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1700902785 即使在宇宙的年龄为1秒钟后，涉及高于平均水平的能量的电子的偶然相互作用仍然能够使质子产生中子，不过这种相互作用的数量迅速下降。宇宙诞生后13.8秒，温度下降到了30亿度，17%的重子仍以中子的形式存在。这一时刻在宇宙的发展中非常重要，因为在30亿K的状态下，已不再有足够的能量产生电子和正电子对，此后剩下的那些则逐渐相互湮灭，留下了原子最终来自CP对称性破缺的电子的痕迹，与质子的数量正好取得平衡，宇宙中每一个电子都对应一个质子（从这个意义上讲，中子可以看作是一个质子和一个电子的组合，是由涉及中微子的相互作用产生的）。由于不再沐浴在高能电子和正电子的海洋中，余下的质子和中子基本上就各干各的了。

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1700902787 我们已经看到，留下的质子非常稳定而长寿。但是孤独的中子却是不稳定的，会衰变成一个质子，一个电子和一个反中微子，半衰期为10.3分钟。这意味着，虽然一开始有许多中子，但是经过10.3分钟，其中的一半将以这种方式衰变；每100秒，大约百分之十的自由中子会衰变。但宇宙的年龄在10.3分钟之前很久，剩余的中子已经安全地锁在了原子核中，它们在那里很稳定，不会衰变。

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1700902789 除了质子本身（它可被视为氢原子的核），最简单的原子核是氘，由一个质子和一个中子由强力结合在一起。此时，宇宙年龄不到半分钟，这种原子核开始短暂形成，但很快就因碰撞而撞击分离。氘核的约束能量只有2.2兆电子伏，这意味着与任何另一个携带同样能量的粒子（质子，中子，甚至是适当的高能光子）的碰撞都能打破它，将其拆开。到宇宙年龄为100秒的时候，中子的比例已下降到约14%——每7个质子才有1个中子留下来。但是，在这个时候宇宙的温度低于10亿度（略低于现在太阳核心温度的一百倍），对应的粒子能量为只有约0.1兆电子伏。此时粒子碰撞已不再有足够的能量打破氘核，任何与质子以这种方式结合在一起的中子都能免于衰变。

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1700902791 这个被称为核合成的这个过程，并不止于此。由于撞击的能量下降，氘核本身参与了与中子、质子和其他氘核的进一步相互作用，产生了稍重的原子核。增加一个额外的中子就变成了氚核（两个中子和一个质子），而更稳定的原子核是由两个质子加上一个中子构成（氦3）或是两个质子和两个中子构成（氦4）。其中最稳定的原子核是氦4，其原子核的约束力的能量是28兆电子伏，原子核中每个重子的力为7兆电子伏。由于它非常稳定，几乎所有可用的中子很快被锁定在氦4原子核中，当然也有微量的留下来形成了氘、氚、氦3以及略重的锂7等原子核。锂7包含三个质子和四个中子，从根本上说就是一个氦4核和一个氚核粘着一起形成的。但是，大爆炸没有制造重元素，因为宇宙的温度很快就降到了原子核可以以更复杂的方式结合在一起的点——因为原子核和质子都带有正电荷，而由于同性相斥，这就需要一定的能量才能将它们压缩得足够紧密，使更强大但作用距离更短的强力起作用，将它们凝聚着一起。宇宙的年龄到了几百秒的时候，已经没有足够的能量克服这一电荷的障碍。

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1700902793 当所有这一切发生的时候，宇宙中每1个中子对应7个质子，即每8个重子中有一个是中子。由于每个氦4核包括相同数量的质子和中子，这意味着每一个中子上锁定了一个质子，因此，整体上讲，8个重子中有两个，或重子总数四分之一的里面，都锁定在了氦4中，有四分之三的重子是作为自由质子，形成了氢原子核，除了我们已经提到的剩余很少部分，这些加起来只有百分之一的一小部分。由于质子和中子的质量大致相同，这意味着在大爆炸所产生的重子中，有四分之一是以氦的形式，四分之三的是以氢的形式存在。当这一活动的大部分完成的时候，宇宙的年龄是4分钟；当宇宙的年龄达到了成熟的13分钟时，核合成就完全结束了。只不过那个时候仍然还没有原子，只有自由的原子核和自由运动的电子，在仍具有高能量的辐射（以地面的标准而言）的辐射海洋中运动。接下来的数十万年中没有发生什么大事，只不过由辐射主导的宇宙继续膨胀和冷却。

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1700902795 在这个时候宇宙真的是被辐射主导。核合成开始的时候，即宇宙诞生0.1秒后，宇宙的密度为水的密度的500万到1000万倍之间。但是，由重子贡献的密度的那一小部分，只相当于水的密度的约1.5倍。几乎所有剩下的密度都是来自能量辐射——如果你喜欢，也可以说是光子的密度，即m=E/c2。现在，尽管物质已经摊得非常稀薄，宇宙的动能主要是受物质的影响，28辐射也已减弱到微波背景辐射，其温度仅有2.73K。核合成之后，从密度的方面讲，宇宙发展的下一个重要里程碑是辐射变得不如物质那么重要的时候。这发生在宇宙诞生几十万年后，这也有赖于当物质和辐射压缩或膨胀时，其行为方式的一个关键区别。

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1700902797 密度是衡量一定体积内物质的量的单位。在扁平的三维宇宙中，空间的体积与其直线长度的立方成正比。一个区域的半径如果是另一区域的两倍，则其体积是另一区域的8倍（23）。所以，当今天所观测的宇宙的半径只相当于目前线性大小的一半时，所有的星系彼此间只有目前一半的距离，宇宙的体积是目前的八分之一，物质密度是现在密度的8倍。但是，辐射密度所依据的规则略有不同。如果你想像一个充满辐射的盒子，将盒子每个边的边长加倍，体积增加8倍，辐射密度也下降8倍。但是，与此同时，辐射波长拉长了两倍——这就是著名的红移。这相当于削弱了辐射的能量，意味着对应物质的减少。因此，能量密度总体的变化不是与边长变化的立方成正比，而是与其四次方成正比。当今天的宇宙的线性尺寸是其目前的一半时，其辐射密度不是今天的8倍，而是16倍（24）。当宇宙中的线性规模是现今的十分之一时，重子密度是现在的一千倍，但辐射密度却是现在的1万倍。我们很容易看到，这一过程会使我们回溯宇宙历史时，意识到辐射的重要性，直到宇宙诞生几十万年后，辐射对宇宙密度作出的贡献才开始与物质相当，而在更早的时候，辐射是最重要的因素。

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1700902799 当辐射密度低于重子密度时，宇宙年龄在几十万年，物质和辐射开始解耦爆炸，分道扬镳。在此之前，温度过高，使电中性的原子无法构成。但是光子——它是电磁相互作用的承载粒子——与带电粒子发生强大的相互作用。带正电的原子核和带负电荷的电子在光子的海洋里运动，形成等离子体，而光子与带电粒子相互作用（实际上，是从它们身上弹开），在空间沿之字形路径飞行，就像在疯狂的宇宙弹球机里高速飞行的弹球。鉴于宇宙的温度超过几千度，任何被原子核捕获的电子在受到高能量光子碰撞之后，都会立即飞出去变成自由电子。但是，随着温度降低到了这个阀值以下，光子的撞击变得太软弱，无法打破将原子绑定在一起的电磁力，所有的电子与原子核逐渐锁定在中性的原子中。由于周围不再有更多的自由带电粒子的阻挡，光子能够几乎不受阻碍地通过宇宙空间。

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1700902801 所有这一切发生的条件状况正如现在太阳表面的温度条件，这并非巧合，因为现在太阳表面正在进行完全相同的进程。太阳表面以下，那里的温度超过6000K，由于受到高能撞击，电子被从中性原子中剥离，物质以等离子的形式存在，就像宇宙诞生火球的最后阶段。大家要是想稍微了解一下光子被困在这样的等离子体中，其处境有多么困难，可以想象如下的情景：光子从太阳的中心出发旅行，平均仅前进一厘米就会与带电粒子碰撞，并反弹飞向一个随机的方向。因此，它需要沿着之字形道路前进，每经过约1厘米长的距离，就要拐弯。因此光子即使是以光速前进，一般也需要1000万年才能到达太阳的表面。如果它可以从太阳中心沿着一条直线前进，只需2.5秒就能到达太阳表面。不过实际上，光子却要走过总共10亿光年的路——不停地前进、倒退、转向，每一步只有1厘米——才能最终走出来。要是把一个光子所走过的之字形道路取值，它将是从这儿到银河系最近的毗邻星系仙女座星系距离的5倍。只有在太阳表面，电子能与原子核结合起来形成中性原子，光子流才可以自由地进入太空。

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1700902803 因为在我们生活的星球上，电中性原子是司空见惯的常物，要想获得等离子体，需要将原子打破，然后可以重组为原子，原子物理学家将在等离子体中这些原子核和电子合并到一起形成中性原子的过程称作“重组”。他们甚至还用这个术语来描述发生在宇宙年龄在几十万年的时候的事件。但严格说来，这不是“重新”的组合，而是“首次”的组合——是宇宙历史上电子与原子核第一次以这种方式走到一起。不论用什么样的名词——在重组阶段，整个宇宙的状态都像现在太阳的表面，我们现在探测到的宇宙微波背景辐射中的光子，是从那时以来就在太空中穿行，一直没有与任何物质发生相互作用，直到它们落入射电望远镜的天线。

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1700902805 有一个巧妙的比方可以让大家感觉出这些射电望远镜所观察的情景距离宇宙大爆炸多么的近。这个比方是美国的物理学家约翰·惠勒（John Wheeler）提出的，阿兰·古斯（Alan Guth）在他的《暴涨宇宙》中进行了更新。如果把我们回望宇宙历史的活动比作从纽约帝国大厦的顶层向下面的街道看去，街道的平面代表宇宙的开始，即140亿年前，那么，现在所观测到的最远的星系相当于距离街道十层楼高的地方，所观测到的最遥远的类星体则相当于七层楼。但是，以背景辐射的形式所看到的重组，对应的则只是高出街面1厘米。这就是为什么观测宇宙背景辐射对于我们了解宇宙的早期发展如此重要。

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1700902807 即使是不谈大爆炸火球不同地点温度的微小波动的重要性，只是测量如今背景辐射的整体温度，以及知道宇宙中光子的“密度”，也对于我们了解宇宙性质提供了重要的线索。本章所讲述的故事，不停引述大爆炸不同发展时期的温度（即能量）。但是，我们是如何准确知道这些温度的呢？原因很简单，现在我们可以测量背景辐射的温度，然后使用描述辐射发生挤压时会发生什么的方程，加上说明宇宙膨胀的广义相对论方程，将时间向前推到任何我们想要了解的时代即可。这样我们就能知道如原始核合成时期的温度（或者，如果大家愿意，也可以了解在早期宇宙的那个时期，温度能够允许核合成发生）。

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1700902809 不过，这一原始的核合成发展的速率并不只是取决于温度。它还取决于那个时候重子的密度（具体地说，核粒子、质子和中子，这些统称为核子）。如果有更多的核子，则越有可能发生核相互作用；核子越少，越不太可能发生反应产生氘、氦和锂。因为我们对于宇宙中光子的密度了解得相当好，就很容易测量核子相对于光子的密度。不同的核反应以不同程度的敏感性依赖于这一比率。最敏感的反应是产生氘的反应。结果表明，在原始核合成时期，如果每1亿个光子有一个核子，那么现在每一百万份重子物质就只有0.00008份氘——每一亿个核子中，只有8个氘核。如果光子对核子的比例是1亿：1，那么每1百万个核子中将有16个氘核。如果比例是100亿：1，那么每1百万个核子中将有600个氘核。事实上，通过对最古老的恒星的光谱观测，显示氘丰度在每百万核子中有16到21之间，相对应的光子对重子的比例则仅仅是10亿：1。

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1700902811 光谱对于天文学来说是一个关键工具，因而值得简单介绍一下。由于每一种原子（每种元素）都会在光谱中产生一种具有特殊波长的线作为记号，这就像人的指纹或超市的条形码一样是独一无二的，因此天文学家只要看到物体所发出的光，就可以判断它是由什么东西构成的，哪怕它是远在宇宙的另一边。由于冷原子会吸收特定波长的光，这与其热的情况下辐射出的光的波长的模式完全相同，因此，通过分析发自遥远的星系穿越这些星云的光，我们也可以判断出太空中寒冷的气体和尘埃是由什么构成的。当物体穿越空间朝向我们运动时，其光谱的整体会向蓝色端偏移。当它们离开我们时，光谱会向红色端偏移。这种多普勒频移能够告诉我们恒星和星系在空间移动的速度有多快。不过著名的宇宙红移是由不同的过程产生的，它是由于宇宙膨胀星系之间的空间本身拉伸造成的。它告诉了我们宇宙膨胀的速度有多快，并暗示出宇宙是何时诞生的。没有光谱学，我们对所栖息的宇宙将知之甚少，而且这本书（以及其他许多书）可能永远都没法写出来。然而在光谱学的帮助下，我们可以测量在古老恒星中氦、锂，以及氘的比例，并利用这些测量结果来改进我们对原始核合成时期核子密度的计算。正是因为我们知道这些比率——例如，有百分之二十五的重子物质的质量是以氦的形式存在的——我们才知道原始核合成时期的情况如何。只要早期宇宙中核子的密度处于较小的范围内，则所有的数值都能相互吻合。以每立方厘米的克数计，实际的数字实在是太小，到了难以理解的程度——它们对应于现在宇宙中重子物质的密度为每立方厘米10-31克的几倍。如果从使宇宙保持完全扁平的临界密度的角度来考虑这个问题则更有意义。正如我们所讨论过的那样，有充分理由认为，从这个意义上讲，宇宙是平坦的，而且暴涨理论曾预言，它必须极其接近扁平。天文学家确定了扁平的临界密度为1。当我20世纪60年代末和20世纪70年代初初涉天文学领域的时候，对背景辐射的观测证据，以及最古老的恒星上最轻的元素的丰度告诉我们，现在宇宙中的重子密度在0.01和0.1之间。也就是说，重子——即构成我们人类以及所有明亮的恒星和星系的物质——只提供了使宇宙保持扁平所需的质量的百分之一到百分之十。当时，这一发现似乎是（也确实是）科学和人类思想的一个惊人的成就。但是，到了2005年，改进的观测表明，重子形式的物质占到了临界密度所需物质百分之四到百分之五，并可能更接近百分之四。测量手段的精度比30年前至少改进了10倍。29这一结果让我们面临一个无法否认的结论，即如果宇宙真的是扁平的，那么它必然含有某种不是由重子构成的物质（即非重子物质），它是看不见的，因为它不发出能量（换言之，暗物质，或者可能是暗能量）。宇宙中至少95%的物质必然是非重子物质。

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1700902813 这一点，现在看来却是一件好事。尽管此类暗物质的属性仍神秘未知（正如我们将在第六章所见），但是对于星系或者恒星却是不可或缺的。暗物质的引力作用引发了宇宙火球的细小扰动，并通过宇宙背景辐射呈现出来，它自己则产生于宇宙膨胀时代的量子扰动，对于最终产生了现在的宇宙中的可观测到的结构（包括我们自身）也起到了至关重要的作用。

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1700902818 宇宙传记 [:1700902363]

1700902819 宇宙传记 第五章　可观测宇宙的结构是如何发展演化的？

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1700902821 透过宇宙微波背景辐射的涟漪，我们发现在重组阶段，即宇宙诞生后仅仅几十万年，宇宙中重子物质分布存在的不规则性只相当于十万分之一。这相当于在1000米深的湖面上，出现了只有1厘米高的涟漪。如果宇宙仅仅有重子，只能提供扁平状所需的物质密度的百分之五或更低，那么宇宙的膨胀就会将原本存在的涟漪拉伸平整，此时引力还来不及产生作用，将重子聚拢起来产生像恒星和星系这样有趣的事物。一个涟漪的引力对于宇宙扩张的力量来说过于微弱了，根本就无力抵挡。但是有其他证据表明——这些证据也是从分析宇宙背景辐射获得的——在宇宙诞生后10亿年内，也许是在5亿年内，即从背景辐射开始发出时，一些像恒星或超级巨星的热物体已经形成，并对周围的环境施加影响。

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1700902823 有关的影响是，第一批此类超级巨星加热了它们附近的气体。这种热能将氢和氦原子中的电子剥离，使这些在重组时已合并成中性原子的材料重新发生电离，那时宇宙的年龄只是现在年龄的大约千分之一。这意味着，宇宙中再次出现了自由电子，可能与大爆炸火球遗留下来的电磁辐射发生反应。但是，由于这个时候宇宙的密度已急剧下降，背景辐射并没有被完全阻挡模糊。相反，电离材料在穿越背景辐射时留下了印记。事实上，我们看到的印记（这影响了辐射的偏振现象，与偏振光眼镜影响射入的光线的效应一样），是由于从发生重新电离的时间至今，辐射和自由电子穿越这段时空发生相互作用的结果。这是一段约为130亿光年长的低密度物质“柱”。这些观测结果能够让我们计算出，在天空的任何方向，这样的“柱”中有大约多少个这样的电子。把这些知识与我们所知的随着宇宙扩大宇宙中重子密度的变化结合起来，表明这些电子柱应该有多长，并因此得知其在再电离阶段的终点在何地（或说何时）。这一估计中有一些不确定性，部分是因为再电离可能是在一个十几万年的时期内发生的，而不是宇宙中所有的地方同时发生；另一部分原因是在宇宙微波背景基础上的研究观测所给出的估计，与对已知最遥远明亮的物体，即所谓的类星体的研究所给出的估计略有不同。但是，这些将是下一代探测器才能解决的细节问题。有一点是明白无误的，再电离过程发生在大爆炸10亿年后，其距离我们的地点相应的红移大于7。30

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1700902825 哈勃太空望远镜已经给出了证据，说明物质此时已经开始结团，形成了恒星和小星系（称为矮星系）。哈勃太空望远镜花了很长时间对一小片天空进行曝光拍照，记录下了视域中最暗、最遥远的物体的图像。这就是所谓的哈勃超深空外太空照片（Hubble UltraDeeP Field，缩写为HUDF）。2004年的HUDF分析显示，里面存在大约100个微弱的红色斑点，每一个对应一个矮星系，我们看到的是当宇宙刚刚超过10亿岁的时候离开这个星系的光。但是，即便它们也算不上是第一个炽热物体，因为那样的物体对应的红移约为15至20，相当于130亿至135亿年的回溯时间，距离宇宙大爆炸之后只有一两亿年。想象这些对象与现在的宇宙的关系，可以看作是一个70岁的人“回头看”他才11个月大的时候的婴儿照。31

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1700902827 对于第一个炽热物体如何形成，在计算机模拟的基础上，还有一丝猜测的因素，但我们认为我们知道发生了什么。以下情况可能至少大面上是正确的，而且将被下一代空间望远镜验证和改进。

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1700902829 第一项要求是要确定什么样的暗物质能使星系形成。虽然我们对于使整个宇宙保持为一个整体的暗物质还有许多话要说，但是有一个关键的特征需要在这里指出。当天文学家最初意识到需要暗物质的概念来解释宇宙动力学时，当时有两种候选理论，还有一个众所周知的竞争者。这个竞争者是中微子。人们一直假定中微子的质量为零，因此它能够以光速（像光子一样）旅行。但至少物理学家知道中微子是存在的，而且宇宙中有这么多的中微子（宇宙大爆炸所产生的中微子的数量，与背景辐射中光子的数量大约相同），因此，即使每个中微子只有极小的质量，其总和也将非常之大，足以达到宇宙扁平性所需的密度。直到20世纪90年代初，地球上所进行的实验，没有任何一个能够确定中微子是否确实拥有质量，但是对天文学和宇宙学的研究却得到了有关中微子令人惊讶的信息。

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1700902831 我们暂时撇开质量问题。实际上是宇宙学最先确定存在有3种（3种“味道”）的中微子，分别对应电子、τ子和μ子。中微子极其难以捉摸，要想证明其他种类的中微子并不存在是一项艰巨的任务，这依赖于间接的推论和大量的猜测。单从地面试验来说，在20世纪80年代初所有的物理学家都说，必然存在有不少于737种“味”的中微子，随后几年中，他们费尽心机将数量极限下调到了44种，然后是30种。到了20世纪80年代后半期，由于欧洲核子研究中心的一个重大实验终于使种类降到了6种。但是，他们所做的事情，只是确认了宇宙学家已经知道的事实。

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1700902833 其原因在于，中微子的种类到底有多少，影响到宇宙大爆炸时的原始核合成所产生的氦的量。所产生的氦的确切数额，取决于核合成阶段宇宙扩张的速度，速度越快，氦越多（因为这样自由中子就锁定在了氦原子核中，衰变的机会更少）。影响宇宙扩张速率的一个因素是现有的轻子的种类（也包括其反粒子，默认情况下粒子和反粒子都包括在内了）。大家可以将轻子看作是帮助宇宙膨胀的压力，轻子的种类越多，产生的压力越大，使宇宙膨胀的速度越快。宇宙学的计算告诉我们，在最古老的恒星中，观测到的氦含量大约不到25%，由此推算，在宇宙的原始核合成阶段，只能有5个类型的轻子。其中两个是光子和电子，那么剩下的就只能有3种中微子。每增加一种“味道”的中微子，氦的比例将上升1个百分点；中微子的类型有4种，就将氦的含量向上推了2.5%，这种可能已经被天文观测排除了。自20世纪80年代以来，地球上的加速器实验已经变得足够强大，可以通过这种实验来确定中微子的种类，其结果也和上面的推论相同。从这一角度看，在地球上测量到的中微子类型的数量，能够告诉我们宇宙大爆炸制造了多少氦——这一惊人的结果，证明粒子物理学和宇宙学所面对的都是宇宙本质的根本性的真理。

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