1978年11月，狄克教授來到康奈爾大學訪問。那裡物理系有一個以貝特命名的講座，每年邀請校外專家就一個前沿選題做一系列學術報告。一個月前，彭齊亞斯和威爾遜剛剛在瑞典領取了諾貝爾獎（也就是說，狄克自己剛剛與諾貝爾獎擦肩而過）。宇宙大爆炸正好是一個熱點。
13日的講座面向全系各專業的師生。他沒有重複大爆炸理論已經取得的成就，而是著重於一個似乎無法解釋的疑惑：宇宙是平的。
自從廣義相對論面世以來，空間彎曲這個不容易理解的概念已經廣為人知。在愛因斯坦這個理論中，質量告訴空間如何彎曲。地球之所以在繞著太陽公轉，是因為太陽附近的空間是彎曲的，迫使地球隨之拐彎。不過太陽的質量雖然很大，對宇宙來說卻輕如鴻毛。一旦離開了太陽系，它的影響微乎其微，那外面的空間不會因太陽而彎曲。
當然，天外有天。宇宙有數不清的太陽，還有質量更大的中子星、黑洞等等。它們各行其責，令自己附近的空間彎曲，卻也會同樣地對遙遠的空間無能為力。從整個宇宙這個大尺度來看，空間是彎曲的還是平坦的？
愛因斯坦在1917年給出的第一個宇宙模型時答曰：是彎曲的。那是一個“有限無邊”的“球形奶牛”式宇宙。其中每一個點都有著同樣的彎曲度，一個類似於二維球面的三維圓球。
弗裡德曼、勒梅特等人很快發現愛因斯坦的模型只是一個特例，而且是他無中生有地引進那個宇宙常數、湊出一個靜態宇宙的結果。如果沒有那個宇宙常數項，廣義相對論中的宇宙是隨時間變化的，而餘下的三維空間既可以是正曲率（類似於二維的球面）、負曲率（類似於二維的馬鞍面），也可以就是尋常的、平坦的歐幾里德空間。
在哈勃證明宇宙的膨脹之後，愛因斯坦放棄他的宇宙模型。宇宙的形狀便再度成為懸而未決的課題。弗裡德曼發現，愛因斯坦方程中的宇宙形狀取決於其中的質量密度。如果密度恰好是某個特定的數值，那麼宇宙就是平坦的。密度大了，宇宙會有正曲率；小了，則是負曲率。那個特定的數值便叫做“臨界密度”（critical density）。為了方便，物理學家把宇宙的實際密度與臨界密度之比叫做“歐米伽”（Ω）。只有在Ω等於1時，才會有一個平坦的宇宙。
宇宙空間可能有的幾何形狀的二維示意圖：參數Ω的數值大於1時，宇宙是正曲率的球面（上）；小於1時，是負曲率的馬鞍面（中）；只有嚴格等於1時，才會有平坦的宇宙。
在1970年代，天文學家已經注意到遠方星系的數量大致與距離成正比，表明我們所在的宇宙其實是平坦的。彭齊亞斯和威爾遜觀察到的微波背景在天際的各個方向看不出區別，也說明宇宙的曲率——如果有的話——會非常之小。
對質量密度的估計也合拍：今天宇宙的Ω可能處於0.1與2之間，相當地接近1。
狄克在錯失微波背景的發現後不久就開始思考這個問題，這時已經琢磨了近十年。他講解道：Ω不是一個常數，會隨著宇宙的膨脹變化。這是一個“放大”的過程：如果宇宙初始時Ω稍微大於1，它會變得越來越大；如果當初稍微小於1，它今天就應該已經變得非常小。只有從一開始Ω嚴格等於1，宇宙才會永久性地平坦。
Ω要具備今天接近於1的數值，它在大爆炸後的一分鐘時必須介於0.999999999999999和1.000000000000001之間。如果說這是碰巧的話，我們的運氣實在匪夷所思。狄克因此憂慮，大爆炸理論可能不完備，存在著明顯的漏洞。
其實，類似的困惑不止這一個。還有一個挑戰可以溯源於日常生活中不值一哂的常識：夜晚的天空是黑的。如何解釋這個粗淺問題，曾經足足困擾了天文學家幾百年。
曾幾何時，夜晚的天空是黑的屬於天經地義：在托勒密的描述中，恆星不過是稀稀疏疏地鑲嵌在天球上的點綴。在沒有太陽光的夜晚，天幕上自然只有那麼些個繁星在閃爍。
當伽利略在17世紀初舉起他自制的望遠鏡看到“不可思議之多”的、過去從來沒有人看到過的滿天星星時，人類才意識到肉眼所見的星星只是宇宙的一小部分。天外有天，也許會是無邊無際。
開普勒立即為這個浪漫的想法當頭澆了一盆冷水。他“一針見血”地指出，如果宇宙中有無窮無盡的星星，它們總體的光亮會接近甚至超過太陽。地球上便不可能有黑暗的夜空。
開普勒的想法由德國的居里克（Otto von Guericke）賦予更完整的描述。他形象地類比道：一個人如果身處無限的森林之中，無論林中的樹木粗細、疏密，他都無法看到森林之外的亮光。因為無論往哪個方向看，他的視線遲早會被或遠或近的某顆樹擋住。只有在有限大小的森林中，才有可能通過樹間的縫隙看到外面的光亮。
夜晚看天上的星星正好相反。如果有無限多的星星，那麼無論在哪個方向都遲早會看到一顆在發光的星星。這樣，即使在夜晚，星星的亮光應該完全覆蓋整個天幕。
居里克以在他擔任市長的城市中演示科學實驗著名，尤其熱衷於真空。他曾將兩個密封的半球中間抽成真空，然後各用8匹強壯的馬從兩邊拉，結果拉不開這兩個半球，展示了大氣壓的威力。他認為，夜晚的黑暗說明宇宙中有星星的部分很有限。更遠的地方是無限的真空，不再有星星。我們在星星之間看到的黑暗，便是那遙遠真空的所在。
不料，居里克無意中給後來的牛頓出了個大難題。發現了萬有引力的牛頓意識到，假如宇宙中只存在有限數目的星星，這些星星遲早會因為引力坍縮到一個點上。只有在無窮多的星星存在時，才能在各方向彼此抵消引力而平衡。（當然，牛頓這個論斷也不成立：無窮多的星星保持平衡只是數學上的一個不穩定解，現實中不可能存在。）
於是，夜晚的天空為什麼黑暗，依然無法解釋。在那之後的幾代天文學家相繼提出各種解釋，也都鎩羽而歸。
比如以計算出彗星迴歸而著名的哈雷（Edmond Halley）。他以光的波動說這個新理論計算恆星光的傳播，指出光強會隨距離的平方衰減。越遠的星光到地球時越是微弱，這是我們無法用肉眼看到遠處星星的原因。他認為也可以解釋夜空的黑暗，因為太遠的星星光亮太弱，沒有貢獻。
但我們看到星光並不是個體的星星，而是視線內所有星星光的總和。遺憾的是，哈雷在計算星星的分佈時犯了一個幾何上的錯誤。一個視角上的面積與距離的平方成正比，因此視角內一定距離上星星的數量也與距離的平方成正比。它們發光的總和正好抵消了衰減的損失，到達地球的光亮因此與距離無關。這樣，即使我們分辨不出遠處個體的星星，夜晚的天空還是會被無窮多的星星照亮——類似於我們看到的銀河、星雲中成片的光亮。
1848年，美國作家、詩人愛倫·坡（Edgar Allan Poe）突發奇想，在紐約舉辦了一個演講會，發佈他會對現代宇宙學“有革命性影響”的成果。現場聽眾寥寥無幾，沒有他所期望的賓客滿堂。隨後，他把演講稿寫成散文詩，題目叫做《尤里卡》（Eureka）。這個詞來自傳說中希臘科學家阿基米德（Archimedes）在澡盆中領悟到浮力原理時的興奮叫喊：“我明白了”。
“發現”夜晚的天空為什麼黑暗的詩人愛倫·坡。
愛倫·坡此前聽過一兩次科學講座，也讀了幾本相關的書。但他只是以詩人的情懷描述他所理解的客觀世界。他“看到”宇宙隨著神靈心跳的節奏不斷膨脹、收縮，他預見宇宙最終將走向毀滅……在豐富多彩的浪漫想象中，他也寫道：如果宇宙中有無限多的星星，那麼黑夜一定會光明得如同白晝。我們之所以有黑夜，唯一的可能是遙遠的星光還沒來得及抵達地球。
《尤里卡》出版後依然石沉大海，毫無反響。一年後，愛倫·坡在貧困、酗酒、潦倒中去世，享年僅40歲。作為藝術家，他在死後獲得了比生前輝煌得多的名聲。
就在《尤里卡》問世的那一年，年僅24歲的英國劍橋的物理學家湯姆森（William Thomson）推出了後來成為科學標準的“絕對溫標”（absolute temperature）。（湯姆森後來封爵而改稱開爾文勳爵（Lord Kelvin）。絕對溫標的單位也被叫做“開爾文”（K)。我們現在所說的宇宙微波背景輻射的溫度用的就是這個溫標。）1884年，已經是大師的湯姆森來到愛倫·坡生前居住的巴爾的摩市，應邀在成立不久的約翰斯·霍普金斯大學給那時還處於蠻荒狀態的美國物理學界做一系列講座。他們不知道愛倫·坡那“越界”的詩篇，但湯姆森在講座中介紹了他自己對夜空黑暗問題的研究。
與愛倫·坡不謀而合的是，湯姆森也認為很多恆星的光沒能傳到地球。但作為科學家，他依據的不僅僅是想象。那時的物理學家已經知道恆星發光需要消耗燃料，因此不可能永遠地發光。當我們觀看幾億光年之外時，那裡的恆星不可能連續發光幾億年。如果它們與太陽的壽命同步，它們現在是在發光，但那光還沒來得及到達地球。
這樣，我們能看到的不是宇宙所有的星星，而只是其中一小部分。湯普森把這部分叫做“可見宇宙”（visible universe），並做了相應的估算。因為可見的星星是有限的，像一個不那麼大的森林一樣，我們可以通過縫隙看到夜空的黑暗。
他在偏僻的美國所做的這個報告也沒引起過多大注意。
及至1950年代，也是在劍橋的邦迪提出合理地解釋夜空的黑暗是天文學的重要職責。他發表了一系列論文，還把這個歷史難題“正式”命名為“奧伯斯佯謬”（Olbers' paradox）。奧伯斯（Heinrich Olbers）是19世紀初曾參與該爭論的一個德國天文愛好者。但他既不是這“佯謬”的提出者，也沒有什麼突出的貢獻。
邦迪之所以舊話重提，是因為他發現夜空的黑暗其實是宇宙膨脹的證據：因為越遠的恆星膨脹的速度越快，它們發出的光紅移得越厲害，可能完全移出可見光頻段，因此在夜晚看不見。這個解釋對他尤其合適，因為可以符合他那個無限、穩定態宇宙模型。
然而，還是後來擊潰了穩定態宇宙的大爆炸理論能夠給出更紮實、準確的描述。
在大爆炸之初，宇宙曾經充滿了光。但那時的光子與質子、電子等基本粒子組成的高溫等離子體攪和在一起，並不透明。只有在30萬年、質子與電子組合成穩定的原子之後，才出現第一縷可見的光。時至今日，那些光子已經紅移到微波頻段，只能用貝爾實驗室的喇叭天線才能“看到”，但不再為我們的夜空提供任何光亮。
後來，宇宙還經歷過“黑暗時代”，才有了第一代恆星的誕生。這些以及後來出現的恆星距離我們會更近一些，它們發出的光也還沒有完全被紅移，能夠被現代天文望遠鏡捕捉到。它們是最早——也就是最遠——的恆星。在它們之外不再有光。於是，從地球上仰望，夜空中沒有佈滿閃爍的星星，而是存在大量的“縫隙”，便是沒有光亮的黑幕。
愛倫·坡和湯普森不可能知道宇宙會有一個年齡、時間會有一個起點，否則他們那個“遠處星星的光還沒來得及傳到地球”會更有說服力。他們誤打誤撞的解釋雖然也不盡正確，卻在不經意中引入了一個重要的物理概念。
因為他們也不可能想到的是，20世紀初的愛因斯坦會提出一個驚人的思想：宇宙中傳遞信息的速度不可能超過光速，並由此發展出相對論。如果在宇宙有限的年齡中，某個地方的光還來不及傳播到地球來，那麼地球上的人類便不可能獲知那個地方的任何信息。對於地球人來說，那不只是看不見那裡可能有的星星，而是那個地方本身不具備任何物理意義、無法定義其是否存在。
於是，湯普森的“可見宇宙”可以推廣為“可觀測宇宙”（observable universe）：人類所能認知的宇宙，只是與地球能以光傳播發生聯繫的那部分。在那之外，是否依然天外有天、宇宙是有限還是無限……凡此種種，都因為無法認知而“無所謂”了。
我們在地球上登高望遠，視線會因為地理的阻擋有一個極限，叫做地平線。相應地，當我們仰望星空時，也會遭遇到這個“可觀測宇宙”的極限，在天文中也叫做“視界”（visible horizon）。在今天的宇宙，這個視界的距離大致——但不完全——等於光速乘以宇宙的年齡，即從大爆炸伊始到今天光所能傳播的最遠距離。
細心的天文學家便由此發現了宇宙的另一個蹊蹺。
我們在地球上往東看，在接近視界的距離上觀測到了微波背景輻射。我們轉過身來再往西看，也是在接近視界的距離觀測到了微波背景輻射。它們都在我們的視界之內。但是，因為它們各自在相對的兩個方向，彼此之間便間隔了接近兩個視界的距離。從宇宙大爆炸到今天，光——或任何信息——不可能從其中一邊傳遞到另一邊。
不僅如此。微波背景輻射的光子出現在宇宙大爆炸後“僅僅”30萬年的時候。那時的宇宙更年輕，視界比現在還短太多。所以，東邊的微波光子與西邊的微波光子從來不可能建立過聯繫、交換過信息。
然而，無論從哪個方向來的微波光子都有著同樣的頻率、處於同一溫度。它們是怎麼約好——物理行話叫“達到熱平衡”——的？
“視界問題”示意圖。我們看到的微波背景輻射是在宇宙大爆炸後30萬年時發出的。那時的光和信息只來得及傳播到圖中兩個小圓圈所標的範圍。兩個小圓圈之間不可能互相交流。
也許與宇宙是平的一樣，這又是碰巧了。我們的宇宙會有那麼多詭秘的巧合嗎？難怪狄克教授會對大爆炸理論的可靠性深為憂慮。
狄克那天在康奈爾講座的教室裡坐著一位年輕的博士後。他對廣義相對論、宇宙學只有泛泛的瞭解。那天他得了支氣管炎正在發燒，只是懵懵懂懂地聽了狄克的講述，在日記裡簡單記下了這個挺有意思的問題。因為這些與他正在進行的研究完全不搭界，他沒有再去琢磨。
他完全不知道，僅僅不到2年，他會成為在解決大爆炸理論這兩個難題上做出重大突破的先驅。
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