第五章 大爆炸
大爆炸
尽管弗里德曼模型的基本理论被认为是框架已存在多年，大爆炸理论出现的较晚，只是在最近才提出的，被认为是能够大致解释宇宙如何随时间演化的最可能的理论。许多年来，大多数宇宙学家喜欢另一种称为稳态的模型。事实上大爆炸理论也有多种版本。用“热大爆炸”可更加精确地描述这个现代理论，以将它与旧的理论（现已被抛弃）区别开，旧理论的初始状态是冷的。正如我已经提到过的，将大爆炸称之为“理论”并不完全正确。理论和模型的区别是微妙的，但以如下方式定义其区别对我们会有帮助：理论一般是完全自恰的（它可以没有可调参数，且所有数学量都要预先定义）而模型在这个意义上并不完整。由于大爆炸的初始状态的不确定性，很难做出确定的预测，因此也难以对它进行测试。稳态理论的赞同者在很多场合对此进行了抨击。具有讽刺意味的是，“大爆炸”这个术语最初是由这个模型的最著名反对者之一，弗雷德·霍伊尔（Fred Hoyle）爵士为了贬损它在BBC广播节目中杜撰的。
稳态理论
由戈尔德（Gold）、霍伊尔（Hoyle）、邦迪（Bondi）、纳利卡（Narlikar）等人提出，在稳态理论中宇宙是膨胀的，但其属性一直不变。这个理论背后的原理被称为完美宇宙定则，它是宇宙学原理的广义化，指出宇宙在空间上是均匀和各向同性的，对于时间也具有同质性。
因为稳态宇宙的所有属性在时间上都必须是常量，这个模型的膨胀率也是常数。于是可以找到爱因斯坦方程对应此模型的一个解。这个解称作德西特解。但是如果宇宙膨胀，物质密度需随时间减小。稳态理论要求存在一个称为C场的场，以稳定的速率创造物质以抵消宇宙膨胀产生的稀释。这个称作“持续创造”的过程在实验室中从未被观测到，但是这种创造的速率非常低（就宇宙现在年龄而言每立方米只产生一个氢原子），难以通过直接观测来判断它是否是可能的物理过程。
许多理论家更喜欢稳态理论，因为它比其他与之竞争的理论更容易检验。只要找到任何支持宇宙过去和现在不同的证据就可以推翻该理论模型。从20世纪40年代后期开始，观测者们试图寻找是否遥远星系（人们看到的是它们过去的样子）的属性和那些近邻星系存在什么不同。这样的观测是困难的，而且在怎样解释观测结果的问题上，稳定态理论的支持者和反对者之间产生了激烈的争论。一个例子是当射电天文学家马丁·赖尔（Martin Ryle）宣称发现射电天体的属性的重大演化时，弗雷德·霍伊尔和他产生了严重分歧。直到20世纪60年代中期一个偶然的发现才为解决这个争论提供了重要依据。
确凿证据
20世纪60年代早期，两位物理学家阿尔诺·彭齐亚斯（Arno Penzias）和罗伯特·威尔逊（Robert Wilson）使用通讯卫星形状奇特的喇叭状微波天线，研究地球大气的辐射。这架望远镜是为研究对卫星通讯系统可能造成干扰的干扰源而设计的。彭齐亚斯和威尔逊非常惊异地发现了一种均匀的、一直存在的背景噪声。终于，在进行了许多检查并驱赶走在这架望远镜中筑巢的鸽子后，他们最终接受了背景噪音无法去除的事实。巧合的是在不远处的新泽西的普林斯顿，包括狄克（Dicke）和皮伯斯（Peebles）在内的一组天文学家一直在试图设计一个侦测大爆炸产生辐射的实验。他们认识到有人在这一领域领先于他们。在1965年的《天体物理》杂志上彭齐亚斯和威尔逊发表了他们的结果，而同时刊登的狄克小组的文章则解释了这个发现的含义。彭齐亚斯和威尔逊获得了1978年的诺贝尔奖。
微波背景被发现后，即受到了大量的关注。我们今天对它的了解比1965年的时候要多得多。彭齐亚斯和威尔逊注意到这种背景噪声不随每天的时间变化，也就确定了它不是人们料想的大气现象。事实上微波背景辐射的高度均匀性显示出它甚至与我们银河系内部的天体也不相关（银河系内部的天体在天空的分布也不均匀）。它显然是在银河外。更加重要的是，现在我们知道这种辐射具有非常特殊的、被称为黑体的谱。黑体辐射出现时，辐射源既是辐射的完全吸收者也是辐射的完全发射者。黑体产生的辐射一般称作热辐射，因为完全吸收和发射使得辐射源保持热平衡。
这种背景辐射的黑体特征谱毫无疑问地证明了它产生于原始火球最初的热平衡条件下。微波背景现在非常冷：不足绝对温度3度。但是作为宇宙膨胀的一种效应这种辐射逐渐变冷，因为辐射的光子产生红移。将时钟拨回到宇宙演化的早期，那时这些光子逐渐变热，能量也越来越高，最终辐射开始对物质产生强烈影响。普通的气体是由原子组成，原子包含围绕核运动的电子。但是在一个强辐射场，电子被剥离形成等离子体，在其中的物质被电离。这个过程大约发生在大爆炸后的300,000年，那时温度是几千度，宇宙比现在约小1000倍，密度高10亿倍。在这个时期整个宇宙的温度与太阳表面一样热（太阳的辐射也接近黑体的形式）。在完全电离的条件下，物质（特别是自由电子）和辐射经历了快速碰撞以保持热平衡，因此当宇宙被电离时它就不透光了。随着它的膨胀和冷却，电子和原子核重新复合成原子。复合发生时光子散射效率要低得多。宇宙经历复合过程后又变得透明，所以我们今天看到的微波背景是在复合时期电子散射的冷遗迹辐射。当辐射最终经散射过程释放，它在光谱的光学或紫外部分，但是那以后由于宇宙膨胀，它不断向红端移动，使得现在可以在红外或微波波段看见。
因为宇宙微波背景在整个天空有接近完美的各向同性，它提供了支持宇宙学原理的证据，同时也提供了星系和星系团起源的线索，但它对大爆炸理论的重要性远不止于此。微波背景辐射的存在使得宇宙学家能够推演大爆炸早期的条件和状况，特别是有助于解决宇宙的化学组成问题。
图13 宇宙微波背景辐射谱。这幅图显示了宇宙微波背景强度的测量值是波长的函数。理论值和测量值都在图上绘出。两者非常相符，一条曲线完全覆盖在另一条上。这个完美的黑体特征是宇宙开始于一个热大爆炸的最强的证据。
核合成
宇宙的化学组成基本上是非常简单的。大多数已知的宇宙物质是以氢的形式存在的，氢是所有化学物质中最简单的结构，包含一个单质子原子核。宇宙中超过75％的物质是这种简单的形式。除了氢，宇宙中大约25％（以质量为衡量单位）的物质成分是氦-4，它是一种稳定的氦同位素，其原子核中有两个质子和两个中子。另外有两种稀有的元素，所占比重大约为氦-4的大约十万分之一。其中一种是氘或常称的重氢，它的原子核由一个质子和一个中子组成。另一种是氦的轻同位素氦-3，与其重同位素相比，氦-3少了一个中子。最后是锂-7，它作为小的示踪元素其丰度仅占氢的百亿分之一。以上化学组成是怎么来的呢？
从20世纪30年代起我们已经知道恒星燃烧氢作为其核燃料。在这个过程中，恒星也合成了氦和其他元素。但是我们知道仅靠恒星自身是无法产生上面提到的少量轻元素的。首先在恒星过程中，氘的破坏速度比其生成速度逐渐加快，因为恒星中的强辐射场将氘分解成质子和中子。在恒星内部比氦-4重的元素的形成相当容易，但是观测到的氦-4的比例太高，通常的恒星演化理论无法解释。
有趣的是阿尔弗（Alpher）、贝特（Bethe）和伽莫夫（Gamow）早在20世纪40年代就认识到了单独用恒星过程解释氦丰度的困难，而正是他们提出了一个模型认为核合成出现在宇宙演化早期。由于这个模型中的难题，特别是氦的超产，使得阿尔弗和赫曼在1948年想到，在核合成时期应该存在一个非常强的辐射背景。他们估计这个背景的温度现在大约是5K，与我们目前所知的差距不大，尽管它的提出比宇宙微波背景发现约早15年。
对原始火球中产生轻核的相对量的计算需要假设宇宙在相应的演化时期的一些属性。除了弗里德曼模型中的一般假设外，还需要假设早期宇宙经历温度超过10亿度的热平衡阶段。在大爆炸模型中这发生在非常早的阶段——最初的几秒钟内。除此以外，计算是很直接的，而且可以利用最初为模拟热核爆炸编制的计算机程序代码来实现。
在核合成开始前，质子和中子通过弱核相互作用进行持续地互相转换（核相互作用稍后将详细讨论）。只要质子和中子处于热平衡状态，质子和中子的相对数量是可以计算出来的。当弱相互作用足够快以保持热平衡，质子和中子比率根据周围不断变冷的环境持续调整，但是在某些临界点上，弱核反应不足，比率不再能调整。这种时刻，质子和中子比率被“封冻”在一个特定的值（大约每6个质子1个中子）。这种比率是确定氦-4的最终丰度的基础。要将质子和中子加在一起制造氦，必须先制造氘。但是我已经提到氘很容易被辐射破坏。如果一个氘核被一个光子击中，它就被分解为质子和中子。当宇宙非常热时，氘在刚被制造后就会被破坏。这个困难被称作氘瓶颈。当这种核“堵车”存在，氦是不可能被制造的。另外，在此之前被封冻的中子开始衰变，其寿命大约是10分钟。因此衰变的结果是，能够参与后续氦的制造的中子数量略有减少。
当辐射场的温度降到10亿度以下时，辐射的强度不足以分解氘，氘将保持足够长的时间等待进一步反应的出现。两个氘核可以合并，去掉一个中子就制造了氦-3。氦-3可以捕获一个氘核并去掉一个质子制造氦-4。这两个反应非常快，结果是所有中子在氦-4产生后被用尽，只剩了中间产物氘和氦-3的残留。氦-4的丰度自然就按照需要占了质量的25％左右。同时，算出的中间原子核的数量也和观测接近。所有这些反应都发生在原始火球的最初几分钟。
这似乎是该理论的巨大成功，的确也如此。但是来自大爆炸的核丰度的详细计算结果与观测到的元素丰度仅在某个关键参数的特定值一致，这个参数是宇宙的重子－光子比率。只有当这个数为百亿分之一时，整个模型才可以成立。也就是每百亿个光子有一个质子或中子。我们可以使用已知的微波背景温度来计算宇宙中有多少光子，这可以非常准确地计算出来。由于我们知道使核合成理论成立所需要的重子－光子率，我们可以用这个适当值来计算重子的数目。结果是重子物质的数量仅约占宇宙封闭所需物质数量的百分之几。
时间回溯
复合时期微波背景的产生和核火球时期的元素合成是大爆炸理论的主要成功之处。与详细计算结果相符的观测结果为这个模型提供了有力的支持。在这些成功的支持下，宇宙学家已利用大爆炸理论来研究高温、高密物质相关的其他一些现象和结果。在这些研究中大爆炸在极大和极小的物质间建立了联系。(https://www.daowen.com)
让我们回溯宇宙的形成史，回溯越久远，宇宙就越小且越热。我们现在生活在大爆炸后的150亿年。微波背景产生于大爆炸后300,000年。核合成在最初几分钟。要理解宇宙更早期的情况，需要知道当物质处于能量水平高于核反应所需能量时的状态。探测这种能量水平的实验耗资巨大。粒子加速器，如在日内瓦的CERN，可以重塑宇宙最初时的某些状态，但人们对在这样的极端条件下物质性质的知识还是零散的，还不能了解核合成之前的情况。
图14 回溯时间。当我们在空间望得越远，我们在时间上也回溯得越久远。我们可以在相对较近的地方看到星系。再远些我们可看到高活动性的星系，也就是类星体。更远处有一个“黑暗时代”：通过回溯时间看到的星系形成前的宇宙。最终可看到遥远的宇宙，那时的宇宙十分炽热，是一个不透明火球，酷似恒星的中心部分。火球的辐射穿过膨胀的宇宙到达地球，成为微波背景。如果还能看得更远，就能看到类似恒星中发生的核反应。早期的能量非常高，只能借助想象来推测。最终我们到达宇宙的边缘……那时量子引力得十分重要，但我们对那时的情况一无所知。
早期的物理学家就认为可以在大爆炸模型中应用物理理论。当今，物理学的粒子理论在其他领域很大程度上仍未得到检验，于是大爆炸模型就成了校验该理论的试验场。要弄清这个过程，需要了解粒子物理最近40年的发展。
自然界的四种力
在相对论和量子力学等新理论的武装下，以及在依靠实验技术进步获得的新发现的推动下，本世纪〔1〕的物理学家试图将自然科学的范围扩展到自然界的方方面面。所有现象都可归于自然界四种力的作用。这四种基本的作用力使得组成所有物质的基本粒子相互作用。我已经介绍过其中的两种，电磁力和引力。另外两种是关于原子核组成成分之间的相互作用，弱核力和强核力。四种力的强度不同（引力最弱，强核力最强），且参与相互作用的基本粒子也不同。
电磁力将电子束缚在围绕原子核的轨道上，也是将所有我们所熟悉的任何物质结合起来的力。然而，在20世纪早期人们认识到，为了将麦克斯韦理论具体地应用到原子，需要引入量子物理和相对论的思想。里查德·费曼（Richard Feynman）等人基于狄拉克工作基础上的努力使电磁力的完全量子理论得以发展起来，该理论称为量子电动力学（简称QED）。在这个理论中，光子形式的电磁辐射负责在电荷不同的粒子间传递电磁作用力。
在深入探讨作用力之前，有必要提及和这些力相关的基本粒子的性质。被称作费米子的粒子规定了物质的基本的属性。和它们相区别的是力的载体－玻色子（如光子），玻色子和费米子具有不同的自旋。费米子分为两类，轻子和夸克，而每类又分成三代，每代包含两个粒子。因此总共有六个轻子（三对），六个夸克（三对）。每对轻子中的一个带电（如电子），而另一个不带电，叫做中微子。电子是稳定的，而另外两个带电的轻子（μ和τ）衰变非常快，非常难检测到。
夸克都是带电的，且三类都是成对的。第一对包括上夸克和下夸克；第二对是奇夸克和魅夸克；第三对是底夸克和顶夸克。但是没有发现自由夸克。它们总是被“禁闭”在称为强子的复合粒子中。强子包括重子，由三个夸克组成，最常见的强子是质子和中子。还有许多其他的强子态，但大多数不稳定。它们可能产生于加速器实验（或在大爆炸中），但无法在衰变前长久保持稳定。按我们当前的理解，似乎是在时间开始的一百万分之一秒内，夸克具有足够能量使其获得自由。在此时间内，熟悉的重子粒子溶解在夸克“汤”中。
图15 物质的组成。粒子物理的标准模型是由相对少量的基本粒子组成。三代夸克中每代有两个粒子。具有强作用的、较重的核子由夸克构成。没有强作用的轻子的分类与夸克相似。夸克和轻子都是费米子，它们之间的力是由玻色子传递的（图右侧）。这些玻色子包括光子、胶子以及弱W和Z。
每个费米子都有一个镜像叫做反粒子。电子的反粒子是正电子；也有反夸克和反中微子。
QED理论叙述了带电费米子之间的电磁相互作用。下一个要讨论的是弱核力，它是造成某些放射性物质衰变的力。所有费米子，包括中微子都参与弱相互作用。中微子不带电，不受电磁作用。如同电磁作用由光子传递，粒子间的弱作用力由非光子的其他粒子传递，这些大质量粒子叫做W和Z玻色子。因为这些粒子具有质量（与光子不同），所以弱核力作用范围小，且它的效应限制在原子核这样小的尺度上。W和Z粒子扮演了与光子在QED中相同的角色：它们和光子都属已知的规范玻色子。
通过强相互作用将强子中的夸克结合在一起的理论叫做量子色动力学（或QCD），其理论基础与QED相似。在QCD中，有另外一套规范玻色子传递作用力。它们被称作胶子，共有8种胶子。另外QCD还有一个属性，称作“颜色”，它扮演了QED中的电荷的角色。
寻找统一理论的努力
是否可以效法19世纪麦克斯韦具有影响力的电磁统一理论，将所有QED、弱相互作用和QCD纳入一个包罗众多内容的单一理论？
1970年格拉肖（Glashow）、萨拉姆（Salaam）和温伯格（Weinberg）提出了将电磁力与弱核力统一起来的理论，称为弱电统一理论，这两种不同的力被视作单一力的低能表现形式。当粒子具有低能量且运动较慢时，弱力和电磁力的性质是不同的。物理学家说，在高能状态电磁力和弱相互作用力之间具有某种对称性：电磁力和弱力在低能状态的不同是因为这种对称性被破坏。想象一支铅笔竖着，从各个方向看都是相同的。瞬间的空气扰动或者汽车通过产生的震动会使它倒下。虽然它向各个方向倒的概率相等，但当它倒时，它只会在某个特定的方向倒下。同样，电磁力和弱核力之间的不同可以被看成是偶然的，是我们的宇宙中高能对称性被破坏的一个偶然结果。
弱电统一和强相互作用共存于一个基本作用理论中，这个理论叫做标准模型。这个模型非常成功，因为它所预测的所有主要粒子几乎都被发现，只有一个例外（一个特殊的叫做希格斯介子的玻色子，被用于解释标准模型中的质量，到目前为止还没有被发现。）但是这个模型不能像弱电统一理论统一两种力一样去统一三种力。物理学家希望最终将三种我们讨论过的力统一到一个单一的理论中，也就是所谓的大统一理论，或简称GUT。这个理论有许多版本，但尚不知道哪个正确（如果有正确的话）。
与统一理论相关的一个思想是超对称性。根据这个假设，费米子和玻色子之间存在着基本对称性，在标准模型中两者是分别处理的。在超对称理论中，每个费米子都有一个玻色子“伴侣”，反之亦然。夸克的玻色子伴侣是标量夸克，中微子的伴侣为标量中微子等等。光子作为一种玻色子，它的费米子伴侣叫做光微子。希格斯玻色子的伴侣是希格斯微子等。超对称性提供了一种有趣的可能性：在高能状态下显现的众多粒子中至少有一类可能是稳定的。可否是这些粒子中的一种组成了似乎遍布宇宙的暗物质？
重子相变
显而易见，对称性概念在粒子理论中起了重要作用。例如，就电荷而言，描述电磁作用的方程是对称的。如果将所有正电荷变为负电荷，或者将负变为正，描述电磁力的麦克斯韦方程仍然正确。换句话说，将负电荷分配给电子，正电荷给质子的选择是任意的，可以反过来分配而理论上不会有什么差别。这种对称性被解释成电荷守恒定律：电荷既不能产生也不能消失。据此，我们的宇宙不应该带电：正电荷与负电荷同样多，所以净电荷为零。这看上去是符合事实的。
物理定律也似乎无法区分物质和反物质。但我们知道普通物质比反物质普遍。特别是我们知道重子（质子和中子）的数目超过反重子。重子带有特殊的“荷”，称作重子数B。宇宙有一定净重子数。像净电荷一样，我们应该认为重子数守恒。如果B现在不为零，我们自然会得出结论：过去它从来就不为零。产生这种非对称性的问题，即重子相变的问题，使研究大爆炸理论的科学家困惑了相当长的时间。
俄国物理学家安德烈·萨哈罗夫（Andrei Sakharov）1967年首次计算出净重子非对称性的条件，指出重子数不必守恒。他解释说，物理定律是重子对称的，宇宙早期没有净重子数，但当它冷却后重子逐渐多于反重子的情况出现了。他的工作有令人惊异的预见性，因为所有这些工作都是远在任何统一的粒子物理理论建立之前即已完成的。他提出一个模型：早期宇宙中每十亿个反重子有十亿零一个重子。当重子和反重子碰撞，它们消失在电磁辐射中。在萨哈罗夫的模型中，大多数重子都会遇到反重子，并在碰撞后消失，最终我们的宇宙中每存留一个重子就有数十亿个光子。在我们的宇宙中，情况也确实如此。宇宙微波背景辐射中每含有一个重子就会有数十亿光子。这种解释是粒子物理学和宇宙学交叉的很好例子，但其影响力还不够。在接下来的一章，我将讨论宇宙膨胀的思想，根据该思想，亚原子物理被认为影响整个宇宙几何。
注释
〔1〕应为上世纪
