1700906806
1700906807
与伪真空联系在一起的巨大能量具有强大的引力效应。这是因为能量具有质量，这一点爱因斯坦已经为我们指出了，所以它可以像正常物质一样受引力吸引。量子真空的巨大能量拥有巨大的吸引力：1 立方厘米伪真空的质量重达 1064 吨，这比今天整个可观测宇宙的质量（约 1048 ）还大！这种异常的引力对暴胀的产生毫无用处，后者要求某种反引力过程。但是，巨大的伪真空能量是和同等巨大的伪真空压力联系在一起的，而正是这种压力起着奇妙的作用。通常，我们并不把压力看作为引力源，但这种压力却是一种引力源。在一般物体中，物体压力的引力效应与物体质量的引力效应相比是微不足道的。例如，人体重量中只有不到十亿分之一是由地球内部压力产生的，不过，这种效应确实存在，而且在一个压力极其巨大的系统中，压力引力可以与质量引力相比拟。
1700906808
1700906809
在伪真空的情况下，既有巨大的能量，又有与之相仿的巨大压力，它的相互争夺对引力的支配权，但是，关键的性质在于压力是负的。伪真空起的作用不是排斥而是吸引。现在，负压力产生负引力效应，这就是所谓的反引力。因此，伪真空的引力作用归结为它的能量的巨大吸引效应和它的负压力的巨大排斥效应之间的竞争。最终压力获得了胜利，其净效应是产生一种非常大的排斥力，它可以在一刹那间把宇宙冲开。就是这种庞大的暴胀推力，使宇宙的尺度以极快的速度即每 10-34 秒增大一倍。
1700906810
1700906811
就内禀性质来说，伪真空是不稳定的。像所有的激发量子态一样，它要发生衰变以回到基态——真真空。在几十个滴答之后，它就可能衰变。作为一种量子过程，它必然表现出上面讨论过的无法避免的不可预测性和随机涨落，这些性质都与海森伯不确定原理有关。这意味着衰变的发生就整个空间而言不是均匀的，而是会有涨落。某些理论家认为，这些涨落可能就是宇宙背景辐射探测卫星观测到的强度起伏的缘由。
1700906812
1700906813
在伪真空衰变后，宇宙重新恢复它正常的减速膨胀，由暴胀进入爆炸。封闭在伪真空中的能量得以释放，并以热的形式出现。由暴胀产生的巨大膨胀使宇宙冷却，直到温度十分接近绝对零度，然后暴胀的突然结束再次把宇宙加热到 1028 度的极高温度。今天，这个巨大的热库已几乎完全消失，残留下来的就是宇宙背景热辐射。作为真空能量释放的副产品，量子真空中的许多虚粒子获得其中的一部分能量，并转变成实粒子。这些粒子的遗骸留存至今，成为组成你、我、银河系和整个可观测宇宙的 1048 吨物质。
1700906814
1700906815
许多一流宇宙学家相信，暴胀宇宙的演化图象是正确的。如果是这样，那就意味着仅经过 10-32 秒之后，决定宇宙基本结构和物理成分的过程，便已告完成了。字宙在暴胀后肯定经受过亚原子层次上的许多附加变化，使原初物质发展成粒子和原子，而正是这些粒子和原子组成了现代宇宙的原材料。这些进一步的附加变化一直是重点研究的课题。但是，大多数附加的物质过程仅在约最初三分钟后便告完成，这一点已经解释过了。
1700906816
1700906817
最初三分钟与最终结局有什么关联？正像射向靶子的子弹，其命运主要取决于枪瞄得是否准，宇宙的命运则完全取决于它的初始条件，两者完全一样。下面我们将会看到，宇宙从初始原点开始膨胀的方式，及大爆炸产物的性质，是怎样决定了宇宙的最终命运。宇宙的创生和终结是不可分割地相互交织在一起的。
1700906818
1700906819
1700906820
1700906821
1700906823
宇宙的最后三分钟 第四章 恒星的末日
1700906824
1700906825
1987 年 2 月 23 日的夜晚，加拿大天文学家伊恩·谢尔顿( Ian Shelton )正在智利安第斯山上的拉斯坎珀纳斯天文台工作。他的智利籍夜间助手在户外走了一会儿，漫不经心地望了望黑暗的夜空。由于熟悉星空，他很快注意到一件不寻常的事。在大麦哲伦云( LMC )的明亮云块边上有一颗星，它并不特别亮，大约和猎户腰带上其他星的亮度差不多。引起他注意的是以前那里并没有这颗星。
1700906826
1700906827
这位助手的发现引起了谢尔顿对这颗星的注意。在几小时内，谢尔顿和他的这位助手发现了一颗超新星的消息闪电似地传遍了整个世界。这是自 1604 年开普勒( Kepler )记录到超新星以来第一颗肉眼可见的这类天体。一些国家的天文学家马上把他们的望远镜对准了大麦哲伦云。随后几个月里，人们对超新星 1987A （译注：超新星以发现的年份加英文字母命名，英文字母A表示该年份发现的第一颗超新星）的变化作了最详尽的观测和记录。
1700906828
1700906829
在谢尔顿的轰动性发现前几小时，在完全不同的另一个地方——日本神冈地下深锌矿里记录到了又一件不寻常的事件。那个地方一些物理学家正在雄心勃勃地实施一项长期实验，他们的目的是要测试一切物质的基本成分——质子的极限稳定性。 70 年代发展起来的一些理论预言，质子也许并不绝对稳定，它们偶而会衰变成某种异乎寻常的放射性变种。如果预言正确，那么这种现象对宇宙的命运将具有深远的意义。我们在以后会看到这一点。
1700906830
1700906831
为测试质子衰变，日本实验学家在一个极大的容器中灌满了 2000 吨纯度极高的水，容器周围放置了一些高灵敏度的质子探测器。这些探测器的用途是要记录可能是由单个衰变事件的高速产物所引起的闪烁次数。为减少宇宙射线的影响，实验放在地下进行，不然的话探测器所记录到的就全是虚假事件了。
1700906832
1700906833
1987 年 2 月 22 日，神冈探测器突然在 11 秒内触发了不下 11 次。在地球的另一侧，美国俄亥俄州一座盐矿里安装的一个类似的探测器也记录到了 8 次事件。因为 19 个质子的质量同时自行消失是不可思议的，这些事件必有另外的起因。物理学家很快找到了这个原因。他们的仪器所记录下的质子毁灭必定是由另一种更为普遍的过程造成的，这就是质子与中微子的碰撞。
1700906834
1700906835
中微子是亚原子粒子，在我的故事中扮演着关键角色，所以值得先对它作一番较为详尽的了解。1931 年，沃尔夫冈·泡利( Wolfgan Pauli )在考察称为 β 衰变的放射性过程中首次推测有中微子存在。在一次典型的 β 衰变事件中，一个中子衰变成一个质子和一个电子。相对来说电子的质量很轻，却携带可观的能量。问题是，每次衰变事件产生的电子似乎有着不同的能量。因为在任何情况下可利用的总能量必然相同，于是看上去似乎末能量可以与初能量不同。这是不可能的，因为能量守恒是物理学的基本定律，所以泡利认为失去的能量被一种看不见的粒子带走了。所有企图捕获这种粒子的努力都告失败，于是人们开始清楚地认识到，如果存在这种粒子，那么它们必定具有惊人的穿透力。因为任何带电粒子很容易被物质所捕获，所以泡利粒子一定是电中性的，并由此取名为中微子。
1700906836
1700906837
虽然当时没有人真正找到过中微子，理论学家却能推算出它的许多性质， β 衰变事件常常会抛出一个带走近乎所有可用能量的电子，几乎什么能量也没留给中微子。这意味着中微子实际上能够以几乎为零能量的形式存在。按爱因斯坦的著名公式 E ＝mc2 ，能量 E 和质量 m 是等效的，所以零能量意味着零质量。这表明中微子可能是没有质量的，即一种以光速运动的无质量粒子。
1700906838
1700906839
还有一个基本性质涉及到亚原子粒子的自旋方式。人们发现，中子、质子和电子总有自旋。这种自旋的大小有固定的值，而且事实上它对所有这 3 种粒子来说都是相同的。自旋是角动量的一种形式。与能量守恒定律一样，角动量守恒也是一条基本定律。一旦中子发生衰变，它的自旋必定保留在衰变产物中。自旋与能量不同，能量始终是相加的，而自旋则可加可减：如果两个粒子自旋方向相同，它们的自旋就相加；如果转动方向相反，它们的自旋便相减。无论哪种方式，只有一个电子和一个质子时，有关自旋的帐就总不能平衡。如果把它们的自旋相加，得出两倍的中子自旋，而两者相减时结果为零。只要中微子带有与其他粒子相同的单位自旋，便能巧妙地克服这一困难。
1700906840
1700906841
因此，尽管物理学家以前一直没有检测到中微子，却已经推断它必定是一种零电荷、与电子有相同自旋、没有或几乎没有质量的粒子，它与普通物质的相互作用极其微弱，因而在穿过物质时几乎不留下任何痕迹。简而言之，这是一种会旋转的幽灵。所以，在泡利预言中微子存在之后，过了大约 20 年时间才在实验室里最终得以证实也就毫不奇怪了。核反应堆中所产生的中微子数量极多，因此尽管它们极其难以捉摸，还是能偶而地被检测到。
1700906842
1700906843
在神冈铅矿中中微子暴的到达与超新星 1987A 出现决不是某种巧合，于是被科学家用来作为超新星理论的最重要验证。事实上，中微子暴正是天文学家在超新星事件中所预期出现的现象。
1700906844
1700906845
虽然“nova”（译注：超新星 supernova 由前缀 super- 和词根 nova组成）这个词在拉丁文中是“新”的意思，但超新星 1987A 却不是新诞生的一颗星。事实上，它是一颗老年恒星走向死亡前的一次宏伟壮观的爆发。这颗超新星出现在大麦哲伦云中，那是一个 17 万光年远的小星系。它离银河系相当近，因而成为我们银河系的一个卫星系。在南半球肉眼可以见到这个星系，但只表现为一个模糊的光斑，要看清其中一颗颗恒星则需要用高倍望远镜。就在谢尔顿的发现之后几个小时，澳大利亚天文学家已经能在组成大麦哲云的几十亿颗恒星中，证认出哪一颗恒星发生了爆发。这项成就是他们在仔细检查了这个天区的早期底片后完成的。这颗恒星原来是颗典型的 B3 型蓝超巨星，直径约为太阳的 40 倍，它甚至还有个名字：桑杜里克( Sanduleak ) - 69202。
1700906846
1700906847
50 年代中期，弗莱德·霍伊尔( Fred Hoyle )，威廉·福勒( William Fowler )和伯比奇夫妇( Geoffreg and Magreet Burbidge )首先研究了恒星爆发理论。为了理解一颗恒星为何会遭受这样一场浩劫，必须知道它内部活动的情况。我们最熟悉的恒星是太阳。与大多数恒星一样，太阳看上去是不变化的。然而事实并非如此。实际上太阳一直在与毁灭它的力作不停的斗争。所有恒星都是些靠引力维持在一起的气体球。如果唯一起作用的力只有引力，那么恒星会因自身巨大的重量很快向内坍缩，要不了几小时便会消亡。没有发生这种情况的原因在于向内的引力被恒星内部压缩气体产生的向外的巨大压力所平衡了。
1700906848
1700906849
气体压力与温度之间存在着一个简单的关系；一定体积的气体在受热时，压力以正比关系随温度而上升，反之，温度下降时压力也下降。恒星内部压力极大的原因在于温度高，达几百万开。这种热量是由核反应产生的。在恒星的大半生中，氢聚变成氦是为恒星提供能源的主要核反应，这种反应要求很高的温度以克服作用于核之间的电斥力。聚变能可以使恒星维持几十亿年，不过核燃料迟早会越来越少，从而使恒星反应堆开始萎缩。发生这种情况时压力支撑已发发可危，垣星在这场与引力的长期搏斗中开始溃退。从本质上说恒星已是在苟延残喘，只是通过调整它的核燃料储备来推迟引力坍缩的发生。但是，从恒星表面流出并进入大空深处的能量都在加速恒星的死亡。
1700906850
1700906851
依靠氢的燃烧估计太阳可以生存 100 亿年左右。今天，太阳的年龄约为五十亿年，它已消耗了一半左有的核燃料储备。今天我们完全不必惊慌失措。恒星消耗核燃料的速度极大程度依赖于它的质量。大质量恒星核照料的消耗要比小质量恒星快得多，这是毫无疑问的，因为大质量星既大又亮，因而辐射掉的能量也就多。超额的重量把气体压得很密，温度又高，从而加快了核聚变的反应速度。例如，10 个太阳质量的恒星在 l 千万年这么短的时间内就会把它的大部分氢消耗殆尽。
1700906852
1700906853
让我们来观察一下这样一颗大质量恒星的命运。大多数恒星最初主要由氢组成。氢“燃烧”使氢核（质子）聚变成氦核，后者由两个质子相两个中子组成。详细过程是很复杂的，不过在这儿无关紧要。氢‘燃烧”是最为有效的核能源，但却不是唯一的核能源。如果核心温度足够高，氦核可以聚变成碳，并通过进一步的核聚变生成氧、氖以及其他一些元素。一颗大质量恒星可以产生必要的内部温度——可达 10 亿开以上，从而使上面的一系列核反应得以进行，但随着每一种新元素的慢慢出现产能率下降。核燃料消耗得越来越快，恒星的组成开始逐月变化，然后逐日变化，最后每小时都在变化。它的内部就像一个洋葱，越往里走，每一层的化学元素以越来越疯狂的速度依次合成。从外部看来，恒星像气球那样膨胀，体积变得十分巨大，甚至比整个太阳系还大。这时天文学家称之为红超巨星。
1700906854
1700906855
这条核燃烧链终止于元素铁，因为铁有特别稳定的核结构。合成比铁更重元素的核聚变实际上要消耗能量而不是释放能量。因此，当恒星合成了一个铁核，它的末日便来临了。恒星中心区一旦不能再产生热能，引力必然会占尽上风。恒星摇摇晃晃地行走在灾变不稳定性的边缘，最后终究跌进它自己的引力深渊之中。
[
上一页 ]
[ :1.700906806e+09 ]
[
下一页 ]