科学研究

在接受了乔治·华盛顿大学的教授职务之后，他选择了一位理论物理学家与他共同工作，这个人是匈牙利血统的爱德华·泰勒，当时他在英国有一个暂时性职位。泰勒来美后，在日后对美国的氢弹研究中做出了突出贡献。在他们合作的时期对核物理学的最重要贡献，是提出了被称作伽莫夫—

泰勒定律的β衰变公式。它可以归纳为在β嬗变过程中电子如何离开原子核的问题：它究竟是沿着矢径径直射出呢，还是沿着双曲线轨道运动。创立β 嬗变理论的恩里科·费米采纳了前一种可能性，而伽莫夫和泰勒发现费米的假设是错误的。事实上已经证明，在许多情况下，β粒子能够轻而易举地沿着双曲线轨道从原子核中逃脱出来。然而要做这些，电子必定会突然改变自旋的方向，这一事实提供了一些有关电子和原子核之间磁相互作用的重要暗示。

伽莫夫—泰勒选择定律的研究工作是他对纯核物理学领域所做的最后一个较大的贡献，因为他当时越来越醉心于把核物理学应用到天体物理现象上去。在那些年里，有关质子轰击引起人工核嬗变的实验知识已经积累到一个很高的水平，于是他和泰勒决定在 1938 年春天由华盛顿大学和华盛顿卡内基研究所主办的理论物理年会上，专门讨论恒星内部的热核源问题。在这次会议上，汉斯·贝脱提出一项由氢和碳进行热核反应的可能方案，这种反应的能量不多不少，正好可以解释所观察到的太阳辐射。他后来将反应过程的细节加以完善，形成了我们现在称为碳循环的著名理论。

在这次会议前不久，伽莫夫的一个研究生查尔斯·克里奇菲尔德曾提出另一种能量产生过程，叫做质子—质子反应，它由两个质子之间的碰撞开始，继而通过射出一个正电子和一个中微子而成为一个氘核（重氢原子核）。这一理论成为碳循环理论的竞争对手。事实上，现在已经证明在太阳中起主要作用的是质子—质子反应而不是碳循环。这种情况同样适用于亮度比太阳弱的恒星，而在亮度强于太阳的恒星中，比如在天狼星中，则是碳循环起着决定性的作用。

1939 年夏天，伽莫夫在巴西里约热内卢度假时，遇到一位名叫马里奥·舍恩伯格的年轻物理学家。他为马里奥安排了可以去华盛顿工作的研究基金。他们两人的合作取得了圆满成功，他们设想出一个超新星（巨大恒星爆炸）的过程。即在极高温（几十亿度！）的恒星内部的各种原子核交替地吸收和释放一个热电子，在吸收和释放的两种过程中中微子和反中微子的发射，这些中微子具有巨大穿透力，可以非常容易地穿透星体，并且携带有巨大能量。这样一来，恒星内部就迅速地冷却，压力下降，恒星体像大爆炸似地发出光和热，同时发生坍缩。

他们在天文学领域的下一个探索项目是所谓“白矮星”问题。白矮星是一种高度坍缩了的星体，它的密度大约是水的密度的 100 万倍。白矮星标志着恒星演化的终结，这时它已完全丧失了使普通恒星（例如太阳）保持燃烧和发光的内部能源，实际上是恒星的尸体。它们虽然余温尚存，但那不过是冷却时间不足所致。只要经过足够长的时间，它们就会散发尽全部热量，变

成“黑洞”——一种在宇宙太空中无目的地运行的质量巨大的黑暗天体。人们发现的第一颗白矮星是天狼星的伴星，也叫做“天狼 B”。天狼星的主星

（即天狼 A）的质量是太阳的 3.5 倍，亮度是太阳的 26 倍，而天狼 B 的质量虽与太阳不相上下，亮度却只有太阳的 1/300。关键在于，尽管天狼 B 的质量与太阳相当，可是由于它密度极大，体积只比地球稍大一些。其内部所有的原子都被彻底压碎了，形成自由电子和裸原子核所组成的混合物。

把开普勒定理运用于天狼 A 和 B 的系统，能马上估算出天狼 B 的质量是太阳的 95％，可是一个如此遥远的恒星，即便用最大倍数的望远镜观察，也只是一个小点，人们怎么能测出它的半径呢？根据爱因斯坦的广义相对论，人们就能做到这一点。广义相对论认为，一切物理过程都会在强引力场的作用下减缓，在致密的天狼 B 星体的表面，引力场确实很大，因此可以料到，那里所有原子的振动都会相当显著地减慢，于是所有的谱线都明显地向光谱的红端位移。如果天狼 B 是个单星，那么这种红移会很容易观察到。而实际上它却总是与亮度很高的天狼 A 在一起，这样就必须在观察中遮住天狼 A 的亮光。经过极大努力之后，天文观测者们的观察结果终于证实了伽莫夫等理论物理学家的计算结果。

另一项天体物理学的重要问题是宇宙间所有化学元素的丰度问题。这直接关系到伽莫夫等人的宇宙膨胀（即大爆炸）学说。

按照宇宙膨胀理论，宇宙开始时处于一种浑沌状态，物质的密度和温度都达到无穷大。那时，任何原子、甚至原子核都不可能存在，一切物质必定都分解成质子、中子和电子，它们汇合成一个高能辐射的海洋。随着宇宙的膨胀和冷却，质子和中子必定会开始粘附在一起，形成氘核，也就是重氢核。这些粒子进一步聚集，便产生越来越重的原子核，最终就导致了我们目前所观察到的各种元素在宇宙间的分散程度（丰度）。这样，只要知道不同原子核俘获中子的几率，就应该能计算出各种原子的预期丰度。

伽莫夫通过仔细考虑膨胀宇宙在其存在的最早阶段的情形，得出了以下结论：在那个时候，热辐射所起的作用要比物质粒子的作用重要得多。事实上，当时辐射的质量密度（根据爱因斯坦的能量守恒定律）肯定会比所有物质粒子结合在一起的总质量大得多。在这些条件下可得出一条有关宇宙温度变化的简单规律，当宇宙的年龄为 1 秒时，它的温度必定会有 250 亿度，随着年龄的增长，它的温度反比于年龄的平方根而降低。

根据计算，从宇宙的早期到今天，宇宙的温度已冷却到绝对温度 5 度左右。然而，令人惊喜的是，1965 年两位贝尔实验室的科学家观测到了一种波长为 7.2 厘米的辐射波，这可能正好与绝对温度 3 度时的热辐射相对应。这种热辐射被解释为宇宙早期存在的几百亿度原始高温的残迹，而它一定是宇宙诞生期间就已存在的而现在已冷却下来的原始辐射。这个发现进一步证实了伽莫夫的宇宙膨胀理论，而且使人们对形成星系和恒星的重要过程有了更透彻的了解。

几年以后，在 1954 年，伽莫夫的研究方向发生了大幅度的改变，他转入了生物科学领域。这一年，正是美国生物学家詹姆斯·沃森和英国晶体学家弗朗西斯·克里克成功地建立起脱氧核糖核酸分子（DNA）的正确模型的年份。DNA 是一切活机体的基本遗传物质。这一发现使他们获得了诺贝尔奖。

伽莫夫对于 DNA 结构的知识十分感兴趣，他对于 DNA 分子所进行的蛋白质合成方式有如下解释：蛋白质是在双螺旋 DNA 的表面上形成的，这种结构

内部的基质序列形成一系列孔穴，每一小孔专门和一种氨基酸匹配。氨基酸靠以立体化学方式排列的侧链来识别它们，而没有专门的酶参与这个过程。伽莫夫注意到，一条延伸的多肽链上各个单元彼此只相隔约 3.6 至 3.7

埃，出于这个原因，他的密码是交叠型的，他由这种交叉的组合关系推测出，氨基酸的种类应该是 20 种。

伽莫夫在生物学上的这些研究成果如今已经写入了普通的中学课本书中。