天文學中把宇宙作為整體的結構，研究其成分、演化和起源的分支學科。觀測上，它需要收集最遙遠、最古老的天體的資料。理論上，它要求將基本物理規律作最大可能的外推。儘管有這些嚴格約束，宇宙學自20世紀以來終於成長為能夠作出預言並進行檢驗的重要科學分支。
發展簡史 關於近代宇宙學的發端，應當追溯到I.牛頓。17世紀末他同R.本特尼的通信中，曾試圖建立一個均勻各各向同性的靜態宇宙模型，而且認識到這種模型是不穩定的。19世紀末，C.紐曼和H.von西利格繼續瞭在牛頓框架內建立宇宙模型的嘗試。1915年，A.愛因斯坦提出用廣義相對論來解決牛頓引力理論和動力學與他的狹義相對論之間的沖突。廣義相對論將引力同時空的幾何性質聯系起來，為現代宇宙學奠定瞭理論基礎。廣義相對論提出兩年後，愛因斯坦就大膽嘗試應用它來建立整個宇宙的模型。為瞭使宇宙保持靜態，他在場方程中引入瞭一個相當於斥力的常數項，這個常數記作Λ，因為它隻在宇宙學涉及的大尺度上才有明顯影響，故稱為宇宙學常數。愛因斯坦認為，這個靜態宇宙模型展示瞭宇宙的物質內容同時空幾何性質之間唯一的自洽關系。然而，就在同年W.德西特證明這個模型並不是唯一的。他發現一個空虛而膨脹的宇宙同樣滿足引力場方程。德西特宇宙模型盡管在當時被認為神秘難懂，但它在宇宙學後來的發展中，仍然起著重要作用。後來，A.弗裡德曼和G.勒梅特分別在1922～1924年和1927年各自獨立地建立瞭含物質但不帶宇宙學常數的膨脹宇宙模型，這個模型稱為弗裡德曼宇宙模型和勒梅特宇宙模型，成為宇宙學標準模型的基礎。差不多在同一時期，在觀測前沿上對宇宙的瞭解迅速增長。1924年，E.P.哈勃通過造父變星的周期–光度關系測定瞭到仙女座大星雲的距離，確認瞭它處於銀河系之外，從而解決瞭旋渦星雲本質的爭論，宣告瞭河外天文學（又稱星系天文學）的誕生。1929年，哈勃又發現大多數星系譜線的紅移（若用多普勒效應解釋即星系退行速度）同距離大致成正比，現稱哈勃定律。它意味著宇宙在膨脹，從而動搖瞭宇宙整體靜止的傳統觀念。哈勃定律被接受以後不久，愛因斯坦看到靜態宇宙模型不符合現實，於是放棄瞭他引入引力場方程中的Λ項，並認為那是自己一生中“最大的錯誤”。耐人尋味的是，這個被宣判已經死亡的Λ項，在愛因斯坦去世半個世紀以後，竟然又作為主宰宇宙加速膨脹的暗能量的一種可能性恢復瞭生命。見宇宙學常數。
大爆炸模型 由於觀測上星系分佈的啟示，也由於理論上簡化的要求，假設宇宙在空間上應當是均勻各相同性的。這個假設稱為宇宙學原理。H.P.羅伯遜和A.G.沃爾克分別於1935年和1936年證明，滿足這個原理的時空度規(現稱為羅伯遜–沃爾克度規)必定具有如下形式： ds2=c2dt2－R2(t)[dr2/(1－kr2)＋r2(dθ2+sin2θdφ2)] 式中函數R(t)稱為標度因子，它隨時間增加表示宇宙膨脹。常數k稱為空間曲率，可取0、＋1和−1三個值。k＝0為平直空間，其中三角形三內角之和等於二直角；k＝1為球形空間，其中三角形三內角之和大於二直角；k＝−1為鞍形空間，其中三角形三內角之和小於二直角。球形空間是有限的，其他兩種空間是無限的。
將羅伯遜–沃爾克度規代入愛因斯坦引力場方程，與宇宙物質的物態方程聯立，可得到標度因子滿足的宇宙動力學方程（弗裡德曼方程），解之即得R(t)隨時間的演化。如對於無壓物質（可近似描述當今宇宙的物態），在k＝0的情況下有R(t)∝t2/3。
宇宙的幾何性質同物質密度有關，可定義下列參數：
H( t)=(d R( t)/d t)/ R( t) ρ c=3 H 2/8π G分別為哈勃常數和臨界密度，其當前時刻的值附以下角標0。密度參數定義為：
Ω＝ ρ/ ρ c式中Ω0＝1，相對於k＝0；Ω0＜1，相對於k＝−1；Ω0＞1，相對於k＝1。在所有三種情形中，標度因子在過去某個時刻均為零，通常稱為大爆炸時刻。此時，宇宙的空時曲率和物質密度都為無限大，又稱奇點。至於宇宙未來的命運，則依賴於宇宙今天的密度是小於、等於還是大於臨界密度。前兩種情況下，宇宙將永遠膨脹下去。對最後一種情形，宇宙將在某個時刻到達極大，然後收縮返回奇點。由能量守恒定律可以證明，物質密度與標度因子的三次方成反比，而輻射密度與標度因子的四次方成反比。因此，盡管今天宇宙中物質密度遠大於輻射，但在過去標度因子足夠小的早期，宇宙應當以輻射為主。此外，由於輻射密度與溫度的四次方成正比，所以宇宙的溫度應與標度因子成反比，即隨宇宙膨脹而降低。另一方面，不難證明，輻射的波長λ隨標度因子R成正比的變化，所以在膨脹宇宙中，對一個紅移為z＝（λ0－λ）/λ=R0/R－1的天體，1＋z應與R成反比。
由於上面的弗裡德曼模型給出瞭膨脹宇宙的合理描述，後來宇宙學中許多進展都是以它為基礎的。這些進展包括：
分立源的觀測 相對論宇宙模型使用彎曲時空，它預言的非歐幾何效應原則上是可觀測的。正是這些預言促進瞭20世紀50～60年代的光學傢和射電天文學傢把他們的觀測能力推向極致。宇宙學傢通過觀測各類分立源（星系、類星體、射電源、X射線源等）的分佈，希望發現各種可能的理論模型中究竟哪一種最符合實際。觀測檢驗包括：①哈勃常數的測量；②哈勃定律向大紅移星系的外推；③越來越大距離的星系和射電源計數；④角直徑–紅移關系；⑤星系的面亮度與其紅移的關系。不過，這些研究的目標已逐漸從決定宇宙的幾何性質移向分立源如何隨時間演化。
早期宇宙的遺跡 20世紀40年代末，G.伽莫夫註意到早期宇宙應當以輻射為主，即主要由光子和其他高度相對論性的粒子組成。他期望在那個時期的高溫中，質子和中子會聚合成較重的核，從而決定宇宙的化學組成。伽莫夫的理論計算出如氘、氦、鈹等輕元素的宇宙豐度，經過現代的改進已能與廣泛的天文觀測事實一致。伽莫夫和他的同事還預言，早期熾熱的宇宙會在今天留下一個溫度約5K的輻射背景。這種背景輻射在1965年被A.彭齊亞斯和R.W.威耳孫的發現證實。20世紀90年代宇宙背景探測者(COBE)的高精度觀測表明，這種宇宙背景是溫度為2.735K的黑體輻射，扣除約千分之一的運動學效應後，溫度的方向起伏不足十萬分之一。21世紀伊始，威氏微波背景各向異性探測器（WMAP）對背景輻射的觀測不僅改善瞭空間分辨率，還首次觀測到偏振，大幅度提高瞭各種宇宙學參數的測量精度，宣告瞭精確宇宙學時代的來臨。
宇宙中結構的演化 宇宙學的主要目標一直是說明，核子和輕子是怎樣從更原初的粒子演化出來，並最終形成宇宙中觀測到的大尺度的結構。這方面工作中特別有意義的是A.古斯等人於1980年前後首先討論的宇宙暴脹模型。該模型認為，在大爆炸後極短的時期中，隨著溫度的下降，宇宙經歷瞭一個相變過程，真空相變的後果是產生瞭一種類似宇宙學常數項的斥力，驅動宇宙像德西特模型那樣指數膨脹（稱暴脹）。大多數結構形成理論都依賴於暴脹時期初始密度漲落的性質及隨後在引力作用下的增長過程。綜合分析天文觀測數據，特別是WMAP對宇宙微波背景輻射的觀測數據，高紅移超新星的觀測數據，以及大規模（數十萬計）星系紅移巡天數據，結果表明能與觀測擬合最佳的參數組合是，哈勃常數為70千米/秒/兆秒差距；宇宙年齡約137億年；物質和能量的總密度取使宇宙平坦的臨界值（Ω0～1）。其中，中微子約占0.3%，恒星約占0.5%，普通物質(主要是星系團中的熱氣體)占4%～5%，冷暗物質占25%，暗能量占70%。瞭解冷暗物質和暗能量的本質，仍然是宇宙學和物理學當前面臨的重大挑戰。
其他宇宙學理論 除大爆炸宇宙學外，幾十年來還不斷提出一些其他宇宙模型，盡管沒有得到大多數宇宙學傢的認可。其中，H.邦迪、T.戈爾德和F.霍伊爾於1948年提出的穩恒態宇宙理論，以提供瞭清楚的可以檢驗的預言而著稱，這種宇宙模型的時空幾何由德西特模型描述，但物理意義不同。1965年微波背景輻射發現以後，這個理論沉寂瞭很長時間，但1993年又以修改後的形式（稱為準穩恒態宇宙學）重新出現。此外，還有1961年C.佈朗斯和R.H.迪克源於馬赫原理提出的佈朗斯–迪克宇宙論，以及P.A.M.狄拉克為解釋宇宙學和微觀物理學中出現的非常大的無量綱數而提出的理論等。
宇宙學理論的命運取決於它如何應對觀測的挑戰。如果說在20世紀開始的時候還沒有多少觀測事實來約束宇宙學理論的話，那麼21世紀開始的時候，新的越來越精確的觀測數據正在源源不斷地湧來，隻有與這些觀測數據擬合最佳者才能立於不敗之地。
推薦書目
NARLIKAR J V. Introduction to Cosmology. Cambridge: Cambridge University Press, 1993.