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我们在前文已经对星云进行过介绍，如人马座大星云，其中心与我们的距离超过了5万光年，还有比较近的盾牌座星云。按照夏普利的观点，这些星云都是“星系”，也就是说，这些都是恒星或者星云聚集起来的集团。它们的平均直径大约为1万光年，有的小一些，有的大一些，有的直径甚至达到三四倍之巨。
太阳所在的星系是银河系，这是一个中等大小的特别扁的集团，其中包括我们肉眼所能见到的明亮星星、中型望远镜能观测到的几百万颗星星的大部分、许多疏散星团以及沿银河密集排列的所有明暗星云。在星系群的其他部分来看，银河系也是其中的一个星云。在银河系中，太阳仅仅是2000多亿颗恒星中普普通通的一员，而且并不是银河系的中心，真正的中心是在300光年之外的南天星座船底座（Carina）的方向。
这些星云在我们称之为银河系的超级系统中，几乎聚集在一起形成了一个平面。在过去的200多年里，天文学家曾经想精确地测量出银河系的大小和形状。银河系的主要特点就是我们观测到的空中投影的银河。这是一件很不容易做到的事，因为我们就身处银河系中，如果我们能够站在银河系之外，那测量将会简单很多。这个难题在以前表现得更为严重，因为当时丝毫不知道如何测定比环绕着我们的天体更远的天体距离。
在确定银河系的构造方面，通常有两种方法可以选择，第一种是计算天空中若干个大小相同区域中的星的数目，构成统计中的数据。威廉·赫歇尔爵士是最先使用这种方法的人，他借助望远镜仔细计算了天空中3000多个区域的星的数目。先设定某个方向的星的数目比较多，那么这个方向的星的范围就会比较广，赫歇尔据此得出结论：银河系的形状与磨盘相似，其主轴和银河平面成直角，按当时的比例尺折算，直径大约是6000光年。然而，由于赫歇尔当年使用的仅是48厘米反射望远镜，因此只能观测到近处的星，而无法观察到比较远的星。不过，这是第一次有计划、有目的地对银河进行考察。此后的研究也多次应用到这种统计方法，在望远镜升级换代以及统计方法进一步完善之后，现在这种计算主要用于分析天空代表区域的照片上。最近的研究成果是威尔逊山天文台的西尔斯（Seares）在1928年宣布的。
第二种确定银河系的构造方法，是测定银河系中各处物体之间的距离。显然，如果我们对银河系中各处的方向和距离都能清楚掌握，就可以建立一个模型，用来表示银河系的形状和大小。我们已经知道，无论在什么地方发现了造父变星，都能较为容易地测出它的距离；而且这种具有参考价值的变星在整个银河系中分布得很广。借助造父变星和一些新的测量方法，天文学界对银河系的考察工作正进行得如火如荼，哈佛天文台及其他许多天文台都在参与。我们对银河系的形状和大小已经有了一定的了解，但大家的意见还没有完全统一，存在着一些分歧。
我们在前文提到过，球状星团有一个可靠的模型，在银河平面上，这些星团对称分布，包围起来的空间直径大约在20万光年以上。假如球状星团就是银河系的轮廓，那么银河系的直径就有20万光年，其中心位于人马座大星云方向。
由于银河系外的许多星系都呈旋涡状，因此我们很容易想象银河系大抵也是如此。如果这样认定了，那么旋涡分支和中核的连接处就是人马座星云，太阳系只是一个分支中的较小集团，位于中心和边缘之间。
通过观测发现，银河系和遥远的旋涡星云都在旋转。既然我们身处旋转中，就会以每秒320千米的速度运动，现在位于仙王座方向。这种证据大约可以支持认为银河系是独立旋涡星系的观点。假如真是如此，那么银河系在已知星系中就是最大的，比其他最大的星系还要大出5倍，这种差距很容易让人产生怀疑。
尽管大小麦哲伦云都距离银河非常远，但与许多球状星团相比依然很近。由于它们靠近南天极，所以北纬中部的人无法看见它们从地平线上升起。大麦哲伦云的距离大约是8.6万光年，直径大约是1万光年以上；小麦哲伦云稍远一些，大约是9.5万光年，直径是6000光年。以肉眼直接看去，它们像是天上的光斑。通过望远镜观测则会发现，它们由恒星、星团和星云组成，还有一些我们所熟悉的形状样貌。它们的大小与银河中的星云相似。如果它们在银河平面上，我们很难把它们和银河星云进行区分。它们的运动轨迹也容易让我们认为它们和银河系属于同一星系群。
在赫歇尔开始对天界进行他著名的考察研究的20年前，英国的莱特（Wright）就已经发表了一种学说，他认为这个大星系的形状像一个扁平圆盘。而哲学家康德于1755年提出了更进一步的观点，他认为星云是银河系以外的遥远星系，因此他曾将它们命名为“岛宇宙”。不过，由于当时以及在后面一段持续的时间内，人们都没有办法测量出它们的距离，因此也无法认可或否决这种观点。
除了已知的星团外，从前被称为星云的模糊物体可以非常清晰地分为两大类：第一类是向着银河一带聚集的星云，被称为“银河星云”或者真正的星云，我们在上一章已经介绍过了；第二类则是分布在整个天空中的星云，不过银河附近没有，因为暗星云和银河平面中的其他吸收物质将它们遮盖住了。这些星云就是河外星云，其中就包括了旋涡星云。
哈佛的夏普利于1923年开始研究河外星系，他对天文学家们所熟知的NGC 6822星云进行观测后得出结论，这一星云比银河系中的任何星云都要遥远。因此，康德提出的“岛宇宙”至少有一个是成立的。NGC 6822星云与银河系之间的距离大约是62.5万光年，类似于麦哲伦云与银河系的距离。
夏普利之后，在河外星系研究方面取得进展的是赫伯尔，他成功地拍摄到了最近旋涡星云中的单颗恒星照片。赫伯尔用威尔逊山2.5米直径的望远镜为许多恒星拍摄了照片，这其中就包含造父变星。这些造父变星的距离很容易测定，同时，它们所属的旋涡星云的距离也都可以测定。不过，这需要天文学家经常为这些旋涡星云拍照，以便测量出造父变星的运行周期。赫伯尔在采用这种方法对旋涡星云进行测定后，于1925年宣布它是银河系之外的星系。
“仙女座大星云”是旋涡星云中能为肉眼所见的最明亮的旋涡星云。在秋冬季的夜空，只要是对飞马座中的大正方形有所了解的人，都能轻易找到这个星云。我们暂且将这个大正方形想象成一个勺子，勺柄朝向东北方。这个旋涡星云就在勺柄第二颗星的东北方一点，肉眼看上去像是长长的微弱光斑呈现在天上。就算是通过望远镜也无法观测到这个星云的构造，但从拍摄的照片中能够看出来它是扁平状星云，它的边与我们有约15˚的倾斜角，肉眼所见的明亮核周围包裹着暗淡的盘。仙女座旋涡星云的距离是80万光年，这是一个非常大的星系。
相邻的三角座中最近的旋涡星云M33，仅用肉眼几乎已难以看见它。这个星云与我们的距离尽管比仙女座星云近5%，但由于它的直径只有约1.5万光年，因此看起来也比较暗。三角座旋涡星云以平面对着我们，所以能清楚观测到它的构造。从核的反方向上延伸出的分支向着同一个方向，且在同一个平面上弯曲。
据推测，河外星系中大约有200万颗亮度可以通过2.5米望远镜观测到的星，其中大部分都是旋涡星云，它们的距离在约100万光年到1.5亿光年之间。旋涡星云的直径大小平均在5000光年到10000光年之间，这主要取决于它们的弯曲程度。它们对着我们的状况也有所不同，有些以边，有些以面，比如北斗七星附近的猎犬座中的旋涡星云就是以面对着我们。
当旋涡星云以边对着我们时，它们形似纺锤，主要特点是“纺锤”上有一道暗带，有时好像将“纺锤”分成了两半。旋涡星云中的这种中部暗带很容易让我们联想到银河系中的黑暗尘云，特别是长长的暗淡裂纹。当使用分光仪对其进行观察时，这些用边对着我们的旋涡星云会一直处于旋转状态，正好符合我们由其扁平而推测出来的情况。仙女座旋涡星云核的自转周期大约是1600万年。
并非所有的河外星云都是旋涡状的，有一小部分是跟麦哲伦云相似的星系。还有些“椭圆星云”也没有被分为单个的星，它们中有的盘面看起来几乎是圆形的，有的则是扁扁的椭圆形，而最扁的星云，长轴两端被拉长得像是用边对着我们的双重凸镜。
银河系也如同单个恒星一样聚集成群，这就是本星系群。目前已知的本星系群约40个，其中包含的星系数目，有的只有几个，而有的多达上百个。在室女座附近就存在许多这样的例证。哈佛天文台最近在观测的半人马座大星系群中，就包括了一些能与仙女座大星云相提并论的巨大星系。天文学家一度认为，飞马座中的一群星系类似于本星系群。
当河外星系的存在被普遍认可之后的数年时间里，虽然我们对它们的情形已经有了一定的了解，但未知的情况依然不少。实际上，恒星所引发的所有问题在星云上也都一一出现了，正如我们周围的星都聚集于银河系一样，我们可以推测银河系和本星系群也都属于更大的系统——一个远超我们想象的超级系统。
不断被发明出来的新一代望远镜，特别是哈勃太空望远镜，为我们提供了非常大的帮助，让我们拥有了许多实际的观测资料，再也不必像前辈一样苦思冥想。
本星系群的中心是银河系，是半径约为300多万光年的空间内的星系总称，总质量大约是太阳质量的6500亿倍。也有人提出，本星系群的中心是银河系和仙女座中大星云M31的共同中心。本星系群中目前已知的成员星系和可能的成员星系大约有40个，其中包括了银河系和仙女座大星云这两个巨型旋涡星系，一个中型旋涡星系——三角座星云，一个棒旋涡星系——大麦哲伦云。本星系群属于典型的疏散群，不具备向中心聚集的趋势。只不过，有些星三五聚合在一起形成一个次群，至少有两个次群以银河系和仙女座大星云为中心。
近距离星系团的空间分布，让我们清楚知道，有一个更高一级的星系以室女星系团为中心成团，直径大约为30至75百万秒差距，包含了约50个星系团和星系群，被称为本超星系团。本星系群就是这个星系团中的一员。
在河外星系各种引人关注的发现中，最让人称奇的是它们远离我们的速度。我们通过研究它们的光谱，观察其光谱线的移动而得出了河外星系的远离速度。不计我们自身的运动影响，河外星系都在以极高的速度远离我们，随着距离的增加，速度也在增快。威尔逊山的天文学家也发表消息称，大熊座中的一个暗弱星系远离我们的速度大约是每秒1.1万千米。当分光仪应用到天文学观测中能够观察到更加遥远的星系时，我们所能得知的它们远去的速度就更快了。比利时的勒梅特（Lemaitre）提出了一个表示膨胀的宇宙的数学公式，这个公式表明，在这样一个构造中，远处的物体一定要以很快的速度离我们而去，如同我们观察到的河外星系的情况一样。
相信现在大多数人都对“大爆炸宇宙学”有所了解，不过当第一次听到这个说法时，不免令人有些疑惑。宇宙的无限，时间的永恒流逝，都是容易被我们理解的。但宇宙怎么会是由一点爆炸形成的？又为什么是从大爆炸开始的呢？
宇宙是自然界中所有物质的总称，宇宙学的研究对象并非某一个天体，而是整个宇宙的行为，但研究需要借助天体传达给我们的信息。宇宙学的研究是我们要根据现在的观测，对宇宙的遥远过去和长久未来进行探讨。宇宙学并不是哲学，而是与物理学有关。我们推断过去、研究现在以及预测未来的依据是什么呢？我们有两个预先设定好的“宇宙学原理”，首先就是物理定律的普遍适用性。我们发现和应用的物理定律能够适用于宇宙的任何地方、任何时间。其次，宇宙是均匀、各向同性的。这里的均匀是指大尺度上的均匀；各向同性则是指各个方向上的空间性质相同，宇宙不存在中心。首先，从其他天体上进行的大尺度观测与在地球上观测到的现象相同。其次，任何地方观测宇宙的发展与地球上观察到的发展相同。我们将坐标时间进行统一，然后在相同的时刻观测宇宙，任何地方观测到的宇宙都是一样的。通过对星系团的空间分布、射电源的空间分布以及宇宙背景辐射等方面的观测情况来推测，宇宙在大尺度上各个方向的性质确实是相同的。
在历史上曾经出现过各种各样的宇宙模型，我们简述如下：
1.牛顿静态宇宙论。在这个论说中，时间均匀地流逝，空间仅为一个空无一物的骨架。在欧几里得空间中均匀地分布着无限多的静止不动的天体。这是一个“一眼就可以看穿”的宇宙。但这个宇宙观点存在着著名的奥伯斯佯谬：假设空间是无限的，其中恒星密布；虽然恒星有生有灭，但总体看来宇宙中的恒星数密度不变；时间是无限的。这样一来，得出的结果就是，昼与夜都同样明亮，天空中各处的亮度相同。
2.等级宇宙论。在这个论说中，宇宙中的天体及其系统都有聚集在一起的趋势。不仅在小尺度上（太阳系、星团、星系、星系团等）如此，大尺度上也是一样。这个理论否定了“大尺度上宇宙均匀各向同性”这一说法，认为天体分为不同的等级和的层次，一级级逐渐升高。由于宇宙不均匀，所以奥伯斯佯谬不再存在。但是它无法解释宇宙背景辐射。
3.稳态宇宙。在这个论说中，宇宙不仅是均匀的、各向同性的，而且在时间上也非常稳定，宇宙特征在任何时候都不会发生变化。红移只是属于多普勒效应，而宇宙一直在膨胀。由于宇宙各处始终在创造物质，因此膨胀仍然保持均匀。但人们对于虚无中如何产生能量和物质仍存有疑问。
4.静态宇宙模型。这是爱因斯坦在1917年提出的学说，他将宇宙常数引入广义相对论的引力场方程中，并求出相应的解。因为爱因斯坦认为宇宙是静态的，所以他只求出了静态解：宇宙是一个封闭的三维“球面”，天体均匀地分布在球面上，这个球体的半径大约是35亿光年。然而，这与哈佛定律明显相互矛盾。宇宙常数像是画蛇添足，令爱因斯坦觉得这是自己一生中犯的最大错误。
5.膨胀的宇宙学模型。在爱因斯坦提出静态宇宙观点的同年，德西特（de Sitter）通过广义相对论引力场方程得出一个真空静态宇宙，但只要在其中加入物质，宇宙就会膨胀，就这样，他在偶然中发现了一个膨胀的宇宙学模型。1922年，弗里德曼（Fridman）又从广义相对论引力场方程中求出了另一组不同的解，每个解对应一个不同类型的宇宙。他的模型中包含了宇宙膨胀。1948年，伽莫夫提出了大爆炸宇宙学。1967年，宇宙微波背景辐射的发现，为大爆炸宇宙学模型提供了有力的支持。现在，大爆炸宇宙学模型已经得到了广泛认可，并且被誉为标准宇宙学模型。
哈勃在1929年通过星系红移和距离的关系得出一个公式： v=H 0 1 ，其中的 1 表示星系与我们之间的距离， H 0 表示哈勃常数，而 v 表示天体的退行速度。由哈勃定律可以得知，天体与我们的距离越远，退行速度就越大；并且不论从哪个方向看，天体都一直在离我们远去。天体的退行速度为什么会随着距离的增加而加大呢？由于各个方向上都有这样的退行，那么我们是不是恰好就处于宇宙中心了呢？假如我们不是在宇宙中心，那么这一确定的观测事实要如何解释呢？
如果把宇宙星系想象成“分子”，它们会在膨胀中参与两种运动，一种是“分子”具有的膨胀速度，另一种是“分子”相对于流体元的无序运动速度，也称为星系的本动速度。物质分布的局部不均匀性在这个速度中得以体现，典型值是每秒500千米，通过哈勃定律得知，当距离超过20兆秒差距时，膨胀速度会大于本动速度。哈勃定律体现的是宇宙整体膨胀规律，而不是星系个体运动规律。宇宙只有在遵循哈勃定律的前提下，才能保持均匀性。
我们可以这样认为，当气球不断膨胀时，无论站在气球的哪个点上观察，其他地方都在离你远去，而且距离越远，离开的速度就越快。各个点上观察到的情况相同，没有中心。再来看另一个例子，观察一个含有葡萄干的面包，在面包膨胀的过程中，对每一粒葡萄干而言，其他葡萄干都在远离自己。而且越远的葡萄干，离去的速度越快，即面包膨胀的速度越大。所有的葡萄干看上去都是相同的，不存在中心。
上述的类比对星系退行的情况来说可以说是一种观测事实，表明真实的宇宙随着时间的推移一直在膨胀，如果往前追溯，时间越早，气球越小。那么，宇宙是从什么时候开始膨胀的呢？
1931年，比利时著名的宇宙学家、数学家、天主教神父勒梅特提出，宇宙中所有星系最初都聚集在一起，称为原始原子，这个原始原子发生了爆炸，把所有星系都散布到空间中。虽说勒梅特并没有提出“大爆炸宇宙学”这个名称，但他关于宇宙学的最主要的思想就是大爆炸。
1948年，俄裔美国人伽莫夫将宇宙膨胀和元素形成结合在一起，为大爆炸宇宙学奠定了基础。大爆炸宇宙学提出的观点认为，大约在150亿年前宇宙发生了大爆炸，宇宙虽然是有限的，但它也是无界的。
将时间向前追溯，当宇宙尺度是如今的1%时，它的密度将达到现在的100万倍，这个密度比星系的密度还大，所以星系无法存在。由此可以推断出，在某个时间之前，宇宙结构是不存在的，它是演化的产物。
在宇宙结构没有形成之前，它是一大片由微观粒子组成的均匀气体，温度极高，且越是早期温度越高，密度也越大。当温度超过10 4 K时，粒子的热运动能量太高，因此中性原子无法形成。温度约3000K时中性原子才能形成。电子和原子核在温度低于3000K时，会结合起来形成中性原子，大量散射光子的电子会消失。宇宙中损失了大量电子，因此光子不再受到电子的强烈散射。于是宇宙逐渐变得透明起来，光子和物质丧失了耦合机会，而宇宙介质则被作为独立的部分保留下来，我们能看到最早的宇宙，就是指已成为历史遗迹的2.7K背景辐射光子。
当温度大于10 10 K时，粒子的热碰撞致使原子核破裂。也就是说，原子核也是在演化过程中形成的。现在观测到的1/4的氦丰度，都来源于早期原子核的合成。
表7–1 标准宇宙模型表
标准宇宙模型的说服力虽然很强，也符合观测到的事实。然而，它依然存在几个根本性的难题，其中最主要的是视野疑难、准平坦性疑难和磁单极疑难。
视野疑难
视野指的是宇宙刚刚诞生时传递出来的信号，在一定时间内走过的最远距离。这是能够彼此产生影响的空间中两个点之间的最大距离，或者说是有着因果关系的最大距离。这个距离和宇宙的年龄成正比。依照标准宇宙模型，我们可以知道大统一时代的尺度是3厘米，而此时的视野是3×10 –26 厘米，两者相差26个量级！也就是说，在大统一时代，这个尺度范围内包括了没有因果联系的区域，并且高达（10 26 ） 3 =10 78 个。
我们现在观测到的尺度范围内的物质分布差不多是均匀的。不过，世界上不会出现没有缘故的均匀，均匀是通过彼此影响而达到平衡形成的。如此，这个均匀怎么会是由10 78 个没有因果联系的区域形成的呢？没有因果联系的区域之间无法彼此产生影响而使它们的密度相同，又怎么会令10 78 个无因果联系的区域都有相同的密度呢？这就是视野疑难。
准平坦性疑难
宇宙早期的物质密度与临界密度非常相似，只有10 –55 量级的偏差程度，这个偏差小到让人不可思议。
宇宙早期的物质密度为什么和临界密度如此接近呢？宇宙早期的空间性质为什么和平直空间如此接近呢？这些都是难以回答的问题。除非有特殊机制做保证，否则难以想象如此接近的情况是在偶然间形成的。
磁单极疑难
我们知道，电荷有正电荷和负电荷两种，质子带正电，而电子带负电。正负电荷之间存在一小段距离，可以组成一个电偶极。电偶极的总体是电中性的，但包含了电偶极矩。正电荷和负电荷属于电单极。尽管磁也分北极和南极，就如电荷有正负之分一样，但磁始终以偶极方式存在，从来不会出现磁单极（magnetic monopole）。这里的磁单极指的就是带有净“磁荷”的粒子，也就是磁北极或者磁南极。
20世纪30年代，狄拉克在研究电荷量子化时首次提出了“磁单极”这个词，他预言如果发现了磁单极，电荷的数量为什么总是电子电荷的整数倍就得到了合理的解释。后来，大统一理论也预言了存在磁单极。依据大统一理论的计算结果，磁单极的质量大约是质子质量的10 15 倍，重约0.02微克。一个微观粒子的质量竟然如此之大，几乎达到了可以用宏观精密天平进行称量的程度。
磁单极几乎不会湮灭，在宇宙膨胀的过程中，磁单极会由于体积膨胀而不断增大，但密度一直在减小。现在的磁单极的密度大约是每立方厘米2×10 –8 克，如果真是这样，应该很容易找到磁单极。然而事实是，从来就没有发现过磁单极。同时，由于磁单极的质量非常大，按照这样的计算，在宇宙中的密度大约是每立方厘米3×10 –16 克。根据这么高的密度推算，现在的宇宙的年龄将会非常年轻，仅仅是几万年而已，这令人感觉十分荒谬。但这就是磁单极疑难。
暴胀宇宙模型
上面讲到的这些疑难，关键点都在于宇宙的膨胀速度太慢了，如果想解决这个难题，需要先找到一种能够证明宇宙在一段时间内曾迅速膨胀过的机制。1981年，古斯（Guth）首先提出宇宙早期可能存在快速膨胀阶段，并将之称为“暴胀宇宙学”或“暴胀宇宙模型”，这个模型后来又经历了多次发展。
在大统一时期之前，宇宙处于真空对称状态。当温度下降到临界温度时，会达到对称状态向着破缺状态转化的条件，但由于存在较大的势垒，所以宇宙暂时继续对称状态。随着宇宙的膨胀，当温度低于临界温度时，破缺状态就成了真的真空。由于势垒还是较大，因此宇宙仍然保持一段时间的对称假真空状态。我们常常见到与此相似的情况，比如从气体到液态的相变中。在一个大气压下，一盒水蒸气的温度下降到100℃时，假如水蒸气足够纯净，就不会凝结成水。就算继续冷却，水蒸气依然会以低温蒸汽的气态形式存在，而不会立刻转化成水。同样的道理，当宇宙温度下降到小于临界温度时，它的真空也会停留在过冷亚稳对称状态一段时间，因此在这段时间中，宇宙的亚稳对称假真空状态的能量或者质量密度并不为零。
更形象一点的表述是，宇宙处于过冷状态，就好比0℃以下的水是过冷水一样。这个时候，粒子和辐射这两种成分在宇宙膨胀中的作用非常小，真正会造成影响的是真空状态。真空压力为负，相当于一种排斥力。换言之，在宇宙处于过冷真空状态时期，是排斥力在起主要作用。由于受到排斥力的作用，宇宙膨胀的速度会加快，这种加速度导致宇宙迅速膨胀，这就是暴胀。
暴胀阶段的指数式膨胀与标准模型中早期宇宙的膨胀规律相比是极其快速的。依据大统一理论，我们可以估算出过冷对称相的真空能量密度，由这个结果也可以得知暴胀阶段的持续时间会超过10 –32 秒。因此，在这么短的时间内，宇宙尺度的暴胀竟然超过了10 43 倍。
在前文我们已经详细介绍过，根据标准模型计算，与现在所观测到的尺度相对应的大统一时期的尺度要比视野大了26个量级。如今再看，那个尺度应该是高估了43个量级。换句话说，考虑到暴胀，与现在观测到的尺度相对应的大统一时期的尺度仅是视野中的组成部分中的极小一部分，因此在因果影响的范围内，视野疑难也就消失无踪了。
对于暴胀宇宙学而言，无论是在宇宙早期的无量钢密度，还是现在的密度，都非常接近1。因此，暴胀宇宙学也提示我们，宇宙应是严格平直的，或者说应是爱因斯坦–德西特宇宙。从这个角度来看，准平坦性疑难也得到了解决。
同样的道理，由于考虑到了暴胀因素，现在所观测到的宇宙只是暴胀前破缺产生的一小部分均匀真空区域。如此，只会出现在不同真空交界处的磁单极也就难以见到，甚至几乎不存在了。故而磁单极疑难也不复存在。这似乎表明，尽管现在没有观测到磁单极，但并不表示它不存在，而是现在所观测到的宇宙范围内缺乏了磁单极生成的条件。
暴胀宇宙学借助于粒子物理中的真空相变概念，将宇宙很早期的10 –34 至10 –32 秒小范围内进行了修正，顺利地解决了标准宇宙学中的几大疑难，并且没有破坏标准宇宙学中的原有成果。暴胀宇宙学预言，宇宙中存在着许多非重子物质，而宇宙暗物质的主要成分或许就是非重子物质。
1963年年初，彭齐亚斯（Penzias）和威尔逊（Wilson）为了研究射电天文学，将一台卫星设备改装为射电望远镜。他们不断提升测量精确度，同时还尝试降低系统的噪声温度，将天线温度的测量误差降低到0.3K，进而得以观测到3.5K的宇宙背景辐射。这种辐射被确认为宇宙大爆炸时期的残骸，成为研究大爆炸理论的重要依据。在现代宇宙学上，它的发现具有非常重要的贡献，仅次于哈勃对河外星系红移现象的发现，被公认为20世纪天文学上的一项重大成就。彭齐亚斯和威尔逊也因此获得了1978年的诺贝尔物理学奖。瑞典科学院在颁奖词中指出，这项发现最根本的意义在于，它让我们得到了宇宙创生初期所留下的信息。
学术界对于伽莫夫、阿尔弗和赫尔曼的预言不以为然，并将预言搁置了十几年，而他们自己也没有对自己的理论进行更深入的完善，并且也对天文学观测不太重视。事实上，当时宇宙微波背景辐射痕迹已经在一些观测中得以表现，由于宇宙在复合时期残余的辐射到现在已属于射电微波波段，因此只能通过射电望远镜进行观测。20世纪40年代，射电望远镜使用的天线都很短，接收机的噪声温度很高，所以灵敏度并不高。美国麻省理工学院的迪克在1945年研制了一台射电望远镜，它的波长是1.25厘米，但抛物面天线的口径仅45厘米。迪克通过这台射电望远镜对太阳和月亮的射电辐射进行了观测。在这个波段上，地球大气也会产生辐射，并且比较强。为了排除大气辐射的影响，迪克开始精确测量1.25厘米波段上的大气辐射，却在无意中观测到温度为20K的“天空背景辐射”。他推测，这种辐射并不是地球大气造成的，而是宇宙中广泛分布的各种星系和射电辐射造成的，迪克将这种辐射称为“宇宙物质辐射”。
事实上，迪克发现的这种辐射就是后来所说的微波背景辐射，但由于当时的射电望远镜没有那么高的精确度，人们对于大爆炸宇宙模型的熟悉程度也比较低，因此迪克当时并没有把自己的发现和微波背景辐射联想到一起。更有趣的是，1946年的《物理学评论》第70卷中同时刊载了迪克关于“宇宙物质辐射”的观测结果和伽莫夫关于“核合成”的一篇论文，但20年后，这两篇文章之间存在的密切联系才被人们发现。假如伽莫夫在那时就关注并阅读过迪克的文章，就可能会将迪克的观测结果与自己预言的“宇宙微波背景辐射”联系在一起；又或者，如果迪克拜读了伽莫夫的论文，可能也会受到许多启发，进而发现3K宇宙微波背景辐射。如此，也就轮不到彭齐亚斯和威尔逊了。迪克错失了发现宇宙微波背景辐射的良机，而伽莫夫等人也失去了一次检验自己理论的时机。
迪克于1946年回到母校普林斯顿大学任教。20世纪60年代初期，迪克开始研究宇宙学，但他对于伽莫夫的大爆炸宇宙学仍然存疑。他认同的是永久振荡宇宙模型，也就是认为宇宙会周而复始地膨胀和收缩，目前宇宙正处于膨胀时期。他推测，在“振荡”（oscillation）过程中，宇宙可能留下了能够观测到的背景辐射。迪克让自己的研究生皮布尔斯对振荡模型中的宇宙温度变化情况进行计算。有趣的是，他们得出的结果显示，宇宙中充满着一种温度为10K的背景辐射。迪克在这个时刻才想到20年前自己发现的温度为20K的“宇宙物质辐射”，进而推测这种辐射应该就是“振荡”过程中表现出来的微波背景辐射。1964年，迪克鼓励两位研究生继续对这种辐射进行深入研究，他们还为此研制了射电望远镜。但遗憾的是，他们的研究观测尚未正式开始，彭齐亚斯和威尔逊就已捷足先登，并凭此获得了诺贝尔物理学奖，迪克再次与机遇擦肩而过。
错失良机的并不只有迪克，著名的工程师、彭齐亚斯和威尔逊的同事奥姆也在宇宙微波背景辐射的发现中慢了一步。当奥姆曾经使用贝尔实验室中的喇叭状天线对宇宙进行测量时，他发现了温度为3.3K的多余噪声，并于1961年将这个测量结果发表在了《贝尔系统技术杂志》（ Bell System Technical Journal ）上。不过，由于这个多余的噪声温度比实验误差还小，而且不会对通信造成影响，所以并没有引起人们的关注。
20世纪60年代，彭齐亚斯和威尔逊在贝尔实验室对射电天文进行研究。他们当时的任务只是调试一个为了回升卫星计划建造的6米角型反射天线，这与天文毫无关系。由于需要确定背景噪声，因此他们需要测量天线指向天顶时的天空亮度。通常情况下，用温度来表示天线测到的天空亮度，相当于这个温度下相同频率的黑体辐射的温度。彭齐亚斯和威尔逊测到的温度是6.7K，其中已知来自大气层的温度是2.3K，而天线内部欧姆损耗是0.9K，那么，剩下的3.5K噪声来源于哪里呢？
关于天线中的不明噪声，贝尔实验室中早就存在这一问题，只是一直被人们忽视。彭齐亚斯和威尔逊非常执着地想要将这个问题研究清楚，并为此花费了大量心力。由于担心是设备的问题，他们将天线拆开，果然发现里面有一窝鸽子。他们将鸽子弄走，清理掉鸽粪，但仍没有消除不明噪声。接下来的各种努力也都无法确定不明噪声源于什么地方，唯一能确定的是排除了来自于天线内部或者附近环境这两个因素。由此，他们猜测这个不明噪声是一个来自遥远地方的辐射信号，但到此时他们并没有意识到这个发现的重大意义。幸运的是，普林斯顿大学与贝尔实验室毗邻，贝尔实验室的宇宙学家们对于温度为3K的微波背景的意义太清楚了。于是，两组人员在经过讨论之后，各自写出了一篇论文，并同步发表在天体物理学杂志上。
在宇宙学发展史上，微波背景辐射的发现无疑是最重大的事件之一，它验证了大爆炸宇宙学的预言。至此之后，我们对宇宙图像的认识越来越深刻。
地球上我们已知的同类原子组成了普通物质，而原子核中包含着质子和中子。原子核外面是高速旋转的电子，其数目等于质子数目，但原子被电离时，会有一些电子逃离原子。原子可以结合在一起成为分子，而分子又可以结合成地球上我们能看到的一切物质。由于原子可以发光，因此我们通过观测星光得知恒星的组成部分也是原子。不过，当天文学家对更大的天体进行观测，如星系外部或者星系团时，他们发现在发光气体和恒星中观测到的物质量，无法通过引力将天体束缚在一起，因此他们假定还存在一种物质，但由于太暗而不能通过辐射被我们所见，这就是暗物质。
最新观测显示，物质和能量的总密度可以用平坦宇宙所需的临界值表示。在这个总的临界值中有约1/3是物质，另2/3是暗能量，但对其本质特征并不清楚。普通物质约占总数的5%，而明亮恒星仅占0.5%。那么不在明亮恒星中的普通物质在什么地方呢？对于至少某些失踪的普通物质而言，热星系气体可能是很重要的候选者，Con–X将对这一假设进行验证。暗物质的本质更是一个难解的谜团，因为它不是由原子构成的物质。某些暗物质是由宇宙大爆炸遗留下来的中微子组成的。虽然由于它们质量的不确定性，无法确定它们占据的比例，但天体物理观测显示，中微子绝对不能说明暗物质的主要部分。大家相信其他暗物质是运动相对缓慢的粒子或者天体，又被叫作“冷暗物质”。现代天体物理未解决的重大问题之一，就是研究这种冷暗物质的本质特征。
宇宙的构成：宇宙中的物质和能量的2/3是一种未知形式的暗能量，这种暗能量是宇宙的膨胀速度加快而非变慢的因素。对于另外1/3则以物质形式存在，其主体是暗物质，我们推测它是由宇宙诞生后早期遗留下来的运动缓慢的粒子（冷暗物质）组成的。在总量中，所有形式的普通物质仅占5%，其中只有约10%是明亮恒星，而所含的重元素（周期表中质量比较大的元素，如碳、氮、氧等）非常少。近几年的观测表明，中微子是有质量的，因此粒子暗物质的概念得以加强，在宇宙中所占的份额几乎与恒星相同。
通过引力透镜观测，我们可以对暗物质的分布状况进行研究。天文学家在对星系团中的暗物质分布或者星系周围的暗物质分布进行观测时，引力透镜都是一个极佳的帮手。在未来的10年中，用LSST和其他望远镜进行大天区星系普查，都可以绘制出超团尺度暗物质分布的透镜数据，这些数据对于研究大尺度结构的增长有着非常重要的作用。
暗物质构成的主要可能性有两种：一是宇宙创生的最初时刻留下来的基本粒子；二是恒星质量的天体，也就是大质量致密晕天体，表示为MACHO S 。这两种候选者的质量相差57个量级以上，是该领域中不确定性的标志。
理论学家推测，虽然MACHO S 非常暗，以致无法通过它们自身的辐射进行探测，但正如我们前面所讲的，引力透镜的应用弥补了这一缺陷：当MACHO S 经过恒星面前时，背景恒星的光会变强。十几年前，有些探测小组就独立地发现了这个现象，只是与星系相比，透镜的质量太小了，所以被称为微透镜。关于MACHO S 的本质，人们一直没有找到答案。它们是普通物质形成的恒星呢，还是陌生物质组成的天体呢？如果想要解决这个问题，必须准确测量出它们的质量，但就算是现在，也还无法做到这一点。最佳的推测方法是：已知MACHO S 的典型质量要稍微小于太阳的质量，如果能够求出被MACHO S 成像的恒星的视运动，通过SIM或许可以确定MACHO S 的质量。对于微透镜的研究有几个重要的副产品，包括分辨被透镜的恒星表面，通过微透镜应当可以观测到类似于地球大小的行星。
我们到现在还不知道对银河系中的暗物质而言，MACHO S 起着什么作用，假如是普通物质构成了MACHO S ，它们不足以解释已知存在于宇宙中，甚至银河系中的暗物质主体。这样的状况令全世界许多实验室都在进行一系列的努力研究，尝试寻找能够将银河系束缚住的粒子暗物质。美国正在进行的两个重要项目，一是制冷暗物质搜寻者Ⅱ，它的主要任务是搜寻具有原子质量且被称为中性伴随子的粒子；二是轴子实验，它的主要任务则是搜寻一种非常轻的被称为轴子的暗物质粒子。在超弦理论中有一个关于中性伴随子存在的预言，超弦理论是一个试图将引力与其他自然力联系在一起的大胆而有着很大希望的尝试。如果能发现中心伴随子或者轴子是将银河系束缚在一起的暗物质，那么不仅天体物理学中的暗物质问题能得到清楚的解释，也为研究自然界中的基本力和粒子的统一奠定了基础。
宇宙大爆炸瞬间微小的量子涨落星系尺度以下的宇宙结构埋下了种子，为了弄清楚这些“种子”是如何形成宇宙中的大尺度结构的，需要对现在星系的分布状况进行研究。十多年前进行的星系巡天的最大成果，就是发现有些巨大空洞仅包含少数星系，另一些尺度达到300亿光年的星系密度增高区域。星系巡天向我们揭示，这是宇宙中密度变化的极限，宇宙在更大尺度上看起来是十分平滑的。正在进行的巡天则将为我们展示更为精确的与宇宙相邻的星系分布图，特别是斯隆数字巡天（SDSS）。
宇宙中最古老的辐射——宇宙微波背景（CMB）是导致微小量子涨落的直接证据。宇宙大爆炸后仅数十万年就出现了这种辐射，当时这种辐射的温度低于太阳表面温度。由于宇宙膨胀的过程中引起的冷却，现在这种辐射的温度大约下降到原来的千分之一，也就是在零度以上约3℃。1989年，宇宙背景探测者卫星（COBE）成功发射，它仔细观测了这种辐射，并得出了非常精确的数据。这些数据表明，这种辐射具有黑体谱，与研究者的理论预言相符。同时，观测数据也显示了辐射强度中微小的空间起伏，这种起伏所指示的密度涨落能够形成宇宙中能观测到的大尺度结构。COBE的观测首次为我们进行宇宙学推测的基本模式提供了直接的经验证据，也为这个领域所有的后续工作建立了定量基础。
COBE卫星在设计时，其角分辨率非常低，因此只能观测到背景辐射中的最大尺度结构。背景辐射中较小尺度的特征则对宇宙中的物质和能量有着一定的依赖。借助于SDSS和超新星之类红移发生概率较低的研究得到的数据，我们能够确定宇宙的基本性质，包括宇宙的年龄，它所包含的物质、能量密度等。最新的观测显示，宇宙物质和能量的重密度几乎等于保证宇宙几何平坦需要的数值。美国国家航空航天局研制出来的MAP、欧洲航天局（ESA）的Plank巡天卫星、地面宇宙背景成像器以及未来的气球观测等，都将大大提高宇宙背景辐射研究的灵敏度。这些设备不仅可以达到更高的精度以测量宇宙学的基本参数，还可以严格检验许多流行的宇宙学理论。地面研究改变了测定出来的星系团内的热气体形成的背景辐射谱的形状，借助于Con–X观测到的这种热气体的性质，研究人员就能测量出星系团的距离，约束哈勃常数值（Hubble constant），进而测量宇宙中的大尺度几何。
这些设备刚开始研究的一个部分就是宇宙微波背景的偏振。宇宙大爆炸后最开始那一刻对引力波的影响促使背景辐射出现偏振。对于这种偏振的性质，下一代卫星CMB可以更加精确地进行测量，进一步对流行的暴胀宇宙学模型进行验证，并同时阐明地球加速器无法到达的宇宙中能量发生的物理变化。
正如我们在前面讲过的，大爆炸理论引领我们追溯宇宙的演化，直到探索到它起源于基本粒子混合的时刻，即最初的若干微秒。一些很有希望的观点认为，可以把对宇宙的追溯往前拉到粒子存在之前，那时量子涨落甚至是宇宙中最大的物质。那么大爆炸以来宇宙的膨胀是如何进行的呢？通过观测辐射的红移变化，我们能够对宇宙的膨胀进行测量。某个天体发光的红移越大，那么宇宙在这个辐射地方发出的膨胀就会越多。红移和时间的关系（宇宙钟的定标）对辐射是多久以前发射出来的起了决定作用。时间在光速作用下转化为距离，这一关系同样可以用来确定宇宙的几何状况，也就是空间是平直的还是弯曲的。哈勃参数（Hubble parameter）的常数决定了当前的膨胀时标（expansion time–scale），膨胀时标又确定了红移和距离的关系。哈勃参数的常数值可以通过HST或者其他望远镜测量出，精确度大约为10%。
只有知道了宇宙膨胀如何随时间加速或者减速，才能从哈勃常数的测量值中推导出宇宙的年龄。宇宙中物质的总密度（普通物质和暗物质）和可能的非零“宇宙学常数”决定了宇宙的膨胀史。“宇宙学常数”或许表示着一种“暗能量”。这些参数决定了宇宙的几何性质以及未来发展趋势，那就是宇宙是会继续膨胀，还是会再次坍缩？
由于两组独立的观测，我们发现了暗物质。首先，有人找到了一种方法，通过Ia型超新星亮度下降的速度确定了它的光度。然后，通过光度测量或者计算它的亮度确定或计算出它的距离。得出的结果是，遥远的超新星亮度要比预料中的暗一些，这说明宇宙的膨胀速度在加快。再参考其他数据，对超新星的观测可以得出如下结论，暗能量在物质和能量的总密度中或许占据了70%的比例。其次，对宇宙微波背景涨落的观测强烈提示：宇宙确实是平直的，因此可以用它的临界值表示物质和能量的总密度。由于对星系团质量的估计，让我们知道宇宙中的物质密度大约是临界值的30%，故暗能量就一定占据了剩余的70%。借助于测量出来的哈勃常数值，以及物质和能量的估计值，我们推测出宇宙的年龄大约是140亿年。
对于这些观测数据，未来的观测者和理论家将努力理解并认真研究。证明暗能量的存在，并且具有与物质竞争的密度，将是一项重要且具有最基本意义的物理发现。宇宙微波背景观测将会得出更精确的包括普通物质密度在内的宇宙学参数值。通过LSST发现更多的超新星，然后用其他的地面仪器和空间望远镜进行更加精确和灵敏的测量，我们就可以以更高的精度标定宇宙时钟。那时候，我们将会知道，宇宙常数会像爱因斯坦假设的那样是恒定不变的，还是像其他流行理论学提出的那样随着时间演化。