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1948年俄裔美国人伽莫夫（Gamow G.）将宇宙膨胀与元素形成结合起来，奠定了大爆炸宇宙学。大爆炸宇宙学认为，大爆炸发生在大约150亿年前。宇宙是有限的，但是宇宙是无界的。
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将时间往前推，当宇宙尺度为今天的百分之一时，宇宙密度将达到今天的100万倍，大于星系的密度，星系不能存在。由此我们推知，宇宙结构在某一时间前是不存在的，宇宙结构只能是演化的产物。
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没有结构前，宇宙是一大片由微观粒子构成的均匀气体，温度高，越早温度越高，密度越大。温度高于104K时，粒子热运动能太大，中性的原子不能形成。中性原子只在3000K左右时，才能形成。当温度低于3000K时，电子与原子核结合为中性原子，大量散射光子的电子消失。宇宙失去大量电子，光子不再受到电子的强烈的散射。于是宇宙开始透明，光子与物质失去了耦合。于是宇宙介质作为独立部分留下来，而我们能看到最早的宇宙，就是作为历史遗迹的2.7K背景辐射光子。
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当温度高达1010K时，粒子热碰撞使原子核瓦解。这就是说，原子核也是演化的产物。现在观测到的1/4的氦丰度，就是早期宇宙核合成的结果。
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标准宇宙模型
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标准宇宙的困难
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标准宇宙模型似乎很有说服力，与观测事实也符合得相当好。但是，也还存在着几个根本性的困难。其中最主要的是视界疑难、准平坦性疑难和磁单极疑难。
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视界疑难
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视界是指宇宙刚诞生时发出的信号在一定时刻最多能走多远。这是能有相互影响的空间两点之间的最大距离，或者说是具有因果关系的最大距离。这个距离与宇宙年龄成正比。按照标准宇宙模型，大统一时代的尺度（3厘米）竟比大统一时代的视界（3×10-26厘米）大了26个量级！就是说，在大统一时代，这个尺度范围内竟然包括了（1026）3=1078个无因果联系的区域！
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今天观测到的尺度范围内的物质分布是几乎均匀的。世界上不会有无缘无故的均匀，均匀只可能通过相互影响而达到平衡所致。这个均匀怎么可能来自1078个无因果联系的区域？要知道，无因果联系的区域之间是不可能相互影响以使它们的密度取同样值的。怎么可能使1078个无因果联系的区域都取同样的密度？这就是视界疑难。
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准平坦性疑难
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就是说，宇宙早期的物质密度非常接近于临界密度，偏离程度只有10-55量级。偏差之小，实在惊人。
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为什么宇宙早期物质密度会如此接近于临界密度？为什么宇宙早期空间性质会如此接近于平直空间？这是十分令人费解的。除非有特别的机制加以保证，否则难以想象会有如此接近的偶然性。
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磁单极疑难
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我们知道，电荷有正、负之分。质子带正电，电子带负电。正、负电荷相隔一小距离，可以组成一个电偶极。电偶极总体是电中性的，但具有电偶极矩。正电荷、负电荷就是电单极。磁虽然也有北极和南极之分，就像正电荷和负电荷那样，但是，磁总是以偶极方式出现，却从未见过磁北极和磁南极单独存在的。所谓磁单极就是指带有净“磁荷”的粒子，即磁北极或磁南极。
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磁单极最早是由狄拉克在20世纪30年代研究电荷量子化时预言的。他说如果有了磁单极，就可以很自然地解释为什么电荷总是电子电荷的整数倍。后来，大统一理论也预言了磁单极的存在。按照大统一理论算出的磁单极的质量比质子质量还重1015倍，约为0.02微克。一个微观粒子的质量重到接近可以用宏观精密天平来称的程度！
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磁单极极少湮灭，在宇宙膨胀过程中，磁单极密度的减小只是因为体积膨胀而增大。今天的磁单极密度约为2×10-8每立方厘米，如果是这样，磁单极应当非常容易找到。事实却一个也还没有找到。同时，考虑到磁单极的质量非常大，按此计算，磁单极对宇宙密度的贡献将高达3×10-16克每立方厘米。按这样高的密度来计算，今天宇宙的年龄将会年轻到十分荒谬的地步（只有几万年）！这就是磁单极疑难。
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暴胀宇宙模型
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上述这些疑难的关键之点在于：宇宙的膨胀太慢。要突破这个困难，必须找到一种机制，使得宇宙至少在一段时间内曾经快速膨胀过。宇宙早期可能存在过这种快速膨胀阶段的想法首先是顾斯（Guth A.H.）于1981年提出来的，叫做暴胀宇宙学或暴胀宇宙模型。这个模型后来又经过许多发展。
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宇宙在大统一时代以前，真空处于对称态。当温度降到临界温度时，达到对称态向破缺态相变的条件，但由于较大势垒的存在，使宇宙得以暂时继续停留在对称态。随着宇宙的膨胀，温度降到临界温度以下，破缺态成为真的真空。在势垒仍较大的情况下，宇宙还会再在对称假真空态上继续停留一段时间。类似的情况我们也常见到，比如从气态到液态的相变中。当一盒水蒸气在一个大气压下冷却到100摄氏度时，如果水蒸气足够干净，就不会开始凝结成水。即使继续冷却，水蒸气仍会作为过冷蒸气而停留在气态，不会马上进行相变而成为水。类似地，宇宙在其温度降至临界温度以下时，其真空也会在过冷亚稳对称态停留一段时间。因此，这段时间宇宙所处的亚稳对称假真空态的能量（或质量）密度不为零。
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更形象地说是处于过冷状态，就像零摄氏度以下的水是过冷水一样。而当宇宙处于过冷态时，粒子与辐射这两种成分对于宇宙膨胀的影响很小，而起作用的是真空态。真空压力是负的，即相当于一个排斥力。也就是说，当宇宙处于过冷真空态的时期，是一个以排斥力为主的时期。在斥力作用下，宇宙的膨胀将会是加速的。这种加速会使宇宙极快地膨胀，它就是暴胀。
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与标准模型中早期宇宙的膨胀规律相比，这一阶段的指数式膨胀是极其快速的，常称为暴胀阶段。按照大统一理论，以估算出过冷对称相的真空能量密度，由此得知暴胀阶段约可持续10-32秒以上。因此，在这短短的时间内，宇宙尺度竟暴胀了1043倍以上！
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前面已经估计出，按标准模型来算，与今天所观测到的尺度相对应的大统一时代的尺度比视界大了26个量级。现在看来，那个尺度过高估计了43个量级。也就是说，考虑了暴胀以后，与今天所观测到的尺度相对应的大统一时代的尺度不过是视界中的极小部分而已，因而自然都在因果影响的范围之内，视界疑难就不复存在了。
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在暴胀宇宙学中，不仅在宇宙的早期无量纲密度非常接近于1，而且现在的值也非常接近于1。所以，暴胀宇宙学暗示宇宙应是严格平直的，或者说，应是爱因斯坦—德西特宇宙。这样就解决了准平坦性疑难。