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标  题: 第六章 给宇宙过磅
发信站: 哈工大紫丁香 (2002年07月16日20:13:55 星期二), 站内信件


第六章 给宇宙过磅



    人们常说有上必有下。引力对抛向天空的物体所起的作用是要阻止物体的飞
    行，并把它拉回地球。但是，事情并不总是如此。如果物体的运动速度足够
    快，就可以完全摆脱地球的引力，结果它就能飞入太空而永不返回。发射行
    星际空间飞船的火箭就能达到这么高的速度。


    临界“逃逸速度”大约为每秒 11.2 公里（每小时 4 万公里），这相当于
    协和式飞机速度的 20 倍以上。临界速度可以从地球的质量（地球所包含的
    物质的数量）和半径导出。对一定质量的物体来说，直径越小，表面引力越
    大。脱离太阳系意味着要克服太阳的引力。太阳的逃逸速度为每秒 16.7 公
    里。想要脱离银河系向外逃逸就得有每秒几百公里的速度。在另一个极端，
    如对于中子星一类致密天体，逃逸速度为每秒几万公里，而对黑洞来说逃逸
    速度就是光速（每秒 30 万公里）。


    脱离宇宙的速度有多大呢？在第二章中我已指出，宇宙看来没有边界，也就
    无从逃离。不过要是我们暂且假定有这样的边界，而且它处于我们的观测极
    限处（约离我们 150 亿光年），那么，逃逸速度大约要达到光速。这是一
    个极有意义的结果。因为大多数遥远的星系看上去正在以接近光的速度远离
    我们退行，要是就取这个数值，那么星系看上去正在以很高的速度向远处运
    动，因而实际上它们恰好可以“逃离”宇宙，或者至少它们是在相互远离，
    并且“永不返回”。


    事实上，膨胀宇宙尽管没有十分明确的边界，它的行为却同地球上抛起的物
    体十分类似、如果膨胀速度足够大，退行中的星系就会克服宇宙中所有其他
    物质的总引力而逃逸出去，于是膨胀将会永远持续下去。另一方面，如果膨
    胀速度太低，膨胀最终会停下来。接着宇宙便开始收缩。那时，星系将再次
    “掉回来”。随着整个宇宙的坍缩，按理而来的便是宇宙的最后一次大灾难。
    上述两种景象中我们面临的是哪一种呢？答案取决于两个数字的较量。一方
    面是膨胀速度，另一方面是宇宙的总引力，后者实际上就是宇宙的重量。吸
    引力越大，宇宙必须膨胀得越快才能将之克服。天文学家可以直接从红移效
    应对第一个量加以测定。我在第一章中已经解释过，这个答案仍然存在某种
    争议，所以在撰写本书之时保守—点说，现在所知道的数值可能有上下 1 
    倍的误差。但是，第二个量的问题就要大得多了。


    怎样称出宇宙的重量呢？这个问题看上去令人束手无策。很清楚，我们不可
    能直接做到这一点。然而，我们也许能借助引力理论来推算出它的重量。要
    得出这个值的下限并不难。从太阳对行星的引力可以称出太阳的重量。我们
    知道，银河系包含大约 1000 亿颗其质量类似太阳质量的恒星，这就大致给
    出了星系质量的下限值。现在我们可以估计宇宙中一共有多少个星系。把它
    们逐个累加起来是不可能的，因为数目太大了。但是，一种合理的估计是 
    100 亿个。于是就得出总重量为 1021 太阳质量，或者说约 1048 吨。只要
    知道这个星系超级大家庭的半径，我们便可计算宇宙逃逸速度的极小值：答
    案是约为光速的百分之一。由此我们可以得出这样的结论：如果宇宙的重量
    仅仅来自恒星，它便可以解脱自身引力的束缚，永恒地持续膨胀下去。


    许多科学家对此确信无疑，但不是所有的天文学家和宇宙学家都相信这样求
    和的办法是正确的。我们看到的物质同实际存在的物质相比，显然估计过低，
    因为宇宙中的天体并不都是发光的。诸如暗星、行星和黑洞一类的暗天体，
    大多数我们都没有注意到。更有大量的尘埃和气体，它们绝大部分都难以察
    觉。此外，也难以想象星际空间完全空无一物，那里也许有大量稀薄的气体
    存在。


    然而，这几年来一种更有吸引力的可能性激起了天文学家的浓厚兴趣。宇宙
    起源于大爆炸，而大爆炸不仅是我们所看到的一切物质的本源，也是我们现
    在看不到的许多物质的本源。如果宇宙最初是一种灼热的亚原子粒子汤，那
    么除了人们所熟悉的电子、质子和中子（它们构成了你、我以及我们周围的
    其他普通东西）之外，也必然生成过粒子物理学家最近才在实验室内识别出
    来的所有其他各种粒子，而且数量很大。人们发现这些其他种类粒子中的大
    多数是很不稳定的，很快就发生衰变，但有一些也许便作为原初宇宙的遗骸
    而留存在今天的宇宙中。


    在这些遗骸中主要是中微子，现已证实这种幽灵般的粒子在超新星中极为重
    要（见第四章）。据我们迄今所知，中微子不能衰变成任何别的东西（实际
    上，有 3 种不同类型的中微子，它们之间也许能相互转变，不过这里我们
    不考虑这种复杂情况）。因此成们认为宇宙应当沉浸在大爆炸留下的宇宙中
    微子海洋中。只要假定大爆炸的能量对所有各类亚原子粒子均分，就能计算
    出总共应有多少个宇宙中微子。由此，得出的结果是大约每立方厘米空间有 
    100 万个中微子，或者说每立方分米约有 10 亿个中微子。


    我始终对这个惊人的结果极感兴趣。在任意给定的时刻，你的身体里就有大
    约 1000 亿个中微子，它们几乎全是大爆炸的遗骸，并且自最初存在的 1 
    毫秒以来就保存了下来，而且基本上没有受到任何破坏。因为中微子以光速
    或接近光速的速度运动，它们闪电般地穿过你，结果每秒钟就有 1 万亿亿
    个中微子穿透你的身体。由于中微子与普通物质间的作用极为微弱，完全可
    以忽略不计，因此这种不停顿的侵袭丝毫不为我们所察觉，而且在你的一生
    中甚至可能没有一个中微子会留在你的身体里。尽管如此，在看上去似乎空
    无一物的宇宙空间里有这么多中微子存在，这对宇宙的最终命运具有深远的
    影响。


    虽然中微子的相互作用异常微弱，但它们确实与所有的粒子一样会产生引力。
    它们或许并不直接对周围的其他物质产生推和拉的作用，但有可能证实它们
    的间接引力效应对增加宇宙的总重量是至关重要的。为确定中微子的贡献有
    多大，必须对它们的质量作一番了解。


    以快速运动的粒子来说，质量是个难以捉摸的概念。那是因为物体的质量并
    不是一个固定不变的量，而是取决于物体的速度。例如，如果 l 千克的铅
    球以每秒 260000 公里的速度运动，便会重 2 千克。这里的关键因素是光
    速。物体的速度越接近光速，它的质量就越大，而且质量的这种增大是没有
    极限的。因此为了不至发生混淆，物理学家在谈到亚原子粒子的质量时，都
    是指静止质量。如果粒子以接近光的速度运动，它的实际质量也许是它的静
    止质量的很多倍。例如，在大型粒子加速器内部，作回旋运动的电子和质子
    的质量可达到它们静止质量的好几千倍。


    至于重力，它是实实在在的，而不是算出来的静止质量。尽管中微子的静止
    质量可能非常小，但由于中微子以接近光的速度运动，它们也许有很大的质
    量。事实上，它们甚至可能有零静止质量，而运动的速度正好等于光速。达
    时，它们的实际质量必须根据它们的能量来确定，而对于残留下来的宇宙中
    微子来说，后者又可以通过理论计算从在大爆炸中所获得的能量推导出来，
    同时必须考虑宇宙膨胀的衰减效应并加以修正。这种做法所得出的具有零静
    止质量的中微子对宇宙的总重量并没有重大的贡献。


    另一方面，我们不能肯定中微子确实具有零静止质量。从理论上说，我们今
    天对中微子的认识并不诽除它具有有限的静止质量。因此，这就变成了一个
    需要判别究竞是哪一种情况的实验问题。第四章中已经提到，如果中微子有
    静止质量，那么它肯定是非常小的，要比其他任何已知粒子小得多。但是，
    宇宙中有这么多的中微子，即使是微小的静止质量也会使字宙总重量发生重
    大变化。这是一个需要仔细权衡的问题。即使质量小到电子（已知最轻的粒
    子）质量的万分之一，也足以产生重大的影响：中微子的总质量会超过所有
    恒星的总重量。


    要探测这么小的静止质量十分困难，实验得出的各种结果既混乱而又相互矛
    盾。碰巧，人们探测到了超新星 1987A 发出的中微子，它提供了一条重要
    的线索。如果中微子有零静止质量，那么所有的中微子必定都以严格相同的
    速度（光速）运动。另一方面，如果中微子有很小的非零静止质量，那末速
    度可能就有个范围。超新星发出的中微子可能具有很高的能量，所以即使它
    们确实具有非零静止质量，也会以非常接近光的速度运动。但是，因为这些
    中微子要在太空中作长时间的旅行，即使有微小的速度变化．也会引起到达
    地球的时间上的变化，而这种变化是可以测量出来的。研究来自超新星 
    1987A 的中微子在时间分布上的跨度，可以得出中微子静止质量的上限为电
    子质量的三万分之一。遗憾的是情况要比这来得复杂，因为已经知道存在着
    不止一种中微子。大多数有关静止质量的测定工作都是指泡利最初假定的那
    种中微子，但自从这类中微子发现以来，已经找到第二种中微子，并推断有
    第三类中微子存在。所有这三类中微子在大爆炸中都会大量地产生出来。直
    接确定另外两类中微子的质量范围是很困难的。实验表明，可能取的数值范
    围依然很宽。不过最近理论学家的流行观念正转为反对中微子可能在宇宙质
    量中占主导地位。但是，这种观念可能得容易被新的中微子质量实验测定结
    果所推翻。


    问题的复杂性还不止这些，因为在谈到对宇宙重量的估计时，中微子并不是
    唯一可能存在而应加以考虑的宇宙遗骸。大爆炸时还会产生其他稳定的弱相
    互作用粒子，也许它们会有相当大的质量（如果质量太大，粒子就无法产生
    了，这是因为产生高质量粒子需要大量的能量）。它们通称为弱相互作用重
    粒子（ Weakly InteractingMassive Particles，缩写成WIMP）。事实上，
    理论学家已经有了一份假设的弱相互作用重粒子检验单，它们有着堂吉诃德
    式的名字，如引力微子，希格斯微子以及光微子。没有人知道它们是否真的
    存在，但如果确实存在的话，它们可能会对宇宙重量的确定起关键性的作用。


    值得注意的是，也许有可能通过弱相互作用重粒子与普通物质相互作用的方
    式来直接检验这类粒子的存在。这种相互作用预期是很弱的，但由于弱相互
    作用重粒子的质量较大，这使它们能有比较大的活力。英国科学家已在英格
    兰东北的一座盐矿里设计了一项实验，以期发现通过那儿的弱相互作用重粒
    子。假定宇宙中充满弱相互作用重粒子，那么任何时到都会有数量极大的这
    类粒子穿过我们身体（还有地球）。这项实验的目标是令人吃惊的：要探测
    出一个弱相互作用重粒子击中原子核时所发出的声音！


    实验用仪器由放在致冷系统中的锗晶体或硅晶体组成。如果有一个弱相互作
    用重粒子击中晶体内的一个原子核并与之相互作用，它的动量便会引起原子
    核的反冲。这种突如其来的冲击产生一种很弱的声波，也就是晶体振动。随
    着波向外传播，它会衰减下来并转变成热能。这项实验的设计就是要探测与
    这种衰减声波联系在一起的极小的热脉冲。由于晶体冷却到接近绝对零度，
    探测器对注入的任何热能极为敏感。


    理论学家猜想，银河系沉浸在一大群呈团块状而运动又较为缓慢的弱相互作
    用重粒子之中，粒子的质量介于 1 个质子质量到 1000 个质子质量之间。
    当太阳系在银河系中作轨道运动时，会扫过这种看不见的海洋。如果粒子的
    典型速度为每秒几千公里，那么地球上每 l 千克物质每天所能散射的粒子
    数可多达 1000 个。如果这正是事件的发生率，弱相互作用重粒子的直接探
    测应当是可行的。


    在继续设法猎取弱相互作用重粒子的同时，天文学家也正在着手处理宇宙称
    重的问题。一个天体即使看不见（或听不到），它的引力效应仍然会表现出
    来。例如，天文学家由于察觉土星轨道受到一未知引力源的扰动而发现了海
    王星。绕亮星天狼星转动的暗白矮星天狼 B 也是通过这条途径发现的。因
    此，只要监视可见天体的运动状况，天文学家也可以建立起任何不可见物质
    的图象（我已经说明了这种方法如何使人们猜测到天鹅 X-1 中可能有黑洞
    存在）。


    最近一、二十年间，人们仔细研究了银河系内恒星运动的方式。银河系并不
    是静止的，而是在缓慢地转动。恒星绕银心转动的典型时间尺度超过 2 亿
    年。银河系的形状很像一个盘子，银心附近聚集着大量的恒星，银盘里包含
    了更多的恒星、气体和尘埃。因此，粗略地说情况同太阳系相类似，后者是
    行星绕太阳旋转。在太阳系内，水星和金星这类内行星比土星和海王星这类
    外行星要转得快，这是因为内行星受到的太阳引力更强。你也许会以为这个
    规律也适用于银河系，即银盘外部区域恒星的运动速度应比银盘中央的恒星
    要慢得多。


    然而观测结果并非如此。在整个银盘内恒星的运动速度大致相同，其解释只
    能是银河系的质量毕竟不是都集聚于其中央，而是一定程度上表现为平均分
    市。因此，看上去银河系质量好像集中在中央这一事实表明发光物质仅仅反
    映了部分实际情况。很明显，存在大量的暗物质或不可见物质，它们中的大
    部分分布在银盘的外围，从而加快了这部分区域内恒星的运动速度。甚至很
    可能暗物质的主要部分分布在发光银盘可见边缘之外以及银道面外侧，它们
    以一种不可见的大质量晕的形式包围着银河系，并延伸至遥远的星际空间。
    在其他星系中也观测到了类似的运动图像。要是用太阳的质量和亮度间的关
    系，从星系可见区域的亮度可以推算出它的质量；而测量表明，平均来说显
    示的质量比它们亮度所反映的质量大 10 倍以上，在最外部区域甚至高达
    5000倍。


    对星系团内全部星系运动状况的研究也得出了相同的结论。很清楚，如果星
    系运动得足够决，它将会摆脱星系团的引力束缚。如果团内所有星系的运动
    都这样快，这个星系团便会很快瓦解，后发座内有一个由几百个星系组成的
    典型星系团，人们已经对它作过深入细致的研究。后发团星系的平均速度实
    在太大了，以致这个星系团无法长期存在，除非那里要有比亮物质质量至少
    多 300 倍的物质。因为一个典型星系穿越后发星系团只要花 10 亿年左有
    的时间，所以到现在为止已有充足的时间使这个星系团瓦解。但这种情况并
    没有发生，星系团的结构从各个方面给人的印象表明它是一个引力束缚系统。
    很明显，那儿存在某种形式的暗物质，而且数量很大，正是这些暗物质影响
    了星系的运动。


    对宇宙更大尺度结构的仔细研究进一步说明了可能存在着不可见物质。这种
    结构是以星系团和超星系团集结在一起的方式出现的。我在第三章中已经提
    到，星系分方的方式使人想起泡沫，它们成串排列，形成纤维结构，或蔓延
    开来形成巨大的薄片。它们包围着一些硕大无朋的巨洞。如果没有暗物质的
    额外引力作用，这样一种泡沫状的成团结构在自大爆炸以来的这段时间内是
    不可能出现的。但是，直到撰写本书之时，还无法借助任何简单形式的暗物
    质，通过计算机模拟来产生观测到的泡沫结构，这可能意味着需要某种复杂
    的混合型暗物质。


    最近，科学界的注意力集中在用一些奇异的亚原子粒子作为暗物质的候选者。
    但是，暗物质以较为常见的形式存在也是可能的，如行星尺度的物质或者暗
    桓星。这类暗天体可能数量非常之大，它们在我们周围的太空中漫游，只是
    我们对这一事实毫无察觉且不以为然。近来，天文学家找到了一种方法，它
    能揭示没有受可见天体引力束缚的暗天体的存在。这种方法利用了爱因斯坦
    广义相对论所得出的一项结果，这就是引力透镜。


    这种思想基于引力可使光线发生弯曲这一事实。爱因斯坦预言，如果一束星
    光从太阳附近通过，它就会发生少量的弯曲，导致恒星在天空中的视位置发
    生位移。在同一天体附近有无太阳的情况下，比较这颗恒星的位置就可检验
    这个预言。1919 年，阿瑟·爱丁顿( Arthur Eddington )首先做了这种检
    验，并出色地证实了爱因斯坦的预言。



    图 6-1 引力透镜 大质量天体（图中用一个球表示）的引力使远方光源 S 
    射来的光线发生弯曲。在适当的条件下这个作用会产生聚焦效应。焦点上的
    观测者会看到天体周围出现一个光圈。


    引力透镜同样使光线发生弯曲，这样可以使光线聚焦而成像。如果某个引力
    天体对称性很好，它就能起到透镜的作用，可以使逐远光源射来的光线聚焦。
    图 6-1 表明了这种情况。从源 S 来的光线落到球形天体上，天体的引力使
    它周围的光线弯曲，并把光线引向另一侧的焦点。这种弯曲效应对多数天体
    而言是很微弱的，但在天文学距离尺度上，即使光在路途中发生微小的弯曲
    最终也会产生一个焦点。如果这个天体位于地球和遥远的 S 源之间，那么
    这一效应会使 S 的像大大地增亮，或在一些特殊情况下视线方向恰到好处，
    便会表现为一个明亮的光圈，称为爱因斯坦圈。对形状比较复杂的天体，透
    镜效应很可能会产生多重像，而不是单一的聚焦像。天文学家在宇宙学尺度
    上已经发现若干个与大质量星系有关的引力透镜，它使遥远的类星体形成多
    重像。此外还发现了一些因透镜作用由类星体形成的光弧和完整的光圈。这
    种情况的出现是因为居间星系同类星体差不多恰好位于同一视线方向上。


    对于暗行星和低光度白矮星，如果它们恰好位于地球和某颗恒星之间，就应
    当出现透镜效应，而天文学家便可搜索能揭示这种效应的信号。当暗天体穿
    过视线时，恒星像的亮度会以一种特有的方式表现出时强时弱的变化。虽然
    天体本身还是没能看见，但是，从透镜效应可以推断它的存在。一些天文学
    家正在试图用这种技术来搜索银晕中的暗天体。尽管与遥远的恒星恰好位于
    同一视线方向上的概率非常非常小，但如果在那里有足够多的暗天体，就应
    当能观测到引力透镜效应。


    黑洞也会起到引力透镜的作用，这方面已经做了广泛的搜索，以利用河外射
    电源（透镜对射电波的作用方式与光波相同）来确定黑洞个数的范围。结果
    发现可能的候选天体为数甚少，由此给人以这样的印象：用恒星或星系级质
    量的黑洞来解释存在大量暗物质是不大可能的。


    但是，并非所有的黑洞都会在透镜效应普查工作中显示出来。很可能大爆炸
    后不久，早期宇宙盛行的极端条件有利于微黑洞的形成，它们也许不会比原
    子核大。这种天体的质量应当等于一颗小行星的质量。许多质量可以以这种
    形式隐藏起来，它们遍布于整个宇宙，而我们却观测不到。令人惊讶的是，
    甚至有可能通过观测来确定这些怪异实体的数量范围，其理由涉及称为霍金
    效应的一种现象，我将在第七章中对此作出解释。简单地说，微黑洞的爆发
    可能表现为一阵荷电粒子雨，爆发是在经历一段确定的时间之后发生的，而
    时间的长短则取决于黑洞的大小：黑洞越小，爆发得越早。小行星质量的黑
    体将在 100 亿年后爆发，也就是说大约就发生在今天。这种爆发的一个效
    应是要产生突发性的射电脉冲，对此射电天文学家一直在进行检测。因为连
    一个有希望的脉冲也没有探测到，由此得出的结论是，每立方光年空间每 
    300 万年只能发生一次爆发。这意味着至少就小行星质量大小的微黑洞而言，
    它们只占宇宙质量的很小一部分。


    总的来说，不同天文学家所估计的宇宙暗物质数量各不相同。可能的情况是，
    暗物质与发光物质的质量比至少为 10 比 1 ，有时也援引 100 比 1 这类
    比值。令人吃惊的是，天文学家居然不知道宇宙主要由什么东西组成。他们
    长期以来认为宇宙的主要成分是恒星，结果发现恒星只占了宇宙总质量中相
    当小的一部分。


    对宇宙学家来说，关键问题是有没有足够的暗物质能阻止宇宙膨胀。如果能
    够的话，暗物质的数量与可见物质之比必定更接近 100 倍而不是只有 10 
    倍。虽然实际情况或许恰恰如此，但这毕竟只是一个纸面上的数值。由于宇
    宙的最终命运完全取决于这一答案，因而人们寄希望于对暗物质的搜寻会很
    快给出孰是孰非的明确答案。


    与此同时，一些理论学家相信，只要通过计算就有可能估计宇宙的重量，而
    无需直接进行困难重重的观测工作。有一种传统信念认为，人类仅仅依靠合
    理推理的能力便有可能对宇宙的奥秘作出预测，这可以追溯到古希腊哲学家。
    在科学时代，有些宇宙学家一直企图根据一套深奥的原理，系统地导出一些
    数学公式，从这些公式应当可以得出数值确定的宇宙的质量。特别诱惑人的
    那些体系就是根据某种数灵学公式来确定宇宙中粒子准确数目的。这种学究
    式的冥思苦想一直没有得到大多数科学家的赞同，虽然它们也许很有诱惑力。
    但是，近年来开始流行一种比较令人信服的理论，因为它对宇宙质量作出了
    某种明确的预言。这就是第三章讨论过的暴胀演化图象。正如前面所解释的
    那样，暴胀理论有一项预言涉及宇宙的膨胀速度，其结论接近于观测值。事
    实上，这项预言比观测值更精确。暴胀相的效应会把宇宙恰好推到临界膨胀
    速度，结果宇宙正好摆脱自己的引力，并永恒膨胀下去。因此，暴胀理论预
    言，宇宙所包含的恰好就是临界物质重量，而宇宙便处于继续膨胀和重返坍
    缩的分界线上。


    就今天的知识水平而言，我们还无法断定宇宙会不会永远膨胀下去。如果它
    再次收缩，问题便在于这将会在什么时候发生。答案完全取决于宇宙重量超
    过临界重量究竟有多少。如果超过百分之一，那么在大约 1 万亿年后宇宙
    将再次收缩；如果超过百分之十，收缩会提早到 1000 亿年后发生。


    如果暴胀理论是正确的话，它同上述问题之间的关系是很有趣的。当然，这
    种理论的描述是理想化的。严格地说，暴胀相必须延续无限长时间才能达到
    这个临界值。实际上这个阶段所经历的时间非常短。因此，宇宙的实际质量
    会比这一临界值稍大一些，或者稍小一些。对前一种情况，坍缩最终总要出
    现。暴胀理论中很奇怪的一点在于向这个临界值的逼近，是按指数规律极快
    进行的，这意味着在经过一段极短时间的暴胀之后，宇宙实际上所具有的重
    量已非常接近这个临界值。因此，宇宙遥远的未来与爆炸后第一秒钟时间内
    暴胀行为的具体细节有着非常密切的关系。


    为了引入一些数字，可能的情况是暴胀相开始于大爆炸之后仅 10-34 秒。
    在第三章中我把这段时间称之为一个滴答。暴胀可能延续几百个滴答，然后
    就结束了。由于时间有限，暴胀必定是不充分的，随后所产生的宇宙其重量
    非常非常接近而又不完全等于临界值。如果实际重量比临界值来得大，那么
    经过漫长的岁月，宇宙会再次收缩。


    按指数规律迅速逼近临界值这一事实，意味着宇宙的寿命取决于暴胀相的寿
    命，而且后者对前者的影响十分敏感。粗略地说，要是暴胀每多坚持一个滴
    答，宇宙开始再收缩前所经历的时间就会增加 1 倍。因此，譬如说 100 个
    滴答的暴胀导致宇宙在 1000 亿年后再收缩，那么 101 个滴答会使再收缩
    发生在 2000 亿年以后，而 110 个滴答的暴胀暗示收缩发生在 102400 亿
    年以后，依此类推。因为我们对宇宙暴胀是 100 个滴答还是 1000 个滴答
    一无所知，所以也无法肯定经过多长时间宇宙才开始收缩。但是很明显，这
    大概总是发生在未来某个很遥远的时刻。除非在数字上出现某种特别的巧合，
    否则再收缩的时刻应当与我们人类在宇宙中出现并生存下来的时间无关。所
    以我们可以预料，如果再收缩会发生的话，也只会经过漫长的时间之后才会
    发生，这段时间是目前宇宙年龄的许多倍。如果情况确实如此（它还取决于
    暴胀理论所用的方法是正确的），那就是用我们最好的天文观测仪器也无法
    确定宇宙的重量究竟在临界值的哪一侧。在这种情况下，人类永远不会知道
    自己所居住的宇宙有着怎样的最终命运。







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