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我将宇宙学的这段历史按20世纪的时间线整理成了一系列或多或少独立运作的研究领域。我将各研究领域的发展大致按时间顺序排列，但是由于不同研究领域充其量只能算松散联结的，因此随着不同研究领域开始相互作用，必须及时前后参照。该大纲旨在说明我是如何排布展示研究内容的，以及除了走向错误的弯路外，这些研究是如何彼此契合（至少是粗略地契合）的。
在第2章中，我首先从纯粹的思想出发，对阿尔伯特·爱因斯坦（1917）提出的哲学上可感知的宇宙是均匀的且具有各向同性这一观点进行了思考。爱因斯坦认为，我们周围的宇宙没有首选的中心或方向，也没有可观测到的边缘。当然，这与集中在人、行星和恒星上的微小不规则的质量分布不同。爱因斯坦所述的均匀性对于以下思想至关重要：我们或许能够找出与整个宇宙相关的理论，而不只是解释其中某些部分的理论。这是一种启发性的直觉，或者只是一个幸运的猜测，爱因斯坦当然没有已观测到的证据可以证明这一点。爱因斯坦的思想是如何被接受和检验的历史证明了科学理论与实践之间存在相互作用，有时相互促进，有时会关系紧张，有时正如这个例子中展现的那样，得益于意料之外的帮助。因为我在其他地方没有看到过完整的讨论，所以我会更细致地讨论支持爱因斯坦宇宙学原理的证据。
爱因斯坦的广义相对论预测，近乎均匀的宇宙必会膨胀或收缩。天文学家的观测表明宇宙正在膨胀，因为恒星星系的星光比本身的颜色更红，就像多普勒频移一样，因为星系正在远离我们。第3章回顾了距离我们更遥远的星系其多普勒频移或者说多普勒红移更大这一发现的重要性。如果宇宙近乎均匀地膨胀，那么这一结果是可以预料到的。在第3.1节和3.2节对大爆炸宇宙学的讨论中，我使用了广义相对论来描述近乎均匀膨胀的宇宙的演化。
让我们在这里停下来，注意一下“大爆炸”这个名字其实并不合适，因为爆炸表示的是时空中的一个事件。与我们熟悉的爆炸不同，宇宙学上的“爆炸”与某个特殊的位置或时间无关。该理论并不是对平均而言匀质宇宙演化的描述，而是试图通过观察和研究化石的形成过程，来追踪从其形成之初至今的宇宙演进。其中包括了轻元素形成的时代，那时宇宙的温度比现在高约9个数量级。这种宏伟的时光倒溯外推并不能推至一场大爆炸，也不能推至一个万物的奇点：我们必须假定在奇点之前发生了不一样的事情。西蒙·米顿（2005）得出的结论是，弗雷德·霍伊尔在1949年3月的BBC（英国广播公司）电台演讲中首次使用了“大爆炸”一词。其实霍伊尔更偏爱稳恒态宇宙图景，所以他的“大爆炸”是一种蔑称，但人们还是普遍接受了“大爆炸”这个名字。目前，我还没有遇到一个更好的术语，所以从实用主义评估的角度出发，本书将使用“大爆炸”这一术语。
重要的是，存在其他可检验的图景以替代“大爆炸”图景，这些供替代的选择激发了人们检验大爆炸宇宙模型的兴趣。第3.3节讨论了这方面的前沿思想，即稳恒态模型。我将称其为“1948年稳恒态模型”，以区别于稍后引入的变体。与20世纪60年代中期大爆炸模型的稳恒态替代方案的突出地位相反，爱因斯坦的均匀性的主要替代方案——物质的分形分布，直到我们最终有了合理清晰的证据后才被广泛讨论（见第2.6节）。
赫尔曼·邦迪的两版《宇宙学》（ Cosmology ，1952，1960）为当时的思考提供了宝贵的图像。大爆炸模型和1948年稳恒态模型，或者当时仍在考虑的其他模型，哪一个是最合理、最明智的？其基于的又是不是实证？赫尔格·克拉格（1996）提出了历史学家对这一直到20世纪60年代仍是宇宙学主流的研究的看法。在第3.4—3.7节中，我以自己对两种宇宙学评估方法异同之处的思考补充了这些资料。我认为在20世纪50年代和20世纪60年代初，非实证性问题可以解释为什么稳恒态模型不那么受欢迎，尽管它对观测者来说具有更大的预测能力。相对而言，大爆炸模型较弱的预测能力可能有助于解释第3.5节中讨论的大量非实证性评估。
在1990年左右，致力于大爆炸宇宙学模型的实证研究的最大努力是测量平均质量密度。第3.6.3节和第3.6.4节回顾了这些探测的多种形式，第3.6.5节是我们所知内容的概述。这种巨大努力的部分动机是看质量密度是否足够大，以至于其引力将导致膨胀停止和宇宙的坍缩。这些结果对于建立实证性的宇宙学具有重要意义。但我认为在很大程度上动机很简单，即只是因为这是一个令人着迷的问题：解决它很困难，但或许并非完全不可能。
第4章的主题是从与现在截然不同的宇宙时代遗留下来的富含信息的化石——那时宇宙稠密而炽热，足以产生轻元素——以及几乎均匀填充空间的热辐射海。由于过去（现在同样如此）很难想象轻元素和具有其热谱的辐射是如何起源于今天这样的宇宙的，因此这些化石是对我们的宇宙在演化而不是处于某种稳定状态的证据的宝贵补充。皮伯斯、佩奇、帕特里奇所著的《寻找大爆炸》一书回顾了这些化石是如何在20世纪60年代中期被发现的，书中还有当事人的回忆，讲述了这些发现如何促成了一些研究，这些研究为我们提供了很好的第一手证据，证明宇宙确实演化自一种很热的早期状态，而且膨胀率与广义相对论的预测相符。论文《热大爆炸的发现：1948年发生了什么？》（Peebles，2014）呈现了一个混乱的故事，讲述了伽莫夫及其同事是如何预见到这些化石的（这些见解在十年后才得到认可）。第4.2节介绍了要点的简短版本。热辐射之海已被称为宇宙微波背景（Cosmic Microwave Background，CMB）。我们将在第9章中回顾其后续发展：它是如何在建立ΛCDM宇宙学的革命中居于中心地位的。这一关于膨胀宇宙的理论假定广义相对论适用于接近均匀的宇宙（第2章），存在爱因斯坦的宇宙学常数Λ（第3.5节）和暗物质（第7章），以及初始条件的某些选择（第5.2.6节）。
自然而然地，我们会思考恒星、星系和星系团这些对于爱因斯坦均匀性的明显偏离是如何在一个膨胀的宇宙中形成的。在已建立的宇宙学中，宇宙结构是由相对论扩张宇宙的引力不稳定性形成的。关于这种不稳定的物理意义的早期混淆是历史的重要组成部分。我们将会在第5章中对这些考虑因素进行回顾，并评估宇宙结构可能的早期形成图景。这些考虑对于收敛到标准宇宙学的重要性，将会在本书剩余部分反复出现。
第6章的主题是天文学家在测量星系质量和星系聚集现象时发现的明显异常。探索这些现象的其他描述可参考以下学者的研究：库图等（2014），德斯沃特、贝尔托内和范东恩（2017）。弗里茨·兹维基是第一个认识到这种现象的人：他发现，在丰富的后发星系团中，星系之间的相对运动似乎太快了，无法被星系中恒星可见的质量引力吸引在一起。一种表达方式是，如果始终以引力的平方反比定律（在广义相对论的非相对论牛顿极限中）为前提，那么似乎缺少通过引力将这些星系集中在一起所需的质量。后来发现，根据第6.3节讨论的旋涡星系盘中恒星和气体圆周运动的测量结果，旋涡星系的外部似乎也缺少质量。从第6.4节描述的研究——具有突出盘状结构的星系如何获得其优雅的旋涡形——中得出的结论大致相同。到20世纪70年代中期，情况已经逐渐明朗起来，如果存在被几乎随机取向的轨道牢牢束缚的低光度物质，那么借助这些物质的引力吸引，可见的物质将会以近乎圆周运动的方式处在星系盘引力的束缚中。这将帮助我们更容易地理解上述问题。
这些观测结果指出了建立宇宙学的一个关键思想：“暗物质”的存在。暗物质是所谓的“缺失质量”、“隐藏质量”或“亚光度质量”的新名称。这个想法几乎完全来自天文学的追求，而不是宇宙学，为此目的，这个不发光的成分不必太奇特：低质量恒星也可以，尽管相对于明亮的可以观测到的恒星的数量，它们必须以惊人的丰度存在。但是在20世纪70年代，宇宙学的另一个重要思想则源自粒子物理学家对非重子物质的可能形式越来越大的兴趣。气体和等离子、人、行星和正常恒星都是所谓的“重子物质”。重子物质的大部分质量都集中在原子核中。伴随的电子被称为“轻子”，但其质量也被计入重子物质的质量中。中微子是我们现在知道的轻子，其静止质量很小但非零。因此，它们充当非重子暗物质，对星系的质量有贡献。但是在标准宇宙学中，这一贡献远小于天文学证据表明的总和。我们需要一种新型的非重子物质。
在撰写本书时，认为天文学家的亚光度物质是粒子物理学家的非重子物质和宇宙学家的暗物质的观点，一直仍然是一种推测。新的非重子暗物质的唯一实证性证据是其引力效应。它通过了苛刻的检验，已经成为一个富有成果的想法。在第7章中，我们回顾了粒子物理学家对非重子物质的思考：如果该非重子物质是在宇宙膨胀的早期热阶段产生的，那么其残余质量密度不得超过相对论大爆炸宇宙模型所允许的质量密度（这里我们再次假定是在相对论条件下）。但是值得注意的是，在粒子物理学界对天文学家关于亚光度物质存在的证据产生兴趣之前，宇宙学家就开始使用非重子暗物质的概念了。
20世纪80年代讨论最广泛的非重子暗物质有冷和热两种。后者将是已知的中微子类型之一，其静止质量为几十电子伏特（第5.2.7节和第7.1节）。早期宇宙中最初很热的中微子（意味着快速流动）将使质量分布变得平滑，并且这种平滑将倾向于导致第一代结构成为必须破碎并形成星系的大质量系统。1980年，实验室探测到了一种貌似匹配但实际并不匹配热暗物质图像的中微子质量，这无疑增加了人们对通过碎片形成星系的兴趣。该模型曾经被考虑过，但最后不得不放弃：观测结果表明，结构是从较小的质量分布到较大的质量分布分层增长的。
1977年，粒子物理学家引入了非重子物质的原型，这是已建立的宇宙学的重要组成部分。有五个小组在两个月的时间内发表了这一想法。研究人员在这些论文中并没有对天文学家的亚光度质量现象表现出太大的兴趣，尽管文章当中的考虑当然与亚光度物质有关。这是一个奇怪的巧合，还是某种“悬而未决”的想法？我们将在第7.2.1节和第10.4节中对此进行进一步讨论。
第8.1节和8.2节回顾了为什么在20世纪80年代初，宇宙学家将天文学家的亚光度质量和粒子物理学家的非重子物质纳入了所谓的标准冷暗物质（standard Cold Dark Matter）宇宙学模型或sCDM宇宙学模型中。字母“s”可能让人产生误解，认为该模型被设计成了一个简单的模型（的确是简单的模型），但是实际上它表示“标准”，不过不是因为它已经被确立为一种标准，而是因为它是最早出现的。这旨在将此版本与第8.4节中要考虑的许多变体宇宙学模型区分开。宇宙学界的很大一部分人很快采用了sCDM模型的变体，作为基础来探索星系在其空间分布和运动模式中可能是如何形成的（第8.3节），并分析星系的形成对热辐射海的角向分布的影响。可以说，这种广泛采用有些过分热情了，因为很容易设计出其他模型来契合我们当时的所知，当然，这些模型肯定不如sCDM模型简洁。非实证性的感觉告诉我们，空间截面一定是平坦的，这使情况变得复杂。在广义相对论中，这可能是因为质量密度大到足以产生平坦的空间截面，或者是因为爱因斯坦的宇宙学常数Λ使得它如此。在第3.5节中，我们讨论了学界偏爱平坦空间截面（最好不求助于Λ）的非实证原因。这些原因很有影响力和持续性，在20世纪90年代考虑的sCDM理念的变体和替代方案造成的混淆中发挥了重要作用。
在1998年至2003年间，宇宙学中混淆减少的程度足以被称为一场革命。它是由第9章中讨论的两项重大实验进展推动的。第一个是测量物体光谱红移与其在天空中的光度之间的关系（给定其光度）：宇宙学的红移与星等的关系。自20世纪30年代以来，对它的探测一直是宇宙学的目标，最终在世纪之交由两个独立小组完成（第9.1节）。第二个是CMB辐射角向分布详细的测图。有关这一工作的研究始于20世纪60年代中期，恰巧也在世纪之交对宇宙学模型提出了严格的限制。两组测量的结果和已知的结果一起，为相对论热大爆炸ΛCDM理论中存在爱因斯坦的宇宙学常数Λ和非重子CDM提供了一个严密的例证。这是一个巨大的进步。
我们应当问这样一个问题：引入两个非常重要的假定成分CDM和Λ，以及其他影响宇宙学模型选择的假定因素，是否只是在调整理论来更好地契合测量值。争论的焦点并没有变得非常突出，因为符合这两个关键测量实验的ΛCDM宇宙学，在严密的实证测试网络中将许多其他证据汇聚在了一起。这是第9.3节的主题。
到2003年，学界终于确定了一个受人充分支持的关于宇宙大尺度本质的理论。对于这一理论，怀疑论者仍然存在并且是适当的，因为这个理论是已建立的物理学范围的巨大扩展。确实，2003年的理论也进行了修改，以适应后来的观测结果，但是这些变化只是对参数的精细调整，而不是对该理论基本框架的挑战。逐次逼近是科学的本质，如果真的发现比ΛCDM更好的理论也不足为奇。但是我们有充分的理由期待，存在一个更好的理论，能够描述一个行为与ΛCDM非常相似的宇宙，因为ΛCDM通过了大量以多种不同方式探测宇宙的实证检验。
人们从宇宙学对现有科学所做的贡献中学到的东西，从自然科学的其他分支中也可以学到。这没什么好奇怪的，毕竟宇宙学也是通过自然科学的方法来运作的。不过我仍然认为，在这一学科相对清晰的发展历程中，我们还能学到很多东西。我会在第10章中给出我的个人意见。