現(xiàn)在我們知道，不管我們朝什么方向看，這噪聲的變化總是非常小。這樣，彭齊亞斯和威爾遜無意中非常精確地證實(shí)了弗利德曼的第一個(gè)假設(shè)。然而，由于宇宙并非在每一個(gè)方向上，而是在大尺度的平均上相同，所以微波也不可能在每一個(gè)方向上完全相同。在不同的方向之間必須有一些小變化。1992年宇宙背景探險(xiǎn)者，或稱為cobe，首次把它們檢測(cè)到，其幅度大約為10萬分之1。盡管這些變化很小，正如我們將在第八章解釋的，但它們非常重要。

大約同時(shí)，在附近的普林斯頓的兩位美國物理學(xué)家，羅伯特·狄克和詹姆士·皮帕爾斯也對(duì)微波感興趣。他們正在研究喬治·伽莫夫（曾為亞歷山大·弗利德曼的學(xué)生）的一個(gè)見解：早期的宇宙必須是非常密集的、白熱的。狄克和皮帕爾斯認(rèn)為，我們?nèi)匀荒芸吹皆缙谟钪娴陌谉幔@是因?yàn)楣馐菑乃姆浅＿h(yuǎn)的部分來，剛好現(xiàn)在才到達(dá)我們這兒。然而，宇宙的膨脹使得這光被如此厲害地紅移，以至于現(xiàn)在只能作為微波輻射被我們所看到。正當(dāng)?shù)铱撕推づ翣査箿?zhǔn)備尋找這輻射時(shí)，彭齊亞斯和威爾遜聽到了他們所進(jìn)行的工作，并意識(shí)到，自己已經(jīng)找到了它。為此，彭齊亞斯和威爾遜被授予1978年的諾貝爾獎(jiǎng)（狄克和皮帕爾斯看來有點(diǎn)難過，更別提伽莫夫了！）

現(xiàn)在初看起來，關(guān)于宇宙在任何方向看起來都一樣的所有證據(jù)似乎暗示，我們?cè)谟钪娴奈恢糜悬c(diǎn)特殊。特別是，如果我們看到所有其他的星系都遠(yuǎn)離我們而去，那似乎我們必須在宇宙的中心。然而，還存在另外的解釋：從任何其他星系上看宇宙，在任何方向上也都一樣。我們知道，這正是弗利德曼的第二個(gè)假設(shè)。我們沒有任何科學(xué)的證據(jù)去相信或反駁這個(gè)假設(shè)。我們之所以相信它只是基于謙虛：因?yàn)槿绻钪嬷皇窃谖覀冞@兒看起來各向同性，而在宇宙的其他地方并非如此，則是非常奇異的！在弗利德曼模型中，所有的星系都直接相互離開。這種情形很像一個(gè)畫上好多斑點(diǎn)的氣球被逐漸吹脹。當(dāng)氣球膨脹時(shí)，任何兩個(gè)斑點(diǎn)之間的距離加大，但是沒有一個(gè)斑點(diǎn)可認(rèn)為是膨脹的中心。并且斑點(diǎn)相離得越遠(yuǎn)，則它們互相離開得越快。類似地，在弗利德曼的模型中，任何兩個(gè)星系互相離開的速度和它們之間的距離成正比。所以它預(yù)言，星系的紅移應(yīng)與離開我們的距離成正比，這正是哈勃所發(fā)現(xiàn)的。盡管他的模型的成功以及預(yù)言了哈勃的觀測(cè)，但是直到1935年，為了響應(yīng)哈勃的宇宙的均勻膨脹的發(fā)現(xiàn)，美國物理學(xué)家哈瓦·羅伯遜和英國數(shù)學(xué)家阿瑟·瓦爾克提出了類似的模型后，弗利德曼的工作在西方才被普遍知道。

雖然弗利德曼只找到一個(gè)模型，其實(shí)滿足他的兩個(gè)基本假設(shè)的共有三種模型。在第一種模型（即弗利德曼找到的）中，宇宙膨脹得足夠慢，以至于在不同星系之間的引力使膨脹變慢下來，并最終使之停止。然后星系開始相互靠近，宇宙開始收縮。圖表示隨時(shí)間增加兩個(gè)鄰近的星系的距離的變化。剛開始時(shí)距離為零，接著它增長(zhǎng)到最大值，然后又減小到零；在第二類解中，宇宙膨脹得如此之快，以至于引力雖然能使之緩慢一些，卻永遠(yuǎn)不能使之停止。圖表示此模型中的鄰近星系的距離隨時(shí)間的變化。剛開始時(shí)距離為零，最后星系以穩(wěn)恒的速度相互離開；最后，還有第三類解，宇宙的膨脹快到足以剛好避免坍縮。正如圖所示，星系的距離從零開始，然后永遠(yuǎn)增大。然而，雖然星系分開的速度永遠(yuǎn)不會(huì)變?yōu)榱悖@速度卻越變?cè)叫　?

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第一類弗利德曼模型的奇異特點(diǎn)是，宇宙在空間上不是無限的，并且是沒有邊界的。引力是如此之強(qiáng)，以至于空間被折彎而又繞回到自身，使之相當(dāng)像地球的表面。如果一個(gè)人在地球的表面上沿著一定的方向不停地旅行，他將永遠(yuǎn)不會(huì)遇到一個(gè)不可超越的障礙或從邊緣掉下去，而是最終走到他出發(fā)的那一點(diǎn)。第一類弗利德曼模型中的空間正與此非常相像，只不過地球表面是二維的，而它是三維的罷了。第四維時(shí)間的范圍也是有限的，然而它像一根有兩個(gè)端點(diǎn)或邊界即開端和終端的線。以后我們會(huì)看到，當(dāng)人們將廣義相對(duì)論和量子力學(xué)的測(cè)不準(zhǔn)原理結(jié)合在一起時(shí)，就可能使空間和時(shí)間都成為有限的、但卻沒有任何邊緣或邊界。

一個(gè)人繞宇宙一周最終可回到出發(fā)點(diǎn)的思想是科學(xué)幻想的好題材，但實(shí)際上它并沒有多大意義。因?yàn)榭梢灾赋觯粋€(gè)人還沒來得及繞回一圈，宇宙已經(jīng)坍縮到了零尺度。你必須旅行得比光波還快，才能在宇宙終結(jié)之前繞回到你的出發(fā)點(diǎn)——而這是不允許的！

在第一類弗利德曼模型中，宇宙膨脹后又坍縮，空間如同地球表面那樣，彎曲后又折回到自己。在第二類永遠(yuǎn)膨脹的模型中，空間以另外的方式彎曲，如同一個(gè)馬鞍面。所以，在這種情形下空間是無限的。最后，在第三類剛好以臨界速率膨脹的弗利德曼模型中，空間是平坦的（所以也是無限的）。

但是究竟可用何種弗利德曼模型來描述我們的宇宙呢？宇宙最終會(huì)停止膨脹并開始收縮或?qū)⒂肋h(yuǎn)膨脹嗎？要回答這個(gè)問題，我們必須知道現(xiàn)在的宇宙膨脹速度和它現(xiàn)在的平均密度。如果密度比一個(gè)由膨脹率決定的某臨界值還小，則引力太弱不足于將膨脹停住；如果密度比這臨界值大，則引力會(huì)在未來的某一時(shí)刻將膨脹停止并使宇宙坍縮。

利用多普勒效應(yīng)，可由測(cè)量星系離開我們的速度來確定現(xiàn)在的宇宙膨脹速度。這可以非常精確地實(shí)現(xiàn)。然而，因?yàn)槲覀儾皇侵苯拥販y(cè)量星系的距離，所以它們的距離知道得不是非常清楚。所有我們知道的是，宇宙在每10億年里膨脹5％至10％。然而，我們對(duì)現(xiàn)在宇宙的平均密度測(cè)量得更不準(zhǔn)。我們?nèi)绻麑y河系和其他所有能看到的星系的恒星的質(zhì)量加起來，甚至是按對(duì)膨脹率的最低的估值而言，其質(zhì)量總量比用以阻止膨脹的臨界值的1％還少。然而，在我們以及其他的星系里應(yīng)該有大量的“暗物質(zhì)”，那是我們不能直接看到的，但由于它的引力對(duì)星系中恒星軌道的影響，我們知道它必定存在。況且人們發(fā)現(xiàn)，大多數(shù)星系是成團(tuán)的。類似地，由其對(duì)星系運(yùn)動(dòng)的效應(yīng)，我們能推斷出還有更多的暗物質(zhì)存在于這些成團(tuán)的星系之間。將所有這些暗物質(zhì)加在一起，我們?nèi)灾荒塬@得必須用以停止膨脹的密度的1/10。然而，我們不能排除這樣的可能性，可能還有我們未能探測(cè)到的其他的物質(zhì)形式幾乎均勻地分布于整個(gè)宇宙，它仍可以使得宇宙的平均密度達(dá)到停止膨脹所必要的臨界值。所以，現(xiàn)在的證據(jù)暗示，宇宙可能會(huì)無限地膨脹。但是，所有我們能真正了解的是，既然它已經(jīng)膨脹了100億年，即便如果宇宙還要坍縮，則至少要再過這么久才有可能。這不應(yīng)使我們過度憂慮——到那時(shí)候。除非我們到太陽系以外開拓殖民地，人們?cè)缬捎谔柕南缍劳龃M！

所有的弗利德曼解都具有一個(gè)特點(diǎn)，即在過去的某一時(shí)刻（約100到200億年之前）鄰近星系之間的距離為零。在這被我們稱之為大爆炸的那一時(shí)刻，宇宙的密度和空間——時(shí)間曲率都是無窮大。因?yàn)閿?shù)學(xué)不能處理無窮大的數(shù)，這表明廣義相對(duì)論（弗利德曼解以此為基礎(chǔ)）預(yù)言，在宇宙中存在一點(diǎn)，在該處理論自身失效。這正是數(shù)學(xué)中稱為奇點(diǎn)的一個(gè)例子。事實(shí)上，我們所有的科學(xué)理論都是基于空間——時(shí)間是光滑的和幾乎平坦的基礎(chǔ)上被表述的，所以它們?cè)诳臻g——時(shí)間曲率為無窮大的大爆炸奇點(diǎn)處失效。這表明，即使在大爆炸前存在事件，人們也不可能用之去確定之后所要發(fā)生的事件，因?yàn)榭深A(yù)見性在大爆炸處失效了。

正是這樣，與之相應(yīng)的，如果我們只知道在大爆炸后發(fā)生的事件，我們也不能確定在這之前發(fā)生的事件。就我們而言，發(fā)生于大爆炸之前的事件不能有后果，所以并不構(gòu)成我們宇宙的科學(xué)模型的一部分。因此，我們應(yīng)將它們從我們模型中割除掉，并宣稱時(shí)間是從大爆炸開始的。

很多人不喜歡時(shí)間有個(gè)開端的觀念，可能是因?yàn)樗詭в猩竦母缮娴奈兜馈＃硪环矫妫熘鹘套プ×舜蟊Ｐ停⒃?951年正式宣布，它和《圣經(jīng)》相一致。）所以，許多人企圖避免大爆炸曾經(jīng)存在過的這一結(jié)論。所謂的穩(wěn)態(tài)理論得到過最廣泛的支持。這是由兩個(gè)納粹占領(lǐng)的奧地利來的難民，赫曼·邦迪和托馬斯·高爾德，以及一個(gè)戰(zhàn)時(shí)和他們一道從事研制雷達(dá)的英國人，弗雷得·霍伊爾于1948年共同提出的。其想法是，當(dāng)星系互相離開時(shí)，在它們中的間隙由正在連續(xù)產(chǎn)生的新物質(zhì)不斷地形成新的星系。因此，在空間的所有地方以及在所有的時(shí)間，宇宙看起來大致是相同的。穩(wěn)態(tài)理論需要對(duì)廣義相對(duì)論進(jìn)行修正，使之允許物質(zhì)的。連續(xù)生成，但是其產(chǎn)生率是如此之低（大約每立方公里每年才產(chǎn)生一個(gè)粒子），以至于不與實(shí)驗(yàn)相沖突。在第一章敘述的意義上，這是一個(gè)好的科學(xué)理論：它非常簡(jiǎn)單，并做出確定的預(yù)言讓觀察檢驗(yàn)。其中一個(gè)預(yù)言是，我們?cè)谟钪娴娜魏螘r(shí)候任何地方看給定的空間體積內(nèi)星系或類似物體的數(shù)目必須一樣。本世紀(jì)50年代晚期和60年代早期，由馬丁·賴爾（他戰(zhàn)時(shí)也和邦迪·高爾德以及霍伊爾共事作雷達(dá)研究）領(lǐng)導(dǎo)的一個(gè)天文學(xué)家小組在劍橋?qū)耐饪臻g來的射電源進(jìn)行了普查。