友情提示：如果本网页打开太慢或显示不完整，请尝试鼠标右键“刷新”本网页！
宇宙之书:从托勒密、爱因斯坦到多重宇宙-第16部分
快捷操作: 按键盘上方向键 ← 或 → 可快速上下翻页 按键盘上的 Enter 键可回到本书目录页 按键盘上方向键 ↑ 可回到本页顶部! 如果本书没有阅读完，想下次继续接着阅读，可使用上方 "收藏到我的浏览器" 功能 和 "加入书签" 功能！
叮�
通常，人们假设氢原子呈电中性。氢原子包含一个质子和一个电子，两者的电荷大小相等，符号相反：质子的电荷是＋e，而电子的电荷是…e，所以总电荷是零，原子呈电中性。但是邦迪和利特列顿假设，质子和中子的电荷之间有极其细微的差别，只不过我们还没发现。这样的话，氢原子都会带有一个总的电荷，每个原子的总电荷都符号相同。如果静电的排斥力大于氢原子之间的万有引力的话，它们就会相互排斥（图6。4）。
图 6。4 两个氢原子之间有着微弱的引力。但如果质子（p）的电荷和围绕它的电子的电荷不相等，那么每个原子都会带上一个净电荷。每个原子都带同种电荷，于是相互之间就会产生了强烈的电磁排斥力
既然静电的排斥力远大于引力，他们认为，只要质子的电荷比电子电荷的绝对值 e 大 10…18的话，原子之间的排斥力就足以解释宇宙的膨胀。
当这个新奇的观点＇21＇被提出时，当时普遍接受的对电荷差异的实验约束比邦迪和利特列顿提出的大上 100倍（小于 10…16）。但渐渐地，更精确的实验结果显示，正负电荷之间的差异小于e的10…20。起初，邦迪和利特列顿拒绝接受这些结果，因为他们坚持认为，在原子尺度上，电荷差异的效应非常微弱，而且实验中用到的电磁场对结果本身会有什么影响也没有被充分考虑在内。但渐渐地，实验证据消除了这些担心，这个理论也就没法继续维持了。＇22＇最后，1960 年，美国科学家约翰·戈登·金研究了两个氢原子组成的氢分子的电荷，发现实验结果所允许的电荷差异，要比解释宇宙膨胀所需要的差异至少小40倍。＇23＇
这个理论从来没有成为宇宙学研究的主流，但这是一个很好的例子，体现了亚原子物理学是如何进入爱因斯坦的相对论所把持的引力领域，以及它是如何改变我们对宇宙膨胀的认识的。
在大西洋的另一侧，有一个宇宙学的研究小组提出了另一个宇宙模型，他们更关心在爱因斯坦方程组的描述下，膨胀宇宙的早期阶段发生了什么样的物理过程。
炙热的宇宙
《热情似火》
——比利·怀尔德执导，伊蔡克·戴蒙德编剧＇24＇
在英国，稳态宇宙模型吸引了如此多的公众注意力，以至于它的对手几乎淡出了公众的视野。然而，1948年以后，对大爆炸模型的关注逐渐多了起来，这种模型认为过去的宇宙要比现在的状态更热更致密。爱因斯坦的理论预言了不同类型的膨胀宇宙模型，天文学家们已经在研究如何区分这些模型，而物理学家们则开始研究早期宇宙不同寻常的物理环境。勒梅特率先考虑了胚胎宇宙的物理状态，而苏联流亡者乔治·伽莫夫和他的学生真正把这个想法落到了实处，他们对相关问题的证明成了对宇宙过去最实用而可靠的指南。
伽莫夫生活在一个风云变幻的时代，而他的人生也跌宕起伏、多姿多彩。他成长在俄国革命风暴席卷下的奥德萨，然后进入了当时的圣彼得堡国立大学，并且在亚历山大·弗里德曼的课上学习了广义相对论。才二十出头，他就在核物理领域作出了重要贡献。伽莫夫性格外向，从不循规蹈矩。他好像有一种过人的能力，能够结识三教九流各色名人，从莫洛托夫、布哈林、托洛斯基到爱因斯坦、玻尔、弗朗西斯·克里克，而且通常是在重要的场合。＇25＇
伽莫夫逃离他的故乡奥德萨、流亡到美国的故事可谓惊世骇俗。由于当局对知识界的干预日趋严重，伽莫夫深感恐惧，在1932年决定和第一任妻子柔儿（Rho）穿越守备松懈的边境，逃离自己的祖国。他们从克里米亚半岛的南端出逃，希望走私贩子能帮他们渡过黑海，到达 270公里之外的土耳其。在这个逃亡计划中，他们需要一艘可折叠的小橡胶艇，以便漂洋过海。他们打算把橡胶艇和桨分别放在两个帆布包里，背在身上。尽管当时的苏联食物短缺，他们还是准备了一周的食物，并临时带上了一些漂浮用具（足球胆）、一个水泵和一个指南针。他们进入土耳其的时候不计划带身份证，而是声称自己是丹麦人，因为伽莫夫有一个丹麦的旧驾照，这样就可以想办法进入伊斯坦布尔的丹麦大使馆。1932年初夏，他们在克里米亚海岸的一个科学院度假村订了房间，把小艇也带去了，进行了渡海演习。
本来，他们打算等到满月的时候再出发，这样对逃跑有利。可当时海上风平浪静，他们便打算立刻出发。头两天，海上之旅一切顺利，不久风浪渐渐大了起来，海水不断灌进小艇，柔儿不得不让水泵昼夜工作，以防小艇沉入大海。最后，船还是翻了，他们发现自己离海岸不太远，面前还能看到一些渔夫。非常遗憾，这些渔夫不是土耳其人：这对夫妇离他们出发的地方仅有 110公里。在渔夫们的帮助下，他们又回到了原点。幸运的是，没有人怀疑他们编的瞎话：他们是赛艇爱好者，由于经验不足，加上天气恶劣，不小心被冲到了很远的地方。真相实在是太疯狂了，没人会相信。
伽莫夫夫妇并没有放弃逃离的念头。两年以后，在尼尔斯·玻尔的邀请下，他们赴比利时参加了一个物理学会议，会后并没有返回苏联。乔治得到了密歇根大学安娜堡分校的一个职位，并在美国度过了余生。＇26＇
得益于对核物理学的深刻了解，伽莫夫设想，宇宙刚开始膨胀的那几分钟里，也许就像一次巨型的核物理实验。经过了一些错误的尝试之后，在伽莫夫的两个年轻研究生拉尔夫·阿尔珀（Ralph Alpher，1921～2007）和罗伯特·赫尔曼（Robert Hermann，1914～1997）的正确努力下，这个理论的核心思想初具雏形。
1948年夏天，伽莫夫证明，宇宙的膨胀进行了大约一百秒之时，质子和中子就开始相互结合，形成氘核。＇27＇六个月以后，阿尔珀和赫尔曼发展了伽莫夫的想法，在一篇写给《自然》杂志的信中，他们计算了宇宙的温度和密度随时间变化的规律，这样就能将任何一个历史时期的宇宙温度和密度同今天的数值相联系。＇28＇
阿尔珀和赫尔曼证明，如果宇宙膨胀的过程是各向同性而均匀的，那么从起初的炙热状态开始，用物质密度除以辐射温度的立方，得到的比值始终是个常数。这意味着他们可以确定当宇宙刚刚诞生两分钟（其辐射温度高达十亿度）时这个比值应该是多少，以避免当时的核反应产生过多的氦元素而不符合我们今天观测到的数值。这样知道这个比值的大小，又知道现在宇宙平均密度的观测值后，他们就能推导出现在的辐射温度大小。他们估计这个数值应该是5开尔文①左右。这是历史上最重要的科学预言之一。这样的话，天文学家就能够通过观测来验证，宇宙是否如大爆炸理论所说，曾经处于极度炙热而致密的状态。这些计算最后证明，如今的宇宙中应该存在高温辐射遗留下的痕迹。
① 开尔文是国际单位制中的温度单位，以下简称开。5 开相当于零下 268。15 摄氏度。——译者注
唉，可惜当时好像没人关注这几篇论文。1948年的稳态宇宙之争吸引了人们的注意力，而且欧洲的科学家从没听说过阿尔珀和赫尔曼。美国的情况也好不到哪儿去。20世纪60年代中期，普林斯顿的一位顶级物理学家罗伯特·迪克，打算开展一个探测宇宙辐射的项目，可他竟然没有读过伽莫夫、阿尔珀和赫尔曼在世界顶级期刊上发表的那些文章，更不知道他们已经就相关问题作出过预言。
1965年，阿诺·彭齐亚斯（Arno Penzias）和罗伯特·威尔逊（RobertWilson），两个顶级无线电工程师，正在新泽西州霍姆德尔为贝尔实验室校准一个接收天线，用以追踪“回声”通讯卫星。最终，他们发现了来自宇宙大爆炸的辐射痕迹，尽管他们当时并不清楚自己探测到的东西是什么，也不知道以阿尔珀、赫尔曼和伽莫夫为代表的宇宙学家已经预言了这种辐射的存在。他们探测到的是波长为7。35厘米的无线电噪声，这相当于温度为3。5开±1。0开的辐射。迪克和他的合作者当时正在从理论上估算辐射的温度，于是很快知道了此事。迪克以前的一个学生，詹姆斯·皮博（James Peebles）估算了这个温度的大小约为 10开，并写成了论文向学术期刊投稿。这篇论文最终被期刊选择的审稿人（正好是阿尔珀）拒绝了，因为文章并没有原创思想，其中的结果也早就被阿尔珀和
赫尔曼算出来了。然而，迪克的研究团队好像没有理会这个信息，又在《天体物理学报》彭齐亚斯和威尔逊所发表的低调的公告旁边发表了一篇论文，专门解释这次探测到的辐射。关于这次集体失忆导致科学研究进度落后了许多年的经历，科学史学家写下了不少的论述。1975年，迪克在自传性笔记中写道：
关于火球的热辐射理论，我们的工作存在不幸和令人尴尬的一面。我们没有做足文献搜索的功夫，而与伽莫夫、阿尔珀和赫尔曼的重要论文失之交臂。对此我应该负主要责任，因为团队中的其他成员太年轻，不可能了解这些老文章。早些时候，我在普林斯顿听过伽莫夫的讲座，但我记得他的宇宙模型是寒冷的，开始时只有一些中子。＇29＇
阿尔珀和赫尔曼在余下的时光中，仍然对所受到的不公平待遇耿耿于怀。后来他们去了工业界工作，对宇宙学后来的发展影响不多。＇30＇ 1955年，阿尔珀离开约翰·霍普金斯大学，去了通用电气公司工作，并于2007年去世。1956年，赫尔曼开始领导通用汽车公司研究实验室的物理部，然后又去了德克萨斯大学当教授，并在那儿做出了关于交通流量的数学理论的一流研究工作。后来他又成了一位相当有造诣的雕刻家，制作木质微缩模型，在美国多处都有展览。他于1997年去世。
图6。5 乔治·伽莫夫在1965年（日期写成了1963年）写给阿诺·彭齐亚斯的信中指出，他在彭齐亚斯和威尔逊发现微波背景辐射以及罗伯特·迪克和他的团队给出实验解释之前就作出过相关预言＇31＇
尽管被遗忘了很长一段时间，但由于在微波背景辐射和大爆炸理论方面作出的杰出贡献，最终阿尔珀和赫尔曼还是获得了许多奖项，受到了大量赞誉。2005年，在去世两年前，阿尔珀获得了美国国家科学奖。获奖说明这样写道：
图6。6 罗伯特·赫尔曼（左）、乔治·伽莫夫和拉尔夫·阿尔珀（右）。伽莫夫从一瓶形成宇宙的原初物质（ylem）中冒了出来，不过这看上去更像一瓶酒
为了表彰他在核合成领域的突破性工作、他关于宇宙膨胀会留下微波背景辐射的预言，以及他建立的大爆炸理论模型。
彭齐亚斯和威尔逊发现微波背景辐射的事件是一个历史性转折点，从此我们得以更加深入地理解宇宙，同时也对用爱因斯坦方程组描述宇宙行为的方法更加有信心。弗里德曼和勒梅特的最简单的膨胀宇宙模型告诉我们，宇宙每时每刻的温度应该是多少。知道了这个简单的事实之后，物理学家就能搞清楚从宇宙诞生几秒钟起到现在发生的一连串事件。他们无法搞清楚所有发生的事情（远没有做到这点），但很快他们就建立了早期宇宙的行为模型，描述了温度和密度是如何降低的、核反应过程是何时发生的，以及辐射冷却到什么时候原子和分子才开始形成的。
宇宙微波背景辐射的发现也为稳态宇宙理论敲响了丧钟。突然之间，认为射电源不会存在于宇宙每一个历史时期的论调大获全胜，因为他们打出了微波背景辐射这张王牌。在大爆炸理论中，这个远古的现象非常自然（这也是大爆炸理论的预言之一），而稳态宇宙理论就无法解释。以霍伊尔为首的稳态宇宙理论的支持者，继续为了这个理论负隅顽抗。他们试图证明，新发现的微波背景辐射只不过是不久之前在银河系中形成的。然而，这些英勇的抵抗者最终全军覆没了：相比宇宙中的物质密度，微波背景辐射中光子太多了，不可能来自任何已知的辐射源。1967年，科学家们发现，从天空中的任何方向测到的微波背景辐射强度都相同，不同方向之间的强度差别不超过千分之一。不可能通过几个局域射线源的叠加来产生这种平滑性，除非射线源的数量巨多无比，可如果是那样的话，我们早就该探测到这些射线源了。
奇怪的是，霍伊尔本人也在热大爆炸宇宙学中扮演了关键角色。利用核物理学方面丰富的专业知识，霍伊尔走得比伽莫夫、阿尔珀和赫尔曼更远。他预言了宇宙中最轻的几个化学元素的丰度，这些元素应该在大爆炸后的最初几分钟内被制造出来。他先是和剑桥的罗杰·泰勒（Roger Taylor，1929～1997）于 1964年发表了一篇开创性的论文＇32＇，接着在1967年又和加州理工学院的威利·福勒（Willie Fowler，1911～1995）及其学生罗伯特·瓦格纳（Robert Wagoner）合作发表了文章，在这些文章中，霍伊尔预言了不同的大爆炸宇宙模型中，轻元素（特别是氘、氦的同位素以及锂）的完整丰度分布图。
1953年，日本天文学家林忠四郎（1920～2010）一个关键的小发现，为这些令人印象深刻的预言补上了缺失的一环，这也是他在恒星演化理论当中最著名的工作。每个物理学家，例如伽莫夫，在尝试预言大爆炸产生的化学元素丰度时，都遇到了一个重要的问题：在宇宙膨胀的最初时刻，质子数和中子数的比例是多大？任何原子核都是由这两种粒子组合而成（例如，氦…4的原子核是由两个质子和两个中子组成的），所以化学元素最终的丰度当然是由质子和中子的初始比例决定的。如果一开始全部都是质子，那么最后你得到的产物100％都是氢原子，但如何一开始不是这样，而你又不知道质子中子的比例的话，你能预测最后的结果吗？
林忠四郎指出，如果考虑到自然界中存在一种引起放射性元素衰变的弱相互作用，这个问题就迎刃而解了。当宇宙还是一个出生不到一秒钟的婴儿时，其中的温度高达一百亿度以上，此时这种弱相互作用会导致质子和中子的数量相等，形成一种平衡状态。只要处于完全平衡的状态中，质子和中子的比例就只由温度的高低决定。因此，你不需要知道宇宙“开始”的时候发生过什么，也不需要知道其他不确定的细节，就能计算质子和中子的比例。事实上，中子的质量比质子大了一点点。当宇宙诞生一秒钟左右，温度下降到一百亿度附近时，由于制造一个中子需要的能量多了一点点，一开始的时候，质子的数量也就比中子多了一点点。然而，这其中的数量差异并没有多少机会发展壮大，因为宇宙在不断地膨胀，其中起主导作用的弱相互作用反应速率太慢①，最后反应停止了。此时宇宙中的中子数和质子数就固定下来，约为1∶6。
① 俞允强的《物理宇宙学讲义》提到，弱过程的发生率是，宇宙膨胀速度是。因此温度下降时，弱过程的发生率降得更快。当两者大小相等时，可以认为反应停止。——译者注
宇宙的温度降低到十亿度时，核反应过程就突然启动了，此时宇宙大约膨胀了一百秒。那时，又有少许中子发生了衰变，将中子质子的比例减小到了1∶7。绝大部分中子最终的归宿是形成氦…4原子核，除此之外，还有少量的中子形成了氘、氦…
快捷操作: 按键盘上方向键 ← 或 → 可快速上下翻页 按键盘上的 Enter 键可回到本书目录页 按键盘上方向键 ↑ 可回到本页顶部!
温馨提示： 温看小说的同时发表评论，说出自己的看法和其它小伙伴们分享也不错哦！发表书评还可以获得积分和经验奖励，认真写原创书评 被采纳为精评可以获得大量金币、积分和经验奖励哦！