目前宇宙中熱門的研究對象有哪些？
研究目的又是什麼呢？
-----本題來自知乎圓桌?宇宙那麼大，更多討論歡迎關注。
1929年，哈勃測量河外星系距離，發現了宇宙膨脹，從而揭開了宇宙學研究的序幕。此後的90年里，人類對於宇宙的理解有了革命性的進展。大爆炸宇宙學理論從一個大膽的假說漸漸變成了堅實的理論。而通過地面和空間的天文望遠鏡，天文學家對宇宙演化和星系形成的觀測也達到了前所未有的精度。但一些關於宇宙的根本性問題，仍然沒有得到徹底的解決，令全世界成百上千的天文學和物理學研究者為之著迷。
一.大爆炸是怎麼回事？
在1929年，哈勃通過測量河外星系的距離和速度，發現銀河系外的星系，大多都遠離銀河系而去。距離我們越遠的星系，遠離銀河系的速度也就越快。這說明宇宙正處在膨脹的過程中。如果我們把宇宙想像成一塊麵包，而星系是麵包中的葡萄乾。那麼當麵包膨脹的時候，葡萄乾也會遠離彼此，而兩個葡萄乾開始時距離越遠，膨脹過程中相互分離的速度也就越快。而宇宙也是如此，當宇宙空間膨脹，星系就會隨著空間膨脹而遠離彼此。
如果我們逆轉這個過程，沿著時間向過去回溯。我們就會發現星系會向彼此靠攏。時間越早，宇宙中的物質就會越密集，而宇宙中的溫度也會越高。如果我們一直向前逆推，宇宙中的溫度會變得極端的高，物質也會極端的密集，不僅僅是星系，恆星，行星，甚至連構成這些天體的分子，原子，甚至質子中子都無法存在。最後，連今天宇宙中的物理定律也會失效。那個時刻，就是宇宙誕生的時刻。也是大爆炸宇宙學的時間起點。
在宇宙大爆炸的早期，在極其短的時間內，宇宙體積增加了10的26次方倍。但究竟是什麼物理機制推動了這種極端迅速的膨脹，人們卻還不清楚。今天，天文觀測上探索這一時期的唯一的手段，是通過引力波觀測。宇宙的急速膨脹會產生時空的漣漪，也就是引力波，它會在宇宙微波背景輻射（CMB）上留下的痕迹。但到目前為止，研究者還沒有觀察到確切的信號。在未來，會有更多的觀測設備致力於此。
圖一.Bicep2 研究組在2014年宣稱自己找到了宇宙極早期引力波留下的痕迹.但後來證明，他們看到的信號可能被塵埃輻射污染，不能成為堅實的證據。但是後續的觀測和下一代儀器正在熱火朝天進行中。
二. 宇宙的黑暗時代是如何結束的？
宇宙的早期是一個高熱高密度的地方。宇宙的各處都充滿了光明。 光子在充滿宇宙的自由電子間遊走。但是隨著宇宙膨脹，溫度漸漸冷了下來。原子俘獲了活力下降的電子。而光好像指縫間的水一樣一下子流走。從宇宙早期光子和電子最後一次散射，到第一代恆星形成之間，宇宙經歷了漫長的黑暗時代。宇宙脫離黑暗的這個過程被稱作再電離過程。
第一代的恆星是什麼時候形成的？它們有多大？它們是否能夠產生足夠的光，使得宇宙脫離黑暗時代？美國的下一代空間望遠鏡JWST很可能直接觀測到宇宙中的第一代恆星，為我們揭示這些問題的答案。
圖2. 觀測中已經證明再電離在宇宙誕生後10億年完成。但是再電離過程的細節還沒有完全解開， 參考科學網—宇宙再電離
3. 星係為什麼是現在看到的樣子？
早期的宇宙中，只存在最簡單的元素，氫和氦。這些物質也是形成恆星的原料。在宇宙早期，宇宙中物質分布非常的均勻。但由於相互之間的引力作用，宇宙中氫和氦組成的氣體雲會慢慢凝聚，坍縮，在氣體雲的中心，溫度和密度都會在這個過程中升高。當氣體雲中心的溫度超過核聚變反應的臨界溫度後，氣體雲中心就會誕生恆星。
而星系是恆星的集合體。今天的銀河系中有上千億顆恆星，這些恆星並不是一次形成的，也不完全是在今天的銀河系中形成的。宇宙早期可能只存在一小較小的星系，這些星系通過相互合併成長為較大的星系。星系形成是宇宙演化過程中重要的一環，但仍然有很多細節我們沒有搞清楚。例如：
為什麼銀河系觀測到的衛星星系比理論預期少？
為什麼星系群中的衛星星系比理論預期的更紅？
黑洞吸積過程產生的能量反饋是如何影響星系中的恆星形成的？
......
圖三.星系形成理論認為今天的星系都是由宇宙早期的小星系慢慢吸積物質，或者併合形成的。併合方式和並和歷史的不同，產生了不同的星系形態（橢圓星系或者旋臂星系）
4.暗物質本質究竟是什麼？
引力透鏡觀測和星系旋轉曲線觀測都告訴我們宇宙中存在大量的暗物質。結合宇宙微波背景輻射和星系巡天觀測，我們知道暗物質占宇宙質能組分的23%，占宇宙物質組分&>80%. 但是暗物質的本質是什麼？是一種什麼粒子？
有的理論認為暗物質可能和原子核有極其微弱的概率相撞。所以科學家建造了暗物質探測器來探測暗物質。如果探測器建在地面，探測器會嚴重受到宇宙線中高能粒子的影響。所以科學家們才把探測器深埋在地下，擋住了高能宇宙線的千軍萬馬。這樣就大大提高了暗物質探測的靈敏度。最先進的暗物質探測器採用液態惰性元素作為探測核心。如果暗物質粒子和惰性元素髮生碰撞，就會使後者高速反衝，發出輝光。可是，這種碰撞的預期幾率非常的低。研究者至今還沒有找到暗物質的蹤跡。
有趣的是，從宇宙演化的角度看，如果構成宇宙的暗物質粒子有所不同，宇宙中結構的具體形態會有非常大的差異。
圖4. 計算機數值模擬結果。Lovell et al. 2013 上圖是冷暗物質宇宙中的暗物質暈，下圖是溫暗物質宇宙中的暗物質暈. 冷暗物質宇宙中有更多小團塊。可參考拙作丟失的星系 - 天淡銀河垂地 - 知乎專欄
5. 暗能量是什麼？
1999年，兩個獨立的研究組通過測量超新星的距離發現宇宙其實在加速膨脹。而宇宙加速膨脹的神秘推手就是暗能量。暗能量占宇宙質能組分70%強。在經典的宇宙學理論中，暗能量的能量密度在宇宙的任意一點完全相同，它提供一種排斥性的引力。
可是，暗能量是什麼？是真空的能量還是愛因斯坦引力方程中的一個常數？暗物質能量密度是否隨時間演化？甚至，暗能量是否真的存在，還是說我們需要修改引力理論？從天文觀測上，我們需要結合弱引力透鏡效應，微波背景輻射，超新星觀測，重子聲速震蕩觀測等等一起來解答這個問題。
圖5.Ia型超新星是宇宙中的標準燭光，可以用來測量宇宙空間的膨脹速率，從而推導宇宙中的暗能量成分。超新星和暗能量可參考拙作 超新星—測量宇宙的燭光
我就不安利自己的研究內容了（其實我也沒臉面說自己做的那些個東西是什麼熱點）；只好想到啥寫啥，說些其他人沒說過的了（好吧，我還確實有可能把第一代恆星的相關研究當成博士論文）……
超長預警！不過圖片不多。
1. 第一代恆星（「星族 III」）的形成與演化
雖然上面已經有人提到了，但所述內容稍稍有些大。我來試試降解並具體化。
不管你贊不贊同奇性定理和大爆炸本身，在許許多多的證據面前，你也不得不承認，在極早期，宇宙是極端高溫、高密度、對輻射不透明（或者乾脆說，全宇宙都是亮的），且（相對而言）物質分布相當均勻的。那個時候，怎麼可能會有恆星存在呢？
宇宙繼續膨脹，溫度和密度下降；輻射便得以在宇宙中自由穿行，而輻射本身變得黯淡的速度，比物質變得稀疏的速度，還要快得多。宇宙很快陷入一片黑暗——現在的研究者，喜歡管這叫宇宙的「黑暗時代」（Dark Age）。
但是，黑暗不可能永續，否則我們也不會有今日的億萬星河了。於是，總有一個時候，黑暗中，誕出了第一顆恆星，第二顆，第三…… 當然，也有可能是類星體（正在吃東西的大黑洞）劃破了宇宙的黑暗，但那是另一個話題了——畢竟，恆星是人們認識這個宇宙的最基本單位之一。
那是一片與今日完全不同的星河。
這些恆星中，體型巨大者，應該不會少——至少，在那個時候，用於形成恆星的物質更加充足；再輔以其他諸多的原因，大家都認為，它們常常可以大如上百甚至幾百個太陽質量。
比如，一個可能的原因是，那個時候的宇宙，除了氫和氦之外，更重的元素非常稀少。恆星想要形成，構成它的氣體（一般叫做「分子雲」——裡頭的氫絕大多數以氫分子的形式存在），是要一邊塌縮一邊通過輻射的方式損失熱量的，否則這熱量會使氣體在達到足夠點火的密度之前達到與引力的平衡，便也不能繼續塌縮了，只好慢慢彌散。較小質量的分子雲塌縮和冷卻，受重元素缺失的影響更大，在宇宙早期也就更難形成；如是，人們便認為，第一代恆星，基本都是些巨無霸。
順帶一說，天文學家喜歡甭管他們是不是金屬都管它們叫「金屬」——記得有人考據過，原因是，僅重於氫氦的第三號元素鋰，就是個金屬。在天文學家眼裡，這個宇宙中，數量（原子數和總質量）最多的「金屬」，大概是碳和氧。當然，當物質密度比較高（比如在木星中央），直接把晶體的布里淵區擠得變形，電子便會從邊界溢出來，造成非全滿、非全控全空的布里淵區，那麼甚至連氫都會變成真正的金屬的；不過，這是另一個還算挺有熱度的研究方向，算是我沒能力胡謅的東西了。
大歸大，卻也肯定不會是無限大的——恆星的光度會隨著質量的增加而快速增加；在大約二十倍太陽質量之下，光度與質量的 3.5 到 4 次方成正比；在二十倍太陽質量以上，則與質量本身成正比。如果有無窮大的恆星，我們就會看到無窮大的光芒——可是並沒有。而且，兩百倍以上太陽質量的恆星，如果長期存在，是會留下很多東西的；但我們並沒有找到這些東西。
是什麼決定了決定了第一代恆星的質量上限呢？
人們提出了這樣一些猜測：
- 由於動力學因素，更大的恆星形成起來也會遇上困難。想提出這樣的理論，要詳細論證，究竟是何種機制或現象，使得更大的恆星反而變得更難形成了。
- 起初，形成的恆星的質量其實很大，可是，這些「超額」的恆星，通過各種途徑（比如拋射物質，或者星風——跟太陽風基本一個意思）損失了很多質量，使它們在安定下來之後，穩定在一個相對小一些的質量上。這樣的理論，必須給超級恆星損失質量的速度給出足夠好的解釋。
- 早期恆星極端缺乏金屬，所以，對大質量恆星更為高效的一種燃燒氫的機制，是難以展開的。這種機制，稱為「碳氮氧循環」；這個機制需要碳、氮和氧原子核，以此作為催化劑（嚴格地說，「催化劑」的說法是不正確的，因為碳氮氧循環並不保證反應前後碳氮氧的原子核數量不變）。如果質量大到一定程度，則這種機制的缺乏，會導致超大質量恆星無法產生足夠的輻射以抗衡自身引力，然後它們要麼炸了要麼變黑洞了。
到底哪個是對的？或是，它們都對，亦或是都不對？
以及，這樣的恆星，究竟以何種方式結束它們的生命——是超新星爆發後留下黑洞，還是直接炸個精光，亦或是根本不爆炸直接變黑洞？它們在生命的各個階段生產重元素的效率有多高？重元素在核心附近產生後流散出來的機制又與後來的恆星有什麼不同？
千千疑問，如是等等。
即將在「近期」（這個「近期」說了十幾年了……）發射的 詹姆斯·韋伯空間望遠鏡（縮寫為 JWST），就擔負了從觀測上探索第一代恆星的使命，而這也是許許多多對此感興趣的天體物理理論工作者翹首以盼的——畢竟，實實在在的觀測數據，比任何或天花亂墜或完美無瑕的理論都重要得多。
2. 超新星的爆發機制
這是 Fowler amp; Hoyle, 1964, ApJS, 9, 210 的題記；論文標題：《大質量恆星和超新星中的中微子過程和正負電子對產生》，超新星理論研究的開山之作之一。
稍有天文學常識的人都知道，質量足夠大的恆星，都會以超新星爆發的方式，結束自己作為恆星的生命。這類超新星通常是 SN II（漢語讀作「二型超新星」），也會有 SN Ib 和 Ic（讀作「一 B 型超新星」 和 「一 C 型超新星」），它們被統稱為「核塌縮型超新星」——顧名思義，人們認為，它們爆發的起點，是演化到晚期的恆星由於各種原因無法支撐自身重力，而開始塌縮，直至反彈爆發。
為啥塌縮反而會引起爆發？因為有一部分物質「塌陷」得更深——形成中子星或黑洞，而它們塌陷時釋放的能量通過某些機制傳遞給塌陷得較淺的物質之後，後者便可以得到足夠的能量「飛走」或者說「被炸掉」了。
除此之外，還有一種叫做 SN Ia （讀作「一 A 型超新星」）的東西；它們爆發的原因大致是，簡併物質的核燃燒是不穩定的——主序恆星中，如果核燃燒速率稍許增高，則溫度的升高會使得星體內壓強增加，進而星體膨脹使密度降低，由此制約核燃燒速率的進一步上升；但白矮星之類的簡併星體，壓強是與溫度幾乎無關的，因而缺乏了這種制約機制，使得穩定的核燃燒成為不可能，最後只好終結於一次巨大的爆炸。SN Ia 事實上被人們當做光度的標準，用來研究宇宙的演化歷程（可以搜索「2011 年諾貝爾物理學獎」）。
下面專說 SN II。
在我們的宇宙中，超新星實在是太常見了，平均每個足夠大的星系每大約一百年或幾百年就會炸掉一顆。考慮到可觀測宇宙中星系的龐大數目，我們每年都能找到上百個直至幾百個超新星。
按理說，這麼廣泛地存在和發生著的現象，應當早就被人類搞清楚了吧？
很遺憾，其實，說極端點兒，沒人真正明白，在核塌縮的過程開始之後，超新星裡頭到底發生了什麼……
在早期，人們設想過各種各樣的超新星爆發的機制。最主要的猜想之一是，爆發是由中微子引起的。在塌縮開始之後，恆心內核及附近被急劇壓縮到一個極高的溫度和密度；這時，物質對中微子不再透明。核心在此時釋放大量中微子，以千鈞之勢，推開了核心附近的物質，同時造成了一個非常強烈的激波（差不多算是俗稱的「衝擊波」）；而這個激波，正是炸掉外殼的根源。
可是，人們發現，這個激波，在穿越物質高度緻密的區域時，會在那裡停滯。一個停滯的激波，至多只能減緩外圍物質的流入，卻絕不會把外殼給炸開。
在 1985 年，漢斯·貝特（1967 年諾貝爾獎得主，也在 喬治·伽莫夫 那篇關於宇宙大爆炸的文章中玩笑性地掛了個名）就與他的學生髮表了一篇文章，指出了解決這個問題的可能途徑：超新星爆發時，中微子是分兩次釋放的；其中，第二次釋放，正是重新「激活」這個激波的關鍵。
這個故事比原先的複雜得多，於是受到不少質疑和爭議：一個複雜的故事，總是不受歡迎的。
但在 1987 年，大麥哲倫星系中炸了個超新星：SN 1987 A。這兄弟自爆之後，炸出了三個環，跟煙圈兒似的：
（圖片來自 wikimedia，應當是公共領域的圖片，由歐洲南方天文台的 VLT 觀測得到）
能見證 SN 1987A 的人們很幸運——俺就沒有了，那時俺父母都還沒結婚呢，俺大概還以分子形態散落在世界各地吧。彼時，全世界的天文學家和高能物理研究者（甚至包括少數搞凝聚態的——他們中有人對緻密星體的物態方程和輸運過程感興趣），都像打了雞血一般，瘋狂地工作著。幸運的原因是，這個超新星離地球相當近，使得日本的超級神岡中微子探測器可以探測到它放出的中微子。結果，人們發現，這個超新星的中微子，是分兩批到達的——這應該是 漢斯·貝特 的理論的一個重要驗證吧。然後，理論研究者們開始跟進，試圖在計算機上模擬（紙筆推導已經大大超出人類的能力範疇了），得出超新星的爆發過程，而且看上去進展頗豐。
看來是一片皆大歡喜的樣子，似乎「超新星爆發的基本機制」這一問題，從此可以像主序恆星的基本結構那樣，被歸入「已經被解決的問題」之內了？
想得美。
2003 年，這樣一篇文章，被發表在物理學界頭號期刊《物理評論快報》上，標題是 Improved Models of Stellar Core Collapse and Still No Explosions: What Is Missing?，翻譯成漢語大致是《改進的星體核塌縮模型，還是炸不掉：到底缺了啥？》
Phys. Rev. Lett. 90, 241101 (2003)
文章的作者來自德國的 馬克斯·普朗克 研究所（大致相當於德國的國家科學院）；他們在國際上都是超新星模擬領域的頭幾號人物。這一群也許算得上所謂「權威」的人們，事實上是最早發表「成功的超新星爆發計算機模擬」之類結果的那批研究組中的一個。而發表該文章前的那一陣子，他們更換了更可靠、更接近真實情形的關於中微子傳播的模型和演算法，按理說，應該做得更接近真實才是？可是，這麼一弄，「計算機里的超新星」反倒炸不開了，而且好像怎麼弄，都死活炸不掉。
此文一出，整個天文界便像經歷了一場地震，餘震至今也未完全消除。
每次擺出這篇文章，都幾乎一定會被這樣反駁：「這篇文章太老啦，結構也被假定是二維的；況且，那些都是十幾年之前的事兒了；超新星爆發的數值模擬，在那之後，肯定是取得了長足的進步的。」
確實，進步是有的；但我仍然聽得許多相關人員說，為了讓一顆「計算機中的超新星」炸開，許多參數——特別是與中微子輸運有關的參數，仍然必須被相當精細地調節才行。如果一個模型擁有眾多「自由參數」，卻被用來描述一種幾乎無比普適的現象，這至少是非常有悖於絕大多數自然科學研究者的價值乃至審美取向的。畢竟，馮·諾依曼 說過這麼一句眾所周知的話：「給我四個參數，我能擬合一頭大象；再給我一個，我能讓這貨搖鼻子。」
然後人們就只好繼續開腦洞，有把機制編寫得越來越複雜的，有另闢蹊徑、大開腦洞的（比如認為接過第一批中微子的接力棒的其實是光子；北大有一個研究組就此發過 ApJL，俺年輕的時候也在此摻和過一篇 MNRAS…… 咳咳，黑歷史，不提了），可這些東西到底有多可靠，其實誰也說不清。
不僅是 SN II；「SN Ia 到底是怎麼炸的」，至今也同樣是一個研究熱點——誠如樓上所說，原來設想的「吸積突破錢德拉塞卡質量上限」的機制，現在看來，並不是那麼可靠。不過，SN Ia 又常常在宇宙學中充當「標準蠟燭」，所以這方面的研究，弄不好還會牽一髮動全身，影響到宇宙學的某些結論。
SN Ib 和 Ic 又是另外的故事了，在此按下不表。
這些問題其實都不是壞事：從科學史來看，一個或一系列懸而未決的問題，往往更能引發和帶動更深入的研究和思考，帶給人們更多的驚喜。時至今日，幾乎每一個開設天文/天體物理方向的主要學校或研究所里，都幾乎一定有一個教授/研究員認真從事相關的理論或觀測研究工作。
騷年，你也來炸一發不？
3. 黑洞
受到某些對廣義相對論完全無知、對數值分析比無知就好那麼一點的研究人員影響，有人會認為，「黑洞是否存在」，應當是個足夠熱門的研究課題——你看霍金他們不整天都在吵這個么？
哎，霍金和 Kip Thorne 他們吵的東西，與這些連電磁場的能量——動量張量都不知道怎麼寫然後聲稱輻射場沒有引力效應、不明白事件視界定義然後硬把粒子視界當事件視界說事兒的人們吵吵的東西，根本就不是一個東西。
北師大的趙崢老師下課時與我們聊天，說道，在每一個還可以的大學的物理系，你都能找到許多懂得量子場論的人，而且很少有人就量子場論的事情發表奇怪意見，因為這些奇怪意見很快就會遭到懂行者的批駁乃至嘲笑；可是，廣義相對論的境遇，就要差得太多，能反駁某些似是而非的奇談怪論者，往往都是些嘴上無毛的學生——沒辦法，大部隊都去干凝聚態了……
現在，靠譜的研究者們對黑洞的關注，其實集中或相近於更接近觀測的方面。下面舉三個例子，順序大致是，更接近觀測 --&> 觀測與理論交匯 --&> 更純粹的理論。
- 超大質量黑洞與宿主星系的關係。
眾所周知，星系中心，常常會有一個（少數情形下不止一個）超大質量黑洞。名字裡帶了個「超大質量」，質量自是不小；可它們比起宿主星系，卻又實在是小得可憐——比如，銀河系中心的黑洞質量是四百萬倍太陽質量，而銀河系的總質量是一萬億倍太陽質量。
詭異的事兒來了：人們發現，這黑洞比起整個星系固然是小得可憐，但它卻與整個星系的許多重要性質有明顯關聯。
人們一度認為，星系的形成和演化的時間線上，充斥了各種各樣的吞併。在許多次吞併過後，由於中心極限定理，起初並無關聯的黑洞性質與星系整體性質，便會出現許多「關聯」。可是，這個假說被觀測推翻了：它所給出的宇宙歷史上的活動星系核（簡稱 AGN，差不多就是星系中心那個黑洞正在吃東西時的樣子）的光度的統計數據，與觀測完全不符（呃，其實俺當時也參與了這事兒，只是那個項目最後爛尾了）。
於是，人們便更傾向於認為，是活動星系核吃東西時那部分「落下」或者「吃不了吐掉」的「食物」，遠離黑洞之後，對整個星系構成了影響——此所謂「AGN 反饋」。可這「反饋」的故事，也是越寫越複雜，還得把黑洞本身長大的物理過程牽扯進來。人們在對此事充滿興趣時，也不得不留個心眼，免得理論研究者們哪天喝高了，又開出什麼八竿子捅不著的腦洞來。
- 黑洞附近的時空幾何對黑洞附近吸積流的影響。
電影 Interstellar 中，那個巨大黑洞的樣貌，隨著電影一同深入人心。當然，這裡糾正很多人的一個錯誤認識：那個黑洞的影像中，吸積盤是側對我們的那個圓環，正對我們的圓環，是吸積盤發出的光在黑洞附近繞彎之後形成的像。
黑洞吞吃周圍物質（就是所謂「吸積」，吸引和積累）時，由於角動量守恆，這些物質只能耗散掉平行於角動量方向的運動，而最終形成一個盤狀物，物質在盤上一邊公轉一邊慢慢往裡走（其實也有少量物質在慢慢往外走，在此按下不表），是謂「吸積盤」。吸積盤之中，在足夠接近黑洞之處，會被輻射充盈；輻射在此有著傳遞能量和製造壓強的作用，這都使得吸積盤有著自己獨特的結構。
但，既然在黑洞附近，光線所行走的時空，自是被黑洞嚴重彎曲過的（不太建議用「扭曲」，因為「扭」在數學上有其不同於「彎」的內涵，會蘊含著一個叫做「撓率」的東西；撓率的存在，又會導致很多其他的新奇現象，有人甚至提議用撓率模型替代暗物質模型，在此不表）。這種彎曲，會使得輻射的傳遞過程變得不同尋常。這會對我們目前對黑洞吸積盤的認識產生多大衝擊？我所認識的幾個大牛，已經一頭扎了進去，想要弄出個所以然來。
- 黑洞信息問題。
人們常說，黑洞只有「三根毛」：質量，角動量，電荷量；只需這三個量，應該就能描述這個黑洞了。而黑洞在蒸發時，放出的輻射，也是僅僅與這三個量有關係的，而不會攜帶任何其他信息。看來，物體掉入黑洞時，它所攜帶的信息，看樣子全都丟失掉了。
等等。不是說有 AdS-CFT 對偶么？這套理論說，正在蒸發的黑洞的時空結構，可以被在數學上一一對應地嚴格映射為另一種理論，而這「另一種理論」中，信息是嚴格守恆的。與此同時，蒸發的黑洞，可以是以某種特定狀態吸積的黑洞的反演；如果正確量子引力理論是 CPT 不變的，則黑洞在吸積時，其本身也應該嚴格地使信息守恆（趙崢老師曾經試圖從熱力學非可逆過程來解決這個問題，但這應當是跑偏了）。
這兩點之間的矛盾，常被稱為「黑洞信息佯謬」。（說錯了不要揍我，以上內容都來自 Joseph Polchinski 來作報告時俺做的筆記，俺的知識太淺薄，只能將將聽懂一點，可能會記錯東西；況且，我自己也不是專門做這個的……）
那麼，在黑洞的事件視界（被視為黑洞的邊界）處，是不是可以有什麼「防火牆」，阻止黑洞內的信息外泄？或是，更激進地，我們關於時空的雙曲性的假設存在問題？
這些問題，大概得等著世界上最聰明的那些腦袋們來解決了。
4. 高能天體物理儀器
我們怎麼看天上的東西？
答曰，廢話，這還不簡單，用望遠鏡唄。
呃，這還真不一定是個簡單的問題。想做個 X 射線的望遠鏡，真是難上加難。
看官說了，我就知道地面上的 X 光機滿大街的醫院裡頭都是，你咋說 X 射線不容易看呢？
啊，X 光機所看的，不過是個影子而已；近處的東西，看個影子，當然能看個大概；可咱要是想給遠處的東西照個相，靠影子可就不好使了。
想做望遠鏡，第一步，便是將光線（甭管他什麼「光線」，無線電波也好，紅外也好，可見光也好，紫外也好，X 射線也好）聚焦；而聚焦所需的事兒，是改變光線的方向。
這還不簡單？凸透鏡也行，凹面鏡也行啊，初中物理課早都教過了嘛！
問題就出在這裡了。對於幾乎所有材料來說，X 射線在其中的折射率，都幾乎是 1。這就意味著，X 射線基本不可能被任何常見材料折射。就算某些能量的 X 射線能在某些材料中被有效折射，可這種事兒往往發生在某些特殊的能量值附近，而且色散特別大——戴眼鏡的、拍照的，大概都知道「色散太大」會是一種什麼樣的折磨，而這些色散在 X 射線在那些特定能量處所遭遇的色散完全不能比。
同時，靠反射也不行。X 射線——特別是能量比較高的 X 射線——能輕易穿透很多東西（否則也不會拿它做身體檢查了）。而且，畫過光路的人都知道，一個普通的凹面鏡在對遠處物體成像時，是會有入射角接近零度（或者說，掠射角——90 度減去入射角——接近 90 度）的時候的；然後我們來看看 X 射線反射率與掠射角的關係：
（圖是從 Harvard CXC 網站上扒的）
掠射角還不到 60 角分（還不到一度！），反射率就基本上變成零了；這個凹面鏡還咋做啊……
人們想到了替代的辦法。你凹面鏡的樣子，不是差不多能算是拋物線（面）的底部么？反正拋物線對平行光的聚焦性質在各處是相同的，那我用拋物線的上頭來做，這不就增大了入射角（減小了掠射角）么？對了，純粹的拋物面，會導致離軸光線聚焦質量急劇下降，那我們再上個掠射的雙區面來改正一下吧。整個東西看上去就像這樣：
（圖是從 STSCI 網站上偷的）
別急，事兒還沒完。這個系統有好幾個嚴重的麻煩：
- 有效面積太小。你做了個很大的反射體系，結果卻只能收集到圓筒範圍內的 X 射線的一小部分——您應該知道「投影」這個詞是什麼意思吧；
- 焦距太長（否則掠射角又得變小，先前的努力又白費了），這會導致望遠鏡的視野過小；
- 最重要的，X 射線+掠入射，對鏡面的加工精密度和準確度都提出了變態的要求。想要良好成像，反射面所應有的最大不平整度，大致是正比於你想成像的波長的。射電望遠鏡的主「鏡面」，可以粗糙成這樣：
這是 Arecibo 射電望遠鏡的「主鏡面」——這連個面都不是，根本就是個架子嘛——射電波的波長夠長，這個徹底夠用了。我們日常所見的鏡面，自是光可鑒人，可那個東西對 X 射線來說就跟砂紙一樣。錢德拉 X 射線望遠鏡，主鏡面直徑 2.7 米，加工精密度：正負 1.3 微米。
這是 Arecibo 射電望遠鏡的「主鏡面」——這連個面都不是，根本就是個架子嘛——射電波的波長夠長，這個徹底夠用了。我們日常所見的鏡面，自是光可鑒人，可那個東西對 X 射線來說就跟砂紙一樣。錢德拉 X 射線望遠鏡，主鏡面直徑 2.7 米，加工精密度：正負 1.3 微米。什麼概念？正負一萬個原子。
這是 Arecibo 射電望遠鏡的「主鏡面」——這連個面都不是，根本就是個架子嘛——射電波的波長夠長，這個徹底夠用了。我們日常所見的鏡面，自是光可鑒人，可那個東西對 X 射線來說就跟砂紙一樣。錢德拉 X 射線望遠鏡，主鏡面直徑 2.7 米，加工精密度：正負 1.3 微米。麻煩這麼多，咱還是別玩兒了吧…… 可是，正在吸積的中子星、黑洞什麼的，可一直在發射 X 射線呢，而且這些 X 射線揭示的都是最接近星體那部分區域的結構；難道就這麼不看了？
這時候就輪到財大氣粗的美帝出場了。錢德拉 X 射線望遠鏡，正面硬扛以上麻煩，大力出奇蹟；造價：16.5 億美元，1999 年幣值。對了，地球大氣還會把 X 射線擋個精光，你得把這玩意兒送上天，於是又花掉三億美元發射費用；後續的運行、監控、給科學家撥款吃飯，還得再砸進去三個億。
國內也很快要發射一個 X 射線調製望遠鏡（通過某種有點兒像「掃描」的特殊手段間接成像，避免以上部分困難）；你現在知道這有多不容易了吧。
錢德拉望遠鏡要是哪天壞了（這很有可能發生，前一陣子那台專門找太陽系外行星的開普勒望遠鏡就壞了），做 X 射線天文學的研究人員中，起碼有三分之一會有飯碗問題。況且，就算是美帝，也會有揭不開鍋的時候…… 怎麼辦呢？用廉價輕質材料，犧牲成像精密度，換取更有效的 X 射線光譜觀測，這便是 NuStar 望遠鏡。
還有。了解射電天文學的人，大致都知道，射電天文中，有一個被稱為「長基線干涉技術」的觀測技術，通過組合相距較遠的兩台或多台射電望遠鏡的觀測數據，等效地擴大望遠鏡口徑以提高解析度。University of Colorado at Boulder 的一幫大牛，打算把相近的技術，運用在 X 射線上：
http://casa.colorado.edu/~wcash/interf/Interfere.htm
這個東西，若是哪一天被扔上天了，一定是大快所有（搞 X 射線天文的）人心的大好事。
如果能量再上升，掠入射系統也會不好用了。這時，人們採用一種叫做「編碼板」的技術。這大致是對小孔成像的拓展：編碼板本身是一塊兒有些地方透光有些地方擋光的板子；使用時，記錄下編碼板的影子，再與編碼板本身的形狀進行一種叫做「自相關」的數學運算，便可以大致得出天體的影像。所以，下面這個東西上，那個黑黑白白的「Coded Aperture Mask」，其實也是個望遠鏡的「鏡」：
（這是 SWIFT 空間天文台的圖片）
不得不說，這麼做，實在是無奈之舉。如果誰能發明一種對高能 X 射線真正更好成像的技術，相信我，他可以考慮買套禮服，等著斯德哥爾摩的電話了。
再往上加能量，便是所謂的「對產生望遠鏡」，通過對高能 gamma 射線光子產生的正負電子對的路徑的記錄，得到原本的 gamma 光子的信息，「代表作」是 Fermi LAT ：
（圖片來自 http://stanford.edu）
可這個「望遠鏡」的解析度就更是感人了…… 雖然也不耽誤它做出許多重大發現。有沒有更好的辦法呢？人們也正在尋找……
繼續往上加能量。此時，不管來者是光子、電子還是質子（其實質子最多），都會在地球大氣裡頭引起切侖科夫輻射：
（來自 http://mpi-hd.mpg.de，馬普的高能所的網站）
大致就是一個高能粒子打出一堆稀奇古怪亂七八糟的東西，然後這些東西裡頭的光子被「切倫科夫望遠鏡」——專門盯著這種東西看的望遠鏡——給看到了（圖中還畫了其他儀器，按下不表）。這是一套叫做 VERITAS 的切倫科夫望遠鏡：
說這幾個望遠鏡整天在看空氣，真是完全準確的——畢竟，切倫科夫光就是從空氣里來的。
順帶一說，這些引起切倫科夫輻射的高能宇宙線的能量，不知比 LHC 高到哪裡去了。那些整天阻止 LHC 說這要毀滅地球毀滅宇宙的傢伙，真是無知至極：他們不知道，宇宙中無時無刻不在產生幾百萬到幾億倍於 LHC 能量的超級高能粒子。人類歷史上記錄過的最高能的粒子，被人們叫做「Oh-My-God 粒子」的那個質子，所攜帶的能量有 50 焦耳，等於一支能殺死人的高級氣步槍的子彈出膛時的能量，是 LHC 能量的三億倍。
現在，許多做高能物理實驗的人，已經把目光轉向天空了。
5. 宇宙的大尺度結構的形成和演化
哥白尼身後，留下了一個比「日心說」更為廣泛的「哥白尼原理」：
宇宙中，不應該有特殊的方向，也不應該有特殊的位置。
這個說法對不對呢？在整個宇宙的尺度上，這個假定是正確的。但是，要是這個假定完全正確，那宇宙就不是我們看到的樣子了：那樣的宇宙，便不會有行星，不會有恆星，不會有星系，不會有星系團，不過是一鍋均勻的湯而已。
許多人都知道微波背景輻射——它是瀰漫在宇宙中的無處不在的微波輻射。它之所以被認證為「具有宇宙學的源頭、是整個宇宙的性質」而非「某個天體發出的輻射」，乃是因為，這種輻射來自所有方向。當年，當這架架設在新澤西州普林斯頓市附近（所以他們不久就得到了普林斯頓的詹姆斯·皮博斯教授的指點，開始往宇宙學意義上考慮這件事兒）的天線第一次接收到這種無處不在的信號時，那兩位後來得到諾貝爾獎的工程師還一度以為，這個信號是天線里築巢的鴿子搗的鬼（它實在是太靈敏了），於是爬進去掏鳥窩，順便當一回鏟屎官（他們在論文中，也留下了關於「鳥類的白色排遺物」的記載）：
（圖片摘自 Inflation, Dark Energy, And The Physics Of Spacetime [Starts With A Bang]）
而且，它在各個方向上顯示出幾乎相同的性質：輻射的強度和輻射譜的形狀，都是幾乎完美的黑體譜（所謂黑體譜，其實就是「標準」的熱輻射）：
（圖源：Wikipedia；版權屬於公共領域）
但是，「幾乎相同」，並不是「完全相同」；如果真是完全相同，那麼，宇宙就不會有那麼豐富多彩的結構。在各個方向上，微波背景輻射的強度（被對應於溫度）有著微小但重要的起伏，起伏的幅度大致是萬分之一到十萬分之一。
人們在研究中發現，這起伏正是宇宙早期相當均勻時微小密度漲落的遺迹。如果這萬分之一的起伏不存在，宇宙也便不會有今日多彩的結構。而了解這起伏的結構，便能揭示宇宙早期的結構，而這早期結構的信息，對研究宇宙的演化歷程是非常重要的。
（圖取自 Max Tegmark 的個人網頁：The Universes of Max Tegmark）這便是微波背景輻射漲落的全天圖（是一個球面，映射為橢圓，就跟某些世界地圖一樣：Aitoff projection），暖色表示溫度高於平均，冷色則為低於平均。
與其計較這一堆密密麻麻的小點兒每個都是啥，不如研究它們的統計意義。如果對這個全天圖做球諧函數展開（可以理解為求取這個全天圖的「空間頻率」下的譜，思路與通過傅里葉變換求取某個信號的譜是一樣的，只是球面函數的正交基是球諧函數），就像你在電腦上用某些播放器聽音樂時在播放器窗口裡看到的聲音的譜那樣：
啊，上面這個是聲音的譜，下面才是微波背景輻射的譜：
啊，上面這個是聲音的譜，下面才是微波背景輻射的譜：
（圖取自 LAMBDA - WMAP Images，作圖者為 Hinshaw et al）圖中最高的那個峰在 1 度附近，而這 1 度，便對應著宇宙在進入黑暗時代之前的「聲波」所能傳播的最遠距離，除以那時的輻射傳播到我們所走過的距離。在進入黑暗時代之前，整個宇宙幾乎都是「亮的」；大量的輻射和物質緊密地結合在一起，輻射如彈簧，物質如小球，缺了其中一樣，這種聲波都出現不了。而在進入黑暗時代之後，甚至在宇宙重新被「點亮」之後，這個起伏的信號（那個最高的峰，以及後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來，直至今天。
（圖片取自 CMB Introduction）
但在此之後，輻射不再與物質緊密作用。這時，在大尺度上，物質便不能與自己的引力抗衡，要塌縮、團聚，形成各種各樣的結構了。而上面提到的那些密度起伏，便是這塌縮與團聚的起點和「種子」。
這便是所謂「宇宙網」的來源——糾正樓下某個回答，這種東西早在七十年代就被預言，而且得到了非常認真的對待：Harvard 天文系在 1977 年便開始通過觀測收集相應信息了。
人們又是怎麼研究這些東西的凝聚呢？先做個類比（感謝機油 Emmanuel Schaan 提供思路和圖片），擺一張城市夜晚燈光圖：
這是由衛星拍攝的美國東北部地區夜晚的燈光。在圖中，我們看到了人類的「塌縮和團聚」，可我們要怎麼才能展示這塌縮和團聚的程度，以顯示與下面澳大利亞的充滿了蠻荒野性的衛星夜景的不同呢？
辦法是，用一種叫做「相關函數」的東西。這「相關函數」說的是，在離某個光點距離某處時找到另一個光點的幾率——請看下圖左的紅、藍、綠圈與下圖右的紅、藍、綠點的對應（感謝 Emmanuel Schaan 製圖）：
我們注意到，以上圖左圓心處的城市為中心，紅圈事實上是這個城市自己，藍圈上基本沒啥東西，綠圈上則分布著許多其他城市。上圖右中，紅點附近的下降速度，顯示出城市的典型大小；綠點處的峰值，便顯示出近鄰城市之間的典型間距：基於某些原因，城市之間的典型間距會是一個相對穩定的數值。
如果，一個光點就是一個星系，一個城市就是一個星系團，那麼，用同樣的辦法，我們便能確定星系團的典型尺度，以及它們與近鄰星系團的典型間距。如是，我們便能得到關於宇宙在比星系團更大的尺度上的信息，進而研究宇宙在這個尺度上的結構的形成與演化（因為，更遠處的星系團們，給我們顯現的，乃是宇宙在更早時候的樣子）。
常說城市燈光是「星羅棋布」，現在看來，這個類比還真有意思，只是「星」要被換成「星系」了。上面那幅圖中，就有著十萬個這樣的星系，於是我們便能看到有「空洞」和「團聚」的結構，也有了下面這張相關函數圖：
（圖片摘自
這些東西還有什麼作用呢？人們在研究中發現，隨著宇宙的膨脹，這個「典型距離」在宇宙的不同「深度」（因為光速有限，這不同「深度」便對應著不同時期）處的數值不太一樣。但是，如果我們通過一個變換，將宇宙膨脹的帶來的影響消除掉，那麼這個距離卻應該在各處保持幾乎不變——這個距離，大致就是剛才說的微波背景輻射的峰值所對應的那個距離。
在宇宙學中，一個「幾乎不變」的東西，實在是太重要了——與「光度——周期關係幾乎不變」的造父變星、「光度——光變曲線關係幾乎不變」的 SN Ia 一樣，這個典型距離，可以當成距離測量的標準，就像你可以通過看一把尺子在不同位置處看起來有多長來判斷這個尺子的距離一樣。這就是人們為什麼費盡努力觀測宇宙深處的星系——這個距離與宇宙學紅移的關係，直接揭示了宇宙的演化歷史。與此同時，這些觀測還能給出其他方面的許多信息，這裡就不詳細論述了。
拖拉三天，終於寫完了。放一張 SDSS（斯隆數字化巡天）所用望遠鏡的圖片作結：
之前的答主們都說了很多熱門，基本上涵蓋了宇宙中熱門的研究對象。但唯獨對於引力波探測，這一諾貝爾獎大熱課題，沒有什麼介紹。那我就來簡單列舉一些探測手段說說吧，畢竟是本學渣的知乎處女答。
目前用於探測空間引力波的手段主要有：激光干涉儀(LIGO, VIRGO, LISA, eLISA, etc)、脈衝星測時陣列(Pulsar Timing Array)、宇宙微波背景輻射的偏振(B-mode Polarization)等手段。探測的引力波頻率範圍和相應的引力波源如下圖所示：
圖1：引力波頻率範圍，不同引力波源對應不同探測手段(credit:
圖1：引力波頻率範圍，不同引力波源對應不同探測手段(credit: http://www.ast.cam.ac.uk/sites/default/files/assets/images/research/cosmology/gravitational_waves/GWspec.jpg)
1、激光干涉儀(Laser Interfeometer)引力波探測干涉儀的基本原理其實就是邁克爾遜激光干涉儀的設計思路：當引力波通過干涉儀時，會使激光傳播路徑發生變化，激光干涉的相位也產生微弱變化，通過測量這種微小變化去捕捉引力波信號的信息。當然，這種測量方法對臂長的要求極高，擁有足夠長的臂長才能保證靈敏度足夠高到去探測理論預言的不同波源的引力波信號。
圖2：邁克爾遜干涉儀(credit:
圖2：邁克爾遜干涉儀(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儀，臂長只有4公里，到目前為止還達不到探測引力波的靈敏度需求。在LIGO的基礎上，又有VIRGO，Advanced LIGO等新LIGO項目被立項，這種地面干涉儀無法避免的問題就是地質活動對信號的干擾，甚至有的人類活動造成的雜訊都會比引力波信號大很多。
圖3：LIGO引力波觀測站(credit:
圖3：LIGO引力波觀測站(credit: http://www.ligo.caltech.edu/~ll_news/s5_news/s5004.jpg)
LISA(Laser Interferometer Space Antenna)是空間激光干涉儀，是一個等邊三角形的激光干涉陣，臂長設計為500萬公里，與地球同步公轉繞日運動。第一次看到這個設計圖還是我大一在華科引力中心聽一個德國老教授報告的時候，那時就覺得這個設計太美了！不僅結構非常對稱，而且靈敏度很高，能探測很多種源的引力波信號。放在空間的優點在於避免了地面上的雜訊干擾，缺點也在於它是空間衛星，項目的成本非常高，對技術的要求更高。如何讓三顆衛星精確的落在等邊三角形的三個頂點，然後構成一個完整的體系隨地球繞日公轉，這都是難度極大的航天工程。到目前為止，LISA項目由於經費不足已經處於暫停狀態，但歐盟那邊想單獨弄一個eLISA項目，臂長設置為100萬公里(LISA的1/5)。做不了大三角板，我們可以從小三角板開始嘛~
圖4：LISA空間探測衛星(credit:
圖4：LISA空間探測衛星(credit: https://www.physik.hu-berlin.de/en/qom/research/freqref/lisa/lisa.jpg)
2、脈衝星測時陣列(Pulsar Timing Array)說到脈衝星，其實也就是我從物理轉天體物理最早接觸的課題。我們測得的脈衝星每個自轉周期掃過地球一次，周期非常穩定，有的毫秒脈衝星(Millisecond Pulsar)的周期可以穩定到和原子鐘一樣精準。脈衝星測時陣列的基本原理就是通過精確測定不同方位的毫秒脈衝星的到達時間，再通過減去測時理論模板的預言時間，得到測時殘差。然後把不同的脈衝星測時殘差做相關，得到不同脈衝星的相關係數與方位角度差的關係，再去與引力波造成的影響對比，測出引力波信號。說了這麼多具體原理，其實就一句話：引力波經過地球時會使脈衝星的到達時間發生變化，這種變化是可以通過PTA測出來的。可以類比圍棋，你在棋盤的不同位置落子，就能控制一塊區域，你的地盤的「引力波」就由你來掌控。PTA的方法藉助於宇宙中的脈衝星，看似渾然天成，不需要人類的成本，其實對於脈衝星的自轉周期穩定性要求極高，也需要很多高測時質量的脈衝星。再者，一般都需要累積5年以上的測時數據才能達到測量引力波的靈敏度要求。看來，自然的力量是需要滴水石穿的。
圖5：脈衝星測時陣列(credit:
圖5：脈衝星測時陣列(credit: http://astrobites.org/wp-content/uploads/2012/11/PTAs.gif)
3、宇宙微波背景輻射的B模式偏振(B-mode Polarization CMB)說到CMB的偏振，去年的BICEP2探測器的那篇文章確實一度讓物理學界歡欣鼓舞。但後來Planck衛星的數據表明在BICP2探測的區域，銀河系塵埃對B-mode偏振造成的影響非常顯著，無法排除，這一結果就近乎夭折了。嚴格意義上，測量CMB偏振並不能說是引力波的直接探測。基本的引力波探測要給出引力波的強度和頻率，而這種探測手段只是通過微波背景輻射的偏振模式去間接得到原初引力波存在的證據。關於CMB偏振去探測原初引力波的構想，故事說來話長，你得要知道為什麼Alan Guth會提出宇宙之初經歷過一個暴漲(Inflation)階段的理論，還要知道這一暴漲是怎麼產生引力波的。簡單來說就是，我們假設宇宙誕生之初有一個暴漲階段，這一階段的時空指數膨脹，時空的變化會造成引力波輻射，這一原初引力波經過很長時間的傳播，到達人類所在的時空已經很微弱了。一般來說，CMB偏振有兩種模式，E和B模式。原初引力波看似「隱身」般的存在，卻在宇宙微波背景輻射的B模式偏振中留下「足跡」(具體物理過程很複雜，這裡不予詳細討論，感興趣的讀者可以去查閱相關理論文獻)。測得CMB的B模式偏振，就可以間接得到原初引力波存在的證據。這就是BICEP2的目標，同樣也是Planck衛星的一項重要任務。
圖6：BICEP2測得的宇宙微波背景輻射的B模式偏振(credit: http://www.wired.com/images_blogs/wiredscience/2014/03/b_over_b_rect.jpeg)
目前，引力波當然還沒有被探測到。不過隨著設備的革新、升級，靈敏度的提高，我們能看到，不同探測手段的靈敏度已經進入理論預言的引力波源的範圍了。國際上，這些不同探測手段的競爭也是異常激烈，到底誰會先探測到呢？讓我們拭目以待！
圖7：引力波譜及相應的探測項目(credit:
路過補充一下尋找系外行星的直接成像法。
現在直接成像法尋找行星主要是在近紅外波段開展，目標主要是一些年輕的恆星（&<~100Myr）。因為年輕的恆星周圍的行星往往也剛形成不久，其本身的溫度還非常高，所以就容易在紅外波段捕捉到它們的輻射。上面@山醒用的資料庫對直接成像法的發現的行星准入標準比較嚴格，對行星的質量、軌道半長軸等都有要求。如果根據不那麼嚴格的exoplanet.eu的資料（2015.6.26查閱），現在通過直接成像法發現的系外行星一共有59顆。當然有一些質量過大，能否稱為行星尚存在爭議。剔除質量大於13個木星質量（一般認為這個質量是行星和褐矮星的界線）的，剩下還有26顆。
下面補充一下直接成像法探測行星的技術
因為行星的光芒相比恆星非常暗淡，所以要將系外行星直接拍下來並不容易。基本的觀測儀器設計就是星冕儀，就是在視場中央加一個遮光碟，將來自恆星的光擋住，然後就能觀測到恆星周圍暗淡的恆星以及原行星盤。然後相應的觀測技術也非常重要，大家比較熟悉的自適應光學技術（https://zh.wikipedia.org/wiki/%E8%87%AA%E9%80%82%E5%BA%94%E5%85%89%E5%AD%A6）自不必說，在直接成像觀測中還有一些技術來消除恆星的光的干擾，比如ADI（Angular Differential Imaging）技術：
（來源：
（來源：A short introduction to Angular Differential Imaging）
其基本原理是，地平式望遠鏡（現在地球上8米以上級別的望遠鏡都是地平式裝置）在跟蹤天體的時候，視場會繞著視場中心旋轉（像場旋轉），換言之恆星周圍的行星也會跟著轉，但因望遠鏡支架在觀測過程中是不會旋轉的，因此其造成的衍射紋等各種雜訊也不會旋轉（參見為什麼星星看起來是十字形的？ - 生活常識）。設想，因為衍射紋的位置和形狀基本相同，而每張圖片中行星的位置不同，如果我們將不同時刻得到的圖像相減，就能消除中心恆星產生的雜訊從而探測到靠近恆星的行星。當然實際應用的時候會用更複雜的演算法來消除恆星產生的雜訊，來得到行星的圖像。
（來源：
（來源：A short introduction to Angular Differential Imaging）
這裡給出了ADI數據處理的一種步驟，先根據觀測的圖像（Ai)得到一個平均的恆星雜訊圖B，然後從每張Ai上減去B得到Ci，然後將Ci經旋轉抵消像場旋轉後得到Di，最後合成行星的圖像E。圖中的紅點表示行星的位置。
然後觀測原行星盤通常會使用PDI（Polarimetric Differential Imaging）技術。這個技術的原理簡單來說就是星光被原行星盤的塵埃散射後是偏振的，而直接來自恆星的光不是偏振的，因此可以通過偏振觀測+後期處理得到原行星盤的像。
現在一般都會用一些專門設計的儀器來進行直接成像觀測，比如Gemini望遠鏡的行星成像儀GPI，VLT的SPHERE，以及昴星團望遠鏡的HiCIAO等等。放幾張圖：
夏威夷昴星團望遠鏡拍攝的系外行星GJ 504b圖像（Credit: NAOJ/Subaru）
夏威夷昴星團望遠鏡拍攝的系外行星GJ 504b圖像（Credit: NAOJ/Subaru）
歐洲南方天文台甚大望遠鏡VLT的行星成像儀SPHERE拍攝的HR 4796A周圍的原行星盤，人稱「索倫之眼」（Credit: ESO/J.-L. Beuzit et al./SPHERE Consortium）
歐洲南方天文台甚大望遠鏡VLT的行星成像儀SPHERE拍攝的HR 4796A周圍的原行星盤，人稱「索倫之眼」（Credit: ESO/J.-L. Beuzit et al./SPHERE Consortium）
夏威夷昴星團望遠鏡拍攝的SAO206462周圍的原行星盤，可以看到它有非常明顯的旋臂結構，可能是潛在的行星導致的（Credit: NAOJ/Subaru）
夏威夷昴星團望遠鏡拍攝的SAO206462周圍的原行星盤，可以看到它有非常明顯的旋臂結構，可能是潛在的行星導致的（Credit: NAOJ/Subaru）
此外，近紅外波段只能捕捉到原行星盤表面的塵埃分布，要研究原行星盤中的其他物質（比如氣體，以及行星盤內部的塵埃），就需要藉助其他波段，特別是射電觀測。現在射電波段有一個利器ALMA，它可以獲得和光學/紅外波段相媲美的解析度。那張著名的HL Tau的圖就是它的傑作（有人放過了就不放了）。
然後再稍微說一說另一個熱點：浮遊行星（free-floating planet），不過IAU建議叫它們sub brown dwarfs 也就是亞褐矮星，也有叫Planetary Mass Object(PMO)就是行星質量天體。簡單來說就是質量和行星相當，但是不圍繞任何恆星公轉的天體，有研究（Sumi et al., 2011）認為它們的數量可能有銀河系恆星數目的兩倍。已經發現的浮遊行星有CFBDSIR 2149-0403和PSO J318.5-22等等。它們的形成一開始被認為是行星形成過程中從恆星邊上甩出來的，不過現在有理論認為它們是自己從分子雲塌縮形成的。現在有一批人就專註於在恆星形成區里尋找這樣的天體來研究它們的形成，這項研究很可能改寫我們對於恆星和行星形成的認知。謝邀！
這真是個宏大的問題呢，作為一個新手，我只能聊聊自己有所了解的少數領域了。
1.系外行星（exoplanet）
系外行星的發現，對於現代天文學來說，如同開闢了新的大航海時代。雖然在1992年就有人用脈衝星自轉的細微變化推算出兩顆系外行星（後來增加到四顆），但真正掀起革命的還是1995年Michel Mayor利用高精度光譜儀的視向速度法（radial velocity，簡稱RV）發現的飛馬座51b。這是人類第一次發展出實用而系統的探測系外行星的方法：利用行星對恆星位置的微擾產生的恆星光譜多普勒頻移推算出行星/恆星的質量比。
這其實是天文光譜學發展的必然結果，只是大家之前都想著研究各種雙星的光譜，沒想到去研究頻移小於100m/s的部分。目前最新的光譜儀已經能把視向速度的精度提高到1m/s的量級，這意味著即使你在光譜儀前來回走動，它都可以從你膚色的多普勒頻移推算出你走路的速度！關於RV的最新衛星是ESO搞出的CODEX，這個計劃裝在「歐洲極大望遠鏡」（E-ELT，口徑39.3米）的超高精度光譜儀計劃使用光梳作為頻標，達到變態的2cm/s的精度！這個精度意味著CODEX可以輕鬆探測到軌道和質量都和地球類似的行星（地球對太陽的視向速度擾動大約為0.1m/s）！
RV法雖好，但畢竟需要高精度光譜，對觀測對象的亮度要求較高。但是視亮度高的恆星畢竟不多，而且大多數的實際亮度對於維持一個宜居系統來說都太高了，為了向發現第二個地球更進一步，人們又搞出了新的觀測手段：凌星法。這種方法聽起來非常簡單粗暴：行星軌道若處於恆星視線附近就會產生遮擋，如果能探測出周期性的亮度變化就可以得到行星的周期（在排除其他可能性的情況下）和行星相對恆星的大小。如果有多顆行星，它們之間的微擾會導致凌星周期的變化，利用這一點在加上一些動力學計算/模擬，可以更好地約束它們的軌道參數，甚至推出未發現的行星。
很容易看出的是，凌星法需要長周期的持續觀測，但地面上由於天氣變化，很難提供一個穩定的亮度數據，所以最好的辦法還是上太空。2009年，Kepler發射，目前為止，它一共給我們貢獻了超過1000顆確認的系外行星！
這六年時間裡，kepler在繞日軌道上始終指向天鵝座附近的天區。而在每個觀測周期內（長達數月），kepler的指向精度是sub-pixel級別：每顆恆星始終位於同一顆像素上！直到2013年八月，三顆陀螺儀中有一顆故障，此後便轉向其他目的的觀測（例如星震）。
wiki上一副不錯的統計圖，綠色是凌星法發現的行星數量，藍色是RV。當然，這裡的日期並不是觀測日期，而是數據經過分析後確認發布的日期。
wiki上一副不錯的統計圖，綠色是凌星法發現的行星數量，藍色是RV。當然，這裡的日期並不是觀測日期，而是數據經過分析後確認發布的日期。
2. 恆星形成早期的恆星形成理論是比較孤立的，主要研究單個恆星的形成。目前的恆星形成理論/觀測更加註重恆星形成過程對周圍環境的影響（feedback）。早期恆星盤的噴流影響區域究竟多大？超新星爆發對於究竟是抑制還是促進新的恆星形成？星風又有著怎麼樣影響？
天文愛好者熟悉的獵戶座大星雲是研究恆星形成的熱門天區。
天文愛好者熟悉的獵戶座大星雲是研究恆星形成的熱門天區。
而對超大質量恆星形成的研究則可以揭示宇宙極早期的演化路徑：第一批恆星由於零金屬丰度，質量普遍比現在的恆星要大很多，但直接觀測他們的形成已經不可能。研究目前存在的大質量恆星形成則可以幫助我們摸索出早期超大質量恆星的演化規律。而這些恆星的演化對塑造我們現有的宇宙有著重大影響：重元素的合成，星風，超新星爆發，都可以直接影響到星系尺度上的演化。
3.原行星盤和行星形成
長期以來，天文學家研究的都是比較「乾淨」的對象：只包含著氫和氦的分子雲的坍縮，之多增加一點氧作為「金屬」。而大量系外行星系統的發現是的人們不得不考慮行星系統形成過程的「多樣性」。而研究行星形成，必然會牽扯到更」臟「的物理。早期人們為解釋黑洞吸積的吸積盤理論不得不考慮塵埃，石礫和微行星的影響。塵埃是如何成長成石礫的？結冰會影響石礫的大小分布嗎？從米級的石塊是如何聚成千米級的微行星的？那些位置的行星最早形成？原行星剛剛形成的時候，氣體盤依然存在，兩者之間的相互作用是怎樣的？行星此時靠引力可以吸積氣體，吸積時放出的輻射會在多大程度上影響盤的演化？
右上角是ALMA（阿塔卡馬大型毫米波/亞毫米波陣列）望遠鏡發現的金牛座HL星周圍的行星盤，背景則是哈勃太空望遠鏡對該區域的成像。這是人類首次獲得如此細緻的形成盤圖像。盤中這些較暗的環是如何形成的？是原行星同盤之間的相互作用嗎？
右上角是ALMA（阿塔卡馬大型毫米波/亞毫米波陣列）望遠鏡發現的金牛座HL星周圍的行星盤，背景則是哈勃太空望遠鏡對該區域的成像。這是人類首次獲得如此細緻的形成盤圖像。盤中這些較暗的環是如何形成的？是原行星同盤之間的相互作用嗎？
4.極早期星系——宇宙尺度上的星系演化
隨著高紅移巡天觀測的發展，越來越多的早期星系被發現。類似恆星的演化理論，以前人們主要在解釋星系是如何演化成某種樣子的，但現在關心的是，為什麼有些星系會演化成某種形態，而另一些會是另一種樣子？ 利用目前的星系演化模型，如何解釋這些星系的形態分布？ 例如核球-盤的尺度比/亮度比，氣體比例和分布，暗物質暈的分布，不同年齡/金屬丰度的恆星分布等等。
5.宇宙孤星
比較流行的名字是超高速恆星。1988年Hills就在理論上預測了存在的可能性，直到2005年才被第一次觀測到。這是一種遊離於星系之外的恆星。為了形成恆星，我們需要足夠的氣體，而通常這些分子雲只存在於星系之中。這些超高速恆星原本也在星系當中，但由於和中央大質量黑洞的引力相互作用被拋射出來，可以達到甚至超過星系的逃逸速度，相對星系的速度可以超過1000km/s。作為原本誕生於星系中央的星體，這些逃逸成功的幸運兒可以告訴我們很多關於中央黑洞的動力學信息。而「飛翔」在星系之外的恆星軌跡又可以告訴我們這些區域的物質分布，尤其是觀測不到的暗物質暈。
通常認為是由於質量太小無法正常進行聚變的「恆星」。從目前的觀測看，這種天體比想像的還要罕見的多。如何界定棕矮星和超大質量行星本身就是一個有爭議的話題。有些觀點認為應當從形成過程來分，有著類似恆星形成歷史的天體才能叫棕矮星，而那些可能從原行星盤中形成的只能算超大質量行星。但是形成歷史本身就是一筆糊塗賬，基本只能靠理論推算，用來分類觀測結果有點一廂情願。有人覺得經過根據內部的理化性質來分類，大型的氣體行星，例如木星，內部的化學成分是分層的，溫度梯度小，沒有大結構的對流存在。而小質量恆星通常有貫穿整個恆星的對流結構，棕矮星應當也具有類似的結構。
謝好多人邀。鑒於 @海盜河馬 提到了系外行星，而 @胡曉 提到了系外行星的觀測方法之一的通過其他恆星的「凌日」來推斷系外行星的存在，我會在本回答中討論系外行星系統（包括系外行星以及星盤）探測的另一手段：直接成像（直接拍照片）。
回答結構：直接上圖部分、乾貨部分、八卦部分、扯淡部分。＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝
直接上圖部分：
1. 行星照片
圖1 Keck望遠鏡觀測到的 HR8799星 的幾個行星，摘自
2. 星盤照片
圖2 哈勃太空望遠鏡得到的 HD181327 的星盤的照片，拍照用的儀器是STIS。（注意：真實顏色不是這樣的，STIS的工作波段是可見光加部分紅外紫外）（這是我用 KLIP 方法最近處理所得到的數據，知乎用戶應該是世界上第三批看到的。第一批是我們科研組，第二批是科研組的親友們……）
圖2 哈勃太空望遠鏡得到的 HD181327 的星盤的照片，拍照用的儀器是STIS。（注意：真實顏色不是這樣的，STIS的工作波段是可見光加部分紅外紫外）（這是我用 KLIP 方法最近處理所得到的數據，知乎用戶應該是世界上第三批看到的。第一批是我們科研組，第二批是科研組的親友們……）
完。
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乾貨部分：
1. 方法和數據
「凌日」的手段正如胡曉所說，當行星在視線方向上經過其恆星時，該恆星會因為被擋住而導致其亮度降低（這種方法得到的行星被稱為Transiting Exoplanets，已探明4869個）；當然極少數情況下，由於行星的引力會使恆星的光被重新聚焦，其亮度反而會增大（這種方法被稱為引力微透鏡，即Gravitational Microlensing，16個）；而當系外行星在我們的視線方向上與恆星相互作用，會導致恆星微弱地移動，從而使恆星的光譜產生頻率的微弱移動（即多普勒效應，該方法被稱為徑向速度測量法，即Radial Velocity Method，442個）。上述方法局限於：「恆星－系外行星」必須不能面對著我們，否則無法觀測到。而直接成像法利用的是系外行星的反光，或是自身在低頻波段的發光，來給行星或者星盤來「拍照」。目前僅有 8 顆行星以及不少星盤獲得了自己的照片。
圖3 截至2015年6月23日已發現的系外行星，圖自http://exoplanet.org。其中藍灰圈是 Kepler 衛星找到的可能是系外行星的物體（4682個），紅點是通過「凌日」測到的（4869個），藍點是通過多普勒頻移觀測到的（442個），綠點是引力微透鏡（16個），黃點是有照片的「幸運星」（8個）。
2. 恆星那麼亮，如何看到行星或者星盤？2.1 普朗克分布
在長波波段，溫度低的星盤比溫度高的恆星更可見（普朗克分布）。因為星盤的面積比恆星大，所以兩個因素相乘的話，你甚至不用擋住恆星，而在長波波段直接看到星盤（也就是胡曉的答案里ALMA得到的星盤。而我得到的 HD181327 的照片，由於其波段在光學波段附近，所以盡量蓋住了恆星。因為原圖是這個：
圖4 哈勃望遠鏡的STIS儀器的Wedge A0.6的觀測原始數據，該數據已經對數化。中間和下面的黑色區域，是 STIS 上面專門用來擋住恆星光芒的工具。
圖4 哈勃望遠鏡的STIS儀器的Wedge A0.6的觀測原始數據，該數據已經對數化。中間和下面的黑色區域，是 STIS 上面專門用來擋住恆星光芒的工具。
2.2 拍照及 KLIP
拿到圖 4 後，我們可以找一個跟它恆星光芒相似的恆星，該恆星要保證沒有行星或者星盤，然後把二者的圖像相減，得到數據——這個是傳統方法。而 KLIP 方法是利用統計學中的主成分分析，找出一系列照片的相似處，然後減去，這樣就不用非要找與光芒相似的恆星並拍照了。有興趣的人請翻開八卦部分的第一點的鏈接看論文。
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八卦部分：
2. 我和老美導師更喜歡叫PCA……因為主成分分析的英文是Principal Component Analysis。
3. 大三學統計的多元統計分析的時候（2012年），和同組的小夥伴用 PCA 分析過我廈物理系高年級的成績（不要問我怎麼搞到他們成績的，無可奉告）。結果發現文理科的給分（政治課和專業課），以及大一大二（漳州校區）和大三大四（本部）給分可以很顯著地區分開來，當時高興了好一陣子……
4. 或許你們看到了 1 和 3 我都提到了 2012 年，我想說的是學科間的壁壘貌似真的有很大的問題。唉……想到這個，再請參見人類有限的壽命會成為知識發展的終極障礙嗎？ - 山醒的回答
(╯°□°）╯︵ ┻━┻
5. 給你們再來一個星盤，汪
圖5
左：AU－MIC的盤，側對著我們；而圖 2 中 HD181327 的盤是面對著我們的。
右：我是如何稱呼自己的研究生第一年的行為的……
6. 討論的問題是「有哪些熱門研究方向」，我只提出一個自己熟悉的嘍（其實估計每個人都覺得自己的方向是熱門……）。
7. 目前所知的是，哈勃的繼任者，2018年上天的韋伯望遠鏡（James Webb Space Telescope）會工作在紅外波段，有專門找行星的儀器；而 2024 年上天的 WFIRST（Wide Field Infrared Survey Telescope）也有找行星的儀器。2020 年歐幾里德望遠鏡（Euclid Telescope）也會上天，只不過是歐洲宇航局乾的，具體就不是很了解了，但是據說由於工作波段差不多，會跟 WFIRST 相得益彰。
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扯淡部分，大家不要舉報我：
1. 請問華盛頓特區附近哪裡有好吃的早茶店，特別是流沙包和楊枝甘露……
2. 當我看到科研組這麼找行星的時候真是有如雷擊，感覺自己早生幾年就會在直接成像屆出名了，擔任科研組領導，走向人生巔峰。想一想還有些小激動呢…… 醒醒，我去搬磚了……
我說說我研究/閱讀文獻中接觸到的吧。（很多名詞翻譯可能不符合中文習慣，請見諒）
黑暗時期，再電離，宇宙的曙光，第一顆恆星，第一個星系。背景：大爆炸剛發生不久宇宙中非常高能，各種粒子光子電子質子不斷地發生相互作用，這時的宇宙是高度不透明的。隨著宇宙膨脹和冷卻（大約在紅移z=1000多），質子和電子結合成氫原子，同時解耦後的光子與它們的相互作用減弱（這些光子後來變成了微波背景幅射）。宇宙隨之進入了黑暗時期。然後宇宙進一步冷卻，直到某一刻（現在猜測是z~10左右），中性氫由於引力作用聚集並最終引發了核聚變——第一顆恆星和第一個星系。隨著恆星和星系越來越多，這些天體釋放出的能量最終逐漸把宇宙中的氫電離（再電離），然後宇宙便逐漸演化發展到我們現在所看到的樣子。
前沿：尋找宇宙的第一縷曙光是現代觀測天文學的核心任務之一。由於宇宙膨脹引起的紅移，當時的可見光在我們現在看來都會跑到紅外波段。由於望遠鏡的衍射極限，紅外波段的觀測要達到與光學波段同樣的深度，需要大得多的口徑，而且由於大氣的紅外背景污染，要尋找第一縷曙光我們必須依賴空間望遠鏡。藉助哈勃空間望遠鏡，現在人們已經確認的最遠的星系是在大約紅移8左右。而繼哈勃之後的下一代大空望遠鏡：JWST（詹姆斯－韋伯太空望遠鏡，2018年）將會把可觀測宇宙的極限向前推進一大步。它將會有助於回答下列問題：
- 再電離什麼時候發生的？
- 什麼造成了再電離？
- 第一批星系是什麼樣的？
參考：First Light Reionization
極亮紅外星系，次毫米波星系
背景：一般的星系內物質以三種形式存在：星體，氣體，塵埃。氣體在塵埃的幫助下形成新的恆星；恆星演化到終點爆炸成為超新星，然後產生塵埃；塵埃會由於種種作用或再聚集，或被吹出星系。在大質量的星系中心，往往會有一個黑洞。有時候由於某些原因，這個黑洞會進入活動狀態，於是大量物質被吸積並釋放出巨量能量，形成活動星系核／類星體。所有這些過程的綜合便是星系的演化。在研究星系的演化時一個重要的指標是恆星形成率。這個指標可以從觀測星系在紫外波段發出的光來測量，這是因為新形成的恆星會發出比老恆星多得多的紫外光。然而，我們知道恆星只會在有塵埃遮罩的地方才會形成，這是因為塵埃提供了讓氫原子結合成分子氣的「冷床」。但塵埃有一個特性——它極易吸收紫外光。這樣一來，單純測量紫外光便會低估星系的恆星形成率。好在，被吸收的紫外光最終會以紅外幅射的形式發射出來，於是通過紅外觀測，我們能夠把低估的部分「找」回來。前面說過，紅外波段的觀測非常困難，而要觀測塵埃發射出來的由於恆星星成產生的遠紅外光則是難上加難。但是人們還是用有限的技術在上世紀發現了兩類非常特殊的星系：極亮紅外星系，次毫米波星系。它們有一個共同點，那就是在紅外波段上異常明亮，但在光學波段非常黯淡。這意味著這類星系存在著極大數量的塵埃，於是可見光都被吸收並且以紅外光的形式發射出來。通過星系計數，人們發現這類星系在宇宙中期(z&>1)比現在要普遍得多。而通過遠紅外光測量出來的這些星系的恆星形成率佔了宇宙中期總恆星形成率的一半左右甚至更多。於是，要研究星系形成和演化，在遠紅外波段的高精度、大尺度觀測變得舉足輕重。
前沿：現在最先進的遠紅外數據是由已經完成觀測任務的Herschel空間望遠鏡提供的。Herschel的幾個觀測波段正好完美取樣了星系裡冷塵埃在遠紅外波段幅射的峰。這使得通過模型擬合而推測出的恆星形成率、塵埃質量，塵埃溫度等參量更加準確和置信。另一方面，地基次厘米、厘米、射電波段的干涉望遠鏡陣列（interferometry，例如ALMA、JVLA）的發展解決了紅外觀測中最大的一個問題：空間分辯率。雖然這些陣列不能夠做大範圍巡天，但對特定目標的觀測結果可以達到相當高的精度。依靠這些精細觀測，人們可以研究這些塵埃的具體分布，以至其與星系內其他部分相互作用的動力學。
參考：沒什麼主要的參考，就是自己的研究方向……
我來說幾個有趣的，不可能回答完整，只是說幾個自己覺得有趣的。
孤立的中子星
超大質量恆星經過超新星爆發之後，剩下的緻密核心中子星。目前只在雙星系統中發現了很多，它們高速旋轉，射電波段有發射，即脈衝星。但是單星，孤立存在的，很少。目前為止，銀河系裡只發現7個，號稱「七武士」。孤立的中子星會吸積周圍的星際介質（氣體和塵埃），然後輻射X射線。並且在光學波段極暗。要是能找到更多的就好了。
銀河系吸積流
銀河系的暈的形成是一個謎。現在傾向於形成於對早期的衛星星系（類似大小麥哲倫雲這種圍繞銀河系轉的小星系）的吸積。小星系落到銀河系裡，一邊走一邊把恆星、氣體成分拋出來。經過長時間演化，空間結構上已經看不出來區別的，但是如果考慮速度結構和化學成分結構，就能發現一些特殊成分。這些成分在銀河系裡稱為星流。星流幫助我們理解銀河系的起源、演化。
宜居帶內的太陽系外行星
這是大熱門啊，Kepler的目標就是這個。找到太陽系外，別的恆星周圍事宜溫度距離處的類地行星。我也來補充一個研究方向吧：modified gravity（修改引力）
其實這個模型和暗能量理論想解決的是同一個問題，就是如何解釋宇宙加速膨脹，所以它們也可以說是相互競爭的關係~
它們共同的動機是，為了得到宇宙加速膨脹解，需要引入宇宙學常數將愛因斯坦方程寫成：
而區別在於，對於這個宇宙學常數具體是什麼，兩者的解釋不同。
暗能量理論，認為宇宙學常數應當併入方程右邊的能動張量中。（所以稱為暗能量嘛）
曾經物理學家將目光投向真空能，因為如果真空存在能量，那麼它也存在引力，會造成時空彎曲，並且經過推導它能導致宇宙加速膨脹，因此有人認為宇宙常數項（暗能量）就是真空能。
但用量子場論去計算真空能的理論值，比實際觀測得到的宇宙常數項大了幾十個數量級。
所以現在不少人在尋找其它暗能量的候選，比如有認為暗能量是個勢能場的，相關工作我不太了解，但我知道並非很成功。
當然，我們完全可以擯棄暗能量理論。
我還可以認為宇宙學常數項是對方程左邊的曲率張量進行修正，其實就是對廣義相對論進行一個微小的修改，因此稱為修改引力(modified gravity)
也有人為了對應暗能量(dark energy)，稱其為暗引力(dark gravity)……這個思路完全可以避免上面暗能量理論碰到的問題尤其是真空能那個大麻煩。
具體到怎麼修改引力，就需要符合觀測。比如：
在太陽系這麼大的小尺度內，它必須退化到廣義相對論，這是觀測所限
對於早期宇宙，它必須退化到廣義相對論，因為解釋CMB需要廣相
只有在今天的加速膨脹宇宙和星系間尺度上需要修改
因此，如何修正以及確定其中參數的限制範圍就是今後要做的工作。
目前比較流行的模型有f(R), DGP, symmetron, dilaton, general chameleon等等
例如f(R)模型就是把廣相中的里奇張量R改成某個函數f(R)達到修正的目的
總結：暗能量理論和修改引力理論區別在於修改愛因斯坦方程的右邊還是左邊，兩者都是為了解釋宇宙加速膨脹而提出。
可供參考的綜述：http://arxiv.org/abs/1106.2476
謝邀，先佔坑，太晚了，明天慢慢補充。
大家已經回答了很多高大上又有趣的研究方向，我再來補充一個渺小一些的吧。
有哪些潛在危險的目標？它們有幾口人？家裡幾畝地？地里幾頭牛？（誤……它們軌道參數是什麼？多大體積？什麼時候造訪地球？）
一般認為135米以上的小行星能最終穿過大氣層，因此算是有潛在危險的。好消息是我們目前在地面上有LINEAR、Catalina、Pan-STARRS等一堆望遠鏡可以看這些小行星，壞消息是由於效率、性能等方面的因素，這些望遠鏡罩不住我們（2020年之前無法對90%的小行星完成普查），因此當務之急是想辦法儘快給這些傢伙建立一個資料庫。
這可是關係到行星防禦的大事！這可是關係到行星防禦的大事！
這可是關係到行星防禦的大事！
習慣上很多人把天文研究的重要問題總結為＂兩暗一黑三起源"
兩暗： 暗物質，暗能量
一黑： 黑洞
三起源： 宇宙起源和演化、天體起源和演化、地外生命起源
暗物質：星系旋轉曲線，引力透鏡，宇宙大尺度結構形成等等都暗示暗物質存在，然而它的物理本質（啥粒子，小黑洞？）依然不清楚．國內這方面目前正在搶佔先機，大項目有去年紫金山天文台發射的空間衛星＂悟空＂，還有上交牽頭的地下實驗PandaX項目等等，可謂上天入地
暗能量：研究宇宙加速膨脹框架下的所有問題，它的黑暗本質可能比暗物質還要讓人困惑．國際上有很多正在開展的暗能量巡天，比如通過重子聲波震蕩，星系紅移畸變，弱引力透鏡，星系團計數，Ia型超新星等五大探針來一步步解開它的神秘面紗
黑洞：雖然早已被愛因斯坦的廣義相對論所預言，然而從恆星級到星系中央超大質量黑洞的形成、物質吸積、噴流、外流物理過程和，在極強引力場中嚴格檢驗物理理論等依然在如火如荼的進行．另外雙黑洞併合還是今年炙手可熱的引力波探測主要依賴的載體．
宇宙起源：宇宙的物質構成和結構，是如何從大爆炸一步步形成與演化到今天看到的樣子的．
天體起源: 不同尺度的天體，大到行星，恆星，星團，星系，星系團，小到元素，塵埃等形成．
生命起源：生命是如何誕生的，所需要的條件是什麼，還存在地外生命嗎，如何找到它們
參考中國天文學會舉辦的中國青年天文論壇，每屆的議題基本都是這的五個方面：太陽和太陽系、銀河和銀河系、星系宇宙學、高能天體物理、天文技術和方法。可以說所謂熱門也應該就出自這五個方面了吧。
第三屆論壇中從這五個方面各總結出了十個問題，僅供參考
星系宇宙學
1. 超大質量黑洞起源以及其在宿主星系演化關係？
2. 反饋如何影響星系演化？
3. 星系合併如何影響恆星形成？
4. 星系中的棒結構的形成？
5. 什麼物理量影響SFR？
6. 環境對星系中中性氫的影響？
7. 冷或溫暗物質以及怎樣從觀測驗證？
8. 從2D SED信息如何了解星系性質？
9. 如何用lamost研究milky way？
10. 如何開展天文科普工作？恆星與銀河系
1. 銀盤具有怎樣的旋臂結構？其形成和演化如何？
2. 銀河系中的恆星有多少情侶（雙星）？
3. 銀河系中如何分布？
4. 怎樣把銀盤消光做更好？
5. 銀暈中的磁場構型？
6. 如何解釋太陽附近的超高速星？
7. 如何對年輕星進行有效篩選？
8. 如何找到Ia型超新星的前身星
9. 流浪行星被再次捕獲的概率
10. 為什麼恆星形成研究還處在唯象階段？高能天體物理
1. Gama暴（或其他高能）是地球遠古生命大導致生物大滅絕的概率？
2. 天體物理輻射的偏振起源？
3. 各類噴流的能量來源？
4. 高能輻射對人體影響？
5. Ia型超新星的前身星有幾種？
6. 黑洞的質量分布？
7. 各種尺度的磁場起源？
8. 中子星有多少種觀測表現？
9. 快速射電暴（FRB）起源？
10. 非電磁窗口未來有哪些可能的重要的突破？太陽與太陽系
1. 太陽耀斑高能粒子源區及加速機制是什麼？
2. 日冕加熱本質
3. 太陽等其他天體的磁場產生機制
4. 太陽和行星的磁極反轉及對地球文明的影響
5. 太陽11年活動周期怎樣形成？
6. 太陽日珥的形成與維持
7. 磁重聯過程，重聯區發生了什麼？具體物理過程
8. 先驅者10，11號加速度異常
9. 中國行星曆表與國外歷表的差距差別，繼續提高精度會遇到什麼困難？
10. 太陽系各大行星自轉軸角度為什麼不一，是不是被撞歪的？天文儀器與方法
1. 面向天文設備的軟體控制平台；
2. 探測中的波粒二相性；
3. 科研裝備的目標的與時俱進；
4. 虛擬天文台數據管理與發布，數據開放政策；
5. 主動雷達探測小行星；
6. 極大口徑光學/紅外望遠鏡關鍵技術；
7. 大射電望遠鏡主動反射面技術；
8. 大太陽望遠鏡（高時間，空間，磁場解析度技術）；
9. 大型儀器/望遠鏡運行管理平台；
10. 建全國性/國際性天文儀器與技術交流平台；
謝邀。
我看該說的都說的差不多了，我說點不那麼為人熟知的，今天先說一個……雖然算不上熱門，但是研究好了保證會很牛逼的……有時間繼續更~
1.宇宙網的成因形成
所謂宇宙網，就是指可以由此觀察星系的形成的一個暗物質絲狀網，當幾年前 這個東西被提出來的時候，很多人都以為是民科文章，都不以為然，直到這兩年逐漸被科學家們所確認其存在，但是還未能有直接的觀察結果，因為暗物質人類是觀測不到的。其成因以及其他的一些迷也有待科學家們繼續考證。
另外，歐航將發射了一枚GAIA太空望遠鏡用於觀察銀河系的星系行為來對宇宙網進行深一步的研究，令人期待
2.真的存在宇宙泡沫嗎？（宇宙泡沫理論）——多重宇宙
第一次更新------------------------------------------------------------------------------------------------（6.25）
（以上圖片來自搜狐科技）
（1）宇宙泡沫是由於星系等的不均勻分布而形成的宇宙泡沫狀的大結構，能說明多重宇宙的存在，他是在暴漲理論的基礎下發展而來的，在暴漲的短時間內，宇宙向不同方向的延伸是不均勻的（速率），所以認為我們所處的這個宇宙，不過是眾多平行宇宙中的一個，只是這個宇宙泡沫大結構中的一個小泡泡。而星系密集的地方就是我們可觀測的地方，叫做泡壁，而幾乎沒有物質的空洞，叫做宇宙空洞，而且宇宙空洞極大。
而宇宙泡沫或者說多重宇宙論最有力的證據就是宇宙微波背景輻射的不均勻。但是，只是在理論支持者眼中很有力，至於你信不信由你（我想說沒有宇宙泡沫或者是多重宇宙，dc和漫威幾乎就廢掉了一半，當然我是指上層能力者……不是復聯和正義聯盟那幾個渣……）
圖為量子泡沫（這是量子泡沫理論的在微小尺度上時刻變化的泡沫宇宙）也算是有一點聯繫吧……畢竟我只是為了讓你們看看這圖……而已
上圖為哈勃衛星傳回的「宇宙泡沫」圖
未完待續，第三個還沒想好……
天文學的研究對象是宇宙中的各種天體。隨著天文學的發展，人類觀測的宇宙範圍在不斷擴大。根據天體的尺度大小，天文學的研究對象有行星尺度、恆星尺度、星系尺度、宇宙學尺度、宇宙起源等。
行星尺度包括行星系中的行星、圍繞行星旋轉的衛星和大量的小天體，如小行星、彗星、流星體以及行星際物質等。太陽系是目前能夠直接觀測的唯一的行星系。但是宇宙中存在著無數像太陽系這樣的行星系統。
恆星尺度現在人們已經觀測到了億萬個恆星，太陽只是無數恆星中很普通的一顆。
星系尺度太陽系處於由數百億顆恆星組成的銀河系中，銀河系是一個普通的旋渦星系，銀河系以外還存在著許多的河外星系。星系又進一步組成了星系群、星系團和超級星系團等更大級別的天體系統。
宇宙學尺度一些天文學家提出了比超級星系團還高一級的總星系，總星系是人類目前所能觀測到的宇宙的範圍，半徑超過了100億光年。
天體演化模型
對於遙遠的天體，它的光線從發出到被人們所接收，要經過漫長的時間。例如對於10億光年以外的天體，人們觀察到的實際是它10億年前的形象。這表明天體的物理性質不僅反映出其本身的形態，還反映出其所在的演化階段。人們觀測到的眾多天體，實際上是很大時間尺度上的樣本，能夠提供它們在數億年間的演化線索。因此根據統計分類和理論研究，天文學家可以建立完整的天體演化模型。
宇宙起源在天文學研究中最熱門、也是最難令人信服的課題之一就是關於宇宙起源與未來的研究。對於宇宙起源問題的理論層出不窮，其中最具代表性，影響最大，也是最多人支持的就是1948年美國科學家伽莫夫等人提出的大爆炸理論。根據現在不斷完善的這個理論，宇宙是在約137億年前的一次猛烈的爆發中誕生的。然後宇宙不斷地膨脹，溫度不斷地降低，產生各種基本粒子。隨著宇宙溫度進一步下降，物質由於引力作用開始塌縮，逐級成團。在宇宙年齡約10億年時星系開始形成，並逐漸演化為今天的樣子。
研究課題現代天文學研究的領域非常廣泛，有許多非常熱門的研究課題。例如：
1.微中子振蕩問題
2.日震與星震
3.超新星
4.脈衝星、中子星和奇異星
5.X射線雙星
6.類星體和活躍星系核
7.黑洞和吸積盤
8.γ射線暴
9.星系團10.宇宙微波背景輻射
11.重力透鏡
12.重力波的探測
暗物質和暗能量。
弦理論
Ia型超新星。
被觀測到的很多了，但是爆發的機制還在研究。傳統上說的錢德拉-塞卡極限實際上和引爆機制沒有直接關係。現在主流理論包括兩顆白矮星的融合，白矮星從主序星吸收質量，以及三/四顆白矮星主序星搭配，多體運動...
問題在於觀測證據就是找不到啊找不到，大家都覺得「說不定在極限以下就爆了呢」什麼的。總之還在半瞎猜的狀態...該提到的基本都提到了，然而這個沒被提到讓我有些意外：
宇宙誕生之初，正反物質的丰度應當是相同的。然而在現代宇宙學觀測中，我們從未在宇宙射線里捕捉到反質子或觀測到反物質組成的星系。究竟是什麼原因導致反質子消失了？
俄國物理學家Sakharov在60年代提出了導致反質子消失的三個必要條件：1. CP不守恆，2. 重子數不守恆，3. 非熱平衡。在粒子物理里，的確有CP不守恆的機制，那就是所謂的CKM matrix。這個矩陣包含三代夸克的mixing angle，同時還有一個導致CP不守恆的complex phase。這個complex phase確實可以解釋為什麼反物質比物質少，但是卻不夠解釋為什麼少這麼多。所以，我們需要更多CP不守恆的來源。這既是宇宙學的一大難題，也是粒子物理的一大難題。宇宙其實是個巨大的黑洞，聚縮到極致就爆炸，然後膨脹，又坍塌，再聚縮，再爆炸！周而復始，人類也好，生命也罷，都是在時間縫隙里暫時的存在！
別的星球能不能住人，太陽會不會撞地球
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