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当代物理学发展报告 天体物理学与宇宙学(下)

2015-04-21  爱雅阁

(4)量子引力理论

20世纪基础物理研究的巨大成就,当归功于相对论、量子论与引力论的建立。相对论、量子论和引力论都具有普适性,它们的普适性的一个重要体现分别表现在c、h和G这三个普适常数上。然而,三个理论是否真的具有普适性,还在于它们彼此间的相容性,广义相对论的建立证实了引力论与相对论的相容性。


量子理论的发展证明,物质的各种运动形态都遵从量子化的要求,与此同时,一切相对论性场,如电磁场也应是量子化的。在场量子化研究的初期,曾出现了一系列的发散困难。在40年代末,量子化电磁场的发散困难初步通过重正化理论得以解决。发散困难的最根本解决是在60年代完成。弱电统一理论的建立,不仅解决了弱相互作用中的发散困难,而且在类似弱相互作用的框架之中,还可望在强相互作用领域解决相对论与量子论的相容性。最困难的一步就是引力论与量子论的相容,这一步骤的一个主要目标就是建立量子化的引力理论。量子引力理论的研究还起源于广义相对论的奇点问题。由彭罗塞提出,后经霍金和杰罗奇等人最终建立的奇点定理表明,在相当宽的物态条件下,引力场方程的解必定具有奇性。奇性的存在表明,广义相对论属于服从因果律的经典物理范畴,在奇点处,这一理论不再适用。有可能在考虑到引力场的量子性之后,奇性自然消失,这一猜测随后在霍金黑洞蒸发理论中得到了支持。


迫使人们研究量子引力理论的第三个动机来源于大统一理论。弱电统一理论已经建成,弱电与强相互作用的大统一理论正是当前的热门课题,研究过程表明,必须同时考虑到它们与引力作用的统一,而这一统一的实质就是建立量子引力理论。经典物理学的理论框架是建立在因果律的基础上的,经典物理学依赖于物理定律和它相应的边界条件,然而当问题涉及到奇点,而这个奇点又不是数学或模型的缺陷由人为造成的时,奇点很难消除,又很难给出合理的边界条件,这就迫使人们必须重新考虑原有的理论。


沿着膨胀和暴涨的宇宙反向历程,应用经典宇宙学所给出的框架,回溯宇宙在暴涨之前的状态,很自然地会得到宇宙的尺度将趋于零。这意味着,引力场的强度以及物质场的能量密度将趋于无限大,宇宙是从一个奇点演化而来的,而这个奇点并非由于模型的缺陷人为引起的。早在60年代,彭罗塞和霍金就曾利用整体微分几何证明过①,奇点不仅是高度对称的,而且是广义相对论的必然产物。这意味着,在广义相对论的理论框架之中,不可能找到解决奇点的方案,或者说,尽管广义相对论揭示了时空的引力弯曲,但它对于极高曲率的空间并不适用。量子论的鼻祖普朗克很早就主张,应在所有的自然力之间建立联系。1899年,他首先提出了“普朗克长度”这一普适的这一最小长度Lp,以后又陆续提出了“普朗克时间”tp、“普朗克温度”Tp与“普朗克质量”Mp,它们分别为Lp=(hG/c3)1/2=4.05×10-33cm, tp=(hG/c5)1/2=1.35×10-43s,Mp=(hc/G)1/2=5.45×10-5g,Tp=(hc5/k2G)1/2=3.56×1032K。由于h、c和G三个常量都是相对论不变量,以它们为基准的普朗克自然单位将是不变和唯一的,这一点具有深刻意义。审查上述量的大小不难看出,温度Tp极高,甚至比宇宙大爆炸时刻的温度还高,长度Lp、时间tp却极小,质量Mp也不很大,虽然这些值都是实验室条件下无法得到的,它们却使人们想到,在暴涨之前的宇宙这些是否是可以接近的尺度,因此,应该由一个量子化的广义相对论取代经典广义相对论。


本世纪初,量子力学诞生之后,量子力学原理首先用于解释微小系统——原子结构方面的困难,确立了薛定谔方程,同时也得到了有关原子特征的一系列量子力学描述。本世纪60年代以来,当人们试图用量子力学解释巨大的体系——宇宙结构时,却发现它们之间有着惊人的相似①。首先,在具有电磁作用的质子与电子微小体系中,重要自由度r(t)在趋于零时,产生奇点的经典困难,而在具有引力作用的大物质体系中,重要自由度标度因子R(t)在趋于零时,也产生奇点的经典困难;微小电磁体系具有玻尔半径10-8cm的量子长度,而引力作用体系则具有普朗克长度10-33cm的量子长度;微小体系服从薛定谔方程的动力学规律,而引力体系则有惠勒-德维特方程。关于这两个体系间的相似与联系,近年来的研究又有了新的进展。本世纪60~70年代,德维特(DeWitt,B.S.)、米斯纳(Misner,C.W.)和惠勒等人在量子宇宙学方面做出了重要的基础性工作,他们建立了描述宇宙量子特征的惠勒-德维特方程,然而求解这个方程却面临边界条件的确立。因为最初宇宙究竟处于什么状态仍然不能确定。


D、宇宙学的进展

在物理学研究深入发展的同时,人们也在力求对时空大尺度上,即从整体上认识宇宙。宇宙的起源、结构和演化都是人们关心的课题。物理学与高科技的结合,创造了口径相当于25米的巨型光学望远望、空间X射线和红外线望远镜以及地域甚大的天线阵列射电望远镜,这不仅使人们观测宇宙的窗口从红外、可见光一直延伸到X射线和γ射线整个波段,还使观测宇宙的时空尺度伸展到了170亿光年。如今,在人类面前,已展现出一幅生动壮丽的宇宙画面。


以现代高能粒子物理与广义相对论为基础建立起来的理论宇宙学,已能从理论上描述出从原始火球大爆炸,到星系形成和演化的整个过程。大爆炸模型已经由现代天文学的观测,如河外星系谱线红移、3K微波背景辐射以及氦丰度等得到了一定的证实。与此同时,在解决这一模型自身的问题,如视界问题、平坦性问题和磁单极问题等的过程中,与高能物理真空相变理论相结合,又发展成更为完善的暴胀宇宙模型。虽然具有暴胀机制的大爆炸模型为宇宙学的发展奠定了基础,然而随着量子引力理论的发展,有关量子宇宙学的一系列更深层次的问题,如宇宙时空拓扑结构、基本耦合常数的真空参数问题、宇宙常数的动力学解释等,又引起了更新一轮的激烈争论。这场理论研究的重要进展的源头,即把世人的目光从一般天体引向宇宙整体的就是哈勃定律的建立。


1.哈勃定律与膨胀的宇宙

研究表明,宇宙的年龄、演变及结局,在很大的程度上决定于它的膨胀速率。对宇宙膨胀的观测大体分成两个方面,这就是测定星系的运动速率与测定地球到星系的距离。前者关系到宇宙的形成模型及有关理论的发展,而后者则是估算天体亮度、质量和大小的重要依据,然而无论哪一种,都取决于哈勃常数的测量。哈勃常数已成为近代宇宙学中最重要的基本常数之一。20世纪初,几台口径1米的大型望远镜陆续建造成功,它们为河外星系的系统观测创造了条件。美国天文学家哈勃(Hubble,EdwinPowell1889~1953)在这种条件下,为现代天文学与宇宙学做出了重要的贡献。


哈勃1910年毕业于芝加哥大学天文学系,后到英国牛津大学读书,在那里获得法律学硕士学位。1914年至1917年在耶基斯天文台攻读天文学博士学位。第一次世界大战期间,曾在法国服役,战后在威尔逊山天文台从事星系的观测研究。当时的威尔逊山天文台已建成100英寸的天文望远镜。利用这台望远镜,哈勃把观测的目标集中在他所称的“一片片的亮雾”之上,这就是星云。与哈勃同时代的一些天文学家也在对这些星云做了大量的观测工作,例如在里克天文台工作的美国天文学家柯蒂斯(Curtis,HeberDoust1872~1942)致力于河外星系的研究,他借助对新星的观测及利用星系角大小估算距离,认为所观测到的绝大部分星云都属于河外星系。热衷于星系观测与研究的还有美国天文学家沙普利(Shap-ley,Harlow1885~1972),他曾任美国哈佛大学天文台台长,1915~1920年间,曾用威尔逊山天文台100英寸望远镜研究旋涡星云,他利用勒维特(Leavitt,HenriettaSwan1868~1921)发现的造父变星作为量天尺,确定了这些星云的距离,认为它们大约距太阳5万光年左右,应该属于银河系,因此将银河系的尺度扩展到原有的3倍。沙普利还第一个提出,太阳系不处在银河系的中心,虽然他把太阳从银河系的中心地位赶了下来,却又把银河系放到了宇宙的中心之上。柯蒂斯的看法则不同,他认为宇宙中充满着大量的像银河系那样的恒星系统。1920年,在美国国家科学院,柯蒂斯与沙普利的两种不同观点正式交锋,虽然在这场论战中柯蒂斯占了上风,却并未有得出公认一致的结论,直到三年后,哈勃给出的观测事实,才使上述论战有了决定性的结果。1923年,威尔逊山天文台建成了2.5米口径的天文望远镜,哈勃利用它在仙女座星云外缘找到一颗造父变星,根据其光变周期与光度之间的关系,他推断出该星的距离为15万秒差距(实际为80万秒差距),比沙普利的银河系要大得多。这表明,仙女座大星云是一个河外星系,从而结束了河外天体是否存在的辩论,使天文学家的研究领域迈出了银河系。与哈勃同时代的另一位天文学家斯里弗(Slipher,VestoMelvin 1875~1969)也对星云研究感兴趣。他对星系光谱做了大量的观测。1921年,他首先把多普勒-斐索效应用于仙女座大星云,发现所观测到的星系光谱波长大多比实验室观测到的要长,这表明,这些星云都在远离地球退行,其退行速度大大地高于恒星的视向速度。 1929年,在同行们研究成果的基础上,哈勃仅以24个已知距离星系的观测资料为依据,做出了速率-距离的关系图。图中显示速率与距离值成正比,即vr=H0r,vr为星系对银河系的视向速率,上式即为哈勃定律,式中的常数H0就是哈勃常数,由这一常数得到的宇宙年龄H0-1=1.84×108年,该值恰与当时用散射方法观察到的地壳中古老岩石年龄1.8×108年惊人地一致,哈勃的结果,很快地得到认同。


哈勃的这一结果,不仅证明了整个宇宙处于膨胀之中,而且这种膨胀速度与距离r成正比,因而既是处处没有中心又是处处为中心的。为了扩展观测的范围,需要能观测到更为遥远星系团中的星系。由于工作量的骤增,哈勃开始与赫马逊(Huma-son,MiltonLaSalle1891~1972)合作。哈勃负责测量星系的亮度,赫马逊负责测量红移量。赫马逊并非科班出身,最初只是威尔逊山天文台的一位看门人,工作之便使他热爱上了天文学,在为别人假期代班的天文观测中,显示了他出众的才华和娴熟的观测技巧,不久即正式投入天文学研究。在哈勃去世后,他继续了哈勃的天文观测事业,1956年,他又与其他人合作,利用观测到的资料,改进了哈勃定律,因而与勒梅特和盖莫夫的大爆炸理论取得了一致。


2.哈勃常数值修正的三次高潮

从原理上看,似乎哈勃常数的测定是简单的,即只要测出星系距离与退行速率,即可由哈勃定律得到哈勃常数。然而在实际上并非如此,星系的速率可以直接从谱线红移获得,可是距离的测量却是既困难又复杂的。对于1000万光年以内附近星系的距离,天文学家们的测量结果都比较一致,这种测量以造父变星为量天尺进行。1908年,在哈佛天文台工作的勒维特在南非观测时发现,造父变星的亮度周期性变化,光变周期越长,平均亮度也越大。这一发现具有不寻常的意义,因为观察亮度变化的整个过程,就可以得到光变周期和视亮度,随后即可计算得到它的绝对亮度。再根据距离加大,视亮度递减的关系,即可由绝对亮度与视亮度之比,确定造父变星的距离。因此,把造父变星作为量天尺,利用三角视差法,逐步扩大测量范围,不仅可以量出银河系的大小,还能测量出各河外星系的大小和距离。在20年代,哈勃用造父变星证实了银河系以外还存在有其它星系以后,从30年代到50年代,哈勃与桑德奇(Sandage,Allen Rex 1926~)等人,又在附近星系中寻找更多的造父变星以确立更新的量天尺,为此做了大量的工作。他们成功地测量了十几个星系的距离,改进了确定哈勃常数的基础。


最初的哈勃常数值为H0=550千米/秒/百万秒差距(以下单位略)。1936年,考虑到星际消光因素,哈勃常数被修定为H0=526。在最初,这一数值被认为是准确的,因为按H0-1得到的宇宙年龄恰好与当时的地质观测结果相一致。二战之后,利用造父变星为量天尺,使哈勃常数逐渐得到了修正。1952年,在威尔逊山帕洛马文天台工作的旅美德国天文学家巴德(Baade,Walter 1893~1960)掀起了哈勃常数修正的第一个高潮。这次高潮是由修改量天尺引起的。此时,帕洛马天文台5米口径天文望远镜建成并开始运转。巴德利用他的精确而系统的测量,不仅在仙女星座中找到了300个以上的造父变星,而且还发现恒星分为两种星族,每一星族都有自己的造父变星,它们只适用于附近星系,而原有哈勃定律所针对的则都是建立在第一星族基础上的造父变星。随着对造父变星周光曲线的修定,随着观测尺度的加大,必须更换原有哈勃常数测定中的量天尺。经巴德计算,遥远星系的距离比原来的估计值增加了一倍,哈勃常数将比原来减小一倍。1952年,巴德在罗马举行的第8届国际天文学大会上,宣布了他的结果,H0=260。


哈勃常数修正的第二个高潮由哈勃的接班人桑德奇掀起。桑德奇是一位著名的实测天文学家,从1956年开始,他在帕洛马天文台对哈勃常数进行了系统的测量工作。在几年的时间内,他得到了600多个星系的数据,最大的红移量值达到Z=0.202,所得到的哈勃常数值为H0=180。在此基础上,桑德奇又对哈勃常数做了进一步的修正,他们再度更换量天尺并把观测范围进一步加大,此时原有确定距离的方法已不再适用,因为当星系距离达到了几百万秒差距时,望远镜已无法区分星系中单个的星,必须寻找代替造父变星做为新距离标准的“指示体”。他们通过天体的绝对星等和视星等的关系,先确定指示体的距离,再由指示体确定星系距离。他们认为能作为距离指示体的有,造父变星、HⅡ区、球状星云、超新星和椭圆星系等。1961年,桑德奇在美国伯克利召开的国际天文学大会上宣布,总估各种测量结果,哈勃常数值应在75与113之间,最或然值为H=98±15,一般可取为100。这一结果表明,宇宙的尺度要比人们早期预期结果远大得多。


进入70年代以来,哈勃常数的测定日益受到天文学家们的重视,对它的测量方法也更加系统,测量的精度也日益提高,因而形成了哈勃常数修正的第三次高潮。然而,这次修正高潮之后,局面却日益复杂化。哈勃常数的各次测量值越来越多地接近高低两个值上。桑德奇和他的合作者塔曼得到的值是50,而德克萨斯大学的德瓦科列尔(de Vaucouleurs)的结果却是100,两个值的测量方法都是以造父变星为起点,其后选用不同距离的指示体进行的,结果竟然相差一倍,不仅出现了哈勃常数纷争的局面,也使人们在实际运算中,出现了任意选择的局面,有人选取50,有人选取100,还有人选择平均值75,虽然这些值的选取都具有权威性,但是仍无法最后判定哪一个最准确。目前,对哈勃常数做出裁决为时尚早,但是,从其它方面得到的佐证中,仍然可以提出带有倾向性的意见。


根据哈勃常数值,宇宙的哈勃年龄应为t0=19.7×109年和t9=9.8×109年。然而宇宙的年龄还有其它的估算方法。一种方法是测量矿石中放射性元素的含量,根据其半衰期加以估算。对各种放射性元素综合测量的结果,所给出的宇宙年龄是1×1010另一种较为有效的方法是测定球状星团的年龄。根据球状星团的赫罗图,得出它们的年龄在(10~20)×1010综合这些从不同角度得到的估算结果,宇宙的年龄不超过200亿年,这表明取小值哈勃常数更符合实际。


由于哈勃常数已成为近代宇宙学中最重要也最基本的常数之一,近年来,对它的研究已成为十分活跃的课题。正式发表的有关哈勃常数的论文已有数百篇。1989年,著名天体物理学家范登堡(Van den Bergh)为天文学和天体物理评论杂志撰写了一篇权威性论文①,它综述了截止到80年代末所有关于哈勃常数的测量和研究结果,最后认为,哈勃常数的取值应为H0=67±8。


3.多余天线温度的发现

1963年初,在贝尔实验室工作的年青物理学家彭齐亚斯(Penzias,Arno Allan 1933~)和射电天文学家威尔逊(Wilson,Robert Woodrow 1936~)合作,测量银河系内高纬星系的银晕辐射。他们所使用的射电望远镜原是用于接收人造卫星“回声号”回波用的大喇叭口天线加辐射计制成。他们还采用了当时噪音最低的红宝石行波微波激射器,并利用液氦致冷的波导管作为参考噪音源,因为它能产生功率确定的噪音以作为噪音的基准,使噪音的功率可以用等效的温度表示。由于当时的手头正好有一台7.35cm的红宝石行波微波激射器,他们就先在7cm波段上开始了天线的测试工作。


彭齐亚斯和威尔逊的测量结果①表明,天线的等效温度约为6.7±0.3K,天线自身的温度为3.2±0.7K,其中大气贡献为2.3±0.3K,天线自身欧姆损耗和背瓣响应的贡献约为1K,扣除这些因素,最后得到,天线存在有多余噪音,它的等效温度约为3.5±1K。尽管他们采用了各种措施,把各种估计到的噪音来源尽量消除,这个多余噪音的等效温度值依然存在,它不仅稳定,而且均匀无偏振,在任何方向都能接收到。


彭齐亚斯和威尔逊观测到天线多余噪音温度现象,带有一定的偶然性,因为实验并没有在理论的预言或指导下进行。然而可贵的是,他们重视观测的结果,忠实于原始资料,不但没有轻易放弃偶然观测到的现象,反而抓住它们一追到底。并想方设法挖掘观测事实背后的意义,这就使他们能不失时机地做出重大发现。在这一成功之中,更难能可贵的是贝尔实验室对实验工作的支持。这一当今最大的工业实验室,拥有数千名才华出众的科技工作者,他们在进行电话、电报技术发展与开发业务的同时,始终重视基础科学,特别是基础物理学的研究工作。它在世界通讯事业中起着中流砥柱的作用,在物理学的研究中,也取得了许多令世人瞩目的成果,例如,在天体物理学方面,1931年,贝尔实验室的电信工程师央斯基(Jansky,Kart Guthe 1905~1950)首先发现了来自银心的周期性噪音射电辐射,从此开创了射电天文学的新领域。这次彭齐亚斯与威尔逊的观测是贝尔实验室与国家射电天文观测台合作进行,贝尔实验室远见卓识地从人力、设备与资金上给予了大力支持,提供了当时世界一流的灵敏毫米波谱线射电望远镜、热电子辐射计、液氦致冷参照噪音源,为实验的成功起到了至关重要的作用。


4.宇宙微波背景辐射的证实

在与彭齐亚斯、威尔逊实验观测的同时,另一些人也在对同一目标搜寻着。他们是以迪克(Dicke,Robert Henry 1916~)为首的普林斯顿大学的一个研究小组,正在开展一项有关宇宙学的探索性研究。1941年,迪克从罗彻斯特大学获得博士学位。1946年前,他在普林斯顿大学物理系执教。迪克成名于他的一项重要成果——标量-张量场论的提出①。这一理论与爱因斯坦的引力理论并驾齐驱,也能成功地解释引力研究中的一些观测现象,以致在引力场研究中,谁是谁非还一时难见分晓。在60年代,随着宇宙学研究的兴起,迪克对伽莫夫的宇宙原始大爆炸理论产生了浓厚的兴趣。他曾设想,至今宇宙应残存有大爆炸的遗迹,例如宇宙早期炽热高密时期残留的某种辐射。他与他的合作者认为,这种辐射有可能是一种可观测到的射电波②。迪克建议罗尔(Roll,P.G.)和威尔金森(Wilkinson,D.T.)进行观测,还建议皮布尔斯(Peebles,P.J.E.)对此进行理论分析。皮布尔斯等人在1965年3月所发表的论文中①明确指出,残存的辐射是一种可观测的微波辐射。叙述了极早期宇宙中重元素分解后,轻元素重新产生的图景。皮布尔斯后来在霍普金斯大学做过的一次学术报告中,也阐明了这个想法。1965年,彭齐亚斯在给麻省理工学院射电天文学家伯克(Burke,B.)的电话中,告之他们难以解释的多余天线噪音,伯克立即想起了在卡内基研究所工作的一个同事特纳(Turner,K.)曾提到过的皮布尔斯的那次演讲,就建议彭齐亚斯与迪克小组联系。就这样,实验上和理论上的两大发现由此汇合并推动事态迅速地发展起来。先是彭齐亚斯与迪克通了电话,随即迪克寄来一份皮布尔斯等人论文的预印本,接着迪克及其同事访问了彭齐亚斯和威尔逊的实验基地,他们在离普林斯顿大学只有几英里之遥的克劳福德山讨论了观测的结果之后,双方协议共同在《天体物理学》杂志上发表了两篇简报,一篇是迪克小组的理论文章《宇宙黑体辐射》②,另一篇是彭齐亚斯与威尔逊的实验报导《在4080MHz处天线多余温度的测量》③,虽然后一篇论文考虑到自己尚未在宇宙论方面做出什么工作,出于慎重,论文并未涉及背景辐射宇宙起源的理论,只是提到“所观察到的多余噪音温度的一种可能解释,由本期Dicke、Peebles、Roll和Wikinson所写的另一篇简讯中给出”,但是,两篇论文分别从理论与实验的不同角度表述的研究成果竟如此珠联璧合,不能不令人惊叹。两篇论文发表后,引起了极大的反响。人们意识到,如果能给出天线多余温度确实来自宇宙背景辐射的证明,这个成果对宇宙学的发展的影响将是不可估量的。根据理论分析,早期宇宙极热状态下的光辐射是处于热平衡状态下的,它应具有各向同性且热辐射能量密度分布遵守普朗克定律等特点。随着宇宙的热膨胀,宇宙逐渐冷却,残存的光辐射谱仍应保持普朗克分布。彭齐亚斯与威尔逊所检验到的辐射是否遵从这一分布,应是检验天线多余温度是否来源于宇宙背景辐射的一项重要标准。从1965年到70年代的中期的近十年时间里,不少研究小组相继完成了各种测试。迪克小组在3.2cm波段上得到了3.0±0.5K,夏克斯哈夫特和赫威尔在20.7cm上测得2.8±0.6K,彭齐亚斯和威尔逊在21.1cm上测得3.2±0.1K。然而3K黑体辐射的峰值应在0.1cm附近,为取得0.1cm附近的测量值,康奈尔大学的火箭小组和麻省理工学院的气球小组的高空观测结果是,在远红外区有相当于3K的黑体辐射。加州大学伯克利分校的伍迪小组用高空气球测出,在0.25cm到0.06cm波段,有2.99K的黑体辐射。至此,实验结果与理论已得到极好的符合,彭齐亚斯和威尔逊观测到的多余天线温度确实是宇宙微波背景辐射,这种辐射在宇宙各处的各向同性、无偏振、具有大约3K的黑体谱。这项成果对宇宙学的研究具有重大意义,为此,彭齐亚斯和威尔逊获得了1978年诺贝尔物理学奖。


5.宇宙标准模型——大爆炸宇宙学的建立

1917年,爱因斯坦发表了著名论文《用广义相对论对整个宇宙的考察》①,开创了宇宙学的研究。爱因斯坦根据广义相对论认为,任意一点的四维时空连续区的度规应由物质及其分布状态决定。由于物质分布在局域上看是不均匀的,时空连续区的局域度规也将是复杂的。然而从大的范围上看,宇宙的物质及状态的分布是均匀的,所以度规是缓慢弯曲的,呈近似球形空间。为了使物质有可能呈准静态分布,爱因斯坦在引力场方程中增补了一个Λ>0的附加项,此时度规线元中表示符号的系数k=+1,对应于爱因斯坦的静态宇宙模型。


1922年,前苏联数学家弗里德曼(Friedmann,Alexander Alexandrovich 1888~1925)在Λ>0,k=±1.0的情况下,得到了引力场方程的解,该解称为弗里德曼宇宙模型。同一年荷兰天文学家德西特(de Sitter,Willem 1872~1934)又得到了k=0情况下的引力场方程解,称为爱因斯坦-德西特静态宇宙模型。1927年,比利时的勒梅特(Lemaitre Abbe′GeorgesEdouard1894~1966)又得到了Λ≠0,k=±1,0,情况下的引力场方程解。该模型提出大尺度宇宙空间随时间膨胀的预言,在物理学与天文学界产生了巨大的影响。人们很自然地把时间反推回去,得出整个宇宙曾被挤在一个“宇宙蛋”或“超原子”之中,是一场大爆炸把它炸开来,几十亿或上百亿年后,最初的大爆炸即留下现今的膨胀局面。伽莫夫是勒梅特“宇宙蛋”大爆炸理论的最积极支持者。1948年,他发展了勒梅特的理论,与艾尔弗(Alpher,R.)及赫尔曼(Herman,R.)一起,提出了大爆炸宇宙学说,又称为宇宙标准模型理论。该理论的提出,标志着现代宇宙学的开端。大爆炸宇宙论认为,极早期的宇宙温度和密度极高,充满着各种基本粒子和辐射,它们之间强烈作用。虽然目前对强相互作用的了解还不够完备,对极早期的宇宙的情况尚无定论,但是大爆炸宇宙学却给出了两点十分重要的假设,其一是,早期宇宙中,各种物质粒子和辐射场均处于热平衡状态。这一假设使对早期宇宙的讨论大为简化,因为可以根据统计力学与粒子物理的理论确定每个时刻的状态。另一个假设是,在宇宙的初期,强子数略多于反强子数,这一差异虽然极小,它却决定了现今宇宙物质的存在及数量。近年来,随着高能物理的进展,人们对高能粒子和辐射场间相互作用有了进一步的了解,大爆炸宇宙学也得到了进一步的发展,对于宇宙从创生到近期的发展有了更详细的预言。大爆炸宇宙论认为,宇宙最早创生期年龄仅有10-44s,它只是一个温度极高(1011~1012K)的灼热奇点,由于时空连续性的破坏,人们预言这一时期应用量子宇宙学描述。其次是宇宙的极早期,年龄为10-35s,这一时期宇宙物质以夸克、胶子、正负电子对、光子等粒子状态呈现。进入宇宙早期时,宇宙年龄约为100s,这一时期宇宙膨胀的结果,使温度下降,高速运动的夸克、胶子生成质子、中子等基本粒子,并形成原子核,进而与电子结合形成各种轻元素的原子。当宇宙到达10万年之后,宇宙进入近期,由于引力,使宇宙由均匀进入有结构状态,形成各种尺度的星体及星体体系,现在的宇宙年龄已有200亿年,宇宙的温度降为3K。


宇宙标准模型给出了一个以大爆炸为起点,一直推演到现今宇宙演化的时间表。讨论宇宙的诞生以及诞生后极短瞬间的迅猛变化,而这些在短瞬间发生的事,竟然又奠定了宇宙亿万年以后的全部演化的基础,似乎是不可思议的事。然而标准模型给出这些结论,只不过是根据广义相对论、统计力学和热力学、量子力学、原子核物理以及粒子物理学这些较成熟的理论作出的,它是这些理论的自然推论,其间并未掺入其它什么离奇的假设,只是讨论到宇宙极早期时,才利用了一点尚带有猜测性的大统一理论。包罗万象的宇宙整体,是一个“巨大的”研究对象,仅以部分观测事实为基础,仅以一些较成熟的理论为依据,竟然能对这个“庞然大物”给出一种自洽的演化图景,还能进一步获得观测上的支持,这不能不说它是一个十分了不起的成就。①


6.观测宇宙学的进展,暗物质困境

1917年,爱因斯坦的《用广义相对论对整个宇宙的考察》一文发表,他把广义相对论理论用于宇宙大尺度时空结构,这一开创性研究不仅标志着宇宙学研究的开端,也诱发了观测宇宙学的形成。


观测宇宙学是宇宙学的一个重要组成部分,它侧重于发现宇宙大尺度时空结构的观测特征,使宇宙学在自洽的途径上得以发展。哈勃定律的建立,标志着观测宇宙学正式以一门独立的分支学科问世。然而,在射电天文学的建立以前,由于观测宇宙手段受到技术条件限制,观测宇宙学的发展一直受到影响。二战之后,射电天文学在雷达技术发展的影响下,飞速发展着。特别是直径5m的大型天文望远镜的投入使用,导致了60年代天文学方面的一系列重大发现,其中最有代表性的是宇宙微波背景辐射、类星体、脉冲星、星际分子等的发现,使观测宇宙学迈进一个全新的时代。进入70年代和80年代,由于多架大口径、大视场的光学及射电天文望远镜投入使用,以及紫外、X射线和红外天文望远镜相继被送上太空,使观测宇宙学又迈入了一个空间与全波段时代,此时期,对宇宙线、中微子甚至引力波的探测都有了长足的进展②。


1986年6月,国际天文联合会(IAU)在中国北京召开第一次正式以“观测宇宙学”命名的国际学术大会。大会的召开,成为观测宇宙学史上的一个划时代的事件。观测宇宙学创始人桑德奇(Sandage)认为“这次学术讨论会标志着观测宇宙学的开端”。目前,更大容量、更高速度的电子计算机、更大型望远镜和更高灵敏度的多种探测器以及新的统计方法的投入使用,随着已升空的哈勃望远镜的修复,观测宇宙学将会面临新的突破。观测宇宙学的第一项重大成就就是宇宙微波背景辐射的发现及而后的系统观测成果,它们为大爆炸理论提供了有力的证据,又间接地为之提供了另一个重要的证实途径,即氦的丰度。根据宇宙在膨胀和存在微波背景辐射所具有的黑体辐射特征及3K的温度,可以计算出当今宇宙中的光子数密度为nr=500个/cm3,由观测估计,当今重子数密度nB=0.2个/cm3,可以推出光子与重子数之比nr/nB=103。理论认为,该值在宇宙膨胀中保持不变。由此,皮布尔斯等人又推算出宇宙早期的氦丰度。按质量计,氦核占25%~30%,氢核占70%,这个结果与60年代的实测结果相符,于是氦的丰度又成为大爆炸宇宙学的另一重要证据。


观测宇宙学的另一个重要课题就是宇宙暗物质的研究。这一课题的提出很早,但至今仍无结果。早在本世纪30年代,德国天文学家魏茨泽克(1912~)通过观察发现,在星系团中,星系的绕行速度极大,若使它们稳定在星系团中,必须假定宇宙中存在某种不可见的巨大质量物质。像他在1944年提出太阳系星云起源假说一样,他的这一预言再一次引起天文界的轰动,它使许多人的注意力转向了星系速度观测之上。在70年代,有人发现,银河系边缘处恒星的运动速度比理论的估计值要大得多,这个迹象表明,银河系内可能弥散有大量的不可见的暗物质。以后,射电与天文观测旋涡星系旋转中也发现,它们很可能被暗物质所包围。近30年来,一系列观测事实和天体现象的理论分析都表明,宇宙中普遍存在有暗物质,它们的数量远远超出人们的预想,可见物质质量大约只是暗物质质量的百分之七。


人们很关心,数量如此巨大的暗物质究竟是什么?最初,很自然地把它们设想为一些暗星,如不发光的行星、小恒星、冷却了的白矮星、中子星、黑洞以及弥散气体或宇宙尘等。这些暗物质都是由重子组成的。然而,根据大爆炸宇宙学关于轻元素原子的合成理论,可以通过对氘核观测的下限,推断出重子数与光子数之比为η<7×10-10。这表明,所有的重子对宇宙平均密度的贡献,不到整个宇宙物质的百分之十,宇宙中如果存在有暗物质,它们不可能是重子物质。它们是什么?只能从粒子物理中寻求答案。在众多候选的基本粒子之中,中微子是呼声较高的一个。中微子是本世纪30年代由泡利提出,后经费密从理论上完善的一个基本粒子,它的存在已被实验所证实。由于中微子的发现,成功地解释了N-14反常、β能谱疑难、克莱因佯谬等一系列原子核物理领域的问题。70年代中期,企图测出中微子质量的一切努力落空以后,人们普遍认为它没有质量。在众多已发现的基本粒子中,能在宇宙演化的一百多亿年后,仍大量存活的稳定粒子之中,中微子确实最引人注目。首先,宇宙中中微子的浓度比原子浓度大50亿倍,即使一个中微子的质量小到电子质量的10-5倍,整个宇宙90%的质量将集中在中微子之上。过去普遍认为它的质量为零并没有经过严格的理论或实验上的证明。然而,如果中微子若真能对宇宙物质做出决定性的贡献,它必须具备10~30eV的能量,这也必须从观测上获得证实。然而尽管近几十年来,人们多方致力于这方面的观测,目前仍无确切结果。除了中微子外,人们还从目前尚未发现的未知粒子中寻找候选者,论及较多的是轴子。为确保强相互作用的cp对称,曾引入这个称为轴子的标量粒子,光微子是光子超对称的对应粒子。它们共同的特点是相互作用极弱,如果它们确实对宇宙绝大部分质量有贡献,就应大量存在在宇宙中,也应能有较多的机会发现它们。然而,近20年来,人们通过各种途径与观测手段,都未能得到确切的结果。


尚未观测到的暗物质存在与否,对大爆炸宇宙学是一个至关重要的问题。根据大爆炸模型,从宇宙早期高温、高密、无结构的弥散状态,演化到现今形成这种从星系、星系团到超星系团的层次结构,是通过重子结合成中性分子后,介质又在自引力下碎裂完成的。假若宇宙物质主要由重子组成,很难使宇宙有足够的时间完成各层次结构的形成过程;然而,如果宇宙主要由非重子的暗物质组成,非重子物质较早地与其它物质退耦,在重子物质开始碎裂之前,较早地碎裂,在引力作用下,较早地结团,这样会更加速了重子的碎裂,有层次结构宇宙的形成时间问题就能得到解决。


非重子物质者的候选者可以分成两大类,一类在退耦时,粒子的速度接近光速,称为热暗物质,中微子若具有几十电子伏,即属于此类;另一类在退耦时,速度很慢,称为冷暗物质,轴子、光微子若存在,即属此类。宇宙暗物质不仅冷热不同,由于凝聚的途径不同,对星系形成进程的影响也不相同。在热暗物质模型中,非重子物质先以超星系团的质量尺度碎裂,塌缩成盘饼状团块或纤维状结构以后,再逐渐分裂,形成星系团和星系。这种先大后小的图景,虽然与观测到的可能存在巨大纤维状结构的空洞迹象相符,却与定量研究的结果相违。根据计算机模拟结果,超星系团必须在较晚时期形成。80年代初,人们已经发现,单纯的热暗物质模型已难以解释大尺度宇宙成团层次结构的形成。与之相比,冷暗物质模型却取得了一定的成功。根据这一模型,冷暗物质先形成小尺度的团块,由它们作为星系的胚胎,而后在引力作用下形成星系,再凝聚成星系团和超星系团。这一模型不仅成功地预言了星系凝聚的平均概率,而且计算机理论模拟的结果又与实际取得了较好的一致,冷暗物质研究已上升为人们较热衷的课题。


暗物质的存在,除与宇宙大尺度成团结构的形成有密切关系外,它还决定了当前宇宙演化的进程。暴胀宇宙论预言,宇宙物质密度十分接近于临界值。然而,把星系的全部质量,包括附近暗物质晕加上,也远远低于这个临界值,所差的95%的质量应为暗物质所贡献。这一临界值对宇宙演化的进程起着至关重要的作用,因为如果宇宙密度高于这一临界值,引力最终将遏止膨胀,继而走向塌缩的结果,宇宙将回归到创生时期的“原点”;若低于这一临界值,宇宙将永远膨胀下去。


近二三十年来,暗物质的探测已成为观测宇宙学、粒子物理学共同的热门课题,因为对暗物质的研究不仅决定了宇宙大尺度层次结构形成的机制,也决定着对宇宙整体演化图象的认识。此外,如果暗物质的组分如果是一种尚未发现的粒子,无疑粒子物理学也将能从暗物质的研究中获得有益的进展。1983年,美、英、荷兰联合投资开发了第一颗红外天文卫星IRAS,它将为大范围的宇宙物质分布提供可靠数据。1987年,英国天体物理学家鲁滨逊等人,研究分析了IRAS对2400个星系的观测数据,首次得到了用光学手段无法取得的银河系附近5亿光年范围内的三维物质分布图。该图显示,银河系被以室女、长蛇和人马为主的10多个星系团所吸引,它们合力作用恰与银河现今运动情况相一致,而与微波背景辐射方向相反,因而对所观测到的各向同性微波背景辐射的微小不均匀性成功地做出了解释。根据IRAS图所提供的数据,加上对银河系所受合引力的分析,可以得出宇宙具有近临界密度值,因而为起码有90%或更多的宇宙暗物质存在做出了断言。但是这些暗物质是什么,至今仍无一致结论,宇宙学的研究,仍然没有摆脱暗物质的困境。


7.非标准宇宙模型

在近代宇宙学的研究中,除了称为大爆炸模型的标准宇宙模型之外,还有许多非标准模型,其中最有影响的是稳恒态宇宙模型,它由英国天文学家霍伊尔(Hoyle,Sir Fred 1915~)、美国天文学家邦迪(Bondi,Hermann 1919~)以及在奥地利出生的美国天文学家戈尔德(Gold,Thomas 1920~)提出的。在大爆炸宇宙模型提出的初期,人们曾根据哈勃常数推算宇宙的年龄,然而由于哈勃常数在测定远距离星系的视星等与红移关系时,采用了造夫变星决定距离的偏差太大,以致得到的哈勃常数太大,由此估算出的宇宙年龄只有20亿年,比地球的寿命还短,这给当时的大爆炸宇宙学说带来不小的困境,为了摆脱困难,稳态宇宙学说应运而生。


稳态宇宙学说认为,既然时空是统一的,宇宙物质在空间分布是均匀且各向同性的,宇宙在时间上也应是均匀不变的,这就是所谓的“完全宇宙学原理”。根据这一原理,哈勃常数应是一个不随时间变化的常数,宇宙既然不断地在膨胀,同时又要求保持宇宙物质分布上的均衡,且不随时间改变,必然要求物质在不断地产生,又随宇宙的膨胀不断脱离视界而去,从而保持宇宙物质的密度始终不变。稳态宇宙学预言的物质相对产生率为哈勃常数的3倍,即3H0。虽然这是一个极微小的量,但是稳态宇宙学尚不能清楚地说明,物质在哪里、以何种方式产生,以什么形态出现,只是有人猜测,这些创生的物质在活动猛烈的星系核中产生。


稳态宇宙学提出以后,曾得到了几方面的支持,其一是大爆炸宇宙学难以解释的星系产生问题,在这里可以顺理成章地得到说明。因为只要在稳态宇宙方程中,物质的产生和宇宙的膨胀不是正好地得到补偿,就可能出现稳恒态附近的起伏解,解中恰好呈现了物质分布的局域不均匀性。其次在应用电动力学或其它场论研究粒子间相互作用时,推迟势与超前势都是方程的解,然而只有推迟势才得到了观测上的验证,通常只用因果律解释其原因,这种解释带有人为性,常不能令人满意。1945年,惠勒和费因曼曾指出,如果计入一个加速运动的电荷与宇宙中所有其它电荷的作用,就可以证明,在推迟势与超前势中,只有推迟势在起作用。他们的这一讨论正是在稳态宇宙的基础上进行的。这似乎是在理论上对稳态宇宙学的一种间接支持。此外,在稳态宇宙学中,不出现高温、高密度的初态,避开了难以摆脱的“奇点”困扰。


像一切其它宇宙模型一样,稳态宇宙模型也有一些先天不利的因素。它引出了一个物质不断创生的假设,这是现今物理学无法解释与理解的。此外,近年来的一些观测结果也给它增加了诸多不利的因素,例如对河外射电源计数结果与它的预言数不一致。更重要的是3K宇宙微波背景辐射的发现表明,宇宙的早期确实呈高热状态,稳态宇宙学对3K的解释却是牵强和不自然的。此外,它还不能对现今宇宙中元素的形成与丰度做出解释。面对如此多的难题,这一宇宙模型不如大爆炸宇宙那样得到较多的公认。


60年代以来,霍伊尔和纳里卡(Narlikar,J.)又发展了另一宇宙模型,它的出发点是马赫原理。根据马赫原理,物质的惯性并非自身的属性,它是宇宙中其它物质对该物质作用的总效应,脱离其它物质,物质的惯性将失去意义。马赫原理对爱因斯坦广义相对论的建立产生了重要的影响,然而,广义相对论却并不完全符合马赫原理,因为在广义相对论中,只保留了马赫思想,却把惯性质量当作物质的内禀属性,即与其它物质无关。50年代以来,一些物理学家一直致力于建立一个符合马赫原理的引力理论,并由此建立相应的宇宙模型。


1964年,霍伊尔和纳里卡根据马赫原理提出了一个引力理论和宇宙模型,这一模型给远距离星系谱线红移一种完全不同的解释。该理论认为,物质间作用的传递速度有限,对某一粒子产生影响的又是宇宙间的总物质,而这些物质与受作用粒子间的距离应小于光速与宇宙年龄的乘积。随着时间的推移,作用距离将越来越大,能影响该粒子的物质也越来越多,一个“老年的”粒子与一个“年轻的”粒子相比,质量前者大,后者小,因此年轻粒子辐射波长较长,而所接收到发自遥远星系的辐射光,是很早以前,当时“年轻粒子”发射出来的,波长比现今同一原子辐射的波长就要长些,这就产生了红移现象。

这一模型对所观测到的宇宙膨胀也给出了一个极有趣的解释。它认为,原子的大小与组成原子粒子的总质量有关。质量增大,原子的相对体积变小。在宇宙中,所有物体也将会随组成原子变小而变小,正是因为物体在变小,才会观测到宇宙在膨胀。


虽然这一模型也摆脱了奇点的困难,却又招来了一个无限大的难题。因为随着时间趋于无限,宇宙中任何一个粒子质量也会趋于无限。1971年,霍伊尔企图用一个正负质量区设想,来摆脱无限大困境。他设想,整个时空中,存在有不同的区域。在各个区域中,物质分别呈正或负质量状态。他还假定,这些区域远大于目前所观测的宇宙,因而不可能在观测正质量时,又有负质量出现。物质从负质量区进入正质量区时,必然经过零质量的边界,因而避开了无限大问题。1975年,霍伊尔利用这一模型解释3K背景辐射时,他证明,当粒子质量趋于零时,将对电磁辐射完全散射,所散射的电磁辐射不仅各向同性,而且具有黑体辐射谱。


尽管霍伊尔-纳里卡宇宙模型解释了某些观测宇宙学得到的现象,如宇宙膨胀、红移、背景辐射等,但是它既没有像大爆炸宇宙模型那样,做出任何决定性的预言以提供实验验证,又没能对所提供的解释,如正负质量做出任何机制上的说明,尽管有人提出它们与白洞、黑洞有关,那也只是用一种未知取代另一种未知而已。因此,这个模型不仅有待观测上的验证,更有待理论上的深化。


针对膨胀的宇宙,还有一种称为正反物质的宇宙模型,它出自于瑞典物理学家克莱因(Klein,O.)。克莱因认为,大爆炸宇宙学所要求的正反粒子对称性上的微小不对称,与粒子物理学正、反粒子的对称性相矛盾。克莱因假设,宇宙初期,正反物质是完全对称与等量的,它由稀薄的气云和等离子体组成。在引力作用下,气云收缩,密度增高,正反粒子越来越容易发生碰撞、湮灭并产生电磁辐射。当密度高到一定时,湮灭产生的辐射压超过引力作用,使宇宙转而膨胀,形成现今的宇宙。为了解释现今宇宙完全由正物质组成,克莱因假设,宇宙初期存在有电磁场,由于引力和电磁作用,等离子体中正反物质分开,并分别聚集形成由正、负物质为主组成的物质团,由正负物质湮灭产生巨大的辐射压,维持两种物质在交界两侧分开,当今宇宙恰好处于以正物质为主的宇宙区域之中。


正反物质宇宙学在理论上尚未形成系统而完整的体系,在观测上也未得到进一步的证实。它未能对3K背景辐射做出解释,在原始宇宙线中,既未找到理论所说的反物质粒子,也未发现正反粒子湮灭产生的大量γ射线光子,因而这一模型未能产生较大的影响。


除前述模型外,还有布兰斯(Brans,C.)和迪克根据狄拉克大数假说提出的,引力常数随时间减小的宇宙模型,伏库勒(Vaucoulaur,G.de)等人提出的等级式模型以及相对论等级式模型①等。尽管各种模型各自都具有一些独到之处,但是彼此间却差异很大,互相无借鉴的可能,更不能相互包容。鉴于目前观测宇宙学提供的观测结果尚不丰富,对模型取舍的判断为时过早,这一切,还有待观测宇宙学的进一步发展,也有赖于理论研究的进一步深化。

8.暴胀宇宙学问世

在众多宇宙模型中,大爆炸宇宙模型取得了相当大的成功,得到了普遍的公认。尽管如此,它却仍对许多宇宙特征做不出解释,例如宇宙在大爆炸奇点之前又是什么?为什么在宇宙中各时空点毫无因果联系的情况下,却能在同一时刻爆炸,并能按同一速率向外膨胀?在宇宙的平直性上也使人感到疑惑。目前的观测结果表明,宇宙在可观测的范围内,即1028cm尺度内,几乎是平直的,几何性质几乎属于欧几里德式的,这对大爆炸模型而言,几乎是一个灾难。因为在这个模型之中,随着时间的推移,宇宙应该变得十分弯曲,只有假设宇宙初始就十分平坦(偏差小于10-60),才能说明现今宇宙的平直程度。对初始条件需要做出调整,这本身就说明了这一模型存在缺陷。在解释星系的形成上,这一模型也不尽人意。按大爆炸模型,大爆炸发生之后,辐射和粒子就达到了热平衡,如果没有特殊事件发生,辐射场应将一直保持黑体谱,并随宇宙的膨胀,温度不断下降。当宇宙温度降到4000K时,以等离子状态存在的物质开始结合成稳定的中性原子,主要是氢和氦等轻元素原子,这一过程称为复合。复合后,宇宙变得透明,辐射场和物质粒子沿各自经历演化,互不影响。按这一理论,现今观测到的微波背景辐射就应是由4000K逐渐冷却下来的辐射场,它应携带着复合时期物质分布的信息。目前,人们所观测到的星系、星系团等超大尺度结构应该是早期等离子体的不均匀性增长演化而成,而这种早期等离子体的不均匀性,应该在微波背景辐射的小角度(1″~1°)各向异性上有所反映,而宇宙整体的不均匀性应表现在微波背景大角度上的各向异性。多年来,不少观测宇宙学家和天文学家都在致力于探测这种各向异性,迄今为止,还没有得到所期望的结果。对大角度各向异性的测量是由麻省理工学院的宇宙背景探索者卫星(COBE)研究小组进行的,负责人是著名天文学家外斯(Weiss,Reiner)。截止到1995年,他们在大角度各向异性分辨率达到7°的情况下,仍未测到微波背景辐射大角度各向异性。因此,各向同性的观测结果虽然支持了标准模型关于早期宇宙各向同性的结果,却又与现今观测到的星系等大尺度结构产生了矛盾。道尔哥夫和泽尔多维奇称这一尚未解决的问题为“现代宇宙学中的一朵乌云”①。磁单极子问题是大爆炸宇宙学所遇到的“另一朵乌云”。根据标准模型关于相变的讨论,宇宙在膨胀中不断降温的过程中,原来较高的物理对称性消失,代之以对称性较低的状态。从高温相向低温相的演变,会使几何结构带来一系列拓扑性的缺陷。这些缺陷结构有面结构畴壁、线性弦以及点状的单极子。根据标准模型理论,在每一个视界上,至少能产生一个具有磁性的单极子,由此,可以估算出磁单极子的丰度。根据大统一理论,此时磁单极子的质量应为宇宙当时的能量标度,因此不难估计出磁单极子的能量密度。然而,令人惊异的是,仅只磁单极的能量密度就是宇宙临界能量密度的1012倍,这样一来,目前磁单极子应该具有与质子一样的丰度,宇宙的平均质量密度应比目前的估计值10-29g/cm3大十几个数量级,这一结果同样使大爆炸学说陷入了困境。


为解决大爆炸宇宙学在均匀性、奇点等方面存在的问题,早在60年代,列宁格勒理工学院的天文学教授恩斯特·格林纳(Ernst Gliner)就曾提出极早期宇宙有一个暴胀阶段的设想。1980年,麻省理工学院的古斯(Guth,A.)和温伯格等人,在发展暴胀宇宙学上又迈出了关键的一步。他们明确提出,应把对真空态的讨论用于按指数膨胀的暴胀阶段,以解决原始的磁单极子问题、平直性问题及视界等问题。依这个方案,宇宙在暴胀后,将变得极不均匀。1981年,林德(Lende,Andei)又提出一个称之为混沌暴胀理论的新的暴胀方案,它解决了古斯等人原始表述中出现的一些困难。以后,在1983年,林德又将这一方案发展,充分吸收了基本粒子理论,目的在于建立一个与粒子物理协调一致的宇宙学①。根据量子场论,真空充满着各种类型物理场的量子涨落,在按指数暴胀的宇宙中,真空的构造就更复杂得多。在10-35秒以后,宇宙的演化过程与公认的热宇宙标准模型一致,但在10-35秒以前,情况却大不相同,在这一阶段的暴胀中,宇宙尺度的增长要比以前认为的大1056倍。根据弱电统一理论,在这一阶段占主导地位的是物质的标量场。宇宙所需的能量来自真空态。随着温度的下降,宇宙从最初的能量最低的真空态过渡到亚稳态,即假真空态,此时,原有的对称性遭到破坏。通过隧道效应,宇宙还可能从假真空态跃迁到一个新的真空态,此时伴随大量能量的释放,宇宙将像“泡”一样,由于从真空获得额外能量急剧膨胀,形成所谓的暴胀,这是一个原来极小的量子涨落扩大为密度的宏观涨落过程。根据这一理论,宇宙的比熵将比原来大爆炸学说的预言值增大一个因子Z3,如果这一过程持续时间超过6.5×10-33s,增大的熵将使宇宙视界的尺度超越可观察的尺度,这将使原来那些彼此毫无关联的区域具有了一致性的因果关系,从而解决了原有标准模型的视界问题。此外,宇宙尺度的剧暴胀,还使早期时空的任何弯曲之处一扫而光,成为近乎平直空间,平直性的困难也就迎刃而解了。

深入研究发现,暴胀宇宙模型还有一系列更深层次的问题,例如根据隧道效应,宇宙能从假真空态跃迁到新的真空态,但这只是在一定的几率下进行的。这表明,宇宙只有一部分机会获得这样的跃迁,全部宇宙完成这种跃迁则需要一个相当长的时间,宇宙的各个部分,分别像“泡”一样相继胀大,这种机制是一个新的不均匀性代替原有的不均匀性,此外,暴胀后的空间平直性还以暴胀前的平直性作为前提,否则暴胀不可能发生。林德所提出的混沌暴胀理论对于构建克莱因超弦理论具有重要意义。近年来,有些学者提出,在暴胀瞬间,物质高能状态存在有统一场,并推测在大爆炸后10-35秒,统一场中的“冻结碎片”会形成纤细而重的(104kg/cm)的“宇宙弦”,由于其引力场,周围可能形成星系,较大的弦圈可能形成星系团,这一理论较好地解释了现今所观测到的空洞、星系链和星系的片状结构。暴胀宇宙学的建立与发展表明,现代宇宙学已涉及到基本粒子物理、理论物理、大统一理论等多方面学科,这一扩展使人们面临许多根据现有知识体系所不能预见的问题,现代宇宙学的发展还有待于观测宇宙学及相关理论的进展。


9.宇宙学与粒子物理

粒子物理以基本粒子为研究对象,研究尺度范围小于10-13cm,质量范围小于10-23g;而宇宙学的最小研究对象是星系,尺度范围大于1019cm,质量大于1039g。随着现代宇宙学的发展,在这个从任何角度相比,都异乎寻常的悬殊的两个学科之间,人们发现了它们的联系。如果说热大爆炸宇宙学使这两个学科相遇,那么暴胀宇宙学又使它们紧密地结合起来。近十几年来,随着粒子物理学的发展,随着宇宙学日臻成熟,两个学科间的联系也日益频繁与深化起来。


在过去几年里,两门学科分别建立了自己的标准模型。在粒子物理学中,标准模型是各种夸克和轻子之间,强、弱和电磁相互作用统一的规范理论。它把量子色动力学(QCD)和格拉肖-萨拉姆-温伯格模型结合到一起,成功地解释了基本粒子实验得出的全部结果。然而,这一模型也有许多尚未解决的问题,例如,为什么夸克与轻子有三代的划分,三代间的质量为什么如此悬殊,有没有第四代?标准模型预言的顶夸克(t)至今还没有得到肯定,此外,弱电作用的破缺机制是什么?有无新一类的强作用?超对称的伴随粒子、基础费密子的内部结构如何?等等。在众多的悬而未解问题之中,最重要的当属标准模型所预言,并赖以生存的中性、大质量标量粒子——黑格斯(Higgs)子尚未找到。标准模型需要这个耦合强度正比于耦合粒子质量的标量粒子,因为这样可以克服高能发散问题,使标准模型成为可重正化的理论。然而,解决上述问题难以依靠人工加速器完成。原计划1995年建成的美国超导质子-质子对撞机(SSC),周长80km,质心系能量为40TeV,亮度为1033cm-2s-1,在这样高能量、高亮度条件下,肯定能对弱电作用的破缺机制做出肯定或否定的回答,还有可能发现新一类强相互作用、超对称伴随粒子,甚至有可能发现有关基础费密子的内部结构的线索,因此,SSC对撞机的建成肯定会对标准模型的各种问题给出解决的途径,因而受到全世界粒子物理学家的关注。然而,尽管SSC对撞机本身的技术条件已十分成熟,尽管历年来,已调集了美国及全世界各地的研究力量,并投入了可观的预研费与建筑经费,最后,仍然囿于资金的困难而被迫停建。即使没有资金的限制,人类所居住的地球线度也是有限的。SSC这一计划中,能量最大的超导对撞机周长是80km,能把粒子加速到104GeV,而在地球上,充其量能制造的加速环周长为40000km,充其量也只能把粒子加速到108GeV,这与解决标准模型的问题、验证大统一理论的需要,还差有12个数量级。在这种情况下,人们很自然地把目光转向了宇宙。看来,能不断地产生能量高到足以检验四种基本作用统一的理论,唯一的加速器就是宇宙自身。

根据热爆炸宇宙学的推算,宇宙大约在150亿年前,温度极高,KT/c2大于普朗克质量Mp(Mp约为10-5g),密度ρ超过Mp/lp3,lP为康普顿长度,等于史瓦西半径(约为10-33cm),普朗克质量所对应的能量MPc2大约为1019GeV,因此,在粒子平均质量超过普朗克质量时,四种基本作用才能统一。虽然1010年前所发生的过程不可能重现,但是从人们对极早期宇宙的研究和考察中,过去所发生的过程会在现今宇宙中留下遗迹。因此,从中抽取有用和可靠的信息,以对粒子物理中的有关理论做出制约和鉴别,仍是极有价值的。


问题的另一方面来自于宇宙学中的标准模型。由于引力的量子效应,宇宙标准模型只能追溯到t=10-40s,T=1030T,即能量1017GeV的范围。在给出的这个标准模型的初始条件时,却发现了一系列的疑难,其中比较有名的就是前述的平直性问题、视界问题、重子不对称及磁单极子问题。暴胀宇宙论、新暴胀宇宙论以及混沌暴胀宇宙论等一系列学说,实际上就是粒子物理学中弱电统一理论成就上建立起来的。此种条件下,通常的广义相对论已不再适用,取而代之的应为量子化的引力场理论。宇宙学必须借助于粒子物理理论解释宇宙图象,而粒子物理理论则把宇宙作为检验自己的天然实验室。显然,如果这两大学科不相互结合,都不可能获得完整的理论。

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