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例如，假定太陽就在此刻停止發光，它不會對此刻的地球發生影響，因為地球的此刻是在太陽熄滅這一事件的光錐之外（圖）。我們隻能在8分鐘之後才知道這一事件，這是光從太陽到達我們所花的時間。隻有到那時候，地球上的事件纔在太陽熄滅這一事件的將來光錐之內。同理，我們也不知道這一時刻發生在宇宙中更遠地方的事：我們看到的從很遠星係來的光是在幾百萬年之前發出的，在我們看到最遠物體的情況下，光是在80億年前發出的。這樣當我們看宇宙時，我們是在看它的過去。
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如果人們忽略引力效應，正如1905年愛因斯坦和彭加勒所做的那樣，人們就得到了稱為狹義相對論的理論。對於時空中的每一事件我們都可以做一個光錐（所有從該事件發出的光的可能軌跡的集合），由於在每一事件處在任一方向的光的速度都一樣，所以所有光錐都是全等的，並朝著同一方向。這理論又告訴我們，冇有東西走得比光更快。這意味著，通過空間和時間的任何物體的軌跡必須由一根落在它上麵的每一事件的光錐之內的線來表示（圖）。
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狹義相對論非常成功地解釋瞭如下事實：對所有觀察者而言，光速都是一樣的（正如麥克爾遜——莫雷實驗所展示的那樣），併成功地描述了當物體以接近於光速運動時的行為。然而，它和牛頓引力理論不相協調。牛頓理論說，物體之間的吸引力依賴於它們之間的距離。這意味著，如果我們移動一個物體，另一物體所受的力就會立即改變。或換言之，引力效應必須以無限速度來傳遞，而不像狹義相對論所要求的那樣，隻能以等於或低於光速的速度來傳遞。愛因斯坦在1908年至1914年之間進行了多次不成功的嘗試，企圖去找一個和狹義相對論相協調的引力理論。1915年，他終於提出了今天我們稱之為廣義相對論的理論。
愛因斯坦提出了革命性的思想，即引力不像其他種類的力，而隻不過是時空不是平坦的這一事實的後果。正如早先他假定的那樣，時空是由於在它中間的質量和能量的分佈而變彎曲或“翹曲”的。像地球這樣的物體並非由於稱為引力的力使之沿著彎曲軌道運動，而是它沿著彎曲空間中最接近於直線的稱之為測地線的軌跡運動。一根測地線是兩鄰近點之間最短（或最長）的路徑。例如，地球的表麵是一彎曲的二維空間。地球上的測地線稱為大圓，是兩點之間最近的路（圖）。由於測地線是兩個機場之間的最短程，這正是領航員叫飛行員飛行的航線。在廣義相對論中，物體總是沿著四維時空的直線走。儘管如此，在我們的三維空間看起來它是沿著彎曲的途徑（這正如同看一架在非常多山的地麵上空飛行的飛機。雖然它沿著三維空間的直線飛，在二維的地麵上它的影子卻是沿著一條彎曲的路徑）。
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太陽的質量引起時空的彎曲，使得在四維的時空中地球雖然沿著直線的軌跡，它卻讓我們在三維空間中看起來是沿著一個圓周運動。事實上，廣義相對論預言的行星軌道幾乎和牛頓引力理論所預言的完全一致。然而，對於水星，這顆離太陽最近、受到引力效應最強、並具有被拉得相當長的軌道的行星，廣義相對論預言其軌道橢圓的長軸繞著太陽以大約每1萬年1度的速率進動。這個效應雖然小，但在1915年前即被人們注意到了，並被作為愛因斯坦理論的的內容。幾年之後又正是我研究理論物理的起始點。羅傑·彭羅斯和我指出，從愛因斯坦廣義相對論可推斷出，宇宙必須有個開端，並可能有個終結。
膨脹的宇宙
如果在一個清澈的、無月亮的夜晚仰望星空，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，還有巨大數目的類似太陽、但離開我們遠得多的恒星。事實上，當地球繞著太陽公轉時，某些固定的恒星相互之間的位置確實起了非常微小的變化——它們不是真正固定不動的2這是因為它們距離我們相對靠近一些。當地球繞著太陽公轉時，相對於更遠處的恒星的背景，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。最近的恒星叫做普羅希馬半人馬座，它離我們大約4光年那麼遠（從它發出的光大約花4年才能到達地球），也就是大約23萬億英裡的距離。大部分其他可用肉眼看到的恒星離開我們的距離均在幾百光年之內。與之相比，我們太陽僅僅在8光分那麼遠！可見的恒星散佈在整個夜空，但是特彆集中在一條稱為銀河的帶上。遠在公元1750年，就有些天文學家建議，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。
例如，假定太陽就在此刻停止發光，它不會對此刻的地球發生影響，因為地球的此刻是在太陽熄滅這一事件的光錐之外（圖）。我們隻能在8分鐘之後才知道這一事件，這是光從太陽到達我們所花的時間。隻有到那時候，地球上的事件纔在太陽熄滅這一事件的將來光錐之內。同理，我們也不知道這一時刻發生在宇宙中更遠地方的事：我們看到的從很遠星係來的光是在幾百萬年之前發出的，在我們看到最遠物體的情況下，光是在80億年前發出的。這樣當我們看宇宙時，我們是在看它的過去。
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如果人們忽略引力效應，正如1905年愛因斯坦和彭加勒所做的那樣，人們就得到了稱為狹義相對論的理論。對於時空中的每一事件我們都可以做一個光錐（所有從該事件發出的光的可能軌跡的集合），由於在每一事件處在任一方向的光的速度都一樣，所以所有光錐都是全等的，並朝著同一方向。這理論又告訴我們，冇有東西走得比光更快。這意味著，通過空間和時間的任何物體的軌跡必須由一根落在它上麵的每一事件的光錐之內的線來表示（圖）。
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狹義相對論非常成功地解釋瞭如下事實：對所有觀察者而言，光速都是一樣的（正如麥克爾遜——莫雷實驗所展示的那樣），併成功地描述了當物體以接近於光速運動時的行為。然而，它和牛頓引力理論不相協調。牛頓理論說，物體之間的吸引力依賴於它們之間的距離。這意味著，如果我們移動一個物體，另一物體所受的力就會立即改變。或換言之，引力效應必須以無限速度來傳遞，而不像狹義相對論所要求的那樣，隻能以等於或低於光速的速度來傳遞。愛因斯坦在1908年至1914年之間進行了多次不成功的嘗試，企圖去找一個和狹義相對論相協調的引力理論。1915年，他終於提出了今天我們稱之為廣義相對論的理論。
愛因斯坦提出了革命性的思想，即引力不像其他種類的力，而隻不過是時空不是平坦的這一事實的後果。正如早先他假定的那樣，時空是由於在它中間的質量和能量的分佈而變彎曲或“翹曲”的。像地球這樣的物體並非由於稱為引力的力使之沿著彎曲軌道運動，而是它沿著彎曲空間中最接近於直線的稱之為測地線的軌跡運動。一根測地線是兩鄰近點之間最短（或最長）的路徑。例如，地球的表麵是一彎曲的二維空間。地球上的測地線稱為大圓，是兩點之間最近的路（圖）。由於測地線是兩個機場之間的最短程，這正是領航員叫飛行員飛行的航線。在廣義相對論中，物體總是沿著四維時空的直線走。儘管如此，在我們的三維空間看起來它是沿著彎曲的途徑（這正如同看一架在非常多山的地麵上空飛行的飛機。雖然它沿著三維空間的直線飛，在二維的地麵上它的影子卻是沿著一條彎曲的路徑）。
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太陽的質量引起時空的彎曲，使得在四維的時空中地球雖然沿著直線的軌跡，它卻讓我們在三維空間中看起來是沿著一個圓周運動。事實上，廣義相對論預言的行星軌道幾乎和牛頓引力理論所預言的完全一致。然而，對於水星，這顆離太陽最近、受到引力效應最強、並具有被拉得相當長的軌道的行星，廣義相對論預言其軌道橢圓的長軸繞著太陽以大約每1萬年1度的速率進動。這個效應雖然小，但在1915年前即被人們注意到了，並被作為愛因斯坦理論的的內容。幾年之後又正是我研究理論物理的起始點。羅傑·彭羅斯和我指出，從愛因斯坦廣義相對論可推斷出，宇宙必須有個開端，並可能有個終結。
膨脹的宇宙
如果在一個清澈的、無月亮的夜晚仰望星空，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，還有巨大數目的類似太陽、但離開我們遠得多的恒星。事實上，當地球繞著太陽公轉時，某些固定的恒星相互之間的位置確實起了非常微小的變化——它們不是真正固定不動的2這是因為它們距離我們相對靠近一些。當地球繞著太陽公轉時，相對於更遠處的恒星的背景，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。最近的恒星叫做普羅希馬半人馬座，它離我們大約4光年那麼遠（從它發出的光大約花4年才能到達地球），也就是大約23萬億英裡的距離。大部分其他可用肉眼看到的恒星離開我們的距離均在幾百光年之內。與之相比，我們太陽僅僅在8光分那麼遠！可見的恒星散佈在整個夜空，但是特彆集中在一條稱為銀河的帶上。遠在公元1750年，就有些天文學家建議，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。
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