漫威平行宇宙大全 全新的宇宙

全新的宇宙  

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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鬥；巴黎和會各國代表們為了爭奪利益而縱橫捭闔。不過即便在這樣的時候，也有一些人把眼光投向了天空。這一年國際天文聯合會成立了，哈勃(Hubble)從軍隊退伍前往威爾遜山天文台報到，而兩支英國天文學家的觀測隊伍則奔赴非洲和南美洲進行日食觀測，這一觀測最終導致廣義相對論的新時空觀被接受。
圖：紀念國際天文聯合會成立一百周年系列活動的口號和標識
而宇宙中分布的物質又如何呢？這方面的思辨其實也相當困難。如果假定無窮的宇宙中均勻分布著恆星且恆星一直同樣發光，雖然單個恆星的亮度按距離平方反比減小，但一個球殼中恆星的數量則隨著球殼的半徑平方增加，最後的結果是我們朝天空任一方向看去天空的亮度將是無限大，這與夜空是黑的相矛盾，這就是所謂奧爾伯斯佯謬。當然，這些物質是如何保持彼此靜止的均勻分布同樣讓人困惑，萬有引力有使物質彼此接近的趨勢，但另一方面如果一開始有無限大均勻分布的物質，由對稱性可知，其中任何一點各個方向受的引力是相互抵消的因此將保持不動。不過，如果物質的分布有微小的不均勻性，那麼這種不均勻性還是會打破對稱性，物質將向附近空間中各個密度最大的地方聚集。也許，如康德和拉普拉斯所猜想的那樣，這就是太陽系形成的過程。但是，宇宙整體怎麼樣呢？人們並沒有很清晰的答案，有人猜測也許除了萬有引力還存在萬有斥力使物質達到平衡，但並無任何證據。
圖：奧爾伯斯佯謬示意圖（來自：//ircamera.as.arizona.edu/）
如果說關於宇宙的哲學思辨遇到了種種困難，天文學觀測是否提供了什麼實際的線索呢？人們知道太陽其實是一顆離我們最近的恆星，大量恆星分布在我們周圍，共同構成了銀河系。但銀河系之外還有什麼？一種旋渦狀的星雲尤其引人注意：這些旋渦星雲中看不到單個的恆星，有些人認為它們其實是遙遠的、與我們銀河系類似的、由大量恆星組成的系統，但在當時這還是很有爭議的猜想。1920年，兩位天文學家柯蒂斯(Curtis)和沙普利 (Shapley)舉行了一場關於這一問題的辯論，雙方各有論據，尚難以說服彼此。不過，另一位天文學家斯萊弗(Slipher)發現了一個關於旋渦星雲有趣而難以解釋的現象：他觀測了十五個旋渦星雲光譜，根據譜線的多普勒效應可以發現它們的運動速度達幾百到幾千千米每秒，遠遠高於幾十千米每秒的恆星運動典型值，而且絕大部分旋渦星雲的光譜都向紅端移動，顯示它們在遠離我們。如果旋渦星雲是隨機運動的，那麼它們應該有一半靠近一半遠離，這些星雲普遍離我們遠去究竟說明了什麼，頗讓當時的學者們感到困惑。
圖：柯蒂斯和沙普利的辯論（來自：SlidePlayer）
現代宇宙學的誕生
1919年的日食觀測結果證實了廣義相對論理論的預言。廣義相對論為研究時空與物質提供了一個基本的理論框架：時空的幾何不是先驗的，物質的分布可以影響時空幾何，這樣就有可能在一些合理的假設下討論宇宙整體。愛因斯坦首先提出了有限靜止宇宙模型：他假定空間滿足正曲率的非歐幾何，這樣就可以避免空間無限性帶來的矛盾。但是，要獲得一個靜止解並不容易，牛頓萬有引力換了一種形式仍然繼續存在：由於物質的影響，一開始處於靜止的有限空間將開始收縮並在有限時間內縮成一點。愛因斯坦於是引入了一個「宇宙學常數」，也就是相對論形式下的「萬有斥力」，使它恰好與物質產生的萬有引力相平衡。
此後，其他研究者開始用廣義相對論研究宇宙學問題。荷蘭天文學家德西特(de Sitter)研究了只包含宇宙學常數而沒有物質的宇宙——物理上如果物質密度遠小於宇宙學常數就可以這樣近似，發現光在這種宇宙中會發生紅移，這一結果令他困惑。俄羅斯數學家弗里德曼(Friedmann)研究了僅包括物質而沒有宇宙學常數的宇宙，他發現這種情況下宇宙無法保持靜止，而可以整體膨脹或收縮，並且物質密度與膨脹率一起決定了宇宙的幾何：當宇宙平均密度高於某個由膨脹率決定的臨界密度時宇宙空間曲率是正的（宇宙有限），如低於此則為負的，等於臨界密度則是平直的。稍後比利時天文學家勒梅特(Le Maitre)得到了類似結果，不過，宇宙膨脹的概念並不容易理解，例如愛因斯坦雖然了解弗里德曼和勒梅特的工作，卻一直認為這只是數學解而沒有物理意義。
同一時期，哈勃在旋渦星雲中發現了造父變星，此前女天文學家勒維特(Leavitt)已經發現，造父變星的光變周期與絕對亮度有關，因此可以作為一種天然的「標準燭光」測定距離。哈勃測量了旋渦星雲的距離，發現它們確實遠在銀河系之外，後來這些被沙普利命名為星系。哈勃根據形狀將觀測到的星系分了類。他發現星系的紅移與距離成正比，他與胡馬森(Humason)測定了比例係數。勒梅特指出，如果宇宙膨脹則星系間距離不斷增大，人們將看到絕大部分星系光譜有紅移，且紅移量與距離成正比，從而為哈勃的觀測提供了物理解釋。此後人們普遍接受了宇宙膨脹的觀念。
圖：造父變星（左）與其亮度曲線（右）（來源：維基百科-Cepheid variable）
大爆炸宇宙學理論
伽莫夫(Gamow)和他的學生阿爾弗(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，核子主要以自由質子和中子的形式存在，可以通過核反應相互轉化，二者的比例可用平衡態熱力學計算。但是，隨著溫度下降，中微子退耦，二者相互轉化的反應較慢，比例關係就偏離了熱平衡值，中子數量「凍結」了，但自由中子仍可逐漸衰變為質子。當溫度進一步下降時，通過核反應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子和一個中子組成的氘核，此後通過一連串核反應，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自然界中存在的各種原子核，但後來發現只有較輕的原子核可以在大爆炸中產生，而比鋰更重的核素則是之後在恆星核燃燒或爆炸中產生的。這一理論很好的解釋了為什麼氫和氦分別約佔宇宙重子物質的76%和24%，而其他所有核素所佔比例很小。
圖：（從左到右）喬治·伽莫夫(Gee 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，那麼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複合成原子中性氣體，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，在很長一段時間裡，這一預言並未引起人們的重視。直到60年代初，迪克(Dicke)、威爾金森(Wilkinson)、皮伯斯(Peebles)等人才重新發現了這一點並開始試圖探測這種大爆炸的餘暉，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台射電望遠鏡時意外發現了一種天空中均勻分布的雜訊，從而給出了大爆炸理論最有力的證據。雖然此後大爆炸宇宙理論此後成為主流理論，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恆星星光加熱，它們也可以輻射出一種均勻的紅外輻射，再經過紅移後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改進對宇宙膨脹的測量。第二次世界大戰結束時，巴德(Baade)發現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律不同，哈勃原來在測量河外星系距離時不知道這一點，導致他給出的距離尺度過小，相應的宇宙年齡也過短。做了這一改進後。哈勃去世後，他的助手桑得奇(Sandage)使用新投入使用的帕洛瑪山5米望遠鏡繼續改進觀測，並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和宇宙膨脹加速度的方法。原則上，根據這些測量數據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
在宇宙學理論最初的研究中，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，宇宙並非完全均勻各向同性。星系內部的密度顯然遠遠高於星系之間的空間的密度。星系的分布也不是完全均勻的，哈勃就已發現，星系的數密度呈現一種對數隨機分布。茲維基(Zwicky)和阿貝爾（Abell)都發現，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紅移巡天開始系統測量一個天區內星系的紅移分布。根據哈勃定律，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，人們發現星系會形成巨大的纖維狀結構。為了定量描述星系的隨機分布，也測量了星系密度的相關函數和功率譜等統計量。
圖：SDSS 巡天觀測的大尺度結構扇形圖（來源：Sloan Digital Sky Survey SDSS）
顯然，引力在結構形成中起了非常重要的作用，理論上可以採用微擾論研究原初擾動的演化。微擾論適用於相對密度擾動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。由於不同尺度的傅里葉模進入視界的時間不同，而宇宙膨脹經歷了從輻射為主到物質為主的轉換，還有聲波振蕩、中微子自由傳播、光子自由傳播等尺度效應，因此微波背景輻射在不同尺度上的漲落有明顯的不同，這些體現為角功率譜上的一些特徵。當擾動增長得較大、非線性效應不能忽略時，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之後，N體模擬、流體力學模擬等數值方法能夠處理更加真實的情況。
這些研究的結果表明，微小的原初擾動在引力作用下持續增長
其中密度很高的區域，其宇宙膨脹將在局部引力作用下逆轉為收縮。這些坍縮的物質最後形成由粒子速度彌散、氣體壓強或旋轉與引力平衡的穩定天體，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。星系內高密度的氣體再進一步收縮最終形成恆星。在這一過程中，相鄰的星系也有可能發生並和。人們基於原初擾動的功率譜和恆星形成、演化與反饋的經驗規律可以構建星系形成的模型。這些模型給出的預言可以與觀測數據進行定量化的比較。
自20世紀90年代以來，隨著觀測技術的快速進步，精確宇宙學的時代來臨了。在宇宙微波背景輻射方面，COBE，WMAP和普朗克(Planck)三代衛星實驗給出了非常精密的各向異性測量結果，在此之間還有一系列地面和氣球實驗。除了宇宙微波背景輻射實驗外，多光纖光譜測量技術大大提升了紅移巡天的效率。自2000年開始、並經過多次升級的斯隆數字巡天(SDSS)給出了對視亮度極限星系、亮紅星系、發射線星系和類星體等樣本的相當精確的測量結果。宇宙微波背景輻射及大尺度結構的數據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理論提供了堅實的證據，而且也對宇宙學參數給出了很精確的測量結果。例如，根據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）
絕大部分現有的觀測都能被宇宙學常數冷暗物質模型LCDM很好地容納。當然，在宇宙學研究中一直總是存在某些不同觀測之間的衝突。例如，在很多年裡人們使用不同方法得到的哈勃參數有顯著的不同，其差異程度超過了這些測量名義上的統計誤差。這些衝突有時是由於觀測的系統誤差，隨著觀測的改進，這些差異會減小或消失。在過去幾年裡，哈勃常數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存在，這仍是有待解決的問題。
宇宙的起源和演化
宇宙學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，其狀態可以用現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，但仍處於電離狀態。在經過大約38萬年的演化後宇宙中的等離子體複合，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構。經過大約一億年演化後，第一代恆星開始形成，宇宙進入黎明時期。隨著越來越多的恆星和星系形成，它們發射的光子將宇宙中的氣體電離了。此後，更多的星系逐漸形成，同時一些星系也相互並和，直至演化為今日的宇宙。目前，人們已經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生的21cm信號。
儘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，但是由於光速的限制，這種趨同的區域在宇宙早期應該很小，而觀測卻表明全天都具有相同的CMB溫度。此外，在弱電相互作用統一理論建立之後，很多粒子物理學家開始考慮大統一理論。這些理論中往往預言存在著質量很大的磁單極子，在熱大爆炸早期的高溫下很容易產生非常大量的磁單極子，但觀測中卻顯然並沒有這麼多。儘管這些問題並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）
在有標量場提供類似於形式類似宇宙學常數的真空能的情況下，宇宙可以加速膨脹。美國宇宙學家古思(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，然後再轉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處在光速傳播可以達到的範圍之內，因此可以達到相同的密度。此後在暴脹過程中，大片區域的膨脹速度超過光速，把這些區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。這一理論提出後很多宇宙學家迅速跟進，提出改進的理論。俄羅斯宇宙學家林德(Linde)認為，宇宙的暴脹可以在標量場的慢滾（slowroll)演化中實現，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。
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，認為宇宙起源於高維空間兩個「膜」的劇烈碰撞。或者，宇宙是循環的，多次發生膨脹、收縮，反彈等。由於觀測資料的限制，宇宙起源的研究仍有很大的難度。
20世紀30年代，在美國工作的瑞士天文學家茨維基（FritzZwicky）通過分析星系團觀測數據，發現星系團中存在著大量不發光的「暗物質」。到了70年代，茹賓（VeraRubin）等又發現，星系的恆星盤之外有由不發光暗物質組成的球形暈。人們很容易想到暗物質可能是某些不發光的天體，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組成的不發光天體作為暗物質主要成分的可能性。
現在，人們猜想暗物質可能是某些標準模型之外的未知粒子。不同的暗物質粒子對宇宙的結構形成有不同的影響。那些宇宙早期能夠以接近光速運動的暗物質粒子被稱為熱暗物質，它們將抹平星系尺度的原初擾動，從而導致星系形成滯後。只有隻有冷暗物質模型和溫暗物質模型還有可能（溫暗物質是指暗物質的運動速度遠小於光速，但比冷暗物質還是高一些，因此可以抹掉小於星系尺度的一些漲落）。一類質量大於幾個質子的質量、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，暗物質應該能夠輕鬆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實驗即是如此。這些實驗已經相當靈敏，可以排除很多模型，但迄今為止，還沒有發現暗物質。另一暗物質的熱門候選者是軸子（axion）。這也是一種假想粒子，並不在粒子「標準模型」之中。它於20世紀70年代被提出，軸子與普通物質的相互作用也非常弱，而其質量要遠低於WIMP。不過，軸子雖然很輕，但由於其產生時處於玻色-愛因斯坦凝聚狀態，因此其動量很小，仍然是一種冷暗物質。目前也有很多搜尋軸子的實驗。同時，人們也繼續進行精密的天文觀測，試圖根據暗物質的分布推斷其性質；或者探尋暗物質可能的湮滅或衰變信號（例如悟空暗物質衛星實驗）。
圖：宇宙組分（來源：福建數字科技館）
1998年，天文學家們發現宇宙的膨脹正在加速。一般我們所熟悉的物質，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非常特殊的物質，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構演化速度隨時間的變化來了解暗能量的性質。
一些可能的暗能量模型包括愛因斯坦引入的宇宙學常數，或者某些性質非常特殊的標量場等。但是，為什麼有這樣的暗能量、它在整個物理體系中的起源仍然是未知的。目前的觀測發現，普通的已知物質只佔宇宙總平均密度的4.7%左右，暗物質約佔25%，暗能量約佔70%。因此，可以說宇宙95%以上的物質組分仍然是未知的。目前，人們通過精密地進行宇宙微波背景輻射、大尺度結構、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的限制，並試圖檢驗暗物質和暗能量模型。
在過去的一百年中，宇宙學的研究取得了巨大的進步。在一百年之前，人們對於宇宙是什麼樣子還幾乎毫無了解，更不清楚其演化的歷史。一些基於看似合理的假設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和。
經過一百年的發展，我們已有充分的證據相信我們所處的可觀測宇宙起源於大約138億年前的大爆炸，並已建立了一個可以很好地描述其演化過程的理論模型，對於這一演化的大部分時段我們已有直接的觀測，並且正在發展研究其早期演化的觀測技術。我們仍然很難回答最早的時刻、甚至在大爆炸之前的宇宙是什麼樣子的，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，受限於可觀測的宇宙範圍，這一研究是相當困難的。另外，在觀測中我們發現，宇宙中絕大部分物質是我們仍不了解的暗物質和暗能量，宇宙的奧秘仍有待我們進一步的探索和發現。
本文選自《現代物理知識》2019年第6期
《現代物理知識》
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