一百年前的宇宙

1919年是動蕩不定的一年：俄羅斯的紅軍和白軍在殊死戰(zhàn)斗；巴黎和會各國代表們?yōu)榱藸帄Z利益而縱橫捭闔。不過即便在這樣的時候，也有一些人把眼光投向了天空。這一年國際天文聯(lián)合會成立了，哈勃(Hubble)從軍隊退伍前往威爾遜山天文臺報到，而兩支英國天文學(xué)家的觀測隊伍則奔赴非洲和南美洲進行日食觀測，這一觀測最終導(dǎo)致廣義相對論的新時空觀被接受。

大爆炸宇宙學(xué)理論 

伽莫夫(Gamow)和他的學(xué)生阿爾弗(Alpher)、赫爾曼(Herman)等使用核物理理論推測宇宙大爆炸的過程。在早期宇宙溫度非常高的情況下，由多個核子組成的原子核無法存在，核子主要以自由質(zhì)子和中子的形式存在，可以通過核反應(yīng)相互轉(zhuǎn)化，二者的比例可用平衡態(tài)熱力學(xué)計算。但是，隨著溫度下降，中微子退耦，二者相互轉(zhuǎn)化的反應(yīng)較慢，比例關(guān)系就偏離了熱平衡值，中子數(shù)量“凍結(jié)”了，但自由中子仍可逐漸衰變?yōu)橘|(zhì)子。當溫度進一步下降時，通過核反應(yīng)可以形成由多個核子組成的原子核。首先形成的是由一個質(zhì)子和一個中子組成的氘核，此后通過一連串核反應(yīng)，逐步形成氚、氦3、氦4、鋰等更重的核素。伽莫夫等一開始希望能用這種方式生產(chǎn)自然界中存在的各種原子核，但后來發(fā)現(xiàn)只有較輕的原子核可以在大爆炸中產(chǎn)生，而比鋰更重的核素則是之后在恒星核燃燒或爆炸中產(chǎn)生的。這一理論很好的解釋了為什么氫和氦分別約占宇宙重子物質(zhì)的76%和24%，而其他所有核素所占比例很小。

圖：（從左到右）喬治·伽莫夫(George Gamow)，拉爾夫·阿爾弗(Ralph Alpher)以及羅伯特·赫爾曼(Robert Herman)（圖片來源：infograph: the Cosmic Microwave Background）

如果宇宙早期處在這種高溫的熱平衡狀態(tài)，那么除了核子與電子之外，宇宙早期也必然有大量光子，隨著宇宙膨脹和進一步冷卻，大爆炸核合成過程中形成的氦和氫核會進一步與自由電子復(fù)合成原子中性氣體，而早期存在的這些光子卻會一直存留下來，只是隨著宇宙膨脹不斷紅移。阿爾弗等人估計，這些光子今天將紅移到微波波段，形成一種宇宙微波背景輻射（CMB）。但是，在很長一段時間里，這一預(yù)言并未引起人們的重視。直到60年代初，迪克(Dicke)、威爾金森(Wilkinson)、皮伯斯(Peebles)等人才重新發(fā)現(xiàn)了這一點并開始試圖探測這種大爆炸的余暉，不過在他們的觀測開始之前，彭齊亞斯（Penzias）和威爾遜(Wilson)首先在測試貝爾實驗室的一臺射電望遠鏡時意外發(fā)現(xiàn)了一種天空中均勻分布的噪聲，從而給出了大爆炸理論最有力的證據(jù)。雖然此后大爆炸宇宙理論此后成為主流理論，霍伊爾還沒有完全認輸，他指出，如果宇宙中分布著大量塵埃，而這些塵埃被宇宙中均勻分布的恒星星光加熱，它們也可以輻射出一種均勻的紅外輻射，再經(jīng)過紅移后形成溫度均勻的微波背景輻射。不過，1990年，宇宙微波背景探索者（COBE）衛(wèi)星的觀測表明，CMB的頻譜是幾乎完美的黑體輻射譜，這是塵埃熱輻射很難形成的，因此大爆炸理論得以進一步的確立。

在探索宇宙起源的同時人們也繼續(xù)改進對宇宙膨脹的測量。第二次世界大戰(zhàn)結(jié)束時，巴德(Baade)發(fā)現(xiàn)存在兩種重元素含量不同的星族，而兩種星族中造父變星的光變規(guī)律不同，哈勃原來在測量河外星系距離時不知道這一點，導(dǎo)致他給出的距離尺度過小，相應(yīng)的宇宙年齡也過短。做了這一改進后。哈勃去世后，他的助手桑得奇(Sandage)使用新投入使用的帕洛瑪山5米望遠鏡繼續(xù)改進觀測，并提出了通過測量不同紅移星系的距離給出宇宙膨脹的哈勃常數(shù)和宇宙膨脹加速度的方法。原則上，根據(jù)這些測量數(shù)據(jù)和弗里德曼方程可以決定宇宙模型究竟是哪一種。

星系形成和精確宇宙學(xué)

在宇宙學(xué)理論最初的研究中，人們常常假定宇宙是均勻且各向同性的，這個假定使理論研究大大簡化。但是顯然的是，宇宙并非完全均勻各向同性。星系內(nèi)部的密度顯然遠遠高于星系之間的空間的密度。星系的分布也不是完全均勻的，哈勃就已發(fā)現(xiàn)，星系的數(shù)密度呈現(xiàn)一種對數(shù)隨機分布。茲維基(Zwicky)和阿貝爾（Abell)都發(fā)現(xiàn)，有些地方的星系密度特別高，形成星系團。1977年，第一個星系紅移巡天——CfA紅移巡天開始系統(tǒng)測量一個天區(qū)內(nèi)星系的紅移分布。根據(jù)哈勃定律，紅移越大，距離越遠，因此紅移巡天可以給出星系的三維分布。在這種巡天中，人們發(fā)現(xiàn)星系會形成巨大的纖維狀結(jié)構(gòu)。為了定量描述星系的隨機分布，也測量了星系密度的相關(guān)函數(shù)和功率譜等統(tǒng)計量。

圖：SDSS 巡天觀測的大尺度結(jié)構(gòu)扇形圖（來源：Sloan Digital Sky Survey SDSS）

顯然，引力在結(jié)構(gòu)形成中起了非常重要的作用，理論上可以采用微擾論研究原初擾動的演化。微擾論適用于相對密度擾動δ?1的情況。這種情況下，擾動的演化方程是線性的，可以被分解為不同尺度的傅里葉模，每個模各自獨立的演化。由于不同尺度的傅里葉模進入視界的時間不同，而宇宙膨脹經(jīng)歷了從輻射為主到物質(zhì)為主的轉(zhuǎn)換，還有聲波振蕩、中微子自由傳播、光子自由傳播等尺度效應(yīng)，因此微波背景輻射在不同尺度上的漲落有明顯的不同，這些體現(xiàn)為角功率譜上的一些特征。當擾動增長得較大、非線性效應(yīng)不能忽略時，人們使用球形模型、澤多維奇（Zel′dovich)近似等方法獲得了一些物理上的理解，而高速的計算機出現(xiàn)之后，N體模擬、流體力學(xué)模擬等數(shù)值方法能夠處理更加真實的情況。

這些研究的結(jié)果表明，微小的原初擾動在引力作用下持續(xù)增長,其中密度很高的區(qū)域，其宇宙膨脹將在局部引力作用下逆轉(zhuǎn)為收縮。這些坍縮的物質(zhì)最后形成由粒子速度彌散、氣體壓強或旋轉(zhuǎn)與引力平衡的穩(wěn)定天體，而其中的氣體如果能夠通過輻射冷卻損失能量，就會進一步收縮，形成星系。星系內(nèi)高密度的氣體再進一步收縮最終形成恒星。在這一過程中，相鄰的星系也有可能發(fā)生并和。人們基于原初擾動的功率譜和恒星形成、演化與反饋的經(jīng)驗規(guī)律可以構(gòu)建星系形成的模型。這些模型給出的預(yù)言可以與觀測數(shù)據(jù)進行定量化的比較。

自20世紀90年代以來，隨著觀測技術(shù)的快速進步，精確宇宙學(xué)的時代來臨了。在宇宙微波背景輻射方面，COBE，WMAP和普朗克(Planck)三代衛(wèi)星實驗給出了非常精密的各向異性測量結(jié)果，在此之間還有一系列地面和氣球?qū)嶒?。除了宇宙微波背景輻射實驗外，多光纖光譜測量技術(shù)大大提升了紅移巡天的效率。自2000年開始、并經(jīng)過多次升級的斯隆數(shù)字巡天(SDSS)給出了對視亮度極限星系、亮紅星系、發(fā)射線星系和類星體等樣本的相當精確的測量結(jié)果。宇宙微波背景輻射及大尺度結(jié)構(gòu)的數(shù)據(jù)精度達到了百分之一的量級。這些理論與觀測多方面的、非平凡的符合不僅為標準宇宙學(xué)理論提供了堅實的證據(jù)，而且也對宇宙學(xué)參數(shù)給出了很精確的測量結(jié)果。例如，根據(jù)宇宙微波背景輻射角功率譜中振蕩峰的位置，確定了宇宙的幾何是平直的。

圖：宇宙微波背景輻射角功率譜（來自：美國國家航空航天局官網(wǎng)）

絕大部分現(xiàn)有的觀測都能被宇宙學(xué)常數(shù)冷暗物質(zhì)模型LCDM很好地容納。當然，在宇宙學(xué)研究中一直總是存在某些不同觀測之間的沖突。例如，在很多年里人們使用不同方法得到的哈勃參數(shù)有顯著的不同，其差異程度超過了這些測量名義上的統(tǒng)計誤差。這些沖突有時是由于觀測的系統(tǒng)誤差，隨著觀測的改進，這些差異會減小或消失。在過去幾年里，哈勃常數(shù)測量的誤差顯著減小了，但使用距離階梯測得的值與宇宙微波背景輻射的擬合值之間的差異仍然持續(xù)存在，這仍是有待解決的問題。

宇宙的起源和演化 

宇宙學(xué)理論勾繪出了宇宙演化的歷史圖景。早期的宇宙處在很高的溫度和密度下，其狀態(tài)可以用現(xiàn)代粒子物理理論描述。隨著宇宙膨脹冷卻，形成了氫、氦等輕元素，但仍處于電離狀態(tài)。在經(jīng)過大約38萬年的演化后宇宙中的等離子體復(fù)合，宇宙微波背景輻射光子開始自由傳播，宇宙進入所謂的黑暗時代。這時，隨著原初擾動在引力作用下逐漸增長，開始形成最初的非均勻結(jié)構(gòu)。經(jīng)過大約一億年演化后，第一代恒星開始形成，宇宙進入黎明時期。隨著越來越多的恒星和星系形成，它們發(fā)射的光子將宇宙中的氣體電離了。此后，更多的星系逐漸形成，同時一些星系也相互并和，直至演化為今日的宇宙。目前，人們已經(jīng)能夠通過望遠鏡直接觀測到這一演化歷程中的晚期部分。新一代的望遠鏡，如JWST，TMT等，試圖觀測宇宙早期的星系。同時，人們也正在開展實驗，希望能探測到宇宙再電離、宇宙黎明甚至宇宙黑暗時代的中性氫產(chǎn)生的21cm信號。

盡管大爆炸理論得到了觀測的支持，但也存在一些令人困惑的問題。比如，按照弗里德曼方程，今天宇宙的密度與臨界密度是同一個數(shù)量級的，這意味著宇宙早期的密度與臨界密度的差別非常之小。為何如此？這就是所謂平坦問題。另外，廣義相對論允許非均勻的宇宙，但不同方向的宇宙微波背景輻射溫度相同，表明在宇宙早期這些不同點就很均勻了。在物理上，不同物體的相互作用可以使它們的壓強和溫度趨向相同，但是由于光速的限制，這種趨同的區(qū)域在宇宙早期應(yīng)該很小，而觀測卻表明全天都具有相同的CMB溫度。此外，在弱電相互作用統(tǒng)一理論建立之后，很多粒子物理學(xué)家開始考慮大統(tǒng)一理論。這些理論中往往預(yù)言存在著質(zhì)量很大的磁單極子，在熱大爆炸早期的高溫下很容易產(chǎn)生非常大量的磁單極子，但觀測中卻顯然并沒有這么多。盡管這些問題并不直接與大爆炸理論矛盾，但大爆炸理論卻無法給出合理的解釋。

圖：宇宙歷史（來源：美國國家航空航天局官網(wǎng)）

在有標量場提供類似于形式類似宇宙學(xué)常數(shù)的真空能的情況下，宇宙可以加速膨脹。美國宇宙學(xué)家古思(Guth)首先意識到，如果宇宙極早期有一個他稱之為暴脹(inflation)的極為短促但劇烈的加速膨脹過程，然后再轉(zhuǎn)入通常的熱大爆炸模型，上述問題就可以得到合理的解釋：這時我們可觀測的整個宇宙在極早期都曾經(jīng)處在光速傳播可以達到的范圍之內(nèi)，因此可以達到相同的密度。此后在暴脹過程中，大片區(qū)域的膨脹速度超過光速，把這些區(qū)域拉到非常大的尺度上，使我們以為它們是光速傳播所不能達到的區(qū)域。在這一過程中宇宙的密度趨近臨界密度，而磁單極子如果存在的話也會被這一輪劇烈膨脹所稀釋。這一理論提出后很多宇宙學(xué)家迅速跟進，提出改進的理論。俄羅斯宇宙學(xué)家林德(Linde)認為，宇宙的暴脹可以在標量場的慢滾（slowroll)演化中實現(xiàn)，而如果標量場在空間各點的初始值隨機分布，這些點就會形成持續(xù)時間長短不一的暴脹，這種“混沌暴脹”將形成一種在極大尺度上的分形，但我們可見的宇宙僅是其中一小部分，而其中的觀測者看到的是均勻各向同性分布。

暴脹理論也提供了一種產(chǎn)生原處擾動的物理機制。在微小尺度上測不準原理導(dǎo)致的量子擾動隨著宇宙快速膨脹而固化下來，并被拉長到巨大的宏觀尺度。此前人們根據(jù)星系分布的統(tǒng)計特性，推測宇宙初始的密度擾動近似服從哈里斯-澤多維奇(Harrison-Zel′dovich)分布，即其功率譜滿足冪律譜P(k)~kⁿ，且n=1。而在通常的慢滾暴脹中產(chǎn)生的原初擾動是近似滿足高斯分布的隨機擾動，擾動功率譜的指數(shù)接近但略小于1，這些都與現(xiàn)有的觀測符合。此外，暴脹理論也預(yù)測原處引力波的存在，這原則上可以通過分析宇宙微波背景輻射的極化探測到。

當然，除了暴脹外，也有一些其他的宇宙起源模型，例如在火劫理論中，認為宇宙起源于高維空間兩個“膜”的劇烈碰撞。或者，宇宙是循環(huán)的，多次發(fā)生膨脹、收縮，反彈等。由于觀測資料的限制，宇宙起源的研究仍有很大的難度。

暗物質(zhì)、暗能量

20世紀30年代，在美國工作的瑞士天文學(xué)家茨維基（FritzZwicky）通過分析星系團觀測數(shù)據(jù)，發(fā)現(xiàn)星系團中存在著大量不發(fā)光的“暗物質(zhì)”。到了70年代，茹賓（VeraRubin）等又發(fā)現(xiàn)，星系的恒星盤之外有由不發(fā)光暗物質(zhì)組成的球形暈。人們很容易想到暗物質(zhì)可能是某些不發(fā)光的天體，如褐矮星、行星、小黑洞、碎石等。不過，通過各種觀測人們已排除了這些普通物質(zhì)組成的不發(fā)光天體作為暗物質(zhì)主要成分的可能性。

現(xiàn)在，人們猜想暗物質(zhì)可能是某些標準模型之外的未知粒子。不同的暗物質(zhì)粒子對宇宙的結(jié)構(gòu)形成有不同的影響。那些宇宙早期能夠以接近光速運動的暗物質(zhì)粒子被稱為熱暗物質(zhì)，它們將抹平星系尺度的原初擾動，從而導(dǎo)致星系形成滯后。只有只有冷暗物質(zhì)模型和溫暗物質(zhì)模型還有可能（溫暗物質(zhì)是指暗物質(zhì)的運動速度遠小于光速，但比冷暗物質(zhì)還是高一些，因此可以抹掉小于星系尺度的一些漲落）。一類質(zhì)量大于幾個質(zhì)子的質(zhì)量、只參與萬有引力和弱相互作用而不參與電磁相互作用和強相互作用的未知粒子可以很好的滿足目前大部分天文觀測，這被稱為弱相互作用重粒子（WIMP）。許多超越標準模型的粒子物理理論，最典型的如超對稱理論，可以自然地預(yù)言存在這樣的粒子。人們利用被厚厚的地層或山體屏蔽的實驗室進行WIMP搜尋實驗，暗物質(zhì)應(yīng)該能夠輕松穿過這些其他粒子無法透過的屏障，與深藏其中的靈敏探測器相互作用。我國錦屏山地下實驗室的暗物質(zhì)實驗即是如此。這些實驗已經(jīng)相當靈敏，可以排除很多模型，但迄今為止，還沒有發(fā)現(xiàn)暗物質(zhì)。另一暗物質(zhì)的熱門候選者是軸子（axion）。這也是一種假想粒子，并不在粒子“標準模型”之中。它于20世紀70年代被提出，軸子與普通物質(zhì)的相互作用也非常弱，而其質(zhì)量要遠低于WIMP。不過，軸子雖然很輕，但由于其產(chǎn)生時處于玻色-愛因斯坦凝聚狀態(tài)，因此其動量很小，仍然是一種冷暗物質(zhì)。目前也有很多搜尋軸子的實驗。同時，人們也繼續(xù)進行精密的天文觀測，試圖根據(jù)暗物質(zhì)的分布推斷其性質(zhì)；或者探尋暗物質(zhì)可能的湮滅或衰變信號（例如悟空暗物質(zhì)衛(wèi)星實驗）。

圖：宇宙組分（來源：福建數(shù)字科技館）

1998年，天文學(xué)家們發(fā)現(xiàn)宇宙的膨脹正在加速。一般我們所熟悉的物質(zhì)，其對時空的影響都是使宇宙膨脹減速，因此這意味著宇宙中存在一種性質(zhì)非常特殊的物質(zhì)，被稱之為暗能量。為了滿足觀測限制，暗能量也必須沒有與普通物質(zhì)以及光字的相互作用，或者這種作用非常微弱。暗能量比暗物質(zhì)更難以直接研究，人們通過精密地測量宇宙膨脹速度和大尺度結(jié)構(gòu)演化速度隨時間的變化來了解暗能量的性質(zhì)。

一些可能的暗能量模型包括愛因斯坦引入的宇宙學(xué)常數(shù)，或者某些性質(zhì)非常特殊的標量場等。但是，為什么有這樣的暗能量、它在整個物理體系中的起源仍然是未知的。目前的觀測發(fā)現(xiàn)，普通的已知物質(zhì)只占宇宙總平均密度的4.7%左右，暗物質(zhì)約占25%，暗能量約占70%。因此，可以說宇宙95%以上的物質(zhì)組分仍然是未知的。目前，人們通過精密地進行宇宙微波背景輻射、大尺度結(jié)構(gòu)、超新星、引力透鏡等各種觀測（未來可能還要加入引力波的測量），來進一步改進對宇宙模型參數(shù)的限制，并試圖檢驗暗物質(zhì)和暗能量模型。

總結(jié)和展望

在過去的一百年中，宇宙學(xué)的研究取得了巨大的進步。在一百年之前，人們對于宇宙是什么樣子還幾乎毫無了解，更不清楚其演化的歷史。一些基于看似合理的假設(shè)做出的初步思考幾乎立刻就遇到理論上的矛盾，或者無法與觀測相調(diào)和。

經(jīng)過一百年的發(fā)展，我們已有充分的證據(jù)相信我們所處的可觀測宇宙起源于大約138億年前的大爆炸，并已建立了一個可以很好地描述其演化過程的理論模型，對于這一演化的大部分時段我們已有直接的觀測，并且正在發(fā)展研究其早期演化的觀測技術(shù)。我們?nèi)匀缓茈y回答最早的時刻、甚至在大爆炸之前的宇宙是什么樣子的，不過對大爆炸極早期我們已有了理論模型，能夠較為自然地解釋觀測到的宇宙和原初擾動，但尚待進一步的檢驗。當然，受限于可觀測的宇宙范圍，這一研究是相當困難的。另外，在觀測中我們發(fā)現(xiàn)，宇宙中絕大部分物質(zhì)是我們?nèi)圆涣私獾陌滴镔|(zhì)和暗能量，宇宙的奧秘仍有待我們進一步的探索和發(fā)現(xiàn)。

本文選自《現(xiàn)代物理知識》2019年第6期