我们的宇宙是何时开始、如何开始、为何开始的？它又将如何变化？它的最终命运又将如何？这是任何一个有好奇心的孩子都会问的问题；而对宇宙学家来说，对宇宙起源及最终命运的探索却既是一个十分古老的话题，又是一个非常热门的前沿问题。爱因斯坦在20世纪的头20年中奠定了我们将宇宙作为一个整体来认识的基础。20世纪20年代，美国天文学家哈勃通过对遥远星系光谱线特征的研究，证实了宇宙在膨胀。之后，宇宙学家们构造了各种宇宙学模型，做出各种预言。而模型与真实宇宙之间的相容性必须由观测来检验，正是现在WMAP（微波各向异性探测器）的运行掀起了宇宙学家们探索宇宙命运的新热潮，宇宙学正经历着一场空前的大变革。让我们从哈勃的发现开始，回顾一下人类探索宇宙命运的历程并探讨一些最新思想。
哈勃的发现
1929年，哈勃研究了来自遥远星系的光谱线，他观测了24个邻近星系发来的光，发现来自星系的光呈现某种系统性的红移。光的颜色与它的波长有关，在白光光谱中蓝色光位于短波端，红色光位于长波端。遥远星系的红化意味着它们的光波波长已稍微变长了，波长变长即光的频率降低。哈勃利用了如果波源离开接收者而远去，那么所接收到的波的频率就会降低这种波的简单性质即多普勒效应，得出遥远星系正在离我们远去的结论。将星系中特定原子发射的光的颜色与地球上实验室内同种原子发射的光进行比较，哈勃就可以确定光源正在以多快的速度退行。比较同一类型恒星的视亮度，他又能推算出它们与我们之间的相对距离。哈勃发现，光源越远，它离我们而去的速度也越快，这就是“哈勃定律”。
哈勃发现的是所有的遥远天体均在远离我们而去。而哥白尼早已证明了地球并不位于宇宙的中心，地球所处的位置并不具有特殊性，宇宙中任何位置都是一样的，观测所得到的结果也是一样的。因此，哈勃发现的是整个宇宙的膨胀。那么，正在膨胀的究竟是什么呢？我们人在膨胀吗？地球在膨胀吗？当然不是。我们并不在膨胀，地球并不在膨胀，太阳系也并不在膨胀，银河系也并不在膨胀，甚至那些由成千上万个星系组成的星系团也不膨胀。这些物质集合体都由电磁力或引力束缚在一起，它们各个组成部分之间的这些力要比膨胀的力量更强大。发生膨胀的是时空本身，当尺度超出由成百上千个星系组成的巨大星系团的尺度时，我们将宇宙看成是抹匀了的理想流体，这时我们才会看到宇宙的膨胀。
宇宙学的先驱
1915年，爱因斯坦发表了他的广义相对论，并开始探索将他的方程用于描述整个宇宙，但是爱因斯坦在计算上发生了错误，得出宇宙在收缩的结论，于是他在方程中加上一项宇宙常数项，提供斥力以维持静态的宇宙。1922年，俄罗斯数学家和大气物理学家弗里德曼研究了爱因斯坦所作的计算，认为这位大师犯了一个关键性的错误，并得出爱因斯坦方程的解描述的是膨胀宇宙。于是宇宙正在膨胀的预言归功于弗里德曼。宇宙有三种不同的膨胀图景，一种是开宇宙，它无限伸展且永远膨胀下去，一种是闭宇宙，它是有限的，最终会收缩到一次大坍聚，介于这二者之间的是临界宇宙，它也是无限的，并且永远膨胀下去。人们可通过测量宇宙的膨胀速率、膨胀的加速度和宇宙的密度来判定宇宙的膨胀状态。而我们的宇宙目前正以极其接近这种临界状态的方式膨胀着。
热大爆炸宇宙
如果宇宙正在膨胀，那么我们很快就能察觉到它正在发生变化，在某种意义上说，它正在变大。倘若我们倒转历史的方向，回顾往昔，我们就应该发现宇宙从某个更小、更密的状态变化而来的证据。这种表观上的开端，人们称之为“大爆炸”。
1940年代后期，一位移居美国的俄国人乔治 · 伽莫夫（George Gamov）与他的两位年轻研究生一起开始引申宇宙膨胀的图景，勾画宇宙演化的早期状况。他们的理论认为，宇宙早期演化是从密度和温度都非常高的状态开始的，时间越早则宇宙越热；今天天文学家研究的一切天体，包括恒星、星系、星系团等，在宇宙早期都是不存在的，它们是宇宙演化到一定阶段的产物；星系形成前的宇宙介质是普通气体，原子和分子是宇宙演化的产物，连化学元素也是宇宙演化的产物。
大爆炸理论认为，在宇宙早期，宇宙介质是由氢核、氦核、自由电子和光子组成的电离气体。当气体温度随宇宙膨胀而降低时，气体发生了从电离状态向中性状态的转化。此时，绝大部分自由电子束缚在中性原子内，光子失去了与自由电子碰撞以维持热平衡的机会，这就是光子在宇宙介质中的退耦。退耦后的光子与气体中的其他组分粒子（中性氢）已几乎没有相互作用，因而被称为背景光子，或背景辐射场。在光子退耦后，它在宇宙中将一直存在下去，直到今天。因此这一理论结果是可以由观测来检验的。
由于光速的有限性，远处天体在某一时刻发出的光经过一定时间才传播到我们，因此，我们今天所能看到的远处天体是在这一传播时间以前的情形。在越远的地方，我们观测的是那里越早的历史情景。通过对宇宙空间纵深的观测，看到的是宇宙演化的历史。在宇宙气体从等离子气体向中性原子气体转变的后期，光子经过最后一次碰撞，变成了自由飞行的背景光子，其中向着我们飞行的，今天正好到达这里。因此我们能用仪器捕捉它。在大爆炸理论的预言下，背景辐射具有一些可观测的特征，如现在它所具有的温度为5 K。
大爆炸理论最初提出时，并未得到学术界的重视，人们普遍不信任它。直到1965年，美国新泽西州贝尔实验室的两位无线电工程师阿尔诺 · 彭齐亚斯和罗伯特 · 威尔逊十分意外地发现了宇宙辐射场。大爆炸理论的另一重要预言是宇宙应当由大约75%的氢和25%的氦组成，这也与后来的天文测量结果极为吻合。之后，大爆炸理论的许多预言都相继得到了观测上的印证。大爆炸理论成为了人们普遍接受的早期宇宙演化模型。不过，难以想象的是膨胀最初时刻曾发生过什么事情，居然促成了现在这种膨胀状态。
暗物质和暗能量
天文观测得到的发光物质的密度是为临界密度的很小的部分，理论学家们猜测，宇宙中的大部分物质必须以某种不发光的形式存在。这个结论很受天文学家们欢迎，因为他们久已为下述事实所困惑：他们观测到的恒星和星系的运动表明，用邻近的全部可见物质施与的引力远不能解释它们快得多的运动速度。看来，宇宙中必定还存在着许多看不见的暗物质，它们的引力作用影响着我们所见到的运动。于是，产生了对暗物质的各种推测：WIMPs（大质量弱相互作用粒子）、孤子星、拓扑缺陷等，并设计实验，试图去寻找它们。
1998以后，新的天文观测表明，构成宇宙的总能量的三分之二以上是由暗能量构成的，宇宙是平坦的，并且在加速膨胀。是什么物质构成了暗能量呢？最简单的选择是宇宙学常数，但是这里有一个精细调节的问题。所以，美国物理学家斯坦哈特（P. Steinhardt）和英国物理学家特鲁克（N. Turok）等人提出了quintessence模型，暗能量是一个变化着的场，而且不管初始条件如何，它总能使现在的宇宙的膨胀就像现在的样子。
幽灵能量
熟悉美国星球大战电影的人一定会知道有部叫做《幽灵能量》的片子，想不到宇宙学家也谈起了幽灵能量。但此幽灵非彼幽灵，之所以宇宙学家用了幽灵这个词，是因为所有具有正则形式的拉格朗日量都不能解释态方程参量小于-1的问题。所谓的暗能量态方程参量w=p/ρ，这里的p是暗能量的压强，而ρ是它的能量密度。宇宙加速需要w<-1/3，在宇宙常数模型和quintessence模型中，态方程参量的范围是-1<w<-1/3，暗能量密度是慢慢衰减的。目前的观测数据允许的态方程范围是-1.62<w<-0.74。扑茨茅斯学院的卡德维尔（R. Caldwell）提出了一种具有能实现w<-1的phantom能量模型，phantom能量有正的能量密度，却具有负压强，并且它的能量密度是随时间增加的。尽管phantom能量的引入产生了许多理论问题，如破坏了某些已被广泛接受的能量条件等，但在某种意义上它却十分有趣，因为它与目前的观测符合得很好。因此，这个模型最近已引起了越来越多的理论学家的注意。
如果态方程参数一直保持小于-1，那么宇宙的命运是颇为戏剧化并完全不同于先前讨论的各种可能性的。先来看一下其他各种可能性：在没有暗物质的平坦或开宇宙中，膨胀永远继续下去，视界比标度因子增加得快，宇宙变得渐冷渐暗。但是随着时间的增加，可观测宇宙的共动体积在演化，从而可见星系的数目在增加。如果膨胀在加速，即-1<w<-1/3的暗能量引起的结果，膨胀仍将永远继续下去。然而，在这种情形下，标度因子比视界增加得快。随着时间的推进，星系消失在视界之外，宇宙变得愈加黑暗。但是，目前靠引力束缚的结构，如银河系，或许本星系群，都不会受影响。
在phantom能量模型中，将来暗能量会愈加占据主导地位，标度因子同样会增加得比哈勃距离快，星系开始消失在视界之外，膨胀速率随时间增加，哈勃距离减小，视界向我们靠近，星系的消失在加速，随着标度因子的增加和phantom能量密度的增加，引力束缚系统将瓦解。最后，宇宙将终结于一场“大霹裂”（Big Rip）。例如，卡德维尔估算，对于w=-3/2，大霹裂将发生于220亿年后，银河系将在大霹裂之前的6000万年毁灭，在终结前几个月，地球从太阳分裂出去，大约终结前30分钟，地球四分五裂。由电磁力或强力束缚的物体也可类似讨论，分子进而原子将在终结前大约10-19秒撕裂，就连原子核和核子也将在接下来的瞬间消散。
我们的宇宙为主的物质究竟是幽灵能量、宇宙常数还是quintessence？目前的观测尚未给出明确的决断。将来的工作，以及WMAP的长期观测，将决定暗能量的本性是什么。而暗能量的本性就决定了我们的宇宙命运是否是与以前的重新坍缩或无限变冷显著不同的新命运。