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与标准模型中早期宇宙的膨胀规律相比，这一阶段的指数式膨胀是极其快速的，常称为暴胀阶段。按照大统一理论，以估算出过冷对称相的真空能量密度，由此得知暴胀阶段约可持续10-32秒以上。因此，在这短短的时间内，宇宙尺度竟暴胀了1043倍以上！
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前面已经估计出，按标准模型来算，与今天所观测到的尺度相对应的大统一时代的尺度比视界大了26个量级。现在看来，那个尺度过高估计了43个量级。也就是说，考虑了暴胀以后，与今天所观测到的尺度相对应的大统一时代的尺度不过是视界中的极小部分而已，因而自然都在因果影响的范围之内，视界疑难就不复存在了。
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在暴胀宇宙学中，不仅在宇宙的早期无量纲密度非常接近于1，而且现在的值也非常接近于1。所以，暴胀宇宙学暗示宇宙应是严格平直的，或者说，应是爱因斯坦—德西特宇宙。这样就解决了准平坦性疑难。
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同样，在考虑到暴胀以后，今天所观测到的宇宙不过是来自暴胀前破缺产生的一个均匀真空小区域内的一小部分。作为不同真空区域交界点的磁单极自然就少到几乎不存在了。因此，磁单极疑难也不复存在。就是说，今天没有观测到磁单极，并不是磁单极不能存在，而是在今天所观测到的宇宙范围内一直没有提供生成磁单极的条件。
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暴胀宇宙学利用粒子物理中的真空相变概念，只对宇宙极早期（10-34～10-32秒）小范围内作出修改，自然地解决了标准宇宙学的几大困难，却又保全了标准宇宙学的原有成果。暴胀宇宙学还预言，宇宙中非重子物质非常多，宇宙暗物质中可能主要是非重子物质。
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第五章 微波背景辐射
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大爆炸宇宙论的预言
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1963年初，彭齐亚斯（Penzias）和威尔逊（Wilson）把一台卫星通信接收设备改造为射电望远镜，进行射电天文学研究。他们不断提高测量的精度和降低系统的噪声温度，使天线温度测量值的总误差小到0.3K，从而发现了3.5K的宇宙背景辐射。这种辐射被确认是宇宙大爆炸时的辐射残余，从而成为大爆炸理论的重要观测证据。它对现代宇宙学的贡献仅次于哈勃发现河外星系的红移，被公认为20世纪天文学的一项重大成就。由此，彭齐亚斯和威尔逊获得了1978年度的诺贝尔物理学奖。瑞典科学院在颁奖决定中指出，这是一项带有根本意义的发现，它使我们能获得宇宙创生时期所留下的信息。
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迪克错失发现良机
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伽莫夫、阿尔弗和赫尔曼的预言并没有受到学术界的重视，被搁置了10多年。他们本人也没有进一步完善自己的理论，而且也不关心天文学的观测。实际上，那时已有一些观测显示出存在宇宙微波背景辐射的迹象。既然宇宙在复合期留下的辐射到今天已处在射电的微波波段，发现这一辐射的观测手段当然只能是射电望远镜了。在20世纪40年代，射电望远镜所用的天线都比较小，接收机的噪声温度也比较高，因此灵敏度是不高的。1945年，美国麻省理工学院的迪克（Robert Henry Dicke）研制了一台波长为1.25厘米的射电望远镜，其抛物面天线的口径仅45厘米。他用这台射电望远镜观测太阳和月球的射电辐射。在这样的波段上，地球大气也有辐射，而且还比较强。为了扣除大气辐射的影响，迪克转而对1.25厘米波段上的大气辐射进行精确的测量，却意外地发现了温度为20K的“天空背景辐射”。他认为，这种辐射并非来自地球大气，而很可能是广泛分布在宇宙空间中的各种星系的射电辐射构成的背景，他把这种辐射称之为“宇宙物质辐射”。
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实际上，这种辐射就是后来发现的微波背景辐射，只是当时射电望远镜的测量精度不高，人们对大爆炸宇宙模型也不太熟悉，迪克未能把他的发现和微波背景辐射联系起来。很有意思的是，迪克关于“宇宙物质辐射”的观测结果和伽莫夫关于“核合成”的一篇论文，都发表在1946年的《物理学评论》第70卷上。但直到20年后，人们才发现这两篇论文之间的密切关系。如果那时伽莫夫拜读了迪克的论文，很可能会把迪克的观测发现和他们预言的“宇宙微波背景辐射”联系起来。如果迪克去读一下伽莫夫等的论文也可能有所启迪，那么发现3K宇宙微波背景辐射的机遇就不会留给彭齐亚斯和威尔逊了。迪克失去了一次发现宇宙微波背景辐射的绝好机会，伽莫夫等人也失去了一次验证其理论的机会。
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1946年，迪克回到他毕业的普林斯顿大学任教。到了20世纪60年代初，迪克转向研究宇宙学，但是他不相信伽莫夫提出的大爆炸宇宙学。他心目中的宇宙模型是永久振荡模型，即认为宇宙是反复地膨胀和收缩的，目前的宇宙正处在膨胀阶段。他猜想宇宙在“振荡”过程中会留下可观测的背景辐射。迪克让他的研究生皮布尔斯计算振荡模型里宇宙温度如何随演化而改变。很有意思的是，他们的结果也认为宇宙中充满着一种温度为10K的背景辐射。迪克终于想起了20年前他发现的温度为20K的“宇宙物质辐射”，认为这种辐射可能就是“振荡”过程中留下的微波背景辐射。1964年，迪克鼓励两位研究生去寻找这种辐射，他们为此研制了射电望远镜。可是还没有等正式观测，却有人捷足先登了，那就是后来获得诺贝尔物理学奖的彭齐亚斯和威尔逊。迪克再一次失去发现良机。
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还有一人也和这次发现宇宙微波背景辐射擦肩而过，他就是彭齐亚斯和威尔逊的同事、工程师奥姆（E.A.Ohm）。奥姆用贝尔实验室的喇叭状天线进行测量时，曾发现有3.3K的多余噪声温度，测量结果于1961年发表在《贝尔系统技术杂志》上。只是这个多余的噪声温度小于实验误差，而且对通信亦无妨碍，因此没有受到人们的注意。
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戏剧性的发现
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20世纪60年代，彭齐亚斯和威尔逊在贝尔实验室做射电天文研究。他们当时的任务与天文没有关系，只是调试一个为回声卫星计划而建造的6米角形反射天线。因为要确定背景噪音，需要测定当天线指向天顶时的天空亮度。天线测到的亮度通常用温度来表示，相当于该温度下同频率的黑体辐射的亮度。彭齐亚斯和威尔逊测到的温度是6.7K。他们知道其中2.3K来自大气层，0.9K来自天线内的欧姆损耗，于是还剩下3.5K不明来源。
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天线中的不明噪音在贝尔实验室是老问题，却一直被人们忽视。彭齐亚斯和威尔逊却执著地要弄清它，并花了很大的力气。他们为此把天线拆开，发现了一对在里面做窝的鸽子。他们清除了鸽粪，弄走了鸽子。如此种种努力都没有发现这不明噪音的来源，仅仅排除了它来自天线内部或附近环境的可能。他们从而肯定了这是一个来自远处的辐射信号，却完全没有意识到这一发现的意义。幸运的是贝尔实验室离普林斯顿大学很近，而那里的宇宙学家们太明白温度为3K的微波背景的意义了。于是两组人接触讨论之后，分头各写了一篇论文，发表在同一期的天体物理杂志上。
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微波背景辐射的发现无疑是宇宙学发展史上最重大的事件之一，它证实了大爆炸宇宙论的预言。从此，我们认识宇宙的图像开始渐渐明朗起来。
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普通物质是由地球上我们知道的同类原子组成的。原子核由质子和中子组成。绕原子核旋转的电子数目和质子数目相等，不过当原子被电离时会有一些电子被剥掉。原子可以结合在一起成为分子，而分子又可以结合成我们在地球上看到的所有物质。原子能够发光，通过观测星光我们知道恒星也是由原子组成的。但是当天文学家观测更大的天体例如星系外部或整个星系团时，他们发现在发光的气体和恒星中看见的物质量，不足以通过引力把这些天体束缚在一起。他们因而假定有一种物质形式，由于太暗而不能通过其辐射被人看到，这就是暗物质。
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新近的观测表明，物质和能量的总密度取平坦宇宙所需的临界值。这个总临界值中，大约2/3是暗能量，其本质未知，1/3是物质。普通物质约占总数的5%，明亮恒星仅占0.5%。不在明亮恒星中的普通物质在哪里呢？对于至少某些失踪的普通物质说来，热星系际气体是一种主要的候选者，Con-X将检验这一假设。那些不是由原子构成的物质（暗物质）的本性是一个更大的谜。某些暗物质由大爆炸后留下来的中微子构成。尽管由于其质量的不确定性，难以确定它们究竟占多大比例，不过天体物理观测却提示，中微子决不能说明暗物质的大部分。大家相信其余形式的暗物质是运动相对缓慢的粒子或天体，因而被称为“冷暗物质”。决定这种冷暗物质的本性，是现代天体物理未解决的重大问题之一。
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第六章 宇宙的组成
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我们宇宙的组成：宇宙中物质和能量的2/3是一种未知形式的暗能量，它使宇宙膨胀加速而不是变慢。另外1/3取物质形式，其主体为暗物质，我们认为它由宇宙诞生后的最早时刻遗留下来的缓慢运动基本粒子（冷暗物质）组成。所有形式的普通物质仅占总量的约5%，其中只有约1/10在恒星内，周期表中较重的元素（碳、氮、氧等）含量极微。粒子暗物质的概念得到增强，是由于近来有证据表明中微子有质量，因而在宇宙中占到了几乎和恒星一样的份额。
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暗物质的大尺度分布可以通过引力透镜的观测来研究。引力透镜给了天文学家观察星系团中和某些个别星系周围暗物质分布的最佳手段。在未来十年中，用LSST和其他望远镜进行的大天区星系普查，将提供能描绘超团尺度暗物质分布的透镜数据，这一信息对了解大尺度结构的增长是至关重要的。
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暗物质构成的两种主要可能性是：一是最早的创生时刻留下来的基本粒子；二是恒星质量的天体（大质量致密晕天体，即MACHOs）。这两种候选者质量相差57个量级以上，是该领域中不确定性的标志。
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理论家们预言，MACHOs尽管暗得不能通过它们自己的辐射探测，却可以用引力透镜探测到：背景恒星的光当MACHOs在它前面经过时会被增强。过去十多年，有几个小组独立地探测到这一现象，由于透镜的质量同星系相比太小，故被称为微透镜。MACHOs的本性是一个难解之谜：它们是普通物质构成的恒星呢，还是陌生物质构成的天体？准确测定它们的质量会有助于解决这一问题，但到目前为止，还不可能进行确切的测量。最佳的估计是，MACHOs的典型质量比太阳小一些。通过求解被MACHOs成像的恒星的视运动，SIM将测定MACHOs的质量。研究微透镜有几个重要的副产品，包括分辨被透镜恒星的表面，应当有可能通过微透镜观测探测到地球那么小的行星。
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