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创世纪：宇宙演化编年史 我永远、直到生命的最后时刻， 翻遍尘封的、读破了的书册， ——阿·勃洛克 这个宇宙是怎样演变成现在这个样子的？有一个以广义相对论为基础的理论能够解答我们的问题，这个理论叫做大爆炸宇宙学，也叫热大爆炸宇宙论。根据这个理论，宇宙的演化过程实际上是一个从高温高密状态下不断膨胀，与此同时不断冷却的过程。 最先提出这个学说是基于一个天文观测事实。 1917年，纯粹为了检验广义相对论的正确性，爱因斯坦提出了历史上第一个基于物理学理论的科学的宇宙模型。这个模型假设宇宙在整体上是均匀的和静态的。但是，当爱因斯坦求解基于广义相对论的这个宇宙模型的数学方程时，却得到了一个与时间有关的解，换句话说，宇宙在整体上是随时间变化的。这个结果明显地与静止不变的宇宙的观念矛盾。为了缓解这个矛盾，爱因斯坦修改了广义相对论的方程式，加入了一项包含“宇宙常数”的斥力项。 就在爱因斯坦修改他的方程式的同时，天文学家正在对遥远的星系进行观测。他们发现，这些星系的光谱线的波长比正常情况长，这种现象叫做光谱的红移。物理学对这种现象有这样的解释：发光体在远离我们。遥远的星系在远离我们，这意味着宇宙并不是静止不变的。当爱因斯坦得知这个结果后，立刻表示要“把宇宙常数项去掉”，并表示加入这一项是他一生中最大的失误。
在此后的许多年，美国天文学家哈勃对遥远星系的光谱红移现象做了系统的观测研究，明确地给出了星系的退行速率与该星系离开我们的距离之间的关系
比例常数叫做哈勃常数。这个关系式显示出，星系距离我们越远，它离开我们的速率就越大，这意味着整个宇宙在均匀地膨胀。我们怎么会得出这样一个结论呢？
只要做一个简单的实验，就能够弄明白为什么遥远的星系按照哈勃定律远离就意味着宇宙整体在均匀地膨胀。你可以到任何一个玩具商店买一个给小孩子玩的那种玩具气球，把这个气球吹胀到，比如说，直径10厘米大小。然后在这个被吹胀了的气球上用笔画三个以上的圆点，在其中一个圆点的旁边标上“地球”字样，另外的圆点就代表遥远的星系。为了方便演示，这些点要画成这样，其中一个“星系”离开“地球”1厘米（要沿着球面计算距离），还有一个“星系”离开“地球”2厘米，其他的星系可以随便画。接着把这个“宇宙”吹胀至直径20厘米大小。这时，如果你再去量上面特别标示的两个“星系”与“地球”之间的距离，就会发现，这两个距离都增加了一倍。这就是说，在相同的时间间隔内，“星系”远离“地球”的量正比于它们与“地球”之间的距离。这就是哈劫定律。 也许你会问，所有的星系都远离我们，这是不是就意味着我们处于宇宙的中心呢？这岂不又回到中世纪人类是宇宙的中心这种观念上吗？让我们再来看一看上面的实验。在这个实验中你可以看出，气球上并没有任何一个点是特殊的，不存在一个中心点。你可以将另一个点标志为“地球”，你同样会发现，所有其他的“星系”都按照哈勃定律离这个新的“地球”而去，离开的快慢程度正比于它与“地球”之间的距离。因此，宇宙的膨胀并不意味着它有一个中心，相反，宇宙没有任何中心，所有的位置都是平权的。 既然整个宇宙在均匀地膨胀，那么，它在过去肯定比现在稠密。这会有什么结果呢？今天，在我们这个宇宙的各处，散布着无数星系，星系之间的距离是巨大的。但是，由于宇宙在整个地膨胀，因此，在早些时候，宇宙没有现在那么大，里面的星系自然就挨得近一些。如果想象有那么一个时刻，宇宙的尺度是如此之小，以致所有的星系全都挨个地紧紧靠在一起，那时候也就无所谓星系了，组成星系的物质全都被搅在一块儿。于是，由膨胀宇宙得出的第一个推论就是：星系是在宇宙演化的过程中产生出来的。实际上，不仅星系如此，连星星也是在演化中产生的。 宇宙膨胀必然带来这样的结果：宇宙的温度在不断下降。如果宇宙的温度随着它的膨胀在不断地下降，那么，它在过去肯定比现在酷热，温度要更高。回忆一下温度这个概念，你就能够明白这到底意味着什么。宇宙的温度在过去比现在更高，宇宙中的物质粒子就运动得更快。设想有那么一个时刻，宇宙的温度如此之高，以致粒子之间的碰撞足以使原子核瓦解。因此，在那个时刻之前，宇宙中根本不存在原子核，更不要说原子和分子了。于是，由膨胀宇宙得出的第二个推论就是：原子、分子甚至原子核等物质粒子是在宇宙演化的过程中产生出来的。 20世纪40年代，盖莫夫(George Gamov，1904~1968)根据宇宙膨胀的上述两个推论，提出了宇宙早期的演化从极大的密度和极高的温度开始的想法。但是，由于当时学术界对宇宙膨胀理论本身还未能接受，因此，人们拒绝接受盖莫夫的这些想法。宇宙膨胀的一个自然结果是宇宙的演化必然有一个起始时刻，宇宙是在这个时刻被创生出来的，这被看作是科学与宗教的妥协，人们无法接受这样的思想。基于这样一个原因，盖莫夫关于早期宇宙演化的理论被斥之为伪科学，并被讥讽地称为宇宙的“大爆炸”理论。不过，后来的天文观测已经证实，盖莫夫的想法是对的，当初用来讥讽他的理论的名称也被人们正面地沿用下来了。 大爆炸宇宙理论为我们勾画出一幅宇宙演化的图景。下面就让我们来看一看这是一幅怎样的图景。 在宇宙的年龄大约等于10-43秒到约万分之一秒之前这段时期内，宇宙由夸克和轻子组成。在这段时期，由于宇宙的温度高达一万亿度以上，有关的物理规律还不十分确切，因此，演化的历史难以说得很清楚。目前，对这段时期的宇宙有一些带有试探性的研究工作，但是都没有比较确切的结果。当宇宙的温度下降至一万亿度时，夸克就能够相互结合，形成质子和中子等构成普通物质的基元粒子。 当宇宙的温度进一步下降到100亿度以下时，质子和中子就有可能相互结合产生出最简单的原子核，即氘核：
这个时期宇宙的年龄大约等于1秒。不过，在这个时期，由于宇宙的温度还相当高，存在着大量能量极高的光子，它们的碰撞足以令氘核瓦解，因此，这个过程是可以向相反的方向进行的。当正反过程达到平衡时，氘核的数量是微不足道的。 当宇宙的温度再下降一个数量级时，令氘核瓦解的高能光子已经相当少了，这时，上述核反应式的逆过程实际上已经没有什么效果了。于是，氘核被大量地合成出来。这个时期宇宙的年龄大约等于3分钟。因此，一直要等到宇宙的年龄大约等于3分钟时，我们这个宇宙才冷却到能够让质子和中子相互结合在一起，从而产生出宇宙中的第一种原子核。氘一旦被合成出来，随后的合成过程也就能够接着发生了。于是，宇宙中随即有了氚和氦，以及微量的锂、铍和硼等较轻的元素的原子核。在这些轻原子核被合成出来的过程中，宇宙继续膨胀，温度继续下降。由于中子和质子的质量有微小的差别，在氘开始被大量合成出来的时刻，宇宙中的中子的数量要比质子的数量少好几倍。因此，当宇宙的温度下降到约1亿度时，供合成用的中子基本上已经用完，较轻的原子核就不再产生了。 由这样一幅演化图景可以计算出几种轻原子核在宇宙中的含量（也叫做丰度）。其中氢原子核（也就是质子）大约占75%，氦原子核大约占25%，其他原子核所占的比例极小。在这里，氦的含量特别引人注意，因为它轻而易举地解释了天体物理学中一个长期困扰着人们的难题：尽管恒星的性质千差万别，处于不同演化阶段的恒星的性质也各有千秋，但是，恒星中氦的含量都大致等于25%。大爆炸宇宙理论对这个现象的解释是：恒星中的氦绝大部分来自宇宙早期的核合成阶段，在恒星的演化过程中产生出来的氦所占的比例是极小的。 这样一幅图象有多大的可靠性呢？20世纪70年代以来，天文学家和物理学家从各个方面对这个预言进行了验证，得出的结果是肯定的，不过，要认真检验这个理论预言，还需要等待一些时日。 原则上说，有了氦原子核，较重的原子核就能够产生。但是，由较轻的原子核结合起来产生更重的原子核，需要更高的环境温度，以便使带正电的粒子能够克服它们之间的库仑排斥力而相互靠近到核力起作用的距离内。但是，宇宙不断地膨胀，宇宙的温度不断地下降。当宇宙中有了较轻的原子核时，宇宙的温度已经下降到不足以使这些原子核结合起来了。因此，宇宙早期只产生出较轻的几种元素的原子核，较重的原子核则要等到宇宙物质凝聚成恒星之后才能够被制造出来。 随着宇宙的膨胀，它的温度进一步下降。当温度下降到约1万度时，宇宙的演化开始进入一个崭新的时期，这时，宇宙的年龄大约等于10万年。在这个时期之前，宇宙物质的主要成分是氢核、氦核、自由电子和光子。在这个时期的前后，原子核已经有可能与自由电子结合成中性原子了。不过，由于温度仍然比较高，能量较高的光子仍然很多，当这些光子与原子碰撞时，就会使原子瓦解，因此，原子核和电子还不能顺利地结合成中性原子。当温度进一步下降时，高能光子的数目将减少到不能有效地瓦解原子的程度，宇宙物质开始从电离状态向中性原子状态转化。当宇宙的温度下降到约3000K时，中性原子在宇宙物质中的比例已经占有绝对的优势，这时，宇宙的年龄大约等于40万年。随后的演化将使中性原子所占的比例进一步提高，一直到未被合成的电子只占10万分之一的比例，这时，自由电子已经没有机会与原子核发生碰撞了，中性原子的合成过程宣告结束。 在大量中性原子形成之前，宇宙物质中含有大量的自由电子，这就使得光子有足够的机会与自由电子发生碰撞而处于热平衡状态。在这个时期，自由电子的运动速率极高，其性质与光子的性质几乎是一样的。但是，当中性原子大量形成的时候，自由电子的数目迅速减少，运动速率也降到很低，光子就没有多少机会与它们发生碰撞了。随着中性原子合成过程的结束，宇宙中的自由电子基本上消耗尽了，光子完全失去与它们碰撞的机会。在此之前，除自由电子之外的其他实物粒子的运动速率早就降到很低，光子没有机会与它们发生碰撞。现在，连自由电子都不与光子发生碰撞了，于是，光子与实物粒子就几乎没有任何相互作用了。退出与实物粒子相互作用的光子叫做背景光子，也叫做背景辐射。光子退出与实物粒子的相互作用后，在宇宙中一直存在下去，独立地演化，直到今天，它的温度已经降到3K左右，它的能量主要分布在微波波段，所以，也叫做微波背景辐射。 在极早期的宇宙中，实物粒子的分布是均匀的，这种均匀性导致微波背景辐射的温度的分布也是均匀的。在早期宇宙的这种均匀分布的气体粒子中，必定会出现一些小的扰动，使得物质的密度产生小的起伏，这就好像平静的水面上泛起的涟漪。物质密度的起伏也会导致微波背景辐射的温度的起伏，两者之间有明确的关系。
微波背景辐射于1965年由彭齐亚斯(Arno Penzias)和威尔逊(Robert Wilson)在一个偶然的机会下发现，这是宇宙学发展中的一件重大事件。在随后的10年里，天文学家在无线电波的若干个不同波长上对天空进行了观测，初步证实了背景辐射的预言。1989年，一个叫做宇宙背景探测器(COBE)的卫星发射升空，在30多个波长上对背景辐射的强度做了精密的测量，推算出的背景温度等于2.728K，测量的误差只有正负0.004K，这个结果与理论预言符合得相当好。 我们看到，大爆炸宇宙学为我们勾画出一幅宇宙演化的优美的图景。这是一个基于广义相对论的宇宙演化理论，它的两个最重要的证据，即轻元素的丰度和微波背景辐射，都已经得到了天文观测的检验。 继早期演化阶段之后，随之而来的就是结构的形成阶段。在这个阶段，早期演化形成的密度起伏会进一步演化，起伏区中密度较大的区域内的气体粒子会在自身引力的作用下逐渐凝聚，最终形成密度远远超过平均密度的气团。这个时期，宇宙的年龄大约是10亿岁。随后，这些气团的进一步演化将形成我们今天所看到的星系。而像太阳那样的恒星则是在星系内的物质粒子进一步结团、凝聚和收缩后形成的。这将是我们的宇宙旅行的下一站将要访问的地方。
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