宇宙的稳恒态模型

宇宙的稳恒态模型

1948年，英国天文学家霍伊尔（FredHoyle）、戈尔德（ThomasGold）和邦迪（HermannBondi）三人提出了稳恒态宇宙模型，以作为对从一点膨胀的学说的另一可选择的模型。他们避开在过去某一时刻发生大爆炸的概念，因为这意味着宇宙中所有的物质和能量是瞬间从绝对空无中产生的。

他们建议的另一种宇宙是处于恒定状态的宇宙，这就是说，这个宇宙在所有时刻看上去基本上是一样的，不变的。当星系退行，产生可观察到的多普勒红移时，微量的、不易探测到的新的物质便产生出来去填补出现的空洞。这一原料，又作为产生新星系的种子。因此，宇宙中星系的分布情况本质上保持不变。

自从稳恒态模型提出以来，越来越多的观测资料表明宇宙曾经是一个高度致密的火球。因此，三位英国宇宙学家提出的观点今天只有少数人支持（虽然提出者仍在不时地一再修改其内容，希冀其仍然有效）。

当大多数科学家相信宇宙曾经是极小的，后来膨胀了的时候，他们便开始考虑支持这一观点的宇宙模型了。这样的一组宇宙学是在1922年由苏联数学家弗里德曼（AlexanderFriedmann）发展起来的。

弗里德曼的宇宙模型来自爱因斯坦的广义相对论方程，但没有宇宙常数项。因为剔除了这一稳定项，弗里德曼的解是动态的而不是静止的。这一伸缩性对于描述不断运动着的宇宙是重要的。

有三种不同类型的弗里德曼宇宙学，分别叫做开放的、闭合的和平直的宇宙模型。三者由它们的长期行为来区分，表现为随时间而变化的胀到多大（或缩到多小）。

开放式模型从一点开始，宇宙的体积开始时为零。当开放式宇宙发展时，它开始长大，一旦开始了膨胀，便不停顿地膨胀下去。就好像一群青春年华的少男少女，由于脑垂体生长激素的不停顿地分泌，任何因素都不能阻止他们身体的生长发育。

闭合式模型则正相反，其长大有个限度。其开始时与开放式宇宙完全一样，从一点向所有方向爆发式地扩张。但在其历史进程中的某一时刻，宇宙的膨胀足够慢时所有方向上的长大均停止下来。最终，使宇宙长大慢下来的力导致宇宙逆转其进程并缩小到一点。此情景常被称为大暴缩。平直式宇宙介于上述两种情形之间。即开始时和开放式、闭合式一样；此后，虽然也不停地膨胀，但总是在坍缩的边缘摇摆。

这三种模型中的哪一种代表我们宇宙的情形呢？为了回答这个问题，理论工作者引进了一个叫做Ω参数的物理变量。这个量来源于爱因斯坦方程的弗里德曼解：它是一个因子，表示宇宙中物质的总量——包括可见的物质和不可见的暗物质——与使宇宙坍缩所需要的临界质量之比。Ω之值决定着我们所考虑的宇宙是开放的、闭合的还是平直的。若Ω小于1，宇宙是开放的，它将一直膨胀下去；若Ω若大于1，则我们生活在一个闭合的宇宙内，以后总有一天要逆转其膨胀势头回缩到一个点；若Ω正好等于1，则空间是平直的。

在弗里德曼模型中，宇宙有三种可能的命运：开放的、平直的或闭合的。不论由Ω决定的宇宙的命运是什么样子的，宇宙的来源只有一个。天文学家们相信，现在宇宙中所有的物质——恒星、行星、星际气体等等——在从前的某一时刻曾经凝聚为一个尺度无限小但密度却无穷大的“球”。那时，在被叫做大爆炸的时刻，该球从空无（nothingness）向外爆发。

长期以来，早期宇宙内发生过那些事件被笼罩在迷雾中。现在，由于近代粒子物理学的发展，科学家们有了一个在宇宙创生最初一分钟里所发生事件的合理图像。下面就来叙述一下这一图像。

我们从宇宙创生大爆炸以后的1/100秒时期的历史叙述起。此时，宇宙非常之热，温度高达1000亿开以上，因此不存在普通物质。原子和分子在它们能够形成以前，便因高温而爆炸开了。整个空间充满着基本粒子组成的“汤”，“汤”内含有相同数量的电子、中微子（当中子衰变为质子和电子时产生的粒子）、正电子（带正电荷的电子的反物质）、反中微子（中微子的反物质）和光子；少量的重得多的粒子，包括质子和中子以及组成暗物质的一些奇异粒子。

要了解那时的宇宙致密到什么程度是困难的，不过可以想像所有的物质实体被压缩到一个比它们现在所占范围小数十亿倍的区域。这么小范围的空间维持不了多久，很快，宇宙的尺度便快速增大。在我们最初的“快拍”以后头几秒的时间内，宇宙差不多胀大了100倍。

宇宙胀大，其中的物质开始冷却。这是由下述物理原理所决定的：密闭系统在膨胀时温度势必要下降。这一快速冷却将导致许多重要的变化：第一，许多存在着的粒子，如电子和中微子将发现有利于它们与其反粒子的结合，结合的益处是在结合过程中获得能量。当物质与反物质融合时，它们彼此消灭了对方并产生出光子形式的辐射。因此，在这一时期，光子的数量遽然增加。与此同时，宇宙中的大多数中子转变为质子、电子和中微子。由此可见，在此时期终结时，剩下的主要是光子的“海洋”，在此“海洋”中点缀着不同数量的质子、电子、中微子和中子，以及较少量的稀有粒子。

对于原初宇宙演化阶段的下一步观察，我们来看看大爆炸以后3分钟的景象。宇宙比我们上一次“快拍”时大大地冷却了。由于温度降低，粒子的运动也慢多了，这就使它们有可能合并成稳定的原子核。

大爆炸核合成，通过聚变反应最轻的元素，从氢到氦到锂。

此后宇宙温度下降了，这样的反应不能再继续下去了。

首先组成的原子核（不算氢核，因为它不过是质子罢了）是氘，也叫做重氢，它是由一个质子和一个中子组成的。一段时间以后，宇宙中的大多数中子都被纳入氘内去了。

下一个元素是当氘与质子聚合时形成的氦的稀有形式氦—3。再下一步，当中子碰撞氦—3时，诞生出普通的氦，氦—4。一步一步地，从氢到锂，所有我们知道的轻原子核都是由质子、中子和氘等基本组分组成的。现在，宇宙中这些物质每一种的丰度（丰富程度），提供了宇宙创生大爆炸模型的过硬的证明。科学家们能设法估计空间内存在有多少氢，并将此数量与氦的数量比较。他们发现，此比值与理论所预见的每一个氦原子相应有12个氢原子符合得很好。迄今为止，用此比例检验大爆炸图像的效果一直非常之好。

1995年，在大爆炸瞬间产生的氦被首次检测到。约翰·霍普金斯大学的天体物理学家戴维森（ArthurDavidsen）、克里斯（GerardKriss）和郑炜，用在“奋进号”航天飞机上的紫外望远镜对来自类星体的光线做详细的搜索。他们观察此辐射的目的，在于寻找该光线被星系际氦吸收的证据。探索的结果，确实找到了表明整个宇宙中存在着大量氦的特征吸收谱线（波长的图式表示被氦捕获的辐射）。他们发现，在所探寻的空间区域中的氦的含量，正好与标准宇宙模型所预见的12∶1的氢与氦之比一致。

比锂核重的原子核不能在大爆炸中被制造出来，这是因为当锂在形成时，宇宙冷却得过多，更重元素的聚合是不可能的。所有较重元素要在晚得多的时候，在恒星的核心中激烈的高温熔炉里煅造生成。

下一个宇宙演化的重要阶段是复合时期。在此时期内，宇宙中大多数带正电的离子（原子核）收集足够的带负电的电子，而形成不带电的中性原子。在这一过程中，大量的辐射被释放出来。这种情况的发生是由于光子倾向于粘牢带电离子和自由电子，围绕着它们之间跳跃。一旦离子成为中性原子，电子被锁定在紧紧的轨道上绕原子核运动，光子便能在空间自由地传播了。

从此时开始，宇宙沉浸在背景辐射的海洋中。起先，此辐射是热的，但随着宇宙的膨胀，其温度下降得很快。今天，此原初能量，已冷却到了绝对零度以上2．735开，继续充斥在宇宙中作为大爆炸时期的一个最后保留下来的残迹。

科学家们有正当理由自信上文所描述的这些事件是发生过的。但所不清楚的是，这些原初现象是多长时间以前发生的。宇宙年龄问题是现代宇宙学中的一个最有争议的问题。