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宇宙学里这种情况经常出现，而且由于可观测宇宙比太阳和地球之间的距离大得多，这种效应就会变得更为明显。
比如说，光从最近的恒星传到我们眼里需要四年多，从最近的星系传播过来则需要几万年。
如果我们去观测极其遥远的天体，那我们实际上看到的是几十亿年前的它们。
某种意义上说，我们看向远方时，实际上是在回溯过去，如果我们可以看得足够远，我们就能看到宇宙年轻的时候长什么样子。
在热力学中，有一个广为人知的实验，就是当你压缩一个物体（比如充满空气的气球），它就会变热；如果你让一个物体膨胀，它就会变冷。
宇宙也不例外。
如果我们把宇宙膨胀看成是一台放映机放出来的电影，那么我们把电影胶卷反向播放，就会看到宇宙变得越来越小、越来越热，直到很久很久以前，宇宙就像一团火在燃烧。
上一段说我们实际上可以看到宇宙演化的早期，那么你可以期待如果我们看得足够远（也就是沿着时间回溯得足够早）我们就会看到一个火球。
拉尔夫·阿尔法（RalphAlpher）和罗伯特·赫尔曼（RobertHerman）在20世纪40年代晚期提出了这个预言，但直到1965年它才偶然被射电天文学家阿诺·彭齐亚斯（ArnoPenzias）和罗伯特·威尔逊（RobertWilson）发现。
他们探测到的信号现在被叫做宇宙微波背景辐射（icrowaveBaB。
CMB的发现向世界宣告：人们可以通过天文学来观测宇宙演化中和现在迥然相异的早期阶段。
同时它给验证引力理论开启了新的大门，这个大门通向新的宇宙环境，在这样的环境中，光的引力场甚至比普通物质的更强，而且在这里我们的计算可以跨越整个可观测宇宙的时间和距离。
早期宇宙
从20世纪60年代到现在，早期宇宙学一直蓬勃发展，渐渐成为观测和理论物理中十分成熟的领域。
人们测量了成千上万星系的位置，看到了十几亿年前发生的天体物理事件，以及精确地测量了彭齐亚斯和威尔逊发现的CMB。
我们利用这些天文观测来明确回答以下问题：宇宙年龄有多大？宇宙会不会永远膨胀下去？宇宙中的物质都是以什么样的形式存在的？有些问题令人疑惑，但对于理解引力意义重大。
我们将在这一节中讨论它们。
让我们从时间的起点开始说起。
如果宇宙越早的时候越小越热，那么宇宙中物质的密度也会越早越致密。
我们现在知道，当我们回溯时间时，不是所有物质的密度都是以相同的速率增大的。
光[也就是物理学家们经常说的辐射（radiation）]的密度比其他大部分形态的物质密度增长得快。
这意味着早期宇宙的光子的密度甚至比组成常见物质的电子、中子和质子更高。
这种情况下辐射的引力场主导了宇宙的膨胀。
辐射主导宇宙演化的时间相对比较短，它只持续到大爆炸之后最初的几万年。
这个时期非常有趣，尤其对于研究引力来说。
辐射主导时期发生的其中一类物理过程就是轻元素（氢、氦、锂等）的合成。
影响这一过程的因素非常多，其中最重要的是宇宙膨胀率。
理论学家们对此做了严密的计算，观测家们测量了我们周围宇宙的氢和氦元素的含量，精确地推断出宇宙早期辐射产生的引力场到底有多强。
这类研究和爱因斯坦理论的预测一致，误差仅仅在百分之几的水平。
这比太阳系内或者脉冲双星观测的精确度要低，但考虑到它测试的是几十亿年前的情况，这听起来就不那么糟糕了。
除了轻元素合成之外，宇宙早期历史中还发生了其他有趣的物理过程。
其中一个过程后来让宇宙形成了历史上最早的结构。
自彭齐亚斯和威尔逊发现CMB时起，人们普遍认为早期宇宙看起来近乎光滑。
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