大爆炸

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  大爆炸(Big Bang),大量证据使多数天文学家确信,宇宙是在大约150亿年前的某个确定时刻、在一种超热超密的高能辐射火球形态中诞生的。这就是叫做大爆炸的宇宙起源模型。大爆炸这个名词实际上是弗雷德·霍伊尔在1940年代末创造、用来嘲笑这个在他看来“精美得就像蛋糕中跳出来的交际花”的理论的。霍伊尔是对立的稳恒态假说的创始人之一,现在仍是吵得最凶的大爆炸思想的反对者之一。

  1920年代前,天文学家一直以为宇宙仅由我们现在所知的银河系构成,而且是永远不变。个别恒星可以度过它们的一生而死亡,但新的恒星会诞生并取代它们。 关于宇宙可能随时间流逝而变化(演化)的第一个明确提示,是爱因斯坦发展他的广义相对论时出现的。当时的时空理论对宇宙进行了完全的数学描述(模型)。1917年爱因斯坦发现,当他试图以这种方式将他的方程式应用于描述作为整体的时空时,它们竟然不能表示一个静止的、不变的宇宙。这些方程式表明,宇宙必须要么膨胀,要么收缩,而不能静止。因为当时没有膨胀或收缩的天文证据,爱因斯坦就在他的方程式中引进一个附加项,称为宇宙学常数的虚假因子,来维持模型静止。后来他自称这是他整个生涯的“最大失误”。 其他研究者,特别是荷兰的威廉·德西特(Willem de Sitter)和苏联的亚历山大·弗里德曼(Alexan- der Friedman),也求出了爱因斯坦方程式的解。这些解描述了各种不同的宇宙模型,却全都有着内在的演化倾向。有些模型开始很小但永远膨胀;有些膨胀到一定大小然后坍缩。有一个模型开始很大,收缩到一定大小然后再度膨胀。另一组解则循环重复膨胀和坍缩,在达到很小时“反弹”。 这些数学模型对真实宇宙的现实意义到了1920年代开始趋于明朗。埃德温·哈勃和其他观测者证明,不仅我们的银河系只是宇宙中众多星系中的一个,而且星系因宇宙膨胀而在互相分开(见红移)。换言之,以不含宇宙学常数的爱因斯坦方程式为依据的最简单宇宙模型,实际上是整体宇宙行为的极佳描述。 到1930年代初已经很清楚,宇宙正在膨胀,并带着星系相互分离,因为星系间的空间在扩大。星系并非通过空间运动(至少在我们仅仅考察这个宇宙学膨胀时是如此),而是被空间的膨胀带着遨游。这可以比喻为葡萄干面包中的葡萄干。当生面团发起来时,葡萄干被带着彼此远离,它们并不是在生面团中穿行。 但这个比喻并不准确,因为葡萄干面包同宇宙不一样,它有一个中心和一个边界。爱因斯坦方程式则表明宇宙既无中心亦无边界,这或是由于宇宙是无穷的,或是由于时空轻微弯曲而使自身等价于一个四维的球面。 在这种情况下,就像你从纽约出发沿地球表面的直线旅行又能回到纽约一样,你将能沿宇宙中的直线启程,完成环宇宙航行后,(终于!)返回到你的出发点。宇宙没有中心,就像地球表面和肥皂泡表面没有中心一样。

  1930和1940年代,宇宙学家开始尝试同这些思想妥协。新发现的最重要暗示是,宇宙在时间上必须有一个确定的起点。如果想像将我们今天看到的宇宙膨胀反演,那么,随着空间的缩小,到某个时候全部星系必定彼此挤成一团。在那之前,恒星必定曾经彼此接触,融合成与恒星内部一样热(开氏1 500万度)的大火球。 爱因斯坦方程式实际上认为你还可以往回走得更远,抵达宇宙全部物质和能量从一个大小为零的奇点浮现出来的那个时刻。但大爆炸思想开始时并未推进到如此极端。 第一个现在看来仍算得上数的大爆炸模型,是比利时天文学家乔治·勒梅特(Georges Lema□tre)在1927年提出的。勒梅特没有将相对论方程式一直回推到奇点;他是从宇宙全部内容物挤压在比太阳大30倍的球内那个时刻开始、从膨胀方面描述宇宙的诞生。他把这样一个球称为“原始原子”(也叫做“宇宙蛋”,但用得较少)。勒梅特提出,由于不明的原因,原始原子爆炸开,破裂成碎块,这些碎块后来形成了我们看到的各种宇宙成分。 很多人误解了这个思想,以为它暗示原始原子在“虚无空间”之中像炸弹爆炸那样向外炸开。但请记住,时空,还有物质和能量,都包在宇宙蛋里面,没有什么“外部”可以让“炸弹”炸出去,它的膨胀是由空间本身膨胀、逐渐拉伸而造成的。

  1940年代,乔治·伽莫夫将大爆炸思想向前推进了一步。他阐明了早期宇宙火球中发生的核反应如何能够将氢转变成氦,解释了极年老恒星中这两个元素的比例,并预言存在背景辐射。到1960年代前,宇宙学家已经准备好“将时钟倒拨”到整个宇宙中的物质密度大致与今天一个原子核的密度相同的那一刻。他们觉得,他们对核相互作用已经懂得很多,足能计算出宇宙是如何从那个时刻演化过来的,而那些计算就成了大爆炸标准模型。 如果我们原原本本按照爱因斯坦方程式的说明(见霍金),将宇宙从奇点中显露出来的时刻定义为时间起点,大爆炸标准模型就能讲出从这一创造时刻之后0.0001(10-4)秒以来发生的全部故事。在那一刻,宇宙的温度是1012K(1万亿度),密度是核物质的密度1014克每立方厘米(1克每立方厘米是水的密度)。 在这些条件下,“背景”辐射的光子带有极大的能量,得以按照爱因斯坦公式E=mc2与粒子互换。于是光子创造粒子和反粒子对,比如电子-正电子对、质子-反质子对和中子-反中子对,而这些粒子对又能够在不断的能量交换中相互湮灭而生成高能光子。火球中还有很多中微子。由于基本相互作用运转中的细微不对称性,粒子的产量比反粒子的产量稍微多点儿——每10亿个反粒子有大约10亿零1个粒子与之相配。 当宇宙冷却到光子不再具备制造质子和中子的能量时,所有成对的粒子都将湮灭,而那十亿分之一的粒子留存下来,成了稳定的物质。 时间起点之后0.01秒、温度降至开氏1千亿度(1011K)时,只有较轻的电子-正电子对仍在蹦蹦跳跳与辐射相互作用,质子和中子则逃过了灾难。那时,中子和质子的数量相等,但随着时间的推移,与高能电子和正电子的相互作用,使天平稳步朝有利于质子的一边倾斜。时间起点之后0.1秒时,温度降到开氏300亿度(3×1010K),中子数与质子数的比降低到38:62。时间起点之后约1/3秒时,中微子除(可能的)引力影响(见暗物质)外停止和普通物质相互作用而“解耦”。 当宇宙冷却到1010K(开氏100亿度),即时间起点之后1.1秒时,它的密度降低到仅仅水密度的38万倍,中微子已经解耦,天平进一步朝质子倾斜,中子与质子之比变为24:76。宇宙冷却到开氏30亿度、时间起点之后13.8秒时,开始形成由一个质子和一个中子组成的氘核,但它们很快被其他粒子碰撞而分裂。现在,只有17%的核子是中子。 时间起点后3分零2秒时,宇宙冷却到了开氏10亿度,仅比今天的太阳中心热70倍。中子占的比例降至14%,但它们避免了完全退出舞台的命运而幸存下来,因为温度终于下降到了能让氘和氦形成、且不致被其他粒子碰撞而分裂的程度。

  正是在时间起点后第四分钟这个值得纪念的时期,发生了伽莫夫及其同事在1940年代概略描述、霍伊尔及其他人在1960年代细致研究过的那些过程,将幸存的中子锁闭在氦核内。那时,转变成氦的核子总质量是中子质量的两倍,因为每个氦核(He-4)含两个质子和两个中子。到时间起点之后4分钟时,这个过程完成了,刚刚不到25%的核物质转变成了氦,其余的则是独身的质子——氢核。

  时间起点之后略晚于半小时的时候,宇宙中的全部正电子已经同几乎全部电子湮灭了,产生了严格意义上的背景辐射——不过还是有与质子数相等的十亿分之一的电子保存下来。这时温度降到了开氏3亿度,密度只有水密度的10%,但宇宙仍然太热,不能形成稳定的原子;每当一个核抓到一个电子,电子就会被背景辐射的高能光子打跑。 电子和光子之间的这种相互作用持续了30万年,直到宇宙冷却到6 000K(大约是太阳表面的温度),光子疲弱到再也无力将电子打跑。这时(实际上还包括随后的50万年间),背景辐射得以解耦,与物质不再有明显的相互作用。大爆炸到此结束,宇宙也膨胀得比较平缓,并在膨胀时冷却。由于引力试图将宇宙往回拉到一起,它的膨胀也越来越慢。

  所有这一切都能在广义相对论——经过检验的可靠的关于引力和时空的理论——和我们关于核相互作用的知识——同样是经过检验和可靠的——框架内得到很好的理解。大爆炸标准模型是一门坚实可靠值得尊敬的科学,但它也留下了一些尚未得出答案的问题。 在时间起点之后1百万年前后开始,恒星和星系得以形成,并在恒星内部把氢和氦加工成重元素(见核合成),而终于产生了太阳、地球和我们人类。但是,天体物理学家仍然没有一个完全令人满意的星系形成理论。 除了宇宙起源问题外,1970年代的大爆炸标准模型未能回答的大问题是关于宇宙的最终命运。它将永远膨胀(“开放”模型)下去,抑或某一天将停止膨胀而后坍缩到大崩塌(“封闭”模型)?两种可能性都是爱因斯坦方程式允许的。宇宙的命运决定于它拥有的物质数量,因此也就是决定于力图迫使膨胀停下来的引力有多强。 恒星和星系形态的可见物质肯定不足以使宇宙封闭。但我们知道宇宙中还有大量的暗物质。1980年代中期之前,宇宙学家对从时间起点到0.0001秒这段时间(极早期宇宙)内发生过什么事情的认识有了发展,提出了叫做暴涨的理论。这个理论认为,宇宙差不多准确地坐在开放和封闭之间的分界线上(也就是接近于“平坦”),不过正好在封闭一边。