第一章：基本元素的形成
第二章：宇宙模型
第三章：神秘的磁单极子
第四章：暴涨理论
第一章
基本元素的形成
编辑：零度星系
时间：2011年9月4日
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宇宙是如何诞生的？它怎样成为现在这个样子的？为什么它是我们人类这种生命形态的合适栖息所？这些关系我们起源的历史激起了每个人的好奇心。“我们来自何方？”这个问题是人类可能提出来的最深奥的问题，而对此问题能够给予大致完整的回答，应该说是人类思维的最伟大成就。
我们所有关于宇宙万物的知识实际上来源于研究电磁辐射——光、射电波①、X射线和其他形态的辐射,所有这些辐射都以300000公里每秒的光速传播。虽然这个速率很高，但宇宙本身很大，致使光和其他形态的电磁辐射需要经历很长时间才能从其他恒星和星系到达我们这里。即使是一颗近邻恒星，它的光在到达地球之前也要旅行好几年，所以我们看到的这颗星是它几年前光线离开它时的样子。在宇宙的更远处，我们可以探测到星系和类星体的光，这些天体是如此遥远，它们的光在奔向我们的空间旅途上要度过几百万、几亿，有些甚至是几十亿年的时光，我们看到的是这些天体在如此久远以前、当宇宙相应的比较年轻时的样子。
天体发射的无线电波的天文学名称。通过射电波研究天体的学科叫做射电天文学。——译注
观测受到的限制是这些遥远天体的光到达我们这里时非常微弱，只有用威力强大的望远镜和高灵敏的电子探测器才能分析它。但观测使我们在空间上扩大视野的同时，确实在时间上让我们回溯到过去，从而能看到宇宙过去的样子，得出有关宇宙曾经如何演化的概念。这是观测的巨大优点，它在很大程度上弥补了上述限制。整个宇宙学最关键的发现是，我们看到的我们周围的宇宙确实是在演化着——现在的宇宙不同于它的过去，它必定是在某个确定的时刻起源的。但是。实际上，要得出这些结论，你既不需要大望远镜，也用不着高灵敏电子探测器——你需要的全部东西，是用你自己的一双眼睛看到的证据。
最基本的天文观察现象是日夜交替。虽然这一现象的重要性要到18世纪才被人们意识到，虽然到了19世纪才对它做出解释，而且这一解释直到20世纪80年代才被广泛理解，但单是这个观察现象就足以说明，宇宙是在过去某个确定时刻起源的，宇宙并不总是我们今天看到的这个样子。
根本问题起因于夜天空的昏暗——一个昏暗的宇宙怎么会充满了明亮的恒星呢？这个问题现在称为奥伯斯佯谬，是以德国天文学家海因里希·威廉·奥伯斯（Heinrich Wilhelm Olbers）命名的，尽管实际上奥伯斯并非第一个深刻思考这个困难问题的人。简单地说，这个问题令人困惑之处是，如果宇宙是无穷大的，即在所有方向都延伸无穷远，而且如果宇宙的每个区域平均说来与我们生活其中的区域相似，那么在我们观察的每个方向，我们的视线都应该与一颗恒星的表面相交。夜天空的每个点都应该是明亮的！
现在我们知道，恒星聚集成类似我们自己的银河系那样的星系——宇宙之岛。每个宇宙岛可以包含数千亿颗恒星；但上述“佯谬”可以很容易地重新加以表述来适应这种情形。我们也知道，即使宇宙并非无穷大，它也肯定足够大，使得这个难题同样令人困惑——如果我们今天看到的星系在宇宙中处处永久存在的话。
难题的解决是直截了当的，但却要求人们在对宇宙的看法上来一次革命。答案很简单:恒星和星系并非永远存在——愿意的话也可以说，从宇宙诞生以来，还没有足够的时间把光线洒满恒星和恒星之间的全部昏暗空间。单单是夜天空的昏暗就足以告诉我们，宇宙有其确定的开端。
对于在宇宙诞生于一次大爆炸的思想教导下的当代人来说，这个回答看来是显而易见的。但是，对奥伯斯佯谬的认真讨论要到宇宙膨胀发现几十年之后才发现。这个事实却标示这一思想具有何等的革命性。是宇宙膨胀的发现迫使天文学家放弃了宇宙永远不变的观念，并开始思考宇宙本身的演化问题。
宇宙膨胀是在1920年代末,当美国天文学家埃德温·哈勃（Edwin Hubble）及其同事确立了星系正在彼此分开的观测事实，而被发现的。现代宇宙学实际上是随着这一发现而发端的，而从发现宇宙膨胀到本文章发表，经历了几乎正好整整一代人的一生，就是俗话所称“古稀之年”的70岁。70年前，宇宙永恒不变的思想曾经是“显而易见”的科学真理，它是那样的无可怀疑，以致当阿尔伯特·爱因斯坦（Albert Einstein）开始发展其广义相对论并发现最简单形式的方程式要求宇宙膨胀时，他给方程式增加了一个附加项以维持宇宙静止。后来爱因斯坦把这说成是他科学生涯中“最大的失误”。
从所有这些得出的教训，并不是我们比70年前的天文学家远为聪明和深具洞察力；而是，如果连爱因斯坦都犯下那样的宇宙学失误，我们就更应该小心，不要根据表面现象认为我们对宇宙已经知道的很多了。我们看来显而易见和经验的东西，再过70来年就可能像宇宙永恒不变的观念那样成为过时的笑柄。但这并不是说，我们不应该认真看待当前有关宇宙及其起源的知识。恒星和星系以及宇宙的结构今天已经了解的很清楚了，问题是能将我们对宇宙的正确理解推广到宇宙的多大范围（以及在时间上能回溯多远），而推测将在何处（以及在何时）开始起主要作用。这个界线应该是在很久很久以前、在比我们能够猜想的远为极端的条件之下。
如果星系正在互相离开，那就必然意味着它们以前彼此靠得比较近。关于膨胀宇宙的很重要一点是，星系并不像炸弹爆炸后的碎片那样在空间穿行，而是空间本身在伸展而带动了星系（这就是广义相对论的预言，但一开始曾被爱因斯坦拒绝接受）。很久以前，在现在已经成为星系的东西之间是没有空间的，星系必定是彼此重叠的；在那之前，在现在已经成为恒星的东西之间是没有空间的，恒星必定彼此接触；而在那之前，一定出现过原子之间没有空间的时期，原子彼此融合在一起。
天文学家对恒星和星系了解很多，物理学家对原子也了解很多，天体物理学家能够毫不困难地描述物质和辐射浓汤的性状，它是如此浓密，以致其中个别原子彼此并合，原子的外层电子已被驱逐，暴露出了原子心脏部分的核。这样一种由核子和电子混合成的浓汤，加上辐射，称为等离子体。但这还不是我们对极端条件下的物质和辐射的全面理解的极限。确实，在粒子加速器实验室（如日内瓦欧洲核子研究中心或芝加哥费米实验室）进行的实验，提供了洞察原子核自身以及构成原子核的质子和中子的行为的线索。物理学家告诉我们——并以令人信服的证据支持他们的宣告——他们甚至懂得了物质致密核子本身都紧靠在一起并且分裂成它们的组成部分时的极端条件下，物质、空间、时间和能量的表现。
物理学家还做出了更加大胆的宣告，说他们懂得了比这还远为极端的条件下将会发生的事情，不过这些宣告并非总是得到可靠证据的支持。到这一步，推测开始在他们的宇宙学思想中起作用了，这种作用开始是适度的，随着他们考虑更加极端你的条件而变得重要起来。我们了解原子核、质子和中子，因为所有这些事物存在于今天的宇宙之中，并能在各种不同类型的实验中直接加以研究。所以，当物理学家宣称他们真的能告诉我们整个宇宙像今天的原子核那样致密时发生的事情，并且告诉我们宇宙怎样从这种热而致密的状态（大爆炸本身）演变成我们今天所见的星系、恒星、行星和人类的集合体时，人们表示相信就并非过于脱离现实了。确实，很多物理学家会认为，我们的眼光如此短浅，我们声称对宇宙的真正正确理解“只”是从宇宙具有核子密度的时期延续到今天，这在20世纪90年代后半段，是过于谨慎保守了。很好；不过在这个话题上还是保守一点好。那么，什么时候整个宇宙处于这样一种致密高温状态呢？什么时候发生了大爆炸呢？
如果我们想象将宇宙的当前膨胀进行“回绕”，那就意味着我们所知的宇宙中的一切——空间、时间、物质和能量——是在大约150亿年前（根据2008年3月的数据得出宇宙的年龄约137.3亿±1.2亿岁）从一个密度无穷大而体积为零的点（奇点）显露出来的。确切的时间未知，因为宇宙膨胀的细节是难以测量和解释的。但并不重要。重要的是，膨胀表明，大约略早于或略迟于150亿年前存在过超密状态，这种超密状态在极端条件下看来是从一个奇点起始的。所有这些都得到了广义相对论方程式的支持——但没有人相信实际发生的情况与这一模一样；量子物理学效应在接近奇点是应该居于统治地位，并且保证这个假想的数学点通过某种叫做量子测不准的过程而实际上被抹掉。
在靠近奇点的地方究竟发生了什么事以及量子过程如何导致了大爆炸，这个问题是当前宇宙学思考中的最重大问题之一，而为了回答这个问题所做的尝试则构成了今天宇宙学中的大量研究的基础。但我们不必马上操心这些事。现在我们感兴趣的那些条件，比如我们从日常事物性质得到的完全坚实可靠的知识仍然能够应用的最早时刻和地点，是在奇点代表的时刻——有时叫做“创造时刻”或“宇宙创生”——之后万分之一秒（0.0001秒）的时候发生的。天体物理学家觉得已掌握了所涉及的科学的全部，因而完全自信地谈论最初万分之一秒后发生的每件事；描述宇宙随后的演化时所遗留下来的不确定性不过是我们对宇宙的观察不完美，以及我们应用已知物理定律描述复杂系统的能力不完美的结果。在那之前，返回到创造时刻为止的那段时间仍然部分地是一个谜，这不仅仅是因为我们应用物理定律的能力不完美，而且也因为我们并不确切知道在那种极端有条件下运行的物理定律是什么。
但是，按照日常表准，存在于创造时刻之后后万分之一秒时的条件是足够极端的了。在那时，宇宙的密度是1014克每立方厘米（水密度的100万亿倍），温度是绝对零度之上1万亿度（1012K,对于如此大的数值，它基本上等于1012℃），而宇宙是由一个热辐射的火球组成。
在这样的极端条件下，单个的粒子（如质子、中子和电子）很难单独存在。火球辐射的单个光子（“光的粒子”）在那样高的温度下携带着极大的能量，以致它们能够按照爱因斯坦的著名公式E=mc2，以能量换取质量，将它们自己转化为粒子对。由这种方式生成的一对粒子几乎总是由一个常见的粒子（比如质子）和一个与它对应的反物质粒子（在所举例子中为反质子）所组成。当一个粒子与一个等价的反粒子相遇时，这一对粒子就淫灭，并以辐射的形式交还构成它们的能量。在大爆炸中，辐射不断的转化为物质，物质也不断地转化为辐射，形成一种沸腾动荡的活动场面。
但是，随着宇宙火球的膨胀和冷却，火球中的个别光子拥有的能量越来越少。很快，谈们就不再有足够的能量来制造质子和中子了。如果由辐射到物质-反物质对的转化一直是精确的，那就应该意味着，冷却下来的宇宙应该含有完全相同数量的质子和反质子，也有完全相同数量的中子和反中子。在那样极端条件下，用不了多久，每个粒子都改碰上它的反粒子伴侣而湮灭，给冷却的宇宙留下来的辐射外没有任何东西。但是，由于物理定律的微小不平衡[其重要性在1960年代首先被苏联物理学家安德烈·萨哈罗夫（Andrei Sakharov）正确认识]。在这一过程的结尾，竟有少量多余的我们由之构成的那种物质存留下来——宇宙火球剩余辐射中每10亿个光子会多出一个普通粒子。我们今天看到的宇宙中所有东西就是用大爆炸火球中通过这种方式加工出来的十亿分之一的粒子（质子+中子）制造的。
到创造时刻之后百分之一秒的时候，事情稍稍平静些了。温度下降到开氏1，000亿度（1011 K），质子和中子尽管仍然受到它们游泳其中的浓密光子海洋的冲击，却不再能够从辐射中产生出来了。开始时，中子的数目与质子的数目相等，但与质子不同的事，中子是不稳定的粒子，每个中子（通过叫做放射衰变的过程）自发地放出一个电子而把自己变成质子。今天，这个过程与宇宙年龄不到一秒钟时宇宙中的变化相比是缓慢的。平均说来，一个孤立的中子将需要经历十多分钟才会发生这种衰变。但是，中子在宇宙火球中受到的冲击将助长这种变化。所以，当宇宙的温度降到开氏300亿度（3× 1010K）时，正好是在创造时刻之后1/10秒，中子对质子的比就从50：50降到了38：62。到宇宙冷却到开氏100亿度（ 1010K）、即创造时刻之后1.1秒时，密度降到了水密度的38万倍，此时每76个质子才会有24个中子。但是，和我们大多数人一样，当宇宙变老时，它变得行动迟缓，变化也不那么敏捷了。中雨，早期宇宙中的快速变化的步伐减慢到了可用几秒而不是几分之一秒的时间来量度的程度。
13.8秒钟以后，温度降到开氏30亿度，连续冲击中子的能量相应减少，中子转变质子的速率也就急剧降低。此时宇宙中每83个质子仍然有17个中子；当一个单独的质子与一个单独的中子临时粘在一起，在它们被碰撞分开之前，火球中就偶尔形成了同位素氘（重氢）的核。正好在创造时刻之后3分零2秒钟时，整个宇宙的温度降到了只有开氏10亿度，这大约是今天太阳中心部分温度（约开氏1，500万度）的70倍，而每86个质子仍有14个中子。到这时，宇宙已经很老了，中子的自然衰变开始起重要作用。虽然一个自由中子的平均寿命长于10分钟，但相对于平均寿命而言，有些中子存活时间稍长，有些则衰变较快。从现在起，每过100秒钟，10个剩余的自由中子中就有1个自发地转变为质子。但是中子逃脱了被消灭的命运，因为正是在宇宙进入其生命刚刚超过3分钟的这个时刻，条件已经宽松到中子开始与质子结合而形成稳定的核，开始是氘 ，然后是氢。核子相互之间以及与其他粒子之间仍在发生碰撞，但这时温度如此低，以致这些碰撞的能量已不足以打碎核子。留存下来的中子（每87个质子有大约13个中子）几乎立刻就被禁锢在氦-4核内，每个氦-4核含有两个中子和两个质子。转变成氦的中子和质子的总质量的分份额正好是中子数目份额的两倍，即26%，而这个过程到创造时刻之后3分46秒时就完成了。
第二章
宇宙的模型
编辑：零度星系
时间：2011年12月30日-2012年4月6日
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在以上关于宇宙创生的描述中出现的具体数字并非信手拈来，而是将广义相对论（它告诉我们宇宙膨胀和冷却有多快）与地面试验得到的关于粒子（如中子和质子）及原子核性状的已知事实相结合推算出来的。这种结合造就了宇宙学的所谓‘标准模型’，它的伟大功绩之一就是预言了宇宙中最早形成的每颗恒星（这些恒星是我们今天看到的最年老的恒星）的26%的质量应该取氦的形态。这与用广谱学方法观测到的老年恒星中氦的实际数量准确符合。标准模型的另一个伟大预言是，宇宙应该充满了火球遗留下来的大量辐射。当创造时刻之后不到4分钟氦开始形成的时候，这一辐射的温度约为开氏10亿度，到150亿年以后的今天应该已经逐渐冷却到3K以下（正好低于-270℃）。1960年代发现的宇宙微波背景辐射准确地与大爆炸理论的预言相符。因此，将宇宙的标准大爆炸模型看成现代科学皇冠上的宝石之一，是一点也不奇怪的。
膨胀的宇宙中一旦形成了氦，导致形成星系、恒星、行星和人类的那些过程看来就是不可避免地开始了。这些过程的某些细节仍然不太清楚，这部分是由于它们代表着越来越复杂的现象——宇宙学的最不可思议的方面之一就是，我们对大爆炸火球了解得很多，是因为这是一个按照我们了解得非常透彻的详细物理定律运转得很简单的场所，它涉及很少几种简单的粒子如质子、中子和电子。一旦你要同原子核打交道，你就要研究更复杂的事情；原子本身按照化学的规律相互作用，产生另一层次的复杂性；而生命本身则又涉及极端复杂的化学现象，以及原子和分子的某些复杂构造物（如人类）与它们的实际环境相互作用的方式。对于越来越复杂的系统，我们了解得越来越少。
直到今天的宇宙里始终不确定的另一来源关系到宇宙中的暗物质的数量和本质。显然，宇宙中并非所有东西都取得我们能用望远镜看见的明亮恒星的形态。确实，有可靠证据说明，产生于宇宙火球的暗物质比质子和中子这种形成恒星、星系、行星和人类的核物质多数十倍。这种暗物质的影响可以从它对可见物质施加的引力看出来。没有暗物质，和物质应该已经随着宇宙的膨胀而扩散的更加稀薄，根本不可能聚集起来形成恒星和星系；多亏暗物质的引力影响，我们才得以存在。
概括地说，关于我们如何来到这里的历史可以从大爆炸之后大约30万年的时候谈起。在那个时候，宇宙仍然是一团滚热的浓汤，其温度大约是5，000K，这比今天太阳表面的温度稍低。宇宙的核物质主要是穿行于电子和暗物质海洋中的个别质子（氢原子核）和氦核。直到这个时刻之前，任何试图抓住一或两个电子以形成一个原子的核，都会很快与一个高能光子碰撞，后者将把它的电子剥去。由于每个核带有正电荷，每个电子带有负电荷，而光子又喜欢同带电子粒子相互作用，这就意味着宇宙充满了与光子相互作用的带电粒子，从而使宇宙不透明。光子传播不了多远就会与带电粒子相遇、反弹从而走出一条古怪的曲折之路，就像疯狂的宇宙弹子机中的球一样。
然后，从宇宙学标准来看十分突然地，随着温度的降低，光子不再具备足够的能量来破坏试图形成的原子。每个质子俘获一个电子，每个氦核俘获两个电子，于是所有带电粒子被禁锢在电中性的原子之中。不再有带电粒子使光子反弹，光子便基本不受阻碍地通过原子周围的空间，仿佛一夜工夫宇宙就变得透明了。正是大爆炸后几十万年的那个时候的辐射，静悄悄地在透明空间中流动至今，这就是我们今天探测到的背景辐射。
当原子形成时，它们已经聚集成巨大的物质流和膜，其密度高于平均值，并在宇宙中暗物质的引力作用下靠拢在一起。在以这种方式形成的巨大原子物质膜内部，尽管宇宙作为整体继续膨胀，大量的气体被引力拉到一起而形成围绕着原子物质空洞的膜，膜中形成了团块并依次收缩，破裂成更小的碎片，后者再依次收缩、碎裂（实际上并非真正一个接一个意义上的‘依次’；碎裂和坍塌在所有层次上都是同时进行的）。这样形成的最小碎片变成了居留在星系内部的恒星，星系则居留与超星系团内部的星系团之中。超星系团构成链条、纤维和膜状的发光物，使得可见物质像泡沫般随意分布在黯黑的宇宙空间中。
只有在好几代恒星以这种方式形成并走完其生命历程之后，才有可能形成太阳这样的恒星和地球这样的行星。首批恒星仅仅含有氢和氦。较重的元素，包括对我们所知生命形态十分重要的碳、氧和氮的原子，是在恒星内部经由核聚变制造出来的，当首批恒星中的大质量、短寿命恒星在其生命完结时发生爆炸时，这些元素就被扩散到年轻星系的巨大区域中。
太阳是晚的多的仅仅大约50亿年前由这种恒星爆发的碎片形成的。诞生了太阳的特定坍塌气体云大概含有足够制造几百颗恒星的物质。当碎裂的云坍塌时，这些恒星就一起形成了，不过从那以后经过了它们各自的道路。那个云中的一个物质团块含有比现在的太阳稍多的质量，当团块在自身引力作用下坍塌时，大多数物质形成了一个热气球，另一些则成了围绕胚胎期恒星的物质环。年轻恒星的热量吹散了环中许多较轻的原子，留下一个由微小尘构成的系统，尘粒逐渐粘到一起，聚集成团而形成行星。以后，由于生命出现并在至少一个这样的行星表面上进化，事情就涉及到地球物理学和生物学，而不是宇宙学和天体演化学了。
这个至今仍然困扰许多天文学家的历史的最重要特征就是，虽然就我们所知的物理学定律来看这一切似乎合情合理，但物理学定律的运行方式只要有很小的改变，这一切就可能不会发生。这些定律曾经可能是不同的吗？例如，如果宇宙膨胀得稍稍慢一点，那么到它冷却到氦核得以形成时，就没有中子存留下来供制造氦核。如果膨胀稍稍快一点，就会存留大量中子，以致所有从大爆炸产生的核物质将取氦的形式，而根本不会有自由质子供制造氢。这两种情形都会使宇宙成为极为不同的场所。比方说，完全有氦构成的恒星将很快走完它的生命历程而迅速衰亡，大概没有足够的时间在任何围绕它的行星上进化出生命。
宇宙含有一些而非百分之百的氦，这个事实决定于引力和氦和形成所涉及的核力之间的平衡。引力决定了宇宙膨胀有多快，核力则决定了质子与中子结合生成氦核的速率。如果这种平衡稍有不同，我们就不会存在；所以，我们存在这个事实有助于搞清楚宇宙的某些性质和物理定律应该是怎样的。这是一个被称为人择理论或人择宇宙的例子。这究竟是纯粹的老调重弹，抑或是能告诉我们关于宇宙运转方式的某些深刻而重要的东西，对此有过热烈的争论。
一个令人激动不已的可能性是也许存在另外的宇宙，那里的物理定律与我们的宇宙中的不同，而类是我们的生命形式不能存在。这使我们又回到了这样的问题：大爆炸之前、在宇宙存在的最初片刻、以及在创造时刻，曾经发生过什么？这是暴涨宇宙学的领域，是今天宇宙学中最重要、最引人注目的新发展。 大爆炸证据的搜寻工作于1992年春天结束，当时美国国家航空航天局（National Aeronautics and Space Administration，简称宇航局=NASA）的天文学家们宣布了用宇宙背景探险者天文卫星(COBE=Cosmic Background Explorer)对宇宙背景辐射的观测结果。这些观测消除了对我们所知的宇宙是从一个很热、很密的状态——大爆炸——演化而来的怀疑。但他们走得更远。背景辐射强度从天空的一处到另一处的细微变化——人们很快就称之为“涟漪”——准确地与1980年代发展起来的暴涨理论的预言相相吻合。暴涨和热大爆炸的结合排除了某些人的理性怀疑而被确立为宇宙诞生的唯一可靠描述。
但这并不意味着宇宙学家不再有什么事情可干了，或关于宇宙诞生不再有什么令人激动的故事了。随着大爆炸理论的取得成功，人们现在转而关注宇宙是怎样和为什么首先达到热而密的状态——暴涨理论详情——问题。在这个论题上已有了很多不同的见解，开辟了哲学家和玄学家展开真正科学辩论的最后一个园地，辩论的命题则是“时间本身是如何起始的”。
与大爆炸理论奠定了坚实基础的同时，宇宙学家越来越对宇宙是如何达到我们当前所见状况的细节深感兴趣。暴涨理论的预言之一是，宇宙应该含有大量的、比我们看到的明亮恒星和星系形态物质多得多的暗物质。。我们已经指出，至少某些这类暗物质的存在已经通过星系运动的方式得到了揭示。专家们对暗物质究竟可能是什么展开了活跃的辩论，而地球上的实验家们正在他们的实验室中试图抓住暗物质的粒子。
另一个长期未获解决的难题是哈勃常数的准确数值。哈勃常数是量度宇宙现在膨胀有多快的数字。测量这个也能表示宇宙年龄的参数仍然极其困难，现今的估计值大致介于50公里每秒每百万秒差距和80公里每秒每百万秒差距之间（2009年5月7日：NASA公布为74.2± 3.6公里每秒每百万秒差距。）
所有这些关于大爆炸细节的争论有时被媒体炒成活像这些不确定性危及大爆炸本身似的。比如，如果哈勃常数真的大到80公里每秒每百万秒差距，宇宙模型的最简单版本就会说从大爆炸以后经历的时间将短于100亿年。这是令人为难的，因为已知很多恒星都比这更年老。显然，宇宙不可能比它包含的恒星更年轻！然而即使哈勃常数的这个测量值被证明为正确，那也不会宣判大爆炸理论的死刑。宇宙模型的较精细版本能十分容易地适应这样大的哈勃常数值并保持宇宙年龄大于它的最年老恒星的年龄。如果一个理论的最简单版本也能现实的合理描述，那总是美妙的。但我们从日常经验知道，事物恰恰不是那样。所以，为什么宇宙就应该如此简单呢？正如查理德·费恩曼（Richard Feynman）指出的，最简单的东西什么也不是，自然界的创造力比这要得多。
一种可能是我们太褊狭了，我们所处的宇宙一角尽管可能广达数十亿光年，却仍然没有达到足以提供认识宇宙全貌的可靠指导。困惑于宇宙比它含有的恒星更年轻这个表面现象的宇宙学家们所犯的错误，可能不过是太多地着眼于宇宙中贴近我们的周围事物。根据中国一个研究组的观点，问题在于我们生活在一个对宇宙整体来说并非典型的低密度泡中。当在足够大尺度上完成了适当的测量之后，一切都将各安其位。
宇宙学家研究的各种尺度远大于恒星之间的距离。他们感兴趣的是星系团之间的距离，他们把我们银河系这样由数千亿颗恒星构成的整个星系看成不过是整个宇宙中的一个“试验粒子”而已。他们测量宇宙尺度的努力，颇像立足于一个小岛却试图测量广阔的太平洋中群岛的分布——宇宙膨胀时，每个小岛都在远离其他所有的小岛，这使情形更加复杂了。
宇宙学家至今尚未深入考虑过的关键问题是，我们能够在其中进行这种测量的宇宙区域究竟有多大的代表性。就像假想的太平洋岛民，在绘制已知“宇宙”的图时，却可能不知道大洋两岸存在大陆，所以我们的局域空泡也许不能给我们提供足够信息来预言整个宇宙的行为。1995年，北京天文台的武向平（Xiang-Ping Wu）及其他几位同行认为情况正是这样。
他们指出，虽然对宇宙的这类研究扩展到了几十亿光年以外。但如果我们分别分析对不同距离的星系团进行的测量数据，而不是把所有数据放在一起求出一个平均数的话，就会看到宇宙物质密度随着我们观测的距离而增大。在大约3千万光年尺度上，密度只有临界值的10%，而在3亿光年尺度上却可高达临界值的90%。
由此得出的直接推论是，在新近用的哈勃空间望远镜进行宇宙膨胀测量的尺度上，膨胀速率（由哈勃常数给出）比总平均速率高出40%之多，这几乎与将宇宙年龄从大约80亿岁提高到120亿岁以匹配最老恒星年龄所需的改正值准确一致。按照宇宙学的说法，这大概是我们的太平洋岛民刚刚发现了美洲。
但是，不管我们生活其中的空间体积对宇宙整体而言是否具有典型性质，当我们考察进入21世纪后宇宙学的发展道路时，暴涨理论看来肯定将独领风骚。量子物理学和宇宙学的婚姻可以说已经因COBE天文卫星的发现而达到了幸福的顶点。后来的空间和地面实验完成的其他观测证实并完善了这些发现。由宇宙涟漪的发现做了回答的关键问题是，像星系和星系团这样打的五规则事物从大爆炸火球中浮现以后，怎么竟能够在宇宙中成长。涟漪对应的天空各处背景辐射的温度涨落只有开氏百万分之三十度，这代表着这类测量的惊人成就。但这样大小的涨落对应着物质和辐射解耦时期宇宙中不同地点的密度差异。恰到好处地让我们在今日宇宙中看到的时间跨度达数十亿年的不规则结构得以发育成长。
最精彩的是，暴涨能够告诉我们，这些在解耦时代看到的不规则性是来自何处。在我们称之为暴涨的快速膨胀瞬间，根据理论，量子过程应该已经创造了宇宙结构中的细小畸变。暴涨接受了这些量子不规则性，并把它们放大到星系团的规模。COBE卫星测量的宇宙涟漪的特征好与通过这种方式应该产生的畸变性质符合。
这一成功给人特别深刻的印象，因为暴涨理论的提出本来不是为了解释星系来自何处。暴涨理论发展的动力源于20世纪70年代天文学家开始关注的两个难题。第一个叫做视界问题，简言之就是，宇宙在所有方向看起来是一样的——特别是天空相对两边的背景辐射温度是一样的。可是，天空相对两边的区域怎么能知道如何保持彼此步伐一致呢？须知自大爆炸以来，光（或其它任何东西）还没有来得及通过整个宇宙然后返回。第二个难题关系到暗物质的存在，那就是宇宙极其接近于平坦，也就是说宇宙正好处在永远膨胀和将在某天坍缩这两者之间的分界线上。
平坦性问题可以从宇宙的密度来理解。密度参数是宇宙中有引力作用的物质数量的量度，通常用希腊字母奥米伽（Ω）表示，也叫做平坦性参数。它的定义是，如果时空完全平坦，则Ω=1.在暴涨思想得到发展之前，宇宙学中最大难题之一是今日宇宙的密度很接近这个临界值——相差绝不会超过10倍。这是奇怪的，因为宇宙从大爆炸膨胀开来时，膨胀将把密度参数推离临界值。如果宇宙从密度参数小于1的时候开始，Ω将随宇宙年龄的增大而变小；而如果宇宙从密度参数大于1的时候开始，则Ω将随宇宙年龄的增大而变大。今天的Ω在0.1和1之间，这个事实表明在大爆炸的最初瞬间，它准确地等于1，误差不超过1060分之一。这使得开始时的密度参数值成为整个科学中确定得最精确的数字之一，因此可以很自然地认为它等于而且一直总是准确地等于1.一个重要的结论是，宇宙中必然存在大量暗物质。另一个重要结论是，宇宙因暴涨而成为平坦的。
第三章
神秘的磁单级
编辑：木生印象
时间：2012年10月6日
说明：本章有关信息由《大宇宙百科全书》及相关网络信息提供
事情是这样发生的。在宇宙存在的最初瞬间，我们今天能够看到的一切曾被压缩在一个比今天的单个原子核还小的区域内。高温火球是如此之小，使得光子毫无困难地以光速交叉穿过火球，将一切抹平成为一种均匀状态。但在这些条件下，与我们今天知道的各种自然力（引力、电磁力和作用于核子内部的两种力）的发展相伴随的量子过程起过某种反引力的作用，迫使胚胎期的宇宙极快地膨胀。这种膨胀在短短一瞬间就把极小的火球吹胀到至少篮球那么大，也可能更大得多；并在无法用任何常用钟表计量的极短时间内使宇宙大小加倍数百次。然后，暴涨停止，取而代之的事前面简要介绍过的标准大爆炸模型所描述的比较平静的膨胀。
关键点是，在暴涨期间，宇宙中相对的区域在某种意义上“比光更快”地被炸开。没有什么东西能够在空间传播得比光更快，但空间本身却能够这样膨胀，携带着本来彼此真正接触的区域超出了光的通讯范围。这就是为什么宇宙的相对两边今天仍然具有相同的温度——它们开始时就是一样的，而从宇宙诞生后的最初瞬间以来它们甚至还没有彼此“联系”过。这个可怕的膨胀也保证了时空成为高度平坦的，很像满身皱纹的梅干在水中浸泡，胀大后，它的表皮会变平滑一样。
暴涨成为今天宇宙学研究中最激动人心的领域的原因是，导致宇宙学难题得到戏剧性解决的量子理论的思想，是完全从被称为大一统理论（GUT）的粒子物理学研究中得到的。发展了GUT的物理学家们没有想到这些理论能够用于描述宇宙创生；然而这些理论在解决那些他们从未考虑过的问题时取得了极大成功，这一事实被认为强有力地证明，它们正在揭示的事关于宇宙运行方式的某种具有基本重要性的东西。
量子理论甚至能够解释通过暴涨产生了我们宇宙的原始种子的起源——所谓的“量子涨落”使这种能量极高而又极其细小的区域从空无一物之中真正出现，使得宇宙成了名言所说的“最后的免费午餐”。另一种可能性是，当物质坍塌成黑洞、形成类似产生了我们宇宙的奇点时，暴涨可能创造出新的婴儿宇宙。按照这个图景类推下去，我们自己的宇宙也许是在一个既没有开始也不会有终结的密网中，从另一个宇宙中的黑洞形成的。
随着暴涨宇宙学家为了更好地说明我们周围的宇宙而在他们模型中添加了铃声和哨声，暴涨的简单明了的原始图景已经不可避免的开始被这些改进搞得难以理解了。应该说，关于铃声和哨声的某些研究只不过是开玩笑。现在在斯坦福大学的安德列·林德（Andrei Linde）在1990年代是暴涨理论的主要支持者，他总是喜欢把暴涨理论推向极致，提出各种有关宇宙构造方式的新鲜见解。例如，我们的宇宙能否存在于宇宙暴涨产生的单个磁单极的内部呢？按照林德的观点，这至少是可能的，甚至可能真的是这样。有点可笑的事，在罗马举行的一次讨论宇宙诞生的会议上，像通常那样提出了有关于周的相当不同的观点，而林德在其报告中宣布了他的这个荒谬的见解。
理论家把暴涨思想提到首位（与视界问题和平坦性问题并列）的其他理由之一，恰好是为了摆脱磁单极——这是许多大统一理论预言存在但从未在自然界中发现过、携带着鼓孤立的磁场北极或南极的奇怪粒子。标准暴涨模型解决“磁单极问题”的论点是，发育成我们整个可见宇宙的种子是一个量子涨落，它非常小，只含有一个磁单极。那个磁单极仍然存在与宇宙的某个地方，但非常可能永远不会同我们相遇。
但是林德发现，根据理论，即使暴涨已经在整体宇宙中停息，引起暴涨的条件仍然继续存在于一个磁单极的内部。这样一个磁单极就像带着磁荷的黑洞，它通过时空中的虫洞将我们的宇宙与暴涨时空的另一个区域连接起来。在这个暴涨区内部，量子过程能产生磁单极-反磁单极对，然后这些磁单极对由于暴涨而按指数率迅速分开。然后是暴涨停止，留下一个颇像我们自己这个宇宙的、可能含1-2个磁单极的膨胀宇宙，而每个磁单极内部则有更多的暴涨时空区。
结果形成一种暴涨宇宙嵌进彼此内部并通过磁单极虫洞连接起来的永无穷尽的套叠结构。我们宇宙可能在一个磁单极中，后者由在另一个宇宙中，后者又在另一个磁单极中，以此类推，以至无穷。林德所称的“指数律膨胀空间的连续创造”意味着“磁单极本身能够解决磁单极问题”。虽然这看似稀奇古怪，林德则强调这个思想是“如此简单，因而肯定值得进一步研究”。
第四章
暴涨理论
编辑：木生印象、零度星系
时间：2012年10月7日-2013年04月07日
说明：本章有关信息由《大宇宙百科全书》及相关网络信息提供
对命题的如此论证实际上是为了好玩，而且很难看出怎样才能将它与现实宇宙的观测结果相比较。不过，目前对暴涨理论的大多数修正都是为了响应新的观测，特别是为了响应时空终究可能不完全“平坦”这一看法而提出来的。在1990年代中期，很多的研究（包括用整修过的哈勃空间望远镜做的观测）开始表明，宇宙中的物质可能没有多到能使它完全平坦——大多数观测显示只有暴涨理论最简单版本所要求的数量的大约20%或30%，初看起来，这一短缺是令人为难的，因为广为传播的简单暴涨理论预言之一是坚决要求物质密度要准确打到临界值的100%。但有很多方法可以绕过这一困难，下面介绍其中的两个。
第一个方法从哥白尼（Copemicus）之后天文学的发展来看几乎是异端邪说。我们是否可能正居留在宇宙的中心附近呢？几百年来，天文学的历史已经把人类从所有特殊位置赶走。首先是发现地球绕太阳公转，然后发现太阳只是我们银河系的一个毫不起眼的成员，再后来银河系也被定位为宇宙的一个普通成员。可现在却提出我们这些观察者的“普通”位置可能处在膨胀空间中一个大得多的泡泡的中央。
暴涨理论的常规版本指出，我们的整个可见宇宙不过是许多暴涨泡中的一个。每个泡在永恒的混乱暴涨海洋的某处各行其是，但快速膨胀过程迫使所有泡中的时空成为平坦的。这与打开盖的一瓶嘶嘶作响的可口可乐中发生的气泡极为相似。不过这样一种看法，还有其他一些受人喜爱的宇宙学信念，如今面对着来自林德和与他合作的儿子德米特里•林德（Dmitri Linde）（在加州理工学院）以及亚瑟•梅支鲁米安（Arthur Mezhlumian）（也在斯坦福）的挑战。
林德及其同事们指出，我们生活其中的宇宙大概是按指数律膨胀的超密态暴涨宇宙物质海洋中的一个洞，而海洋中还有其他的洞。泡宇宙将取各种各样的存在形式，它们的统计性质也有可能推算出来。特别是，两位林德和梅支鲁米安已经计算了你自己出现在这个超宇宙中具有特定密度——比如“我们”的宇宙的密度——的区域中的概率。
由于非常密的区域按指数律快速扩大（每经过不到一秒钟其大小加倍），结果得出，超宇宙中密度两倍于选定密度的所有区域的体积是具有选定密度的超宇宙的体积的一亿亿倍。对任一选定密度，大多数具有这一密度的物质处在一个膨胀泡的中心附近，更密的物质则聚集在泡的边缘。但即使有些较高密度物质位于低密度泡的边缘，却有更多（多得多！）的较高密度物质位于较高密度泡的中央，依次无限类推下去。
这种形态套叠结构的发现大大震惊了这些研究者，驱使他们在向同事们冒失宣布之前，用了四种独立方法来验证它。由于在合适距离尺度上密度分布不均匀，这就意味着我们不仅可以居住在一个泡宇宙的中心附近，而且我们看见的这个空间区域的密度可以低于临界密度，作为补偿的是我们视野之外的附加密度。
这是很合时宜的，因为哈勃空间望远镜的一些观测已经表明，精确要求临界物质密度的宇宙模型可能陷于困境。但还不止于此。哈勃空间望远镜的一些观测结果是以哈勃常数，即量度宇宙目前膨胀速率的参数，真正是一个在可观测宇宙中处处相同的常数为其前提条件的。然而，如果林德研究班子的观点正确，这个“常数”的测量值就可能随星系到我们的距离不同而不同。真有点像虎入羊群般乱了套。看来，我们可能是居住在一个低密度宇宙中，在那里，测量的密度和哈勃常数值两者，都取决于这些测量是在多大空间中进行的。如果不是中国人那极具魅力的观测表明我们周围的宇宙确实如此的话，这一切简直就像一位热心过度的理论家狂热的想象。
这意味着，很多颇有希望的宇宙学观点必须抛弃。对许多宇宙学家来说，尽管存在观测证据，这可能仍然是难以接受的。但有一个比较简单的解决密度难题的办法，它只需对暴涨模型进行修补，而不必触动那些长期备受青睐的宇宙学信念。它可能让大多数宇宙学家更容易接受。这个办法极其简单，人人听后可能都会说“我怎么就没有想到？”
两次暴涨可能使人绞尽脑汁也难以理解，但也可能正是宇宙学家为拯救他们偏爱的宇宙起源理论所需要的东西。通过发动两次暴涨，他们已经找到了一条途径，使得既能享有暴涨理论的全部利益，又让宇宙仍然处于“开放”状态从而永远膨胀下去。
最简单暴涨模型的巨大困难是，暴涨之后留下的可观测宇宙是一大群各自为政膨胀着的泡。这种结构导致基本模型改进而保证了均匀性，可我们看不见这种结构的任何性状。而现在，普林斯顿大学的马丁﹒布克尔（Martin Bucher）和尼尔·吐洛克（Neil Turok）及他们的合作者、纽约州立大学的阿尔弗雷德·戈德哈伯（Alfred Goldhaber），却把这个困难变成了优势。
他们认为，原始暴涨使宇宙成为平坦的以后，在这些泡的某一个的内部可能发生了第二次暴涨。当暴涨（基本上是从一个点）开始时，密度实质上“复位”为零，并随着暴涨的继续及暴涨过程的能量转变为质量而向临界密度攀升。但是，由于膨胀成宇宙的那个泡已经是均匀的，就不必要求这一次的暴涨持续到密度达到临界值。它可以稍稍早些停止，留下一个开放的泡（就像我们看到的整个可见宇宙）以较为平静的速率继续膨胀。
根据布克尔及其同事们的研究，通过这种方式，不必对暴涨参数做任何“微调”，就能自然的形成十分类似我们居留其中的宇宙的最终产品。他们所做的一切只是采用了暴涨理论的最简单版本，不过把它应用了两次。但我们不必就此停步不前。一旦膨胀时空的任何部分被暴涨所平滑，产生于那个时空部分内部的新暴涨泡将全部被预先抹平，最终它们可以含有任意数量的物质，密度从零到临界值（但不能更大）。这足以让人人感到满意。确实，现在的最大问题是宇宙学的词汇，对于描绘这全部活动来说，已经不太够用了。
以大写字母“U”开头的“宇宙”一词，通常指我们能够有所知晓的所有事物，即现在和将来用我们的仪器能够感知的空间和时间总跨度。这个定义可能是相当全面的，在过去，它传统上被看成是全部存在事物总体的同义语。但暴涨这类思想的发展，提出了在可观测宇宙边界之外可能有着某种别的东西——原则上不可观测的空间和时间区域，这并不是因为它们发出的光还没有到达我们这里，也不是因为我们的望远镜不够灵敏而探测不到它们的光。
这在使用“宇宙”一词时造成了某种不明确。有些人将它局限于可观测宇宙，另一些人则认为应该用于指全部空间和时间。如果用“宇宙”命名我们自己的膨胀时空泡，即我们的望远镜原则上能够看到的所有事物，那么“大宇宙”一词也许可用来表示空间和时间总体。大宇宙中（如果暴涨理论是正确的）可能有无穷多个其他的膨胀时空泡，也就是我们永远不能与之联系的其他宇宙。宇宙学家总该对这个建议感到满意了吧，因为它把这个学科无限扩大了，因而它的重要性也无限增加了。正是本着这种精神，我们奉献给你的，就不单单是漫游宇宙的向导，而是认识整个大宇宙的指南。
感谢阅读！
我们来自何方？——2011年9月4日编写第一章开始至今已有近2年时间，今天终于完结了，再次感谢大家的阅读与支持。
零度星系
2013年04月17日
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【720p高清】万物理论/霍金爱的方程式/The Theory of Everything.2014.3.16GB.torrent
