1965年，貝爾實驗室的A.Penzias與R.Wilson以液態氦校準過的天線接收 機偵測到了意料之外的雜訊，在謹慎的排除了各種可能造成雜訊的原因 之後，Penzias與Wilson確定了這個訊號是來自太空。
Penzias與Wilson發現的這個雜訊均勻且均向的佈滿天空，而物理學家
R.Dicke認為這個訊號即為大霹靂後所殘留的最好證據，在一連串的實 驗及觀測後確定了這個訊號是黑體輻射，其溫度為2.73K，並具有均勻及 各向同性的性質，這也與之前所提到的宇宙學原理相符，也因此這個訊 號被稱為「宇宙微波背景輻射」(Cosmic Microwave Background Radia-tion)，簡稱C.M.B.[4,6]
C.M.B.的發現也進一步証實了標準宇宙學(Standard Cosmology)的預 測，雖然標準宇宙學在描述宇宙的演進上取得成功，但在描述輻射主導 的早期宇宙卻面臨了三個主要問題。
(I) 視界問題(horizon problem)
由C.M.B.的發現讓我們知道現今宇宙的模樣與宇宙學原理相符。即宇 宙在大尺度的結構下具有均向性及均勻性。這表示目前的可見宇宙中各 處都達到了熱平衡，但若依照標準宇宙學的模型往回追溯，我們發現宇 宙中有許多區域是在彼此的視界(horizon)之外。若這些區域要達到熱平 衡，則勢必會伴隨著超光速訊息傳遞的問題出現。
(II) 平坦性問題(flatness problem)
現今我們觀察到的宇宙在大尺度上是平坦的，意即宇宙中的物質密度 非常接近平坦宇宙的臨界密度。若將時間往回推算，則在早期宇宙的物 質密度與臨界密度更為接近，偏差非常的小。這樣的情況要是偶然發生 的機率並不高，所以宇宙物理學家相信這是由當時尚未知曉的機制來推 動。
(III) 磁單極問題
若熱大霹靂(Hot Big Bang)模型是正確的，則早期宇宙將處於極高溫 的狀態。而弦論預測在這樣的狀態下，目前已知的四種基本交互作用是 統一的，並且會產生大量的磁單極，多到足以構成宇宙的主要成份。但 事實是，至今為止我們在宇宙中尚未發現任何磁單極的存在。
這幾個重要的問題困擾了當時的宇宙物理學家，直到了1980年代Guth 提出了宇宙在初期經歷過暴脹時期的概念來解決這些問題。Guth的想法 是在早期的宇宙發展中引入一個純量場作為推動暴脹機制，這個場稱為
暴脹場。暴脹場所引起的重力作用有別於一般物質，它提供了斥力，所 以才使空間得以擴張，暴脹場的位能使得宇宙的空間在 10−30 秒內向各 方向膨脹了 1025 倍之多。這個數量級即使放到天文學的尺度上來看也是 一個很驚人的數字。
因為宇宙這種超光速的擴張讓原先處於視界內的區域在膨脹後落到了 彼此的視界之外並且因為暴脹使得宇宙變得均勻且平坦，換句話說，原 先宇宙所具有的結構被暴脹給迅速弭平了，因此暴脹的概念可以合理的 解釋這三個困擾物理學家已久的重大問題，也使得暴脹理論成為宇宙學 上廣為接受的理論。[15]
雖然C.M.B.相當程度的印證了宇宙學原理。但我們知道C.M.B.的本質 是黑體輻射，其頻譜只由溫度決定，且根據狹義相對論(Special Rel-ativity)，當我們所處的座標系與宇宙的座標系有相對運動時，便會有 Doppler effect的出現，這也意味著在CMB上會有偶極不均向性(Dipole Anisotropy)的出現。
而宇宙早期的物質分佈對其後的演化有著極為重要的影響，若是在宇 宙初期物質分佈完全均勻，則依照我們所知的理論來看，宇宙將難以演 化出現在所觀測到的星系結構，這也成為CMB應該存在著溫度異向性的 理由之一。這個溫度異向性帶著形成現今星系結構的資訊，所以長久以 來物理學家都希望能從天文觀測上找到CMB的異向性，而CMB的溫度起伏 也終於在1992年由COBE衛星上的儀器DMR所偵測到。由於CMB異向性的發 現，我們可以藉由理論模型與被測量到的CMB頻譜做比較，進而反推宇宙 的初始條件。
隨著暴脹理論的提出及量子理論的發展成熟，物理學家也了解到假設 為驅動暴脹的純量場因為量子效應的關係，在空間中各點的強度會有所 差異，意即存在著量子漲落(Quantum Fluctuation)。這樣的能量起伏使 得宇宙中不同區域的暴脹結束時間不同，進而讓我們宇宙中存在著微小 的不均勻。[11]
C.M.B.所存在的不均向性雖然微小，但其背後卻隱含著許多基本且深 刻的物理法則，因此我們也希望能藉由研究在不均向空間的宇宙模型來 得到更多的資訊以了解尚未明朗的自然定律。
Chapter 2
Classical Cosmologies from Supergravity
2.1 String Theory
如何將目前已知的四個基本交互作用統一成一個基本交互作用一直是近 數十年來物理學界最重要的課題。隨著量子理論發展的成熟，我們已經 成功的將電磁交互作用、弱交互作用、強交互作用統合在一起，將這些 規範交互作用(gauge interaction)整合在一起的模型稱為「標準模型」
(Standard Model)。
以廣義相對論為基礎所建立的現代宇宙學發展出了大霹靂理論，而大 霹靂理論也因為C.M.B.的觀測發現被証實了，但我們也同時面臨了宇宙 中存在時空奇點(space-time singularity)的情況，這意味著廣義相對 論在處理強大重力場問題時的不完備。然而，廣義相對論並不是第一個 存在奇點問題的理論，類似的問題在古典電磁學中也有，在古典電磁學 的描述下，電荷(charge)是一個點，因此會有自能(self energy)無窮大 的問題。但隨著量子理論的發展，我們了解到電荷並不是一個點，換句 話說，量子效應的引入解決了古典電磁學的奇點問題。而因為量子理論 的成功，所以物理學家希望能將廣義相對論與量子理論相結合，藉由量 子效應來解決時空奇點的問題。但可惜的是，我們在整合兩種理論時遇 到了難題，因為量子重力無法重整化，這表示當重力場增強時，量子效 應也會增大到無法控制，進而使得理論失去可預測性。有鑑於此，我們 必須找出新的方法來完成統一場論的工作。
弦論(String Theory)是目前可能成為統一場論的候選理論，有別於 現實世界所能觀測的四維空間，弦為了自洽，則整個理論必須建立在
(1+3+6)維空間上，即除了我們所熟知的四維時空外還有額外的六維內空 間。弦論用弦的振動態來描述各種基本粒子，在標準模型中各種不同的 基本粒子其實只是弦不同的振動態，這樣的弦可以找到一種振動態對應 到重力子(graviton)。重力子即為量子化的重力，而在早期宇宙的尺度 下，重力的行為與古典重力相較會出現巨大的差異，所以如果要研究早 期宇宙的演化，引入弦論似乎是一條可行的路。[12,13,17]