大爆炸宇宙学的历史
浙江师范大学数理和信息工程学院(321004，浙江金华)
徐政龙
摘要：从理论发展和观测进展两个方面简述了大爆炸宇宙学的历史，说明大爆炸宇宙学存在着许多重大困难。
关键词：宇宙大爆炸理论(BigBangTheory)，哈勃常量（HubbleConstant），宇宙年龄（AgeofUniverse），宇宙常数（CosmologicalConstant）
如果从斯里弗(VestoM.Slipher，1875~1969)首次发现河外星系(当时还不知道是河外星系)红移算起,大爆炸宇宙学已经历了九十多年的历史。目前，大爆炸宇宙学虽然赢得了大量科学家的支持,吸引着世界顶尖级的科学家的研究,但它始终没有取得最终的胜利。大爆炸宇宙学,在理论上和观察上都存在许多问题,主要的困难有：视界疑难、平坦性疑难（熵疑难）、准平坦性疑难、磁单极疑难、均匀性疑难、结构起源疑难、宇宙常数疑难、暗能量疑难、哈勃常量和宇宙年龄疑难、正反物质不对称疑难、时间-空间开端疑难、大爆炸能量机制疑难等等。下面从理论和观测两个方面大致按年代顺序列出研究进程的主要事例。
1.理论
1.1无限宇宙论
无限宇宙的思想早为意大利哲学家布鲁诺(1548--1600)所提出。布鲁诺不但主张日心地动说，而且认为每颗发光的星体都是一个世界。星星数不清，世界也数不清。由此他得出宇宙是无限的结论。布鲁诺论证宇宙的无限性，认为宇宙即为无限，那也就无所谓宇宙的中心。
无限宇宙理论是观念变革的必然结果，牛顿的绝对空间与绝对时间为无限宇宙论提供了具体模式，而欧氏几何的无限平坦性质又成为无限宇宙的数学背景。
1826年，奥尔伯斯提出一个佯谬，称之为奥尔伯斯佯谬（OlbersParadox）：假设无限多个恒星均匀地分布于无限大的宇宙之中，经计算，夜空应该如白昼那样明亮。另一个佯谬是引力问题。1894年，沙利叶指出，如果宇宙物质分布于无限空间。应用万有引力定律计算的结果表明，任何一点的引力不存在有限解，也就是说，任一点在各方向都受到无穷大的引力。这些显然都是不可能的，这称之为佯谬（SeeligerParadox）。
但有关文献表明,两个佯谬并不否存在。[1]。因而大爆炸理论基础的可靠性是令人怀疑的。
1.2广义相对论宇宙学的建立
1917年，爱因斯坦开现代宇宙之先河，他从解决引力佯谬问题入手，将广义相对论运用于整个宇宙的考察与研究。构造了一个有限无界的静态宇宙模型。
爱因斯坦发表了《根据广义相对论对宇宙学所做的考查》一文，爱因斯坦作了两个简化假设：(1)宇宙物质在空间上是均匀各向同性分布的，宇宙大尺度上的特征不随时间变化，即宇宙学原理。这个假设与现在的天文观测是符合的；(2)宇宙是静态的。他引进了一个称之为“宇宙斥力”的常数项，后来被称之为宇宙项，常数Λ也被称为宇宙学常数，从而得到了一个有限无边的宇宙模型，这就是爱因斯坦的静态宇宙模型。这一工作开创了现代宇宙学的研究。
同年，荷兰天文学家德西特（W.deSitter,1872—1934）也根据广义相对论建立了一个完全不同的静态宇宙模型，提出了另一个不断膨胀、其物质密度平均等于零的有运动而无物质的宇宙模型[2]。
模型同样也引入了宇宙学常数。但不包含任何物质。这个模型有一个很有趣的性质：当一个粒子沿着基本世界线运动时，将产生一个引力红移即著名的德西特效应。[3]
1922年，苏联数学家弗里德曼（А.А.Фрилман，1888—1925）—1966）解释了哈勃的观测结果。才彻底改变了这一领域内主要研究者的观点。爱因斯坦立即承认宇宙学常数项的引入是不必要的。他认为引入宇宙学常数是他一生中最大的一个错误。
1923年，爱因斯坦在给数学家赫尔曼·韦尔(HermannWeyl)的信中写道：“如果没有准静态宇宙，那就除掉宇宙项!”[3]像在它之前的以太那样，看来这个项的前途是进历史垃圾箱。
但是后来用哈勃常数得到的宇宙年龄比恒星年龄还小，于是有人认为Λ应该存在。
人们发现，满足弗里德曼假设的宇宙模型共有三种，即对应于曲率为+1，0，-1，也即闭合型，平坦型，开放型的宇宙。它们的共同之点是，在过去某一时刻邻近星系间的距离为零，宇宙的密度和空-时曲率都是无穷大。
1.3热爆炸宇宙模型的建立
1927年，比利时天文学家和宇宙学家Georges.Lemaitre，1894.7.17—1966.6.20）从熵的角度出发，提出了大尺度空间随时间膨胀的宇宙模型。根据热力学理论,宇宙的熵随时间在不断增加,那么,一定存在着熵最小的状态。熵最小意味着物质的状态最有序,最理想的有序状态莫过于整个宇宙的物质包含在一个“原子”里。[4]
1932年，勒梅特从宇宙膨胀理论出发，提出了一个宇宙演化学说，他认为，整个宇宙的物质最初聚集在一个“原始原子”里，后来由于猛烈爆炸而向四面八方碎裂，继而形成今天的宇宙。[2]
勒梅特找出所有弗里德曼—勒梅特方程可能的解。建立了一个新的宇宙模型，即所谓的“勒梅特弛豫宇宙’，这个宇宙是闭合的。但存在一个排斥的Λ力(Λ大于零)。并且Λ值比爱因斯坦起初所取值要稍微大一些。从大爆炸开始，Λ将经历两个阶段。起初的演化，Λ力并不重要。由于引力的作用宇宙减速膨胀并慢慢接近爱因斯坦宇宙。此后斥力的作用将比引力强。开始第二阶段的演化，宇宙加速膨胀。这个模型可以调和宇宙年龄存在矛盾的问题。[3]
勒梅特的这一朴素的想法被美籍俄国物理学家伽莫夫(G.Gamow,1904—1968)加以发展。1947年，伽莫夫的学生阿尔法（RalphAsherAlpher）（H.Bethe）α-β-γ预言这种宇宙背景辐射的温度大约应为5K的黑体辐射。皮伯尔斯(P.J.E﹒Peebles)则预言应为l0K。
1.4.稳恒态宇宙模型的提出
1948年，邦迪(Bondi),戈尔德(Gold)和霍尔（FredHoyle）B2FH”理论1957年福勒（R.H.Fowler）伯贝格（GeoffreyBurbidge）和M.伯贝格（MargaretBurbidge）及霍尔四人联名在《现代物理评论》发表了题为星体元素的合成法的著名论文，全面阐述了重元素可以在恒星内部生成的理论，后来人们以这四位作者的名字称该理论为“B2FH”理论B2FH理论提出了与恒星演化各阶段相应的八种合成过程，指出了恒星在赫罗图上的演化方向，提供了计算恒星内部结构的客观基础，并阐明了超新星爆发和大质量恒星演化的关系。1960年福勒和霍尔提出了说明超新星的理论1967年福勒和霍尔等人提出了一个更综合的理论，他们把宇宙膨胀动力学和核合成结合在一起研究—宇宙以指数形式快速膨胀。暴胀模型可以解决上述一些疑难，但宇宙学常数问题依然存在。
1979－1981年间，古思(AlanGuth)、温伯格（S.Weinberg）和威尔茨克（F.Wilczek）三人首先提出宇宙学说。按照这个学说，在大爆炸后s的瞬间，宇宙以惊人的指数率膨胀，故称为（Inflation）。持续了约s以上，但在此非常短的时间内，宇宙的体积却增大了倍！一个比质子还小的区域，一下子变成10cm直径的球体。宇宙的温度降为K，发生相变，强力从弱力和电磁力分离出来。在此宇宙模型中，用以描述时空的场，是用量子力学的某些数学变量来描述的，具有类似真空性质的所谓希格斯（Higgs）场。该场能产生不稳定性，这些不稳定性触发了时－空猛烈的膨胀。到阶段终结时，这一类似真空的状态改变了，夸克开始“凝聚”为较为普通的粒子：核子及其他强子以及它们的反粒子。宇宙也演化到强子时期，并恢复到正常的膨胀状态。
到s时，宇宙内充斥着粒子、反粒子以及光子（辐射）组成的“场”。倍。
暴胀宇宙模型很好地解决了上述大爆炸理论的某些疑难问题，如视界疑难，平坦性疑难，磁单极疑难等。但是，暴胀宇宙模型本身仍存在一些问题，例如：对宇宙在小尺度上的不均匀性的起源，暴胀模型虽然提供可信的机制，但对密度扰动幅度的计算结果却比观测所容许的值高出好几个数量级。
1.8新暴胀宇宙模型的提出
自1982年后，苏联科学家林德（AndreiLinde）(以下省略单位)。这意味着现在宇宙的密度比停止宇宙膨胀所需的密度要大10倍。高密度促使在遥远空间大体积、高质量宇宙结构的形成，它们的引力吸引将星系和类星体从我们这里拉向各个方向，导致所观测到的遥远天体的大红移值，而使天文学家错误地以为哈勃常数为。
哈里森宇宙的年龄为350亿年，这就解决了标准模型中的宇宙年龄危机。哈里森模型预测宇宙约在220亿年后停止膨胀，然后开始重新坍缩，于790亿年后达到大暴缩(BigCrunch)。
1993年6月，伯比奇(G.Burbidge)、霍伊尔及纳里卡(J.V.Narlikar)发表了他们的准稳恒态宇宙学(Quasi-SteadyStateCosmology,简称QSSC）学说。该宇宙模型与标准模型的主要区别在于宇宙不是在一次大爆炸声中诞生的，而是不时间歇地发生局部“小爆炸”，爆炸有大有小，两次爆炸的间隔从几百万年到几十亿年不等，这些爆炸不断地改变着宇宙的结构。显然，在此模型中，宇宙的年龄不是140—200亿年而是几十万亿年，甚至是一个难以测定其开端的宇宙。
1.10现代宇宙学的最新进展
1998年2月，霍金(S.W.Hawking)和Turok以其论文“没有假真空的开放暴胀”，标志着现代宇宙学的最新进展。[7]该文指出，在大爆炸之前的一瞬间，宇宙是一个豌豆状的微小物体，它悬浮于没有时间的空间内，这个空间在无外力因素下发生了一个从欧氏空间到洛氏时空的转变进而迅速扩张。然后发生了大爆炸，霍金的这一工作在科学界引起巨大反响，被认为是对宇宙起源这一世界最大难题的最好解答。但仍有一些问题有待于进一步思考。例如，时间的本质是什么?为什么宇宙在时间上会有个开端?整体宇宙存在起源吗?没有时间的空间是什么状态?等等。[6]
2.观察和测量
2.1红移的发现和距离的测量
1912年，美国天文学家斯里弗Henrietta.Leavitt)在南非观测时发现造父变星的光变周期P和其光度L有着密切的联系，P越长，L越大。
1917年起，勒维特把造父变星的周光关系作为测量天体距离的量天尺。
2.2哈勃定律的建立
1929年，美国天文学家哈勃(EdwinPowellHubble,1889-1953)分析了当时他已测定了距离的24个星系红移量的测定值，发现星系的红移和距离之间呈线性关系：星系的距离越远，它的谱线红移越大。哈勃把星系光谱的这种红移解释为光的多普勒效应，于是得出，河外星系正在不断的远离我们而去，而且越远的星系离开我们的速度越大。星系的普遍快速离去，被解释为宇宙正在膨胀。[2]
哈勃定律为。其中为退行速度，为星系离我们的距离，被称为哈勃常量，其倒数大致为宇宙年龄的上界。哈勃定律成了弗里德曼—勒梅特膨胀宇宙模型的有力证据，致使宇宙膨胀说盛极一时。哈勃定律的发现使宇宙学的研究出现了第一次高潮。
到1936年，哈勃本人最早测定了，1936年，哈勃考虑星际消光的影响，将常数值修订为。此后,这一数值一直认为是正确的,原因是按这结果推出宇宙年龄为年,与当时用放射方法测到的地壳中的古老岩石的年龄为年很一致。[4]
2.3红移争论
有许多学者认为，红移并不是由于多普效应引起的，而是由于别的原因引起的，例如光子的老化学说，疲劳光理论等，都不无道理，从而使哈勃定律的正确性深受怀疑。
尤其是到了六、七年代类星体的发现和对红移的深入测量，发现了类星体具有不寻常的巨大红移，红移—距离关系不符合哈勃图，更引起了对红移的无休止争论，这就是“红移争论”。反对红移是多普勒效应解释的著名学者中，最有代表性的是美国天文家阿普（H.C.Arp,曾是哈勃的助手）和伯比奇，英国天文学家霍伊尔，印度天文学家纳里卡。[4]
2.4哈勃常量的第一次修正
1952年，巴德(W.Baade)在罗马举行的第8届国际天文学(IAU)大会上宣布他的结果，将哈勃常数值改定为[8]。
1956年，哈马逊(Humasion),迈耶尔(Mayall)和哈勃的接班人桑德奇(A.Sandage)，在测量和总结了600多个星系的数据后，得到哈勃常量。[8]
2.5哈勃常量的第二次修正
1961年，桑德奇在美国伯克利举行的IAU讨论会上宣布，总结各种测量结果，的数值应该在75和113之间。最概然取值[8]。此后，一般都取。
2.6宇宙微波（CMB）背景辐射的发现
1965年，美国贝尔实验室的2位工程师彭齐阿斯(A.A.Penzias)和威尔逊(R.W.Wilson)无意中做出了惊人的发现。他们从事微波通讯工作，使用一架约7m口径的喇叭形反射天线与回声号人造卫星进行通讯联系。他们使用的通讯波长是7.35cm，天线的地面噪声为300K。当对准天空测量时，其噪声水平应该达到0.3K，也就是说可以忽略不计。但是当他们对准银河平面测量时，却发现存在着6.7K的剩余辐射，而且这种辐射与方向无关。经过1年的反复测量，扣除大气吸收以及天线自身的影响，他们确认，仍然存在着3.5K的来自宇宙的辐射。
1965年，他们在《天体物理学》杂志上发表了一篇非常谨慎的短文，题目是《4080MHz频率上对天线过热温度的一次测量》，没想到这篇不足1000字的文章获得了1978年度的诺贝尔物理学奖。[5]
所有这一切与大爆炸理论预言相当符合。这个结果给现代宇宙学的发展带来第二次高潮。[6]
但对宇宙微波辐射的解释同样存在争议,[1]宇宙中存在介质，发生黑体辐射是不足为奇的。因而CMB作为宇宙大爆炸遗迹的证据是令人怀疑的。
2.7哈勃常量的第三次修正
进入1970年代以后，哈勃常数的测定日益受到天文学家们的重视。测量的方法更加系统，有两组工作最具有代表性和最为重要[8]。一组仍是以桑德奇为首，他根据新的结果，认为。另一组是以旅美法国天文学家德·沃古利尔(G.deVaucouleurs)为首，认为。
桑德奇从1974一1976年，在美国天体物理杂志上发表一组文章，题目是“逐步迈向哈勃常数”(StepsTowardtoHubbleConstant)。他重新建立自己的测量体系，从利用造父变星一直到最远的星系团，最后得出的结果是[8]。
德·沃古利尔从1978年起同样在美国天体物理杂志上发表一组文章“河外星系的距离尺度”(TheExtragalacticDistanceScale)。作者同样是建立自己的测量体系，也是从造父变星开始，但中间却用了不同的距离指示体，德·沃古利尔共观测了458个旋涡星系，最后得到的结果是[8]。
1989年，范登堡(S.vandenBergh)综合评述了到80年代末所有的测量和研究结果，最后认为哈勃常数的取值应该为[8]。
2.8大爆炸宇宙学基本物理量的精确探测
宇宙背景辐射的最成功的观测是1989年11月18日发射的COBE卫星，即宇宙背景辐射探测器(CosmicBackgroundExplorer,简称COBE)。COBE卫星带有3台探测仪器，它们是：[5]
1)FIRAS(FarInfraredAbsoluteSpectrophotometer)，工作的主要目的是进行光度测量，得到的最后结果是，这与黑体的偏离在峰值亮度上小于1%。
2)DMR(DifferentialMicrowaveRadiometers),测量大角度范围的背景辐射的差异，取得不均匀性结果为，，偶极性不均匀；，四极性不均匀。
3)DIRBE(DifferentialInfraredBackgroundExperiment)，主要是探测红外波段的背景辐射。COBE的所有测量结果表明：存在着完全均匀的各向同性宇宙背景辐射辐射谱是标准的黑体谱。
1993年，桑德奇小组通过哈勃空间望远镜在IC4182旋涡星系中发现28颗造父变星，对1937年爆发的Ia型超新星进行了测量，获得。但皮尔斯(MichaelPierce)用自制的CCD相机通过对IC4182的距离测量，得到。[9]
从1972年起，美国亚利桑那大学的狄夫特(W.G.Tifft)就开始研究星系红移的分布问题，他发现：若视红移为星系的退行速度，则它们基本上是按每秒72公里的1/6,1/3,1/2以及整数倍数的间隔分布的，这就是所谓的星系红移的量子化现象。
1991年以来，英国爱丁堡皇家天文台的格思里(B.N.G.Guthrie)和牛津大学的内皮尔(BillNapier)分析研究了距银河系1.63亿光年以内的100个星系的红移，即达到了本超星系团的边沿，最大退行速度达每秒2600公里的星系，发现这些星系以间隔为37.612公里/秒的退行速度分布，进一步证实了狄夫特的论断。这一观测事实对宇宙学家提出了严峻的挑战：如果星系的红移与其距离存在着简单的线性关系，宇宙学家就必须设法阐明星系是如何有选择地按一定的间隔形成的;如果在星系内部进行着某些很不平常的事件从而改变了它们红移的多普勒位移的性质，则现在流行的星系红移与距离的关系便值得怀疑，人们也就不可能获得一致的哈勃常数值了。
1990年发射的哈勃空间望远镜(HST)，它的主要目标之一就是要可靠地确定哈勃常数，利用它从地球大气之外观测的优点。[10]1994年底开始，HST陆续发表了它借助远处星系中的造父变星的观测所推断的值。1994年第一次是通过测定室女团星系M100的距离，定出。第二次是测定星系M96的距离后，于1995年得到。此后还陆续发布过其他一些结果[10]。
1998年，两个独立的气球实验BOOMERANG和MAXIMA-1对CMB各向异性作了更精确的观测，获得了早期宇宙的许多重要信息。气球实验对宇宙微波背景观测最大的一个贡献是发现我们所处的宇宙基本上是平坦的，即支持了暴胀的宇宙模型。[7]
1998年以来下面四种观测方法在测量宇宙学常数工作上获得重大进展：Ⅰa型超新星观测、宇宙微波背景(CMB))观测、引力透镜观测和直接测定宇宙的物质密度。[6]
1998年6月2日，由丁肇中领导设计的第一个磁谱仪AMS01，由航天飞机带入太空飞行10天，获得了许多重大物理成果，发现了外太空中许多从未了解和想象不到的现象。例如：收集了1亿多个事例，其中80%为质子，20%为各种原子核重大发现包括地球赤道上空正电子与负电子之比为4：1首次观察到宇宙线的第二个质子谱赤道上空远远多于此外将反氦存在的上线降低到 |
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