千米小说网

05 宇宙学（第1页）

05宇宙学

20世纪初，随着阿尔伯特·爱因斯坦和爱德温·哈勃的工作的进展，宇宙学开始成为科学的一个分支。爱因斯坦构建的理论使人们能够理性地思索整个宇宙；哈勃则发现了一些宇宙正在膨胀的最早观测证据。在20世纪之前这些都是不可想象的，宇宙学一直以来都属于宗教和哲学的范畴。20世纪之后宇宙学才作为科学开始繁荣发展起来，并且现在正朝着精确科学的方向迈进。

引力主导了大尺度下的相互作用，这使得引力成为宇宙学研究的基础。不幸的是，单靠牛顿的引力理论无法建立一个统一的宇宙模型。虽然牛顿的平方反比引力适用于宇宙中的万事万物，但它的传播是瞬时的。这一情况其实不算糟糕，因为这意味着我们在地球上能够体验到宇宙中所有物体带来的引力。真正的麻烦在于当人们试着把无穷多物体在宇宙中某一点的引力场叠加起来时，牛顿理论告诉我们总引力场大小与我们对单个物体的引力场求和的顺序有关。这显然不能令人满意。

当然，我们现在已经知道牛顿引力近似爱因斯坦引力理论，只是后者更完整。好在上面所述的问题并没有发生在爱因斯坦的理论中。相反，我们得到了许多自洽的模型可以用来描述我们所在的宇宙。爱因斯坦把人们的注意力集中到时间和空间，这使我们通过他的理论对宇宙有更深刻的理解，这是牛顿理论无法做到的。利用爱因斯坦的理论，我们不仅能给宇宙中万事万物的相对运动建立模型，还能够描述构成宇宙的时间与空间的行为。我们现在来好好看看这是如何做到的。

现代宇宙学史

我们所知的现代宇宙学是在20世纪20年代诞生于苏联物理学家亚历山大·弗里德曼（AlexanderFriedman）的工作中。利用当时刚发表的广义相对论，弗里德曼展示了宇宙在空间上任意一点朝任何方向看起来都相同，而且它要么膨胀，要么收缩。可以肯定，这一非凡的预言在当时引起了轰动，因为那时的天文学家们无法从观测中得到这些结论。然而弗里德曼却得出了一组方程来描述宇宙，并意识到在这些宇宙模型中，空间要么是平直的，要么有正或者负的曲率。也就是说，他认识到爱因斯坦的方程中存在一些解，它们对应的空间是弯曲的，就像一个巨大的三维球面或者马鞍面（见图10）。

图10　弯曲空间的例子：恒定正曲率（k〉0），没有曲率（k=0），恒定负曲率（k〈0）

弗里德曼是宇宙学的先驱，但他的工作起先并没有被广泛认可。爱因斯坦从一开始就批评他是错的，然后提出了另一个宇宙模型，在这个模型中引入了一个他所谓的“宇宙学常数”到他的方程中，从而迫使宇宙处于静态。比利时的神父乔治·勒梅特（GeesLema?tre）在20世纪20年代末产生了和弗里德曼类似的想法，并指出爱因斯坦的模型是不稳定的。实际上，早在1927年，他（那时候已经成为亚瑟·爱丁顿爵士的同事）就发表了一篇论文指出观测证实宇宙确实在膨胀，这个结论便是后来广为人知的哈勃定律。这个意义深远的发现最早发表在一篇法语写成的文章里，并被投到一本不知名的比利时刊物上。比较神秘的是，1931年它被翻译成英语的时候，包含哈勃定律的那一章消失了。尽管如此，勒梅特在今天仍然被人们认为是现代宇宙学发展史上最重要的人物之一。

弗里德曼和勒梅特都是数学家，尽管后者了解很多天文学知识，但直到1929年爱德温·哈勃发表他的重要结果时，宇宙学才真正开始成为观测的科学。哈勃通过计算一些天体（现在我们知道是星系）的距离，并利用它们运动的信息向世界展示了宇宙正在膨胀。哈勃发现一个星系的退行速度和它到我们的距离成正比（也就是说，如果星系A到我们的距离是星系B的两倍，那么它远离我们的速度也是B的两倍）。这正是勒梅特根据爱因斯坦的理论给出的预言，现在这个观测结果毫无疑问地证明了宇宙确实是在膨胀。于是，爱因斯坦放弃了他的静态宇宙观点，并把宇宙学常数描述成他一生中“最大的错误”。

宇宙膨胀可能听起来和我们一般了解的引力效应大相径庭，但其实是一样的：宇宙大尺度的膨胀和引力有着密切联系。实际上人们可以把弗里德曼、勒梅特和哈勃发现的宇宙膨胀理解为相邻的星系在它们之间的引力制约下相互远离。我们可以考虑一个相同但是更加容易理解的例子：把一个网球扔上天。一般来说这个网球会上升到一个最大高度，然后落下来。在网球上升的过程中，它同样受到引力作用。利用引力方程我们可以计算它如何运动，比如在未来的某任意时刻它的速度，等等。两个邻近星系的情况和这非常相似。星系也许在相互远离，但它们移动的速度，以及它们是否会重新落到一起，都取决于它们之间的引力。我们无非是在利用爱因斯坦的理论描绘一个所有物体都在相互远离的宇宙图景。

网球类比中有一个很明显的问题：如果星系像网球从地面扔上去一样相互远离，那么这些星系会不会最终停止远离，并开始朝着彼此回落呢？换句话说，宇宙会不会最终停止膨胀并开始坍缩？这是一个绝妙的问题，它的答案同样可以从网球的情况中得出。如果我们不是把网球扔上去，而是放进一个超高能大炮里，高速发射出去，那么有可能它就永远不会落下来了。科学家们把产生这种情况的速度叫做逃逸速度（escapevelocity），人们很容易就能计算出它的值。当网球的发射速度大于逃逸速度时，它就永远不会落回地球上；反之，它最终还是会落下来。星系的情况和这个非常相似。如果它们相互远离的速度足够快，它们就将永远渐行渐远，宇宙就会永远地膨胀；如果相互远离的速度太慢，它们会渐渐停止远离，开始越来越靠近，并最终撞在一起。星系之间相互退行的速度被称为哈勃速度[1]（Hubblerate），星系永远远离彼此需要的最小速度被称为临界（critical）速度。理论并没有告诉我们宇宙膨胀的速度比临界速度快还是慢。为了解决这个问题，我们需要用望远镜观测太空。

在观测宇宙膨胀效应的时候，我们也拥有了另一种考察引力作用结果的方式。实际上，我们现在可以提出和回答一些引力相关的问题，这些问题很难在太阳系内的实验中找到答案。比如说，引力作用的强度一直以来都是一致的吗？光自身会不会也有引力场，就像爱因斯坦的理论预言的那样？物体密度非常大的时候引力是什么情况？通过研究宇宙我们就能回答这些问题，因为这样的研究涉及非常大的尺度、因为宇宙正在膨胀、因为光的传播速度是有限的。现在让我们来讨论这些问题。

日常生活中，大部分情况下我们认为自己会在某件事发生的同时看到它。然而这并不是真的，因为光速有一个上限（大约30万千米每秒），所以光从某个东西上面发射或反射到我们的眼睛需要一定的时间。光速非常快，所以我们日常生活中并不会在意这一延迟。但如果一个天体距离非常遥远，延迟就会变得非常明显。比如太阳突然爆炸了，我们需要经过8分多钟才能知道，因为这是光从太阳发射并传播到我们眼里需要的时间（而且没有任何东西比光跑得更快）。还可以这样设想，我们现在看到的太阳实际上是8分多钟以前的太阳。宇宙学里这种情况经常出现，而且由于可观测宇宙比太阳和地球之间的距离大得多，这种效应就会变得更为明显。比如说，光从最近的恒星传到我们眼里需要四年多，从最近的星系传播过来则需要几万年。如果我们去观测极其遥远的天体，那我们实际上看到的是几十亿年前的它们。某种意义上说，我们看向远方时，实际上是在回溯过去，如果我们可以看得足够远，我们就能看到宇宙年轻的时候长什么样子。

在热力学中，有一个广为人知的实验，就是当你压缩一个物体（比如充满空气的气球），它就会变热；如果你让一个物体膨胀，它就会变冷。宇宙也不例外。如果我们把宇宙膨胀看成是一台放映机放出来的电影，那么我们把电影胶卷反向播放，就会看到宇宙变得越来越小、越来越热，直到很久很久以前，宇宙就像一团火在燃烧。上一段说我们实际上可以看到宇宙演化的早期，那么你可以期待如果我们看得足够远（也就是沿着时间回溯得足够早）我们就会看到一个火球。拉尔夫·阿尔法（RalphAlpher）和罗伯特·赫尔曼（RobertHerman）在20世纪40年代晚期提出了这个预言，但直到1965年它才偶然被射电天文学家阿诺·彭齐亚斯（ArnoPenzias）和罗伯特·威尔逊（RobertWilson）发现。他们探测到的信号现在被叫做宇宙微波背景辐射（icrowaveBaB。

CMB的发现向世界宣告：人们可以通过天文学来观测宇宙演化中和现在迥然相异的早期阶段。同时它给验证引力理论开启了新的大门，这个大门通向新的宇宙环境，在这样的环境中，光的引力场甚至比普通物质的更强，而且在这里我们的计算可以跨越整个可观测宇宙的时间和距离。

早期宇宙

从20世纪60年代到现在，早期宇宙学一直蓬勃发展，渐渐成为观测和理论物理中十分成熟的领域。人们测量了成千上万星系的位置，看到了十几亿年前发生的天体物理事件，以及精确地测量了彭齐亚斯和威尔逊发现的CMB。我们利用这些天文观测来明确回答以下问题：宇宙年龄有多大？宇宙会不会永远膨胀下去？宇宙中的物质都是以什么样的形式存在的？有些问题令人疑惑，但对于理解引力意义重大。我们将在这一节中讨论它们。

让我们从时间的起点开始说起。如果宇宙越早的时候越小越热，那么宇宙中物质的密度也会越早越致密。我们现在知道，当我们回溯时间时，不是所有物质的密度都是以相同的速率增大的。光[也就是物理学家们经常说的辐射（radiation）]的密度比其他大部分形态的物质密度增长得快。这意味着早期宇宙的光子的密度甚至比组成常见物质的电子、中子和质子更高。这种情况下辐射的引力场主导了宇宙的膨胀。

辐射主导宇宙演化的时间相对比较短，它只持续到大爆炸之后最初的几万年。这个时期非常有趣，尤其对于研究引力来说。辐射主导时期发生的其中一类物理过程就是轻元素（氢、氦、锂等）的合成。影响这一过程的因素非常多，其中最重要的是宇宙膨胀率。理论学家们对此做了严密的计算，观测家们测量了我们周围宇宙的氢和氦元素的含量，精确地推断出宇宙早期辐射产生的引力场到底有多强。这类研究和爱因斯坦理论的预测一致，误差仅仅在百分之几的水平。这比太阳系内或者脉冲双星观测的精确度要低，但考虑到它测试的是几十亿年前的情况，这听起来就不那么糟糕了。

除了轻元素合成之外，宇宙早期历史中还发生了其他有趣的物理过程。其中一个过程后来让宇宙形成了历史上最早的结构。自彭齐亚斯和威尔逊发现CMB时起，人们普遍认为早期宇宙看起来近乎光滑。近乎，意思就是并不完全光滑。天文学家们发现CMB存在非常微小的起伏，他们认为这些起伏就是我们今天看到的复杂的星系和星系团网络的种子。引力致使这些起伏坍缩成星系，不过在这之前，引力就已经扮演了非常重要的角色。

在宇宙的早期，引力和辐射之间有一场“战争”。引力使物体聚集在一起，辐射则与物质发生作用并让它们倾向于弥散开来。因此，在引力和辐射不停相互作用的物质“汤”中，任何非常小的扰动都会引起震**，它们被引力拉在一起，又被辐射推开。这一震**的周期取决于空间尺度的大小，且十分容易计算。物质密度的这一震**持续了很长时间，直到宇宙冷却到一定程度，变得透明（在很早的时候宇宙是不透明的，前文说过，就像火球一样）。这时候，辐射就可以穿过物质传播，一路几乎畅通无阻，并最终在几十亿年后到达远处的观测者——也就是我们。彭齐亚斯和威尔逊发现的CMB就是由130亿年前的这个大火球最后发出的辐射组成的。引力和辐射的对抗在CMB上留下了印记，也就是那些很小的起伏。这些起伏包含了关于宇宙膨胀速率、宇宙的辐射总量、辐射和其他物质相互作用的方式的大量信息。它同时也告诉我们CMB辐射穿过空间到达地球之前的情况。简单来说，CMB就是科学家们手里的百宝箱。

对CMB更加细致的观测始于1989年，NASA发射了宇宙背景探测者卫星（icBadExplorer，缩写为COBE）。这一卫星实验观测了整个天空的背景辐射，并发现背景辐射的性质和理论预测的原初大火球发射的辐射相同。COBE实验同时也成为最早尝试观测上述“波纹”的实验。虽然最后证明COBE的分辨率并不足以从波纹中提取信息，但它使人们看到了希望。从那时开始，人们又做了一系列热气球实验。其中包括20世纪90年代晚期升空的B和MAXIMA实验。这些实验的探测器有足够的分辨率测到那些尺度最大的波纹，这些波纹提供的信息足以证明宇宙膨胀的速率差不多恰好处于永恒膨胀和重新坍缩的临界点上。然而如果把它和我们观测到的现有的宇宙膨胀率做比较，你会发现一些奇怪的事情：从原初大火球到现在，宇宙似乎经历过相当程度的加速膨胀。

21世纪初期，宇宙微波背景辐射的实验有了新的飞跃。2001年，NASA向太空发射了威尔金森微波各向异性探测器（WilkinsonMiisotropyProbe，缩写为实验不仅仅可以测到最大尺度，同时也能分辨更细微的波纹。这一点相当重要，因为人们可以借此观测并研究这些小波纹的演化。在之后的2009年，欧洲空间局发射了普朗克卫星（PlanckSurveyor）。普朗克卫星比又更进一步地观测到了更多微小的波纹。和普朗克卫星的结果证实了那些描述早期宇宙波纹演化的物理理论。它们发现，由引力导致的坍缩方式和爱因斯坦理论预言的一致，早期宇宙中辐射的总量和原初核合成计算中要求的总量相同。但它们同时也发现，宇宙中存在大量并不和辐射发生除了引力之外的任何相互作用的物质，

这和普通物质大相径庭。

宇宙微波背景辐射包含的信息量远超我刚刚描述的几种。其中一些我之后会讲，因为那些信息更像是对将来研究的展望而不是描述已有的发现。但我们仍然有必要提及，当背景辐射从原初大火球出发穿过宇宙传播到我们这里来，途中它携带上很多物体的引力场信息。其中之一就是第2章讨论过的引力导致光线弯曲。当背景辐射经过大质量天体时也会受到这个效应的影响，它的轨迹会被这些天体的引力场折弯。这使得背景辐射上的波纹产生扭曲，这些扭曲是可以计算的。普朗克卫星观测到了引力场导致的背景辐射上波纹形状的改变。另一种关于背景辐射的可观测效应源自宇宙膨胀导致空间中引力场的演化。引力场的演化使得光子进出引力场时的场强不一样，这改变了光子的能量，使得光从引力场出来时得到更多（或者更少）的能量[2]。通过对比这一现象的观测数据和理论，我们再次得出结论：宇宙的膨胀正在加速。

宇宙膨胀的历史

宇宙冷却到变得透明后的一段时间，被天文学家们称为黑暗时代（Darkages）。黑暗时代指的是原初大火球之后，最古老的恒星和星系形成之前的一段时间。关于宇宙的这段历史，天文学家们所知甚少，因为那时候的物质大部分都是以气体云的形式存在。几亿年后，初代恒星和星系才开始形成。从黑暗时代开始，随着宇宙的演化，大尺度结构不断增长，且规模越来越大。当然是引力导致了这一切，所以我们可以通过研究周围的天文结构来获得关于引力的信息。现在，我们先来看看人们是如何利用宇宙中的天体来研究宇宙膨胀的历史。

哈勃于1929年发表的那篇论文使他成为这一领域的开者。和其他伟大的科学发现一样，一代又一代的后来者在他工作的基础上加以扩充。所有这些工作的目的就是为了解决两个问题：天体离我们多远？它们远离我们的速度有多快？这些信息可以用来确定宇宙膨胀的速率。实际上，第二个问题更直接一些。恒星，以及其他大多数天体只发出特定频率的光，此频率和它们的化学组成相关。现在，如果一个物体发生运动，就像大多数天体那样，那么我们接收到它们发出的光的频率就会由于多普勒效应发生频移。这种现象和救护车靠近或远离你时你听到的警报声变化是一样的：当救护车朝你驶来时警报的频率比远离你时要高一些。在靠近或远离这两种情况下，频率的变化和物体的运动速度直接相关。这意味着如果我们知道一个天体的化学组成（大部分情况下我们是知道的），那么计算物体远离我们的速度就相对来说比较容易。

然而，精确地测量天体的距离是更加有挑战性的任务。比较常用的方法是去观测一些离我们比较近的天体。如果可以确定这些邻近天体的距离（一般来说也比较容易），那么我们就能利用它们去校准更远处的同类天体。这一方法的其中一个例子就是哈勃在他的论文中使用的造父变星（Cepheids）。造父变星是一类亮度呈周期性变化的天体。人们很早就知道造父变星的光变周期和它们的光度（也就是它的实际亮度。这和视亮度不同，视亮度还取决于它到我们的距离）相关。这个结论是基于对已知距离的邻近恒星的研究得出的。哈勃利用这一信息去测量更远的造父变星的距离。其中的逻辑非常直接：你可以持续观测造父变星并测量它的周期，然后利用周期信息去计算它辐射的光度，最后把光度和你的相机胶卷上实际拍到的造父变星的亮度作对比。有一个简单的定律告诉你一个已知光度的天体在给定距离下有多亮，你就可以利用这个定律，用测得的亮度和算出的造父变星的光度来计算它的距离。

不幸的是，这个方法里面有很多步骤都可能出错。用来确定天体距离的一些定律（比如造父变星光变周期和光度的关系）可能仅仅是近似正确。你还需要假设这些定律同时适用于遥远的天体和近处的天体。这不一定总是正确，因为当一个天体很远的时候人们很难弄清楚它到底是什么天体，另一种可能性是那些定律在随着时间变化（注意，你看远处时，看到的是远处物体很久以前的样子）。人们需要仔细考虑这些问题，因为它们有时候会导致错误的推断。比如说，哈勃在1929年的论文中推测的宇宙膨胀速度是现在测量结果的10倍左右。这一错误是由于哈勃利用造父变星估算出的星系距离有误。

测量天体距离领域现在有了很大的进步，人们利用超新星观测来测距，这个方法本质上和哈勃的方法还是一致的。我们在第3章讨论过，超新星是爆炸的恒星，单个超新星的亮度可以和整个星系的亮度相同。所以人们可以相对容易地看到它。现在人们知道超新星爆发有好几种方式，天文学家们已经给它们都起好了名字。对于研究宇宙膨胀最有用的一类超新星叫做Ia型（TypeIa）超新星。这类超新星爆发的源头是吸积伴星物质的白矮星。当白矮星上聚集了足够的质量，它就不可能继续抵抗自身引力的压力，于是产生坍缩和爆炸。Ia型超新星的好处在于，无论它发生在哪里，发生在什么时候，其发生的方式都是非常相似的。这意味着如果人们能够确定一个天体是Ia型超新星，就能利用它们的亮度来很好地估计其距离。