詹姆斯·皮布爾斯（圖片來(lái)源：wikipedia）

剛剛，普林斯頓大學(xué)的宇宙學(xué)家詹姆斯·皮布爾斯（James Peebles）因?yàn)樵谖锢碛钪鎸W(xué)中的貢獻(xiàn)，與另外兩位天文學(xué)家米歇爾·梅厄和迪迪?！た迤澐窒砹私衲甑闹Z貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)。

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(jīng)過數(shù)百億年的演化后，今天存在于宇宙中的恒星與星系會(huì)變成怎樣，宇宙的歸宿又是什么？

在大約一百多億年前的某個(gè)時(shí)刻，我們現(xiàn)在能觀測(cè)到的所有物質(zhì)和能量都聚集在一個(gè)比硬幣還小的區(qū)域里，隨后，它開始以一種不可思議的速度膨脹并冷卻。當(dāng)溫度下降到1億倍太陽(yáng)核心溫度時(shí)，自然界的那些基本作用力開始出現(xiàn)，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(cè)到的所有物質(zhì)占據(jù)的空間膨脹到了太陽(yáng)系那么大。

那時(shí)，自由夸克開始被束縛在中子和質(zhì)子里。當(dāng)宇宙又膨脹1 000倍后，質(zhì)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(shí)形成的。以上所有過程都發(fā)生在大爆炸后的一分鐘內(nèi)，此時(shí)溫度仍然太高，原子核還不能捕獲電子。直到宇宙持續(xù)膨脹了30萬(wàn)年后，中性的原子才開始大量出現(xiàn)，這時(shí)宇宙尺寸達(dá)到了現(xiàn)在的千分之一。此后，中性原子開始凝結(jié)成氣體云，這些云團(tuán)隨后演化成恒星。在宇宙膨脹到現(xiàn)在尺寸的五分之一時(shí)，恒星聚在一起，形成了年輕的星系。

當(dāng)宇宙尺度達(dá)到現(xiàn)在的一半時(shí)，恒星里的核反應(yīng)產(chǎn)生了大多數(shù)重元素，類似地球的行星就是由這些元素構(gòu)成的。我們的太陽(yáng)系相對(duì)比較年輕：形成于50億年前，那時(shí)宇宙尺度是現(xiàn)在的三分之二。隨著時(shí)間流逝，恒星的形成過程會(huì)耗盡星系中的氣體，因此恒星數(shù)目正逐漸減少。再過150億年，像太陽(yáng)這樣的恒星會(huì)更稀少，對(duì)天空觀測(cè)者來(lái)說(shuō)，那時(shí)的宇宙將遠(yuǎn)不如現(xiàn)在這般熱鬧。

對(duì)宇宙起源與演化的認(rèn)識(shí)，是20世紀(jì)最偉大的科學(xué)成就之一。這些知識(shí)來(lái)自于數(shù)十年不斷革新的實(shí)驗(yàn)與理論。地面上和太空中的最新望遠(yuǎn)鏡接收著數(shù)十億光年以外的星系發(fā)出的光線，向我們展示宇宙年輕時(shí)的模樣。粒子加速器探索著早期宇宙高能環(huán)境下的基本物理現(xiàn)象。衛(wèi)星探測(cè)著宇宙膨脹早期遺留下來(lái)的背景輻射，展現(xiàn)出我們所能觀測(cè)到的最大尺度上的宇宙圖景。

標(biāo)準(zhǔn)宇宙模型（也稱大爆炸理論）對(duì)這些海量數(shù)據(jù)的解釋最為成功。這個(gè)理論主張說(shuō)，宇宙從初期的致密態(tài)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(zhàn)，當(dāng)然，它也存在一些有待解決的問題。比如，天文學(xué)家還不能肯定星系是如何形成的，但是也沒有證據(jù)能否認(rèn)該過程是在大爆炸框架內(nèi)發(fā)生的。實(shí)際上到目前為止，從這個(gè)理論引申出的各種預(yù)言通過了所有的測(cè)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(cè)，回溯到大爆炸之前的時(shí)刻。）在遙遠(yuǎn)的未來(lái)，當(dāng)最后一顆恒星耗盡了核燃料后會(huì)發(fā)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(xué)、哲學(xué)或科學(xué)——來(lái)認(rèn)識(shí)宇宙。在科學(xué)上，我們只相信那些經(jīng)過實(shí)驗(yàn)或觀測(cè)證實(shí)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(chuàng)立的廣義相對(duì)論確立了質(zhì)量、能量、空間和時(shí)間的關(guān)系，現(xiàn)已被很好地驗(yàn)證并接受。愛因斯坦指出，物質(zhì)在空間均勻分布與他的理論非常吻合。他未經(jīng)討論便假定，在大尺度上平均來(lái)說(shuō)宇宙是靜態(tài)不變的。

在1922年，俄國(guó)理論家亞歷山大·A·弗里德曼（Alexander A. Friedmann）意識(shí)到愛因斯坦的宇宙是不穩(wěn)定的，最輕微的擾動(dòng)也會(huì)引起宇宙膨脹或收縮。同時(shí)洛厄爾天文臺(tái)（Lowell Observatory）的維斯托·M·斯萊弗（Vesto M. Slipher）發(fā)現(xiàn)了星系正在相互遠(yuǎn)離的首個(gè)證據(jù)。隨后，杰出的天文學(xué)家埃德溫·哈勃在1929年又證明了星系遠(yuǎn)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(tuán)高度致密的物質(zhì)演化為今天彼此相距遙遠(yuǎn)的星系。英國(guó)宇宙學(xué)家弗雷德·霍伊爾（Fred Hoyle）是第一個(gè)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(gè)理論，但這個(gè)名字實(shí)在太生動(dòng)了，便就此流傳開來(lái)。不過這個(gè)名字將宇宙膨脹描繪得好像是空間中一點(diǎn)上的某個(gè)物質(zhì)發(fā)生了某種爆炸，多少有些誤導(dǎo)人。

其實(shí)完全不是那么回事：在愛因斯坦的宇宙中，空間與物質(zhì)的分布是緊密聯(lián)系的，觀測(cè)到的星系系統(tǒng)的膨脹反映的是空間本身的展開。大爆炸理論的要點(diǎn)在于空間的平均密度隨宇宙膨脹下降，而物質(zhì)分布并沒有可見的邊緣。對(duì)普通爆炸來(lái)說(shuō)，運(yùn)動(dòng)得最快的粒子飛向空的空間；而對(duì)大爆炸理論來(lái)說(shuō)，粒子則是均勻地充滿空間。宇宙膨脹對(duì)被引力束縛的星系或星系團(tuán)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(fā)酵。生面團(tuán)類似空間，而葡萄干就像星系團(tuán)。當(dāng)面團(tuán)膨脹時(shí)，葡萄干彼此遠(yuǎn)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(tuán)有多少。

60年來(lái)，我們已經(jīng)積累了許多支持宇宙膨脹的證據(jù)。第一個(gè)重要證據(jù)是紅移——星系會(huì)發(fā)射或吸收某些特定波長(zhǎng)的光，如果星系在遠(yuǎn)離我們，這些發(fā)射或吸收特征線將被拉長(zhǎng)，也就是說(shuō)退行速度越大，特征線就會(huì)變得越紅。

在宇宙的年齡只有現(xiàn)在的五分之三時(shí)，星系團(tuán)是宇宙代表性的景觀。哈勃望遠(yuǎn)鏡已經(jīng)在軌道上運(yùn)行了22年，通過它的持續(xù)觀測(cè)，我們得到了星系團(tuán)的影像。有些星系看上去互相處在對(duì)方的引力場(chǎng)里。這樣的相互作用在離我們較近的星系團(tuán)中相當(dāng)少見，說(shuō)明宇宙確實(shí)在演化。

哈勃定律

哈勃通過測(cè)量發(fā)現(xiàn)，遠(yuǎn)處星系的紅移比近處星系的紅移要大。這就是現(xiàn)在熟知的哈勃定律，它正是均勻膨脹宇宙模型所預(yù)測(cè)的結(jié)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(shù)。近處星系的紅移效應(yīng)十分微弱，要使用相當(dāng)精良的測(cè)量?jī)x器才能檢測(cè)到。而那些非常遙遠(yuǎn)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(dá)到光速的90%。

哈勃對(duì)宇宙圖景還有另一個(gè)關(guān)鍵貢獻(xiàn)。他對(duì)天空不同方向的星系計(jì)數(shù)，發(fā)現(xiàn)它們似乎分布得很均勻。哈勃常數(shù)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(jié)果?，F(xiàn)代巡天證實(shí)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(tuán)性，不過更深的巡天還是能反映出相當(dāng)?shù)木鶆蛐浴?/p>

以銀河系為例，目前銀河處在一個(gè)由20多個(gè)星系組成的集體中，而這又是本超星系團(tuán)（local Supercluster）延伸出的星系聯(lián)合體的一部分。星系團(tuán)的結(jié)構(gòu)一級(jí)一級(jí)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(nèi)平均物質(zhì)密度的起伏不斷減小。在接近觀測(cè)極限的尺度上，平均物質(zhì)密度起伏不到0.1%。

為了驗(yàn)證哈勃定律，天文學(xué)家需要測(cè)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(gè)同類星系暗4倍，那么距離大約就是它的2倍。這一關(guān)系已在觀測(cè)可及的距離范圍內(nèi)測(cè)驗(yàn)過了。

有批評(píng)者指出，看上去更小更暗的星系不一定真的距離更遠(yuǎn)。幸運(yùn)的是，有明確跡象表明紅移越大的星系確實(shí)距離也越大。證據(jù)來(lái)自引力透鏡效應(yīng)（參見左圖）。像星系這樣質(zhì)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(chǎn)生一個(gè)扭曲放大的像（甚至可能是多個(gè)像）。因此如果一個(gè)星系位于地球和某些遙遠(yuǎn)天體的連線上，它將彎折這些天體發(fā)出的光線，使遙遠(yuǎn)天體變得可見。在過去的10年里，天文學(xué)家已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了20多個(gè)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(shí)了哈勃定律。

哈勃定律之所以具有重大意義，不僅因?yàn)樗枋隽擞钪娴呐蛎?，還因?yàn)樗苡脕?lái)計(jì)算宇宙的年齡。具體來(lái)說(shuō)，大爆炸距今的時(shí)間是哈勃常數(shù)當(dāng)前值與其變化率的函數(shù)。天文學(xué)家已大致算出膨脹的速率，但還沒有人能精確測(cè)得其變化率。

不過人們還是可以從宇宙平均密度來(lái)估計(jì)這個(gè)量。由于引力抑制了宇宙膨脹，我們可以預(yù)期，星系相互遠(yuǎn)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(yīng)有關(guān)。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(zhì),并以此來(lái)計(jì)算密度，那宇宙的年齡可能在100億～150億年之間（這個(gè)范圍還考慮了宇宙膨脹率的不確定性）。

不過許多研究者認(rèn)為宇宙密度要比上述計(jì)算結(jié)果的最小值大，因?yàn)樗^的暗物質(zhì)的存在將產(chǎn)生影響，帶來(lái)差別。一種觀點(diǎn)認(rèn)為，宇宙的密度足夠大，因此在遙遠(yuǎn)的未來(lái)，膨脹速度將降到接近于0。在這種假設(shè)下，宇宙的年齡將降至70億～130億年。

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

遙遠(yuǎn)星系的多重成像看上去像暗弱的藍(lán)色橢圓，這是引力透鏡效應(yīng)導(dǎo)致的。當(dāng)遠(yuǎn)處物體發(fā)出的光被干擾物體的引力場(chǎng)偏折時(shí)，這種效應(yīng)就會(huì)出現(xiàn)。在這張圖里，紅色星系團(tuán)聚集在中間，使位于它們后方更遠(yuǎn)處的星系的像扭曲了。這張圖片由哈勃望遠(yuǎn)鏡提供。

這兩個(gè)時(shí)間尺度其實(shí)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(jì)算恒星核反應(yīng)燃料的消耗率推知，銀河系暈中的恒星年紀(jì)更大，大約為120億年。而根據(jù)放射性年代測(cè)定法測(cè)出的最古老化學(xué)元素的年齡也是約120億年。實(shí)驗(yàn)室的工作人員是依據(jù)原子物理和核物理推算出這些數(shù)據(jù)的。值得注意的是，上述結(jié)果與由宇宙膨脹推算的宇宙年齡大體上是一致的。

另一個(gè)理論——穩(wěn)恒態(tài)宇宙理論同樣成功地對(duì)宇宙的膨脹和均勻性做出了解釋。1946年，3個(gè)英格蘭物理學(xué)家——霍伊爾（Hoyle）、赫爾曼·邦迪（Hermann Bondi）和托馬斯·戈?duì)柕拢═homas Gold）——提出了如下宇宙學(xué)理論：宇宙在永遠(yuǎn)膨脹，而物質(zhì)自發(fā)地產(chǎn)生出來(lái)填充真空。當(dāng)新產(chǎn)生的物質(zhì)積累到一定程度就會(huì)形成新的恒星接替老的。這個(gè)穩(wěn)恒態(tài)假設(shè)預(yù)言，近處的星系團(tuán)在統(tǒng)計(jì)意義上跟遠(yuǎn)處的應(yīng)該是相同的。而大爆炸理論做出的預(yù)言則跟穩(wěn)恒態(tài)理論不同，它認(rèn)為如果星系是很久以前形成的，那么遠(yuǎn)處的星系應(yīng)該看上去比近處的星系年輕，因?yàn)樗鼈儼l(fā)出的光線需要更長(zhǎng)的時(shí)間才能到達(dá)我們這里，這些星系應(yīng)該包含更多年輕的恒星和更多還未形成恒星的氣體。

驗(yàn)證穩(wěn)恒態(tài)假設(shè)

從理論上說(shuō)，這個(gè)檢驗(yàn)很容易，但真正研發(fā)出足夠靈敏的探測(cè)器以研究遙遠(yuǎn)的星系卻花了好幾代人的時(shí)間。當(dāng)天文學(xué)家檢查近鄰射電星系時(shí)，他們?cè)诠鈱W(xué)波段看到的是大致呈圓形的恒星系統(tǒng)；而遠(yuǎn)處的射電星系看上去呈拉長(zhǎng)甚至是不規(guī)則的結(jié)構(gòu)。此外，與近處星系不同，在大部分遠(yuǎn)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(xué)家研究大質(zhì)量、密集的星系團(tuán)時(shí)，同樣發(fā)現(xiàn)了近鄰星系與遠(yuǎn)處星系有差別。遠(yuǎn)距星系團(tuán)包含正在形成恒星的偏藍(lán)星系；而近處類似的星系團(tuán)卻包含偏紅星系，其中的恒星形成早就不活躍了。哈勃望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)證實(shí)，至少有部分年輕星系團(tuán)中的強(qiáng)烈恒星形成活動(dòng)是由于成員星系的碰撞造成的，而這種過程在現(xiàn)在非常罕見。

如果所有星系都在相互遠(yuǎn)離并且都是由早先的形態(tài)演化而來(lái)，那么符合邏輯的推論就是，它們?cè)?jīng)充塞在一片稠密的物質(zhì)與能量之海中。事實(shí)上，在對(duì)遙遠(yuǎn)星系所知不多的1927年，比利時(shí)神甫、宇宙學(xué)家喬治·勒梅特（Georges Lema?tre）就已經(jīng)提出，宇宙的膨脹可追溯到一個(gè)極其致密的狀態(tài)，他稱之為遠(yuǎn)古的“超級(jí)原子”（super-atom）。他認(rèn)為我們也許能夠探測(cè)到它的遺留輻射。可是，這個(gè)輻射應(yīng)該是什么樣子的呢？

在宇宙非常年輕和炙熱的時(shí)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(yuǎn)。這樣不停的能量交換維持著熱平衡，任何特定區(qū)域都不太可能比平均水平要熱或冷太多。當(dāng)物質(zhì)和能量處在這種狀態(tài)時(shí)，就會(huì)產(chǎn)生所謂的熱輻射譜，其中各波長(zhǎng)的輻射強(qiáng)度完全由溫度決定。因此，大爆炸產(chǎn)生的輻射可以由它的能譜辨認(rèn)出來(lái)。

事實(shí)上，這個(gè)宇宙背景熱輻射已經(jīng)被發(fā)現(xiàn)了。20世紀(jì)40年代，美國(guó)麻省理工學(xué)院的羅伯特·H·迪克（Robert H. Dicke）一直致力于改進(jìn)雷達(dá)，他發(fā)明了微波輻射計(jì)——一種檢測(cè)微弱輻射的設(shè)備。到了上世紀(jì)60年代，貝爾實(shí)驗(yàn)室開始在望遠(yuǎn)鏡上使用輻射計(jì)來(lái)追蹤早期通訊衛(wèi)星Echo-1和Telstar。沒有想到，建造該設(shè)備的工程師探測(cè)到了額外的輻射信號(hào)，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(gè)信號(hào)是宇宙背景輻射。有意思的是，彭齊亞斯和威爾遜的這個(gè)思路源于迪克的啟發(fā)，因?yàn)榈峡嗽ㄗh人們用輻射計(jì)來(lái)搜尋宇宙背景輻射。

天文學(xué)家通過使用宇宙背景探測(cè)器（COBE）衛(wèi)星和大量探空火箭、氣球、地面設(shè)備，對(duì)背景輻射作了深入研究。發(fā)現(xiàn)宇宙背景輻射有兩個(gè)特征。一是它各向同性。[1992年美國(guó)航空航天局戈達(dá)德太空飛行中心的約翰·馬瑟（John Mather）領(lǐng)導(dǎo)的COBE研究團(tuán)隊(duì)證明了其漲落的幅度不超過十萬(wàn)分之一。]這很好解釋，輻射均勻充滿在空間中就會(huì)產(chǎn)生這樣的結(jié)果，正如大爆炸理論預(yù)言的那樣。

二是背景輻射能譜非常接近2.726K的黑體譜。毫無(wú)疑問，宇宙背景輻射是在宇宙遠(yuǎn)熱于2.726K時(shí)產(chǎn)生的，但科學(xué)家們?cè)缇皖A(yù)測(cè)到輻射看上去溫度會(huì)比較低，20世紀(jì)30年代美國(guó)加州理工學(xué)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(tài)膨脹而來(lái)的，因?yàn)檫@是產(chǎn)生這種輻射所必需的條件。在那個(gè)致密高熱的宇宙里，熱核反應(yīng)合成了比氫重的元素，包括氘、氦和鋰。值得注意的是，由此計(jì)算出來(lái)的輕元素比例與觀測(cè)到的豐度是一致的。也就是說(shuō)，所有證據(jù)都表明，輕元素確實(shí)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(lái)作為恒星內(nèi)部熱核反應(yīng)的產(chǎn)物時(shí)才會(huì)出現(xiàn)。

輕元素合成理論是在第二次世界大戰(zhàn)之后的科研熱潮中出現(xiàn)的。喬治·伽莫夫（George Gamow）、喬治·華盛頓大學(xué)的研究生拉爾夫·A·阿爾法（Ralph A. Alpher）和約翰·霍普金斯大學(xué)應(yīng)用物理實(shí)驗(yàn)室的羅伯特·赫爾曼（Robert Herman）等人通過戰(zhàn)爭(zhēng)時(shí)期得到的核物理數(shù)據(jù)，預(yù)測(cè)了早期宇宙中發(fā)生了哪些核過程，生成了哪些元素。阿爾法和赫爾曼還意識(shí)到，在現(xiàn)代宇宙中應(yīng)該能找到大爆炸的殘留物。

盡管這項(xiàng)工作中的許多重要細(xì)節(jié)有誤，但它畢竟開創(chuàng)性地將核物理和宇宙學(xué)關(guān)聯(lián)起來(lái)了。正因?yàn)檠芯咳藛T證明，早期宇宙可以看成是某種核反應(yīng)堆，物理學(xué)家才能精確計(jì)算大爆炸中產(chǎn)生的輕元素的豐度，以及它們隨后是如何在星際介質(zhì)和恒星內(nèi)部變化的。

在這幅包含了從3億～10億光年遠(yuǎn)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?yàn)樘炜盏倪@個(gè)區(qū)域被銀河擋住了。這張圖片由普林斯頓大學(xué)的邁克爾·施特勞斯（Michael Strauss）依據(jù)紅外天文衛(wèi)星的數(shù)據(jù)制作。

宇宙大拼圖

我們對(duì)早期宇宙的認(rèn)識(shí)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(dǎo)致物質(zhì)密度增長(zhǎng)，因?yàn)樗鼤?huì)抑制高密度區(qū)域的膨脹，使那里變得越來(lái)越密集。我們已在近鄰星系團(tuán)的成長(zhǎng)中觀察到了這個(gè)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(huì)抑制早期宇宙結(jié)構(gòu)的增長(zhǎng)，不過當(dāng)宇宙膨脹到現(xiàn)在尺寸的0.1%時(shí)就不一樣了。在那個(gè)時(shí)刻，宇宙溫度約為3 000K，低到足夠使離子和電子結(jié)合成中性的氫和氦原子。中性物質(zhì)不怎么受輻射影響，可以聚集起來(lái)形成氣體云，然后再坍塌成星團(tuán)。觀測(cè)表明，在宇宙達(dá)到現(xiàn)在五分之一大小時(shí)，物質(zhì)已聚集成巨大的氣體云，形成星系的雛形了。

當(dāng)務(wù)之急是解釋一個(gè)看似矛盾的問題——早期宇宙觀測(cè)到的均勻性和現(xiàn)在星系的團(tuán)塊分布。天文學(xué)家認(rèn)為早期宇宙密度起伏不大，因?yàn)樵谟钪姹尘拜椛渲兄挥^測(cè)到非常微小的不規(guī)則成分。到目前為止，建立與現(xiàn)有測(cè)量數(shù)據(jù)相容的理論還算容易，但更關(guān)鍵的檢驗(yàn)還在進(jìn)行中。特別是只有在觀測(cè)分辨率小于1度時(shí)，不同星系形成理論所預(yù)言的背景輻射漲落才能看出顯著區(qū)別。目前還無(wú)法進(jìn)行這么小尺度的測(cè)量，但研究人員已經(jīng)在著手準(zhǔn)備這方面的實(shí)驗(yàn)了。將來(lái)就知道現(xiàn)在那些星系形成理論中有哪個(gè)能通過檢驗(yàn)，想想就令人激動(dòng)。

據(jù)我們所知，當(dāng)前的宇宙是最適合生命發(fā)展的——在觀測(cè)可及的宇宙范圍內(nèi)大約有1萬(wàn)億億顆太陽(yáng)這樣的恒星。大爆炸理論認(rèn)為，生命只能存在于宇宙的某一階段——過去它太熱，未來(lái)它的資源又有限。雖然大部分星系還在產(chǎn)生新的恒星，但其他很多星系已經(jīng)耗盡了它們的氣體儲(chǔ)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(xiàn)在相比，適合生命居住的行星將少得多。

宇宙也許會(huì)永遠(yuǎn)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(zhì)量足夠大，萬(wàn)有引力最終將逆轉(zhuǎn)膨脹，所有的物質(zhì)和能量都會(huì)重新坍縮回到一點(diǎn)。下一個(gè)10年里，隨著研究人員測(cè)量宇宙質(zhì)量方法的不斷改進(jìn)，我們也許會(huì)知道現(xiàn)在的膨脹最終將演變?yōu)椤按蠼禍亍边€是“大擠壓”。

在不久的將來(lái)，我們能對(duì)大爆炸有更深刻的理解。對(duì)宇宙膨脹率和恒星年齡的測(cè)量已經(jīng)證實(shí)，恒星年齡確實(shí)比宇宙膨脹歷史要短。天文學(xué)家正在利用望遠(yuǎn)鏡（比如設(shè)在夏威夷島上口徑10米的凱克望遠(yuǎn)鏡、口徑2.5米的哈勃望遠(yuǎn)鏡以及分布在南極和人造衛(wèi)星上的其他新望遠(yuǎn)鏡）觀測(cè)背景輻射，同時(shí)開展物理實(shí)驗(yàn)尋找“暗物質(zhì)”，這些努力也許最終能讓我們知道，宇宙內(nèi)物質(zhì)是如何影響時(shí)空曲率，而曲率又是如何反過來(lái)影響我們對(duì)遙遠(yuǎn)星系的觀測(cè)的。

此外，我們還將繼續(xù)研究那些超出大爆炸理論范圍的問題。比如，為什么會(huì)發(fā)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(cè)所及的范圍之外是否還有其他膨脹區(qū)域。）自然基本常數(shù)為什么是現(xiàn)在這些值？粒子物理學(xué)的最新進(jìn)展提供了一些有趣的解題思路，但問題在于如何用實(shí)驗(yàn)進(jìn)一步證明。

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

大爆炸理論已為大量事實(shí)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(lái)的宇宙學(xué)理論肯定得包含大爆炸理論。宇宙學(xué)已完成了從哲學(xué)到物理學(xué)的發(fā)展，今后它獲得的任何新進(jìn)展，都要接受觀測(cè)和實(shí)驗(yàn)的雙重驗(yàn)證。 

本文轉(zhuǎn)載自環(huán)球科學(xué)

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） ?

翻譯：趙東海