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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。
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实际上，你的大脑也是用同样的方法来判断声音来自何方——如果你的左耳比右耳先听到一段声音，那声音肯定就是来自左边，并且，大脑还能通过双耳接收声音的时间差，来评估声音是直直地来自左方，还是有一个角度。由于你只有两只耳朵，所以你不能非常准确地指出这个角度，但是如果你周身长出100个耳朵，就像一个射电干涉仪，那你就能做得更好（尽管看起来不怎么好看），准确地指出声音的方向。自天文学家马丁·赖尔（Martin Ryle）1946年开拓了干涉仪这个新领域以来，已经取得了巨大的成功，并为他赢得了1974年的诺贝尔奖。
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不过，最拖后腿的，莫过于计算这些时间差了。要计算时间差，你需要计算每一对天线（或耳朵）之间的数据，所以，随着天线数量的增加，天线对数量增加的比例几乎等于天线数量的平方。这意味着，如果你把天线数量增加1 000倍，需要的计算量就会增加100万倍——我的天！你需要的只是一个天文望远镜，可不是天文数字的预算！因为这个原因，干涉仪的规模被局限在几十或几百个天线阵列，而无法达到几百万个，而后者才是21厘米层析最需要的。
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当我搬到MIT时，美国和澳大利亚合作的21厘米层析实验团队大方地接纳了我。这个实验由我的同事杰基·休伊特（Jackie Hewitt）推动。在项目会议上，我常常幻想着，是否有某种方法能让修建大型望远镜变得便宜一些。一天下午，我们正在哈佛大学开会，我的脑子里突然冒出一个想法——我想到了一个便宜的方法！
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“万远镜”
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在我看来，望远镜就是光波的分选器。如果你想测出你的长相，光看着你的手、测出穿过它的光线强度是不够的，因为在你手部皮肤的每一点上，都混杂着来自你脸上各个部位的光波。但是，如果你能按照来源方向对这些光波进行分选，让方向相同的光线落在你手上的同一区域，这样，你就能得到一张脸部图像。这正是相机镜头、望远镜镜头和眼睛里的晶状体所起的作用，也是图3-8中那种曲面镜的功能。在数学里，这种光波分选过程有一个玄妙又吓人的名字——傅里叶变换（Fourier transforming）。所以，望远镜本质上就是一个傅里叶变换器。传统的望远镜用模拟的方法进行傅里叶变换，采用的是透镜或曲面镜。干涉仪则与之不同，采用的是数字的方法，工具则是计算机。这样，光波不仅能按照来源方向进行分选，还能根据波长进行分选——对可见光来说，不同波长意味着不同的颜色。
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在哈佛大学的那个下午，我脑子里冒出来的想法是设计一个巨大的射电干涉仪，其中的天线并不是像我们之前计划的那样随机分布，而是遵循一个简单而规律的模式。对一个拥有100万个天线的望远镜阵列来说，可以使用一些聪明的数学技巧来穷举这些模式，将使傅里叶变换的速度提高为原来的25 000倍——基本上也可以把望远镜的预算降低为原来的1/25 000。
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