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对我个人来说，幸运女神也随之降临——2004年秋天，我因MIT的终身教职而接受了评估。我被告知，要想获得这个职位，我需要“一个全垒打或者几个二垒安打”。正如音乐家们需要有一张作品的销售前十排行榜一样，我们科学家也需要类似的东西——引用列表。每次有人引用你的论文，就好像在你的帽子上添了一根羽毛。引用这档子事儿有时候很随机，也很愚蠢，人都有从众的倾向，因为一些懒惰的作者会直接抄袭别人的引文，根本连读都不读一下原文。但是晋升委员会还是会把引用率纳入考量，就像棒球教练会考虑击球率一样。就在我祈祷好运时，这两篇论文突然间一跃成为我有史以来引用率最高的论文，其中一篇甚至一度飙升为2004年物理学界引用最多的论文——尽管占据榜首的时间并不长，但对终身教职来说已经足够了。我的好运悄无声息地持续着。《科学》杂志决定将“2003年科学突破”之首颁发给宇宙学，因为宇宙学终于变成了一门可以信赖的科学，并提到WMAP项目和SDSS的分析结果功不可没。
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平心而论，这些数据根本算不上什么突破，只是近年来全球宇宙学家共同推进的一个缓慢而坚定的进步过程。我们的工作算不上具有革命性，也并没有什么令人惊讶的发现。相反，我们只是简单地让宇宙学变得更加可信，让它成长为一种更成熟的科学。对我而言，最大的惊喜就是没有惊喜。
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苏联著名物理学家列夫·朗道曾说过：“宇宙学家经常会犯错，但他们从不优柔寡断。”有太多例子可以证明这句话了——阿里斯塔克斯所声称的太阳距离比实际近8倍，哈勃声称的宇宙膨胀速度比实际快7倍。好在这种野蛮生长的状态已经结束了——我们看到了太初核合成和宇宙聚集对原子密度的各自预测完美吻合，Ia型超新星和宇宙聚集对暗能量密度的分别测算也相互印证。在这些交叉检验中，我最喜欢的是图3-6中展现的那个——图中，我画出了5个不同的测量结果所对应的频谱曲线，尽管它们各自使用的数据、测量团队、所使用的方法有着天壤之别，但你可以从图中看到它们彼此是多么吻合。
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我们宇宙的终极地图
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还有很多未知区域
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现在，我正坐在我的床上，手上敲着这些字，心里想着宇宙学的变迁史。当我还在做博士后时，我们常常谈论，如果能获得准确的数据并最终精确地算出宇宙参数的值，那将是一件多酷的事情。而现在，我们终于可以说：“我们做到了。”答案就在表3-1中。那么，下一步要做什么呢？宇宙学是否已走到尽头？我们宇宙学家是不是该换工作了？
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我的答案是：“不！”为了说明宇宙学里还有很多有趣的领域尚未被探索，让我们擦亮眼睛看一看宇宙学家的成就有多么微不足道吧——我们只是将自己的无知参数化了而已，因为在表3-1中的每一个参数背后，都隐藏着无人知晓的奥秘。比如：
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●我们已经测出了暗物质的密度，可是暗物质到底是什么？
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●我们已经测出了暗能量的密度，可是暗能量到底是什么？
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●我们已经测出了原子的密度（1个原子对应20亿个光子），但是这个数量是怎么产生的？
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●我们已经测量了种子起伏的水平大约为0.002%，但是它们从何而来呢？
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随着数据越来越精确，我们将能越来越精确地测算表3-1中的数值，小数点后的位数也会越来越多。但是，比起把旧参数变得更精确，我更想用它们来测量新的参数。比如，我们可以尝试着测量暗物质和暗能量除密度之外的其他性质。暗物质有压力吗？有速度吗？有温度吗？这将阐明它的本质。暗能量的密度真如目前看起来的那样绝对恒定吗？如果我们能测量出暗能量随时间发生着轻微的改变，或者在宇宙中不是绝对均匀分布的，这将是一个关键的线索，让我们更能理解它的本质，以及它将如何影响我们宇宙的未来。种子起伏除0.002%的振幅外，还有其他性质和模式吗？这将让我们得以窥见宇宙的起源。
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要如何解决这些问题，我真的想了很多很多，但有趣的是，它们的解决方案都一样——绘制宇宙的地图！特别是，我们应该尽可能地用三维方法来绘制。目前，我们能绘制的最大范围是光线能有足够的时间到达地球的宇宙区域。从本质上说，这个区域就是等离子体球（见图3-7左图）的内部。我们已经探索了等离子体球，但正如你在图3-7中所看到的那样，这个球内部超过99.9%的区域都没有被我们研究过。你还能看到，迄今为止最雄心勃勃的三维星系图计划——SDSS只覆盖了一小块地方，只能算宇宙的“后院”，我们的宇宙实在是太庞大了！如果我把天文学家发现的最远星系加到这张图中，它们距离边界还有一半的距离。所以，这张图里的内容还太少，距离一张有用的三维天图，我们还有很长的路要走。
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图3-7 在我们的可观测宇宙中（左图），绘制了天图的部分是如此之小（中图），所占的比例还不到0.1%。正如1838年的澳大利亚（右图），那时我们只沿着澳大利亚的轮廓描绘了一条细细的边界，而内部的绝大部分地区都是无人涉足过的处女地。在中图里，圆圈附近的区域是等离子体（我们今天看到的宇宙微波背景辐射只是来自它暗淡的内边缘），而圆心部分那个娇小玲珑的小结构，则是迄今为止最庞大的三维星系图——SDSS天图。
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假如我们能用某种方法绘出那片处女地的地图，这对宇宙学来说简直太棒了。这不仅将让我们掌握的宇宙学信息量翻上1 000倍，还会因为远方等价于过去，而向我们揭开宇宙前半生的神秘面纱，窥见它年轻时发生的事。但是，用何种方法才能实现呢？我们讨论过的所有技术都正在令人欣喜地飞速发展，但不幸的是，看起来没有一个能在近期描绘出那99.9%的未知空间。宇宙微波背景实验呈现的主要是这个区域的边界，因为其内部对微波来说几乎是完全透明的。在这样极远的距离，大多数星系都非常暗淡，即使用我们最先进的望远镜也难以望其项背。更不幸的是，如此遥远的区域包含的星系数量极其稀少——我们在那里看见的是如此久远的过去，那时候绝大部分星系都压根儿还没出现。
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用氢气来画地图
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万幸的是，还有一种绘图的方法，甚至可能表现更佳。正如我们之前所讲的，看起来空无一物的宇宙空间其实并不是空荡荡的——它充满了氢气。物理学家们早就知道，氢气会发出波长为21厘米的射电波，可以被射电望远镜所探测到。（曾经，我的同学泰德·邦恩在加州大学伯克利分校教书时，一个学生问了他一个时下的经典问题：“21厘米线的波长是什么呢？”）这意味着，从原则上讲，我们能用射电望远镜真的“看到”早在恒星和星系形成之前就遍及宇宙的氢元素，那时的它们对普通望远镜都是隐形的。更棒的是，我们能用前文提到的红移方法来绘制一张氢气的三维天图——由于这些射电波被宇宙膨胀拉长了，根据它们到达地球时的波长，我们就能得知它们来自多远的地方（也能知道它们来自多早之前的过去）。比如，我们测到一段射电波的波长为210厘米，那么它在路途中一定被拉伸了10倍，所以在它发射时，宇宙应该是现在的1/10。这种技术被称为“21厘米层析”（21-centimeter tomography）。由于它可能成为下一个宇宙学中的大赢家，所以它吸引了大量的关注。全世界很多科研团队正在你追我赶，希望能第一个成功探测到氢元素的信号，这些信号神出鬼没，穿越半个宇宙才来到地球。然而，到现在为止，没有人成功。
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老实说，到底什么是望远镜
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为什么探测氢元素的信号如此之难？因为这些信号非常微弱。那么，要探测微弱的信号，需要什么东西呢？答案是，一个非常巨大的望远镜。如果能占地一平方公里就好了。那么，要修建如此巨大的望远镜，又需要什么东西呢？当然是一笔巨额的预算。究竟需要多少预算？这个问题真的很有趣！对图3-8背景里的那种传统射电望远镜来说，规模扩大两倍，则需要远超过两倍的钱，所以超过一定尺寸后，这个预算就会变成天文数字。如果你叫一个做结构工程师的朋友帮你建造一个口径为一平方公里的望远镜，还要配备上马达，可以任意指向天空中的每个方向，那他一定再也不想和你做朋友了。
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图3-8 射电天文望远镜的预算可以很大（背景的那种），也可以很小（前景的那种）。图中，我的研究生安迪·鲁托米尔斯基（Andy Lutomirski）正在调试我们的电子元件。我们去西弗吉尼亚州的绿岸镇（Green Bank）考察时，它们被放置在一个帐篷里以防雨。
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正因如此，21厘米层析领域中的实验物理学家都采用一种更加先进的射电望远镜——干涉仪（interferometer）。由于光和射电波实际上都是电磁现象，它们穿行于空间中时，在不同地方之间会产生电压。当然，这些电压非常微弱，大部分都小于手电筒电池两极间的1.5伏特，但是用很好的天线和放大器，它们还是足以被探测到。干涉仪的基本原理是用射电天线阵列来测量许多的上述电压，然后让计算机据此建模，重构出天空的模样。如果所有天线都像图3-8前景中那样，排列在一个水平面上，那么，一段竖直下落的波就会同时到达这些天线。其他方向的波则会按顺序先后到达不同的天线，利用这个差别，计算机就能计算出它们来自哪个方向。