互动科普

大约150亿年前，宇宙从一个炽热而稠密的物质和能量海中出现。随着宇宙的膨胀和冷却，它就产生出星系、恒星、行星和生命。

在大约150亿年前的一个特定瞬间，集中在比一个一角银币还小的区域内的，我们能够观测到的所有物质和能量以难以置信的高速度开始膨胀和冷却。当温度降到一亿倍太阳核心温度之时，自然界的各种力就表现出它们的现代特性，称为夸克的基本粒子在一个能量海中自由地漫游。当宇宙再膨胀一千倍时，我们能测量的所有物质充满在一个具有太阳系大小的区域内。

在那时，自由夸克就开始约束在中子和质子内。在宇宙又增大1000倍后，质子和中子结合形成原子核，其中包括存在于今天的大多数氦和氘。所有这些都发生在膨胀的第一分钟内。然而，那时的环境仍然太热，以致原子核不能捕获电子。中性原子只是在膨胀经历了30万年，宇宙大小达到目前宇宙的千分之一之后才大量出现。那时，中性原子开始聚结成气体云；在更晚的时候，气体云演化成恒星。在宇宙膨胀到现代大小的五分之一的时候，恒星就形成一些可识别为年轻星系的集团。

当宇宙为其现在大小的一半时，恒星内的核反应就产生出大多数重元素，类地行星就是由这些元素构成的。我们的太阳系是比较年轻的，它形成于距今60亿年时，那时的宇宙为其现在大小的三分之二。恒星的形成过程消耗着星系内的气体贮存，因此，恒星的总数正正在减少。从现在起的150亿年后，像我们太阳这样的恒星将相对稀少，从而使宇宙对于像我们这样的观测者来说是一个远不那么适合于人的地方。

我们对宇宙的成因和演化的了解是二十世纪科学的伟大成就之一。这一认识来自于数十年富有革新精神的实验和理论。现代的在地面上和空间中的望远镜能检测出来自几十亿光年远的星系的光，向我们显示出当宇宙还年轻时它看起来是什么样子。粒子加速器能探索早期宇宙髙能环境的基本物理情况。人造卫星能检测出膨胀的是早期阶段所遗留下的宇宙背景辐射，从而提供了一幅我们能观测到的最大尺度上的宇宙图像。

我们为了解释这大量的资料而做出的最佳努力体现在称为标准宇宙模型或大爆炸宇宙学的一种理论中。该理论的主要断言是：在大尺度上，宇宙总的来说正在以一个几乎均一的方式从早期致密的状态中不断膨胀。目前，对大爆炸理论来说，还没有遇到根本的挑战，尽管在这一理论本身的范围内还存在着某些未解决的争论。例如，天文学家们尚未肯定星系是如何形成的，但是没有理由认为这一过程不是发生在大爆炸范围内的。的确，该理论的各预言迄今已经受住了所有的检验。

可是大爆炸模型就到此为止，它还留下了许多基本之谜。在宇宙膨胀之前，宇宙是什么样子呢？我们已经进行的任何观测都不能使我们看到膨胀开始时刻之前的情况。在遥远的未来，当最后一颗恒星耗尽了它的核燃料贮存的时候会发生什么呢？迄今，没有一个人知道这些问题的答案。

我们的宇宙可以用许多不同的眼光来观察。例如，由神秘主义者，或神学家，或哲学家，或科学家来观察。在科学中我们采取了缓慢而有耐心的方法。我们只承认经过实验或观测所验证了的东西。爱因斯坦给我们提供了现已经过充分验证并得到公认的广义相对论，它确立了质量、能量、空间、时间之间的关系。爱因斯坦证明了物质在空间中的均匀分布同他的理论是很好符合的。他未加论述就认为宇宙在大尺度范围内平均来说是静止的、不变化的。

1992年，俄罗斯理论工作者Alexander A. Friedmann（弗里徳曼）意识到爱因斯坦的宇宙是不稳定的，最轻微的摄动就会引起宇宙膨胀或收缩。那时，洛韦尔天文台的Vesto M. Slipher正在收集有关星系的确在相互远离的第一批证据。然后，在1929年，杰出的天文学家哈勃证明了星系离开我们运动的速率大约正比于其同我们的距离。

膨胀宇宙的存在意味着，宇宙是从一个致密的物质聚集体演化成现在这种星系呈广阔延伸的分布情况。英国的一位宇宙学家Fred Hoyle（霍伊尔）首先将这一过程称为大爆炸。霍伊尔试图贬低这一理论，但是大爆炸的名字是如此地吸引人，以致它得到了流行。然而，如果把这一膨胀描述成物质离开空间某一特定点的某种类型的爆炸，则多少有些误导。

情况根本不像上述的那样。因为在爱因斯坦的宇宙中，空间的概念和物质的分布情况是密切联系着的；观测到的由许多星系组成的系统的膨胀，揭示出空间本身的伸展。此理论的一个本质特征就是空间中的物质平均密度随着宇宙膨胀而减小；物质的分布并未形成看得见的边界。在一次爆炸中，最快的那些粒子向外运动进入真空空间中，但是在大爆炸宇宙学中粒子是均匀地填满整个空间。宇宙的膨胀对受引力束缚的星系以全星系团的大小来说几乎没有影响，空间只不过是在星系之间或星系团之间张开而已。

在这一意义上，膨胀类似于一块正在发胀的葡萄干面包。揉好的生面团类似于空间，葡萄干则类似于星系团。随着面团的膨胀，葡萄干就彼此分开了。此外，任何两颗葡萄干离开的速度，都直接和确定地同葡萄干之间面团量有关。

宇宙膨胀的证据在大约六十年间不断地积累着。第一个重要线索就是红移。一个星系要比其它星系更强烈地发射或吸收某些波长的光。如果该星系正在离开我们退行，则这些发射和吸收谱线将向更长的波长处移动——也即是随着退行速度的增加，这些谱线将变得更红，这一现象就被称为红移。

哈勃的测定结果表明，一个遥远星系的红移要比更接近地球的星系的红移为大。现今称为哈勃定律的这一关系，正是人们预期在一个均匀膨胀的宇宙中会发生的情况。哈勃定律表明，一个星系的退行速度等于其同地球的距离乘以一个称为哈勃常数的量。近邻星系的红移效应相对微弱，要检测出它们红移效应需要很好的仪器。相反，很遥远天体——射电星系和类星体——的红移则是一个惊人的现象；一些天体似乎正在以大于90%的光速的速度在退行。

哈勃对这一情景的另一个关键性部分做出了贡献。他计算了天空中不同方向的可见星系的数目，发现看来星系是相当均匀分布的。哈勃常数值在所有方向上看来是相同的，这是均匀膨胀的必然后果。现代的巡天工作证实了这一基本原则，即宇宙在大尺度上是均匀的。尽管近邻星系的分布图显示了团集现象，但是更深空的巡天工作揭示出很大的均一性。

例如，银河位于一个由24个星系组成的节内；这些星系又是从所谓的本超星系团伸出的一个星系集合体的一部分。成团性的层次现在已扩大到了大约五亿光年大小。随着被研究的结构尺度的增大，物质平均密度的起伏就减小。在覆盖距离接近于可观测极限的天文图中，物质平均密度的变化范围小于千分之一。

为了检验哈勃定律，天文学家需要测量地球到星系的距离。测量距离的一个方法就是观测星系的视亮度。如果一个星系在夜空中的视亮度为在其它方面都与之相似的一个星系视亮度的四分之一，则可计算出比较暗的星系比亮星系要远一倍。这一预测现在已在整个可见距离的范围内进行了检验。

该理论的某些批评者指出，一个看来是较小和较暗的星系实际上可能并不更遥远。幸而，有一个直接的证据表明，红移较大的天体的确是更远。这一证据来自于称为引力透镜效应的观测结果。具有一个星系那样的质量和紧密程度的天体可以起着天然透镜的作用，并产生出位于其后的任一背景辐射源的一个畸变的放大像（或甚至多个像）。这样一个天体通过使光线和其它电磁辐射的路径弯曲而起着透镜的作用。所以，如果一个星系位于地球和某一遥远天体的视线上，该星系就会使遥远天体发出的光线弯曲，以致这两个天体都成为可观测到的。在过去十年间，天文学家们已发现超过一打的引力透镜。位于透镜后面的天体总是比透镜本身有更高的红移，从而证实了哈勃定律的定性预言。

哈勃定律的伟大意义，不仅是由于它描述了宇宙的膨胀，而且还由于可以用它来计算宇宙的年龄。确切地说，从大爆炸以来所经历的时间是哈勃常数的现代值及其变化速率的函数。天文学家们已经测定了膨胀的近似速率，但是迄今没有一个人能精确地测定出第二个值。

可是，根据宇宙的平均密度的知识，人们能够估计出这个量。人们预期，由于引力施加了一个抵抗膨胀的力，所以星系相互分开的速度现在比过去更慢。因此，膨胀变化的速率的同由宇宙的平均密度所确定的宇宙的引力吸引有关。如果此平均密度仅仅是星系内和星系周围的可见物质的密度，则宇宙的年龄很可能在120亿年和200亿年之间。(这一范围考虑到了膨胀速率的不确定性。）

可是，许多研究人员认为，平均密度比起仅考虑可见物质所得出的最小值要大。所谓的暗物质弥补了这一差额。一个得到强有力辩护的论据认为，宇宙刚好有着足够的密度，足以使得在遥远的将来，膨胀会减慢以致接近于零。在这一假定之下，宇宙年龄少到70亿年到130亿年的范围内。

为了改善这些估计值，许多天文学家专心地进行深入细微的研究工作以测定地球到星系的距离和宇宙的密度。膨胀时间的计算值对宇宙的大爆炸模型来说是一个重要的检验。如果此模型是正确的，则可见宇宙中的每件东西都应比根据哈勃定律计算出的膨胀时间要年轻。

上述两个时标看来的确至少是大略地保持一致。例如，在银河系圆盘中最老的那些恒星大约有90亿年的年龄——这种估计值是由白矮星的冷却速率所得出的。银河系中的恒星更为古老，大约为150亿年——这是根据这些恒星核心内核燃料的消耗速率得出的值。已知的最古老的化学元素的年龄也大约是150亿年——这一数值来自于放射性计时法。实验室中的研究人员根据原子物理和核子物理的方法得出了这些年龄估计值。值得注意的是，他们的结果同天文学家根据测量宇宙膨胀所得出的年龄是一致的，至少是近似的一致。

另一种理论——稳恒态理论，在解释宇宙的膨胀和均匀性方面也取得了成功。1946年，英国的三位物理学家霍伊尔、Hermann Bondi（邦迪）和Thomas Gold（戈尔德）提出了这样一种宇宙论。在他们的理论中，宇宙永远地在膨胀，物质不断地自发产生以填充空处。他们认为，随着物质的累积就会形成新的恒星来取代老的恒星。稳恒态假说预言，邻近我们的星系集合在统计上看来应与那些远离我们的星系集合相同。大爆炸宇宙论却做出了不同的预言：如果星系全都是很久以前形成的，则遥远星系看来应比近邻星系年轻，因为来自遥远星系的光要达到我们这里需要更长的时间。这些星系应含有更多的短寿命恒星和更多的气体，由这些气体将形成未来若干世代的恒星。

验证从概念上来说是很简单的，但是天文学家却花费了几十年的时间来研制其灵敏度足以详细研究遥远星系的探测器。当天文学家研究那些作为射电波段的强大发射体的近邻星系时，他们在光学波段看到的是比较圆形的恒星系统。另一方面，遥远的射电星系看来有着伸长的有时是不规则的结构。此外，不同于近邻射电星系的是，在大多数遥远射电星系中，光的分布情况往往与射电发射的形式相一致。

同样，当天文学研究全体大质量的稠密星系团时，他们发现了近邻星系团和遥远星系团之间的一些差別。遥远星系团含有浅蓝色的星系，这显示了正在进行的恒星形成作用的证据。近邻星系团则含有浅红色的星系，在这些星系中积极的恒星形成作用早就停止了。用哈勃太空望远镜进行观测所得的结果证实了在这些较年轻星系团中至少有某些增强的恒星形成作用是它们的成员星系之间发生碰撞（这在现今时期是一很罕见的过程）所引起的后果。

因此，如果星系全都在相互远离并正在从早期形态发生演化，则它们曾经一起拥挤在一个稠密的物质的能量海中看来就是合乎逻辑的了。实际上，在1927年，有关遥远星系还所知甚少的时候，一位比利时宇宙学家和神甫Georges Lemaitre（勒梅特）就提出，宇宙膨胀可以一直追溯到他称之为原始“超原子”（Superatom）的极致密的状态。他认为，要检测出来自该原始原子的残留辐射甚至也是可能的。但是，这种辐射信号看来像什么样子呢？

当宇宙很年轻和炽热时，辐射不可能通行很远而不被某种粒子吸收和发射。这种能量的连续交换维持了一种热平衡状态：任一给定区域都不大可能比平均温度值热得多或冷得多。当物质和能量稳定在这一状态时，结果就形成一种所谓的热谱，在热谱中每一波长处的辐射强度是温度的确定函数。因此，来自炽热大爆炸的辐射根据其热谱是可以识别的。

事实上，这种热字宙背景辐射已经检测到了。在二十世纪40年代研制雷达的吋候，那时在麻省理工学院工作的Robert H. Dicke（迪克）发明了微波辐射计——一种能检测低能级辐射的仪器。在二十世纪的60年代，贝尔实验室在一台追踪早期通信卫星“回声-I号”和“电星号”的望远镜内使用了辐射计。建造这台仪器的那位工程师发现它检测到出乎意料的辐射。Amo A. Penzias（彭齐亚斯）和Robert W. Wilson（威尔逊）将这种信号识别为宇宙背景辐射。有趣的是，引导彭齐亚斯和威尔逊得出此发现的是下面这样一则消息：迪克提出应当使用辐射计来寻找宇宙背景。

天文学家们使用“宇宙背景探测器”（CO-BE）卫星和许多电火箭发射的、气球升空的和地基实验装置来极为详细地研究这种辐射。宇宙背景辐射具有两个显著的特征。首先，它在所有方向上几乎是相同的。正如劳伦斯•伯克利实验实验室的George F. Smoot和他的研究小组于1992年发现的那样，其变化范围仅为十万分之一。对这一特征的解释是：这种辐射均匀地充满空间，正如大爆炸宇宙学所预言的那样。其次，这种热谱很接近于处在绝对零度之上2.726开氏度的热平衡下物体的热谱。诚然，宇宙背景辐射是在当宇宙远远比2.726开氏度为热的时候产生的。可是，研究人员们还是正确地预见到这种辐射的视温度应是很低的。在二十世纪30年代，加州理工学院的Richard C. Tolman就已指出，由于宇宙的膨胀宇宙背景的温度应减小。

宇宙背景辐射给宇宙的的确从一个致密炽热态膨胀而来提供了直接的证据，因为这正是产生宇宙背景辐射所需的条件。在致密、炽热的早期宇宙中，热核反应产生了包括氘、氦、锂在内的比氢重的元素。令人震惊的是，计算出的这些轻元素的比例是同观测到的丰度相一致的。也即是，所有的证据都表明，这些轻元素是在炽热、年轻的宇宙中产生的，而更重的元素出现的更晚，它们是作为恒星能源的热核反应的产物。

轻元素起源的上述理论出现于第二次世界大战结束之后的研究高潮中。George Gamow（伽莫夫）、乔治·华盛顿大学的研究生Ralph A. Alpher、约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室的Robert Herman，以及其他人等使用来自备战成果的核物理数据预言什么种类的核过程可能发生在宇宙中以及可能产生什么样的元素。Alpher和Herman还意识到最初膨胀的遗迹在现在的宇宙中仍是可检测出的。

尽管这种开创性工作的重要细节有差错，但是它形成了核物理学和宇宙学之间的联系。研究人员们论证道，早期宇宙可以看作是一种类型的核反应堆。因此，物理学家们现已精确地计算了在大爆炸中产生的轻元素的丰度以及由于在星际介质中和恒星内的核过程中接着发生的事件所引起的这种丰度的变化情况。

我们对在早期宇宙中各种条件的理解并未转变成对星系如何形成的充分认识。然而，我们的确明白了该难题的相当多的方面。引力引起了物质分布中的密度起伏的形成，这是由于引力更强烈地减慢了密度较大区域的膨胀，使这些区域生长得更加稠密。这一过程在一些近邻星系团的生长中可以观测到，而星系本身很可能是在更小尺度上由同一过程所组合成的。

早期宇宙中结构的形成受到辐射压力的妨碍，但是当宇宙膨胀到其现在大小的大约千分之一时这一情况就发生了改变。在那时，温度约3000开氏度，已经冷得足以使离子和电子结合形成中性氢和氦。这种中性物质能从辐射中滑脱出来并形成能坍缩成星团的气体云。观测工作表明，到宇宙为其现在大小的五分之一的时候，物质已聚集成大得足以称之为年轻星系的气体云。

目前，一个迫切的挑战是要把早期宇宙的明显的均匀性同现在宇宙中星系的成团分布协调起来。天文学家知道，早期宇宙的密度变化并不大，因为他们观测到宇宙背景辐射只有轻微的不规则性。迄今，要提出一些同所得测定结果相一致的理论是容易的，但是，更关键性的检验仍在进行之中。特别是，星系形成的不同理论所预言的在小于大约一度的角尺度上宇宙背景辐射的起伏是相当不同的。对这些微小起伏的测定工作迄今尚未进行过，但这种测定工作可以在目前正在进行的这—代实验期间内完成。当得知目前正在研究中的星系形成的各种理论是否经受住这些检验时，那将是激动人心的。

今天的宇宙提供了足够的机会来发育出我们所知道的生命——在我们能够观测到的这部分宇宙中有大约1020颗与太阳类似的恒星。然而，大爆炸宇宙学意味着，生命只可能在有限的时间范围内出现，因为在遥远的过去宇宙太热，而在将来它只具有有限的资源。尽管大多数星系仍在产生着新的恒星，但许多其他的星系早已消耗完了它们的气体贮存。从现在起的300亿年后，星系将暗得多，并将充满已经死亡的或正在死亡的恒星，因此能够维持像今天存在的生命那样的行星将少得多。

宇宙可能永远膨胀下去，在这种情况下，所有的星系和恒星最终将变暗和变冷。代替这种大冷却的可能性是大收缩（big crunch）。如果宇宙的质量足够大，引力最终将使膨胀反转，而所有的物质和能量将会重新统一起来。在未来的10年间，当研究人员改进了测定宇宙质量的方法时，我们就可以得知现在的膨胀是走向大冷却还是大收缩。

在最近的将来，我们指望新的实验能给出对大爆炸的更好理解。当我们改进了对膨胀速率和恒星年龄的测定后，我们就可能得以证实，恒星比起膨胀着的宇宙来的确要年轻。最近完成的或正在建造的更大的望远镜可能使我们看到宇宙的质量是怎样影响时空的曲率的，时空的曲率又影响着我们对遥远星系的观测。

我们还将继续研究大爆炸宇宙学未注意到的问题。我们不知道为什么会发生大爆炸以及在大爆炸之前可能存在什么。我们不知道我们的宇宙是否有着同胞兄弟妹妹，即其它的膨胀区域，这些区域远离我们能够观测到的范围。我们不理解为什么自然界的基本常数会具有它们现在的值。粒子物理学的进展暗示了这些问题可能被解答的某些有趣的途径，但要对这些观点找出实验上的检验则是一个挑战。

在进行这些宇宙学问理的争论之时，人们应记住：所有的理学理论都是对现实的近似，如果理论走得太远，它们就可能失效。自然科学是通过更早的得到实验支持的理论合并成更大的、更加概括的体系获得发展的。大爆炸理论得到了许多证据的支持：被解释了的宇宙背景辐射、轻元素的丰度和哈勃膨胀。因此，任何新的宇宙论肯定要包括爆炸这一情况。无论未来的几十年会导致什么样的发展，宇宙学已经从哲学的一个分支变成了一门自然科学，在自然科学中假说会受到观测和实验的检验。

【肖仲洋/译  郭凯声/校】