宇宙最初三分钟-宇宙最初三分钟-2

[表格2]显然，如果我们能够确定在恒星开始烹饪之前存在的初生氘的丰度的话，我们就能准确地确定光子与核粒子的比率；已知当前的辐射温度为3°K，我们就能确定宇宙当前的核质量密度的精确值了，并判断它是开放的还是封闭的。遗憾的是，真正的初生氘的丰度一直极难确定。地球上水中的氘的重量丰度的典型值，是百万分之150。(如果热核反应能得到充分控制的话，可用这种氘来为热核反应堆提供动力。)然而，这是个有偏数字；氘原子是氢原子重量的两倍这一事实，使它们更有可能被结合成重水分子(HDO)，这样，逃脱了地球的引力场的氘比氢的比例少。另一方面，光谱学表明，太阳表面的氘的丰度很低——少于百万分之四。这也是一个有偏数字——太阳外部区域的氘大多已被摧毁，与氢聚变变成了轻同位素氦——He^3。1973年，从哥白尼号人造地球卫星上所作的紫外线观测，使我们对宇宙氘的丰度的了解有了一个更为坚实的基础。氘原子，同氢原子一样，也能在某些不同的波长上吸收紫外线，这相当于使原子从最低能量状态被激发进入较高状态的跃迁。这些波长对原子核质量的依赖很小，所以，其光线穿过氢和氘的星际混合体而到达我们的恒星紫外线光谱，会交叉着若干黑色吸收线，每条线都分为两个组成部分，一部分来自氢，一部分来自氘。根据吸收线任何两个组成部分的相对黑暗程度，可立即得出星际云中的氢和氘的相对丰度。遗憾的是，由于地球大气的缘故，在地面上进行任何类型的紫外线天文观测都非常困难。哥白尼号卫星上携带着一个紫外线光谱仪，用来研究炽热恒星半人马座β的光谱中的吸收线；从它们的相对强度中发现，我们和半人马座β之间的星际介质中含有大约百万分之二十(按重量)的氘。对其他炽热恒星的紫外吸收线所作的更新的观测，也得出了类似的结果。如果这被万分之二十的氘真的是在早期宇宙中创造的，那每个核粒子肯定曾(现在也是这样)刚好有大约11亿个光子(参见上表)。在当前3°K的宇宙辐射温度上，则每升有550,000个光子，因此，每百万升现在肯定有大约500个核粒子。这比封闭宇宙的最低密度还小很多，我们在第二章中看到，它大约为每百万升3,000个核粒子。因此而得出的结论是，宇宙是开放的；也就是说，星系现在的运动速度高于逃逸速度，宇宙将永远膨胀下去。如果一些星际介质曾在往往会摧毁氘的恒星中(如在太阳中)受到过处理，那宇宙中生成的氘丰度必定曾大于哥白尼号卫星所发现的百万分之20，因此，核粒子的密度必定比每百万升500个粒子还小，这进一步证实了我们生活在一个开放的、永远膨胀着宇宙中的结论。我必须说，我个人认为这个论点很缺乏说服力。氘不同于氦——尽管它的丰度似乎比密度相对较高的封闭宇宙高，但从绝对意义上讲，氘仍极其少见。我们可以认为这么多的氘是在“近来的”天体物理现象——超新星、宇宙射线，甚至是类星体——中生成的。氦不是这样；在没有释放我们观测不到的大量辐射的情况下，20-30%的氦丰度是不可能在近来创造出来的。有人认为，在不同时生成数量巨大的其他稀有轻元素(锂、铍和硼)的情况下，任何传统天体物理机制都是不可能生成哥白尼号所发现的百万分之20的氘的。但我不知道我们如何才能肯定氘的这一痕迹不是由无人曾想到的某种非宇宙机制产生的。在我们周围无所不在，但又似乎不可能观测到的，还有另一种早期宇宙的残留物。我们在第三个画面中看到，自宇宙温度降低到100亿开氏度以下以来，中微子的行为表现就如同自由粒子一样。在此期间，中微子的波长与宇宙尺度成正比地伸长；因此，中微子的数量和能量分布与它们处于热平衡保持一致，但其温度却与宇宙尺度成反比地降低。这与此间光子发生的情况大致相同，尽管光子保持热平衡的时间比中微子长得多。因此，当前的中微子温度应与当前的光子温度大体相同。所以，在宇宙中，有一个核粒子，大约就有10亿个中微子和反中微子。在这一点上做到更为精确是可能的。在宇宙变得可为中微子穿透之后不久，电子和正电子开始湮灭，从而提高了光子而非中微子的温度。结果，当前的中微子温度应比当前的光子温度稍低。很容易就能计算出，中微子的温度比光子的温度低一个4/11立方根的系数，或71.38%；因此，中微子和反中微子向宇宙提供的能量为光子的45.42%(参见书后数学注释6)。尽管我没有如此明确地说明，但每当我在此前引用宇宙膨胀时间时，我都考虑到了中微子这一多出来的能量密度。对早期宇宙标准模型的最为惊人的证实，是这一中微子背景的发现。我们对其温度作出了明确的预测；它是光子温度的71.38%，或只有大约2°K。在中微子的数量和能量分布上，唯一真正在理论上不能确定的，是轻子数密度是否很小这个问题，正如我们一直假设的那样。(记住，轻子数等于中微子数和其他轻子数减去反中微子数和其他反轻子数。)如果轻子数密度同重子数密度一样小，那中微子和反中微子的数量就应彼此相等，为10亿分之一。另一方面，如果轻子数密度比得上光子数密度，那就会出现一种“简并”，即中微子(或反中微子)明显地过多，而反中微子(或中微子)却不足。这种简并会影响最初三分钟不断变化的中子-质子平衡，并从而改变在宇宙中生成的氦和氘的数量。对2°K的宇宙中微子和反中微子背景的观测，可立即解决宇宙中是否有着数量巨大的轻子的问题，但更为重要的是，它将证明早期宇宙的标准模型确实是可靠的。哎呀，中微子与普通物质的相互作用是如此之弱，以致于一直没有人能想出任何方法来观测2°K的宇宙中微子背景。这确实是一个很有意思的问题：没有一个核粒子，就有大约10亿个中微子和反中微子，但却没有人知道如何去探测它们！或许有朝一日，有人会知道。在听我讲述最初三分钟的过程中，读者可能会感到，我带有一种在科学上过于自信的口气。这种感觉可能是对的。然而，我并不认为推动科学进步的最好办法，总是保持完全开放的头脑。忘掉疑虑，无论假设的结果如何，都接受它们，往往是必要的——重要的不是摆脱理论偏见，而是要有正确的理论偏见。对任何理论看法的检验，都是看其产生的结果。早期宇宙的标准模型业已取得某些成功，它为未来的试验项目提供了一个清晰的理论框架。这并不意味着它是正确的，但这的确意味着这是值得认真对待。但是，确实有一个重大的不确定性像乌云一样笼罩着标准模型。本章所描述的所有计算结果，都是以宇宙学原理为基础的，该原理假设，宇宙是均匀的和各向同性的。(参见第二章有关叙述。“均匀”指的是宇宙在任何被宇宙的普遍膨胀所携带着运动的观测者看来，都是一样的，无论该观测者身处何处；“各向同性”指的是宇宙在这样一个观测者看来，在所有方向上都是一样的。)我们从直接观测中得知，宇宙微波辐射背景在我们周围有着很高各向同性性，从中，我们又推断出，自辐射在大约3,000°K的温度上与物质失去平衡以来，宇宙一直有着很高的各向同性性和均匀性。然而，我们没有证据说明宇宙学原理在更早的时候也是有效的。起初，宇宙有可能既很不均匀，有时各向异性的，但随后被膨胀宇宙的各个部分间相互作用的摩擦力磨平。这样一种“混合大师”模型尤其受到了马里兰大学的查尔斯?米斯纳的支持。宇宙的摩擦性均匀化和各向同性化所产生的热，导致了光子和核粒子当前10亿比1的巨大比率，甚至也是可能的。然而，据我们所知，没有人能说出为什么宇宙起初有着具体程度的不均匀性和各向异性，也没有人知道如何计算它在磨平过程中产生的热。在我看来，对这些不确定性的正确反应，不是(像有些天文学家可能喜欢的那样)抛弃标准模型，而是认真对待它并彻底弄清它的结果，如果能发现与观测结果存在矛盾就好了。我甚至不清楚，起初的巨大各向异性和不均质是否会对本章的论述产生重大影响。宇宙有可能在最初几秒就被磨平；在这种情况下，可假设宇宙学原理总是有效的，并以此来计算宇宙中生成的氦和氘。即使宇宙的各向异性和不均质延续到了氦合成时代以后，任何均匀膨胀着的团块中的氦和氘的生成，也仅仅依赖于该团块内的膨胀速度，与按标准模型计算出来的生成情况可能不会有很大差别。甚至还有可能，我们一直追溯核合成时期所能看到的整个宇宙，仅仅是一个更大的不均质的和各向异性的宇宙中的一个均匀的和各向同性的块。当我们追溯宇宙创始或展望宇宙的最后结局时，围绕着宇宙学原理的不确定性就变得真正重要起来。在最后两章的大部分论述中，我仍将依靠这一原理。然而，必须时刻承认，我们简单的宇宙模型，描述的可能仅仅是宇宙的一小部分，或其历史中有限的一段时间。第六章历史的题外话让我们暂时放下早期宇宙史这个话题，先谈一谈过去30年的宇宙研究史。我尤其想在这里解决一个我认为既令人费解又让人感兴趣的问题。1965年发现的宇宙微波辐射背景，是20世纪最重要的科学发现之一。它为什么只能偶然发现？或换句话说，在1965年以前的若干年，为什么没有对这一辐射进行系统探寻？我们在上一章看到，宇宙的辐射背景温度和质量密度的当前测量值，使我们得以预测宇宙的轻元素丰度，其丰度似乎与我们的观测结果非常一致。在1965年之前很久，是不可能向后推算这一计算结果、预测宇宙的微波背景并开始探寻它的。根据宇宙当前大约20-30%的氦和70-80%氢的观测丰度，可以推断，核合成肯定是在核粒子的中子比例降到10-15%时开始的。(记住，按照重量的氦的当前丰度，恰好是核合成时中子分数的两倍。)中子分数的这个值是在宇宙处于大约10亿开氏度(10^9°K)的温度时达到的。根据核合成是在此时开始的这一情况，可以粗略地估计出10^9°K的温度下核粒子的密度，而光子在这一温度时的密度，可根据已知的黑体辐射的特性计算出来。因此，此时还可得知光子与核粒子数的比率。但这一比率是不变的，因此当前也可对它有同样清楚的了解。因而，根据对核粒子的当前密度的观测，可预测出光子的当前密度，并推断出一个当前温度约为1°K至10°K的宇宙微波辐射背景的存在。如果科学史和宇宙史一样，是如此地简单和直接，有人就会在1940年代或1950年代沿这些思路作出预测了，而促使射电天文学家去探寻辐射背景的也就会是这一预测了。但事实并非完全如此。实际上，在1948年，有人确实曾按这些思路作出过预测，但这一预测在当时和后来都没有导致人们对辐射的探寻。在1940年代晚期，乔治?伽莫夫以及他的同事拉尔夫?A?阿尔弗和罗伯特?赫尔曼正对一个“大爆炸”宇宙理论进行研究。他们假设宇宙开始时完全是中子，随后，通过人们熟悉的，一个中子自发地转变为一个光子、一个电子和一个反中微子的放射性衰变过程，光子开始转化为质子。在膨胀过程中的某个时刻，温度会冷却到一定程度，足以使重元素通过快速而连续的中子捕获，在中子和质子中逐渐形成。阿尔弗和赫尔曼发现，为了解释氢元素的当前观测丰度，有必要假设光子与核粒子的比率为10亿数量级。随后，运用核粒子当前的宇宙密度，他们预测出了从早期宇宙残留下来的一个辐射背景的存在，其当前温度为5°K！阿尔弗、赫尔曼和伽莫夫最初的计算，在细节上没有一个是正确的。我们在前一章看到，宇宙开始时有着相同数量的中子和质子，而不仅仅是中子。此外，中子向质子的转化(和质子向中子的转化)主要是通过与电子、正电子、中微子和反中微子的碰撞，而不是通过中子的放射性衰变而发生的。林忠四郎在1950年注意到了这些问题，到1953年，阿尔弗和赫尔曼(联同小福林)修改了他们的模型，对不断变化的中子-质子平衡进行了非常正确的计算。这实际上是现代对早期宇宙史的首次透彻分析。但是，没有人在1948或1953年着手寻找预测存在的微波辐射。实际上，在1965年之前的若干年中，天文学家一般都不知道在“大爆炸”模型中，氢和氦的丰度要求当前宇宙中存在着一个宇宙辐射背景，而且它或许还能真的观测到。在这里，令人惊讶的并不完全是天体物理学家一般都不知道阿尔弗和赫尔曼的预测——一两篇论文很容易淹没在和学问显得浩瀚海洋中。而更让人费解的是，在十多年的时间里，竟再也没有人进行同样的推理。所有的理论材料都是具备的。直到1964年，对“大爆炸”模型中的核合成的计算才又重新开始，它们是由俄罗斯的亚?B?泽利多维奇、英国的霍伊尔和R?J?泰勒和美国的皮布尔斯分别独立进行的。然而此时，彭齐亚斯和威尔孙已经在霍尔姆德尔开始了他们的观测，他们对微波辐射背景的发现，是在没有受到宇宙理论家的任何促动的情况下作出的。令人费解的还有，那些确实知道阿尔弗-赫尔曼预测的人似乎没有对它予以足够的重视。阿尔弗、福林和赫尔曼本人也在他们1953年的论文中，将核合成这个问题留待“以后研究”，所以他们不可能根据他们的改进模型，重新计算微波辐射背景的期望温度。(他们也没有提到他们以前作出的有可能存在着一个5°K的辐射背景的预测。他们的确曾在1953年的美国物理学会的会议上报告过一些核合成计算情况，但后来他们三人分别调到了不同的实验室，所以这一工作从未形成最后的书面形式。)若干年后，在微波辐射背景发现后致彭齐亚斯的一封信中，伽莫夫指出，他1953年在《荷兰皇家学院论文集》中的一篇文章中，曾预测存在着一个辐射背景，其温度为7°K，这一数量级大致正确。然而，看一眼他1953年的这篇论文便会发现，伽莫夫的预测是根据一个涉及到宇宙年龄的、在数学上荒谬的论点，而非根据他自己的宇宙核合成理论作出的。可能有人会辩解说，宇宙的轻元素丰度在1950年代和1960年代初还没有完全弄清，所以不可测对辐射背景的温度作出任何明确结论。的确，即使是现在，我们也还不能真正肯定宇宙的氦丰度为20-30%。但重要的一点是，早在1960年以前很久，人们就一直认为宇宙的大部分质量表现为氢。(比如，汉斯?修斯和哈罗德?尤里在1956年的一项调查中，给出的按重量的氢的丰度为75%。)而且，氢不是在恒星中生成的——它是恒星通过制造较重的元素，赖以从中获得能量的初始燃料。这本身就足以说明，光子和核粒子的比率必定很大，这样才能阻止早期宇宙中的所有氢被烹饪成氦和较重元素。有人可能会问：究竟是什么时候开始在技术上能够观测到3°K的各向同性的辐射背景的？对这一点，很难精确地说清，但同我一起作实验的同事告诉我说，这在1965年之前很就可能就已做到了，可能是在1950年代中期，甚至还有可能是在1940年代中期。1946年，麻省理工学院辐射实验室一个除了罗伯特?迪克无人能领导的小组，开始确定出任何各向同性的地球外辐射背景的上限：在1.00、1.25和1.50厘米的波长上，等效温度不到20°K。这一测量结果是大气吸收研究的一个副产品，当然不是观测宇宙学的某个项目的一部分。(事实上，迪克告诉我说，等他开始想知道是否存在着一个宇宙微波辐射背景时，他已忘了他自己关于背景温度的上限是在差不多20年前获得的！)在我看来，精确确定3°K的各向同性的微波背景的发现时间，并没有非常重大的历史意义。重要的是，射电天文学家不知道他们应该试一试！相比之下，中微子的历史就是另一番情景了。当泡利在1932年首次提出关于中微子的假设时，在当时可能的任何实验中观测它，显然都是完全不可能的。然而，探测中微子一事却一直作为一个挑战性的目标留在物理学家们的脑海里，而当1950年代可将核反应堆用于此类目的时，他们就对中微子进行了搜寻并发现了它。在反质子方面，对比甚至更为鲜明。1932年在宇宙线中发现了正电子后，理论家们一般均认为，质子和电子都应有一个反粒子。用1930年代拥有的早期回旋加速器，是根本不可能生成反质子的，但物理学家们却对这个问题一直耿耿于怀，到1950年代，他们专门建造了一个加速器(伯克利的高能质子同步稳相加速器)，该加速器有足够的能量生成反质子。在迪克和他的同事们在1964年着手探测宇宙微波辐射背景之前，在这方面根本就没有过类似情况。即便是在那是，普林斯顿的小组也没有注意到伽莫夫、阿尔弗和赫尔曼在十几年前的工作！问题出在哪里呢？在这里，至少可找出三个有趣的理由，说明人们为什么在1950和1960年代没有普遍认识到寻找3°K的微波辐射背景的重要性。首先，必须认识到，伽莫夫、阿尔弗、赫尔曼和福林等人从事的是更为广泛的宇宙理论的研究。在他们的“大爆炸”理论中，实际上所有的复杂核(不仅仅是氦)，都被假设是在早期宇宙中通过一个中子的快速增加过程而形成的。然而，尽管这一理论正确地预测出了一些重元素的丰度，但在解释为什么竟然会存在重元素，却遇到了麻烦！业已指出，没有有着五个或八个核粒子的稳定核，所以，通过向氦(He^4)粒子中增加中子或质子，或通过熔合成对的氦核，是不可能生成重于氦的核的。(首先发现这一障碍的是恩里科?费密和安东尼?图尔凯维奇。)已知这一困难，就很容易理解为什么理论家甚至也不愿意认真对待在这一理论中对氦的生成进行的计算了。随着另一种理论的进展，即元素是在恒星中合成的之后，宇宙学关于元素合成的理论失去了更多的支持。1952年，E?E?萨尔皮特证实，有着五个或八个核粒子的核的空隙，可在高密度的富氦恒星核中得到填补：两个氦核的碰撞会产生一个不稳定的铍核(Be^8)，在密度很高的情况下，铍核有可能在衰变前与另一个氦核发生碰撞，产生一个稳定的碳核(C12)。(发生宇宙核合成时，宇宙的密度太低，所以这一过程无法在当时发生。)1957年，杰弗里和玛格丽特?伯比奇、富勒和霍伊尔发表了一篇著名论文，证实在中子通量较强的时期，重元素可在恒星中，尤其是在恒星爆炸(如超新星)中形成。但即使在1950年代之前，天体物理学家们也有一种强烈的倾向，认为除了氢以外的所有元素都是在恒星中生成的。霍伊尔向我发表评论说，这可能是天文学家为了认识恒星中产生的能量的来源而不得不在本世纪最初的几十年中进行奋斗的结果。到1940年，汉斯?贝特和其他人的研究成果揭示，关键过程是四个氢核聚变成一个氦核的过程，这一情况使人们在1940和1950年代对恒星演化的认识有了迅速提高。正如霍伊尔所说，在许多天文学家看来，在取得所有这些成功之后，还怀疑恒星是元素形成的场地，那就是执迷不悟了。但核合成的恒星理论也存在着问题。很难弄清恒星何以能够形成像25-30%的氦丰度这样的东西——实际上，在这一聚变中所释放的能量，比恒星似乎一生所释放的能量都多得多。宇宙理论很巧妙地排除了这一能量——它仅仅是在普遍的红移中丧失了。1964年，霍伊尔和R?J?泰勒指出，当前宇宙中巨大的氦丰度，是不可能在寻常恒星中产生的，他们对在“大爆炸”的早期阶段可能生成的氦的数量进行了计算，得出的按重量的丰度为36%。奇怪的是，他们确定的可能发生核合成时的温度，为多少有些任意性的50亿开氏度，尽管这一假设取决于为当时已知的一个参数所选取的值——光子与核粒子的比率。如果他们用他们的计算结果来估计这一来自氦观测丰度的比率的话，那他们就已经预测出了其温度为正确数量级的当前的微波辐射背景。但是，引人注目的是，作为恒稳态理论的创始人之一的霍伊尔，愿意沿这个推理思路走下去，并承认它为“大爆炸”模式之类的东西提供了证据。今天，人们一般认为，核合成既发生在宇宙中，也发生在恒星中；氦，或许还有其他一些轻核，是在早期宇宙中合成的，而其余的则是在恒星中生成的。“大爆炸”核合成理论想做的太多，以至于失去了自己作为一种氦合成理论而已经取得的貌似合理性。其次，这是理论家和实验者之间缺乏交流的一个典型例子。大多数理论家从未意识到会发现一个各向同性的辐射背景。在致皮布尔斯的一封日期为1967年6月23日的信中，伽莫夫解释说，他和阿尔弗、赫尔曼都没有考虑到发现从“大爆炸”残留下来的辐射的可能性，因为在他们开始宇宙学研究的时候，射电天文学仍处于发展初期。(但阿尔弗和赫尔曼告诉我说，他们事实上曾同约翰?霍普金斯大学、海军研究实验室和国家标准局的雷达专家共同探索过观测宇宙辐射背景的可能性，但却被告知说，5°K或10°K的辐射背景温度太低，用当时拥有的技术是无法发现的。)另一方面，苏联一些天体物理学家似乎已意识到了发现微波背景的可能性，但却受到了美国技术杂志的用语的误导。在1964年的一篇评论文章中，亚?B?泽利多维奇针对当前辐射温度的两个可能的值，对宇宙的氦丰度进行了正确计算，并正确地强调指出，这些数量是相互联系在一起的，因为每个核粒子的光子数量(或每个核粒子的熵)是不随着时间的变化而变化的。然而，他似乎受到了1961年刊登在《贝尔系统技术杂志》中的E?A?欧姆的一篇文章中所使用的“天空温度”一词的误导，进而推断辐射温度的测量值不足1°K。(欧姆使用的天线同彭齐亚斯和威尔孙最终用来发现微波背景的天线，是同一个20英尺长的角形反射器！)这一点，再加上对宇宙氦丰度的一些相当低的估计值，致使泽利多维奇暂时放弃了早期宇宙温度很高的想法。当然，与信息从实验者不好传给理论家同时，也从理论家不好传给实验者。当彭齐亚斯和威尔孙在1964年着手检查他们的天线时，他们从未听说过阿尔弗-赫尔曼预测。第三，我认为也是最重要的，是“大爆炸”理论之所以没有导致对3°K的微波背景的搜寻，是因为物理学家认真地对待任何一个早期宇宙理论是极其困难的。(我是部分地根据我对自己在1965年前的态度的回忆而这样说的。)上述每一种困难都可通过小小的努力来克服。但最初三分钟在时间上离我们是如此遥远，温度和密度状况对我们是如此陌生，使我们在应用我们的普通统计力学和核物理理论时，往往感到很不安。这种情况在物理中最常见——我们的错误不是对我们的理论太认真，而是我们对它们不够认真。我们总是难以意识到我们在书桌上把弄的这些数字和公式与现实世界有什么联系。更为糟糕的是，人们似乎常常有一种共识，认为某些现象不配作体面的理论与实验研究的课题。伽莫夫、阿尔弗和赫尔曼值得我们大加赞扬，尤其是因为他们愿意认真地对待早期宇宙，并探索根据已知物理定律，可对最初三分钟得出怎样的认识。但即使是他们，也没有迈出最后一步，去说服射电天文学家寻找微波辐射背景。1965年3°K的辐射背景的最终发现所带来的最重要的成果，是它迫使我们去认真对待认为曾有一个早期宇宙的想法。我之所以重点讲述业已失去的这次机会，是因为我认为这类科学史最具启发性。有那么多的科学史著作谈论它的成功，谈论偶然的发现、杰出的推论，或牛顿、爱因斯坦式的人物的巨大神奇飞跃，这是可以理解的。但我不认为，不理解科学是多么的艰辛——被误导是多么地容易，而随时知道下一步该做什么有时多么地难——就可能真正理解它的成功。第七章最初百分之一秒我们在第五章对最初三分钟的论述不是从一开头讲起的，而是从“第一个画面”入手的，那时，宇宙的温度已冷却到了1,000亿度，而且还有大量存在的粒子是光子、电子、中微子及其反粒子。如果它们的确是大自然中仅有的粒子类型，那我们或许就可以从时间上倒着推断宇宙膨胀，并断定宇宙肯定曾有过一个真正的开头，它处于一种无穷的温度和密度状态，发生在我们的第一个画面之前0.0108秒的时候。然而，还有许多其他类型的、已为现代物理学所指的粒子：μ介子、π介子、质子、中子，等等。当我们追溯的时间越来越早时，我们会遇到极高的温度和密度，所有这些粒子都数量巨大，保持着热平衡，并都处于连续不断的相互作用状态。由于各种我希望弄清楚的原因，我们对基本粒子物理学的了解还不够，对计算这样一些大杂烩的特性，还没有什么把握。因此，我们对微观物理学的无知如同一个面纱，遮挡住了我们对宇宙创始的认识。自然，透过面纱向外窥视，还是很诱人的。这种诱惑对像我这样的理论家尤为强烈，我们的工作涉及的更多的是基本粒子物理学而非天体物理学。当代粒子物理学的许多有趣想法，产生了极其微妙的推论，在当今的实验室中很难对它们进行检验，但当这些想法被用于早期宇宙时，它们的推论就相当惊人了。我们追溯1,000亿度以上的温度时遇到的第一个问题是由基本粒子的“强相互作用”产生的。强相互作用是将中子和质子维持在原子核中的那种力。它们并不像电磁力和引力那样在日常生活中常见，因为它们的有效距离极短，约为十万亿分之一厘米(10^-13cm)。即使在核与核之间的距离一般为几亿分之一厘米(10^-8cm)的分子中，不同核之间的强相互作用也几乎不会产生什么影响。然而，正如它们的名字所显示的那样，强相互作用还是非常强的。当两个质子被推到足够近的距离时，它们之间的强相互作用约比电排斥高100倍；这就是面对几近100个质子的电排斥，强相互作用仍能将原子核稳固在一起的原因。氢弹的爆炸是经过对中子和质子的重新安排而产生的，这种安排能使中子和质子通过相互作用，更为紧密地结合在一起；氢弹的能量正好是这种安排所产生的多余能量。正是这种强相互作用的强度，使它们比电磁相互作用更难以进行数学处理。比如，当我们计算两个电子因彼此之间的电磁排斥而产生散射的速度时，我们必须将无限数量的贡献加在一起，每个对应的都是光子和电子-正电子对的一特定发射与吸收序列，如图10所示，“费因曼图”对此作了形象的描述。(运用这些图进行计算的方法是里查德?费因曼在1940年代晚期制定的，他当时正在康奈尔大学。严格地讲，散射过程的比率是由贡献之和的平方给出的，每个图都对应一个贡献。)在任何一个图上多增加一条内线都会使该图的贡献降低一个系数，该系数大致等于大自然的一个基本常数，称为“精细结构常数”。这一常数很小，约为1/137.036。因此，复杂图的贡献也很小，我们可通过将几个简单图的贡献相加，计算出散射过程的比率的充分近似值。(我们有信心能几乎无限精确地预测原子光谱，原因即在于此。)然而，对于强相互作用来说，起着精细结构常数作用的常数大致等于1，而不是1/137，因而，复杂图提供的基值同简单图正好一样大。涉及到强相互作用的过程的比率难以计算这一问题，一直是影响基本粒子物理学在过去四分之一的世纪中向前发展的唯一一个最大障碍。[图片10]一些费因曼图这里显示了一些有关电子-中子散射的较简单的费因曼图。直线表示电子或正电子；波形线表示光子。每个图均代表某个数值数量，这个数值数量取决于进入电子和外出电子的动量和自旋；散射进程的比率为与所有费因曼图相关联的这些数量的总和的平方。每个图对这个总和的贡献，与光子线的数量给出的若干个1/137的系数(精细结构常数)成正比。图(a)代表单个光子交换，提供的增量变大，与1/137成正比。图(b)、(c)、(d)和(e)代表对(a)作出主要“辐射”校正的所有类型的图；它们提供的数量级均为(1/137)^2。图(f)提供的增量更少，与(1/137)^3成正比。并非所有过程都涉及到强相互作用。强相互作用仅影响到被称为“强子”的一类粒子；它们包括核粒子和π介子，以及被称为Κ介子、η介子、Α超子、Σ超子等的其他不稳定的粒子。强子一般比轻子重(“轻子”的名称来自希腊的“轻”字)，但它们之间真正重要的区别，是强子能感受到强相互作用，而轻子——中微子、电子和μ介子——却不能。电子感受不到核力这一事实无比重要——它同电子的小质量一起，造成了如下事实：原子或分子中的电子云约比原子核大100,000倍，此外，将原子稳固在分子中的化学力，比将中子和质子稳固在核中的力弱数百万倍。如果原子和分子中的电子能感受到核力，那就不会有化学、晶体学或生物学了——而只有核物理学。作为第五章的开始，我们提出的1,000亿开氏度的温度是经过精心挑选的，为的是低于所有强子的阈值温度。(根据书后表1，最轻的强子——π介子——的阈值温度约为1.6万亿开氏度。)因此，在第五章的整个讲述中，唯一大量存在的粒子是轻子和光子，它们之间的相互作用完全可以忽略不计。我们如何对待较高的温度呢？在那种情况下，强子和反强子以巨大的数量存在着。对此，有两种截然不同的回答，它们反映了关于强子性质的两种截然不同的思想流派。根据一个流派，实际上不存在“基本”强子这种东西。每个强子都如同其他强子那样基本——不仅有像质子和中子这样稳定和近乎稳定的强子，以及像π介子、Κ介子、η介子和超子这样中等不稳定的粒子(它们存在的时间足以使之在照相底片或气泡室中留下可测量的痕迹)，甚至还有像ρ介子这样完全不稳定的“粒子”(它们存在的时间正好使它们在接近光速的速度上，几乎不能穿过原子核)。这一学说是在1950年代末和1960年代初，主要由伯克利的杰弗里?丘提出的，它又是被称为“核民主”。按照对“强子”的这样一种自由定义，其阈值温度低于100万亿开氏度的已知强子的数量有数百个，可能还有数百个正有待于发现。在有些理论中，强子类型的数量是无限的：粒子种类的数量将随着我们探索的质量越来越大而越来越快地增加。对这样一个世界做到理解，似乎是无望的，但粒子光谱的复杂性也有可能变成简单性。比如，ρ介子是一种强子，可以认为它是一种由两个π介子组成的不稳定的合成物；当我们在计算中明确地计入ρ介子时，我们已在某种程度上考虑到了π介子之间的强相互作用；或许，通过在我们的热力学计算中明确地计入所有强子，我们可忽略强相互作用的所有其他影响。再者，如果强子的类型数量的确无限，那当我们在一特定体积中加入越来越多的能量时，该能量就不会增加粒子的随机速度，而是增加该体积中现有粒子类型的数量。这样，温度就不会像在强子类型固定的情况下那样，随着不断增大的能量密度而迅速上升。事实上，在这类理论中，可有一个最高温度，在这个温度值上，能量密度变得无限。这是难以逾越的温度的上限，正如绝对零度是难以逾越的下限一样。关于强子物理学中最高温度的思想，起初是由日内瓦欧洲核子研究中心实验室的R?哈格多恩提出的，后得到其他理论学家的进一步发展，基本包括我本人。甚至对最高温度也作出了相当精确的估计——它低得惊人，约为两万亿开氏度(2×10^12°K)。我们越接近开始，温度离这一最高值越近，存在的强子类型的数量也越丰富。然而，即使在这些异常情况下，也有一个开始，有一个有着无穷能量密度的时候，它大致在第五章第一个画面之前的百分之一秒。还有另一个思想流派，它传统得多，比“核民主”更接近普通直觉，在我看来，也更接近事实。根据这个流派，并非所有粒子都是相等的；有些实际上是基本粒子，其余的则仅仅是基本粒子的复合物而已。据认为，基本粒子是由光子和所有已知轻子，而非任何已知强子组成的。相反，据认为，强子是称为“夸克”的更基本的粒子的复合物。原始夸克理论是由默里?盖尔曼和乔治?茨威格(分别)提出的，他们都属于加州理工学院。理论物理学家诗人般的想象力，在给不同种类的夸克命名时，得到了充分发挥。夸克被分为不同的类型或“味”，给它们起的名字有“浓味”、“淡味”、“奇异味”和“粲味”等。此外，夸克的每种“味”又分为三种不同的“颜色”，美国的理论学家们通常称之为红、白、蓝。北京的理论物理学家小组长期以来一直偏爱某个夸克理论，但他们却称之为“层子”而非夸克，因为这些粒子比寻常强子代表着更深层的现实。如果夸克思想是正确的，那早期宇宙物理学就有可能比原认为的要简单。根据夸克在核粒子内部的空间分布，对它们之间的力作出某种推断是可能的，反过来，也可根据对电子与核粒子的高能碰撞的观测，确定这一分布(如果夸克模型是正确的)。按这种方法，几年前，麻省理工学院与斯坦福大学线性加速器中心合作发现，当夸克彼此间的距离非常接近时，夸克之间的力似乎消失了。这说明在某个温度下，也就是在几万亿开氏度左右，强子会分裂成它们的组分——夸克，就像原子在几千度下会分裂成电子和核，核在几十亿度下会分裂成质子和中子一样。根据这一情况，可以认为，在很早的时候，宇宙是由光子、轻子、反轻子、夸克和饭夸克组成的，它们实质上都是作为自由粒子运动的，因而，每个粒子类型实际上仅是提供了又一种类型的黑体辐射而已。这样，很容易就能推算出，大约在第一个画面前百分之一秒的时候，必定曾有一个开端，有一个无穷密度和无穷温度的状态。这些相当直觉的想法，近来有了一个更加坚实的数学基础。1973年，三位年轻的理论学家——哈佛大学的休?戴维?波利策和普林斯顿大学的戴维?格罗斯、弗兰克?维尔泽克指出，在一个特别的量子场理论类别中，夸克之间的力确实随着夸克被推得彼此越来越近而变得越来越弱。(这类理论被称为“非阿贝尔规范理论”，由于技术性太强，这里不便解释。)这些理论有着“渐近自由”的显著特性；在渐近的短距离或高能量上，夸克的行为方式如同自由粒子。J?C?科林斯和M?J?佩里在剑桥大学甚至指出，在任何渐近自由理论中，一个温度足够高、密度足够大的介质的特性，实质上就如同该介质纯粹是由自由粒子组成的一样。因此，这些非阿贝尔规范理论为最初百分之一秒的简单情景——宇宙是由自由基本粒子组成的——提供了坚实的数学理由。夸克模型在众多的应用中非常有效。质子和中子的行为方式的确就像它们是由三个夸克组成的似的，而ρ介子的行为方式也就像它们是由一个夸克和一个反夸克组成的一样，等等。但尽管在这方面取得了成功，夸克模型却也带来了一个很是令人费解的问题：迄今业已证明，即使利用现有加速器提供的最大能量，也无法将强子分裂成它的组分——夸克。同样，宇宙学也无法将自由夸克分离出来。如果强子真的在早期宇宙的高温下分裂成了自由夸克，那一些自由夸克就有可能残存到目前。苏联天体物理学家亚?B?泽利多维奇估计，残留下来的自由夸克在当前宇宙中的普遍程度与金原子大致一样。不用说，黄金并不丰富，但购买一盎司的黄金，比购买一盎司的夸克要容易得多。不存在分离的自由夸克这一难题，是理论物理学在当前面临的最重要问题之一。格罗斯和维尔泽克以及我本人曾提出，“渐进自由”提供了一个可能的解释。如果两个夸克之间的相互作用力随着它们彼此的推进而减弱，那它也会随着它们彼此的拉远而增强。因此，在寻常强子中将一个夸克与其他夸克的距离拉远所需的能量，会随着距离的增加而增加，它似乎最终将大到足以在真空中创造出新的夸克-反夸克对的程度。结果，我们得到的不是几个自由夸克，而是一些寻常强子。这完全就像将一根绳子的一端分离出来一样：如果用力拉，就会将绳子拉断，但得到的却是两根绳子，每个又有两个端点！在早期宇宙中，夸克彼此间的距离非常近，所以它们感受不到这些力，因而能像自由粒子那样行动。然而，在非常早的宇宙中，随着宇宙的膨胀和冷却，每个自由夸克不是与一个反夸克湮灭，就是在质子或中子中找到了栖息之地。关于强相互作用，就讲到这里。随着我们追溯早期宇宙，我们还会遇到其他问题。现代基本粒子理论作出的一个非常有趣的推论是，宇宙可能曾发生过相跃迁，就像水温降到273°K(=0℃)以下时，水会结冰一样。与这一相跃迁相关联的不是强相互作用，而是粒子物理学的另一种短距离相互作用——弱相互作用。弱相互作用是造成某些放射性衰变过程(如自由中子的衰变，参见第四章有关章节)的那些作用，更广泛地说，它们是造成涉及到中子的任何反应的那些作用。正如它们的名字所显示的那样，弱相互作用比电磁相互作用或强相互作用弱得多。比如，在能量为100万电子伏特的中微子和电子的碰撞中，弱力约为按同样能量碰撞的两个电子间的电磁力的一千万(10^-7)分之一。尽管弱相互作用的力很弱，但人们长期以来一直认为弱力与电磁力之间或许存在着某种很深的关系。1967年，我本人提出了一个将这两种力结合在一起的场理论，1968年，两卜杜斯?萨拉姆也独自提出了这样的理论。这一理论预测存在着一种新类型的弱相互作用，即所谓的中性流，它的存在在1973年的试验中得到了证实。始于1974年的整个新强子类型的发现，又使它得到了进一步的验证。这类理论的主体思想是，大自然的对称性相当高，它将各种各样的粒子和力相互联系起来，但在普通物理现象中却被掩盖了。自1973年起用来描述强相互作用的场理论，都属同一数学类型(非阿贝尔规范理论)，许多物理学家现在认为，规范理论或许能为认识大自然所有的力提供一个统一的基础。这些力包括：弱力、电磁力、强力，或许还有引力。这一观点得到了统一的规范理论的一个特性的支持，这一理论是萨拉姆和我本人提出的，并在1971年由杰拉德特?胡夫特和本杰明?李得到了证实：复杂费因曼图的贡献尽管看上去无穷，但却给出了有关所有物理过程的比率的有穷结果。对于早期宇宙研究来说，正如莫斯科列别杰夫物理研究所的D?A?基尔日尼茨和A?D?林德在1972年所指出的那样，规范理论的重要之处，在于它们展示了在大约3,000万亿度(3×10^15°K)的“临界温度”上的相跃迁，即一种冻结。在低于临界温度的温度上，当时的宇宙就跟现在一样：弱相互作用较弱，且距离较短。在高于临界温度的温度上，弱相互作用和电磁相互作用之间的重要统一，表现得很明显：弱相互作用与电磁相互作用遵循同一类型的平方反比律，并有着大约相同的强度。用一杯冰水作类比，对此很有启发性。高于冰点，液态水便显出很高的均匀性：在杯中的一个点上发现水分子的可能性，与其他任何点都一样。然而，当水冻结后，不同点在空间上的对称都会部分丧失：冰形成了一个晶格，水分子都处于某种固定的间隔上，在其他任何地方找到水分子的可能性都几乎为零。同样，当宇宙随着温度下降到3,000万亿度以下而“冻结”时，对称性就丧失了——跟一杯冰不同，它失去的不是空间上的均匀性，而是弱相互作用和电磁相互作用之间的对称性。将这一类比作更进一步的发挥，也是可能的。每个人都知道，当水结冰时，它通常并不形成完美的冰晶，而是形成某种更为复杂的东西：一大堆零乱的晶畴，中间用各种类型的不规则晶线分割开来。宇宙也曾冻结成畴吗？我们是否也生活在这样的一个畴中，弱相互作用和电磁相互作用之间的对称是否也以某种特定方式被打破？我们最终能否发现其他的畴？迄今为止，我们的想象力将我们带回到了温度为3,000万亿度的时候，而我们不得不面对强相互作用、弱相互作用和电磁相互作用。物理学已知的另一大类相互作用——引力相互作用，又怎样呢？引力当然曾在我们的讲述中起过重要作用，因为它控制着宇宙密度与其膨胀速度的关系。然而，迄今还没有发现引力对早期宇宙的任何部分的内部特性有什么影响。这是因为引力极其弱；比如，氢原子中的电子和质子间的引力，比电力还弱10的39次方。(引力场中的粒子生成过程，可说明宇宙进程中引力的微弱程度。威斯康辛大学的莱昂纳多?帕克指出，宇宙引力场的“潮汐”效应，在宇宙起始后大约1亿亿亿分之一秒（10^-24秒）的时候，会大得足以在空洞的空间中产生粒子-反粒子对。然而，引力在这些温度上仍然太弱，按这种方式产生的粒子的数量，对热平衡中业已存在的粒子的贡献可忽略不计。)但是，我们至少可想象曾有一个时候，引力强大得如同上述强大的核相互作用一般。引力场不仅是由粒子质量产生的，还是由所有形式的能量产生的。地球围绕着太阳运行的速度，比太阳不炽热的情况下要快，因为太阳热量的能量是引力的一部分来源。在超高温度下，处于?热平衡的粒子的能量可变得非常之大，以至于使它们之间的引力变得如同其他力量那么强。我们可以估计，这一事态是在大约1亿亿亿亿度(10^32°K)的温度上实现的。在这一温度上，所有类型的奇异事情都会发生。不仅引力变得强大，引力场引起的粒子生成量巨大，而且“粒子”这一概念也不再有任何意义。“视界”，即超过它就无法接收到任何信号的距离(参见第二章)，此时会比处于热平衡的一个典型粒子的一个波长都近。粗略地说，每个粒子都大得跟可观测到的宇宙差不多！我们对引力的量子性质了解得还不够，甚至还不能对此前的宇宙史进行明智的推测。我们能大致估计，10^32°K的温度是在起始后的大约10^-43秒的时候达到的，但这一估计有何意义，现在还不真正清楚。因此，无论其他迷雾是否已被揭开，在10^32°K的温度上，仍有一团迷雾在遮挡着我们对最早时代的观察。然而，这些不确定性对公元1976年的天文学来说，都没有太大的影响。关键之处在于，在最初的整整一秒中，宇宙被假定处于热平衡状态，在此状态下，所有粒子(甚至是中微子)的数量和分布都是由统计力学的定律，而非它们的过去决定的。当我们在今天测量氦的丰度、微波辐射甚至是中微子的丰度时，我们观测的是在第一秒结束时结束的热平衡状态的残留物。就我们所知，我们能够观测到的任何东西都不取决于那个时候之前的宇宙史。(特别是，或许除了光子与核粒子比率本身外，我们现在观测到的任何东西都不取决于在最初的一秒之前，宇宙是不是各向同性的和均匀的。)这就像精心准备了一顿晚餐——最新鲜的配料，最精制的佐料，最上乘的葡萄酒——而随后便全扔到了一个大锅中，煮了好几个小时。这样一来，即使是最有鉴赏力的美食家也难以辨明端上桌来的是什么了。可能有一个例外。引力现象，如同电磁现象一样，有可能表现为波，还有可能表现为更为常见的远距离静力作用。两个静止电子通过取决于它们之间的距离的静电力，相互排斥，但如果我们前后摆动一个电子，在间距发生变化的信息通过电磁波从一个粒子传送给另一个粒子之前，另一个电子是不会感受到作用力的任何变化的。几乎不必说，这些波是以光速传播的——它们就是光，尽管未必是可见光。同样，如果某个不明智的巨人前后摆动太阳，那我们在地球上八分钟内也不会感受到其影响，八分钟是波以光速从太阳传播到地球所需的时间。这不是一种光波，一种振动电波或磁波，而是一种引力波，振动发生在引力场中。正如对待电磁波那样，我们将所有波长的引力波都归并为“引力辐射”。引力辐射与物质的相互作用远远弱于电磁辐射，甚至弱于中微子。(因为这一原因，尽管我们在理论上对引力辐射的存在有相当的把握，但大多数艰苦的努力迄今显然都没有侦测到任何来源的引力波。)因此，引力辐射可能在很早的时候就与其他宇宙成分失去了热平衡——事实上，是在温度约为10^32°K的时候。自那时起，引力辐射的有效温度开始下降，与宇宙规模成反比。宇宙其他成分的温度遵循的也是这一递减规律，只有一个例外，那就是夸克-反夸克和轻子-反轻子对的湮灭，提高了宇宙其他部分的温度，但却没有提高引力辐射的温度。因此，当今的宇宙中应充满了引力辐射，其温度接近但却稍低于中微子或光子的温度——或许约为1°K。发现这一辐射，意味着要对宇宙史上的最早的时刻进行直接观测，就连当代理论物理学也能对这一时刻作出估计。遗憾的是，在可预见到的将来发现1°K的引力辐射背景的可能性微乎其微。在许多具有大量推测成分在内的理论的帮助下，我们得以从时间上往后追溯宇宙史，一直追溯到密度无穷大的时刻。但这并不能使我们感到满足。自然，我们想知道在这一时刻之前，在宇宙开始膨胀和冷却之前，存在着什么。一个可能性是，实际上从来就没有过一个密度无穷大的状态。宇宙当前的膨胀可能是从以前的一个收缩时期结束时开始的，当时的宇宙密度以达到了某个非常高但却是有穷的值。在下一章，我将对这一可能性作稍多的论述。然而，尽管我们不知道是否的确曾有过一个开端，但这至少在逻辑上是可能的，而且在那一时刻之前，时间本身是没有意义的。我们都以习惯了绝对零度概念。将任何东西冷却到-273.16℃以下都是不可能的，这不是因为太难或是因为没有人想到制造一种非常合适的冰箱，而是因为低于绝对零度的温度是没有意义的——绝对不可能有低于无热的热量。同样，我们或许也应去习惯绝对零时间这一思想——在过去的这一时刻之前，在原则上是不可能追溯任何因果链的。这个问题仍有待商榷，也可能将永远值得商榷。对我来说，从对早期宇宙的这些猜测中得出的最为令人满意的事，是宇宙史与其逻辑结构间可能存在着相似之处。大自然现已展示出种类繁多的粒子和相互作用。而我们业已学会透过这一多样性进行更深入的研究，尽力将各种粒子和相互作用看作一个简单而统一的规范场理论的各个方面。当前宇宙非常寒冷，不同粒子和相互作用之间的平衡性被一种冰冻掩盖；它们在日常现象中表现得不明显，必须在我们的规范场理论中，通过数学方式来表达。我们现在通过数学所做的事情，在早期宇宙中是由热来完成的——这一物理现象直接展示了大自然在本质上的简单性。可没有人能亲眼目睹。第八章尾声：未来前景宇宙当然会一如既往地膨胀一个时期。至于它以后的命运，标准模型作出了含糊的预测：它完全取决于宇宙密度是小于还是大于某个临界值。我们在第二章看到，如果宇宙密度小于临界密度，那宇宙就是无穷的，就将继续永无休止地膨胀下去。我们的后代，假使我们那时还有后代的话，将会看到热核反应在所有恒星上逐渐结束，留下的是各种各样的熔渣：黑矮星、中子星，或许还有黑洞。行星可能继续沿轨道运行，并随着它们发射引力波而稍微降低速度，但却永远不会在任何有穷的时间内进入静止状态。宇宙辐射背景和中微子的温度将继续与宇宙规模成反比地下降，但它们将不会逃过人们的眼睛；即使现在我们还难以侦测到3°K的微波辐射背景。另一方面，如果宇宙密度大于临界值，那宇宙就是有穷的，其膨胀将最终停止下来，取而代之的将是加速收缩。举例来说，如果宇宙密度是其临界值的两倍，如果当前通用的哈勃常数(每百万光每秒15公里)是正确的，那宇宙现在就有100亿岁了；它将再继续膨胀500亿年，而后开始收缩(参见图4)。收缩只不过是倒退的膨胀而已；500亿年之后，宇宙将重新回到当前的规模，再过100亿年，它将接近奇特的无穷密度状态。至少在收缩阶段的初期，天文学家(如果还有的话)将能够欣赏到红移和蓝移。来自附近星系的光将会在宇宙比观测到光的时候大的时候发射，因此，当它被观测到的时候，这种光似乎在朝着光谱的短波端，即朝着蓝色偏移。另一方面，来自极遥远物体的光将在宇宙仍处于最初膨胀阶段的时候发射，那时宇宙甚至比观测到光的时候还小，因此，当它被观测到的时候，这种光似乎在朝着光谱的长波端，即朝着红色偏移。由光子和中微子形成的宇宙背景的温度将会下降，而后又随着宇宙的膨胀和随后的收缩而上升，它总是与宇宙的规模成反比。如果宇宙现在的密度是其临界值的两倍，那我们的计算结果就是，当宇宙膨胀到最大时，它将比现在正好大两倍，因此，微波背景温度将只有当前值3°K的一半，即1.5°K左右。所以，随着宇宙开始收缩，温度将开始上升。刚一开始，不会出现警报——在几十亿年的时间里，辐射背景的温度不高，需要付出很大的气力才能发现它。然而，当宇宙再次收缩到当前规模的百分之一时，辐射背景将开始主宰天空：夜空将如同我们今天的白昼一样温暖(300°K)。7,000万年后，宇宙将再收缩十倍，我们的后人(如果有的话)将会感到天空亮得难以忍受。行星和恒星大气中以及恒星际空间中的分子将开始分解成它们的组分——原子，而原子则又分解成自由电子和原子核。再过70,000年，宇宙温度将达到1,000万度；随后，恒星和行星自己也将溶化成一种由辐射、电子和核组成的混合物。再过22天，温度将上升到100亿度。而后，核开始裂变成它们的组分——质子和中子，从而又恢复到了恒星核聚变和宇宙核聚变之前的样子。此后不久，电子和正电子将在光子与光子的碰撞中大量产生，中微子和反中微子的宇宙背景将于宇宙的其他部分重新形成热共享。我们真的能将这一令人沮丧的故事一直这样讲述下去、一直讲到无穷温度和无穷密度状态吗？在温度达到10亿度大约三分钟后，时间真的停止了吗？显然，我们没有把握。我们在上一章力图探索最初百分之一秒时所遇到的所有不确定的地方，在我们探究最后百分之一秒时，将再次使我们不知所措。最为重要的是，我们必须用量子力学的语言，在高于10万亿亿亿度(10^32°K)的温度上描述整个宇宙，但没有人知道那时发生了什么。再者，如果宇宙并非真的是各向同性和均匀的(参见第五章结尾)，那在我们不得不面对量子宇宙学的问题之前，我们的整个讲述可能就早已失去了真实性。从这些不确定性中，有些宇宙学家看到了某种希望。或许，大地将发生一种宇宙“反弹”，重新开始膨胀。在《埃达》中，诸神和巨人在世界毁灭时经过最后一场激战后，地球被水火摧毁，但水退后，托尔的儿子们又拿着他们父亲的锤子，从地狱中走了出来，整个世界重又开始了。但如果宇宙真的会重新膨胀，那它的膨胀也会再次缓慢并停下来，然后开始另一轮的收缩，并在另一次的宇宙毁灭中结束，然后又发生反弹，循环往复，永无休止。如果我们的未来是这个样子，按理说，我们的过去也应是这个样子。当今的宇宙膨胀只不过是上一次收缩和反弹后的一个阶段而已。(事实上，迪克、皮布尔斯、罗尔和威尔金森在他们1965年关于宇宙微波辐射背景的论文中，就已做出过假设，他们说宇宙在过去肯定有一个完整的膨胀和收缩阶段。他们还认为，宇宙必定曾有过足够的收缩，这样才将温度至少提高到了100亿度，从而将在以前的阶段形成的重元素分解开来。)再往后看，我们可以想象一个无穷尽的膨胀和收缩循环，它一直延伸到无穷的过去，根本就没有什么开端。有些宇宙学家是从哲学意义上对振动模型感兴趣的，这尤其是因为，同恒稳态模型一样，它巧妙地回避了创世纪的问题。然而，它的确也面临着一个严重的理论难题。在每个循环周期中，随着宇宙的膨胀与收缩，光子与核粒子的比率(或更确切地说，每个核粒子的熵)，会因一种摩擦(称为“体积粘度”)而略有增加。据我们所知，这样一来，宇宙开始每次新的循环时，其光子与核粒子之比率都是新的且略有提高。目前，这一比率很大，但并非无穷，所以难以看出，宇宙何以能够在过去历经无数次的循环。然而，所有这些问题或许都是可以解决的，而且无论哪个宇宙模型被证明是正确的，都不会给人以多大慰藉。人类几乎不可避免地会这样认为，即我们与宇宙有着某些特殊的关系，人类生命不仅仅是始于最初三分钟的一系列事件所带来的具有喜剧色彩的产物，而且我们自宇宙创始时就在某种程度上被内置在宇宙里面了。写到这儿时，我正坐在一架飞行在30,000英尺高空的飞机上，地球看上去非常柔软、舒适——绒毛似的浮云四处可见，积雪在落日的映照下变成了粉红色，公路从一个城镇到另一个城镇，笔直地伸展在大地上。很难想像，所有这些都只不过是充满敌意的宇宙中一微不足道的部分而已。更难想象，当前这个宇宙是从人类完全陌生的早期环境中演化而来的，而且在将来有可能毁灭，进入无穷期的寒冷或无法忍受的酷热。宇宙越是看似容易理解，越是让人不可捉摸。但即使我们的研究成果中没有令人宽慰的东西，那研究本身也至少称得上是某种宽慰。人们并不满足于神和巨人的传说，也不愿将全部精力放在日常琐事上；他们还制造了望远镜和卫星以及加速器，整日坐在办公桌旁分析所收集的数据。旨在理解宇宙的努力，是使人类生活多少减少一些喜剧色彩，增加某些悲剧色彩的少数事情之一。图表表1 一些基本粒子的特性[图表1]一些基本粒子的特性 “静止能量”是粒子的所有质量被转化为能量时所释放的能量。“阈值温度”是静止能量除以玻尔兹曼常数；在这个温度以上，粒子可自由地从热辐射中创造出来。“有效种类数量”给出了在大大高于阈值的温度上，每种粒子对的总能量、压力和熵的相对增量。这个数量被称为三个系数的乘积：根据粒子是否有单独的反粒子，第一个系数为2或1；第二个系数是粒子自旋方向的数量；最后一个系数是7/8或1，这取决于粒子是否遵循泡利排斥原理。“平均寿命”是粒子在发生放射性衰变，或为其他粒子之前，所存在的平均时间长度。表2 一些辐射类型的特性[图表2]一些辐射类型的特性每种辐射都有一定的波长范围，这里用厘米表示。与这一波长范围相对应的，是光子能量的范围，这里用电子伏表示。“黑体温度”是这样一种温度，在这一温度上，黑体辐射的大部分能量都聚集在特定波长附近；这里，这一温度用开氏度表示。(比如，彭齐亚斯和威尔孙在发现宇宙辐射背景时所调到的波长为7.35厘米，所以这是微波辐射；当核发生放射性嬗变时所释放的光子能量约为100万电子伏，所以这是γ射线；太阳表面的温度为5800°K，所以太阳发射的是可见光。)当然，不同类型的辐射并没有明显的区别，而且人们对各种波长范围也没有一个普遍一致的看法。词　汇　表绝对光度任何天体每单位时间所发射的总能量。仙女座星云离我们的星系最近的大星系。它呈旋涡状，具有大约3×10^11的太阳质量。它在梅西耶星表中编号为M31，在“星云呈因新总表”中编号为NGC224。埃单位一厘米的一亿分之一(10^-8cm)。用符号? 表示。典型原子的大小为几个埃；可见光的典型波长为几千个埃。反粒子与另一个粒子的质量和自旋相同，但却有着等量而相反的电荷、重子数、轻子数等等的粒子。每个粒子都有一个相应的反粒子，只有某些纯中性粒子是例外，如光子和π^0介子(注，表示0在π的右上角)，它们自身就是自己的反粒子。反中微子是中微子的反粒子；反质子是质子的反粒子；以此类推。反物质是由反质子、反中子和反电子或正电子组成的。视光度每单位时间和每单位接受面积从任何天体上所接收到的总能量。渐进自由关于强相互作用的某些场理论的特性，认为力在短距离内会变得越来越弱。重子一类强烈相互作用的粒子，其中包括中子、质子和被称为超子的不稳定的强子。重子数是一个存在子体系内的重子总数减去反重子总数。“大爆炸”宇宙学这一理论认为宇宙的膨胀始于过去某个有穷的时刻，当时它处于密度和压力都非常大的状态。黑体辐射其每个波长范围中的能量密度与完全吸收性热物体所发射的辐射的能量密度相同的辐射。处于任何热平衡状态的辐射都是黑体辐射。蓝移光谱线向更短波长的移动，是由渐近光源的多普勒效应引起的。玻尔兹曼常数统计力学的基本常数，它将温度尺度与能量单位联系在一起。通常用k或kB(注：标示B位于k的右下角)表示。等于每开氏度1.3806×10^-16尔格，或每开氏度0.00008617电子伏。造父变星明亮的变星，其绝对光度、变化周期和颜色间存在着明确的关系。取名于仙王星座中的恒星仙王座δ(中国星名造父一)。用来指示相对较近的星系的距离。特征膨胀时间哈勃常数的倒数。大约是宇宙膨胀1%所需的时间的100倍。守恒定律确定某些量的值在任何反应中都不发生变化的定律。宇宙射线高能带电粒子，是从外层空间进入我们的地球大气的。宇宙学常数爱因斯坦在1917年在他的引力场公式中增加的一个项。这样一个项会在非常大的距离内产生排斥力，静止的宇宙中需要用它来平衡因引力而产生的吸引力。目前没有理由怀疑宇宙学常数的存在。宇宙学原理认为宇宙是各向同性的和均匀的假说。临界密度宇宙的膨胀最终停下来并由收缩所取代所需要的当前最小的宇宙质量密度。如果宇宙的密度超过临界值，那宇宙在空间上就是有限的。临界温度使相变得以发生的温度。氰化合物CN，由碳和氮组成。可通过吸收可见光，在恒星间空间中找到。减速因子用以描述遥远星系的推行速度减缓情况的数量。密度每单位体积的任何量的数量。质量密度是每单位体积的质量；它常常被简单地称为“密度”。能量密度是每单位体积的能量；数密度或粒子密度是每单位体积的粒子的数量。氘一种氢重同位素H2。氘核是由一个质子和一个中子组成的。多普勒效应任何信号的频率变化。电子最轻的巨大的基本粒子。原子和分子的所有化学特性都是由电子彼此之间以及电子与原子核之间的电相互作用决定的。电子伏一种能量单位，在原子物理学中很常用，等于一个电子通过一伏的电压差时所获得的能量。等于1.60219×10^-12尔格。熵统计力学的基本量，与某个物理体系的紊乱程度相关。熵在持续保持热平衡的任何过程中都是守恒的。热力学的第二个定律说，熵的总量在任何反应中都永不减少。尔格厘米-克-秒系统中的能量单位。以每秒一厘米的速度运动的一克质量的动能，为半尔格。费因曼图表示基本粒子反应率的各种因素的图。精细结构常数原子物理学和量子电子动力学的基本数值常数，为电子电荷的平方除以普朗克常数和光速的乘积。用α表示，等于1/137.036。频率任何类型的波的波峰通过一特定点的速度。等于波速除以波长。以每秒的循环周期或“赫兹”来衡量。弗里德曼模型宇宙的时空结构的数学模型，以广义相对论(没有宇宙学常数)和宇宙学原理为基础。星系巨大的因引力而集结在一起的恒星集团，包含有多达10^12太阳质量。我们所在的星系有时被称为“银河系”。星系通常按照其形状(如椭圆形、旋涡形、有棒的旋涡形或不规则)来分类。规范理论一类场理论，作为关于弱、电磁和强相互作用的一种可能的理论，目前正受到深入研究。此类理论在对称变换下是不变的，其效应在时空中因点而异。“规范”一词来自普通的英语词，意思是“测量”，但这个词大多是在涉及到历史时才使用。广义相对论阿尔伯特?爱因斯坦在1906-1916年的十年中提出的引力理论。正如爱因斯坦所阐述的那样，广义相对论的基本思想是，引力是时空连续体的曲率的效应。引力波引力场中的波，类似于电磁场中的光波。引力波的运动速度同光波一样，也是每秒299.792公里。在引力波方面现在还没有广泛认可的实验证据，但它们的存在却是广义相对论所需要的，而且也没有受到严重的怀疑。引力辐射的量子，类似于光子，称为引力子。强子参与强相互作用的任何粒子。强子分为重子(如中子和质子)和介子，重子符合泡利不相容原理，而介子则不符合。氦第二个最轻的也是第二个最丰富的化学元素。稳定的氦同位素有两种：氦He^4中包含有两个质子和两个中子，而核He^3中则包含有两个质子和一个中子。氦的原子中在核的外面有两个电子。均匀性宇宙的假定特性，即在特定的时刻，它在所有典型观测者看来都是一样的，无论他们处于何处。视界在宇宙学中，它指的是这样一个距离，在这一距离之外，没有任何光信号有足够的时间到达我们。如果宇宙有一个确切的年龄，那视界的距离就是年龄乘以光速的数量级。哈勃定律距离中等的星系的退行速度和它们的距离之间的比例关系。哈勃常数则是速度和距离在这方面的比率，用H或H。表示。氢最轻和最丰富的化学元素。寻常氢的核是由一个单一的质子组成的。还有两种较重的同位素：氘和氚。任何一种氢的原子都是由一个氢核和一个单一的电子组成的；正氢离子中没有电子。羟离子离子OH-，由一个氧原子、一个氢原子和一个额外的电子组成。红外辐射波长大约在0.0001厘米到0.01厘米(1万到100万埃)的电磁波，介于可见光与微波辐射之间。室温下的物体发出的主要都是红外辐射。各向同性宇宙的假定特性，即在一个典型观测者看来，它在所有方向上都是一样的。琼斯质量引力能够克服内部压力并产生在引力作用下集结在一起的系统的最小质量。用M^J(注：J标示于M的右下角)表示。开氏度温度尺度，同摄氏度一样，但它是用绝对温度而非冰的熔点来表示零度的。一个大气压下的冰的熔点为273.15°K。轻子不参与强相互作用的一类粒子，包括电子、μ介子和中微子。轻子数是一个系统中存在的轻子总数减去反轻子总数。光年光线在一年中所运行的距离，等于9.4605万亿公里。最高温度温度的上限，是某些强相互作用理论提出的。这些理论估计它为2万亿开氏度。平均自由程一特定粒子在与它所运动于其中的介质发生的两次碰撞之间所运行的平均距离。平均自由时间为碰撞之间的平均时间。介子一类强相互作用的粒子，包括π介子、Κ介子、ρ介子，等等，其重子数为零。梅西耶编号查尔斯?梅西耶星表中各星云和星团的星表编号。通常缩写为M……；如仙女座星云为M31。微波辐射波长大约为0.01厘米到10厘米的电磁波，介于甚高频射电和红外辐射之间。温度在几开氏度的物体主要在微波带发出辐射。银河我们星系平面上的恒星带的古称。有时用来指我们的星系本身。μ介子一种不稳定的带负电的基本粒子，与电子相似但却比电子重207倍。用μ表示。它虽被称为介子，但却不像真正的介子那样发生强相互作用。星云有着云一样外表的延伸天体。有些星云是星系；有些则实际上是我们星系中的灰尘和气体。中微子一种没有质量的不带电的粒子，只发生弱相互作用和引力相互作用。用ν表示。中微子至少有两个种类，分别被称为电子型(νe)和μ介子型(νμ)。(注：e和μ都标示于右下角。)中子不带电的粒子，和质子一起存在于寻常原子核中。用n表示。牛顿常数牛顿和爱因斯坦的引力理论的基本常数。用G表示。在牛顿的理论中，两个物体之间的引力是G乘以质量的乘积再除以它们之间距离的平方。按公制单位计算，则等于6.67×10^-8立方厘米/克秒。核民主认为所有强子都一样基本的理论。核粒子存在于寻常原子的核中的粒子，即质子和中子。通常简称为核子。秒差距天文学上的距离单位。被界定为其视差(因地球绕着太阳运动而引起的年偏移)为一秒弧的物体的距离。等于3.0856×10^13公里，或3.2615光年。比光年更常用于天文文献中。宇宙学的传统单位是百万秒差距，缩写为Mpc。哈勃常数通常用公里/秒/百万秒差距来表示。泡利不相容原理认为没有两个同一类型的粒子会处于恰好相同的量子状态的原理。重子和轻子符合这一原理，但光子和介子都不符合。相变一个系统从一个位形向另一种位形的剧烈转变，通常会发生对称上的变化。熔化、沸腾以及从普通传寻性向超寻性的转变都是这方面的例子。光子在关于辐射的量子理论中，与光波联系在一起的粒子。用γ表示。π介子最小质量的强子。分为三个种类：带正电的粒子(π+)、它的带负电的反粒子(π-)和略轻的不带电的粒子(π0)。普朗克常数量子力学的基本常数。用h表示。等于6.625×10^-27尔格秒。普朗克常数是1900年在普朗克的黑体辐射理论中首次提出的。随后又出现在爱因斯坦1905年的光子理论中：一个光子的能量是普朗克常数乘以光速再除以波长。今天，常数h中华人民使用得更多一些，它是用普朗克常数除以2π得出的。普朗克分布处于热平衡的辐射，即黑体辐射，在不同波长上的能量分布。正电子电子带正电的反粒子。用e+表示。自行天体沿与视线方向垂直的运动引起的在天空中的位置的移动。通常用秒弧/年测量。质子带正电的粒子，与中子一起存在于寻常原子核中。用p表示。氢核是由一个质子组成的。量子力学 1920年代提出的基本物理理论，取代了古典力学。在量子力学中，波和粒子是同一个基本实体的两个方面。与一特定波相关联的粒子是它的量子。此外，像原子或分子这样的束缚系统的状态只能处于某些显著的能级；一般认为能量被量子化了。夸克假定的基本粒子。根据假定，所有强子都是由夸克组成的。现在还从未发现过单独的夸克，在理论上有理由怀疑，尽管夸克在某种意义上是真实存在的，但它们永远也不可能作为单独的粒子被发现。类星体有着恒星的外表和非常小的角尺度，但又有着大的红移的一类天体。当它们是强射电源时，也被称为类星源。它们的真实性质现在还不为人所知。雷利-琼斯定律能量密度(每单位的波长间隔)和波长的简单关系，适用于普朗克分布的长波长范围。这一范围的能量密度与波长的反四次方成正比。复合原子核和电子结合成寻常原子。在宇宙学中，复合常常被专门用来指氦和氢原子在大约3,000°K温度下的形成。红移由退行光源的多普勒效应引起的光谱线向波长较长的偏移。在宇宙学中，它指的是观测到的遥远天体的光谱线向长波的偏移。作为波长的分数增加值，红移用z表示。静止能量处于静止状态的粒子的能量，如果粒子的所有质量能被湮灭，那这种能量就会释放出来。用爱因斯坦的公式E=mc^2得到。ρ介子许多极端不稳定的强子之一。衰变为两个π介子，平均寿命为4.4×10^-24秒。狭义相对论阿尔伯特?爱因斯坦在1905年提出的关于时空的新观点。在牛顿力学中，有一套数学变换式，它们将不同观测者所用的时空坐标相互联系起来，使自然法则在这些观测者看来都是一样的。然而，在狭义相对论中，时空变换有一个实质性的特性，即无论观测者的速度如何，光速都是不变的。一般认为，包含有其速度接近光速的粒子的任何系统，都是相对论性的，都必须根据狭义相对论而非牛顿力学的规则来对待。光速狭义相对论的基本常数，等于每秒299,729公里。用c表示。质量为零的任何粒子，如光子、中微子或引力子，都是以光速运动的。当物质粒子的能量与它们质量中的静止能量mc^2相比，非常之大时，它们的速度就接近于光速。自旋基本粒子的基本特性，它描述了粒子的旋转状态。根据量子力学的规则，自旋仅有某些特殊值，等于一个整数或整数的一半乘以普朗克常数。恒温太理论邦迪、戈尔德和霍伊尔提出的宇宙学理论，按照这一理论，宇宙的平均特性从不随着时间的变化而变化；为了使密度在宇宙膨胀过程中保持不变，必须不断有新物质创造出来。斯蒂芬-玻尔兹曼定律黑体辐射中的能量密度和温度的四次方成比例的关系。强相互作用在基本粒子相互作用的四个基本类型中，它是最强的一个。它产生了将质子和中子凝聚在原子核中的核力。强相互作用仅影响强子，不影响轻子或光子。超新星巨大的恒星爆炸，在爆炸中，除了恒星的内核外，其余部分全都被炸得飞进了恒星际空间。一个超新星在几天内所产生的能量，相当于太阳在10亿年中所释放的能量。在我们的星系中所观测到的最后一颗超新星，是1604年由开普勒(以及朝鲜和中国的宫廷占星家)在蛇夫座中发现的，但有人认为，射电源仙后座A是由于一颗更新的超新星而引起的。热平衡在这样一种状态下，粒子进入任何特定的速度、自旋等范围的速度，恰好与它们离开的速度相等。如果在足够长的时间内不受干扰，任何物理系统都会最终接近某种热平衡状态。阈值温度高于这一温度，黑体辐射就会大量产生特定类型的粒子。等于粒子的质量乘以光速的平方，再除以玻尔兹曼常数。氚不稳定的氢的重同位素H^3。氚核由一个质子和两个中子组成。典型曼系这里用来指没有异常速度，因而仅随着由宇宙膨胀所产生的一般性物质流动而运动的星系。典型粒子或典型观测者在这里也指的是这个意思。紫外辐射波长在10埃至2,000埃(10^-5厘米到2×10^-5厘米)的电磁波，介于可见光与X光之间。室女星系团室女座中超过1,000个星系的巨大星系团。这一星系团正以大约1,000公里/秒的速度远离我们，据认为，它与我们的距离为6,000万光年。波长指在任何类型的波中，波峰之间的距离。对电磁波来说，波长可以定义为电场或磁场矢量的任何分量达到了其最高值的点之间的距离。弱相互作用基本粒子相互作用的四个基本类型之一。在寻常能量下，弱相互作用比电磁或强相互作用弱得多，尽管比引力又强得多。弱相互作用导致像中子和μ介子衰变速度相对较慢，也导致了中微子相关的所有反应。人们现在广泛认为，弱、电磁或许还有强相互作用，是简单的、基本的和统一的规范场理论的外在表现。数　学　注　释 (略)后记：1977年后的宇宙学在《最初三分钟》首次出版后的16年中，宇宙又膨胀了亿分之十三。也可能只膨胀了亿分之六点五。这两个数字之间的差额反映了我们对宇宙膨胀的速度仍没有把握。正如第二章所讨论的那样，这一速度使用宇宙学的重要数值指数之一——哈勃常数来表示的，而哈勃常数是通过观测遥远星系在距离越来越大时增速的速度来测量的。随着时间的推移，天文学家称他们对哈勃常数的测量越来越准确，但遗憾的是，他们的测量结果仍不一致，不一致的地方比他们所称的不确定要大。一组测量得出的值是，距离的增加约为80公里/秒/百万秒差距，而另一组测量得出的确是大约40公里/秒/百万秒差距。在宇宙膨胀速度上，我们面对的是系数为2的不确定性。问题不是出在确定遥远星系的速度上——通过测量遥远星系的光谱线向光谱的红端的偏移，可以相对容易地做到这一点。而是一直出在测量星系的距离上。过去，测量星系距离的方法，是观测据认为有着同样内在光度的某类物体——如一特定类别的星系中最明亮的恒星或球状星团，或某类超新星——并运用它们的观测视光度来进行距离推断。它们的光越暗，说明距离越远。近年来，这些方法越来越多地被研究整个星系的特性的方法所补充，即将特定星系的内在光度与其内部观测特性，如该星系内恒星和气体云的速度，联系起来。超新星的视大小也被用来推断它们所发生于其中的星系的距离。尽管如此，获得的哈勃常数的结果仍相互不一致。人们曾希望这一传统问题能通过大型卫星运载仪器——哈勃太空望远镜的观测得到解决。遗憾的是，尽管通过这个望远镜获得了许多有价值的东西，但它闻名遐迩的据动过大和镜面变形问题，妨碍了对星系距离的最终测量。尽管存在着这些困难，关于我们宇宙的标准“大爆炸”理论，还是在不断地得到认可。举个例子说，现已有更多的证据来支持宇宙学原理，支持这一在第二章所讨论的作为标准宇宙学理论之基础的重要假设。根据这一假设，平均来讲，在足够大的距离内，宇宙中的物质分布是均匀的(即均匀的和各向同性的)。曾有一段时间，在星系分布中发现的“巨大”不均匀现象——巨大墙壁，巨大空洞，巨大吸引物，等等——似乎越来越多。但现在看来，平均来讲，在足够大的距离内，在相当于相对速度约为每秒40,000公里的距离内，宇宙中的星系分布确实是均匀的。(对80公里/秒/百万秒差距的哈勃常数来说，这个距离为500百万秒差距，或大约15亿光年。)高能X宇宙射线来自比500百万秒差距还大的距离，它的强度在所有方向上似乎都是一样的，这一事实又为宇宙学原理提供了进一步的证据。但对“大爆炸”宇宙学的最有力的支持，来自对1965年所发现的宇宙微波辐射背景的测量。近来，这些测量又得到了巨大完善。正如在第三章所讨论的那样，如果这个宇宙微波背景的确是从早期宇宙残留下来的辐射，那其强度对辐射波长的相依性就应符合一个著名的分布定律——正如图7所显示的那样，这一定律支配着不透明的(“黑”)加热体所发射的各种波长的辐射的强度。自1965年以来，不时有报告说，发现了背离图7所显示的严格的黑体分布定律的情况，但没有人知道这些异常情况确实是宇宙学上的，还是仅仅是来自地球大气的辐射的效应。后来，到1989年11月18日，“宇宙背景探测器(COBE)”卫星由德尔塔火箭发射到大气上空的轨道。(在第三章中，我报告说，在1977年《最初三分钟》刚刚付印的时候，我收到了《“宇宙背景探测器(COBE)”卫星简讯》第一期，它宣布了有关该卫星的计划。该项目历时20多年，但等这么长时间是值得的。)在卫星入轨后的最初八分钟的时间里，卫星上的一个微波辐射仪器量到，不同波长的宇宙微波背景的强度，适合黑体分布的程度好于千分之一，其温度为2.735°K(即绝对零以上2.735℃)。过去20多年中不时报告的稍微背离黑体分布的情况，显然是不存在的。理论与试验如此相一致，我们可以有把握地说，这一辐射的确是从“大爆炸”后大约100万年的某个时间里残留下来的，当时，宇宙正首次变得越来越易于为辐射所穿透。“宇宙背景探测器”上的微波辐射仪使用液态氦来标定它对辐射温度的测量，就像最初发现微波背景时使用的是“冷负载”一样(参见第七章)。然而，“宇宙背景探测器”上的液态氦挥发得很快，所以，通过“宇宙背景探测器”进一步增加我们对微波背景温度的了解是不可能的。但测量来自天空各个方向的辐射温度的差却不需要液态氦，液态氦挥发完后，“宇宙背景探测器”上的测量活动将继续进行。实际上，对微波辐射温度随着方向的变化情况的测量，比对温度本身的测量引起的兴奋还大。1960年代在地面上进行的早期测量，显示了几乎是完全一致的辐射温度——说明这种辐射来自整个宇宙而非地球或我们的星系。后来，伯克利的一个小组在1977年用一架U2飞机发现了一种轻微的各向异性，如果我们的太阳系正以相对于辐射背景每秒几百公里的速度运动的话，那各向异性就应是这种情况——也就是说，我们所运动的方向的温度稍高，我们所来的方向的温度稍低。但没有人能找到为辐射本身所固有的任何各向异性。随着时间的推移，这开始令人感到不安。毕竟，宇宙不是一种完全平衡的流体，而是充满了块状的星系和星系团。这些通过引力凝聚在一起的结构肯定是在引力的作用下，从宇宙首次变得可穿透时所存在的不够紧密的结构的基础上发展而来的，这些新生星系和星系团肯定会造成微波背景的某些波动。最后，1992年4月，参与“宇宙背景探测器”项目的科学家们宣布，他们发现微波辐射背景存在着轻微的不均匀。在从7°到180°的所有角尺度上，天空中各点间辐射温度变化的平均差异为一开氏度的百万分之30，后来的气球运载仪器所作的测量也证实了这一结果。微波背景的这些波动，据认为是由于受宇宙刚刚开始变得可为辐射所穿透时——宇宙膨胀开始后的大约100万年——所存在的物质块的引力的影响而产生的。(但有些理论家认为，辐射温度的差异可能是由更早的时候产生的引力波所造成的，至少部分地是这样。)但有可能引起振动的块不是新生星系或星系团——它们太大了。要观测星系和星系团的创始，就应测量微波背景在远小于7°的角尺度上随着角度的变化。目前，这种测量正在通过气球携带的微波天线或坐落在南极的微波天线井然有序地进行，那里海拔高，空气干燥，是进行地面观测的近乎理想的环境。遗憾的是，星系形成理论仍无进展。这不足为怪，因为我们仍不知道星系是由什么组成的。如果星系的质量大多包含在发光的恒星中，那它就应大多包含在星系极明亮的中心区，在这一中心区之外的恒星所感受到的引力就会以离星系中心的距离的反平方而减弱，如同沿轨道运行的行星所感受到的太阳的引力那样。在这种情况下，在星系中心周围轨道中的恒星和气体的速度，就会以离中心的距离的反平方而减弱，就像我们的太阳系中的行星的速度那样。但对旋涡星系的观测结果显示，这些速度在非常大的距离之外，仍大体保持不变，说明星系的质量不是集中在作为光源的中心，而是大部分以“暗物质”的形式包含在巨大的晕中。为便利之见，可以将宇宙中各种形式的物质的数量表示成刚刚不足以最终阻止并扭转宇宙膨胀的“临界质量”(对80公里/秒/百万秒差距的哈勃常数来说，约为10^-29克/立方厘米；参见注释2)的分数。旋涡星系的旋转说明，星系中拥有3%以上到10%的临界质量，而根据对大型星系团中的星系的运动的观测，得出了一个质量与光度比，如果这一比率在所有星系中具有典型性的话，那它就说明与星系相关的物质提供约为10%到30%的临界质量。近来通过红外辐射天文卫星对星系运动所作的一项调查显示，总质量密度比临界值大大约40%。“暗物质”不仅不是由普通的发光恒星组成的；还有证据表明，它甚至不以组成普通原子的原子粒子——质子、中子和电子——的形式存在。我们在第五章看到，在“大爆炸”后最初几分钟内产生轻元素的核反应，是受这些原子粒子的数量与当时存在的光子(光的粒子)的数量的比率影响的。如果原子粒子与光子的比率相对较高，那将氢转化成氦的核反应就会一直进行下去，直到基本结束为止，从而使以结合不太紧密的轻元素的形式残留下来的物质(如氘或锂)的数量减少。据认为，这些轻元素不是在恒星中产生的，因此通过对其当前丰度的测量，我们可得知原子粒子与光子在最初几分钟的比率。但这一比率自那时起并未发生明显的变化，所以我们可对其当前值作出某种推断，从而(因为我们知道宇宙微波辐射背景中每立方厘米的光子数)也对原子粒子的当前丰度作出某种推测。随着有关氦和氘的丰度的早期数据被有关锂同位素Li^7的丰度的重要信息所补充，这种方法在1980年代有了更深刻的意义。因而，我们能够有某些把握地说，对80公里/秒/百万秒差距的哈勃常数来说，普通物质提供了2.3%到4%的临界质量，对40公里/秒/百万秒差距的哈勃常数来说，则提供了9%到16%的临界质量。顺便说一句，早期宇宙中所产生的轻元素的数量还取决于中微子类别的数量：中微子的类别越多，膨胀的速度就越快，因而，将被转化成氦的原始氢的数量也就越大。粒子物理学家在1970年代就已作出了存在着三种类型的中微子的猜测，这个猜测在有关“大爆炸”核合成的成功计算中得到了应用，并在某种程度上得到了证实。随后，日内瓦欧洲原子核研究组织的实验室就Z°粒子的衰变所作的实验最终显示：确实只存在着三种类型的中微子。对轻元素丰度的这些计算和测量具有重要意义，它超出了确定宇宙质量密度问题的范围。利用单一的自由参数，即原子粒子与光子的比率似乎合理的选取，不仅能解释普通氢和氦(H^1和H^4)的当前观测丰度，还能解释同位素H^2(氘)、H^3和Li^7的当前观测丰度，这一点确实令人激动。这不仅是现代宇宙学理论取得的最重要的定量的成就，还是最强有力的证据，说明我们对宇宙最初几分钟的历史确实是有所认识的。长期以来，人们一直希望能用基本原理来计算宇宙中原子粒子数与光子数的比率。在很早、很早的时候，宇宙炽热无比，每类粒子都很丰富，而且据认为其数量与其反粒子的数量相同。如果自然法则在物质和反物质间完全对称，或者，如果重子数和轻子数这些量完全守恒(参见第四章)，那粒子数和反粒子数就会仍然相等，这与观测结果相矛盾，而且，几乎所有的质子、中子和电子以及反质子、反中子和反电子，都已湮灭，除了光子和中微子外，几乎一无所剩。但1964年关于基本粒子衰变的实验显示，自然法则在物质和反物质间并不是完全对称的。此外，关于基本粒子相互作用的现代理论提出了各种机制，这些机制能打破重子和轻子数的严格守恒。因此，早期宇宙中粒子和反粒子碰撞有可能使剩下的物质多于反物质，由于没有反物质来湮灭它，物质会生存至今。(我们掌握的情况不足以排除这一可能性，即生存下来的是反物质而非物质，但如果是这样的话，反地球上的反物理学家就会自然而然地将它称为物质而非反物质了。)由于违反物质和反物质间对称的情况很少，也由于中子和轻子数几乎守恒，所以，残留下来的原子粒子数和光子数的比率也会很小，这与当今宇宙中的这一比率大约为10亿至100亿分之一的观测结果相一致。遗憾的是，这一比率到底是多少，计算起来并不那么容易。当1970年代末人们首次积极地研究这些想法时，他们一般都假设违反重子和轻子守恒的情况发生在很早的时候，即宇宙的温度大约为10^22(1000万亿亿)开氏度的时候。近期的研究结果表明，弱相互作用和电磁相互作用理论中提出的微妙效应，有可能在后来当宇宙冷却到只有10^16(10亿亿)开氏度时造成物质多于反物质。在我们能够填补当前在弱相互作用和电磁相互作用认识方面的空白之前，得出具体结论的可能性不大。我们希望能通过新的加速器，如正在德克萨斯州建设的超导超级对撞机(SSC)或为欧洲原子核研究组织筹建的强子大对撞机(LHC)，获得这方面的信息。许多天文学家和物理学家几十年来一直怀疑，宇宙的质量密度是否恰好就处在临界值上。争论实质上是美学意义上的。随着宇宙的膨胀，其质量密度与临界值的比率会随着时间变化；在任何情况下，它开始时都接近100%，如果起初小于100%，则会减少，如果起初大于100%，则会增加。但现在，自“大爆炸”以来，几十亿年过去了，测量出的质量密度仍处于临界值的10的系数内。这只有在如下情况下才是可能的，即宇宙形成时(如最初几秒)的质量密度非常接近临界值。让人难以理解的是，为什么质量密度的值是这样，除非它一直恰好处在临界值上。弄清宇宙是否有着临界质量密度的一个办法是测量宇宙膨胀降低的速度。原则上讲，我们可以采用同测量哈勃常数时一样的方法，即观测遥远星系的速度是如何随着距离而增加的(参见图5)。这里的问题同半个多世纪前一样：测量宇宙膨胀减速的办法只能是研究遥远星系，而这些星系的距离远到自我们所看到的光发射以来，宇宙膨胀的速度已降低了许多。但由于我们所看大的这些遥远星系是很久以前的星系，所以它们的固有光度可能与我们通过研究临近星系所推断出的光度相差很大。因此，我们不能用其视光度来推断其距离。然而，星系的实际尺寸的变化可能小于它们的光度的变化，所以通过观测视大小来测量距离比观测视光度更可靠。1992年的一项此类调查研究，宇宙膨胀的减慢速度接近宇宙在拥有临界值的情况下可能表现出来的速度。如果宇宙的质量的确处在临界值上，那它就不可能表现为普通物质而又不打破最初几分钟内轻元素数量的计算结果和这些元素当前丰度的观测结果之间的统一。实际上，无论宇宙的质量是否处在临界值上，它都可能大于“大爆炸”核合成的计算结果所允许的普通物质的最高值。因此，宇宙的质量是由什么组成的？在1970和1980年代，人们广泛推测，失踪的质量可能存在于非常轻但并非完全没有质量的中微子中。正如第四章所讨论的那样，中微子在今天差不多同光子一样丰富，很容易就能计算出，如果中微子的质量大约为20个电子伏(即一个电子的质量的大约4,000万分之一)，那它们就可提供整个临界质量。但近来对核β衰变进行的实验显示，中微子的质量即使不是零，也非常小。失踪的质量还有可能存在于比这些假设拥有20个电子伏的中微子重得多但也少得多的粒子中。在温度非常高的早期，任何类型的粒子以及它们的反粒子，无论多重，都很丰富。随着宇宙的膨胀和冷却，最重的粒子和反粒子都被湮灭，直到最后变得非常稀少，再也找不到对方来湮灭了。如果稳定的话，剩余的未湮灭的粒子和反粒子在今天应仍然存在着。得知任何类型的粒子的质量及其与反粒子的湮灭速度后，我们就可计算出这些粒子和反粒子在今天还存在着多少，以及它们对当前的宇宙质量有多大贡献。近年来，粒子物理学家对此类型的各种重粒子进行了推测。当前，他们认为最大的可能性是，失踪的质量是由某些稳定的叫做光微子粒子组成的，这些粒子的质量为10到10,000个光子的质量，湮灭速度缓慢，这是被称为超级对称的基本粒子的假设对称所需要具备的前提。现在有人正在进行寻找这些粒子的实验，方法是用敏感的感应器寻找它们与原子的碰撞所产生的效应。这些奇异的重粒子如果存在的话，也许能用能量足够强大的新型加速器(如超导超级对撞机或大型强子对撞机)制造出来。如果能用超导超级对撞机或大型强子对撞机找到这些粒子，那将给宇宙学和基本粒子物理学带来一场革命。我应该提一下另一种流行的叫做轴子的失踪质量的候选体，这是1977年为解决粒子物理学的一些问题而提出的假设。这些粒子是“大爆炸”后残留下来的，数量大大超过光子或中微子，如果它们的质量大约为十万分之一个电子伏的话，那它们就能提供临界质量密度。实验人员目前正计划寻找这种粒子，但迄今为止，还没有实验证据说明它们的确存在。但失踪质量还可能有另一个去处，它涉及到空虚空间的一个特性。任何类型的场量子理论都认为，真空从电磁场和其他场的连续量子波动中接受到大量能量。根据广义相对论，这种真空能量能产生一个引力场，该引力场相当于在整个空虚空间中分布不均匀的质量密度所产生的引力场。我们无法对这种真空的质量密度进行实际计算，因为我们的计算结果显示，能量的最大部分来自规模非常小的波动，在这些距离标度上，我们当前的引力理论是不可靠的。如果我们随意地只考虑规模非常大、使我们能依赖已知理论的波动，那我们得出的真空质量密度就会大于宇宙膨胀观测结果所允许的最大值(它大致是临界值的两到三倍)。这个密度就会大出大约120个数量级的系数：相当于1亿的15次方。如果我们认真地对待这一计算结果，那它无疑是科学史上理论与实验间最引人注目的数量上的不一致！量子波动所产生的真空质量密度的作用方式，同1917年爱因斯坦在他的场方程式中引进的宇宙学常数项(在第二章讨论)的作用方式一样。爱因斯坦当时想建立一个稳固态宇宙模型，后来，由于发现宇宙是不断膨胀的，而该项仍是一种逻辑上的可能性，所以他又逐渐为引进宇宙学常数而感到后悔。事实上，宇宙学常数是能够加入引力场方程式而又不违反爱因斯坦就所有坐标系的等效提出的基本假设的唯一一个项(在宇宙学距离上变得无足轻重的那些项除外)。说宇宙学常数是多余的还不够；我们在过去半个世纪中的场量子理论经验说明，场方程式中不为某种基本原理所禁止的任何项都有可能存在。真空质量密度问题和是否将宇宙学常数纳入场方程式的问题，可互为答案。也就是说，场方程式中可能有一个宇宙学常数，它的值恰好约去量子波动所产生的真空质量密度效应。但为了避免与天文观测结果发生冲突，这种相约必须精确到小数点后至少120位。宇宙学常数究竟为何需要如此精确呢？理论物理学家已研究这个问题几十年，但一直没有多大进展。有些自然常数是根据基本原理，参考其他常数确定的。里德伯常数就是一例，它给出了各种状态的氢原子的能量，可根据电子的质量和电荷及普朗克量子力学常数计算出来。但没有人知道用以确定宇宙学常数的任何原理。在1983和1984年，人们认为通过量子宇宙学有可能解决宇宙学常数和真空质量密度问题，并为此而激动不已。计算结果显示，宇宙或许不是处于一个有着明确的值的状态，因为无论什么样的自然常数，都不是根据基本原理来确定的，如(或许是)宇宙学常数。相反，似乎应用量子力学波函数来描述宇宙，这种波函数中含有许多项，每个项在这些常数上都有着若干不同的值。人类(或其他任何人)一开始进行测量，便发现自然常数有着明确的值，但到底是什么样的值，却无法预测，只能预测其概率。早期的计算结果显示，这些概率在宇宙学常数上达到了一个峰值，这个峰值在宇宙变得足够大和足够冷时恰好约去了真空能量密度。但这一结论受到了质疑，在我们对如何将量子力学应用于整个宇宙获得更好的认识之前，这个问题或许不会得到解决。这件事给我们留下了一个有益的教训。即使常数(如宇宙学常数)的概率分布没有任何峰值，那提出假设，认为存在着某种概率分布，它决定着我们找到这些常数的具体值的可能性，也是不无道理的。无论分布的形式如何，聪慧的观测者可能发现的这些常数的值的范围是有限的，因为使生命和智能得以诞生和进化的值的范围是有限的。这一思想——认为自然常数必须具有使生命和智能得以存在的值——被称为人类原理。尽管这个原理没有被科学家广为接受，但量子宇宙学提供了一个环境，使它变得司空见惯。如果宇宙经过了几个阶段，或宇宙中包含着遥远区域，那里的自然“常数”具有不同的值，那从人类角度进行推理也是合情合理的。从人类角度提出的这些论据适用的不是真空质量密度本身或宇宙学常数本身，而仅仅是净真空质量密度，它包括宇宙学常数的等效增量。宇宙引力场的来源，就是净真空质量密度(同任何普通物质一起)。具体地讲，如果净宇宙质量密度比当前的临界质量密度大得多且是负数，那宇宙的膨胀和收缩周期就会非常短，就不会有时间形成恒星，更不用说生命和智能了。如果净真空质量密度比当前的临界质量密度大得多且是正数，那宇宙的膨胀就会永远继续下去。然而，早期宇宙中形成的任何物质块，都会被远程排斥力击碎，没有星系或恒星，生命就无处产生。因此，人类原理可解释为什么净真空质量密度不比当前的临界密度大多少。这种推理方式真正令人感兴趣的地方是，如果人类原理有效的话，那它就不会要求净真空质量密度消失甚至是比当前的临界密度小。我们从遥远类星体的红移上得知，当宇宙比当前的规模小六倍时，引力块就已开始形成。当时，普通物质的密度是当前密度的6^3或216倍；因此，净真空质量密度不会对引力凝结的形成产生影响，除非它比当前宇宙中普通物质的密度大至少100倍。较小的净真空质量密度可能在后来对星系的形成产生过影响，但比当前普通物质的密度大大约10到20倍的净真空质量密度会给星系的形成留下充足的时间。因此，人类原理没有说明为什么真的净真空能量密度会比当前物质(包括星系和星系团中存在的任何暗物质)质量密度的大约10到20倍还小。有没有这种可能：80%到90%的临界质量来自真空，而其余质量是由这种或那种普通物质(大多为暗物质)组成？幸运的是，这个问题可通过天文观测来解决。普通物质的质量密度与量子真空波动和/或宇宙学常数所产生的质量密度有着重大区别：普通物质的密度一直在随着宇宙的膨胀而稳步变小，而真空质量密度一直保持恒定。这就是当我们向极遥远的地方观察时，我们所看到的东西有着巨大差别的原因，我们可用这些差别来区分临界密度是由普通物质组成的，还是由净真空质量密度造成的。赞成真空质量密度较大的一个观点认为，这有助于解决哈勃常数的测量值与恒星年龄之间的潜在冲突问题。在临界密度是由普通物质组成的宇宙中，宇宙的年龄与哈勃常数成反比：哈勃常数为80公里/秒/百万秒差距，则宇宙年龄大约为80亿年，哈勃常数为40公里/秒/百万秒差距，则宇宙年龄为160亿年。但将球状星团中恒星的观测颜色和光度与计算机恒星演化计算结果进行比较后得出，这些恒星的年龄为120亿至180亿岁。此外，对各种放射性同位素丰度的研究显示，我们的星系至少有100亿岁。如果事实证实哈勃常数接近当前所言范围中的较高值，那就将出现宇宙比其最古老的恒星还年轻的矛盾。但如果我们假设宇宙的质量密度大多产生于真空质量密度，那它过去的密度就会较低。因此而得出的结果是，宇宙的膨胀会较慢，对任何特定的哈勃常数来说，宇宙的年龄都会更大——大得足以消除与古老恒星年龄的冲突。真空质量密度大还会影响对处于各种红移或视光度的星系的计算；影响对起着引力透镜作用的星系(其引力场将更遥远物体的光聚集在同一条视线上的星系)的计算；影响星系的视规模随着红移而发生的变化。迄今为止，各种证据似乎表明真空对宇宙质量密度的增量作用不是很大，但现在作出定论还为时过早。如果净真空质量密度被证实的确大大小于当前的普通物质密度，那从人类角度对宇宙常数的值进行的解释就将是站不住脚的；从人类角度讲，没有理由说明为什么净真空质量密度应那么小。在当前不断膨胀的宇宙中，无论净真空质量密度有多大，都有充分的理由认为过去曾有一个时期，净真空质量密度非常大。这是因为(正如第七章所讨论的那样)宇宙在膨胀和冷却过程中经过了一系列宇宙相变，就像温度降到0℃以下时水会结冰一样。在这些相变中，遍布“空虚”空间的各种场的值突然发生了变化，真空的能量密度和等效质量密度也随之发生了变化。如果各种场没有立即达到它们的平衡值，那真空的能量密度就会过量，从而推动宇宙迅速发生膨胀。1980年代初，有人指出，这种迅速膨胀将有助于解决长期未决的一些宇宙学问题，于是，理论学家对这些相变会产生大量的孤立的磁极，这与当今宇宙中存在的这些“单极”数量的观测上互相矛盾。膨胀可“稀释”单极的数量，使之完全低于观测限度。更重要的是，膨胀宇宙学还解决了(至少是减少了)微波辐射背景的观测均匀性所带来的矛盾。我们所看到的来自天空中其相距距离超过大约2度的点的任何两束光线，都必定是从宇宙达到100万岁时相距很远的光源上发射过来的，这些光源的距离是如此之远，任何信号都没有时间以低于光速的速度从一个光源传播到另一个光源。但话又说回来，什么物理机制能使微波辐射强度在所有方向上都产生近乎相同的观测强度呢？我们如何解释这一事实，即微波辐射温度在大于7度的角度上几乎是均匀的——其均匀程度是如此之大，以至于我们在“宇宙背景探测器”卫星的观测数据的帮助下，近来才发现了有背景均匀的情况？在膨胀宇宙学中，物理过程在早期膨胀时期有足够的时间使物质和能量的分布变得均匀，并使宇宙微波辐射背景产生高度的观测均匀性。膨胀宇宙学现分为几个类型。有一个类型认为，膨胀不是相变延迟的结果，而是由于某个场中局部化的量子波动暂时促使一个小区域内的真空能量增高到正常值以上，随后这一小区域又膨胀为巨大规模而造成的。按照这种说法，我们的“宇宙”，我们从地球上能够看到的这个几十亿光年大的不断膨胀的星系云，仅仅是一个更大的宇宙中的小宇宙，这个更大的宇宙在不断地产生着新的小宇宙。膨胀宇宙学提出了两个特征预测。一个是质量密度必定非常接近临界值。另一个是微波辐射背景中的不均匀性(在膨胀宇宙学中，这种不均匀性被解释为在膨胀的作用下扩大了的量子波动)可能在大于2度的标度上有着独特的“平缓的”角分布。这两个预测都与实验结果相当一致。宇宙质量密度与临界值非常接近，让人觉得二者就是相等的，“宇宙背景探测器”卫星所研究的宇宙微波背景中的不均匀性也的确似乎遵循着平缓的分布定律。遗憾的是，这两个预测没有一个是膨胀宇宙学独自提出的；实际上，在膨胀宇宙学形成之前，它们就已提出了。现在还不清楚什么类型的天文观测将能够证实膨胀观点。观测宇宙学自1977年以来所取得的引人注目的进展，对巩固“大爆炸”标准宇宙学做出了重要贡献，但是让理论学家去思考的问题和天文学家能作的观测之间的差距一直存在。基本粒子物理学近来的情况也大致相同。自1977年以来，已进行了一系列出色的实验——最为引人注目的是1983至1984年发现了发射弱核力的W和Z粒子。结果，人们对电磁力以及弱和强核力标准模型的正确性已不再表示严重怀疑。特别是，“渐进自由”的强相互作用理论的不断成功，已使第七章所讨论的关于最高温度为两万亿开氏度(10^12°K)的推测失去了意义。在更高的温度上，核粒子会分解为它们的组成成分夸克，宇宙的物质也会表现为夸克、轻子和光子的气体。对物质的描述只有在10^32°K这一更高的温度上才会变得非常困难，因为在这一温度上，引力会变得同其他力一样强。理论学家一直在对在这些温度上支配着物质的理论进行推测，但对他们的推测进行直接实验，还有很长的路要走。自1977年以来所研究的最令人激动的推测性理论是弦论。它们不用粒子来描述物质，而是用弦——时空中微小的一维不连续——来描述。弦可以是振荡的无数种方式中的任何一种，每种方式在我们看来都是基本粒子的一个不同种类。引力在弦论中似乎不仅是自然地，也是必然的；引力辐射的量子是闭合线的振荡方式之一。在现代弦论中，可能有一个最高温度，但它大约为10^32°K，而不是10^12°K。遗憾的是，弦论有上千种，我们不知道如何评估它们的推断或为什么应用来描述宇宙的是这个弦论而非另一个。但弦论有一个方面对宇宙学具有很大的潜在重要性。我们熟知的四维时空连续不是弦论真正的基本组成部分，而是用来对大自然作近似描述的，这种描述只有在低于大约10^32°K的温度上才是有效的。或许我们真正的问题不是认识宇宙的起点，甚至也不是确定是否真的有一个起点，而是认识在时空没有任何意义的情况下的大自然。参　考　书　目1.宇宙学与广义相对论以下论著介绍了宇宙学的各个方面以及与宇宙学相关的广义相对论，从总体上讲，它们的专业性强于本书。Bondi, H. Cosmology (Cambridge University Press, Cambridge, England, 1960)现已有些过时，但对宇宙学原理、恒稳态宇宙学、奥伯斯佯谬等的讨论非常有趣。可读性强。Eddington, A. S. The Mathematical Theory of Relativity, 2nd ed. (Cambridge University Press, Cambridge, England, 1924)一直是首屈一指的广义相对论著作。对红移、德西特模型等作了具有历史意义的早起探讨。Einstein, A. et al. The Principle of Relativity (Methuen and Co., Ltd., London, 1923; reprinted by Dover Publincations, Inc., New York)爱因斯坦、明科夫斯基和外尔所著狭义和广义相对论论文的珍贵重印本，系英文译本。内附爱因斯坦1917年的宇宙学论文。Field, G. B.; Arp, H.; and Bahcall, J.N. The Redshift Controversy (W. A. Benjamin, Inc., New York)从宇宙退行的角度对红移进行了独特探讨，内附若干篇有参考价值的原始论文。Hawking, S. W., and Ellis, G. F. R. The Large Scale Structure if Space-Time (Cambridge University Press, Cambridge, England, 1973)对宇宙学和重力坍塌中的奇点问题进行了严谨的数字推断。Hoyle，Fred。 Astronomy and Cosmology - A Modern Course (W. H. Freeman & Co., San Francisco, 1975)一本初级天文学教科书，侧重于宇宙学，数学内容极少。Misner, C. W.; Thome, K. S.; and Wheeler, J. A. Gravitation (W. H. Freeman & Co., San Francisco, 1973)三位著名专家对广义相对论作了最新和全面的介绍。对宇宙学也作了一些讨论。O'Hanian, Hans C. Gravitation and Space Time (Norton & Company, New York, 1976)一本适用于大学生的相对论和宇宙学教科书。Peebles, P. J. E. Physical Cosmology (Princeton University Press, Princeton, 1971)权威性的综述，侧重于观测背景。Sciama, D. W. Modern Cosmology (Cambridge University Press, Cambridge, England, 1971)广泛介绍了宇宙学及天体物理学中的其他问题，可读性强。其专业程度“对数学和物理知识不多的读者来说，也明白易懂”，书中的方程式很少。Segal, I. E. Mathematical Cosmology and Extragalactic Astronomy (Academic Press, New York, 1976)书中提出了奇异但却具有启发性的现代宇宙学观点。Tolman, R. C. Relativity, Thermodynamics, and Cosmology (Clarendon Press, Oxford, 1934)多年来一直是关于宇宙学的标准论文。Weinberg, Steven. Gravitation and Cosmology: Principles and Applications of the General Theory of Relativity (John Wiley & Sons, Inc., New York, 1972)对广义相对论作了基本介绍。有大约三分之一的篇幅探讨的是宇宙学。因属本人所著，不便多言。2.现代宇宙学史下为有关现代宇宙学史的第一手和第二手资料来源。大多数专著都极少涉及数学，但有些涉及到物理和天文学知识。Baade, W. Evolution of Stars and Galaxies (Harvard University Press, Cambridge, Mass., 1968)巴德1958年所作的演讲，由C.佩恩-加波希金根据录音材料编辑而成。以个人观点讲述了本世纪的天文学进展，其中包括在河外距离尺度上所取得的进展。Dickson, F. P. The Bowl of Night (M. I. T. Press, Cambridge, Mass., 1968)从塔莱斯到伽莫夫的宇宙学。内附德舍索和奥伯斯关于夜空黑暗问题的原始论文的摹本。Gamow, George. The Creation of the University (Viking Press, New York, 1952)没有什么新思想，但作为对伽莫夫1950年左右的观点的阐述，具有重要价值。是为普通大众撰写的，具有伽莫夫著作中常有的那种引人入胜的风格。Hubble, E. The Realm of the Nebulae (Yale University Press, New Haven, 1936; reprinted by Dover Publications, Inc., New York, 1958)哈勃在书中对星系的天文学探索情况作了精辟描述，其中包括对红移和距离关系的发现。最初是在耶鲁大学1935年的西利曼讲座上宣读的。Jones, Kenneth Glyn. Messier Nebulae and Star Clusters (American-Elisevier Publishing Co., New York, 1969)按年代对梅西耶目录和对目录中的物体的观测情况作了注释。Kant, Immanuel. Universal Natural History and Theory of the Heavens. Translated by W. Hasties (University of Michigan Press, Ann Arbor, 1969)康德的名著，认为星云同我们的星系是一样的。内有M.K.穆尼兹很有价值的绪言，以及当时对托马斯?赖特的银河理论的解释。