最初三分钟

我们现在可以关注宇宙在最初三分钟的演变过程了。事件在开始时的发展变化比后来要快得多，所以，像普通电影那样，以相等的时间间隔来显示画面是没有用的。相反，我将根据宇宙的温度的下降，来调整影片的速度，当温度下降大约3个因数时，停下摄像机，选取一个画面。

遗憾的是，我不能从零时间和无穷高的温度条件下开始电影的放映。当阈值温度高于15000亿K（1.5X1012 K）时，宇宙中会包含大量被称为π介子的粒子，其重量约为一个核粒子的1/7。（参见书后附表1.1），与电子、正电子、μ介子和中微子不一样的是，π介子之间以及它与核粒子之间的相互作用非常强－－实际上，正是π介子在核粒子当中连续交换，才能够使原子核聚集在一起。这种能够产生强烈相互作用的粒子大量存在，使在超高温条件下计算物质性能变得超乎寻常地困难，为了避免遇到这种特别难的数学题目，我在本章中会从开始后的大约0.01s开始进行讲述，那时，温度已经冷却到仅有1000亿K，完全低于π介子、μ介子和所有较重粒子的阈值温度。

在第7章中，我会简单讨论一下理论物理学家认为的在更接近最初那段时间的时期里有可能会发生的事情。

在对这些有了一定了解后，我们现在要开始播放影片了。

（1）第一个画面

宇宙温度为1000亿K（1011 K），描述此时的宇宙，比将来任何时间描述的宇宙要简单得多、容易得多。宇宙中充斥着一种无差别物质和辐射场，其中的每个粒子都与其他粒子迅速地发生碰撞。因此，尽管它的膨胀速度非常快，但宇宙仍处于一种接近完美的热平衡状态。因此，宇宙成分是由统计力学的规则确定的，它们与第一个画面之前所发生的任何事情都毫无关系。我们所需要了解的是，温度为1011 K，守恒量－－电荷、重子数、轻子数－－都非常小，或者为零。

数量丰富的粒子是指那些阈值温度低于1011 K的粒子；包括电子及其反粒子、正电子，当然还包括那些质量为零的粒子，如光子、中微子和反中微子（可参见书后附表1.1）。宇宙密度非常大，以至于连中微子都能够在铅块中穿行数年而不被驱散，并且能够通过与电子、正电子和光子之间的迅速碰撞，以及它们彼此之间的迅速碰撞来保持热平衡状态（另外，当我说中微子和反中微子时，有时会简称为“中微子”）。

另一个非常简单的地方是－－1011 K的温度，要远高于电子和正电子的阈值温度。因此，这些粒子、光子和中微子的运行方式就像若干不同种类的辐射一样。那么，这些不同种类的辐射的能量密度是多少呢？根据书后附表1.1所示，电子和正电子提供的总能量为光子的7/4，中微子和反中微子提供的能量与电子和正电子提供的能量相等。因此，在该温度条件下，总能量密度大于纯电磁辐射的能量密度，其系数为：

斯蒂芬-玻尔兹曼定律（参见第3章）给出了在1011 K温度条件下的电磁辐射的能量密度，即4.72X1044 eV/L，因此，在该温度条件下，宇宙的总能量密度为9/2，或21X1044 eV/L。该能量密度相当于每升38亿kg的质量密度，或在正常地球条件下，水密度的38亿倍（当我说一个特定能量相当于一个特定质量时，当然是说，这是在质量被完全转换成能量的情况下，根据爱因斯坦公式E=mc 2 得出的能量释放量）。如果珠穆朗玛峰是由这一密度的物质组成的，那它的引力能摧毁整个地球。

第一个画面中的宇宙正在迅速膨胀，不断冷却。其膨胀率由下述条件决定，即宇宙的每一点都恰好以逃逸速度远离任意中心。在第一个画面中，密度非常大，逃逸速度也相应地变大－－宇宙膨胀的特征时间约为0.02s（参见书后数学注释3 ，“膨胀特征时间”大致为宇宙规模扩大1%所需时间长度的100倍。更准确地说，任何时期的膨胀特征时间都是那个时期哈勃“常数”的倒数。正如第2章所述，宇宙的年龄永远小于膨胀特征时间，因为引力使膨胀速度不断减慢）。

在第一个画面中有少量核粒子，大约每10亿个光子或电子或中微子对应一个质子和中子。为了最终能够预测在早期宇宙中形成的化学元素的丰度，我们还需知道质子和中子的相对比例。中子比质子稍重，二者之间的质量差相当于129.3万eV的能量。然而，在1011 K的温度条件下，电子、正电子等的特征能量要大得多，约为1000万eV（玻尔兹曼常数乘以温度）。因此，中子或质子与数量大得多的电子、正电子等发生碰撞，会使质子迅速转化成中子；反之亦然。其中，最重要的反应是：

反中微子加质子产生正电子加中子（反之亦然）；

中微子加中子产生电子加质子（反之亦然）。

如果我们假设，净轻子数和每个光子电荷非常小，那中微子和反中微子数量相差无几，正电子和电子数量也相差无几，因此，质子转化成中子的转化速度与中子转化成质子的转化速度也相差无几（在这里，中子的放射性衰变可以忽略不计，因为衰变过程大约需要15min，而我们现在正在研究的时间范围是数0.01s）。因此，平衡要求在第一个画面中的质子数和中子数大致相等。这些核粒子还没有集结成核；彻底分裂一个典型核所需的能量仅为每核粒子600万～800万eV，这比1011 K温度下的热特征能量小，因此，复杂核的摧毁速度要比起形成速度快。

通常，人们会问宇宙在最早的时候有多大。遗憾的是，我们对此并不知情，甚至不能确定这个问题是否有意义。正如在第2章中指出的那样，宇宙现在很有可能是无穷的，在这种情况下，宇宙在第一个画面中也应该是无穷的，并且会永远无穷下去。另一方面，宇宙现在有可能有一个有穷的周长，有时人们预估这个周长约为1250亿光年（这个周长是一个人沿直线旅行，又重新返回起点所需的距离。这个预估值是根据哈勃常数的现值确定的，根据我们提出的假设，宇宙密度约为其“临界”值的两倍）。由于宇宙温度的降低与宇宙规模成反比，因此，在第一个画面中，宇宙的周长小于当今宇宙的周长，缩小的比例为当时温度（1011 K）与当前温度（3K）之间的比率；这样得出的在第一个画面中的宇宙周长约为4光年。在宇宙最初几分钟的演化情况中，没有一个细节依赖于宇宙周长是否为无穷，或仅为几光年。

（2）第二个画面

宇宙温度为300亿K（3X1010 K）。自第一个画面以来，0.11s已悄然逝去。从质上讲，没有发生任何变化－－宇宙主要成分仍包括电子、正电子、中微子、反中微子和光子，它们均处于热平衡状态，远高于其阈值温度。因此，能量密度简单地按照温度的四次方下降，约为普通水静止质量所含能量密度的3000万倍。膨胀速度根据温度的平方下降，因此，现在宇宙的膨胀特征时间已延长了大约0.2s。少量核粒子仍未集结成核，但随着温度的降低，较重的中子转化成较轻的质子要比较轻的质子转化成较重的中子容易得多。因此，核粒子平衡变成了38%的中子和62%的质子。

（3）第三个画面

宇宙温度为100亿K（1010 K）。自第一个画面以来，1.09s已悄然逝去。大约在这时，不断减小的密度和不断降低的温度已经大大增加了中微子和反中微子的平均自由时间，它们开始像自由粒子那样运行，而不再与电子、正电子，或光子保持热平衡状态。从那时起，它们便不再在我们的故事中扮演任何积极的角色了，除非它们的能量会不断为宇宙的引力场提供场源。当中微子不再处于热平衡状态后，没有发生任何大的变化（在发生这个“去耦”前，典型中微子波长与温度成反比，由于温度的降低与宇宙规模成反比，中微子波长的增加则直接与宇宙规模成正比。中微子去耦后，它会自由地膨胀，但一般性红移的波长拉长仍会与宇宙规模成正比。顺便说一句，这说明，确定中微子去耦的准确瞬间并不十分重要，因为它取决于中微子相互作用理论的细节，而这些细节到目前还没有彻底解决）。

总能量密度比第一个画面时的总能量密度小，减小的数值为温度比率的四次方，现在它相当于水的质量密度的38万倍。宇宙的膨胀特征时间已相应地增加至大约2s。现在的温度仅为电子和正电子阈值温度的两倍，因此，它们刚刚开始湮灭过程，被湮灭的速度比它们从辐射中被创造出来的速度要快得多。

此时，温度仍过高，中子和质子还未能集结成原子核，并保持相当长的时间。温度不断降低，这使质子-中子平衡转变为24%的中子和76%的质子。

（4）第四个画面

宇宙温度为30亿K。自第一个画面以来，13.82s已悄然逝去。这时的温度比电子和正电子的阈值温度低，因此，作为宇宙的主要组成成分，它们开始迅速消失。在其湮灭过程中所释放的能量已经使宇宙冷却的速度减缓，因此，从这个额外热量中得不到任何能量的中微子，温度比电子、正电子和光子低8%。从那时起，当我们谈到宇宙温度时，实际上是指光子的温度。随着电子和正电子迅速消失，宇宙能量密度比它仅以温度的四次方降低时的能量密度多少要小一些。

由于这时的温度非常低，各种稳定的核，如氦（He4 ）得以形成，但这不会立即发生。因为宇宙仍在迅速膨胀，只有在一系列迅速的双粒子反应中才能形成核。例如，一个光子和一个中子可以形成一个重氢核或氘，多余的能量和动量被光子带走。然后，氘核可以与一个质子或一个中子碰撞，形成一个轻同位素核，氦三（He3 ），由两个质子和一个中子组成。或者，在碰撞过程中可以形成最重的氢同位素，即氘（H3 ）。氘由一个质子和两个中子组成。最后，氦三能够与一个中子发生碰撞，氘能够与一个质子发生碰撞，在这两种情况下，都会形成一个寻常氦核（He4 ）。这个寻常氦核由两个质子和两个中子组成。但为了确保能发生这一反应链，需要从第一步，即氘的生成开始。

这时，寻常氦是一种结合牢固的核，正如我曾说过的，它的确能够在第三个画面温度条件下结合在一起。然而，氘和氦三的结合要松散得多，特别是氘（将氘核分裂开来的能量，仅为将单个核粒子从氦核中分离出来所需能量的1/9）。在第四个画面中，温度为3X109 K，在这样的温度条件下，氘核一经形成，便会爆炸，因此，无法形成稍重的核。中子仍在被转化成质子，尽管转化速度比以前要慢得多，现在的平衡为17%的中子和83%的质子。

（5）第五个画面

宇宙温度为10亿K（109 K），仅比太阳中心的温度高大约70倍。自第一个画面以来，3分02秒已悄然逝去。大部分电子和正电子已消失，这时的宇宙主要组成成分包括质子、中微子和反中微子。在电子-正电子湮灭过程中所释放的能量，使光子的温度比中微子的温度要高大约35%。

这时，宇宙温度已经非常低，以至于能使氚、氦三和寻常氦核结合在一起，但“氘瓶颈”仍在发生作用：氘核结合的时间不够长，无法形成数量可观的较重的核。这时，中子和质子与电子、中微子及其反粒子发生的碰撞已基本停止，但自由中子的衰变开始变得重要起来；每隔100s，剩余中子中就有10%会衰变成质子。这时，中子-质子平衡为14%的中子，86%的质子。

稍后。在第五个画面后不久的某个时间，发生了一个剧烈事件：温度不断降低，直到氘核能结合在一起。一旦通过了“氘瓶颈”，通过第四个画面所述的双粒子连锁反应，能够迅速形成较重的核。然而，由于其他瓶颈的缘故，在这一过程中没有大量形成比氦要重的核：没有包括5个或8个核粒子的稳定的核。因此，一旦达到可以形成氘的温度，那么，几乎所有的剩余中子都会被立即烹饪成氦核。使这一事件发生的准确温度，在很小的程度上取决于每个光子的核粒子数量，因为在粒子密度高的情况下，比较容易形成核（这也是我为什么要把这个时刻称为第五个画面“稍后”的原因，虽然这种称呼不甚准确）。如果每个核粒子包含10个光子，那么，核合成将在温度达到9亿K（0.9X109 K）时开始。这时距离第一个画面已过去了3分46秒（读者会原谅我把这称为《最初三分钟》，虽然这种说法不甚准确，但它比《最初三又四分之三分钟》要好听一些）。核合成之前，中子的衰变会使中子-质子平衡转变成13%的中子，87%的质子。核合成之后，氦质量的比率刚好等于结合成氦的所有核粒子的比率；其中一半是中子，基本而言，所有中子都能结合成氦，因此，氦质量的比率是核粒子中子比率的两倍，或约26%。如果核粒子的密度稍高一点，核合成开始得就会稍早一点，当没有那么多的中子发生衰变时，生成的氦就会稍多一些，但也不太可能超过28%的质量，如图5.1所示。

图5.1　中子-质子平衡的变化

中子与所有核粒子的比率是作为温度和时间的函数显示的。曲线中标有“热平衡”的部分描述了在高密度和高温度下，所有粒子保持热平衡的时期；这里的中子比率可以根据中子-质子质量差，使用统计力学规则计算得出。曲线中标有“中子衰变”的部分描述了除自由中子的放射性衰变外，所有中子-质子转化过程都已停止的时期。曲线的中间部分由弱相互作用转变速度的详细计算结果决定。曲线的虚线部分说明了核在某种程度上无法形成时会出现的情况。实际上，用箭头标注的“核合成时代”的某个时期，中子迅速结合成氦核，中子-质子比率被冻结在当时的数值上。另外，本曲线还可用来预估宇宙学生成的氦的比率（按质量）：对温度或核合成时间的任意特定值来说，它刚好是当时中子比率的两倍。

现在，已经到达并超过了我们的计划放映时间，但为了更好地说明已经完成的成果，让我们最后看一下温度再次降低后的宇宙。

（6）第六个画面

宇宙温度为3亿K（3X108 K）。自第一个画面以来，34分40秒已悄然逝去。除少量（10-9 ）需要保持质子电荷平衡的多余电子外，电子和正电子都已完全湮灭。在湮灭过程中所释放的能量已使质子的温度比中微子的温度永远高40.1%（参见书后数学注释6 ）。这时，宇宙的能量密度相当于水的质量密度的9.9%，其中，31%表现为中微子和反中微子，69%表现为光子，该能量密度使宇宙的特征膨胀时间约为1小时15分。核进程已停止－－这时，大多数核粒子已结合成氦核，或变成自由质子（氢核），按质量氦占22%～28%。虽然每个自由质子或结合质子都对应着一个电子，但宇宙温度仍然非常高，以至于稳定的核无法结合在一起。

宇宙将会继续膨胀、冷却，但在700000年中将不会发生许多令人感兴趣的事情。那时，温度会降低，使电子和核能够形成稳定的原子；由于缺少自由电子，宇宙成分会变得可为辐射穿透；物质和辐射的去耦将会使物质开始形成星系和恒星。再过100亿年左右，生命体将开始重新建构这个故事。

从对早期宇宙的如此描述中可以得出一个结论，而我们可立即根据观测结果对这个结论进行检验：从最初三分钟残留下来的物质包含22%～28%的氦，除此之外，其余大多数是静止的氢。恒星起初一定是由这些从最初三分钟残留下来的物质形成的。正如已经看到的那样，我们是在假设光子与核粒子之间的比率非常大的基础上得出这个结论的。而这一假设反过来是根据当今宇宙微波辐射背景测量得出的温度为3K得出的。在彭齐亚斯和威尔逊发现微波背景后不久，1965年，P.J.E．皮布尔斯在普林斯顿利用测量得出的辐射温度第一次进行宇宙学温度的计算。几乎在同一时间，罗伯特·瓦格纳、威廉姆·福勒和弗雷德·霍伊尔使用一种更为详尽的计算方式独立计算，也得出了类似的结果。对于标准模型而言，这个结果代表着巨大的成功，因为当时已经有人进行了大胆预测，认为太阳和其他恒星开始自己的生命时，其主要组成成分的确是氢，而氦占20%～30%。

当然，氦在地球上极少，这是因为氦原子太轻，化学惰性较大，大部分氦原子在很久之前便逃离地球了。我们可以根据以下内容来预估宇宙中的初生氦丰度：比较恒星演化的详细计算结果与所观测到的恒星特性的统计分析，直接观测在炽热恒星和星系物质光谱中的氦线。实际上，正如其名所示，J．诺曼·洛克耶在1868年进行的太阳大气光谱研究中，第一次证明氦是一个元素。

20世纪60年代初期，一些天文学家发现，星系中氦的丰度非常大，另外，它还不像较重元素的丰度那样，随地点而发生很大变化。当然，如果重元素是在恒星中生成的，那结果就可能如我们所预计的那样，但氦是在早期宇宙中生成的，那时，任何恒星都还没有开始被烹饪。虽然在预估核丰度时，仍存在大量不确定性和变量，但关于20%～30%初生氦的证据却非常充分，足以给标准模型的支持者们以极大的鼓励。

除在最初三分钟即将结束时生成的大量氦外，还存在较轻的核的痕迹，主要是没有被结合成寻常氦核的氘（包含一个多余中子的氢）和轻氦同位素He3 （瓦格纳、福勒和霍伊尔于1967年首次就其丰度进行了计算）。与氦的丰度不同的是，氘的丰度在很大程度上受核合成期间核粒子密度的影响：密度越大，核反应速度越快，几乎所有氘都会被烹饪成氦。更准确地说，这里是瓦格纳根据光子和核粒子比率的3个可能数值，给出的在早期宇宙中生成的氘的丰度数值，见表5.1。

表5.1　氘的丰度数值

显然，如果能够确定在恒星烹饪开始之前就存在的初生氘的丰度，那我们就能准确地确定光子-核粒子比率；已知当前的辐射温度为3K，就能准确地确定当前宇宙的核质量密度，并判断宇宙是开放的还是封闭的。

遗憾的是，真正确定初生氘的丰度并非易事。在地球上，水所含的氘的质量丰度的典型值是百万分之一百五十（如果我们能够很好地控制热核反应，就可以使用氘为热核反应堆提供动力）。然而，这是一个有偏数字；氘原子的质量是氢原子质量的两倍，从一定程度上讲，这使氘原子更有可能结合成重水分子（HDO），这样的话，逃离地球引力场的氘就会比氢的比例少。另一方面，光谱学说明，太阳表面的氘的丰度非常低－－小于百万分之四。这同样也是一个有偏数字－－太阳外部区域的氘大多已被摧毁，与氢结合成为氢同位素氦、氘。

1973年，从哥白尼号人造地球卫星上进行的紫外线观测，使我们对于宇宙氘的丰度的了解有了一个更为坚实的基础。氘原子同氢原子一样，能够在某些不同的波长上吸收紫外线，相当于原子从低能状态被激发至高能状态的跃迁。这些波长在很小的程度上取决于原子核的质量，因此，一颗恒星的紫外光谱会与许多黑色吸收线交叉，每条线都分为两个组成部分：一部分来自氢，一部分来自氘。在紫外线光谱中，紫外线会穿过氢和氘的星际混合体到达我们。根据吸收线任何两个组成部分的相对黑暗程度，可立即得出星际云中氢和氘的相对丰度。遗憾的是，由于地球大气的缘故，在地球上进行任何类型的紫外线天文观测都非常困难。哥白尼号卫星上携带着一个紫外线光谱仪，用来研究炽热恒星半人马座β光谱中的吸收线；根据其相对强度，我们发现位于我们和半人马座β之间的星际介质含有约百万分之二十（按质量）的氘。近期，在人们对其他炽热恒星光谱中的紫外吸收线所作的更多的观测中，也得出了类似的结论。

如果这百万分之二十的氘的确是在早期宇宙中被创造出来的，那每个核粒子一定曾经（现在）对应着约11亿个光子（见表5.1）。在当今宇宙辐射温度3K条件下，每升对应着550000个光子，因此，现在每百万升一定对应着约500个核粒子。这个数字远远小于封闭宇宙的最小密度，正如我们在第2章中所看到的，封闭宇宙的最小密度约为每百万升3000个核粒子。因此得出结论，宇宙是开放的；即星系正以高于逃逸速度的速度运行，宇宙将永远膨胀下去。如果某些星际介质曾经在意欲摧毁氘的恒星中（如在太阳中）受过处理，那么，宇宙生成的氘的丰度一定曾经大于在哥白尼号卫星上所发现的百万分之二十，因此，核粒子的密度一定小于每百万升500个粒子，这进一步证实了我们生活的宇宙是开放的，并且会永远膨胀下去。

我必须说，我个人认为这个论点非常缺乏说服力。氘不同于氦－－即使其丰度看似大于相对密度较高的封闭宇宙，但从绝对意义上讲，氘仍是非常罕见的。我们可以认为，这么多的氘是在“近期”的天文物理现象－－超新星、宇宙射线，甚至是类星体中生成的。但氦并不是这样；在没有释放我们还未观测到的大量辐射的情况下，20%～30%氦的丰度不可能在近期被创造出来。有人认为，在没有生成大量其他稀有轻元素：锂、铍和硼的情况下，任何传统天体物理机制都不可能生成在哥白尼号上所发现的百万分之二十的氘。但我不知道如何才能确定氘的痕迹不是由某些人们还没有认识到的非宇宙机制生成的。

早期宇宙中还有另外一个残留物环绕在我们周围，但又仿佛不可能观测到。在第三个画面中我们已经看到，自宇宙温度降低到100亿K以下以来，中微子的行为方式就像自由粒子一样。在此期间，中微子的波长不断伸长，伸长幅度与宇宙规模成正比；因此，中微子的数量和能量分布保持一致，正如它们处于热平衡状态，但其温度降低却与宇宙规模成反比。这恰好与在此期间光子发生的情况大致相同，尽管光子保持在热平衡状态的时间远比中子要长得多。因此，当前的中微子温度应大致等于当前的光子温度。因此，在宇宙中，每个核粒子大约对应着10亿个中微子和反中微子。

在这一点上做到更为精确是可能的。在宇宙变得可为中微子穿透后不久，电子和正电子开始湮灭，使光子而不是中微子的温度升高。结果，当前的中微子温度应稍低于当前的光子温度。人们很容易就能够通过计算方式得出，中微子的温度比光子的温度低一个4/11立方根的系数，或71.38%；中微子和反中微子向宇宙提供的能量为光子的45.42%（参见书后数学注释6 ）。尽管我没有明确说明，但之前引用宇宙膨胀时间时，我都把多余的中微子能量密度考虑在内了。

关于早期宇宙标准模型最令人震惊的证据就是检测到了中微子背景。我们已经就其温度作出了明确的预测，认为其温度是光子温度的71.38%，或仅约2K。在中微子的数量和能量分布中，唯一在现实中还无法确定的理论点是轻子数密度是否很小这一问题，正如我们一直以来所假设的那样（记住，轻子数是中微子和其他轻子数减去反中微子和其他反轻子数得出的数值）。如果轻子数密度像重子数密度一样小，那么中微子和反中微子数应彼此相等，为10-9 。另一方面，如果轻子数密度比得上光子数密度，那就会出现“简并”，即中微子（或反中微子）过多，而反中微子（或中微子）却不足。这种“简并”会影响不断变化的中子-质子在最初三分钟内的平衡，从而改变在宇宙中生成的氦和氘的数量。对2K宇宙中微子和反中微子背景的观测，会立即解决宇宙中是否存在大量轻子的问题，但更为重要的是，这会证明在早期宇宙中的确存在标准模型。

原来，中微子与普通物质的相互作用是如此微弱，以至于没有人能够想出任何方法来观测2K宇宙中微子的背景。这的确是个让人非常焦虑的问题：每个核粒子对应着10亿个中微子和反中微子，但却没有人知道如何才能检测到它们！或许有朝一日，有人会知道。

在听我讲述最初三分钟的时候，读者也许会觉得，我在讲述科学问题时，口气过于自信。读者这样想也许是对的。然而，我不认为只要永远保持开放的头脑就能一直推动科学前进。通常，我们需要忘记疑虑，不论我们的假设结果如何，接受它们－－最重要的事情不是摆脱理论偏见，而是建立正确的理论偏见。对于任何理论看法的检验，都取决于其产生的结果。早期宇宙的标准模型已取得一定成功，它为将来的实验项目提供了一个清晰的理论框架。这并不意味着它是正确的，但这的确意味着它是值得我们认真对待的。

然而，有一个非常重大的不确定性就像一团乌云一样笼罩着标准模型。本章所描述的计算结果都是以宇宙学原理为基础的，该原理假设，宇宙是均匀的、各向同性的（“均匀”指对于所有被宇宙的普遍膨胀所携带着运动的观测者而言，无论身在何处，宇宙都是一样的；“各向同性”指对于这样一个观测者而言，宇宙在各个方向都是一样的）。根据直接观测结果，我们得出，宇宙微波辐射背景在我们周围具有极高的各向同性，根据此结论，我们可以推断出，自从辐射在大约3000K的温度上与物质失去平衡以来，宇宙一直具备非常高的各向同性和均匀性。但是，我们并无证据证明宇宙学原理同样适用于更早的时期。

起初，宇宙有可能既不均匀，又是各向异性的，但随后被膨胀宇宙的各个部分相互摩擦所产生的力磨平。马里兰大学的查尔斯·米斯纳非常推崇这样一种“混合大师”模型。甚至存在这样一种可能性，由于宇宙的摩擦均匀性和各向同性所产生的热，使光子和核粒子的当前比率巨大，达到10亿:1。然而，据我所知，还没有人能够说明宇宙为何在起初有着各种具体程度的不均匀性和各向异性，也没有人能够说明如何计算它在磨平过程中产生的热。

我认为，对这些不确定性的正确反应，不是（像有些天文学家可能喜欢的那样）抛弃标准模型，而是认真对待标准模型，并全面考虑其结果。迄今为止，我甚至还无法确定，起初的巨大各向异性和不均匀性是否会对本章所论述的观点产生重大影响。宇宙有可能在最初几秒就被磨平；在这种情况下，我们可以假设宇宙学原理一直有效，计算在宇宙中生成的氦和氘。即使宇宙的各向异性和不均匀性一直延续到氦合成时代以后，任何均匀膨胀着的团块中生成的氦和氘也仅仅依赖于团块内的膨胀速度，与在标准模型中计算得出的氦和氘可能不会有太大差别。甚至还存在这样一种可能性，当我们一直追溯到核合成时期所能看到的整个宇宙时，发现它仅仅是一个更大的不均匀的、各向异性的宇宙中的一个均匀的和各向同性的块。

当我们追溯宇宙的初始状态或展望宇宙的最终结局时，宇宙学原理中存在的不确定性就变得重要起来。在第6章和第7章中，我会一直使用这一原理。然而，必须得承认，这个简单的宇宙学模型有可能只描述了宇宙的一小部分，或宇宙史的一段有限时期。