大爆炸宇宙学

——宇宙的起源

宇宙正在膨胀的观测事实能告诉我们什么？

如果星系在飞驰着分离，那么它们必然曾经距离得很近。简单地说，如果其速度是恒定的，则使任何一对星系分离到今天的距离所需要的时间就是它们现在的距离除以它们的相对速度。但哈勃定律告诉我们膨胀速度正比于它们现在的距离，因此任何一对星系所需的分离时间是一样的。这就是说它们必定在过去的某一时刻是在一起的！

如果哈勃常数 Ho=50 公里／秒。百万秒差距=15 公里／秒。百万光年，星系开始分离的时间将近似为一百万光年除以 15 公里，约为 200 亿年。人们把用这样计算出的时间称为“特征膨胀时间”，它就是哈勃常数的倒数。而宇宙的真正年龄实际上比它小。

宇宙在膨胀常常可以简单地说宇宙的大小在增加，这似乎给人的印象是：宇宙在尺度上是有限的。尽管可能真是如此，但宇宙的大小在增加和宇宙是否有限本身并无直接联系。我们说宇宙的大小在增加，是指任何一个时间，任何一对星系的间距都在按一个与距离成正比的相同比率在增长。在任何一个足够短的时间间隔内，星系的速度可近似地看成一个常数，而对任何一对星系间的距离的增加值等于这个速率和经历的时间的乘积，或者利用哈勃定律，由哈勃常数、距离和时间的乘积给出。但是所增加的距离和距离的比值将仅是哈勃常数乘以时间，而这对于任何一对星系都是一样的。例如，在百分之一的“特征膨胀时间”里，任何一对垦系的距离都增大了百分之一，这样我们就可以说宇宙的大小增加了百分之一。

当然，并非所有天文学家都同意把红移解释成宇宙在膨胀。国际上有四

个著名的天文学家常常通过观测寻找出一些反例，使人们一时难以用膨胀宇宙模型加以解释。例如，哈尔天文台的阿普在一些天区找到一些星系群，其中的天体有差异非常大的红移，在数千个类星体中也有数以百计的类星体似乎与一此小红移星系“成协”！但另一些天文学家又通过吸收线红移的分析发现：上述的“成协”情况中，我们往往能观测到大红移天体的光谱中能发现与较小红移相应的吸收线，当然并非所有上述事例均如此，但绝无反例。所以仍支持膨胀模型。

大爆炸宇宙假设的提出

既然宇宙正在膨胀，由此又推出了宇宙的年龄，那么在这个年代以前宇宙应该是什么样的呢？一种极自然的假设是：从前形成我们这个宇宙的物质曾是高度压缩而具有很高的（也许是均匀的）密度和温度。1932 年，勒梅特提出，现在观测到的宇宙是由一个极端高热，极端压缩状态的原始原子膨胀而产生的。1948 年，伽莫夫发表了《宇宙的演化》等论文，还与阿尔弗、贝特等人联合发表了《化学元素的起源》一文，进一步发展了勒梅特的上述思想，并对早期宇宙中元素的合成作了探讨。同年，阿尔弗又与赫曼发表论文，纠正了伽莫夫在《宇宙的演化》一文中存在的关于物质密度表达式的某些错误，并指出这些错误的改正对物质密度值本身影响不大，但对早期宇宙遗留至今的辐射的温度估计影响很大，并指出这个温度可能非常之低，约只有5K，直至1965 年微波背景辐射的发现才证明了这一论断的正确性，而实际观测值为 2.7K。1965 年，伽莫夫再次发表论文《膨胀宇宙的物理学》，更清晰地描绘了宇宙从原始高密状态演化、膨胀的概貌。伽莫夫还把原始原子称为原始火球，并把其开始的膨胀称为大爆炸，奠定了大爆炸宇宙模型的基础。

本来在更早的年代，人类就有可能动手去寻找上面提到的微波辐射，但1965 年前的很多年里，天体物理学家并不普遍知道，在“大爆炸”模型里，很据现在的氢和氦含量要求存在一个微波背景辐射，可能实际观测到它。物理学本质上是个保守的科学。人们往往不是过于认真地对待一些新理论的提出，而是看待得不够认真。人们常常难于理解，严格计算出的数字和方程式总是和现实世界有一定关系的。更糟的是人们似乎有一个普遍的默契，认为某些现象是严肃的理论学者或实验学者不宜去研究的主题。科学史告诉我们，在科学研究中绝不存在不严肃的课题，只有不严肃的研究方式。新的思想，实质性的突破几乎全来自冷门的非“主流课题”。或许这是科学史中最发人深省的部分。

宇宙中的物质丰度——氦丰度的解释

在地球上，氦是一种稀有的惰性气体。但在天体中，按质量氦的丰度高居第二位，仅次于氢。所以，这个元素是通过对太阳日用光谱的研究中首先发现的，然后才在地面上找到了氦。

我们知道，每一种元素有其特定的光谱线。比较一个天体的光谱中各元素对应谱线的相对强度，就可以推算出元素的相对丰度。这类研究既可利用天体的光学光谱也可以利用其射电谱进行。令人注目的是，在许多不同类型的天体上，有大致相同的氦丰度 Y，其值在下列范围：

Y≈0.25～0.30

对一些星系的光谱（包括可见光谱和射电谱）的测量结果，得到了它们的氦丰度列如下表：

对于太阳，由于其表面温度低，一般情况下是看不到氦谱线，从日珥光

谱中估计出太阳的 Y≈0.38。而由太阳宁静时的太阳风中粒子流的分析 Y≈ 0.20。

通过赫罗图可推断恒星内部的氦丰度，得 Y≈0.24～0.33。而从恒星的演化理论及核合成过程研究表明，靠恒星中的核合成不可能使宇宙中的各类天体得到如此多的氦。这也可以称为氦丰度困难。

大爆炸宇宙模型成功地解决了氦丰度困难。不难设想在宇宙膨胀的不同阶段会具有不同的物理条件，而这些不同条件导致宇宙由原始的均匀物质演变成今天这种由单个星系、恒星、行星等组成的高度非均匀系统。分析表明，当宇宙年龄在一秒到一百秒这一段，宇宙的能量尺度恰好是核过程的尺度，是一个很适合于发生核合成的环境。在这两三分钟里发生的核合成称为原初核合成。按我们已有的核物理知识可以计算出 Y≈0.33。它就是宇宙早期核合成中产生的氦丰度。它是使人们接受大爆炸宇宙模型的重要依据之一。

微波背景辐射的理论预言和观测发现

1978 年度的诺贝尔物理学奖授予了两位美国射电天文学家——彭齐亚斯和威尔逊。瑞典科学院在颁奖的决定中指出：“彭齐亚斯和威尔逊的发现，是一项带有根本意义的发现：它使我们能获得很久以前，在宇宙创生时期所发生的宇宙过程的信息。”

在美国贝尔电话实验室的彭齐亚斯和威尔逊于 1964 年利用一种号角式天线在工作波长 7.3 厘米处发现天空有 3.5K 的背景噪声。与此同时，普林斯顿大学迪克教授领导下的一个小组也根据大爆炸宇宙学理论预言了这种噪声的存在，并正在研制工作波长为 3.2 厘米的射电装置以测量这种背景噪声。由于彭齐亚斯和威尔逊所使用的天线性能良好，所以他们先得到了观测结果。但他们开始并不明白他们的发现的意义。后来，附近的普林斯顿大学的迪克教授等告诉他们，这正是普林斯顿小组在努力寻求的东西。于是，彭齐亚斯和威尔逊才在美国的《天体物理杂志》上发表了一篇题为《在 4080 兆赫上额外的天线温度的测量》的短文。虽然文章本身没有涉及宇宙学，但却给宇宙学带来了划时代的影响。它开启了探讨宇宙整体物性演化的大门。

不久迪克小组也完成了 3.2 厘米波长辐射的观测。但为了证实辐射具有黑体辐射的谱型，还需要进行其他波长辐射的测量。在 0.3～75 厘米波段上天文学家进行了一系列的测量。波长大于 100 厘米的波段，由于银河系本身有很强的这类超高频辐射，它掩盖了来自宇宙的其他辐射，因此无法测量。在比 0.3 厘米更短的波长范围，由于地球大气的吸收，故只有利用探空气球或火箭进行高空测量。

微波背景辐射的发现为什么具有如此重要的意义呢？按大爆炸宇宙模型，宇宙早期必定是很热的，而且理论上宇宙有一个从辐射为主到以物质为主的转折时期。如果各种因素使宇宙处于热平衡态，整个宇宙就会像一个黑体那样发出热辐射。随着宇宙的膨胀，温度逐渐降低冷却到今天只有 2.7K。它就是观测到的微波背景辐射。也就是说，微波背景辐射就是宇宙在其膨胀早期阶段的物质状态所留下的“化石”。而它是由大爆炸宇宙模型所预言的。因此，它的发现当然是对这个模型的最有力的支持。

COBE 的最新观测结果及其意义

由于微波背景辐射对大爆炸宇宙学的重要性，而这种重要性不仅在已发现其存在而肯定了大爆炸宇宙模型的正确性。更重要的意义在于，通过对其性质的观测对宇宙本身及其演化性质做出决定性的判断。为了消除大爆炸宇

宙学中的一些不确定因素就必需得到关于宇宙微波背景辐射的高精度信息。为此，美国国家宇航局于 1989 年 11 月发射了宇宙背景探测器（COBE），该科学卫星有三个组成部分：

迈克尔逊干涉分光仪：它以 10-3 的精度测量宇宙微波背景辐射的黑体谱的谱形，它是宇宙在接近退耦时代时曾发生过高能过程的证据。
较差微波辐射计：以 10-6 的精度测量微波背景辐射的大尺度各向异性。其结果将用以研究现代大尺形成时的“种子”，宇宙各向异性的膨胀和旋转，引力波，物质的大尺度流动和宇宙弦等。
弥漫红外背景实验仪：它用以探测 1—300 微米波段天空中的绝对亮度，对来自早期宇宙的弥漫红外光（第一代的原星系、星系和恒星所辐射的光）进行迄今为止的最灵敏的搜寻。也就是寻找来自最早一代恒星的辐射，从而搜寻古代物质分布的线索，今天的宇宙结构就是从古代物质分布演化而来的。

1990 年就发布了 COBE 所得到的宇宙微波背景辐射的十分理想的黑体辐射谱形。

1992 年又公布了大尺度的各向异性（其数值小于 10-5）及起伏的空间分布。当天文学家满怀希望利用这个结果来对宇宙中暗物质的性质和宇宙大尺度结构的形成和演化作最后的确断时，人们失望地感到为最后消除不确定因素仍存在极大的距离。当然，它使人们对上述问题的了解确实向前大大推进了。

天文学家仍在等待更新的观测结果。