我们从宇宙中直接探测到的最早的信号来自宇宙大爆炸后不久：那时宇宙只有38万年的历史。今天被称为宇宙微波背景，它也被称为“原始火球”或大爆炸的余辉。这是一个惊人的预言，可以追溯到20世纪40年代的乔治·加莫，当它在20世纪60年代被直接探测到时，它震惊了天文学界。在过去的55年里，我们精确地测量了它的性质，在这个过程中我们了解了大量关于我们宇宙的知识。但它会一直存在吗？这就是许多人想知道的问题：

“宇宙微波背景（CMB）是在宇宙大爆炸38万年后产生的，当时宇宙变得透明。我们下周要测量的光子，与我们今天测量的光子相比，产生的光子离我们当时的位置稍远一些。我们的未来是无限的，但宇宙在年是有限的。这是否意味着宇宙微波背景将消失的那一天？”

这是一个简单的问题，有一个复杂的答案。让我们深入了解我们所知道的。

图注：在年，维斯托·史里弗（VestoSlipher）最早注意到，我们观察到的一些物体显示出特定原子、离子或分子的吸收或发射的光谱特征，但系统地向着光谱的红色或蓝色端转移。当与哈勃的距离测量值结合使用时，这些数据产生了膨胀宇宙的最初想法：星系越远，其光的红移就越大。

如果我们转向理论方面，我们就能理解宇宙微波背景来自何处。今天，一个星系离我们越远，它看起来离我们越快。我们观察这一现象的方式与像维斯托·史里弗（VestoSlipher）这样的科学家在多年前观察到的一样：

我们测量来自遥远物体的光，我们把它分成不同的波长，我们识别出与特定原子、离子或分子相对应的发射线或吸收线，并且测量它们都有系统地移动，以相同的百分比，朝向更短（更蓝）或更长（更红）的波长。虽然每个星系的运动都有一些随机性——高达每秒几千公里，对应于周围物质对每个星系的引力拖拽——但总的来说，还是有一个明确的趋势出现的。星系越远，其光向更长波长的偏移量就越大。这是在19世纪10年代首次观测到的，也是支持宇宙膨胀的首批证据之一。

尽管许多科学家利用了这一观察结果，但第一个将这一部分整合到我们所认识的现代大爆炸框架中的是乔治·加莫。在20世纪40年代，伽莫意识到，一个今天正在膨胀的宇宙——任何两点之间的距离都在增加——在过去一定不仅更小，而且更热、更密集。原因很简单，但直到伽莫之前没有人把这些碎片拼凑起来。

光子或光量子是由它的波长来定义的。单个光子的能量与其波长成反比：长波长光子的能量比短波光子少。如果你有一个光子在你的宇宙中旅行，宇宙在膨胀，那么光子穿过的空间就会被拉伸，这意味着光子本身会被拉伸到更长的波长和更低的能量。因此，在过去，这些光子的波长肯定更短，能量更高，而更高的能量意味着温度更高，宇宙能量更高。

伽莫，以一种信仰的飞跃，把这一点推到了他所能理解的最远的地方。在他的推断中，他意识到宇宙中存在的光子会被加热到如此高的温度，以至于其中一个光子有时会有足够的能量电离氢原子：宇宙中最常见的原子类型。当光子撞击原子时，它与电子相互作用，要么把它敲到一个更高的能级，要么——如果它有足够的能量——把电子踢出原子，使它电离。

换句话说，与过去相比，宇宙过去一定有一段时间有足够的高能光子：

使原子电离所需的能量，以及存在大量的原子，所以每个原子都被电离了。然而，随着宇宙的膨胀和冷却，电子和离子继续互相寻找并重新形成原子，最终没有足够能量的光子使它们电离。在这一点上，原子变得电中性，光子不再从自由电子上反弹，构成宇宙微波背景的光只是在宇宙中自由传播，宇宙继续膨胀。

当我们快进到亿年后的今天，我们实际上可以探测到这些剩余的光子。当这些中性原子形成时，宇宙还不到目前体积的十亿分之一，而背景辐射的温度正好在K左右：这是红巨星表面温度的典型值。经过数十亿年的宇宙膨胀，这种辐射的温度现在只有2.K：比绝对零度高不到3度。

但是，我们还是能发现它。今天每立方厘米的空间中都有个光子从大爆炸中遗留下来。我们今天探测到的光子是在宇宙大爆炸后38万年发射出来的，在宇宙中航行了亿年，现在终于到达了我们的望远镜。明天的CMB可能看起来和今天的差不多，但它的光子比今天晚了一光天。

这并不意味着我们今天看到的CMB会冲到我们身上然后消失！它的意思是，我们今天看到的宇宙微波背景辐射是亿年前，当时宇宙演化达到了38万年。我们明天将要看到的宇宙微波背景辐射将在亿年前，也就是宇宙的这一部分达到38万年前。我们所看到的光是在宇宙中旅行之后到达的光，因为它是第一次发射出来的，但是有一个关键的认识需要伴随着它。

宇宙大爆炸——如果我们能够走出我们的宇宙，看着它发生——是一个同时发生在我们整个宇宙中的事件。它发生在这里，在我们所处的地方，同时它发生在亿光年之外的各个方向，以及其间的任何地方。当我们眺望浩瀚的宇宙时，我们看到的是越来越遥远的时光。无论我们看得有多远，宇宙膨胀了多少，总会有一个我们可以看到的“表面”，在那里，宇宙才刚刚达到38万年的年龄。

换言之，宇宙永远不会耗尽我们能看到的光子。总有一个遥远的地方，从我们的角度来看，宇宙首先形成稳定的中性原子。在这个位置，宇宙对~k光子变得透明，这些光子以前是从无所不在的离子（主要是以自由电子的形式）散射出去的，使得它们能够在所有方向自由流动。我们观察到的宇宙微波背景是从那个位置发射的光子，这些光子恰好在那一刻朝着我们的方向行进。

在穿越宇宙亿年之后，它们终于到达了我们的眼睛。如果我们快进到遥远的未来，故事的那些组成部分仍将是一样的，但是一些重要方面将以重要的方式发生变化。随着时间的流逝，宇宙将继续膨胀，这意味着：

光子被拉伸到更长的波长，意味着CMB会更冷，光子密度会更低，随着时间的推移，我们所看到的波动的具体模式将慢慢开始改变。

图注：当宇宙只有,年时，存在的过密度区域，平均密度区域和低密度区域现在对应于CMB中的寒冷，平均和热点，而后者又是由膨胀产生的。这些区域本质上是三维的，当宇宙充分膨胀时，该二维表面似乎会随时间变化温度。

今天我们所看到的CMB，由热点和冷点组成，它们对应于密度略低于或高于宇宙平均值的空间区域，尽管数量很小：约为0分之一。那些过密和欠密的区域有一个有限的、特定的大小，最终这些区域将出现在CMB的前面，而不是我们看到的CMB的起源点。如果我们等待足够长的时间——而且足够长的时间距离我们现在所处的位置至少有上亿年——我们将看到一个完全陌生的的CMB。

但它不会完全消失。在某个时刻，一个假想的观测者仍然在附近，需要使用无线电波来探测宇宙大爆炸的余辉，因为辐射将被严重拉伸，它将从光谱中的微波部分红移到无线电中。我们将不得不建造更灵敏的无线电天线，因为光子的数量密度将从每立方厘米几百个下降到每立方米不到1个。我们需要更大的“碟子”来探测这些长波光子并收集足够的光来识别这个古老的信号。

然而，大爆炸的余辉永远不会完全消失。不管我们对未来的推断有多远，即使光子密度和每个光子的能量都在不断下降，一个足够大、足够灵敏、调谐到合适波长的探测器总能识别出它。

当然，在某些时候，这会变得非常不切实际。当大爆炸遗留下来的光子的波长比行星大，或者光子的空间密度低于每个太阳系的1个光子时，我们建造一个能够测量它的探测器似乎是不可信的。在足够长的宇宙时间尺度上，粒子的数量密度——包括物质粒子和光子——以及我们所观察到的每个光子的能量，都逐渐接近于零。

但它变为零的速度足够慢，只要我们讨论的是大爆炸后的有限时间，即使它是任意长的时间，我们总是能够设计出一个足够大的探测器来揭示我们的宇宙起源，至少在理论上是这样。

然而，这一切最大的存在主义难题是：如果像我们这样的生物在数千亿年后（或更长时间）出现，他们怎么知道要寻找宇宙大爆炸遗留下来的光芒呢？我们甚至想去寻找它的唯一原因是，我们在任何地方都有证据表明宇宙在膨胀。但在很遥远的将来，这种情况根本不会发生！暗能量目前正在推动宇宙的分裂，而银河系、仙女座和其他星系团仍将被束缚在一起，而每一个万光年以外的星系、星系群和星系团都将被宇宙的膨胀推开。

从现在起0亿年后，最近的星系将变得不可观测到的遥远；现在没有任何光学甚至红外望远镜能够观测到我们之外的一个星系。如果没有这条线索来指引一个文明，他们怎么会知道去寻找一种超微弱的、剩余的光芒呢？他们怎么能推测出我们的宇宙是从一个炽热、稠密、均匀、迅速膨胀的过去产生的呢？我们断定宇宙起源的唯一原因可能是因为我们在宇宙历史上如此之早就存在了。当然，信号会改变，变得更难被发现，但即使它们不会完全消失，未来的文明也不会有我们所拥有的线索。在某种程度上，我们真的是宇宙中的幸运儿。