两个参数的探索
在宇宙学发展早期就已认识到确定宇宙学参数的重要性。事实上，杰出的天文学家阿兰·桑德奇，曾是哈勃的学生，写了一篇题为“宇宙学：两个参数的探索”的文章。20年后，我们仍然不知道这两个参数的值，为了搞清原因，我们必须了解那些能获知关于Ω信息的不同类型的观测，以及这些观测产生的结果。这些观测的类型很多，但可归为主要的四类。
第一类是传统的宇宙学测试。这种测试的思想是利用对非常遥远的天体进行观测来测量空间的曲率，或者宇宙膨胀的减速率。这些测试中最简单的方法是比较天体（特别是球状星团中的恒星）的年龄与宇宙学理论预测的年龄，我曾在第四章中讨论过。因为如果宇宙的膨胀不是减速的，预测年龄时对哈勃常数的依赖远大于对Ω的依赖，老恒星的年龄在任何情况下都不能很确定，所以这种测试目前不是判断Ω值的有效工具。另一类传统的测试是利用非常遥远的源的物理性质来直接探测减速率或宇宙的空间几何。这类技术中某些是哈勃开创的，后由桑德奇发展完善。在20世纪60年代和70年代，他们的声望受损，因为当时不仅认为宇宙在迅速膨胀，也认为宇宙中的物质也在迅速演化。因为测量很小的空间弯曲的几何效应也需要探测很大的距离，我们就必然要观测那些遥远的天体，而这些天体发出的光到达地球之前已经经历了长途跋涉。从时间上看光可能是在非常久远之前发出的。宇宙学观测表明，宇宙演化过程中超过80％的阶段都没有特别之处。我们不能保证所观测的遥远天体的亮度和大小与近邻天体性质相同，因为这些性质可能会随时间发生变化。实际上，传统的宇宙学测试现在主要用在研究性质的演化，而不是测试宇宙的基本情况。但是最近有一个重要的例外，就是利用超新星爆发作为标准烛光，得出的结果似乎证明宇宙并不是减速的。对此在本章的后一部分将更多论述。
下一个类型是基于核合成理论的观点。如我在第五章中所解释的，支持大爆炸理论的主要证据之一是观测和计算的一致性，即观测得到的元素丰度和对早期宇宙核聚变基于计算的预测是一致的。但是这种一致性只有当物质密度非常低的情况下才出现。空间平坦所需的临界密度仅为百分之几。这一点已知多年，乍一看它似乎对我提出的所有问题都给出了非常简单的答案，但是有一个重要的小附加命题。“百分之几”的限制只能应用到能参加核反应的物质上。宇宙可能充满惰性粒子构成的背景物质，这些惰性粒子不会影响轻元素的合成。这些背景物质构成物质的原子核，叫做重子物质，由质子和中子两种基本粒子组成。粒子物理学家认为除了中子外的其他类型的粒子可能产生于早期宇宙的沸腾炉中。其中至少有一些粒子一直存在了下来，可能组成了一部分的暗物质。至少宇宙的一些成分可能包含某些奇异的非重子粒子形式。构成生物的一般物质可能只是宇宙物质中的一小斑点，而宇宙物质的性质还没有被确定。这在哥白尼原理中增加了另一层面：我们不仅不在宇宙的中心，而且是由不同于宇宙中大多数物质的物质所构成。
第三类证据是基于天体物理的观点。在这些观点和上述的宇宙学测量之间的差别在于，它们考虑的是单个的物体而不是物质之间的空间的属性。实际上，人们试图通过逐个测量组成元素的重量来有效地确定宇宙的密度。例如，尝试使用星系内部动力学推导出其质量，前提是假设银盘的旋转是靠引力来维持的，类似于太阳的引力维持着地球围绕太阳的运动。从地球在轨道上绕太阳运动的速度来计算太阳质量是可能的，相似的计算可以用到星系：星系中恒星的轨道速度决定于拉拽它们的星系总质量。这个原理也可以扩展到星系团，甚至比这个更大的系统。这些研究绝大多数都指出星系中存在更多的物质，而不是只有像我们的太阳一样的恒星。这就是著名的暗物质，虽然我们看不到，但通过它的引力效应我们可以知道它的存在。
富星系团——巨大星系团块组成的尺度超过100万光年的系统——也包含着除内部星系外的其他物质。物质的确切数量是不清楚的，但是强有力的证据表明在富星系团中有足够多的物质，说明了Ω肯定至少为0.1，而且可能甚至大于0.3。来自更大结构（尺度为几亿光年的超星系团）的动力学试验性证据表明星系团之间的空间中可能潜藏着更多暗物质。这些动力学证据最近也已经得到检验和证实，验证是通过对星系团产生的引力透镜效应的独立观测，以及对遍及星系团的炽热的X射线发射气体的性质的测量来完成的。如果存在物质的临界密度，星系团中的重子物质的比例相对于星系团的总质量而言，似乎远大于核合成的允许值。这种所谓的重子灾难意味着，总物质密度远比临界值低，或者某些未知过程将星系团中的重子物质集中起来。
最后一类证据线索是基于对宇宙结构起源的尝试性探索：宇宙的成团性及不规则性是如何在宇宙学原理所要求的基本平滑的宇宙内发展形成的。解释它们在大爆炸模型中形成过程的思想在后一章中将详细论述。我相信理解基本原理相对容易，但是细节是难以置信地复杂且倾向于各种不确定性和偏向性。与Ω接近于1的现有数据似乎完全符合的模型能够且已经建立了起来。其他与Ω值远远小于1的数据符合的模型也建立了起来。其复杂程度听上去有点令人沮丧，但这种研究可能是最终成功地确定Ω的关键。如果能够对微波背景的特征进行更加仔细的测量，这些特征的属性将告诉我们物质密度是多少，同时也可确定哈勃常数，绕过了宇宙学距离测量的麻烦。我们只希望卫星能够在将来完成这项工作，MAP（美国航空航天局）和Planck Surveyor（欧空局）卫星将在最近几年内成功发射。最近的气球试验已经证实了其可行性，这些将留到第七章中进一步讨论。
基于对这些证据分析总结，大多数宇宙学家可能认为Ω的值不可能小于0.2。尽管这个值如此之小，却要求宇宙中的大多数物质为暗物质。这也意味着，至少有一些物质不应该以质子和中子（重子）的形式存在，而重子构成了我们日常所熟悉的物质中的主要质量。换句话说，一定存在非重子的暗物质。许多宇宙学家倾向于Ω的值在0.3左右，看上去与大多数观测证据一致。有些人宣称有证据支持密度值接近临界值，所以Ω可以非常接近1。这部分上因为关于暗物质的天文证据越来越多，也因为在理论上认识到在大爆炸的非常高能态下可能产生非重子物质。
