描述
开 本: 16开纸 张: 胶版纸包 装: 精装是否套装: 否国际标准书号ISBN: 9787559625335
重磅推荐：
★ 全球畅销书《为什么E=MC2？》《量子宇宙》作者布莱恩· 考克斯和杰夫·福修全新力作。
★ 预售期间就被《出版人周刊》《卫报》《新科学家》等权威媒体评为值得期待的科普图书。
★ 易于理解、逻辑清晰、有趣有料，前沿天体物理学入门读物。
★ 这里不仅有科学发现，更有其背后的科学方法。教你用已知的简单理论，解决未知领域的复杂问题。
怎样给地球称重，进而给整个宇宙称重？
我们到恒星的距离有多远？又该如何计算？
宇宙大爆炸到底是怎么回事？大爆炸之前又发生了些什么？
……
本书不仅解释了这些问题，更给出了连初中生都能看得懂的计算方法。在这九堂简单明了的天体物理学课程里，作者为我们打开了一个奇妙的科学世界，也带我们轻盈地飞过重重障碍，窥见宇宙的深刻与美丽。
探索宇宙是一段充满魅力的旅程，是一个令人兴奋、给人回报的过程。它让我们感到周身世界是如此不可想象的美丽，而身处其中的我们，见证其存在，又是何等荣幸。
无关高深的理论知识，本书教给你如何通过科学来了解宇宙——这里的了解，是真正的理解，远不同于知道事实，会让你更满意！
我们并不需要哈勃空间望远镜、大型强子对撞机……那些对地球、太阳系，甚至是众星云集的星系之外的有关宇宙的问题：它们存在多久了？它们有多大？它们有多重？其实都可以从你家的后花园里找到答案。
1 宇宙的故事 · 001
2太阳有多老 · 007
3给地球称重 · 049
4到恒星的距离 · 071
5爱因斯坦引力论 · 107
6大爆炸 · 141
7给宇宙称重 · 173
8大爆炸之前发生了什么 · 199
9我们的世界 · 247
本书易于理解、逻辑清晰、生动有趣，是前沿天体物理学和宇宙学入门读物。作者揭示了科学家如何探索宇宙，收集他们所了解的科学发现和科学方法……这是一次穿过诸多复杂问题的顺利航行……充满好奇心的读者会理解考克斯和福修像拥抱宇宙奇迹一样庆祝科学进展。
——《出版人周刊》
考克斯教授笔下的天体物理现象浪漫而富有情调，总的来说，这种感觉不像是有人给你布置作业，而更像是为你娓娓道来的故事。这个故事真的很棒。
——英国《卫报》
读者会对一些深奥的宇宙现象有更深的理解。
——《科克斯书评》
给地球称重
我们的同事麦克·西摩在奥格莫尔海边度假的时候做了一个有意思的观察。站在水边的泥滩里，享受着咸咸的海水轻拍在他稍微晒伤的双脚上带来的清凉时，麦克发现有一个浮标看上去正好停靠在布里斯托尔海峡的海平面上，这个发现足以给地球的大小来一个大致的测量。作为一名休假中的物理学家1，麦克决定开始收集必要的信息。他迈开沾满泥的双脚，转身朝岸上走去，小心翼翼地避开沙滩上坚硬的贝壳，来到一家商店，买了一张地图。地图告诉他，那个所谓的仙女浮标，离他在沙滩上的观察点大约有4千米的距离。如图3.1所示，他的观察点由一个红×表示。在一张餐巾纸背面上的速算草稿（图3.2）让他得出地球的半径大约是5000千米。实际值约是6400千米。可能你会觉得麦克仅仅在对奥格莫尔海边地区做了一个小小的观察就推算出了地球的大小，这很了不起。同样，你也可能会对他算出的结果有20%的偏差而嗤之以鼻。
以上计算方法是建立在到浮标的距离就是到地平线的距离的假设前提下的。麦克的视力水平决定了浮标和地平线的重合率有多高。一个普通视力的人在40米开外刚好能看清一小枚硬币，对应着0.03度的角分辨率。这意味着麦克可以把浮标看成是地平线，即便地平线和浮标有稍许偏离。因此他能肯定地说，从他到地平线的距离就在他视力分辨率决定的两个端值之间，这个不确定情况他应该在计算中加以注明。计算2揭示，由于受到视力的限制，麦克应该得出地球半径是在2000千米到36000千米之间。而他的计算结果和真实数值如此接近，完全是一个巧合。
推算一个结果的不确定性往往和结果本身一样重要。只有当我们知道自己的无知，才能更好地运用自己的知识。在工程学和医学领域，对不确定性的深刻理解往往生死攸关。在政治领域，过于自信是常态，不确定性往往被看作弱点，其实它在决策过程中起着非常重要的作用。从这个角度看，科学给我们上了一堂重要的关于谦逊的课。
麦克那个案例中，虽然他的测量不准确，但对地球的大小还是给出了一个大致的概念。想要得出更好的结果，麦克需要提高他眼睛的分辨率，我们可以使用一个长焦相机来做到这一点。幸运的是，麦克的爸爸鲍勃是一位摄影发烧友，也住在奥格莫尔海边。真是无巧不成书。我们问鲍勃是否愿意到沙滩上为我们拍一些仙女浮标的照片，他欣然同意。照片见图3.3。
鲍勃拍照期间，海浪比较大，这可能是个好事儿，因为这样一来，我们就不需要操心大气效应引起的光折射。光折射往往在风平浪静的日子更容易发生：我们能看到大气效应在这里不是个问题，因为照片上的图像很清晰。鲍勃调整了相机的高度，所以图片中能显示浮标正好停在地平线上（调低相机会把浮标推向地平线后方；升高相机会把浮标拉到地平线前方）。图中照片是在1.3米的高度拍摄的。相机的位置是由GPS决定的，仙女浮标的位置来源于领港公会3的官方记录。浮标和相机的距离是4.15千米。根据这组更加精确的数字，算出地球的半径是6600千米。使用相机大大降低了使用肉眼的不确定性。现在主要的不确定性在于很难查明相机高于海浪的具体高度。10厘米的高度差距能导致地球半径500千米的偏差，这个保守估算的不确定性，我们应该在鲍勃测算中标注一下。
当然，要测量地球的半径还有很多更好的办法——但这并不是重点。重点是，这个例子很好地印证了只要一点好奇心驱使的简单观察，加上一些仔细的思考，就能够得出有趣的结论。我们怀疑，在奥格莫尔海边测量出地球大小的，麦克和他爸爸是世界头一名。我们还得到了一个非常有价值的量化不确定性的教训：如果我们不清楚自己无知的程度，就很容易得出错误的结论。
麦克在测量地球时，是遵循着伟人的步伐（如果他没有站在巨人的肩膀上，还真没办法做出他这个测量）。早试图测量地球大小的有关记录是亚里士多德在公元前350年所做出的。在他的著作《论天》里，亚里士多德认为，“在埃及和塞浦路斯周边看到的星星，在北方区域是看不到的”，因此地球的范围“不是那么大，否则如此微小的地点变化不会带来那么明显的区别”。仅凭这么一个简单的观察，亚里士多德就排除了地球半径比从埃及到古时代的北方世界大得多的可能，也就是不会远超几千千米。作为有史以来有影响力的科学家之一，他的推断毫无疑问是对的。这也是数量级估算的一个绝佳的例子。数量级估算是一个快速的算法，准确度并不高。在科学工作中这个方法很重要，因为它只需要少量的工作就能得出很多重要的观点。
本章的标题是“给地球称重”，这个命题似乎比测量地球的半径要大得多。确实如此。但是有了西摩一家的测量数据，我们就可以通过数量级估算进行计算了。假定地球是一个完美的球体。它的体积是4/3πR3, 即1.2×1021立方米。在没有其他信息补充的情况下，我们可以假设整个地球可能是一个由花岗岩——常见于地表层的一种大密度岩石——组成的规则球体，或者说是由密度和花岗岩相近的物质构成的。花岗岩的密度是2.8克/立方厘米，这样我们就知道地球的大概质量是3.4×1024千克。当然，我们无法确定这个答案是否正确，除非我们有别的办法来给地球称重。有什么办法呢？好像没有什么头绪。让我们一起来开动脑筋吧。
我们从观察夜空中行星的运动下手。乍一看这似乎是一个奇怪的出发点，但是它能够说明很重要的一点。在科学领域，一项研究会对看似毫无关联的另一领域产生影响，这是很常见的。这也是应该允许和鼓励科学家们对任何有兴趣的事物进行研究的原因之一。大自然万物都是相互关联的。大约在1510年，波兰天文学家尼古拉·哥白尼在他的手稿《短论》中就表达了对托勒密以地球为中心的古典宇宙学说的不满，该学说形成于约1400年前。“我经常会想，”哥白尼道，“是不是能找到一个更说得通的运转方式，在完美的运动规则的要求下，既能保持物体自身的一致运动，又允许那些明显的不规则性。”他说的那些不规则性，指的是从地球上看到的那些行星在几个星期或几个月内从地球夜空穿过的偶尔的循环。在公元2世纪，托勒密提出了一个复杂的预测行星运转的理论，看上去很好，但是起码对哥白尼来说，很难看。在《短论》中，哥白尼认为，月亮围绕着地球运转，地球和其他行星围绕着太阳运转，而太阳和恒星每天的运动是因为地球本身的绕轴自转；地球到太阳的距离比到其他恒星的距离要小得多。他还认为，我们看到的行星循环是由地球相对那些行星的运转导致的。以上这些言论都是正确的。
哥白尼在1543年出版了一部共六卷的著作《天体运行论》，该著作被公认为现代科学的早期奠基著作之一。他提出，假设包括地球在内的行星都是沿着围绕太阳的轨道运行，每一个行星完成一周公转的时间不同，那么行星的复杂运转便都可以理解了。哥白尼认为那些轨道都是圆周，但是我们现在都知道，那只是近似。行星的轨道都是略带椭圆性质的圆形轨迹。地球绕太阳一周需要一年，水星需要88天，而土星则需要29年。哥白尼的太阳中心说很多年一直有争议，部分原因是这个说法和当时统治多年的地球中心说相违背，驳斥了地球作为宇宙中心的说法，也因为人们感受不到，地球其实是在宇宙中迅速运动的。这种反对的声音并不可笑，事实上，正是我们无法判断我们是否在运动，这种疑惑让后来的爱因斯坦在1905年和1915年发表的狭义相对论和广义相对论的著作更令人钦佩。稍后关于爱因斯坦，我们会有更多叙述。
如果我们接受哥白尼的智慧，认为行星是以近似圆周的轨道围绕太阳运转，我们就能够根据地球到太阳的距离，算出它们到太阳的距离。地球内围的行星，水星和金星，轨道半径可以通过测量行星与太阳之间的分离角度算出（见图3.4）。我们会在下一章测量地球外围的海王星到太阳的距离，需要用到一个数字相机、一个好的三脚架和照片编辑软件。行星的公转周期——即它们围绕太阳转一圈的时间——也很容易算出来。在图3.5中，我们通过测量太阳、地球和木星在空中排成一条直线这一个轮回所需要的时间，演示了如何算出木星围绕太阳一周所需要的时间。
就在哥白尼之后大约半个世纪，德国天文学家约翰内斯·开普勒发现，在行星轨道大小和它们绕太阳公转一周的时间之间有一个简单的联系。他引用了他的同行、丹麦天文学家和贵族第谷·布拉赫收集的数据，发现轨道周期的平方（缩写为T2）和轨道半径的立方（即R3，更确切地说，是一个椭圆轨道的半长轴）是成比例的。这意味着每个行星的T2/R3的比率是一样的，如表格3.1所示，开普勒还真说对了。
表格3.1 太阳系行星的轨道参数
行星 时间T（年） 半径R（参考地球） 时间T2/半径R3
水星 0.241 0.387 1.00
金星 0.615 0.723 1.00
地球 1 1 1
火星 1.881 1.524 1.00
木星 11.86 5.203 1.00
土星 29.46 9.555 0.99
冥王星 84.02 19.22 0.99
海王星 164.8 30.11 0.99
1687年，艾萨克·牛顿的著作《自然哲学的数学原理》（下文简称《原理》）版出版。牛顿在书中提出，开普勒那个经验主义式的发现是有其内在的物理法则的。大自然中的规律性和模式往往是其内在简单性的征兆，而这个又是可以通过数学方程算出来的。这个概念对当今的科学家来说并不陌生，但是在17世纪后期，牛顿的发现是革命性的。
框5 开普勒定律
牛顿的万有引力定律和他的方程F=ma解释了开普勒定律。在行星轨道是一个正圆形时，这个定律很好理解。在椭圆轨道上，多加一些数学运算也是可以解释的。以下是人们如何用牛顿定律解释圆形轨道的。因为F=ma=GMm/R2，所以行星以GM/R2的加速度向太阳加速运行。但是对于匀速旋转的物体来说，这个加速度也等于v2/R，v是行星的速度。两个加速度相等，得出ＧＭ/R=v2。但是v和行星围绕太阳公转一圈的时间T相关，v = 2πR/T, 因此ＧＭ/R=4π2R2/T2，T2/R3=4π2/（GM），这是不变的。事实上我们所做的运算只是基本正确。开普勒定律中的质量M应该是M m，因为F对太阳也产生作用力，使它产生加速运动。如果M比m大得多，这个作用就很小，太阳系中的所有行星都是这个情况。普遍地说，两个天体会围绕它们的连线上一点旋转，该点与M的距离是连线长度的m/(M m)。比如说，两个质量相等的天体会围绕它们距离一半的一个点旋转。
牛顿在他的《原理》中介绍的这种基于定律的数学方法，实际上是现代物理学的奠基石。他演算出开普勒的T2/R3模式其实是万有引力定律存在的必然结果，万有引力定律指出，所有质量巨大的物体相互吸引，这个引力和它们的质量成正比，和它们之间距离的平方成反比。对于绕太阳运转的一个行星来说，这个定律指出，太阳对行星具有作用力F，而F=GMm/R2，这里M是太阳的质量，m是行星的质量，R是它们中心点之间的距离。G就是现在所说的万有引力常量，这个数字描述了万有引力的值。牛顿还介绍了他的第二运动定律，描述了物体——比如说一个行星——如何在受力的情况下运动。牛顿第二运动定律指出，力产生加速度，如方程F=ma。这里m在我们这个案例中就是行星的质量，a就是加速度。有了这两个方程，就能够理解椭圆行星轨道的源头以及开普勒的T2/R3模式了。框5给出了一个简单的圆形轨道的具体细节。
牛顿给我们带来的科学上的突飞猛进怎么说都不过分，我们也完全能用此书所有余下的笔墨来探索牛顿法则的各项结论。但在这一章里，我们是有一个具体目标的，我们想要给地球称重4，在这个背景下，牛顿的定律给我们提供了非常重要的信息。它们把物体的运动（比如说月球围绕某个行星运动或者某行星围绕太阳运动），通过万有引力定律，与促成此运动的物体质量关联起来。这对于物理学家来说，是非同小可的。
在牛顿之前，这些因素之间是没有可知的关联的。牛顿的所有定律都是“普适的”，也就是说，它们不仅适用于月球、行星和恒星，它们应该是对“所有的物体”“在任何地点”都适用的。这也是一个非同小可的言论，因为它意味着有这样一个共同框架，它不仅能解释宇宙中行星的运动，也能解释地球上炮弹的飞行和钟摆的摆动等运动。我们想要说什么，大概你已经明白了。
我们再来看看一个球体的自由落体运动。这个怎么用牛顿定律解释呢？让球加速落到地面的作用力是F=GMm/r2，这里M是地球的质量，m是球的质量，r是地球中心到球体中心的距离。球体对这个作用力的应答可以由牛顿第二运动定律得出，即F=ma。一点简单的代数知识就能够告诉我们地球引力对球体产生的加速度；a=GM/r2。用一把尺子和一块表，我们就能够测出球体落地的加速度（数值接近9.8m/s2），我们知道r=6370km，这样就能算出质量和万有引力常量：GM=4.0×1014m3/s2。
再来看看月球绕地球的运转轨道。我们能测出月球到地球的平均距离5 R（385000千米），以及月球的公转周期T（27.3天）。牛顿的万有引力定律用我们从框5中得出的方程：T2/R3=4π2/（GM），把这些值和地球的质量相关联。在球的自由落体运动中，我们有一种方法得出GM的量，而这次我们用的是天文学的观察角度，得出同样的答案GM=4.0×1014m3/s2。这两种不同的方法得出同样的答案，是因为牛顿的定律是普适的，它们为宇宙更深层的物理结构提供了解码信息。
知道了GM的数值，我们就能进一步算出地球的质量（M）或者万有引力常量（G），但是我们需要知道二者之一的值。所以我们需要测出G或者M的值，这个很不容易，因为引力是非常非常弱的。从理论上讲，测量地球质量的一个简单方法就是测量一条悬挂的锤线被吸引到置于旁边的大质量物体的力，见图3.6。如果我们放一个质量为1000吨，半径为近3米的大铅球，让球体中心与3米外一个悬挂物体保持水平，锤线就会与垂直方向以极小的0.16角秒6（1角秒等于1角度的1/3600）的角度被吸引向铅球体。然而，理论虽然简单，实际操作起来却不容易，而且价格不菲：这么大的一个铅球用当今的货币需要花掉约一百万英镑。
1774年由内维尔·马斯基林和1798年由亨利·卡文迪许分别进行的两个经典试验，首次对G做出了准确的演算。在牛顿出版他的地心引力理论之后一个世纪才有人能够准确测出G值，由此可见测量的难度之高。我们在这里用词很小心，因为由于历史的原因，马斯基林和卡文迪许都没有实际引用G值，他们都只是对测量地球的重量感兴趣。从一名物理学家的角度看，这一点关系都没有，因为只要你算出了其中一个值，另一个值就可以轻易用一个数学算式算出来。
1774年，皇家天文学家内维尔·马斯基林教士带领一个团队来到苏格兰高地的佩思郡，测量一个铅垂线相对于附近的希哈利恩山的偏转度。他相当于实施了图3.6中的实验，只不过把1000吨的球换成了一整座山。这样就放大了锤线的偏转度，让测量成为可能。他把星星作为参照点，成功地测出了11.6角秒这个很小的偏转度（事实上，这个数据是把锤线分别放在山南边和北边测出的两个数据的综合）。四年后，数学家查尔斯·赫顿对山体进行了仔细勘验，并运用马斯基林测出的偏转度数据，推算了地球的密度。如他所算，地球的密度是水的4.5倍，这要比岩石的密度大得多。假设地球是一个完整的球体，现代测量结果表明，其平均半径是6370千米，这就为我们得出了地球的质量，4.9×1024千克。
给地球称重的下一个重大阶段，是二十多年后，由才华横溢的亨利·卡文迪许在他位于伦敦南部俯瞰克来芬公园的大房子里实
现的。
卡文迪许是一个古怪而独立的人，他的穿着很传统，而且是出了名的孤僻。他是人类伟大的科学家之一——除了我们这里所说的他的贡献，他还在化学和电学领域做出了卓越的贡献。当今，剑桥大学物理系的卡文迪许实验室就是以他的名字命名的。1798年，卡文迪许在他的著作《计算地球密度的实验》中详细地介绍了他的实验结果，还有一张他为此发明的一个仪器的草图。一开始，他就感谢了前剑桥地质学教授约翰·米歇尔教士，米歇尔为这一实验做了设计并制造了版仪器。然后，还没来得及做任何测量，米歇尔便于1793年去世了。这个仪器就通过剑桥另一位哲学家牧师弗朗西斯·约翰·海德·渥拉斯顿教士转到了卡文迪许手中。
实验的创意很简单，但是要达到卡文迪许那样精确的结果，必须要一名优秀的实验者才行。在一个木杆两边各挂一个小球，木杆本身由一根细金属丝吊着。然后使两个大球分别在木杆两边向小球靠近。根据牛顿的理论，大球会对小球产生地心引力，因此木杆会产生轻微移动。卡文迪许测出了木杆的移动量，进而算出了大球对小球的作用力7。为了避免外在的阻力，他把仪器放在了一个关闭的房间内。6英尺长的长木杆被吊在图3.7的F位置。两个直径为2英寸的小铅球用细金属丝挂在图中DCB的盒子里。卡文迪许把两个望远镜T放在以刻度为1英寸的百分之一为单位的象牙秤上。两个直径为12英寸的大铅球W由铜棒挂着（铜棒顶部标r，底部标R），通过一个从室外操作的滑轮系统操作移动。通过这样遥控操作仪器，卡文迪许大大改进了米歇尔的原始设计，使仪器尽可能地避免了外部干扰。
这里讲得比较细，因为我们很喜欢这个故事。卡文迪许的实验在很多方面都是很现代的。它是一个高精密仪器，用来测量两个大球带来的极微弱的地心引力——一种不超过一粒沙尘或一颗稻谷重量的作用力。这个实验的成功取决于卡文迪许的极度细心，观察得极度准确以及他对不确定性的主要来源的深刻理解。他考虑到了磁力影响，房间里的温度变化，悬挂线坚硬度的不同，用来挂重铅球的铜棒自身带有的地心引力，空气的流动，装铅球的木盒子和木杆之间的重力吸引，等等。他操作的科学原理和奥格莫尔海边的西摩父子是一样的，不同的是他对细节的重视，大自然作为他的研究对象，处处有玄机，想要破解大自然的秘密，对细节的重视是必不可少的。
在他后的分析中，卡文迪许确定，地球的平均密度是水的5.45倍，也就是5.45克/立方厘米。他谨慎地指出：“根据马斯基林博士的实验，在希哈利恩山的吸引下，地球的密度是水的4.5倍，这和（我的测量）相差得比我想象的要多。但在更仔细地检查我的实验在多大程度上受到我无法测量的不规则性因素影响之前，我不会贸然考虑什么是决定性的环节。”卡文迪许不急于下结论，但是后来的测量说明，他一语中的。
直到去世前，那位用希哈利恩实验数据测出地球重量的数学家查尔斯·赫顿一直对卡文迪许更为精准的测量保持非常怀疑的态度，1801年，受到赫顿的鼓励，苏格兰哲学家和数学家约翰·普莱费尔对希哈利恩山进行了又一轮岩石勘测。1811年，他把赫顿原来的数据提高到了4.71。1823年，就在赫顿去世的前两年，也是卡文迪许去世11年后，赫顿在自己的著作《论地球的平均密度》一文中明确提出：“经过极其仔细和谨慎的研究，从精确度的角度来看，大山实验明显比小球实验要可靠得多。”他居高临下地评价卡文迪许的实验为“精致有意思的小实验”，对“繁冗的机器制造出的”和“复杂的数学公式计算”出的真实性嗤之以鼻。
然而，卡文迪许是正确的。当今，对地球平均密度的精确的测量结果是5.515，这和卡文迪许的结果只相差1.2%。卡文迪许的实验铅球确实是小，但他对细节的关注和沉稳的双手弥补了一切。
这个故事还有一段有趣的后话。2007年，一位名叫约翰·斯莫尔伍德的石油天然气勘探专家用现代技术方法重新勘测了希哈利恩山的地质情况和山体构成。他因查尔斯·赫顿于1821年发表的一篇文章的言论而深受刺激，在那篇文章中，赫顿断言：“地球的密度非常接近，但不会高于水的5倍。”赫顿还发出挑战：“任何人有异议，欢迎重新研究计算，看你能否在我的计算中找到漏洞。”斯莫尔伍德真的那么做了。在他之后发表在《苏格兰地质学杂志》的文章中说明，根据马斯基林的原始测量数据得出的地球的具体密度为5.48，精确度上下0.25。
我们已经展示了卡文迪许发表的关于地球密度的研究数据，该数据对应的地球质量是5.90×1024千克。当今的数据是5.97×1024千克。由此可见卡文迪许的伟大智慧。如果大家还记得西摩父子在海边的测量数据，加上我们说地球是一个完整的花岗岩球体的假设，由此得出的地球质量是3.4×1024千克。在沙滩上的一天没有白过！
事实上，我们有比“仅仅”测量地球质量更好的事儿。因为我们现在知道了地球质量，我们就能够算出引力常量G=4.0×1014
m3/s2/5.97×1024kg=6.7×10-11m3/s2/kg。算出了G，我们就找到了宝，因为这意味着我们能够测量任何物体的质量，只要在它周围有围绕它旋转的物体。比如说，我们知道地球围绕太阳公转的周期是T=365.25天，距离半径是R=150百万千米。我们就能演算出（应用框5的公式）太阳比地球重330,000倍。我们还可以以此类推。
木星有很多卫星，亮的一颗是伽利略于1610年发现的。通过观察它们的轨道，我们测出木星的质量是1.898×1027千克，是一个质量为地球的318倍的巨形气体团。我们还可以观察在射频频谱上发光的围绕遥远星系运转的气体云团，这样就能够算出那些星系的质量。仙女座星系是离银河系近的星系，它是太阳质量的1.5万亿倍，其中只有很小的一部分以星体的形式出现，从而使我们可以见到。因此，有天文学家认为，浩瀚的宇宙中存在着不可见的暗物质，可能以一种尚待发现的新亚原子颗粒结构存在，弥漫在星系中。现在，通过对宇宙进化和宇宙微波背景辐射的研究（我们在后面会详细阐述），已经有很多独立证据证明了暗物质的存在。但我们要在这里指出，暗物质是运用牛顿定律和我们对G的理解发现的。而且，可能奇怪的一点是，在银河系的中心射手座方向，有一个密集紧凑的天体，被一群称作S星的星体以的轨道环绕。依据牛顿定律，该天体的质量是太阳质量的400多万倍。天文学家们认为这个外星体是一个超大黑洞，距离地球26000光年，吞噬着星系中心区云团的灰尘和气体，同时向星系发射辐射。
牛顿定律是我们的财富。它们是早发现的大自然的万有定律。有了它们，我们才有可能站在奥格莫尔海边的沙滩上，去发现那些遥不可及、无法想象的事物。
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