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第6章 大爆炸的余晖宇宙微波背景辐射（第2页）

干扰竟然还在!彭齐亚斯和威尔逊沮丧地摇了摇头。这到底是怎么回事？

1948年夏，华盛顿特区

拉尔夫·阿尔弗（RalphAlpher）和罗伯特·赫尔曼（RobertHerman）站在那里欣赏了一会儿黑板上的推算结果，那是集合二人的智慧、经过一整晚的辛劳才得到的。如果他们是对的，宇宙就是有诞生起点的，而不是无始无终、一直存在的，而且证据简直就像飘**在他们周围一样，唾手可得。

“记下来，记下来，你们两个快记下来!”乔治·伽莫夫看完黑板上的推算结果后命令道。伽莫夫像竹筒倒豆子一样噼里啪啦地发表完一通意见后就走了，留下香烟散发出的烟雾弥漫在空气中，这是他一贯的作风。眼下，伽莫夫手头肯定还有别的事情要忙——星系形成、量子理论，以及诸如写作系列通俗读物《物理世界奇遇记》（TheNewWorldofMrTompkins）等，天知道还有些什么。阿尔弗的这位高傲自大的导师的仓促来访和不由分说的命令，搞得阿尔弗和赫尔曼目瞪口呆、不知所措。但话又说回来，指明这条发现之路的人正是伽莫夫。伽莫夫有恶作剧和酗酒的陋习，使其他物理学家把他当成不靠谱的业余科学爱好者，而不是严谨的科学家。尽管这些事情让阿尔弗和赫尔曼很烦恼，但他们还是很喜欢他。[104]

1933年，伽莫夫和他的妻子——同为物理学家的柳波娃·沃明泽娃（LyubovVokhminzeva）——离开了斯大林（Stalin）执政的苏联。由于无法在欧洲找到终身学术职位，伽莫夫于次年前往美国，在华盛顿特区乔治华盛顿大学担任了教授职位，阿尔弗就是在那里与他相识的。当时阿尔弗利用晚上的时间学习，白天则坚持从事导弹理论的研究工作。伽莫夫声音洪亮、热情奔放、玩世不恭，在各方面都不同凡响，虽然他可能没有得到物理学界的高度认同，但他认识所有物理学界的大人物——阿尔伯特·爱因斯坦、尼尔斯·玻尔、沃纳·海森堡等等。在解释放射性α衰变这一存在已久的谜团时，他是第一个将量子理论应用于原子核、为物理学做出了重大贡献的人。

尽管阿尔弗已经在巴尔的摩（Baltimore）的约翰霍普金斯大学（JohnsHopkiy）工作了，但他还是鼓起勇气问伽莫夫是否愿意做他的博士导师，伽莫夫说愿意。就在不久之后，阿尔弗遇到了博士后罗伯特·赫尔曼，他们的办公室只隔着几扇门。赫尔曼顺道过来自报家门时，阿尔弗给他讲起自己正在进行的计算工作，赫尔曼立刻就着了迷。

这项计算工作正是由一直在思考化学元素的起源问题的伽莫夫牵头的。正如前面提到过的，到20世纪40年代，人们已经意识到自然界中的全部92种元素——从最轻的氢到最重的铀——显然不可能都是造物主在创世的第一天就放进宇宙中的，而是一点一点加进去的。有证据表明，元素的丰度和元素原子核的结合强度之间存在联系，这又暗示核反应参与了元素的形成——宇宙起初只有最基本的元素氢，其余的元素都是后来由这种基本元素像搭乐高积木那样组装而成的。

构建这样的元素必须面对的问题是，已知所有的氢核都携带1个正电荷，但同种电荷会相互排斥，这意味着核与核之间存在着强烈的排斥力。能让它们紧密地结合在一起的唯一方法，就是让它们以极高的速度相互撞击，这也就意味着需要高温。要构成新元素，大概需要高达数十亿摄氏度的温度，但是在宇宙中哪里有这么热的炉子呢？

显而易见，炉子就在恒星的内部。但英国天文学家亚瑟·斯坦利·爱丁顿却得出了错误的结论：恒星内部既没有足够的温度，也没有足够的密度进行核合成，这就是20世纪40年代中期伽莫夫思考元素形成时所面临的情况。

伽莫夫曾是数学家、宇宙学家亚历山大·弗里德曼（AlexanderFriedmann）的学生。1922年，弗里德曼是第一个认识到爱因斯坦的广义相对论必然推导出我们生活在动态宇宙中的人。宇宙必然处于运动之中，而并非像爱因斯坦自己相信的那样保持静态不变。弗里德曼明确指出，宇宙要么向超密度状态收缩，要么向超密度状态膨胀。虽然“大爆炸”一词是在近30年后才被创造出来的，但弗里德曼早就发现了爱因斯坦方程的大爆炸解（1925年，37岁的弗里德曼英年早逝，这也是伽莫夫与苏联无缘的另一个原因）。

1929年，美国天文学家爱德文·鲍威尔·哈勃利用位于南加州威尔逊山上、当时世界最大的望远镜观测，发现正如弗里德曼所预期的那样，宇宙确实在膨胀，构成宇宙的星系像宇宙弹片一样四处飞散。尽管遥远过去的一次爆炸很可能是宇宙膨胀的原因，但没有人认真地考虑过这个问题，因为它似乎离人们的日常生活太遥远了。直到伽莫夫开始思考这件事，情况才开始有了变化。[105]

伽莫夫用倒着放电影的方法想象宇宙的膨胀：当所有的东西都被压缩到非常小的空间里时，就会变热，就像自行车打气筒里的空气被压缩后会变热一样。伽莫夫意识到，大爆炸之前的宇宙就是一个滚烫的火球。难道自然界的元素就是从这个无法想象的火球熔炉里锻造出来的吗？伽莫夫并不是个注重细节的人，事实上，他常常因为混淆方程式、计算错误而被人诟病。因此，计算的工作自然就交给了学生阿尔弗来做。

阿尔弗和伽莫夫都不清楚宇宙起源时确切的物质成分，只知道其成分一定很简单。阿尔弗尝试了许多种可能性，其中一种就是质子和中子的混合物。1932年，英国物理学家詹姆斯·查德威克发现，除了质子，中子也是构成所有原子核的两个基本元素之一（除了氢核只含有1个质子）。不带电荷的中子很容易进入原子核并与之结合，然而，如果太多的中子嵌入原子核，原子核就会变得不稳定。此时，某个中子会变成1个质子，这个过程称为β衰变。

阿尔弗很快意识到，由于大爆炸火球的迅速膨胀和冷却，只有短暂的时间能用来锻造元素，也就是说，从宇宙诞生算起，只有1~10分钟的时间。在那之后，膨胀就可能使原子核彼此分离得过远，原子核的移动速度变得不够快，碰撞次数过少，撞击力降低到无法使核子间彼此粘在一起。另外，自由的中子大约10分钟后就会衰变为质子，因此中子将迅速被耗尽。

阿尔弗进行了大量的计算，以便分析大爆炸火球中剧烈核反应的最初产物。他发现，这个熔炉可以将大约10%的原子核转化成氦，而剩下的90%则转化成了氢。这是个了不起的结果，因为它正是我们今天在宇宙中观察到的。

尽管计算结果毋庸置疑地支持了大爆炸是锻造元素的熔炉，但从中很难看出比氦重的元素是如何形成的。即便有超过10分钟的时间进行核反应，也无济于事。正如我们所知道的，自然界中并不存在5个或8个核子的稳定原子核，但要锻造更重的元素只有两种可能：氦有4个核子（2个质子和2个中子），再加入1个核子（形成有5个核子的原子核），或者将2个氦原子核结合在一起（形成一个有8个核子的原子核）。锻造更重原子核的途径被彻底阻断了。[106]

阿尔弗就此计算结果撰写了一篇论文，实际上就是他的博士学位论文，他打算用他和伽莫夫的名字署名。但是他的这位导师确实做得很过分，决定在论文上加上汉斯·贝特的名字。贝特并未对此做出任何贡献，加上贝特的名字，作者就变成了“阿尔弗、贝特和伽莫夫”，[107]，[108]这让阿尔弗感到沮丧。作为一名学生，阿尔弗将来想获得终身学术职位，就需要现在获得尽可能多的荣誉，但伽莫夫却把水搅浑了。贝特是一位大名鼎鼎的物理学家，曾参与制造原子弹的曼哈顿计划。贝特最为著名的逸事是在华盛顿特区与纽约的往返火车餐车上，在餐巾纸上计算出了可能为恒星提供能量的核反应链。人们必然会误以为贝特才是宇宙核合成计算背后的推手。让阿尔弗最恐惧的是，在博士论文答辩的现场，他发现自己所面对的不仅是伽莫夫和一两名同事，还有大约300名急不可待的物理学家。

然而，生成元素的核反应并不是大爆炸产生的唯一后果。还有一个，那就是阿尔弗和赫尔曼一直在探索的东西，也就是伽莫夫在阿尔弗办公室的黑板上看到的字迹潦草的计算结果。

就在宇宙诞生大约1分钟后，温度约100亿摄氏度时，每个核子大约伴有100亿个光子。因此，光子本应占据着物质世界的主导地位，但现在却只占了宇宙组成的非常小的部分。[109]这就引发了一个问题：那些光子去哪里了？伽莫夫意识到，答案是哪里也去不了。和核爆炸的热量最终会消散到周围环境中不同，大爆炸的热量无处可去，将被永远封存在宇宙中。从定义上讲，宇宙就是一切。因此，作为大爆炸余晖的光子今天肯定还在我们周围。粗略估算表明，在任意空间内，大爆炸遗留光子的总能量应该与星光的总能量大致相等。这使得伽莫夫得出结论：遗留光子与星光是无法区分的，所以绝对没有探测到遗留光子的机会。

阿尔弗和赫尔曼意识到伽莫夫错了。在宇宙诞生后的几十万年，膨胀的火球冷却到大约3000摄氏度时，宇宙历史上的一个关键事件发生了。此时，原子核和电子的运动速度已足够缓慢，这使得两者可以结合在一起形成宇宙中的第一批原子。这对宇宙的面貌产生了巨大的影响。自由电子容易引发散射或改变光子方向，而被束缚在原子周围的电子则不然。因此，在这个后散射时代（epochoflastsg）之前，光子被迫以“之”字形穿过空间，就像光子在浓雾的水滴间散射一样。之后，雾消散了，宇宙变得透明。与物质解耦（decoupled）后，大爆炸光子能够在空间中不受阻碍地随意直线飞行。

大爆炸遗留下来的光子不再是138。2亿年前其旅程刚开始时的炽热光子，而是在数十亿年间，由于宇宙膨胀被极大地冷却后的光子。在今天看起来，遗留下来的光子就像短波无线电波，或者说是微波，均匀地分布在天空的各个方向，这也被称为微波传播的各向同性。阿尔弗和赫尔曼意识到，这种各向同性是区分宇宙大爆炸的余晖与星光的两个明显特性之一，而另一个特性更技术一点儿。

在大爆炸的火球中，光子与自由电子的每一次碰撞反弹都会交换能量。如果电子运动得很快，光子就获得能量；如果电子移动缓慢，光子就会失去能量。频繁发生碰撞的结果是光子以一种非常特殊的方式重新分配了总的有效能量。最终造成低能量的光子很少，高能量的光子也很少，绝大多数光子的能量都介于两者之间。具有这种驼峰状能量谱的物体被称为黑体（blackbody）。黑体的光谱特别简单，因为其形状只取决于一件事——温度[1]。[110]尽管大爆炸的火球膨胀得特别快，但光子与电子碰撞的速度要快得多。所以在火球明显膨胀之前，光子有充足的时间形成黑体。因此，即使光子的温度下降了很多，但仍可保留特有的黑体光谱。阿尔弗和赫尔曼意识到，这种光谱正是区分大爆炸的余晖与星光的第二个特性。只要知道温度，就可以知道一切。

阿尔弗和赫尔曼开始着手计算，二人合作得非常默契，从二人第一次见面时，他们就注意到双方总能想到一起，好像心有灵犀一样。最后，他们算出了一个温度——冰冷的5开尔文（零下268摄氏度）。正是看到了黑板上的这个数字，才促使伽莫夫立即下令：“快记下来!”今天，大爆炸遗留下来的余晖正以微波的形式从天空中的各个方向照过来，其光谱与比绝对零度高5开尔文的物体的光谱完全相同。

根据伽莫夫的指示，阿尔弗和赫尔曼把对宇宙微波背景辐射的预测写成了一篇短论文。如果预测是对的，那么今天宇宙中99。9%的光子都与大爆炸的余晖联系在一起，而来自恒星和星系的光只占区区0。1%。这是一个了不起的发现。然而是不是有可能哪里出错了呢？最终，他们打消了疑虑，将论文寄给了英国的科学杂志《自然》（Nature）。

这篇论文发表于1948年11月13日，阿尔弗和赫尔曼热切地期待着科学界的反应。[111]但科学界并没有反应，有的只是死一般的沉默。没有人会不战而降，在接下来的几年里，这两位物理学家在学术会议中无数次强调他们的研究成果。与会者中也有射电天文学家，这两位物理学家总是提出一个直击要害的问题：“这些大爆炸遗留下来的辐射能用射电望远镜探测到吗？”“不能。”大家异口同声地回答（但不正确）。因此，没有人愿意站出来找点什么。如果有人愿意找的话，等待他的就是宇宙诞生最显著的特征——大爆炸的余晖。

1965年春天，新泽西州霍姆德尔

彭齐亚斯和威尔逊清理了20英尺（约6米）喇叭天线里的鸽子粪后，那持续不断的、莫名其妙的微波静噪仍然存在，这真让人沮丧。然而更让人沮丧的是，那对鸽子在被送走后不久，又回到了克劳福德山——原来那是一对信鸽。最终，彭齐亚斯和威尔逊只得痛下杀手。尽管可以说这些鸟是为科学而牺牲的，但二人始终不能释怀。这恼人的干扰使他们自从1964年夏天开始合作以来，就一直处于被动待工的状态，完全没有进行任何天文学的观测。

但是，就在他们陷入绝望之际，彭齐亚斯碰巧和朋友伯尼·伯克（BernieBurke）通了一次电话。伯克是一位射电天文学家，在华盛顿特区的地磁部工作。彭齐亚斯本来打电话给伯克完全是为了另外一件事，但在通话快要结束时，他忍不住抱怨起克劳福德山那些恼人的静噪。伯克一听，便立即告诉彭齐亚斯，最近他参加了普林斯顿大学研究员吉姆·皮布尔斯（JimPeebles）的一次演讲。伯克记得，当时，皮布尔斯的上司鲍勃·迪克（BobDicke）正在普林斯顿大学地质大楼的楼顶上监督一个小型射电望远镜的建造工作，他们正准备寻找可能存在的从早期宇宙高温致密时期幸存下来的微波。[112]