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今天观测到的尺度范围内的物质分布是几乎均匀的。世界上不会有无缘无故的均匀，均匀只可能通过相互影响而达到平衡所致。这个均匀怎么可能来自1078个无因果联系的区域？要知道，无因果联系的区域之间是不可能相互影响以使它们的密度取同样值的。怎么可能使1078个无因果联系的区域都取同样的密度？这就是视界疑难。
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准平坦性疑难
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就是说，宇宙早期的物质密度非常接近于临界密度，偏离程度只有10-55量级。偏差之小，实在惊人。
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为什么宇宙早期物质密度会如此接近于临界密度？为什么宇宙早期空间性质会如此接近于平直空间？这是十分令人费解的。除非有特别的机制加以保证，否则难以想象会有如此接近的偶然性。
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磁单极疑难
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我们知道，电荷有正、负之分。质子带正电，电子带负电。正、负电荷相隔一小距离，可以组成一个电偶极。电偶极总体是电中性的，但具有电偶极矩。正电荷、负电荷就是电单极。磁虽然也有北极和南极之分，就像正电荷和负电荷那样，但是，磁总是以偶极方式出现，却从未见过磁北极和磁南极单独存在的。所谓磁单极就是指带有净“磁荷”的粒子，即磁北极或磁南极。
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磁单极最早是由狄拉克在20世纪30年代研究电荷量子化时预言的。他说如果有了磁单极，就可以很自然地解释为什么电荷总是电子电荷的整数倍。后来，大统一理论也预言了磁单极的存在。按照大统一理论算出的磁单极的质量比质子质量还重1015倍，约为0.02微克。一个微观粒子的质量重到接近可以用宏观精密天平来称的程度！
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磁单极极少湮灭，在宇宙膨胀过程中，磁单极密度的减小只是因为体积膨胀而增大。今天的磁单极密度约为2×10-8每立方厘米，如果是这样，磁单极应当非常容易找到。事实却一个也还没有找到。同时，考虑到磁单极的质量非常大，按此计算，磁单极对宇宙密度的贡献将高达3×10-16克每立方厘米。按这样高的密度来计算，今天宇宙的年龄将会年轻到十分荒谬的地步（只有几万年）！这就是磁单极疑难。
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暴胀宇宙模型
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上述这些疑难的关键之点在于：宇宙的膨胀太慢。要突破这个困难，必须找到一种机制，使得宇宙至少在一段时间内曾经快速膨胀过。宇宙早期可能存在过这种快速膨胀阶段的想法首先是顾斯（Guth A.H.）于1981年提出来的，叫做暴胀宇宙学或暴胀宇宙模型。这个模型后来又经过许多发展。
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宇宙在大统一时代以前，真空处于对称态。当温度降到临界温度时，达到对称态向破缺态相变的条件，但由于较大势垒的存在，使宇宙得以暂时继续停留在对称态。随着宇宙的膨胀，温度降到临界温度以下，破缺态成为真的真空。在势垒仍较大的情况下，宇宙还会再在对称假真空态上继续停留一段时间。类似的情况我们也常见到，比如从气态到液态的相变中。当一盒水蒸气在一个大气压下冷却到100摄氏度时，如果水蒸气足够干净，就不会开始凝结成水。即使继续冷却，水蒸气仍会作为过冷蒸气而停留在气态，不会马上进行相变而成为水。类似地，宇宙在其温度降至临界温度以下时，其真空也会在过冷亚稳对称态停留一段时间。因此，这段时间宇宙所处的亚稳对称假真空态的能量（或质量）密度不为零。
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更形象地说是处于过冷状态，就像零摄氏度以下的水是过冷水一样。而当宇宙处于过冷态时，粒子与辐射这两种成分对于宇宙膨胀的影响很小，而起作用的是真空态。真空压力是负的，即相当于一个排斥力。也就是说，当宇宙处于过冷真空态的时期，是一个以排斥力为主的时期。在斥力作用下，宇宙的膨胀将会是加速的。这种加速会使宇宙极快地膨胀，它就是暴胀。
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与标准模型中早期宇宙的膨胀规律相比，这一阶段的指数式膨胀是极其快速的，常称为暴胀阶段。按照大统一理论，以估算出过冷对称相的真空能量密度，由此得知暴胀阶段约可持续10-32秒以上。因此，在这短短的时间内，宇宙尺度竟暴胀了1043倍以上！
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前面已经估计出，按标准模型来算，与今天所观测到的尺度相对应的大统一时代的尺度比视界大了26个量级。现在看来，那个尺度过高估计了43个量级。也就是说，考虑了暴胀以后，与今天所观测到的尺度相对应的大统一时代的尺度不过是视界中的极小部分而已，因而自然都在因果影响的范围之内，视界疑难就不复存在了。
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在暴胀宇宙学中，不仅在宇宙的早期无量纲密度非常接近于1，而且现在的值也非常接近于1。所以，暴胀宇宙学暗示宇宙应是严格平直的，或者说，应是爱因斯坦—德西特宇宙。这样就解决了准平坦性疑难。
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同样，在考虑到暴胀以后，今天所观测到的宇宙不过是来自暴胀前破缺产生的一个均匀真空小区域内的一小部分。作为不同真空区域交界点的磁单极自然就少到几乎不存在了。因此，磁单极疑难也不复存在。就是说，今天没有观测到磁单极，并不是磁单极不能存在，而是在今天所观测到的宇宙范围内一直没有提供生成磁单极的条件。
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暴胀宇宙学利用粒子物理中的真空相变概念，只对宇宙极早期（10-34～10-32秒）小范围内作出修改，自然地解决了标准宇宙学的几大困难，却又保全了标准宇宙学的原有成果。暴胀宇宙学还预言，宇宙中非重子物质非常多，宇宙暗物质中可能主要是非重子物质。
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第五章 微波背景辐射
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大爆炸宇宙论的预言
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1963年初，彭齐亚斯（Penzias）和威尔逊（Wilson）把一台卫星通信接收设备改造为射电望远镜，进行射电天文学研究。他们不断提高测量的精度和降低系统的噪声温度，使天线温度测量值的总误差小到0.3K，从而发现了3.5K的宇宙背景辐射。这种辐射被确认是宇宙大爆炸时的辐射残余，从而成为大爆炸理论的重要观测证据。它对现代宇宙学的贡献仅次于哈勃发现河外星系的红移，被公认为20世纪天文学的一项重大成就。由此，彭齐亚斯和威尔逊获得了1978年度的诺贝尔物理学奖。瑞典科学院在颁奖决定中指出，这是一项带有根本意义的发现，它使我们能获得宇宙创生时期所留下的信息。
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迪克错失发现良机
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伽莫夫、阿尔弗和赫尔曼的预言并没有受到学术界的重视，被搁置了10多年。他们本人也没有进一步完善自己的理论，而且也不关心天文学的观测。实际上，那时已有一些观测显示出存在宇宙微波背景辐射的迹象。既然宇宙在复合期留下的辐射到今天已处在射电的微波波段，发现这一辐射的观测手段当然只能是射电望远镜了。在20世纪40年代，射电望远镜所用的天线都比较小，接收机的噪声温度也比较高，因此灵敏度是不高的。1945年，美国麻省理工学院的迪克（Robert Henry Dicke）研制了一台波长为1.25厘米的射电望远镜，其抛物面天线的口径仅45厘米。他用这台射电望远镜观测太阳和月球的射电辐射。在这样的波段上，地球大气也有辐射，而且还比较强。为了扣除大气辐射的影响，迪克转而对1.25厘米波段上的大气辐射进行精确的测量，却意外地发现了温度为20K的“天空背景辐射”。他认为，这种辐射并非来自地球大气，而很可能是广泛分布在宇宙空间中的各种星系的射电辐射构成的背景，他把这种辐射称之为“宇宙物质辐射”。
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实际上，这种辐射就是后来发现的微波背景辐射，只是当时射电望远镜的测量精度不高，人们对大爆炸宇宙模型也不太熟悉，迪克未能把他的发现和微波背景辐射联系起来。很有意思的是，迪克关于“宇宙物质辐射”的观测结果和伽莫夫关于“核合成”的一篇论文，都发表在1946年的《物理学评论》第70卷上。但直到20年后，人们才发现这两篇论文之间的密切关系。如果那时伽莫夫拜读了迪克的论文，很可能会把迪克的观测发现和他们预言的“宇宙微波背景辐射”联系起来。如果迪克去读一下伽莫夫等的论文也可能有所启迪，那么发现3K宇宙微波背景辐射的机遇就不会留给彭齐亚斯和威尔逊了。迪克失去了一次发现宇宙微波背景辐射的绝好机会，伽莫夫等人也失去了一次验证其理论的机会。
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1946年，迪克回到他毕业的普林斯顿大学任教。到了20世纪60年代初，迪克转向研究宇宙学，但是他不相信伽莫夫提出的大爆炸宇宙学。他心目中的宇宙模型是永久振荡模型，即认为宇宙是反复地膨胀和收缩的，目前的宇宙正处在膨胀阶段。他猜想宇宙在“振荡”过程中会留下可观测的背景辐射。迪克让他的研究生皮布尔斯计算振荡模型里宇宙温度如何随演化而改变。很有意思的是，他们的结果也认为宇宙中充满着一种温度为10K的背景辐射。迪克终于想起了20年前他发现的温度为20K的“宇宙物质辐射”，认为这种辐射可能就是“振荡”过程中留下的微波背景辐射。1964年，迪克鼓励两位研究生去寻找这种辐射，他们为此研制了射电望远镜。可是还没有等正式观测，却有人捷足先登了，那就是后来获得诺贝尔物理学奖的彭齐亚斯和威尔逊。迪克再一次失去发现良机。
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