Astronomy 版 (精华区)

　　
　　1964年，贝尔实验室的两位研究人员彭齐亚斯（Arno Penzias）和威尔逊（
Robert Wilson），完成了一项惊人的发现，这一发现被证明是长期以来所寻求的
对大爆炸学说的验证。但更值得注意的是，他们的观测结果-探测到了宇宙背景辐
射--是事先完全未预料到的。

　　当彭齐亚斯和威尔逊在新泽西州的霍尔姆德尔用6米直径的射电抛物面天线，
搜寻来自银河系的微波时，被一种奇怪的持续不断的“蜜蜂的嗡嗡声”所干扰，而
且这种噪声，不论用什么样的办法都无法消除。起初，他们把这种“嗡嗡叫”归因
于接收天线底座上的鸽子，是彭齐亚斯所戏称的鸽子的排泄物“白色的介电物质”
干扰外来信号的结果。在他们将天线完全清理干净后，噪声仍然存在。最后，被迫
得出结论：他们检测到了来自深空的真实的信号。

　　40年代后期，物理学家伽莫夫（George Gamow）、阿尔法（Ralph Alpher）和
赫尔曼（Robert Herman），曾在一系列的论文中，提出宇宙背景辐射的探测对大
爆炸假说是一项重要的证明。他们估计，现在这一辐射的温度为3开（绝对零度以
上3度）。迪克（RoberDicke）在60年代进行了同样的计算，并立即领悟到彭齐亚
斯和威尔逊发现的嗡嗡叫声的来源，清楚地认为他们已发现了从宇宙创生时冷却下
来的辐射。后来，彭齐亚斯和威尔逊因他们的发现获得了诺贝尔奖。

　

　　宇宙背景辐射的一个值得注意的特色是它们的非常的均匀性。不论将抛物面天
线转向何方，探测到的微波都具有相同的温度。从60年代后期到70年代前期，做的
一次又一次的实验都得到这一均匀性的结果。

　　从某种意义上说，天文学家对宇宙背景辐射在整个天空在温度上的均匀性表示
欢迎。因为这意味着它确实是一个宇宙的效应，而不是只与个别星系或宇宙的某一
特殊部分有联系的局部现象。因此，研究人员确信这一能量来源应远远地追溯到大
爆炸后的复合时期，而不是从更多平凡的来源发生的。

　　但另一方面，对微波温度的过分均匀反而感到不舒服。这是因为宇宙内结构形
成的理论要求辐射背景有小的不规则性，但这些小起伏那时未被发现。

　　大多数科学家相信，宇宙背景的起伏是宇宙中结构的来源。按照大多数星系形
成模型，从自上而下的泽多维奇模型到自下而上的皮伯斯模型，今天结构的种子都
植根于早期宇宙的密度不规则性之中。换句话说，复合时期的宇宙必定有较密的区
域，也有较稀的区域。随着时间的推移，较密区域通过它们较强的引力吸引越来越
多的物质，生长出我们今天所认为的星系、星系团、超星系团、薄壁和纤维，较小
的团块成长成较大的团块，等等。相反，较稀的区域其引力拉曳较小，于是成为我
们所观测到的星系之间的空间，如空洞。

　

　　物理学家曾计算过在复合时期所需要的不规则（密度起伏）的大小，以便形成
我们今日见到的种种结构。他们曾估计出，必须约有在原初宇宙的密度中有0.1％
的变化。换句话说，对平均值而言，某些区域必须有0.1％较高的密集，另一些区
域有0.1％较低的稀疏。

　　其次，按照天体物理学说，在复合时期释放的辐射的温度变化，是直接与那个
时期物质密度的密度起伏有联系的。因此，从理论上说，需要在宇宙微波背景中的
温度“涟漪”反映出在物质分布中的波峰与波谷。

　　1977年，天文学家施穆特（George Smoot）和他的来自劳伦斯·伯克利实验室
和加利福尼亚大学伯克利分校的空间科学实验室的小组成员们，发表了关于背景辐
射中温度变化的第一个证据。但这些差别，不是长期寻求的原初“涟漪”，它们表
示的是叫做“偶极各向异性”的现象。

　　偶极各向异性是一个多普勒效应，是由于银河系穿行于宇宙微波海洋中的向前
运动产生的，犹如航行于海洋中的船，冲向来临的波浪时的情形。我们的银河系不
断地压经宇宙微波背景中的波前，由于多普勒效应，天空的微波辐射在银河系的前
方和后方看来有所不同，前方显得热些，后方冷些。

　　这个难以捉摸的温度差，由伯克利小组所使用的灵敏辐射仪（射电波探测器）
检测到了。该仪器放置在美国国家航空航天管理局（National Aeronautics and 
Space Administration，以下简称NASA）的埃姆斯U-2喷气飞机上，高于大气层飞
行。为了使此仪器感受偶极各向异性的能力增加到最大限度，将该探测器指向相反
的两个方向。使科学家们快慰的是，它所记录的信号与对于多普勒效应的理论预测
值符合得极好。

　　施穆特发现这些偶极起伏后，便开始计划搜寻来自早期宇宙的真正的遗迹变化
。为达到此目的，他设计了一个特殊的高精度探测器，名为差分微波辐射计（
Differential MicrowaveRadiometer，简称DMR）。在这类仪器中，DMR可以说是举
世无双的，因为它不是记录一点的温度，而是用一对天线去测量两个不同天区的温
度差，这就能够比其他辐射计获得更精确的数值读数。它能测出百万分之一的温度
差。

　　DMR实际上由分别调谐到3.3、5.7及9.6毫米3个射电波长的辐射计组成。在这
3个波长，宇宙背景辐射的强度大大超过来自其他辐射源的强度。例如，在这些波
长，宇宙背景比星系的微波发射要强1000多倍。

　　施穆特做好他的DMR后，准备将其发射升空。由于“挑战者号”航天飞机的灾
难性事故，NASA的发射计划受到挫折。直到1989年晚些时候，施穆特及其同事们才
得到NASA的准许实施他们的探空计划。DMR搭乘在一个叫做宇宙背景探测者（
Cosmic Background Explorer，简称COBE）卫星上，于1989年11月发射升空。
COBE的飞行轨道位于不受地球大气影响的大气层之上，但在地球辐射带之下，以避
免该带中带电粒子的干扰。

　　1992年，施穆特宣布发现了等待已久的宇宙背景中的遗迹--在天空1亿多光年
大小的天区内的热的冷的区域。这些区域内温度的变化对于平均温度2.735开来说
在10万分之一度左右，也就是说，该变化约为百万分之六。

　　天文学家们立即看出，施穆特的观测结果是支持大爆炸模型的有力证据。他发
现的平均辐射温度精确地对应于（达到小数点后第6位）有关宇宙背景辐射的理论
预见。其次，他发现的温度起伏也与结构形成方案的理论值符合得很好。最后，其
结果提供了宇宙中存在着大量暗物质的证据。总之，施穆特与其同事们的发现是
20世纪后期宇宙学的一项重大胜利。



　　在获得了早期宇宙辐射轮廓的详细信息后，天体物理学家们便忙于校正他们的
结构形成理论。当一些科学家在设法发展关于星系是如何从原初种籽生长起来的增
强模型时，另一些人则在时间上进一步上溯企图说明这些团块本身的来源。他们仔
细考虑这些微小的起伏，是如何发生得正好在大小和数量上提供宇宙结构的原始基
础的。

　　当前，有许多关于原初密度起伏的重要理论。暴涨宇宙学说特别引人注目。按
照这一学说，在宇宙早期的发展史上经历了一个非常快的生长期。宇宙经过此急骤
胀大的阶段后，平静

向上、再向上及向远方

　　COBE卫星的天空扫描决不是对宇宙微波背景起伏唯一成功的观测手段。气球虽
然不能升到卫星那样的高度，但仍被证明是行之有效的仪器携带者。用气球做运载
工具比卫星便宜得多，计算安排也比卫星探空容易得多。

　　1989年，气球载运的仪器横越新墨西哥州的天空12个小时，获得了详细的微波
背景温度的读数。来自麻省理工学院和普林斯顿大学的一科学家小组，用了差不多
4年的时间分析从这个探测装置获得的资料，1993年2月公布了他们分析的结果。使
大家感到欣慰的是，他们的数据与COBE的温度图非常接近。

　　其他的气球任务曾试图比COBE做得更好，寻找微波背景中比COBE所揭示的更为
精细的结构。更精致的测量将会告诉我们宇宙在复合时期的更多信息。在此时期，
宇宙辐射可以自由传播，宇宙结构开始形成。这类以气球为运载工具对天空扫描的
任务，包括毫米波各向异性实验（Millimeter Anisotropy Experiment，简称MAX
）和中等尺度各向异性测量（Medium-Scale Anisotropy Measurement，简称MSAM
）。两者都是在90年代初期进行的。

　　地成为我们今天所见到的非常之慢的膨胀的形式。

　　暴涨宇宙学描述了一种星系的种籽可能形成的途径。按照暴涨学说，这些不规
则是在宇宙开始时作为微小的量子起伏产生的（量子起伏是量子力学所预见的微小
的能量场，它必定会自发地在任何一个微小空间内出现）。其次，这些起伏当宇宙
暴涨时伸展开来，极大地扩张了体积。最后，它们大到足以成为宇宙结构的种籽。


　　另一个理论叫做纹理学说。纹理是宇宙结构中假定的“缺陷”，人们相信这种
缺陷是在相转变时产生的。相转变（由于温度变化在形式上的突然改变）现象在自
然界是很多的。例如液态的水当温度下降时变为固态的冰。人们认为，当宇宙冷却
时它也同样经历过类似的变化。当其渐冷时，其能量场同样地要有变化。多半情况
下，其形式类似于冰在结得很快时出现的裂隙形成的方式。纹理--裂缝状的形式
--在早期宇宙的快速变化的力场中发展开来。然后，围绕着具有纹理的空间的区域
，宇宙结构按照这一模型生长出来。

　　以上介绍的仅是近年来出现的宇宙结构学说中的两个。当微波背景辐射的轮廓
被进一步更多地了解时，科学家们便能更好地对这些学说进行鉴别比较。随着观测
数据如此之快地增长，人们将会同样快地掌握宇宙中产生结构的全过程。