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1948年稳恒态模型的最大优点是背景宇宙学只有一个参数，即哈勃常数 H ，并且该模型假定宇宙内容的性质不会随时间变化。遥远物体被观测到的状态是它们过去的状态（因为光的传播需要时间），但是在此模型中，它们在统计学上与附近物体状态相同。这为诸如我们附近星系的年龄分布、作为能量流量密度函数的射电源数量，以及星系红移与距离之间的关系等测试提供了固定的目标。在20世纪50年代和20世纪60年代初，与相对论模型相比，该模型对宇宙学的实证进展发挥了更大的促进作用。
在引入稳恒态模型的那年，斯特宾斯和惠特福德（1948）公布了证据，表明早型星系
的颜色在更大的红移处更红。这挑战了星系族不会演化的稳恒态假定。惠特福德（1954，601）承认了邦迪、戈尔德和夏默（1954，601）对效应证据的仔细质疑，还回顾了自1948年以来观测的重大进展，并在结尾写道：“上述讨论并非旨在表明作者认为色余效应确定无疑。”
在其《宇宙学》第二版的附录中，邦迪（1960）指出，斯特宾斯—惠特福德效应被“证伪”。他可能是指柯德（1959）对该情况的评论以及得出的结论：有了更安全的附近椭圆星系的光谱模板，斯特宾斯—惠特福德的“色彩效应实际上就消除了”。
某些天文射电源位于其他星系中，并且大多数射电源均匀分布在天空中的观测结果表明，这些源大多数是河系外的。某些已知距离的源足够亮，以至于足以在宇宙学上有趣的距离内被探测到。这意味着作为观测到的射电能流量密度 S 的函数的源计数 N (< S )提供了一个有趣的测试。在一个统计上均匀的射电源空间分布中，低红移下的计数随 N (< S )∝ S −3/2 ［表达式（2.5）中的 f 被射电天文学家的 S 代替］变化。当观测达到接近1的红移时，稳恒态模型对 N (< S )的预测依赖于源光度的频率分布与波长的关系，而这尚未被清楚了解。但是在1948年稳恒态宇宙学中，给定内禀光度的光源数量，在 z ≫1时，仅以 N ∝log z 随红移的增加而增加，因此更微弱流量密度 S 的源预计将随着 N (> S )~log S −1 ［表达式（3.21）和公式（3.22）］增加。赖尔（1955）是射电天文学发展的领导者，他得出结论说，随着流量密度的降低，源数目的增加比这更快。这表明射电源在过去更明亮，这与1948年稳恒态模型相矛盾。
关于这一证据解释的辩论非常激烈，部分原因在于稳恒态怀疑论者马丁·赖尔及其拥护者弗雷德·霍伊尔都在剑桥大学任职。测量本身颇具争议，因为射电望远镜阵列有限的角分辨率和旁瓣效应导致了源流量密度估算中的系统误差。赖尔的研究生彼得·舒尔发现了一种统计量度，可以辅助修正因微弱信号源而丢失或人为增强的数据。结果再次表明，随着 S 的减少， N (< S )的增长比没有演化的相对论模型中的预期要快，或比稳恒态模型中的预测要高（Ryle and Scheuer，1955）。马尔科姆·隆加尔在他的《宇宙学世纪》一书中回顾了这一事件，以及射电源的计数如何最终成为对1948年稳恒态宇宙学的令人信服的挑战（Longair，2006，第12.3节）。
桑德奇（1961a）思考了如何利用位于加利福尼亚南部的帕洛马山200英寸
海尔望远镜检验宇宙学模型。他得出的结论是，有用的探测可能是星系红移—星等关系
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［公式（3.11）中定义了星系红移
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，公式（2.6）中定义了星系视星等
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］。对于给定内禀光度或绝对星等（如第29页的脚注所定义的那样）的星系，稳恒态模型可以对红移—星等
z
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关系进行确定的预测。当然，需要观测许多星系以考虑光度的差异。但是在稳恒态宇宙学中，人们可以认为，在不同红移下的观测值，统计上是对同一星系族的采样。在不断演化的宇宙中，情况要复杂得多，因为星系族也会演化，星系的光度也将随之演化。
在桑德奇（1961a）对宇宙学测试进行研究时，测得的红移远低于1，因此可以集中关注对偏离静态闵可夫斯基时空的线性红移—距离关系进行一阶校正。通常的度量是减速参数（有时称为“加速参数”）：
在当前时间 t 0 对时间导数进行评估，弗里德曼—勒梅特模型的表达式假定压强可以忽略。稳恒态宇宙学中的 q 0 值由表达式（3.19）确定，这与以Λ为主导的相对论性的弗里德曼—勒梅特模型相同。两者的时空几何均符合具有宇宙学常数的静态空宇宙的德西特解。
赫马森、梅奥尔和桑德奇（1956，151）对减速参数测量值的评估得出结论：
因此，上述分析表明，对测得的星等以及 Ṁ 和 Ḱ 值（星系光度和颜色的演化速率）中误差的任何合理估计，都要求 R̈ 0 ［其中 R̈ 0 = ä ，见公式（3.23）］为负，且膨胀正在减速。但是，想认定该结果的正确性，需要惠特福德在当前工作中获得准确的 K 值（由于光谱红移效应需要对视星等进行校正所需的颜色项），还要得到足够的理论来解释斯特宾斯—惠特福德效应。
鲍姆（1957）的观测表明， q 0 =0.5±1，桑德奇（1961a）认为这是此时最好的测量结果。从这些论文看来，这些观测似乎正在趋于能够区分稳恒态宇宙学和Λ=0的相对论模型。红移—星等的测量确实达到了这一关键点，但这发生在40年后（第9.1节）。1948年稳恒态模型此前受到过严峻的挑战，我们将在第4章中讨论热辐射海的存在。而在更早之前，稳恒态模型还受到过一次不太出名但十分严格的检验，即星系的年龄分布，内容如下。
引入稳恒态模型时，人们普遍接受的哈勃常数值被高估了6倍。这将特征膨胀时间定为 T ≡ H −1 ≃2×10 9 y，这是对它的严重低估。邦迪（1952）从放射性衰变年龄和恒星演化年龄的证据中得出结论，观测到的最古老的天体的年龄明显比 H −1 的值大得多。在相对论模型中，这需要用到勒梅特（1931d）提出的观点，即宇宙学常数为正数会导致过去的膨胀率变小，从而使膨胀时间大于 H −1 。邦迪和戈尔德（1948，264）指出了另一种出路：在1948年稳恒态宇宙学中，星系的年龄分布如公式（3.20）所示，其中一些的年龄大于 T = H −1 。他们写道：
没有理由认为某个特定的星云（例如银河系）具有某个特定年龄。因此，在我们的理论中，将银河系的年龄确定为局部观测提示的任一结果（例如5×10 9 ~8×10 9 年）并不困难，尽管 T 要比这个值小得多。
这组结论虽然正确但并不完整。伽莫夫（1954a）指出，随着星族年龄的增长以及质量更大、颜色更蓝的恒星的死亡，星族的颜色可能会发生变化。这意味着公式（3.20）中年龄的广泛分布，可以预测出附近星系颜色的广泛分布。伽莫夫（1954a，200）写道：
巴德博士告诉我，这些观测表明，我们附近的椭圆星系的颜色指数非常恒定，保持在0.05等以内。这与稳恒态宇宙学所预测的混合年龄星族的可能性相悖。
从公式（3.20）我们可以得出，在任何时候，星系的年龄 t 的分布都是 P (< t )=1- e −3Ht ，所以：
这一数据范围上下可差20倍。可以合理地预期，如此宽的年龄范围将在附近星系的恒星光谱之间产生明显的差异，这与过去和现在所观测到的结果相反。
关于河外距离尺度和 T = H −1 的校正，见第3.6.1节。校正不仅减轻了对相对论模型的约束，对稳恒态图景也很重要，因为旧的标度使星系的预计平均年龄 T /3比普通形态的银河系的年龄小得多。邦迪（1960，165）在第二版《宇宙学》附录的评论中对此进行了说明：
现在很难理解，超过15年来所有宇宙学工作在多大程度上受到了这个 T 的小值（1.8×10 9 年）的影响（实质上是压制），而人们如此自信地宣称它是通过观测确定的。
邦迪是对的，但他可能还会有另一种抱怨：理论家没有像他和其他人对斯特宾斯—惠特福德效应所做的那样，挑战观测者对 T 的估计。
对河外星系距离尺度的调整消除了1948年稳恒态宇宙学中星系平均年龄的问题，但伽莫夫（1954a）的观点仍然成立：该模型对局部星系年龄弥散的预测似乎不合理。尽管伽莫夫提出了严峻的挑战，但邦迪（1952，1960）在两版《宇宙学》中都没有对此情况进行全面而细致的评估。NASA的天体物理学数据系统显示，在1980年以前伽莫夫（1954a）的论文没有任何引用。但到此时，1948年稳恒态宇宙学受到了来自其他方面的严峻挑战：作为红移的函数的类星体
的计数、高低红移观测到星系的性质有所不同、越来越多的证据表明氦和氘是宇宙演化的遗迹，最直接也最令人信服的是微波辐射海热谱（第3.4节，图4.7）。对这种辐射特征的早期探索是最早广受认可的对稳恒态模型的挑战。伽莫夫的挑战来得更早，但学界对证据的评估有可能反复无常。
值得考虑的是，如果20世纪50年代的红移—星等测量成功了，这就表明减速参数与稳恒态预测 q 0 =-1一致，且处于合理的测量误差范围内。在20世纪50年代，对稳恒态宇宙学来说这将是一个严肃的论据。但是 q 0 的值是在很晚之后确定的，这就简化了历史。
稳恒态宇宙学的理念可以调整为一种假定，即物质和辐射近似均匀的分布是分段形成的，其密度和温度足够高，足以强迫其达到统计平衡状态，并在形成后的宇宙膨胀及冷却过程中形成氦和氘。相对论模型可能可以很好地描述这些分段的创造性事件之间的演化。而热大爆炸宇宙学的创生故事与早期宇宙的宇宙暴胀图景不甚相同（见第3.5.2节）。霍伊尔和纳里卡（1966）提出了准稳恒态宇宙学的早期构想。霍伊尔、伯比奇和纳里卡（1993，2000）还提出了这一相对论模型替代理论的另一种选择。从20世纪70年代开始，这些后来的论点对实证宇宙学的发展的影响微乎其微。但是1948年稳恒态宇宙学在早期阶段极大地刺激了观测，开始将人们引向现已建立的演化宇宙学。