中央電視台[探索發現]宇宙大爆炸（解說詞記錄）4

中央電視台[探索發現]科普電視片《宇宙大爆炸》（解說詞記錄）4-4

1978年11月13日美國普林斯頓大學的狄基教授來到康奈爾大學做關於宇宙學的學術報告，在狄基的聽眾中有一位是在粒子物理學研究組做博士後的阿倫·古思。誰也沒有想到，就是這場報告在當時名不見經傳的古思心裡埋下了一顆種子。不久之後，古思提出了關於宇宙起源的新理論，使人們對宇宙大爆炸的認識又深入了一步。

第四集 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。在康奈爾大學的演講中，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？

「這個跟什麼有關呢？跟我們整個宇宙中的物質多少有關係。物質越多，它們的引力越強。天文學家要想測定我們宇宙中究竟有多少物質，測定有多少物質，就是測定有多少質量。天文學家首先研究發光天體，然後再把不發光天體也都考察進去，我們就可以估算出來了，我們宇宙有多少質量？有了質量之後，我們就知道，我們的引力大小。我們要確定一個值，是什麼呢，就在單位空間內的單位質量，單位空間有多少質量，這個就叫做密度。當著空間密度這個值，要大過一定的值，那就是說引力佔上風；如果我們的這個密度不夠那個值，也就是說斥力更大，宇宙要膨脹下去。原來那個密度值，就叫做臨界密度。現在已經知道了，我們宇宙中的臨界密度比預期的要小。因此物質不夠，宇宙要膨脹。」

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。臨界密度的數值究竟是多少呢？

「臨界密度的數值是非常小的。它就相當於一個立方米裡頭，只有一個最輕的原子，比如說是質子，或是氫原子，這樣一個密度。」

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。

「如果物質的密度不是正好等於臨界密度的話，那麼隨著宇宙的膨脹，它會越來越偏離臨界密度。比如說它如果一開始是稍微大於臨界密度，那麼隨著宇宙的演化，它就會離臨界密度越來越遠，遠遠超過臨界密度。反過來呢，如果它是一開始略微小於臨界密度的話，隨著宇宙的演化，它就會變得非常小。當時大家的觀測還不是很精確，但儘管如此，當時也已經知道宇宙物質的密度和臨界密度最多不會差幾倍。」

狄基指出，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100萬億分之一，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，埋進了古思的心裡。

上個世紀的70年代，許多粒子物理學家，這時對宇宙學發生了濃厚的興趣。早期的宇宙，溫度極高，密度極大，物質的狀態與我們日常所熟知的大不相同。在聽了狄基的報告後不久，古思開始和華裔物理學家戴子海合作，研究宇宙大爆炸中磁單極產生的問題。我們知道在地球上任何物體都有南北兩極，什麼是磁單極呢？

「我們這是一根日常生活中的磁鐵，那麼上面是北極，下面是南極。這時候如果我們把它從中間分開，它還是上面是北極，下面是南極。怎麼看呢？就這邊同性相斥，那麼說明它這兒是北極，那麼這邊是南極。如果你再把它掰斷，那麼這兒還是南極，這邊還是北極。一直掰到最小，它都還是這邊是南極，這邊是北極。」

「那麼如果只有一個極，這個叫磁單極。我們平時沒有見到過這種東西。但是根據有些物理理論，在這個極高的溫度下，有可能形成這個磁單極。那麼比如說宇宙的早期，可能就提供了這樣的條件。」

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。

「磁單極過去認為，根據理論，宇宙非常早期的時候，有一種能量，使宇宙會保持它的速度不變。那麼這種不變，就使得宇宙膨脹，很短時期內就會像指數一樣增加。也就是說，過一段時間翻一番，再過一段時間又翻一番。這樣很快就像我們通貨膨脹一樣的，就脹得非常快了。所以說體積變得很短時間內就變得很大。」

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。暴脹在英文中的原意是指把氣球吹脹，後來用以泛指某些數字迅速變大。在經濟學裡把它譯為通貨膨脹。在宇宙學界，現在一般譯為暴脹。

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空間問題。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，那麼我們可以觀測的這部分宇宙幾何空間就非常接近平直空間了。

「有趣的是暴脹理論不僅解釋了為什麼可觀測的宇宙基本上是均勻的，而且還說明了為什麼在這個均勻當中還有一些小的不均勻性？它具體的告訴我們這些不均勻性是怎麼來的？」

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。

「測不準原理是微觀物質運動的一個基本規律。我們在宏觀世界裡面，我們測一個物體，它的位置可以很精確，也可以測它的速度也很精確。那麼在微觀世界裡面，我們不能同時做到，比方說對一個電子，你要同時測出它的精確的位置和精確的速度這在原則上是不可能的。類似的情況就是能量和時間也有這個關係。如果把時間分成短的情況下，能量也測不準。在宇宙極早期的時候，時空都非常小，那麼這個時候能量也就不準了，它就一定有一個起伏，有一個漲落。那麼這個漲落，隨著暴脹的過程以後，當然是會很小了，但是還存在。那麼正是這樣一種起伏，不是完全均勻的狀態，後來在引力的作用下會逐漸地在增強，最後達到像今天我們看到的恆星、星系這樣一些不均勻的東西。」

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空間非常接近平直，所以物質的密度應該等於臨界密度。那麼這個預言是否符合觀測呢？

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。那麼這是否意味著宇宙空間並非平直而是雙曲的呢？問題並不這麼簡單。

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。

20世紀30年代當哈勃在威爾遜山天文台觀測星空的時候，在山腳下的帕薩迪納市諾貝爾獎獲得者密立根正在努力把當地的一所小學校——加州理工學院建成一所一流的研究機構。他聘用的第一位從事天體物理研究的學者是瑞士籍的弗里茲·茲威基。茲威基性格古怪，然而卻富有想像力，提出了中子星等許多新奇的理論。1934年他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。

「星系作為河外星系這樣一個單元，它們在宇宙中有一種傾向，就是成團傾向。它們扎堆兒。什麼叫扎堆兒？就是它們有引力聯繫，構成一個體系，稱之為星系群。如果扎堆兒的、受引力束縛在一起的不是幾十個，是幾百個、上千個、幾千個就稱為星系團。」

星系團中成百上千的星系，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，星系團就好象是一個透鏡。當我們朝著這個方向望去，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。

很多搞理論研究的人認為，暴脹理論非常漂亮，宇宙應該是平直的。他們認為搞觀測的人可能低估了宇宙的物質密度。根據歷史經驗，天文觀測結果差上幾倍似乎也不是太少見的事。但是搞觀測的人也很相信他們自己的測量結果。他們認為，也許現在的理論里遺漏了什麼重要的東西。

此外那些主張宇宙是平直的人，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。

「如果我們假定宇宙膨脹的速度不變，那麼哈勃常數的倒數就是宇宙的年齡。但是實際上，由於引力的作用，宇宙的膨脹也許會減速。那麼物質的密度越大，它減速越快。那麼如果今天這個哈勃常數已經定下來的話，那也就說明密度越大，過去的哈勃常數就越大，那麼宇宙的年齡就越短。」

但是宇宙的年齡顯然不能短於任何天體的年齡。因此如果我們知道某一種天體的年齡，就知道宇宙的年齡至少也得有那麼長。年齡能夠比較準確測定的最古老天體是由幾百萬顆恆星組成的球狀星團。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？

「有兩種結果，一種是桑德奇他們得到的結果。那麼哈勃常數等於50左右，這樣對應的宇宙年齡是150億年。另一種結果是沃庫勒他們得到的哈勃常數等於100左右，這樣對應的宇宙年齡是約75億年。那麼這兩個結果顯然分歧很大。」

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。

「根據哈勃太空望遠鏡的資料，得到的哈勃常數的數值是75左右，對應的宇宙年齡是大約100億年。而天文學家已經知道有些古老的球狀星團，它們的年齡是120億年左右。這樣就是造成了宇宙年齡居然比球狀星團的年齡還要短，顯然這樣的結果是不能接受的。」

這個時候，一個意外的發現震動了整個科學界。兩個獨立的天文研究小組幾乎同時宣布他們通過對超新星的研究，發現宇宙的膨脹並不像原來人們想像的那樣一直在減速，實際上宇宙的膨脹正在加速。這樣一來宇宙的年齡就比人們原來想像的要長了。20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拍照，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。

「超新星被天文學家稱為阿拉伯字的1下面是一個a，就是1a的超新星，它炸掉時候發的那個光是固定的，因此天文學家立刻就敏銳的看到，它可以作為一個標準燭光。標準燭光就是你知道它是100瓦還是200瓦。標準燭光你知道了，然後用望遠鏡去看它，看見的是亮度。然後又根據這個天體離我們的拍出它的光譜來，根據它的光譜來定出它的距離。」

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。它的能量、它的性質是斥力性質，就認為這樣的物質，可以給它取個名字叫做暗能量。這個能量是斥力性質的，在80億光年之外能夠顯現出來。」

愛因斯坦曾經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。但是對密度的測量畢竟是一種間接的辦法，有沒有辦法直接驗證宇宙的幾何空間呢？

「1995年我在哥倫比亞大學讀研究生的時候，有一天一位新來的年輕教員馬克·卡米央柯夫斯基做了一個報告，介紹了他們提出的一種新的測量宇宙幾何的辦法。當時我們聽了這個報告以後，都覺得這個工作非常非常漂亮。後來馬克就成為我的博士論文導師。這就是用三角方法測定宇宙幾何的原理。我們知道這個幾何，這個三角形的底邊，也知道它這個斜邊和這個角度，那麼這是對平直的這個空間。但是如果是彎曲的空間，情況就有所不同。比如說如果是一個開放的幾何的話，我們看到的這個光線傳播就不是沿著我們平常理解的這個直線，它當然是這個開放空間當中的側地線。那麼如果是閉合的空間的話，它傳播是這樣子的，所以這樣的話我們會看到，最後我們看到的這個同樣一個尺度對應的角度它是不一樣的。那麼通過測量這個角度，我們就可以確定宇宙究竟是平直的，還是閉合的，還是開放的。」

我們所知道的宇宙微波背景輻射，恰巧也同樣提供了精確檢驗宇宙幾何空間的辦法。我們知道，我們今天收到的背景輻射是多久以前發出的，乘上光速就是兩個邊的長度。如何知道另一個邊的長度呢？有一個簡單的實驗可以讓我們很容易的了解到正確的結論。國家天文台的陳學雷為我們做了一個演示。

「如果我們往池塘里扔下兩塊石頭，它會激起一些波紋。這些波紋以一定的速度傳播。如果我們知道它傳播的速度，又知道它傳播的時間，那麼兩者相乘就給出了它傳播的距離。使用同樣的方法，我們也能用來測定宇宙的幾何。我們知道微波背景輻射是大爆炸時期發出來的，那麼它經過一段時間傳播到我們今天，這個時間我們是知道的，那麼乘以光速就給出了我們看到的這兩個邊的距離。最後這一個邊的距離又怎麼知道的呢？這就是用剛才我們談到的水塘裡頭的波（紋）的這個方法。因為宇宙早期也有一些微小的擾動，它也能激起微波背景輻射當中的一些不均勻性，它也是以聲速在傳播，因此我們可以計算一下宇宙大爆炸開始到結束的時間乘上當時的聲速就給出了傳播的距離。那麼這樣產生的不均勻性的大小就可以知道了。實際上我們知道，就是經過計算，如果宇宙是平直的，這些不均勻性的大小應該是1度左右。」

大家知道用這個方法能確定宇宙幾何後，許多研究小組都搶著做實驗，希望能測出宇宙的幾何空間。

美國航空航天局決定再發射一顆宇宙微波背景輻射衛星。這顆衛星被命名為MAP。負責研製的人是曾在狄基小組工作過的威爾金森。在研製衛星的同時，天文學家們也試圖用氣球或地面試驗進行探測，儘管大氣會造成一些問題，但是研製工作畢竟比衛星簡單。

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，回到了離放飛點不足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，宇宙的幾何空間正如暴脹理論預言的那樣完全是平直的。

「南極的氣球實驗，對於證實微波背景輻射的性質非常有用。但是還是有些遺憾，一個氣球飛不了太高，那麼它還是會受到地球大氣的一些干擾和影響，第二個它能觀測的範圍還是比較小，而我們微波背景是要觀測全天的情況，所以說這兩個遺憾是使得大家心裡還不是很踏實。」

2001年6月30日MAP衛星發射升空。衛星被送到距離地球100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，收集來自宇宙深處的數據。2002年9月，威爾金森因病去世。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》雜誌把這評論為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物質所構成。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。此外我們還知道宇宙的空間是平直的，並且它正在加速膨脹。

從牛頓的時候起，我們知道宇宙是無限和永恆的，在空間上沒有範圍，在時間上也沒有開始和結束。但是大爆炸的理論卻告訴我們，宇宙不僅有一個開始，而且由於處在加速膨脹之中，因而它在空間上是有限的。既然它有一個開始，也就應該有一個結束。這個結束會是什麼時候呢？