互动科普

詹姆斯·皮布尔斯（图片来源：wikipedia）

10月8日下午，普林斯顿大学的宇宙学家詹姆斯·皮布尔斯（James Peebles）因为在物理宇宙学中的贡献，与另外两位天文学家米歇尔·梅厄和迪迪埃·奎洛兹分享了今年的诺贝尔物理学奖。

在这篇文章中，皮布尔斯与另外3位作者向我们讲述了宇宙波澜壮阔的演化史。经过数百亿年的演化后，今天存在于宇宙中的恒星与星系会变成怎样，宇宙的归宿又是什么？

撰文  詹姆斯·皮布尔斯（James Peebles）、戴维·施拉姆（David Schramm）、埃德温·特纳（Edwin Turner）、理查德·克朗（Richard Kron）  

翻译  赵东海

在大约一百多亿年前的某个时刻，我们现在能观测到的所有物质和能量都聚集在一个比硬币还小的区域里，随后，它开始以一种不可思议的速度膨胀并冷却。当温度下降到1亿倍太阳核心温度时，自然界的那些基本作用力开始出现，基本粒子夸克则自由地徜徉在能量海洋里。接着，宇宙又膨胀了1 000倍，我们眼下能观测到的所有物质占据的空间膨胀到了太阳系那么大。

那时，自由夸克开始被束缚在中子和质子里。当宇宙又膨胀1 000倍后，质子与中子开始聚在一起组成原子核，今天的氦原子和氘原子大部分就是那时形成的。以上所有过程都发生在大爆炸后的一分钟内，此时温度仍然太高，原子核还不能捕获电子。直到宇宙持续膨胀了30万年后，中性的原子才开始大量出现，这时宇宙尺寸达到了现在的千分之一。此后，中性原子开始凝结成气体云，这些云团随后演化成恒星。在宇宙膨胀到现在尺寸的五分之一时，恒星聚在一起，形成了年轻的星系。

当宇宙尺度达到现在的一半时，恒星里的核反应产生了大多数重元素，类似地球的行星就是由这些元素构成的。我们的太阳系相对比较年轻：形成于50亿年前，那时宇宙尺度是现在的三分之二。随着时间流逝，恒星的形成过程会耗尽星系中的气体，因此恒星数目正逐渐减少。再过150亿年，像太阳这样的恒星会更稀少，对天空观测者来说，那时的宇宙将远不如现在这般热闹。

对宇宙起源与演化的认识，是20世纪最伟大的科学成就之一。这些知识来自于数十年不断革新的实验与理论。地面上和太空中的最新望远镜接收着数十亿光年以外的星系发出的光线，向我们展示宇宙年轻时的模样。粒子加速器探索着早期宇宙高能环境下的基本物理现象。卫星探测着宇宙膨胀早期遗留下来的背景辐射，展现出我们所能观测到的最大尺度上的宇宙图景。

标准宇宙模型（也称大爆炸理论）对这些海量数据的解释最为成功。这个理论主张说，宇宙从初期的致密态开始膨胀，膨胀在大尺度上近乎均匀。目前该理论没有遇到根本性的挑战，当然，它也存在一些有待解决的问题。比如，天文学家还不能肯定星系是如何形成的，但是也没有证据能否认该过程是在大爆炸框架内发生的。实际上到目前为止，从这个理论引申出的各种预言通过了所有的测试。

但是，大爆炸理论目前也只做到这种程度，还有许多重要的谜题有待揭开。宇宙在膨胀之前是什么样子的？（我们不能通过天文观测，回溯到大爆炸之前的时刻。）在遥远的未来，当最后一颗恒星耗尽了核燃料后会发生什么？没有人知道答案。

我们可以从不同的视角——神秘主义、神学、哲学或科学——来认识宇宙。在科学上，我们只相信那些经过实验或观测证实的东西，因此我们选择的是一条沉重乏味的道路。爱因斯坦创立的广义相对论确立了质量、能量、空间和时间的关系，现已被很好地验证并接受。爱因斯坦指出，物质在空间均匀分布与他的理论非常吻合。他未经讨论便假定，在大尺度上平均来说宇宙是静态不变的。

在1922年，俄国理论家亚历山大·A·弗里德曼（Alexander A. Friedmann）意识到爱因斯坦的宇宙是不稳定的，最轻微的扰动也会引起宇宙膨胀或收缩。同时洛厄尔天文台（Lowell Observatory）的维斯托·M·斯莱弗（Vesto M. Slipher）发现了星系正在相互远离的首个证据。随后，杰出的天文学家埃德温·哈勃在1929年又证明了星系远离我们的速度与它离我们的距离大致成正比。

宇宙膨胀意味着，宇宙从一团高度致密的物质演化为今天彼此相距遥远的星系。英国宇宙学家弗雷德·霍伊尔（Fred Hoyle）是第一个给上述过程取名“大爆炸”（the big bang）的人，他的本意是想讽刺这个理论，但这个名字实在太生动了，便就此流传开来。不过这个名字将宇宙膨胀描绘得好像是空间中一点上的某个物质发生了某种爆炸，多少有些误导人。

其实完全不是那么回事：在爱因斯坦的宇宙中，空间与物质的分布是紧密联系的，观测到的星系系统的膨胀反映的是空间本身的展开。大爆炸理论的要点在于空间的平均密度随宇宙膨胀下降，而物质分布并没有可见的边缘。对普通爆炸来说，运动得最快的粒子飞向空的空间；而对大爆炸理论来说，粒子则是均匀地充满空间。宇宙膨胀对被引力束缚的星系或星系团的大小没什么影响，只是使它们之间的空间伸展了而已。在这种意义上，宇宙膨胀很像是葡萄干面包发酵。生面团类似空间，而葡萄干就像星系团。当面团膨胀时，葡萄干彼此远离，任意两颗葡萄干相互分离的速度完全取决于它们之间的面团有多少。

60年来，我们已经积累了许多支持宇宙膨胀的证据。第一个重要证据是红移——星系会发射或吸收某些特定波长的光，如果星系在远离我们，这些发射或吸收特征线将被拉长，也就是说退行速度越大，特征线就会变得越红。

在宇宙的年龄只有现在的五分之三时，星系团是宇宙代表性的景观。哈勃望远镜已经在轨道上运行了22年，通过它的持续观测，我们得到了星系团的影像。有些星系看上去互相处在对方的引力场里。这样的相互作用在离我们较近的星系团中相当少见，说明宇宙确实在演化。 

哈勃定律

哈勃通过测量发现，远处星系的红移比近处星系的红移要大。这就是现在熟知的哈勃定律，它正是均匀膨胀宇宙模型所预测的结果。哈勃定律表明，星系的退行速度等于它们间的距离乘上哈勃常数。近处星系的红移效应十分微弱，要使用相当精良的测量仪器才能检测到。而那些非常遥远的星系——比如射电星系和类星体——的红移就非常惊人了，其中一些星系的退行速度可达到光速的90%。

哈勃对宇宙图景还有另一个关键贡献。他对天空不同方向的星系计数，发现它们似乎分布得很均匀。哈勃常数在所有方向上好像都是相同的，这正是均匀宇宙膨胀的必然结果。现代巡天证实了这条基本原则：宇宙在大尺度上是均匀的。尽管近处的星系显示出成团性，不过更深的巡天还是能反映出相当的均匀性。

以银河系为例，目前银河处在一个由20多个星系组成的集体中，而这又是本超星系团（local Supercluster）延伸出的星系联合体的一部分。星系团的结构一级一级往上，一直上升到5亿光年的尺度。随着考察尺度的增加，其内平均物质密度的起伏不断减小。在接近观测极限的尺度上，平均物质密度起伏不到0.1%。

为了验证哈勃定律，天文学家需要测量星系的距离，有一种方法是观察星系的视亮度。如果某星系比另一个同类星系暗4倍，那么距离大约就是它的2倍。这一关系已在观测可及的距离范围内测验过了。

有批评者指出，看上去更小更暗的星系不一定真的距离更远。幸运的是，有明确迹象表明红移越大的星系确实距离也越大。证据来自引力透镜效应（参见左图）。像星系这样质量巨大且致密的天体可以形成天然透镜，由于可见光和其他电磁辐射的轨迹被弯折，任何位于它后面的辐射源都将产生一个扭曲放大的像（甚至可能是多个像）。因此如果一个星系位于地球和某些遥远天体的连线上，它将弯折这些天体发出的光线，使遥远天体变得可见。在过去的10年里，天文学家已经发现了20多个引力透镜。人们注意到，透镜后方天体的红移总是比透镜本身的高，这也定性地证实了哈勃定律。

哈勃定律之所以具有重大意义，不仅因为它描述了宇宙的膨胀，还因为它能用来计算宇宙的年龄。具体来说，大爆炸距今的时间是哈勃常数当前值与其变化率的函数。天文学家已大致算出膨胀的速率，但还没有人能精确测得其变化率。

不过人们还是可以从宇宙平均密度来估计这个量。由于引力抑制了宇宙膨胀，我们可以预期，星系相互远离的速度将比以前更慢，因此膨胀速度的变化率与引力的拖拽效应有关。引力是由平均密度决定的，如果只考虑星系里面和附近的可见物质,并以此来计算密度，那宇宙的年龄可能在100亿～150亿年之间（这个范围还考虑了宇宙膨胀率的不确定性）。

不过许多研究者认为宇宙密度要比上述计算结果的最小值大，因为所谓的暗物质的存在将产生影响，带来差别。一种观点认为，宇宙的密度足够大，因此在遥远的未来，膨胀速度将降到接近于0。在这种假设下，宇宙的年龄将降至70亿～130亿年。

为了让这些估测更加准确，天文学家都在致力于研究如何更好地测量星系的距离和宇宙的密度。估测出的膨胀时间可作为检验大爆炸理论的重要指标。如果这个理论是正确的，可观测宇宙中的所有东西都应该比从哈勃定律算出的宇宙年龄要年轻。

遥远星系的多重成像看上去像暗弱的蓝色椭圆，这是引力透镜效应导致的。当远处物体发出的光被干扰物体的引力场偏折时，这种效应就会出现。在这张图里，红色星系团聚集在中间，使位于它们后方更远处的星系的像扭曲了。这张图片由哈勃望远镜提供。

这两个时间尺度其实看上去大致相容。比如，由白矮星冷却速率估得银河系中最古老的恒星大约已有90亿岁。由计算恒星核反应燃料的消耗率推知，银河系晕中的恒星年纪更大，大约为120亿年。而根据放射性年代测定法测出的最古老化学元素的年龄也是约120亿年。实验室的工作人员是依据原子物理和核物理推算出这些数据的。值得注意的是，上述结果与由宇宙膨胀推算的宇宙年龄大体上是一致的。

另一个理论——稳恒态宇宙理论同样成功地对宇宙的膨胀和均匀性做出了解释。1946年，3个英格兰物理学家——霍伊尔（Hoyle）、赫尔曼·邦迪（Hermann Bondi）和托马斯·戈尔德（Thomas Gold）——提出了如下宇宙学理论：宇宙在永远膨胀，而物质自发地产生出来填充真空。当新产生的物质积累到一定程度就会形成新的恒星接替老的。这个稳恒态假设预言，近处的星系团在统计意义上跟远处的应该是相同的。而大爆炸理论做出的预言则跟稳恒态理论不同，它认为如果星系是很久以前形成的，那么远处的星系应该看上去比近处的星系年轻，因为它们发出的光线需要更长的时间才能到达我们这里，这些星系应该包含更多年轻的恒星和更多还未形成恒星的气体。 

验证稳恒态假设

从理论上说，这个检验很容易，但真正研发出足够灵敏的探测器以研究遥远的星系却花了好几代人的时间。当天文学家检查近邻射电星系时，他们在光学波段看到的是大致呈圆形的恒星系统；而远处的射电星系看上去呈拉长甚至是不规则的结构。此外，与近处星系不同，在大部分远距离星系中，可见光波段的图像通常跟射电波段的相近。

天文学家研究大质量、密集的星系团时，同样发现了近邻星系与远处星系有差别。远距星系团包含正在形成恒星的偏蓝星系；而近处类似的星系团却包含偏红星系，其中的恒星形成早就不活跃了。哈勃望远镜的观测证实，至少有部分年轻星系团中的强烈恒星形成活动是由于成员星系的碰撞造成的，而这种过程在现在非常罕见。

如果所有星系都在相互远离并且都是由早先的形态演化而来，那么符合逻辑的推论就是，它们曾经充塞在一片稠密的物质与能量之海中。事实上，在对遥远星系所知不多的1927年，比利时神甫、宇宙学家乔治·勒梅特（Georges Lemaître）就已经提出，宇宙的膨胀可追溯到一个极其致密的状态，他称之为远古的“超级原子”（super-atom）。他认为我们也许能够探测到它的遗留辐射。可是，这个辐射应该是什么样子的呢？

在宇宙非常年轻和炙热的时候，辐射很容易被各种粒子吸收或散射，因而不能沿直线传播太远。这样不停的能量交换维持着热平衡，任何特定区域都不太可能比平均水平要热或冷太多。当物质和能量处在这种状态时，就会产生所谓的热辐射谱，其中各波长的辐射强度完全由温度决定。因此，大爆炸产生的辐射可以由它的能谱辨认出来。

事实上，这个宇宙背景热辐射已经被发现了。20世纪40年代，美国麻省理工学院的罗伯特·H·迪克（Robert H. Dicke）一直致力于改进雷达，他发明了微波辐射计——一种检测微弱辐射的设备。到了上世纪60年代，贝尔实验室开始在望远镜上使用辐射计来追踪早期通讯卫星Echo-1和Telstar。没有想到，建造该设备的工程师探测到了额外的辐射信号，随后，阿诺·A·彭齐亚斯（Arno A. Penzias）和罗伯特·W·威尔逊（Robert W. Wilson）鉴定出这个信号是宇宙背景辐射。有意思的是，彭齐亚斯和威尔逊的这个思路源于迪克的启发，因为迪克曾建议人们用辐射计来搜寻宇宙背景辐射。

天文学家通过使用宇宙背景探测器（COBE）卫星和大量探空火箭、气球、地面设备，对背景辐射作了深入研究。发现宇宙背景辐射有两个特征。一是它各向同性。[1992年美国航空航天局戈达德太空飞行中心的约翰·马瑟（John Mather）领导的COBE研究团队证明了其涨落的幅度不超过十万分之一。]这很好解释，辐射均匀充满在空间中就会产生这样的结果，正如大爆炸理论预言的那样。

二是背景辐射能谱非常接近2.726K的黑体谱。毫无疑问，宇宙背景辐射是在宇宙远热于2.726K时产生的，但科学家们早就预测到辐射看上去温度会比较低，20世纪30年代美国加州理工学院的理查德·C·托尔曼（Richard C. Tolman）指出，宇宙背景的温度将因宇宙膨胀而下降。

宇宙背景辐射可以证明，宇宙是由致密高热的状态膨胀而来的，因为这是产生这种辐射所必需的条件。在那个致密高热的宇宙里，热核反应合成了比氢重的元素，包括氘、氦和锂。值得注意的是，由此计算出来的轻元素比例与观测到的丰度是一致的。也就是说，所有证据都表明，轻元素确实是在年轻炙热的宇宙中生成的，而那些更重的元素，则要在将来作为恒星内部热核反应的产物时才会出现。

轻元素合成理论是在第二次世界大战之后的科研热潮中出现的。乔治·伽莫夫（George Gamow）、乔治·华盛顿大学的研究生拉尔夫·A·阿尔法（Ralph A. Alpher）和约翰·霍普金斯大学应用物理实验室的罗伯特·赫尔曼（Robert Herman）等人通过战争时期得到的核物理数据，预测了早期宇宙中发生了哪些核过程，生成了哪些元素。阿尔法和赫尔曼还意识到，在现代宇宙中应该能找到大爆炸的残留物。

尽管这项工作中的许多重要细节有误，但它毕竟开创性地将核物理和宇宙学关联起来了。正因为研究人员证明，早期宇宙可以看成是某种核反应堆，物理学家才能精确计算大爆炸中产生的轻元素的丰度，以及它们随后是如何在星际介质和恒星内部变化的。

在这幅包含了从3亿～10亿光年远的天体的图中，可以明显看出星系是均匀分布的。唯一不均匀的地方是靠近中线的间隙，那是因为天空的这个区域被银河挡住了。这张图片由普林斯顿大学的迈克尔·施特劳斯（Michael Strauss）依据红外天文卫星的数据制作。

宇宙大拼图

我们对早期宇宙的认识还不能直接得到星系形成的完整图景。尽管如此，我们还是掌握了好几块拼图。引力将导致物质密度增长，因为它会抑制高密度区域的膨胀，使那里变得越来越密集。我们已在近邻星系团的成长中观察到了这个过程，星系可能也是在同样的过程中形成的，只是尺度要小些。

辐射的压力会抑制早期宇宙结构的增长，不过当宇宙膨胀到现在尺寸的0.1%时就不一样了。在那个时刻，宇宙温度约为3 000K，低到足够使离子和电子结合成中性的氢和氦原子。中性物质不怎么受辐射影响，可以聚集起来形成气体云，然后再坍塌成星团。观测表明，在宇宙达到现在五分之一大小时，物质已聚集成巨大的气体云，形成星系的雏形了。

当务之急是解释一个看似矛盾的问题——早期宇宙观测到的均匀性和现在星系的团块分布。天文学家认为早期宇宙密度起伏不大，因为在宇宙背景辐射中只观测到非常微小的不规则成分。到目前为止，建立与现有测量数据相容的理论还算容易，但更关键的检验还在进行中。特别是只有在观测分辨率小于1度时，不同星系形成理论所预言的背景辐射涨落才能看出显著区别。目前还无法进行这么小尺度的测量，但研究人员已经在着手准备这方面的实验了。将来就知道现在那些星系形成理论中有哪个能通过检验，想想就令人激动。

据我们所知，当前的宇宙是最适合生命发展的——在观测可及的宇宙范围内大约有1万亿亿颗太阳这样的恒星。大爆炸理论认为，生命只能存在于宇宙的某一阶段——过去它太热，未来它的资源又有限。虽然大部分星系还在产生新的恒星，但其他很多星系已经耗尽了它们的气体储备。300亿年后，星系将变得黯淡，充满了死亡或垂死的恒星，与现在相比，适合生命居住的行星将少得多。

宇宙也许会永远膨胀下去，所有的星系和恒星最终将变得又暗又冷，这就是“大降温”（big chill）。另一种可能是“大挤压”（big crunch），如果宇宙的质量足够大，万有引力最终将逆转膨胀，所有的物质和能量都会重新坍缩回到一点。下一个10年里，随着研究人员测量宇宙质量方法的不断改进，我们也许会知道现在的膨胀最终将演变为“大降温”还是“大挤压”。

在不久的将来，我们能对大爆炸有更深刻的理解。对宇宙膨胀率和恒星年龄的测量已经证实，恒星年龄确实比宇宙膨胀历史要短。天文学家正在利用望远镜（比如设在夏威夷岛上口径10米的凯克望远镜、口径2.5米的哈勃望远镜以及分布在南极和人造卫星上的其他新望远镜）观测背景辐射，同时开展物理实验寻找“暗物质”，这些努力也许最终能让我们知道，宇宙内物质是如何影响时空曲率，而曲率又是如何反过来影响我们对遥远星系的观测的。

此外，我们还将继续研究那些超出大爆炸理论范围的问题。比如，为什么会发生大爆炸？在那之前有什么？宇宙是否有兄弟姊妹？（即在我们观测所及的范围之外是否还有其他膨胀区域。）自然基本常数为什么是现在这些值？粒子物理学的最新进展提供了一些有趣的解题思路，但问题在于如何用实验进一步证明。

在我们讨论这些宇宙学问题时，必须牢记一点：所有物理理论都只是真实的近似，各有其应用范围。人们总是不断将那些已被实验证实的旧理论融入到新的更宏大的理论框架中去，物理学就是这样前进的。

大爆炸理论已为大量事实所证明，它解释了宇宙背景辐射、轻元素的丰度和宇宙的膨胀。因此，未来的宇宙学理论肯定得包含大爆炸理论。宇宙学已完成了从哲学到物理学的发展，今后它获得的任何新进展，都要接受观测和实验的双重验证。

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