CCTV10四集探索類紀錄片《宇宙大爆炸》的解說詞(轉載)

《宇宙大爆炸》第1集：何處是中心　　我們在宇宙中處於怎樣的位置，宇宙有沒有起源，如果有，它怎樣起源？　　公元前5世紀，愛琴海的薩摩斯島上，有一位發明了幾何學中勾股定理的數學天才畢達哥拉斯，從球型是最完美的幾何體的觀點出發，認為大地是球型的，而且所有天體都是球型的，它們的運動是勻速圓周運動。並認為地球是宇宙的中心，周圍是空氣和雲，再往外是圍繞地球做圓周運動的行星，如月亮、太陽等，再往外是恆星所在之處，最外面是永不熄滅的天火，這就是畢達哥拉斯的宇宙模型。但他並沒說明地球有多大，日月星辰離地球有多遠。　　最早算出地球大小的人是公元前3世紀的希臘天文學家埃拉托西尼。他聽說在阿斯旺附件有一口深井，在夏至的時候，太陽光照能射到井底，這表明，夏至時，太陽光在當地是垂直入射的；然後他又在埃及北方的一個城市亞歷山大找了一個方尖塔，在夏至那一天，測量了斜入射的太陽光與垂直的方尖塔之間的角度，這個角度其實是從阿斯旺到亞歷山大這一段距離弧長的圓心角，於是他算出了地球的周長約是三萬九千多千米（現在實測是四萬千米，幾乎相差無幾了）。　　月球離地球有多遠呢？當時希臘人已經猜測到，月食是因為地球走到太陽與月球之間而引起的。出生於薩莫斯島的阿利斯塔克提出，測量月食時掠過月面的地影與月球的相對大小，利用幾何學方法，可以算出以地球直徑為單位的地球至月球的距離。 公元前150年，古希臘又出了一位叫依巴谷的天文學家。依巴谷重複了這項工作，依巴谷得出地球到月球距離是地球直徑的三十倍。根據埃拉托西尼求得的地球直徑計算，月球到地球的距離約等於三十八萬公里，他還同時得出了地球與太陽的距離：弦月的時候，地球、月亮和太陽組成一個近似的直角三角形，於是得出太陽到地球的距離是月亮到地球距離的19倍，當然了這個精度與現測的結果相差有點大，但他的結果顯示出太陽比地球要大得多。依巴谷思考，一個很大的天體不可能圍繞一個小的天體來運行，這已經隱含了日心說的概念。　　公元140年，埃及的亞歷山大城的希臘裔天文學家托勒密，提出了一個完整的地心體系，所有能觀測到的行星都是圍繞著地球做順時針周周運行，並提出了本輪和均輪的概念來解釋所觀測到的行星的運動規則。　　然而到16世紀的時候，波蘭天文學家尼古拉·哥白尼勇敢地站出來表達了相反的觀點。他認為，宇宙應該是簡單的和諧的，沒有托勒密所描述的那麼複雜，是地球繞太陽，而不是太陽繞地球旋轉，這樣根本不需要均輪的概念。這一日心學說改寫了托勒密延續千年的宇宙模型，開啟了宇宙學革命性的一刻。　　哥白尼死後66年，德國天文學家開普勒在1609年《新天文學》一書中宣布，他用丹麥天文學家第谷留下的精密觀測資料，發現行星是沿著橢圓軌道圍繞太陽運動，從而打破了天體必須做勻速圓周運動的傳統觀點，並徹底消除了托勒密體系中的本輪和均輪。　　1609年底，義大利物理學家伽利略，造出了一台放大率三十二倍的望遠鏡，並開始觀測天體，並被木星所吸引，並有了一個驚人的發現：在木星周圍有四個暗弱的星體在圍繞著它運轉（也就是後來我們稱的伽利略衛星），這徹底宣告了托勒密地心體系的終結，因為人類第一次發現了有天體圍繞不是地球的行星在運行。　　這個時候，牛頓終於出場了。牛頓生於1642年。1661年，他離開家鄉伍爾索普，前往劍橋大學三一學院，於1665年畢業。隨後的18個月，他回到家鄉躲避瘟疫，研習數學，發明了微積分。1667年，牛頓回到劍橋，於次年成為劍橋大學盧卡斯數學教授。不久，他對伽利略的望遠鏡進行了改良，他在裡面加了一片平面的反光鏡，這使得鏡筒變短，並觀察到更清晰的圖像。　　開普勒的發現和伽利略的觀測結果，都支持哥白尼的日心學說，但有一個問題還沒解決：究竟是什麼原因維持著這些天體的運動？開普勒曾經猜想也許是磁力，而真正解決這個問題的是牛頓，這就是我們高中物理都學過的"萬有引力"：一個大質量的物體，才可以把一個較小的物體吸引到自身上來，所以，蘋果才會從樹上落下來。也是"萬有引力"使得人能夠站在移動的地球上。"萬有引力"讓宇宙中所有的行星保持運動，宇宙也因此而永恆不變。　　1716年，英國天文學家哈雷提出利用金星凌日的機會來測量太陽到地球的距離，可惜金星凌日十分罕見，直到1772年，法國天文學家潘格雷在分析了1769年金星凌日時各國天文學家的全部觀測資料後，得出太陽與地球的距離為1.5億公里。這時人們開始在想能否測量恆星到地球的距離呢。　　伽利略早就提出了測量恆星到地球距離的方法：由於地球圍繞著太陽運轉，如果把地球圍繞著太陽運轉的軌道兩端作為觀測點，看看兩點上所觀測到的恆星的位移，這就是三角測量，就可計算出來。但由於實測非常困難，直到1836年，三位不同國籍的天文學家才根據伽利略的方法才成功的對恆星距離進行了測算。三位科學家中有一位俄國人斯特魯維，他測出織女星的視差是0.125角秒（1角秒視差對應的距離是太陽到地球距離的20萬倍），恆星的距離就這樣算出來了，現在知道織女星離我們有26 光年，也就是說織女星發現的光要過26年後，才能到達地球，恆星真正是遠啦。　　那三位科學中，有一位定居英國的德國人威廉·赫歇耳，他認為，假如所有恆星的真正亮度與太陽相同，那麼看上去亮度越暗的，距離就應該越遠。他用這種方法，估計銀河系的尺度至少為2600光年，從此，人類的視野從太陽系擴展到了更為廣闊的宇宙空間。　　1845年，愛爾蘭中部的比爾城堡，第3代羅斯伯爵威廉·帕森斯，在這裡建造了一架口徑1.8288米，重達10噸的望遠鏡，它是當時世界上最大和倍率最高的望遠鏡。使用這架望遠鏡，帕森斯伯爵看到了一個呈旋渦狀的美麗星雲。這是有史以來人類首次觀測到旋渦星系。天文學家們後來了解到，這個旋渦星系的距離為2100萬光年，遠遠超出了銀河系10萬光年的範圍。　　1842年，在維也納，一個名叫多普勒的奧地利物理學家，發表了一篇討論雙星顏色的論文，提出了可以通過恆星的光譜鑒別出譜線的元素構成和恆星的運動趨勢，是遠離還是朝向我們運動。這是多普勒運用夫琅和費線的一個創造。如果光源在向我們接近，夫琅和費線就會向光譜的藍端移動，這叫"藍位移"。如果光源在後退，這些譜線會向光譜的紅端移動，這叫"紅位移"。　　1859年，英國天文學家威廉·哈金斯，用一台裝有高色散分光儀的20厘米望遠鏡，開始觀測一些亮星的光譜，並在其中找出了鈉、鈣、鎂等化學元素的譜線。1868年，他利用多普勒效應，首次從譜線的微小位移，測出了天狼星的視向速度。1880年前後，哈金斯對太陽光譜中構成譜線的化學元素進行分析，以了解太陽和恆星都是由何種成分構成的。哈金斯發現，太陽和恆星的光譜線中，都有著清晰的氫和氦的特徵線。於是他得出結論：太陽和恆星主要是由氫和氦構成的。這一發現等於宣告太陽只不過是一顆普通的恆星。人類也因此徹底了解到，地球不是宇宙的中心，太陽也同樣不是宇宙的中心。《宇宙大爆炸》第2集：給我證據1905年，在瑞士伯爾尼專利局工作的小職員，德國猶太人阿爾伯特·愛因斯坦，發表了一篇關於運動物質中電磁現象的論文，提出了狹義相對論；10年之後，他又提出了廣義相對論。相對論同量子論一起推動了20世紀物理學的革命，也為從整體上研究哈勃發現的星系宇宙奠定了理論基礎。　　20世紀以前的物理學建立在牛頓絕對時空觀的基礎上：時間永恆地均勻流逝，空間是不動的舞台，兩者相互獨立並且不受物質的影響。愛因斯坦的革命性發現是：時間和空間是不可分割的統一體，時空告訴物質如何運動，而物質告訴時空如何彎曲。　　在愛因斯坦的理論中，兩個物體間的相互作用並不像牛頓所描述的那樣，直接產生引力，而是由每個物體對周圍的時空產生影響，它們在時空中造成凹陷或扭曲，一個物體經過另一個物體的旁邊，路徑就會受到扭曲而偏向，這就好像是物質互相吸引一樣。 　　廣義相對論就好像是描述了一個表面上由網格標記的橡膠膜，放在橡膠膜上的重物看成是恆星或整個星系，網格代表時間和空間，重物的質量越大，空間和時間凹陷的程度也越深，那些從附近經過的東西，也就越難逃脫墜落在這個大質量物體上的命運。可為什麼時間和空間會是彎曲的呢？　　古希臘的時候，數學家歐幾里德，發展了一套幾何學理論，就是歐式幾何，我們在初中學的幾何就是這個，其中的第五公設，可以推出三角形的三個內角之和為180度，於是我們就把符合歐幾里德這套幾何學的空間叫做平直空間。　　19世紀初，德國數學家高斯、匈牙利數學家鮑耶、俄國數學家羅巴切夫斯基等人認識到，除了平直空間以外，沒有第5公設的非平直空間在邏輯上是可能的。在這樣的空間中，三角形的內角之和未必是180度，描述這種空間的幾何學叫做非歐幾何，如在球面上畫一個三角形，其內角和是大於180度的。　　非歐幾何雖然被發現了，但在愛因斯坦之前，它僅僅是理論上可能。而愛因斯坦的相對論說明，在大質量物體附近的時空真的就需要非歐幾何來描述了，這就是所謂的彎曲時空。愛因斯坦並且預言，由於時空彎曲，從太陽表面附近經過的星光會偏折1.75角秒，這是牛頓預言值的兩倍。　　1919年5月發生了日全食，英國天文學家愛丁頓領導的兩個遠征隊，分赴巴西東北海岸的索布拉爾和西非幾內亞灣的普林西比島進行觀測。半年以後，英國皇家學會正式宣布，他們的觀測結果符合愛因斯坦的預言，這個消息立刻轟動了世界，廣義相對論從此得到科學界公認。　　通過牛頓的理論所描繪出的宇宙在時間上和空間上都是無限的，其中有無限多的基本靜止的物質，那麼這裡就有一個矛盾，因為按照這樣推算就會有無限大的萬有引力，並最終將宇宙形成一個唯一的大物質。　　愛因斯坦利用非歐幾何里在1917年提出了一個宇宙模型。這個模型的空間部分是一個球面，彎曲的空間使得宇宙看起來是有限的，因此可以避免引力變成無限大的問題。但是愛因斯坦發現，和牛頓的宇宙一樣，這個模型里的物質也很難保持靜止不動，於是愛因斯坦就在他的廣義相對論方程當中加入一個表示斥力的一項：宇宙學常數。　　但很快有人反對愛因斯坦的這個靜態宇宙模型，第一個提出質疑的，是俄國學者阿列克謝·弗里德曼。在1922年發表的一篇論文中，弗里德曼求解了不包括宇宙學常數的廣義相對論方程，發現宇宙不會靜止不動，而是要麼膨脹要麼收縮。愛因斯坦看到弗里德曼的論文後，給發表它的雜誌去信，說弗里德曼可能算錯了。弗里德曼並沒有屈服於愛因斯坦的權威，他詳細寫出了自己的計算過程給愛因斯坦寄去。後來，愛因斯坦在同一個雜誌上發表聲明，承認自己錯了而弗里德曼是對的，偉人都很謙虛的說。　　弗里德曼還認識到，如果假定空間有最大的對稱性，那麼三維空間的幾何只有三種可能：一種是我們熟悉的歐幾里德空間，即平直空間；一種是愛因斯坦模型中類似球面的空間，即閉合空間；還有一種是類似馬鞍形的雙曲面空間，即開放空間。在此後幾十年的時間裡，探索宇宙空間的幾何形狀一直是宇宙學家們最重要的課題。　　1927年，比利時神甫，洛文天主教大學的物理學教授喬治·勒梅特指出：愛因斯坦的靜態宇宙模型是不穩定的，如果宇宙學常數的斥力稍稍超過物質的引力，宇宙就會開始膨脹，而且越膨脹越快。　　1912年的時候，哈佛大學天文台的女天文學家赫麗塔·勒維特，在南半球天空的麥哲侖星雲中找到了一類特殊的天體，叫做"造父變星"。它們的亮度先是快速上升，隨後緩慢下降，呈周期性變化，越亮的造父變星光變周期越長。哈佛天文台台長沙普利立即認識到，通過造父變星，可以推算出星系的距離，並測定出銀河系的範圍為30萬光年，雖然比實際值偏高，但這種方法還是幫助他做出了太陽並不在銀河系中心的重大發現。　　在威爾遜山天文台的哈勃用同樣的方法，在仙女座大星雲和三角座星雲中發現了一批造父變星，推算出它們的距離都是93萬光年，甚至遠遠超出了沙普利的大銀河系的範圍。哈勃還發現，大部分星系的光譜都發生了紅位移，距離越遠的星系紅位移越大。根據多普勒效應，這意味著所有的星系都在遠離我們，而且離我們越遠的星系，退行的速度也越快。哈勃在1929年發表的這個初步結論，後來被更多觀測所證實，成為人們公認的"哈勃定律"。 其中速度與距離成正比關係的比例常數被稱為"哈勃常數"。　　哈勃定律的重要意義在於，它顯示出宇宙中的星系，就像一個膨脹氣球上的斑點，彼此分散那樣運動，從而為弗里德曼和勒梅特的膨脹宇宙模型提供了觀測依據。　　這時，勒梅特聽說了哈勃的發現，他知道這是自己一直等待的結果，他決定找到愛因斯坦，當面向他陳述自己的想法。1931年，愛因斯坦訪問威爾遜山天文台，哈勃是主人，勒梅特也趕到加州和他們見面。他們推心置腹的討論了各自的觀點。在一次演講中，勒梅特以詩意的敘述，向愛因斯坦陳述了他的理論。按他的說法，宇宙是從一個原始原子開始，不斷分裂膨脹而成的，就如同一顆小小的橡果，長大成為一棵參天的橡樹那樣，他並以哈勃的觀測為證，說明宇宙是創生於"沒有昨天的那一天"。演講結束的時候，他看到愛因斯坦站起來說："這是我所看到過的最美麗的結果"。從那時開始，愛因斯坦承認引進"宇宙學常數"是他一生最大的失誤。　　按照哈勃的的計算，他得到宇宙的年齡是20億年，但當時的地質學家通過研究地球上最古老的岩石得出地球的年齡不小於40億年，宇宙的年齡怎麼可能比地球的年齡還要小呢，這就出現了一個很大的矛盾。　　1948年劍橋大學的數學家弗里德·霍伊爾對宇宙有一個起點的說法，提出了一系列質疑，他特別反對宇宙起源於一次大爆炸的觀點，並與同事邦迪和戈爾德一起，提出了與大爆炸理論完全對立的"穩恆態宇宙"理論，他問道：如果說宇宙起源於大爆炸，那麼大爆炸之前難道就沒有宇宙嗎？這從哲學上讓人感到困惑，所以他提出了所謂完美宇宙學原理的假設：認為宇宙不僅在空間上均勻，而且面貌不隨時間改變。　　由於哈勃根據星系退行速度，測算出宇宙年齡只有20億年，導致霍依爾的"穩恆態"一時佔了上風。正當宇宙年齡所造成的疑惑，使大爆炸理論陷入困境的時候，天文學家發現，哈勃將星系的距離全都低估了一倍，因此也就將宇宙的年齡低估了一倍。在改正了這個錯誤以後，宇宙的年齡就不會比地球的年齡低了。　　霍伊爾的另一個質疑是：勒梅特並沒有具體說明"原始原子"究竟是什麼，它是如何形成，又如何崩解為各種元素的？而霍伊爾的"穩恆態"恰恰能證明這一點。自19世紀中葉，光譜分析應用於天文學以來，人們在天體中發現了幾十種元素，最常見的是氫和氦。進入20世紀以後，物理學家又陸續發現，原子核是由質子和中子組成的；在適當條件下，較重的原子核可以裂變為較輕的核；較輕的核也可以聚變成更重的核，在此過程中釋放出的能量，可以為恆星提供足夠的能源。霍伊爾和他的合作者，闡明了元素在恆星內逐級合成的具體反應過程，直到今天，這仍然是教科書中的標準理論，其實這也是間接支持了後面所發展的大爆炸理論：　　當空間中的氫原子，由於引力逐漸凝聚到一起，形成越來越大的球體時，恆星形成了。在恆星像滾雪球似的越滾越大時，引力造成的內部壓力也越來越高。這種壓力會把氫原子緊緊壓合在一起，產生聚變反應，形成新的元素"氦"。當氫燃燒完後，恆星內的氦可以再聚變為氧和碳，如此持續，合成越來越重的原子，直到鐵的產生。　　比鐵更重的元素，則可以在一些特殊的環境，如大質量恆星演化晚期的超新星爆發中產生。而組成我們身體的碳、氧、鐵等重元素，都是先在恆星中產生，再於恆星爆發後被拋射出來，在太空中像灰塵一樣的遊盪，直到跟其他的星塵混合，因重力形成新的恆星。可以說，我們每個人都曾經是某顆恆星中的一部分，生命，也由此產生。 　　霍伊爾關於重元素在恆星內合成的理論實在是太成功了，但卻不能解釋輕元素氦，在宇宙中含量高達1/4的觀測事實。因為假如這麼多氦都是在恆星中合成的話，那麼夜晚也會比白天還亮了。1946年，移居美國的前蘇聯科學家伽莫夫另闢蹊徑，提出了宇宙中的氦主要是在大爆炸後不久的高溫條件下合成的理論。 　　但是，霍伊爾不願意承認這一點，他提出了一個尖銳的問題：如果宇宙起始於一次大爆炸，在那種高溫高熱狀態下所產生的輻射，一定會在太空中留下某種痕迹，即使是在大爆炸已經過去了140億年的今天，也應該能找到哪怕一丁點兒輻射痕迹的殘留。可問題是，這個痕迹能找到嗎?《宇宙大爆炸》第3集：宇宙的密碼1946年的時候，移居美國的前蘇聯科學家喬治·伽莫夫，在勒梅特"原始原子"的基礎上另闢蹊徑，提出，宇宙中的氦，主要是在大爆炸後不久的高溫條件下合成的理論。這個觀點，給了大爆炸理論有力的支持。　　在霍依爾提出"如果大爆炸真的發生過，請問爆炸所遺留下來的痕迹在哪裡"的質疑以後，伽莫夫和他的學生就在研究這個問題。伽莫夫和他的學生們堅信，高熱爆炸產生的輻射，即使是在100多億年後的今天，也不會完全消失。伽莫夫依據什麼，得出這樣的結論呢？　　如果我們燒一堆篝火，或者我們進行一次爆炸，這個當中會產一些光，這個光子呢就會向各個方向飛去，以後我們就再也沒有機會看到這些光子。但是假如宇宙深處的外星人，他們正好朝這個方向看，他們是有機會能夠看到這些光的。由於宇宙大爆炸是處處都在進行，所以我們朝任何一個方向看去，都應該能看到大爆炸產生的這個光；但由於宇宙的膨脹，這些光的能量降低了，波長也變長了，現在處於微波波段，溫度是這個絕對溫度的幾K，但是我們用儀器應該是能探測到。　　正是由於知道了這一點，伽莫夫才對找到大爆炸遺留的輻射充滿信心。在鐵幕的另一邊，前蘇聯核武器設計的負責人澤爾多維奇和他領導的科研小組，在完成氫彈的設計研究工作後，也開始研究宇宙大爆炸理論，他們也注意到，大爆炸過後會有餘光殘留下來。　　由於長期從事國防研究，他們一直關注著美國在電子技術方面的最新進展。不久以後，美國貝爾實驗室建立了一座用於衛星通信試驗的，高靈敏度微波天線。蘇聯人注意到，這座天線的靈敏度應該足以探測到大爆炸的遺迹。然而閱讀美國人關於這座天線的實驗論文，似乎並沒有提及這樣的熱輻射，這使蘇聯人一度認為，宇宙大爆炸理論也許並不成立。　　實際上，貝爾實驗室對這座天線性能的測試並不徹底，對衛星通信來說這也不是必要的。衛星通信實驗結束以後，貝爾實驗室的兩位科學家 阿諾·彭齊亞斯和羅伯特·威爾遜希望用它做一些射電天文研究，在正式開始研究以前，他們決定先進行嚴格的測試和校準，但在測試和校準的過程中發現老有一種多餘的雜訊。他們把天線對向紐約，結果沒發現任何特別的狀況，這意味著紐約並沒有發出那種頻率的雜訊。不管把天線對著哪個方向，煩人的雜訊總是揮之不去，即使把天線指向太空，雜訊依然存在。　　他們在檢查以後發現，天線裡面住了一對鴿子。在他們接管這裡之前，天線閑置了很長時間。鴿子住在裡面，弄得到處都是鴿糞，威爾遜和彭齊亞斯覺得，這下總算找到根源了。鴿子事件以後，奇怪的無線電雜訊仍然不斷，威爾遜和彭齊亞斯用了一年的時間，徹底檢查他們的天線。到第二年，他們快要絕望的時候，彭齊亞斯偶然和同行伯克聊起此事，伯克說：他的一位朋友，曾聽過普林斯頓大學一位叫皮伯斯的學者作過的一個報告，談到他們也在進行類似的工作。伯克告訴彭齊亞斯，他們發現的奇怪雜訊，可能正是普林斯頓大學狄基小組正在尋找的東西。於是彭齊亞斯趕緊給狄基打去電話。　　普林斯頓大學的狄基教授，是一位很有思想的科學家，他認為宇宙既不像霍伊爾他們認為的是一個永恆不變的處在穩恆態的宇宙，也不像勒梅特和伽莫夫他們所認為的是由惟一的一次大爆炸而產生的，他認為宇宙是處在一種膨脹收縮再膨脹的過程中，同時他也認為當宇宙收縮到一個很小的體積的時候，根據熱力學原理，這時它的溫度肯定是非常高的，而且當宇宙膨脹到今天的這種程度的時候，肯定還有某種留存下來的溫度存在，於是他就想來測量這個剩餘的熱量。　　狄基教授在第二次世界大戰時，曾從事雷達研究，並發明了計量微波輻射的儀器。這個儀器正好在此次實驗當中用上。他讓助手之一的皮伯斯從事理論計算，而另一位助手威爾金森則設計實驗儀器。他們將天線安裝到了普林斯頓大學的屋頂上。就在他們自信把探測儀器調試得完美無缺的時候，接到了羅伯特·威爾遜的電話。　　當時去接電話的是狄基教授，他就意識到貝爾實驗室有可能得到了類似的結果；狄基教授在放下電話以後，很失望的說了一句：哎呀，我們被別人搶先了。狄基教授和他的同事們，立刻帶上自己的資料來到貝爾實驗室，他們要親身體會這個無線電波的雜訊。當羅伯特·威爾遜和彭齊亞斯看到狄基教授帶去的儀器和記錄時，他們終於明白，那個推論中的宇宙大爆炸的痕迹，被他們無意中發現了。　　"宇宙微波背景輻射"也就是大爆炸痕迹的發現，以確鑿的證據證明了，宇宙的確曾經處於與今天完全不同的高溫高密狀態，這是繼哈勃發現宇宙膨脹之後，宇宙學研究上的又一個重大突破。　　認為宇宙起源於原始原子，並以此說服愛因斯坦的勒梅特，在他臨終前幾天聽到了這個消息，他的宇宙創生於"沒有昨天的那一天"的猜想，終於被科學所證明。而建立了完整的大爆炸理論，並對遺迹輻射溫度做出科學預言的伽莫夫，則以他特有的幽默來回應人們的祝賀："我也許確實丟過一分錢。但當有人在街上撿到一分錢時，我也不能說那一定就是我丟的。"這位謙遜的物理學家於1968年去世，而彭齊亞斯和威爾遜，也因為自己的發現，在13年後的1978年，獲得了諾貝爾物理學獎。　　宇宙微波背景輻射被發現的時候，斯蒂芬·霍金正在劍橋攻讀博士學位，很可能是這件事情促成了他選擇大爆炸和愛因斯坦的相對論作為博士論文的研究主題。　　博士論文必須要包含大量的原創知識，這是一個很大的負擔。因為你必須要在3年的時間內，作出這樣一篇論文，裡面一定得要有成果，霍金當時還沒找到合適的論文題目，在剩下不到一年的時候，斯蒂芬·霍金受牛津大學數學教授羅傑·彭洛斯的啟發，決定從愛因斯坦的相對論入手，看看它對宇宙還能預示些什麼。霍金的導師希爾瑪是彭洛斯的好朋友，希爾瑪就決定到牛津去，聽聽彭洛斯的意見。　　彭洛斯正在研究愛因斯坦方程可能導致的另一種結果，即由於引力的驅使，大量的物質，墜入一個密度極大的區域中，以致光都無法從中發出來，這個區域就是"黑洞"。黑洞中存在著一個密度無限大的點，在這裡，一切已知的物理學定律，都要失效，這就是所謂時空的"奇點"。比如大質量的恆星，在它的演化過程中必然要發生坍塌，坍塌到一個奇點上。霍金就從彭洛斯教授的數學方面的研究結果得到啟發，他想如果這個坍塌過程反過來，實際上就是一個大爆炸的過程，由於就形成了霍金從數學角度來研究愛因斯坦方程所得到的結果，並且非常有力的支持了大爆炸理論。　　1970年，霍金和彭洛斯在論文中證明，如果廣義相對論和經典物理學是正確的，那麼，時空中一定存在著 "奇點"。因此黑洞和宇宙大爆炸都不是奇怪的事，而且是不可避免的。　　彭齊亞斯和威爾遜的觀測只是在一個波長處進行的，雖然與絕對溫度3度的黑體輻射在該波長的強度相符，但要進一步證實它是不是大爆炸的遺迹，是否具有完美的黑體輻射譜，還需要在其他各個波長，特別是毫米波段進行精確測量。 1975年，美國航空航天局決定，採納本局戈達德航天中心物理學家約翰·馬瑟等人的意見，專門研製一顆衛星，用以對宇宙微波背景輻射，進行精確測量。這顆衛星被命名為COBE。馬瑟負責輻射譜儀的研製，還擔任了COBE衛星的總負責人。1989年一個多風的早晨，美國航空航天局將COBE衛星送上了太空。COBE 最初9分鐘的觀測結果就表明，宇宙微波背景輻射確實具有完美的黑體輻射譜，大爆炸理論得到了進一步的證實。　　此時大爆炸理論已接近完整。但是仍然有一個重要的問題，如果要形成星系，最初的宇宙必須不是完全均勻的。彭齊亞斯和威爾遜發現的輻射應該能夠反映這一點。但它卻似乎與方向無關，如果大爆炸理論正確，那麼各方向上的輻射必定有所不同，這一定要有觀察的證明。　　星繫結構的不均勻分布，導致宇宙空間呈現一種大尺度的結構狀態。這一點，尤其在河外星系表現得非常明顯。河外星系的空間尺度之大，經常要以10億光年來計算。那麼，這些大尺度結構又是怎樣形成的呢？美國的皮伯斯和前蘇聯的澤爾多維奇等人認為，早期宇宙中，物質密度可能存在一些非常微小的不均勻性，它們在引力的作用下逐漸成長為星系、星系團、以及更大尺度的結構。如果是這樣，宇宙早期的背景輻射必須在各方向上有一些微小的起伏，天文學家稱之為各向異性。而探測宇宙微波背景輻射中的各向異性，是COBE衛星的另一個重要任務。　　美國伯克利大學教授喬治·斯穆特用一個類似普林斯頓大學使用過的定向號角天線，開始了一系列試驗。他希望做出一張詳細的地圖，來標出大爆炸殘留的遺迹，並勾畫出銀河及宇宙的結構。隨後，斯穆特和他的小組，研製出了一套能消除包括地球大氣層干擾在內的具備高靈敏度的儀器，並利用COBE衛星送上太空。　　COBE衛星升空不久，就發回來了準確的觀測數據。在第一天快要結束的時候，斯穆特教授得到了一張清晰度前所未見的宇宙照片。他和他的小組花了一整年的時間，收集了3億個觀測數據，用計算機繪製出了一張宇宙微波背景輻射的圖像，斯穆特將它稱之為宇宙蛋。　　這個宇宙蛋所顯示的，是大爆炸結束時宇宙的圖像，粉紅和藍色的區域分別表示溫度的變化。宇宙微波背景輻射是非常均勻的，但是如果我們去掉均勻的背景，就可以看到各向異性。紅色代表溫度較高的區域，藍色代表溫度較低的區域。　　COBE的探測結果，使大爆炸的理論再次得到觀測的證實，大爆炸也終於被大多數人所接受。COBE的成功也有約翰·馬瑟的功勞。由於約翰·馬瑟和喬治·斯穆特在宇宙微波背景輻射研究中的貢獻，他們在2006年獲得了諾貝爾物理學獎。然而，大爆炸的理論並非就此完美無缺，它仍然還有一些問題需要解決。《宇宙大爆炸》第4集：宇宙的模樣　　狄基沒有能夠與彭齊亞斯和威爾遜一起獲得諾貝爾獎，這讓很多人感到遺憾，但他卻並沒有停留。對於狄基來說，微波背景輻射的發現，並不意味著宇宙大爆炸理論就沒有問題了。1978年11月13日，狄基教授到康奈爾大學做關於宇宙學的學術報告，他提出了一個關於宇宙學的問題，這個問題跟宇宙空間的幾何形狀有關：　　根據廣義相對論，充滿物質的四維時空（長，寬，高，時間）是彎曲的，但其中三維空間的幾何形狀，則有幾種不同的可能性。愛因斯坦曾認為宇宙空間是球型的，弗里德曼則提出過雙曲型的宇宙，介於兩者之間的是平直空間。我們生活的宇宙究竟是哪一種幾何形狀呢？ 　　根據愛因斯坦的廣義相對論方程，定義出了臨界密度的概念。如果宇宙空間中物質的平均密度等於臨界密度，那麼宇宙空間就是我們所熟悉的平直空間，如果大於臨界密度，宇宙空間就是封閉的球形，如果小於臨界密度，宇宙空間就應該是開放的雙曲形。臨界密度的數值是非常小的，它就相當於一個立方米里只有一個最輕的原子，比如說是質子或氫原子的這樣一個密度。　　而當時人們還不能精確測量宇宙的密度，但是知道它與臨界密度屬於同一個數量級，也就是說相差不會超過幾倍。狄基認為，這裡有個奇怪之處，這意味著在大爆炸後的一秒鐘，宇宙物質密度與臨界密度相差不超過一百萬億分之一，否則今天的宇宙密度就會遠遠偏離臨界密度。　　這個奇怪的現象怎樣解釋呢？狄基提出了問題，但他自己也無法回答。這個問題像一顆種子，在當時的聽眾一位在粒子物理學研究組做博士後 阿倫·古思心裡，埋下了一顆種子。　　在聽了狄基的報告後不久，古思開始和華裔物理學家戴自海合作，研究宇宙大爆炸中磁單極產生的問題。（註：磁單極子是理論物理學弦理論中指一些僅帶有北極或南極單一磁極的磁性物質，它們的磁感線分布類似於點電荷的電場線分布）　　1979年，古思等人在研究中發現，在宇宙大爆炸中有可能產生非常多的磁單極，並且會一直存留到現在。但是，儘管人們曾用實驗去尋找，卻一直沒有找到。古思提出，解釋這種結果的一種辦法是：磁單極產生後，宇宙發生了一次極迅速的指數式膨脹。已經產生的磁單極個數不變，而宇宙空間的體積在指數膨脹中卻迅速增大，於是磁單極變得很稀少，不會再與實驗結果相衝突。 古思為這種發生在宇宙早期的指數膨脹起了個名字，叫做"暴脹"。　　這時古思回憶起一年前狄基的報告，他意識到，為了解決磁單極問題而提出的暴脹理論，其實也可以解決狄基的宇宙幾何問題：如此劇烈的膨脹會把原來彎曲的空間拉直，這就好像我們用力拉一塊褶皺的橡皮膜可以把它拉平一樣。因此，如果在宇宙的極早期發生過一次暴脹，那麼我們可觀測的這部分宇宙幾何就非常接近平直空間了。　　暴脹理論不僅解釋了為什麼可觀測的宇宙基本上是均勻了，而且還說明了為什麼在這個均勻中還有些小的不均勻性。　　原來，我們今天看到的尺度達幾百萬光年的空間，在暴脹發生以前都曾經擠在比原子核還要小的空間里。在這樣小的空間里，量子力學的測不準效應非常明顯。由於測不準效應在宇宙暴脹前很明顯才產生了現在一些不均勻性。　　儘管暴脹理論可以解釋一些理論上的重大疑難，但它究竟是否正確，還需要用觀測加以檢驗。按照暴脹理論，我們可觀測的這部分宇宙的幾何非常接近平直，所以物質的密度應該等於臨界密度，這是否符合我們的觀測呢？　　我們用望遠鏡能直接看到星系中恆星發出的光，根據這些星光我們可以推斷宇宙中恆星貢獻的物質密度。這個密度只有臨界密度的百分之一左右。當然，我們知道恆星之間以及星系之間都分布著一些氣體。但即使把這些星際物質或是氣體與塵埃貢獻的密度加添進來，把所有這些加在一起，總密度也不超過臨界密度的百分之五。　　當古思提出他的暴脹理論的時候，科學家們早已發現，宇宙中還存在著一種神秘的不發光的物質，即：暗物質。　　1934年，加州理工學院的第一位從事天體物理研究的學者瑞士籍的弗里茲·茲威基教授，研究了星系團內星系的運動，首次提出了暗物質存在的可能性：　　星系團中有成百上千的星系被星系團自身的引力束縛著，它們的運動速度與引力必須達成平衡，引力越強，運動速度越快。茲威基發現，星系團內的星系遠遠不夠產生這麼大的引力。一定還存在著其他我們看不見的物質，茲威基把它稱之為暗物質。暗物質存在的直觀證據是引力透鏡現象。當遙遠星系發出的光經過一個星系團附近的時候，光線會被星系團的引力所偏折，星系團就好像是一個透鏡。當我們朝這個方向望去，就會看到光弧、甚至同一個星系的幾個不同的像。　　雖然沒有人直接探測到暗物質，也不知道暗物質是什麼，但是通過引力人們可以測出它的總量。測量的結果是：普通物質加上暗物質，總量只佔臨界密度的百分之二十到三十，並不像暴脹理論預言的那樣達到臨界密度。　　問題出在哪兒了？是觀測結果有徧差，還是在現有理論里遺漏了什麼？　　這時還面臨著別的矛盾，其中一個就是宇宙的年齡問題。按照大爆炸理論，宇宙的年齡首先取決於哈勃常數，也與宇宙的密度有關。所謂"哈勃常數"，是指按照"多普勒原理"，用光譜位移，表示宇宙中星系退行速度與距離成正比關係的比例常數。　　按照恆星演化理論，最古老球狀星團的年齡可達120億年。那麼宇宙的年齡呢？　　1990年，美國太空總署的太空梭把一台望遠鏡送上了太空，並命名為哈勃望遠鏡。哈勃望遠鏡拍出了許多美麗的星空圖景，一下子拉近了我們和這些星系的距離。　　上個世紀90年代初，由勞倫斯·伯克利實驗室的索爾·珀爾米特領導的超新星宇宙學研究組，開始在茫茫太空中，尋找遠處的超新星。不久，由霍普金斯大學的亞當·瑞斯等人組成的，高紅移超新星研究組，也加入了競爭的行列。他們對選定天區進行曝光，然後再仔細比較和上次圖像的異同。一旦發現超新星，就拍下它們的光譜。這兩個小組的天文學家吃驚地發現，遙遠超新星的亮度比預期的暗。這意味著這些超新星的距離比預期的要遠。按照過去的理論，由於引力的作用，宇宙的膨脹速度會越來越低，這樣，無論如何也不可能達到如此遠的距離。要想解釋觀測結果，唯一的可能是宇宙膨脹速度越來越快。普通的物質，甚至暗物質都只產生引力使宇宙的膨脹減速，但有一些非常特別的物質能產生斥力，使宇宙的膨脹加速，這個物質是什麼呢？？　　不知道，但我們先叫它暗能量。　　當年愛因斯坦引入的宇宙學常數就是一種暗能量。但是並沒有一種物理理論能夠解釋為什麼會有宇宙學常數，或者宇宙學常數應該是我們觀測到的這麼大。迄今為止，天文學家也不敢肯定，暗能量就是宇宙學常數。有許多關於暗能量的假說，但是都不能很好的解釋它的性質。暗能量的發現，如此出乎人們的預料，1998年，它被評為當年度的世界十大科學發現之首。　　儘管人們不了解暗能量是什麼，但是由於它的存在，宇宙的膨脹並沒有減速而是在加速，因此宇宙的年齡比原來根據減速的假定估計出的數值要長。人們又開始對暴脹理論預言的平直宇宙充滿信心，也許宇宙的總密度確實等於臨界密度，其中30％是物質，而餘下的70％則由暗能量提供。　　1998年12月29日，一批來自美國、義大利等國家的科學家，在南極放飛了一個高靈敏度的氦氣球,氣球升入35公里的高空，在大氣環流的作用下，圍繞南極點飛行了11天後，在離放飛點不足50公里的地方成功降落，氣球上攜帶著最新研製的微波背景輻射探測裝置，科學家們對這次飛行觀測收集的數據進行了近兩年的分析，觀測的結果表明，宇宙的幾何正如暴脹理論預言的那樣，完全是平直的。 2001年6月30日，美國航空航天局的MAP衛星發射升空。衛星被送到距離地球一百多萬公里的拉格朗日點上，在這裡，太陽、地球、衛星始終在一條線上。衛星背向太陽和地球緩緩掃描著天空，收集著來自宇宙深處的數據。2002年9月，威爾金森因病不幸去世，未能親眼看到衛星數據的發表。美國航空航天局將衛星改名為WMAP，以紀念威爾金森的貢獻。　　2003年，WMAP第一年觀測的數據發表了，觀測結果的精度大大提高，與氣球的實驗結果也非常一致。我們終於知道，宇宙空間是平直的，暴脹理論得到了初步的證實。同時，宇宙的年齡和大尺度結構問題在這個理論框架內也得到了完滿的解決。《科學》雜誌把這評價為2003年度最重大的科學進展。　　我們終於了解到，宇宙是在大約140億年前由一次大爆炸所產生，宇宙中30%是物質，70%是我們還不知道究竟是什麼的暗能量所構成，而在宇宙中由閃爍星星所組成的明亮星系它們的分布並不均勻，此外的我們還知道宇宙的究竟是平直，它還在加膨脹... ...
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