【天文知识】我们来自何方？（第二章）

第二章

宇宙的模型

编辑：零度星系

时间：2011年12月30日-2012年4月6日

说明：本章有关信息由《大宇宙百科全书》及相关网络信息提供

在以上关于宇宙创生的描述中出现的具体数字并非信手拈来，而是将广义相对论（它告诉我们宇宙膨胀和冷却有多快）与地面试验得到的关于粒子（如中子和质子）及原子核性状的已知事实相结合推算出来的。这种结合造就了宇宙学的所谓‘标准模型’，它的伟大功绩之一就是预言了宇宙中最早形成的每颗恒星（这些恒星是我们今天看到的最年老的恒星）的26%的质量应该取氦的形态。这与用广谱学方法观测到的老年恒星中氦的实际数量准确符合。标准模型的另一个伟大预言是，宇宙应该充满了火球遗留下来的大量辐射。当创造时刻之后不到4分钟氦开始形成的时候，这一辐射的温度约为开氏10亿度，到150亿年以后的今天应该已经逐渐冷却到3K以下（正好低于-270℃）。1960年代发现的宇宙微波背景辐射准确地与大爆炸理论的预言相符。因此，将宇宙的标准大爆炸模型看成现代科学皇冠上的宝石之一，是一点也不奇怪的。

膨胀的宇宙中一旦形成了氦，导致形成星系、恒星、行星和人类的那些过程看来就是不可避免地开始了。这些过程的某些细节仍然不太清楚，这部分是由于它们代表着越来越复杂的现象——宇宙学的最不可思议的方面之一就是，我们对大爆炸火球了解得很多，是因为这是一个按照我们了解得非常透彻的详细物理定律运转得很简单的场所，它涉及很少几种简单的粒子如质子、中子和电子。一旦你要同原子核打交道，你就要研究更复杂的事情；原子本身按照化学的规律相互作用，产生另一层次的复杂性；而生命本身则又涉及极端复杂的化学现象，以及原子和分子的某些复杂构造物（如人类）与它们的实际环境相互作用的方式。对于越来越复杂的系统，我们了解得越来越少。

直到今天的宇宙里始终不确定的另一来源关系到宇宙中的暗物质的数量和本质。显然，宇宙中并非所有东西都取得我们能用望远镜看见的明亮恒星的形态。确实，有可靠证据说明，产生于宇宙火球的暗物质比质子和中子这种形成恒星、星系、行星和人类的核物质多数十倍。这种暗物质的影响可以从它对可见物质施加的引力看出来。没有暗物质，和物质应该已经随着宇宙的膨胀而扩散的更加稀薄，根本不可能聚集起来形成恒星和星系；多亏暗物质的引力影响，我们才得以存在。

概括地说，关于我们如何来到这里的历史可以从大爆炸之后大约30万年的时候谈起。在那个时候，宇宙仍然是一团滚热的浓汤，其温度大约是5，000K，这比今天太阳表面的温度稍低。宇宙的核物质主要是穿行于电子和暗物质海洋中的个别质子（氢原子核）和氦核。直到这个时刻之前，任何试图抓住一或两个电子以形成一个原子的核，都会很快与一个高能光子碰撞，后者将把它的电子剥去。由于每个核带有正电荷，每个电子带有负电荷，而光子又喜欢同带电子粒子相互作用，这就意味着宇宙充满了与光子相互作用的带电粒子，从而使宇宙不透明。光子传播不了多远就会与带电粒子相遇、反弹从而走出一条古怪的曲折之路，就像疯狂的宇宙弹子机中的球一样。

然后，从宇宙学标准来看十分突然地，随着温度的降低，光子不再具备足够的能量来破坏试图形成的原子。每个质子俘获一个电子，每个氦核俘获两个电子，于是所有带电粒子被禁锢在电中性的原子之中。不再有带电粒子使光子反弹，光子便基本不受阻碍地通过原子周围的空间，仿佛一夜工夫宇宙就变得透明了。正是大爆炸后几十万年的那个时候的辐射，静悄悄地在透明空间中流动至今，这就是我们今天探测到的背景辐射。

当原子形成时，它们已经聚集成巨大的物质流和膜，其密度高于平均值，并在宇宙中暗物质的引力作用下靠拢在一起。在以这种方式形成的巨大原子物质膜内部，尽管宇宙作为整体继续膨胀，大量的气体被引力拉到一起而形成围绕着原子物质空洞的膜，膜中形成了团块并依次收缩，破裂成更小的碎片，后者再依次收缩、碎裂（实际上并非真正一个接一个意义上的‘依次’；碎裂和坍塌在所有层次上都是同时进行的）。这样形成的最小碎片变成了居留在星系内部的恒星，星系则居留与超星系团内部的星系团之中。超星系团构成链条、纤维和膜状的发光物，使得可见物质像泡沫般随意分布在黯黑的宇宙空间中。

只有在好几代恒星以这种方式形成并走完其生命历程之后，才有可能形成太阳这样的恒星和地球这样的行星。首批恒星仅仅含有氢和氦。较重的元素，包括对我们所知生命形态十分重要的碳、氧和氮的原子，是在恒星内部经由核聚变制造出来的，当首批恒星中的大质量、短寿命恒星在其生命完结时发生爆炸时，这些元素就被扩散到年轻星系的巨大区域中。

太阳是晚的多的仅仅大约50亿年前由这种恒星爆发的碎片形成的。诞生了太阳的特定坍塌气体云大概含有足够制造几百颗恒星的物质。当碎裂的云坍塌时，这些恒星就一起形成了，不过从那以后经过了它们各自的道路。那个云中的一个物质团块含有比现在的太阳稍多的质量，当团块在自身引力作用下坍塌时，大多数物质形成了一个热气球，另一些则成了围绕胚胎期恒星的物质环。年轻恒星的热量吹散了环中许多较轻的原子，留下一个由微小尘构成的系统，尘粒逐渐粘到一起，聚集成团而形成行星。以后，由于生命出现并在至少一个这样的行星表面上进化，事情就涉及到地球物理学和生物学，而不是宇宙学和天体演化学了。

这个至今仍然困扰许多天文学家的历史的最重要特征就是，虽然就我们所知的物理学定律来看这一切似乎合情合理，但物理学定律的运行方式只要有很小的改变，这一切就可能不会发生。这些定律曾经可能是不同的吗？例如，如果宇宙膨胀得稍稍慢一点，那么到它冷却到氦核得以形成时，就没有中子存留下来供制造氦核。如果膨胀稍稍快一点，就会存留大量中子，以致所有从大爆炸产生的核物质将取氦的形式，而根本不会有自由质子供制造氢。这两种情形都会使宇宙成为极为不同的场所。比方说，完全有氦构成的恒星将很快走完它的生命历程而迅速衰亡，大概没有足够的时间在任何围绕它的行星上进化出生命。

宇宙含有一些而非百分之百的氦，这个事实决定于引力和氦和形成所涉及的核力之间的平衡。引力决定了宇宙膨胀有多快，核力则决定了质子与中子结合生成氦核的速率。如果这种平衡稍有不同，我们就不会存在；所以，我们存在这个事实有助于搞清楚宇宙的某些性质和物理定律应该是怎样的。这是一个被称为人择理论或人择宇宙的例子。这究竟是纯粹的老调重弹，抑或是能告诉我们关于宇宙运转方式的某些深刻而重要的东西，对此有过热烈的争论。

一个令人激动不已的可能性是也许存在另外的宇宙，那里的物理定律与我们的宇宙中的不同，而类是我们的生命形式不能存在。这使我们又回到了这样的问题：大爆炸之前、在宇宙存在的最初片刻、以及在创造时刻，曾经发生过什么？这是暴涨宇宙学的领域，是今天宇宙学中最重要、最引人注目的新发展。 大爆炸证据的搜寻工作于1992年春天结束，当时美国国家航空航天局（National Aeronautics and Space Administration，简称宇航局=NASA）的天文学家们宣布了用宇宙背景探险者天文卫星(COBE=Cosmic Background Explorer)对宇宙背景辐射的观测结果。这些观测消除了对我们所知的宇宙是从一个很热、很密的状态——大爆炸——演化而来的怀疑。但他们走得更远。背景辐射强度从天空的一处到另一处的细微变化——人们很快就称之为“涟漪”——准确地与1980年代发展起来的暴涨理论的预言相相吻合。暴涨和热大爆炸的结合排除了某些人的理性怀疑而被确立为宇宙诞生的唯一可靠描述。

但这并不意味着宇宙学家不再有什么事情可干了，或关于宇宙诞生不再有什么令人激动的故事了。随着大爆炸理论的取得成功，人们现在转而关注宇宙是怎样和为什么首先达到热而密的状态——暴涨理论详情——问题。在这个论题上已有了很多不同的见解，开辟了哲学家和玄学家展开真正科学辩论的最后一个园地，辩论的命题则是“时间本身是如何起始的”。

与大爆炸理论奠定了坚实基础的同时，宇宙学家越来越对宇宙是如何达到我们当前所见状况的细节深感兴趣。暴涨理论的预言之一是，宇宙应该含有大量的、比我们看到的明亮恒星和星系形态物质多得多的暗物质。。我们已经指出，至少某些这类暗物质的存在已经通过星系运动的方式得到了揭示。专家们对暗物质究竟可能是什么展开了活跃的辩论，而地球上的实验家们正在他们的实验室中试图抓住暗物质的粒子。

另一个长期未获解决的难题是哈勃常数的准确数值。哈勃常数是量度宇宙现在膨胀有多快的数字。测量这个也能表示宇宙年龄的参数仍然极其困难，现今的估计值大致介于50公里每秒每百万秒差距和80公里每秒每百万秒差距之间（2009年5月7日：NASA公布为74.2± 3.6公里每秒每百万秒差距。）

所有这些关于大爆炸细节的争论有时被媒体炒成活像这些不确定性危及大爆炸本身似的。比如，如果哈勃常数真的大到80公里每秒每百万秒差距，宇宙模型的最简单版本就会说从大爆炸以后经历的时间将短于100亿年。这是令人为难的，因为已知很多恒星都比这更年老。显然，宇宙不可能比它包含的恒星更年轻！然而即使哈勃常数的这个测量值被证明为正确，那也不会宣判大爆炸理论的死刑。宇宙模型的较精细版本能十分容易地适应这样大的哈勃常数值并保持宇宙年龄大于它的最年老恒星的年龄。如果一个理论的最简单版本也能现实的合理描述，那总是美妙的。但我们从日常经验知道，事物恰恰不是那样。所以，为什么宇宙就应该如此简单呢？正如查理德·费恩曼（Richard Feynman）指出的，最简单的东西什么也不是，自然界的创造力比这要得多。

一种可能是我们太褊狭了，我们所处的宇宙一角尽管可能广达数十亿光年，却仍然没有达到足以提供认识宇宙全貌的可靠指导。困惑于宇宙比它含有的恒星更年轻这个表面现象的宇宙学家们所犯的错误，可能不过是太多地着眼于宇宙中贴近我们的周围事物。根据中国一个研究组的观点，问题在于我们生活在一个对宇宙整体来说并非典型的低密度泡中。当在足够大尺度上完成了适当的测量之后，一切都将各安其位。

宇宙学家研究的各种尺度远大于恒星之间的距离。他们感兴趣的是星系团之间的距离，他们把我们银河系这样由数千亿颗恒星构成的整个星系看成不过是整个宇宙中的一个“试验粒子”而已。他们测量宇宙尺度的努力，颇像立足于一个小岛却试图测量广阔的太平洋中群岛的分布——宇宙膨胀时，每个小岛都在远离其他所有的小岛，这使情形更加复杂了。

宇宙学家至今尚未深入考虑过的关键问题是，我们能够在其中进行这种测量的宇宙区域究竟有多大的代表性。就像假想的太平洋岛民，在绘制已知“宇宙”的图时，却可能不知道大洋两岸存在大陆，所以我们的局域空泡也许不能给我们提供足够信息来预言整个宇宙的行为。1995年，北京天文台的武向平（Xiang-Ping Wu）及其他几位同行认为情况正是这样。

他们指出，虽然对宇宙的这类研究扩展到了几十亿光年以外。但如果我们分别分析对不同距离的星系团进行的测量数据，而不是把所有数据放在一起求出一个平均数的话，就会看到宇宙物质密度随着我们观测的距离而增大。在大约3千万光年尺度上，密度只有临界值的10%，而在3亿光年尺度上却可高达临界值的90%。

由此得出的直接推论是，在新近用的哈勃空间望远镜进行宇宙膨胀测量的尺度上，膨胀速率（由哈勃常数给出）比总平均速率高出40%之多，这几乎与将宇宙年龄从大约80亿岁提高到120亿岁以匹配最老恒星年龄所需的改正值准确一致。按照宇宙学的说法，这大概是我们的太平洋岛民刚刚发现了美洲。

但是，不管我们生活其中的空间体积对宇宙整体而言是否具有典型性质，当我们考察进入21世纪后宇宙学的发展道路时，暴涨理论看来肯定将独领风骚。量子物理学和宇宙学的婚姻可以说已经因COBE天文卫星的发现而达到了幸福的顶点。后来的空间和地面实验完成的其他观测证实并完善了这些发现。由宇宙涟漪的发现做了回答的关键问题是，像星系和星系团这样打的五规则事物从大爆炸火球中浮现以后，怎么竟能够在宇宙中成长。涟漪对应的天空各处背景辐射的温度涨落只有开氏百万分之三十度，这代表着这类测量的惊人成就。但这样大小的涨落对应着物质和辐射解耦时期宇宙中不同地点的密度差异。恰到好处地让我们在今日宇宙中看到的时间跨度达数十亿年的不规则结构得以发育成长。

最精彩的是，暴涨能够告诉我们，这些在解耦时代看到的不规则性是来自何处。在我们称之为暴涨的快速膨胀瞬间，根据理论，量子过程应该已经创造了宇宙结构中的细小畸变。暴涨接受了这些量子不规则性，并把它们放大到星系团的规模。COBE卫星测量的宇宙涟漪的特征好与通过这种方式应该产生的畸变性质符合。

这一成功给人特别深刻的印象，因为暴涨理论的提出本来不是为了解释星系来自何处。暴涨理论发展的动力源于20世纪70年代天文学家开始关注的两个难题。第一个叫做视界问题，简言之就是，宇宙在所有方向看起来是一样的——特别是天空相对两边的背景辐射温度是一样的。可是，天空相对两边的区域怎么能知道如何保持彼此步伐一致呢？须知自大爆炸以来，光（或其它任何东西）还没有来得及通过整个宇宙然后返回。第二个难题关系到暗物质的存在，那就是宇宙极其接近于平坦，也就是说宇宙正好处在永远膨胀和将在某天坍缩这两者之间的分界线上。

平坦性问题可以从宇宙的密度来理解。密度参数是宇宙中有引力作用的物质数量的量度，通常用希腊字母奥米伽（Ω）表示，也叫做平坦性参数。它的定义是，如果时空完全平坦，则Ω=1.在暴涨思想得到发展之前，宇宙学中最大难题之一是今日宇宙的密度很接近这个临界值——相差绝不会超过10倍。这是奇怪的，因为宇宙从大爆炸膨胀开来时，膨胀将把密度参数推离临界值。如果宇宙从密度参数小于1的时候开始，Ω将随宇宙年龄的增大而变小；而如果宇宙从密度参数大于1的时候开始，则Ω将随宇宙年龄的增大而变大。今天的Ω在0.1和1之间，这个事实表明在大爆炸的最初瞬间，它准确地等于1，误差不超过1060分之一。这使得开始时的密度参数值成为整个科学中确定得最精确的数字之一，因此可以很自然地认为它等于而且一直总是准确地等于1.一个重要的结论是，宇宙中必然存在大量暗物质。另一个重要结论是，宇宙因暴涨而成为平坦的。

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