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巴塞罗那和韦斯卡:皮布爾斯解讀:宇宙的起源與歸宿

2019-10-09 09:52:32  來源:環球科學

韦斯卡距离马德里 www.mdkice.com.cn 詹姆斯·皮布爾斯(圖片來源:wikipedia)

詹姆斯·皮布爾斯(圖片來源:wikipedia)

翻譯:趙東海

剛剛,普林斯頓大學的宇宙學家詹姆斯·皮布爾斯(James Peebles)因為在物理宇宙學中的貢獻,與另外兩位天文學家米歇爾·梅厄和迪迪埃·奎洛茲分享了今年的諾貝爾物理學獎。

在這篇文章中,皮布爾斯與另外3位作者向我們講述了宇宙波瀾壯闊的演化史。經過數百億年的演化后,今天存在于宇宙中的恒星與星系會變成怎樣,宇宙的歸宿又是什么?

撰文:詹姆斯·皮布爾斯(James Peebles)、戴維·施拉姆(David Schramm)、埃德溫·特納(Edwin Turner)、理查德·克朗(Richard Kron)

在大約一百多億年前的某個時刻,我們現在能觀測到的所有物質和能量都聚集在一個比硬幣還小的區域里,隨后,它開始以一種不可思議的速度膨脹并冷卻。當溫度下降到1億倍太陽核心溫度時,自然界的那些基本作用力開始出現,基本粒子夸克則自由地徜徉在能量海洋里。接著,宇宙又膨脹了1 000倍,我們眼下能觀測到的所有物質占據的空間膨脹到了太陽系那么大。

那時,自由夸克開始被束縛在中子和質子里。當宇宙又膨脹1 000倍后,質子與中子開始聚在一起組成原子核,今天的氦原子和氘原子大部分就是那時形成的。以上所有過程都發生在大爆炸后的一分鐘內,此時溫度仍然太高,原子核還不能捕獲電子。直到宇宙持續膨脹了30萬年后,中性的原子才開始大量出現,這時宇宙尺寸達到了現在的千分之一。此后,中性原子開始凝結成氣體云,這些云團隨后演化成恒星。在宇宙膨脹到現在尺寸的五分之一時,恒星聚在一起,形成了年輕的星系。

當宇宙尺度達到現在的一半時,恒星里的核反應產生了大多數重元素,類似地球的行星就是由這些元素構成的。我們的太陽系相對比較年輕:形成于50億年前,那時宇宙尺度是現在的三分之二。隨著時間流逝,恒星的形成過程會耗盡星系中的氣體,因此恒星數目正逐漸減少。再過150億年,像太陽這樣的恒星會更稀少,對天空觀測者來說,那時的宇宙將遠不如現在這般熱鬧。

對宇宙起源與演化的認識,是20世紀最偉大的科學成就之一。這些知識來自于數十年不斷革新的實驗與理論。地面上和太空中的最新望遠鏡接收著數十億光年以外的星系發出的光線,向我們展示宇宙年輕時的模樣。粒子加速器探索著早期宇宙高能環境下的基本物理現象。衛星探測著宇宙膨脹早期遺留下來的背景輻射,展現出我們所能觀測到的最大尺度上的宇宙圖景。

標準宇宙模型(也稱大爆炸理論)對這些海量數據的解釋最為成功。這個理論主張說,宇宙從初期的致密態開始膨脹,膨脹在大尺度上近乎均勻。目前該理論沒有遇到根本性的挑戰,當然,它也存在一些有待解決的問題。比如,天文學家還不能肯定星系是如何形成的,但是也沒有證據能否認該過程是在大爆炸框架內發生的。實際上到目前為止,從這個理論引申出的各種預言通過了所有的測試。

但是,大爆炸理論目前也只做到這種程度,還有許多重要的謎題有待揭開。宇宙在膨脹之前是什么樣子的?(我們不能通過天文觀測,回溯到大爆炸之前的時刻。)在遙遠的未來,當最后一顆恒星耗盡了核燃料后會發生什么?沒有人知道答案。

我們可以從不同的視角——神秘主義、神學、哲學或科學——來認識宇宙。在科學上,我們只相信那些經過實驗或觀測證實的東西,因此我們選擇的是一條沉重乏味的道路。愛因斯坦創立的廣義相對論確立了質量、能量、空間和時間的關系,現已被很好地驗證并接受。愛因斯坦指出,物質在空間均勻分布與他的理論非常吻合。他未經討論便假定,在大尺度上平均來說宇宙是靜態不變的。

在1922年,俄國理論家亞歷山大·A·弗里德曼(Alexander A。 Friedmann)意識到愛因斯坦的宇宙是不穩定的,最輕微的擾動也會引起宇宙膨脹或收縮。同時洛厄爾天文臺(Lowell Observatory)的維斯托·M·斯萊弗(Vesto M。 Slipher)發現了星系正在相互遠離的首個證據。隨后,杰出的天文學家埃德溫·哈勃在1929年又證明了星系遠離我們的速度與它離我們的距離大致成正比。

宇宙膨脹意味著,宇宙從一團高度致密的物質演化為今天彼此相距遙遠的星系。英國宇宙學家弗雷德·霍伊爾(Fred Hoyle)是第一個給上述過程取名“大爆炸”(the big bang)的人,他的本意是想諷刺這個理論,但這個名字實在太生動了,便就此流傳開來。不過這個名字將宇宙膨脹描繪得好像是空間中一點上的某個物質發生了某種爆炸,多少有些誤導人。

其實完全不是那么回事:在愛因斯坦的宇宙中,空間與物質的分布是緊密聯系的,觀測到的星系系統的膨脹反映的是空間本身的展開。大爆炸理論的要點在于空間的平均密度隨宇宙膨脹下降,而物質分布并沒有可見的邊緣。對普通爆炸來說,運動得最快的粒子飛向空的空間;而對大爆炸理論來說,粒子則是均勻地充滿空間。宇宙膨脹對被引力束縛的星系或星系團的大小沒什么影響,只是使它們之間的空間伸展了而已。在這種意義上,宇宙膨脹很像是葡萄干面包發酵。生面團類似空間,而葡萄干就像星系團。當面團膨脹時,葡萄干彼此遠離,任意兩顆葡萄干相互分離的速度完全取決于它們之間的面團有多少。

60年來,我們已經積累了許多支持宇宙膨脹的證據。第一個重要證據是紅移——星系會發射或吸收某些特定波長的光,如果星系在遠離我們,這些發射或吸收特征線將被拉長,也就是說退行速度越大,特征線就會變得越紅。

在宇宙的年齡只有現在的五分之三時,星系團是宇宙代表性的景觀。哈勃望遠鏡已經在軌道上運行了22年,通過它的持續觀測,我們得到了星系團的影像。有些星系看上去互相處在對方的引力場里。這樣的相互作用在離我們較近的星系團中相當少見,說明宇宙確實在演化。

哈勃定律

哈勃通過測量發現,遠處星系的紅移比近處星系的紅移要大。這就是現在熟知的哈勃定律,它正是均勻膨脹宇宙模型所預測的結果。哈勃定律表明,星系的退行速度等于它們間的距離乘上哈勃常數。近處星系的紅移效應十分微弱,要使用相當精良的測量儀器才能檢測到。而那些非常遙遠的星系——比如射電星系和類星體——的紅移就非常驚人了,其中一些星系的退行速度可達到光速的90%。

哈勃對宇宙圖景還有另一個關鍵貢獻。他對天空不同方向的星系計數,發現它們似乎分布得很均勻。哈勃常數在所有方向上好像都是相同的,這正是均勻宇宙膨脹的必然結果。現代巡天證實了這條基本原則:宇宙在大尺度上是均勻的。盡管近處的星系顯示出成團性,不過更深的巡天還是能反映出相當的均勻性。

以銀河系為例,目前銀河處在一個由20多個星系組成的集體中,而這又是本超星系團(local Supercluster)延伸出的星系聯合體的一部分。星系團的結構一級一級往上,一直上升到5億光年的尺度。隨著考察尺度的增加,其內平均物質密度的起伏不斷減小。在接近觀測極限的尺度上,平均物質密度起伏不到0.1%。

為了驗證哈勃定律,天文學家需要測量星系的距離,有一種方法是觀察星系的視亮度。如果某星系比另一個同類星系暗4倍,那么距離大約就是它的2倍。這一關系已在觀測可及的距離范圍內測驗過了。

有批評者指出,看上去更小更暗的星系不一定真的距離更遠。幸運的是,有明確跡象表明紅移越大的星系確實距離也越大。證據來自引力透鏡效應(參見左圖)。像星系這樣質量巨大且致密的天體可以形成天然透鏡,由于可見光和其他電磁輻射的軌跡被彎折,任何位于它后面的輻射源都將產生一個扭曲放大的像(甚至可能是多個像)。因此如果一個星系位于地球和某些遙遠天體的連線上,它將彎折這些天體發出的光線,使遙遠天體變得可見。在過去的10年里,天文學家已經發現了20多個引力透鏡。人們注意到,透鏡后方天體的紅移總是比透鏡本身的高,這也定性地證實了哈勃定律。

哈勃定律之所以具有重大意義,不僅因為它描述了宇宙的膨脹,還因為它能用來計算宇宙的年齡。具體來說,大爆炸距今的時間是哈勃常數當前值與其變化率的函數。天文學家已大致算出膨脹的速率,但還沒有人能精確測得其變化率。

不過人們還是可以從宇宙平均密度來估計這個量。由于引力抑制了宇宙膨脹,我們可以預期,星系相互遠離的速度將比以前更慢,因此膨脹速度的變化率與引力的拖拽效應有關。引力是由平均密度決定的,如果只考慮星系里面和附近的可見物質,并以此來計算密度,那宇宙的年齡可能在100億~150億年之間(這個范圍還考慮了宇宙膨脹率的不確定性)。

不過許多研究者認為宇宙密度要比上述計算結果的最小值大,因為所謂的暗物質的存在將產生影響,帶來差別。一種觀點認為,宇宙的密度足夠大,因此在遙遠的未來,膨脹速度將降到接近于0。在這種假設下,宇宙的年齡將降至70億~130億年。

為了讓這些估測更加準確,天文學家都在致力于研究如何更好地測量星系的距離和宇宙的密度。估測出的膨脹時間可作為檢驗大爆炸理論的重要指標。如果這個理論是正確的,可觀測宇宙中的所有東西都應該比從哈勃定律算出的宇宙年齡要年輕。

遙遠星系的多重成像看上去像暗弱的藍色橢圓,這是引力透鏡效應導致的。當遠處物體發出的光被干擾物體的引力場偏折時,這種效應就會出現。在這張圖里,紅色星系團聚集在中間,使位于它們后方更遠處的星系的像扭曲了。這張圖片由哈勃望遠鏡提供。

這兩個時間尺度其實看上去大致相容。比如,由白矮星冷卻速率估得銀河系中最古老的恒星大約已有90億歲。由計算恒星核反應燃料的消耗率推知,銀河系暈中的恒星年紀更大,大約為120億年。而根據放射性年代測定法測出的最古老化學元素的年齡也是約120億年。實驗室的工作人員是依據原子物理和核物理推算出這些數據的。值得注意的是,上述結果與由宇宙膨脹推算的宇宙年齡大體上是一致的。

另一個理論——穩恒態宇宙理論同樣成功地對宇宙的膨脹和均勻性做出了解釋。1946年,3個英格蘭物理學家——霍伊爾(Hoyle)、赫爾曼·邦迪(Hermann Bondi)和托馬斯·戈爾德(Thomas Gold)——提出了如下宇宙學理論:宇宙在永遠膨脹,而物質自發地產生出來填充真空。當新產生的物質積累到一定程度就會形成新的恒星接替老的。這個穩恒態假設預言,近處的星系團在統計意義上跟遠處的應該是相同的。而大爆炸理論做出的預言則跟穩恒態理論不同,它認為如果星系是很久以前形成的,那么遠處的星系應該看上去比近處的星系年輕,因為它們發出的光線需要更長的時間才能到達我們這里,這些星系應該包含更多年輕的恒星和更多還未形成恒星的氣體。

驗證穩恒態假設

從理論上說,這個檢驗很容易,但真正研發出足夠靈敏的探測器以研究遙遠的星系卻花了好幾代人的時間。當天文學家檢查近鄰射電星系時,他們在光學波段看到的是大致呈圓形的恒星系統;而遠處的射電星系看上去呈拉長甚至是不規則的結構。此外,與近處星系不同,在大部分遠距離星系中,可見光波段的圖像通常跟射電波段的相近。

天文學家研究大質量、密集的星系團時,同樣發現了近鄰星系與遠處星系有差別。遠距星系團包含正在形成恒星的偏藍星系;而近處類似的星系團卻包含偏紅星系,其中的恒星形成早就不活躍了。哈勃望遠鏡的觀測證實,至少有部分年輕星系團中的強烈恒星形成活動是由于成員星系的碰撞造成的,而這種過程在現在非常罕見。

如果所有星系都在相互遠離并且都是由早先的形態演化而來,那么符合邏輯的推論就是,它們曾經充塞在一片稠密的物質與能量之海中。事實上,在對遙遠星系所知不多的1927年,比利時神甫、宇宙學家喬治·勒梅特(Georges Lemaître)就已經提出,宇宙的膨脹可追溯到一個極其致密的狀態,他稱之為遠古的“超級原子”(super-atom)。他認為我們也許能夠探測到它的遺留輻射??墑?,這個輻射應該是什么樣子的呢?

在宇宙非常年輕和炙熱的時候,輻射很容易被各種粒子吸收或散射,因而不能沿直線傳播太遠。這樣不停的能量交換維持著熱平衡,任何特定區域都不太可能比平均水平要熱或冷太多。當物質和能量處在這種狀態時,就會產生所謂的熱輻射譜,其中各波長的輻射強度完全由溫度決定。因此,大爆炸產生的輻射可以由它的能譜辨認出來。

事實上,這個宇宙背景熱輻射已經被發現了。20世紀40年代,美國麻省理工學院的羅伯特·H·迪克(Robert H。 Dicke)一直致力于改進雷達,他發明了微波輻射計——一種檢測微弱輻射的設備。到了上世紀60年代,貝爾實驗室開始在望遠鏡上使用輻射計來追蹤早期通訊衛星Echo-1和Telstar。沒有想到,建造該設備的工程師探測到了額外的輻射信號,隨后,阿諾·A·彭齊亞斯(Arno A。 Penzias)和羅伯特·W·威爾遜(Robert W。 Wilson)鑒定出這個信號是宇宙背景輻射。有意思的是,彭齊亞斯和威爾遜的這個思路源于迪克的啟發,因為迪克曾建議人們用輻射計來搜尋宇宙背景輻射。

天文學家通過使用宇宙背景探測器(COBE)衛星和大量探空火箭、氣球、地面設備,對背景輻射作了深入研究。發現宇宙背景輻射有兩個特征。一是它各向同性。[1992年美國航空航天局戈達德太空飛行中心的約翰·馬瑟(John Mather)領導的COBE研究團隊證明了其漲落的幅度不超過十萬分之一。]這很好解釋,輻射均勻充滿在空間中就會產生這樣的結果,正如大爆炸理論預言的那樣。

二是背景輻射能譜非常接近2.726K的黑體譜。毫無疑問,宇宙背景輻射是在宇宙遠熱于2.726K時產生的,但科學家們早就預測到輻射看上去溫度會比較低,20世紀30年代美國加州理工學院的理查德·C·托爾曼(Richard C。 Tolman)指出,宇宙背景的溫度將因宇宙膨脹而下降。

宇宙背景輻射可以證明,宇宙是由致密高熱的狀態膨脹而來的,因為這是產生這種輻射所必需的條件。在那個致密高熱的宇宙里,熱核反應合成了比氫重的元素,包括氘、氦和鋰。值得注意的是,由此計算出來的輕元素比例與觀測到的豐度是一致的。也就是說,所有證據都表明,輕元素確實是在年輕炙熱的宇宙中生成的,而那些更重的元素,則要在將來作為恒星內部熱核反應的產物時才會出現。

輕元素合成理論是在第二次世界大戰之后的科研熱潮中出現的。喬治·伽莫夫(George Gamow)、喬治·華盛頓大學的研究生拉爾夫·A·阿爾法(Ralph A。 Alpher)和約翰·霍普金斯大學應用物理實驗室的羅伯特·赫爾曼(Robert Herman)等人通過戰爭時期得到的核物理數據,預測了早期宇宙中發生了哪些核過程,生成了哪些元素。阿爾法和赫爾曼還意識到,在現代宇宙中應該能找到大爆炸的殘留物。

盡管這項工作中的許多重要細節有誤,但它畢竟開創性地將核物理和宇宙學關聯起來了。正因為研究人員證明,早期宇宙可以看成是某種核反應堆,物理學家才能精確計算大爆炸中產生的輕元素的豐度,以及它們隨后是如何在星際介質和恒星內部變化的。

在這幅包含了從3億~10億光年遠的天體的圖中,可以明顯看出星系是均勻分布的。唯一不均勻的地方是靠近中線的間隙,那是因為天空的這個區域被銀河擋住了。這張圖片由普林斯頓大學的邁克爾·施特勞斯(Michael Strauss)依據紅外天文衛星的數據制作。

在這幅包含了從3億~10億光年遠的天體的圖中,可以明顯看出星系是均勻分布的。唯一不均勻的地方是靠近中線的間隙,那是因為天空的這個區域被銀河擋住了。這張圖片由普林斯頓大學的邁克爾·施特勞斯(Michael Strauss)依據紅外天文衛星的數據制作。

宇宙大拼圖

我們對早期宇宙的認識還不能直接得到星系形成的完整圖景。盡管如此,我們還是掌握了好幾塊拼圖。引力將導致物質密度增長,因為它會抑制高密度區域的膨脹,使那里變得越來越密集。我們已在近鄰星系團的成長中觀察到了這個過程,星系可能也是在同樣的過程中形成的,只是尺度要小些。

輻射的壓力會抑制早期宇宙結構的增長,不過當宇宙膨脹到現在尺寸的0.1%時就不一樣了。在那個時刻,宇宙溫度約為3 000K,低到足夠使離子和電子結合成中性的氫和氦原子。中性物質不怎么受輻射影響,可以聚集起來形成氣體云,然后再坍塌成星團。觀測表明,在宇宙達到現在五分之一大小時,物質已聚集成巨大的氣體云,形成星系的雛形了。

當務之急是解釋一個看似矛盾的問題——早期宇宙觀測到的均勻性和現在星系的團塊分布。天文學家認為早期宇宙密度起伏不大,因為在宇宙背景輻射中只觀測到非常微小的不規則成分。到目前為止,建立與現有測量數據相容的理論還算容易,但更關鍵的檢驗還在進行中。特別是只有在觀測分辨率小于1度時,不同星系形成理論所預言的背景輻射漲落才能看出顯著區別。目前還無法進行這么小尺度的測量,但研究人員已經在著手準備這方面的實驗了。將來就知道現在那些星系形成理論中有哪個能通過檢驗,想想就令人激動。

據我們所知,當前的宇宙是最適合生命發展的——在觀測可及的宇宙范圍內大約有1萬億億顆太陽這樣的恒星。大爆炸理論認為,生命只能存在于宇宙的某一階段——過去它太熱,未來它的資源又有限。雖然大部分星系還在產生新的恒星,但其他很多星系已經耗盡了它們的氣體儲備。300億年后,星系將變得黯淡,充滿了死亡或垂死的恒星,與現在相比,適合生命居住的行星將少得多。

宇宙也許會永遠膨脹下去,所有的星系和恒星最終將變得又暗又冷,這就是“大降溫”(big chill)。另一種可能是“大擠壓”(big crunch),如果宇宙的質量足夠大,萬有引力最終將逆轉膨脹,所有的物質和能量都會重新坍縮回到一點。下一個10年里,隨著研究人員測量宇宙質量方法的不斷改進,我們也許會知道現在的膨脹最終將演變為“大降溫”還是“大擠壓”。

在不久的將來,我們能對大爆炸有更深刻的理解。對宇宙膨脹率和恒星年齡的測量已經證實,恒星年齡確實比宇宙膨脹歷史要短。天文學家正在利用望遠鏡(比如設在夏威夷島上口徑10米的凱克望遠鏡、口徑2.5米的哈勃望遠鏡以及分布在南極和人造衛星上的其他新望遠鏡)觀測背景輻射,同時開展物理實驗尋找“暗物質”,這些努力也許最終能讓我們知道,宇宙內物質是如何影響時空曲率,而曲率又是如何反過來影響我們對遙遠星系的觀測的。

此外,我們還將繼續研究那些超出大爆炸理論范圍的問題。比如,為什么會發生大爆炸?在那之前有什么?宇宙是否有兄弟姊妹?(即在我們觀測所及的范圍之外是否還有其他膨脹區域。)自然基本常數為什么是現在這些值?粒子物理學的最新進展提供了一些有趣的解題思路,但問題在于如何用實驗進一步證明。

在我們討論這些宇宙學問題時,必須牢記一點:所有物理理論都只是真實的近似,各有其應用范圍。人們總是不斷將那些已被實驗證實的舊理論融入到新的更宏大的理論框架中去,物理學就是這樣前進的。

大爆炸理論已為大量事實所證明,它解釋了宇宙背景輻射、輕元素的豐度和宇宙的膨脹。因此,未來的宇宙學理論肯定得包含大爆炸理論。宇宙學已完成了從哲學到物理學的發展,今后它獲得的任何新進展,都要接受觀測和實驗的雙重驗證。

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