Astronomy 版 (精华区)

　　 

　　当爱因斯坦的广义相对论使人信服地描绘了物质的存在与空间易弯性的关系后
，他便积极地寻找试验其模型的途径并应用于实际问题。他认为，没有应用，理论
只不过是一个数学练习题，而不是物理现实的真实体现。特别是他希望其模型能描
绘整个宇宙的行为举止。为此目的，在1917年，他设计了一个广义相对论的宇宙蓝
图，一个用数学方法来描述宇宙的特征是如何随时间而演变的，即宇宙演化的图像
。

　　他第一次做出的一个可操作的宇宙模型自认为以失败而告终：将其广义相对论
的方程式应用于空间的整体时，他沮丧地看到方程式的解是不稳定的。在模型中未
预见到的是，空间的距离不是保持恒定不变，而是有赖于环境随时间伸长或缩短。


　　爱因斯坦考虑，是不是做了件大错事，为什么宇宙中各点之间的距离会改变的
呢？空间不应当自行胀大或缩小，好像是一块潮湿的羊毛毡子那样。看来，没有发
生这种景象的物理理由。

　　为了改正他的“错误”，在方程式中额外增加了一个他称之为宇宙常数的项，
用以稳定他的方程式，并保证宇宙中的距离不随时间而改变。增加这个宇宙常数项
，对爱因斯坦来说多美术家绘制的“气泡宇宙”，显示宇宙的泡沫状或海绵状结构
少有点儿权宜之计，但他想不出更好的办法来保护他所看到的空间自然静止的图像
。

　

　　在爱因斯坦发展了他修正的模型（该模型被称为爱因斯坦宇宙）之后几年，当
得知宇宙确实在膨胀的证据时，他很惊奇。本世纪20年代积累起来的观测数据表明
宇宙不是完全保持恒定的，而是实实在在地在飞离。面对新观测事实，爱因斯坦极
度后悔在自己的模型中加了一个宇宙常数项，称其为他一生中所犯的最大错误。

　　宇宙在膨胀的证据，来自天文学家哈勃和斯里弗（VestoMelvin Slipher）分
别对星系距离和速度的细致的测量。1924年，哈勃用造父变星方法测出了一定数量
的星系与银河系的距离。如前一章所述，此技术包括在一特定星系中选定造父变星
，测量该星光爆发之间的间隔，再用此信息测定该星的绝对亮度，从其绝对亮度和
视亮度测定出该星的距离，也就得出了该星所在宿主星系的距离。

　　在哈勃安排测量星系距离的同时，亚利桑那州洛韦尔天文台的斯里弗在分析星
系的光谱，他得出了一个引人注目的发现。斯里弗原想通过光谱仪检查一些远方星
系的光，观察它们的波长分布图样，以决定星系中存在哪些化学元素。每个化学元
素，如氢、氦、锂等等，像人的指纹一样，明白无误地有各自可预见的一定波长的
特征谱线。典型光谱的样式，应具有像雨过天晴时天空出现的彩虹那样清晰的色彩
。但使斯里弗惊奇的是，所观察到的星系的光谱图样明显地向光谱的长波长（红）
端移动了。换句话说，在预见应看到橙光的位置，发现是红光；应是黄光的地方，
却出现了橙光。

　　斯里弗立刻意识到他看到了多普勒效应的例子了。该效应是奥地利物理学家多
普勒（Christian Doppler）在1842年发现的，是关于来自一运动着的光源的光的
波长和频率移动的问题。多普勒注意到，从一离开观测者的光源发出的光，其波长
倾向于向光谱的红端移动；而向着观测者运动的光源发



　　多普勒效应（图的中心）是由一运动的点状物体产生的波动（光波或声波）的
视波长移动。物体远去时显示为红移，而逼近时为蓝移。离银河系（以及本星系群
）越远的星系，光线向光谱红端的移动越大。

出的光，其波长向蓝端移动。其次，光源退行得越快，看起来越红；趋近得越快，
显得更蓝。这类似于听众所熟悉的现象--警车的笛声--当警车逼近时其音调升高，
离去时，音调降低。因为远方星系的光谱向红端移动，斯里弗得出结论这些星系在
远离我们而去。

　　1929年，哈勃把他的星系距离的数据和斯里弗获得的星系的光谱信息结合起来
考虑时，他发现，星系离我们越远，来自它的辐射向光谱红端的多普勒移动越大。
这就是说，我们向宇宙深处看得越远，那里的星系看上去飞离我们越快。这意味着
星系的退行（离开我们）速度与星系的距离成正比，这便是大家公认的哈勃定律。
退行速度与距离之间的比例被称为哈勃常数，该常数表示作为距离的函数星系退行
得有多快。

　　哈勃假设银河系在宇宙中没有特殊地位。因此，由于所有的远方星系看上去都
从银河系退行，他推测这些星系彼此间也一定是互相退行的，并得出结论：在大尺
度上宇宙中的每一个星系离开每一个别的星系而去（但被束缚在星系团及更大的集
团里的星系倾向于保持在一起）。

　　面对此强有力的星系相互分离的证据，天文学家得出的逻辑性的结论当然是宇
宙在膨胀。空间在伸展，犹如一个胀大的橡皮气球。此外，假定这一膨胀不是近来
才发生的现象--有许多理由使我们相信此现象已存在很长时间了--结论是空间曾经
比现在要致密得多。

　　自然，对于星系退行现象也可以有另外的解释。1929年，瑞士出生的美国天文
学家兹威基（Fritz Zwicky）提出的“光子老化假说”认为，当光子在空间传播时
会逐渐老化，其振动频率逐渐减慢。频率的减小显示为波长的红移。但因为对于辐
射的老化是完全没有物理根据的，此假说被大多数学者所怀疑。另一个假说是宇宙
的稳恒态学说，同样地由于缺乏坚实的观测证据被大多数天文学家所摒弃。

　

　

宇宙的稳恒态模型

　　1948年，英国天文学家霍伊尔（Fred Hoyle）、戈尔德（Thomas Gold）和邦
迪（Hermann Bondi）三人提出了稳恒态宇宙模型，以作为对从一点膨胀的学说的
另一可选择的模型。他们避开在过去某一时刻发生大爆炸的概念，因为这意味着宇
宙中所有的物质和能量是瞬间从绝对空无中产生的。

　　他们建议的另一种宇宙是处于恒定状态的宇宙，这就是说，这个宇宙在所有时
刻看上去基本上是一样的，不变的。当星系退行，产生可观察到的多普勒红移时，
微量的、不易探测到的新的物质便产生出来去填补出现的空洞。这一原料，又作为
产生新星系的种子。因此，宇宙中星系的分布情况本质上保持不变。

　　自从稳恒态模型提出以来，越来越多的观测资料表明宇宙曾经是一个高度致密
的火球。因此，三位英国宇宙学家提出的观点今天只有少数人支持（虽然提出者仍
在不时地一再修改其内容，希冀其仍然有效）。

　　当大多数科学家相信宇宙曾经是极小的，后来膨胀了的时候，他们便开始考虑
支持这一观点的宇宙模型了。这样的一组宇宙学是在1922年由苏联数学家弗里德曼
（AlexanderFriedmann）发展起来的。

　　弗里德曼的宇宙模型来自爱因斯坦的广义相对论方程，但没有宇宙常数项。因
为剔除了这一稳定项，弗里德曼的解是动态的而不是静止的。这一伸缩性对于描述
不断运动着的宇宙是重要的。

　　有三种不同类型的弗里德曼宇宙学，分别叫做开放的、闭合的和平直的宇宙模
型。三者由它们的长期行为来区分，表现为随时间而变化的胀到多大（或缩到多小
）。

　　开放式模型从一点开始，宇宙的体积开始时为零。当开放式宇宙发展时，它开
始长大，一旦开始了膨胀，便不停顿地膨胀下去。就好像一群青春年华的少男少女
，由于脑垂体生长激素的不停顿地分泌，任何因素都不能阻止他们身体的生长发育
。

　　闭合式模型则正相反，其长大有个限度。其开始时与开放式宇宙完全一样，从
一点向所有方向爆发式地扩张。但在其历史进程中的某一时刻，宇宙的膨胀足够慢
时所有方向上的长大均停止下来。最终，使宇宙长大慢下来的力导致宇宙逆转其进
程并缩小到一点。此情景常被称为大暴缩。

　　平直式宇宙介于上述两种情形之间。即开始时和开放式、闭合式一样；此后，
虽然也不停地膨胀，但总是在坍缩的边缘摇摆。

　　这三种模型中的哪一种代表我们宇宙的情形呢？为了回答这个问题，理论工作
者引进了一个叫做Ω参数的物理变量。这个量来源于爱因斯坦方程的弗里德曼解：
它是一个因子，表示宇宙中物质的总量--包括可见的物质和不可见的暗物质--与使
宇宙坍缩所需要的临界质量之比。Ω之值决定着我们所考虑的宇宙是开放的、闭合
的还是平直的。若Ω小于1，宇宙是开放的，它将一直膨胀下去；若Ω若大于1，则
我们生活在一个闭合的宇宙内，以后总有一天要逆转其膨胀势头回缩到一个点；若
Ω正好等于1，则空间是平直的。

　　不论由Ω决定的宇宙的命运是什么样子的，宇宙的来源只有一个。天文学家们
相信，现在宇宙中所有的物质--恒星、行星、星际气体等等--在从前的某一时刻曾
经凝聚为一个尺度无限小但密度却无穷大的“球”。那时，在被叫做大爆炸的时刻
，该球从空无（nothingness）向外爆发。

　　长期以来，早期宇宙内发生过那些事件被笼罩在迷雾中。现在，由于近代粒子
物理学的发展，科学家们有了一个在宇宙创生最初一分钟里所发生事件的合理图像
。下面就来叙述一下这一图像。

　　我们从宇宙创生大爆炸以后的1/100秒时期的历史叙述起。此时，宇宙非常之
热，温度高达1000亿开以上，因此不存在普通物质。原子和分子在它们能够形成以
前，便因高温而爆炸开了。整个空间充满着基本粒子组成的“汤”，“汤”内含有
相同数量的电子、中微子（当中子衰变为质子和电子时产生的粒子）、正电子（带
正电荷的电子的反物质）、反中微子（中微子的反物质）和光子；少量的重得多的
粒子，包括质子和中子以及组成暗物质的一些奇异粒子。

　　要了解那时的宇宙致密到什么程度是困难的，不过可以想像所有的物质实体被
压缩到一个比它们现在所占范围小数十亿倍的区域。这么小范围的空间维持不了多
久，很快，宇宙的尺度便快速增大。在我们最初的“快拍”以后头几秒的时间内，
宇宙差不多胀大了100倍。

　　宇宙胀大，其中的物质开始冷却。这是由下述物理原理所决定的：密闭系统在
膨胀时温度势必要下降。这一快速冷却将导致许多重要的变化：第一，许多存在着
的粒子，如电子和中微子将发现有利于它们与其反粒子的结合，结合的益处是在结
合过程中获得能量。当物质与反物质融合时，它们彼此消灭了对方并产生出光子形
式的辐射。因此，在这一时期，光子的数量遽然增加。与此同时，宇宙中的大多数
中子转变为质子、电子和中微子。由此可见，在此时期终结时，剩下的主要是光子
的“海洋”，在此“海洋”中点缀着不同数量的质子、电子、中微子和中子，以及
较少量的稀有粒子。

　　对于原初宇宙演化阶段的下一步观察，我们来看看大爆炸以后3分钟的景象。
宇宙比我们上一次“快拍”时大大地冷却了。由于温度降低，粒子的运动也慢多了
，这就使它们有可能合并成稳定的原子核。

　

　　首先组成的原子核（不算氢核，因为它不过是质子罢了）是氘，也叫做重氢，
它是由一个质子和一个中子组成的。一段时间以后，宇宙中的大多数中子都被纳入
氘内去了。

　　下一个元素是当氘与质子聚合时形成的氦的稀有形式氦-3。再下一步，当中子
碰撞氦-3时，诞生出普通的氦，氦-4。一步一步地，从氢到锂，所有我们知道的轻
原子核都是由质子、中子和氘等基本组分组成的。

　　现在，宇宙中这些物质每一种的丰度（丰富程度），提供了宇宙创生大爆炸模
型的过硬的证明。科学家们能设法估计空间内存在有多少氢，并将此数量与氦的数
量比较。他们发现，此比值与理论所预见的每一个氦原子相应有12个氢原子符合得
很好。迄今为止，用此比例检验大爆炸图像的效果一直非常之好。

　　1995年，在大爆炸瞬间产生的氦被首次检测到。约翰·霍普金斯大学的天体物
理学家戴维森（Arthur Davidsen）、克里斯（Gerard Kriss）和郑炜，用在“奋
进号”航天飞机上的紫外望远镜对来自类星体的光线做详细的搜索。他们观察此辐
射的目的，在于寻找该光线被星系际氦吸收的证据。探索的结果，确实找到了表明
整个宇宙中存在着大量氦的特征吸收谱线（波长的图式表示被氦捕获的辐射）。他
们发现，在所探寻的空间区域中的氦的含量，正好与标准宇宙模型所预见的12∶1
的氢与氦之比一致①。

　　比锂核重的原子核不能在大爆炸中被制造出来，这是因为当锂在形成时，宇宙
冷却得过多，更重元素的聚合是不可能的。所有较重元素要在晚得多的时候，在恒
星的核心中激烈的高温熔炉里煅造生成。

　　下一个宇宙演化的重要阶段是复合时期。在此时期内，宇宙中大多数带正电的
离子（原子核）收集足够的带负电的电子，而形成不带电的中性原子。在这一过程
中，大量的辐射被释放出来。这种情况的发生是由于光子倾向于粘牢带电离子和自
由电子，围绕着它们之间跳跃。一旦离子成为中性原子，电子被锁定在紧紧的轨道
上绕原子核运动，光子便能在空间自由地传播了。

　　从此时开始，宇宙沉浸在背景辐射的海洋中。起先，此辐

宇宙暴涨

　　暴涨宇宙图景，是80年代美国麻省理工学院的理论工作者古思（Alan Guth）
和莫斯科大学的林德（Andrei Linde）以及宾夕法尼亚大学的斯坦哈特（Paul 
Steinhardt）和阿尔布雷克特（Andreas Albrecht）（除后二人外，前二人是独立
做出的），为了解决标准大爆炸模型中的一些明显的困难而提出来的。一个困难是
所谓视界问题，即关于最大尺度的空间的均匀性。该问题问道，为什么宇宙内物质
和能量的分布在所有方向上完全是均匀的？是什么使宇宙伸展到非常平滑的程度？
第二个问题叫做平直性问题，即关于宇宙参数“Ω”事实上非常接近于1的问题，
在理论上Ω可以有任何值。

　　暴涨所依靠的基本概念，是宇宙在大爆炸极短的时间约10-35秒以后经历了一
个急骤快速的膨胀阶段。然后，不晓得是什么缘故，暴涨阶段终止了，我们今天见
到的宇宙较慢的膨胀开始了。

　　暴涨解决了视界问题，因为它使不平坦处伸展开了。它的快速膨胀阶段也解决
了平直难题，因为它迫使宇宙变得较平直，因而有了一个接近于1的Ω之值。

　　暴涨宇宙学的一个关键预见是宇宙背景辐射是“标度不变的”，也就是说，不
论从哪个层次观察宇宙背景辐射，看到的景象都近似地相同。宇宙背景探测卫星（
COBE）的观测结果证明确实如此，这有助于暴涨理论的进一步推广。

　　射是热的，但随着宇宙的膨胀，其温度下降得很快。今天，此原初能量，已冷
却到了绝对零度以上2.735开，继续充斥在宇宙中作为大爆炸时期的一个最后保留
下来的残迹。

　　科学家们有正当理由自信上文所描述的这些事件是发生过的。但所不清楚的是
，这些原初现象是多长时间以前发生的。宇宙年龄问题是现代宇宙学中的一个最有
争议的问题。