宇宙暴脹
射電望遠鏡有可能發現了大爆炸後早期宇宙所產生的引力波的證據。 暴脹時期在大爆炸後10−36秒開始，持續到大爆炸後10−33至10−32秒之間。暴脹之後，宇宙繼續膨脹，但速度則低得多。 「暴脹」一詞可以指有關暴脹的假說、暴脹理論或者暴脹時期。這一假說以及「暴脹」一詞，最早於1980年由美國物理學家阿蘭·古斯提出。 在微觀暴脹時期的量子漲落，經過暴脹放大至宇宙級大小，成為宇宙結構成長的種子，這解釋了宇宙宏觀結構的形成。很多宇宙學者認為，暴脹…
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宇宙微波背景
對宇宙微波背景輻射的觀測所繪制的圖像。]] 宇宙微波背景（，簡稱CMB，又稱3K背景輻射）是宇宙學中“大霹靂”遺留下來的熱輻射。在早期的文獻中，「宇宙微波背景」稱為「宇宙微波背景輻射」（CMBR）或「遺留輻射」，是一種充滿整個宇宙的電磁輻射。特徵和絕對溫標2.725K的黑體輻射相同。頻率屬於微波範圍。宇宙微波背景是宇宙背景輻射之一，為觀測宇宙學的基礎，因其為宇宙中最古老的光，可追溯至再復合時期。利用傳統的光學望遠鏡，恆星和星系之間的空間…
宇宙加速膨脹
，加速擴張的宇宙。]] 宇宙加速膨脹（）是宇宙的膨脹速度越來越快的現象。以天文學術語來說，就是宇宙標度因子a(t) 的二次導數是正值，這意味著星系遠離地球的速度，也就是哈勃定律裏所提到的退行速度，隨著時間演進，應該會持續地增快。於1998年觀測Ia超新星得到的數據，提示宇宙的膨脹速度正在加快。物理學者索尔·珀尔马特、布莱恩·施密特與亚当·里斯「透過觀測遙遠超新星而發現了宇宙加速膨脹」，因此，共同榮獲2006年邵逸夫天文學獎與2011年諾…
宇宙論原則
宇宙論原則（）不是一種原理，但即使只是一種合理的假設或是通則，仍然嚴格的限制了許多合理的宇宙學的理論。它論斷了在大尺度觀測下的宇宙該呈現的面貌：在大尺度的觀測下，宇宙是均質與各向同性的。 本質 均質和各向同性的性質假設提出地球不在一個特殊的位置（參見哥白尼原則），並且在大尺度觀測下的宇宙，視線所及的任何方向與任何地方看起來都是一樣的。 首先，觀測顯示在離地球較遠之處的星系分布是不同於地球附近的，但是宇宙学原則提出星系的分布在整個均質宇宙…
可觀測宇宙
可观测宇宙（）是一个以观测者作为中心的球体空间，小得足以让观测者观测到该范围内的物体，也就是说物体发出的光有足够时间到达观测者。截至2013年對宇宙年齡最精確的估計是年。但由於宇宙的膨脹，可觀測宇宙的半徑並不是固定的138億光年，人類所觀測的古老天體當前的距離比起其原先的位置要遙遠得多（以固有距離（）來衡量，固有距離在現在的時點和同移距離是相等的）。现在推测可观测宇宙半径约为465亿光年，直径约为930亿光年。假设宇宙是各向同性的，從任…
太初核合成
太初核合成（primordial nucleosynthesis），也称为大爆炸核合成（Big Bang nucleosynthesis，縮寫為BBN），是物理宇宙學中描述在宇宙早期階段產生原子核的核合成過程。大多數宇宙學家認為，这个原始的核合成發生在大爆炸後大約10秒到20分鐘的時間間隔內，在这个过程中，质子和中子结合形成了原子核，包括氦的同位素氦-4（4He），以及少量的氫的同位素氘（2H或D），氦的同位素氦-3（3He），以及少量…
結構形成
結構形成，在物理宇宙學中是指星系、星系團和更大的結構在早期的微小密度波動中形成。從對宇宙微波背景輻射的觀測可知，宇宙大約在138億年前於一個炙熱、稠密、幾乎均勻的狀態中開始。然而，在今天的天空中，我們可以看到所有尺度的結構，從恆星和行星到星系，在更大尺度上的星系團和星系的片狀結構被包含少量星系的巨大空洞隔開。構造形成試圖模擬這些結構是如何由早期微小密度波紋的引力不穩定性形成。 現在的Lambda-CDM模型成功地預測了觀測到的星系、星系…
光速可變理論
光速可變理論認爲光速（以c表示）是時空的函數，因此不是確定的數值。在經典物理學中，真空中的光速是一個常數，在國際單位制中被定義為c=299792458米/秒。經典物理學中光速可變可以在某些情形下出現，比如一些已確立理論的等價公式中，再如大多數非主流的引力和宇宙學理論裏。著名的光速可變說包括愛因斯坦1911年的理論、羅伯特·迪克1957年的理論以及1980年代後期幾名研究者的理論。因爲這些理論與廣泛接受的學說相衝突，光速可變理論具很大爭議…
星系的形成和演化
星系的形成和演化之研究涉及從均質開始形成同質與異質宇宙的過程，第一個星系的形成，星系隨時間變化的方式，以及在附近的星系中觀察到的各種結構和過程。根據結構形成理論，星系的形成假設是由於大爆炸之後的微小量子漲落的結果。觀測到的現象基本上與最簡單的ΛCDM模型一致，也就是說，星系的群聚和合併使星系的質量積累，決定了它們的形狀和結構。 星系的一般觀測特性 。]] 因為無法在外太空進行實驗，"測試"星系演化理論和模型的唯一方法就是將其與觀測的結果…
暗能量
在物理宇宙学和天文学中，暗能量（）是一种基于观测推论出的能量，它在大尺度上影响整个宇宙。其表现为一种均匀的负压力，主要效应是推动宇宙加速膨胀，同时减缓宇宙大尺度结构的形成速率。根据目前公认的ΛCDM模型，暗能量占据着宇宙总质能的主导地位——在现今可观测宇宙中，暗能量占比达68%，暗物质与可见（重子）物质分别占26%和5%，而中微子、光子等其他组分几乎可以忽略不计。暗能量具有极低的密度：仅7×10−30克/立方厘米（等效能量密度为6×10…
宇宙學常數
宇宙學常數（cosmological constant）或宇宙常數由阿爾伯特·愛因斯坦首先提出，現前常標為希臘文「Λ」，與度規張量相乘後成為宇宙常數項\Lambda g_{\mu\nu}而添加在愛因斯坦方程式中，使方程式能有靜態宇宙的解。若不加上此項，則廣義相對論所得原版本的愛因斯坦方程式會得到動態宇宙的結果。 :R_{\mu \nu} - {\textstyle 1 \over 2}R\,g_{\mu \nu} + \Lambda\,…
重子生成
在物理宇宙學當中，重子生成（Baryogenesis，英語又作Baryosynthesis）是一個物理上的過程，而一般猜想說這過程發生於宇宙早期且是導致重子不對稱的原因，而所謂的重子不對稱，指的是在已觀測的宇宙中物質（重子）和反物質（反重子）數量不平衡的現象。 在當代物理學上，一個顯著的問題是為何在宇宙中，物質會遠多於反物質，也就是做為一個整體，宇宙似乎有著大於零的重子數；而根據宇宙學的假定，我們現今觀察到的粒子，應當是透過和跟我們現今…
超新星核合成
、哈伯太空望遠鏡和昌德拉X射線天文台的圖像合成的克卜勒超新星圖形。]] 超新星核合成是指新的化學元素在超新星內形成的過程，主要發生在氧燃燒和矽燃燒的爆炸階段所引發的核合成。這些融合反應創造的元素有矽、硫、氯、氬、鉀、鈣、鈧、鈦和鐵峰頂元素：釩、鉻、錳、鐵、鈷、鎳。由於這些元素在每次的超新星爆炸中被拋出來，因此在星際介質中的豐度越來越大。重元素（比鎳重的）主要是由所謂的r-過程捕獲中子創造出來的。然而，還有其他的過程對某些元素的核合成有所…
萊曼α森林
萊曼α森林（Lyman-alpha forest）是天體光譜學中，遙遠的星系和類星體的光在穿越中性氫後產生的所有萊曼α線吸收線的總和。 這些吸收線來自星系或類星體的光在旅途中穿越的星系際氣體。因為這些光的吸收和發射遵守量子力學，只有特殊能量的光子會被吸收，這將導致個別的吸收線。森林被創建的這一事實證明，來自遙遠光源的光子依據我們和光源之間的距離，呈現哈伯紅移。 由於介於地球和遠距離光源之間的中性氫雲在不同的位置會吸收不同波長的光子(因為…
塔利-费舍尔关系
和透鏡星系的塔利-費舍爾關係。]] 塔利-費舍爾關係（Tully-Fisher relation）是天文學家R·布伦特·塔利和J·理查德·费希尔在1977年發表的，是天文學中螺旋星系的速度寬度 (自轉曲線的振幅) 和本質光度 (正比於恆星質量) 之間的關聯性經驗公式。發光度是星系在單位時間發出的光能量；當星系的距離已知時，它可以從星系的表面光度測量得到。速度寬度的測量是透過都卜勒效應的譜線寬度或位移。 光度和速度寬度之間的定量關係是測量…
重力波背景
重力波背景（，簡稱為GWB）是在偵測重力波上，可能偵測到的目標。偵測到重力波背景將會對早期宇宙的研究及高能物理有深遠的影響。重力波背景即是由天體放出來的重力波會形成一個隨機分布的背景。例如：一個質量夠大的恆星在其演化的最終階段會塌陷而形成黑洞或中子星，以超新星爆炸來說，在其最終階段會有一段快速的塌陷，而此時重力波理論上就會被釋放出來。此外，在快速旋轉的中子星中，其會受重力波驅使而有不穩定性。 一直以來都有很多研究在進行重力波背景的量測。…
假真空衰变
量子场论中，假真空或伪真空（）是一个理论上的状态，指的是真空态处于稳态，但并不处于系统最小能量状态——即准稳态。假真空可在准稳态保持稳定很久，但最后会衰变到更稳定的状态中，这一事件被称为“假真空衰变”。至于宇宙中假真空衰变的发生方式，目前最常见的解释是“泡沫成核”——即宇宙一小部分因偶然事件发生衰变，这一事件的影响范围（即“泡沫”的范围）随之会迅速扩大，最终导致整个宇宙假真空衰变。 假真空衰变对宇宙造成的影响巨大，可极大改变基本相互作用…
星族
星族是沃爾特·巴德在1944年對銀河系內的恆星群創建的分類。在巴德文章的摘要中，他認識到揚·歐特在1926年就已經設想過這種類型的分類。 這類恆星很可能存在於非常早期的宇宙中（即高紅移），並可能開始產生比氫更重的化學元素，這是我們所知的行星和生命後期形成所需的。 相關條目 恆星列表 註解 參考資料 進階讀物
宇宙距离尺度
宇宙距離階梯（也稱為銀河系外星系距離尺度）是天文學家用以決定天體距離的一系列方法。只有那些距離地球「足夠近」（大約在一千秒差距內）的天體，才有可能直接量測距離。測量更遙遠天體距離的技術，都是奠基於對近距離天體量測方法之間的關聯。有幾種方法依賴標準燭光：已知光度的幾種天體。 階梯類比之所以出現，是因為沒有一種技術可以量測天文學中的所有長度。天文學家採用了複合方案來替代，有方法可以量測附近天體的距離，也有另一種方法可以量測距離稍遠一點的天體…
宇宙中微子背景輻射
宇宙中微子背景輻射是由大爆炸產生的中微子構成的背景輻射。與宇宙微波背景輻射類似，它們都是大爆炸的餘暉。這些中微子有時又稱作“殘留中微子”。 宇宙微波背景輻射始于宇宙誕生后379,000年，而宇宙中微子背景輻射則起始于宇宙誕生后2秒鐘。据估計，宇宙中微子背景輻射的溫度大概為；每立方釐米宇宙空間就有大約300個殘留中微子存在，但因爲低能量中微子和正常物質僅有極其微弱的相互作用，宇宙中微子背景輻射極難檢測，也許永遠無法直接觀測。但是有大量間接…