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氦，为什么会这样？不知道。所以伽莫夫是把这两件事情搁在一起，来解这个课题。他认为要想出现原始的丰度，按照粒子数来说90％是氢，10％是氦，那么最开始是应该在非常高的密度，非常大的质量，空间占得非常小，温度非常之高作为一个起点，在那个起点突然间一爆炸，这个爆炸的力量就是我们看到的星系四向膨胀。而在那一瞬间，宇宙中诞生的就是90％是氢，10％是氦，他做了这么一个理论计算。
这个学说发表之后，引起了一片哗然。其中有一个大天文学家，这个大天文学家在2001年才去世，是英国的一个大天文学家叫霍伊尔。霍伊尔坚决反对大爆炸学说。他在这边听到了大洋彼岸有一个所谓的αβγ学说之后，他就说了，我们的宇宙难道说就是这样“乒、乓”就炸出来的。他说这不简直是“Big Bang”吗，他完全是讽刺的，贬义的。什么αβγ学说？说“Big Bang”是胡说八道，结果在BBC广播电台中，一通冷嘲热讽之后，那边的伽莫夫听见了，伽莫夫说“Big Bang”不错嘛，名字不错嘛，就叫它吧。结果一个贬义的，讽刺的，一个讥笑的、谩骂语言，最后变成了这个学说正式的名字，一直沿用到今天。
这个αβγ学说发表之后，又过了一年多将近两年，这时候伽莫夫又干别的事去了。他的学生和助手阿尔法还想继续干下去，就又找了一个当时找不着课题的博士后，这个人叫赫尔曼，这俩年轻小伙子现在可能都健在，他们两个人继续干，就把伽莫夫的学说，就是αβγ学说继续往下延伸，他们延伸之后就得到了一个重要结论，这个重要结论是一个预言。他说当年的一个极高的温度，极大的密度，非常大的压力作为起点，这个高温、高压的火球，在大爆炸之后，到今天余烬还有一定的热度。根据他们算出来的是5K。后来随着科学的进展，把运算中的参数改一改，更近代化一些。比如说电子的质量，参数改成更新的，更确切的数据之后，这个5K就变成了3K。他们两个人说，这个当年的那一锅热汤到了今天充斥在宇宙中，还剩下3K的余温。这3K的余温应该是各向同性，在哪儿都充斥着3K的余温，再往后还将变成了2K，1K，最后寂静下来。但是今天是3K，就是…270℃。这就是1948年伽莫夫的两个学生在继续他老师的工作得到的一个重要的预言，这个预言在当时是无法验证的。
大家都知道，天文学家可以做出许许多多美妙的预言，美妙的理论。但是要想把这些美妙的学说变成了科学结论必须得到天文验证。那么对于阿尔法和赫尔曼的预言，天文学家并不兴高采烈，因为3K，当时的技术是无法测量的。但是到了1965年，两个贝尔实验室的无线电工程师，彭齐亚斯和威尔逊，他们做了一个非常精密的辐射探测器，他们做一个什么题目呢？做一个就是当时在20世纪60年代的时候，美国已经发射了一些空间探测器，就是如何使这些探测器飞到很远的地方，还能跟地面取得很好的通讯联系。他们两个人在研究，如何使这个仪器接收遥远的微弱信号，还能把数据记录下来。他们两个就做这个题目。结果他们探测来，探测去，就总有一个噪音无法消除。他们排除了一切周围的干扰，一切可能有的噪音。他们确信，他们的仪器中没有混进他们已知的任何人为的环境造成的噪音。他们认为，他们探测到的，消除不了的噪音是客观存在的，而且这个消除不了的微波噪音，在微波波段十几厘处，它肯定是宇宙中固有的。他们得到的这个噪音要换算成为热温度，是黑体辐射3K。在1965年他们终于把十多年前，将近二十年前阿尔法和赫尔曼预言的3K背景辐射找到了。这两个人，彭齐亚斯和威尔逊得了诺贝尔奖。这幅图就是艺术家在描述伽莫夫预言最开始的一瞬间，大爆炸极高的温度，极大的压力，到现在今日形成这样的哈勃称之为星云。现在把他它已经称为星系的天体，四向膨胀。
那么现在要问了，我们宇宙向何处去。我们都知道，就是在20世纪末，一切关于谈宇宙的书籍都会提到，说我们的宇宙今后可能有三种命运：一种命运，引力最终占上风。由于物质足够得多，最后引力克服四向膨胀的力量，宇宙不再膨胀。宇宙不再膨胀之后，当引力占上风，占一点点上风的时候，就开始收缩，我们的宇宙就开始大收缩，这是第一种。第二种可能就是一直膨胀下去，按照哈勃的线性关系，无穷无尽地一直膨胀下去。第三种它可能膨胀之后又收缩，收缩之后又膨胀，变成反复的脉动。你们去看，凡是2000年前出的一切天文书都预言我们宇宙的命运可能有这三种类型。可是今天我们已经知道了，已经比较明确地知道了，我们的命运只有一种，加速膨胀。
要想叫它终止膨胀，就是我们宇宙总物质的平均密度必须得达到这样一个量级，才能最终战胜膨胀的力量，终止膨胀。可是现在看见的是这个值，要想终止膨胀是10－31克/立方厘米，可是现在测定的平均密度值是10－33克/立方厘米，差了两个量级，膨胀收不住。但是这个值对不对呢？这个值是怎么测出来的呢？是这样测定的。一直到了20世纪60～70年代，天文学家还普遍地认为，宇宙中的物质主要的表现形式是恒星，就是宇宙的物质主要都存在恒星上。因此你把宇宙中所有的恒星加在一起，这就是宇宙的总质量。但是后来知道，在宇宙中还有看不见的，但是从引力上能表现出来它们存在的，然后就把这类看不见的物质冠上一个普通名词，因为没有办法，用了普通名词来描述它，叫做暗物质。大家注意，我可没说反物质，我说的是暗物质。暗物质就是dark matter 的直译，dark matter是包括了行星，包括了黑洞，凡是你看不见的，探测不出来的，但是它存在着的，还有那些遥远的小星系，因为你也看不见。所以暗物质是在上个世纪七、八十年代之后一个热门的探测对象，找暗物质。但是暗物质找来找去，暗物质的量也不足以达到这个10－31克/立方厘米，就是在这儿再加上一些暗物质，也达不到这个量。
那么我们的宇宙是不是就一直膨胀下去呢？大家认为，可能还有你不知道的暗物质。就在这个时候，天文学家在这里关心另外一件事情，就是根据引力作用来估量出来的发光天体，和其他有关的天体，包括星云等等都在内的，只占15％，而其他的暗物质应该占85％，但是现在已知的暗物质就凑不足这个数，凑不出85％来，天文学家就很彷徨，很彷徨的时候，天文学家在解决另外一个问题。这个问题是什么呢？就是希望能回答，我们的宇宙大爆炸事件之后，在宇宙中的物质分布是极端地均匀，一锅热汤，这一锅热汤怎么会就变成今日观察到的物质分布得极端不均匀，怎么回事。
在20世纪80年代，曾有天文学家提出了一个假说。假如在大爆炸那个事件开始之后，在一个极短瞬间，突然间有一个加速膨胀的阶段，这个加速膨胀的阶段非常短暂，短于一秒钟，它甚至于可以超光速，因为它不是天体，是一个群速度。如果有那么一个阶段，这个阶段被称之为“暴胀”阶段，这“暴胀”就是通货膨胀那个字，“inflation”。如果有那么一个阶段，那就是变成了一个微弱的扰动，有那么个微弱的扰动，就会形成今日的物质极端不均匀，这就解释了今天的星系怎么会形成。但是这是一个假说，这个“暴胀”阶段是不是有呢？如果有“暴胀”阶段，今日观察到的3K背景辐射就应该有一定程度上的各向异性。而在20多年前，观察到的背景辐射都是各向同性，非常均匀的3K。那么在20世纪80年代末，天文学家曾创造了一种特别灵敏的仪器，这个特别灵敏仪器搁在卫星上，上天之后很快就下来数据了，果然量出来的，有千分之一的各向异性。这证明什么呢？那个“暴胀”阶段是存在着的。因为只要是有“暴胀”阶段，就会出现各向异性。各向异性果然探测出来了。这是个伟大的成就，这件成就也写入了《科学》杂志当年的十大进展之一。
又过了一些年，大家还希望能够进一步了解宇宙命运问题。在这里有几组天文学家做着完全不同类型的探索。咱们先说第一种。哈勃空间望远镜升天了，1990年发射的。升天之后，他们就申请了一个项目，来探测50亿光年之外的暗天体，50亿光年之外探测什么暗天体，去找50亿光年以及更遥远的超新星。超新星一爆炸，它的光度可以跟一个星系的总光度相比美。他们申请到了观测时间，就叫哈勃空间望远镜去搜索某些指定天区。去给它录像，当然是用数码相机了。然后把这个天区的图像存在计算机中，过两天，再拍它，再拍这个天区。第二次得到的图像又传回地球，和计算机储存的前一天的那个图像对比。结果发现观测到的所有80亿光年以外的超新星的实际距离都比用哈勃定律算出来的更远。1998年的这项发现震惊了世界，得到了当年《科学》杂志十大科学进展之一。通过遥远宇宙的超新星观察，发现我们的宇宙膨胀在加速。这就是上世纪末的一个重大发现。这个工作还继续做，不仅继续做，而且还希望观测100亿光年之外的超新星。现在正设计，正在研制，正在筹款做更大的望远镜，专门到大气之外去，当然比哈勃望远镜还要大的望远镜，到天上去，去搜寻更遥远的超新星，进一步探索宇宙膨胀加速之谜。
这样到了上个世纪末，天文学家已经知道了，原来我们的宇宙膨胀在加速。这是不是局部的情况呢？还是整体都如此呢？为此，应该进行类似于90年代那个COBE探测器，就是背景辐射的起伏是不是各向同性的工作。在1998年一个科学家小组，用一个毫米波探测器，把这个探测器搁在气球上�