在过去30年中，曾经争执不下的宇宙论已得到普遍支持，但这并不等于说它是完美无缺的。宇宙学提出仅仅只有30年的历史，并且观测数据又明显不充足，当前的宇宙论是怎样一种状况呢？

以下所列关于宇宙大爆炸图像一些未解决的问题是取自己发表的文献。这些资料并不表明大爆炸论是宇宙演化的不正确图像，而可看成是这个图像需进一步完善的佐证。

暗物质

仅当假定宇宙密度应等于临界密度ρ_c时，这一问题才存在，较为常用和方便的做法是利用无量纲的量。如果密度为ρ，临界密度为ρ_c，则密度大于或小于临界值的检验标准是密度参量Ω=ρ/ρ_c大于或小于1。

暗物质的范围非常大。可观测星系的发光度所预示的质量还不到临界密度的1%，另一方面，对于星系旋转必威在线网站首页网址 特征，尤其是对于可见物体转速作为半径函数的精确测量表明星系的有效质量大致上比可见成分大10倍，，这也许足以说明为什么可见成分只有ρ_c的0.05倍。

较为合理的看法是认为不可见物质是由星系晕圈中那些已绝迹的星体或者太小以至于不发光的星体组成的。最近对星系NGC5907的研究揭示了这一点。

假设Ω=1，那么其余的物质在哪里并且是由什么组成的呢？一种可能是由大爆炸遗留下来的尚未形成星系的简单原始气体，主要是氢气组成的。假设这些物质间存在可将它们束缚在一起的引力牵引，则它们将居于星系团的中心。但这似乎是不可能的；如此大量物质的动力学效应将是非常显著的。不管怎样，对于大爆炸论中⁴He形成的计算给出了由核子组成的原始物质所占比例的上限，它至少比小一个量级。另一种可能是暗物质体现在像中微子那样的被认为完全没有质量的粒子中。但是如果所有中微子的质量都很小或者其中一些具有稍大的质量，那么只有假定中微子在宇宙中无处不在，才可解决暗物质难题。假定存在质量可达17 keV的中微子的建议作为达到临界密度的一种解决办法在开始时受到欢迎，但是这种质量情形（从宇宙学角度看不必如此大）现在看来不可信，在过去的15年中，也有其它物质粒子被认为是成暗物质的候选粒子，但通常都基于不合理性而被否定。暗物质问题仍然没有解决。

哈勃常数

从有利于目前状况的观点看，宇宙的膨胀可由星系的退行速度（v）和其距离（r）之间的哈勃关系简单描述，v可通过谱线红移进行测量。速度是距离的倍数，即其中H就是哈勃常数，它的单位是kms^-1每百万秒差距（1秒差距定义为地球绕太阳的运行轨道上对应于1秒弧度的距离，其数值约为3.26光年，1百万秒差距是它的10⁶倍）。为了避免单位的重，复，通常又令h=H/H₀，其中H₀=100 kms^-1Mpc^-1，于是h成为无量纲的数。

从30年代开始，h的值就一直不确定，多年以来的测量值主要集中在1.0和0.5左右。人们已经充分了解这种不确定性的起因在于难以建立一个跨越整个宇宙的线性比例尺，这需要多种识别远距离天体的方法，这些天体的性质在银河系内已被充分认识，因此可将它们作为“标准烛光”。

这个问题很重要，因为h的实际值和一些量比如宇宙年龄直接相联系，但其联系方式又受到用于描述整体膨胀的模型的影响。在最简单的情形下，由于相互间引力的作用膨胀减缓，因此在宇宙初期h已经减小（因而h与Ω的值也有关联）。

现在从测量Virgo星系团的远距离星系中的Cepheid变光星得到的h值更接近于1.0而不是0.5。皮尔斯（Pierce）等人得到的值是0.87士0.07，这个结果已被哈勃天文望远镜的测量所证实。对通常的宇宙论来说，这些值似乎太高（但并非不可能），

宇宙年龄

宇宙年龄同其它特征一样直接依赖于h（但也依赖于决定膨胀减速的Ω）。克欧斯（Coles和埃里斯（Ellis）采用目前普遍承认的h值得到如下结论：如果宇宙整体的年龄不是显著小于银河系的球状星团中星体的年龄（140～160亿年），那么Ω的值一定大大小于1。另—种选择是如果h=0.95，Ω=l，则在暴涨型大爆炸理论和天文学家所能收集到的数据之间存在矛盾。

轻同位素

即便是支持大爆炸论的最强有力的原始资料，也存在仍然没有解决的问题。大爆炸中的核合成过程在温度降到相当于10 MeV时就已经开始。在目前的环境中，自由中子通过弱相互作用衰变成质子和电子（加一个反中微子），其半衰期刚好超过10分钟，所用能量为1.293 MeV，结果，在10 MeV的温度下，这两种核子以及电子和正电子之间达到平衡状态。这为形成氘核（²H）、氚核（³H）以及由于这些产物间的复合而产生的³He、⁴He和⁷Li创造了条件，这些轻核所占的比例在平衡气体的温度降到相当于1 MeV或更低时就冻结下来。

最近，基于现在适用的核反应速度的更精确测量，对以上这些反应进行了重新计算，同时对原始丰度（例如，太阳风中的氘元素、碳质陨石中的氦同位素以及银河系晕圈中的全体Ⅱ星体中的（⁷Li）进行了估计。只有在大爆炸中10 MeV时重子（核子）的密度比临界密度小一个量级，测量得到的丰度才可能重现。

有趣的是，计算中还得到中微子类型数目的限度；如果有4种以上的中微子，那么原始⁴He的量将会太大。

暴 涨

大爆炸论中的暴涨相一直令人困惑不解，这主要是因为它的驱动机制没有用已知的粒子物理学知识明确给定或鉴别。这个论点始于这样的假设 :早期宇宙提供了一种或更多种“希格斯场”一类的量子场，在这些量子场中，场等于零的状态并不是能量最低的状态。

因此，导致暴涨相的相变是从场等于零的“伪真空”向场不等于零的“真真空”的变化。据后者，高能粒子由于量子涨落而产生，随后按照粒子变化的谱系次序而排列，最终导致今天的宇宙。

这种想法实际上并不奇怪；仅仅这样一种希格斯场就可横跨现代粒子物理理论（并且“希格斯型玻色子”是可能在粒子加速器中被发现的粒子之一）。将来的重要目标是对暴涨过程的属性有更明确的了解，但这依赖于人们是否对粒子物理学中未解决的问题有更好的认识和理解。

量子引力

一个类似的（但没有联系的）困难是关于如何处理宇宙的预暴涨相。人们一直认为在这种相中能量密度非常大，以至于要求对引力场进行量子处理。在过去的20年中已经对这项工作进行了许多研究，但仍然没有取得实际进展。

类星体

60年代射电天文学家发现了强大的、但明显呈现点分布且有很大红移的射电能量源（因此它们是处于宇宙演化的早期阶段），这个发现是具有宇宙学实质的天体物理问题。这里出现了几个问题 :类星体仅仅是某些星系的早期演化阶段吗？这种情形下如何认识现代宇宙中那些过去状况的残迹？抑或类星体是大多数星系的演化阶段？这又有什么重要性呢？

假定作为正确理解宇宙演化的绊脚石的星系形成具有很大的重要性，则以上问题都是直接依赖于宇宙学的问题。

存在可替代的理论吗？

伴随大爆炸宇宙论的棘手问题并不意味着这个理论必须立刻放弃。大爆炸的简单模型可以有几种修改方案，其中许多已经在文献中发表。但是以下两方面之间存在不易解决的矛盾：一方面是有利于Ω=1的论证，另一方面是核合成所需的重子密度值很低，并且至少在寻找非重子暗物质上令人失望。

霍伊尔（Hoyle）、巴比及（Burbidge）和耐里克（Narlikar）最近提出的“准稳态宇宙论”假如是真实的话，就要求物质的创生集中在无限宇宙历史中的400亿年间。

这个模型优于早先庞迪（Bondi）、戈德（Gold）和?伊尔（Hoyle）为了提供一个核合成的方法而提出的稳态理论。这个模型还可包容一些来自现代宇宙中某些天体的困难，这些天体的年龄大于大爆炸本身的年龄，因此可能是物质创生的更早期遗留下来的。困难在于被认为是物质产生原因的量子场并不比暴涨相理论所需的希格斯场更特殊。宇宙学的未来是否要由粒子物理学家担负？另外的选择方案来自于早期宇宙中的弦结构即“宇宙弦”演化成大尺度结构这样一种观点。

同时，Ω值始终不确定这一相关问题意味着我们不知道宇宙是否将无限膨胀下去（若Ω<1，或者膨胀减速，达到某一点时将在自身作用下重新坍缩（若Ω>1）。