让我们暂时搁置一下早期宇宙史的论述，先谈一谈过去三十多年的宇宙研究史。在这里，我特别想解决一个让我既困惑又着迷的历史问题。1965年，人们成功探测出宇宙微波辐射背景，这是20世纪最重要的科学发现之一。它为什么只能被偶然发现呢？或换种说法，在1965年之前，人们为什么不能对这种辐射进行系统研究呢？
正如我们在第5章中所看到的，人们测量得出的辐射背景温度和宇宙质量密度的现值，使我们能够预估宇宙中轻元素的丰度，其丰度似乎与我们的观测结果非常一致。在1965年之前的很长一段时间里，人们不可能向后推算这一计算结果，预估宇宙微波背景，并对此进行研究。根据观测结果，当前的宇宙丰度为20%～30%氦和70%～80%氢，人们可以据此进行推断，核合成一定是当核粒子的中子比例降到10%～15%时开始的（记住，根据质量，当前的氦丰度恰好是核合成时期中子比例的两倍）。当宇宙温度达到约10亿K（109 K）时，中子比例达到该数值。核合成在此时开始，这种情况使我们能够粗略估计核粒子在109 K温度下的密度，而我们可以根据已知的黑体辐射特性，计算得出在该温度下的光子密度。此时，我们已知光子数和核粒子数的比率，但该比率是不变的，因此，当前也可以对它有同样清楚的了解。根据当前核粒子密度的观测结果，人们可以预估当前的光子密度，并推断出当前大致的温度范围为1～10K，存在宇宙微波辐射背景。如果科学史像宇宙史一样简单直接，有人就会在20世纪40年代或50年代沿这些思路作出预测，从而促使射电天文学家研究辐射背景，但事实并非完全如此。
实际上，在1948年，有人曾沿着这些思路作出过预测，但在当时以及后来的时间里都没有引起人们对于辐射研究的兴趣。在20世纪40年代末期，乔治·伽莫夫以及他的同事拉尔夫·A．阿尔弗和罗伯特·赫尔曼正对一个“大爆炸”宇宙理论进行研究。他们假设宇宙开始时完全由中子组成，随后，通过人们熟悉的放射性衰变过程，中子开始转化为质子，在放射性衰变过程中，一个中子同时转变为一个光子、一个电子和一个反中微子。在膨胀过程中的某个时刻，温度会冷却到一定程度，通过连续地、迅速地捕获中子，使重元素在中子和质子中形成。阿尔弗和赫尔曼发现，为了解释氢元素的当前丰度，需假设光子与核粒子的比率为10亿数量级。随后，他们使用当前核粒子的宇宙密度预估值提出预测，从早期宇宙中残留下来的辐射背景的确存在，其当前温度为5K。
从各个细节来看，阿尔弗、赫尔曼和伽莫夫最初的计算都不正确。正如我们在第5章所看到的，宇宙开始时，中子数和质子数有可能相同，而不仅仅是中子。另外，中子转化为质子（反之亦然）主要是通过电子、正电子、中微子和反中微子之间的碰撞所发生，而不是通过中子的放射性衰变所发生。林忠四郎在1950年注意到了这些问题，到1953年，阿尔弗和赫尔曼（与小福林一起）修改了他们的模型，对不断变化的中子-质子平衡进行了正确的计算。实际上，这是人们在现代首次对宇宙早期历史进行全面的分析。
然而，在1948年或1953年，没有人着手预测微波辐射。实际上，在1965年之前的很长一段时间里，大多数天文物理学家都不知道，在“大爆炸”模型中，氢和氦的丰度要求在当前宇宙中存在一个宇宙辐射背景，而人们或许真的能够观测到这个宇宙辐射背景。在这里，令人惊讶的并不完全是天文物理学家普遍都不知道阿尔弗和赫尔曼的预测——一两篇论文通常会被淹没在浩瀚的科学海洋中。让人倍感困惑的是，在之后的十多年时间里，竟然没有其他人沿着这一思路继续进行推理。人们很容易获得所有相关的理论材料。直到1964年，俄罗斯的亚·B．泽利多维奇、英国的霍伊尔和R.J．泰勒和美国的皮布尔斯才再次开始对“大爆炸”模型中的核合成进行计算，他们的计算都是独立进行的。然而那时，彭齐亚斯和威尔逊已经在霍尔姆德尔开始了他们的观测，并且在没有受其他宇宙理论家影响的情况下发现了微波背景。
另外，还有一点让人不解，有些人确实知道阿尔弗和赫尔曼所作的预测，但似乎对此并未给予足够重视。阿尔弗、福林和赫尔曼在他们1953年所撰写的论文中，将核合成这个问题留待“以后研究”，因此，他们并没有根据自己改进的模型重新计算微波辐射背景的预估温度（他们也没有提到其实在早些时候所作的预测中，曾经预估辐射背景为5K。他们的确曾在1953年美国物理学会的一次会议上作了一份关于某些核合成计算的报告，但后来这3人分别在不同的实验室工作，因此，这项工作最终也没有以书面形式完成）。若干年后，在发现微波辐射背景后，伽莫夫曾经给彭齐亚斯写过一封信，在信中他指出，他于1953年在《丹麦皇家学院论文集》中发表过一篇文章，在文章中曾预测辐射背景温度为7K，这一数量级大致正确。然而，大体浏览一下这篇于1953年完成的论文，我们就会发现，伽莫夫是根据一个与宇宙年龄有关的、在数学上荒谬的论点，而不是根据他自己的宇宙核合成理论进行预测的。
也许会有人辩解说，在20世纪50—60年代初期，人们对于氢元素的宇宙丰度知之甚少，无法就辐射背景的温度得出确切的结论。这的确是事实，即使是现在，也无法真正确定宇宙的氦丰度为20%～30%。但重点是，在1960年之前的很长一段时间里，人们就认为，宇宙的大部分质量的表现形式为氢（例如，1956年，汉斯·修斯和哈罗德·尤里进行了一项调查，指出根据质量，氢的丰度为75%）。氢不是在恒星中生成的——它是恒星通过创造较重的元素，从中获得能量的初始燃料。这本身就足以说明，光子和核粒子的比率一定非常大，这样才能防止早期宇宙中的所有氢被烹饪成氦和较重的元素。
有人也许会问：从技术层面上讲，究竟是何时人们能够观测到3K各向同性的辐射背景的？关于这个问题，其实很难给出一个准确的答案，但与我一起做实验的同事告诉我，在1965年之前的很长一段时间里，人们就可能做到了这一点，也许是在20世纪50年代中期，甚至是在20世纪40年代。1946年，麻省理工学院辐射实验室的一个小组在罗伯特·迪克的领导下，确定了任何各向同性的地球外辐射背景的上限在1.00，1.25和1.50cm的波长上，等效温度小于20K。这个测量结果是大气吸收研究的一个副产品，并非观测宇宙学项目的一个组成部分。（实际上，迪克告诉我说，当他开始思考是否存在着一个宇宙微波辐射背景时，其实已经忘记了自己在差不多20年前就确定的20K的背景温度上限！）
在我看来，精确确定3K各向同性的微波背景的发现时间，并没有非常重大的历史意义。重要的是，射电天文学家不知道他们应该试一试！相比之下，中微子的历史又是另一番景象了。当泡利在1932年首次提出中微子的假设时，我们可以确定的是，当时根本不可能在任何实验中观测到中微子。然而，对于物理学家来说，检测中微子一直是他们的一个挑战目标，在20世纪50年代可将核反应堆应用于这类目的时，他们就搜寻并发现了中微子。这一对比在反质子方面更为明显。自1932年在宇宙线中发现正电子后，理论家们普遍认为质子和电子都应有一个反粒子。在20世纪30年代，使用当时的早期回旋加速器是根本不可能产生反质子的，但物理学家们却一直在关注这个问题，直到20世纪50年代，他们专门制造了一个加速器（伯克利的高能质子同步稳相加速器），这种加速器能够提供足够的能量，产生反粒子。在迪克和他的同事们于1964年着手检测宇宙微波辐射背景前，从未发生过类似情况。即便是当时，普林斯顿小组也没有注意到伽莫夫、阿尔弗和赫尔曼在十几年前所做的工作。
问题出在哪里呢？也许可以发现至少3个有趣的理由，解释人们为什么在20世纪50年代和60年代早期，普遍忽略3K微波辐射背景研究的重要性。
首先，人们必须认识到，伽莫夫、阿尔弗、赫尔曼和福林等人当时正在做的工作是研究更为广泛的宇宙理论。他们所提出的“大爆炸”理论认为，所有的复杂核，不仅仅是氦，都应该是在早期宇宙中，通过中子的迅速增加过程而形成的。然而，尽管这个理论准确地预测了某些重元素的丰度比率，但在解释为什么会存在重元素的时候，却遇到了麻烦！正如之前所提到的，没有包含5个或8个核粒子的稳定核，因此，通过向氦（He4 ）核增加中子或质子，或通过熔合成对的氦核，是不可能产生比氦还要重的核的（首次记录这一障碍的人是恩里科·费密和安东尼·图尔凯维奇）。考虑到这一难度，就不难理解为什么理论家们甚至不愿意认真对待在这一理论中对氦的生成进行的计算了。
随着另外一种理论的进展，即元素是在恒星中合成的，关于宇宙元素合成理论的理论基础也越来越站不住脚。E.E．萨尔皮特在1952年指出，如果核包含5个或8个核粒子，那么，核之间的空隙可在高密度的富氦恒星核中得到填补：两个氦核发生碰撞，产生一个不稳定的铍核（Be8 ），在这样的高密度条件下，铍核有可能在衰变前与另一个氦核发生碰撞，产生一个稳定的碳核（C12 ）（在宇宙核合成期间，宇宙密度过低，这个过程无法在此时发生）。1957年，杰弗里、玛格丽特·伯比奇、富勒和霍伊尔发表了一篇著名的论文，指出在中子通量较强的时期，重元素能够在恒星中，特别是当恒星发生爆炸（如超新星）时形成。但即使是在20世纪50年代之前，许多天文物理学家也有一种强烈的倾向，认为除氢之外的所有元素都是在恒星中生成的。霍伊尔曾对我说，这也许是天文学家在20世纪最初的几十年里为了了解在恒星中生成的能量源所做的努力的结果。到1940年，汉斯·贝特和其他人已经明确指出，关键步骤是将4个氦核聚变成1个氦核中，这一论述使人们对于恒星演化的了解在20世纪40—50年代得到了迅速提升。正如霍伊尔所说，对于许多天文物理学家来说，在取得这些胜利成果之后，如果还有人怀疑恒星是元素形成场地，那就有些执迷不悟了。
但是核合成的恒星理论也存在问题。人们很难弄清恒星是如何形成像25%～30%氦的丰度之类的东西——实际上，在这个聚变过程中所释放的能量要远大于恒星耗尽一生所释放的。宇宙理论很巧妙地排除了这个能量——它仅仅是在普遍的红移中丢失了。1964年，霍伊尔和R.J．泰勒指出，当前宇宙中巨大的氦丰度不可能在寻常恒星中产生，他们对在“大爆炸”早期阶段所生成的氦的数量进行了计算，得出按质量的丰度为36%。奇怪的是，他们确定的核合成发生时的温度，是多少有些随意的——50亿K，尽管这个假设取决于当时一个未知参数的选择值，即光子与核粒子的比率。如果他们通过自己的计算结果，预估所观测到的氦丰度比率的话，就能预测当前的微波辐射背景大致温度的正确数量级。但引人注目的是，作为恒稳态理论的创始人，霍伊尔愿意沿着这个推理思路走下去，并承认这为“大爆炸”模型之类的东西提供了证据。
今天，人们普遍认为，核合成既发生在宇宙中，也发生在恒星中；氦，也许还包括其他一些轻核是在早期宇宙中合成的，而其余的则是在恒星中合成的。核合成的“大爆炸”理论想做的事情太多，以至于失去了自己作为一种氦合成理论应有的貌似合理性。
其次，这是一个理论家和实验者之间缺乏交流的典型例子。大多数理论家从未意识到可以检测出一个各向同性的3K辐射背景。1967年6月23日，伽莫夫给彭齐亚斯写过一封信，在信中，他解释道，无论是他还是阿尔弗和赫尔曼，都未曾考虑过是否有可能检测从“大爆炸”中残留下来的辐射，因为当他们研究宇宙学时，射电天文学仍处于起步阶段（但阿尔弗和赫尔曼告诉我，他们的确曾经与约翰·霍普金斯大学、海军研究实验室和国家标准局的雷达专家们共同探索过是否有可能观测到宇宙辐射背景，但却被告知，5K或10K的辐射背景温度过低，使用当时的技术是无法探测到的）。另一方面，一些苏联天文物理学家好像意识到了探测微波背景的可能性，但却受到了美国技术杂志用语的误导。在1964年的一篇评论文章中，亚·B．泽利多维奇针对当前辐射温度的两个可能值，正确计算了宇宙中的氦丰度，并准确地强调指出了数量的相关性，因为每个核粒子的光子数（或每个核粒子的熵）不会随时间而改变。然而，他似乎受到了E.A．欧姆于1961年在《贝尔系统技术杂志》上发表的一篇论文中使用的“天空温度”一词的误导，所得出结论是辐射温度的测量值小于1K。（欧姆所使用的天线与彭齐亚斯和威尔逊最终用来发现微波背景所使用的天线相同，都是20英尺长的角形反射器！）这一点，再加上对宇宙中的氦丰度过低的预估值，使泽利多维奇暂时放弃了早期宇宙温度很高的想法。
当然，信息很难从实验者处传送到理论家处，同样，信息也很难从理论家处传送到实验者处。彭齐亚斯和威尔逊在1964年开始着手检查天线前，他们从未听说过阿尔弗-赫尔曼预测。
最后，也是我认为最重要的一点，“大爆炸”理论之所以没有引起人们研究3K微波背景的兴趣，是因为对于物理学家来说，他们很难认真对待早期宇宙的每一个理论（我是部分地根据我在1965年前自己的态度的回忆才这样说的）。只要稍稍努力一点，就能克服上述所有困难。但是，从时间上而言，最初三分钟距离我们是如此遥远，当时的温度和密度状况对我们是如此陌生，这使我们在应用普通统计力学理论和核物理理论时，往往感到非常不安。
这是物理学中常见的状况——我们所犯的错误不是过于认真对待所提出的理论，而是没有给予它们足够的重视。通常来说，我们很难意识到在书桌上计算的这些数字和公式与现实世界有什么联系。更为糟糕的是，人们似乎常常达成一种共识，认为某些现象不配作为体面的理论和实验研究课题。伽莫夫、阿尔弗和赫尔曼值得我们大加赞扬，首先是因为他们愿意认真对待早期宇宙的问题，并根据已知的物理定律，去探索最初三分钟的情况。然而，即使是他们，也没有迈出最后一步，使射电天文学家相信，微波辐射背景是值得他们去研究探索的。1965年，最终发现3K的辐射背景，对于我们来说，这个发现最重要的一点就是使所有人都意识到应该认真对待的确存在早期宇宙这种想法。
我之所以重点讲述失去的这次机会，是因为我认为这种科学史最具启发性。我可以理解为什么如此多的科学史著作都在谈论它的成功，谈论偶然的发现、杰出的推论，或牛顿、爱因斯坦等人伟大神奇的飞跃。但我认为，不理解科学是多么的艰辛——被误导是一件多么容易的事情，而随时知道下一步该做什么又是一件多么困难的事情，如果无法理解这些事情，就无法真正理解它的成功。
