物理宇宙學是天體物理學的分支，它是研究宇宙大尺度結構和宇宙形成及演化等基本問題的學科。宇宙學的研究對象是天體運動和它的第一起因，在人類歷史的很長一段時期曾是形上學的一部分。作為科學，宇宙學起源於哥白尼原則和牛頓力學，它們指出天體和地球上的物體遵守同樣的物理原理並解釋了天體的運動。現在這一分支被稱為天體力學。一般認為，物理宇宙學起源於二十世紀的愛因斯坦廣義相對論和對極遠天體的天文觀測。
基本介紹
- 中文名：物理宇宙學
- 所屬：天體物理學
- 對象：大尺度結構和宇宙形成
- 時間：二十世紀
發展歷程,相關理論,研究領域,
發展歷程
二十世紀的科技進步使對宇宙起源的猜測成為可能。它也幫助建立了被絕大多數宇宙學家公認作理論和觀測基礎的大爆炸理論。（雖然職業宇宙學家認為大爆炸理論給觀測以最好的解釋，一些人至今仍在鼓吹另類宇宙學如電漿宇宙學和穩恆態宇宙學。）大致來說，物理宇宙學處理的對象是宇宙中最大的物體（如星系，星系團，超團），最早形成的物體（如類星體）和幾乎均勻的最早期宇宙（大爆炸，宇宙暴漲，微波背景輻射）。
宇宙學是比較特別的學科。它從粒子物理實驗，粒子物理唯象學，甚至弦理論中汲取了許多結果。它的其他來源包括天體物理，廣義相對論和電漿物理的研究。
現代宇宙學是沿著觀測和理論的輻轍發展起來的。1915年愛因斯坦提出了廣義相對論。因為那時的物理學家有一種偏見，認為宇宙是靜態的、無始無終的，愛因斯坦在他的方程中加入了一個宇宙學常數項。這個物質加宇宙學常數的穩恆態愛因斯坦宇宙模型是不穩定的，它最終總會膨脹或收縮。廣義相對論的宇宙學解是由弗里德曼發現的，現在它被稱為弗里德曼——羅伯森——沃克宇宙。它描寫的是膨脹或收縮的宇宙。
1910年斯里菲和威茲用都卜勒現象來解釋觀測到的渦狀星雲的紅移。這意味著這些星雲正離我們遠去。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雲其實是河外星系，也沒有意識這個發現對宇宙學的意義。1927年，一位比利時的天主教神甫勒瑪泰獨立地發現了弗里德曼——羅伯森——沃克解並在渦狀星雲的觀測基礎上提出宇宙起源於原初原子爆炸的假說。1929年哈勃為這個假說提供了觀測依據。他證明了渦狀星雲是一些星系並通過觀測仙王變星來測量了它們的距離。他同時還發現了星系紅移和亮度之間的關係，認為這一關係的起源是因為在所有方向星系離我們遠去的速度正比於它們的距離。這個關係被稱為哈勃定律，其實在最近它才被確認，哈勃的數據誤差很大。
給定宇宙學原理，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現象，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恆態模型。在此模型中，星系互相遠離時不停地有新物質產生，在任何時間宇宙大致是一樣的。
相關理論
許多年來這兩者互有支撐依據。但是從1965年發現微波背景輻射以來，觀測結果越來越傾向於支持前一種理論。1960年代以前，許多宇宙學家認為弗里德曼宇宙開始時的無限緻密奇點是數學上的理想化，宇宙也應在到達此熱緻密狀態之前從收縮轉換到從新膨脹。這就是托爾曼的振盪宇宙模型。但是霍金和彭羅斯證明了這個模型是不可能工作的，他們指出了奇點是廣義相對論的一個特徵。從此以來大多數宇宙學家開始接受宇宙在有限時間以前開始演化的大爆炸理論。
研究領域
以下所列的是宇宙學研究的一些最活躍的領域，大致按時間順序排列。這個單子不包括大爆炸宇宙學。它可以參見宇宙時間表。
極早期宇宙
雖然大爆炸理論看起來可以解釋從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（參閱宇宙學原理）提供一個令人滿意的答案。另外，大統一模型預言了宇宙中有磁單極，它們也沒有被觀察到。宇宙暴漲解決了這些問題。它的物理模型雖然很簡單，但是卻沒有被粒子物理所證實，其主要困難在於如何調和它和量子場論的矛盾。一些宇宙學家認為弦理論和膜宇宙學能為解決宇宙學原理提供另一方案。
宇宙學的另一主要問題是解釋為什麼粒子要多於反粒子。X射線觀測表明宇宙並不是由物質和反物質的區域組成的。它的主要組成是物質。這個問題稱為重子不對稱性，解釋這種現象的理論被稱為重子產生。重子產生理論是由薩哈羅夫於1967年提出的，它的必要條件中包括物質和反物質間的電荷——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。宇宙學家和粒子物理學家希望能發現電荷——宇稱破壞的其它來源。
重子產生和宇宙暴漲都與粒子物理有密切的聯繫。這些問題的解決答案可能會產生於高能理論和實驗而不是於天文觀察中。
大爆炸核合成過程
大爆炸核合成是關於元素在早期宇宙形成的理論。當宇宙演化到大約三分鐘時，它已經足夠冷卻，這時核聚變及核合成過程就終止了。因為大爆炸核合成過程持續的時間極為短暫，從氫離子（質子）出發，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而形成的。）雖然在1948年伽莫夫、阿爾菲和赫爾曼就已經提出了這個理論的基本觀點，由於在此理論中輕元素的豐度與早期宇宙的物理性質關係密切，它至今仍然是檢驗大爆炸時期物理理論的極靈敏的探針。比如，它可以用來檢驗等效原理、暗物質和中微子物理。
宇宙微波背景輻射
宇宙微波背景輻射是指退偶過程（即大爆炸所產生的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）所殘餘的輻射。這種輻射是由彭齊亞斯和威爾遜在1965年發現的。它具有幾乎完美的2.7K黑體輻射譜，只在十萬分之一內偏離各向同性。宇宙學家們可以用描寫早期宇宙細微起伏演化的宇宙學微擾理論來精確地計算輻射的角度功率譜。最近的衛星（COBE和WMAP）和地面及氣球（DASI，CBI和Boomerang）實驗也測量了此功率譜。這些工作的目的是為了更精確地測量Λ-冷暗物質模型的參數，同時也為了檢驗大爆炸模型和新物理模型的預言。例如，WMAP最近的測量就為中微子的質量提供了限制。
更新的實驗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，也將為宇宙暴漲和所謂的次級非各向同性（如由背景輻射和星系和星系團相互作用引起的散亞耶夫-澤爾多維奇效應和薩克斯-沃爾夫效應）提供信息。
大尺度結構的形成和演化
理解最早和最大結構（如類星體，星系，星系團和超團）的形成和演化是宇宙學的核心課題之一。宇宙學家們研究的是一種由下至上有層次的結構形成模型。在此模型中，小物體先形成，而大的物體如超團還在形成過程中。研究宇宙中結構最直截了當的方法是普查可見的星系，從而構造一個星系的立體圖像並測量物質功率譜。這就是斯隆數碼天空普查和2dF星系紅移普查的研究方案。
理解結構形成的一個重要工具是模擬。宇宙學家們用它來研究宇宙中物質的引力堆積和線狀結構，超團和空穴的形成。因為宇宙中冷暗物質要比可見的重子物質多許多，所以大多數模擬只計入它們。這種處理對理解最大尺度的宇宙是足夠了。更先進的模擬已經開始計入重子的效應，它們也開始研究星系的形成。宇宙學家們檢查這些模擬是否與星系普查的結果一致。如果不一致，則研究偏差的原因。
宇宙學家還用其它互補的方法來測量宇宙遙遠處的物質分布和重離子化過程。這些方法包括：
萊曼阿爾法譜線森林。通過測量氣體對遙遠類星體所發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。
由於暗物質的引力透鏡效應而引起的對遙遠物象的扭曲，即所謂的弱透鏡效應。
這些方法都將幫助宇宙學家解決第一顆類星體如何形成這一問題。
暗物質
大爆炸核形成、宇宙微波背景輻射和結構形成的研究證據表明了宇宙質量的25%是由非重子的暗物質組成的，而可見的重子物質只占宇宙質量的4%。作為星系周圍暈環中的一種冷的、非輻射性的塵埃，暗物質的引力效應已經被了解得很透徹了，但是它的粒子物理性質還是個謎，人們從沒有在實驗室中觀察到它們。暗物質的可能候選包括穩定的超對稱粒子、弱作用重粒子(WIMP)、軸子和重的緊緻空穴物體，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，或MOND)或瞙宇宙學的一種效應。
星系中心的物理（如活躍星系核，超重黑洞）可能會給暗物質的性質提供線索。
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%的暗物質和4%的重子物質）。它被稱為暗能量。這種東西不能幹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那樣在星系周圍暈環中結團。因為宇宙是平坦的，所以我們知道它的總質量。通過觀測我們也知道宇宙中結團物質的質量比總質量遠遠要小，這就為暗物質的存在提供了很強的證據。1999年發現的宇宙加速膨脹（類似宇宙早期的暴漲）為暗物質提供了更強的證據。
除了暗物質的密度和結團性質外，我們對它一無所知。量子場論預言了一種類似暗物質但比它大120個數量級的宇宙常數。溫伯格和一些弦理論家由此提出人類學原理。他們認為宇宙常數如此小的原因是因為人類不能在其他大宇宙常數的世界中生存。許多人覺得這種解釋很牽強。暗能量其他可能的解釋包括精粹物質（quintessence）和在大尺度下引力的修正。這些模型的核心是暗物質的狀態方程，不同的理論有不同的狀態方程。暗物質的本質是宇宙學中最具挑戰性的問題之一。
如果我們對暗物質有更好的理解，我們可能會解開宇宙最終結局這一謎題。現在在這個宇宙時期，由暗物質引起的宇宙加速膨脹阻礙了比超團更大結構的形成。我們還不清楚這種加速膨脹會不會永久持續下去。或許它會加快，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——庫茲明截斷。對此截斷的違反是否隱示了在極高能下狹義相對論的失效。
