標題: 我們來自何方?
零度星系
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我們來自何方?
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                                                                                   第一章

                                                               基本元素的形成

編輯:零度星系

時間:2011年9月4日

說明:本章有關信息由《大宇宙百科全書》及《完全圖解果殼宇宙》提供

        宇宙是如何誕生的?它怎樣成為現在這個樣子的?為什麼它是我們人類這種生命形態的合適棲息所?這些關係我們起源的歷史激起了每個人的好奇心。 “我們來自何方?”這個問題是人類可能提出來的最深奧的問題,而對此問題能夠給予大致完整的回答,應該說是人類思維的最偉大成就。

我們所有關於宇宙萬物的知識實際上來源於研究電磁輻射——光、射電波①、X射線和其他形態的輻射,所有這些輻射都以300000公里每秒的光速傳播。雖然這個速率很高,但宇宙本身很大,致使光和其他形態的電磁輻射需要經歷很長時間才能從其他恆星和星係到達我們這裡。即使是一顆近鄰恆星,它的光在到達地球之前也要旅行好幾年,所以我們看到的這顆星是它幾年前光線離開它時的樣子。在宇宙的更遠處,我們可以探測到星系和類星體的光,這些天體是如此遙遠,它們的光在奔向我們的空間旅途上要度過幾百萬、幾億,有些甚至是幾十億年的時光,我們看到的是這些天體在如此久遠以前、當宇宙相應的比較年輕時的樣子。

① 天體發射的無線電波的天文學名稱。通過射電波研究天體的學科叫做射電天文學。 ——譯註

        觀測受到的限制是這些遙遠天體的光到達我們這裡時非常微弱,只有用威力強大的望遠鏡和高靈敏的電子探測器才能分析它。但觀測使我們在空間上擴大視野的同時,確實在時間上讓我們回溯到過去,從而能看到宇宙過去的樣子,得出有關宇宙曾經如何演化的概念。這是觀測的巨大優點,它在很大程度上彌補了上述限制。整個宇宙學最關鍵的發現是,我們看到的我們周圍的宇宙確實是在演化著——現在的宇宙不同於它的過去,它必定是在某個確定的時刻起源的。但是。實際上,要得出這些結論,你既不需要大望遠鏡,也用不著高靈敏電子探測器——你需要的全部東西,是用你自己的一雙眼睛看到的證據。

        最基本的天文觀察現像是日夜交替。雖然這一現象的重要性要到18世紀才被人們意識到,雖然到了19世紀才對它做出解釋,而且這一解釋直到20世紀80年代才被廣泛理解,但單是這個觀察現象就足以說明,宇宙是在過去某個確定時刻起源的,宇宙並不總是我們今天看到的這個樣子。

        根本問題起因於夜天空的昏暗——一個昏暗的宇宙怎麼會充滿了明亮的恆星呢?這個問題現在稱為奧伯斯佯謬,是以德國天文學家海因里希·威廉·奧伯斯(Heinrich Wilhelm Olbers)命名的,儘管實際上奧伯斯並非第一個深刻思考這個困難問題的人。簡單地說,這個問題令人困惑之處是,如果宇宙是無窮大的,即在所有方向都延伸無窮遠,而且如果宇宙的每個區域平均說來與我們生活其中的區域相似,那麼在我們觀察的每個方向,我們的視線都應該與一顆恆星的表面相交。夜天空的每個點都應該是明亮的!

       現在我們知道,恆星聚集成類似我們自己的銀河系那樣的星系——宇宙之島。每個宇宙島可以包含數千億顆恆星;但上述“佯謬”可以很容易地重新加以表述來適應這種情形。我們也知道,即使宇宙並非無窮大,它也肯定足夠大,使得這個難題同樣令人困惑——如果我們今天看到的星系在宇宙中處處永久存在的話。

       難題的解決是直截了當的,但卻要求人們在對宇宙的看法上來一次革命。答案很簡單:恆星和星係並非永遠存在——願意的話也可以說,從宇宙誕生以來,還沒有足夠的時間把光線灑滿恆星和恆星之間的全部昏暗空間。單單是夜天空的昏暗就足以告訴我們,宇宙有其確定的開端。

對於在宇宙誕生於一次大爆炸的思想教導下的當代人來說,這個回答看來是顯而易見的。但是,對奧伯斯佯謬的認真討論要到宇宙膨脹發現幾十年之後才發現。這個事實卻標示這一思想具有何等的革命性。是宇宙膨脹的發現迫使天文學家放棄了宇宙永遠不變的觀念,並開始思考宇宙本身的演化問題。

宇宙膨脹是在1920年代末,當美國天文學家埃德溫·哈勃(Edwin Hubble)及其同事確立了星係正在彼此分開的觀測事實,而被發現的。現代宇宙學實際上是隨著這一發現而發端的,而從發現宇宙膨脹到本文章發表,經歷了幾乎正好整整一代人的一生,就是俗話所稱“古稀之年”的70歲。 70年前,宇宙永恆不變的思想曾經是“顯而易見”的科學真理,它是那樣的無可懷疑,以致當阿爾伯特·愛因斯坦(Albert Einstein)開始發展其廣義相對論並發現最簡單形式的方程式要求宇宙膨脹時,他給方程式增加了一個附加項以維持宇宙靜止。後來愛因斯坦把這說成是他科學生涯中“最大的失誤”。

從所有這些得出的教訓,並不是我們比70年前的天文學家遠為聰明和深具洞察力;而是,如果連愛因斯坦都犯下那樣的宇宙學失誤,我們就更應該小心,不要根據表面現象認為我們對宇宙已經知道的很多了。我們看來顯而易見和經驗的東西,再過70來年就可能像宇宙永恆不變的觀念那樣成為過時的笑柄。但這並不是說,我們不應該認真看待當前有關宇宙及其起源的知識。恆星和星係以及宇宙的結構今天已經了解的很清楚了,問題是能將我們對宇宙的正確理解推廣到宇宙的多大範圍(以及在時間上能回溯多遠),而推測將在何處(以及在何時)開始起主要作用。這個界線應該是在很久很久以前、在比我們能夠猜想的遠為極端的條件之下。

如果星係正在互相離開,那就必然意味著它們以前彼此靠得比較近。關於膨脹宇宙的很重要一點是,星係並不像炸彈爆炸後的碎片那樣在空間穿行,而是空間本身在伸展而帶動了星系(這就是廣義相對論的預言,但一開始曾被愛因斯坦拒絕接受)。很久以前,在現在已經成為星系的東西之間是沒有空間的,星系必定是彼此重疊的;在那之前,在現在已經成為恆星的東西之間是沒有空間的,恆星必定彼此接觸;而在那之前,一定出現過原子之間沒有空間的時期,原子彼此融合在一起。

天文學家對恆星和星係了解很多,物理學家對原子也了解很多,天體物理學家能夠毫不困難地描述物質和輻射濃湯的性狀,它是如此濃密,以致其中個別原子彼此並合,原子的外層電子已被驅逐,暴露出了原子心臟部分的核。這樣一種由核子和電子混合成的濃湯,加上輻射,稱為等離子體。但這還不是我們對極端條件下的物質和輻射的全面理解的極限。確實,在粒子加速器實驗室(如日內瓦歐洲核子研究中心或芝加哥費米實驗室)進行的實驗,提供了洞察原子核自身以及構成原子核的質子和中子的行為的線索。物理學家告訴我們——並以令人信服的證據支持他們的宣告——他們甚至懂得了物質緻密核子本身都緊靠在一起並且分裂成它們的組成部分時的極端條件下,物質、空間、時間和能量的表現。










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物理學家還做出了更加大膽的宣告,說他們懂得了比這還遠為極端的條件下將會發生的事情,不過這些宣告並非總是得到可靠證據的支持。到這一步,推測開始在他們的宇宙學思想中起作用了,這種作用開始是適度的,隨著他們考慮更加極端你的條件而變得重要起來。我們了解原子核、質子和中子,因為所有這些事物存在於今天的宇宙之中,並能在各種不同類型的實驗中直接加以研究。所以,當物理學家宣稱他們真的能告訴我們整個宇宙像今天的原子核那樣緻密時發生的事情,並且告訴我們宇宙怎樣從這種熱而緻密的狀態(大爆炸本身)演變成我們今天所見的星系、恆星、行星和人類的集合體時,人們表示相信就並非過於脫離現實了。確實,很多物理學家會認為,我們的眼光如此短淺,我們聲稱對宇宙的真正正確理解“只”是從宇宙具有核子密度的時期延續到今天,這在20世紀90年代後半段,是過於謹慎保守了。很好;不過在這個話題上還是保守一點好。那麼,什麼時候整個宇宙處於這樣一種緻密高溫狀態呢?什麼時候發生了大爆炸呢?

如果我們想像將宇宙的當前膨脹進行“迴繞”,那就意味著我們所知的宇宙中的一切——空間、時間、物質和能量——是在大約150億年前(根據2008年3月< WMAP>的數據得出宇宙的年齡約137.3億±1.2億歲)從一個密度無窮大而體積為零的點(奇點)顯露出來的。確切的時間未知,因為宇宙膨脹的細節是難以測量和解釋的。但並不重要。重要的是,膨脹表明,大約略早於或略遲於150億年前存在過超密狀態,這種超密狀態在極端條件下看來是從一個奇點起始的。所有這些都得到了廣義相對論方程式的支持——但沒有人相信實際發生的情況與這一模一樣;量子物理學效應在接近奇點是應該居於統治地位,並且保證這個假想的數學點通過某種叫做量子測不准的過程而實際上被抹掉。

在靠近奇點的地方究竟發生了什麼事以及量子過程如何導致了大爆炸,這個問題是當前宇宙學思考中的最重大問題之一,而為了回答這個問題所做的嘗試則構成了今天宇宙學中的大量研究的基礎。但我們不必馬上操心這些事。現在我們感興趣的那些條件,比如我們從日常事物性質得到的完全堅實可靠的知識仍然能夠應用的最早時刻和地點,是在奇點代表的時刻——有時叫做“創造時刻”或“宇宙創生”——之後萬分之一秒(0.0001秒)的時候發生的。天體物理學家覺得已掌握了所涉及的科學的全部,因而完全自信地談論最初萬分之一秒後發生的每件事;描述宇宙隨後的演化時所遺留下來的不確定性不過是我們對宇宙的觀察不完美,以及我們應用已知物理定律描述複雜系統的能力不完美的結果。在那之前,返回到創造時刻為止的那段時間仍然部分地是一個謎,這不僅僅是因為我們應用物理定律的能力不完美,而且也因為我們並不確切知道在那種極端有條件下運行的物理定律是什麼。

但是,按照日常表準,存在於創造時刻之後後萬分之一秒時的條件是足夠極端的了。在那時,宇宙的密度是1014克每立方厘米(水密度的100萬億倍),溫度是絕對零度之上1萬億度(1012K,對於如此大的數值,它基本上等於1012℃),而宇宙是由一個熱輻射的火球組成。

在這樣的極端條件下,單個的粒子(如質子、中子和電子)很難單獨存在。火球輻射的單個光子(“光的粒子”​​)在那樣高的溫度下攜帶著極大的能量,以致它們能夠按照愛因斯坦的著名公式E=mc2,以能量換取質量,將它們自己轉化為粒子對。由這種方式生成的一對粒子幾乎總是由一個常見的粒子(比如質子)和一個與它對應的反物質粒子(在所舉例子中為反質子)所組成。當一個粒子與一個等價的反粒子相遇時,這一對粒子就淫滅,並以輻射的形式交還構成它們的能量。在大爆炸中,輻射不斷的轉化為物質,物質也不斷地轉化為輻射,形成一種沸騰動蕩的活動場面。

但是,隨著宇宙火球的膨脹和冷卻,火球中的個別光子擁有的能量越來越少。很快,談們就不再有足夠的能量來製造質子和中子了。如果由輻射到物質-反物質對的轉化一直是精確的,那就應該意味著,冷卻下來的宇宙應該含有完全相同數量的質子和反質子,也有完全相同數量的中子和反中子。在那樣極端條件下,用不了多久,每個粒子都改碰上它的反粒子伴侶而湮滅,給冷卻的宇宙留下來的輻射外沒有任何東西。但是,由於物理定律的微小不平衡[其重要性在1960年代首先被蘇聯物理學家安德烈·薩哈羅夫(Andrei Sakharov)正確認識]。在這一過程的結尾,竟有少量多餘的我們由之構成的那種物質存留下來——宇宙火球剩餘輻射中每10億個光子會多出一個普通粒子。我們今天看到的宇宙中所有東西就是用大爆炸火球中通過這種方式加工出來的十億分之一的粒子(質子+中子)製造的。
        到創造時刻之後百分之一秒的時候,事情稍稍平靜些了。溫度下降到開氏1,000億度(1011 K),質子和中子儘管仍然受到它們游泳其中的濃密光子海洋的衝擊,卻不再能夠從輻射中產生出來了。開始時,中子的數目與質子的數目相等,但與質子不同的事,中子是不穩定的粒子,每個中子(通過叫做放射衰變的過程)自發地放出一個電子而把自己變成質子。今天,這個過程與宇宙年齡不到一秒鐘時宇宙中的變化相比是緩慢的。平均說來,一個孤立的中子將需要經歷十多分鐘才會發生這種衰變。但是,中子在宇宙火球中受到的衝擊將助長這種變化。所以,當宇宙的溫度降到開氏300億度(3× 1010K)時,正好是在創造時刻之後1/10秒,中子對質子的比就從50:50降到了38:62。到宇宙冷卻到開氏100億度( 1010K)、即創造時刻之後1.1秒時,密度降到了水密度的38萬倍,此時每76個質子才會有24個中子。但是,和我們大多數人一樣,當宇宙變老時,它變得行動遲緩,變化也不那麼敏捷了。中雨,早期宇宙中的快速變化的步伐減慢到了可用幾秒而不是幾分之一秒的時間來量度的程度。
       13.8秒鐘以後,溫度降到開氏30億度,連續衝擊中子的能量相應減少,中子轉變質子的速率也就急劇降低。此時宇宙中每83個質子仍然有17個中子;當一個單獨的質子與一個單獨的中子臨時粘在一起,在它們被碰撞分開之前,火球中就偶爾形成了同位素氘(重氫)的核。正好在創造時刻之後3分零2秒鐘時,整個宇宙的溫度降到了只有開氏10億度,這大約是今天太陽中心部分溫度(約開氏1,500萬度)的70倍,而每86個質子仍有14個中子。到這時,宇宙已經很老了,中子的自然衰變開始起重要作用。雖然一個自由中子的平均壽命長於10分鐘,但相對於平均壽命而言,有些中子存活時間稍長,有些則衰變較快。從現在起,每過100秒鐘,10個剩餘的自由中子中就有1個自發地轉變為質子。但是中子逃脫了被消滅的命運,因為正是在宇宙進入其生命剛剛超過3分鐘的這個時刻,條件已經寬鬆到中子開始與質子結合而形成穩定的核,開始是氘,然後是氫。核子相互之間以及與其他粒子之間仍在發生碰撞,但這時溫度如此低,以致這些碰撞的能量已不足以打碎核子。留存下來的中子(每87個質子有大約13個中子)幾乎立刻就被禁錮在氦-4核內,每個氦-4核含有兩個中子和兩個質子。轉變成氦的中子和質子的總質量的分份額正好是中子數目份額的兩倍,即26%,而這個過程到創造時刻之後3分46秒時就完成了。

                            第2章:宇宙模型(待續)
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