宇宙的模样——宇宙大爆炸

探索·发现

狄基没有能够与彭齐亚斯和威尔逊一起获得诺贝尔奖，这让很多人感到遗憾，但他却并没有停留(图1)。

（1）提出了有关宇宙形状问题的狄基

在康奈尔大学的演讲中，他提出了一个关于宇宙学的问题，这个问题跟宇宙空间的几何形状有关。

根据广义相对论，充满物质的四维时空是弯曲的，但其中三维空间的几何形状，则有几种不同的可能性。爱因斯坦曾认为宇宙空间是球形的；弗里德曼则提出过双曲形的宇宙；介于两者之间的是平直空间。我们生活的宇宙究竟是哪一种几何形状呢？

密度与形状

宇宙的几何形状与宇宙空间里面物质的多少有关。宇宙里不同地方的密度是不一样的，比如地球的密度是每立方米5.5吨，但是宇宙总体的平均密度比这小得多。

根据爱因斯坦的广义相对论方程，定义出了临界密度的概念。如果宇宙空间中物质的平均密度等于临界密度，那么宇宙空间就是我们所熟悉的平直空间;如果大于临界密度，宇宙空间就是封闭的球形；如果小于临界密度，宇宙空间就应该是开放的双曲形（图2）。临界密度的数值，究竟是多少呢？

（2）临界密度（ 0）与宇宙空间形状示意图

当时人们还不能精确测量宇宙的密度，但是知道它与临界密度属于同一个数量级，也就是说相差不会超过几倍。狄基认为，这里有个奇怪之处：

如果宇宙的物质密度不是正好等于临界密度的话，随着宇宙的膨胀，它会离临界密度越来越远，或者远远大于临界密度，或者远远小于临界密度。可是实际上，即使以当时的观测精度，人们也知道物质密度与临界密度相差不会太远，最多只差几倍。

狄基指出，这意味着在大爆炸后的一秒钟，宇宙物质密度与临界密度相差不超过一百万亿分之一，否则今天的宇宙密度就会远远偏离临界密度。

这个奇怪的现象怎样解释呢？狄基提出了问题，但他自己也无法回答。这个问题像一颗种子，埋进了古思的心里。

暴胀与密度

20世纪的70年代，粒子物理学的发展如日中天。许多粒子物理学家对宇宙学产生了浓厚的兴趣。在听了狄基的报告后不久，古思开始和华裔物理学家戴自海合作，研究宇宙大爆炸中磁单极产生的问题（图3）。

（3－1）

（3－2）

（3）图组：（3－1）古思对狄基的问题产生了浓厚的兴趣（3－2）华裔物理学家戴自海

日常生活中见到的磁铁都有两个极：南极和北极。如果我们把一个磁铁棒从中间切开，我们会发现切出的两段还是各自有南极和北极，而不会只有一个磁极——磁单极。

1979年，古思等人在研究中发现，宇宙大爆炸中，在极高的温度下，有可能产生非常多的磁单极，并且会一直存留到现在。但是，尽管人们曾用实验去寻找，却一直没有找到。古思这样解释这种结果：磁单极产生后，宇宙发生了一次极迅速的指数式膨胀。

一般地说，由于引力的作用，宇宙膨胀的速度会随着时间流逝而变慢。但是，古思认为在形成磁单极的时候，宇宙中可能有一种特殊的能量，能够使膨胀的速度不变，这样就会发生指数膨胀。所以宇宙的体积在非常短的时间内就变得非常大了。

已经产生的磁单极个数不变，而宇宙空间的体积在指数膨胀中却迅速增大，于是磁单极变得很稀少，不会再与实验结果相冲突。 古思为这种发生在宇宙早期的指数膨胀起了个名字，叫作“暴胀”。

“暴胀”在英文中的原意是指把气球吹胀，后来泛指某些数字迅速变大。在经济学里，把它译为通货膨胀。在宇宙学界，现在一般译为暴胀（图4）。

（4）古思“暴胀”理论图示

这时古思回忆起一年前狄基的报告，他意识到，为了解决磁单极问题而提出的暴胀理论，其实也可以解决狄基的宇宙几何问题:如此剧烈的膨胀会把原来弯曲的空间拉直，就好像我们用力拉一块褶皱的橡皮膜，可以把它拉平一样。因此，如果在宇宙的极早期发生过一次暴胀，那么我们可观测的这部分宇宙几何就非常接近平直空间了。

暴胀把原来很小的空间拉伸成很大空间，原来小空间上十分明显的测不准效应造成的涨落也被保留下来，成为大尺度上的不均匀性，这也正是我们今天看到的星系的种子。

尽管暴胀理论可以解释一些理论上的重大疑难，但它究竟是否正确，还需要用观测加以检验。按照暴胀理论，我们可观测的这部分宇宙的几何非常接近平直，所以物质的密度应该等于临界密度，那么，这个预言是否符合观测呢?

暗物质与暴胀

我们用望远镜能直接看到星系中恒星发出的光，根据这些星光我们可以推断宇宙中恒星贡献的物质密度。这个密度只有临界密度的百分之一左右。当然，我们知道恒星之间以及星系之间都分布着一些气体。但即使把这些星际物质，或是气体与尘埃贡献的密度加添进来，把所有这些加在一起，总密度也不超过临界密度的百分之五。

那么，这是否意味着宇宙空间并非平直而是双曲的呢？问题并不这么简单。当古思提出他的暴胀理论的时候，科学家们早已发现，宇宙中还存在着一种神秘的不发光的物质，即，暗物质。

1930年代，当哈勃在威尔逊山天文台观测星空的时候，在山脚下的帕萨迪纳市，诺贝尔奖获得者密立根的研究机构聘用了一位从事天体物理研究的学者：瑞士籍的弗里兹·兹威基。 兹威基性格古怪，然而却富于想象力，他提出了中子星等许多新奇的理论。 1934年，他研究了星系团内星系的运动，首次提出了暗物质存在的可能性。

星系团中成百上千的星系，被星系团自身的引力束缚着，它们的运动速度必须与引力达成平衡，引力越强，运动速度越快。

兹威基发现，星系团内的星系远远不够产生这么大的引力。一定还存在着其他我们看不见的物质，兹威基把它称之为暗物质。暗物质存在的直观证据是引力透镜现象。当遥远星系发出的光经过一个星系团附近的时候，光线会被星系团的引力所偏折，星系团就好像是一个透镜。当我们朝这个方向望去，就会看到光弧、甚至同一个星系的几个不同的像（图5）。

（5）被星系团引力偏折的光线形成了一道光弧

虽然没有人直接探测到暗物质，也不知道暗物质究竟是什么，但是通过引力，人们可以测出它的总量。测量的结果是，普通物质加上暗物质，总量只占临界密度的20%～30%，并不像暴胀理论预言的那样达到了临界密度。

很多搞理论研究的人认为暴胀理论非常漂亮，宇宙应该是平直的。

那些主张宇宙是平直的人，这时还面临着别的矛盾，其中一个就是宇宙的年龄问题。按照大爆炸理论，宇宙的年龄首先取决于哈勃常数，也与宇宙的密度有关。所谓“哈勃常数”，是指按照“多普勒原理”用光谱位移，表示宇宙中星系退行速度与距离成正比关系的比例常数。

宇宙的年龄显然不能短于任何天体的年龄，因此如果我们知道某一种天体的年龄，就知道宇宙的年龄至少也得有那么长。年龄能够比较准确测定的最古老天体，是由几百万颗恒星组成的球状星团（图6）。按照恒星演化理论，最古老球状星团的年龄可达120亿年。那么宇宙的年龄呢？

（6）古老的球状星团是由几百万颗恒星组成的

1990年，美国太空总署的航天飞机把一台命名为哈勃的望远镜送上了太空。哈勃望远镜拍出了许多美丽的星空图景，一下子拉近了我们和这些星系的距离（图7）。

（7）图组:哈勃太空望远镜拍摄的美丽星空

测量哈勃常数是哈勃望远镜的一个重要任务。观测的结果:如果宇宙密度为临界密度，对应的宇宙年龄为100亿年，小于球状星团的年龄！这显然是不能接受的。

这个时候，一个意外的发现震动了整个科学界。两个独立的天文研究小组几乎同时宣布，他们通过对超新星的研究发现，宇宙的膨胀并不像原来人们想象的那样一直在减速。实际上，宇宙的膨胀正在加速！这样一来，宇宙的年龄就比人们原来想象的要长了。

超新星与能量

古人就曾发现，天空中有时会出现新的星，过一段时间又会消失。公元1054年，一颗这样的“客星”被中国古代天文学家记录下来。今天我们知道，这实际上是一颗恒星爆炸产生的超新星。超新星极其耀眼，亮度超过太阳100亿倍。如此耀眼的超新星，可以在宇宙的深处被观测到。超新星很稀少，估计银河系里每100年可能有一颗。但是如果我们观测很多星系，那么还是能碰巧看到一些。

1990年代初，由劳伦斯·伯克利实验室的索尔·珀尔米特领导的超新星宇宙学研究组，开始在茫茫太空中寻找远处的超新星。不久，由霍普金斯大学的亚当·瑞斯等人组成的高红移超新星研究组，也加入了竞争的行列。他们对选定天区进行曝光，然后再仔细比较和上次图像的异同。一旦发现超新星，就拍下它们的光谱。

超新星可以分成不同的种类，其中一种称为 Ia 型超新星。研究发现，这类超新星的亮度变化有规律可寻，可以从其亮度变化的快慢定出它本身的亮度。另一方面，我们也可以直接观测它看上去的亮度也就是视亮度，根据这两个亮度的比值，我们就可以定出它们的距离来（图8）。

（8）根据其光谱定出距离的Ia型超新星

这两个小组的天文学家吃惊地发现，遥远超新星的亮度比预期的暗。这意味着这些超新星的距离比预期的要远。

按照过去的理论，由于引力的作用，宇宙的膨胀速度会越来越低，这样，无论如何也不可能达到如此远的距离。要想解释观测结果，唯一的可能，是宇宙膨胀速度越来越快。普通的物质，甚至暗物质都只产生引力，使宇宙的膨胀减速，但有一些非常特别的物质，能产生斥力，使宇宙的膨胀加速。这个物质是什么呢？

这种使宇宙加速膨胀的神秘物质是如此特殊，宇宙学家们给它起了个特别的名字，叫作暗能量，以区别于一般所说的物质。

爱因斯坦曾经引入的宇宙学常数就是一种暗能量。迄今为止，天文学家也不敢肯定，暗能量就是宇宙学常数。虽然有许多关于暗能量的假说，但是都不能很好地解释它的性质。

暗能量的发现，如此出乎人们的预料，1998年，它被评为当年度的世界十大科学发现之首。

尽管人们不了解暗能量是什么，但是由于它的存在，宇宙的膨胀并没有减速而是在加速，因此宇宙的年龄，比原来根据减速的假定估计出的数值要长。人们又开始对暴胀理论预言的平直宇宙充满信心:也许，宇宙的总密度确实等于临界密度，其中30％是物质，而余下的70％则由暗能量提供。

微波背景与平直宇宙

但是，对密度的测量毕竟是一种间接的办法。有没有办法直接验证宇宙的几何呢？

1995年，哥伦比亚大学一位新来的年轻教员马克·卡米央柯夫斯基作了一个学术报告，介绍了直接测量宇宙几何的办法，这种新的测量宇宙几何的方法是，在平直空间的三角形中，如果我们已经知道边长，就可以知道对应的角度。如果是非平直空间，这个角度就会相应大一些或小一些。（就知道宇宙究竟是平直、闭合还是开放的）。

我们所知道的宇宙微波背景辐射，恰巧也同样提供了精确检验宇宙几何的办法。我们知道，我们今天收到的背景辐射是多久以前发出的，乘上光速就是两个边的长度。如何知道另一个边的长度呢？

早期宇宙的微小不均匀性导致声波震荡，就好像投入池塘的石头会激起向外传播的波纹。我们知道从大爆炸开始到结束的时间，所以我们知道波纹应该传了多远。现在要做的就是量出角度。如果宇宙是平直的，理论家们预言，微波背景辐射里的冷热斑点的尺寸应该是1度左右。COBE卫星无法看清这样小的角度。

大家知道用这个方法能确定宇宙几何后，许多研究小组都抢着做实验，希望能测出宇宙的几何。美国航空航天局决定再发射一颗宇宙微波背景辐射卫星，这颗卫星被命名为“MAP”。负责研制的人，是曾在狄基小组工作过的威尔金森。

在研制卫星的同时，天文学家们也试图用气球或地面试验进行探测，尽管大气会造成一些问题，但是研制工作毕竟比卫星简单。

1998年12月29日，一批来自美国、意大利等国家的科学家，在南极放飞了一个体积达80万立方米的大气球。气球升入35公里的高空，在大气环流的作用下，围绕南极点飞行了11天后，回到了离放飞点不足50公里的地方成功降落（图9）。气球上携带着最新研制的微波背景辐射探测装置，科学家们对这次飞行观测收集的数据进行了近2年的分析，观测的结果表明，宇宙的几何正如暴胀理论预言的那样，完全是平直的。

（9）在南极成功放飞了探测微波背景辐射的大气球

虽然气球观测的结果令人兴奋，但是大家心里还是不踏实，因为在气球上的观测不能完全避免大气的影响，而且毕竟观测的只是一部分天区。

2001年6月30日，MAP卫星发射升空。卫星被送到距离地球一百多万公里的拉格朗日点上，在这里，太阳、地球、卫星始终在一条线上。卫星背向太阳和地球，缓缓扫描着天空，收集着来自宇宙深处的数据（图10）。2002年9月，威尔金森不幸因病去世，未能亲眼看到卫星数据的发表。美国航空航天局将卫星改名为WMAP，以纪念威尔金森的贡献。

（10）MPA卫星在太空拉格朗日点缓缓扫描

2003年，WMAP第一年观测的数据发表了，与气球的实验结果非常一致，观测结果的精度也大大提高。我们终于知道，宇宙空间是平直的，暴胀理论得到了初步的证实。同时，宇宙的年龄和大尺度结构问题在这个理论框架内也得到了完满的解决。我们终于初步形成了一个自洽的、全面的大爆炸宇宙学理论。《科学》杂志把这评价为2003年度最重大的科学进展。

虽然大爆炸宇宙学的基本框架已经确立，但是还有许多问题并没有解决。为什么早期宇宙会发生暴胀？暴胀之前的宇宙是什么样的？除了暴胀以外，是不是还有其它的可能性？我们现在知道，暗物质和暗能量是宇宙中最主要的成分，但它们究竟是什么呢？对这些问题，我们仍然无法回答。