宇宙的起源與演化

佟永麗

（沈陽理工大學 遼寧 沈陽 110000）

1 人類對宇宙的認識

最早引起古代人們注意到的宇宙現象， 如晝夜交替、月亮圓缺、日食月食、天體位置隨季節的變化以及行星在星空背景上的移動等，都沒超出太陽系的范圍。

16 世紀哥白尼提出的日心說雖然仍末超出太陽系的局限，但卻把地球從居于宇宙中心的特殊地位降為一顆繞太陽旋轉的普通行星，正確地反映了太陽系的實際情況。

18、19 世紀是太陽系天文學發展的鼎盛時期。 人們借助望遠鏡，不僅發現了天王星、大量小行星、行星衛星等太陽系的組成成員，還根據天王星實際觀測位置及理論計算位置的偏差， 用天體力學理論準確地預言了海王星的存在和位置，并最終發現了海王星、冥王星，從而有力地證明了當時宇宙理論同太陽系的客觀實際是相符的。 與此同時，人類的視野也逐漸由太陽系擴展到更為廣闊的恒星世界。

2 現代宇宙學的誕生

現代宇宙模型的研究始于愛因斯坦。 愛因斯坦的廣義相對論預言，一定質量的天體，將對周圍的空間產生影響而使它們“彎曲”。 彎曲的空間會迫使其中穿過的光線發生偏轉，例如太陽就會使經過其邊緣的遙遠星體光線發生1.75 弧秒的偏轉。 通常，由于太陽的光太強而使人們無法觀測到這一事實。 1919 年發生了日全蝕，一個英國考察隊終于觀測到太陽附近的光線偏轉，得到的偏轉數據正是愛因斯坦所預言的“1.75 弧秒”。

盡管后來發現宇宙不可能保持穩定而被放棄，但畢竟是一次開創性的嘗試，揭開了現代宇宙學研究的序幕。

3 宇宙膨脹的發現

1922 年， 蘇聯數學家弗里德曼在廣義相對論的框架下，得到了愛因斯坦宇宙方程的一組動態解，從理論上論證了宇宙要么膨脹，要么收縮，決不會保持靜止狀態。 宇宙的演化趨勢則取決于宇宙物質的平均密度ρ0與臨界密度ρc的比值：

ρ0＜ρc對應于一個無限無界的開放宇宙；

ρ0=ρc對應于一個平坦的開放宇宙；

ρ0＞ρc對應于一個有限有界的閉合宇宙。

前兩種情況下宇宙將膨脹下去；后一種情況下，宇宙將出現膨脹——收縮的震蕩即“脈動”。 （目前已知的臨界密度為ρc=10-29克/厘米3，所觀測的不含“暗物質”的平均密度是ρ0=2×10-31克/厘米3）。

4 宇宙大爆炸模型

1948 年美國物理學家伽莫夫 （George Gamow, 1904～1968）、阿爾法、貝特等人發揮了勒梅特的思想，把宇宙的膨脹與物質的演化聯系起來，提出了“大爆炸宇宙模型”。 因為它能較多地說明現時所觀測到的事實，所以成為目前影響最大的宇宙學說。 這個宇宙大爆炸學說簡介如下：

起源——宇宙始于約200 億年前爆炸的一個高溫、高密度的“原始火球”。 它的起始時間為0。

普郎克時代——時間10-43秒，溫度高達1032K；

大統一時代——時間10-35秒，溫度高達1028K；

強子時代——時間10-6秒，溫度為1014K；

輕子時代——時間10-2秒，溫度為1012K；

輻射時代——時間1－10 秒， 溫度降至約1010－5×109K，基本粒子開始結合成原子核， 能量以光子輻射顯示出現；（人們探索微觀世界和宇宙結構的努力在這里會合）

氦形成時代——時間3 分鐘，溫度降至約109K，直徑膨脹到約1 光年大小，有近三成物質合成為氦，核反應消失；

進入物質時代——時間1000－2000 年， 溫度降至約105K，物質密度大于輻射密度；

物質從背景輻射中透明出來——物質溫度開始低于輻射溫度，最重于最輕的基本粒子書比值保持恒定；

星系形成——時間108年，溫度降至約100K；

類星體、恒星、行星及生命先后出現——時間109年，溫度降至約12K；

目前階段——時間1010年，溫度降至約3K，星系溫度約105K。[1]

伽莫夫和他的支持者預言，大爆炸中所產生的輻射在遙遠的宇宙空間里必定仍然存在，大約相當于10K 左右。 后來3K 宇宙背景輻射的發現給了人們很大的鼓舞， 因為它使爆炸宇宙模型的這個預言成為真實。 當然，大爆炸宇宙模型也同樣存在著許多尚待解決的疑難，它終究還只是一種假說。

5 大爆炸理論的證據

（一）宇宙的年齡

如果星系目前正在彼此遠離， 那它們過去必定靠得更近，也就是說，較早時代的宇宙，物質密度會更高。 繼續這一推理就意味著過去必定存在一個時刻，那時宇宙中的物質處于極其高密的狀態。 按照哈勃定律將星系的距離除以各自的速度，就可估計出那一時刻距今約100－200 億年。 這段時間對所有星系來說是共同的， 事實上它就是哈勃常數的倒數。那一時刻通常被稱為“大爆炸”時刻，也就是我們宇宙的開端。 如果這一推論不錯，那么宇宙中一切天體的年齡都不應超出這個“宇宙年齡”所界定的上限。

借助盧瑟福所開創的利用物質中放射性同位素含量測定其形成年代的方法，人們測量了地球上最古老的巖石——“阿彼羅11 號”（宇航員從月球上帶回的巖石）以及從行星際空間掉到地球上的隕石樣本， 發現它們的年齡均不超過47億年。

恒星的年齡可以從它們的發光功率和擁有的燃料儲備來估計。 根據熱核反應提供恒星能源的理論，人們估算出銀河系中最老恒星的年齡約為100－150 億年。

用上述兩種完全不同的方法得到的天體年齡競與“宇宙年齡”協調一致，這對大爆炸宇宙模型當然是十分有力的支持。

（二）輕元素的豐度

在大爆炸后一秒鐘以前， 宇宙不僅不可能存在星系、恒星，地球，甚至除氫核外也沒有其他化學元素，只有處于熱平衡狀態下的由質子、中子、電子、光子等基本粒子混合而成的“宇宙湯”。 起初，中子和質子的數量幾乎相等，隨著溫度的降低，兩者的比例逐漸下降，在約3 分鐘時達到1：6 左右。 當溫度降到10 億K 時，中子和質子合成氘核的反應開始，類似氫彈爆炸時發生的聚變過程迅速把所有的中子合成到由兩個質子和兩個中子構成的氦核中。 由此不難算出，氦同氫的質量比應為1：4。

當宇宙年齡為1 秒時，氣體中有質子也有中子，它們相碰撞就能結合成最簡單的原子核氘（2D）， p＋n?2D+γ

一旦氘合成開始，后續的連鎖反應就能接著發生了。 算過后知道，實際起主要作用的過程有：

2D+p→3He+γ2D＋2D→3He+n2D＋2D→3T＋p

3He+n→3T＋p3T＋2D→4He+n3He+2D→4He+p

在反應階段的后期， 有可能出現原子量增加更多的反應。 例如隨著4He 的積累，兩個4He 核能碰撞產生原子量為8的鈹核。 可惜原子量為8 的鋰、鈹、硼等核也都極不穩定，所以反應鏈還是沒有延續下去。 歸根到底，原初核合成只產生了周期表的前三種元素及其同位素。 第四和第五號元素也產生了一點點，但太少了。 這過程完全不能產生第六號元素碳，或序數更大的元素。 今天的碳、氮、氧和更重的元素都是恒星制造出來的。 在原初核合成結束后，宇宙介質就變成了等離子狀態的氣體。

原初核合成理論提供了很可靠的產額結果，進一步需要的是對它的實測檢驗。人們為了測出4He 原初豐度，把河外不同HII 區的Y4看成y0（氧較好測定）的線性函數，來與實測結果相擬合。然后內插到y0=0，以消除恒星的影響。這樣得到的結果記作Y4p，可理解為由實測推斷出的4He 原初豐度。 采用2σ 的統計誤差，再計及系統誤差，Y4p的范圍是：

Y4p=0.221－0.243

天文觀測表明，無論宇宙的哪個角落，無論恒星還是星際物質中，氦與氫的比例均大體與此相符。 同一時期合成的氘、氚、鋰、鈹、硼等輕元素，盡管數量小的多，但它們的豐度（即與氫的比例）也具有類似的普適性。 這對大爆炸模型是一個有力的支持。

（三）背景輻射

宇宙微波背景輻射的存在是大爆炸理論另一個重要遺跡。 宇宙年齡為105年時，介質溫度約為1eV。 以氫和氦為主的氣體是電離的，基本組分是氫核、氦核、自由電子和光子。氫原子核和自由電子能結合為中性原子，

但這過程是可逆的。當能量超過13.6eV 的光子與氫原子相碰，將使其還原成質子和自由電子。在T=1eV 時，足以使原子電離的光子尚太多，正過程和逆過程達到統計平衡。 這種情況下，中性氫與電離氫之比很小很小，此時宇宙中還沒有中性原子。

在氣體溫度隨宇宙膨脹而再降低，能量超過13.6eV 的光子數將指數的減少，上述逆過程失效，此時發生氣體從電離狀態向中性原子狀態的轉化。

當氣體處于電離狀態時，光子是一個熱平衡的組分。 光子的熱碰撞主要是通過它與自由電子間的Thomson 散射來實現的。Thomson 散射截面是一個與速度無關的常數，其數值為σTh＝6.65×10－25cm2。 光子速度c=1 也是常數，定義Γ 為每一粒子在單位時間內的碰撞次數，則有Γ＝n〈νσ（ν）〉，其中n是靶粒子的數密度，ν和σ（ν）分別是相對速度和碰撞截面，因此光子的熱碰撞率為

這里的ne是自由電子的數密度。 在原子中性化前，因有大量電子處于自由態，則有Γγ?H。 此時足夠頻繁的碰撞以維持熱平衡。 在原子中性化的后期，絕大部分電子束縛在中性原子內，自由電子的數密度的迅速降低，光子有使光子的碰撞率急劇減少，最后完全失去了碰撞機會。 這就是光子在宇宙介質中的退耦。 退耦后的光子與氣體中的其他組分粒子已幾乎沒有相互作用，因而被稱作背景光子，或背景輻射場。

觀測到什么樣的信號才能說明發現了背景光子呢？ 由于光速的有限性，在越遠的地方，我們是在觀測那里越早的歷史情景。 反之，較晚的情景是觀測不到的，因為所發的光還沒有到達。 也就是說，通過對宇宙空間縱深的觀測，看到的是宇宙演化的歷史。 從殼外側看到的宇宙氣體是電離的，而從殼內側則看到中性原子氣體。因此，殼位置r 所對應的發光時間t 正是宇宙氣體從等離子氣體向中性原子氣體的轉變時刻。在這短暫轉變階段的后期，光子經過最后的一次碰撞，而變成了自由飛行的背景光子。 其中向著我們飛的，今天正好到達這里。 因此我們能用儀器俘捉它。 這就是觀測背景輻射的機理。 由此可得，殼內側的最后散射面實際是背景輻射的光源。

背景輻射的研究歷史非常具有戲劇性。

6 宇宙的未來

根據大爆炸理論，宇宙的最終命運將取決于兩種相反力量之間的“拔河比賽”的結果。 一種力量是宇宙的膨脹，在過去100 多億年的時間里，宇宙的擴張一直在使星系之間的距離拉大。 另一種力量是這些星系和宇宙中所有其他物質之間的萬有引力： 它就像制動器一樣使宇宙擴張的速度逐漸放慢。 如果萬有引力足以使膨脹最終停止，那么宇宙就注定會發生坍縮，最終變成一個大火球——同大爆炸相當，但過程正好相反的“大崩墜”。 如果萬有引力不足以阻止宇宙的繼續膨脹，那么它最終將變成一個黑暗和寒冷共存的世界。 這是因為恒星是通過使輕原子核（主要是氫和氦）發生聚變反應形成較重的原子核來產生能量的。 當恒星內部儲存的氫和氦消耗殆盡的時候，衰老的恒星上燃燒的火焰會因為沒有新的原子來替代已經消耗掉的原子而熄滅，同時宇宙也會逐漸衰變成一個漆黑一團的空間。S

［1］俞允強.物理宇宙學講義[M].北京大學出版社，2002.

［2］俞允強.熱大爆炸宇宙學[M].北京大學出版社，2001.

［3］Charles H.Lineweaver,Tamara M.Davis.對宇宙大爆炸的誤解[J].北京：科學，2005（5）.

［4］[英]約翰·D. 巴羅（John Barrow）.宇宙的起源[M].上海科學技術出版社，2007.

［5］[德]伊曼努爾·康德（Immanuel Kant）.宇宙發展史概論[M].上海譯文出版社，2001.

［6］張新民.解讀宇宙的起源[J].現代物理知識，第19 卷第2 期.

［7］崔賓.宇宙的起源與演化：續[J].天文愛好者，2002 年第3 期.

注釋：

①宇宙最初幾微妙[J].環球科學，2006 年6 月.

②俞允強.熱大爆炸宇宙學[M].北京大學出版社，2001.