第〇章
2.712：确定宇宙的温度

半个多世纪前的 1965 年，美国天文学家阿尔诺·彭齐亚斯（Arno Penzias）和罗伯特·威尔逊（Robert Wilson）发布消息说，他们偶然发现了一个微弱的、可能来自太空中任意方位的射电“嘶嘶”声。虽然那个时候他们还不知道，“宇宙微波背景辐射”这个概念其实早在10年前就已在伽莫夫（George Gamow）的宇宙大爆炸（Big Bang）模型中有了预言。巧合的是，同样在1965年，还有一支由皮布尔斯（Jim Peebles）领导的研究团队也产生了类似的想法（他们并不知道伽莫夫团队的工作），并正在建造探测器以图寻找这样的辐射。当新发现的消息传来时，皮布尔斯立即就把它解释成了大爆炸的证据。然而彭齐亚斯和威尔逊在发表其发现的文章中却刻意回避了这一联系，因为他们偏爱稳恒态宇宙模型。尽管如此，这篇文章的发表还是载入了史册，一直影响至今，大爆炸的思想已经成了当今宇宙学的主流。如今测定的背景辐射的温度——2.712 K （或-270.438℃）——已经成为宇宙“开始”的时候有多热的重要指标，也是宇宙存在一个起点的关键证据。

然而在那个时候，彭齐亚斯和威尔逊都还不知道他们这一发现的重要意义。他们正在为美国电话电报公司（AT&T）的贝尔实验室工作，使用一个特别设计的天线来检测全球卫星通信的可行性。他们能使用这些位于新泽西州克劳福德山的天线来进行纯科学探索，得益于AT&T的开明政策。AT&T允许贝尔实验室的科学家们在从事改进通信方式的应用研究的同时，拥有开展纯科学研究的自由。

贝尔实验室于1925年1月1日成为AT&T的研究分支。两年之后，贝尔实验室的两名研究人员，戴维孙（Clinton Davisson）和他的助手革末（Lester Germer）发现了电子的波动性，取得了量子物理的一个关键性进展。戴维孙于1937年成为贝尔实验室第一个荣获诺贝尔奖的科学家。他当然不是最后一个，贝尔实验室的肖克利（John Bardeen William Shockley）和布拉顿（Walter Brattain）因为晶体管的发明而于 1956 年分享了诺贝尔奖。到20世纪60年代初，贝尔实验室已经被公认为杰出科学研究的中心，成为许多年轻的研究人员在就业时青睐的地方。

阿尔诺·彭齐亚斯就是这些年轻人之一。他出生于犹太家庭，父亲是波兰神父（生于德国），母亲是德国人。1933年4月26日，彭齐亚斯出生于慕尼黑，恰好也是盖世太保成立的同一天。作为一个中产阶级舒适家庭的长子，他直到 1938 年才经历了 20 世纪 30 年代德国的动乱。当时，纳粹开始将那些没有德国护照的犹太人集中起来遣往波兰。然而波兰当局几乎和纳粹一样憎恶犹太人，并于1938年11月1日关闭了逃难通道。载着彭齐亚斯一家人的火车恰好在几小时后到达，因而又被遣返回了慕尼黑。阿尔诺的父亲被要求在 6 个月内离开德国，否则后果自负。阿尔诺在6岁的时候就被迫带着弟弟乘火车前往英国。他们的父母不久以后也设法获得了护照，在战争爆发前夕逃了出来。老彭齐亚斯很有远见，在几个月前就买好了前往纽约的票，一家人于1939年12月乘客轮抵达那里，在船上度过了圣诞节和新年。

彭齐亚斯在诺贝尔奖的自传叙述中说道，尽管美国的避难生活在经济上比在德国艰苦了许多，但是全家人都“认为我还是应该去大学，学习科学”。当时唯一可行的选择是纽约城市学院，阿尔诺在那里遇见了他未来的妻子——安妮（Anne）。当彭齐亚斯一家到达纽约时，孩子们的名字都已美国化，阿尔诺（Arno）改成了“阿伦”（Allen），他弟弟冈特（Gunter）则改成了“吉姆”（Jim）。但是因为安妮已经认识一个叫阿尔（Al）的人，所以她还是称彭齐亚斯为阿尔诺，以免混淆。因此他又改回了原名，签名为“阿尔诺·A.彭齐亚斯”。

彭齐亚斯和安妮于 1954 年结婚，此时他刚从城市学院毕业，在陆军通信兵团工作两年后前往哥伦比亚大学，于 1961 年获得博士学位，其导师是后来于 1964 年因微波激射器和激光的工作而获得诺贝尔奖的汤斯（Charles Townes）。汤斯从1939年至1947年为贝尔实验室工作，正是汤斯介绍彭齐亚斯于1961年进入贝尔实验室工作。为长远计，彭齐亚斯希望使用克劳福德山的喇叭天线从事射电天文工作，但在那个时候，这个天线主要是服务于卫星，特别是名为“电星”（Telstar）的卫星（由贝尔实验室设计并计划于1962年发射），所以他那时是为别的项目工作。后来证明喇叭天线根本不是“电星”的工作所必需的，因此就转而用于射电天文研究了。恰好在那个时候，贝尔实验室的第二位射电天文学家罗伯特·威尔逊也加入了。他们于1963年初开始了合作。

威尔逊比彭齐亚斯略为年轻一些，1936年 1月 10日出生于得克萨斯州的休斯敦。他的父亲在一个石油企业工作，但有一个业余爱好是修理收音机，因此为罗伯特提供了一些电子学的基础。他通过了学校系统的教育，是个好学生但并非特别突出。1953年他来到了莱斯大学，根据诺贝尔奖的自传叙述，“差一点被拒绝了”。但是他对学习的课程很有兴趣，充满了“成功的喜悦”，从而得以载誉毕业，随后于1957年进入加州理工学院开始攻读物理学博士学位，但当时还没有明确该从事什么样的研究工作。他在那儿听了霍伊尔（Fred Hoyle）的宇宙学课程并对稳恒态宇宙模型产生了兴趣。更重要的是，他听从了德维斯特（David Dewhirst，与霍伊尔一样，是来自剑桥大学的访问学者）的建议，决定从事射电天文学的研究。在这之前，他于1958年夏天回到休斯敦并与伊丽莎白·莎温（Elizabeth Sawin）成婚。

为完成其博士研究项目，威尔逊使用欧文斯谷射电天文台的新望远镜绘制了一幅银河系的射电分布图，这一工作综合了电子学和物理学，对他而言真是再理想不过了。他于1962年提交了研究论文。威尔逊的第一个导师是曾在望远镜的建造中发挥主要作用的澳大利亚人博尔顿（John Bolton）。博尔顿返回澳大利亚之后又转由施密特（Maarten Schmidt）做他的导师。威尔逊和导师一起发明了一种微波激射放大器并在欧文斯谷望远镜中进行了应用，在工作中他“产生了希望前往贝尔实验室的念头”，他同时也听说了一种新的喇叭天线。他于 1963 年加入了克劳福德山研究团队，彭齐亚斯是这里唯一的射电天文学家，所以选择与他合作当然是明智之举。然而，合作也是需要付出代价的，财政经费的削减使得克劳福德山只能支付一个全职射电天文研究人员的工资，于是他俩同意各自只用一半的时间从事射电天文研究，而将另一半的时间用于其他应用研究工作。但这个变化已经是在他们作出那个获得诺贝尔奖的发现之后了。

喇叭天线设计成这种形状的目的是减小来自地面的干扰，从而可以提供对来自天空中各个不同位置的射电波（就像光一样，也是电磁波谱的一部分）强度的最佳测量。其最初的测量目标是人造卫星，而不是像恒星或气体云这样的自然天体。这些射电信号的强度用温度来表征，也就是能发出这一辐射的“黑体”的温度。这一不太直观的用于表示辐射物体的术语来自这样一种概念：能够最大程度吸收电磁辐射的物体（也就是“黑体”）如果被加热，也是最好的辐射体（参见第一章）。这种辐射的本质特点就是，其辐射特征精确地取决于辐射物体的温度。

科学家们习惯用“开尔文”作为温度单位，简称为“开”（标记为K，注意不再带有表示度的符号）。这个单位制的1度与摄氏温标的1度大小是相同的，但是 0 K表示的是绝对温度的零度，这也是理论上所允许的最低温度，对应摄氏温标的-273.15℃。粗略地说，地球表面的平均温度约为 300 K。但是喇叭天线射电望远镜的特别设计使得它能检测到低于 0.05 K的来自地面的干扰。为了确保实现天线能够提供的精度，在开始天文观测之前，彭齐亚斯和威尔逊需要建造一个尽可能具有同样灵敏度的接收器，也就是射电望远镜的电子接收终端（辐射计）。

接收器所使用的放大器（类似于威尔逊在加利福尼亚州所用的那一个）需要用液氦冷却到4.2 K，彭齐亚斯发明了一种“冷负荷”，其本身可被液氦冷却到约5 K，可以用于系统的定标。通过切换比较天线对冷负荷的观测和对天空的观测，他们可以测量宇宙的表观温度（那个时候对理想值的期望当然是 0 K）。将这个表观温度减去已知的影响因素，例如来自大气和来自辐射计的干扰，剩下的部分就应该是来自天线自身的噪声信号了，使用一些合适的方法（例如抛光）应该可以把它们完全清除。当然，他们希望的结果是全部清理之后不再有残余信号，那样就表示望远镜工作状态理想，可以真正进行射电天文观测了。

事实上，为了检测设备的灵敏度是否达到设计要求，与此类似的定标工作以前也曾由建造喇叭天线的工程师们做过，但是使用的技术精度较低，也没有使用至关重要的冷负荷。其中的一位工程师，埃德·欧姆（Ed Ohm），在 1961 年的《贝尔系统技术杂志》（ Bell System Technical Journal ）上发表过检测结果。在他的报告中，望远镜指向天空时测量的温度是 22.2 K，不确定度为 2.2 K，也就意味着实际情况可能是从 20 K到 24.4 K。他的团队计算了来自大气的系统噪声、残余的辐射计热噪声等，总计为18.9 K，误差为正负3 K，也就是说实际情况是从15.9 K到21.9 K。取以上表观测量数值范围的中值，两者相减之后得到了 3.2 K的天空温度值。但是考虑到误差的程度，这两组测量数据也可以认为是彼此相同的，所以欧姆的推论是“最可能的最小系统温度”是21±1 K。由于彭齐亚斯和威尔逊对系统作了改良，其误差明显减小，预期测量值和实际测量值之间的差异变得明显了。他们很快就确认，从天线进入接收器的辐射至少比他们的预期值高出2 K。

这哥俩做了他们所能想到的各种工作以排除天线中的干扰源，包括清理掉一对筑巢于天线上的鸽子所积累的粪便，以及所有铆接点上的铝带。所有的努力都没能减少这些差异。1964 年一整年，神秘的“额外天线温度”都在困惑着他们，让他们的整个射电天文研究计划处于悬崖边了。不过，他们还有时间去做其他事情。1964 年 12 月，彭齐亚斯在美国科学促进会于华盛顿召开的一次会议上结识了麻省理工学院（MIT）的射电天文学家伯克（Bernard Burke）。3个月后，在一次电话交谈中，彭齐亚斯向伯克介绍了他们持续遇到的天线噪声问题。伯克告诉他自己曾经听说一个由皮布尔斯和罗伯特·迪克（Robert Dicke）领导的普林斯顿大学（距离克劳福德山仅仅半小时车程）研究团队正在从事一个独立的研究项目，似乎也碰到了类似的问题。在与威尔逊交换意见之后，彭齐亚斯给迪克打了电话，迪克和他的同事们——皮布尔斯以及两位初级研究员罗尔（Peter Roll）和威尔金森（David Wilkinson）——当时正在开会，迪克专心地听了彭齐亚斯的叙述，只是偶尔发表一些评论。放下电话后，他转向他的同事们说道：“伙计们，我们被人抢先了。” ²

彭齐亚斯和威尔逊所不知道的是，普林斯顿的研究团队正在研究那个关于宇宙从一个炽热而致密的状态膨胀而来的猜想，那个猜想的一个推论就是可能在微波波段留下一个充斥于天空各处的冷背景辐射。他们正在建造一个小型射电望远镜以图寻找这一辐射。第二天，他们驱车 48 千米 前去会见彭齐亚斯和威尔逊，并检查了他们的望远镜。他们很快就确认贝尔实验室的研究者们确实发现了这个“残余”辐射，“超出”的温度根本就与天线自身无关，而是宇宙在大尺度上的真实温度。彭齐亚斯和威尔逊都不大相信这个说法，因为他们偏爱稳恒态宇宙模型，也就是说宇宙在本质上应该是永恒的和不变的。但是因为测量结果得到了某种程度的科学解释，他们还是感到释然了许多。

然而，这个解释是对的吗？迪克的想法也可以被描述为“大爆炸”，但却不是我们所熟悉的那一个。迪克出生于 1916 年，是彭齐亚斯、威尔逊以及他在普林斯顿的同事们的上一代人。他在第二次世界大战期间就从事雷达工作，还发明了一种名为迪克辐射仪的仪器，可以很好地用以研究那种后来吸引了彭齐亚斯和威尔逊注意的微波辐射。事实上，他在 1946 年使用这一仪器研究来自地球大气的辐射时，就已经发现来自头顶（也就是来自太空）的“噪声”与一种低于20 K的辐射有关，但是那时他还没有进行宇宙学方面的思考。到1965年的时候，他已经忘掉了他曾做过这样的测量工作。他再一次对背景辐射发生兴趣是因为元素起源之谜，这也是本书将不断出现的与多个研究分支都有关的主题。

正如我将在第一章解释的那样，到 20世纪 40年代中期，人们已经很清楚宇宙中的大部分可见物质都是以氢和氦的形式存在的。明亮的恒星和星系的约75%是氢，约24%是氦，只有大概不到1%的部分是其他物质，包括地球和人体的物质组成。氢是最简单的元素，每一个氢原子仅由一个质子以及与其相伴的电子组成。假定这就是组成所有物质的基石，天体物理学家十分好奇其他的物质从何而来。

第一个从宇宙学视角来计算元素如何形成的人是伽莫夫。他是侨居美国的苏联物理学家，那时正在华盛顿特区的乔治·华盛顿大学工作。伽莫夫是首批基于宇宙膨胀的全新观测证据而完全相信宇宙诞生于一个炽热、致密状态（现在被称为大爆炸理论）的科学家之一。伽莫夫猜想宇宙就是从一团炽热而致密的中子气体开始的。这些中性的粒子是不稳定的，很快发生衰变，每一个都分裂成一个质子和一个电子，因而产生了大量的氢。如果大爆炸的温度足够热、密度足够高，质子（氢原子的核）就能形成氘核（重氢），这一过程称为聚变，更进一步的碰撞还将生成氦核，每一个都包含两个质子和两个中子。伽莫夫给他的学生阿尔弗（Ralph Alpher）布置了一个任务，计算这一过程的有效性。他们一道发现，尽管用这种方法生成氦是很容易的，但是要在膨胀的宇宙冷却（从而聚变过程停止）之前产生其他更重的元素却是极其困难的。然而伽莫夫，这个富有传奇色彩的人物并不畏惧。他毫不怀疑自己的能力，认为他的理论已经解释了宇宙的99%从何而来，至于那剩下的1%的细节问题完全可以留给后来者去解决。

这一工作成了阿尔弗博士论文的主题，并改写成论文于 1948年发表于《物理学评论》（ Physical Review ）。伽莫夫还是一个喜好开玩笑的人，他决定在论文的合作者中加上他的好朋友贝特（Hans Bethe，其本人对此还一无所知），这样署名顺序为阿尔弗、贝特、伽莫夫，正好与头三个希腊字母谐音：α（阿尔法）、β（贝塔）、γ（伽马）。阿尔弗对这种稀释了他在这一重要论文中的作用的做法并不高兴，但也无可奈何。今天，我们通常把这篇论文称为“α-β-γ”。无论如何，阿尔弗的排名毕竟还是第一位的。这是宇宙学发展中的重要一步，第一次表明“大爆炸”的想法是可以定量计算的，但是它没能回答氢和氦之外其他元素的起源问题。

元素起源（核合成）之谜也正是邦迪（Hermann Bondi）、戈尔德（Tommy Gold）以及霍伊尔共同提出与大爆炸不同的另一种宇宙起源假说——稳恒态宇宙模型——的重要原因。这一理论的基本思想是：尽管宇宙是在膨胀，星系彼此之间越来越远，但它们并非在有限时间之前从一个炽热而致密的状态膨胀而来，宇宙实际上一直都是同样的面貌。随着宇宙的膨胀，星系之间不断有新的物质以氢原子的形式诞生出来，进而形成新的恒星和星系。恒星内部发生的就是核合成的过程。这是一种比伽莫夫等人提出的大爆炸核合成要缓慢得多的过程，但由于稳恒态模型认为宇宙年龄是无限大的，因此时间不是问题。正如我们将要看到的，霍伊尔是发展恒星核合成理论的关键人物，到 20世纪 50年代末期，他认为已经完全可以抛弃大爆炸假说了（有趣的是，正是他在BBC的广播中杜撰了“大爆炸”这个名词）。然而，正如霍伊尔自己发现的那样，尽管恒星核合成理论可以解释那 1%的问题，却难以解释宇宙中所有氦的起源。需要将大爆炸的核合成和恒星的核合成加在一起才能解释所有的可见宇宙物质，但那已经超前于我们的故事了。

迪克并不喜欢这个所有宇宙物质在大爆炸的几分之一秒之内诞生的想法，也不喜欢星系之间不断生成新物质的想法。他偏爱第三种被称为循环宇宙的想法。在这个假说中，宇宙物质的总量保持不变，但是在膨胀一段时间后会转变为收缩，像大爆炸这种炽热而致密的状态就是宇宙反弹，或者说是“凤凰涅槃”一般的另一次循环的开始。

20世纪50年代，人们开始认识到在银河系这样的星系中存在两种类型的恒星，分别称为星族Ⅰ和星族Ⅱ。星族Ⅱ都是年老的恒星，重元素（在天文学家的词汇中，所有比氦元素重的元素都被称为重元素或金属元素）的含量很低，它们几乎完全由氢和氦组成。星族Ⅰ则是年轻的恒星，重元素（金属）的比例相对较高。年轻恒星来自上一代恒星死亡后留下的原料，那些原料中已经富含重元素（或者说被“污染”了），这也正是恒星核合成的重要证据。但是迪克也认识到，要使得循环宇宙（或称振荡宇宙）理论能够成立，它的致密阶段就要达到足够高的温度，使得所有的金属元素都可以被碎裂成氢和氦。这也使得他相信我们所看到的宇宙的确是从炽热而致密的状态膨胀而来，虽然他认为这种大爆炸并非唯一的一次。1964年，他向刚刚完成了博士论文的皮布尔斯建议说，可以去计算这一假说所需要的温度以及这种辐射如果残余到今天可能具有的温度。皮布尔斯的粗略计算表明，今天的宇宙应该沉浸在一种温度低于10 K的微波辐射的“海洋”之中。当彭齐亚斯打来电话的时候，罗尔和威尔金森正准备开始寻找这种辐射。

两个团队会谈的结果是，双方决定在《天体物理月刊》（ Astrophysical Journal ）1965年7月刊上同时发表两篇论文。迪克、皮布尔斯、罗尔和威尔金森的那篇论文在前，给出对早期炽热宇宙可能残留温度的理论分析，然后是彭齐亚斯和威尔逊那篇标题十分平淡的论文：《频率4080 mc/s 处天线额外温度的测定》（A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4,080 mc/s）。文中也只有一句话提到在科学发现上可能的意义：“迪克、皮布尔斯、罗尔和威尔金森在本刊同期上一篇论文提出的理论为这一实测的额外噪声温度提出了一种可能的解释。”他们并没有打算放弃稳恒态宇宙模型。“我们认为，”威尔逊在他的诺贝尔奖演讲中说道，“我们的测量独立于理论之外，它比理论更为长寿。”事实上，根据迪克的说法：“彭齐亚斯和威尔逊甚至根本都没有打算为此写点什么，直到我把我们准备发表一篇论文的计划告知他们。” ³ 但是到1978年的时候，许多天文学家团队通过多个波段的观测最终确认了他们的发现就是大爆炸之后残留下来的辐射，后来得到的准确值为2.712 K。彭齐亚斯和威尔逊因此而分享了诺贝尔物理学奖。当时曾有人建议将彭齐亚斯和威尔逊的发现列在迪克、皮布尔斯、罗尔和威尔金森之后，排名第五和第六。 真要那样的话，诺贝尔奖可能就会授予迪克了。但是也别为他感到可惜，因为这个故事中还有更多其他候选人值得你同情呢。

阿尔弗在取得博士学位后并没有停止对大爆炸的思考。那时，他正与伽莫夫的另一个学生赫尔曼（Robert Herman）一道研究伽莫夫的另一个想法。伽莫夫有一种既令人愉快，但有时又会激起（其同事）愤怒的手法：基于一个并不完整，甚至可能是错误的推理而得出具有深远意义的想法。1948年，他提出的一个新想法被彭齐亚斯称为“几乎所有细节都是错误的”，但却包含了具有深远意义的真相。 ⁴ 他认识到大爆炸虽然必须非常之热以致核聚变可以发生，但又不能太热，否则高能光子就会在氦核刚刚生成的时候把它们击碎。这样就为火球的结束状态设置了一个约为10亿摄氏度（10 ⁹ K）的粗略温度极限，而无论之前的条件如何。阿尔弗和赫尔曼接受了这个思想并将其做了优化，使得它在几乎所有细节上都是正确的，然后再计算出这样一个火球可能在今天残留下来一个什么样的宇宙背景辐射。他们得到的结果是几开的温度，这一结果于1948年以一个短讯的形式发表于拥有大量读者的科学杂志《自然》（ Nature ）。 ⁵ 他们的推论是：“当前宇宙的温度最有可能是5 K。”

这一推测常常被归功于伽莫夫，但是实际上并非如此。根据阿尔弗和赫尔曼的说法：“我们的好朋友和同事伽莫夫刚开始并不相信我们关于 5 K温度的预测有何意义，怀疑是否值得做观测，但是几年之后他开始认真对待这个推测了，他为此写了许多篇论文。” ⁶ 伽莫夫也是一位伟大的科学传播者，他把这个思想写入了他的很多书里，从而导致许多人以为是他提出了这个推论。正如阿尔弗和赫尔曼指出的，这是马太效应 的一个实际例子。在《宇宙的创生》（ The Creation of the Universe ，1952年）一书中，伽莫夫写道：“我们发现T _当前 =绝对温度50度。”这是典型的伽莫夫式算术错位失误而导致的过高估计值，却仍然被许多爱好科学的读者们奉若神明地记录下来。令人惊讶的是，迪克和他的同事们竟然不知道阿尔弗和赫尔曼在1964年之前就已完成的工作，尤其是迪克在 20世纪 40年代还曾经从事过微波设备的工作。如果他读过阿尔弗和赫尔曼的论文，即使使用那个时代的技术（加上一个合适的冷负荷），他也应该可以测出微波背景辐射，那样的话获得荣誉的就可能是阿尔弗和赫尔曼了。更加不可思议的是，威尔逊和威尔金森都说他们对科学发生兴趣是因为阅读了伽莫夫的书，但是关于背景辐射的预言看来都从他们眼皮底下溜过去了。 ⁷

可以想见，伽莫夫、阿尔弗和赫尔曼在看到这个出现于《纽约时报》（ The New York Times ）头条新闻的故事与他们没有什么关系时，是多么沮丧。两位后来的微波背景研究参与者马瑟（John Mather）和博斯劳（John Boslough）记下了一些他们对此结果有所责怪的文章 ⁸ ，这里就不展开细说了，但是仍有很多被错失了的机会还是值得在这里提一下。

正如我在《大爆炸探秘》（ In Search of the Big Bang ） 一书中解释的那样，一连串被错失的发现背景辐射的机会可以回溯至20世纪40年代早期关于透过由气体和尘埃混合组成的星际物质的恒星光谱之研究。根据星光被星际物质吸收后在光谱中留下的谱线可以推测出这些云团的温度，配合其中与氰分子相关细节的研究，加拿大多米宁天文台的麦凯勒（Andrew McKellar）推断这些云团的温度介于 2 K和 3 K之间。天文学家都知道这个结果，却没有人意识到这些云团实际上是沉浸在背景辐射之中，就好像被放置在一个极冷的微波炉中一样。

我最喜欢的那些本应知道得更多却错过了重要发现的故事还是与霍伊尔和伽莫夫有关。1956年，霍伊尔正在访问加利福尼亚州的拉霍亚，伽莫夫恰好也在那里做一个短程访问，开着一辆全新的白色凯迪拉克敞篷车（典型的伽莫夫座驾）。那个时期，作为大爆炸理论的主要推动者，伽莫夫正在推广他那宇宙沉浸在一个温度约5 K的辐射海洋之中的理论。霍伊尔则是稳恒态宇宙模型的主要推动者，当然认为不应该存在这样一种辐射。他们进行了很多交谈，霍伊尔于 1981 年向《新科学家》（ New Scientist ）杂志叙述了这样一个故事：

有段时间，我和伽莫夫单独进行了一些讨论，他用他那白色的凯迪拉克拉着我兜风，向我解释他为什么相信宇宙应该有一个微波背景。我则坚持认为宇宙不可能有一个如他声称的那么高温度的微波背景辐射，因为麦凯勒对烃（CH）和氰基（CN）的测量已经为任何可能的背景辐射设置了一个 3 K的上限。无论是凯迪拉克太舒适了，还是伽莫夫太希望得到一个高于3 K的背景温度，而我则希望一个0 K的结果，我们都错过了这样的机会……对我而言，当我与迪克在1961年第20届瓦伦纳相对论暑期学校就同一主题进行讨论的时候，我再次错失了这样的机会。对于微波背景辐射，我实在是太迟钝了。 ⁹

其实其他人也都一样，除了彭齐亚斯和威尔逊！伽莫夫尤其要责怪他自己，怎么会被贝尔团队给抢了先？

1964年，连霍伊尔也开始怀疑稳恒态模型了，至少是对它最简单的形式产生了怀疑。因为看起来的确不太可能在恒星内部产生足够量的氦。他开始寻找其他可能产生氦的途径，如果不是产生于“大爆炸”，那么是否可能产生于散布在宇宙中的一些“小爆炸”？他与年轻的同事罗格·泰勒（Roger Tayler）共同提出了这一想法，并一起计算出这样一些事件也会产生大量背景辐射。霍伊尔当然知道所有关于阿尔弗和赫尔曼的工作，但却从另一途径得到了这一推论。尽管如此，即使到了 1964年，他也仍然没有将这一工作与麦凯勒的观测联系起来。在霍伊尔和泰勒准备发表的论文的第一份草稿中，他们也对宇宙微波背景作了预测，但是霍伊尔在正式发表前却把这一内容删除了。泰勒后来告诉我，他是十分希望能够保留这一内容的。

然而，最接近发现背景辐射却又与之失之交臂的传奇故事来自苏联。在一项大部分于几个月内完成并于1964年发表的研究工作中，苏联研究者已经得出了解答这个问题的大部分线索，却只差了那么一点点。泽尔多维奇（Yakov Borisovich Zel'dovich）是苏联时代的顶尖科学家，他也进行了与伽莫夫团队类似的计算，推论出宇宙应该起始于一次炽热的大爆炸，并遗留下一个温度仅为几开的背景辐射。他甚至知道《贝尔系统技术杂志》上欧姆的文章，但却误解了欧姆的推论。另一个名气不及他的天文学家斯米尔诺夫（Yuri Smirnov）也算出背景辐射的温度在1 K到30 K之间。以此为出发点，多罗什克维奇（Andrei Doroshkevich）和诺维科夫（Igor Novikov）甚至写了一篇论文说明最适合进行这一探测工作的天线就是克劳福德山的喇叭天线。为什么没有一个苏联人注意到欧姆已经发现了这一辐射？原因在于翻译之中搞错了一些信息。欧姆的论文中写下他测量的天空温度是3 K，他的意思是减去了所有其他可能的射电信号之后，残留下一个3 K的背景。巧的是天线测得的大气温度也是 3 K，这个因素实际上已经被欧姆扣除了，然而苏联人却误以为欧姆测量的是这个温度，因此他们又将其减去，导致剩下的结果是0。这样的误会在今天很容易就会通过电子邮件的交流而被发现，但在 20 世纪 60 年代，苏联和美国之间科学家的交流却是受到严格限制的。

尽管开始时存在这么多的失误和误解，宇宙微波背景辐射最终还是被发现了。在后来的岁月里，研究的细节不断丰富，许多成果将在本书的第二部分予以呈现。最关键的一点还是这个辐射的温度，2.712 K。它告诉我们，宇宙确实诞生于一个有限的时间之前。那么究竟是何时？我们的故事将真正由此开始。 1cHF4+9r0YwOmw6vmixm9fHWusqqPhOudODjFZtKmyBQ2u9HYSpHiBp+YqGhtWpA