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对将来是P的将来光锥的内部区域，这是所有可能被发生在P的事件影响的事件的集合。
从P出发的信号不能传到P光锥之外的事件去，因为没有东西比光走得更快，所以它们不
会被P发生的事情所影响。过去光锥内部区域的点是P的绝对过去，它是所有这样的事件
的集合，从该事件发出的以等于或低于光速的速度传播的信号可到达P。所以，这是可能
影响事件P的所有事件的集合。如果人们知道过去某一特定时刻在事件P的过去光锥内发
生的一切，即能预言在P将会发生什么。空间——时间的其余部分即是除P的将来和过去
光锥之外的所有事件的集合。这一部分的事件既不受P的影响，也不能影响P。例如，假
定太阳就在此刻停止发光，它不会对此刻的地球发生影响，因为地球的此刻是在太阳熄
灭这一事件的光锥之外（图2。6）。我们只能在8分钟之后才知道这一事件，这是光从太
阳到达我们所花的时间。只有到那时候，地球上的事件才在太阳熄灭这一事件的将来光
锥之内。同理，我们也不知道这一时刻发生在宇宙中更远地方的事：我们看到的从很远
星系来的光是在几百万年之前发出的，在我们看到的最远的物体的情况下，光是在80亿
年前发出的。这样当我们看宇宙时，我们是在看它的过去。
图2。5
图2。6
如果人们忽略引力效应，正如1905年爱因斯坦和彭加勒所做的那样，人们就得到了
称为狭义相对论的理论。对于空间——时间中的每一事件我们都可以做一个光锥（所有
从该事件发出的光的可能轨迹的集合），由于在每一事件处在任一方向的光的速度都一
样，所以所有光锥都是全等的，并朝着同一方向。这理论又告诉我们，没有东西走得比
光更快。这意味着，通过空间和时间的任何物体的轨迹必须由一根落在它上面的每一事
件的光锥之内的线来表示（图2。7）。
图2。7
狭义相对论非常成功地解释了如下事实：对所有观察者而言，光速都是一样的（正
如麦克尔逊——莫雷实验所展示的那样），并成功地描述了当物体以接近于光速运动时
的行为。然而，它和牛顿引力理论不相协调。牛顿理论说，物体之间的吸引力依赖于它
们之间的距离。这意味着，如果我们移动一个物体，另一物体所受的力就会立即改变。
或换言之，引力效应必须以无限速度来传递，而不像狭义相对论所要求的那样，只能以
等于或低于光速的速度来传递。爱因斯坦在1908年至1914年之间进行了多次不成功的尝
试，企图去找一个和狭义相对论相协调的引力理论。1915年，他终于提出了今天我们称
之为广义相对论的理论。
爱因斯坦提出了革命性的思想，即引力不像其他种类的力，而只不过是空间——时
间不是平坦的这一事实的后果。正如早先他假定的那样，空间——时间是由于在它中间
的质量和能量的分布而变弯曲或“翘曲”的。像地球这样的物体并非由于称为引力的力
使之沿着弯曲轨道运动，而是它沿着弯曲空间中最接近于直线的称之为测地线的轨迹运
动。一根测地线是两邻近点之间最短（或最长）的路径。例如，地球的表面是一弯曲的
二维空间。地球上的测地线称为大圆，是两点之间最近的路（图2。8）。由于测地线是两
个机场之间的最短程，这正是领航员叫飞行员飞行的航线。在广义相对论中，物体总是
沿着四维空间——时间的直线走。尽管如此，在我们的三维空间看起来它是沿着弯曲的
途径（这正如同看一架在非常多山的地面上空飞行的飞机。虽然它沿着三维空间的直线
飞，在二维的地面上它的影子却是沿着一条弯曲的路径）。
图2。8
太阳的质量引起空间——时间的弯曲，使得在四维的空间——时间中地球虽然沿着
直线的轨迹，它却让我们在三维空间中看起来是沿着一个圆周运动。事实上，广义相对
论预言的行星轨道几乎和牛顿引力理论所预言的完全一致。然而，对于水星，这颗离太
阳最近、受到引力效应最强、并具有被拉得相当长的轨道的行星，广义相对论预言其轨
道椭圆的长轴绕着太阳以大约每1万年1度的速率进动。这个效应虽然小，但在1915年前
即被人们注意到了，并被作为爱因斯坦理论的第一个验证。近年来，其他行星的和牛顿
理论预言的甚至更小的轨道偏差也已被雷达测量到，并且发现和广义相对论的预言相符。
光线也必须沿着空间——时间的测地线走。空间是弯曲的事实又一次意味着，在空
间中光线看起来不是沿着直线走。这样，广义相对论预言光线必须被引力场所折弯。譬
如，理论预言，由于太阳的质量的缘故，太阳近处的点的光锥会向内稍微偏折。这表明，
从远处恒星发出的刚好通过太阳附近的光线会被折弯很小的角度，对于地球上的观察者
而言，这恒星显得是位于不同的位置（图2。9）。当然，如果从恒星来的光线总是在靠太
阳很近的地方穿过，则我们无从知道这光线是被偏折了，还是这恒星实际上就是在我们
所看到的地方。然而，当地球绕着太阳公转，不同的恒星从太阳后面通过，并且它们的
光线被偏折。所以，相对于其他恒星而言，它们改变了表观的位置。
图2。9
在正常情况下，去观察到这个效应是非常困难的，这是由于太阳的光线使得人们不
可能观看天空上出现在太阳附近的恒星。然而，在日食时就可能观察到，这时太阳的光
线被月亮遮住了。由于第一次世界大战正在进行，爱因斯坦的光偏折的预言不可能在19
15年立即得到验证。直到1919年，一个英国的探险队从西非观测日食，指出光线确实像
理论所预言的那样被太阳所偏折。这次德国人的理论为英国人所证明被欢呼为战后两国
和好的伟大行动。具有讽刺意味的是，后来人们检查这回探险所拍的照片，发现其误差
和所企图测量的效应同样大。他们的测量纯属是运气，或是已知他们所要得的结果的情
形，这在科学上是普遍发生的。然而，光偏折被后来的许多次观测准确地证实。
另一广义相对论的预言是，在像地球这样的大质量的物体附近，时间显得流逝得更
慢一些。这是因为光能量和它的频率（每秒钟里光振动的次数）有一关系：能量越大，
则频率越高。当光从地球的引力场往上走，它失去能量，因而其频率下降（这表明两个
波峰之间的时间间隔变大）。从在上面的某个人来看，下面发生的每一件事情都显得需
要更长的时间。利用一对安装在一个水塔的顶上和底下的非常准确的钟，这个预言在19
62年被验证到。发现底下的那只更接近地球的钟走得更慢些，这和广义相对论完全一致。
地球上的不同高度的钟的速度不同，这在目前具有相当的实用上的重要性，这是因为人
们要用卫星发出的信号来作非常精确的导航。如果人们对广义相对论的预言无知，所计
算的位置将会错几英哩！
牛顿运动定律使空间中绝对位置的观念告终。而相对论摆脱了绝对时间。考虑一对
双生子，假定其中一个孩子去山顶上生活，而另一个留在海平面，第一个将比第二个老
得快。这样，如果他们再次相会，一个会比另一个更老。在这种情形下，年纪的差别非
常小。但是，如果有一个孩子在以近于光速运动的空间飞船中作长途旅行，这种差别就
会大得多。当他回来时，他会比留在地球上另一个人年轻得多。这即是被称为双生子的
佯谬。但是，只是对于头脑中仍有绝对时间观念的人而言，这才是佯谬。在相对论中并
没有一个唯一的绝对时间，相反地，每个人都有他自己的时间测度，这依赖于他在何处
并如何运动。
1915年之前，空间和时间被认为是事件在其中发生的固定舞台，而它们不受在其中
发生的事件的影响。即便在狭义相对论中，这也是对的。物体运动，力相互吸引并排斥，
但时间和空间则完全不受影响地延伸着。空间和时间很自然地被认为无限地向前延伸。
然而在广义相对论中，情况则相当不同。这时，空间和时间变成为动力量：当一个
物体运动时，或一个力起作用时，它影响了空间和时间的曲率；反过来，空间——时间
的结构影响了物体运动和力作用的方式。空间和时间不仅去影响、而且被发生在宇宙中
的每一件事所影响。正如一个人不用空间和时间的概念不能谈宇宙的事件一样，同样在
广义相对论中，在宇宙界限之外讲空间和时间是没有意义的。
在以后的几十年中，对空间和时间的新的理解是对我们的宇宙观的变革。古老的关
于基本上不变的、已经存在并将继续存在无限久的宇宙的观念，已为运动的、膨胀的并
且看来是从一个有限的过去开始并将在有限的将来终结的宇宙的观念所取代。这个变革
正是下一章 的内容。几年之后又正是我研究理论物理的起始点。罗杰·彭罗斯和我指
出，从爱因斯坦广义相对论可推断出，宇宙必须有个开端，并可能有个终结。
第三章 膨胀的宇宙
如果在一个清澈的、无月亮的夜晚仰望星空，能看到的最亮的星体最可能是金星、
火星、木星和土星这几颗行星，还有巨大数目的类似太阳、但离开我们远得多的恒星。
事实上，当地球绕着太阳公转时，某些固定的恒星相互之间的位置确实起了非常微小的
变化——它们不是真正固定不动的2这是因为它们距离我们相对靠近一些。当地球绕着太
阳公转时，相对于更远处的恒星的背景，我们从不同的位置观测它们。这是幸运的，因
为它使我们能直接测量这些恒星离开我们的距离，它们离我们越近，就显得移动得越多。
最近的恒星叫做普罗希马半人马座，它离我们大约4光年那么远（从它发出的光大约花4
年才能到达地球），也就是大约23万亿英哩的距离。大部分其他可用肉眼看到的恒星离
开我们的距离均在几百光年之内。与之相比，我们太阳仅仅在8光分那么远！可见的恒星
散布在整个夜空，但是特别集中在一条称为银河的带上。远在公元1750年，就有些天文
学家建议，如果大部分可见的恒星处在一个单独的碟状的结构中，则银河的外观可以得
到解释。碟状结构的一个例子，便是今天我们叫做螺旋星系的东西。只有在几十年之后，
天文学家威廉·赫歇尔爵士才非常精心地对大量的恒星的位置和距离进行编目分类，从
而证实了自己的观念。即便如此，这个思想在本世纪初才完全被人们接受。
1924年，我们现代的宇宙图象才被奠定。那是因为美国天文学家埃得温·哈勃证明
了，我们的星系不是唯一的星系。事实上，还存在许多其他的星系，在它们之间是巨大
的空虚的太空。为了证明这些，他必须确定这些星系的距离。这些星系是如此之遥远，
不像邻近的恒星那样，它们确实显得是固定不动的。所以哈勃被迫用间接的手段去测量
这些距离。众所周知，恒星的表观亮度决定于两个因素：多少光被辐射出来（它的绝对
星等）以及它离我们多远。对于近处的恒星，我们可以测量其表观亮度和距离，这样我
们可以算出它的绝对亮度。相反，如果我们知道其他星系中恒星的绝对亮度，我们可用
测量它们的表观亮度的方法来算出它们的距离。哈勃注意到，当某些类型的恒星近到足
够能被我们测量时，它们有相同的绝对光度；所以他提出，如果我们在其他星系找出这
样的恒星，我们可以假定它们有同样的绝对光度——这样就可计算出那个星系的距离。
如果我们能对同一星系中的许多恒星这样做，并且计算结果总是给出相同的距离，则我
们对自己的估计就会有相当的信赖度。
埃得温·哈勃用上述方法算出了九个不同星系的距离。现在我们知道，我们的星系
只是用现代望远镜可以看到的几千亿个星系中的一个，每个星系本身都包含有几千亿颗
恒星。图3。1所示的便是一个螺旋星系的图，从生活在其他星系中的人来看我们的星系，
想必也是类似这个样子。我们生活在一个宽约为10万光年并慢慢旋转着的星系中；在它
的螺旋臂上的恒星绕着它的中心公转一圈大约花几亿年。我们的太阳只不过是一个平常
的、平均大小的、黄色的恒星，它靠近在一个螺旋臂的内边缘。我们离开亚里士多德和
托勒密的观念肯定是相当遥�