还在远古，当古希腊罗马的哲学家提出最早的“宇宙系统”时，研究宇宙学的问题就已使学者们踌躇不安。
宇宙概念的含义随着科学发展而变化。哥白尼（Коперник）和开普勒（Кеплер）的宇宙，实际上并未超出太阳系的范围。这个范围内的恒星，是处在“由冰和晶体”组成的、按现代宇宙尺度来说半径是极小的天球之中。研究所及的宇宙部分的边界不断在扩大。在18世纪和19世纪的交合点上，多亏赫歇尔（Гершель）的研究方出现了总星系的图景，这是一个太阳属于其中的巨大的恒星系统。再迈进一步，观测天文学差不多花了一个世纪的时光。只是到了1918年，威尔逊山天文台制成了当时最大的2.5米望远镜，才开始实际研究别的星系。理论预言没有等待100年，观测就证实了别的星系的存在。康德（Кант）提出了自己的想法，说天文学家们所熟知的、被称作星云的天体，实际上是银河系以外的星系。现代河外星系天文学正在研究星系团和超星系团，并能研究几十亿秒差距远的天体。
无限宇宙佯谬
十九世纪提出无限的在空间中是均匀的宇宙模型。这样的宇宙包含了无数的星系，这些星系大均匀地分布其中。
此外，显然认为宇宙是稳定的，即它的整个特性（星系的平均密度）与时间无关。稳定的宇宙应有无限的年龄。稳定性的想法大概是以宇宙天体缓慢的进程为依据的。在人类生命存在期间，宇宙中大多数天体不会发生明显的变化。这一宇宙模型的基础是牛顿定律（当时没有别的定律）和欧氏空间。但是，在十九世纪已经阐明，在该宇宙模型中存在着矛盾。
看来，地球上不应该有黑夜。要确认这一点，应当测定所有恒星在地球表面所形成的照度。恒星离我们愈远，落到地球上的光愈少（光强度的减少是同到光源距离R的平方成反比）。可是恒星数目却随着远离我们而增加。把无限空间中的全部球层加在一起，便得到无限的照度。从推论中，恒星被认为是点光源。由于恒星的半径是有限的，在相当大的距离内恒星的像被连续掩盖，照度也就不会是无限的了。但是，整个天空应当充满恒星，应当像日面那样闪耀（奥伯斯（Oльбеpc）佯谬）。
诚然，后来搞清楚了，也不应有恒星。如果把热力学定律应用于稳定的宇宙，就可得出这一惊人的推论。倘若宇宙无限期地存在下去，宇宙中的一切过程就会达到平衡状态，一切活动应当终止，其中恒星也必然会熄灭。
最终，牛顿的万有引力定律无法在均匀的宇宙图景之中表达出来。任何一个天体同宇宙中其余物质互作用的引力能量成为无限的，而作用于一个天体的力成为不确定的了（泽利格尔（Зeeлигэp）佯谬）。
在牛顿的宇宙学中，均匀的、稳定的宇宙模型就这样遇到了无法克服的困难。牛顿定律在太阳系范围内非常适用，可是宇宙却不是它的用武之地。要把这定律应用到宇宙学中就需要有某种综合。
爱因斯坦宇宙模型和弗里德曼宇宙模型
爱因斯坦在自己的广义相对论中作出了这样的综合。广义相对论的方程式极其复杂，无论在一般的情况下都无法精确地解决它。因此，在宇宙学中选择宇宙模型具有重大意义。模型应当相当简单，以便广义相对论的方程式得以解决，同时能合理地描述观测到的宇宙性质。
均匀的宇宙模型的特点是非常简单的。模型的物质密度被假定为在空间中是无运动的，这就大大地简化了方程式。这样的模型对现实有什么关系呢？在天文学概念上的一些不大的尺度范围内，物质的分布是极不均匀的，它们结合为恒星、星系、星系团。然而不均匀的程度是随着系统范围的扩大而下降。如果把50~100兆秒差距范围内的物质密度平均化，这密度与均匀的密度之间的差别就已经觉察不出。这样，均匀的宇宙模型就很好地描述了宇宙大尺度范围的特性。不管怎样，通常研究均匀的宇宙模型的性质仍然是一件不容易的工作。如果不仅局限于均匀的模型，而且也局限在各向同性模型上，很明显，问题就变得简单起来。各向同性宇宙模型的整个特性与观测方向无关。
1917年爱因斯坦的论文《根据广义相对论对宇宙学所作的考察》问世了。在这篇不长的文章中仔细地研究了均匀的、各向同性的宇宙，从此开始了现代宇宙学的研究。正如很晚以后才阐明的，在牛顿理论的范围内也可、能取得重大的进展。现今这种观点常常在教科书中得到阐述。只需要摒弃稳定性概念，假定宇宙是膨胀的。然而在过去一百年，就这样谁也未曾想到惯性力是太大了。爱因斯坦在他那篇具有创见的论文中也想得出稳定的宇宙。而从广义相对论的方程式中得不出稳定的宇宙，结果为了获得稳定性，他不得不人为地把附加项（所谓的Λ项）引入方程式。
苏联数学家弗里德曼（A. A.Фpидман）迈出了下一步。他在1922年和1924年发表的两篇文章中指出，均匀的、各向同性的、“隶属于广义相对论”的宇宙，应该是不稳定的——它或是膨胀的，或是收缩的。各向同性的模型的结论是，膨胀（收缩）是以球状对称的方式进行的。
弗里德曼著作中的不稳定的宇宙是在“笔尖下”得出来的。宇宙不稳定的思想要得到广泛的承认就需要通过直接的观测来证实，这种证实是无须等待多久的。
飞散着的众星系
1912年斯莱弗尔（B. CлайФep）首先测定了仙女座星系的运动速度（当然，当时还不清楚这是河外天体或是我们银河系中的星云）。斯莱弗尔利用了多普勒谱线位移。原来、几乎一切星系的谱线都向光谱红区位移。如果一个星系远离我们，就出现这样的位移。相应的远高速度是巨大的，每秒达数千公里；已经研究清楚，星系愈暗弱，它的谱线红移愈大。人们很自然地把星系的暗弱同它们的远离联系起来。1929年美国天文学家哈勃（Xaббл）仔细地研究了这个问题，他得出结论，星系光谱的红移和星系的距离成正比。实际上，众星系的绝对星等是不一样的，因此它们的“坐标”稍有弥散，而密集在直线附近。
要使点不太散开，需要选择结构尽可能比较接近的星系型。可以预料到不同星系团中最亮星系的形成条件是近似的，因而这类星系很相似。用于表达星系团中最亮星系的现代图解log（cΔλ/λ）-m，出色地证实了哈勃定律。自从威尔逊天文台建成五米望远镜，望远镜集光方法的完善，使图解中引入相当暗弱的源，从而根本上扩大了检验体现哈勃定律的天区的大小范围。
在哈勃之后，我们用多普勒效应解释了观测到的星系光谱的红移，并得出有重大价值的推论。遥远星系远离我们的速度同它们跟我们的距离成正比。这意味着、我们所观测到的宇宙的一部分在膨胀着。
骤然看来，星系远离地球观测者，把我们的星系分离出来并把它置于宇宙的中心位置。这当然是不正确的。从任何一个星系看，是否会得到如同哈勃定律所描述的那样的飞散定律。要了解这一事实，可以利用一个二维直观模型。宇宙的膨胀就像吹肥皂泡膨胀一样。很容易看出，小块球面上两点的远高速度是和它们之间的距离成正比。处于表面上任何一点的观测者将看到，所有各点都远离开它。
怎样测定宇宙的年龄
总之，星系在向四面八方飞散。这意味着过去它们是比较接近的。随着时间逆推，我们仔细观察星系的运动。假定它们的速度在过去是常数，那么根据哈勃定律可以得出，H-1以前，星系是非常靠近的（形式上是在一个点上），这时物质的密度是无限的。如此的宇宙初始状态叫做奇态（特殊状态）。当然，假定速度不变是不规则的。要精确测定奇态的时刻，应当考虑宇宙膨胀定律。但H-1值终究合理地估算了宇宙的年龄。
要测定H值，必须知道某一个星系的远高速度和同它的距离。然而，星系的运动不仅仅是由宇宙的普遍膨胀来确定的。在膨胀上要加上星系的自身的无规运动，而这一运动速度可达到200~300公里/秒。几个最近的星系甚至在向我们趋近。因此应当确定遥远星系的距离，它们的哈勃速度Hr明显地超过无规运动的速度。必须建立一个河外星系距离尺度，而这看来是一件非常不容易的工作。1924年哈勃解决了这个难题。他利用2.5米望远镜，在仙女座星系中发现了造父变星，这是亮度随时间周期变化的恒星。当时已经知道，在造父变星的光度和周期之间存在着明显的依赖关系。根据观测到的造父变星的周期，可测出它的光度；而根据光度，知道了视亮度就可以标定恒星的距离。哈勃利用这一方法，测出了构成所谓“本星系”的几个最近的星系的距离。这样就证实了我们的银河系只是许多星系中的一个星系。
遥远星系中的造父变星无法观测，于是哈勃利用超巨星，因为它们具有较大的光度和从较远的距离能看得见。哈勃假定，一切星系中最亮的超巨星大致具有相同的光度。那么根据视亮度便可测定它们的距离。这一方法在本星系的许多星系中得到校正，因为这些星系的距离已经根据造父变星测定出来。后来，哈勃把这一方法应用于比较遥远的星系，而在这些远的星系中他还能区别出单个的亮星。在更大距离上的单个的恒星很难辨别出。哈勃转到研究星系本身上来，并且假定所有星系大致具有同一光度。
哈勃利用这类方法研究了宇宙尺度为5亿光年的巨大天区，并得出结论，常数目=500公里×秒-1×兆秒差距―1。宇宙相应的年龄为2×109年。哈勃的结果当时轰动一时，原来太阳的年龄和某种地岩的年龄比整个宇宙的年龄大几倍。但是，从那时起，两次修订了河外星系的尺度。结果，原来的星系距离几乎增加到10倍，哈勃常数也减少到1/10。其现代值等于50 ~ 70公里×秒-1×兆秒差距-1。这样，奇态的时刻就远了150 ~ 200亿年，这就与恒星演化理论和放射性同位素的地球年龄数据不相矛盾了。
宇宙真的在膨胀吗？
膨胀的宇宙摆脱了牛顿模型具有的困难。宇宙年龄的有限性避免了与热力学的冲突。如果考虑到非常遥远的恒星的辐射红移，奥伯斯佯谬就失去意义。从它们射来的光量子在向光谱红区位移时，能量变得愈来愈小，这就出现夜天空的正常亮度。牛顿万有引力定律向广义相对论的过渡从而取消了泽利格尔佯谬。
膨胀宇宙的图景仍然使许多人觉得很不寻常。人们作了一系列尝试，不用多普勒效应而用某种别的机制来解释观测到的星系谱线红移。曾假定光量子由于从遥远星系跑来，因而“老化”、失去自己的能量而变得愈来愈红，这一效应应当正比例于光量子走过的途径。在不大的距离上这种效应很小，并且不能被记录下。然而这一假说与自然界的基本定律即能量守恒定律背道而驰。如果量子老化是它的运动规律，那么能量消失了，也就没有什么可传递了。光量子在与星系际介质或别的光子相互作用时会失去能量。在这种相互作用下，量子运动方向应当改变，这就会使非常遥远的星系的像变得模糊。什么类似的东西也观测不到，结果远星系和近星系的轮廓同样分明。
最后，或许可以假定，光量子在途中自身蜕变，放射出一对中微子——反中微子，并赋予它自己的一部分能量。但是，这种假设会得出与观测不一致的结果。
一切“拯救”稳定宇宙模型的试图都未取得成功，现在可以认为宇宙的膨胀已被确认了。
宇宙的未来
均匀的、各向同性的宇宙模型的特点是具有两个参数，即哈勃常数H和物质平均密度ρ，这两个参数的意义是很重要的。广义相对论表明，空间（和空间——时间）不是欧氏的，因为它的几何学决定于物质的分布和运动。原来，宇宙几何学和宇宙在未来的变化是紧密相关的，并且取决于ρ和临界密度ρkp的比值，ρkp=3H2/8πG（G——重力常数）。
如果ρ≤ρkp，我们就生活在“开放”宇宙之中。宇宙将无限制地膨胀下去。空间具有无限的体积。在ρ＜ρkp，空间几何学是非欧氏的，比方说，半径R的球面积大于4πR2。这样的空间具有负曲率，而它两维相似——是双曲面表面。在ρ和ρkp达到相等时，空间就成为欧氏的了。
如果ρ＞ρkp，我们的宇宙是闭合的，未来宇宙的膨胀就为收缩所取代。向四面飞散的星系开始麋集一处，经过有限的时间间隔，产生新的奇态阶段。宇宙的“行为”用比例的因子a(t)对时间的依赖关系来描述是很方便的。比例的因子表明，由于宇宙膨胀，在t时刻两点的距离比现在的a=1小几分之几。时间通常是从奇态阶段时刻起算。除了比例的因子，时常利用红移z=Δλ/λ，这种红移我们在辐射源在t时刻（过去）所辐射的谱线λ中观测到。现在z=0。z值和a(t)值之间用关系式a(t)=(1+z)-1表示出。图中指出开放的和闭合的宇宙模型中比例的因子对时间的依赖关系。曲线a、b、c相应于ρ＜ρkp；ρ=ρkp；ρ＞ρkp三种情况。
临界密度ρkp只决定于哈勃常数，并接近10-29克/厘米3（当H=75公里×秒-1×兆秒差距-1）。这是非常小的值。在1立方公尺这样的介质中只包含大约10个氢原子。而在同样的空气容积内在正常条件下包含约1029原子。
平均密度值ρ是由整个宇宙物质决定的：恒星、星系气体、星系际物质、黑洞、重力波等等。可惜，确定宇宙物质重量要比确定宇宙距离尺度困难得多，因而ρ值中的不定式几乎达到100个。
已知的星系对平均密度的贡献只占ρkp的百分之几。要找出这一贡献量，首先要确定在单位体积内具有该光度的星系数目。如果如道具有给定光度的恒星的质量是多少，就可以推算出星系的质量（贡献到平均密度中的星系质量）。在星系范围内质量和光度存在着比例关系。观测其中恒星的运动，利用万有引力定律，不需用别的方法就可推算出星系的质量。然而，在仔细研究星系团动力学时，这类测定星系质量的方法会引出佯璆的结果。星系团中的星系具有杂乱的速度，达1000公里/秒、星系的互相吸引遏止住它们在星系团内的运动。但是在多数情况下，众星系质量的总和，是不足以吸住它们而使它们不迅速飞散。这个有趣的问题至今仍未解决。
有可能，星系团的稳定性是由处于难以观察的某种形态的物质所决定的。有可能，星系的质量过分低估，因为不曾考虑到微弱发光的恒星。宇宙的未来这一问题暂时还不明朗，从现代的观测数据看来至多说我们是生活在一个开放的宇宙之中。
热宇宙
过去的宇宙是个什么样子？恒星和星系是怎样形成的？近年来这些问题引起全世界物理学家愈来愈大的兴趣。从弗里德曼和哈勃的研究结果中得出，早期宇宙比现今的宇宙要密得多。人们了解这样的宇宙的过程已经很晚。1965年发现整个宇宙间贯穿着温度约为3K的热辐射，（现称微波背景辐射——译者注）宇宙的状况才明朗起来。计算表明，这热辐射不可能来自恒星。它是宇宙早期膨胀阶段的产物，即具有残余的特性。这是在遥远距离上的过去的热辐射，这就是为什么它的作用日益重要的原因了。
第一，每一个量子的频率，因而还有它的能量增长，在过去是同比例的因子成反比的。辐射的温度也是如此，在宇宙早期膨胀阶段达到巨大值。
第二，背景辐射量子很多，确切地说，宇宙中的物质是非常稀薄的，每一个粒子有108~109光子。
最后，也是最重要的，辐射和物质间的能量交换，把物质的温度“集中到”辐射的温度中去。这样，具有过去辐射的宇宙不可避免地成了“热”宇宙。
微波背景辐射是由在美国《贝尔》公司工作的科学家彭齐亚斯（П?нзиас）和威尔逊（Р. Вплсон）发现的。他们通过人造地球卫星通信系统，利用特殊天线和高敏度的仪器来接收信号。他们发现一种不熟悉的噪声，起初认为是仪表中的噪声残余。观测是用厘米波进行的。进一步的仔细测定表明，所接收到的辐射的强度与方向无关，这一强度超过从已知射电源可能接收到的数百倍。这样，热宇宙就舍弃了无数的辛宙模型假说，并成了加紧研究的对象。由于发现微波背景辐射，彭齐亚斯和威尔逊被授予1978年诺贝尔物理学奖金。
在科学史上这种现象并不罕见，在背景辐射发现后才搞清楚、谁也没有妨碍在25年前就发现它。科学史中的现实就是如此。早已知道，在星际空间中除了气体和尘埃外，还有各种化合物的分子，如氰CN（C和N原子构成CN分子）；重叠在恒星光谱上的CN的吸收线是与每一个转动级相对应的。
这些谱线的吸收强度取决于相应级的分子数目。由背景辐射量子使分子转变为激发的状态。把相应于各转动级的谱线吸收强度进行比较，便可以确定背景辐射的温度。1941年所测定的这一温度原来等于2.3 K。当时已经清楚，用CN分子激发的某种合理机制来解释，比方说用与带电质点或恒星的紫外辐射相碰撞来解释所获得的这个值就太大了。问题直到1966年才获得解决。菲尔德（Филд）、什克洛夫斯基（Шкловский）和沃尔夫（ВулBьф）三位学者立刻想到可以利用CN分子作为测定背景辐射的温度计。
最初是什么？
让我们回到热宇宙并浏览一下它的历史，追溯到它的奇态的时代。
星系最初时代拖长了几十亿年。开始，我们所熟知的宇宙图景几乎是不变的。然而星系渐渐地愈来愈热，我们看到了它那“狂热的青春”，充满了巨大的爆发过程，无数的亮星星慢慢地暗下来直到今天。最后，我们终于能观测到星系的形成过程。自引力尽量抑止原始星系的膨胀，在这之前，这些星系是致密的总星系介质，并参与整个的宇宙膨胀过程。原始星系膨胀愈来愈慢，然后停滞下来，大量气体开始团聚。这时产生了一系列现象如冲击波，发展着的湍流、恒星的形成、形成中的恒星的急剧爆发，这一切造成宇宙发展史上最壮观的景象之一。星系形成的理论近年来飞速发展，可是我们还不能有把握确定它们从总星系中分离出来的时刻。这最多发生在红移为2 ~ 5—30的阶段。
再向前推移，我们进入中性气体时代。宇宙历史的这一片段并不显示出奇光异彩。总星系介质是微弱不均匀气体（微弱不均匀性——是未来的星系和星系团），氢气占70%，氦占30%，总共几十万年的时间就使我们脱离奇态过程，出现宇宙历史新纪元——辐射的纪元。这时我们的宇宙收缩到1/1000（Z~1000），背景辐射温度达到几千度。在这样条件下发生宇宙的基本元素氢的电离。出现许多自由电子，这些电子同辐射相互作用致使物质和辐射仿佛构成统一的气体。此刻辐射能的密度已是物质静态能密度ρc2的明显的一部分，而进一步收缩也就超过它（总星系等离子体仍然是非常稀薄的）。类似的条件无论在地球上还是在恒星内部都未出现。所形成的等离子体叫做辐射优势的等离子体，它具有十分奇异的特性。譬如说，在这种介质中声速接近光速值，辐射极难以压缩。研究辐射优势的等离子体为在物理学上建立合理的星系形成图景奠定了基础。
随着接近奇态阶段，温度升高了。当温度上升到几亿度时，一连串奇特的过程爆发了。这时达到奇态的时刻已经要用秒来计算。无法详尽地陈述早期宇宙的物理图景，只好谈谈它的几个主要过程。
到奇态前的几十秒，温度达到几十亿度，密度每立方厘米几百克。条件有利于发生核反应。处于自由态的质子和中子融合成氘核，随后从其中形成氦。在这个“核锅”里沸腾着各种元素，最后从中诞生恒星和星系：核里90%是氢，7~9%是氦，1%是更重的原子。
[《Асmрофuзuкαсеιоòня》一书中БольшαяВселеннαя一文，1980年出版]