如果在一個清澈無月的夜晚仰望星空，人們能看到的最亮的星體最可能是金星、火星、木星和土星這幾顆行星，還有巨大數目的正像我們太陽但離開我們遠得多的恒星。事實上，隨著地球圍繞著太陽公轉，某些固定的恒星相互之間的位置看起來確實起了非常微小的變化——它們不是完全固定不動的！這是因為它們距離我們較近一些。
當地球圍繞著太陽公轉時，相對于更遠處的恒星背景，我們從不同的位置觀測它們。這是幸運的，因為它使我們能直接測量這些恒星離開我們的距離，它們離我們越近，就顯得移動得越多。最近的恒星叫做比鄰星，它離我們大約4光年那么遠（從它發出的光大約花費4年才能到達地球），也就是大約23萬億英里的距離。其他大部分肉眼可見的恒星離開我們的距離均在幾百光年之內。與之相比，太陽僅僅在8光分那么遠！可見的恒星散布在整個夜空，但是特別集中在一條稱為銀河的帶上。遠在公元1750年，有些天文學家就提出，如果大部分可見的恒星處在一個單獨的碟狀的結構中，則銀河的外觀可以得到解釋。這個結構便是今天我們稱為螺旋星系的一個例子。之后不過幾十年，天文學家威廉·赫歇爾爵士通過對大量恒星的位置和距離進行過細的編目分類，就證實了這個觀念。即便如此，這個思想在本世紀初才完全被人們接受。
1924年，我們現代的宇宙圖象才被奠定。那一年，美國天文學家埃德溫·哈勃證明了，我們的星系不是惟一的星系。事實上，還存在其他許多星系，在它們之間是巨大的空虛的太空。為了證明這些，他必須確定這些星系的距離。這些星系是如此之遙遠，不像鄰近的恒星那樣，它們確實顯得是固定不動的。所以哈勃被迫用間接的手段去測量這些距離。由于恒星的視亮度取決于兩個因素：它輻射出來多少光（它的光度）以及它離我們多遠。對于近處的恒星，我們可以測量其視亮度和距離，這樣我們可以算出它的光度。相反，如果我們知道其他星系中恒星的光度，我們可用測量它們的視亮度來算出它們的距離。哈勃注意到，當某些類型的恒星近到足以被我們測量時，它們有相同的光度；所以他提出，如果我們在其他星系找出這樣的恒星，我們可以假定它們有同樣的光度——這樣就可計算出那個星系的距離。如果我們能對同一星系中的許多恒星這樣做，并且計算結果總是給出相同的距離，則我們就會相當地信賴自己的估計。
埃德溫·哈勃用上述方法算出了9個不同星系的距離。現在我們知道，我們的星系只是用現代望遠鏡可以看到的幾千億個星系中的一個，每個星系本身都包含有幾千億顆恒星。從生活在其他星系中的人來看我們的星系，想必也類似這個樣子。我們生活在一個寬約為10萬光年并慢慢旋轉著的星系中；在它的螺旋臂上的恒星圍繞著它的中心公轉一圈大約花費幾億年。我們的太陽只不過是一顆平常的、平均大小的、黃色的恒星，它位于一個螺旋臂的內邊緣附近。我們離開亞里士多德和托勒密的觀念肯定相當遠了，那時人們認為地球是宇宙的中心！
恒星離開我們是如此之遙遠，使我們只能看到極小的光點，而看不到它們的大小和形狀。這樣怎么能區分不同的恒星種類呢？對于絕大多數的恒星而言，只有一個特征可供觀測——光的顏色。牛頓發現，如果太陽光通過一個稱為棱鏡的三角形狀的玻璃塊，就會被分解成像在彩虹中一樣的分顏色（它的光譜）。將一臺望遠鏡聚焦在一個單獨的恒星或星系上，人們就可類似地觀察到從這恒星或星系來的光譜。不同的恒星具有不同的光譜，但是不同顏色的相對亮度總是和人們期望從一個紅熱的物體發出的光的光譜完全一致。（實際上，從任何不透明的灼熱的物體發出的光，有一個只依賴于它的溫度的特征光譜——熱譜。
這意味著可以從恒星的光譜得知它的溫度。）此外，我們發現，某些非常特定的顏色在恒星光譜里丟失，這些失去的顏色可依不同的恒星而異。由于我們知道，每一化學元素吸收非常獨特的顏色族系，將它們和恒星光譜中失去的顏色相比較，我們就可以準確地確定恒星大氣中存在哪種元素。
在20年代，當天文學家開始觀察其他星系中的恒星光譜時，他們發現了某些最奇異的現象：它們和我們的銀河系一樣具有吸收的特征線族，只是所有這些線族都向光譜的紅端移動了同樣的相對量。為了理解其含意，我們必須首先理解多普勒效應。正如我們已經看到的，可見光由電磁場的起伏或波動構成。光的波長（或者相鄰波峰之間的距離）極其微小，約為0.0000004至0.0000008米。光的不同波長正是人眼看成不同顏色的東西，最長的波長出現在光譜的紅端，而最短的波長在光譜的藍端。現在想像在離開我們固定的距離處有一個光源——例如一顆恒星——以固定的波長發出光波。顯然，我們接收到的波長和發射時的波長一樣（星系的引力場沒有強到足以對它產生明顯的效應）。現在假定這恒星光源開始向我們運動。當光源發出第二個波峰時，它離開我們較近一些，這樣兩個波峰之間的距離比恒星靜止時較小。這意味著，我們接收到的波的波長比恒星靜止時較短。相應地，如果光源離開我們運動，我們接收的波的波長將較長。這意味著，當恒星離開我們而去時，它們的光譜向紅端移動（紅移），而當恒星趨近我們而來時，光譜則被藍移。這個稱作多普勒效應的頻率和速度的關系是我們日常熟悉的。例如聽一輛小汽車在路上駛過：當它趨近時，它的發動機的音調變高（對應于聲波的短波長和高頻率）；當它經過我們身邊而離開時，它的音調變低。光波或射電波的行為與之類似。
警察就是利用多普勒效應的原理，靠測量射電波脈沖從車上反射回來的波長來測定車速。
在哈勃證明了其他星系存在之后的幾年里，他花時間為它們的距離編目以及觀察它們的光譜。那時候大部分人都以為，這些星系完全隨機運動，所以預料會發現和紅移光譜一樣多的藍移光譜。因此，當他發現大部分星系是紅移的：幾乎所有都遠離我們而去時，確實令人十分驚異！
1929年哈勃發表的結果更令人驚異：甚至星系紅移的大小也不是隨機的，而是和星系離開我們的距離成正比。或換句話講，星系越遠，它離開我們運動得越快！這表明宇宙不能像人們原先所想像的那樣處于靜態，而實際上是在膨脹；不同星系之間的距離一直在增加著。
宇宙膨脹的發現是20世紀最偉大的智力革命之一。
事后想起來，何以過去從來沒有人想到這一點？！牛頓或其他人早就應該意識到，靜態的宇宙在引力的影響下會很快開始收縮。然而現在假定宇宙正在膨脹，如果它膨脹得相當慢，引力就會使之最終停止膨脹，然后開始收縮。但是，如果它以比某一臨界率更大的速度膨脹，引力則永遠不足夠強到使它停止膨脹，宇宙就永遠繼續膨脹下去。這有點像當一個人在地球表面引燃火箭上天時發生的情形，如果火箭的速度相當小，引力將最終使火箭停止并折回地面；另一方面，如果火箭具有比某一臨界值（大約每秒7英里）更大的速度，引力的強度就不足以將其拉回，這樣它將繼續永遠飛離地球。19世紀、18世紀甚至17世紀晚期的任何時候，人們都可以從牛頓的引力論預言出宇宙的這個行為。然而，靜態宇宙的信念是如此之強，以至于一直維持到了20世紀的早期。甚至愛因斯坦于1915年發表其廣義相對論時，還是這么肯定宇宙必須是靜態的，以至于他在其方程中引進一個所謂的宇宙常數來修正自己的理論，使靜態的宇宙成為可能。愛因斯坦引入一個新的“反引力”，這力不像其他力那樣，不由任何特別的源引起，而恰恰是時空結構固有的。他宣稱，時空有一內在的膨脹的趨向，這可以用來剛好去平衡宇宙間所有物質的相互吸引，由此導致一個靜態的宇宙。當愛因斯坦和其他物理學家正在想方設法避免廣義相對論的非靜態宇宙的預言時，看來只有一個人，即俄國物理學家和數學家亞歷山大·弗里德曼愿意只用廣義相對論著手解釋它。
弗里德曼對于宇宙作了兩個非常簡單的假定：我們不論往哪個方向看，也不論在任何地方進行觀察，宇宙看起來都是一樣的。弗里德曼指出，僅僅從這兩個觀念出發，我們就應該預料宇宙不是靜態的。事實上，弗里德曼在1922年所做的預言，正是幾年之后埃德溫·哈勃觀察到的結果。
很清楚，關于宇宙在任何方向上都顯得一樣的假設，實際上是不對的。例如，正如我們看到的，我們星系中的其他恒星形成了橫貫夜空的叫做銀河系的光帶。但是如果看得更遠，星系數目則或多或少顯得是相同的。所以假定我們在比星系間距離更大的尺度下來觀察，而不管在小尺度下的差異，則宇宙確實在所有的方向看起來是大致一樣的。在很長的時間里，這為弗里德曼的假設——作為實際宇宙的粗糙近似提供了充分的理由。但是，近世出現的一樁幸運事件揭示了以下事實，弗里德曼假設實際上異常準確地描述了我們的宇宙。
1965年，美國新澤西州貝爾電話實驗室的兩位美國物理學家阿諾·彭齊亞斯和羅伯特·威爾遜正在檢測一個非常靈敏的微波探測器。（微波正如光波，但是它的波長大約為1厘米。）他們的探測器收到了比預想的還要大的噪聲。彭齊亞斯和威爾遜為此而憂慮，這噪聲不像是從任何特別的方向來的。首先他們在探測器上發現了鳥糞并檢查了其他可能的故障，但很快就排除了這些可能性。他們知道，當探測器傾斜地指向天空時，從大氣層里來的任何噪聲都應該比原先垂直指向時更強，因為從接近地平線方向接收比起直接從頭頂方向接收，光線要穿過多得多的大氣。然而，不管探測器朝什么方向，這額外的噪聲都是一樣的，所以它一定是從大氣層以外來的。并且，它在白天、夜晚、整年都是一樣，盡管地球圍繞著自己的軸自轉或圍繞太陽公轉。這表明，這輻射必須來自太陽系以外，甚至星系之外，否則，當地球的運動使探測器指向不同方向時，噪聲就會變化。
事實上，我們知道這輻射必須穿過我們可觀察到的宇宙的大部分才行進至此，并且由于它在不同方向上都一樣，如果只在大尺度下，這宇宙也必須是各向同性的。現在我們知道，不管我們朝什么方向看，這噪聲的變化總是非常微小：這樣，彭齊亞斯和威爾遜無意中非常精確地證實了弗里德曼的第一個假設。然而，由于宇宙并非在每一個方向上，而是在大尺度的平均上完全相同，所以微波也不可能在每一個方向上完全相同。在不同的方向之間必須有一些小變化。1992年宇宙背景探險者，或稱為COBE，首次把它們檢測到，其幅度大約為十萬分之一。盡管這些變化很小，但是正如我們將在第八章解釋的，它們非常重要。
大約與彭齊亞斯和威爾遜在研究探測器中的噪聲的同時，在附近的普林斯頓大學的兩位美國物理學家，羅伯特·狄克和詹姆斯·皮帕爾斯也對微波感興趣。他們正在研究喬治·伽莫夫（曾為亞歷山大·弗里德曼的學生）的一個見解：早期的宇宙一定是非常密集的白熱的。狄克和皮帕爾斯認為，我們應該仍然能看到早期宇宙的白熱，這是因為從它的非常遠的部分來的光，剛好現在才到達我們這里。然而，宇宙的膨脹把光紅移得如此厲害，現在只能作為微波輻射被我們觀察到。正當狄克和皮帕爾斯準備尋找這輻射時，彭齊亞斯和威爾遜聽到了他們的工作，并且意識到，他們自己已經找到了它。為此，彭齊亞斯和威爾遜被授予1978年的諾貝爾獎（狄克和皮帕爾斯看來有點難過，更別提伽莫夫了）。
現在初看起來，關于宇宙在任何方向看起來都一樣的所有證據似乎暗示，我們在宇宙中的位置有點特殊。特別是，如果我們看到所有其他的星系都遠離我們而去，那似乎我們必須在宇宙的中心。然而，還存在另外的解釋：從任何其他星系上看宇宙，在任何方向上也都一樣。正如我們已經看到的，這是弗里德曼的第二個假設。我們沒有任何科學的證據去相信或反駁這個假設。我們之所以相信它只是基于謙虛：因為如果宇宙只在圍繞我們的所有方向顯得相同，而在圍繞宇宙的其他點卻并非如此，則是非常令人驚奇的！在弗里德曼模型中，所有的星系都相互直接離開。這種情形很像一個畫上好多斑點的氣球被逐漸吹脹。
當氣球膨脹時，任何兩個斑點之間的距離加大，但是沒有一個斑點可認為是膨脹的中心。此外，斑點相離得越遠，則它們相互離開得越快。類似地，在弗里德曼的模型中，任何兩個星系相互離開的速度和它們之間的距離成正比。
所以人們預言，星系的紅移應與離開我們的距離成正比，這正是哈勃發現的。盡管他的模型取得了成功并預言了哈勃的觀測，但是直到1935年，為了響應哈勃的宇宙均勻膨脹的發現，美國物理學家霍瓦德·羅伯遜和英國數學家阿瑟·瓦爾克發現了類似的模型后，弗里德曼的工作才在西方被普遍知道。