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【解開宇宙之謎的十個里程碑上】
http://www.sina.com.cn 2009年01月21日15:52 《中國國家天文》
——為宇宙加速膨脹發現10週年而作
文/陸埮
導言：時至今日，宇宙學已經成為了一門精確科學，被多數人接受，成為了當今最前沿，最活躍的學科之一。
宇宙學發展到今天，決非易事，大體上說它已經經歷了10個有歷史意義的里程碑。
本期介紹：恆星、星系和星系團的發現，萬有引力定律的發現，廣義相對論的創建，宇宙膨脹的發現以及大爆炸宇宙學的提出與檢驗。
引言
宇宙是我們這個物質世界的整體，是物理學和天文學的最大研究對象。
了解甚至弄清它的性質、結構和演化規律，一直是人類的夢想。
可以說，人類試圖認識宇宙的歷史與人類認識史本身同樣古老。
但是，要認識整個宇宙實在是太難了，以致在相當長的時間內，只是停留在哲學性的、思辨性的思考上。
宇宙學真正成為一門具有現代意義的獨立的學科，那還是在近100年內的事。
在半個世紀以前，大多數人對宇宙學還是抱有懷疑態度的。
這半個世紀，宇宙學的發展，經歷了徬徨、徘徊，經歷了數據積累，經歷了異軍突起，經歷了長足進步。
時至今日，宇宙學已經成為了一門精確科學，它差不多達到了半個世紀之前粒子物理在人們心目中的地位。
正是半個世紀以前，粒子物理領域新現像不斷出現、新粒子不斷被發現。
新的發現觸動了物理學的基本問題，就使物理學來了一個重大的飛躍。
特別是吳健雄首次實驗證明了李政道、楊振寧的理論，推翻了弱作用中的宇稱守恆定律，使弱作用的正確機制很快確立。
粒子物理成為了當時最前沿、也最活躍的學科。
現在的宇宙學已經與半個世紀以前大不一樣，它已經被普遍接受，成為了當今最前沿，最活躍的學科之一。
宇宙學發展到今天，決非易事，大體上說它已經完成瞭如下10個里程碑。
在通常意義下，里程碑是有明確時序的。
我們這裡講的實際上是10件大事，當然也有次序，只是並非嚴格的次序。大事與大事之間可以有重疊或覆蓋，因為一件大事往往有其相當長的時段。
稱之為里程碑，只在於強調有重要的意義。
本文中，我們把宇宙輕核素原初合成、微波背景輻射和大爆炸宇宙學合在一起，作為大爆炸宇宙學的提出與檢驗一個里程碑，這只是為了敘述連貫，並非降低前二者的作用。
事實上，前二者也十分重要，單獨列為兩個里程碑也完全可以。
如果這樣，那麼總的就有十二個里程碑了。
第一個里程碑：恆星、星系和星系團的發現
人生活在地球上。
在地球之外，首先看到的當推太陽，其次是月亮，此外就是眾多的星星了。
起初，人們弄不清楚太陽、月亮和星星之間是怎樣的關係，甚至孰大孰小孰遠孰近也一無所知，對宇宙的認識是極為膚淺的。
中國古代關於宇宙有三種學說，即蓋天說、渾天說和宣夜說。
蓋天說認為大地是平坦的，天就像一把傘罩著大地。
渾天說認為天地像一隻蛋，中心是地，周圍是天。
宣夜說認為天是無限的、虛空的，星辰浮在虛空中。
國外，亞里士多德(Aristotle)、托勒密(C. Ptolemy)等人建立的宇宙模型是以地球為中心的(簡稱地心說)。
直到約500年前，哥白尼(N. Copernicus)提出了以太陽為中心的日心說，才推翻了至少統治了1800多年的地心說。
這一步極其艱難，哥白尼的著作《天體運行論》直到他臨終之前才得以出版面世；伽利略(G. Galileo)因為支持哥白尼的觀點而被羅馬宗教裁判所囚禁；支持並發展哥白尼觀點的布魯諾(Giordano Bruno)更被燒死在羅馬的鮮花廣場。
這一步卻十分重要，地球也就從宇宙中心的寶座上跌了下來，成為宇宙中普通的一員。
有了這個認識，地球上的人才獲得了客觀研究宇宙學的真正資格。
哥白尼走的這一步，十分關鍵。
以太陽為基礎來研究宇宙是正確的。
有了開頭的一步，也就會有接著的一步，並一步一步繼續發展下去。
布魯諾進一步提出，宇宙中還有許許多多的太陽。
抬頭仰望晴朗的夜空，如果空氣沒有污染，就可以看到滿天星斗，可以說這些星星每一個都是像太陽那樣的恆星。
太陽與地球之間的距離約有1.5億千米，相當於光走8.3分鐘的路程。我們看到的亮的恆星，其實是些離我們很近的星。
比如牛郎星，離我們的距離約有16光年(即光走16年的距離)；織女星，約有27光年。
除太陽以外，離我們最近的恆星，叫比鄰星，距離約為4.3光年。
天上亮星的分佈差不多是各向同性的，就是說，仰望天空，向各個方向看到的亮星在天上分佈的密集程度都差不多。
但是，如果我們只看很暗(也就是較遠)的星，就會發現它們的分佈不是各向同性，而是集中分佈在一個帶狀區域內的。
這個觀測特徵告訴我們，我們這個太陽系實際上是處在一個呈盤狀分佈的恆星系統內，離盤中心較遠，約有2萬6千光年。
這個恆星系統就是銀河系，它包含有一千多億顆恆星。
其實，銀河系外面還有許許多多類似銀河系的恆星系統(稱之為星系)。
銀河係是我們這個地球所在的星系的特別名稱。
銀河系外，最靠近我們的星係是大麥哲倫雲和小麥哲倫雲，它們離我們的距離約為16萬光年。
我們現在所能觀測到的距離已到百億光年的尺度。
儘管還可看到一些有許多星系組成的星系團，但總的說，星系在宇宙中的分佈是比較均勻的。
由於星系離我們很遠，得用更大的望遠鏡來觀測它們。
與恆星呈現的是一個點不同，星系呈現的是一個有限大小的斑。
星系的發現使我們走出了銀河系，這是走向宇宙的極其重要的一步。
粗略地說，宇宙可以看作以星係為“分子”的均勻氣體。
由此我們可以總結出一個原理，稱作“宇宙學原理”——從大尺度來看，宇宙物質的分佈是各向同性的、均勻的；宇宙既沒有中心，也沒有邊緣；觀測者從宇宙任何一個地方來看，宇宙的性質、運動和規律都是完全一樣的。
觀測並研究恆星、星系、星系團是天文學研究的主方向，這個領域的觀測數據在不斷積累，理論研究也在不斷深入。在“宇宙學原理”的基礎上，宇宙大尺度結構的各種偏離均勻和偏離各向同性的特徵，也已經有了十分豐富的積累。
人們對恆星、星系、星系團的認識積累為宇宙學的研究奠定了第一塊里程碑。
其實，對恆星、星系、星系團的研究，不僅是天文學研究和宇宙學研究的基本出發點，也是工作量最大而且貫徹始終、不斷改進的基礎。
所以，它不僅是第一塊里程碑，也在以後各個里程碑的創建過程中不斷起作用。
第二個里程碑：萬有引力定律的發現
我們知道，萬有引力是牛頓在開普勒(Johannes Kepler，1571年～1630年)對行星運動研究成果的基礎上總結得到的。
現在我們知道，世界上一共只有4種基本力，即強作用、電磁作用、弱作用和萬有引力作用。
強作用和弱作用都是短程力，只有在微觀世界中才有明顯的作用，它們的力程只有10-13厘米甚至更短。
電磁作用和萬有引力作用的強度與距離的平方成反比，兩個物體之間的距離越大，相互作用的力也越弱。
但它們都是長程力，而在宇宙中，距離增大，物體也增多，大尺度上總的作用強度是不能忽略的。
因此，它們可以在宏觀世界甚至宇觀世界中起作用。
電磁作用的強度比萬有引力作用強很多，比如兩個質子之間的電磁作用要比它們之間的萬有引力作用強1萬億億億億(1036)倍。
但是，電荷有正、有負，從大尺度範圍來看，正負電荷相消，電磁作用已基本上抵消掉了。
所以，從宇宙大尺度來看，實際上只有萬有引力才佔絕對的支配地位。
300多年前，牛頓(I. Newton)發現的萬有引力定律為宇宙學的研究鋪設了第二塊里程碑。
第三個里程碑：廣義相對論的創建
宇宙是物質世界的一個整體，宇宙學是研究這個整體的性質、結構、運動和演化規律的學問。
宇宙學作為一門科學，也必須建立在觀測事實的基礎上，並且形成一個系統的邏輯體系。
我們該怎樣來建立這個體係呢？
人們首先想到用牛頓力學和牛頓時空觀來建立這個體系。
但是，人們很快發現，不論宇宙有限還是無限，牛頓力學和牛頓時空觀均不能作為研究宇宙的一個正確的科學框架。
如果宇宙是有限的，按照牛頓的時空觀，它應當佔有一個有限的空間。
這樣一個宇宙，必然有一個中心，也有一個邊界。
既然有邊界，那麼，邊界之外又是什麼？
邊界之內還是個整體嗎？
既然有中心，那麼，在萬有引力作用的支配下，周圍物質就會掉向中心附近，物質分佈就不會均勻，就無法解釋觀測支持的“宇宙學原理”。
如果宇宙是無限的，甚至無法解釋“夜里為什麼天黑”這樣一個人人都知道的事實。
白天為什麼亮？
那是因為有太陽。
夜里為什麼天黑？
那是因為沒有太陽。
可是，夜裡還是可以看到許多恆星。
太陽也是一顆恆星，只是與其它恆星遠近不同。
按一顆恆星來講，因為亮度與距離平方成反比，遠的恆星自然看起來暗。
但是，遠處的恆星數目要多得多，所有星提供的總亮度未必低。
特別是，按照宇宙學原理，如果考慮同一距離上的恆星，那麼，一個星的亮度與距離平方成反比，而同一距離上的總星數卻與距離平方成正比，正比、反比正好相消。
因此，每個距離上所有星提供的總亮度是與距離無關的。
如果宇宙無限，按照牛頓的時空觀，所有距離上的星加起來，亮度應是無限的。
夜里天黑的事實與牛頓框架下的宇宙無限相衝突，這就是著名的奧伯斯(Heinrich Olbers)悖論。
奧伯斯悖論來源於亮度與距離的反平方關係。
萬有引力也有反平方關係，也會出現類似的悖論，如希立格(Hugo von Seeliger)悖論：宇宙中任何一個天體都會對某一物體產生萬有引力作用，如果宇宙無限，那麼任何方向上的總作用力都是無限大的，這與事實也不符。
1915年，愛因斯坦(A. Einstein)發表了廣義相對論，對萬有引力理論作出了劃時代的變革。
牛頓把萬有引力看作兩個物體之間的超距作用。
在愛因斯坦看來，一個物體受另一個物體的萬有引力作用而運動，是因為另一個物體由於其質量而改變了周圍的空間，使空間彎曲，而這個物體由於處在彎曲空間中才導致了運動。
因此，在廣義相對論看來，其實沒有力，運動只是由於空間彎曲。
兩年以後，在1917年，愛因斯坦將廣義相對論用來研究宇宙，為現代宇宙學提供了正確的研究框架。
那個時候的傳統觀點是認為宇宙是靜止的。
但是，愛因斯坦在他的廣義相對論引力場方程中卻找不到靜態的解。
道理很簡單，因為愛因斯坦的引力場方程也只有引力，沒有斥力，在這個情況下是不可能有靜態解的。
為了得到靜態解，愛因斯坦在他的方程中人為地加進了一個具有等效斥力作用的宇宙常數(記作Λ)項，以抗衡引力，從而獲得了一個有限而無邊，也沒有中心的均勻的靜態宇宙解。
這是第一個具有現代科學意義的宇宙學解，稱為愛因斯坦靜態宇宙模型。
愛因斯坦模型有個缺點——不穩定。
即使愛因斯坦得到了一個在某個時刻處於靜止狀態的宇宙，它也經不起擾動。
設想某個時刻宇宙有一個擾動，使它稍微膨脹了一點兒，那麼，它的所有天體與天體之間的距離就略有增大，導致萬有引力減小而更有利於膨脹；如果使它稍微收縮了一點兒，那麼，它的所有天體之間的距離就略有減小，導致萬有引力增大而更有利於收縮，因而不可能保持靜止狀態。
為了解決這個問題，1922年，弗利德曼(A. Friedmann)放棄了愛因斯坦的靜態假設，考慮一個動態的宇宙。
假設宇宙原本就處在膨脹狀態或者收縮狀態，這時就沒有靜態宇宙的那種不穩定性。
宇宙究竟在膨脹還是在收縮，得由觀測來確定。
第四個里程碑：宇宙膨脹的發現
1929年，哈勃(E. Hubble)發現，遠處星系的每一條光譜譜線的波長都比實驗室內測得的同一條譜線的標準波長要長，即光顯得偏紅了，而且這種波長變長的程度(指波長增長量與標準波長之比，稱作紅移)正比於星系離我們的距離。
紅移與距離的比例係數通常記為H0/c，H0為哈勃常數(它對不同距離是常數，但對不同時間卻不是常數)，c為光速。
這個關係給我們提供了一個利用測量紅移來確定遙遠星系離我們的距離的有效方法。
如果把這個紅移看作由多普勒效應引起，那麼紅移表示的是星系在離我們遠去，而且，愈遠的星系離我們而去的退行速度愈大。
哈勃非常敏銳地指出，“愈遠的星系離我們而去的退行速度愈大”正好表現了宇宙正在膨脹，因為波長增長正是波長隨著宇宙空間尺度膨脹而被拉長的自然表現。
值得指出的是，宇宙膨脹並不是只指各個星系在離我們而遠去。這種膨脹在宇宙各處都是一樣的，各處的星係都在均勻地相互遠去。
這是天文學上頭等重大的發現。
這個發現支持了弗里德曼動態宇宙的觀點。
應當注意，多普勒效應和宇宙膨脹是對紅移的兩種完全不同的解釋，是兩種完全不同的物理機制。
究竟哪一個對，需要由觀測來檢驗。
事實上，宇宙膨脹現在已經被確認。
天體在宇宙中參與了兩種完全不同的運動：一種是天體在空間中的運動，即天體相對於空間在作運動；另一種是空間本身的膨脹運動，此時天體即使相對於空間並無運動，它也會隨著空間膨脹而被帶動。
多普勒效應描寫的是前者，宇宙膨脹描寫的是後者。
前者是通常的力學運動，受到狹義相對論的約束，運動速度不能超光速；後者不代表天體在空間中的運動，是可以超光速的。
對於宇宙大尺度上的星系運動，星系在空間中的本動速度一般是很小的，星系基本上可以看作靜止在空間中，因此星系主要是隨著宇宙膨脹而運動，這種運動也叫作哈勃流。
所以，宇宙學紅移不是多普勒效應所致，而是來源於宇宙膨脹。
多普勒效應只能描述在哈勃流背景上微小的本動起伏。
雖然哈勃的發現仍然沒有確定宇宙在空間上究竟有限還是無限，但卻可以確定在時間上是有限的，即宇宙有個誕生的時刻。
假定宇宙膨脹是等速的，我們就可以按此速度倒算回去，總有一天宇宙會收縮到密度、溫度都是無窮大的狀態，那就是宇宙誕生的時刻。
有了生日，就可以求出每個時期的年齡，通常把這樣求得的宇宙年齡稱為“哈勃年齡”。
它是以宇宙等速膨脹為假設前提的，當然，宇宙膨脹不可能是等速的。
由於膨脹會使星係與星系之間的距離增大，而萬有引力使星係與星系之間相互拉住，它對膨脹起阻力作用，因此宇宙的膨脹只能是減速的。
就是說，倒算回去時，宇宙將越來越快地收縮到起點。
因此，“哈勃年齡”雖然不是宇宙的真正年齡，卻可以看作是宇宙真正年齡的上限。
它等於1/H0。
當然，哈勃那時只測得了一些低紅移(即不太遠)的星系，對應的退行速度也遠小於光速。
如果按多普勒效應作解釋，那麼當紅移趨於無窮時，退行速度應趨於光速(不能超過光速)。
如果按宇宙膨脹作解釋，那麼退行速度將不受光速的限制，可以存在超光速的膨脹速度。
定量地說，在膨脹宇宙中，當星系退行速度達到光速時，紅移還只有約1.5，而今天的天文學家觀測到紅移超過1.5的星系(它們都是以超光速退行的)恐怕已在1000個以上。
星系退行速度低於光速時，距離的一個上界是哈勃距離，它是哈勃年齡與光速的乘積。
只要距離足夠大，超過了哈勃距離，星系退行速度就會超光速。
我們真的能觀測到遙遠的以超光速退行的星係嗎？
我們真的能觀測到比哈勃距離還遠的星係嗎？
不妨設想一個比哈勃距離遠的星係發出了一個光子，朝向觀測者運動。
這個光子相對於它所在的空間以光速朝向觀測者運動，但是它所在的空間卻以超過光速的速度退行，這個光子不可能跟上空間的膨脹，作為光源的星係也就無法被觀測到。
但是，哈勃常數隨時間變化，哈勃距離隨時間而增大。
所以，這個光子所到的位置有朝一日會進入哈勃距離以內，相應位置的退行速度便降到光速以下，於是這個光子便可以到達觀測者，因而那個星係就可以被觀測到。
我們所能觀測到的最大距離究竟有多大呢？
下面將會看到，今天的宇宙年齡約為137億年。
那麼，宇宙剛誕生時發出的光，到今天應當走了約137億光年。
這是不是說，我們所能觀測到的最大距離就是137億光年呢？
不是的。在這期間，宇宙還在不斷膨脹，我們所能觀測到的最大距離應當比這大得多。
可以估算出，這個最大距離達400多億光年。
愛因斯坦在得知哈勃的發現後，非常後悔地說，添加宇宙常數項是他畢生最大的錯誤。
本來愛因斯坦的引力場方程是非常簡潔的，它沒有靜態解正好表明，他的方程本該自然預言宇宙膨脹。
引入宇宙常數項，不僅畫蛇添足，破壞了他的方程的自然美，而且白白丟掉了“已經到手的”預言宇宙膨脹的歷史性成果。
第五個里程碑：大爆炸宇宙學的提出與檢驗
哈勃的發現表明，宇宙是從高溫、高密狀態膨脹演化而來。這引發了伽莫夫(G. Gamow)在1946年提出宇宙大爆炸學說。
從今天看到的宇宙幾乎是以星係為“分子”的均勻氣體，追溯到密度很高、溫度很高的宇宙早期，那時，宇宙便真正成為了粒子的均勻氣體。
因此，早期宇宙應該是真正簡單的物理體系，可以預期，早期宇宙的研究會提供更為簡潔、可靠的成果。
隨著宇宙的膨脹，密度、溫度(因而粒子的熱運動能量)就逐漸下降，宇宙將經歷從高能到低能的極為豐富的物理過程的演化，粒子物理、核物理、等離子體物理、原子、分子乃至流體力學等各種物理過程在宇宙演化的各個階段相繼扮演重要角色。
表中給出了大爆炸宇宙學各個演化階段以及相應的主要物理過程。
下面將選擇幾個主要階段作些討論。
順便指出，宇宙大爆炸學說經常被誤認為宇宙是從高溫高密的一個點向四面八方爆炸開來而成，好像真的像一團物質在一個無限空間中的某處爆炸那樣。
其實並非如此。大爆炸的含意實際上就是“膨脹”二字。
物質與空間不可分，它們一起膨脹。這裡，宇宙仍然可以有限，也可以無限，視宇宙平均物質密度大小而定。
當宇宙平均密度大於某個值(稱臨界密度),宇宙就是封閉的；小於那個值，就是開放的；而恰好等於那個值，宇宙就是平直的。
在通常條件下，封閉意味著有限，開放意味著無限，而平直介於兩者之間，空間也是無限的。
臨界密度可以從哈勃常數計算出來。
今天的宇宙臨界密度大體相當於每立方米內只有約5個質子。
在宇宙早期很高的溫度下，質子和中子固然可以復合成氘核並放出一個光子，但很高能量的光子碰撞氘核也會使它又分裂為質子和中子。
氘核的結合能為2.2兆電子伏特，只要供給2.2兆電子伏特以上的能量，就可將氘核分裂為質子和中子。
由於宇宙早期的光子數密度比質子、中子數密度要高幾十億倍，氘核是積累不起來的。
但當宇宙膨脹降溫到約109K時(相當於宇宙年齡為3分鐘)，光子的平均能量就降低到約為100千電子伏特，這時能使氘核分解為質子、中子的高能光子已經為數不多，氘核就可以顯著地積累起來，並進一步反應生成氦4，核合成過程便可快速進行。
核合成產生的輕核素中有四種是穩定的，即氦4、氘(即氫2)、氦3、鋰7，而氚(即氫3)和鈹7是放射性的，它們最終會衰變成氦3和鋰7。
原初核合成的這4種輕核素的觀測數據與大爆炸理論的預言符合得很好。
粗略地說，氫佔宇宙總質量的四分之三，氦4佔四分之一，而所有其它元素質量的總和只佔不足1%，氦3、氘、鋰7的豐度都非常小。
4種輕核素豐度的觀測值均與理論計算值相符合，儘管豐度跨越了9個量級。
原初氦4是在宇宙年齡只有3分鐘時形成的，而氦4又是宇宙間豐度極高，僅次於氕(即氫1)的第二號核素，在宇宙演化中有非凡的重要意義。
要知道，自由中子的壽命只有一刻鐘，如果中子不能在遠短於一刻鐘的時間內成功躲進氦4而成為穩定中子，世界上將不再有中子，氫以外的所有其它一切元素均無法形成。
可見，理論算出來的“3分鐘年齡”和“四分之一豐度”這兩個數字是多麼的重要，也多麼的合理。
正是這兩個數字，保證了宇宙演化過程中有氦4為我們的宇宙保存了足夠多的中子可以利用。
元素週期表中除氕和那四個原初輕核素以外的各種元素就是在以後的恆星過程中由質子和氦4中的中子通過各種各樣的核過程合成的。
輕核素原初合成給宇宙大爆炸學說提供了強有力的證據。
不僅豐度的觀測值與理論值符合得很好，而且我們可藉此確定宇宙重子物質(看得見的物質)的密度。
類似地，質子(以及氘核、氦核)與電子可以復合成中性氫(氘、氦)原子而放出光子。
如果光子能量高於電離能(對氫是13.6電子伏特)，它就可以又把氫原子電離成質子和電子，因而氫原子積累不起來。
同樣因為光子數十分巨大，只有當宇宙繼續膨脹而降溫到約3×103K時(相當於宇宙年齡為38萬歲)，能電離氫原子的光子已經為數不多，宇宙便從等離子體狀態轉變為中性原子氣體狀態。
由於中性原子不與光子發生作用，此後宇宙對於光子便變成透明的，光子在其中運動將不受碰撞改變而一直保持到今天。
因此，大爆炸宇宙學又作出了一個精確定量的重要預言：今天應當仍然存在一種無處不在的保持著宇宙38萬歲時脫胎出來的呈黑體輻射譜型的宇宙背景輻射。
唯一的變化是，隨著宇宙的膨脹，輻射波長從3000K的黑體譜紅移成了2.725K的黑體譜。
因為2.725K的輻射已在微波波段，所以常被稱為宇宙微波背景輻射。
1964年～1965年，彭齊亞斯(AA Penzias)和威爾遜(RW Wilson)兩位工程師在研究他們的微波天線性能時，無意中發現了一種噪聲性輻射，它其實就是宇宙微波背景輻射。
人們在看電視時，如果沒有節目，屏幕上就會出現雪花噪聲，其中約1%就是來自宇宙微波背景輻射。
彭齊亞斯和威爾遜當初只在一個固定波長(7.3厘米)上作了測量，定出相當於黑體輻射溫度為3.5K(±1K)。
後來，全世界許多人在各種各樣的波長上進行測量，均符合黑體輻射譜。
特別是在馬塞(J. Mather)的領導下，利用1989年發射升空的宇宙背景探測者(COBE)衛星上的儀器(FIRAS)精確地測得了宇宙微波背景輻射譜，它是溫度為2.725 K的極好的黑體譜，與大爆炸宇宙學的理論預言精確一致。
他們測得這種輻射是高度各向同性的(各個方向測得的等效溫度相同)。
這一點也與在宇宙學原理條件下得到的預言一致。
因為發現宇宙微波背景輻射，彭齊亞斯和威爾遜獲得了1978年度的諾貝爾物理學獎。
引自：http://tech.sina.com.cn/d/2009-01-21/15522800653.shtml
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