我们选择一个非常早期的时间点，将其当作三大基本自然力实现大统一的时间点。
这是宇宙温度大到足以产生X粒子和磁单极子的时期。当时的温度相当于3×1028开尔文，此时是宇宙开始膨胀后的10-35秒。
经过1017秒的膨胀，今天的宇宙辐射温度已经下降到3开尔文。自早期那个时刻以来，温度已经改变了1028个量级。当前可见宇宙内的所有物质在当时被包含在一个比当前的可见宇宙小1028个量级的球体之中。当前可见宇宙的半径由它的年龄乘以光速得出，如图4-2所示，这个半径大约是3×1027厘米。因此，在大统一时期，可见宇宙中的一切在刚开始时都被囊括在一个半径为3毫米的球体之内！
虽然这个数字看起来非常小，但它实际上大得惊人。因为，在这个时刻，光自宇宙膨胀开始以来走出的距离是：3×1010厘米/秒，乘以10-35秒，得到的距离为3×10-25厘米（见图4-3）。这是自宇宙膨胀开始以来，任何信号所能达到的最大距离，我们称为视界距离（horizon distance）。
图4-3 可见宇宙的膨胀历史
注：如果追溯可见宇宙的膨胀历史，在它刚诞生10-35秒时，整个宇宙是一个半径为3毫米的区域。虽然听起来小得不可思议，但在这个阶段，光只传播了3×10-25厘米。这就定义了此时的“因果视界”（causal horizon）。
如果起着摩擦或平滑作用的过程正在消除宇宙初始状态中的任何不规则现象，那么视界决定着任何时候这种平滑作用的最大限度，因为这些过程的速度不可能超过光速。问题是，在早期时刻，那个膨胀成当前可见宇宙的区域比视界距离要大得多。难题和麻烦就此产生。
难以理解的是，如果说原先的宇宙是由数量巨大且彼此完全独立的区域拼合起来的（因为从某种意义上来说，自宇宙诞生以来，光还没有足够的时间从一个区域穿梭到另一个区域），我们如何解释如今所处的宇宙，它的每一处以及从天空望出去的每个方向都能展示出令人难以想象的一致性。
如果没有足够的时间进行热量或者能量的传递以实现彼此之间的一致性（宇宙微波背景辐射的各向同性说明了这一点），它们是如何达到相同的温度和膨胀率的呢？我们似乎只能得出这样的结论：最初的状态就是这样的，宇宙创世的最开始，每个方向的状态便是完全一致的。
我们需要搞清楚的问题是磁单极子的普遍性。这些粒子出现在早期宇宙中能量场指向失配的地方。只要这些能量场的指向存在某种失配，就会形成一个能量结，即我们所说的“磁单极子”。此时的视界大小为3×10-25厘米，这说明这些能量场可以实现均衡，从而避免失配的发生。但在当时，那个将要膨胀为当前可见宇宙的区域是该视界的1024倍。因此，这其中应该包含了大量的失配，导致今天可见宇宙中存在数量难以估计的磁单极子。这就是所谓的“磁单极子问题”。
还原这些细节以及思考当时发生的情况是非常有意义的。物理学家已经设计出关于物质在高温下如何运动的详细理论。
这些理论被应用于探索宇宙的初始状态。我们用它们重现宇宙诞生最初的瞬间时，取得了令人雀跃的新发现，比如，该发现解释了宇宙是如何青睐正物质而非反物质的。这个理论也预测了宇宙中存在大量新物质粒子，这些粒子被称为磁单极子——一种并不存在的假设物质。
科学家预测，磁单极子数量庞大的原因在于，当前的可见宇宙在扩张的初期便是从一个距离远大于当时光所能传播的距离的区域扩张而来，因此必然会包含很多能量失配现象，从而产生大量磁单极子。
大统一理论取得的成功给了物理学家相当大的自信，所以，他们非但没有在磁单极子问题面前望而却步，反而将这个问题搁置一边，继续探索这些理论的其他性质，希望能够像米考伯先生(7)那样，等到转机的出现。最终结果确实不负所望。
1979年在斯坦福直线加速器中心（Stanford Linear Accelerator Center）(8)，年轻的美国粒子物理学家艾伦·古斯（Alan Guth）偶然发现了解决这个问题的方法，并使大统一理论与我们已知的宇宙相容，这个方法就是宇宙暴胀理论。从那时起，古斯的这个理论就成为早期宇宙的研究焦点之一，并发展成为一门独立的学科，以研究他的基本思想如何实现。
磁单极子问题是早期宇宙中存在极小视界的结果。大统一时期的视界范围本应是从之前的极小视界扩大到一个直径不超过100千米的区域。若想将这个视界扩大到今天可见的大小，宇宙就需要在早期以更大的速度膨胀。这便是古斯的暴胀理论提出的内容。该理论认为宇宙在早期阶段经历了一个短暂的加速膨胀阶段。这个阶段非常短暂，大致从10-35秒到10-33秒就已足够（见图4-4）。
图4-4 宇宙加速膨胀的过程
注：暴胀使早期宇宙快速膨胀，使大小仅为3×10-25厘米的区域膨胀到当前可见宇宙的规模。可以将此图与图4-3中宇宙缓慢的膨胀历史进行比较。
如果这种加速确实存在，那么当前的整个可见宇宙便是从一个非常小的区域暴胀而来的，这个区域在膨胀之初小到光可以轻易穿越。宇宙的平滑性以及各向同性问题也因此得到解决。最重要的是，磁单极子大量存在的问题将不复存在，因为可见宇宙是从一个非常小的区域暴胀而来的，而这个区域在最开始的阶段小到最多可以包含一个磁单极子失配的产生。这样，磁单极子的问题便得到了解决。
可见宇宙的均匀性问题并非是由于新理论的提出，或是通过一些理论规定宇宙在初始状态便以这种精心有序的形式存在，它之所以呈现出惊人的一致性，仅仅是因为它只是暴胀宇宙极小的一部分，这个部分由于其狭小的面积，在当时从炽热变为冷却的过程中，受到携带巨大能量的平滑作用的影响，从而促使该区域的一致性保留至今。其实，宇宙的不均匀性可能仍然存在，只是存在于我们的视野之外。它们没有就此消散，只是被宇宙的演进“扫”到了我们看不见的地方而已。
虽然短暂的暴胀时期只是对整个宇宙历史的一个小注解，但它却有着重大而深远的意义。我们已经讨论了罗杰·彭罗斯、霍金、罗伯特·杰拉奇和乔治·埃利斯的奇点理论，该理论建立在这样一个假设之上：无论何时何地，物质都会对其他物质施加引力。我们还描述了引力是如何要求总量D为正，即宇宙中的密度和压力之和为正。
如果事实确实如此，那么整个宇宙的膨胀都会减速，这是所有大爆炸模型在膨胀理论提出之前的预期。无论宇宙在膨胀开始时的速度有多快，无论它们是无限膨胀下去还是走向大坍缩，引力的作用都在减缓膨胀的速率，因为所有物质都在对其他物质施加引力。所以，如果一个理论想让早期的宇宙经历短暂的加速膨胀，引力在当时就必须充当暂时的斥力，因此总量D就必须暂时为负。
这是暴胀宇宙理论的基础：它在解释了宇宙均匀性的同时，解决了磁单极子的问题。该理论建立在反引力物态存在的基础之上，它们的存在为大爆炸发生后短暂的加速膨胀创造了条件。如果在自然界，我们无法找寻到这种物质存在的证据，这个理论便是不成立的。不过，它们确实存在。在下一章，我们会介绍一些与其有关的远古遗迹，它们还留存在宇宙之中，作为过去暴胀时代的见证。
20世纪60年代，科学家理所当然地认为，所有形式的物质都具有引力而非斥力。然而，到了20世纪80年代，宇宙学家开始相信，高密度的物质具备斥力产生的条件。而产生这种大反转的原因同样源自粒子物理学家开启的粒子物理学新天地，他们的理论预测出存在某种新物质形式，它们能够产生非常大的负压。这些负压产生的力足以超过由密度产生的引力，万有斥力便由此产生（即总量D为负值）。
如果这种形式的物质不仅存在于科学家的草稿纸上，而是真实存在于现实之中，那么当宇宙膨胀时，它们的强度会随着膨胀非常缓慢地增加，最终对膨胀施加反引力效应。因此，膨胀将开始加速，宇宙将发生暴胀，直到与此相关的物质场衰变为更普通的物质形式，或者衰变为仅具有万有引力的辐射形式。然后，宇宙的膨胀将恢复到暴胀开始前的减速状态，也就是现如今我们所经历的状态。这就是暴胀宇宙在极早期宇宙演化过程中的本质（见图4-5）。
图4-5 膨胀宇宙的半径随着时间的变化
注：宇宙暴胀的周期在这幅图中被大大地延长了。在实际情况中，它只需要从膨胀开始的10-35秒持续到10-33秒。宇宙现在的年龄大约是150亿年。这幅图显示了宇宙膨胀是如何以减速的方式开始，然后在暴胀发生时出现一段时间的加速，直到暴胀结束后重新回到减速膨胀的状态。
这幅关于宇宙的历史演化图对宇宙学家具有巨大的吸引力，原因有很多。比如，暴胀理论解决了磁单极子的问题，不仅如此，它也让我们在最大观测尺度上理解宇宙的均匀性。同时，暴胀理论还对可见宇宙的现状做了两个预测，它们将决定该理论到底是对还是错。
为了解决磁单极子的问题，暴胀持续的时间必须达到当时宇宙年龄的70倍，就是这直径仅有1毫米的早期宇宙产生了当前可见宇宙所需要的东西。这种暴胀带来的一个重要结果就是，宇宙膨胀的速度加快，持续的时间也变得更长。
如果没有暴胀的发生，宇宙在收缩之前只会自然地膨胀一小会儿。但如果发生暴胀，则这种膨胀很容易持续超过万亿年。暴胀使不断膨胀的宇宙非常接近之前所说的临界点，即区分永远膨胀的宇宙与注定回到大坍缩的宇宙之间的分界点。因此，暴胀理论为可见宇宙奇异地接近临界点的现象提供了一种自然的解释（见图4-6）。
图4-6 不同封闭宇宙及其生存周期的组图
注：宇宙膨胀的时间越长，就越接近临界值。
如果暴胀的时间长到足以解释为什么我们没有发现任何磁单极子，那么我们应该会发现，目前的膨胀速度与临界值的差距不超过百万分之一，也就是可见宇宙的平均密度与临界值的差距不超过百万分之一，即不超过2×10-29克物质/立方厘米。
这个数据十分有趣，原因有二。第一，如果宇宙的密度非常接近临界值，我们将永远无法确定当前的宇宙是处于开放还是封闭的状态，因为我们无法以百万分之一的精度测量宇宙可见部分的密度。但更有意思的是第二个原因——目前观察到的发光物质的密度至少小于临界值的10倍。
如果宇宙暴胀理论是正确的，则意味着宇宙中可见部分的大部分物质必须以某种不发光的形式存在，而非以闪亮的恒星和星系的形式存在。这个结论备受学界的欢迎，因为长期以来，宇宙学家一直饱受这一问题的困扰：对恒星和星系运动的观察表明，这些物体的运动速度超过它们本该被附近发光物质施加的引力造成的移动速度。很明显，它们周围存在着大量黑暗的、无法看见的物质，它们对星系和恒星施加的引力决定了我们所看到的恒星和星系的运动轨迹。
对于上文提到的数据，我们的第一反应是，假设恒星和星系之间存在更多的暗物质，它们或许以微弱的星光岩石、气体、灰尘和其他碎片的形式存在，但没有整合到恒星形成的过程之中。这意味着仅凭一张宇宙光线分布图并不能很好地说明宇宙中的物质分布情况，这种情况我们并不陌生。
举个例子，如果我们从太空中看地球，并绘制一张夜间灯光分布图，便会发现，它并不能非常准确地对应全球的人口密度分布。相反，它反映的是财富的分布。西方的大城市在夜晚灯火通明，繁华无比，但第三世界的人口中心则一片漆黑。
然而，在宇宙中，事情并非这么简单。尽管我们认为，“宇宙中存在大量的普通原子和分子物质，并且以非发光的形式散布在宇宙各处”，但大自然似乎并不同意我们的观点。而宇宙膨胀理论的基石之一就是，我们有能力详细预测在宇宙诞生几分钟之时发生核聚变反应的系列结果。
这些计算结果与我们所观测到的氢、锂、氘以及氦的两种同位素的丰度惊人一致。这告诉我们，参与这些核聚变反应的物质的密度必须不超过临界密度的1/10。如果实际密度大于这个值，核聚变反应将会把大量的中子合并到氦-4中，这样的结果就是，作为副产品遗留下来的氘和氦-3原子核将比我们今天观察到的数量少得多。
氦-3和氘的丰度是衡量宇宙中核物质密度的敏感指标。它们告诉我们，如果宇宙中隐藏着使其接近临界密度的暗物质，这种物质就不能以任何形式参与核聚变反应。这也意味着暗物质必须以类似中微子的形式存在。中微子不带电荷，因此不受电磁力的影响。这种物质也不会受到强相互作用力的影响，只能受到引力和弱相互作用力的影响。
宇宙中有三种不同类型的中微子，但从未发现哪一种中微子的质量不是为零。不过，相应的证据并不充分，因为中微子的相互作用力极其微弱，对它们开展质量测量的实验异常困难，而且中微子可能拥有的质量太过微小，检测的仪器的灵敏度也会跟不上。但是，粒子物理学家能带来的可远不仅于此。
例如，物理学家尝试统一所有的自然力，因此预测宇宙中存在弱相互作用大质量粒子（Weakly Interacting Massive Particles，简称WIMPs），这种粒子我们尚未在实验中发现。日内瓦新粒子对撞机建设的目标之一就是发现这类大质量粒子。
如果三种已知的中微子的质量之和不超过90电子伏（一个氢原子的质量约为10亿电子伏），宇宙中所有的中微子将会导致宇宙密度超过临界值，那么宇宙将走向“闭合”，也就是说，在未来它注定会走向坍缩。同样，如果弱相互作用大质量粒子的确存在，而且质量为氢原子的两倍，则大爆炸理论预测，它们的累积密度之和将等于“闭合”宇宙所需的密度。
然而，如果宇宙主要由这些弱相互作用大质量粒子组成，我们可能会提出疑问，为什么不能直接探测到它们，然后一劳永逸地解决这个问题。很可惜，我们无法对已知宇宙中的中微子进行直接探测，因为它们的质量太小，导致它们与我们的探测器的相互作用太过微弱而无法观测。
所以，我们能做的就是在实验室中测量中微子的质量。利用能量的撞击，使它们对其他粒子施加的影响被仪器观察到，同时也测试它们会与发光物质的集群发生什么反应，通过比较聚集过程的计算机模拟，测试我们对此的预测是否正确。然而，如果组成暗物质的正是这些弱相互作用大质量粒子，那么事情就更令人兴奋了。这些粒子的质量是已知中微子的10亿倍，它们应该能够以更大的能量撞击探测器。事实上，如果这些粒子的数量大到足以构成暗物质，我们就有能力探测到宇宙中由这些粒子形成的海洋。
位于英国和美国的几个实验小组建造了地下探测器，为的是发现弱相互作用大质量粒子的宇宙海洋。当其中一个粒子撞击到晶体中的原子核时，它会使原子核反冲，并利用沉积下来的能量对晶体进行轻微的加热，从而留下信号。如果我们在这类情况下只监测1千克的物质，那么每天应该会发现这种信号1~10次。
如果屏蔽掉所有其他信号(9)，那么就有可能确定弱相互作用大质量粒子是否存在于我们周围。这种屏蔽通过将探测器深埋于地下实现，同时还要置于冰箱内部将其冷却到绝对零度左右，并在冰箱周围放置吸附性材料（见图4-7）。
图4-7 探测弱相互作用大质量粒子的物理过程
注：一个边长为1毫米的小晶体被冷却到绝对零度以上的百分之几开尔文，射入的弱相互作用大质量粒子撞击晶体中的原子核，原子核反冲，但速度很快减慢，然后以冲击波的形式释放出反冲产生的能量。这个冲击波使晶体升温，虽然幅度很小，但却能够被探测器捕捉到。
在接下来的几年里，我们希望看到此类实验的第一个成果。它将以意想不到的方式揭开宇宙的神秘面纱。宇宙到底是开放的还是封闭的题，可能取决于最小物质粒子的性质，也可能取决于地球上矿井底部的情况，而不是取决于观察天空的望远镜。大星系可能只是宇宙浩瀚物质海洋中的一滴水珠。
这些物质中的很大部分也许足以使空间弯曲成闭合状态，其形式也可能与我们在粒子加速器中发现的任何物质截然不同。这将是地球在物质宇宙中地位的最后一次改变。地球不仅不是宇宙的中心，甚至构成地球的物质都不在宇宙中占主导地位。
5 暴胀和COBE卫星
这是一个相当棘手的问题，我希望你能在50分钟内保持沉默，不要和我说话。
——《红发会》（The Red-headed League）
1992年春天，美国国家航空航天局的COBE卫星探测到宇宙微波背景辐射温度的微小变化，这一消息使全世界的新闻媒体兴奋不已。通过监测地球大气层上方的辐射，COBE卫星避免了大气变化造成的虚假浮动，因此获得的结果比任何在地球上进行的类似实验都更为精确。
COBE卫星要做的就是，以大于10度的角度不断地来回切换对准天空的探测器（为了比较，对准满月的角度比对准天空的要少半度），确定不同方向的宇宙微波背景辐射的温度差。这些微小的温度变化到底意味着什么呢？为什么每个人都对这个消息如此兴奋？一些夸张的评论员甚至声称COBE卫星的这项数据是有史以来最重要的科学发现。
利用对物理基本原理的了解，我们可以理解恒星和行星等的结构。但当涉及星系时，我们的理解就有些模棱两可。因为我们不知道用类似的方法来确定不同自然力之间的平衡，是否足以解释星系和星系团为何具有它们所显示的质量、形状和大小。答案是我们无法确定。星系和星系团是由物质组成的岛屿，其中物质的密度远远大于外部宇宙的平均密度。
例如，银河系的平均密度大约是宇宙平均密度的100万倍。这种不规则的存在并不是什么神秘的现象。如果我们将物质完全均衡地分布，并引入一个微小的不均匀性，它就会像滚雪球一样，变得越来越明显。因为任何物质稍微过剩的地方都会产生更大的引力，从而吸引更多的物质，而代价是密度稍小的区域的密度会越来越低，而且这个代偿将会不间断地继续下去。
这个过程被称为“引力不稳定性”（gravitational instability），300年前，牛顿首次发现了这个现象。无论宇宙膨胀与否，引力不稳定性都在发挥作用。尽管在膨胀的宇宙中，物质的聚集需要花费更长的时间，因为膨胀往往会把聚集的物质拉开，但随着宇宙年龄的增长，聚集物与宇宙的其他部分相比会显得尤为密集，所以它们不会跟着宇宙的膨胀继续膨胀（见图5-1）。
图5-1 引力不稳定性的作用
注：引力不稳定性的过程逐渐将不太均匀的物质分布转变成密度不断增大的聚合式分布。
相反，聚集物内部组成物所产生的内引力和一致运动产生的外压力之间形成一种平衡，从而形成了稳定的物质岛屿。然而，如果想通过引力不稳定性来解释星系和星系团的起源，我们就需要了解宇宙膨胀开始时或开始不久之后的一些情况。这些不规则现象在一定时间内达到的密度水平取决于它们在宇宙膨胀刚开始时的密度水平。
我们对最遥远的星系及其可能的前星系体的天文观察表明，当宇宙膨胀到目前规模的1/5时，今天我们所看到的那种超高密度星系就已然存在。但我们真正需要知道的是，当宇宙只有大约100万年的膨胀历史，且大小只有现在的1/1000时，这些星体的密度有多大。COBE卫星观测到了一些蛛丝马迹。当时，这些聚集体还远不能称为超高密度星系和星系团。COBE卫星收集到的数据是宇宙早期阶段的“遗迹”，不会受到后续事件的影响，而且这些数据现在得到了地面高精试验结果的补充。
宇宙在早期炽热阶段的辐射随着宇宙的膨胀而逐渐冷却，当膨胀持续了大约100万年后，辐射冷却到一定程度，整个原子和分子开始在原子核和电子中聚集起来。在更早期的时候，它们在遇到周围高能辐射光子时会立即解体，光子携带着它们缘起的信息开始自由地在空间和时间中穿梭，成为宇宙微波背景辐射。
在密度略高于平均水平的地方，辐射温度下降的速度要比密度较低的地方慢一些。这意味着，今天宇宙微波背景辐射的温度变化为我们提供了宇宙形成几百万年时物质分布的快照，成熟的星系在当时还未形成。
宇宙学家花了多年时间，利用地面探测器寻找宇宙微波背景辐射的温度变化，却以失败告终，而COBE卫星终于找到了它们。这些变化非常微小，只有十万分之一。这个数字告诉我们，引力不稳定性需要将刚开始的不均匀性放大很多倍，才能在宇宙存在数十亿年时变得足够强大，创造出第一个星系和星系团。
宇宙微波背景辐射温度的变化有助于确定星系形成中间阶段的具体情况。这些辐射波动的发现虽然令人兴奋，但宇宙学家对此并不感到十分惊讶。他们会惊讶于这类波动的缺失，因为如果真是如此，我们将不得不假设星系最初的形成并没有受益于密度的不规则分布。这样，星系的形成就不是引力不稳定性的简单过程所产生的结果。
宇宙微波背景辐射的波动也为我们提供了一种检验宇宙膨胀理论的方法。若想知道这是如何实现的，我们需要更仔细地思考一下宇宙暴胀这一现象。
在宇宙暴胀理论引入之前，星系和星系团的起源是一个非常棘手的问题。因为没有任何原理可以告诉我们，物质和辐射密度的波动在最开始如何产生遗迹以及何时产生，或是在辐射与物质解耦时它们有多大。我们所能做的就是，假设引力不稳定性的确存在，并从现在的星系模式回溯，以确定在任何给定的早期阶段所需要的不规则水平。
不幸的是，宇宙在任何时候都可能存在随机波动水平过低的现象，无法产生我们今天所看到的星系结构。
不过，宇宙暴胀理论为这个谜题提供了一个新的解决思路。如果一个小的区域经历了一段时间的加速膨胀，随机的波动也会随之膨胀，并在我们可见宇宙尺度的内外成为不规则的种子。波动的水平是由物质的反引力形式（总量D为负）决定的，这种形式负责膨胀的加速。
如果物质有确定的数值，就可以预测宇宙暴胀时出现的波动水平。我们在探索星系和星系团的起源问题上向前迈出了一大步。虽然我们不需要知道宇宙如何开始，却需要确切地知晓哪些反引力物质引发了宇宙的暴胀，因为不规则产生的程度很敏感地依赖于其物质本身，同时也与该物质同自身以及其他物质（普通形式的物质）相互作用的强度息息相关。
如果宇宙暴胀曾经发生过，COBE卫星的信号强度就能够告诉我们这些相互作用力有多强。幸运的是，COBE卫星捕获的信号中包含着更多的信息，这些信息并不那么严格地依赖于驱动宇宙暴胀的反引力物质到底是什么。
当我们在绘制星系和星系团在宇宙中的分布图时发现，星系团的不规则程度取决于测量时选用的尺度。当我们观察宇宙中越来越大的聚集体时，会发现这种聚集逐渐变薄。所以当我们谈论宇宙中的不规则程度时，必须确定想要了解的尺度。这种随尺度产生的变化我们称为不规则的“光谱斜率”。它可以通过观测来确定，或通过观察星系集群的模式，或通过观察天空中某些角度上宇宙微波背景辐射的温度变化来确定。
暴胀理论吸引人的一点在于，它预测了一个最可能出现的特定光谱斜率。相对温度的变化（天空中两个方向上测得的温度差除以天空的平均气温）不应该随着这两个方向之间夹角的增加而改变，我们称这种光谱斜率为“平的”。
COBE卫星的观测具有极其重要的意义，原因在于发现了来自早期宇宙的、尚未充分发展的波动，这种波动日后被放大，促使形成了星系和星系团。
不过，对于宇宙学家来说，最有趣的前景是波动的光谱斜率是否符合最简单的暴胀理论预测。COBE卫星在过去几年收集到了不同时间段的大量数据，这些数据需要经过复杂的处理才能删除原始数据中具有已知影响的环境因素，比如卫星电子信号、月球和地球的距离，这些因素会造成统计结果的不确定性。
第一轮观测结果发表于1992年，它以70%的精确度告诉我们，光谱斜率为-0.4~+0.6（平坦的光谱斜率为零）。1994年年初，研究人员进一步对COBE卫星的观测数据进行处理，并且利用更多的计算机程序对原始数据进行重新分析，最终发现所有数据的光谱斜率均为-0.2~+0.3，精确度达到70%。进一步的数据分析应该能缩小光谱斜率的范围。如果这些数据精确到零值，就能显著地证实最简单的宇宙暴胀模型是正确的。
COBE卫星只能通过测量超过10度角距的宇宙微波背景辐射温度来检查光谱斜率的范围。为了能够测量更小的角度，需要一个比进入太空所需尺寸还要大得多的实验装置。目前，有实验小组在地球的某些地方开展更高精确度的观测，这些地方包括加利福尼亚州的欧文斯谷、加那利群岛的特内里费以及南极。之所以没有从地面上以更大的角距探测天空，是因为地球大气层在这些角距上变化太大，获得的数据也会受到相应的影响。1994年1月，特内里费岛研究小组公布了4度角距以上的温度波动证据。报告的数据与COBE卫星的保持一致，均显示光谱斜率大于-0.1。
总结而言，被我们称作“暴胀”的短期加速膨胀必然会导致宇宙密度在不同方位上产生微小的变化，这种变化以特定光谱斜率的方式呈现。这种光谱斜率在宇宙微波背景辐射中留下了印记，我们可以通过COBE卫星观测到的光谱斜率来验证宇宙暴胀理论是否正确。
到目前为止，观测结果都同暴胀理论预测的保持一致。因此，我们便有了一个直接的物理观测手段，在它的帮助下，我们能够知晓在宇宙诞生10-35秒时可能发生的事件。我们应该思考在探索的道路上为什么会有这么好的运气，宇宙没有理由为了给我们行方便而做出这样的设计。人类能否探明所有的自然规律，或者人类能否仅凭自己的智慧解开这些隐藏在规律最深层次的数学结构。
假设我们真的做到了，真的找到某个实验方法验证这些设想，那将是我们的幸运。为什么要有来自宇宙最初时刻的遗迹好让我们验证与之相关的设想呢？我们目前所知的关于宇宙深层次的结构以及与宇宙遥远过去有关的重要信息只是沧海一粟，但令人惊讶的不是这样遥远的遗迹难以寻觅，而是这样遥远的遗迹竟然真的存在。
我们已经大致了解了与宇宙暴胀有关的一些概念及其相应的观测结果。到目前为止，关于宇宙在早期是如何膨胀的探索仍然有着光明的前景。未来对宇宙背景探测器收集的数据的处理，再加上地面实验的补充数据，我们便能够证明，宇宙暴胀理论的预测是否与宇宙微波背景辐射温度的变化相一致。就像乐观的理论家想的那样，假设暴胀理论的方向是正确的，并且坚持求证下去，直到我们撞到南墙才放弃。那么宇宙暴胀理论对于我们理解宇宙的起源到底能带来什么启示呢？
首先，我们应该回顾一下发生暴胀的条件：存在总量D为负的物质形式，并且恰好与彭罗斯、霍金、杰拉奇和埃利斯在奇点理论中提出的假设相反。在一个暴胀的宇宙中，奇点理论完全不适用，我们根本无法由此得出关于宇宙起源的结论。也许，宇宙有一个特别的开始，但也可能这个开始并不存在。然而，尽管存在这种不确定性，宇宙暴胀理论却能以相当不寻常的方式丰富我们对宇宙可能模样的见解。
当我们讨论宇宙暴胀的起始阶段时，就好像这个过程在宇宙的任何地方都以相同的方式发生一样。实际上，从宇宙的一个地方到另一个地方，情况可能会略有不同。假设宇宙在前暴胀阶段被划分为若干个区域，每一个区域都很小，暴胀开始时光线都可以穿过它们。
在这些区域中，温度和密度会有略微的不同（由于随机波动），甚至会有很大的差异（由于起始状态的不同），其结果是各个区域暴胀持续的时长会有所不同。某些微观区域可能会发生巨大的膨胀，大小将达到至少150亿光年，而其他区域暴胀几乎没有发生（见图5-2）。
图5-2 混沌的暴胀状态
注：宇宙早期的不同小区域经历了不同程度的暴胀。只有那些暴胀到足以产生至少90亿光年大小的区域，才能产生稳定的恒星、碳和生命体。
我们可以想象宇宙在初始状态下的混沌无序状态——宇宙在某种程度上是无限的。在空间的某些区域，条件允许暴胀发生，膨胀的倍数足以形成我们今天所看到的可见宇宙。而在另一些区域，暴胀则没有发生。
如果我们能看到宇宙可见部分之外的区域，可能会遇到一些其他类型的暴胀区域，它们的密度和温度可能与我们现处的区域截然不同。更有甚者，当人们考察某些暴胀宇宙模型时，发现了更根本的差异，例如，在宇宙的不同区域，空间维度可能会有所不同。
这种模型被称为混沌暴胀宇宙，最早由美籍俄裔物理学家安德烈·林德（Andrei Linde）于1983年提出。该模型为宇宙研究引入了一个新的思路。我们在上文已经解释过，当前可见宇宙的巨大规模及其上百亿的年龄并非巧合，这是生命这种生物化学复合体存在的必要条件。在所有经历了不同暴胀程度的微小区域中，只有暴胀到能够增长到数十亿光年大小的区域才会产生恒星，才能诞生生物化学复合体所必需的重元素。
我们从这种认知中学到了重要一课。即使我们知晓不是每个区域都将经历这种大规模的暴胀，但也无法排除这种可能性，因为我们只能居住在这样一个不大可能的大区域中。此外，如果宇宙本身是无限的，那么肯定存在各种各样的区域，包括那些暴胀到足以产生一个类似于当前可见宇宙的区域。
林德注意到，这种混沌的暴胀还具有一个不同寻常的特点。一些暴胀的区域会产生内部的随机波动，从而使其子区域开始暴胀，而这些子区域反过来又会产生可以进一步促进子区域的暴胀，如此反复，无穷无尽。所以，一旦暴胀开始，就会永远持续下去。在我们的视野之外，一定还存在一些仍在暴胀的区域。这种暴胀的进程也许没有所谓的“起点”。这也仍是一个尚待解决的问题（见图5-3）。
图5-3 永恒的暴胀
注：每个暴胀区域都为它的子区域的暴胀创造条件，以此类推，直至无穷。
混沌暴胀和永恒暴胀这两种场景展现了暴胀理论如何扩展了我们对空间和时间的认知。这些认知告诉我们，所谓的“可见宇宙”只是真实宇宙中的极小一部分，而真实的宇宙远比这一小部分复杂得多。
在宇宙暴胀理论引入之前，这些可能性只是作为形而上的推测来讨论。暴胀宇宙模型建立在特定粒子物理模型的基础之上，它将这些形而上的推测变成了在早期宇宙中合理条件下演变出的可能结果。在暴胀理论提出之前，我们认为可见宇宙是宇宙其他部分的相似分身。现在这种假设不再需要，也不再有效。
尽管暴胀理论带来了令人着迷的可能性，但它却被不确定性的阴影笼罩。暴胀理论使我们在不清楚宇宙本身是如何起源的情况下，帮助我们理解了为什么可见宇宙会显示出它所具有的各种特性。暴胀理论的强大之处在于，使我们可以在不必了解过去一切的基础上预测现在，但它也有一个缺点。如果我们的推演不严格依照宇宙起源的细节，就无法通过当前的可见宇宙来反推当时的细节，而暴胀理论直接斩断了这个关联的桥梁。
但是，如果暴胀从未发生呢？又或者说，如果我们关注的只是某个暴胀区域的暴胀前史，又会发生呢？如果我们顺着暴胀的历史回溯过去，可能会发现什么呢？我们仍然可能追溯到一个密度和温度都无穷大的奇点，我们至少可以得出4种完全不同的可能性，它们都与我们所知的宇宙知识保持一致（见图5-4）。
图5-4 关于宇宙膨胀起点的一些假设
注：（1）宇宙的空间、时间和物质并非始于无限密度的状态，相反，它们产生于有限的密度，并以膨胀的状态存续；
（2）宇宙从之前有限收缩的最大值状态“弹跳”入膨胀状态；
（3）宇宙突然从原先无限的静止状态开始膨胀；
（4）倒溯宇宙的历史，它随着时间的倒流越变越小，但永远不会达到大小为零的状态。宇宙没有一个所谓的起点。
为什么我们所知的信息具有这样的不确定性？为什么我们很难利用理论推演出最开始的那段时间，确定宇宙是否具有明确的起点？在上文中，我们勾画了宇宙膨胀史上的一些关键阶段。膨胀开始的一秒后，宇宙的温度已经冷却到足以运用地球物理学进行描述的程度，因此，我们从那时起，便拥有直接的证据来验证我们对宇宙的重建工作是否正确。回看宇宙膨胀开始后的10-11秒，便会遇上与当今最大粒子对撞机内部相似的情况。
时间再往前的情况超出了能在地球上进行部分模拟的条件范围。不仅如此，我们对这些能量级所涉及的自然规律也不清楚。因为我们仍在试图建立一个与基本物质粒子有关的完备理论，囊括控制基本粒子的力量是什么以及它们对宇宙膨胀的进程有何影响。而所有这些研究都建立在爱因斯坦的引力理论是正确的基础之上。爱因斯坦广义相对论得出，宇宙以整体的形式在膨胀。这个理论以令人瞠目的方式成功通过了目前我们完成的所有观测实验。
但这种成功并不会一直继续，比如当讨论宇宙膨胀的初期阶段时，便遇到了问题。就像牛顿对引力的描述一开始都很完美，直到物质接近光速运动时以及在强引力场中遭遇分崩离析一样，我们期待爱因斯坦的完美理论也将遭遇“滑铁卢”。如果我们试图探测宇宙膨胀之初的10-43秒发生的具体状况，就会遇到这种情况。在这个被称作“普朗克时间”的时刻，整个宇宙都被量子的不确定性支配，只有当我们找到一个能包罗万象的“万物理论”，一个能将引力与其他三种自然力结合在一起的理论时，才能对当时的情况进行全面的描述。如果我们想确定宇宙是否具有起点，必须了解引力在这个时间段内的表现形式，而这种形式正好反映了物质的量子特异性。
普朗克时间的奇异之处在于，我们可以观察微观世界的量子图景，这幅图景的大量细节已经在过去的70年里得到了完善。这既是物理学中最精确的部分，也是我们身边的技术奇迹，从计算机到CAT扫描仪，都建立在量子力学的基础之上。当我们试图观察非常小的物质之时，观察行为本身就会极大地扰乱被观测物质的状态。因此，在测量某物时，其位置和运动的精度都会受到限制。
在微观世界中，我们无法测量数据或者其他交互作用的确切结果，只能预测特定观测结果出现的概率。通常情况下，微小如粒子的物质和光在某些情况下能够表现出波的特性。我们可以将这些“粒子波”比作情绪波而不是水波，也就是说，它们能够存储波。如果有一股情绪的波浪席卷了你的社区，就意味着你更有可能在周边发现这些情绪行为。同样，如果电子波到达你的探测器周边，就意味着你有更大的可能在附近探测到电子。量子力学告诉我们，每一个物质粒子的波行为是什么，因此我们有可能探测到它们的一种或者另一种性质。
每一个物质粒子都有一个与它的波状量子相位相关联的特征波长。这个波长与物体的质量成反比。当某物质的质量远远大于它的量子波长时，我们就可以完全忽略它的量子性质所带来的不确定性。对于你我这样的大物体，量子波长非常小，所以当我们开始过马路时，可以安全地忽略汽车位置的波状不确定性。
我们可以将这些知识应用于可见宇宙之中，宇宙的质量比其量子波长大得多，所以我们在描述宇宙结构时可以忽略量子不确定性带来的微小影响。但当我们回溯过去时，宇宙的大小随着时间回溯的增加而缩小，在宇宙的年龄为T时，可见宇宙的大小是光速乘以时间T。
10-43秒这个普朗克时间非常关键，因为当我们回溯到这个非常早期的时间点时，可见宇宙变得比其量子波长更小，因此这时，整个宇宙都被量子的不确定性笼罩。当量子的不确定性超越一切时，我们无法知晓任何东西的位置，甚至无法确定空间的几何形状。这就是爱因斯坦的引力理论全面崩盘的时刻。
这种情况激发了宇宙学家试图创建一个新引力理论的热情，他们希望在新理论中包含量子引力，并利用这个理论寻找到可能存在的量子宇宙。我们将从这些大胆的设想中选出几个进行讨论。这些新理论尚未到达理论的终点（也可能只是最终理论的很小组成部分），但最终理论必定会完全颠覆我们的认知，就像我们对宇宙概念的转变那样猛烈。
在可见宇宙何时开始膨胀的各类图景中（见图5-4），我们展示了在不同的时间段，宇宙的大小可能会发生什么变化。一些假设认为，时间、空间以及所有的一切都开始于一个奇点；而另一些假设认为，空间和时间永恒存在。但是，还有一种更加微妙的可能性。假设我们追溯到普朗克时间时，时间的本质也发生了变化。这样，宇宙起源的问题就与时间的本质问题联系在了一起。
6 时间——一段简短的历史
麦考夫兄弟要来了。
——《布鲁斯-帕廷顿计划》（The Bruce-Partington Plans）
关于时间的本质，长期以来一直存在着一个疑惑。在数千年的历史长河中，不同文化中的思想家都被这个疑惑困扰。这个疑惑就是：时间究竟是一个不变的、超验的背景舞台，各类事件在其中演绎，还是说时间和事件本身具有相同的性质，如果没有宇宙，时间就不复存在？
这两种假设的区别很有趣，因为第一种假设引导我们去讨论宇宙在时间上的创造，而第二种假设将时间看作随宇宙产生的产物。宇宙所谓的“开始之前”并不存在，因为在那之前，时间也不复存在。
在日常生活中，我们用一系列自然事件来衡量时间，比如利用地球引力场摆动的钟摆、地球自转时太阳在日晷上投射的影子或者铯原子钟的振动。除了衡量方式，我们无法谈论时间到底是什么。我们通常用事物变化的方式来定义时间。如果这是一种正确的方法，那么当大爆炸最初时刻存在异常条件时，时间的本质会发生非同寻常的变化。
17世纪，牛顿赋予时间一种超然的地位——时间不可逆转地、日复一日地流逝，完全不受宇宙事件和宇宙物质含量的影响。不过，爱因斯坦对时间有着截然不同的看法。空间的几何形状和时间的流动速度都是由宇宙的物质含量决定的。就像爱因斯坦对空间本质的观点一样，他的时间观也建立在这一前提之上：任何人观测到的宇宙与他人相比，都不占有特殊的优越地位。因为无论你在哪里，如何移动，都会从自己所做的实验中推导出同样的物理定律。
