第4章 现代式创世记
元素被灼烧的时间比煮一盘土豆烧鸭的时间还要短。
——乔治·伽莫夫
穿过铁幕
关于原初火球的研究始于乔治·伽莫夫。他是一名才华横溢的物理学家，出生于俄国，他将在本书接下来的部分不止一次地出现。物理学家莱昂·罗森菲尔德（Léon Rosenfeld）如此描述他：“高壮的斯拉夫人，有着金色的头发，德语流利而优雅；事实上，他在许多方面都很优雅，尤其是在物理学方面”
夏天结束之后，伽莫夫踏上了返回彼得格勒（此时这座城已经改名为列宁格勒了）的路，他在途中决定在丹麦停留以拜访量子力学的创始人之一，传奇人物尼尔斯·玻尔。他向玻尔介绍了彼时尚未来得及发表的关于原子核放射性的工作，玻尔对他大为赞赏，并因此向伽莫夫提供了哥本哈根研究所的研究员职位。当然，伽莫夫激动地接受了。他在哥本哈根继续从事核物理学的研究，并很快就成了这一领域公认的权威。
1930年，伽莫夫受邀在罗马的原子核大会上发表重要演讲。当他准备骑着他的小摩托车穿越欧洲时，他被苏联大使馆告知他的护照不能延期，他必须先返回苏联更换护照才能去其他地方旅行。
回到列宁格勒，伽莫夫立刻感觉到情况正在急转直下。斯大林主义政权正在加紧对这个国家的控制。科学和艺术必须符合官方的意识形态，任何被指为持有“资产阶级”唯心主义的观点的人都将受到严厉的迫害。量子力学和爱因斯坦的相对论被宣布为反科学理论。当伽莫夫在一次公开演讲中提到量子物理学时，一位政府代表打断了演讲并驱散了听众。他们警告伽莫夫不能再犯这样的错误。而在此事发生之前，他就被告知，他不可能再出国进行学术交流了，护照也大可不必再申请了。铁幕紧紧地关上了。在伽莫夫看来，不祥的预兆已经显现：他必须逃离苏联。
伽莫夫在回到列宁格勒后不久便与妻子柳芭结婚了，他们准备一起逃跑。他们计划从克里米亚半岛出发，穿越黑海，最终在土耳其上岸。他们幼稚地打算用皮划艇来完成这一计划。他们储备了一个星期的食物，并规划了一条简单的航线：向正南方划。但是黑海之所以被称为“黑”海，并不是无缘无故的。两个冒险家早上离开的时候，天气还非常平静，但是到了傍晚，风浪却越来越大。到了晚上，他们需要竭尽全力才能防止皮划艇倾覆。最终他们放弃了这个出逃计划，努力尝试活着回到岸上。最终，他们在第二天活着回到了苏联的海岸上，这令他们感到无比幸运。
1933年夏天，伽莫夫意外得知他将作为苏联代表出席在布鲁塞尔举行的着名的索尔维核物理大会。他欣喜若狂，却不知道这次机会能否帮助他逃离苏联。这次机会来自他的老朋友玻尔，当伽莫夫缺席了1930年在罗马举行的会议时，玻尔就感到有些不安，为了见见他的老朋友，他请求法国物理学家，同时也是法国共产党成员的保罗·朗之万利用他的关系安排伽莫夫出席索尔维会议。但是，伽莫夫惊恐地发现，玻尔曾向朗之万保证伽莫夫将在会议闭幕后回到苏联！在那天晚上的晚宴上，伽莫夫坐到了玛丽·居里的旁边。居里夫人是镭和钚的发现者，和朗之万也非常熟悉（两人之间曾有一段绯闻）。伽莫夫告诉了她自己的艰难处境，居里夫人承诺她会和朗之万谈一谈。伽莫夫焦虑地等待了一天一夜，最终得知问题解决了，他可以不用再回苏联。第二年，他接受了美国乔治·华盛顿大学的教授职位。
原初火球
伽莫夫认为，早期宇宙不仅有极高的密度，还有极高的温度，因为气体在被压缩时会变热，而膨胀时会变冷。（骑自行车的人曾告诉我他们亲自体验过气体的这种特性：当你给自行车的轮胎打气的时候，它会变得暖乎乎的。）
为了形象地说明为什么膨胀会导致气体冷却，我们可以想象一个充满气体的大盒子。气体分子无时无刻不在做无规则的热运动并与盒子的壁碰撞，就像一个个砸在墙上的小球。现在想象一下，盒子正在扩大，所以墙壁正在互相远离。墙壁的互相远离会对气体分子产生什么影响呢？在网球训练中，如果你将球打向墙，球会以相同的速度反弹回来。但是想象一下这堵墙正在离你远去，这样的话，球相对于墙壁的速度会变小，反弹回来的速度也就会比你打出去的速度慢。类似地，正在扩张的盒子中的分子每次与外壁碰撞时都会减速。温度与分子的平均动能成正比，因此气体的温度在膨胀过程中会下降。当然，在膨胀的宇宙中并没有移动的墙，但是粒子会相互碰撞，所以膨胀会对温度造成相同的影响。宇宙正在随着膨胀逐渐变冷。因此，越早期的宇宙越热。如果我们倒推回爆发的那一刻，宇宙会是无限热的。
当温度超过几百开尔文
除了组成原子的物质粒子，这个原初火球还包含大量的辐射量子，也就是光子。光子是一束电磁能量，普通的可见光也是由光子组成的。移动的带电粒子既可以发射也可以吸收光子，当发射速度等于吸收的速度时，平衡态就迅速建立起来了。温度越高，平衡态光子的平均能量和密度越高。这锅“宇宙热汤”的菜谱看起来非常简单：将所有物质分解成最小的碎片，然后混合在一起，加入适量的光子就可以了。不过，这并不是全部。
时间越早，粒子的能量就越高，它们也会更加密集，并不断地相互碰撞。为了了解原初火球的构成，我们需要知道这种高能碰撞中会发生什么。摧毁基本粒子是粒子物理学家最爱做的事。他们建造了一种名叫粒子加速器的巨大机器，在那里，他们将粒子加速到很高的速度（这些粒子由此获得了极大的动能），并让它们相互碰撞，看看会发生什么。这比观看台球碰撞令人兴奋得多，因为粒子在碰撞中常常变化——就像红色和蓝色的球相互碰撞后变成黄色和绿色。粒子的数量也可以改变：两个粒子的碰撞可以像放烟花一般产生数十个新粒子，从碰撞点飞溅出来。这种碰撞在早期的宇宙中非常频繁。
准确预测这样的碰撞会造成何种结果是不可能的，因为有很多可能的结果。物理学家只能用量子理论来计算不同结果出现的概率，因为量子世界本身就是不确定的。虽然结果受到一些严格的守恒定律的限制，例如能量和电荷守恒定律分别规定碰撞前后的总能量和总电荷数应该相同，但任何守恒定律不禁止的结果都是有可能发生的。在早期的宇宙中，粒子不断地相互碰撞，空间中充满了所有种类的粒子。
每种类型的粒子都存在质量完全相同，且电荷相反的反粒子。粒子和反粒子通常成对产生。例如，两个能量大于电子质量（能量和质量可以用E=mc²来转换）的光子发生碰撞后可以变成电子及其反粒子，也就是正电子。与之相反的过程被称为成对湮灭：一个电子和一个正电子相互碰撞，变成两个光子。
在高于100亿度的温度下，光子能量大得足以产生电子–正电子对。因此，火球中充满了由电子和正电子组成的气体，其密度与光子气体的密度大致相同。在更高的温度下会出现更重的粒子对。物理学家们已经发现了丰富多彩的粒子种类，它们的质量差别非常大。其中最重的是W玻色子、Z玻色子和顶夸克，前两者的质量是电子质量的30万倍左右，而顶夸克的质量又是前者的两倍，它们是目前能在粒子加速器中产生的最重的粒子，存在于温度超过3 000万亿度的原初火球中。不过，我们对高温状态的粒子的了解仍然十分有限，因此我们对原初火球的认知也非常少。
弗里德曼方程可用于确定这个火球在任何给定时刻的温度和密度。例如，在大爆炸之后的一秒钟，温度为100亿度，密度约为1吨/立方厘米。
在火球的阶段，最充满变数的时段是它存在的第一秒钟，主要特征是奇异粒子种群的快速演替。W玻色子、Z玻色子和其他较重的粒子仅存在于大爆炸之后的0.000 000 000 01秒内。μ介子（一种与电子相似，但比电子重200倍的粒子）和其反粒子在大爆炸的0.0001秒后湮灭。大约在同一时间，3个夸克合并在一起形成核子。最后湮灭的是电子–正电子对，这一过程发生在大爆炸后的1秒。为了保证能有残存的电子和核子来形成我们现在的宇宙，夸克的数量肯定要比反夸克多一些，而电子的数量也肯定比正电子要多一些。
伽莫夫的炼金术
像夸克、W玻色子、Z玻色子这样的粒子在伽莫夫的时代还没有被发现，伽莫夫本人对电子–正电子对也不甚关注。他主要关注大爆炸后一秒之后的宇宙。在他职业生涯的早期，伽莫夫就对原子起源问题产生了兴趣。自然界中有92种不同的原子，或者说化学元素。其中一些，比如氢、氦和碳，含量非常丰富；而另一些，比如金和铀，则极其罕见。伽莫夫想知道究竟是什么决定了元素的丰度。
炼金术士试图将其他的元素变成黄金，但是现在的我们知道，他们是注定要失败的。想要把一种化学元素变成另一种，人们必须学会改变原子核的组成。这种转变所需的能量比化学反应所需的能量大数百万倍，远远超过炼金术士所能达到的水平。氢弹的爆炸可以达到这么高的能量，但是地球上自然发生的任何过程都不可以。因此，我们现在观测到的地球上的元素丰度与46亿年前太阳系形成时地球上的元素丰度是相同的。
伽莫夫对此做出的解释是恒星根本不够热。他本人有另一套想法来解释元素的产生：大爆炸后不久的整个宇宙才是产生各种元素的熔炉。为了研究炽热的早期宇宙中的核反应，伽莫夫招募了两位年轻的物理学家，拉尔夫·阿尔弗（Ralph Alpher）和罗伯特·赫尔曼（Robert Herman）。他们认为核子、电子和辐射的炽热混合物曾均匀地充满宇宙。当宇宙冷却到10亿开尔文以下时，一个中子和一个质子就有可能结合在一起形成氘核（见图4.1）。它与质子中子的再次结合会迅速将氘变成氦（氦的原子核中有两个质子和两个中子）。然而，这种形成原子核的方式到此就走到尽头了。原因在于，由于核子之间作用力的某些特殊性，由5个核子组成的原子核不可能保持稳定，而多个核子同时附着在一个已有原子核上的可能性极小。这就是所谓的五核子能隙。计算表明，大约23%的核子最终以氦的形式存在，其余的几乎都以氢的形式存在。这一过程中也会产生少量的氘和锂。
使用最新的核反应数据和强大的计算能力，现代物理学家精确地计算了通过宇宙熔炉产生的元素的丰度，然后发现理论计算的结果与天文观测得到的丰度近乎完全一致。通过研究遥远天体发出的光谱，天文学家可以确定它们的化学成分。大爆炸理论做出的一个坚定预测就是，宇宙中的任何星系都不应该含有少于23%的氦：氦在恒星中也会产生，因此其丰度只会比原始丰度高。目前也的确没有发现违反该预测的星系。大爆炸理论预测的氘丰度略低于万分之一，而锂的丰度则低于十亿分之一，这些数据都得到了观测的证实。可能有人会说大爆炸理论对氦的丰度的正确预测是侥幸，但是整组数字都出现这样的巧合似乎不太可能。
但是重元素呢？伽莫夫和他的团队竭尽了全力，但还是找不到一种方法来跨越五核子能隙。与此同时，在大西洋彼岸，稳恒态宇宙模型的主要支持者弗雷德·霍伊尔正在构建另一种理论来解释元素的起源。霍伊尔意识到像我们的太阳这样将氢燃烧成氦的恒星，其温度不足以生成更重的元素。但是当一颗恒星的氢被耗尽时会发生什么呢？氢耗尽后核反应会停止，无法对抗向内的引力，继而导致恒星坍缩，使得恒星的密度和温度上升。当中心温度达到1亿度时，一个新的核反应途径出现了：三个氦原子核结合在一起形成一个碳原子核。当中心区域所有的氦都被消耗掉时，恒星会进一步收缩，直到温度升高到足以点燃以碳为原料的核反应。随着这个过程的继续，一个层状结构形成了：越重的元素越接近中心，因为产生它们需要更高的温度。在像太阳这样的恒星中，这一反应链并不会延续很长，但是在更大质量的恒星中，这个过程一直延伸到铁。铁是所有原子核中最稳定的一个，再往上，恒星就再也没有燃料可烧了。由于没有核反应产生的压强的支撑，恒星最内部的核心坍缩，达到巨大的密度和高达100亿度的高温，这引发了一场巨大的爆炸，它被称为超新星爆发，此后恒星的外层物质会被抛入星际空间。这场猛烈的爆炸释放的能量将一部分铁转变为了更重的元素，而被抛入星际空间的物质也将成为新一代恒星和行星系统的原料。霍伊尔及其合作者根据这一理论计算出的重元素丰度与观测结果也相当吻合。
霍伊尔和伽莫夫的理论在20世纪四五十年代逐渐被完善。当时，两人的理论被视为竞争关系，但事实证明两者都是正确的：轻元素主要在早期宇宙中形成，而重元素主要在恒星中形成。宇宙中几乎所有已知的物质都以氢和氦的形式存在，其中重元素所占比例不到2%。然而，重元素对我们的生存至关重要：地球、空气和我们的身体大部分是由重元素构成的。正如剑桥大学的天体物理学家马丁·里斯（Martin Rees）所写：“我们是星尘——远古恒星的灰烬。”
宇宙微波辐射
大约在大爆炸发生三分钟后，氦开始形成，而这一过程持续了不到一分钟就完成了。在这之后宇宙继续以惊人的速度膨胀，伴随着密度和温度的快速下降。但是在开场几分钟的紧张刺激之后，宇宙的演化速度就越来越慢了。物质粒子几乎不会再发生什么变化，但其中作为原初火球重要组成部分的辐射却一直在演化。
在微观的量子层面上，辐射是由光子构成的；但在宏观上，辐射可以被描述为电磁波——一种电磁能量的振荡模式。振荡频率越高，其光子的能量就越高。不同频率的波会产生不同的物理效应，我们也用不同的名称称呼它。可见光在整个电磁波谱中只对应一个很窄的频率范围。更高频率的波叫作X射线，而比X射线频率还要高的波叫作伽马射线。而在低频的一边，我们有微波和频率更低的射电波。所有的这些波都以光速传播。
随着原初火球温度的下降，充斥其间的辐射的强度也逐渐减弱，频率逐渐从伽马射线降低到X射线，再到可见光。大爆炸后30万年的时候，宇宙发生了一个重要的变化：温度变得足够低，使得电子和原子核可以稳定地结合成原子。而在此之前，电磁波经常被带电的电子和原子核散射，这会改变其运动方向。而辐射与既不带正电也不带负电的原子的相互作用是非常微弱的，因此一旦原子形成，电磁波就可以在宇宙中自由地传播，几乎不会被散射。换句话说，宇宙突然变得透明了起来。
在这之后宇宙辐射会发生什么变化呢？随着宇宙的膨胀，电磁波的频率持续下降，相应的温度也随之降低，仅此而已。在电中性的原子刚刚形成时，辐射的温度大约是4 000度，略微低于太阳表面的温度。如果我们当时在场且能够忍受这种不健康的环境，我们就会看到整个宇宙都闪耀着灿烂的橙色光芒。等到宇宙诞生60万年的时候，我们将观察到光变成红色。在100万年的时候，光线会从可见光范围转移到光谱的红外部分。因此，在我们的眼睛看来，宇宙将陷入完全的黑暗。电磁波的频率仍然在缓慢地下降：到目前，也就是大爆炸后大约140亿年的时候，它们已经下降到了微波的范围。
伽莫夫的同事、年轻的阿尔弗和赫尔曼对此进行了研究。他们计算了从宇宙诞生伊始到现在的变迁，并得出了一个令人瞩目的结论：当前，我们应该沉浸在一片微波的海洋中，其温度约为5开尔文。
阿尔弗和赫尔曼的研究发表于1948年。你可能以为它应该吸引了很多人试图观测这些微波。由于发现原初辐射能够有力地证明大爆炸理论的正确性，它的发现应该具有巨大的意义。你可能会继续遐想，一旦辐射被观测到，这两位先生会因正确的预言而获得诺贝尔奖。但可惜的是，事情并没有这样发展。
证据确凿
很奇怪的是，在该理论被发布后接近20年的时间里，这些预测丝毫没有引起人们的注意，直到1965年，这种辐射才偶然地被发现。在新泽西州的贝尔实验室工作的两位射电天文学家阿尔诺·彭齐亚斯（Arno Penzias）和罗伯特·威尔逊（Robert Wilson），在他们灵敏的射电天线中发现了持续的噪声。噪声的温度大约在3开尔文左右，并且噪声的强度不随着时间或天线指向的方向变化。彭齐亚斯和威尔逊煞费苦心地排除了他们能想到的所有可能性，但仍然没能找到问题的根源。他们甚至驱逐了一对栖息在天线上的鸽子，并清除了这些鸽子留下的被彭齐亚斯称作“白色电介质材料”的东西
与此同时，在大约30英里（约50千米）之外，普林斯顿大学的一群物理学家正忙着建造他们自己的射电天线。这个小组的负责人是罗伯特·迪克（Robert Dicke），他是一位杰出的物理学家，既精通理论也精通实验。迪克认为宇宙历史早期炽热的阶段应该会留下一些余晖，于是设计了一个天线来寻找这些余晖。而当普林斯顿小组准备开始测量时，他们听说了彭齐亚斯和威尔逊遇到的难题。他们马上就意识到，彭齐亚斯和威尔逊正在努力消除的噪声正是他们想要探测到的宇宙微波的信号！
这是一个值得深思的问题：为什么我们必须依赖偶然才能发现宇宙微波背景辐射？为什么没有人认真看看阿尔弗和赫尔曼的理论？即使他们的论文因为什么偶然原因被忽略了，为什么其他人花了超过15年的时间才做出了同样的预测？毕竟，微波背景辐射是伽莫夫的热大爆炸模型能导出的直接结果。
原因之一似乎是，物理学家根本不相信早期宇宙真的存在。诺贝尔奖获得者、物理学家史蒂文·温伯格写道：“在物理学领域，这种情况经常发生。我们的错误不在于我们太过看重自己的理论，而在于我们没有足够认真地对待它们。”
彭齐亚斯和威尔逊只是在一个单一的频率上测量了辐射的强度，也就是他们的天线设定好的那个频率。而根据理论预测，辐射应该散布在一个频率范围里，其强度与频率的关系遵循一个由马克斯·普朗克在20世纪初提出的简单公式。1990年，宇宙微波背景探测器（COBE）卫星的探测结果以惊人的精度证实了这一预测，理论与测量值的误差小于万分之一。
宇宙微波背景辐射无疑是宇宙学中划时代的发现。这一看得见摸得着的原初火球的遗迹让我们相信，大约140亿年前确实存在一个炽热的早期宇宙，这绝不是我们的幻想。彭齐亚斯和威尔逊因“发现宇宙微波背景辐射”获得了1978年的诺贝尔物理学奖，但从理论上预测到了它的存在的人却未能获奖。
创世的缺陷
如果宇宙一开始是完全均匀的，那么直到今天，它仍然会是完全均匀的。宇宙将被稀薄而均匀的气体充满，这些气体将随着宇宙膨胀变得更加稀薄。这样，宇宙将永远处于黑暗之中，宇宙背景辐射将慢慢转变为频率越来越低的射电波。但倘若抬头看一眼夜空，你就会发现我们的宇宙并不是那么单调乏味。宇宙被散布在空间各处的闪耀的恒星照亮，形成了一个富有层次的结构。这个结构的基本单位是星系，典型的星系包含大约1 000亿颗恒星。星系聚集形成星系团，又进一步形成超星系团，超星系团延伸到数亿光年
宇宙学家将所有这些宏大的结构的起源归因于早期宇宙中微小的不均匀性。由于所谓的引力不稳定性，微小的不均匀性可以促使一个星系诞生。假设宇宙中某个区域的密度比它周围的区域稍微大一些，它将具有更强的引力，从而可以从周围地区吸引更多的物质，造成的结果就是密度的差异不断增大。物质的初始分布几乎是均匀的，但最终却演化得高度不均。宇宙学家认为，这就是星系、星系团和超星系团的形成过程。根据这个理论，第一个星系于大爆炸后大约10亿年形成。恒星照亮了宇宙，终结了宇宙的黑暗时代。星系的形成过程于不久前结束—— “仅仅”40亿年前，即宇宙年龄大约100亿年时。
你可能认为我上面所讲的注定只是一个故事，因为当时人类还没有诞生，没有人可以证实它。但是正如前文所述，由于光的传播需要时间，我们看到的远处的物体其实是它很久以前的样子，那时发出的光到现在才被我们收到。因此，通过研究更遥远的星系，我们可以追溯更久远的过去。我们能观测到的最遥远星系所发出的光大约需要130亿年才能到达地球，所以我们看到它们的样子，是宇宙刚刚10亿岁时的样子。与我们在地球附近发现的巨大的旋涡星系相比，这些星系体积较小，形状也不规则——这表示它们十分年轻。
宇宙历史上更早的时期可以通过宇宙微波背景辐射观察到。自从宇宙变得透明以来，这些电磁波连续不断地走了近140亿年的时间，其间没有被散射。这些微波最后被散射的区域离我们大约有400亿光年的距离。
1992年，COBE团队第一次成功绘制了全天微波图背景。10年后，WMAP卫星
现代式创世记
图4.3展现了迄今为止我们已经讨论过的宇宙诞生的故事。这个故事得到了大量观测数据的支持，毫无疑问，它基本上是正确的。不过，具体细节仍有待商榷，一些问题仍然悬而未决。其中最大的未知数之一是暗物质的性质。现在我们只能通过暗物质对星系和星团的引力观察到它的存在。我们有充分的理由相信，大部分暗物质不是由核子和电子组成的，而是由一些尚未被发现的粒子组成的。星系形成过程的细节取决于这些粒子的质量和相互作用，但无论如何，图4.3中描绘的整体情况是没有差错的。
我们能够观察到140亿年前的宇宙，并且能够准确地描述大爆炸后不到一秒钟发生的事件，这已经是非常了不起的成就了。这让我们越发急切地想要接近宇宙诞生的时刻。但是对于那一刻到底发生了什么，我们仍然一无所知。事实上，仔细观测后我们发现，大爆炸本身比以前看起来更加奇怪了。
引文由R. H. Stuewer所述，请参见The Kaleidoscope of Science, ed. By E. Ullmann-Margalit (Reidel, Dordrecht, 1986, p.147)。
对伽莫夫生平的描述来自其未完成的自传《我的世界线》（My World Line, Viking Press, New York, 1970）。
开尔文是物理学家常用的一种温度计量单位，它的温度从绝对零度（即零下273摄氏度）开始，以摄氏温度为单位进行计量，即开氏温度的数值减去273就是摄氏温度的数值。我们在这里讨论的温度非常高，这种情况下摄氏温度和开氏温度之间几乎没有差别。
原子是由小的、带正电荷的原子核和在环绕原子核的“轨道”上运行的、带负电荷的电子组成的。（我为“轨道”加上了引号，因为量子不确定性的效应在原子中非常明显，电子围绕原子核的运动并不像行星围绕太阳那样有明确的运动轨道，更加准确的描述是，它们在轨道周围形成模糊一片。）原子核由两种亚原子粒子组成：带正电荷的质子和电中性的中子。一个原子的化学性质仅仅取决于电子的数量。电子的数量等于质子的数量，因此原子呈电中性。
粒子和其反粒子数量不平衡的原因迄今仍是现代宇宙学中的一个热点问题。相关讨论请参见A. H. Guth, The Inflationary Universe (Addison-Wesley, Reading, 1997)。
此外，在原初火球中还存在着中微子，一种非常轻的、相互作用很弱的粒子。我在这里忽略了它，因为它在接下来的故事里并不重要。
放射性元素（如铀）是一个例外，它们会自发衰变成较轻的元素。一个铀原子衰变成为铅原子平均需要45亿年时间，因此，铀的含量会逐渐减少。事实上，我们对地球年龄的最准确的估算结果，就是通过对铀和铅相对丰度的测量得到的。
关于原初火球和元素形成的更详尽探讨，详见史蒂文·温伯格的经典畅销书《最初三分钟》（The First Three Minutes, Bantam, New York, 1977）。
请参见M. J. Rees, Before the Beginning (Addison-Wesley, Reading, 1997, p.17).
也就是鸽子粪。——译者注
请参见S. Weinberg, op. 前引书，p. 123.
一光年是光一年中走过的距离，大约10万亿千米。
电磁波被散射，意思是指它们被带电粒子吸收并重新发射，因此最后散射面等同于宇宙辐射最终被发射的界面。
即威尔金森微波各向异性探测器，它以普林斯顿大学的戴维·威尔金森（David Wilkinson）的名字命名。威尔金森率先提出了发射这个探测器的想法，并为探测器的设计贡献了主要的灵感。不幸的是，他在卫星发射前不久去世了。
