目前宇宙中热门的研究对象有哪些？

研究目的又是什么呢？ ----- 本题来自知乎圆桌»宇宙那么大，更多讨论欢迎关注。　　1929年，哈勃测量河外星系距离，发现了宇宙膨胀，从而揭开了宇宙学研究的序幕。此后的90年里，人类对于宇宙的理解有了革命性的进展。大爆炸宇宙学理论从一个大胆的假说渐渐变成了坚实的理论。而通过地面和空间的天文望远镜，天文学家对宇宙演化和星系形成的观测也达到了前所未有的精度。但一些关于宇宙的根本性问题，仍然没有得到彻底的解决，令全世界成百上千的天文学和物理学研究者为之着迷。

　　一.大爆炸是怎么回事？
　　在1929年，哈勃通过测量河外星系的距离和速度，发现银河系外的星系，大多都远离银河系而去。距离我们越远的星系，远离银河系的速度也就越快。这说明宇宙正处在膨胀的过程中。如果我们把宇宙想象成一块面包，而星系是面包中的葡萄干。那么当面包膨胀的时候，葡萄干也会远离彼此，而两个葡萄干开始时距离越远，膨胀过程中相互分离的速度也就越快。而宇宙也是如此，当宇宙空间膨胀，星系就会随着空间膨胀而远离彼此。
　　如果我们逆转这个过程，沿着时间向过去回溯。我们就会发现星系会向彼此靠拢。时间越早，宇宙中的物质就会越密集，而宇宙中的温度也会越高。如果我们一直向前逆推，宇宙中的温度会变得极端的高，物质也会极端的密集，不仅仅是星系，恒星，行星，甚至连构成这些天体的分子，原子，甚至质子中子都无法存在。最后，连今天宇宙中的物理定律也会失效。那个时刻，就是宇宙诞生的时刻。也是大爆炸宇宙学的时间起点。
　　在宇宙大爆炸的早期，在极其短的时间内，宇宙体积增加了10的26次方倍。但究竟是什么物理机制推动了这种极端迅速的膨胀，人们却还不清楚。今天，天文观测上探索这一时期的唯一的手段，是通过引力波观测。宇宙的急速膨胀会产生时空的涟漪，也就是引力波，它会在宇宙微波背景辐射（CMB）上留下的痕迹。但到目前为止，研究者还没有观察到确切的信号。在未来，会有更多的观测设备致力于此。

图一.Bicep2 研究组在2014年宣称自己找到了宇宙极早期引力波留下的痕迹.但后来证明，他们看到的信号可能被尘埃辐射污染，不能成为坚实的证据。但是后续的观测和下一代仪器正在热火朝天进行中。

　　二. 宇宙的黑暗时代是如何结束的？
　　宇宙的早期是一个高热高密度的地方。宇宙的各处都充满了光明。 光子在充满宇宙的自由电子间游走。但是随着宇宙膨胀，温度渐渐冷了下来。原子俘获了活力下降的电子。而光好像指缝间的水一样一下子流走。从宇宙早期光子和电子最后一次散射，到第一代恒星形成之间，宇宙经历了漫长的黑暗时代。宇宙脱离黑暗的这个过程被称作再电离过程。
　　第一代的恒星是什么时候形成的？它们有多大？它们是否能够产生足够的光，使得宇宙脱离黑暗时代？美国的下一代空间望远镜JWST很可能直接观测到宇宙中的第一代恒星，为我们揭示这些问题的答案。

图2. 观测中已经证明再电离在宇宙诞生后10亿年完成。但是再电离过程的细节还没有完全解开， 参考科学网—宇宙再电离

　　3. 星系为什么是现在看到的样子？
　　早期的宇宙中，只存在最简单的元素，氢和氦。这些物质也是形成恒星的原料。在宇宙早期，宇宙中物质分布非常的均匀。但由于相互之间的引力作用，宇宙中氢和氦组成的气体云会慢慢凝聚，坍缩，在气体云的中心，温度和密度都会在这个过程中升高。当气体云中心的温度超过核聚变反应的临界温度后，气体云中心就会诞生恒星。
　　而星系是恒星的集合体。今天的银河系中有上千亿颗恒星，这些恒星并不是一次形成的，也不完全是在今天的银河系中形成的。宇宙早期可能只存在一小较小的星系，这些星系通过相互合并成长为较大的星系。星系形成是宇宙演化过程中重要的一环，但仍然有很多细节我们没有搞清楚。例如：
　　为什么银河系观测到的卫星星系比理论预期少？
　　为什么星系群中的卫星星系比理论预期的更红？
　　黑洞吸积过程产生的能量反馈是如何影响星系中的恒星形成的？
　　......

图三.星系形成理论认为今天的星系都是由宇宙早期的小星系慢慢吸积物质，或者并合形成的。并合方式和并和历史的不同，产生了不同的星系形态（椭圆星系或者旋臂星系）

　　4.暗物质本质究竟是什么？
　　引力透镜观测和星系旋转曲线观测都告诉我们宇宙中存在大量的暗物质。结合宇宙微波背景辐射和星系巡天观测，我们知道暗物质占宇宙质能组分的23%，占宇宙物质组分>80%. 但是暗物质的本质是什么？是一种什么粒子？
　　有的理论认为暗物质可能和原子核有极其微弱的概率相撞。所以科学家建造了暗物质探测器来探测暗物质。如果探测器建在地面，探测器会严重受到宇宙线中高能粒子的影响。所以科学家们才把探测器深埋在地下，挡住了高能宇宙线的千军万马。这样就大大提高了暗物质探测的灵敏度。最先进的暗物质探测器采用液态惰性元素作为探测核心。如果暗物质粒子和惰性元素发生碰撞，就会使后者高速反冲，发出辉光。可是，这种碰撞的预期几率非常的低。研究者至今还没有找到暗物质的踪迹。
　　有趣的是，从宇宙演化的角度看，如果构成宇宙的暗物质粒子有所不同，宇宙中结构的具体形态会有非常大的差异。

图4. 计算机数值模拟结果。Lovell et al. 2013 上图是冷暗物质宇宙中的暗物质晕，下图是温暗物质宇宙中的暗物质晕. 冷暗物质宇宙中有更多小团块。可参考拙作丢失的星系 - 天淡银河垂地 - 知乎专栏

　　5. 暗能量是什么？
　　1999年，两个独立的研究组通过测量超新星的距离发现宇宙其实在加速膨胀。而宇宙加速膨胀的神秘推手就是暗能量。暗能量占宇宙质能组分70%强。在经典的宇宙学理论中，暗能量的能量密度在宇宙的任意一点完全相同，它提供一种排斥性的引力。
　　可是，暗能量是什么？是真空的能量还是爱因斯坦引力方程中的一个常数？暗物质能量密度是否随时间演化？甚至，暗能量是否真的存在，还是说我们需要修改引力理论？从天文观测上，我们需要结合弱引力透镜效应，微波背景辐射，超新星观测，重子声速震荡观测等等一起来解答这个问题。

图5.Ia型超新星是宇宙中的标准烛光，可以用来测量宇宙空间的膨胀速率，从而推导宇宙中的暗能量成分。超新星和暗能量可参考拙作 超新星—测量宇宙的烛光

编辑于 2017-05-04我就不安利自己的研究内容了（其实我也没脸面说自己做的那些个东西是什么热点）；只好想到啥写啥，说些其他人没说过的了（好吧，我还确实有可能把第一代恒星的相关研究当成博士论文）……

超长预警！不过图片不多。

1. 第一代恒星（“星族 III”）的形成与演化

虽然上面已经有人提到了，但所述内容稍稍有些大。我来试试降解并具体化。

不管你赞不赞同奇性定理和大爆炸本身，在许许多多的证据面前，你也不得不承认，在极早期，宇宙是极端高温、高密度、对辐射不透明（或者干脆说，全宇宙都是亮的），且（相对而言）物质分布相当均匀的。那个时候，怎么可能会有恒星存在呢？

宇宙继续膨胀，温度和密度下降；辐射便得以在宇宙中自由穿行，而辐射本身变得黯淡的速度，比物质变得稀疏的速度，还要快得多。宇宙很快陷入一片黑暗——现在的研究者，喜欢管这叫宇宙的“黑暗时代”（Dark Age）。

但是，黑暗不可能永续，否则我们也不会有今日的亿万星河了。于是，总有一个时候，黑暗中，诞出了第一颗恒星，第二颗，第三…… 当然，也有可能是类星体（正在吃东西的大黑洞）划破了宇宙的黑暗，但那是另一个话题了——毕竟，恒星是人们认识这个宇宙的最基本单位之一。

那是一片与今日完全不同的星河。

这些恒星中，体型巨大者，应该不会少——至少，在那个时候，用于形成恒星的物质更加充足；再辅以其他诸多的原因，大家都认为，它们常常可以大如上百甚至几百个太阳质量。

比如，一个可能的原因是，那个时候的宇宙，除了氢和氦之外，更重的元素非常稀少。恒星想要形成，构成它的气体（一般叫做“分子云”——里头的氢绝大多数以氢分子的形式存在），是要一边塌缩一边通过辐射的方式损失热量的，否则这热量会使气体在达到足够点火的密度之前达到与引力的平衡，便也不能继续塌缩了，只好慢慢弥散。较小质量的分子云塌缩和冷却，受重元素缺失的影响更大，在宇宙早期也就更难形成；如是，人们便认为，第一代恒星，基本都是些巨无霸。

顺带一说，天文学家喜欢甭管他们是不是金属都管它们叫“金属”——记得有人考据过，原因是，仅重于氢氦的第三号元素锂，就是个金属。在天文学家眼里，这个宇宙中，数量（原子数和总质量）最多的“金属”，大概是碳和氧。当然，当物质密度比较高（比如在木星中央），直接把晶体的布里渊区挤得变形，电子便会从边界溢出来，造成非全满、非全控全空的布里渊区，那么甚至连氢都会变成真正的金属的；不过，这是另一个还算挺有热度的研究方向，算是我没能力胡诌的东西了。

大归大，却也肯定不会是无限大的——恒星的光度会随着质量的增加而快速增加；在大约二十倍太阳质量之下，光度与质量的 3.5 到 4 次方成正比；在二十倍太阳质量以上，则与质量本身成正比。如果有无穷大的恒星，我们就会看到无穷大的光芒——可是并没有。而且，两百倍以上太阳质量的恒星，如果长期存在，是会留下很多东西的；但我们并没有找到这些东西。

是什么决定了决定了第一代恒星的质量上限呢？

人们提出了这样一些猜测：

• 由于动力学因素，更大的恒星形成起来也会遇上困难。想提出这样的理论，要详细论证，究竟是何种机制或现象，使得更大的恒星反而变得更难形成了。
  
• 起初，形成的恒星的质量其实很大，可是，这些“超额”的恒星，通过各种途径（比如抛射物质，或者星风——跟太阳风基本一个意思）损失了很多质量，使它们在安定下来之后，稳定在一个相对小一些的质量上。这样的理论，必须给超级恒星损失质量的速度给出足够好的解释。
  
• 早期恒星极端缺乏金属，所以，对大质量恒星更为高效的一种燃烧氢的机制，是难以展开的。这种机制，称为“碳氮氧循环”；这个机制需要碳、氮和氧原子核，以此作为催化剂（严格地说，“催化剂”的说法是不正确的，因为碳氮氧循环并不保证反应前后碳氮氧的原子核数量不变）。如果质量大到一定程度，则这种机制的缺乏，会导致超大质量恒星无法产生足够的辐射以抗衡自身引力，然后它们要么炸了要么变黑洞了。
  

到底哪个是对的？或是，它们都对，亦或是都不对？

以及，这样的恒星，究竟以何种方式结束它们的生命——是超新星爆发后留下黑洞，还是直接炸个精光，亦或是根本不爆炸直接变黑洞？它们在生命的各个阶段生产重元素的效率有多高？重元素在核心附近产生后流散出来的机制又与后来的恒星有什么不同？

千千疑问，如是等等。

即将在“近期”（这个“近期”说了十几年了……）发射的 詹姆斯·韦伯空间望远镜（缩写为 JWST），就担负了从观测上探索第一代恒星的使命，而这也是许许多多对此感兴趣的天体物理理论工作者翘首以盼的——毕竟，实实在在的观测数据，比任何或天花乱坠或完美无瑕的理论都重要得多。


2. 超新星的爆发机制


这是 Fowler & Hoyle, 1964, ApJS, 9, 210 的题记；论文标题：《大质量恒星和超新星中的中微子过程和正负电子对产生》，超新星理论研究的开山之作之一。

稍有天文学常识的人都知道，质量足够大的恒星，都会以超新星爆发的方式，结束自己作为恒星的生命。这类超新星通常是 SN II（汉语读作“二型超新星”），也会有 SN Ib 和 Ic（读作“一 B 型超新星” 和 “一 C 型超新星”），它们被统称为“核塌缩型超新星”——顾名思义，人们认为，它们爆发的起点，是演化到晚期的恒星由于各种原因无法支撑自身重力，而开始塌缩，直至反弹爆发。

为啥塌缩反而会引起爆发？因为有一部分物质“塌陷”得更深——形成中子星或黑洞，而它们塌陷时释放的能量通过某些机制传递给塌陷得较浅的物质之后，后者便可以得到足够的能量“飞走”或者说“被炸掉”了。

除此之外，还有一种叫做 SN Ia （读作“一 A 型超新星”）的东西；它们爆发的原因大致是，简并物质的核燃烧是不稳定的——主序恒星中，如果核燃烧速率稍许增高，则温度的升高会使得星体内压强增加，进而星体膨胀使密度降低，由此制约核燃烧速率的进一步上升；但白矮星之类的简并星体，压强是与温度几乎无关的，因而缺乏了这种制约机制，使得稳定的核燃烧成为不可能，最后只好终结于一次巨大的爆炸。SN Ia 事实上被人们当做光度的标准，用来研究宇宙的演化历程（可以搜索“2011 年诺贝尔物理学奖”）。

下面专说 SN II。

在我们的宇宙中，超新星实在是太常见了，平均每个足够大的星系每大约一百年或几百年就会炸掉一颗。考虑到可观测宇宙中星系的庞大数目，我们每年都能找到上百个直至几百个超新星。

按理说，这么广泛地存在和发生着的现象，应当早就被人类搞清楚了吧？

很遗憾，其实，说极端点儿，没人真正明白，在核塌缩的过程开始之后，超新星里头到底发生了什么……

在早期，人们设想过各种各样的超新星爆发的机制。最主要的猜想之一是，爆发是由中微子引起的。在塌缩开始之后，恒心内核及附近被急剧压缩到一个极高的温度和密度；这时，物质对中微子不再透明。核心在此时释放大量中微子，以千钧之势，推开了核心附近的物质，同时造成了一个非常强烈的激波（差不多算是俗称的“冲击波”）；而这个激波，正是炸掉外壳的根源。

可是，人们发现，这个激波，在穿越物质高度致密的区域时，会在那里停滞。一个停滞的激波，至多只能减缓外围物质的流入，却绝不会把外壳给炸开。

在 1985 年，汉斯·贝特（1967 年诺贝尔奖得主，也在 乔治·伽莫夫 那篇关于宇宙大爆炸的文章中玩笑性地挂了个名）就与他的学生发表了一篇文章，指出了解决这个问题的可能途径：超新星爆发时，中微子是分两次释放的；其中，第二次释放，正是重新“激活”这个激波的关键。

这个故事比原先的复杂得多，于是受到不少质疑和争议：一个复杂的故事，总是不受欢迎的。

但在 1987 年，大麦哲伦星系中炸了个超新星：SN 1987 A。这兄弟自爆之后，炸出了三个环，跟烟圈儿似的：
（图片来自 wikimedia，应当是公共领域的图片，由欧洲南方天文台的 VLT 观测得到）

能见证 SN 1987A 的人们很幸运——俺就没有了，那时俺父母都还没结婚呢，俺大概还以分子形态散落在世界各地吧。彼时，全世界的天文学家和高能物理研究者（甚至包括少数搞凝聚态的——他们中有人对致密星体的物态方程和输运过程感兴趣），都像打了鸡血一般，疯狂地工作着。幸运的原因是，这个超新星离地球相当近，使得日本的超级神冈中微子探测器可以探测到它放出的中微子。结果，人们发现，这个超新星的中微子，是分两批到达的——这应该是 汉斯·贝特 的理论的一个重要验证吧。然后，理论研究者们开始跟进，试图在计算机上模拟（纸笔推导已经大大超出人类的能力范畴了），得出超新星的爆发过程，而且看上去进展颇丰。

看来是一片皆大欢喜的样子，似乎“超新星爆发的基本机制”这一问题，从此可以像主序恒星的基本结构那样，被归入“已经被解决的问题”之内了？

想得美。

2003 年，这样一篇文章，被发表在物理学界头号期刊《物理评论快报》上，标题是 Improved Models of Stellar Core Collapse and Still No Explosions: What Is Missing?，翻译成汉语大致是《改进的星体核塌缩模型，还是炸不掉：到底缺了啥？》

Phys. Rev. Lett. 90, 241101 (2003)

文章的作者来自德国的 马克斯·普朗克 研究所（大致相当于德国的国家科学院）；他们在国际上都是超新星模拟领域的头几号人物。这一群也许算得上所谓“权威”的人们，事实上是最早发表“成功的超新星爆发计算机模拟”之类结果的那批研究组中的一个。而发表该文章前的那一阵子，他们更换了更可靠、更接近真实情形的关于中微子传播的模型和算法，按理说，应该做得更接近真实才是？可是，这么一弄，“计算机里的超新星”反倒炸不开了，而且好像怎么弄，都死活炸不掉。

此文一出，整个天文界便像经历了一场地震，余震至今也未完全消除。

每次摆出这篇文章，都几乎一定会被这样反驳：“这篇文章太老啦，结构也被假定是二维的；况且，那些都是十几年之前的事儿了；超新星爆发的数值模拟，在那之后，肯定是取得了长足的进步的。”

确实，进步是有的；但我仍然听得许多相关人员说，为了让一颗“计算机中的超新星”炸开，许多参数——特别是与中微子输运有关的参数，仍然必须被相当精细地调节才行。如果一个模型拥有众多“自由参数”，却被用来描述一种几乎无比普适的现象，这至少是非常有悖于绝大多数自然科学研究者的价值乃至审美取向的。毕竟，冯·诺依曼 说过这么一句众所周知的话：“给我四个参数，我能拟合一头大象；再给我一个，我能让这货摇鼻子。”

然后人们就只好继续开脑洞，有把机制编写得越来越复杂的，有另辟蹊径、大开脑洞的（比如认为接过第一批中微子的接力棒的其实是光子；北大有一个研究组就此发过 ApJL，俺年轻的时候也在此掺和过一篇 MNRAS…… 咳咳，黑历史，不提了），可这些东西到底有多可靠，其实谁也说不清。

不仅是 SN II；“SN Ia 到底是怎么炸的”，至今也同样是一个研究热点——诚如楼上所说，原来设想的“吸积突破钱德拉塞卡质量上限”的机制，现在看来，并不是那么可靠。不过，SN Ia 又常常在宇宙学中充当“标准蜡烛”，所以这方面的研究，弄不好还会牵一发动全身，影响到宇宙学的某些结论。

SN Ib 和 Ic 又是另外的故事了，在此按下不表。

这些问题其实都不是坏事：从科学史来看，一个或一系列悬而未决的问题，往往更能引发和带动更深入的研究和思考，带给人们更多的惊喜。时至今日，几乎每一个开设天文/天体物理方向的主要学校或研究所里，都几乎一定有一个教授/研究员认真从事相关的理论或观测研究工作。

骚年，你也来炸一发不？


3. 黑洞

受到某些对广义相对论完全无知、对数值分析比无知就好那么一点的研究人员影响，有人会认为，“黑洞是否存在”，应当是个足够热门的研究课题——你看霍金他们不整天都在吵这个么？

哎，霍金和 Kip Thorne 他们吵的东西，与这些连电磁场的能量——动量张量都不知道怎么写然后声称辐射场没有引力效应、不明白事件视界定义然后硬把粒子视界当事件视界说事儿的人们吵吵的东西，根本就不是一个东西。

北师大的赵峥老师下课时与我们聊天，说道，在每一个还可以的大学的物理系，你都能找到许多懂得量子场论的人，而且很少有人就量子场论的事情发表奇怪意见，因为这些奇怪意见很快就会遭到懂行者的批驳乃至嘲笑；可是，广义相对论的境遇，就要差得太多，能反驳某些似是而非的奇谈怪论者，往往都是些嘴上无毛的学生——没办法，大部队都去干凝聚态了……

现在，靠谱的研究者们对黑洞的关注，其实集中或相近于更接近观测的方面。下面举三个例子，顺序大致是，更接近观测 --> 观测与理论交汇 --> 更纯粹的理论。

• 超大质量黑洞与宿主星系的关系。
  
  众所周知，星系中心，常常会有一个（少数情形下不止一个）超大质量黑洞。名字里带了个“超大质量”，质量自是不小；可它们比起宿主星系，却又实在是小得可怜——比如，银河系中心的黑洞质量是四百万倍太阳质量，而银河系的总质量是一万亿倍太阳质量。
  
  诡异的事儿来了：人们发现，这黑洞比起整个星系固然是小得可怜，但它却与整个星系的许多重要性质有明显关联。
  
  人们一度认为，星系的形成和演化的时间线上，充斥了各种各样的吞并。在许多次吞并过后，由于中心极限定理，起初并无关联的黑洞性质与星系整体性质，便会出现许多“关联”。可是，这个假说被观测推翻了：它所给出的宇宙历史上的活动星系核（简称 AGN，差不多就是星系中心那个黑洞正在吃东西时的样子）的光度的统计数据，与观测完全不符（呃，其实俺当时也参与了这事儿，只是那个项目最后烂尾了）。
  
  于是，人们便更倾向于认为，是活动星系核吃东西时那部分“落下”或者“吃不了吐掉”的“食物”，远离黑洞之后，对整个星系构成了影响——此所谓“AGN 反馈”。可这“反馈”的故事，也是越写越复杂，还得把黑洞本身长大的物理过程牵扯进来。人们在对此事充满兴趣时，也不得不留个心眼，免得理论研究者们哪天喝高了，又开出什么八竿子捅不着的脑洞来。
  
• 黑洞附近的时空几何对黑洞附近吸积流的影响。
  
  电影 Interstellar 中，那个巨大黑洞的样貌，随着电影一同深入人心。当然，这里纠正很多人的一个错误认识：那个黑洞的影像中，吸积盘是侧对我们的那个圆环，正对我们的圆环，是吸积盘发出的光在黑洞附近绕弯之后形成的像。
  
  黑洞吞吃周围物质（就是所谓“吸积”，吸引和积累）时，由于角动量守恒，这些物质只能耗散掉平行于角动量方向的运动，而最终形成一个盘状物，物质在盘上一边公转一边慢慢往里走（其实也有少量物质在慢慢往外走，在此按下不表），是谓“吸积盘”。吸积盘之中，在足够接近黑洞之处，会被辐射充盈；辐射在此有着传递能量和制造压强的作用，这都使得吸积盘有着自己独特的结构。
  
  但，既然在黑洞附近，光线所行走的时空，自是被黑洞严重弯曲过的（不太建议用“扭曲”，因为“扭”在数学上有其不同于“弯”的内涵，会蕴含着一个叫做“挠率”的东西；挠率的存在，又会导致很多其他的新奇现象，有人甚至提议用挠率模型替代暗物质模型，在此不表）。这种弯曲，会使得辐射的传递过程变得不同寻常。这会对我们目前对黑洞吸积盘的认识产生多大冲击？我所认识的几个大牛，已经一头扎了进去，想要弄出个所以然来。
  
• 黑洞信息问题。
  
  人们常说，黑洞只有“三根毛”：质量，角动量，电荷量；只需这三个量，应该就能描述这个黑洞了。而黑洞在蒸发时，放出的辐射，也是仅仅与这三个量有关系的，而不会携带任何其他信息。看来，物体掉入黑洞时，它所携带的信息，看样子全都丢失掉了。
  
  等等。不是说有 AdS-CFT 对偶么？这套理论说，正在蒸发的黑洞的时空结构，可以被在数学上一一对应地严格映射为另一种理论，而这“另一种理论”中，信息是严格守恒的。与此同时，蒸发的黑洞，可以是以某种特定状态吸积的黑洞的反演；如果正确量子引力理论是 CPT 不变的，则黑洞在吸积时，其本身也应该严格地使信息守恒（赵峥老师曾经试图从热力学非可逆过程来解决这个问题，但这应当是跑偏了）。
  
  这两点之间的矛盾，常被称为“黑洞信息佯谬”。（说错了不要揍我，以上内容都来自 Joseph Polchinski 来作报告时俺做的笔记，俺的知识太浅薄，只能将将听懂一点，可能会记错东西；况且，我自己也不是专门做这个的……）
  
  那么，在黑洞的事件视界（被视为黑洞的边界）处，是不是可以有什么“防火墙”，阻止黑洞内的信息外泄？或是，更激进地，我们关于时空的双曲性的假设存在问题？
  
  这些问题，大概得等着世界上最聪明的那些脑袋们来解决了。
  

4. 高能天体物理仪器

我们怎么看天上的东西？

答曰，废话，这还不简单，用望远镜呗。

呃，这还真不一定是个简单的问题。想做个 X 射线的望远镜，真是难上加难。

看官说了，我就知道地面上的 X 光机满大街的医院里头都是，你咋说 X 射线不容易看呢？

啊，X 光机所看的，不过是个影子而已；近处的东西，看个影子，当然能看个大概；可咱要是想给远处的东西照个相，靠影子可就不好使了。

想做望远镜，第一步，便是将光线（甭管他什么“光线”，无线电波也好，红外也好，可见光也好，紫外也好，X 射线也好）聚焦；而聚焦所需的事儿，是改变光线的方向。

这还不简单？凸透镜也行，凹面镜也行啊，初中物理课早都教过了嘛！

问题就出在这里了。对于几乎所有材料来说，X 射线在其中的折射率，都几乎是 1。这就意味着，X 射线基本不可能被任何常见材料折射。就算某些能量的 X 射线能在某些材料中被有效折射，可这种事儿往往发生在某些特殊的能量值附近，而且色散特别大——戴眼镜的、拍照的，大概都知道“色散太大”会是一种什么样的折磨，而这些色散在 X 射线在那些特定能量处所遭遇的色散完全不能比。

同时，靠反射也不行。X 射线——特别是能量比较高的 X 射线——能轻易穿透很多东西（否则也不会拿它做身体检查了）。而且，画过光路的人都知道，一个普通的凹面镜在对远处物体成像时，是会有入射角接近零度（或者说，掠射角——90 度减去入射角——接近 90 度）的时候的；然后我们来看看 X 射线反射率与掠射角的关系：
（图是从 Harvard CXC 网站上扒的）

掠射角还不到 60 角分（还不到一度！），反射率就基本上变成零了；这个凹面镜还咋做啊……

人们想到了替代的办法。你凹面镜的样子，不是差不多能算是抛物线（面）的底部么？反正抛物线对平行光的聚焦性质在各处是相同的，那我用抛物线的上头来做，这不就增大了入射角（减小了掠射角）么？对了，纯粹的抛物面，会导致离轴光线聚焦质量急剧下降，那我们再上个掠射的双区面来改正一下吧。整个东西看上去就像这样：
（图是从 STSCI 网站上偷的）

别急，事儿还没完。这个系统有好几个严重的麻烦：

• 有效面积太小。你做了个很大的反射体系，结果却只能收集到圆筒范围内的 X 射线的一小部分——您应该知道“投影”这个词是什么意思吧；
  
• 焦距太长（否则掠射角又得变小，先前的努力又白费了），这会导致望远镜的视野过小；
  
• 最重要的，X 射线+掠入射，对镜面的加工精密度和准确度都提出了变态的要求。想要良好成像，反射面所应有的最大不平整度，大致是正比于你想成像的波长的。射电望远镜的主“镜面”，可以粗糙成这样：
  这是 Arecibo 射电望远镜的“主镜面”——这连个面都不是，根本就是个架子嘛——射电波的波长够长，这个彻底够用了。我们日常所见的镜面，自是光可鉴人，可那个东西对 X 射线来说就跟砂纸一样。钱德拉 X 射线望远镜，主镜面直径 2.7 米，加工精密度：正负 1.3 微米。
  
  什么概念？正负一万个原子。
  

　　麻烦这么多，咱还是别玩儿了吧…… 可是，正在吸积的中子星、黑洞什么的，可一直在发射 X 射线呢，而且这些 X 射线揭示的都是最接近星体那部分区域的结构；难道就这么不看了？

　　这时候就轮到财大气粗的美帝出场了。钱德拉 X 射线望远镜，正面硬扛以上麻烦，大力出奇迹；造价：16.5 亿美元，1999 年币值。对了，地球大气还会把 X 射线挡个精光，你得把这玩意儿送上天，于是又花掉三亿美元发射费用；后续的运行、监控、给科学家拨款吃饭，还得再砸进去三个亿。

　　国内也很快要发射一个 X 射线调制望远镜（通过某种有点儿像“扫描”的特殊手段间接成像，避免以上部分困难）；你现在知道这有多不容易了吧。

　　钱德拉望远镜要是哪天坏了（这很有可能发生，前一阵子那台专门找太阳系外行星的开普勒望远镜就坏了），做 X 射线天文学的研究人员中，起码有三分之一会有饭碗问题。况且，就算是美帝，也会有揭不开锅的时候…… 怎么办呢？用廉价轻质材料，牺牲成像精密度，换取更有效的 X 射线光谱观测，这便是 NuStar 望远镜。

　　还有。了解射电天文学的人，大致都知道，射电天文中，有一个被称为“长基线干涉技术”的观测技术，通过组合相距较远的两台或多台射电望远镜的观测数据，等效地扩大望远镜口径以提高分辨率。University of Colorado at Boulder 的一帮大牛，打算把相近的技术，运用在 X 射线上：

　　http://casa.colorado.edu/~wcash/interf/Interfere.htm

　　这个东西，若是哪一天被扔上天了，一定是大快所有（搞 X 射线天文的）人心的大好事。

　　如果能量再上升，掠入射系统也会不好用了。这时，人们采用一种叫做“编码板”的技术。这大致是对小孔成像的拓展：编码板本身是一块儿有些地方透光有些地方挡光的板子；使用时，记录下编码板的影子，再与编码板本身的形状进行一种叫做“自相关”的数学运算，便可以大致得出天体的影像。所以，下面这个东西上，那个黑黑白白的“Coded Aperture Mask”，其实也是个望远镜的“镜”：
　　（这是 SWIFT 空间天文台的图片）

　　不得不说，这么做，实在是无奈之举。如果谁能发明一种对高能 X 射线真正更好成像的技术，相信我，他可以考虑买套礼服，等着斯德哥尔摩的电话了。

　　再往上加能量，便是所谓的“对产生望远镜”，通过对高能 gamma 射线光子产生的正负电子对的路径的记录，得到原本的 gamma 光子的信息，“代表作”是 Fermi LAT ：
　　（图片来自 http://stanford.edu）

　　可这个“望远镜”的分辨率就更是感人了…… 虽然也不耽误它做出许多重大发现。有没有更好的办法呢？人们也正在寻找……

　　继续往上加能量。此时，不管来者是光子、电子还是质子（其实质子最多），都会在地球大气里头引起切仑科夫辐射：
　　（来自 http://mpi-hd.mpg.de，马普的高能所的网站）

　　大致就是一个高能粒子打出一堆稀奇古怪乱七八糟的东西，然后这些东西里头的光子被“切伦科夫望远镜”——专门盯着这种东西看的望远镜——给看到了（图中还画了其他仪器，按下不表）。这是一套叫做 VERITAS 的切伦科夫望远镜：
　　说这几个望远镜整天在看空气，真是完全准确的——毕竟，切伦科夫光就是从空气里来的。

　　顺带一说，这些引起切伦科夫辐射的高能宇宙线的能量，不知比 LHC 高到哪里去了。那些整天阻止 LHC 说这要毁灭地球毁灭宇宙的家伙，真是无知至极：他们不知道，宇宙中无时无刻不在产生几百万到几亿倍于 LHC 能量的超级高能粒子。人类历史上记录过的最高能的粒子，被人们叫做“Oh-My-God 粒子”的那个质子，所携带的能量有 50 焦耳，等于一支能杀死人的高级气步枪的子弹出膛时的能量，是 LHC 能量的三亿倍。

　　现在，许多做高能物理实验的人，已经把目光转向天空了。


　　
5. 宇宙的大尺度结构的形成和演化

哥白尼身后，留下了一个比“日心说”更为广泛的“哥白尼原理”：

宇宙中，不应该有特殊的方向，也不应该有特殊的位置。

这个说法对不对呢？在整个宇宙的尺度上，这个假定是正确的。但是，要是这个假定完全正确，那宇宙就不是我们看到的样子了：那样的宇宙，便不会有行星，不会有恒星，不会有星系，不会有星系团，不过是一锅均匀的汤而已。

　　
许多人都知道微波背景辐射——它是弥漫在宇宙中的无处不在的微波辐射。它之所以被认证为“具有宇宙学的源头、是整个宇宙的性质”而非“某个天体发出的辐射”，乃是因为，这种辐射来自所有方向。当年，当这架架设在新泽西州普林斯顿市附近（所以他们不久就得到了普林斯顿的詹姆斯·皮博斯教授的指点，开始往宇宙学意义上考虑这件事儿）的天线第一次接收到这种无处不在的信号时，那两位后来得到诺贝尔奖的工程师还一度以为，这个信号是天线里筑巢的鸽子捣的鬼（它实在是太灵敏了），于是爬进去掏鸟窝，顺便当一回铲屎官（他们在论文中，也留下了关于“鸟类的白色排遗物”的记载）：
　　（图片摘自 Inflation, Dark Energy, And The Physics Of Spacetime [Starts With A Bang]）

　　而且，它在各个方向上显示出几乎相同的性质：辐射的强度和辐射谱的形状，都是几乎完美的黑体谱（所谓黑体谱，其实就是“标准”的热辐射）：


（图源：Wikipedia；版权属于公共领域）

但是，“几乎相同”，并不是“完全相同”；如果真是完全相同，那么，宇宙就不会有那么丰富多彩的结构。在各个方向上，微波背景辐射的强度（被对应于温度）有着微小但重要的起伏，起伏的幅度大致是万分之一到十万分之一。



人们在研究中发现，这起伏正是宇宙早期相当均匀时微小密度涨落的遗迹。如果这万分之一的起伏不存在，宇宙也便不会有今日多彩的结构。而了解这起伏的结构，便能揭示宇宙早期的结构，而这早期结构的信息，对研究宇宙的演化历程是非常重要的。

（图取自 Max Tegmark 的个人网页：The Universes of Max Tegmark）这便是微波背景辐射涨落的全天图（是一个球面，映射为椭圆，就跟某些世界地图一样：Aitoff projection），暖色表示温度高于平均，冷色则为低于平均。

与其计较这一堆密密麻麻的小点儿每个都是啥，不如研究它们的统计意义。如果对这个全天图做球谐函数展开（可以理解为求取这个全天图的“空间频率”下的谱，思路与通过傅里叶变换求取某个信号的谱是一样的，只是球面函数的正交基是球谐函数），就像你在电脑上用某些播放器听音乐时在播放器窗口里看到的声音的谱那样：
啊，上面这个是声音的谱，下面才是微波背景辐射的谱：

（图取自 LAMBDA - WMAP Images，作图者为 Hinshaw et al）图中最高的那个峰在 1 度附近，而这 1 度，便对应着宇宙在进入黑暗时代之前的“声波”所能传播的最远距离，除以那时的辐射传播到我们所走过的距离。在进入黑暗时代之前，整个宇宙几乎都是“亮的”；大量的辐射和物质紧密地结合在一起，辐射如弹簧，物质如小球，缺了其中一样，这种声波都出现不了。而在进入黑暗时代之后，甚至在宇宙重新被“点亮”之后，这个起伏的信号（那个最高的峰，以及后面大大小小的其他峰的位置和高度信息），便被原原本本地保留了下来，直至今天。

                               
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（图片取自 CMB Introduction）

但在此之后，辐射不再与物质紧密作用。这时，在大尺度上，物质便不能与自己的引力抗衡，要塌缩、团聚，形成各种各样的结构了。而上面提到的那些密度起伏，便是这塌缩与团聚的起点和“种子”。

这便是所谓“宇宙网”的来源——纠正楼下某个回答，这种东西早在七十年代就被预言，而且得到了非常认真的对待：Harvard 天文系在 1977 年便开始通过观测收集相应信息了。

人们又是怎么研究这些东西的凝聚呢？先做个类比（感谢机油 Emmanuel Schaan 提供思路和图片），摆一张城市夜晚灯光图：

                               
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这是由卫星拍摄的美国东北部地区夜晚的灯光。在图中，我们看到了人类的“塌缩和团聚”，可我们要怎么才能展示这塌缩和团聚的程度，以显示与下面澳大利亚的充满了蛮荒野性的卫星夜景的不同呢？

                               
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办法是，用一种叫做“相关函数”的东西。这“相关函数”说的是，在离某个光点距离某处时找到另一个光点的几率——请看下图左的红、蓝、绿圈与下图右的红、蓝、绿点的对应（感谢 Emmanuel Schaan 制图）：

                               
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我们注意到，以上图左圆心处的城市为中心，红圈事实上是这个城市自己，蓝圈上基本没啥东西，绿圈上则分布着许多其他城市。上图右中，红点附近的下降速度，显示出城市的典型大小；绿点处的峰值，便显示出近邻城市之间的典型间距：基于某些原因，城市之间的典型间距会是一个相对稳定的数值。

如果，一个光点就是一个星系，一个城市就是一个星系团，那么，用同样的办法，我们便能确定星系团的典型尺度，以及它们与近邻星系团的典型间距。如是，我们便能得到关于宇宙在比星系团更大的尺度上的信息，进而研究宇宙在这个尺度上的结构的形成与演化（因为，更远处的星系团们，给我们显现的，乃是宇宙在更早时候的样子）。

                               
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常说城市灯光是“星罗棋布”，现在看来，这个类比还真有意思，只是“星”要被换成“星系”了。上面那幅图中，就有着十万个这样的星系，于是我们便能看到有“空洞”和“团聚”的结构，也有了下面这张相关函数图：

                               
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（图片摘自 Astronomy 869 (Prof. Paul Martini, Winter 2011)）横坐标的“Comoving separation”就是消除了宇宙膨胀影响后的星系之间的距离。可以看出，相关函数的峰值在 100 Mpc/h 处（大致是四亿光年），而这就是星系团之间的“典型距离”。

这些东西还有什么作用呢？人们在研究中发现，随着宇宙的膨胀，这个“典型距离”在宇宙的不同“深度”（因为光速有限，这不同“深度”便对应着不同时期）处的数值不太一样。但是，如果我们通过一个变换，将宇宙膨胀的带来的影响消除掉，那么这个距离却应该在各处保持几乎不变——这个距离，大致就是刚才说的微波背景辐射的峰值所对应的那个距离。

在宇宙学中，一个“几乎不变”的东西，实在是太重要了——与“光度——周期关系几乎不变”的造父变星、“光度——光变曲线关系几乎不变”的 SN Ia 一样，这个典型距离，可以当成距离测量的标准，就像你可以通过看一把尺子在不同位置处看起来有多长来判断这个尺子的距离一样。这就是人们为什么费尽努力观测宇宙深处的星系——这个距离与宇宙学红移的关系，直接揭示了宇宙的演化历史。与此同时，这些观测还能给出其他方面的许多信息，这里就不详细论述了。

拖拉三天，终于写完了。放一张 SDSS（斯隆数字化巡天）所用望远镜的图片作结：

                               
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编辑于 2015-06-27之前的答主们都说了很多热门，基本上涵盖了宇宙中热门的研究对象。但唯独对于引力波探测，这一诺贝尔奖大热课题，没有什么介绍。那我就来简单列举一些探测手段说说吧，毕竟是本学渣的知乎处女答。

目前用于探测空间引力波的手段主要有：激光干涉仪(LIGO, VIRGO, LISA, eLISA, etc)、脉冲星测时阵列(Pulsar Timing Array)、宇宙微波背景辐射的偏振(B-mode Polarization)等手段。探测的引力波频率范围和相应的引力波源如下图所示：

                               
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图1：引力波频率范围，不同引力波源对应不同探测手段(credit: http://www.ast.cam.ac.uk/sites/default/files/assets/images/research/cosmology/gravitational_waves/GWspec.jpg)

1、激光干涉仪(Laser Interfeometer)
引力波探测干涉仪的基本原理其实就是迈克尔逊激光干涉仪的设计思路：当引力波通过干涉仪时，会使激光传播路径发生变化，激光干涉的相位也产生微弱变化，通过测量这种微小变化去捕捉引力波信号的信息。当然，这种测量方法对臂长的要求极高，拥有足够长的臂长才能保证灵敏度足够高到去探测理论预言的不同波源的引力波信号。

                               
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图2：迈克尔逊干涉仪(credit: http://i.space.com/images/i/000/003/327/original/080408-ligo-diagram-02.jpg?1292267124)

LIGO(Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory)是地面上的激光干涉仪，臂长只有4公里，到目前为止还达不到探测引力波的灵敏度需求。在LIGO的基础上，又有VIRGO，Advanced LIGO等新LIGO项目被立项，这种地面干涉仪无法避免的问题就是地质活动对信号的干扰，甚至有的人类活动造成的噪声都会比引力波信号大很多。

                               
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图3：LIGO引力波观测站(credit: http://www.ligo.caltech.edu/~ll_news/s5_news/s5004.jpg)

LISA(Laser Interferometer Space Antenna)是空间激光干涉仪，是一个等边三角形的激光干涉阵，臂长设计为500万公里，与地球同步公转绕日运动。第一次看到这个设计图还是我大一在华科引力中心听一个德国老教授报告的时候，那时就觉得这个设计太美了！不仅结构非常对称，而且灵敏度很高，能探测很多种源的引力波信号。放在空间的优点在于避免了地面上的噪声干扰，缺点也在于它是空间卫星，项目的成本非常高，对技术的要求更高。如何让三颗卫星精确的落在等边三角形的三个顶点，然后构成一个完整的体系随地球绕日公转，这都是难度极大的航天工程。到目前为止，LISA项目由于经费不足已经处于暂停状态，但欧盟那边想单独弄一个eLISA项目，臂长设置为100万公里(LISA的1/5)。做不了大三角板，我们可以从小三角板开始嘛~

                               
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图4：LISA空间探测卫星(credit: https://www.physik.hu-berlin.de/en/qom/research/freqref/lisa/lisa.jpg)

2、脉冲星测时阵列(Pulsar Timing Array)
说到脉冲星，其实也就是我从物理转天体物理最早接触的课题。我们测得的脉冲星每个自转周期扫过地球一次，周期非常稳定，有的毫秒脉冲星(Millisecond Pulsar)的周期可以稳定到和原子钟一样精准。脉冲星测时阵列的基本原理就是通过精确测定不同方位的毫秒脉冲星的到达时间，再通过减去测时理论模板的预言时间，得到测时残差。然后把不同的脉冲星测时残差做相关，得到不同脉冲星的相关系数与方位角度差的关系，再去与引力波造成的影响对比，测出引力波信号。说了这么多具体原理，其实就一句话：引力波经过地球时会使脉冲星的到达时间发生变化，这种变化是可以通过PTA测出来的。可以类比围棋，你在棋盘的不同位置落子，就能控制一块区域，你的地盘的“引力波”就由你来掌控。PTA的方法借助于宇宙中的脉冲星，看似浑然天成，不需要人类的成本，其实对于脉冲星的自转周期稳定性要求极高，也需要很多高测时质量的脉冲星。再者，一般都需要累积5年以上的测时数据才能达到测量引力波的灵敏度要求。看来，自然的力量是需要滴水石穿的。

                               
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图5：脉冲星测时阵列(credit: http://astrobites.org/wp-content/uploads/2012/11/PTAs.gif)

3、宇宙微波背景辐射的B模式偏振(B-mode Polarization CMB)
说到CMB的偏振，去年的BICEP2探测器的那篇文章确实一度让物理学界欢欣鼓舞。但后来Planck卫星的数据表明在BICP2探测的区域，银河系尘埃对B-mode偏振造成的影响非常显著，无法排除，这一结果就近乎夭折了。严格意义上，测量CMB偏振并不能说是引力波的直接探测。基本的引力波探测要给出引力波的强度和频率，而这种探测手段只是通过微波背景辐射的偏振模式去间接得到原初引力波存在的证据。关于CMB偏振去探测原初引力波的构想，故事说来话长，你得要知道为什么Alan Guth会提出宇宙之初经历过一个暴涨(Inflation)阶段的理论，还要知道这一暴涨是怎么产生引力波的。简单来说就是，我们假设宇宙诞生之初有一个暴涨阶段，这一阶段的时空指数膨胀，时空的变化会造成引力波辐射，这一原初引力波经过很长时间的传播，到达人类所在的时空已经很微弱了。一般来说，CMB偏振有两种模式，E和B模式。原初引力波看似“隐身”般的存在，却在宇宙微波背景辐射的B模式偏振中留下“足迹”(具体物理过程很复杂，这里不予详细讨论，感兴趣的读者可以去查阅相关理论文献)。测得CMB的B模式偏振，就可以间接得到原初引力波存在的证据。这就是BICEP2的目标，同样也是Planck卫星的一项重要任务。

                               
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图6：BICEP2测得的宇宙微波背景辐射的B模式偏振(credit: http://www.wired.com/images_blogs/wiredscience/2014/03/b_over_b_rect.jpeg)

目前，引力波当然还没有被探测到。不过随着设备的革新、升级，灵敏度的提高，我们能看到，不同探测手段的灵敏度已经进入理论预言的引力波源的范围了。国际上，这些不同探测手段的竞争也是异常激烈，到底谁会先探测到呢？让我们拭目以待！

                               
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图7：引力波谱及相应的探测项目(credit: https://smirshekari.files.wordpress.com/2014/04/gw_sensitivity_almost_all_detectors.png)编辑于 2016-11-09路过补充一下寻找系外行星的直接成像法。
现在直接成像法寻找行星主要是在近红外波段开展，目标主要是一些年轻的恒星（1)比现在要普遍得多。而通过远红外光测量出来的这些星系的恒星形成率占了宇宙中期总恒星形成率的一半左右甚至更多。于是，要研究星系形成和演化，在远红外波段的高精度、大尺度观测变得举足轻重。
　　前沿：现在最先进的远红外数据是由已经完成观测任务的Herschel空间望远镜提供的。Herschel的几个观测波段正好完美取样了星系里冷尘埃在远红外波段幅射的峰。这使得通过模型拟合而推测出的恒星形成率、尘埃质量，尘埃温度等参量更加准确和置信。另一方面，地基次厘米、厘米、射电波段的干涉望远镜阵列（interferometry，例如ALMA、JVLA）的发展解决了红外观测中最大的一个问题：空间分辩率。虽然这些阵列不能够做大范围巡天，但对特定目标的观测结果可以达到相当高的精度。依靠这些精细观测，人们可以研究这些尘埃的具体分布，以至其与星系内其他部分相互作用的动力学。
　　参考：没什么主要的参考，就是自己的研究方向……

先写这些吧。感觉想回答好好难啊～..～编辑于 2015-06-23我来说几个有趣的，不可能回答完整，只是说几个自己觉得有趣的。

孤立的中子星

超大质量恒星经过超新星爆发之后，剩下的致密核心中子星。目前只在双星系统中发现了很多，它们高速旋转，射电波段有发射，即脉冲星。但是单星，孤立存在的，很少。目前为止，银河系里只发现7个，号称“七武士”。孤立的中子星会吸积周围的星际介质（气体和尘埃），然后辐射X射线。并且在光学波段极暗。要是能找到更多的就好了。

银河系吸积流

银河系的晕的形成是一个谜。现在倾向于形成于对早期的卫星星系（类似大小麦哲伦云这种围绕银河系转的小星系）的吸积。小星系落到银河系里，一边走一边把恒星、气体成分抛出来。经过长时间演化，空间结构上已经看不出来区别的，但是如果考虑速度结构和化学成分结构，就能发现一些特殊成分。这些成分在银河系里称为星流。星流帮助我们理解银河系的起源、演化。

宜居带内的太阳系外行星

这是大热门啊，Kepler的目标就是这个。找到太阳系外，别的恒星周围事宜温度距离处的类地行星。发布于 2015-06-22我也来补充一个研究方向吧：modified gravity（修改引力）

其实这个模型和暗能量理论想解决的是同一个问题，就是如何解释宇宙加速膨胀，所以它们也可以说是相互竞争的关系~

它们共同的动机是，为了得到宇宙加速膨胀解，需要引入宇宙学常数将爱因斯坦方程写成：

                               
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而区别在于，对于这个宇宙学常数具体是什么，两者的解释不同。

暗能量理论，认为宇宙学常数应当并入方程右边的能动张量

                               
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中。（所以称为暗能量嘛）
曾经物理学家将目光投向真空能，因为如果真空存在能量，那么它也存在引力，会造成时空弯曲，并且经过推导它能导致宇宙加速膨胀，因此有人认为宇宙常数项（暗能量）就是真空能。
但用量子场论去计算真空能的理论值，比实际观测得到的宇宙常数项大了几十个数量级。

所以现在不少人在寻找其它暗能量的候选，比如有认为暗能量是个势能场的，相关工作我不太了解，但我知道并非很成功。

当然，我们完全可以摈弃暗能量理论。

我还可以认为宇宙学常数项是对方程左边的曲率张量

                               
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进行修正，其实就是对广义相对论进行一个微小的修改，因此称为修改引力(modified gravity)

也有人为了对应暗能量(dark energy)，称其为暗引力(dark gravity)……这个思路完全可以避免上面暗能量理论碰到的问题尤其是真空能那个大麻烦。

具体到怎么修改引力，就需要符合观测。比如：
在太阳系这么大的小尺度内，它必须退化到广义相对论，这是观测所限
对于早期宇宙，它必须退化到广义相对论，因为解释CMB需要广相
只有在今天的加速膨胀宇宙和星系间尺度上需要修改

因此，如何修正以及确定其中参数的限制范围就是今后要做的工作。
目前比较流行的模型有f(R), DGP, symmetron, dilaton, general chameleon等等
例如f(R)模型就是把广相中的里奇张量R改成某个函数f(R)达到修正的目的


总结：暗能量理论和修改引力理论区别在于修改爱因斯坦方程的右边还是左边，两者都是为了解释宇宙加速膨胀而提出。

可供参考的综述：
http://arxiv.org/abs/1106.2476编辑于 2016-06-29谢邀，先占坑，太晚了，明天慢慢补充。

大家已经回答了很多高大上又有趣的研究方向，我再来补充一个渺小一些的吧。
有哪些潜在危险的目标？它们有几口人？家里几亩地？地里几头牛？（误……它们轨道参数是什么？多大体积？什么时候造访地球？）


一般认为135米以上的小行星能最终穿过大气层，因此算是有潜在危险的。好消息是我们目前在地面上有LINEAR、Catalina、Pan-STARRS等一堆望远镜可以看这些小行星，坏消息是由于效率、性能等方面的因素，这些望远镜罩不住我们（2020年之前无法对90%的小行星完成普查），因此当务之急是想办法尽快给这些家伙建立一个数据库。

这可是关系到行星防御的大事！
这可是关系到行星防御的大事！
这可是关系到行星防御的大事！编辑于 2015-06-24习惯上很多人把天文研究的重要问题总结为＂两暗一黑三起源"

两暗：　暗物质，暗能量
一黑：　黑洞
三起源：　宇宙起源和演化、天体起源和演化、地外生命起源

暗物质：星系旋转曲线，引力透镜，宇宙大尺度结构形成等等都暗示暗物质存在，然而它的物理本质（啥粒子，小黑洞？）依然不清楚．国内这方面目前正在抢占先机，大项目有去年紫金山天文台发射的空间卫星＂悟空＂，还有上交牵头的地下实验PandaX项目等等，可谓上天入地

暗能量：研究宇宙加速膨胀框架下的所有问题，它的黑暗本质可能比暗物质还要让人困惑．国际上有很多正在开展的暗能量巡天，比如通过重子声波震荡，星系红移畸变，弱引力透镜，星系团计数，Ia型超新星等五大探针来一步步解开它的神秘面纱

黑洞：虽然早已被爱因斯坦的广义相对论所预言，然而从恒星级到星系中央超大质量黑洞的形成、物质吸积、喷流、外流物理过程和，在极强引力场中严格检验物理理论等依然在如火如荼的进行．另外双黑洞并合还是今年炙手可热的引力波探测主要依赖的载体．

宇宙起源：宇宙的物质构成和结构，是如何从大爆炸一步步形成与演化到今天看到的样子的．
天体起源: 不同尺度的天体，大到行星，恒星，星团，星系，星系团，小到元素，尘埃等形成．
生命起源：生命是如何诞生的，所需要的条件是什么，还存在地外生命吗，如何找到它们

研究对象很多很多，这只是一种概况形式，目前天文理论很多依然很糙，需要谨慎对待不断重新审视的，这也是research的本来意义．编辑于 2016-08-02参考中国天文学会举办的中国青年天文论坛，每届的议题基本都是这的五个方面：太阳和太阳系、银河和银河系、星系宇宙学、高能天体物理、天文技术和方法。可以说所谓热门也应该就出自这五个方面了吧。
第三届论坛中从这五个方面各总结出了十个问题，仅供参考

　　星系宇宙学
    1. 超大质量黑洞起源以及其在宿主星系演化关系？
    2. 反馈如何影响星系演化？
    3. 星系合并如何影响恒星形成？
    4. 星系中的棒结构的形成？
    5. 什么物理量影响SFR？
    6. 环境对星系中中性氢的影响？
    7. 冷或温暗物质以及怎样从观测验证？
    8. 从2D SED信息如何了解星系性质？
    9. 如何用lamost研究milky way？
    10. 如何开展天文科普工作？
　　恒星与银河系
1. 银盘具有怎样的旋臂结构？其形成和演化如何？
2. 银河系中的恒星有多少情侣（双星）？
3. 银河系中如何分布？
4. 怎样把银盘消光做更好？
5. 银晕中的磁场构型？
6. 如何解释太阳附近的超高速星？
7. 如何对年轻星进行有效筛选？
8. 如何找到Ia型超新星的前身星
9. 流浪行星被再次捕获的概率
10. 为什么恒星形成研究还处在唯象阶段？
　　高能天体物理
    1. Gama暴（或其他高能）是地球远古生命大导致生物大灭绝的概率？
    2. 天体物理辐射的偏振起源？
    3. 各类喷流的能量来源？
    4. 高能辐射对人体影响？
    5. Ia型超新星的前身星有几种？
    6. 黑洞的质量分布？
    7. 各种尺度的磁场起源？
    8. 中子星有多少种观测表现？
    9. 快速射电暴（FRB）起源？
    10. 非电磁窗口未来有哪些可能的重要的突破？
　　太阳与太阳系
    1. 太阳耀斑高能粒子源区及加速机制是什么？
    2. 日冕加热本质
    3. 太阳等其他天体的磁场产生机制
    4. 太阳和行星的磁极反转及对地球文明的影响
    5. 太阳11年活动周期怎样形成？
    6. 太阳日珥的形成与维持
    7. 磁重联过程，重联区发生了什么？具体物理过程
    8. 先驱者10，11号加速度异常
    9. 中国行星历表与国外历表的差距差别，继续提高精度会遇到什么困难？
    10. 太阳系各大行星自转轴角度为什么不一，是不是被撞歪的？
　　天文仪器与方法
1. 面向天文设备的软件控制平台；
2. 探测中的波粒二相性；
3. 科研装备的目标的与时俱进；
4. 虚拟天文台数据管理与发布，数据开放政策；
5. 主动雷达探测小行星；
6. 极大口径光学/红外望远镜关键技术；
7. 大射电望远镜主动反射面技术；
8. 大太阳望远镜（高时间，空间，磁场分辨率技术）；
9. 大型仪器/望远镜运行管理平台；
10. 建全国性/国际性天文仪器与技术交流平台；

发布于 2015-06-23谢邀。
我看该说的都说的差不多了，我说点不那么为人熟知的，今天先说一个……虽然算不上热门，但是研究好了保证会很牛逼的……有时间继续更~
1.宇宙网的成因形成
所谓宇宙网，就是指可以由此观察星系的形成的一个暗物质丝状网，当几年前 这个东西被提出来的时候，很多人都以为是民科文章，都不以为然，直到这两年逐渐被科学家们所确认其存在，但是还未能有直接的观察结果，因为暗物质人类是观测不到的。其成因以及其他的一些迷也有待科学家们继续考证。

                               
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另外，欧航将发射了一枚GAIA太空望远镜用于观察银河系的星系行为来对宇宙网进行深一步的研究，令人期待
2.真的存在宇宙泡沫吗？（宇宙泡沫理论）——多重宇宙
第一次更新------------------------------------------------------------------------------------------------（6.25）

                               
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（以上图片来自搜狐科技）
（1）宇宙泡沫是由于星系等的不均匀分布而形成的宇宙泡沫状的大结构，能说明多重宇宙的存在，他是在暴涨理论的基础下发展而来的，在暴涨的短时间内，宇宙向不同方向的延伸是不均匀的（速率），所以认为我们所处的这个宇宙，不过是众多平行宇宙中的一个，只是这个宇宙泡沫大结构中的一个小泡泡。而星系密集的地方就是我们可观测的地方，叫做泡壁，而几乎没有物质的空洞，叫做宇宙空洞，而且宇宙空洞极大。
而宇宙泡沫或者说多重宇宙论最有力的证据就是宇宙微波背景辐射的不均匀。但是，只是在理论支持者眼中很有力，至于你信不信由你（我想说没有宇宙泡沫或者是多重宇宙，dc和漫威几乎就废掉了一半，当然我是指上层能力者……不是复联和正义联盟那几个渣……）

                               
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图为量子泡沫（这是量子泡沫理论的在微小尺度上时刻变化的泡沫宇宙）也算是有一点联系吧……毕竟我只是为了让你们看看这图……而已

                               
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上图为哈勃卫星传回的“宇宙泡沫”图
未完待续，第三个还没想好……编辑于 2015-06-25天文学的研究对象是宇宙中的各种天体。随着天文学的发展，人类观测的宇宙范围在不断扩大。根据天体的尺度大小，天文学的研究对象有行星尺度、恒星尺度、星系尺度、宇宙学尺度、宇宙起源等。
行星尺度包括行星系中的行星、围绕行星旋转的卫星和大量的小天体，如小行星、彗星、流星体以及行星际物质等。太阳系是目前能够直接观测的唯一的行星系。但是宇宙中存在着无数像太阳系这样的行星系统。
恒星尺度现在人们已经观测到了亿万个恒星，太阳只是无数恒星中很普通的一颗。
星系尺度太阳系处于由数百亿颗恒星组成的银河系中，银河系是一个普通的旋涡星系，银河系以外还存在着许多的河外星系。星系又进一步组成了星系群、星系团和超级星系团等更大级别的天体系统。
宇宙学尺度一些天文学家提出了比超级星系团还高一级的总星系，总星系是人类目前所能观测到的宇宙的范围，半径超过了100亿光年。
天体演化模型
对于遥远的天体，它的光线从发出到被人们所接收，要经过漫长的时间。例如对于10亿光年以外的天体，人们观察到的实际是它10亿年前的形象。这表明天体的物理性质不仅反映出其本身的形态，还反映出其所在的演化阶段。人们观测到的众多天体，实际上是很大时间尺度上的样本，能够提供它们在数亿年间的演化线索。因此根据统计分类和理论研究，天文学家可以建立完整的天体演化模型。
宇宙起源在天文学研究中最热门、也是最难令人信服的课题之一就是关于宇宙起源与未来的研究。对于宇宙起源问题的理论层出不穷，其中最具代表性，影响最大，也是最多人支持的就是1948年美国科学家伽莫夫等人提出的大爆炸理论。根据现在不断完善的这个理论，宇宙是在约137亿年前的一次猛烈的爆发中诞生的。然后宇宙不断地膨胀，温度不断地降低，产生各种基本粒子。随着宇宙温度进一步下降，物质由于引力作用开始塌缩，逐级成团。在宇宙年龄约10亿年时星系开始形成，并逐渐演化为今天的样子。
研究课题现代天文学研究的领域非常广泛，有许多非常热门的研究课题。例如：
1.微中子振荡问题
2.日震与星震
3.超新星
4.脉冲星、中子星和奇异星
5.X射线双星
6.类星体和活跃星系核
7.黑洞和吸积盘
8.γ射线暴
9.星系团10.宇宙微波背景辐射
11.重力透镜
12.重力波的探测发布于 2015-06-25暗物质和暗能量。发布于 2015-06-21　　弦理论
发布于 2016-03-24Ia型超新星。


被观测到的很多了，但是爆发的机制还在研究。传统上说的钱德拉-塞卡极限实际上和引爆机制没有直接关系。现在主流理论包括两颗白矮星的融合，白矮星从主序星吸收质量，以及三/四颗白矮星主序星搭配，多体运动...

问题在于观测证据就是找不到啊找不到，大家都觉得“说不定在极限以下就爆了呢”什么的。总之还在半瞎猜的状态...发布于 2015-06-22该提到的基本都提到了，然而这个没被提到让我有些意外：

宇宙诞生之初，正反物质的丰度应当是相同的。然而在现代宇宙学观测中，我们从未在宇宙射线里捕捉到反质子或观测到反物质组成的星系。究竟是什么原因导致反质子消失了？

俄国物理学家Sakharov在60年代提出了导致反质子消失的三个必要条件：1. CP不守恒，2. 重子数不守恒，3. 非热平衡。在粒子物理里，的确有CP不守恒的机制，那就是所谓的CKM matrix。这个矩阵包含三代夸克的mixing angle，同时还有一个导致CP不守恒的complex phase。这个complex phase确实可以解释为什么反物质比物质少，但是却不够解释为什么少这么多。所以，我们需要更多CP不守恒的来源。这既是宇宙学的一大难题，也是粒子物理的一大难题。发布于 2016-04-05宇宙其实是个巨大的黑洞，聚缩到极致就爆炸，然后膨胀，又坍塌，再聚缩，再爆炸！周而复始，人类也好，生命也罢，都是在时间缝隙里暂时的存在！发布于 2015-06-26别的星球能不能住人，太阳会不会撞地球发布于 2015-06-25