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导言：时至今日，宇宙学已经成为了一门精确科学，被多数人接受，成为了当今最前沿、最活跃的学科之一。它发展到今天，决非易事，大体上说它已经完成了10个里程碑。本期我们借上期介绍后5个：暗物质的发现，暴胀宇宙学的提出与检验，宇宙加速膨胀的发现，微波背景辐射各向异性的发现以及精确宇宙学—和谐宇宙学的达成。
在大爆炸宇宙学一步一步取得重大成果的过程中，人们也同时意识到，除了地球上熟知的重子物质以外，还应该存在一种量更多而看不见的暗物质。其实，早在1937年，兹维基（F. Zwicky）就注意到，大星系团中的星系速度太大，以致无法将它们通过引力束缚住，除非星系团的质量超过星系团内可见星系总质量估算值的100倍以上。这个事实首次显示了大量暗物质的存在。以后，人们用光度方法和力学方法测量了许多天体的质量，总是发现力学测定的质量比光度测定的要大得多。特别是，鲁宾（V. Rubin）等对许多星系测量了它们的旋转曲线，即测量了离星系中心位置不同距离处物质绕星系中心的旋转速度与离中心距离的关系曲线，发现与仅用看得见的物质的万有引力作用下的理论值十分不符，表明星系外围有非常大的由暗物质组成的暗晕存在。可见，暗物质的存在是普遍的。
暗物质究竟是什么？暗物质看不见，因而不具有强作用、也没有电磁作用，至多可以有弱作用。但它肯定具有万有引力作用，在宇宙大尺度物质结构的形成中起着极为重要的作用。暗物质由什么粒子组成？大体上说，它们应当具有如下三个性质：1）没有强作用和电磁作用，否则就会看得见；2）寿命长（至少可以与宇宙年龄相比拟）；3）当暗物质粒子随着宇宙膨胀降温到与其它粒子不再发生作用时，它的速度应当降到远低于光速，即它的质量应当很大。迄今为止已经发现的数百种粒子，没有一种同时具有这3个性质。事实上，在所有已知粒子中，寿命长和质量大两种性质就已经限定只可能是质子或稳定原子核内的中子，然而质子和中子均有强作用和电磁作用，不符合暗物质的要求。
暗物质粒子可能是中微子的超对称对应粒子（neutralino），或者K-K（Kaluza-Klein）粒子等。这几种粒子至今还尚未发现，而且，超对称理论预言的所有粒子至今均还没有发现。最近紫金山天文台的常进等发表在《自然》杂志上的一篇文章宣布，在宇宙射线电子能谱中发现了在3000亿电子伏特～8000亿电子伏特能量范围内有一个十分明显的远远超过预测值的电子数超出，有可能是来自暗物质粒子湮灭的一个信号，在国际上引起了广泛的关注。这个发现似乎并不支持超对称粒子neutralino，但有可能暗示质量约为6200亿电子伏特的K-K粒子。
虽然大爆炸宇宙学非常成功，但在进一步细致研究时却遇到了一些重大的困难。从观测看，宇宙在大尺度上显现均匀，表明宇宙各处之间必曾有过相互作用，有过因果联系，因为决不可能有无缘无故的均匀。特别是微波背景辐射的高度各向同性，表明至少在宇宙年龄约为38万岁时宇宙物质在空间上的分布是高度均匀的。这里有两个距离量很重要。一个叫粒子视界，这是宇宙从诞生到年龄为t时刻光传播所能达到的最大范围，在这个范围内的任何两点之间均可能曾经发生过相互影响。因此，视界也可看作有因果联系的最大范围。距离超过视界的两点之间不可能有从一个点对另一个点施加过的作用，除非作用的传递速度超光速，而这是不可能的。另一个叫宇宙尺度，这是描述宇宙范围的尺度。宇宙尺度随时间的变化，决定于宇宙膨胀的速率，而这个速率决定于具体的物质状态。大体上有两种物态，一种是粒子运动速度接近光速（高温时的物质，比如辐射）；另一种是粒子运动速度远小于光速（温度不高时的物质，简称物质）。重要的是，不论辐射为主还是物质为主，宇宙尺度增长（膨胀）的速度总比视界增大要慢得多！就是说，今天看到的宇宙均匀的范围，在宇宙早期应远大于当时的视界。这意味着宇宙早期只可能形成视界大小的一个一个均匀小区。不同小区之间没有因果联系，它们的密度就没有理由取同样的值。因此，微波背景辐射的高度各向同性，以及今天观测到的基本均匀的宇宙大尺度物质分布，均无法得到解释，称为视界疑难。
从另一个角度来看，今天观测到的宇宙中的物质密度，包括看得见的物质（元素周期表中的所有物质，或称重子物质）、暗物质和辐射，其总和虽明显小于临界密度，却并不相差很远，两者顶多只差几倍。如果按已知的膨胀规律倒退回去，宇宙早期的物质密度应十分接近临界密度，而且接近的程度十分惊人，差别只在小数点后第几十位上。是什么原因使宇宙早期的物质密度如此接近临界密度？也就是说，是什么规律使宇宙早期的几何性质如此接近平直？用纯粹的偶然性是难以解释的。这就叫做平直性疑难。
理论上曾预言存在磁单极子。什么叫磁单极子？磁单极子是指单独存在的磁北极或磁南极，就像单独存在的正电荷或负电荷那样。但是，实验上或观测上，均没有找到过磁单极子。这也是一个重大的疑难，称磁单极子疑难。
视界疑难、平直性疑难和磁单极子疑难，是大爆炸宇宙学极为成功的背景上出现的三个带有根本性的疑难问题。
怎样解决视界疑难？我们已经看到，无论辐射为主还是物质为主，均存在视界疑难，除非宇宙早期存在一种与通常物质完全不同的新物态。那么，怎样的新物态才能避免视界疑难呢？1981年，顾斯（A. H. Guth）利用当时粒子物理上正在研究的真空破缺、真空相变之类的概念，设想宇宙在极早期的大统一时代（宇宙年龄约为10-35秒，甚至更早），曾短暂停留（持续约10‑33秒）在一个亚稳真空态上，随后发生相变而转为基态真空，并释放能量而导致大量粒子生成。这里，真空至少有两个状态，一个是高能的亚稳真空态，一个是低能的基态真空态。基态真空态就是通常意义上的真正的真空态。亚稳真空态是否能够充当所需的新物态呢？这种物态的各种性质均与基态真空态相同，只是能量密度不为零。因此，这种物态可以看成一种真空能，它的能量密度应当是个常数，不随宇宙膨胀而变。相比之下，无论辐射为主还是物质为主，其能量密度都是随宇宙膨胀而变的。
顾斯指出，这种新物态会导致宇宙的猛烈膨胀，称为暴胀。在短短的约10-33秒钟时间内，使宇宙尺度猛增了几十个量级，远远超过了上面所述视界与宇宙尺度之间的巨大差异。这种暴胀的速度相当于眼睛一眨从一粒豌豆胀大成银河系的大小。这样，今天观测到的宇宙尺度实际上是由大统一时代远小于视界的一个极小区域膨胀而来，看到的宇宙保持均匀正是因为来自原本均匀的这个小区域，因此观测到的均匀性并不违背因果律。顾斯的这个设想后来经很多人改进和修正（如A. D. Linde等）,但细节仍无定论。显然，暴胀的存在对空间尺度产生了重大影响，导致了视界疑难的解决。
同时，暴胀的存在也能解释平直性疑难。宇宙物质密度接近临界密度的程度，也就是宇宙的几何性质接近平直性的程度。其实，暴胀机制很容易产生高度平直的宇宙，我们不妨形象地来说明：为什么膨胀会使宇宙空间减少弯曲，导致平直？比如一个气球，如果将它吹得很大，球面的几何形状就会变得很平。因此，从宇宙刚诞生不久的一般性（不需要微调）的弯曲空间很容易经暴胀而产生出早期宇宙更高度的平直性，甚至还有很大富余，使今天的宇宙仍然高度平直。就是说，暴胀学说不仅解决了原有的疑难，而且预言了我们今天宇宙的总物质密度应当仍然十分接近于临界密度，而临界密度是可以根据哈勃常数的观测值直接算出来的。这是个可供观测检验的极强的精确预言！
在暴胀学说中，磁单极子疑难也可以迎刃而解。虽然理论预言磁单极子的质量很大，比质子要重亿亿倍，数目也不算太少，但正是因为暴胀，磁单极子被大大稀释了，从而解释了为什么至今没有观测到它。
我们看到，宇宙学研究经历了大爆炸宇宙学和暴胀宇宙学两个阶段，取得了很大成功。大爆炸宇宙学几乎没有引入什么特殊的假设，却获得了原初核合成和微波背景辐射那样精确的观测检验。暴胀宇宙学虽然引入了尚未直接检验的暴胀假设，但产出却极为丰富。它不仅解释了视界、平直性和磁单极子等重大疑难，还作出了今日宇宙几乎精确平直等极强的预言。十分精彩的是，虽然暴胀假设似乎不那么自然，却能与高能粒子物理相印证，而且与大爆炸宇宙学衔接得极好。暴胀只发生在宇宙极早期仅10‑33秒的短暂时间内，暴胀后的真空相变释放能量形成大批粒子使宇宙重新加热，从而与大爆炸宇宙学自然接轨。甚至有人直接把暴胀结束时的重新加热看作宇宙大爆炸的开始。暴胀假设好比对大爆炸宇宙学动了一次大手术，但却是一次只有局部“微创”（只影响10‑33秒的短暂时间）而获得极大成功（不影响10‑33秒以上极大时间范围的原有大爆炸宇宙学结论）的大手术。
尽管暴胀机制本身尚缺乏强的理论依据，也还未得到直接的观测检验，但由于暴胀学说解决了一批重大的基本问题，它的预言又获得了观测检验，因而已得到国际天文界的认可。国际天文学联合会（IAU）已为顾斯和Linde颁发了2004年度的Gruber宇宙学奖。Linde本人对这个学说给出了中肯的评价，他说；“暴胀学说还不能说已经赢得了这场比赛，因为目前还只有这匹赛马。”
虽然大爆炸宇宙学和暴胀宇宙学非常成功，但还有一些重要问题尚待澄清。比如，观测得到的可见物质密度和暗物质密度之和仍远小于临界密度，似乎与暴胀宇宙学的预言不符。难道还有第三种怪物质填补这个空缺？又比如，宇宙膨胀早已是不争的事实，但万有引力的存在，使宇宙膨胀只能减速，不能等速，更不能加速。人们花了几十年时间试图测出宇宙膨胀的减速因子，却分歧极大，得不到协调的结果。再比如，宇宙年龄的测定也出现问题。通常，把球状星团（最古老的天体）的年龄看作宇宙年龄的下限，而把哈勃年龄（指按等速膨胀外推而定出的年龄）看作宇宙年龄的上限。然而，有一段时间在观测上竟出现了上、下限倒置的情形，意味着宇宙的年龄小于球状星团的年龄（有点像“父亲的年龄”小于“儿子的年龄”），实属荒唐。
为了测定宇宙膨胀的减速因子，必须找到一种标准烛光的极强光源。标准烛光是为了可以通过亮度观测来确定距离，强光是为了放在遥远的宇宙学距离上仍能观测到。Ⅰa型超新星是由白矮星和它的伴星组成的双星系统，在白矮星不断从伴星吸积物质，当其质量增加到钱德拉塞卡（S. Chandrasekhar）极限(约1.4倍太阳质量)时所发生的猛烈爆发。正因为它总是发生在几乎相同的质量条件下，Ⅰa型超新星就应几乎具有标准烛光的性质，同时又是极强的光源。1998年，利斯（A. G. Riess）等人的高红移超新星课题组和1999年，珀耳莫特（S. Perlmutter）等人的超新星宇宙学课题组，就用Ⅰa型超新星经过诸多校正后作为“标准烛光光源”进行观测，两个课题组都发现那些远的Ⅰa型超新星的亮度比预期的更暗（即更远）。从而，他们发现了宇宙不是在减速膨胀，而是在加速膨胀。这是一个十分令人震惊的发现。所谓万有引力，自然是只有引力，没有斥力。因此，宇宙膨胀只可能减速，不可能加速。几十年来人们也只是致力于测定宇宙膨胀的减速因子而得不到明确结果。加速膨胀的发现意味着存在斥力，而且，现今的宇宙整体上看应当是以斥力为主。这就意味着要修改万有引力定律，或者至少要增加一种新力（斥力），或者增加一种能产生斥力的新物态。无论哪一种，都是了不起的新发现。
回顾历史，我们可以看到，早在1917年爱因斯坦首次发表现代宇宙学奠基论文时，为了获得静态宇宙而曾引入代表斥力的宇宙学常数Λ。1929年哈勃发现宇宙膨胀后，宇宙已经不是静态，爱因斯坦就放弃了这个常数。有趣的是，在天体物理研究领域，这个常数曾经三起三落。就是说，当出现问题时，人们就想到它，当问题解决后，人们又把它扔掉，如此这般已发生了三次。如今发现了加速膨胀，人们再一次领悟到，这个常数也许就是解读此谜的一把钥匙。
宇宙学常数Λ相当于真空具有一个能量密度。人们称这种真空介质为暗能量。按照广义相对论，不仅物质的质量（或密度），而且它的压强，均可以产生万有引力。通常的物质，密度和压强总取正值，因此它们均产生引力。比如，一盒气体（无论是普通物质，还是暗物质），当它的温度降到趋于绝对温度0度时，它的压强也趋近于0；当它的温度趋于无穷高时，它的压强趋于密度乘光速平方的三分之一。因此，任何温度的气体的压强永远是正的。但是，观测表明宇宙膨胀是在加速，就是说，除非存在一种新物质，它的压强是负的。这种负压强物质就称为暗能量。爱因斯坦的宇宙学常数Λ，也相当于一种暗能量。
可见，宇宙加速膨胀的发现告诉我们，宇宙中除了通常物质（重子物质）、暗物质以外，还应有一种新物质，叫暗能量。一般地，宇宙物质密度是以临界密度为单位衡量的，即用物质密度（ρ）与临界密度（ρc）之比来表示：Ω=ρ/ρc。对于宇宙物质的三种成分，可分别表示为：重子物质（ΩB=ρB/ρc）、暗物质（ΩDM=ρDM/ρc）和暗能量（ΩΛ=ρΛ/ρc）。它们各占多少？三者之和是否按暴胀模型所预言的那样为1？这是要用观测来确定和检验的。
微波背景辐射高度各向同性意味着在年龄为38万岁时宇宙物质分布是高度均匀的。这个特征强烈支持了宇宙学原理和大爆炸宇宙学。在此基础上如何形成今天的宇宙大尺度结构（恒星、星系、星系团）呢？这可不是容易的事。虽然人们早就知道，均匀分布物质中的微小扰动可以通过引力不稳定性——即金斯（J. H. Jeans）机制——来形成星系、恒星，但是，怎样在合理的宇宙年龄范围内由适当的扰动不均匀性形成今天观测到的星系、恒星，却并不容易。上世纪80年代初，前苏联的泽耳多维奇（Ya. B. Zeldovich）就把宇宙大尺度结构问题看作宇宙学晴朗天空中的一朵乌云。暴胀理论曾缓解了这个困难。在暴胀期内，以前的起伏不均匀性会被衰减掉。有效的非均匀性种子，将由暴胀后的量子起伏来提供，由它们成长为宇宙微波背景辐射的各向异性，进而形成今天观测到的宇宙大尺度结构。理论计算表明，如果宇宙物质只是重子物质，为生成今天观测到的宇宙大尺度结构，需要有微波背景辐射约10-3量级的各向异性作为种子。如果计及暗物质，就只需要有10-5量级的各向异性作为种子。1992年，COBE卫星果然观测到了微波背景辐射10-5量级的微小各向异性。这个发现为人们显示了今天宇宙大尺度结构（星系、恒星形成）的起源之所在。微波背景辐射实际上是人们能够直接看到的最远，也就是最早的信号。它的各向异性展示的实际上是最远，也就是最早的宇宙图像，相当于宇宙幼年（38万岁）的照片。斯莫特（G. Smoot）把这个成就“诙谐地”比作“看到了上帝的脸”。
2001年发射升空的WMAP卫星，在性能上比COBE卫星改进了许多。由WMAP卫星测出的宇宙微波背景辐射的各向异性图像，显然比由COBE卫星测出的要清晰得多。因此，WMAP的功劳清晰地确认了COBE的成果，促进了诺贝尔奖于2006年授予COBE项目的马瑟和斯莫特。
现在，我们已经有了3组比较好的观测数据，一组来自Ⅰa型超新星的观测，一组来自宇宙大尺度结构的观测，一组来自宇宙微波背景辐射的观测。如果我们把暗能量密度作为纵坐标，把重子物质和暗物质的密度之和作为横坐标，我们就可以把上述三种观测数据所允许的范围画成一张图。重要的是，这三个允许范围有个交叉重叠区域。这个重叠区域，正是这三种观测共同允许的范围，其所对应的暗能量密度为ΩΛ≈0.74，而重子物质和暗物质的密度之和为ΩB+ΩDM≈0.26。考虑到宇宙原初核合成的观测，即ΩB≈0.04，可知ΩDM≈0.22。因此，宇宙学已经进入了可以进行精确计算的时代，不同观测之间也达到了相互协调与和谐一致。而且图中表示平直宇宙的直线几乎与微波背景辐射的窄长的允许范围相重合，表明微波背景辐射精确检验了暴胀宇宙所预言的空间几何的平直性。
对比宇宙在38万岁时和今天的物质丰度分布，可以看出，在宇宙演化的不同时期，不同物质分布的情形是不一样的。比如，暗能量现在占有很大部分，而在宇宙38万岁时却几乎不存在（因为那时宇宙体积很小，而暗能量密度是个常数）。
经过10个里程碑的研究，现在已经对宇宙的演化给出了一幅很好的图像。这是一幅表示宇宙演化的示意图，出自美国宇航局WMAP科学研究组。
在这幅图里，纵坐标为宇宙尺度，横坐标为宇宙年龄。宇宙诞生后不久，便经历了一个暴胀时期，在短短的约10-33秒的时间内，宇宙尺度增长了几十个数量级，使宇宙几何性质成为平直的；到宇宙年龄约3分钟时，经历了宇宙原初核合成时代，极有效地形成了大量氦4和一些轻核素；到宇宙年龄约38万岁时，宇宙物质从等离子体状态转化为中性原子气体，光子因不与中性粒子碰撞而在宇宙中自由“游荡”，成为今天观测到的微波背景辐射；随后中性原子气体开始通过引力的金斯不稳定性逐渐成团，在没有形成可以发光的恒星以前，宇宙基本上不发光，进入黑暗时期；约在宇宙4亿岁时，形成第一代恒星，出现第一缕曙光，恒星的光使星际介质再一次电离；接着便是漫长的星系、恒星、行星形成和发展的时代，周期表中的各种元素，就在宇宙最初3分钟合成的少数几个轻核素的基础上，在恒星过程中逐步形成，生物也随之在各自适应的行星条件下逐渐形成、繁衍、发展、进化；随着宇宙膨胀体积增大而形成大量暗能量，宇宙便进入加速膨胀时期，直到今天成长为年龄约为137亿岁的宇宙，也许正是一个豆蔻年华的青年宇宙，也许已是一个成熟稳重的壮年宇宙。这是一幅多么富有诗意的画卷！
经过这10个里程碑式的研究时期，宇宙学已经成为相当系统、相当扎实、相当有深度、也相当精确的蓬勃发展中的一门学问。它已经摘掉了“画鬼”的帽子，取得了学术界的普遍认可，也已经成为天文学发展的一个总框架。
要知道，地球在宇宙中实实在在只是一个极普通的行星。生活在地球上的人，居然能对宇宙了解到了如此深入的程度，实在是个奇迹！爱因斯坦说过：“宇宙中最不可理解的是，宇宙居然是可以理解的！” |
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发表于 2009-6-20 11:31:46
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