碟狀結(jié)構(gòu)的一個例子，便是今天我們叫做螺旋星系的東西。只有在幾十年之后，天文學家威廉·赫歇爾爵士才非常精心地對大量的恒星的位置和距離進行編目分類，從而證實了自己的觀念。即便如此，這個思想在本世紀初才完全被人們接受。

1924年，我們現(xiàn)代的宇宙圖象才被奠定。那是因為美國天文學家埃得溫·哈勃證明了，我們的星系不是唯一的星系。事實上，還存在許多其他的星系，在它們之間是巨大的空虛的太空。為了證明這些|qi-shu-wang|，他必須確定這些星系的距離。這些星系是如此之遙遠，不像鄰近的恒星那樣，它們確實顯得是固定不動的。所以哈勃被迫用間接的手段去測量這些距離。眾所周知，恒星的表觀亮度決定于兩個因素：多少光被輻射出來（它的絕對星等）以及它離我們多遠。對于近處的恒星，我們可以測量其表觀亮度和距離，這樣我們可以算出它的絕對亮度。相反，如果我們知道其他星系中恒星的絕對亮度，我們可用測量它們的表觀亮度的方法來算出它們的距離。哈勃注意到，當某些類型的恒星近到足夠能被我們測量時，它們有相同的絕對光度；所以他提出，如果我們在其他星系找出這樣的恒星，我們可以假定它們有同樣的絕對光度——這樣就可計算出那個星系的距離。如果我們能對同一星系中的許多恒星這樣做，并且計算結(jié)果總是給出相同的距離，則我們對自己的估計就會有相當?shù)男刨嚩取?

埃得溫·哈勃用上述方法算出了九個不同星系的距離。現(xiàn)在我們知道，我們的星系只是用現(xiàn)代望遠鏡可以看到的幾千億個星系中的一個，每個星系本身都包含有幾千億顆恒星。圖所示的便是一個螺旋星系的圖，從生活在其他星系中的人來看我們的星系，想必也是類似這個樣子。我們生活在一個寬約為10萬光年并慢慢旋轉(zhuǎn)著的星系中；在它的螺旋臂上的恒星繞著它的中心公轉(zhuǎn)一圈大約花幾億年。我們的太陽只不過是一個平常的、平均大小的、黃色的恒星，它靠近在一個螺旋臂的內(nèi)邊緣。我們離開亞里士多德和托勒密的觀念肯定是相當遙遠了，那時我們認為地球是宇宙的中心！

圖

恒星離開我們是如此之遠，以致使我們只能看到極小的光點，而看不到它們的大小和形狀。這樣怎么能區(qū)分不同的恒星種類呢？對于絕大多數(shù)的恒星，只有一個特征可供觀測——光的顏色。牛頓發(fā)現(xiàn)，如果太陽光通過一個稱為棱鏡的三角形狀的玻璃塊，就會被分解成像彩虹一樣的分顏色（它的光譜）。將一個望遠鏡聚焦在一個單獨的恒星或星系上，人們就可類似地觀察到從這恒星或星系來的光譜線。不同的恒星具有不同的光譜，但是不同顏色的相對亮度總是剛好和一個紅熱的物體發(fā)出的光譜完全一致。（實際上，從一個不透明的灼熱的物體發(fā)出的光，有一個只依賴于它的溫度的特征光譜——熱譜。這意味著可以從恒星的光譜得知它的溫度。）并且，我們發(fā)現(xiàn)，某些非常特定的顏色在恒星光譜里找不到，這些失去的譜線可以因不同的恒星而異。既然我們知道，每一化學元素都有非常獨特的吸收光譜線族，將它們和恒星光譜中失去的譜線相比較，我們就可以準確地確定恒星大氣中存在什么元素。

在20年代天文學家開始觀察其他星系中的恒星光譜時，他們發(fā)現(xiàn)了最奇異的現(xiàn)象：它們和我們的銀河系一樣具有吸收的特征線族，只是所有這些線族都向光譜的紅端移動了同樣相對的量。為了理解這個含意，我們必須先理解多普勒效應。我們已經(jīng)知道，可見光即是電磁場的起伏或波動。光的波長（或者相鄰波峰之間的距離）極其微小，約為至米。

光的不同波長正是人眼看到的不同顏色，最長的波長出現(xiàn)在光譜的紅端，而最短的波長在光譜的藍端。想像在離開我們一個固定的距離處有一光源——例如恒星——以固定的波長發(fā)出光波。顯然我們接收到的波長和發(fā)射時的波長一樣（星系的引力場沒有強到足以對它產(chǎn)生明顯的效應）。現(xiàn)在假定這恒星光源開始向我們運動。當光源發(fā)出第二個波峰時，它離開我們更近一些，這樣兩個波峰之間的距離比恒星靜止時更小。這意味著，我們接收到的波的波長比恒星靜止時更短。相應地，如果光源離開我們運動，我們接收的波的波長將更長。這意味著，當恒星離開我們而去時，它們的光譜向紅端移動（紅移）；而當恒星趨近我們而來時，光譜則藍移。這個稱之為多普勒效應的頻率和速度的關系是我們?nèi)粘Ｋ煜さ模缥覀兟犅飞蟻硗∑嚨穆曇簦寒斔_過來時，它的發(fā)動機的音調(diào)變高（對應于聲波的高頻率）；當它通過我們身邊而離開時，它的音調(diào)變低。光波或無線電波的行為與之類似。警察就是利用多普勒效應的原理，以無線電波脈沖從車上反射回來的頻率來測量車速。

在哈勃證明了其他星系存在之后的幾年里，他花時間為它們的距離以及觀察到的光譜分類。那時候大部份人相信，這些星系的運動相當紊亂，所以預料會發(fā)現(xiàn)和紅移光譜一樣多的藍移光譜。但是，十分令人驚異的是，他發(fā)現(xiàn)大部份星系是紅移的——幾乎所有都遠離我們而去！更驚異的是1929年哈勃發(fā)表的結(jié)果：甚至星系紅移的大小也不是雜亂無章的，而是和星系離開我們的距離成正比。換句話講，星系越遠，則它離開我們運動得越快！這表明宇宙不可能像原先人們所想像的那樣處于靜態(tài)，而實際上是在膨脹；不同星系之間的距離一直在增加著。

宇宙膨脹的發(fā)現(xiàn)是20世紀最偉大的智慧革命之一。事后想起來，何以過去從來沒有人想到這一點？！牛頓或其他人應該會意識到，靜態(tài)的宇宙在引力的影響下會很快開始收縮。然而現(xiàn)在假定宇宙正在膨脹，如果它膨脹得相當慢，引力會使之最終停止膨脹，然后開始收縮。但是，如果它膨脹得比某一臨界速率更快，引力則永遠不足夠強而使其膨脹停止，宇宙就永遠繼續(xù)膨脹下去。這有點像一個人在地球表面引燃火箭上天時發(fā)生的情形，如果火箭的速度相當慢，引力將最終使之停止并折回地面；另一方面，如果火箭具有比某一臨界值（大約每秒7英里）更高的速度，引力的強度不足以將其拉回，所以它將繼續(xù)永遠飛離地球。19世紀、18世紀甚至17世紀晚期的任何時候，人們都可以從牛頓的引力論預言出宇宙的這個行為。然而，靜態(tài)宇宙的信念是如此之強，以至于一直維持到了20世紀的早期。甚至愛因斯坦于1915年發(fā)表其廣義相對論時，還是如此之肯定宇宙必須是靜態(tài)的，以使得他在其方程中不得不引進一個所謂的宇宙常數(shù)來修正自己的理論，使靜態(tài)的宇宙成為可能。愛因斯坦引入一個新的“反引力”，這力不像其他的力那樣，不發(fā)源于任何特別的源，而是空間——時間結(jié)構(gòu)所固有的。他宣稱，空間——時間有一內(nèi)在的膨脹的趨向，這可以用來剛好去平衡宇宙間所有物質(zhì)的相互吸引，結(jié)果使宇宙成為靜態(tài)的。當愛因斯坦和其他物理學家正在想方設法避免廣義相對論的非靜態(tài)宇宙的預言時，看來只有一個人，即俄國物理學家和數(shù)學家亞歷山大·弗利德曼愿意只用廣義相對論著手解釋它。

弗利德曼對于宇宙作了兩個非常簡單的假定：我們不論往哪個方向看，也不論在任何地方進行觀察，宇宙看起來都是一樣的。弗利德曼指出，僅僅從這兩個觀念出發(fā)，我們就應該預料宇宙不是靜態(tài)的。事實上，弗利德曼在1922年所做的預言，正是幾年之后埃得溫·哈勃所觀察到的結(jié)果。

很清楚，關于在任何方向上宇宙都顯得是一樣的假設實際上是不對的。例如，正如我們所看到的，我們星系中的其他恒星形成了橫貫夜空的叫做銀河系的光帶。但是如果看得更遠，星系數(shù)目就或多或少顯得是同樣的。所以假定我們在比星系間距離更大的尺度下來觀察，而不管在小尺度下的差異，則宇宙確實在所有的方向看起來是大致一樣的。在很長的時間里，這為弗利德曼的假設——作為實際宇宙的粗糙近似提供了充分的證實。但是，近世出現(xiàn)的一樁幸運的事件所揭示的事實說明了，弗利德曼假設實際上異常準確地描述了我們的宇宙。

1965年，美國新澤西州貝爾電話實驗室的阿諾·彭齊亞斯和羅伯特·威爾遜正在檢測一個非常靈敏的微波探測器時（微波正如光波，但是它的波長大約為1英寸），他們的檢測器收到了比預想的還要大的噪聲。彭齊亞斯和威爾遜為此而憂慮，這噪聲不像是從任何特別方向來的。首先他們在探測器上發(fā)現(xiàn)了鳥糞并檢查了其他可能的故障，但很快就排除了這些可能性。他們知道，當探測器傾斜地指向天空時，從大氣層里來的噪聲應該比原先垂直指向時更強，因為光線在沿著靠近地平線方向比在頭頂方向要穿過更厚的大氣。然而，不管探測器朝什么方向，這額外的噪聲都是一樣的，所以它必須是從大氣層以外來的，并且在白天、夜晚、整年，也就是甚至地球繞著自己的軸自轉(zhuǎn)或繞太陽公轉(zhuǎn)時也是一樣的。這表明，這輻射必須來自太陽系以外，甚至星系之外，否則當?shù)厍虻倪\動使探測器指向不同方向時，噪聲必須變化。

事實上，我們知道這輻射必須穿過我們可觀察到的宇宙的大部分，并且由于它在不同方向都一樣，至少在大尺度下，這宇宙也必須是各向同性的。