大爆炸——宇宙通史

第一章 萬物肇始 大爆炸後10-43～10-32 秒世間萬物--空間、時間、物質--都是在137億年前的一個「大爆炸」中誕生的。那時的宇宙是一個無比奇異的地方。那裡還沒有行星、恆星或星系，有的只是一團基本粒子，充斥其中。此外，整個宇宙還沒有一個針孔大，而且難以置信地熱。這個宇宙立刻開始膨脹，從這個出人意料的怪異起點，逐漸擴展，直到演化成我們現在看到的樣子。現代科學還不能描述或解釋大爆炸之後10-43秒內發生了什麼事情。這個時間間隔：10-43秒，被稱為普朗克時間，是以德國科學家麥克斯·卡爾·恩斯特·普朗克的名字命名的。普朗克首先引入了這樣一個概念：能量不是連續可變的，而是由具有特定能量的「單元」或者「量子」構成。量子理論是現代大部分物理學的基石，它從最小的尺度上處理宇宙問題，而且被列為20世紀理論科學的兩個偉大成就之一。另一個是愛因斯坦的廣義相對論，處理極大尺度--天文尺度上的物理學。儘管在它們各自的領域裡這些理論都被實驗和觀測完美地驗證了，但是調和這兩個理論的努力卻遇到了很大的困難。特別是，它們對時間的處理方法根本不同。在愛因斯坦的理論中，時間是一個維度，是連續的，所以我們從一個時刻平滑地過渡到下一個時刻，而在量子理論中，普朗克時間就代表著一個基本的極限：時間具有一定意義的最小單元，同時這也是在理論上能夠測量出的最小時間單元。如果我們製造出最為精確的鐘錶，會發現它會不規律地從一個普朗克時間跳到下一個普朗克時間。試圖調和這兩種截然對立的時間觀念是21世紀物理學面臨的主要挑戰。近年來在「弦理論」和「膜理論」方面進行了這種嘗試。就現在來說，量子物理主宰著緊鄰大爆炸之後的灼熱緻密的微小宇宙階段。我們對宇宙的科學研究就從大爆炸之後10-43秒開始。大爆炸的概念與直覺相反，我們的常識似乎更易接受一個靜態無窮的宇宙觀念。但是確有科學理由讓人相信大爆炸這個奇異的事件。如果我們接受大爆炸，就有可能看清整個事件的進展過程，從第一個普朗克時間開始，直到我們生活在地球上的現在。

時間的開始時間的開始讓我們回到緊鄰大爆炸之後宇宙的那個起始點。通常我們腦海中會閃現出這樣一幅場景：在一個廣闊的空間里宇宙突然地爆發了，但這是完全錯誤的。大爆炸的真實情景是：空間、物質以及更為關鍵的時間，都是在這裡同時產生的。空間不是從虛無中產生的，在創世之前並沒有虛無。在大爆炸之前時間也還沒有開始，甚至談論大爆炸前的某個時刻也是沒有意義的。即使莎士比亞或者愛因斯坦也無法用通常的語言來描繪這一情景，雖然他們擁有非凡的智慧。這也意味著當我們今天考察宇宙時，詢問「大爆炸」是在哪裡發生的這個問題是沒有意義的。空間自身也是隨著大爆炸產生的。因此，在大爆炸剛發生後的時刻，我們現在所見的整個宇宙蜷縮在一個極小的區域，比一個原子核還要小。大爆炸發生在每一個地方，這裡沒有「爆心」。對這點的一個很好的直觀描述是埃舍爾的一幅著名畫作，雖然它的名稱比較乏味：三維空間的分割。想像你站在任何一個位於網格交叉點的立方體上，每一個接到立方體上的直桿都延伸出去。在你的視野中所有的東西都從你這裡延展出去，所以很自然地會首先感覺到自己正是位於一個特殊的地點：擴展的中心，但隨後你就能意識到無論你位於網格的哪一點，看到的直桿向外擴展的景象都是一樣的，事實上並沒有一個中心。宇宙的情況與此非常類似：每一個星系群看起來都在遠離我們而去。如果有一個觀測者在這些遙遠的星星上回望我們，他也會看到同樣的景象，也可能同樣地以為自己位於擴張的中心。另一個經常被提到，而且乍看起來很有道理的問題是「宇宙有多大」。這裡我們又遇到了一個大問題，就是有兩類可能的答案：宇宙是有限的，還是無限的？如果是有限的，那麼它的外面是什麼?實際上這個問題是沒有意義的。因為空間自身僅存在於宇宙之中，所以從字面上來說根本就沒有「宇宙的外面」。另一方面，當我們提到宇宙是無限的時候，實際指的是它的大小是無法限定的。我們無法用日常的語言來解釋「無限」，而且我們知道愛因斯坦也做不到--因為帕特里克曾經問過他！還需要記住，我們要把時間看作是坐標中的一維。也就是說，不能簡單地問「宇宙有多大」，因為答案會隨時間變化。我們可以問「宇宙現在有多大」，但隨後我們會看到，相對論的一個結果就是不可能定義一個普遍適用於整個宇宙的叫做「現在」的時刻。談論具有有限大小的宇宙立即會使人聯想到邊界。如果我們走得足夠遠，會撞到一堵磚牆嗎？答案是否定的。宇宙具有數學家們所說的「有限而無界」的性質。一個有用的類比是一隻在圓球上漫步的螞蟻。要是它在這個彎曲的表面上一直朝著一個方向前行，就永遠也不會遇到障礙，能夠遊盪無窮的距離。所以雖然球的尺寸是有限的，但螞蟻覺察不出來。類似地，如果我們登上一艘無比先進的飛船沿著直線航行，我們也永遠不可能到達宇宙的邊界，但這並不意味著宇宙是無限的。隨後我們還會看到空間也可以被看作是彎曲的。讓我們把自己限定在能夠做出科學回答的問題上，即能夠通過和觀測結果對比來回答的問題。我們可以確定地說可觀測的宇宙（顧名思義，即發出的光線有可能到達我們的那部分宇宙）在尺寸上是有限的。因為我們目前最好的估計是宇宙的年齡為137億年，這樣可觀測宇宙的邊緣（從那裡發出的光剛剛到達我們）離我們有137億光年遠，而且還在以每年1光年的速度擴展。實際上後面還要談到為什麼我們永遠不可能看到這麼遠。宇宙一定比我們能看到的要大，這是我們能夠確定回答的全部。宇宙的尺度宇宙的尺度說一個目標在離我們137億光年之外當然很準確，但我們能真正地去理解宇宙的這種尺度嗎？我們很容易感受例如從倫敦到紐約的距離，甚至從地球到月球的距離（約38萬千米），這幾乎是10倍於地球上的環境。有很多人在他們的一生中曾經乘飛機飛行過比這還長的距離，事實上有些航空公司會給予那些乘坐航班累計超過160萬千米的乘客以某種特權。但你如何去想像1.5億千米--從地球到太陽的距離？當我們考慮最近的恆星，離我們4.2光年（約40萬億千米）時，這個距離是很難想像的。而星系更遙遠得多。銀河系最近的鄰居仙女座星系距離我們有200萬光年之遠。在尺度的另一個極端，想像一個原子的大小同樣地困難，任何普通的顯微鏡都無法看到單獨的原子。有這樣一種說法：從量級上看，人正處於從原子到恆星的尺度範圍的中間。有趣的是，這也正是物理規律最為複雜的地方。在原子世界，我們應用量子物理學；在宇宙尺度，應用相對論。在這兩個極端之間，我們對如何調和這些理論的困惑暴露無遺。牛津科學家羅傑·彭羅斯堅定地寫下了他的信念：我們對基本物理原理所缺失的理解力，也是我們對人類意識所缺失的理解力。當我們思考所謂的人擇原理--歸納起來就是宇宙的演化必然保證我們能夠存在並認識它--時，這個觀點尤為重要。另一個有用的問題是，宇宙中有多少原子？一種估計給出的總數高達1079 個原子，即1後面跟著79個0。傳統上我們把原子看成由三類比較基本的粒子組成：質子（帶單位正電荷），中子（不帶電）和質量小得多的電子（帶單位負電荷）。順帶說一下，在原子層次精確定義什麼是電荷遠非那麼簡單。可以把電荷看作是粒子的屬性之一，就像大小和質量一樣。電荷總是以固定的粒度出現，我們稱之為單位電荷。根據經典模型，原子就像一個小型太陽系，電子環繞中央的原子核旋轉，由質子和中子組成的複合的原子核帶有正電荷，並且和環繞的電子的總負電荷嚴格抵消。在我們的太陽系中，行星被引力保持在環繞太陽的軌道上；在原子中，是帶負電荷的電子和帶正電荷的原子核之間的電磁吸引力使得電子環繞原子核旋轉。過去，我們注意到這個簡潔的模型可以解釋很多基本的化學現象，比如，為什麼原子的外層電子容易參與化學反應：因為它們離核較遠，吸引力的約束較小。所以最簡單的原子--氫原子，只有由一個質子構成的原子核和一個電子組成，整個原子是電中性的：正1加負1等於零。所有原子都具有相同數目的電子和質子。每種元素內這種粒子的數量是唯一的，稱為原子序數。比如氦原子有2個質子和2個電子，所以它的原子序數是2。而碳原子的序數是6。重元素含有數目眾多的電子和質子。地球上最重的自然元素--鈾的原子序數是92。在20世紀早期，把質子和中子看成堅實顆粒的觀點甚為流行。但這個圖景今天已經變得不那麼清晰了。面對很多甚小系統的奇怪行為時，把它們看作由波動而非顆粒構成能夠更好地進行解釋。這個理論叫做波粒二象性。此外實驗顯示，電子看起來確實是不可分割，而質子和中子事實上並不是最基本的。它們能被分解成更小的顆粒，叫夸克。夸克現在被認為是最基本的。沒有人曾經看到過夸克，但我們知道它們一定存在，因為在粒子加速器中檢測到了。人們建造了粒子加速器，以不可思議的高速度把質子打碎，從而探測到夸克。在這些實驗中質子似乎破碎了，所以科學家斷定質子不是最基本的。自然界不喜歡形單影隻的夸克，所以它總是成雙或成三地出現。自然界中的力自然界中的力夸克的這種性質的起因與把夸克約束在一起的力的不同尋常的性質有關。這種力被稱為強核力不是無緣無故的，它只在極小的尺度內才佔主導地位，所以我們需要使用非常強大的粒子加速器才能使質子分裂。不像我們在大尺度環境中所熟悉的力--例如引力或異性電荷之間的吸引力那樣，強力隨距離的增加而增加。換句話說，如果我們能夠分開兩個夸克，會發現分離的距離越大，兩者之間拉回的力就越大。最終，當夸克分開到一定程度，造成這種形變所注入的能量是如此之大，以至於能量轉化為質量，產生兩個新的夸克。這樣猛然間我們獲得了2對夸克，而不是事先希望的把夸克單獨隔離開。這個過程意味著我們在實驗中從未產生過獨立的夸克。在日常世界中，夸克只作為其他粒子的組分而存在，例如質子和中子中各含有3個夸克。在剛剛大爆炸後極端高溫的宇宙中，夸克具備足夠的能量自由地運動。因此，通過理解最大尺度上的宇宙過程，可以增加我們對最小尺度上的粒子的了解。每個粒子在宇宙初期獲得的能量比我們在粒子加速器中所能製造的高得多。即使我們建造一個和太陽系一樣尺寸的加速器也不可能產生如此巨大的能量。值得注意的是，當前我們通過粒子物理對微觀世界的研究，和通過宇宙學對極大尺度的宏觀世界的認識是緊密交織在一起的。為了了解整個宇宙，我們要依靠對於基本粒子的認識，而我們進行此項研究的最好的實驗室就是處於萌芽期的宇宙。一個充滿了高能基本粒子的炙熱空間，是我們想像到的新生宇宙的最早景象。越大越冷越大越冷在第一個普朗克時間之後，微小而熾熱的宇宙不可思議地開始膨脹，也開始逐漸冷卻下來。宇宙是一個沸騰的夸克的海洋，每個夸克攜帶著巨大的能量以極高的速度在運動，結果是當時沒有我們現在看到的這些原子和分子的形態，因為這些複雜的結構是不可能抵禦極高溫度的分裂力的。夸克的能量太高，無法被捕獲和限制在質子和中子內。事實上在宇宙的嬰兒期，夸克可以自由飛馳直到與一個鄰居相撞。除了夸克，這種早期的亞原子粒子的漿汁中還含有反夸克--除了帶有相反的電荷，和夸克完全相同。現在人們相信每種粒子都有對應的反粒子，除了所帶電荷外其他特性完全一致。電子對應的反物質粒子是正電子，帶有正電荷，其他方面和電子相同。在科幻小說里反物質的概念很常見，它們是無數極為先進的星際飛船發動機的基礎，所有這些都來自一個實驗事實：當一個粒子和對應的反粒子相撞時，兩個粒子都會湮滅，同時釋放出巨大的能量。如果在原始宇宙中一個夸克與一個反夸克相遇，它們就會消失，同時發出輻射閃光。反向的進程也會發生，足夠高能的輻射（當然是在宇宙演化的早期階段的能量水平）可以同時產生一對粒子，包含粒子和它的反粒子。這個時期的宇宙充滿了輻射，輻射產生粒子對，粒子又極快地在互相碰撞中湮滅，並把能量轉移回背景輻射。貫穿整個時期，宇宙持續地膨脹和冷卻。經過第一個1微秒（僅僅10萬億億億億個普朗克時間），當溫度降低到約10萬億度的臨界值以下時，夸克的運動速度降低到能夠被它們之間的相互引力（強力）所捕獲的程度。三個一組夸克聚集到一起形成了我們熟悉的質子和中子，總稱重子；而反夸克聚集成反質子和反中子，總稱反重子。如果重子和反重子的數量是相等的，那麼極有可能它們之間的碰撞會使得重子全部湮滅。而當宇宙膨脹時，輻射的能量被稀釋，不再能夠產生新的粒子，這樣宇宙中的物質就不可能留存到現在。僅僅由於從一開始就存在的一點微弱的不平衡挽救了物質，使得我們今天得以存在，使我們能夠在這裡思考很久以前發生過什麼。出於我們至今尚未知曉的原因，每十億個反重子會對應十億零一個重子，所以在最初的混戰結束後，幾乎所有的反重子都消失了，留下的殘餘的質子和中子形成了今天的原子核。宇宙的同謀論

宇宙的同謀論讓我們暫時回到現在。想像兩個從地球上看去處於相反方向上的距離我們90億光年的星系，它們之間的距離是180億光年。泛泛而言，在最大的尺度上，它們身處的宇宙區域看起來是一樣的。其中一個可能位於星系團的中心深處，就像我們附近的室女座星系團，另一個可能孤立得多；但是在第一個星系團附近會有孤立的星系，而在第二個星系的附近則不可避免地存在著星系團。所以每個區域都有相同比例的相同類型的星系，而且本地的溫度也是一樣的。這就產生出一個被稱為「宇宙同謀」的問題。宇宙年齡目前最好的估計是137億年，不到180億年，所以光還沒有足夠的時間從一個星系傳到另一個星系。而根據相對論，光是宇宙中最快的東西。如果連光都沒有時間穿過兩個區域中間的空間，其他任何事情也不可能發生，沒有任何東西能夠從一個區域傳遞到另一個，所以兩個區域之間的任何差異都無法消除。但是，無論我們朝哪個方向看，宇宙似乎都一樣，有同樣類型的星系，幾乎按照一樣的模式分布，好像它們曾經互相商量過一樣。這個事實變得令人不解，被稱作「宇宙同謀」。為什麼這會成為一個問題？難道宇宙在各個方向上看起來一樣不是很自然的事情嗎？也許有某個現在還不為人所知的規律在支配大爆炸的物理變化，保證只有幾乎是均勻的宇宙才能產生。但是現在我們還沒發現有任何物理理論能夠預言這一現象的跡象，所以至少需要考慮如下的可能，就是宇宙誕生之時不同區域之間可能存在巨大的溫度差異，比如在早期宇宙中，一半的溫度可能是另一半溫度的兩倍。那麼這樣如何產生我們現在觀察到的宇宙的均勻性呢？熱量沒有時間流動到宇宙中冷的部分，甚至沒有時間在兩個區域之間以光速發送一個消息。在這種環境下，原始的不平衡不可能被修正；而實際上，這些互相遠離毫無關聯的區域卻是非常相似的。我們的兩個星系現在是互相遠離。但是宇宙在非常年輕時要小得多，而在兩邊的物體有可能互相接觸從而交換熱量，達到今日所見的均勻性。現在的問題是，這個早期階段的宇宙到底有多大？出乎意料地，答案相當簡單。到目前為止我們只討論過一種能夠在天文距離上起作用的力，就是萬有引力。它本質上是一種把物體拉到一起的吸引力。引力本身會減緩膨脹的速度。我們可以嘗試從現在反推出宇宙的大小隨時間是如何變化的，而我們發現宇宙同謀的問題一直到早期宇宙都存在。換句話說，宇宙從來沒有小到過能夠讓光從一側運動到另一側的程度。所以從來沒有小到能夠使得溫度差被平坦掉的程度。這個推論是建立在引力是唯一影響膨脹速度的力的基礎上的，所以如果我們要解決同謀問題，就必須放棄這個觀點。

瘋狂的暴脹瘋狂的暴脹現在流行的解決方案在一定程度上增加了大爆炸理論的複雜度。大多數宇宙學家們現在相信曾有一個異常短暫的快速膨脹期，稱為暴脹。在大爆炸後10-35秒到10-32秒之間，宇宙擴展了幾十億倍。在暴脹階段的最後，膨脹回到了一個比較穩定的速度，和今天觀測到的一致。如果沒有暴脹時期，我們所看到的宇宙中相對側的區域就既沒有時間來交換熱量，也沒有可能達到充分的平衡。假設的這種快速膨脹使我們能夠認為宇宙開始時要小得多，從而可以在加速膨脹開始之前達到溫度均衡。剩餘的少量不均勻性被尺度上的巨大增加所消除。這個迷人的快速暴脹帶來的一個結果就是我們所觀測到的區域只是整個宇宙的極小的一部分。即，我們只能觀察到實際上是我們周圍局部的一點變化，而這註定是非常有限的。用一個日常的比喻，我們知道地球從珠穆朗瑪峰峰頂到最深的海溝的底部有很大的高度變化。暴脹的等價效果就是把你腳尖下的一小塊地方擴展到整個地球這麼大，或者等效地把我們縮小到比最小的病毒還小很多的地步，那麼在我們能夠到達和探索的範圍里，高度的變化將是微乎其微的。對於宇宙中的溫度起伏，暴脹也帶來了同樣的效果。但是為什麼在嬰兒期宇宙膨脹速度會如此突然地急劇增加？看起來需要引入一種新型的力，它和引力起的作用相反，來對這種巨大的加速負責。科學家已經開始研究這種力應該具備什麼樣的屬性，但還沒有得出明確的結論。就我們所知，暴脹發生前的宇宙環境並沒有任何特別之處，故而這種加速力的突然出現和消失顯得多少有些隨意。但是它的存在確實使我們能夠處理宇宙同謀的問題。引入暴脹之後還能為我們解決哪些問題呢？暴脹還能解釋我們今天觀察到的宇宙中的另兩種現象。沒有暴脹，那麼這兩種現象根本無從解釋。首先，根據粒子物理的標準理論，一種被稱作「磁單極子」的粒子應該能夠偶爾被探測到。但實際上，我們從未探測到磁單極子。這無疑需要某種解釋。暴脹理論使我們能夠爭辯，因為這種粒子分布得太稀疏了，所以探測不到並不令人驚訝。比如，為了辯論我們假設在大爆炸中產生了100萬億個這種粒子，那麼我們會感到奇怪為什麼一個都沒有發現。但是如果同樣數目的粒子被散布在比暴脹之前大幾十億倍的宇宙中，那麼在我們可觀測的宇宙範圍內找不到這種粒子就很有可能了。暴脹的力度是如此之大，就在它起作用的短暫時間裡，它所產生的宇宙也比傳統大爆炸理論所預計的大了不知道多少倍。暴脹為這些失蹤的粒子提供了一個解釋：它們被過度稀釋了。生活在一個平坦的宇宙中生活在一個平坦的宇宙中看似荒唐的暴脹觀點的第三根支柱，可能也是最有說服力的一個，涉及宇宙的幾何學。大多數人都很熟悉我們在學校可能還有點不情願學習的歐幾里得幾何學，我們被告知三角形內角和等於180度。但事情並不總是這樣。比如想像畫一條線，從北極出發沿格林尼治子午線到赤道，再沿赤道向東轉過90度，最後沿子午線穿過俄羅斯回到北極完成一個三角形。那麼我們就經過了2個90度的轉角，90+90=180度。而我們還需要加上兩條子午線之間的那個頂角。歐幾里得幾何學僅適用於平面。而宇宙中的幾何學又會是一種什麼樣的形式呢？事情要複雜得多，因為我們面對的是一個四維空間（三個熟知的空間坐標，加上時間），而非一個二維的表面。讓我們考慮最大的尺度，而忽略物質造成的局部畸變。宇宙有無數種可能的幾何學，而我們的宇宙似乎精心地選擇了一個特殊的類型。觀測表明（見第三章中宇宙微波背景輻射），我們生活在一個平坦的宇宙中，在這裡，歐幾里得幾何學即使在最大的尺度上也成立。為什麼事情會這樣？要達到一個平坦的宇宙，宇宙中必須具有確切數量的物質，差異僅在幾個原子之間。換句話說，要是我們的宇宙中少了或多了幾個原子，那麼它的幾何特性就會變得遠非平坦。重申一下，我們所掌握的觀測事實，固然可以歸因於支配大爆炸自身的早期物理學的某些特殊性質，而暴脹理論指出了另一條途徑，並獲得了更加令人滿意的解釋。它們之間的分歧在於暴脹可以得出一個比簡單大爆炸大得多的宇宙。下面通過一個三維情形的類比來幫助我們理解四維空間。任何一個站在保齡球上的人，當他掉下來時馬上就會意識到這是一個球面。那麼對於一個很大的球，比如我們幸福地生活其上的地球，又會如何呢。即便不是一目了然，我們也很容易發現自己是站在一個曲面上。超出我們印象的是，遠在古希臘時期人們就已經知道地球是個球體，他們甚至還成功地測量出了它的直徑。而看到一艘船消失在地平線下提醒人們地球表面是彎曲的。現在想像我們正在一個比地球大上萬億倍的球面上，那麼所有的實驗都會顯示這是一個真正的平面。球面的曲率是如此之小，根本測量不出來。出行的船隻似乎永遠也走不到地平線下。暴脹之後暴脹之後經過暴脹之後的宇宙就像上面最後的球面一樣，因為它膨脹到了如此巨大的地步，我們所能觀察到的宇宙僅僅是整體的極其微小的一部分，所以只能夠測量出它的局部性質。因此可以得出這樣的結論，即我們看到的宇宙是平坦的。在這個巨大的宇宙中我們無法獲知自己觀測範圍之外的幾何學是什麼樣子的。不管在宇宙中可能存在多少種幾何學，暴脹說明了為什麼我們看到的宇宙是平坦的。上面的三個問題被暴脹設想利落地解決了，其代價是引入了一個我們知之甚少的、神秘的、暫時的加速，也許當我們對大爆炸本身有了更為深入的了解之後會有其他的答案，但在目前階段暴脹不失為一個很好的解釋。在暴脹之後，宇宙以一個較低的速度繼續膨脹和冷卻。大爆炸後3秒，溫度降低到約10億開。宇宙中3/4的物質是氫，其餘幾乎都是氦。氦原子有2個電子，環繞著由2個質子和2個中子組成的原子核。大爆炸理論預言每有10個質子，即10個氫原子核，就會相應地產生1個氦原子核。現在氫和氦的比例依然是10比1。這可能是對大爆炸理論最為簡明有力的驗證。恆星將氫轉化為氦，所以我們可以預料氦的比例會有所提高。如果我們在宇宙某處發現了一個孤立的物體，其中氦的含量比預計的低，那就必須開始徹底地重新考慮我們的理論。到目前為止還沒有發現這種情形。所以我們是否相信大爆炸？它的主要競爭對手--穩恆態理論看上去已經壽終正寢了。現在，大爆炸佔據了舞台。必須記住，理論是無法證明的。我們只能夠儘力使其與所有的已知事實相符。帶有暴脹的大爆炸理論看起來滿足這個要求。但是，任何時候都有可能冒出新的發現，使我們看到原有理論的致命裂痕。不過在一個新的牛頓或者另一個愛因斯坦變出另一套更好的理論之前，我們還要和大爆炸待在一起。第二章 於是有了光 大爆炸後30萬～7億年在暴脹這一災變時期後的30萬年里沒有什麼大的變化發生。支配宇宙演化的物理環境幾乎保持不變。宇宙成為一個變動不那麼劇烈的地方。隨著溫度的降低，質子和中子的速度也減慢了。但就像我們將要看到的那樣，物質和輻射依然混合在一起。從我們的觀點看，這一時期的宇宙和今天看到的最初的恆星宇宙間的最大差異是，在這極早期階段，宇宙是完全不透明的。包括可見光在內的電磁波也可以看成是光子流。光子是一種沒有質量的粒子，以每秒30萬千米的速度運動。在量子力學（可能是現代科學中經過最好驗證的理論）的奇妙世界中，我們不再能夠明確地區分「波」和「粒子」，而要接受任何物質都會表現出介於兩者之間的「波粒二象性」。就像我們傳統上認為是粒子的那些實體--例如電子和質子--一樣，光在某些時刻也表現得像一個粒子，叫做「光子」，而在其他時候像一個波。每個光子都攜帶一份確定的能量，能量大小由光的顏色決定，所以確實可以說電磁波是一個光子流。現在讓我們追蹤其中一個光子的軌跡。它可能產生於極早期宇宙中的一次質子和反質子的碰撞。在這種非常密集的環境中，這個光子走不了多遠就會碰上一個電子並被吸收掉，而電子則獲得了能量。其後，光子可能又被發射出去，但這時和它原來的方向已是毫無關係了。這個過程在不斷地重複，其結果是光子在任何方向上都走得很慢。但是當宇宙在大爆炸後30萬年，恰好冷卻到3000度時，一個突然的變化發生了。在這個臨界時刻之前，電子這種組成普通原子物質的最輕，因而也是運動最快的粒子，運動得太快，以至於較重的原子核無法將其捕獲。但到了3000度的溫度時，它們就再也無法逃脫原子核的捕捉了，最初的中性原子產生了。從原子的尺度上看，被捕獲的電子在一個很遠的距離上環繞原子核，但如果與原子間的距離相比，電子離原子核是極近的。這樣，新形成的原子之間的空間變得空曠了，光子突然能夠不受阻礙地運動很長的距離。換句話說，物質和輻射分離開來，在大爆炸後30萬年，宇宙變得透明了。大爆炸的回聲大爆炸的回聲電子捕獲進程對於宇宙的溫度相當敏感，一旦溫度降低到上述臨界值之下，捕獲過程就以驚人的速度發生。由於暴脹的原因，宇宙溫度在整個空間範圍內幾乎完全一樣，這意味著這一過程幾乎在整個宇宙內同時發生，其結果是光線可以不受阻礙地穿越宇宙，使我們在134億年後仍然能夠看到這幅我們宇宙演化的特殊時刻的快照。這種觀察過去某個特定時刻的景象的能力是天文學所獨有的。通常當我們試圖觀察比較遙遠的宇宙區域時，視線會被鄰近的星系所遮擋，它們發出的光線還是比較近期的。宇宙變得透明這個不可思議的事件現在可以不受遮擋地觀測到，我們稱之為宇宙微波背景，或CMB。無論有意無意，我們的很多讀者都曾親身感受過這種伴隨大爆炸的「大火球」熄滅時的微弱回聲。把電視天線拔掉或者調諧到沒有頻道的地方，你會看到黑白的天電干擾。這種干擾中的1%來自宇宙微波背景。在它最初發出134億年後，仍能干擾你的電視圖像。現在，這種微波輻射的頻率等效為一個平均溫度僅比絕對零度高2.7K的發射機。如果這個輻射真是大爆炸自己的回聲，那為什麼會如此之冷？其原因是很直接的。這些輻射在發出時，宇宙的溫度是3000度，在它傳向我們的過程中，它所穿過的空間一直在膨脹，使得光的波長越來越長，於是表觀溫度越來越低。這是我們首次遇到這種叫做紅移的現象，它具有極端的重要性。宇宙微波背景的發現為大爆炸理論的若干預言提供了強有力的支持。例如，發出的輻射與一個黑體的特徵相符合。黑體是一個假設能吸收所有進入它的輻射的物體，如果被加熱，則它的輻射能譜中任意頻率上的強度只取決於它的溫度。在實際應用中，我們可以據此得知發射體的性質。例如，它應該與外界的影響相隔絕。在大爆炸和30萬年後的透明期之間的那個熾熱、高密度和不透明的宇宙正是這樣的一個發射體。理論和觀測結果之間符合得是如此之好，在大多數數據曲線上，表示預測值的線寬要大於測量的不確定量。這在科學上是很少見的情況，在觀測天文學中更是獨一無二。最初，輻射似乎是絕對均勻的，與方向無關。即使把我們自己的星系所發出的微波輻射造成的前景輝光減去，在宇宙微波背景上較亮的天區看上去也和其他部分幾無二致。但我們今日看到的宇宙卻是明顯「結塊」的。星系組成星系團，星系團又構成超星系團，而它們之間隔著巨大的距離。這些地方正由諸如英澳2度視場巡天計劃和斯隆（Sloan）巡天計划進行詳盡的檢查，而且已經延伸到距離地球10億光年之遙的地方。無論從這些觀測結果中我們繪製出怎樣的宇宙畫像，毋庸置疑的是它絕不是均勻的，所以很清楚有什麼地方搞錯了。在看上去均勻的早期宇宙里，一定隱藏著生成我們今天看到的不均勻結構的原因。宇宙背景輻射是當今天體物理學最集中研究的對象，它還能告訴我們很多東西。它標誌著宇宙中最早結構的景象。最近對於宇宙微波背景更為細緻的研究揭示出小於萬分之一度的溫度起伏。這個差異很微小，但正是形成我們今天看到的周圍結構的起因。通過溫度來測量物質密度差異的想法聽上去有些奇怪，卻有充分的理由。就像宇宙背景探測（COBE）衛星顯示的那樣，在發出宇宙微波背景時的物質密度不是絕對均勻的。在比平均值更為密集的區域內，引力會吸引更多的物質，這種擠壓會把這個區域略微地加熱，這就是我們去探測並測量到的溫度起伏。如果沒有這些漲落來讓引力發揮作用，那麼從一個在產生宇宙微波背景時完全均勻的宇宙中形成現在看到的這種非均勻的、有疏有密的宇宙的歷程就不可能完成。但是，空間中漲落的尺度也十分重要。對宇宙微波背景的觀測得到的全天圖中可以看出，每個藍色（略冷）和紅色（略熱）的區域大小是很相似的，平均起來是1度寬，就是滿月視角的兩倍。根據以上事實經過縝密思考，宇宙學家們確定宇宙是平坦的。其理由是，我們的理論能夠預言早期宇宙中漲落的實際物理尺寸，將期望值與實際值相比較，可以告訴我們光線自從源頭髮出後被彎折了多少，這取決於宇宙中物質的數量：物質越多，光線彎曲得越厲害。在封閉宇宙中，光線彎曲較顯著，造成漲落區域看上去比預計的要大；而在開放的宇宙中，物質較少，所以漲落區看上去會小很多。事實上，將模擬結果與實際情況比較後發現宇宙恰恰含有臨界數量的物質，因而是平坦的。這種討論既讓宇宙學家們興奮也令他們沮喪。興奮的是，對微波背景的研究不僅能夠告訴我們輻射發出的那個極早時刻的情況，還能揭示此後宇宙的整個歷史。但問題是要想對早期宇宙得出確切的結論，就必須排除後期各種因素的影響，而這是很難做到的。光的屏障光的屏障我們已經知道在微波背景輻射產生之前宇宙是不透明的，光線無法在裡面傳到遠方。就像在地球上沒法看到雲層裡面一樣，我們也沒法看到這一時刻以前的情況。這個類比不完全準確，因為雲朵自身不發光。太陽是一個更好的例子。從外面看，太陽有一個確切的表面：光球，但實際上我們看到的僅僅是物質開始變得透明的那個邊界。光球內，氣體是如此熾熱、明亮和密集，光子無法不受碰撞地穿透出去，就像緊接著大爆炸後的那段時間一樣；光球之外，氣體變得透明了，光子能夠自由地穿越，就像宇宙剛剛變得透明的那一時刻--宇宙微波背景產生的時刻。要看透雲層，我們有一個替代方案：無線電波可以輕易地穿過雲層，所以可以得到雲層之外或者雲朵裡面的信息。這種技巧在宇宙微波背景這裡不起作用。30萬年是對所有電磁輻射的限制，似乎是難以克服的障礙。那麼我們怎麼能夠在前面如此自信地描述在這一時刻之前的那些情況呢？此時我們需要依靠理論。這些理論中有許多曾成功地預言了微波背景輻射是什麼樣子，這樣我們就能夠將理論和實際的宇宙微波背景作比較，得出合適的結論。但更為理想的當然是我們希望能夠越過這個障礙看到過去。為了達到這個目標出現了不少想法。比如去探測那些在微波背景輻射時代之前就倖存下來、未曾變化的高能粒子。現在已經開始尋找這種以微小的、幾乎無質量的中微子或其他怪異的物質形態出現的粒子。但真正能夠探測到並確定其來源的中微子望遠鏡，還有待建造。在時間上回看在時間上回看和化學家或者物理學家不同，宇宙學家們沒法拿到他們的研究樣品並送到實驗室中進行分析。但他們卻有一個巨大的優勢，就是可以逆著時間向回看，並且觀察到研究目標在幾百萬年前的樣子。記住，只要觀測離地球越來越遠的天體，就可以看到離現在越來越久遠的事情。這不適用於在透明時刻前發生的事件，它們隱藏在不透光的嬰兒期宇宙里。從現在起我們討論那些有可能直接觀測到的事件。這一章的內容始於宇宙變得透明的那一刻，就是最終作為宇宙微波背景回聲為我們所觀測到的時刻。近期的實驗，例如Boomerang，Maxima和WMAP已經證實了COBE衛星探測到的背景輻射的微弱溫度起伏，我們將此解釋為宇宙密度在這一時間點上萬分之一的變化。而我們今天看到的這種不均勻性要大得多：既有超星系團、數千個星系聚集在一起的區域，又有幾乎沒有任何物質的空間。我們自己的銀河系僅是數百萬個旋渦星系之一。當然可以去設想，沒有任何理由懷疑這些星系或星系群是隨機地分布在宇宙中的。但是對星系的大尺度巡查表明，在最大尺度上存在著許多蜂窩狀的結構，包括長度有3000萬光年的一條巨壁。宇宙是如何從那種早期剛剛變得透明、幾乎但又不完全均勻的狀態演化成現在的模樣呢？引力，宇宙的力引力，宇宙的力通常認為，在天文距離上唯一起作用的力是萬有引力。對一個物體，無論是恆星、行星、一個人還是一片雲，引力的強度取決於它裡面包含多少物質。注意質量和重量是不同的。質量表示存在多少物質，而重量表示由於重力產生的力的大小。所以一個在地球軌道上的宇航員處於失重狀態，但並沒有失去質量。可以把引力定義為：使質量產生重量的力。例如，月亮是太陽大家庭中較小的一個成員，其引力小到無法保持住大氣。地球質量比月球大得多，把物體吸引住的能力也強得多，所以幸運的是它保持了我們呼吸所需的大氣層。類似地，早期宇宙中物質密集的區域比稀疏的區域有更大的引力，可以把周圍的物質吸引過來，而這又進一步增強了它的引力。所以這一過程一直在加速，就像常說的那樣：富者愈富，貧者愈貧。在這些比較緻密的區域中也存在局部的密度差異，所以有同類的過程發生。質量越大，引力越強，從周圍吸引的物質聚集得越多。使用計算機能夠重構當時的情景，從而建立一個比較好的模型來反映早期宇宙是如何演化成現在宇宙的大尺度結構的。不論這種結構在哪裡形成，都必須考慮兩種對立的因素：從大爆炸開始的空間的膨脹和引力作用下的局部物質的收縮。一旦天體在形成過程中積累了足夠的質量，它就能抵禦總體的膨脹而收縮到一起。一個星系團的始祖最開始時是很小的，其體積隨著宇宙的膨脹而增加，並持續地從周圍把物質吸納過來。隨著可以積累的物質的耗盡，它增長得越來越慢，直至停止擴張，這個原始的星系群達到了它最大的範圍，並有能力凝聚到它最終的大小。引力隨距離的增大而變弱，所以在宇宙演化的這個階段，收縮僅可能發生在很小的尺度上。這樣，還僅僅是氣體團的原始星系開始形成。昏暗時代昏暗時代這種聚合是什麼樣子的？我們什麼都看不到，因為正處在被第15任皇家天文學家馬丁·里斯所稱的「黑暗年代」。這個時代緊接著產生微波背景輻射的時刻，當時還沒有任何恆星在宇宙中發光。當然那裡還充斥著在宇宙開始透明時產生的、還沒有多久的回聲。這種輻射（此時應稱為宇宙電磁背景輻射，而非微波背景輻射）在3000度時開始出現，這個溫度和乙炔焊焰的溫度差不多。因而在此期間實際上存在著逐漸變暗、逐漸變紅的瀰漫的輝光。所以宇宙並未徹底黑暗過，只是昏暗而已。隨著宇宙的冷卻，在愈來愈微弱的輝光中，物質的引力收縮將最終形成星系。於是一個劇烈的變化發生了，大量的恆星爆發，昏暗的宇宙忽然被照亮，宇宙中充滿了耀眼的光芒。這一刻來得有多突然還有爭議，但無論如何，我們已經進入了開始形成最早的恆星的新紀元。在大爆炸中，實際上只有3種元素被創造出來：氫、氦和少量的鋰，其他元素的含量可以忽略。我們已知的所有其他元素都是在恆星內部形成的。人們常說：我們是星塵，這是十分貼切的。我們太陽和太陽系的物質很可能已經經歷過兩次恆星形成的循環。其後可以看到，很多恆星在其火爆的生命史中將氫和氦轉化成較重的元素。例如金元素的出現就清晰地表明它是來自超新星的爆炸。相比之下，第一批恆星在形成時只含有最輕的3種元素。要形成星系，氣體團必須收縮。而氣體要收縮，溫度必須降低。在現在的宇宙中，氣團收縮釋放的能量可以被碳和氧原子發出的輻射帶走。但在我們描述的這個時代，除了通過氫分子外沒有其他的途徑進行冷卻。而氫分子冷卻過程的效率是很低的。其結果是，只有大團的氣體才能收縮，而從中形成的恆星也特別巨大。第一批恆星的質量可能有太陽質量的數百倍。既然儲存了這麼多燃料，那麼這些巨無霸的發光時間一定比太陽壽命長很多吧？恰恰相反，這些早期恆星來也匆匆，去也匆匆，僅能存在幾百萬年。相比之下，太陽的整個活躍期可達90億年。恆星能量的源泉（1）恆星能量的源泉要理解這點，就要考慮恆星中心深處的情形。只有一顆恆星允許我們做近距離研究，那就是太陽。太陽，像所有普通恆星一樣，是個白熱的大氣體球，是可以吞沒100萬個地球這麼大的球體。它的表面溫度有5600℃，而在核心產生能量的地方，溫度高達1500萬攝氏度。我們無法看到太陽內部較深的地方，但可以檢測它的構成。我們建立的數學模型可以做到符合觀測結果，所以才確信對於核心溫度的預測。占太陽質量70％的物質是氫，這也是它的燃料，和原始恆星的情況一樣。我們知道氫是最簡單的原子，由一個質子和一個環繞的電子組成。恆星內部是如此之熱，電子被從原子核邊剝離走，剩下不完整的原子稱為「電離」。在恆星核心，壓力和溫度都極端地高，這些原子核的速度是如此之大，當它們互相碰撞時核反應就會發生。氫原子核結合成次輕的元素，即氦原子核。大家公認這一過程是間接而曲折地發生的，其最終效果是4個氫原子核結合成1個氦原子核。這個過程除了產生我們看到的恆星發出的光芒外，同時還產生另一個叫做中微子的副產品，這種奇特的粒子以後還要談到。在形成氦的過程中要損失點質量，同時釋放出很多能量。正是這些釋放出的能量使得恆星發光。而對太陽來說，每秒鐘要損失400萬噸的質量。現在太陽的質量已經比你剛開始閱讀這段話時少了許多。氫燃料不可能永遠地提供下去，但目前還沒有危險。太陽大約在50億年前誕生，以恆星的標準來看正值壯年。當所有的氫耗盡後，太陽並不是簡單地暗淡下去，而是會發生另一段故事，這在以後的章節中會講到。所以至少在太陽中，能量來源於在4個氫原子核結合成為1個略輕的氦原子核時損失的質量。自然界中最著名的公式E＝mc2告訴我們質量（m）等效於能量（E），而換算係數c2是光速的平方，非常大。所以很小的一點質量消耗就會產生出巨大的能量，而太陽每秒鐘要損失400萬噸的物質並轉化成能量！這些消失的質量從何而來？氫原子是最簡單的原子，只有1個電子環繞1個質子。所以4個氫核中的每個都是1個單獨的質子；氦核則由2個質子和2個中子組成。但是，中子比質子稍微重一點，所以如果把這些粒子的質量直接加起來就會發現，1個氦核比4個氫核要重，質量反而增加了！但實際上，儘管氦原子核由重一些的粒子構成，然而其總質量卻確實比4個質子要小。要記住這一領域是由量子力學和其關聯效應所主宰的，答案也就在這裡。如果我們測量單個質子的質量，那麼它確實比中子輕。但這些亞原子粒子不是自由的。在氦原子核中它們被強核力束縛在一起，無法自由運動。在亞原子粒子形成這種束縛時會釋放出能量，我們測量到的結果就是質量的降低。恆星能量的源泉（2）為什麼產生的原子核要有2個質子和2個中子？如果2個單獨的質子之間能形成穩定的約束關係，那麼天體物理學家們對於核反應的研究就會變得簡單得多。因為那樣的話兩個質子迎頭相撞就能結合成這種「輕氦核」，並釋放出電磁波。然而，兩個質子帶有相同的正電荷，電磁力使它們互相排斥，而它們之間的作用力不足以將它們約束在一起。因此，與這種簡單的結合質子的方式所不同的是，在太陽和其他恆星內部，這一過程相當錯綜複雜而且驚人地緩慢。由於無法把兩個質子簡單地結合到一塊，我們必須繞過這一阻礙形成更複雜的原子核的狀態。在下面的討論中只需要考慮原子核，而非整個原子。因為在恆星內部這樣的高溫下，環繞原子核並組成原子的電子早已因能量過高而無法捕獲。唯一起作用的是弱核力，它會造成質子自發地衰變成中子，並釋放出1個正電子和1個中微子。新產生的中子可以被一個經過的質子捕獲，形成一個氘核。氘實際上就是重的氫，等於1個中子加上1個質子。弱力真是名副其實，這一步驟會耗費很長時間。在太陽中心，一個質子可能平均要等上50億年才會形成一個氘核，而此後的一切就進行得快多了。在平均1秒左右的時間裡，氘核就會抓獲另一個質子結合成一種有2個質子和1個中子的穩定的原子核，即氦-3，氦的一種較輕的形式。經過約50萬年，這個原子核會撞上另外一個，形成我們更為熟悉的有2個質子和2個中子的氦核，同時釋放出2個質子，它們會參與到下一個循環中。這個步驟要把兩個帶正電的原子核結合到一起，難度較大因而較為緩慢。只在極近的距離內才起作用的強力把兩個原子核吸引到一起，而電磁力又抵抗強力使它們互相遠離。最後原子核會靠近到使強力發揮作用的地步。這樣我們最終獲得了輻射形式的能量，一個正電子--它會和它的反粒子結合釋放出能量--及一個中微子。中微子是以高速運動的微小粒子，幾乎不與其他粒子發生作用。所以在從太陽中心發出後相對不受周圍氣體的阻礙。它們中的一些會到達地球，被我們建造的大型探測器所發現。許多年以來都有這樣一個問題，就是我們預計每一次產生氦核的碰撞過程中都會產生一個中微子，而探測到的中微子太少。不過中微子有一個驚人的本領，就是在途中改變「味道」或者類型。粒子物理學家發現存在3種中微子，而且它們能夠隨著時間互相轉化。原來的實驗都只對其中一個特定類型的中微子敏感，而無法探測到其他類型。總之，這些實驗告訴我們，在太陽中心，這一比地球上進行的任何實驗都高得多的溫度下所發生的反應，我們對它的認識是基本正確的。這些實驗也首次提供了可靠的證據，證明中微子具有有限（雖然很小）的質量。因為如果它們像以前認為的那樣不具有質量，那麼就不可能從一種粒子類型轉化成另一種類型。光譜光譜艾薩克·牛頓爵士首次將一束陽光穿過一隻玻璃稜鏡，證明了陽光是由從紅色（長波長）到紫色（短波長）的各種波長的光線的混合。他把陽光通過小孔和稜鏡，射出後形成一條彩色光帶，這是首個有意製成的光譜。牛頓並未做進一步的實驗，可能因為那時稜鏡的玻璃質量欠佳，無疑更為可能的是還有其他的事情正等待他去考慮。下一個真正的進展來自英國科學家W.H.渥拉斯頓。1801年，渥拉斯頓在屏上用一道狹縫代替了小孔，得到了裡面橫跨著許多暗線的帶狀太陽光譜。渥拉斯頓認為這些線僅是各種顏色之間的分界，從而與一項重大發現失之交臂。十多年後，德國光學家約瑟夫·夫琅禾費做到了這點。像渥拉斯頓一樣，夫琅禾費獲得了太陽光譜。他把暗線描畫下來，發現它們的位置和強度是不變的。例如在光譜黃色的部分有兩條非常明顯的暗線。這些線條是如何形成的？1858年古斯塔夫·基爾霍夫和羅伯特·本生給出了答案，同時奠定了現代光譜學的基礎。就像望遠鏡收集光線一樣，光譜儀把光分解成彩虹樣的光譜。觀察發光的固體或者液體的光譜，你可以看到彩虹似的連續譜帶；而低壓氣體的光譜卻大不一樣，與一條彩帶不同，只能看到分立的亮線，即發射光譜。基爾霍夫和本生髮現，每條譜線都是某種特定元素或者元素組合的標誌，而且不會重複。例如鈉會產生2條明亮的黃線以及其他亮線。有些元素的光譜比較複雜，比如鐵有數千條譜線。而他們偉大的洞察力在於，發現太陽光譜中的暗線和實驗室里發光氣體光譜中的亮線是一一對應的。現在知道每條譜線都產生於氣體原子外層電子某個特定的狀態躍遷。如果氣體很熱，電子的能級降低時就會放出能量，我們就能看到發射線；如果氣體較冷並且背景光是像陽光那樣的連續譜的話，我們就會看到一條暗線，因為電子在相同的頻率上吸收了能量，並躍遷到上面的能級。在太陽光譜黃色部分里的那一對特殊的暗線就是相對較冷的鈉蒸汽存在的明確跡象。通過對這些夫琅禾費線的研究，可以得到被稱為「反變層」的太陽內層大氣中所有氣態元素的丰度。被稱作夫琅禾費線的這些暗線還可以提供運動的信息，繼而間接地告訴我們天體的距離。注意一下救護車鳴笛的聲音。與靜止時相比，當汽車朝我們開來時，每秒鐘內有更多數量的聲波進入耳朵，其效果是波長變短了，所以聲調聽上去越來越高；而當汽車經過後駛離我們時，每秒鐘進入耳朵的聲波數減少，波長增大，所以音調變低。奧地利科學家多普勒首先對這種現象做出了解釋，後來這種現象被稱為「多普勒效應」。對光來說也存在同樣的現象。對於一個正在靠近的源，波長的縮短令光線變藍；對於正在退行的源，光線變紅。這種顏色變化極其微弱，難於察覺。但是會在夫琅禾費線中有所反映。如果所有的譜線都向紅端，即長波長端移動，那麼光源就正在遠離我們。紅移越大，退行速度就越大。現在回到太陽光譜。太陽的明亮表面，即光球，產生連續光譜。其上的是一層壓力低得多的大氣（色球層），所以預計應該產生髮射光譜。事情也確實如此，然而在一個明亮的彩虹背景的映襯下，這些譜線被「反轉」了，看上去不是亮的，而是暗的。但是它們的位置和強度不受影響。日光光譜黃色部分的兩條暗線對應著鈉的發射線，所以我們斷定太陽上存在鈉。首批恆星的命運首批恆星的命運隨著最早的恆星出現在宇宙中，它們的光芒終結了黑暗時代。這些恆星質量巨大，每個可能相當於150個太陽。伴隨著巨大體積而來的不斷增加的重力把它們的核心加熱到非常高的溫度。為恆星提供能量的核反應繼而加速進行，所以物質被迅速地消耗掉。最早的恆星有可能在100萬年里就把自己的燃料用光。在首批恆星誕生之前，宇宙是一片原子的海洋，主要是氫原子。巨大的恆星開始發光後，其輻射四處傳播，將電子踢出原子，使之電離。逐漸地，每個新恆星的周圍都圍繞著一個電離氣體的氣泡。恆星能量越大，產生的氣泡就越大。恆星的能量只能影響有限範圍內的氣體，但這些恆星的體積和能量是如此巨大，它們造成的電離氣泡可能有數萬光年大小。接下來會發生什麼？圍繞著兩個不同恆星的氣泡會偶爾相遇，一旦如此，裡面的所有物質都會處在兩顆恆星共同的輻照之下，被兩倍的能量所激勵。氣泡擴展得更為迅速和龐大。這意味著有很大的可能這個擴大的氣泡又和另一個鄰居相接，於是整個過程進一步加速。經過相對短暫的時間，在原來充滿中性氫的宇宙中，99%以上的物質都被電離了！黑洞，一個單向的旅程黑洞，一個單向的旅程這種最初的電離相當不合邏輯地被稱為「再電離時期」，它的產生還有另一個可能的原因。包括我們星系在內的幾乎每一個星系，其中心都有一個大質量黑洞。黑洞是大質量恆星坍縮的產物，它的引力是如此之強，即便光也無法逃離出來：它的逃逸速度太大了。逃逸速度的概念一目了然，就是一個物體要脫離某個質量更大的物體的重力場時，所必須具備的速度。最終，一個坍縮恆星的逃逸速度會達到每秒300.000千米，即光速。光是宇宙中最快的，而當光都無法再從那裡傳出，那麼在這個古老恆星的四周就會形成一個禁區，沒有任何東西能從那裡逃逸。當然我們無法直接看到黑洞，因為它根本不發出任何輻射。但我們可以確定它的位置，因為能夠探測它對其他天體的引力效應，例如當黑洞是雙星系統的一個成員時。結果是黑洞與其周圍被割裂開來。因為任何輻射都無法逃出，所以我們沒有辦法探索其內部，而只能猜測裡面的情況。如果掉落到黑洞里自然是有去無回，所以我們強烈地建議不要這樣做。科學家們創造了一個新詞叫「抻麵條」來形容這個過程，相信任何人想到這點就都不會貿然前往了。黑洞通常是由大於太陽質量8倍的恆星坍縮形成的，而在星系中心，等於數百萬個太陽質量的巨大黑洞可能另有來歷。這些龐大的黑洞可能是在宇宙非常早期的階段形成的。如果這樣，那麼第一縷光線可能還不是由恆星發出的，而是物質掉落進黑洞時被加熱的結果，這也足以造成普遍的電離。如果是這種情況，那麼這些黑洞依然存在著，在目前仍然隱藏在星系的中心。現在還不清楚，這兩種可能的再電離機制中到底是誰在起作用。我們必須對這個時期有更多的了解，才有可能平息這場爭論。超新星超新星無論哪種理論正確，這種最早的龐大怪異的恆星都存在過，而且在再電離時期，它們對周圍的影響也未結束。我們已經看到它們的壽命短暫，而其滅亡的過程卻很激烈。不像正在等待我們太陽的相對平靜的未來，這些巨星的終點是災難性的爆炸。一顆恆星的外層是由中心發生的核反應所產生的能量來支撐的。當這一過程的燃料耗盡時，外層就會坍塌，增加了內部核心的壓力和溫度。這種變化會使得以前一系列反應所生成的氦核互相碰撞、反應並結合成更重的元素。同時，內核外圍的氫還在繼續燃燒，其結果就像一層層的洋蔥一樣，重元素不斷地在中心形成。最後，鐵的產生中止了這個循環。鐵原子核是最為穩定的，當它們相互碰撞時會損失能量而不是釋放能量。一旦一顆巨型恆星生成了鐵核，就沒有什麼能夠阻止外層向內的坍縮。很快一個緻密的核心形成了，衝擊波激蕩在星體內，將其餘的物質向外拋出，一個光和熱的巨大爆炸發生了，這就是我們看到的超新星。超新星的爆發已經相當猛烈，更厲害的是特超新星：無比巨大的恆星由於同樣的原因發生的爆炸。這也還不是最極端的情況。我們所知的最具災難性的事件叫做伽馬射線暴。
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