出了兩種互相對立的可能理論：一種理論是由勒梅特提出，喬治·伽莫夫支持和完善的大爆炸理論。伽莫夫提出了太初核合成理論[22]，而他的同事拉爾夫·阿爾菲和羅伯特·赫爾曼則理論上預言了宇宙微波背景輻射的存在[23]。另一種理論則是英國天文學家弗雷德·霍伊爾等人提出的穩恆態宇宙模型[24]。在穩恆態宇宙模型里，新物質在星系遠離留下的空間中不斷產生，從而宇宙在任何時候看上去都基本不變化。具有諷刺意味的是，大爆炸理論的名稱卻是來自霍伊爾提到勒梅特的理論時所用的稱呼，他在1949年3月的一期BBC廣播節目《物質的特性》（The Nature of Things）中將勒梅特等人的理論稱作「這個大爆炸的觀點」[25][注 1]。之後的許多年，這兩種理論並立，但無線電源計數等一系列觀測證據使天平逐漸向大爆炸理論傾斜。1965年，宇宙微波背景輻射的發現和確認更使絕大多數物理學家都相信[26]：大爆炸是能描述宇宙起源和演化最好的理論。現在宇宙物理學的幾乎所有研究都與宇宙大爆炸理論有關，或者是它的延伸，或者是進一步解釋，例如大爆炸理論的框架下星系如何產生，早期和極早期宇宙的物理定律，以及用大爆炸理論解釋新觀測結果等。
二十世紀九十年代後期和二十一世紀初，望遠鏡技術的重大發展和如宇宙背景探測者（COBE）[27]、哈柏太空望遠鏡（HST）和威爾金森微波各向異性探測器（WMAP）[28]等太空探測器收集到的大量數據使大爆炸理論又有了新的大突破。宇宙學家從而可以更為精確地測量大爆炸模型中的各種參數，並從中發現了很多意想不到的結果，比如宇宙的膨脹正在加速。
[编辑] 概述
[编辑] 大爆炸年表
通過廣義相對論將宇宙的膨脹進行時間反演，則可得出宇宙在過去有限的時間之前曾經處於一個密度和溫度都無限高的狀態[29]，這一狀態被稱為奇異點，奇異點的存在意味著廣義相對論理論在這裡不適用。而仍然存在爭論的問題是，藉助廣義相對論我們能在多大程度上理解接近奇異點的物理學——可以肯定的是不會早於普朗克時期。宇宙極早期這一高溫高密的相態被稱作「大爆炸」[注 2]，這被看作是我們宇宙的誕生時期。通過觀測Ia型超新星來測量宇宙的膨脹，對宇宙微波背景輻射溫度漲落的測量，以及對星系之間相關函數的測量，科學家計算出宇宙的年齡大約為137.3 ± 1.2億年[30]。這三個獨立測算所得到的結果相符，從而為具體描述宇宙所包含物質比例的ΛCDM模型提供了有力證據。
關於大爆炸模型中極早期宇宙的相態問題，至今人們仍充滿了猜測。在大多數常見的模型中，宇宙誕生初期是由均勻且各向同性的高密高溫高壓物質構成的，並在極早期發生了非常快速的膨脹和冷卻。大約在膨脹進行到10-37秒時，產生了一種相變使宇宙發生暴脹，在此期間宇宙的膨脹是呈指數增長的[31]。當暴脹結束後，構成宇宙的物質包括夸克-膠子漿，以及其他所有基本粒子[32]。此時的宇宙仍然非常熾熱，以至於粒子都在做著相對論性的高速隨機運動，而粒子－反粒子對在此期間也通過碰撞不斷地創生和湮滅，從而宇宙中粒子和反粒子的數量是相等的（宇宙中的總重子數為零）。直到其後的某個時刻，一種未知的違反重子數守恆的反應過程出現，它使夸克和輕子的數量略微超過了反夸克和反輕子的數量——超出範圍大約在三千萬分之一的量級上，這一過程被稱作重子數產生。這一機制導致了當今宇宙中物質相對於反物質的主導地位[33]。
隨著宇宙的膨脹速度和溫度進一步的降低，粒子所具有的能量普遍開始逐漸下降。當能量降低到1太電子伏特（1012eV）時產生了對稱破缺，這一相變使基本粒子和基本交互作用形成了當今我們看到的樣子[34]。宇宙誕生的10-11秒之後，大爆炸模型中猜測的成分就進一步減少了，因為此時的粒子能量已經降低到了高能物理實驗所能企及的範圍。10-6秒 之後，夸克和膠子結合形成了諸如質子和中子的重子族，由於夸克的數量要略高於反夸克，重子的數量也要略高於反重子。此時宇宙的溫度已經降低到不足以產生新 的質子－反質子對（類似地，也不能產生新的中子－反中子對），從而即刻導致了粒子和反粒子之間的質量湮滅，這使得原有的質子和中子僅有十億分之一的數量保 留下來，而對應的所有反粒子則全部湮滅。大約在1秒之後，電子和正子之間也發生了類似的過程。經過這一系列的湮滅，剩餘的質子、中子和電子的速度降低到相 對論性以下，而此時的宇宙能量密度的主要貢獻來自湮滅產生的大量光子（少部分來自微中子）。
在大爆炸發生的幾分鐘後，宇宙的溫度降低到大約十億克耳文的量級，密度降低到大約海平面附近空氣密度的水平。少數質子和所有中子結合，組成氘和氦的原子核，這個過程叫做太初核合成.[35]。而大多數質子沒有與中子結合，形成了氫的原子核。隨著宇宙的冷卻，宇宙能量密度的主要來自靜止質量產生的引力的貢獻，並超過原先光子以輻射形式的能量密度。在大約37.9萬年之後，電子和原子核結合成為原子（主要是氫原子），而物質通過脫耦發出輻射並在宇宙空間中相對自由的傳播，這個輻射的殘跡就形成了今天的宇宙微波背景輻射[36]。
哈柏超深空場描繪了遠古時代的星系圖景，根據大爆炸理論，它們處於一個更年輕、更緻密且更熾熱的宇宙。
雖然宇宙在大尺度上物質幾乎均一分布，但仍存在某些密度稍大的區域，因而在此後相當長的一段時間內這些區域內的物質通過引力作用吸引附近的物質，從而變得密度更大，並形成了氣體雲、恆星、星系等其他在今天的天文學上可觀測的結構。這一過程的具體細節取決於宇宙中物質的形式和數量，其中形式可能有三種：冷暗物質、熱暗物質和重子物質。目前來自WMAP的最佳觀測結果表明，宇宙中佔主導地位的物質形式是冷暗物質，而其他兩種物質形式在宇宙中所佔比例不超過18%[30]。另一方面，對Ia型超新星和宇宙微波背景輻射的獨立觀測表明，當今的宇宙被一種稱作暗能量的 未知能量形式主導著，暗能量被認為滲透到空間中的每一個角落。觀測顯示，當今宇宙的總能量密度中有72%的部分是以暗能量這一形式存在的。根據推測，在宇 宙非常年輕時暗能量就已經存在，但此時的宇宙尺度很小而物質間彼此距離很近，因而在那時引力的效果顯著從而減緩了宇宙的膨脹。但經過了幾十上百億年的膨 脹，不斷增長的暗能量開始讓宇宙膨脹緩慢加速。表述暗能量的最簡潔方法是在愛因斯坦引力場方程式中添加所謂宇宙常數項，但這仍然無法回答暗能量的構成、形成機制等問題，以及與此伴隨的一些更基礎問題：例如關於它狀態方程式的細節，以及它與粒子物理學中標準模型的內在聯繫，這些未解決的問題仍然有待理論和實驗觀測的進一步研究[18]。
所有在暴脹時期以後的宇宙演化，都可以用宇宙學中的ΛCDM模型來非常精確地描述，這一模型來自廣義相對論和量子力學各自獨立的框架。如前所述，目前還沒有廣泛接受的模型能夠描述大爆炸後大約10-15秒之內的宇宙，一般認為需要一個統合廣義相對論和量子力學的量子引力理論來突破這一難題。如何才能理解這一極早期宇宙的物理圖景是當今物理學的最大未解決問題之一。
[编辑] 基本假設
大爆炸理論的建立基於了兩個基本假設：物理定律的普適性和宇宙學原理。宇宙學原理是指在大尺度上宇宙是均勻且各向同性的。
這些觀點起初是作為先驗的公理被引入的，但現今已有相關研究工作試圖對它們進行驗證。例如對第一個假設而言，已有實驗證實在宇宙誕生以來的絕大多數時間內，精細結構常數的相對誤差值不會超過10-5[37]。此外，通過對太陽系和雙星系統的觀測，廣義相對論已經得到了非常精確的實驗驗證；而在更廣闊的宇宙學尺度上，大爆炸理論在多個方面經驗性取得的成功也是對廣義相對論的有力支持[注 3]。
假設從地球上看大尺度宇宙是各向同性的，宇宙學原理可以從一個更簡單的哥白尼原理中導出。哥白尼原理是指不存在一個受偏好的（或者說特別的）觀測者或觀測位置。根據對微波背景輻射的觀測，宇宙學原理已經被證實在10-5的量級上成立[注 4]，而宇宙在大尺度上觀測到的均勻性則在10%的量級[38]。
[编辑] 弗里德曼－勒梅特－羅伯遜－沃爾克度規
廣義相對論採用度規來描述時空的幾何屬性，度規能夠給出時空中任意兩點之間的間隔。這些點可以是恆星、星系或其他天體，它們在時空中的位置可以用一個遍布整個時空的坐標卡或「網格」來說明。根據宇宙學原理，在大尺度上度規應當是均勻且各向同性的，唯一符合這一要求的度規叫做弗里德曼－勒梅特－羅伯遜－沃爾克度規（FLRW度規）。這一度規包含一個含時的標度因子，它描述了宇宙的尺寸如何隨著時間變化，這使得我們可以選擇建立一個方便的坐標系即所謂共動坐標系。在這個坐標系中網格隨著宇宙一起膨脹，從而僅由於宇宙膨脹而發生運動的天體將被固定在網格的特定位置上。雖然這些共動天體兩者之間的坐標距離（共動距離）保持不變，它們彼此間實際的物理距離是正比於宇宙的標度因子而膨脹的[39]。
大爆炸的本質並不是物質的爆炸從而向外擴散至整個空曠的宇宙空間，而是每一處的空間本身隨著時間的膨脹，從而兩個共動天體之間的物理距離在不斷增長。由於FLRW度規假設了宇宙中物質和能量的均勻分布，它只對宇宙在大尺度下的情形適用——對於像我們的星系這樣局部的物質聚集情形，引力的束縛作用要遠大於空間度規膨脹的影響，從而不能採用FLRW度規。
[编辑] 視界
大爆炸時空的一個重要特點就是視界的 存在：由於宇宙具有有限的年齡，並且光具有有限的速度，從而可能存在某些過去的事件無法通過光向我們傳遞資訊。從這一分析可知，存在這樣一個極限或稱為過 去視界，只有在這個極限距離以內的事件才有可能被觀測到。另一方面，由於空間在不斷膨脹，並且越遙遠的物體退行速度越大，從而導致從我們這裡發出的光有可 能永遠也無法到達那裡。從這一分析可知，存在這樣一個極限或稱為未來視界，只有在這個極限距離以內的事件才有可能被我們所影響。以上兩種視界的存在與否取 決於描述我們宇宙的FLRW模型的具體形式：我們現有對極早期宇宙的認知意 味著宇宙應當存在一個過去視界，不過在實驗中我們的觀測仍然被早期宇宙對電磁波的不透明性所限制，這導致我們在過去視界因空間膨脹而退行的情形下依然無法 通過電磁波觀測到更久遠的事件。另一方面，假如宇宙的膨脹一直加速下去，宇宙也會存在一個未來視界[40]。
[编辑] 觀測證據
大爆炸理論最早也最直接的觀測證據包括從星系紅移觀測到的哈柏膨脹、對宇宙微波背景輻射的精細測量、宇宙間輕元素的丰度（參見太初核合成），而今大尺度結構和星系演化也成為了新的支持證據[41]。這四種觀測證據有時被稱作「大爆炸理論的四大支柱」[42]。
[编辑] 哈柏定律和宇宙膨脹
- 參見：距離測量 (宇宙學)及宇宙標度因子
對遙遠星系和類星體的觀測表明這些天體存在紅移——從這些天體發出的電磁波波長會變長。通過觀測取得星體的頻譜，而構成天體的化學元素的原子與電磁波的交互作用對應著特定樣式的吸收和發射譜線，將兩者進行比對則可發現這些譜線都向波長更長的一端移動。這些紅移是均勻且各向同性的，也就是說在觀測者看來任意方向上的天體都會發生均勻分布的紅移。如果將這種紅移解釋為一種都卜勒頻移，則可進而推知天體的退行速度。對於某些星系，它們到地球的距離可以通過宇宙距離尺度來估算出。如果將各個星系的退行速度和它們到地球的距離一一列出，則可發現兩者存在一個線性關係即哈柏定律[5]：
-
其中
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根據哈柏定律我們的宇宙圖景有兩種可能：或者我們正處於空間膨脹的正中央，從而所有的星系都在遠離我們——這與哥白尼原理相違背——或者宇宙的膨脹是各處都相同的。從廣義相對論推測出宇宙正在膨脹的假說是由亞歷山大·弗里德曼[14]和喬治·勒梅特[15]分別在1922年和1927年各自提出的，都要早於哈柏在1929年所進行的實驗觀測和分析工作。宇宙膨脹的理論後來成為了弗里德曼、勒梅特、羅伯遜、沃爾克等人建立大爆炸理論的基石。
大爆炸理論要求哈柏定律在任何情況下都成立，注意這裡v、D和H0隨著宇宙膨脹都在不斷變化（因此哈柏常數H0實際是指「當前狀態下的哈柏常數」）。對於距離遠小於可觀測宇宙尺度的情形，哈柏紅移可以被理解為因退行速度v造成的都卜勒頻移，但本質上哈柏紅移並不是真正的都卜勒頻移，而是在光從遙遠星系發出而後被觀測者接收的這個時間間隔內，宇宙膨脹的結果[43]。
天文學上觀測到的高度均勻分布且各向同性的紅移[5]，以及其他很多觀測證據，都支持著宇宙在各個方向上看起來都相同這一宇宙學原理。2000年，人們通過測量宇宙微波背景輻射對遙遠天體系統的動力學所產生的影響，證實了哥白尼原理，即地球相對大尺度宇宙來說絕非宇宙的中心[注 5]。早期宇宙來自大爆炸的微波背景輻射溫度要顯著高於當今的輻射餘溫，而幾十億年來微波背景輻射均勻降溫的事實只能解釋為宇宙空間正在進行著度規膨脹，並排除了我們處於接近一個特殊的爆炸中心的位置的可能性。
[编辑] 宇宙微波背景輻射
威爾金森微波各向異性探測器（
WMAP）拍攝到宇宙在大爆炸發生後宇宙微波背景的影像
在宇宙誕生的最初幾天里，宇宙處於完全的熱平衡態，並伴隨有光子的不斷吸收和發射，從而產生了一個黑體輻射的頻譜。其後隨著宇宙的膨脹，溫度逐漸降低到光子不能繼續產生或湮滅，不過此時的高溫仍然足以使電子和原子核彼此分離。因而，此時的光子不斷地被這些自由電子「反射」，這一過程的本質是湯姆森散射。由於這種散射的持續存在，早期宇宙對電磁波是不透明的。當溫度繼續降低到幾千克耳文時，電子和原子核開始結合成原子，這一過程在宇宙學中稱為復合。 由於光子被中性原子散射的機率很小，當幾乎所有電子都與原子核發生複合之後，光子的電磁輻射與物質脫耦。這一時期大約發生在大爆炸後三十七萬九千年，被稱 作「最終的散射」時期。這些光子構成了可以被今天人們觀測到的背景輻射，而觀測到的背景輻射的漲落圖樣正是這一時期的早期宇宙的直接寫照。隨著宇宙的膨 脹，光子的能量因紅移而隨之降低，從而使光子落入了電磁波譜的微波頻段。微波背景輻射被認為在宇宙中的任何一點都可被觀測，並且在各個方向上都（幾乎）具有相同的能量密度。
1964年，阿諾·彭齊亞斯和羅伯特·威爾遜在使用貝爾實驗室的一台微波接收器進行診斷性測量時，意外發現了宇宙微波背景輻射的存在[26]。他們的發現為微波背景輻射的相關預言提供了堅實的驗證——輻射被觀測到是各向同性的，並且對應的黑體輻射溫度為3K——並為大爆炸假說提供了有力的證據。彭齊亞斯和威爾遜為這項發現獲得了諾貝爾物理學獎。
1989年，NASA發射了宇宙背景探測者衛星（COBE），並在1990年取得初步測量結果，顯示大爆炸理論對微波背景輻射所做的預言和實驗觀測相符合。COBE測得的微波背景輻射餘溫為2.726K，並在1992年首次測量了微波背景輻射的漲落（各向異性），其結果顯示這種各向異性在十萬分之一的量級[27]。約翰·馬瑟和喬治·斯穆特因領導了這項工作而獲得諾貝爾物理學獎。在接下來的十年間，微波背景輻射的各向異性被多個地面探測器以及氣球實驗進一步研究。2000年至2001年間，以毫米波段氣球觀天計劃為代表的多個實驗通過測量這種各向異性的典型角度大小，發現宇宙在空間上是近乎平直的。
2003年初，威爾金森微波各向異性探測器（WMAP）給出了它的首次探測結果，其中包括了在當時人們所能獲得的最精確的某些宇宙學參數。太空飛行器的探測結果還否定了某些具體的宇宙暴漲模型，但總體而言仍然符合廣義的暴漲理論[28]。此外，WMAP還證實了有一片「微中子海」彌散於整個宇宙，這清晰地說明了最早的一批恆星誕生時曾經用了約五億年的時間才形成所謂宇宙霧，從而開始在原本黑暗的宇宙中發光。2009年5月，普朗克衛星作為用於測量微波背景各向異性的新一代探測器發射升空，它被寄希望於能夠對微波背景的各向異性進行更精確的測量，除此之外還有很多基於地面探測器和氣球的觀測實驗也在進行中。
[编辑] 原始物質丰度
採用大爆炸模型可以計算氦-4、氦-3、氘和鋰-7等輕元素相對普通氫元素在宇宙中所佔含量的比例[35]。所有這些輕元素的丰度都取決於一個參數，即早期宇宙中輻射（光子）與物質（重子）的比例，而這個參數的計算與微波背景輻射漲落的具體細節無關。大爆炸理論所推測的輕元素比例（注意這裡是元素的總質量之比而非數量之比）大約為：氦-4/氫 = 0.25，氘/氫 = 10-3，氦-3/氫 = 10-4，鋰-7/氫 = 10-7[35]。
將實際測量到的各種輕元素丰度和從光子重子比例推算出的理論值兩者比較，可以發現至少是粗略符合。其中理論值和測量值符合最好的是氘元素，氦-4的理論值和測量值接近但仍有差別，鋰-7則是差了兩倍，即對於後兩種元素的情形存在著明顯的系統隨機誤差。 儘管如此，大爆炸核合成理論所預言的輕元素丰度與實際觀測可以認為是基本符合，這是對大爆炸理論的強有力支持。因為到目前為止還沒有第二種理論能夠很好地 解釋並給出這些輕元素的相對丰度，而從大爆炸理論所預言的宇宙中可被「調控」的氦元素含量也不可能超出或低於現有丰度的20%至30%[44]。事實上很多觀測也沒有除大爆炸以外的理論可以解釋，例如為什麼早期宇宙（即在恆星形成之前，從而對物質的研究可以排除恆星核合成的影響）中氦的丰度要高於氘，而氘的含量又要高於氦-3，而且比例又是常數。
[编辑] 星系演變和分布
用
近紅外拍攝天空得到的全景圖，顯示了
銀河系以外星系的在宇宙中的分布，其中不同的
紅移量用不同的顏色標出。
對星系和類星體的分類和分布的詳細觀測為大爆炸理論提供了強有力的支持證據。理論和觀測結果共同顯示，最初的一批星系和類星體誕生於大爆炸後十億年，從那以後更大的結構如星系團和超星系團開始形成。由於恆星族群不斷衰老和演化，我們所觀測到的距離遙遠的星系和那些距離較近的星系非常不同。此外，即使距離上相近，相對較晚形成的星系也和那些在大爆炸之後較早形成的星系存在較大差異。這些觀測結果都和宇宙的穩恆態理論強烈抵觸，而對恆星形成、星系和類星體分布以及大尺度結構的觀測則通過大爆炸理論對宇宙結構形成的計算模擬結果符合得很好，從而使大爆炸理論的細節更趨完善[45][46]。
[编辑] 其他證據
人們通過對哈柏膨脹以及對微波背景輻射的觀測，分別估算出了宇宙的年齡。雖然這兩個結果彼此曾經存在一些矛盾和爭議，但最終還是取得了相當程度上的一致：兩者都認為宇宙的年齡要稍大於最老的恆星的年齡。兩者的測量方法都是將恆星演化理論應用到球狀星團上，並用放射性定年法測定每一顆第二星族恆星的年齡。
大爆炸理論預言了微波背景輻射的溫度在過去曾經比現在要高，而對於位於高紅移區域（即距離很遠）的氣體雲，通過觀測它們對溫度敏感的發射譜線已經證實了這個預言。這個預言也意味著星系團中蘇尼亞耶夫-澤爾多維奇效應的強度與紅移並不直接相關；這一點從目前觀測來看應該是近似正確，然而由於蘇尼亞耶夫－澤爾多維奇效應的強度還和星系團的本身性質直接關聯，並且星系團的性質在宇宙學的時間尺度上會發生根本的變化，因而導致無法精確檢驗這個猜想的正確性。
[编辑] 特點、疑點和問題
當今的科學家在宇宙學問題上都普遍更青睞大爆炸模型，不過在歷史上科學界曾經分成兩派，一派是大爆炸模型的支持者，另一派是其他替代宇宙模型的支持者。在宇宙學的整個發展史中，科學界曾經不斷爭論著哪個宇宙學模型能夠最符合地描述宇宙學的觀測結果（參見動機和發展一節），大爆炸理論的一些問題也因此浮出水面。在當今的科學界，支持大爆炸理論是壓倒性的共識，因此這些曾經提出的問題很多都已經成為了歷史，人們為此不斷修正和完善大爆炸理論以及獲取更佳的觀測結果，從而一一獲得了這些問題的解釋。
大爆炸的核心觀點——包括度規膨脹、早期高溫態、氦元素形成、星系形成——都是從獨立於任何宇宙學模型的實際觀測中推論出的，這些實際觀測包括輕元素的丰度、宇宙微波背景輻射、大尺度結構、Ia型超新星的哈柏圖等。而大爆炸理論發展至今，它的正確性和精確性有賴於很多奇特的物理現象，這些物理現象或者還沒有在地面實驗中觀測到，或者還沒被納入粒子物理學的標準模型中。在這些現象中，暗物質是當前各個實驗室所研究的最為活躍的主題[47]。雖然暗物質理論中至今仍然存在一些未得到解決的細節和疑點，諸如星系暈尖點問題和冷暗物質的矮星系問題，但這些疑點的解決只需將來對理論做出進一步的修正，而不會對暗物質這一解釋產生顛覆性的影響。暗能量是科學界另一高度關注的領域，但至今仍然不清楚將來是否有可能直接對暗能量進行觀測[48] 。
另一方面，大爆炸模型中的兩個重要概念：暴漲和重子數產生，在某種意義上仍然被認為是具有猜測性質的。它們雖然能夠解釋早期宇宙的重要性質，卻可以被其他解釋所替代而不影響大爆炸理論本身[注 6]。如何找到這些觀測現象的正確解釋仍然是當今物理學最大的未解決問題之一。
[编辑] 視界問題
視界問題來源於任何資訊的傳遞速度不可能超過光速的前提。對於一個存在有限時間的宇宙而言，這個前提決定了兩個具有因果聯繫的時空區域之間的間隔具有一個上界[49]，這個上界被稱作粒子視界。 從這個意義上看，所觀測到的微波背景輻射的各向同性與這個推論存在矛盾：如果早期宇宙直到「最終的散射」時期之前一直都被物質或輻射主導，那時的粒子視界 將只對應著天空中大約2度的範圍，從而無法解釋為何在一個如此廣的範圍內都具有相同的輻射溫度以及如此相似的物理性質。對於這一看似矛盾之處，暴漲理論給 出了解決方案，它指出在宇宙誕生極早期（早於重子數產生）的一段時間內，宇宙被均勻且各向同性的能量純量場主導著。在暴漲過程中，宇宙空間發生了指數膨 脹，而粒子視界的膨脹速度要遠比原先預想的要快，從而導致現在處於可觀測宇宙兩端的區域完全處於彼此的粒子視界中。從而，現今觀測到的微波背景輻射在大尺 度上的各向同性是由於在暴漲發生之前，這些區域彼此是相互接觸而具有因果聯繫的。
根據海森堡的不確定性原理，在暴漲時期宇宙中存著微小的量子熱漲落，隨著暴漲這些漲落被放大到宇觀尺度，這就成為了當今宇宙中所有結構的種子。暴漲理論預言這些原初漲落基本上具有尺度不變性並滿足高斯分布，這已經通過測量微波背景輻射得到了精確的證實。如果暴漲的確發生過，宇宙空間中的大片區域將因指數膨脹而完全處於我們可觀測的視界範圍以外。
[编辑] 平坦性問題
宇宙的整體
幾何形狀取決於相對
臨界密度Ω
0值大於、等於還是小於1。圖中從上至下所示為具有正曲率的封閉宇宙、具有負曲率的雙曲面宇宙和具有零曲率的平坦宇宙。
平坦性問題是一個與弗里德曼－勒梅特－羅伯遜－沃爾克度規相關的觀測問題[49]。取決於宇宙的總能量密度是否大於、小於或等於臨界密度，宇宙的空間曲率可以是正的、負的或為零的。當宇宙的能量密度等於臨界密度時，宇宙空間被認為是平坦的。然而問題在於，任何一個偏離臨界密度的微小擾動都會隨著時間逐漸放大，但至今觀測到的宇宙仍然是非常平坦的[注 7]。如果假設空間曲率偏離平坦所經的時間尺度為普朗克時間即10-43秒，經過幾十億年的演化宇宙將會進入熱寂或大擠壓狀態，這一矛盾從而需要一個解釋。事實上，即使是在太初核合成時期，宇宙的能量密度也必須在偏離臨界密度不超過10-14倍的範圍內，否則將不會形成像我們今天看到的這樣[50]。
暴漲理論對此給出的解釋為，暴漲時期空間膨脹的速度如此之快，以至於能夠將產生的任何微小曲率都抹平。現在普遍認為暴漲導致了現今宇宙空間的高度平坦性，並且其能量密度非常接近臨界密度值。
[编辑] 磁單極子問題
關於磁單極子的反對意見源於二十世紀七十年代末，大統一理論預言了空間中的拓撲缺陷將表現為磁單極子，這種缺陷在早期高溫宇宙中應當大量產生，從而導致現今磁單極子的密度應當遠大於所能觀測到的結果。而非常難以理解的是，至今為止人們從未觀測到任何磁單極子。解決這一矛盾的理論仍然是暴漲，與抹平空間中的曲率相類似，空間呈指數暴漲也消除了所有拓撲缺陷[51]。
值得一提的是，外爾曲率假說作為暴漲理論的替代理論，同樣能夠解釋視界問題、平坦性問題和磁單極子問題[52][53]。
[编辑] 重子不對稱性
至今人們還不理解為什麼宇宙中的物質要比反物質多[54]：大爆炸理論認為高溫的早期宇宙處在統計平衡態，具有同樣數量的重子和反重子；然而觀測表明，即使是在非常遙遠的地方，宇宙仍然幾乎由物質構成。產生這種不對稱性的未知過程稱作重子數產生，而重子數產生的條件是所謂Sakharov條件必須滿足。這些條件包括存在一種過程破壞重子數守恆、電荷共軛不變性和電荷共軛－空間反演不變性必須被破壞、宇宙偏離熱平衡態。這三個條件在標準模型的框架內都可得到滿足，然而標準模型所預言的此種效應在數量上太小，不足以完全解釋重子不對稱性的由來[55]。
[编辑] 球狀星團年齡
二十世紀九十年代中期，人們發現對球狀星團的觀測結果與大爆炸理論出現矛盾：人們進行了和球狀星團的星族觀測相符的計算機模擬，其結果顯示這些球狀星團的年齡竟然高達150億年，這與大爆炸理論所預言的宇宙的年齡為137億年嚴重不符。九十年代後期，更完善的計算機模擬考慮了恆星風引起的質量損失效應，這一矛盾也基本得到了解決：最新得出的球狀星團年齡要比原先的結果小很多[56]。雖然人們還不確定這種方法測定的球狀星團年齡到底有多精確，但已經明確的是它們無疑是宇宙中最古老的天體之一。
[编辑] 暗物質
二十世紀七十至八十年代進行的多種觀測顯示，宇宙中可見的物質含量不足以解釋所觀測到的星系內部以及星系之間彼此產生的引力強度。這就導致了科學家猜測宇宙中有含量多達90%的物質都屬於不會輻無線電磁波也不會與普通重子物質交互作用的暗物質。另一方面，若假設宇宙中的大多數物質都是普通重子物質，所得出的一些預言也和觀測結果強烈矛盾。例如，如果不假設暗物質的存在，將難以解釋為何宇宙中氘的實際含量要比理論上預計的低很多。儘管暗物質這一概念在剛提出時還存在爭議，但有多種觀測都顯示了它的存在，包括微波背景輻射的各向異性、星系團的速度彌散、大尺度結構的分布、對引力透鏡的研究、對星系團的X射線觀測等[57]。
如要證實暗物質的存在，需要藉助它與其他物質的引力交互作用，但至今還沒有在實驗室中發現構成暗物質的粒子。至今物理學家已經提出了多種粒子物理學理論來試圖解釋暗物質，同時實驗上也存在多個直接實驗觀測暗物質的探測計劃[58]。
[编辑] 暗能量
對Ia型超新星紅移－星等之間關係的測量揭示了宇宙自現有年齡的一半時，它的膨脹開始加速。如要解釋這種加速膨脹，廣義相對論要求宇宙中的大部分能量都具有一個能夠提供負壓的因子，即所謂「暗能量」。有其他若干證據顯示暗能量確實存在：對微波背景輻射的測量顯示宇宙空間是近乎平直的，從而宇宙的能量密度需要非常接近臨界密度；然而通過引力匯聚對宇宙質量密度的測量表明，宇宙的能量密度只有臨界密度的30%左右[18]。由於暗能量並不像普通質量那樣發生正常的引力匯聚，它是對那部分「丟失」的能量密度的最好解釋。此外有兩種對宇宙總曲率的幾何測量結果也要求了暗能量的存在，一種藉助了引力透鏡的頻率，另一種則是利用大尺度結構的特徵圖樣作為量天尺。 負壓是真空能量的一種性質，但暗能量的本性到底是什麼仍然是大爆炸理論的最大謎團之一。目前提出的用於解釋暗能量的候選者包括宇宙學常數和第五元素。2008年WMAP團隊給出了結合宇宙微波背景輻射和其他觀測數據的結果，顯示當今的宇宙含有72%的暗能量、23%的暗物質、4.6%的常規物質和少於1%的微中子[30]。其中常規物質的能量密度隨著宇宙的膨脹逐漸減少，而暗能量的能量密度卻（幾乎）保持不變。從而宇宙過去含有的常規物質比例比現在要高，而在未來暗能量的比例則會進一步升高。
在ΛCDM這一當前大爆炸理論的最佳模型中，暗能量被解釋為廣義相對論中的宇宙學常數。然而，基於廣義相對論並能夠合理解釋暗能量的宇宙學常數值，即使與基於量子引力觀點的不成熟估算值比起來仍然令人驚訝地小。在宇宙學常數以及其他解釋暗能量的替代理論之間做出比較和選擇是當前大爆炸研究領域中活躍的課題之一。
[编辑] 大爆炸宇宙的未來
在發現暗能量之前，宇宙學家認為宇宙的未來存在有兩種圖景：如果宇宙能量密度超過臨界密度，宇宙會在膨脹到最大體積之後塌縮，在塌縮過程中，宇宙的密度和溫度都會再次升高，最後終結於同爆炸開始相似的狀態——即大擠壓[59]；相反，如果宇宙能量密度等於或者小於臨界密度，膨脹會逐漸減速，但永遠不會停止。恆星形成會因各個星系中的星際氣體都被逐漸消耗而最終停止；恆星演化最終導致只剩下白矮星、中子星和黑洞。相當緩慢地，這些緻密星體彼此的碰撞會導致質量聚集而陸續產生更大的黑洞。宇宙的平均溫度會漸近地趨於絕對零度，從而達到所謂大凍結。此外，倘若質子真像標準模型預言的那樣是不穩定的，重子物質最終也會全部消失，宇宙中只留下輻射和黑洞，而最終黑洞也會因霍金輻射而全部蒸發。宇宙的熵會增加到極點，以致於再也不會有自組織的能量形式產生，最終宇宙達到熱寂狀態。
現代觀測發現宇宙加速膨脹之後，人們意識到現今可觀測的宇宙越來越多的部分將膨脹到我們的事件視界以外而同我們失去聯繫，這一效應的最終結果還不清楚。在ΛCDM模型中，暗能量以宇宙學常數的形式存在，這個理論認為只有諸如星系等重力束縛系統的物質會聚集，並隨著宇宙的膨脹和冷卻它們也會到達熱寂。對暗能量的其他解釋，例如幻影能量理論則認為最終星系群、恆星、行星、原子、原子核以及所有物質都會在一直持續下去的膨脹中被撕開，即所謂大撕裂[60]。
[编辑] 超越大爆炸理論的物理學
描述宇宙膨脹的藝術構想圖，其中橫坐標表示宇宙演化的時間，而對應的空間尺寸（包括想像中的不可觀測部分）都用相應的圓橫截面表示。左端表示在暴漲時期發 生的急速膨脹（注意不成實際比例），而當宇宙演化到中期時開始加速膨脹。而微波背景輻射的形成、恆星形成、星系形成以及WMAP的出現都在相應的時間上表 示出來。
圖片來自2006年的WMAP新聞發布會。
雖然在宇宙學中大爆炸模型已經建立得相當完善，在將來它仍然非常有可能被修正，例如對於宇宙誕生最早期的那一刻人們還幾乎一無所知。潘洛斯－霍金奇異點定理表明，在宇宙時間的開端必然存在一個奇異點。但是，這些理論都是在廣義相對論正確的前提下才成立，而廣義相對論在宇宙達到普朗克溫度之前必須失效，而一個可能存在的量子引力理論則有希望避免產生奇異點[61]。
現在已經提出了一些設想，但每一個設想都基於了一些還沒有任何驗證的假說：
後兩類設想都把大爆炸看作只是一個更龐大且更古老的宇宙（即平行宇宙）中的一個事件，而非傳統意義上的宇宙開端。
[编辑] 哲學和宗教詮釋
大爆炸理論是一種科學理論，它的成立是建立在和觀測相符合的基礎上的。但作為一個闡述「實在」起源的理論，它對神學和哲學或多或少產生了暗示作用。二十世紀二十至三十年代，幾乎每一個主流宇宙學家都更喜歡穩恆態理論，還有很多人指責說大爆炸理論提出的宇宙在時間上的開端是將宗教概念引入了物理學中，這一反對意見後來經常被穩恆態理論的支持者反覆提出[70]。而大爆炸理論的創始人之一，喬治·勒梅特是一位羅馬天主教牧師的事實則更為這種意見添油加醋[71]。1951年11月22日，庇護十二世教宗在教宗科學學會的開幕會上聲稱大爆炸理論和天主教的創世概念相符合[72]。
自大爆炸理論被主流物理宇宙學界接受以來，已經有多個宗教團體對大爆炸理論做出了反應，其中有些忠實接受了大爆炸理論的科學依據，而有些試圖將大爆炸理論和他們自己的宗教教義相統合，有些則是完全反對或忽視了大爆炸理論的證據[73]。
大爆炸年表
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大爆炸年表根據被廣泛接受的大爆炸，使用宇宙的時間參數共動座標系統進行科學理論的描述。
觀測上建議宇宙開始於137億年前，從那時開始，宇宙的演變經歷了三個階段。我們對宇宙最早期的瞭解依然很貧乏，在那個瞬間宇宙是很熱的，微粒能量高於目前地球上最大的粒子加速器所能達到的。因此，這個世紀雖然將大爆炸理論的基本特點解決了，但大部份的細節仍然是以猜測為主。
在這段期間，在早期的宇宙，宇宙的演變過程依據已知的高能物理來進行。最早形成的是質子、中子和電子，然後才有核和原子，當中性的氫形成後，宇宙微波背景輻射也開始發射了。
然後物質繼續聚集誕生第一顆恆星和最初的星系，類星體、星系團和超星系團也形成了。
有幾種理論探討宇宙的結局。
[编辑] 非常早期的宇宙
所有關於非常早期的想法（宇宙的起源）都帶有臆測的成分。直至2010年初期，仍然沒有夠大的加速器，可以提供足夠的能量來洞察那個時期的宇宙。所有提出的理論有些從根本上就完全不相同，這些例子有：哈特利-霍金初始狀態、弦論、平坦宇宙、弦氣宇宙論、和火劫宇宙論。其中有一些是相互兼容的，但其他的則不是。
[编辑] 普朗克時期
- 從大爆炸開始至10–43秒
如果超對稱是正確的，則現今的四種基本力— 電磁力、弱作用力、強作用力和重力都有著相等的強度，所以他們可能被結合成超力。對這個時代，我們知道的非常少，但是不同的理論仍然各自提出不同的場景。廣義相對論提出在這個時期之前是重力稀有的，但在這種情況下，理論上認為量子效應主導著這個時期，因此廣義相對論是不適用的。物理學家希望量子重力學，像是弦論和環量子重力和因果論（causal sets）最終能讓我們對這個時期有更好的理解。
[编辑] 大一統時期
- 從大爆炸之後10–43秒至10–36秒[1]
當宇宙膨脹並且從普朗克時期冷卻，重力首先從基本的大一統交互作用中分離：電磁和強核力和弱核力。物理學在這個階段以大一統理論描述在更大標準模型的群組下是殘破的一統群，此種殘破導致被觀測到的自然力。最終，大一統理論是殘破的，強核力將從電弱力中分離出來。這會造成膨脹，而依據某些理論，這應該產生磁單極。統一強和電弱力，意味者這個時期唯一的微粒是希格斯玻色子。
[编辑] 電弱時期
- 從大爆炸之後10–36秒至10–12秒[1]
宇宙的溫度降至足夠低（1028K強核力也從電弱力中分離出來（在一統的名稱下還有電磁和弱核力）。這個階段宇宙發生指數型的暴漲，形成著名的宇宙暴漲。當暴漲結束時，微粒間的交互作用仍有足夠的能量創造大量很特殊的微粒，包括W和Z玻色子和希格斯玻色子。
[编辑] 暴脹時期
- 從大爆炸之後10–36秒至10–32秒
宇宙暴脹發生的時間和溫度都不是很確定的知道。但是目前一般的理論認為在暴脹的階段，宇宙的尺度膨脹了e70左右。由於這個巨大的膨脹，在暴脹階段結束之後，宇宙的空間曲率變成平坦的。之後宇宙進入均質和各向同性膨脹的階段。量子擾動是形成我們今天所觀測到的結構的種子。例如微波背景輻射的各向異性，它的起源就是暴脹時期的量子擾動，在暴脹時被拉出了宇宙的視界，然後又在現在重新進入視界被我們觀測到。理論計算給出，這些擾動的功率譜是標度不變的。這已經被我們對微波背景輻射的功率譜的實驗觀測所證實，成為對暴脹的一個有力支持。隨著快速的擴張，有些能量形成光子，變成虛夸克和超子，但這些粒子衰變得很快。有些理論建議在宇宙暴脹之前，宇宙是冰冷且空無一物的，而巨大的熱和能量通過在大爆炸早期的相變中被創造出來，並導致暴脹的結束。
[编辑] 再加熱
當再加熱時，暴脹不再以指數的形式進行並且成為暴漲子的位能，場衰變成為熱能，與相對論性電漿的粒子。如果大一統是我們宇宙的特徵，則宇宙暴漲應該是在大一統之前或之後，對稱是殘破的，否則磁單極將出現在可見的宇宙中。在這個時間點上，宇宙是由輻射控制的，夸克、電子和微中子的形式。
[编辑] 重子產生過程
目前還沒有足夠的觀測證據可以解釋為何宇宙中的重子會比反重子多。為了能解釋這樣的比值，Sakharov情況必須在暴漲之後的某個期間出現。當考慮到這樣的情景時，在粒子物理學的實驗中觀察這種現象，但觀測到的非對稱性太小，以致不能滿足宇宙中觀測到的非對稱性。
[编辑] 早期的宇宙
在宇宙暴脹結束之後，宇宙中充滿了夸克-膠子漿。從這點向前，早期宇宙的物理被瞭解的較多，猜測的成份也比較少。
[编辑] 超對稱的破壞
如果超對稱是我們宇宙的產物，當能量低於1TeV的電弱對稱尺度時，它將受到破壞。微粒的質量和它們的超伴子不再是相等的，這可以解釋為何已知的超伴子微粒未能被觀測到。
[编辑] 夸克時期
- 從大爆炸之後10–12秒至10–6秒
當電弱對稱被破壞時，電弱時期就結束了。所有的基本粒子應該通過希格斯機制獲取大量的希格斯玻色子得到質量，並得到真空期望值。基礎交互作用力的重力、電磁力、強核力和弱核力都形成現在的形式，但是宇宙的溫度還是太高，以至於不允許夸克束縛在一起形成強子。
[编辑] 強子時期
- 在大爆炸之後10–6秒至1秒
組成宇宙的夸克-膠子電將繼續冷卻，直到包括質子、中子的強子可以形成。大約在大爆炸之後的1秒鐘，微中子分離出來並且可以在太空中自由通行。這種宇宙微中子背景輻射類似於以後發散出來的宇宙微波背景輻射，目前還不能仔細的觀察（參考上面關於在弦論時期中的夸克-膠子電漿。）。
[编辑] 輕子時期
- 在大爆炸之後1秒至10秒鐘
在強子時期的末期，多數的強子和反強子互相湮滅，留下的輕子和反輕子成為控制宇宙的主要質量。大約在大爆炸之後的10秒鐘，宇宙的溫度冷卻到輕子/反輕子對不再能創造出來，並且多數的輕子和反輕子在湮滅反應中被消滅掉，只留下少量殘餘的輕子。
[编辑] 光子時期
- 在大爆炸之後10秒鐘至380,000年
在多數的輕子和反輕子湮滅之際的輕子時期結尾，宇宙的能量是由光子控制的。這些光子頻繁的和帶電的質子、電子和可能存在的少量核子進行交互作用，並且持續進行到300,000年。
[编辑] 核合成
- 在大爆炸之後3分鐘至20分鐘[2]
在光子時期，宇宙的溫度下降至原子核可以開始形成的溫度。質子（氫離子）和中子開始進行結合成原子核的核融合程序。但是核合成的時間只有短短的17分鐘，之後宇宙溫度和密度的下降使核融合不能再持續的進行。這時氫核的質量數大約是氦核的三倍，其它的原子核只有可尋跡的微量。
[编辑] 物質主導：70,000年
在這個時期，非相對論性的物質 (原子核) 與相對論性的輻射 (光子) 密度相等。 金斯長度，確定能夠構成的最小結構 (由於重力吸引和壓力的影響互相競爭)，開始形成和造成擾動，而不是被自由流的輻射消滅，可以開始有成長的幅度。
根據ΛCDM，在現階段，冷暗物質主導下，使引力坍塌造成的宇宙不均勻性在宇宙膨脹的過程中被放大，使稠密地區更稠密度而稀薄的地區更稀薄。但是，現今的理論對暗物質的本質還沒有定論，對目前存在的重子物直是否起源於更早的時期也還沒有共識下。
[编辑] 復合：377,000年
WMAP的資料使我們能從透視圖看出宇宙微波背景輻射的變化，而實際的變化比圖中顯示的更為平滑。
氫和氦的原子開始形成時，宇宙的密度也在下降。這個時間被認為發生在大爆炸之後的377,000年[3]，氫和氦再度游離，也就是原子核不再束縛住電子，因此核帶有電量 (各自帶有+1或+2)。當宇宙的溫度降低，電子會再度被離子捕獲，使電性中和。這個過程相對來說是快速的 (實際上氦核的速度比氫核快)，也就是所謂的復合[4]。當復合結束時，宇宙中的原子幾乎都是中性的，因此光子可以自由的移動：宇宙也變得清澈透明了。光子輻射的光在復合之後.能不受阻礙的通行並且成為我們看見的宇宙微波背景輻射。因此宇宙微波背景 (CMB) 是這個時期的結束。
[编辑] 黑暗時期(Dark ages)
- 參見：21公分線
在退耦發 生之前，多數的光子會和電子和質子在光子-重子液中發生交互作用，造成的結果是宇宙不透明或是"霧狀"。雖然有光線，但是沒有光線可以抵達望遠鏡。在宇宙 中的重子物質包括電離的電漿，它只能在和自由電子"再結合"的期間成為中性，進而釋放出創造宇宙微波背景輻射的光子。當光子被釋放(或是退耦)，宇宙變成 透明，但在這時只有中性氫自旋的21公分波長的輻射。這是目前觀測上努力進行檢測的微弱輻射，原則上這是一種更強大的工具，能研究比微波背景輻射更早期的宇宙。
[编辑] 結構形成
- 參見：結構形成
哈柏超深空經常展示來自遠古時期的星系，告訴我們早期有如現在布滿恆星的時期。
另一張哈柏的影像顯示一個在附近形成的嬰兒星系，這意味著在宇宙時間列上是最近發生的事情，這顯示出宇宙中新星系的形成在現在依然在發生。
大爆炸模型中的結構是層層節制的，具有較小的結構會在較大的結構之前先形成。最早形成的結構是類星體，它們被認為是明亮的、早期的活躍星系，和第三星族星。在這個時期之前，宇宙的發展可以通過線性宇宙論的攝動理論來瞭解：也就是說，所有的結構都可以理解為是一個完美、均質宇宙的小變化，這是通過計算相對來說較容易的研究。非線性的結構從這個點上開始形成，計算上的問題就變得更加困難，包括，例如，數十億顆粒子的多體模擬。
[编辑] 再電離：從1億5000萬年至10億年
- 參見：再電離及21公分線
第一批類星體是從重力塌縮形成的，它們發出的強烈輻射使周圍的宇宙再電離。從這個時間點開始，宇宙的大部份都由電漿組成。
[编辑] 恆星的形成
- 參見：恆星形成
[编辑] 星系的形成
- 參見：星系的形成和演化
[编辑] 星系群、星系團與超星系團的形成
- 參見：大尺度結構
[编辑] 太陽系的形成
- 參見：太陽系的形成與演化
住戶編號:1196300
檢舉原因
心情: 
（重子+
（輻射）、
（宇宙學常數）分別表示。完整的ΛCDM模型包含有一系列其他參數，但對於測定宇宙年齡的問題而言，這三個參數以及
是最重要的參數。
的變化。將這一方程式倒過來，我們能夠得到單位宇宙標度因子變化引起的單位時間變化率，進一步對整個方程式積分就能得到宇宙至今的年齡。宇宙的年齡
由下式給出：
取決於宇宙中不同組成成分在總能量中所佔的比例。可以看到在公式中制約宇宙年齡的重要參數是哈柏常數，而物質、輻射和暗能量所佔的比例則是對這一結果加以修正。因此對宇宙年齡的最粗略估計能通過哈柏常數的倒數得到：
近似為1；而如果平直宇宙中不存在宇宙常數項，由右下角的星號表示的
，從而在給定哈柏常數的情形下這樣的宇宙要更年輕。這張圖假定了宇宙中輻射所佔比例是常數（粗略等價於認為微波背景輻射的溫度是常數），而宇宙中
則由其他三個密度參數給定。
