大爆炸极简史（下）粒子汤和五道口

mingmu888 2017-07-26

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独立思考是突破颜值文化的唯一出路

古哥古点 2015年11月30日

《粒子汤和五道口》

粒子汤和五道口

来自古哥古点

23:01

1932年，黑海通往土耳其海峡的水面上飘来了一只小船，船上坐着男女两人。这是一对夫妻，他们正在从苏联逃往自由世界的冒险旅途上。船上摆着煮好的鸡蛋、巧克力，还有两大瓶对抗寒冷用的白兰地。正在拼命划船的女子名叫柳波娃·沃明泽娃，一旁是他的先生乔治·伽莫夫（GeorgeGamow），别看他此刻正面临逃亡的窘促，但很快这个名字就会因大爆炸理论而震动世界。

伽莫夫是一个喜爱交际的乌克兰人，从小便特立独行。他用父亲送给他的显微镜所做的第一件事竟然是去确认东正教的圣餐究竟会不会转变为圣体，在没有看到任何的活细胞出现的迹象后，伽莫夫说“这是一项让我成为科学家的实验”。1923年，伽莫夫进入列宁格勒大学，老师就是最早提出广义相对论膨胀宇宙解的弗里德曼。不过弗里德曼1925年就去世了，这让原本希望在他的指导下完成博士论文的伽莫夫只好另择导师。当时的伽莫夫对膨胀宇宙等问题几乎没有兴趣，他把精力放在了核物理上研究。27岁时，伽莫夫成功建立了原子核的α衰变理论，开始崭露头角。苏联《真理报》称赞他用行动证明了“俄罗斯的土地上也能产生柏拉图和牛顿。”

乔治·伽莫夫（George Gamow）

然而，能产生不见得能保有，伽莫夫对于共产主义国家的厌恶日甚一日，他带着妻子曾经两次划船试图逃离苏联，一次走南线的黑海，一次走北线的挪威，但均天气恶劣而失败。最后，他们还是借助出席布鲁塞尔的索尔维会议的机会，从欧洲进入到美国。

就像伽莫夫的逃亡路线有一南一北的两条一样，人类认知宇宙的道路也有一大一小两条。此前的广义相对论代表着认识宇宙的宏观路线，而对原子核的研究则开启了通向大爆炸理论的微观之门。摆在这个大门上的一把锁就是元素丰度之谜。在宇宙中，按质量计，氢元素约占74%，氦元素约占24%，其余元素相加约占2%。如果按原子数目计，氢和氦两种元素更占据了宇宙原子总数量的99.9%。如此悬殊的元素分布究竟是如何形成的呢？

稳恒宇宙学说对此的解释非常简单，宇宙一直就是这样。这种话虽然没毛病，但等于什么都没有解释！而按照勒迈特的太初原子分裂说，宇宙是从一个大原子经过若干次的分裂诞生出来的，也就是说物质粒子是从重到轻逐渐产生的，这就会带来一个问题。既然粒子遵循由重到轻的生成顺序，当这个分解过程进行到某一步遇到了稳定的元素之后，就应该基本停止分解了，因为元素已经稳定的嘛！或者更准确的说大部分的粒子应该不再分解。在元素周期表中，最重的稳定粒子是铁，据此而论，宇宙当中应该充满了铁才对。为何是氢和氦占绝对优势呢？看来从重到轻的分解理论是不行的，从轻到重的合成顺序才更加靠谱，因为从100%的氢元素出发，更容易解释如今的90%的氢以及9.9%的氦的状态。伽莫夫就是这么思考的。

宇宙元素丰度

1929年，弗里茨·豪特曼斯（Fritz Houtermans）写下了一篇日记。“那天晚上，完成论文后，我和一个漂亮的姑娘约会散步。星星出来了！姑娘问它们是不是闪动的很美丽？我挺了挺胸，自豪的说，从昨天开始我已经知道它们为什么会闪光了！”可能很多人有个感觉上的错位之处，似乎人类对原子核的认知进度要远远早于宇宙理论。其实不然，这篇1929年的日记已经说明，就在大爆炸理论酝酿的同时，人们才刚刚开始意识到恒星内部的核反应机制。日记中提到的姑娘后来真的嫁给了豪特曼斯，但可惜他开创的恒星聚变理论却并不确切，2个氢核聚变成1个氦核是不稳定的，要达到稳定态还欠缺2个中子，而中子要在3年后才会被查德威克发现。豪特曼斯的不幸还不止于此，和伽莫夫正好相反，他在1934年底从英国去往苏联，原因是受不了英国这个“腌土豆的国度”处处散发出来的羊肉的味道。结果是，这位被英国菜驱赶同时又被理想主义召唤的英雄在苏联被拘留起来。

弗里茨·豪特曼斯（Fritz Houtermans）

不过，物理学并不会被拘留，豪特曼斯之后汉斯·贝特（Hans Bethe）继续深化恒星聚变理论，成功的找到了两条可靠的合成路径。身为核物理专家的伽莫夫当然了解这些进展，但是当他试图用恒星内部的氢氦聚变反应机制解释宇宙元素丰度问题时，却遇到了一个根本性的困难。根据理论预测，太阳内部每秒钟将产生出5.8乘10的8次方吨氦，然后太阳已经含有的氦高达5乘10的26次方吨，用现在的速度生成当前的氦存量大约需要270亿年，可几年前哈勃刚刚给出的宇宙年龄仅为18亿年，这该怎么解释呢？伽莫夫只能做出一个推论，在太阳开始形成之前，已经有大量的氦存在其中了。这些氦既然不来自于恒星燃烧，只能来自于宇宙的初始爆炸。而且，宇宙爆炸或许还可以弥补恒星聚变生成元素的另一个重大缺陷，就是如何合成更重的元素，这在恒星聚变工厂里是无法生产的。由此，伽莫夫开始转向成为一名大爆炸理论的支持者。

汉斯·贝特（Hans Bethe）

伽莫夫很快发现当时的自己处在一个既有利但又不利的局面。30年代末期，整个美国就他一个人在琢磨大爆炸问题。倒不是说就他一个人对此有兴趣，而是其他的美国科学家都因为二战的缘故被征调服务于战争。身为前苏联的红军军官，伽莫夫因为身份可疑没有被卷入这一进程，即使他已经在苏联被缺席判定为死刑，依然没人启用他。他无人可讨论问题，但也无人与之竞争。

伽莫夫研究大爆炸演化路径的方式很简单，就是逆向思考，正向推算。他设想既然宇宙向前追溯是在不断地缩小，那么宇宙物质的密度和温度都将不断升高。当来到宇宙的初始时刻时，温度和压力必然达到了极端，此时的物质粒子将呈现出不可分解的最基础的形态。在当时，物理学家所知的最基本的物质粒子是质子、中子和电子，自然伽莫夫就把初始宇宙想象为一锅极端条件下的基本粒子汤。他把这一大堆的质子、中子、电子还有大量的光称为“Ylem”，这是他从韦氏大词典中找到的一个古代英语生僻词，意思就是“原始物质”。随着时间的延续和空间的膨胀，Ylem逐渐冷却，粒子的结构开始出现，从原子核到原子，从轻元素到重元素，物质就这样被创造出来，所以剩下的工作就只是利用核物理知识，通过计算来模拟出这个冷却合成物质的过程。

伽莫夫定制的Ylem酒

这个听起来似乎并不困难的计算模拟任务对伽莫夫来说却是一个极大的困难。首先，他本人并不精于数学计算；其次，那个时候没有计算机的帮助，所有的工作都需要手工完成，工作量极大；再者，算法的设计很复杂，因为宇宙每隔极小的时间步长就会膨胀很多，而一旦膨胀，密度和温度都会迅速下降，这就改变了计算所处的环境，相应的核物理的计算模型也需要做出切换。这种机制的调整是如此的频繁而短促，模拟者必须做出精妙的安排才能得出结果。比如说，中子作为核反应中最重要的参与成分直接影响模拟的结果，但是其数量在大爆炸过程中实在是难以琢磨。一方面，自由中子会衰变成质子导致其数量下降，但同时又存在着一种依赖于温度的核反应会产生中子，这二者之间到底孰强孰弱，比例程度如何这都是难以处理的棘手问题。

1945年，伽莫夫终于找到了一位有力的助手，拉尔夫·阿尔弗（Ralph Alpher）。这位麻省理工学院的神童16岁时就获得了竞争激烈的奖学金，但最终却意外的因为犹太身份而落选。备受挫折的阿尔弗只好半工半读，选择在华盛顿大学的夜校延续自己的求学梦想，在那他遇到了自己父亲的敖德萨同乡伽莫夫。伽莫夫一眼就认出了宝贝，他立刻把阿尔弗招收为博士生，让他和自己一起研究宇宙的初始演化问题。

计算模拟的工作是艰难的，在接下来的3年中，师徒二人不断的计算，讨论，修正，再计算。他们最喜欢光顾的地方就是宾夕法尼亚大道上的一间叫做“小维也纳”的小酒吧。渐渐的，阿尔弗开始相信他可以模拟宇宙在大爆炸开始后的几分钟里发生的一切，因为经过调整后的模型所给出的氢氦元素的比例已经和实际观测结果越来越趋向一致。这无疑是大爆炸理论自哈勃红移被发现的又一次重大进展。

αβγ论文三作者

1948年4月1日，伽莫夫和阿尔弗的这份成果即将在著名的《物理评论》杂志上发表。伽莫夫可能有一种组合强迫症，就是格外的希望自己所在的小组具有某种特殊的姓名学上的巧合或者暗示。在苏联的时候他和朗道等几位同事就被称作三剑客。现在他一想，自己的名字叫做Gamow，听起来像希腊字母Gamma，阿尔弗的名字听起来像希腊字母Alpha，如果再能凑出一个Beta岂不是太完美了吗。为了找这个Beta，伽莫夫甚至考虑了好几个月，最后他邀请自己的好友，发现恒星内部核聚变路径的汉斯·贝特在论文上署名，贝特就是那个Beta。就这样，物理学上著名的αβγ论文诞生了，虽然中间的β在这篇论文中什么也没做。但没想到的是，γ的这个做法让α心生不快。阿尔弗认为凭空加入贝特会让自己的贡献看起来失去应有的比例，所以他和老师有了一点小别扭。最后还是伽莫夫用一瓶定制的印有Ylem标签的美酒和阿尔弗化解了心结。

αβγ论文有力的解释了宇宙丰度之谜当中的第一个问题，为什么氢和氦包括它们的同位素会占有如此之高的比例，但是对于第二个问题，更重的元素是如何产生的，它却没有给出解答。这也成了反对大爆炸理论的人们最主要的反击点。看起来，在伽莫夫和阿尔弗的宇宙汤设定下是不可能合成出更重的元素的，因为元素在向上跳跃的系列台阶中有一道难以逾越的缺口，这就是质量数的5道口之谜。中子和质子质量基本相等，统称为核子，其质量数均是1。氢原子有1个质子，也即1个核子；氢的同位素氘有1个质子+1个中子，核子数是2；氢的同位素氚是1个质子+2个中子，核子数为3；氦元素是2个质子+2个中子，核子数是4。再向上，到了5核子的时候，这种原子核会因为极端不稳定而在事实上不存在。所以核子数为5的重核就成了质量数阶梯上的一道口子。

αβγ论文

有人可能会说，难道元素爬楼梯还非得一层层的向上吗？不可以跳跃吗。可以跳跃，但遗憾的是，两种最容易实现的跳跃方案都有各自的困难。一种是让一个氦核在同时吸收到一个中子和一个质子变成6核子的稳定锂元素。然而中子和质子同时击中一个原子核的概率实在太低，在短暂的大爆炸核聚变时间窗口内很难出现。另一种方案是让两个氦核经过碰撞组合为一个8核子的重核，但它同样不稳定不可能持续存在。总之，伽莫夫等人的理论解释不了元素合成是如何越过五道口的。

面对这一困难，阿尔弗和另一位年轻的同事罗伯特·赫尔曼（Robert Herman）稍稍把问题的思考方向转了一个角度。αβγ论文研究的是宇宙最开始的几分钟甚至一小时之内发生的事情，在这个阶段原子核开始形成。然而一小时之后又会发生什么呢？要知道此时的宇宙温度压力条件虽然不再满足核聚变的要求，但是仍有100万度的高温和极高的密度。电子还不能和原子核组成原子，物质处于等离子体状态，后续的宇宙演化同样值得研究。阿尔弗他们把新的时间推算节点设定在了宇宙温度降低到恰好允许等离子体凝固为原子的时刻，这个凝固温度大约是3000度，而宇宙通过膨胀下降到这一温度的时间大约是30万年，这就是宇宙的等离子体窗口期。可能大家会忽视刚才介绍伽莫夫原始宇宙汤模型时所说的一句话，Ylem里面除了一锅粒子还有大量的光。宇宙创造之初确实是一片光的海洋，在等离子窗口时期同样延续着。阿尔弗和赫尔曼注意到，这些光是混乱的，因为在等离子体中充满了带正电的原子核和带负电的电子，光极易与带电粒子相互作产生散射，所以这个阶段的宇宙会像牛奶一样明亮耀眼但完全不透明。可是当宇宙的生命来到300万年时，等离子体几乎全部转变为原子，光线不会与中性原子作用，因而它们不再会来回的碰撞而是四下径直的沿直线散开，这个过程直到如今。从300万年到现在，宇宙又膨胀了许多倍，这些最初四下飞散的光线会因空间膨胀而发生波长的巨大改变，从初始的千分之一毫米增加为1毫米。这个波长下它已经不再是肉眼可见的光而是一种微波。大爆炸留下的这种在宇宙空间处处存在的微波遗迹就是著名的宇宙微波背景辐射。

伽莫夫、阿尔弗和赫曼创意演示三个人从Ylem魔瓶中被放出来

阿尔弗和罗伯特的这一发现的重要性甚至超过了αβγ论文，因为αβγ论文里面要证实的宇宙元素丰度分布是在各元素丰度数据已知的前提下进行的理论解释，这被很多批评者指责为先射箭后画靶。这种挖苦当然是没有必要的，因为任何一个新理论都得先能解释已有的事实再说，但仅仅能解释过去肯定是不够的，它还必须能够做出某种未知的预言去交由实际检测。宇宙深空中无处不在的那些被抻长了波长的原始的光就是大爆炸理论做出的预言，如果这些光不存在，大爆炸理论就会面临崩溃的境地。

然而我们这里给出的对于αβγ论文还有预测微波辐射存在的论文的评价其实都有点事后诸葛亮的意思，因为在这些论文当年发表的时刻，学术界的真实反应是没有多少人关注这些成果。阿尔弗、伽莫夫他们虽然能给出分析和预测，但是他们并没有能力通过天文观测证实自己的预言，这必须借助天文学家还有电磁波研究者的帮助才可以完成。阿尔弗后来回忆说：“我们花了大量精力来讨论这项工作，没有人响应，没有人说这是可行的。”

这个小组受到冷遇的另一个原因或许是伽莫夫本人的风格所致。众所众知，伽莫夫是一个天才的科普高手，他写的《物理世界奇遇记》妙趣横生。这个特长可以通过一个小段子鲜明的凸显出来，伽莫夫宣称上帝住在离地球9.5光年远的地方，怎么算出来的呢？因为在1904年日俄战争俄国战败后，俄罗斯各地的教会纷纷祈祷上帝希望日本得到报应，结果这份报应一直到1923年日本关东大地震才姗姗来迟，报应的时延乘上信息传播的光速就是9.5光年。这种有趣而幽默的方式当然会伸手普通读者的欢迎，可是作为严肃的科技工作者，大家或许觉得伽莫夫并不够认真，从而也就没有认真的对待他的工作成果。1953年，伽莫夫、阿尔弗还有赫尔曼团队正式散伙。