29.3: 宇宙的起源
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学习目标
在本节结束时，您将能够：
- 描述一下宇宙在开始膨胀后的最初几分钟里是什么样子
- 解释宇宙大爆炸后的最初几分钟内第一个新元素是如何形成的
- 描述随着宇宙温度的降低，宇宙的内容是如何变化的
我们今天掌握的最好证据表明，第一批星系直到宇宙大爆炸几亿年后才开始形成。 以前出现星系和太空还没有显著延伸的情况是什么样子？ 令人惊讶的是，科学家们能够比较详细地计算出宇宙大爆炸后的最初几分钟内宇宙中发生了什么。
这个想法的历史
说宇宙有一个起点（正如广义相对论方程所暗示的那样）是一回事，而描述这个起点则完全是另一回事。 比利时牧师兼宇宙学家乔治·勒迈特可能是第一个为宇宙大爆炸本身提出特定模型的人（图\(\PageIndex{1}\)）。 他设想宇宙中的所有物质都从他称之为原始原子的很大一部分开始，然后它会分解成大量的碎片。 这些碎片中的每一个都继续进一步碎裂，直到它们成为宇宙中现在的原子，是在巨大的核裂变中产生的。 勒迈特在一篇关于他的理论的流行叙述中写道：“世界的演变可以与刚刚结束的烟花汇演相提并论，大约有几根红精灵、灰烬和烟雾。 站在冷却良好的煤渣上，我们看到太阳的缓慢消失，我们试图回想起世界起源消失的光彩。”
今天的物理学家对核物理学的了解比20世纪20年代所知的要多得多，他们已经证明原始裂变模型是不正确的。 然而，勒迈特的愿景在某些方面相当具有预言性。 我们仍然相信一开始一切都融为一体；只是不是我们现在所知道的物质的形式。 基本的物理原理告诉我们，当宇宙密度更高时，它也会更热，它会随着膨胀而冷却，就像从气溶胶罐中喷射气体冷却一样。
到了20世纪40年代，科学家们知道氢气聚变为氦气是太阳能量的来源。 聚变需要高温，而早期的宇宙一定很热。 基于这些想法，美国物理学家乔治·加莫（George Gamow\(\PageIndex{2}\)）（图）提出了一个起点不同的宇宙，它涉及核聚变而不是裂变。 拉尔夫·阿尔弗为他的博士论文制定了细节，结果于1948年发表。 （具有古怪幽默感的加莫在最后一刻决定在论文中添加物理学家汉斯·贝特的名字，这样本文中关于事物开头的合著者就是 Alpher、Bethe 和 Gamow，这是希腊字母表前三个字母：alpha、beta 和 gamma 的双关语。） Gamow 的宇宙始于基本粒子，这些粒子通过宇宙大爆炸中的聚变积累了重元素。
Gamow 的想法与我们的现代观点接近，只是我们现在知道早期的宇宙在短时间内仍然足够热，足以进行聚变。 因此，一开始只有三种最轻的元素 —— 氢气、氦气和少量锂 —— 以可观的丰度形成。 较重的元素后来在恒星中形成。 自1940年代以来，许多天文学家和物理学家一直在研究宇宙早期阶段发生的事情的详细理论。
最初的几分钟
让我们从宇宙大爆炸之后的头几分钟开始。 三个基本思想是追踪宇宙刚开始之后发生的变化的关键。 正如我们已经提到的那样，第一个问题是宇宙在膨胀时会冷却。 该图\(\PageIndex{3}\)显示了温度如何随着时间的推移而变化。 请注意，此图总结了很长的一段时间，从几分之一秒到数十亿年不等。 在前几分之一秒内，宇宙变得异常炎热。 到 0.01 秒后，温度已降至 1000 亿 (\(10^{11}\)) K。大约 3 分钟后，温度降至大约 10 亿 (109) K，仍然比太阳内部高约 70 倍。 几十万年后，温度降至仅3000 K，从那时起，宇宙一直在降温。
除最后一个温度外，所有这些温度都来自理论计算，因为（显然）没有人直接测量它们。 但是，正如我们将在下一节中看到的那样，我们实际上已经探测到宇宙有几十万年历史时发出的微弱的辐射光芒。 我们可以测量这种辐射的特性，以了解很久以前的事物。 事实上，我们发现了这种古老的光芒这一事实是支持宇宙大爆炸模型的最有力的论据之一。
理解宇宙演化的第二步是认识到，在很早的时候，宇宙非常炎热，以至于它主要包含辐射（而不是我们今天看到的物质）。 填充宇宙的光子可能会碰撞并产生物质粒子；也就是说，在宇宙大爆炸之后的条件下，能量可以变成物质（物质可以转化为能量）。 我们可以使用爱因斯坦的公式计算给定能量产生了多少质量\(E = mc^2\)（参见《太阳：核强国》一章）。
对于许多学生来说，能量可以在整个宇宙中转化为物质的想法是一个新观念，因为它不是我们日常经历的一部分。 那是因为，当我们将今天的宇宙与宇宙大爆炸之后的宇宙进行比较时，我们生活在寒冷而艰难的时代。 当今宇宙中的光子的能量通常远低于制造新物质所需的能量。 在《太阳：核动力站》中关于太阳能量来源的讨论中，我们简要提到，当物质和反物质的亚原子粒子碰撞时，它们会变成纯能量。 但相反，能量转化为物质和反物质，同样有可能。 在世界各地的粒子加速器中都观察到了这个过程。 如果我们有足够的能量，在合适的环境下，确实会产生新的物质（和反物质）粒子，而且在宇宙扩张开始后的最初几分钟内，条件是正确的。
我们的第三个关键点是，宇宙越热，可用于制造物质和反物质的光子的能量就越大（图\(\PageIndex{3}\)）。 举个具体的例子，在60亿\(\left( 6 \times 10^9 \right)\) K的温度下，两个典型光子的碰撞可以产生电子及其反物质对应物正电子。 如果温度超过\(10^{14}\) K，则可以产生更多质量的质子和反质子。
早期宇宙的演变
牢记这三个概念，我们可以追溯宇宙从大约 0.01 秒开始、温度约为 1000 亿 K 时的演变过程。为什么不从一开始就开始呢？ 目前还没有理论可以让我们穿透到大约一\(10^{–43}\)秒之前的时间（这个数字是一个小数点，后跟42个零，然后是1）。 它是如此之小，以至于我们无法将其与日常经历中的任何事物联系起来。 当宇宙这么年轻的时候，它的密度如此之高，以至于广义相对论不足以描述它，甚至时间的概念也崩溃了。
顺便说一句，科学家们在描述宇宙时要\(10^{–43}\)成功一些，但还不到大约0.01秒。 我们将在本章后面介绍其中的一些想法，但现在，我们想从更熟悉的情况开始。
当宇宙成立0.01秒时，它由物质和辐射的汤组成；物质包括质子和中子，它们是来自更年轻、更炎热的宇宙的剩余物。 每个粒子都与其他粒子快速碰撞。 温度已不够高，不足以让碰撞光子产生中子或质子，但足以产生电子和正电子（图\(\PageIndex{4}\)）。 可能还有一片充满异国情调的亚原子粒子的海洋，这些粒子后来会起到暗物质的作用。 所有粒子都自行摇晃动；质子和中子结合起来形成原子核仍然太热了。
将此时的宇宙想象成一个沸腾的大锅，光子碰撞并交换能量，有时还会被摧毁以产生一对粒子。 粒子也相互碰撞。 通常，物质粒子和反物质粒子相遇并相互转化为伽玛射线辐射的爆发。
宇宙早期阶段产生的粒子中有幽灵般的中微子（见《太阳：核强国》），如今，它很少与普通物质相互作用。 然而，在早期宇宙的拥挤条件下，中微子遇到了如此多的电子和正电子，尽管它们具有 “反社会” 性质，但它们经常相互作用。
当宇宙还有 1 秒多一点的时候，密度已经下降到中微子不再与物质相互作用，而只是在太空中自由传播的地步。 事实上，这些中微子现在应该在我们身边。 自从宇宙成立1秒以来，它们一直畅通无阻（因此没有改变）穿越太空，因此对其特性的测量将是对宇宙大爆炸模型的最佳测试之一。 不幸的是，使它们如此有用的特征 —— 它们与物质的相互作用非常弱，以至于除了第一秒钟之外它们一直保持不变 —— 也使它们无法被测量，至少用目前的技术是如此。 也许总有一天有人会想出一种方法来捕捉过去这些难以捉摸的信使。
原子核形态
当宇宙大约 3 分钟，温度降至大约 9 亿 K 时，质子和中子可以结合起来。 在更高的温度下，这些原子核立即被与高能光子的相互作用炸开，因此无法存活。 但是在开始 3 到 4 分钟后达到的温度和密度时，氘气（质子和中子）的持续时间足够长，碰撞可以将其中一些转化为氦气（图\(\PageIndex{4}\)）。 从本质上讲，整个宇宙的作用与当今恒星的中心一样，融合了来自简单组件的新元素。 此外，还可能形成少量元素3，即锂。
然而，这次宇宙聚变的爆发只是一个短暂的插曲。 宇宙大爆炸发生4分钟后，更多的氦气难以形成。 宇宙仍在膨胀和降温。 在氦气和一些锂形成之后，温度下降得如此之低，以至于氦核无法聚变为更重的元素。 在最初的几分钟内，除了锂以外的任何元素都不会形成。 那4分钟的时间是整个宇宙成为聚变工厂的时代的终结。 在我们今天所知道的酷炫宇宙中，新元素的聚变仅限于恒星的中心和超新星的爆炸。
尽管如此，宇宙大爆炸模型允许产生大量氦气这一事实是天文学中一个长期存在的谜团的答案。 简而言之，宇宙中的氦气太多了，无法用恒星内部发生的事情来解释。 自宇宙大爆炸以来产生氦气的所有几代恒星都无法解释我们观察到的氦气量。 此外，即使是最古老的恒星和最遥远的星系也显示出大量的氦气。 这些观察结果在宇宙大爆炸本身在最初的几分钟内合成氦气中找到了自然的解释。 我们估计，在接下来的 100亿至150亿年中，宇宙最初4分钟内产生的氦气是所有世代恒星产生的氦气的10倍。
这些精美的动画解释了宇宙历史上不同元素的形成方式，来自芝加哥大学的 “元素起源” 网站。
向氘学习
我们可以从早期宇宙制造原子核的方式中学到很多东西。 事实证明，宇宙中的所有氘气（含有中子的氢核）都是在最初的4分钟内形成的。 在恒星中，任何热到足以融合两个质子形成氘核的区域也足够热，足以进一步改变它 —— 要么通过与高能光子的碰撞摧毁它，要么通过核反应将其转化为氦气。
在产生后的前 4 分钟内可以产生的氘量取决于氘形成时宇宙的密度。 如果密度相对较高，几乎所有的氘都会通过与质子的相互作用转化为氦气，就像在恒星中一样。 如果密度相对较低，那么宇宙膨胀和变薄的速度就会足够快，以至于一些氘可以存活下来。 因此，我们今天看到的氘含量为我们提供了大约 4 分钟前宇宙密度的线索。 理论模型可以将当时的密度与现在的密度联系起来；因此，对当今氘丰度的测量可以让我们估计宇宙的当前密度。
氘的测量结果表明，当今普通物质（质子和中子）的密度差不多\(5 \times 10^{–28} \text{ kg/m}^3\)。 氘只能估计普通物质的密度，因为氘的丰度是由相互作用形成它的粒子（即质子和中子）决定的。 从氘的丰度来看，我们知道没有足够的质子和中子（约为20倍）来产生临界密度的宇宙。
但是，我们确实知道，有些暗物质粒子会增加宇宙的总物质密度，从而高于仅为普通物质计算的密度。 由于暗物质粒子不会影响氘的产生，因此测量氘丰度无法告诉我们存在多少暗物质。 暗物质是由某种奇特的粒子组成的，尚未在任何地球实验室中发现过。 它绝对不是像本书的读者那样由质子和中子组成的。
摘要
Lematre、Alpher 和 Gamow 首先想出了今天被称为 “大爆炸理论” 的想法。 宇宙随着它的膨胀而降温。 光子的能量由其温度决定，计算表明，在炎热的早期宇宙中，光子具有如此多的能量，以至于当它们相互碰撞时，它们可以产生物质粒子。 随着宇宙的膨胀和冷却，质子和中子首先形成，然后是电子和正电子。 接下来，聚变反应产生了氘核、氦核和锂核。 对当今宇宙中氘丰度的测量表明，宇宙中普通物质的总量仅为临界密度的5％左右。
词汇表
- 氘
- 一种氢气形式，其中每个原子的原子核由一个质子和一个中子组成
- 融合
- 用较轻的原子核建造较重的原子核
- 锂
- 元素周期表中的第三个元素；具有三个质子和四个中子的锂核是在宇宙膨胀的最初几分钟内制造出来的