解开宇宙之谜的十个里程碑

http://www.sina.com.cn  2009年01月21日 15:52  《中国国家天文》.moduleSingleImg01 img{border:1px solid #D1E3F4}

　　——为宇宙加速膨胀发现10周年而作

　　文/陆埮

　　导言：时至今日，宇宙学已经成为了一门精确科学，被多数人接受，成为了当今最前沿，最活跃的学科之一。宇宙学发展到今天，决非易事，大体上说它已经经历了10个有历史意义的里程碑。本期介绍：恒星、星系和星系团的发现，万有引力定律的发现，广义相对论的创建，宇宙膨胀的发现以及大爆炸宇宙学的提出与检验。

　　引言

　　宇宙是我们这个物质世界的整体，是物理学和天文学的最大研究对象。了解甚至弄清它的性质、结构和演化规律，一直是人类的梦想。可以说，人类试图认识宇宙的历史与人类认识史本身同样古老。但是，要认识整个宇宙实在是太难了，以致在相当长的时间内，只是停留在哲学性的、思辨性的思考上。宇宙学真正成为一门具有现代意义的独立的学科，那还是在近100年内的事。

　　在半个世纪以前，大多数人对宇宙学还是抱有怀疑态度的。这半个世纪，宇宙学的发展，经历了彷徨、徘徊，经历了数据积累，经历了异军突起，经历了长足进步。时至今日，宇宙学已经成为了一门精确科学，它差不多达到了半个世纪之前粒子物理在人们心目中的地位。正是半个世纪以前，粒子物理领域新现象不断出现、新粒子不断被发现。新的发现触动了物理学的基本问题，就使物理学来了一个重大的飞跃。特别是吴健雄首次实验证明了李政道、杨振宁的理论，推翻了弱作用中的宇称守恒定律，使弱作用的正确机制很快确立。粒子物理成为了当时最前沿、也最活跃的学科。现在的宇宙学已经与半个世纪以前大不一样，它已经被普遍接受，成为了当今最前沿，最活跃的学科之一。宇宙学发展到今天，决非易事，大体上说它已经完成了如下10个里程碑。在通常意义下，里程碑是有明确时序的。我们这里讲的实际上是10件大事，当然也有次序，只是并非严格的次序。大事与大事之间可以有重叠或覆盖，因为一件大事往往有其相当长的时段。称之为里程碑，只在于强调有重要的意义。本文中，我们把宇宙轻核素原初合成、微波背景辐射和大爆炸宇宙学合在一起，作为大爆炸宇宙学的提出与检验一个里程碑，这只是为了叙述连贯，并非降低前二者的作用。事实上，前二者也十分重要，单独列为两个里程碑也完全可以。如果这样，那么总的就有十二个里程碑了。

　　第一个里程碑：恒星、星系和星系团的发现

　　人生活在地球上。在地球之外，首先看到的当推太阳，其次是月亮，此外就是众多的星星了。起初，人们弄不清楚太阳、月亮和星星之间是怎样的关系，甚至孰大孰小孰远孰近也一无所知，对宇宙的认识是极为肤浅的。中国古代关于宇宙有三种学说，即盖天说、浑天说和宣夜说。盖天说认为大地是平坦的，天就像一把伞罩着大地。浑天说认为天地像一只蛋，中心是地，周围是天。宣夜说认为天是无限的、虚空的，星辰浮在虚空中。国外，亚里士多德(Aristotle)、托勒密(C. Ptolemy)等人建立的宇宙模型是以地球为中心的(简称地心说)。直到约500年前，哥白尼(N. Copernicus)提出了以太阳为中心的日心说，才推翻了至少统治了1800多年的地心说。这一步极其艰难，哥白尼的著作《天体运行论》直到他临终之前才得以出版面世；伽利略(G. Galileo)因为支持哥白尼的观点而被罗马宗教裁判所囚禁；支持并发展哥白尼观点的布鲁诺(Giordano Bruno)更被烧死在罗马的鲜花广场。这一步却十分重要，地球也就从宇宙中心的宝座上跌了下来，成为宇宙中普通的一员。有了这个认识，地球上的人才获得了客观研究宇宙学的真正资格。

　　哥白尼走的这一步，十分关键。以太阳为基础来研究宇宙是正确的。有了开头的一步，也就会有接着的一步，并一步一步继续发展下去。布鲁诺进一步提出，宇宙中还有许许多多的太阳。抬头仰望晴朗的夜空，如果空气没有污染，就可以看到满天星斗，可以说这些星星每一个都是像太阳那样的恒星。太阳与地球之间的距离约有1.5亿千米，相当于光走8.3分钟的路程。我们看到的亮的恒星，其实是些离我们很近的星。比如牛郎星，离我们的距离约有16光年(即光走16年的距离)；织女星，约有27光年。除太阳以外，离我们最近的恒星，叫比邻星，距离约为4.3光年。天上亮星的分布差不多是各向同性的，就是说，仰望天空，向各个方向看到的亮星在天上分布的密集程度都差不多。但是，如果我们只看很暗(也就是较远)的星，就会发现它们的分布不是各向同性，而是集中分布在一个带状区域内的。这个观测特征告诉我们，我们这个太阳系实际上是处在一个呈盘状分布的恒星系统内，离盘中心较远，约有2万6千光年。这个恒星系统就是银河系，它包含有一千多亿颗恒星。

　　其实，银河系外面还有许许多多类似银河系的恒星系统(称之为星系)。银河系是我们这个地球所在的星系的特别名称。银河系外，最靠近我们的星系是大麦哲伦云和小麦哲伦云，它们离我们的距离约为16万光年。我们现在所能观测到的距离已到百亿光年的尺度。尽管还可看到一些有许多星系组成的星系团，但总的说，星系在宇宙中的分布是比较均匀的。由于星系离我们很远，得用更大的望远镜来观测它们。与恒星呈现的是一个点不同，星系呈现的是一个有限大小的斑。星系的发现使我们走出了银河系，这是走向宇宙的极其重要的一步。

　　粗略地说，宇宙可以看作以星系为“分子”的均匀气体。由此我们可以总结出一个原理，称作“宇宙学原理”——从大尺度来看，宇宙物质的分布是各向同性的、均匀的；宇宙既没有中心，也没有边缘；观测者从宇宙任何一个地方来看，宇宙的性质、运动和规律都是完全一样的。

　　观测并研究恒星、星系、星系团是天文学研究的主方向，这个领域的观测数据在不断积累，理论研究也在不断深入。在“宇宙学原理”的基础上，宇宙大尺度结构的各种偏离均匀和偏离各向同性的特征，也已经有了十分丰富的积累。

　　人们对恒星、星系、星系团的认识积累为宇宙学的研究奠定了第一块里程碑。其实，对恒星、星系、星系团的研究，不仅是天文学研究和宇宙学研究的基本出发点，也是工作量最大而且贯彻始终、不断改进的基础。所以，它不仅是第一块里程碑，也在以后各个里程碑的创建过程中不断起作用。

　　第二个里程碑：万有引力定律的发现

　　我们知道，万有引力是牛顿在开普勒(Johannes Kepler，1571年～1630年)对行星运动研究成果的基础上总结得到的。现在我们知道，世界上一共只有4种基本力，即强作用、电磁作用、弱作用和万有引力作用。强作用和弱作用都是短程力，只有在微观世界中才有明显的作用，它们的力程只有10-13厘米甚至更短。电磁作用和万有引力作用的强度与距离的平方成反比，两个物体之间的距离越大，相互作用的力也越弱。但它们都是长程力，而在宇宙中，距离增大，物体也增多，大尺度上总的作用强度是不能忽略的。因此，它们可以在宏观世界甚至宇观世界中起作用。电磁作用的强度比万有引力作用强很多，比如两个质子之间的电磁作用要比它们之间的万有引力作用强1万亿亿亿亿(1036)倍。但是，电荷有正、有负，从大尺度范围来看，正负电荷相消，电磁作用已基本上抵消掉了。所以，从宇宙大尺度来看，实际上只有万有引力才占绝对的支配地位。300多年前，牛顿(I. Newton)发现的万有引力定律为宇宙学的研究铺设了第二块里程碑。

　　第三个里程碑：广义相对论的创建

　　宇宙是物质世界的一个整体，宇宙学是研究这个整体的性质、结构、运动和演化规律的学问。宇宙学作为一门科学，也必须建立在观测事实的基础上，并且形成一个系统的逻辑体系。我们该怎样来建立这个体系呢？

　　人们首先想到用牛顿力学和牛顿时空观来建立这个体系。但是，人们很快发现，不论宇宙有限还是无限，牛顿力学和牛顿时空观均不能作为研究宇宙的一个正确的科学框架。

　　如果宇宙是有限的，按照牛顿的时空观，它应当占有一个有限的空间。这样一个宇宙，必然有一个中心，也有一个边界。既然有边界，那么，边界之外又是什么？边界之内还是个整体吗？既然有中心，那么，在万有引力作用的支配下，周围物质就会掉向中心附近，物质分布就不会均匀，就无法解释观测支持的“宇宙学原理”。

　　如果宇宙是无限的，甚至无法解释“夜里为什么天黑”这样一个人人都知道的事实。白天为什么亮？那是因为有太阳。夜里为什么天黑？那是因为没有太阳。可是，夜里还是可以看到许多恒星。太阳也是一颗恒星，只是与其它恒星远近不同。按一颗恒星来讲，因为亮度与距离平方成反比，远的恒星自然看起来暗。但是，远处的恒星数目要多得多，所有星提供的总亮度未必低。特别是，按照宇宙学原理，如果考虑同一距离上的恒星，那么，一个星的亮度与距离平方成反比，而同一距离上的总星数却与距离平方成正比，正比、反比正好相消。因此，每个距离上所有星提供的总亮度是与距离无关的。如果宇宙无限，按照牛顿的时空观，所有距离上的星加起来，亮度应是无限的。夜里天黑的事实与牛顿框架下的宇宙无限相冲突，这就是著名的奥伯斯(Heinrich Olbers)悖论。

　　奥伯斯悖论来源于亮度与距离的反平方关系。万有引力也有反平方关系，也会出现类似的悖论，如希立格(Hugo von Seeliger)悖论：宇宙中任何一个天体都会对某一物体产生万有引力作用，如果宇宙无限，那么任何方向上的总作用力都是无限大的，这与事实也不符。

　　1915年，爱因斯坦(A. Einstein)发表了广义相对论，对万有引力理论作出了划时代的变革。牛顿把万有引力看作两个物体之间的超距作用。在爱因斯坦看来，一个物体受另一个物体的万有引力作用而运动，是因为另一个物体由于其质量而改变了周围的空间，使空间弯曲，而这个物体由于处在弯曲空间中才导致了运动。因此，在广义相对论看来，其实没有力，运动只是由于空间弯曲。两年以后，在1917年，爱因斯坦将广义相对论用来研究宇宙，为现代宇宙学提供了正确的研究框架。

　　那个时候的传统观点是认为宇宙是静止的。但是，爱因斯坦在他的广义相对论引力场方程中却找不到静态的解。道理很简单，因为爱因斯坦的引力场方程也只有引力，没有斥力，在这个情况下是不可能有静态解的。为了得到静态解，爱因斯坦在他的方程中人为地加进了一个具有等效斥力作用的宇宙常数(记作Λ)项，以抗衡引力，从而获得了一个有限而无边，也没有中心的均匀的静态宇宙解。这是第一个具有现代科学意义的宇宙学解，称为爱因斯坦静态宇宙模型。

　　爱因斯坦模型有个缺点——不稳定。即使爱因斯坦得到了一个在某个时刻处于静止状态的宇宙，它也经不起扰动。设想某个时刻宇宙有一个扰动，使它稍微膨胀了一点儿，那么，它的所有天体与天体之间的距离就略有增大，导致万有引力减小而更有利于膨胀；如果使它稍微收缩了一点儿，那么，它的所有天体之间的距离就略有减小，导致万有引力增大而更有利于收缩，因而不可能保持静止状态。为了解决这个问题，1922年，弗利德曼(A. Friedmann)放弃了爱因斯坦的静态假设，考虑一个动态的宇宙。假设宇宙原本就处在膨胀状态或者收缩状态，这时就没有静态宇宙的那种不稳定性。宇宙究竟在膨胀还是在收缩，得由观测来确定。      

　　第四个里程碑：宇宙膨胀的发现

　　1929年，哈勃(E. Hubble)发现，远处星系的每一条光谱谱线的波长都比实验室内测得的同一条谱线的标准波长要长，即光显得偏红了，而且这种波长变长的程度(指波长增长量与标准波长之比，称作红移)正比于星系离我们的距离。红移与距离的比例系数通常记为H0/c，H0为哈勃常数(它对不同距离是常数，但对不同时间却不是常数)，c为光速。这个关系给我们提供了一个利用测量红移来确定遥远星系离我们的距离的有效方法。

　　如果把这个红移看作由多普勒效应引起，那么红移表示的是星系在离我们远去，而且，愈远的星系离我们而去的退行速度愈大。哈勃非常敏锐地指出，“愈远的星系离我们而去的退行速度愈大”正好表现了宇宙正在膨胀，因为波长增长正是波长随着宇宙空间尺度膨胀而被拉长的自然表现。值得指出的是，宇宙膨胀并不是只指各个星系在离我们而远去。这种膨胀在宇宙各处都是一样的，各处的星系都在均匀地相互远去。这是天文学上头等重大的发现。这个发现支持了弗里德曼动态宇宙的观点。

　　应当注意，多普勒效应和宇宙膨胀是对红移的两种完全不同的解释，是两种完全不同的物理机制。究竟哪一个对，需要由观测来检验。事实上，宇宙膨胀现在已经被确认。天体在宇宙中参与了两种完全不同的运动：一种是天体在空间中的运动，即天体相对于空间在作运动；另一种是空间本身的膨胀运动，此时天体即使相对于空间并无运动，它也会随着空间膨胀而被带动。多普勒效应描写的是前者，宇宙膨胀描写的是后者。前者是通常的力学运动，受到狭义相对论的约束，运动速度不能超光速；后者不代表天体在空间中的运动，是可以超光速的。对于宇宙大尺度上的星系运动，星系在空间中的本动速度一般是很小的，星系基本上可以看作静止在空间中，因此星系主要是随着宇宙膨胀而运动，这种运动也叫作哈勃流。所以，宇宙学红移不是多普勒效应所致，而是来源于宇宙膨胀。多普勒效应只能描述在哈勃流背景上微小的本动起伏。

　　虽然哈勃的发现仍然没有确定宇宙在空间上究竟有限还是无限，但却可以确定在时间上是有限的，即宇宙有个诞生的时刻。假定宇宙膨胀是等速的，我们就可以按此速度倒算回去，总有一天宇宙会收缩到密度、温度都是无穷大的状态，那就是宇宙诞生的时刻。有了生日，就可以求出每个时期的年龄，通常把这样求得的宇宙年龄称为“哈勃年龄”。它是以宇宙等速膨胀为假设前提的，当然，宇宙膨胀不可能是等速的。由于膨胀会使星系与星系之间的距离增大，而万有引力使星系与星系之间相互拉住，它对膨胀起阻力作用，因此宇宙的膨胀只能是减速的。就是说，倒算回去时，宇宙将越来越快地收缩到起点。因此，“哈勃年龄”虽然不是宇宙的真正年龄，却可以看作是宇宙真正年龄的上限。它等于1/H0。

　　当然，哈勃那时只测得了一些低红移(即不太远)的星系，对应的退行速度也远小于光速。如果按多普勒效应作解释，那么当红移趋于无穷时，退行速度应趋于光速(不能超过光速)。如果按宇宙膨胀作解释，那么退行速度将不受光速的限制，可以存在超光速的膨胀速度。定量地说，在膨胀宇宙中，当星系退行速度达到光速时，红移还只有约1.5，而今天的天文学家观测到红移超过1.5的星系(它们都是以超光速退行的)恐怕已在1000个以上。

　　星系退行速度低于光速时，距离的一个上界是哈勃距离，它是哈勃年龄与光速的乘积。只要距离足够大，超过了哈勃距离，星系退行速度就会超光速。我们真的能观测到遥远的以超光速退行的星系吗？我们真的能观测到比哈勃距离还远的星系吗？不妨设想一个比哈勃距离远的星系发出了一个光子，朝向观测者运动。这个光子相对于它所在的空间以光速朝向观测者运动，但是它所在的空间却以超过光速的速度退行，这个光子不可能跟上空间的膨胀，作为光源的星系也就无法被观测到。但是，哈勃常数随时间变化，哈勃距离随时间而增大。所以，这个光子所到的位置有朝一日会进入哈勃距离以内，相应位置的退行速度便降到光速以下，于是这个光子便可以到达观测者，因而那个星系就可以被观测到。

　　我们所能观测到的最大距离究竟有多大呢？下面将会看到，今天的宇宙年龄约为137亿年。那么，宇宙刚诞生时发出的光，到今天应当走了约137亿光年。这是不是说，我们所能观测到的最大距离就是137亿光年呢？不是的。在这期间，宇宙还在不断膨胀，我们所能观测到的最大距离应当比这大得多。可以估算出，这个最大距离达400多亿光年。

　　爱因斯坦在得知哈勃的发现后，非常后悔地说，添加宇宙常数项是他毕生最大的错误。本来爱因斯坦的引力场方程是非常简洁的，它没有静态解正好表明，他的方程本该自然预言宇宙膨胀。引入宇宙常数项，不仅画蛇添足，破坏了他的方程的自然美，而且白白丢掉了“已经到手的”预言宇宙膨胀的历史性成果。

　　第五个里程碑：大爆炸宇宙学的提出与检验

　　哈勃的发现表明，宇宙是从高温、高密状态膨胀演化而来。这引发了伽莫夫(G. Gamow)在1946年提出宇宙大爆炸学说。从今天看到的宇宙几乎是以星系为“分子”的均匀气体，追溯到密度很高、温度很高的宇宙早期，那时，宇宙便真正成为了粒子的均匀气体。因此，早期宇宙应该是真正简单的物理体系，可以预期，早期宇宙的研究会提供更为简洁、可靠的成果。

　　随着宇宙的膨胀，密度、温度(因而粒子的热运动能量)就逐渐下降，宇宙将经历从高能到低能的极为丰富的物理过程的演化，粒子物理、核物理、等离子体物理、原子、分子乃至流体力学等各种物理过程在宇宙演化的各个阶段相继扮演重要角色。？？表中给出了大爆炸宇宙学各个演化阶段以及相应的主要物理过程。下面将选择几个主要阶段作些讨论。

　　顺便指出，宇宙大爆炸学说经常被误认为宇宙是从高温高密的一个点向四面八方爆炸开来而成，好像真的像一团物质在一个无限空间中的某处爆炸那样。其实并非如此。大爆炸的含意实际上就是“膨胀”二字。物质与空间不可分，它们一起膨胀。这里，宇宙仍然可以有限，也可以无限，视宇宙平均物质密度大小而定。当宇宙平均密度大于某个值(称临界密度),宇宙就是封闭的；小于那个值，就是开放的；而恰好等于那个值，宇宙就是平直的。在通常条件下，封闭意味着有限，开放意味着无限，而平直介于两者之间，空间也是无限的。临界密度可以从哈勃常数计算出来。今天的宇宙临界密度大体相当于每立方米内只有约5个质子。

　　在宇宙早期很高的温度下，质子和中子固然可以复合成氘核并放出一个光子，但很高能量的光子碰撞氘核也会使它又分裂为质子和中子。氘核的结合能为2.2兆电子伏特，只要供给2.2兆电子伏特以上的能量，就可将氘核分裂为质子和中子。由于宇宙早期的光子数密度比质子、中子数密度要高几十亿倍，氘核是积累不起来的。但当宇宙膨胀降温到约109K时(相当于宇宙年龄为3分钟)，光子的平均能量就降低到约为100千电子伏特，这时能使氘核分解为质子、中子的高能光子已经为数不多，氘核就可以显著地积累起来，并进一步反应生成氦4，核合成过程便可快速进行。核合成产生的轻核素中有四种是稳定的，即氦4、氘(即氢2)、氦3、锂7，而氚(即氢3)和铍7是放射性的，它们最终会衰变成氦3和锂7。

　　原初核合成的这4种轻核素的观测数据与大爆炸理论的预言符合得很好。粗略地说，氢占宇宙总质量的四分之三，氦4占四分之一，而所有其它元素质量的总和只占不足1%，氦3、氘、锂7的丰度都非常小。4种轻核素丰度的观测值均与理论计算值相符合，尽管丰度跨越了9个量级。

　　原初氦4是在宇宙年龄只有3分钟时形成的，而氦4又是宇宙间丰度极高，仅次于氕(即氢1)的第二号核素，在宇宙演化中有非凡的重要意义。要知道，自由中子的寿命只有一刻钟，如果中子不能在远短于一刻钟的时间内成功躲进氦4而成为稳定中子，世界上将不再有中子，氢以外的所有其它一切元素均无法形成。可见，理论算出来的“3分钟年龄”和“四分之一丰度”这两个数字是多么的重要，也多么的合理。正是这两个数字，保证了宇宙演化过程中有氦4为我们的宇宙保存了足够多的中子可以利用。元素周期表中除氕和那四个原初轻核素以外的各种元素就是在以后的恒星过程中由质子和氦4中的中子通过各种各样的核过程合成的。

　　轻核素原初合成给宇宙大爆炸学说提供了强有力的证据。不仅丰度的观测值与理论值符合得很好，而且我们可借此确定宇宙重子物质(看得见的物质)的密度。

　　类似地，质子(以及氘核、氦核)与电子可以复合成中性氢(氘、氦)原子而放出光子。如果光子能量高于电离能(对氢是13.6电子伏特)，它就可以又把氢原子电离成质子和电子，因而氢原子积累不起来。同样因为光子数十分巨大，只有当宇宙继续膨胀而降温到约3×103K时(相当于宇宙年龄为38万岁)，能电离氢原子的光子已经为数不多，宇宙便从等离子体状态转变为中性原子气体状态。由于中性原子不与光子发生作用，此后宇宙对于光子便变成透明的，光子在其中运动将不受碰撞改变而一直保持到今天。因此，大爆炸宇宙学又作出了一个精确定量的重要预言：今天应当仍然存在一种无处不在的保持着宇宙38万岁时脱胎出来的呈黑体辐射谱型的宇宙背景辐射。唯一的变化是，随着宇宙的膨胀，辐射波长从3000K的黑体谱红移成了2.725K的黑体谱。因为2.725K的辐射已在微波波段，所以常被称为宇宙微波背景辐射。

　　1964年～1965年，彭齐亚斯(A. A. Penzias)和威尔逊(R. W. Wilson)两位工程师在研究他们的微波天线性能时，无意中发现了一种噪声性辐射，它其实就是宇宙微波背景辐射。人们在看电视时，如果没有节目，屏幕上就会出现雪花噪声，其中约1%就是来自宇宙微波背景辐射。彭齐亚斯和威尔逊当初只在一个固定波长(7.3厘米)上作了测量，定出相当于黑体辐射温度为3.5K(±1K)。后来，全世界许多人在各种各样的波长上进行测量，均符合黑体辐射谱。特别是在马塞(J. Mather)的领导下，利用1989年发射升空的宇宙背景探测者(COBE)卫星上的仪器(FIRAS)精确地测得了宇宙微波背景辐射谱，它是温度为2.725K的极好的黑体谱，与大爆炸宇宙学的理论预言精确一致。他们测得这种辐射是高度各向同性的(各个方向测得的等效温度相同)。这一点也与在宇宙学原理条件下得到的预言一致。因为发现宇宙微波背景辐射，彭齐亚斯和威尔逊获得了1978年度的诺贝尔物理学奖。       

　　第六个里程碑：暗物质的发现

　　在大爆炸宇宙学一步一步取得重大成果的过程中，人们也同时意识到，除了地球上熟知的重子物质以外，还应该存在一种量更多而看不见的暗物质。其实，早在1937年，兹维基(F. Zwicky)就注意到，大星系团中的星系速度太大，以致无法将它们通过引力束缚住，除非星系团的质量超过星系团内可见星系总质量估算值的100倍以上。这个事实首次显示了大量暗物质的存在。以后，人们用光度方法和力学方法测量了许多天体的质量，总是发现力学测定的质量比光度测定的要大得多。特别是，鲁宾(V. Rubin)等对许多星系测量了它们的旋转曲线，即测量了离星系中心位置不同距离处物质绕星系中心的旋转速度与离中心距离的关系曲线，发现与仅用看得见的物质的万有引力作用下的理论值十分不符，表明星系外围有非常大的由暗物质组成的暗晕存在。可见，暗物质的存在是普遍的。

　　暗物质究竟是什么？暗物质看不见，因而不具有强作用、也没有电磁作用，至多可以有弱作用。但它肯定具有万有引力作用，在宇宙大尺度物质结构的形成中起着极为重要的作用。暗物质由什么粒子组成？大体上说，它们应当具有如下三个性质：1)没有强作用和电磁作用，否则就会看得见；2)寿命长(至少可以与宇宙年龄相比拟)；3)当暗物质粒子随着宇宙膨胀降温到与其它粒子不再发生作用时，它的速度应当降到远低于光速，即它的质量应当很大。迄今为止已经发现的数百种粒子，没有一种同时具有这3个性质。事实上，在所有已知粒子中，寿命长和质量大两种性质就已经限定只可能是质子或稳定原子核内的中子，然而质子和中子均有强作用和电磁作用，不符合暗物质的要求。

　　暗物质粒子可能是中微子的超对称对应粒子(neutralino)，或者K-K(Kaluza-Klein)粒子等。这几种粒子至今还尚未发现，而且，超对称理论预言的所有粒子至今均还没有发现。最近紫金山天文台的常进等发表在《自然》杂志上的一篇文章宣布，在宇宙射线电子能谱中发现了在3000亿电子伏特～8000亿电子伏特能量范围内有一个十分明显的远远超过预测值的电子数超出，有可能是来自暗物质粒子湮灭的一个信号，在国际上引起了广泛的关注。这个发现似乎并不支持超对称粒子neutralino，但有可能暗示质量约为6200亿电子伏特的K-K粒子。

　　第七个里程碑：暴胀宇宙学的提出与检验

　　虽然大爆炸宇宙学非常成功，但在进一步细致研究时却遇到了一些重大的困难。从观测看，宇宙在大尺度上显现均匀，表明宇宙各处之间必曾有过相互作用，有过因果联系，因为决不可能有无缘无故的均匀。特别是微波背景辐射的高度各向同性，表明至少在宇宙年龄约为38万岁时宇宙物质在空间上的分布是高度均匀的。这里有两个距离量很重要。一个叫粒子视界，这是宇宙从诞生到年龄为t时刻光传播所能达到的最大范围，在这个范围内的任何两点之间均可能曾经发生过相互影响。因此，视界也可看作有因果联系的最大范围。距离超过视界的两点之间不可能有从一个点对另一个点施加过的作用，除非作用的传递速度超光速，而这是不可能的。另一个叫宇宙尺度，这是描述宇宙范围的尺度。宇宙尺度随时间的变化，决定于宇宙膨胀的速率，而这个速率决定于具体的物质状态。大体上有两种物态，一种是粒子运动速度接近光速(高温时的物质，比如辐射)；另一种是粒子运动速度远小于光速(温度不高时的物质，简称物质)。重要的是，不论辐射为主还是物质为主，宇宙尺度增长(膨胀)的速度总比视界增大要慢得多！就是说，今天看到的宇宙均匀的范围，在宇宙早期应远大于当时的视界。这意味着宇宙早期只可能形成视界大小的一个一个均匀小区。不同小区之间没有因果联系，它们的密度就没有理由取同样的值。因此，微波背景辐射的高度各向同性，以及今天观测到的基本均匀的宇宙大尺度物质分布，均无法得到解释，称为视界疑难。

　　从另一个角度来看，今天观测到的宇宙中的物质密度，包括看得见的物质(元素周期表中的所有物质，或称重子物质)、暗物质和辐射，其总和虽明显小于临界密度，却并不相差很远，两者顶多只差几倍。如果按已知的膨胀规律倒退回去，宇宙早期的物质密度应十分接近临界密度，而且接近的程度十分惊人，差别只在小数点后第几十位上。是什么原因使宇宙早期的物质密度如此接近临界密度？也就是说，是什么规律使宇宙早期的几何性质如此接近平直？用纯粹的偶然性是难以解释的。这就叫做平直性疑难。

　　理论上曾预言存在磁单极子。什么叫磁单极子？磁单极子是指单独存在的磁北极或磁南极，就像单独存在的正电荷或负电荷那样。但是，实验上或观测上，均没有找到过磁单极子。这也是一个重大的疑难，称磁单极子疑难。

　　视界疑难、平直性疑难和磁单极子疑难，是大爆炸宇宙学极为成功的背景上出现的三个带有根本性的疑难问题。

　　怎样解决视界疑难？我们已经看到，无论辐射为主还是物质为主，均存在视界疑难，除非宇宙早期存在一种与通常物质完全不同的新物态。那么，怎样的新物态才能避免视界疑难呢？1981年，顾斯(A. H. Guth)利用当时粒子物理上正在研究的真空破缺、真空相变之类的概念，设想宇宙在极早期的大统一时代(宇宙年龄约为10-35秒，甚至更早)，曾短暂停留(持续约10?33秒)在一个亚稳真空态上，随后发生相变而转为基态真空，并释放能量而导致大量粒子生成。这里，真空至少有两个状态，一个是高能的亚稳真空态，一个是低能的基态真空态。基态真空态就是通常意义上的真正的真空态。亚稳真空态是否能够充当所需的新物态呢？这种物态的各种性质均与基态真空态相同，只是能量密度不为零。因此，这种物态可以看成一种真空能，它的能量密度应当是个常数，不随宇宙膨胀而变。相比之下，无论辐射为主还是物质为主，其能量密度都是随宇宙膨胀而变的。

　　顾斯指出，这种新物态会导致宇宙的猛烈膨胀，称为暴胀。在短短的约10-33秒钟时间内，使宇宙尺度猛增了几十个量级，远远超过了上面所述视界与宇宙尺度之间的巨大差异。这种暴胀的速度相当于眼睛一眨从一粒豌豆胀大成银河系的大小。这样，今天观测到的宇宙尺度实际上是由大统一时代远小于视界的一个极小区域膨胀而来，看到的宇宙保持均匀正是因为来自原本均匀的这个小区域，因此观测到的均匀性并不违背因果律。顾斯的这个设想后来经很多人改进和修正(如A. D. Linde等)，但细节仍无定论。显然，暴胀的存在对空间尺度产生了重大影响，导致了视界疑难的解决。

　　同时，暴胀的存在也能解释平直性疑难。宇宙物质密度接近临界密度的程度，也就是宇宙的几何性质接近平直性的程度。其实，暴胀机制很容易产生高度平直的宇宙，我们不妨形象地来说明：为什么膨胀会使宇宙空间减少弯曲，导致平直？比如一个气球，如果将它吹得很大，球面的几何形状就会变得很平。因此，从宇宙刚诞生不久的一般性(不需要微调)的弯曲空间很容易经暴胀而产生出早期宇宙更高度的平直性，甚至还有很大富余，使今天的宇宙仍然高度平直。就是说，暴胀学说不仅解决了原有的疑难，而且预言了我们今天宇宙的总物质密度应当仍然十分接近于临界密度，而临界密度是可以根据哈勃常数的观测值直接算出来的。这是个可供观测检验的极强的精确预言！       

　　在暴胀学说中，磁单极子疑难也可以迎刃而解。虽然理论预言磁单极子的质量很大，比质子要重亿亿倍，数目也不算太少，但正是因为暴胀，磁单极子被大大稀释了，从而解释了为什么至今没有观测到它。

　　我们看到，宇宙学研究经历了大爆炸宇宙学和暴胀宇宙学两个阶段，取得了很大成功。大爆炸宇宙学几乎没有引入什么特殊的假设，却获得了原初核合成和微波背景辐射那样精确的观测检验。暴胀宇宙学虽然引入了尚未直接检验的暴胀假设，但产出却极为丰富。它不仅解释了视界、平直性和磁单极子等重大疑难，还作出了今日宇宙几乎精确平直等极强的预言。十分精彩的是，虽然暴胀假设似乎不那么自然，却能与高能粒子物理相印证，而且与大爆炸宇宙学衔接得极好。暴胀只发生在宇宙极早期仅10?33秒的短暂时间内，暴胀后的真空相变释放能量形成大批粒子使宇宙重新加热，从而与大爆炸宇宙学自然接轨。甚至有人直接把暴胀结束时的重新加热看作宇宙大爆炸的开始。暴胀假设好比对大爆炸宇宙学动了一次大手术，但却是一次只有局部“微创”(只影响10?33秒的短暂时间)而获得极大成功(不影响10?33秒以上极大时间范围的原有大爆炸宇宙学结论)的大手术。

　　尽管暴胀机制本身尚缺乏强的理论依据，也还未得到直接的观测检验，但由于暴胀学说解决了一批重大的基本问题，它的预言又获得了观测检验，因而已得到国际天文界的认可。国际天文学联合会(IAU)已为顾斯和Linde颁发了2004年度的Gruber宇宙学奖。Linde本人对这个学说给出了中肯的评价，他说；“暴胀学说还不能说已经赢得了这场比赛，因为目前还只有这匹赛马。”

　　第八个里程碑：宇宙加速膨胀的发现

　　虽然大爆炸宇宙学和暴胀宇宙学非常成功，但还有一些重要问题尚待澄清。比如，观测得到的可见物质密度和暗物质密度之和仍远小于临界密度，似乎与暴胀宇宙学的预言不符。难道还有第三种怪物质填补这个空缺？又比如，宇宙膨胀早已是不争的事实，但万有引力的存在，使宇宙膨胀只能减速，不能等速，更不能加速。人们花了几十年时间试图测出宇宙膨胀的减速因子，却分歧极大，得不到协调的结果。再比如，宇宙年龄的测定也出现问题。通常，把球状星团(最古老的天体)的年龄看作宇宙年龄的下限，而把哈勃年龄(指按等速膨胀外推而定出的年龄)看作宇宙年龄的上限。然而，有一段时间在观测上竟出现了上、下限倒置的情形，意味着宇宙的年龄小于球状星团的年龄(有点像“父亲的年龄”小于“儿子的年龄”)，实属荒唐。

　　为了测定宇宙膨胀的减速因子，必须找到一种标准烛光的极强光源。标准烛光是为了可以通过亮度观测来确定距离，强光是为了放在遥远的宇宙学距离上仍能观测到。Ⅰa型超新星是由白矮星和它的伴星组成的双星系统，在白矮星不断从伴星吸积物质，当其质量增加到钱德拉塞卡(S. Chandrasekhar)极限(约1.4倍太阳质量)时所发生的猛烈爆发。正因为它总是发生在几乎相同的质量条件下，Ⅰa型超新星就应几乎具有标准烛光的性质，同时又是极强的光源。1998年，利斯(A. G. Riess)等人的高红移超新星课题组和1999年，珀耳莫特(S. Perlmutter)等人的超新星宇宙学课题组，就用Ⅰa型超新星经过诸多校正后作为“标准烛光光源”进行观测，两个课题组都发现那些远的Ⅰa型超新星的亮度比预期的更暗(即更远)。从而，他们发现了宇宙不是在减速膨胀，而是在加速膨胀。这是一个十分令人震惊的发现。所谓万有引力，自然是只有引力，没有斥力。因此，宇宙膨胀只可能减速，不可能加速。几十年来人们也只是致力于测定宇宙膨胀的减速因子而得不到明确结果。加速膨胀的发现意味着存在斥力，而且，现今的宇宙整体上看应当是以斥力为主。这就意味着要修改万有引力定律，或者至少要增加一种新力(斥力)，或者增加一种能产生斥力的新物态。无论哪一种，都是了不起的新发现。

　　回顾历史，我们可以看到，早在1917年爱因斯坦首次发表现代宇宙学奠基论文时，为了获得静态宇宙而曾引入代表斥力的宇宙学常数Λ。1929年哈勃发现宇宙膨胀后，宇宙已经不是静态，爱因斯坦就放弃了这个常数。有趣的是，在天体物理研究领域，这个常数曾经三起三落。就是说，当出现问题时，人们就想到它，当问题解决后，人们又把它扔掉，如此这般已发生了三次。如今发现了加速膨胀，人们再一次领悟到，这个常数也许就是解读此谜的一把钥匙。

　　宇宙学常数Λ相当于真空具有一个能量密度。人们称这种真空介质为暗能量。按照广义相对论，不仅物质的质量(或密度)，而且它的压强，均可以产生万有引力。通常的物质，密度和压强总取正值，因此它们均产生引力。比如，一盒气体(无论是普通物质，还是暗物质)，当它的温度降到趋于绝对温度0度时，它的压强也趋近于0；当它的温度趋于无穷高时，它的压强趋于密度乘光速平方的三分之一。因此，任何温度的气体的压强永远是正的。但是，观测表明宇宙膨胀是在加速，就是说，除非存在一种新物质，它的压强是负的。这种负压强物质就称为暗能量。爱因斯坦的宇宙学常数Λ，也相当于一种暗能量。

　　可见，宇宙加速膨胀的发现告诉我们，宇宙中除了通常物质(重子物质)、暗物质以外，还应有一种新物质，叫暗能量。一般地，宇宙物质密度是以临界密度为单位衡量的，即用物质密度(ρ)与临界密度(ρc)之比来表示：Ω=ρ/ρc。对于宇宙物质的三种成分，可分别表示为：重子物质(ΩB=ρB/ρc)、暗物质(ΩDM=ρDM/ρc)和暗能量(ΩΛ=ρΛ/ρc)。它们各占多少？三者之和是否按暴胀模型所预言的那样为1？这是要用观测来确定和检验的。

　　第九个里程碑：微波背景辐射各向异性的发现

　　微波背景辐射高度各向同性意味着在年龄为38万岁时宇宙物质分布是高度均匀的。这个特征强烈支持了宇宙学原理和大爆炸宇宙学。在此基础上如何形成今天的宇宙大尺度结构(恒星、星系、星系团)呢？这可不是容易的事。虽然人们早就知道，均匀分布物质中的微小扰动可以通过引力不稳定性——即金斯(J. H. Jeans)机制——来形成星系、恒星，但是，怎样在合理的宇宙年龄范围内由适当的扰动不均匀性形成今天观测到的星系、恒星，却并不容易。上世纪80年代初，前苏联的泽耳多维奇(Ya. B. Zeldovich)就把宇宙大尺度结构问题看作宇宙学晴朗天空中的一朵乌云。暴胀理论曾缓解了这个困难。在暴胀期内，以前的起伏不均匀性会被衰减掉。有效的非均匀性种子，将由暴胀后的量子起伏来提供，由它们成长为宇宙微波背景辐射的各向异性，进而形成今天观测到的宇宙大尺度结构。理论计算表明，如果宇宙物质只是重子物质，为生成今天观测到的宇宙大尺度结构，需要有微波背景辐射约10-3量级的各向异性作为种子。如果计及暗物质，就只需要有10-5量级的各向异性作为种子。1992年，COBE卫星果然观测到了微波背景辐射10-5量级的微小各向异性。这个发现为人们显示了今天宇宙大尺度结构(星系、恒星形成)的起源之所在。微波背景辐射实际上是人们能够直接看到的最远，也就是最早的信号。它的各向异性展示的实际上是最远，也就是最早的宇宙图像，相当于宇宙幼年(38万岁)的照片。斯莫特(G. Smoot)把这个成就“诙谐地”比作“看到了上帝的脸”。

　　2001年发射升空的WMAP卫星，在性能上比COBE卫星改进了许多。由WMAP卫星测出的宇宙微波背景辐射的各向异性图像，显然比由COBE卫星测出的要清晰得多。因此，WMAP的功劳清晰地确认了COBE的成果，促进了诺贝尔奖于2006年授予COBE项目的马瑟和斯莫特。

　　第十个里程碑：精确宇宙学——和谐宇宙学

　　现在，我们已经有了3组比较好的观测数据，一组来自Ⅰa型超新星的观测，一组来自宇宙大尺度结构的观测，一组来自宇宙微波背景辐射的观测。如果我们把暗能量密度作为纵坐标，把重子物质和暗物质的密度之和作为横坐标，我们就可以把上述三种观测数据所允许的范围画成一张图。重要的是，这三个允许范围有个交叉重叠区域。这个重叠区域，正是这三种观测共同允许的范围，其所对应的暗能量密度为ΩΛ≈0.74，而重子物质和暗物质的密度之和为ΩB+ΩDM≈0.26。考虑到宇宙原初核合成的观测，即ΩB≈0.04，可知ΩDM≈0.22。因此，宇宙学已经进入了可以进行精确计算的时代，不同观测之间也达到了相互协调与和谐一致。而且图中表示平直宇宙的直线几乎与微波背景辐射的窄长的允许范围相重合，表明微波背景辐射精确检验了暴胀宇宙所预言的空间几何的平直性。

　　对比宇宙在38万岁时和今天的物质丰度分布，可以看出，在宇宙演化的不同时期，不同物质分布的情形是不一样的。比如，暗能量现在占有很大部分，而在宇宙38万岁时却几乎不存在(因为那时宇宙体积很小，而暗能量密度是个常数)。

　　结  语

　　经过10个里程碑的研究，现在已经对宇宙的演化给出了一幅很好的图像。这是一幅表示宇宙演化的示意图，出自美国宇航局WMAP科学研究组。

　　在这幅图里，纵坐标为宇宙尺度，横坐标为宇宙年龄。宇宙诞生后不久，便经历了一个暴胀时期，在短短的约10-33秒的时间内，宇宙尺度增长了几十个数量级，使宇宙几何性质成为平直的；到宇宙年龄约3分钟时，经历了宇宙原初核合成时代，极有效地形成了大量氦4和一些轻核素；到宇宙年龄约38万岁时，宇宙物质从等离子体状态转化为中性原子气体，光子因不与中性粒子碰撞而在宇宙中自由“游荡”，成为今天观测到的微波背景辐射；随后中性原子气体开始通过引力的金斯不稳定性逐渐成团，在没有形成可以发光的恒星以前，宇宙基本上不发光，进入黑暗时期；约在宇宙4亿岁时，形成第一代恒星，出现第一缕曙光，恒星的光使星际介质再一次电离；接着便是漫长的星系、恒星、行星形成和发展的时代，周期表中的各种元素，就在宇宙最初3分钟合成的少数几个轻核素的基础上，在恒星过程中逐步形成，生物也随之在各自适应的行星条件下逐渐形成、繁衍、发展、进化；随着宇宙膨胀体积增大而形成大量暗能量，宇宙便进入加速膨胀时期，直到今天成长为年龄约为137亿岁的宇宙，也许正是一个豆蔻年华的青年宇宙，也许已是一个成熟稳重的壮年宇宙。这是一幅多么富有诗意的画卷！

　　经过这10个里程碑式的研究时期，宇宙学已经成为相当系统、相当扎实、相当有深度、也相当精确的蓬勃发展中的一门学问。它已经摘掉了“画鬼”的帽子，取得了学术界的普遍认可，也已经成为天文学发展的一个总框架。

　　要知道，地球在宇宙中实实在在只是一个极普通的行星。生活在地球上的人，居然能对宇宙了解到了如此深入的程度，实在是个奇迹！爱因斯坦说过：“宇宙中最不可理解的是，宇宙居然是可以理解的！”

　　本文作者系中科院院士、紫金山天文台研究员、紫金山天文台-南京大学“粒子-核-宇宙学”联合研究中心主任

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