中央电视台[探索发现]科普电视片《宇宙大爆炸》（解说词记录）4-4
1978年11月13日美国普林斯顿大学的狄基教授来到康奈尔大学做关于宇宙学的学术报告，在狄基的听众中有一位是在粒子物理学研究组做博士后的阿伦·古思。谁也没有想到，就是这场报告在当时名不见经传的古思心里埋下了一颗种子。不久之后，古思提出了关于宇宙起源的新理论，使人们对宇宙大爆炸的认识又深入了一步。
第四集
狄基没有能够与彭齐亚斯和威尔逊一起获得诺贝尔奖，这让很多人感到遗憾。但他却并没有停留。对于狄基来说，微波背景辐射的发现，并不意味着宇宙大爆炸理论就没有问题了。在康奈尔大学的演讲中，他提出了一个关于宇宙学的问题，这个问题跟宇宙空间的几何形状有关。根据广义相对论，充满物质的四维时空是弯曲的，但其中三维空间的几何形状则有几种不同的可能性。爱因斯坦曾认为，宇宙空间是球型的。弗里德曼则提出过双曲型的宇宙。介于两者之间的是平直空间。我们生活的宇宙究竟是哪一种几何形状呢？
“这个跟什么有关呢？跟我们整个宇宙中的物质多少有关系。物质越多，它们的引力越强。天文学家要想测定我们宇宙中究竟有多少物质，测定有多少物质，就是测定有多少质量。天文学家首先研究发光天体，然后再把不发光天体也都考察进去，我们就可以估算出来了，我们宇宙有多少质量？有了质量之后，我们就知道，我们的引力大小。我们要确定一个值，是什么呢，就在单位空间内的单位质量，单位空间有多少质量，这个就叫做密度。当着空间密度这个值，要大过一定的值，那就是说引力占上风；如果我们的这个密度不够那个值，也就是说斥力更大，宇宙要膨胀下去。原来那个密度值，就叫做临界密度。现在已经知道了，我们宇宙中的临界密度比预期的要小。因此物质不够，宇宙要膨胀。”
根据爱因斯坦的广义相对论方程，定义出了临界密度的概念。如果宇宙空间中物质的平均密度等于临界密度，那么宇宙空间就是我们所熟悉的平直空间。如果大于临界密度，宇宙空间就是封闭的球形。如果小于临界密度，宇宙空间就应该是开放的双曲形。临界密度的数值究竟是多少呢？
“临界密度的数值是非常小的。它就相当于一个立方米里头，只有一个最轻的原子，比如说是质子，或是氢原子，这样一个密度。”
当时人们还不能精确测量宇宙的密度。但是知道它与临界密度属于同一个数量级，也就是说相差不会超过几倍。狄基认为，这里有个奇怪之处。
“如果物质的密度不是正好等于临界密度的话，那么随着宇宙的膨胀，它会越来越偏离临界密度。比如说它如果一开始是稍微大于临界密度，那么随着宇宙的演化，它就会离临界密度越来越远，远远超过临界密度。反过来呢，如果它是一开始略微小于临界密度的话，随着宇宙的演化，它就会变得非常小。当时大家的观测还不是很精确，但尽管如此，当时也已经知道宇宙物质的密度和临界密度最多不会差几倍。”
狄基指出，这意味着在大爆炸后的一秒钟，宇宙物质密度与临界密度相差不超过100万亿分之一，否则今天的宇宙密度就会远远偏离临界密度。这个奇怪的现象怎样解释呢？狄基提出了问题，但他自己也无法回答。
这个问题像一颗种子，埋进了古思的心里。
上个世纪的70年代，许多粒子物理学家，这时对宇宙学发生了浓厚的兴趣。早期的宇宙，温度极高，密度极大，物质的状态与我们日常所熟知的大不相同。在听了狄基的报告后不久，古思开始和华裔物理学家戴子海合作，研究宇宙大爆炸中磁单极产生的问题。我们知道在地球上任何物体都有南北两极，什么是磁单极呢？
“我们这是一根日常生活中的磁铁，那么上面是北极，下面是南极。这时候如果我们把它从中间分开，它还是上面是北极，下面是南极。怎么看呢？就这边同性相斥，那么说明它这儿是北极，那么这边是南极。如果你再把它掰断，那么这儿还是南极，这边还是北极。一直掰到最小，它都还是这边是南极，这边是北极。”
“那么如果只有一个极，这个叫磁单极。我们平时没有见到过这种东西。但是根据有些物理理论，在这个极高的温度下，有可能形成这个磁单极。那么比如说宇宙的早期，可能就提供了这样的条件。”
1979年古思等人在研究中发现，在宇宙大爆炸中有可能产生非常多的磁单极，并且会一直存留到现在。但是尽管人们曾用实验去寻找，却一直没有找到。古思提出，解释这种结果的一种办法是，磁单极产生后，宇宙发生了一次极迅速的指数式膨胀。
“磁单极过去认为，根据理论，宇宙非常早期的时候，有一种能量，使宇宙会保持它的速度不变。那么这种不变，就使得宇宙膨胀，很短时期内就会像指数一样增加。也就是说，过一段时间翻一番，再过一段时间又翻一番。这样很快就像我们通货膨胀一样的，就胀得非常快了。所以说体积变得很短时间内就变得很大。”
已经产生的磁单极个数不变，而宇宙空间的体积在指数膨胀中却迅速增大，于是。磁单极变得很稀少，不会再与实验结果相冲突。古思为这种发生在宇宙早期的指数膨胀起了个名字叫做暴胀。暴胀在英文中的原意是指把气球吹胀，后来用以泛指某些数字迅速变大。在经济学里把它译为通货膨胀。在宇宙学界，现在一般译为暴胀。
这时古思回忆起一年前狄基的报告，他意识到为了解决磁单极问题而提出的暴胀理论，其实也可以解决狄基的宇宙几何空间问题。如此剧烈的膨胀会把原来弯曲的空间拉直，这就好像我们用力拉一块褶皱的橡皮膜，可以把它拉平一样。因此如果在宇宙的极早期发生过一次暴胀，那么我们可以观测的这部分宇宙几何空间就非常接近平直空间了。
“有趣的是暴胀理论不仅解释了为什么可观测的宇宙基本上是均匀的，而且还说明了为什么在这个均匀当中还有一些小的不均匀性？它具体的告诉我们这些不均匀性是怎么来的？”
原来我们今天看到的尺度达几百万光年的空间，在暴胀发生以前都曾经挤在比原子核还要小的空间里。在这样小的空间里，量子力学的测不准效应非常明显。
“测不准原理是微观物质运动的一个基本规律。我们在宏观世界里面，我们测一个物体，它的位置可以很精确，也可以测它的速度也很精确。那么在微观世界里面，我们不能同时做到，比方说对一个电子，你要同时测出它的精确的位置和精确的速度这在原则上是不可能的。类似的情况就是能量和时间也有这个关系。如果把时间分成短的情况下，能量也测不准。在宇宙极早期的时候，时空都非常小，那么这个时候能量也就不准了，它就一定有一个起伏，有一个涨落。那么这个涨落，随着暴胀的过程以后，当然是会很小了，但是还存在。那么正是这样一种起伏，不是完全均匀的状态，后来在引力的作用下会逐渐地在增强，最后达到像今天我们看到的恒星、星系这样一些不均匀的东西。”
尽管暴胀理论可以解释一些理论上的重大疑难，但它究竟是否正确，还需要用观测加以检验。按照暴胀理论，我们可观测的这部分宇宙的几何空间非常接近平直，所以物质的密度应该等于临界密度。那么这个预言是否符合观测呢？
我们用望远镜能直接看到星系中恒星发出的光，根据这些星光我们可以推断宇宙中恒星贡献的物质密度，这个密度只有临界密度的百分之一左右。当然我们知道，恒星之间以及星系之间都分布着一些气体，但即使把这些星际物质或是气体与尘埃贡献的密度加添进来，把所有这些加在一起，总密度也不超过临界密度的百分之五。那么这是否意味着宇宙空间并非平直而是双曲的呢？问题并不这么简单。
当古思提出他的暴胀理论的时候，科学家们早已发现，宇宙中还存在着一种神秘的不发光的物质，即暗物质。
20世纪30年代当哈勃在威尔逊山天文台观测星空的时候，在山脚下的帕萨迪纳市诺贝尔奖获得者密立根正在努力把当地的一所小学校——加州理工学院建成一所一流的研究机构。他聘用的第一位从事天体物理研究的学者是瑞士籍的弗里兹·兹威基。兹威基性格古怪，然而却富有想象力，提出了中子星等许多新奇的理论。1934年他研究了星系团内星系的运动，首次提出了暗物质存在的可能性。
“星系作为河外星系这样一个单元，它们在宇宙中有一种倾向，就是成团倾向。它们扎堆儿。什么叫扎堆儿？就是它们有引力联系，构成一个体系，称之为星系群。如果扎堆儿的、受引力束缚在一起的不是几十个，是几百个、上千个、几千个就称为星系团。”
星系团中成百上千的星系，被星系团自身的引力束缚着，它们的运动速度与引力必须达成平衡。引力越强，运动速度越快。兹威基发现星系团内的星系远远不够产生这么大的引力，一定还存在着其他我们看不见的物质。兹威基把它称为暗物质。暗物质存在的直观证据是引力透镜现象。当遥远星系发出的光，经过一个星系团附近的时候，光线会被星系团的引力所偏折，星系团就好象是一个透镜。当我们朝着这个方向望去，就会看到光弧，甚至同一个星系的几个不同的像。虽然没有人直接探测到暗物质，也不知道暗物质是什么，但是通过引力，人们可以测出它的总量。测量的结果是，普通物质加上暗物质，总量只占临界密度的百分之二十到三十，并不像暴胀理论预言的那样达到临界密度。
很多搞理论研究的人认为，暴胀理论非常漂亮，宇宙应该是平直的。他们认为搞观测的人可能低估了宇宙的物质密度。根据历史经验，天文观测结果差上几倍似乎也不是太少见的事。但是搞观测的人也很相信他们自己的测量结果。他们认为，也许现在的理论里遗漏了什么重要的东西。
此外那些主张宇宙是平直的人，这时还面临着别的矛盾，其中一个就是宇宙的年龄问题。按照大爆炸理论，宇宙的年龄首先取决于哈勃常数，也与宇宙的密度有关。所谓哈勃常数，是指按照多普勒原理用光谱位移表示宇宙中星系退行速度与距离成正比关系的比例常数。
“如果我们假定宇宙膨胀的速度不变，那么哈勃常数的倒数就是宇宙的年龄。但是实际上，由于引力的作用，宇宙的膨胀也许会减速。那么物质的密度越大，它减速越快。那么如果今天这个哈勃常数已经定下来的话，那也就说明密度越大，过去的哈勃常数就越大，那么宇宙的年龄就越短。”
但是宇宙的年龄显然不能短于任何天体的年龄。因此如果我们知道某一种天体的年龄，就知道宇宙的年龄至少也得有那么长。年龄能够比较准确测定的最古老天体是由几百万颗恒星组成的球状星团。按照恒星演化理论，最古老球状星团的年龄可达120亿年，那么宇宙的年龄呢？
“有两种结果，一种是桑德奇他们得到的结果。那么哈勃常数等于50左右，这样对应的宇宙年龄是150亿年。另一种结果是沃库勒他们得到的哈勃常数等于100左右，这样对应的宇宙年龄是约75亿年。那么这两个结果显然分歧很大。”
1990年美国太空总署的航天飞机把一台望远镜送上了太空，并命名为哈勃望远镜。哈勃望远镜拍出了许多美丽的星空图景，一下子拉近了我们和这些星系的距离。
“根据哈勃太空望远镜的资料，得到的哈勃常数的数值是75左右，对应的宇宙年龄是大约100亿年。而天文学家已经知道有些古老的球状星团，它们的年龄是120亿年左右。这样就是造成了宇宙年龄居然比球状星团的年龄还要短，显然这样的结果是不能接受的。”
这个时候，一个意外的发现震动了整个科学界。两个独立的天文研究小组几乎同时宣布他们通过对超新星的研究，发现宇宙的膨胀并不像原来人们想象的那样一直在减速，实际上宇宙的膨胀正在加速。这样一来宇宙的年龄就比人们原来想象的要长了。20世纪90年代初，由劳伦斯·伯克利实验室的索尔·珀尔米特领导的超新星宇宙学研究组开始在茫茫太空中寻找远处的超新星。不久由霍普金斯大学的亚当·瑞斯等人组成的高红移超新星研究组也加入了竞争的行列。他们对选定天区进行拍照，然后再仔细比较和上次图像的异同，一旦发现超新星就拍下它们的光谱。
“超新星被天文学家称为阿拉伯字的1下面是一个a，就是1a的超新星，它炸掉时候发的那个光是固定的，因此天文学家立刻就敏锐的看到，它可以作为一个标准烛光。标准烛光就是你知道它是100瓦还是200瓦。标准烛光你知道了，然后用望远镜去看它，看见的是亮度。然后又根据这个天体离我们的拍出它的光谱来，根据它的光谱来定出它的距离。”
这两个小组的天文学家吃惊地发现，遥远超新星的亮度比预期的暗，这意味着这些超新星的距离比预期的要远。按照过去的理论，由于引力的作用，宇宙的膨胀速度会越来越低，这样无论如何也不可能达到如此远的距离。要想解释观测结果，唯一的可能是宇宙膨胀速度越来越快。普通的物质，甚至暗物质都只产生引力，使宇宙的膨胀减速。但有一些非常特别的物质能产生斥力，使宇宙的膨胀加速。这个物质是什么呢？
“不知道。它的能量、它的性质是斥力性质，就认为这样的物质，可以给它取个名字叫做暗能量。这个能量是斥力性质的，在80亿光年之外能够显现出来。”
爱因斯坦曾经引入的宇宙学常数就是一种暗能量。但是并没有一种物理理论，能够解释为什么会有宇宙学常数？或者宇宙学常数应该是我们观测到的这么大？迄今为止，天文学家也不敢肯定暗能量就是宇宙学常数。有许多关于暗能量的假说，但是都不能很好的解释它的性质。暗能量的发现如此出乎人们的预料。1998年它被评为当年度的世界十大科学发现之首。
尽管人们不了解暗能量是什么，但是由于它的存在，宇宙的膨胀并没有减速，而是在加速，因此宇宙的年龄比原来根据减速的假定估计出的数值要长。人们又开始对暴胀理论预言的平直宇宙充满信心。也许宇宙的总密度确实等于临界密度，其中30％是物质，而余下的70％则由暗能量提供。但是对密度的测量毕竟是一种间接的办法，有没有办法直接验证宇宙的几何空间呢？
“1995年我在哥伦比亚大学读研究生的时候，有一天一位新来的年轻教员马克·卡米央柯夫斯基做了一个报告，介绍了他们提出的一种新的测量宇宙几何的办法。当时我们听了这个报告以后，都觉得这个工作非常非常漂亮。后来马克就成为我的博士论文导师。这就是用三角方法测定宇宙几何的原理。我们知道这个几何，这个三角形的底边，也知道它这个斜边和这个角度，那么这是对平直的这个空间。但是如果是弯曲的空间，情况就有所不同。比如说如果是一个开放的几何的话，我们看到的这个光线传播就不是沿着我们平常理解的这个直线，它当然是这个开放空间当中的侧地线。那么如果是闭合的空间的话，它传播是这样子的，所以这样的话我们会看到，最后我们看到的这个同样一个尺度对应的角度它是不一样的。那么通过测量这个角度，我们就可以确定宇宙究竟是平直的，还是闭合的，还是开放的。”
我们所知道的宇宙微波背景辐射，恰巧也同样提供了精确检验宇宙几何空间的办法。我们知道，我们今天收到的背景辐射是多久以前发出的，乘上光速就是两个边的长度。如何知道另一个边的长度呢？有一个简单的实验可以让我们很容易的了解到正确的结论。国家天文台的陈学雷为我们做了一个演示。
“如果我们往池塘里扔下两块石头，它会激起一些波纹。这些波纹以一定的速度传播。如果我们知道它传播的速度，又知道它传播的时间，那么两者相乘就给出了它传播的距离。使用同样的方法，我们也能用来测定宇宙的几何。我们知道微波背景辐射是大爆炸时期发出来的，那么它经过一段时间传播到我们今天，这个时间我们是知道的，那么乘以光速就给出了我们看到的这两个边的距离。最后这一个边的距离又怎么知道的呢？这就是用刚才我们谈到的水塘里头的波（纹）的这个方法。因为宇宙早期也有一些微小的扰动，它也能激起微波背景辐射当中的一些不均匀性，它也是以声速在传播，因此我们可以计算一下宇宙大爆炸开始到结束的时间乘上当时的声速就给出了传播的距离。那么这样产生的不均匀性的大小就可以知道了。实际上我们知道，就是经过计算，如果宇宙是平直的，这些不均匀性的大小应该是1度左右。”
大家知道用这个方法能确定宇宙几何后，许多研究小组都抢着做实验，希望能测出宇宙的几何空间。
美国航空航天局决定再发射一颗宇宙微波背景辐射卫星。这颗卫星被命名为MAP。负责研制的人是曾在狄基小组工作过的威尔金森。在研制卫星的同时，天文学家们也试图用气球或地面试验进行探测，尽管大气会造成一些问题，但是研制工作毕竟比卫星简单。
1998年12月29日一批来自美国、意大利等国家的科学家在南极放飞了一个高灵敏度的氦气球，气球升入35公里的高空，在大气环流的作用下，围绕南极点飞行了11天后，回到了离放飞点不足50公里的地方成功降落。气球上携带着最新研制的微波背景辐射探测装置。科学家们对这次飞行观测收集的数据进行了近两年的分析，观测的结果表明，宇宙的几何空间正如暴胀理论预言的那样完全是平直的。
“南极的气球实验，对于证实微波背景辐射的性质非常有用。但是还是有些遗憾，一个气球飞不了太高，那么它还是会受到地球大气的一些干扰和影响，第二个它能观测的范围还是比较小，而我们微波背景是要观测全天的情况，所以说这两个遗憾是使得大家心里还不是很踏实。”
2001年6月30日MAP卫星发射升空。卫星被送到距离地球100多万公里的拉格朗日点上，在这里太阳、地球、卫星始终在一条线上。卫星背向太阳和地球，缓缓扫描着天空，收集来自宇宙深处的数据。2002年9月，威尔金森因病去世。未能亲眼看到卫星数据的发表。美国航空航天局将卫星改名为WMAP，以纪念威尔金森的贡献。2003年WMAP第一年观测的数据发表了，观测结果的精度大大提高，与气球的实验结果也非常一致。我们终于知道宇宙空间是平直的，暴胀理论得到了初步的证实。同时宇宙的年龄和大尺度结构问题，在这个理论框架内也得到了完满的解决。《科学》杂志把这评论为2003年度最重大的科学进展。
我们终于了解到，宇宙是在大约140亿年前由一次大爆炸所产生。宇宙中30％是物质，70％是我们还不知道究竟是什么的暗物质所构成。而在宇宙中由闪烁星星所组成的明亮星系，它们的分布并不均匀。此外我们还知道宇宙的空间是平直的，并且它正在加速膨胀。
从牛顿的时候起，我们知道宇宙是无限和永恒的，在空间上没有范围，在时间上也没有开始和结束。但是大爆炸的理论却告诉我们，宇宙不仅有一个开始，而且由于处在加速膨胀之中，因而它在空间上是有限的。既然它有一个开始，也就应该有一个结束。这个结束会是什么时候呢？
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