我们来自何方？

                                        第一章

                        基本元素的形成

编辑：零度星系

时间：2011年9月4日

说明：本章有关信息由《大宇宙百科全书》及《完全图解果壳宇宙》提供

    宇宙是如何诞生的？它怎样成为现在这个样子的？为什么它是我们人类这种生命形态的合适栖息所？这些关系我们起源的历史激起了每个人的好奇心。“我们来自何方？”这个问题是人类可能提出来的最深奥的问题，而对此问题能够给予大致完整的回答，应该说是人类思维的最伟大成就。      

我们所有关于宇宙万物的知识实际上来源于研究电磁辐射——光、射电波^①、X射线和其他形态的辐射,所有这些辐射都以300000公里每秒的光速传播。虽然这个速率很高，但宇宙本身很大，致使光和其他形态的电磁辐射需要经历很长时间才能从其他恒星和星系到达我们这里。即使是一颗近邻恒星，它的光在到达地球之前也要旅行好几年，所以我们看到的这颗星是它几年前光线离开它时的样子。在宇宙的更远处，我们可以探测到星系和类星体的光，这些天体是如此遥远，它们的光在奔向我们的空间旅途上要度过几百万、几亿，有些甚至是几十亿年的时光，我们看到的是这些天体在如此久远以前、当宇宙相应的比较年轻时的样子。

①     天体发射的无线电波的天文学名称。通过射电波研究天体的学科叫做射电天文学。——译注

    观测受到的限制是这些遥远天体的光到达我们这里时非常微弱，只有用威力强大的望远镜和高灵敏的电子探测器才能分析它。但观测使我们在空间上扩大视野的同时，确实在时间上让我们回溯到过去，从而能看到宇宙过去的样子，得出有关宇宙曾经如何演化的概念。这是观测的巨大优点，它在很大程度上弥补了上述限制。整个宇宙学最关键的发现是，我们看到的我们周围的宇宙确实是在演化着——现在的宇宙不同于它的过去，它必定是在某个确定的时刻起源的。但是。实际上，要得出这些结论，你既不需要大望远镜，也用不着高灵敏电子探测器——你需要的全部东西，是用你自己的一双眼睛看到的证据。

    最基本的天文观察现象是日夜交替。虽然这一现象的重要性要到18世纪才被人们意识到，虽然到了19世纪才对它做出解释，而且这一解释直到20世纪80年代才被广泛理解，但单是这个观察现象就足以说明，宇宙是在过去某个确定时刻起源的，宇宙并不总是我们今天看到的这个样子。

    根本问题起因于夜天空的昏暗——一个昏暗的宇宙怎么会充满了明亮的恒星呢？这个问题现在称为奥伯斯佯谬，是以德国天文学家海因里希·威廉·奥伯斯（Heinrich Wilhelm Olbers）命名的，尽管实际上奥伯斯并非第一个深刻思考这个困难问题的人。简单地说，这个问题令人困惑之处是，如果宇宙是无穷大的，即在所有方向都延伸无穷远，而且如果宇宙的每个区域平均说来与我们生活其中的区域相似，那么在我们观察的每个方向，我们的视线都应该与一颗恒星的表面相交。夜天空的每个点都应该是明亮的！

    现在我们知道，恒星聚集成类似我们自己的银河系那样的星系——宇宙之岛。每个宇宙岛可以包含数千亿颗恒星；但上述“佯谬”可以很容易地重新加以表述来适应这种情形。我们也知道，即使宇宙并非无穷大，它也肯定足够大，使得这个难题同样令人困惑——如果我们今天看到的星系在宇宙中处处永久存在的话。

    难题的解决是直截了当的，但却要求人们在对宇宙的看法上来一次革命。答案很简单:恒星和星系并非永远存在——愿意的话也可以说，从宇宙诞生以来，还没有足够的时间把光线洒满恒星和恒星之间的全部昏暗空间。单单是夜天空的昏暗就足以告诉我们，宇宙有其确定的开端。

对于在宇宙诞生于一次大爆炸的思想教导下的当代人来说，这个回答看来是显而易见的。但是，对奥伯斯佯谬的认真讨论要到宇宙膨胀发现几十年之后才发现。这个事实却标示这一思想具有何等的革命性。是宇宙膨胀的发现迫使天文学家放弃了宇宙永远不变的观念，并开始思考宇宙本身的演化问题。

宇宙膨胀是在1920年代末,当美国天文学家埃德温·哈勃（Edwin Hubble）及其同事确立了星系正在彼此分开的观测事实，而被发现的。现代宇宙学实际上是随着这一发现而发端的，而从发现宇宙膨胀到本文章发表，经历了几乎正好整整一代人的一生，就是俗话所称“古稀之年”的70岁。70年前，宇宙永恒不变的思想曾经是“显而易见”的科学真理，它是那样的无可怀疑，以致当阿尔伯特·爱因斯坦（Albert Einstein）开始发展其广义相对论并发现最简单形式的方程式要求宇宙膨胀时，他给方程式增加了一个附加项以维持宇宙静止。后来爱因斯坦把这说成是他科学生涯中“最大的失误”。

从所有这些得出的教训，并不是我们比70年前的天文学家远为聪明和深具洞察力；而是，如果连爱因斯坦都犯下那样的宇宙学失误，我们就更应该小心，不要根据表面现象认为我们对宇宙已经知道的很多了。我们看来显而易见和经验的东西，再过70来年就可能像宇宙永恒不变的观念那样成为过时的笑柄。但这并不是说，我们不应该认真看待当前有关宇宙及其起源的知识。恒星和星系以及宇宙的结构今天已经了解的很清楚了，问题是能将我们对宇宙的正确理解推广到宇宙的多大范围（以及在时间上能回溯多远），而推测将在何处（以及在何时）开始起主要作用。这个界线应该是在很久很久以前、在比我们能够猜想的远为极端的条件之下。

如果星系正在互相离开，那就必然意味着它们以前彼此靠得比较近。关于膨胀宇宙的很重要一点是，星系并不像炸弹爆炸后的碎片那样在空间穿行，而是空间本身在伸展而带动了星系（这就是广义相对论的预言，但一开始曾被爱因斯坦拒绝接受）。很久以前，在现在已经成为星系的东西之间是没有空间的，星系必定是彼此重叠的；在那之前，在现在已经成为恒星的东西之间是没有空间的，恒星必定彼此接触；而在那之前，一定出现过原子之间没有空间的时期，原子彼此融合在一起。

天文学家对恒星和星系了解很多，物理学家对原子也了解很多，天体物理学家能够毫不困难地描述物质和辐射浓汤的性状，它是如此浓密，以致其中个别原子彼此并合，原子的外层电子已被驱逐，暴露出了原子心脏部分的核。这样一种由核子和电子混合成的浓汤，加上辐射，称为等离子体。但这还不是我们对极端条件下的物质和辐射的全面理解的极限。确实，在粒子加速器实验室（如日内瓦欧洲核子研究中心或芝加哥费米实验室）进行的实验，提供了洞察原子核自身以及构成原子核的质子和中子的行为的线索。物理学家告诉我们——并以令人信服的证据支持他们的宣告——他们甚至懂得了物质致密核子本身都紧靠在一起并且分裂成它们的组成部分时的极端条件下，物质、空间、时间和能量的表现。

物理学家还做出了更加大胆的宣告，说他们懂得了比这还远为极端的条件下将会发生的事情，不过这些宣告并非总是得到可靠证据的支持。到这一步，推测开始在他们的宇宙学思想中起作用了，这种作用开始是适度的，随着他们考虑更加极端你的条件而变得重要起来。我们了解原子核、质子和中子，因为所有这些事物存在于今天的宇宙之中，并能在各种不同类型的实验中直接加以研究。所以，当物理学家宣称他们真的能告诉我们整个宇宙像今天的原子核那样致密时发生的事情，并且告诉我们宇宙怎样从这种热而致密的状态（大爆炸本身）演变成我们今天所见的星系、恒星、行星和人类的集合体时，人们表示相信就并非过于脱离现实了。确实，很多物理学家会认为，我们的眼光如此短浅，我们声称对宇宙的真正正确理解“只”是从宇宙具有核子密度的时期延续到今天，这在20世纪90年代后半段，是过于谨慎保守了。很好；不过在这个话题上还是保守一点好。那么，什么时候整个宇宙处于这样一种致密高温状态呢？什么时候发生了大爆炸呢？

如果我们想象将宇宙的当前膨胀进行“回绕”，那就意味着我们所知的宇宙中的一切——空间、时间、物质和能量——是在大约150亿年前（根据2008年3月<WMAP>的数据得出宇宙的年龄约137.3亿±1.2亿岁）从一个密度无穷大而体积为零的点（奇点）显露出来的。确切的时间未知，因为宇宙膨胀的细节是难以测量和解释的。但并不重要。重要的是，膨胀表明，大约略早于或略迟于150亿年前存在过超密状态，这种超密状态在极端条件下看来是从一个奇点起始的。所有这些都得到了广义相对论方程式的支持——但没有人相信实际发生的情况与这一模一样；量子物理学效应在接近奇点是应该居于统治地位，并且保证这个假想的数学点通过某种叫做量子测不准的过程而实际上被抹掉。

在靠近奇点的地方究竟发生了什么事以及量子过程如何导致了大爆炸，这个问题是当前宇宙学思考中的最重大问题之一，而为了回答这个问题所做的尝试则构成了今天宇宙学中的大量研究的基础。但我们不必马上操心这些事。现在我们感兴趣的那些条件，比如我们从日常事物性质得到的完全坚实可靠的知识仍然能够应用的最早时刻和地点，是在奇点代表的时刻——有时叫做“创造时刻”或“宇宙创生”——之后万分之一秒（0.0001秒）的时候发生的。天体物理学家觉得已掌握了所涉及的科学的全部，因而完全自信地谈论最初万分之一秒后发生的每件事；描述宇宙随后的演化时所遗留下来的不确定性不过是我们对宇宙的观察不完美，以及我们应用已知物理定律描述复杂系统的能力不完美的结果。在那之前，返回到创造时刻为止的那段时间仍然部分地是一个谜，这不仅仅是因为我们应用物理定律的能力不完美，而且也因为我们并不确切知道在那种极端有条件下运行的物理定律是什么。

但是，按照日常表准，存在于创造时刻之后后万分之一秒时的条件是足够极端的了。在那时，宇宙的密度是10¹⁴克每立方厘米（水密度的100万亿倍），温度是绝对零度之上1万亿度（10¹²K,对于如此大的数值，它基本上等于10¹²℃），而宇宙是由一个热辐射的火球组成。

在这样的极端条件下，单个的粒子（如质子、中子和电子）很难单独存在。火球辐射的单个光子（“光的粒子”）在那样高的温度下携带着极大的能量，以致它们能够按照爱因斯坦的著名公式E=mc²，以能量换取质量，将它们自己转化为粒子对。由这种方式生成的一对粒子几乎总是由一个常见的粒子（比如质子）和一个与它对应的反物质粒子（在所举例子中为反质子）所组成。当一个粒子与一个等价的反粒子相遇时，这一对粒子就淫灭，并以辐射的形式交还构成它们的能量。在大爆炸中，辐射不断的转化为物质，物质也不断地转化为辐射，形成一种沸腾动荡的活动场面。

但是，随着宇宙火球的膨胀和冷却，火球中的个别光子拥有的能量越来越少。很快，谈们就不再有足够的能量来制造质子和中子了。如果由辐射到物质-反物质对的转化一直是精确的，那就应该意味着，冷却下来的宇宙应该含有完全相同数量的质子和反质子，也有完全相同数量的中子和反中子。在那样极端条件下，用不了多久，每个粒子都改碰上它的反粒子伴侣而湮灭，给冷却的宇宙留下来的辐射外没有任何东西。但是，由于物理定律的微小不平衡[其重要性在1960年代首先被苏联物理学家安德烈·萨哈罗夫（Andrei Sakharov）正确认识]。在这一过程的结尾，竟有少量多余的我们由之构成的那种物质存留下来——宇宙火球剩余辐射中每10亿个光子会多出一个普通粒子。我们今天看到的宇宙中所有东西就是用大爆炸火球中通过这种方式加工出来的十亿分之一的粒子（质子+中子）制造的。
     到创造时刻之后百分之一秒的时候，事情稍稍平静些了。温度下降到开氏1，000亿度（10¹¹ K），质子和中子尽管仍然受到它们游泳其中的浓密光子海洋的冲击，却不再能够从辐射中产生出来了。开始时，中子的数目与质子的数目相等，但与质子不同的事，中子是不稳定的粒子，每个中子（通过叫做放射衰变的过程）自发地放出一个电子而把自己变成质子。今天，这个过程与宇宙年龄不到一秒钟时宇宙中的变化相比是缓慢的。平均说来，一个孤立的中子将需要经历十多分钟才会发生这种衰变。但是，中子在宇宙火球中受到的冲击将助长这种变化。所以，当宇宙的温度降到开氏300亿度（3× 10¹⁰K）时，正好是在创造时刻之后1/10秒，中子对质子的比就从50：50降到了38：62。到宇宙冷却到开氏100亿度（ 10¹⁰K）、即创造时刻之后1.1秒时，密度降到了水密度的38万倍，此时每76个质子才会有24个中子。但是，和我们大多数人一样，当宇宙变老时，它变得行动迟缓，变化也不那么敏捷了。中雨，早期宇宙中的快速变化的步伐减慢到了可用几秒而不是几分之一秒的时间来量度的程度。
     13.8秒钟以后，温度降到开氏30亿度，连续冲击中子的能量相应减少，中子转变质子的速率也就急剧降低。此时宇宙中每83个质子仍然有17个中子；当一个单独的质子与一个单独的中子临时粘在一起，在它们被碰撞分开之前，火球中就偶尔形成了同位素氘（重氢）的核。正好在创造时刻之后3分零2秒钟时，整个宇宙的温度降到了只有开氏10亿度，这大约是今天太阳中心部分温度（约开氏1，500万度）的70倍，而每86个质子仍有14个中子。到这时，宇宙已经很老了，中子的自然衰变开始起重要作用。虽然一个自由中子的平均寿命长于10分钟，但相对于平均寿命而言，有些中子存活时间稍长，有些则衰变较快。从现在起，每过100秒钟，10个剩余的自由中子中就有1个自发地转变为质子。但是中子逃脱了被消灭的命运，因为正是在宇宙进入其生命刚刚超过3分钟的这个时刻，条件已经宽松到中子开始与质子结合而形成稳定的核，开始是氘 ，然后是氢。核子相互之间以及与其他粒子之间仍在发生碰撞，但这时温度如此低，以致这些碰撞的能量已不足以打碎核子。留存下来的中子（每87个质子有大约13个中子）几乎立刻就被禁锢在氦-4核内，每个氦-4核含有两个中子和两个质子。转变成氦的中子和质子的总质量的分份额正好是中子数目份额的两倍，即26%，而这个过程到创造时刻之后3分46秒时就完成了。

                   第2章宇宙的模型（待续）