宇宙（うちゅう）とは、広義では森羅万象（あらゆる物事）を含む天地の全体、世界(universe)の意味と、哲学・宗教あるいは何らかの観点から見て、秩序をもつ完結した世界体系、コスモス(cosmos)の意味を持つ。また、狭義では天文学的、物理学的にみた宇宙と、地球の大気圏外の空間 、宇宙空間(outer space)の意味での宇宙がある。

概要
漢代の書物「淮南子天文訓」によると「宇」は空間全体をさし、「宙」は時間全体(過去、現在、未来)を意味し、「宇宙」で時空（時間と空間）の全体を意味する。また、別の一説によると、「宇」は「天」、「宙」は「地」を意味し、「宇宙」で「天地」のことを示すと言う。

哲学、宗教的観点からみた場合、宇宙全体の一部でありながら全体と類似したもの（人間などをそう捉えるときがある）を小宇宙と呼ぶのに対して宇宙全体のことを大宇宙と呼ぶ。

天文学的に見た場合、宇宙は、すべての天体・空間を含む領域をいう。小宇宙（銀河）に対して大宇宙ともいう。観測できる領域は宇宙の地平線の内側に限定されるが、大宇宙はそれよりはるかに大きいと考えられている。

物理学的に見た場合、宇宙は、物質・エネルギーを含む時空連続体のまとまりである。現代物理学では「宇宙」はもはや物理学的な「世界」全体ではありえず、生成・膨張・収縮・消滅する物理系の一つにすぎない。理論的には無数の宇宙が生成・消滅を繰り返しているとも考え得るものになっている。

この項目では、主として天文学・物理学的に見た宇宙について述べる。


年齢・大きさ
宇宙 (Universe) とはわれわれが暮らしている物理的に認知可能な最大範囲を指す言葉である。2003年に発表されたNASAの宇宙背景放射観測衛星WMAPの観測結果によれば、宇宙は約137億年前に生まれたと推定されている。

宇宙の大きさを定義することは難しいが、「我々の宇宙は一様かつ等方である」という宇宙原理が正しいと仮定し、「宇宙の天体は2天体間の距離に比例する速度で互いに後退している」というハッブルの法則が宇宙膨張に起因するものだとすると、我々から見た天体の後退速度が光速に等しくなる距離を、我々が認識できる範囲という意味での「宇宙の大きさ」と呼ぶことができる。この意味での宇宙の大きさは、光が宇宙年齢の間に進むことができる距離となるため、上記の最新の観測結果によれば約137億光年と言うことになる。 これよりも遠くに存在する「もの」は我々から光速より速く遠ざかることになるが、相対性理論によれば光速よりも速い速度で伝播するものは存在しないため、これらの「もの」に関する情報は我々には決して届かない。このため、この距離を宇宙の地平線と呼ぶことがある。


膨張
我々の宇宙は膨張を続けていることが分かっている。1929年にハッブルが遠方の銀河の後退速度を観測し、距離が遠い銀河ほど大きな速度で我々から遠ざかっていることを発見した（ハッブルの法則）。一方、これに先立つ1915年にアインシュタインによって一般相対性理論が発表され、エネルギーと時空の曲率の間の関係を記述する重力場方程式（アインシュタイン方程式）が見出された。これを受けて、宇宙は一様・等方であるという宇宙原理を満たすようなアインシュタイン方程式の解が、アインシュタイン自身やド・ジッター、フリードマン、ルメートルらによって導かれたが、これらの解はいずれも時間とともに宇宙が膨張（ないしは収縮）することを示していた。当初、アインシュタインは宇宙は定常であると考えていたため、自分が見つけた解に定数（宇宙定数）を加えて宇宙が定常になるようにしたが、後にハッブルによって観測的に宇宙膨張が発見され、膨張宇宙という概念が定着した。


誕生と死
宇宙の始まりはビッグバンと呼ばれる大爆発であったとされる。我々から遠ざかる天体の速さは我々からの距離に比例する（ハッブルの法則）ため、逆に時間を遡れば、過去のある時点ではすべての天体は 1 点に集まっていた、つまり宇宙全体が非常に小さく高温・高密度の状態にあったことが推定される。このような初期宇宙のモデルはビッグバン・モデルと呼ばれ、1940年代にガモフによって提唱された。その後、1965年にペンジアスとウィルソンによって、宇宙のあらゆる方角から絶対温度3度の黒体放射に相当するマイクロ波が放射されていることが発見された（宇宙背景放射）。これはまさに、宇宙初期の高温な時代に放たれた熱放射の名残であると考えられ、ビッグバン・モデルの正しさを裏付ける証拠であるとされている。

しかしその後、宇宙の地平線問題や平坦性問題といった、初期の単純なビッグバン理論では説明できない問題が出てきたため、これらを解決する理論として1980年代にインフレーション理論が提唱されている。

また、量子論によれば、発生初期の宇宙には、真空のエネルギーに満ちており、それが斥力となり宇宙膨張の原動力になった。

膨張する我々の宇宙がこの先どのような運命をたどるかは、アインシュタイン方程式の解である宇宙モデルによって異なる。一般に、一様等方という宇宙原理を満たすような宇宙モデルには、空間の曲率が0の平坦な宇宙、曲率が正の閉じた宇宙、曲率が負の開いた宇宙の3通りが可能である。平坦な宇宙か開いた宇宙であれば宇宙は永遠に膨張を続ける。閉じた宇宙であればある時点で膨張が収縮に転じ、やがて大きさ0につぶれる（ビッグクランチ）。2005年時点での最新の観測結果によれば、宇宙は平坦な時空であり、このまま引き続き広がり続け、止まることはないと考えられている。宇宙が平坦であり永遠に膨張を続けるということは、最終的に宇宙は絶対零度に向かって永遠に冷却し続けることを意味する。宇宙の終末に関するより詳細な議論は宇宙の終焉を参照の事。

階層構造
我々の住む地球は惑星のひとつであり、いくつかの惑星が太陽の周りを回っている。太陽とその周りを回る惑星、その周りを回る衛星、そして小惑星や彗星が太陽系を構成している。 太陽のように自ら光っている星を恒星という。恒星が集まって星団を形成し、恒星や星団が集まって銀河を形成している。銀河は単独で存在することもあるし、集団で存在することもある。銀河の集団を銀河団といい、銀河団や超銀河団の分布が網の目状の宇宙の大規模構造を形成している。網の目の間の空間には銀河はほとんど存在せず、超空洞（ボイド）と呼ばれている。


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法則（ほうそく）とは、ある物事と他の物事との間に一定の関係がある、またはあるらしいときに、その関係をさす言葉である。一般に、ある関係が法則と呼ばれるときは、その関係が必然性や普遍性を持つ、または持つらしいことが示唆される。

係り結びの法則などの文法上の規則や、法規上の規則を法則と呼ぶこともある。


学問の進歩により、ある法則が当てはまらない物事が新しく現れたならば、修正や新しい法則が必要となる。ゴルトンの法則のように科学的な立場からは否定されたもの、定比例の法則のように例外が少なからずあるもの、ムーアの法則のように将来破綻することが予測されているものもあり、「法則」という呼ばれ方をするからといって必ずしも絶対性を持つとは限らない。

「例外のない法則はない」という法則がある。これが正しいと仮定すると、これ自体が法則であるため、法則「例外のない法則はない」にも例外があるはずである。法則「例外のない法則はない」の例外とはすなわち、「例外のない法則がある」あるいは「例外のある法則はない」。法則「例外のない法則はない」は例外の存在を認めているが、後者は例外の存在を認めていない。

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ビッグバン（Big Bang）とは、それにより宇宙が始まったと考えられている一種の爆発（とてつもなく高い密度と温度の状態からの膨張）であり、約137億年前にあったとされている。そして、ビッグバンにより宇宙が始まったと考える宇宙論をビッグバン理論という。ビッグバンは遠方の銀河の速度がハッブルの法則に従っているという観測結果から導かれる帰結であり、宇宙原理を仮定することによって、空間が一般相対性理論のフリードマンモデルに従って膨張していることを示すものである。これらの観測結果は、これを過去へと外挿すると、宇宙は全ての物質とエネルギーが計り知れないほど高い温度と密度にあるような原始状態から膨張してきたことを示している。この高温・高密度の状態よりさらに以前については、一般相対性理論によれば重力的特異点になるが、物理学者たちの間でこの時点の宇宙に何が起きたかについては広く合意されているモデルはない。

ビッグバンという語は狭い意味と広い意味の両方で用いられる。狭い意味では、現在観測されている（ハッブルの法則に従う）宇宙膨張が始まった時点のことを指す。この時刻は今から137億年（1.37 × 1010年）前と計算されている。より一般的な意味では、宇宙の起源や宇宙膨張を説明し、またαβγ理論から予測される宇宙初期の元素合成によって現在の宇宙の物質組成が生まれたとする、現在主流の宇宙論的パラダイムを指す場合もある。

ビッグバンの帰結の一つとして、今日の宇宙の状態は過去あるいは未来の宇宙とは異なるという結論がある。このモデルに基づいて、1948年にジョージ・ガモフは宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) が存在することを（少なくとも定性的に）推定することができた。CMB は1960年代になって発見され、この事実が、当時最も重要な対立理論であった定常宇宙論ではなくビッグバン理論を支持する証拠と受け止められた。


ビッグバン理論は観測と理論の両面の動機から生まれた。観測的には、多くの渦巻星雲が地球から遠ざかっていることが知られていたが、当初これらの観測を行った研究者たちはその宇宙論的な意味に気づいておらず、これらの星雲が実際に我々の天の川銀河の外にある銀河であるということも分かっていなかった。1927年にベルギーのローマ・カトリック教会の司祭であったジョルジュ・ルメートルは一般相対論のフリードマン・ロバートソン・ウォーカー計量に従う方程式を独自に導き出し、渦巻銀河が後退しているという観測結果に基づいて、宇宙は原始的原子 (primeval atom) の「爆発」から始まったというモデルを提唱した。これが後にビッグバンと呼ばれるようになった。

1929年、エドウィン・ハッブルがルメートルの理論に対する観測的な基礎付けを与えた。彼は地球に対して銀河があらゆる方向に遠ざかっており、その速度は地球から各銀河までの距離に比例していることを発見した。この事実は現在ハッブルの法則として知られている。ここで、宇宙は十分に大きな距離スケールで見れば特別な方向や特別な場所を持たないという宇宙原理を仮定すると、ハッブルの法則は我々の宇宙が膨張していることを示唆していることになる。

このアイデアを説明するモデルとして、対立する二つの可能性が考えられた。一つはルメートルのビッグバン理論で、ジョージ・ガモフがその説を支持し、発展させた。もう一つの可能性はフレッド・ホイルの定常モデルである。このモデルでは銀河が互いに遠ざかるに従って新しい物質が生まれ、これにより宇宙の物質密度が一定に保たれるとする。このモデルでは宇宙はどの時刻でも大まかには同じように見えることになる。ルメートルの理論にビッグバン (Big Bang) という名前を付けたのはホイルで、1949年の BBC のラジオ番組 The Nature of Things の中で彼がルメートルのモデルを "this 'big bang' idea" とからかうように呼んだのが始まりであるとされている。

長年にわたって、これら両理論に対する支持は真っ二つに割れていた。しかしやがて、宇宙が高温高密度の状態から進化したというアイデアを支持する観測的な証拠が挙がってきた。1965年の宇宙マイクロ波背景放射の発見以降は、ビッグバン理論は宇宙の起源と進化を説明する最も良い理論であると考えられている。現在の宇宙論の研究はそのほとんど全てが基本的なビッグバン理論の拡張や改良を含むものである。現在行なわれているほとんどの宇宙論の研究には、ビッグバンの文脈で銀河がどのように作られたかを理解することや、ビッグバンの時点で何が起きたかを明らかにすること、観測結果を基本的な理論と整合させることなどが含まれている。

ビッグバン宇宙論の分野では1990年代の終わりから21世紀初めにかけて、望遠鏡技術の大発展と COBE、ハッブル宇宙望遠鏡、WMAP といった衛星から得られた膨大な量の観測データとが相まって、非常に大きな進展が見られた。これらのデータによって、宇宙論研究者はビッグバン理論のパラメータを今までにない高い精度で計算することが可能になり、これによって宇宙が加速膨張しているらしいという予想外の発見がもたらされた。（


ビッグバンが提唱されて以来、この理論にはいくつもの問題が持ち上がってきた。これらの問題のうちのいくつかは今日では主に歴史的興味の対象であり、理論を修正したりより質の良い観測データが得られたことで解決されてきた。それ以外の問題、例えば尖ったハローの問題 (cuspy halo problem) や矮小銀河問題、冷たいダークマターといった問題については、理論を改良することで対処できるため、致命的な問題とは考えられていない。

ビッグバンがあったことを全く信じない、非標準的宇宙論 (non-standard cosmologies) の支持者も少数ながら存在する。彼らはビッグバン理論の標準的な問題に対する解決策は理論のその場しのぎ的な修正や補足に過ぎないと主張している。彼らにしばしば攻撃されるのは、標準的宇宙論のダークマターやダークエネルギー、インフレーションといった部分である。しかし、これらの特徴についての理論的説明は今なお物理学の探求の最前線にある話題であり、しかもビッグバン元素合成や宇宙背景放射、大規模構造、Ia型超新星といった独立した観測から示唆されているものである。これらの特徴が持つ重力的効果は観測的にも理論的にも理解されているが、素粒子物理学の標準模型にはまだうまく組み込まれていない。ビッグバン理論のいくつかの面は基礎物理学によって十分には説明されていないが、ほとんど全ての天文学者や物理学者はビッグバン理論と観測結果がよく合致していることによって、この理論の基本部分は全てしっかりと確立していることを受け入れている。

ビッグバン理論にまつわる「問題」と謎を以下に挙げる。


地平線問題
地平線問題は情報が光速より速くは伝わらないという前提から導かれる問題である。すなわち、光速に宇宙年齢を乗じて得られる距離（地平線）よりも遠く隔たっている宇宙空間の二つの領域は因果律的に関わりを持たない。観測されている宇宙背景放射 (CMB) の等方性はこの点で問題となる。なぜなら CMB の光子が放射された時代の地平線の大きさは、現在の天球上で約2度の大きさにしかならないからである。もし宇宙がプランク時刻以来同じ膨張の歴史をたどってきたとすると、これらの領域が同じ温度になったメカニズムが存在しないことになる。

この見かけの矛盾はインフレーション理論で解決される。この理論では、プランク時刻の10-35秒後の宇宙では一様等方的なスカラーエネルギー場が優勢であったとする。インフレーションの間、宇宙は指数関数的な膨張を起こし、因果律的につながりのある各領域が、それぞれの地平線を超えて膨張する。ハイゼンベルクの不確定性原理から、このインフレーション期には量子論的な熱の揺らぎが存在したことが予想されている。この揺らぎが後に宇宙スケールにまで引き伸ばされることになる。これらの揺らぎが現在の宇宙に見られる全ての構造の種となる。インフレーションの後、宇宙はハッブルの法則に従って膨張し、因果律的につながりのある範囲を超えて拡大した領域が再び地平線内に入ってくる。こうして CMB に観測されている等方性が説明される。インフレーション理論は原始揺らぎがほぼスケール不変でガウス分布に従うことを予想しており、これは実際に CMB の測定によって確認されている。


平坦性問題
平坦性問題は、ロバートソン・ウォーカー計量に伴う幾何学を考えることで導かれる観測上の問題である。一般的に、宇宙は3種類の異なる幾何学に従う可能性がある。すなわち、双曲線幾何学、ユークリッド幾何学、楕円幾何学である。宇宙の幾何学（曲率）は宇宙に含まれる全エネルギー密度（これはアインシュタイン方程式の上では応力エネルギーテンソルで表される）によって決まる。エネルギー密度が臨界密度より小さければ宇宙の幾何学は双曲線的（負の曲率）に、臨界密度より大きければ楕円的（正の曲率）に、そしてちょうど臨界密度に等しければユークリッド的（曲率 0）になる。現在の宇宙のエネルギー密度の測定結果から考えると、宇宙が生まれた直後にはエネルギー密度が1015分の1の精度で臨界密度に等しくなっていた必要がある。これより少しでもはずれた値だった場合には宇宙は急激に膨張してしまうかあっという間にビッグクランチを迎えてしまい、現在存在するような宇宙にはならないことになる。

この問題の解決策もやはりインフレーション理論によって提案されている。インフレーションの時代には時空は急激な膨張によって、それ以前に存在したどんな曲率も均されてしまい、高い精度で平坦になる。このようにしてインフレーションによって宇宙は平坦になったという説明である。


磁気モノポール
磁気モノポール問題は1970年代の終わりに提起された。大統一理論によれば宇宙空間には点欠陥が生まれ、これが磁気モノポールとして現れる。このようなモノポールは観測からは全く見つかっていないが、大統一理論からはこの観測結果とは全く一致しないほど大量のモノポールが生成されることが予想されている。この問題もインフレーションによって解決できる。インフレーションが起こると、曲率が均されて平坦になるのと同様に、これらの点欠陥も全て密度が急激に薄められて観測可能な範囲の宇宙から見当たらないほどになる。


バリオンの非対称性
この宇宙になぜ物質が反物質よりも多く存在するのかについてはまだ分かっていない。一般には、宇宙が若く非常に高温だった時代には宇宙は統計的に平衡状態にあり、バリオンと反バリオンが同じ数だけ存在したと考えられる。しかし現在の観測からは、宇宙は非常に遠方の領域も含めてほぼ完全に物質から構成されているらしいことが分かっている。そこで、バリオン数生成と呼ばれる未知の物理過程によってこの非対称性が作られたと考えられている。バリオン数生成が起こるためには、アンドレイ・サハロフによって提唱されたサハロフの条件が満たされている必要がある。この条件とは、バリオン数が保存しないこと、C対称性とCP対称性が破れていること、宇宙が熱力学的平衡状態にないことである。ビッグバンではこれら全ての条件が満たされるが、その効果は現在のバリオンの非対称性を説明できるほど強くはない。バリオンの非対称性を説明するためには高エネルギー素粒子物理学の新たな進展が必要である。


球状星団の年齢
1990年代の中頃、球状星団の観測結果がビッグバン理論と矛盾する可能性が指摘された。球状星団の恒星の種族の観測と一致するような恒星進化のコンピュータシミュレーションの研究から、球状星団の年齢は約150億年であるという結果が出た。これは宇宙年齢が137億年であるという見積もりと矛盾する。この問題は1990年代終わりになって、恒星風による質量放出の効果を考慮した新しいコンピュータシミュレーションによって、球状星団の年齢はもっと若いという結果が得られたことによって一般的には解決した。観測による球状星団の年齢の測定結果がどの程度正しいかについては依然として問題も残されているが、球状星団が宇宙で最も古い天体の一種であることは明らかである。


ダークマター
1970年代から1980年代にかけて、様々な観測（特に銀河の回転曲線の観測）から、宇宙には銀河内や銀河間に働く重力の強さを十分説明できるだけの「目に見える」（電磁波を放出・吸収・散乱する）質量が存在しないことが明らかになった。このことから、宇宙に存在する物質の90%は通常の、つまりバリオンからなる物質ではなく、ダークマターであるという考え方が出てきた。これに加えて、宇宙の質量のほとんどが通常の物質であると仮定すると、観測と強く矛盾するような帰結が得られることも分かってきた。具体的には、もしダークマターが存在しないとすると、宇宙には銀河や銀河団などの高密度の構造がこれほど大きく成長しなかったはずであり、また重水素の量が今よりはるかに多く作られたはずである。ダークマター仮説は当初は議論を呼んだが、現在では CMB の非等方性や銀河団の速度分散、大規模構造の分布などの観測や、重力レンズの研究、銀河団からのX線の測定などを通じて、標準的宇宙論の一部として広く受け入れられている。ダークマターは重力的な痕跡を通じてしか検出されておらず、ダークマターに当てはまるような粒子は実験室ではまだ見つかっていない。しかし素粒子物理学からはダークマターの候補が数多く挙がっており、これらを検出するプロジェクトがいくつか進んでいる。


ダークエネルギー
1990年代に宇宙の質量密度の詳細な測定が行なわれると、宇宙のエネルギー密度全体に占める質量の割合は臨界密度の約30%であることが明らかになった。宇宙背景放射の観測が示すように我々の宇宙は平坦なので、残り70%のエネルギー密度が説明されないまま残されていることになる。現在、この謎はもう一つ別の謎と結び付いているように見える。それは、Ia型超新星の複数の独立した観測から、宇宙膨張が厳密なハッブルの法則に従っているのではなく、非線形な加速をしていることが示されているという点である。この加速を説明するためには、宇宙の大部分が大きな負の圧力を持つ成分からなっていることが一般相対論から要請される。このダークエネルギーがエネルギー密度の残り70%を担っていると現在考えられている。ダークエネルギーの正体はビッグバン理論の大きな謎の一つとして残されている。考えられる候補としてはスカラーの宇宙定数やクインテセンスなどがある。この正体を理解するための観測が現在続けられている。


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画像（がぞう）は、2次元平面上に描かれた絵を指す。

最近ではコンピュータの画面上に表示される映像を指す言葉として使われることが多い。コンピュータ上の画像はデジタルカメラの写真や、コンピュータグラフィックスなどから生成されたものがあり、自動的、半自動的な画像処理や画像認識に向くという特徴がある。また、コンピュータ上の画像は複製が容易である。

画像の色を合成する方法には光の三原色（加法混色）、色の三原色（減法混色）などいくつかがある。また、コンピュータの画像のデータ形式はベクトル画像とビットマップ画像とに大きく分けることができる。
ベクター画像（ベクトル画像）は二次元座標上の点や線分、図形の集合として画像を表現する形式。拡大、縮小しても画像が荒くなることはない。最終的にはビットマップ画像に変換しなければデバイスに出力できない。

大まかにいえば、ベクトル画像は音のMIDIや楽譜のような存在であり、ビットマップは音の演奏後を録音したCDやテープのような存在。デジタルカメラの写真などはビットマップ画像なので、拡大しても画像が荒くなるだけである。

ビットマップ画像は、画像を画素（ピクセルやドットともよばれる）の集合として表現する方法の一つである。これは、ビットを画素、マップを2次元マトリクスと読み替えて、画素を2次元マトリクス状に配置して表現された画像と理解すればよい。カラーのビットマップ画像では、各画素の色表現方法として加法混色を応用したRGB形式が使われる場合が多い。 印刷の場合も画素の集合で表現される場合が多いが、ディスプレイ上の画像との違いは、インクの重ね合わせで色を表現するため減法混色であるYMCが使われる。画質を向上させるために、単にYMC三原色だけでなく、黒や特色といわれる色を混ぜるYMCKの場合もある。

ビットマップ画像は、そのデータ量が大きくなる傾向がある。例えば100万画素のデジタルカメラの画像は1枚で、24ビットRGB形式で無圧縮であれば300万バイト（3メガバイト）となり、これではフラッシュメモリなど限られたリソースに大量に画像を保存することが困難となる。そこでJPEGなどの画像圧縮方式が頻繁に用いられるようになった。JPEGの場合は、YCbCrといわれる色空間が使われる。

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