探索·發(fā)現(xiàn)

狄基沒有能夠與彭齊亞斯和威爾遜一起獲得諾貝爾獎(jiǎng)，這讓很多人感到遺憾，但他卻并沒有停留(圖1)。

（1）提出了有關(guān)宇宙形狀問題的狄基

在康奈爾大學(xué)的演講中，他提出了一個(gè)關(guān)于宇宙學(xué)的問題，這個(gè)問題跟宇宙空間的幾何形狀有關(guān)。

根據(jù)廣義相對(duì)論，充滿物質(zhì)的四維時(shí)空是彎曲的，但其中三維空間的幾何形狀，則有幾種不同的可能性。愛因斯坦曾認(rèn)為宇宙空間是球形的；弗里德曼則提出過雙曲形的宇宙；介于兩者之間的是平直空間。我們生活的宇宙究竟是哪一種幾何形狀呢？

密度與形狀

宇宙的幾何形狀與宇宙空間里面物質(zhì)的多少有關(guān)。宇宙里不同地方的密度是不一樣的，比如地球的密度是每立方米5.5噸，但是宇宙總體的平均密度比這小得多。

根據(jù)愛因斯坦的廣義相對(duì)論方程，定義出了臨界密度的概念。如果宇宙空間中物質(zhì)的平均密度等于臨界密度，那么宇宙空間就是我們所熟悉的平直空間;如果大于臨界密度，宇宙空間就是封閉的球形；如果小于臨界密度，宇宙空間就應(yīng)該是開放的雙曲形（圖2）。臨界密度的數(shù)值，究竟是多少呢？

（2）臨界密度（ 0）與宇宙空間形狀示意圖

當(dāng)時(shí)人們還不能精確測(cè)量宇宙的密度，但是知道它與臨界密度屬于同一個(gè)數(shù)量級(jí)，也就是說相差不會(huì)超過幾倍。狄基認(rèn)為，這里有個(gè)奇怪之處：

如果宇宙的物質(zhì)密度不是正好等于臨界密度的話，隨著宇宙的膨脹，它會(huì)離臨界密度越來越遠(yuǎn)，或者遠(yuǎn)遠(yuǎn)大于臨界密度，或者遠(yuǎn)遠(yuǎn)小于臨界密度?？墒菍?shí)際上，即使以當(dāng)時(shí)的觀測(cè)精度，人們也知道物質(zhì)密度與臨界密度相差不會(huì)太遠(yuǎn)，最多只差幾倍。

狄基指出，這意味著在大爆炸后的一秒鐘，宇宙物質(zhì)密度與臨界密度相差不超過一百萬(wàn)億分之一，否則今天的宇宙密度就會(huì)遠(yuǎn)遠(yuǎn)偏離臨界密度。

這個(gè)奇怪的現(xiàn)象怎樣解釋呢？狄基提出了問題，但他自己也無(wú)法回答。這個(gè)問題像一顆種子，埋進(jìn)了古思的心里。

暴脹與密度

20世紀(jì)的70年代，粒子物理學(xué)的發(fā)展如日中天。許多粒子物理學(xué)家對(duì)宇宙學(xué)產(chǎn)生了濃厚的興趣。在聽了狄基的報(bào)告后不久，古思開始和華裔物理學(xué)家戴自海合作，研究宇宙大爆炸中磁單極產(chǎn)生的問題（圖3）。

（3－1）

（3－2）

（3）圖組：（3－1）古思對(duì)狄基的問題產(chǎn)生了濃厚的興趣（3－2）華裔物理學(xué)家戴自海

日常生活中見到的磁鐵都有兩個(gè)極：南極和北極。如果我們把一個(gè)磁鐵棒從中間切開，我們會(huì)發(fā)現(xiàn)切出的兩段還是各自有南極和北極，而不會(huì)只有一個(gè)磁極——磁單極。

1979年，古思等人在研究中發(fā)現(xiàn)，宇宙大爆炸中，在極高的溫度下，有可能產(chǎn)生非常多的磁單極，并且會(huì)一直存留到現(xiàn)在。但是，盡管人們?cè)脤?shí)驗(yàn)去尋找，卻一直沒有找到。古思這樣解釋這種結(jié)果：磁單極產(chǎn)生后，宇宙發(fā)生了一次極迅速的指數(shù)式膨脹。

一般地說，由于引力的作用，宇宙膨脹的速度會(huì)隨著時(shí)間流逝而變慢。但是，古思認(rèn)為在形成磁單極的時(shí)候，宇宙中可能有一種特殊的能量，能夠使膨脹的速度不變，這樣就會(huì)發(fā)生指數(shù)膨脹。所以宇宙的體積在非常短的時(shí)間內(nèi)就變得非常大了。

已經(jīng)產(chǎn)生的磁單極個(gè)數(shù)不變，而宇宙空間的體積在指數(shù)膨脹中卻迅速增大，于是磁單極變得很稀少，不會(huì)再與實(shí)驗(yàn)結(jié)果相沖突。 古思為這種發(fā)生在宇宙早期的指數(shù)膨脹起了個(gè)名字，叫作“暴脹”。

“暴脹”在英文中的原意是指把氣球吹脹，后來泛指某些數(shù)字迅速變大。在經(jīng)濟(jì)學(xué)里，把它譯為通貨膨脹。在宇宙學(xué)界，現(xiàn)在一般譯為暴脹（圖4）。

（4）古思“暴脹”理論圖示

這時(shí)古思回憶起一年前狄基的報(bào)告，他意識(shí)到，為了解決磁單極問題而提出的暴脹理論，其實(shí)也可以解決狄基的宇宙幾何問題:如此劇烈的膨脹會(huì)把原來彎曲的空間拉直，就好像我們用力拉一塊褶皺的橡皮膜，可以把它拉平一樣。因此，如果在宇宙的極早期發(fā)生過一次暴脹，那么我們可觀測(cè)的這部分宇宙幾何就非常接近平直空間了。

暴脹把原來很小的空間拉伸成很大空間，原來小空間上十分明顯的測(cè)不準(zhǔn)效應(yīng)造成的漲落也被保留下來，成為大尺度上的不均勻性，這也正是我們今天看到的星系的種子。

盡管暴脹理論可以解釋一些理論上的重大疑難，但它究竟是否正確，還需要用觀測(cè)加以檢驗(yàn)。按照暴脹理論，我們可觀測(cè)的這部分宇宙的幾何非常接近平直，所以物質(zhì)的密度應(yīng)該等于臨界密度，那么，這個(gè)預(yù)言是否符合觀測(cè)呢?

暗物質(zhì)與暴脹

我們用望遠(yuǎn)鏡能直接看到星系中恒星發(fā)出的光，根據(jù)這些星光我們可以推斷宇宙中恒星貢獻(xiàn)的物質(zhì)密度。這個(gè)密度只有臨界密度的百分之一左右。當(dāng)然，我們知道恒星之間以及星系之間都分布著一些氣體。但即使把這些星際物質(zhì)，或是氣體與塵埃貢獻(xiàn)的密度加添進(jìn)來，把所有這些加在一起，總密度也不超過臨界密度的百分之五。

那么，這是否意味著宇宙空間并非平直而是雙曲的呢？問題并不這么簡(jiǎn)單。當(dāng)古思提出他的暴脹理論的時(shí)候，科學(xué)家們?cè)缫寻l(fā)現(xiàn)，宇宙中還存在著一種神秘的不發(fā)光的物質(zhì)，即，暗物質(zhì)。

1930年代，當(dāng)哈勃在威爾遜山天文臺(tái)觀測(cè)星空的時(shí)候，在山腳下的帕薩迪納市，諾貝爾獎(jiǎng)獲得者密立根的研究機(jī)構(gòu)聘用了一位從事天體物理研究的學(xué)者：瑞士籍的弗里茲·茲威基。 茲威基性格古怪，然而卻富于想象力，他提出了中子星等許多新奇的理論。 1934年，他研究了星系團(tuán)內(nèi)星系的運(yùn)動(dòng)，首次提出了暗物質(zhì)存在的可能性。

星系團(tuán)中成百上千的星系，被星系團(tuán)自身的引力束縛著，它們的運(yùn)動(dòng)速度必須與引力達(dá)成平衡，引力越強(qiáng)，運(yùn)動(dòng)速度越快。

茲威基發(fā)現(xiàn)，星系團(tuán)內(nèi)的星系遠(yuǎn)遠(yuǎn)不夠產(chǎn)生這么大的引力。一定還存在著其他我們看不見的物質(zhì)，茲威基把它稱之為暗物質(zhì)。暗物質(zhì)存在的直觀證據(jù)是引力透鏡現(xiàn)象。當(dāng)遙遠(yuǎn)星系發(fā)出的光經(jīng)過一個(gè)星系團(tuán)附近的時(shí)候，光線會(huì)被星系團(tuán)的引力所偏折，星系團(tuán)就好像是一個(gè)透鏡。當(dāng)我們朝這個(gè)方向望去，就會(huì)看到光弧、甚至同一個(gè)星系的幾個(gè)不同的像（圖5）。

（5）被星系團(tuán)引力偏折的光線形成了一道光弧

雖然沒有人直接探測(cè)到暗物質(zhì)，也不知道暗物質(zhì)究竟是什么，但是通過引力，人們可以測(cè)出它的總量。測(cè)量的結(jié)果是，普通物質(zhì)加上暗物質(zhì)，總量只占臨界密度的20%～30%，并不像暴脹理論預(yù)言的那樣達(dá)到了臨界密度。

很多搞理論研究的人認(rèn)為暴脹理論非常漂亮，宇宙應(yīng)該是平直的。

那些主張宇宙是平直的人，這時(shí)還面臨著別的矛盾，其中一個(gè)就是宇宙的年齡問題。按照大爆炸理論，宇宙的年齡首先取決于哈勃常數(shù)，也與宇宙的密度有關(guān)。所謂“哈勃常數(shù)”，是指按照“多普勒原理”用光譜位移，表示宇宙中星系退行速度與距離成正比關(guān)系的比例常數(shù)。

宇宙的年齡顯然不能短于任何天體的年齡，因此如果我們知道某一種天體的年齡，就知道宇宙的年齡至少也得有那么長(zhǎng)。年齡能夠比較準(zhǔn)確測(cè)定的最古老天體，是由幾百萬(wàn)顆恒星組成的球狀星團(tuán)（圖6）。按照恒星演化理論，最古老球狀星團(tuán)的年齡可達(dá)120億年。那么宇宙的年齡呢？

（6）古老的球狀星團(tuán)是由幾百萬(wàn)顆恒星組成的

1990年，美國(guó)太空總署的航天飛機(jī)把一臺(tái)命名為哈勃的望遠(yuǎn)鏡送上了太空。哈勃望遠(yuǎn)鏡拍出了許多美麗的星空?qǐng)D景，一下子拉近了我們和這些星系的距離（圖7）。

（7）圖組:哈勃太空望遠(yuǎn)鏡拍攝的美麗星空

測(cè)量哈勃常數(shù)是哈勃望遠(yuǎn)鏡的一個(gè)重要任務(wù)。觀測(cè)的結(jié)果:如果宇宙密度為臨界密度，對(duì)應(yīng)的宇宙年齡為100億年，小于球狀星團(tuán)的年齡！這顯然是不能接受的。

這個(gè)時(shí)候，一個(gè)意外的發(fā)現(xiàn)震動(dòng)了整個(gè)科學(xué)界。兩個(gè)獨(dú)立的天文研究小組幾乎同時(shí)宣布，他們通過對(duì)超新星的研究發(fā)現(xiàn)，宇宙的膨脹并不像原來人們想象的那樣一直在減速。實(shí)際上，宇宙的膨脹正在加速！這樣一來，宇宙的年齡就比人們?cè)瓉硐胂蟮囊L(zhǎng)了。

超新星與能量

古人就曾發(fā)現(xiàn)，天空中有時(shí)會(huì)出現(xiàn)新的星，過一段時(shí)間又會(huì)消失。公元1054年，一顆這樣的“客星”被中國(guó)古代天文學(xué)家記錄下來。今天我們知道，這實(shí)際上是一顆恒星爆炸產(chǎn)生的超新星。超新星極其耀眼，亮度超過太陽(yáng)100億倍。如此耀眼的超新星，可以在宇宙的深處被觀測(cè)到。超新星很稀少，估計(jì)銀河系里每100年可能有一顆。但是如果我們觀測(cè)很多星系，那么還是能碰巧看到一些。

1990年代初，由勞倫斯·伯克利實(shí)驗(yàn)室的索爾·珀?duì)柮滋仡I(lǐng)導(dǎo)的超新星宇宙學(xué)研究組，開始在茫茫太空中尋找遠(yuǎn)處的超新星。不久，由霍普金斯大學(xué)的亞當(dāng)·瑞斯等人組成的高紅移超新星研究組，也加入了競(jìng)爭(zhēng)的行列。他們對(duì)選定天區(qū)進(jìn)行曝光，然后再仔細(xì)比較和上次圖像的異同。一旦發(fā)現(xiàn)超新星，就拍下它們的光譜。

超新星可以分成不同的種類，其中一種稱為 Ia 型超新星。研究發(fā)現(xiàn)，這類超新星的亮度變化有規(guī)律可尋，可以從其亮度變化的快慢定出它本身的亮度。另一方面，我們也可以直接觀測(cè)它看上去的亮度也就是視亮度，根據(jù)這兩個(gè)亮度的比值，我們就可以定出它們的距離來（圖8）。

（8）根據(jù)其光譜定出距離的Ia型超新星

這兩個(gè)小組的天文學(xué)家吃驚地發(fā)現(xiàn)，遙遠(yuǎn)超新星的亮度比預(yù)期的暗。這意味著這些超新星的距離比預(yù)期的要遠(yuǎn)。

按照過去的理論，由于引力的作用，宇宙的膨脹速度會(huì)越來越低，這樣，無(wú)論如何也不可能達(dá)到如此遠(yuǎn)的距離。要想解釋觀測(cè)結(jié)果，唯一的可能，是宇宙膨脹速度越來越快。普通的物質(zhì)，甚至暗物質(zhì)都只產(chǎn)生引力，使宇宙的膨脹減速，但有一些非常特別的物質(zhì)，能產(chǎn)生斥力，使宇宙的膨脹加速。這個(gè)物質(zhì)是什么呢？

這種使宇宙加速膨脹的神秘物質(zhì)是如此特殊，宇宙學(xué)家們給它起了個(gè)特別的名字，叫作暗能量，以區(qū)別于一般所說的物質(zhì)。

愛因斯坦曾經(jīng)引入的宇宙學(xué)常數(shù)就是一種暗能量。迄今為止，天文學(xué)家也不敢肯定，暗能量就是宇宙學(xué)常數(shù)。雖然有許多關(guān)于暗能量的假說，但是都不能很好地解釋它的性質(zhì)。

暗能量的發(fā)現(xiàn)，如此出乎人們的預(yù)料，1998年，它被評(píng)為當(dāng)年度的世界十大科學(xué)發(fā)現(xiàn)之首。

盡管人們不了解暗能量是什么，但是由于它的存在，宇宙的膨脹并沒有減速而是在加速，因此宇宙的年齡，比原來根據(jù)減速的假定估計(jì)出的數(shù)值要長(zhǎng)。人們又開始對(duì)暴脹理論預(yù)言的平直宇宙充滿信心:也許，宇宙的總密度確實(shí)等于臨界密度，其中30％是物質(zhì)，而余下的70％則由暗能量提供。

微波背景與平直宇宙

但是，對(duì)密度的測(cè)量畢竟是一種間接的辦法。有沒有辦法直接驗(yàn)證宇宙的幾何呢？

1995年，哥倫比亞大學(xué)一位新來的年輕教員馬克·卡米央柯夫斯基作了一個(gè)學(xué)術(shù)報(bào)告，介紹了直接測(cè)量宇宙幾何的辦法，這種新的測(cè)量宇宙幾何的方法是，在平直空間的三角形中，如果我們已經(jīng)知道邊長(zhǎng)，就可以知道對(duì)應(yīng)的角度。如果是非平直空間，這個(gè)角度就會(huì)相應(yīng)大一些或小一些。（就知道宇宙究竟是平直、閉合還是開放的）。

我們所知道的宇宙微波背景輻射，恰巧也同樣提供了精確檢驗(yàn)宇宙幾何的辦法。我們知道，我們今天收到的背景輻射是多久以前發(fā)出的，乘上光速就是兩個(gè)邊的長(zhǎng)度。如何知道另一個(gè)邊的長(zhǎng)度呢？

早期宇宙的微小不均勻性導(dǎo)致聲波震蕩，就好像投入池塘的石頭會(huì)激起向外傳播的波紋。我們知道從大爆炸開始到結(jié)束的時(shí)間，所以我們知道波紋應(yīng)該傳了多遠(yuǎn)?，F(xiàn)在要做的就是量出角度。如果宇宙是平直的，理論家們預(yù)言，微波背景輻射里的冷熱斑點(diǎn)的尺寸應(yīng)該是1度左右。COBE衛(wèi)星無(wú)法看清這樣小的角度。

大家知道用這個(gè)方法能確定宇宙幾何后，許多研究小組都搶著做實(shí)驗(yàn)，希望能測(cè)出宇宙的幾何。美國(guó)航空航天局決定再發(fā)射一顆宇宙微波背景輻射衛(wèi)星，這顆衛(wèi)星被命名為“MAP”。負(fù)責(zé)研制的人，是曾在狄基小組工作過的威爾金森。

在研制衛(wèi)星的同時(shí)，天文學(xué)家們也試圖用氣球或地面試驗(yàn)進(jìn)行探測(cè)，盡管大氣會(huì)造成一些問題，但是研制工作畢竟比衛(wèi)星簡(jiǎn)單。

1998年12月29日，一批來自美國(guó)、意大利等國(guó)家的科學(xué)家，在南極放飛了一個(gè)體積達(dá)80萬(wàn)立方米的大氣球。氣球升入35公里的高空，在大氣環(huán)流的作用下，圍繞南極點(diǎn)飛行了11天后，回到了離放飛點(diǎn)不足50公里的地方成功降落（圖9）。氣球上攜帶著最新研制的微波背景輻射探測(cè)裝置，科學(xué)家們對(duì)這次飛行觀測(cè)收集的數(shù)據(jù)進(jìn)行了近2年的分析，觀測(cè)的結(jié)果表明，宇宙的幾何正如暴脹理論預(yù)言的那樣，完全是平直的。

（9）在南極成功放飛了探測(cè)微波背景輻射的大氣球

雖然氣球觀測(cè)的結(jié)果令人興奮，但是大家心里還是不踏實(shí)，因?yàn)樵跉馇蛏系挠^測(cè)不能完全避免大氣的影響，而且畢竟觀測(cè)的只是一部分天區(qū)。

2001年6月30日，MAP衛(wèi)星發(fā)射升空。衛(wèi)星被送到距離地球一百多萬(wàn)公里的拉格朗日點(diǎn)上，在這里，太陽(yáng)、地球、衛(wèi)星始終在一條線上。衛(wèi)星背向太陽(yáng)和地球，緩緩掃描著天空，收集著來自宇宙深處的數(shù)據(jù)（圖10）。2002年9月，威爾金森不幸因病去世，未能親眼看到衛(wèi)星數(shù)據(jù)的發(fā)表。美國(guó)航空航天局將衛(wèi)星改名為WMAP，以紀(jì)念威爾金森的貢獻(xiàn)。

（10）MPA衛(wèi)星在太空拉格朗日點(diǎn)緩緩掃描

2003年，WMAP第一年觀測(cè)的數(shù)據(jù)發(fā)表了，與氣球的實(shí)驗(yàn)結(jié)果非常一致，觀測(cè)結(jié)果的精度也大大提高。我們終于知道，宇宙空間是平直的，暴脹理論得到了初步的證實(shí)。同時(shí)，宇宙的年齡和大尺度結(jié)構(gòu)問題在這個(gè)理論框架內(nèi)也得到了完滿的解決。我們終于初步形成了一個(gè)自洽的、全面的大爆炸宇宙學(xué)理論?！犊茖W(xué)》雜志把這評(píng)價(jià)為2003年度最重大的科學(xué)進(jìn)展。

雖然大爆炸宇宙學(xué)的基本框架已經(jīng)確立，但是還有許多問題并沒有解決。為什么早期宇宙會(huì)發(fā)生暴脹？暴脹之前的宇宙是什么樣的？除了暴脹以外，是不是還有其它的可能性？我們現(xiàn)在知道，暗物質(zhì)和暗能量是宇宙中最主要的成分，但它們究竟是什么呢？對(duì)這些問題，我們?nèi)匀粺o(wú)法回答。