如果在一個清澈的、無月亮的夜晚仰望星空，能看到的最亮的星體最可能是金星、火星、木星和土星這幾顆行星，還有巨大數(shù)目的類似太陽、但離開我們遠得多的恒星。事實上，當?shù)厍蚶@著太陽公轉(zhuǎn)時，某些固定的恒星相互之間的位置確實起了非常微小的變化—— 它們不是真正固定不動的。這是因為它們距離我們相對靠近一些。當?shù)厍蚶@著太陽公轉(zhuǎn)時，相對于更遠處的恒星的背景，我們從不同的位置觀測它們。這是幸運的， 因為它使我們能直接測量這些恒星離開我們的距離，它們離我們越近，就顯得移動得越多。最近的恒星叫做普羅希馬半人馬座，它離我們大約４光年那么遠（從它發(fā) 出的光大約花４年才能到達地球），也就是大約23萬億英哩的距離。大部分其他可用肉眼看到的恒星離開我們的距離均在幾百光年之內(nèi)。與之相比，我們太陽僅僅 在８光分那么遠！可見的恒星散布在整個夜空，但是特別集中在一條稱為銀河的帶上。遠在公元1750年，就有些天文學家建議，如果大部分可見的恒星處在一個 單獨的碟狀的結(jié)構(gòu)中，則銀河的外觀可以得到解釋。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，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?賴度。

圖3.1

　　埃得溫· 哈勃用上述方法算出了九個不同星系的距離?，F(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3.1 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！

　　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，其頻率（或每秒的振動數(shù)）高達4到7百萬億 次的振動。對不同頻率的光，人的眼睛看起來為不同顏色*，最低的頻率出現(xiàn)在光譜的紅端，而最高頻率在藍端。想像在離開我們一個固定的距離處有一光源——例如 恒星——以固定的頻率發(fā)出光波，顯然我們接受到的波頻率和發(fā)出時的頻率一樣（星系的引力場沒有足夠強到對它有明顯的效應）?，F(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，這樣此波峰到達我們處所用的時間比恒星不動時要少。這意味著，這兩個波峰到達我們的時間間隔變小了， 所以我們接收到的波的每秒振動數(shù)（頻率）比恒星靜止時高。同樣，如果光源離我們而去，我們接收到的波頻率就變低了。所以對于光來說，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）；而當恒星靠近我們而來時，光譜則藍移。這個稱之為多普勒效應的頻率和速度的關(guān)系是我們?nèi)粘Ｋ煜さ模缥覀?聽路上來往小汽車的聲音：當它開過來時，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英哩）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(guān)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，但是它的頻率只有每秒100 億次振動的數(shù)量級），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?，F(xiàn)在我們知道，不管我們朝什么方向看，這噪聲的變化總不超過萬分之一。這樣，彭齊亞斯和威爾遜無意中極其精確地證實了弗利德曼的第一個假設。

　　大約同時，在附近的普林斯頓的兩位美國物理學家，羅伯特· 狄克和詹姆士·皮帕爾斯也對微波感興趣。他們正在研究喬治·伽莫夫（曾為亞歷山大·弗利德曼的學生）的一個見解：早期的宇宙必須是非常密集的、白熱的。狄 克和皮帕爾斯認為，我們?nèi)匀荒芸吹皆缙谟钪娴陌谉幔@是因為光是從它的非常遠的部分來，剛好現(xiàn)在才到達我們這兒。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?shù)铱撕推づ翣査箿蕚鋵ふ疫@輻射時，彭齊亞斯和威爾遜聽到了他們所進行的工作，并意識到，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（狄克和皮帕爾斯看來有點難過，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，我們在宇宙的位置有點特殊。特別是，如果我們看到所有其他的星系都遠離我們而去，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假設。我們沒有任 何科學的證據(jù)去相信或反駁這個假設。我們之所以相信它只是基于謙虛：因為如果宇宙只是在我們這兒看起來各向同性*，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。這種情形很像一個畫上好多斑點的氣球被逐漸吹脹。當氣球膨脹時，任何兩個斑點之間的距離加大，但是沒 有一個斑點可認為是膨脹的中心。并且斑點相離得越遠，則它們互相離開得越快。類似地，在弗利德曼的模型中，任何兩個星系互相離開的速度和它們之間的距離成 正比。所以它預言，星系的紅移應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言了哈勃的觀測，但是直到1935年，為了響應哈勃的宇宙的均勻膨脹的發(fā)現(xiàn)，美國物理學家哈瓦·羅伯遜和英國數(shù)學家阿瑟·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。

圖3.2

　　雖然弗利德曼只找到一個模型，其實滿足他的兩個基本假設的共有三種模型。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3.2 表示隨時間增加兩個鄰近的星系的距離的變化。剛開始時距離為零，接著它增長到最大值，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，卻永遠不能使之停止。圖3.3表示此模型中的鄰近星系的距離隨時間的變化。剛開始時距離為零，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3.4 所示，星系的距離從零開始，然后永遠增大。然而，雖然星系分開的速度永遠不會變?yōu)榱?，這速度卻越變越慢。

圖3.3

　 　第一類弗利德曼模型的奇異特點是，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，以至于空間被折彎而又繞回到自身，使之相當像地球的表 面。如果一個人在地球的表面上沿著一定的方向不停地旅行，他將永遠不會遇到一個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。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。第四維時間的范圍也是有限的，然而它像一根有兩個端點或邊界即開端和終端的 線。以后我們會看到，當人們將廣義相對論和量子力學的測不準原理結(jié)合在一起時，就可能使空間和時間都成為有限的、但卻沒有任何邊緣或邊界。

圖3.4

　　一個人繞宇宙一周最終可回到出發(fā)點的思想是科學幻想的好題材，但實際上它并沒有多大意義。因為可以指出，一個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——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。在第二類永遠膨脹的模型中，空間以另外的方式彎曲，如同一個馬 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？宇宙最終會停止膨脹并開始收縮或?qū)⒂肋h膨脹嗎？要回答這個問題，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，則引力會在未來的某一時刻將膨脹停止并 使宇宙坍縮。

　　利用多普勒效應，可由測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現(xiàn)。然而，因為我們不是直接地測量星系的距離，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，我們對現(xiàn)在宇宙的平均密度測量得更不準。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)星系是成團的。類似地，由其對星系運動的效應，我們能推斷出還有更多的暗物質(zhì)存在于這些 成團的星系之間。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十分之一。然而，我們不能排除這樣的可能性*，可能還有我們未能探測到 的其他的物質(zhì)形式幾乎均勻地分布于整個宇宙，它仍可以使得宇宙的平均密度達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。這不應使我們過度憂慮——到那時候，除非我們到太陽系以外開拓殖民地，人們早由于太陽的熄滅而 死亡殆盡！

　　所有的弗利德曼解都具有一個特點，即在過去的某一時刻（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刻，宇宙的密度和空間－時間曲率都是無窮大。因為數(shù)學不能處理無窮大的數(shù)，這 表明廣義相對論（弗利德曼解以此為基礎(chǔ)）預言，在宇宙中存在一點，在該處理論自身失效。這正是數(shù)學中稱為奇點的一個例子。事實上，我們所有的科學理論都是 基于空間－時間是光滑的和幾乎平坦的基礎(chǔ)上被表述的，所以它們在空間－時間曲率為無窮大的大爆炸奇點處失效。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，因為可預見性*在大爆炸處失效了。正是這樣，與之相應的，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)成我們宇宙的科學模型的一部分。因此，我們應將它們從我們模型中割除掉，并宣稱時間 是從大爆炸開始的。

　　很多人不喜歡時間有個開端的觀念，可能是因為它略帶有神的干涉的味道。（另一方面，天主教抓住了大爆炸模型，并在1951 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，以及一個戰(zhàn)時和他們一道從事研制雷達的英國人，弗雷得·霍伊爾于1948年共同提出的。其想法是，當星系互相離開 時，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間，宇宙看起來大致是相同的。穩(wěn)態(tài)理論需要對廣義相 對論進行修正，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)生一個粒子），以至于不與實驗相沖突。在第一章敘述的意義上，這 是一個好的科學理論：它非常簡單，并做出確定的預言讓觀察檢驗。其中一個預言是，我們在宇宙的任何時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50年代晚期和60年代早期，由馬丁·賴爾（他戰(zhàn)時也和邦迪·高爾德以及霍伊爾共事作雷達研究）領(lǐng)導的一個天文學家小組在劍橋?qū)耐饪臻g來 的射電源進行了普查。這個小組指出，這些射電源的大部分是位于我們星系之外（它們之中的許多確實可被認證與其他星系相關(guān)），并且存在的弱源比強源多得多。 他們將弱源解釋為更遙遠的源，強源為較近的源。結(jié)果發(fā)現(xiàn)，單位空間體積內(nèi)普通的源在近處比遠處稀少。這可能表明，我們處于宇宙的一個巨大區(qū)域的中心，在這 兒的源比其他地方稀少。另外的一個解釋是，宇宙在射電開始發(fā)出的過去的那一時刻具有比我們現(xiàn)有的更密集的源。任何一種解釋都和穩(wěn)態(tài)理論相矛盾。況 且，1965年彭齊亞斯和威爾遜的微波背景輻射的發(fā)現(xiàn)又指出，宇宙在過去必須密集得多。因此穩(wěn)態(tài)理論必須被拋棄。

　　1963 年，兩位蘇聯(lián)科學家歐格尼·利弗席茲和伊薩克·哈拉尼可夫做了另一個嘗試，設法避免存在大爆炸并因此引起時間起點的問題。他們提出；大爆炸可能只是弗利德 曼模型的特性*，這個模型畢竟只是真實宇宙的近似。也許，所有大體類似實在宇宙的模型中，只有弗利德曼模型包含大爆炸奇點。在弗利德曼模型中，所有星系都是 直接互相離開——所以一點不奇怪，在過去的某一時刻它們必須在同一處。然而，在實際的宇宙中，星系不僅僅是直接互相離開——它也有一點橫向速度。所以，在 現(xiàn)實中它們從來沒必要在同一處，只不過非?？拷?。也許，現(xiàn)在膨脹著的宇宙不是大爆炸奇點的結(jié)果，而是從早期的收縮相而來的；當宇宙坍縮時，其中的粒子 可以不都碰撞，而是互相離得很近穿過然后又離開，產(chǎn)生了現(xiàn)在的宇宙膨脹。何以得知這實際的宇宙是否從大爆炸開始的呢？利弗席茲和哈拉尼可夫研究的模型大體 和弗利德曼模型相像，但是考慮了實際宇宙中的星系的不規(guī)則性*和雜亂速度。他們指出，即使星系不再總是直接互相離開，這樣的模型也可從一個大爆炸開始。但是 他們宣稱，這只可能發(fā)生在一定的例外的模型中，星系在這兒以正確的方式運動。他們論證道，似乎沒有大爆炸奇點的類弗利德曼模型比有此奇點的模型多無限多 倍，所以我們的結(jié)論應該是，實際中沒有過大爆炸。然而，他們后來意識到，存在更為廣泛的具有奇性*的類弗利德曼模型，星系在那兒并不需要以任何特別的方式運 動。所以，1970年他們收回了自己的宣布。

　　利弗席茲和哈拉尼科夫的工作是有價值的。因為它顯示了，如果廣義相對論是正確的，宇宙可以有過奇點，一個大爆炸。然而它沒有解決關(guān)鍵的問題：廣義相對論是否預言我們的宇宙必須有過大爆炸或時間的開端？對這個問題，英國數(shù)學家兼物理學家羅杰· 彭羅斯在1965年以完全不同的手段給出了回答。利用廣義相對論中光錐行為的方式以及引力總是吸引這一事實，他指出，坍縮的恒星在自己的引力作用下被陷入 到一個區(qū)域之中，其表面最終縮小到零。并且由于這區(qū)域的表面縮小到零，它的體積也應如此。恒星中的所有物質(zhì)將被壓縮到一個零體積的區(qū)域里，所以物質(zhì)的密度 和空間－時間的曲率變成無限大。換言之，人們得到了一個奇點，它被包含在叫做黑洞的空間－時間的一個區(qū)域中。

　 　初看起來，彭羅斯的結(jié)果只適用于恒星，它并沒有涉及到任何關(guān)于整個宇宙的過去是否有個大爆炸奇點的問題。然而，正當彭羅斯在創(chuàng)造他的定理之時，我是一個 正在盡力尋求一個問題可用之完成博士論文的研究生。兩年之前我即被診斷得了ＡＬＳ病，通常又被稱為盧伽雷病或運動神經(jīng)細胞病，并且我被告知只有一兩年可活 了。在這種情況下，看來沒有很多必要攻讀我的博士學位了——我預料不能活那么久。然而兩年過去了，我沒有糟到那種程度。事實上，我的事情還進行得相當好，還和一個非常好的姑娘簡·瓦爾德定婚了。但是為了結(jié)婚，我需要一個工作；為了得到工作，我需要一個博士學位。

　　1965 年，我讀到彭羅斯關(guān)于任何物體受到引力坍縮必須最終形成一個奇點的定理。我很快意識到，如果人們將彭羅斯定理中的時間方向顛倒以使坍縮變成膨脹，假定現(xiàn)在 宇宙在大尺度上大體類似弗利德曼模型，這定理的條件仍然成立。彭羅斯定理指出，任何坍縮必須終結(jié)于一個奇點；其時間顛倒的論斷則是，任何類弗利德曼膨脹模 型必須從一個奇點開始。為了技巧上的原因，彭羅斯定理需要以宇宙在空間上是無限的為條件。所以事實上，我能用它來證明，只有當宇宙膨脹得快到足夠以避免重 新坍縮時（因為只有那些弗利德曼模型才是空間無限的），必須存在一個奇點。

　　以后的幾年中，我發(fā)展了新的數(shù)學技巧，從證明奇性*必須發(fā)生的定理中除去了這個和其他技術(shù)上的條件。最后的結(jié)果是1970 年彭羅斯和我的合作論文。那篇論文最后證明了，假定廣義相對論是正確的，宇宙包含著我們觀測到的這么多物質(zhì)，則過去必須有一大爆炸奇點。我們的工作遭到許 許多多的反對，部分來自蘇聯(lián)人，由于他們對科學宿命論的信仰；另一部分來自某些人，他們不喜歡整個奇點的觀念，并認為這糟蹋了愛因斯坦理論的完美。然而， 人實在不能辯贏數(shù)學定理。所以最終我們的工作被廣泛接受，現(xiàn)在幾乎每個人都假定宇宙是從一個大爆炸奇點開始的。頗具諷刺意味的是，現(xiàn)在我改變了想法，試圖 去說服其他物理學家，事實上在宇宙的開端并沒有奇點——正如我們將看到的，只要考慮了量子效應，奇性*則會消失。

　　從這一章我們看到，在不到半個世紀的時間里，人們幾千年來形成的關(guān)于宇宙的觀點被改變了。哈勃關(guān)于宇宙膨脹的發(fā)現(xiàn)，并意識到我們的行星在茫茫的宇宙中的微不足道，只不過是起點而已。隨著實驗和理論證據(jù)的積累，人們越來越清楚地認識到，宇宙在時間上必須有個開端。直到1970 年，在愛因斯坦的廣義相對論的基礎(chǔ)上，這才被彭羅斯和我所證明。這個證明顯示，廣義相對論只是一個不完全的理論，它不能告訴我們宇宙是如何開始的。因為它 預言，所有包括它自己在內(nèi)的物理理論都在宇宙的開端失效。然而，廣義相對論宣稱自己只是一個部分理論，所以奇點定理真正所顯示的是，在極早期宇宙中有過一 個時刻，那時宇宙是如此之小，以至于人們不能再不管20世紀另一個偉大的部分理論——量子力學的小尺度效應。20世紀70年代初期，我們被迫從對極其巨大 范圍的理論研究轉(zhuǎn)到對極其微小范圍的理論研究。下面在我們進而努力將這兩個部分理論結(jié)合成一個單獨的量子引力論之前，首先描述量子力學這個理論。