解開宇宙之謎的十個里程碑

解開宇宙之謎的十個里程碑http://www.sina.com.cn2009年01月21日15:52《中國國家天文》.moduleSingleImg01 img{border:1px solid #D1E3F4}

　　——為宇宙加速膨脹發現10周年而作

　　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，經歷了彷徨、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，粒子物理領域新現象不斷出現、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了如下10個裡程碑。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。天上亮星的分布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布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，就會發現它們的分布不是各向同性，而是集中分布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布的恆星系統內，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)。銀河系是我們這個地球所在的星系的特別名稱。銀河系外，最靠近我們的星系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，星系在宇宙中的分布是比較均勻的。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，宇宙物質的分布是各向同性的、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，也在以後各個裡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占絕對的支配地位。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系呢？

　　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，物質分布就不會均勻，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「夜裡為什麼天黑」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。夜裡為什麼天黑？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。夜裡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，各處的星系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。由於膨脹會使星系與星系之間的距離增大，而萬有引力使星系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系嗎？我們真的能觀測到比哈勃距離還遠的星系嗎？不妨設想一個比哈勃距離遠的星系發出了一個光子，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，作為光源的星系也就無法被觀測到。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，因而那個星系就可以被觀測到。

　　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複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、中子數密度要高几十億倍，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，氫占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的丰度都非常小。4種輕核素丰度的觀測值均與理論計算值相符合，儘管丰度跨越了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又是宇宙間丰度極高，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「四分之一丰度」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。元素周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。不僅丰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)與電子可以複合成中性氫(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(A. A. Penzias)和威爾遜(R. W. Wilson)兩位工程師在研究他們的微波天線性能時，無意中發現了一種雜訊性輻射，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雜訊，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2.725K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。

　　第六個里程碑：暗物質的發現

　　在大爆炸宇宙學一步一步取得重大成果的過程中，人們也同時意識到，除了地球上熟知的重子物質以外，還應該存在一種量更多而看不見的暗物質。其實，早在1937年，茲維基(F. Zwicky)就注意到，大星系團中的星系速度太大，以致無法將它們通過引力束縛住，除非星系團的質量超過星系團內可見星系總質量估算值的100倍以上。這個事實首次顯示了大量暗物質的存在。以後，人們用光度方法和力學方法測量了許多天體的質量，總是發現力學測定的質量比光度測定的要大得多。特別是，魯賓(V. Rubin)等對許多星系測量了它們的旋轉曲線，即測量了離星系中心位置不同距離處物質繞星系中心的旋轉速度與離中心距離的關係曲線，發現與僅用看得見的物質的萬有引力作用下的理論值十分不符，表明星系外圍有非常大的由暗物質組成的暗暈存在。可見，暗物質的存在是普遍的。

　　暗物質究竟是什麼？暗物質看不見，因而不具有強作用、也沒有電磁作用，至多可以有弱作用。但它肯定具有萬有引力作用，在宇宙大尺度物質結構的形成中起著極為重要的作用。暗物質由什麼粒子組成？大體上說，它們應當具有如下三個性質：1)沒有強作用和電磁作用，否則就會看得見；2)壽命長(至少可以與宇宙年齡相比擬)；3)當暗物質粒子隨著宇宙膨脹降溫到與其它粒子不再發生作用時，它的速度應當降到遠低於光速，即它的質量應當很大。迄今為止已經發現的數百種粒子，沒有一種同時具有這3個性質。事實上，在所有已知粒子中，壽命長和質量大兩種性質就已經限定只可能是質子或穩定原子核內的中子，然而質子和中子均有強作用和電磁作用，不符合暗物質的要求。

　　暗物質粒子可能是中微子的超對稱對應粒子(neutralino)，或者K-K(Kaluza-Klein)粒子等。這幾種粒子至今還尚未發現，而且，超對稱理論預言的所有粒子至今均還沒有發現。最近紫金山天文台的常進等發表在《自然》雜誌上的一篇文章宣布，在宇宙射線電子能譜中發現了在3000億電子伏特～8000億電子伏特能量範圍內有一個十分明顯的遠遠超過預測值的電子數超出，有可能是來自暗物質粒子湮滅的一個信號，在國際上引起了廣泛的關注。這個發現似乎並不支持超對稱粒子neutralino，但有可能暗示質量約為6200億電子伏特的K-K粒子。

　　第七個里程碑：暴脹宇宙學的提出與檢驗

　　雖然大爆炸宇宙學非常成功，但在進一步細緻研究時卻遇到了一些重大的困難。從觀測看，宇宙在大尺度上顯現均勻，表明宇宙各處之間必曾有過相互作用，有過因果聯繫，因為決不可能有無緣無故的均勻。特別是微波背景輻射的高度各向同性，表明至少在宇宙年齡約為38萬歲時宇宙物質在空間上的分布是高度均勻的。這裡有兩個距離量很重要。一個叫粒子視界，這是宇宙從誕生到年齡為t時刻光傳播所能達到的最大範圍，在這個範圍內的任何兩點之間均可能曾經發生過相互影響。因此，視界也可看作有因果聯繫的最大範圍。距離超過視界的兩點之間不可能有從一個點對另一個點施加過的作用，除非作用的傳遞速度超光速，而這是不可能的。另一個叫宇宙尺度，這是描述宇宙範圍的尺度。宇宙尺度隨時間的變化，決定於宇宙膨脹的速率，而這個速率決定於具體的物質狀態。大體上有兩種物態，一種是粒子運動速度接近光速(高溫時的物質，比如輻射)；另一種是粒子運動速度遠小於光速(溫度不高時的物質，簡稱物質)。重要的是，不論輻射為主還是物質為主，宇宙尺度增長(膨脹)的速度總比視界增大要慢得多！就是說，今天看到的宇宙均勻的範圍，在宇宙早期應遠大於當時的視界。這意味著宇宙早期只可能形成視界大小的一個一個均勻小區。不同小區之間沒有因果聯繫，它們的密度就沒有理由取同樣的值。因此，微波背景輻射的高度各向同性，以及今天觀測到的基本均勻的宇宙大尺度物質分布，均無法得到解釋，稱為視界疑難。

　　從另一個角度來看，今天觀測到的宇宙中的物質密度，包括看得見的物質(元素周期表中的所有物質，或稱重子物質)、暗物質和輻射，其總和雖明顯小於臨界密度，卻並不相差很遠，兩者頂多只差幾倍。如果按已知的膨脹規律倒退回去，宇宙早期的物質密度應十分接近臨界密度，而且接近的程度十分驚人，差別只在小數點後第幾十位上。是什麼原因使宇宙早期的物質密度如此接近臨界密度？也就是說，是什麼規律使宇宙早期的幾何性質如此接近平直？用純粹的偶然性是難以解釋的。這就叫做平直性疑難。

　　理論上曾預言存在磁單極子。什麼叫磁單極子？磁單極子是指單獨存在的磁北極或磁南極，就像單獨存在的正電荷或負電荷那樣。但是，實驗上或觀測上，均沒有找到過磁單極子。這也是一個重大的疑難，稱磁單極子疑難。

　　視界疑難、平直性疑難和磁單極子疑難，是大爆炸宇宙學極為成功的背景上出現的三個帶有根本性的疑難問題。

　　怎樣解決視界疑難？我們已經看到，無論輻射為主還是物質為主，均存在視界疑難，除非宇宙早期存在一種與通常物質完全不同的新物態。那麼，怎樣的新物態才能避免視界疑難呢？1981年，顧斯(A. H. Guth)利用當時粒子物理上正在研究的真空破缺、真空相變之類的概念，設想宇宙在極早期的大統一時代(宇宙年齡約為10-35秒，甚至更早)，曾短暫停留(持續約10?33秒)在一個亞穩真空態上，隨後發生相變而轉為基態真空，並釋放能量而導致大量粒子生成。這裡，真空至少有兩個狀態，一個是高能的亞穩真空態，一個是低能的基態真空態。基態真空態就是通常意義上的真正的真空態。亞穩真空態是否能夠充當所需的新物態呢？這種物態的各種性質均與基態真空態相同，只是能量密度不為零。因此，這種物態可以看成一種真空能，它的能量密度應當是個常數，不隨宇宙膨脹而變。相比之下，無論輻射為主還是物質為主，其能量密度都是隨宇宙膨脹而變的。

　　顧斯指出，這種新物態會導致宇宙的猛烈膨脹，稱為暴脹。在短短的約10-33秒鐘時間內，使宇宙尺度猛增了幾十個量級，遠遠超過了上面所述視界與宇宙尺度之間的巨大差異。這種暴脹的速度相當於眼睛一眨從一粒豌豆脹大成銀河系的大小。這樣，今天觀測到的宇宙尺度實際上是由大統一時代遠小於視界的一個極小區域膨脹而來，看到的宇宙保持均勻正是因為來自原本均勻的這個小區域，因此觀測到的均勻性並不違背因果律。顧斯的這個設想後來經很多人改進和修正(如A. D. Linde等)，但細節仍無定論。顯然，暴脹的存在對空間尺度產生了重大影響，導致了視界疑難的解決。

　　同時，暴脹的存在也能解釋平直性疑難。宇宙物質密度接近臨界密度的程度，也就是宇宙的幾何性質接近平直性的程度。其實，暴脹機制很容易產生高度平直的宇宙，我們不妨形象地來說明：為什麼膨脹會使宇宙空間減少彎曲，導致平直？比如一個氣球，如果將它吹得很大，球面的幾何形狀就會變得很平。因此，從宇宙剛誕生不久的一般性(不需要微調)的彎曲空間很容易經暴脹而產生出早期宇宙更高度的平直性，甚至還有很大富餘，使今天的宇宙仍然高度平直。就是說，暴脹學說不僅解決了原有的疑難，而且預言了我們今天宇宙的總物質密度應當仍然十分接近於臨界密度，而臨界密度是可以根據哈勃常數的觀測值直接算出來的。這是個可供觀測檢驗的極強的精確預言！

　　在暴脹學說中，磁單極子疑難也可以迎刃而解。雖然理論預言磁單極子的質量很大，比質子要重億億倍，數目也不算太少，但正是因為暴脹，磁單極子被大大稀釋了，從而解釋了為什麼至今沒有觀測到它。

　　我們看到，宇宙學研究經歷了大爆炸宇宙學和暴脹宇宙學兩個階段，取得了很大成功。大爆炸宇宙學幾乎沒有引入什麼特殊的假設，卻獲得了原初核合成和微波背景輻射那樣精確的觀測檢驗。暴脹宇宙學雖然引入了尚未直接檢驗的暴脹假設，但產出卻極為豐富。它不僅解釋了視界、平直性和磁單極子等重大疑難，還作出了今日宇宙幾乎精確平直等極強的預言。十分精彩的是，雖然暴脹假設似乎不那麼自然，卻能與高能粒子物理相印證，而且與大爆炸宇宙學銜接得極好。暴脹只發生在宇宙極早期僅10?33秒的短暫時間內，暴脹後的真空相變釋放能量形成大批粒子使宇宙重新加熱，從而與大爆炸宇宙學自然接軌。甚至有人直接把暴脹結束時的重新加熱看作宇宙大爆炸的開始。暴脹假設好比對大爆炸宇宙學動了一次大手術，但卻是一次只有局部「微創」(隻影響10?33秒的短暫時間)而獲得極大成功(不影響10?33秒以上極大時間範圍的原有大爆炸宇宙學結論)的大手術。

　　儘管暴脹機制本身尚缺乏強的理論依據，也還未得到直接的觀測檢驗，但由於暴脹學說解決了一批重大的基本問題，它的預言又獲得了觀測檢驗，因而已得到國際天文界的認可。國際天文學聯合會(IAU)已為顧斯和Linde頒發了2004年度的Gruber宇宙學獎。Linde本人對這個學說給出了中肯的評價，他說；「暴脹學說還不能說已經贏得了這場比賽，因為目前還只有這匹賽馬。」

　　第八個里程碑：宇宙加速膨脹的發現

　　雖然大爆炸宇宙學和暴脹宇宙學非常成功，但還有一些重要問題尚待澄清。比如，觀測得到的可見物質密度和暗物質密度之和仍遠小於臨界密度，似乎與暴脹宇宙學的預言不符。難道還有第三種怪物質填補這個空缺？又比如，宇宙膨脹早已是不爭的事實，但萬有引力的存在，使宇宙膨脹只能減速，不能等速，更不能加速。人們花了幾十年時間試圖測出宇宙膨脹的減速因子，卻分歧極大，得不到協調的結果。再比如，宇宙年齡的測定也出現問題。通常，把球狀星團(最古老的天體)的年齡看作宇宙年齡的下限，而把哈勃年齡(指按等速膨脹外推而定出的年齡)看作宇宙年齡的上限。然而，有一段時間在觀測上竟出現了上、下限倒置的情形，意味著宇宙的年齡小於球狀星團的年齡(有點像「父親的年齡」小於「兒子的年齡」)，實屬荒唐。

　　為了測定宇宙膨脹的減速因子，必須找到一種標準燭光的極強光源。標準燭光是為了可以通過亮度觀測來確定距離，強光是為了放在遙遠的宇宙學距離上仍能觀測到。Ⅰa型超新星是由白矮星和它的伴星組成的雙星系統，在白矮星不斷從伴星吸積物質，當其質量增加到錢德拉塞卡(S. Chandrasekhar)極限(約1.4倍太陽質量)時所發生的猛烈爆發。正因為它總是發生在幾乎相同的質量條件下，Ⅰa型超新星就應幾乎具有標準燭光的性質，同時又是極強的光源。1998年，利斯(A. G. Riess)等人的高紅移超新星課題組和1999年，珀耳莫特(S. Perlmutter)等人的超新星宇宙學課題組，就用Ⅰa型超新星經過諸多校正後作為「標準燭光光源」進行觀測，兩個課題組都發現那些遠的Ⅰa型超新星的亮度比預期的更暗(即更遠)。從而，他們發現了宇宙不是在減速膨脹，而是在加速膨脹。這是一個十分令人震驚的發現。所謂萬有引力，自然是只有引力，沒有斥力。因此，宇宙膨脹只可能減速，不可能加速。幾十年來人們也只是致力於測定宇宙膨脹的減速因子而得不到明確結果。加速膨脹的發現意味著存在斥力，而且，現今的宇宙整體上看應當是以斥力為主。這就意味著要修改萬有引力定律，或者至少要增加一種新力(斥力)，或者增加一種能產生斥力的新物態。無論哪一種，都是了不起的新發現。

　　回顧歷史，我們可以看到，早在1917年愛因斯坦首次發表現代宇宙學奠基論文時，為了獲得靜態宇宙而曾引入代表斥力的宇宙學常數Λ。1929年哈勃發現宇宙膨脹後，宇宙已經不是靜態，愛因斯坦就放棄了這個常數。有趣的是，在天體物理研究領域，這個常數曾經三起三落。就是說，當出現問題時，人們就想到它，當問題解決後，人們又把它扔掉，如此這般已發生了三次。如今發現了加速膨脹，人們再一次領悟到，這個常數也許就是解讀此謎的一把鑰匙。

　　宇宙學常數Λ相當於真空具有一個能量密度。人們稱這種真空介質為暗能量。按照廣義相對論，不僅物質的質量(或密度)，而且它的壓強，均可以產生萬有引力。通常的物質，密度和壓強總取正值，因此它們均產生引力。比如，一盒氣體(無論是普通物質，還是暗物質)，當它的溫度降到趨於絕對溫度0度時，它的壓強也趨近於0；當它的溫度趨於無窮高時，它的壓強趨於密度乘光速平方的三分之一。因此，任何溫度的氣體的壓強永遠是正的。但是，觀測表明宇宙膨脹是在加速，就是說，除非存在一種新物質，它的壓強是負的。這種負壓強物質就稱為暗能量。愛因斯坦的宇宙學常數Λ，也相當於一種暗能量。

　　可見，宇宙加速膨脹的發現告訴我們，宇宙中除了通常物質(重子物質)、暗物質以外，還應有一種新物質，叫暗能量。一般地，宇宙物質密度是以臨界密度為單位衡量的，即用物質密度(ρ)與臨界密度(ρc)之比來表示：Ω=ρ/ρc。對於宇宙物質的三種成分，可分別表示為：重子物質(ΩB=ρB/ρc)、暗物質(ΩDM=ρDM/ρc)和暗能量(ΩΛ=ρΛ/ρc)。它們各佔多少？三者之和是否按暴脹模型所預言的那樣為1？這是要用觀測來確定和檢驗的。

　　第九個里程碑：微波背景輻射各向異性的發現

　　微波背景輻射高度各向同性意味著在年齡為38萬歲時宇宙物質分布是高度均勻的。這個特徵強烈支持了宇宙學原理和大爆炸宇宙學。在此基礎上如何形成今天的宇宙大尺度結構(恆星、星系、星系團)呢？這可不是容易的事。雖然人們早就知道，均勻分布物質中的微小擾動可以通過引力不穩定性——即金斯(J. H. Jeans)機制——來形成星系、恆星，但是，怎樣在合理的宇宙年齡範圍內由適當的擾動不均勻性形成今天觀測到的星系、恆星，卻並不容易。上世紀80年代初，前蘇聯的澤耳多維奇(Ya. B. Zeldovich)就把宇宙大尺度結構問題看作宇宙學晴朗天空中的一朵烏雲。暴脹理論曾緩解了這個困難。在暴脹期內，以前的起伏不均勻性會被衰減掉。有效的非均勻性種子，將由暴脹後的量子起伏來提供，由它們成長為宇宙微波背景輻射的各向異性，進而形成今天觀測到的宇宙大尺度結構。理論計算表明，如果宇宙物質只是重子物質，為生成今天觀測到的宇宙大尺度結構，需要有微波背景輻射約10-3量級的各向異性作為種子。如果計及暗物質，就只需要有10-5量級的各向異性作為種子。1992年，COBE衛星果然觀測到了微波背景輻射10-5量級的微小各向異性。這個發現為人們顯示了今天宇宙大尺度結構(星系、恆星形成)的起源之所在。微波背景輻射實際上是人們能夠直接看到的最遠，也就是最早的信號。它的各向異性展示的實際上是最遠，也就是最早的宇宙圖像，相當於宇宙幼年(38萬歲)的照片。斯莫特(G. Smoot)把這個成就「詼諧地」比作「看到了上帝的臉」。

　　2001年發射升空的WMAP衛星，在性能上比COBE衛星改進了許多。由WMAP衛星測出的宇宙微波背景輻射的各向異性圖像，顯然比由COBE衛星測出的要清晰得多。因此，WMAP的功勞清晰地確認了COBE的成果，促進了諾貝爾獎於2006年授予COBE項目的馬瑟和斯莫特。

　　第十個里程碑：精確宇宙學——和諧宇宙學

　　現在，我們已經有了3組比較好的觀測數據，一組來自Ⅰa型超新星的觀測，一組來自宇宙大尺度結構的觀測，一組來自宇宙微波背景輻射的觀測。如果我們把暗能量密度作為縱坐標，把重子物質和暗物質的密度之和作為橫坐標，我們就可以把上述三種觀測數據所允許的範圍畫成一張圖。重要的是，這三個允許範圍有個交叉重疊區域。這個重疊區域，正是這三種觀測共同允許的範圍，其所對應的暗能量密度為ΩΛ≈0.74，而重子物質和暗物質的密度之和為ΩB+ΩDM≈0.26。考慮到宇宙原初核合成的觀測，即ΩB≈0.04，可知ΩDM≈0.22。因此，宇宙學已經進入了可以進行精確計算的時代，不同觀測之間也達到了相互協調與和諧一致。而且圖中表示平直宇宙的直線幾乎與微波背景輻射的窄長的允許範圍相重合，表明微波背景輻射精確檢驗了暴脹宇宙所預言的空間幾何的平直性。

　　對比宇宙在38萬歲時和今天的物質丰度分布，可以看出，在宇宙演化的不同時期，不同物質分布的情形是不一樣的。比如，暗能量現在佔有很大部分，而在宇宙38萬歲時卻幾乎不存在(因為那時宇宙體積很小，而暗能量密度是個常數)。

　　結 語

　　經過10個裡程碑的研究，現在已經對宇宙的演化給出了一幅很好的圖像。這是一幅表示宇宙演化的示意圖，出自美國宇航局WMAP科學研究組。

　　在這幅圖裡，縱坐標為宇宙尺度，橫坐標為宇宙年齡。宇宙誕生後不久，便經歷了一個暴脹時期，在短短的約10-33秒的時間內，宇宙尺度增長了幾十個數量級，使宇宙幾何性質成為平直的；到宇宙年齡約3分鐘時，經歷了宇宙原初核合成時代，極有效地形成了大量氦4和一些輕核素；到宇宙年齡約38萬歲時，宇宙物質從等離子體狀態轉化為中性原子氣體，光子因不與中性粒子碰撞而在宇宙中自由「遊盪」，成為今天觀測到的微波背景輻射；隨後中性原子氣體開始通過引力的金斯不穩定性逐漸成團，在沒有形成可以發光的恆星以前，宇宙基本上不發光，進入黑暗時期；約在宇宙4億歲時，形成第一代恆星，出現第一縷曙光，恆星的光使星際介質再一次電離；接著便是漫長的星系、恆星、行星形成和發展的時代，周期表中的各種元素，就在宇宙最初3分鐘合成的少數幾個輕核素的基礎上，在恆星過程中逐步形成，生物也隨之在各自適應的行星條件下逐漸形成、繁衍、發展、進化；隨著宇宙膨脹體積增大而形成大量暗能量，宇宙便進入加速膨脹時期，直到今天成長為年齡約為137億歲的宇宙，也許正是一個豆蔻年華的青年宇宙，也許已是一個成熟穩重的壯年宇宙。這是一幅多麼富有詩意的畫卷！

　　經過這10個裡程碑式的研究時期，宇宙學已經成為相當系統、相當紮實、相當有深度、也相當精確的蓬勃發展中的一門學問。它已經摘掉了「畫鬼」的帽子，取得了學術界的普遍認可，也已經成為天文學發展的一個總框架。

　　要知道，地球在宇宙中實實在在只是一個極普通的行星。生活在地球上的人，居然能對宇宙了解到了如此深入的程度，實在是個奇蹟！愛因斯坦說過：「宇宙中最不可理解的是，宇宙居然是可以理解的！」

　　本文作者系中科院院士、紫金山天文台研究員、紫金山天文台-南京大學「粒子-核-宇宙學」聯合研究中心主任

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