什么是中出现(随着什么的出现)

大约 150 亿年前，宇宙从炽热、稠密的物质和能量海洋中出现。随着宇宙膨胀和冷却，它产生了星系、恒星、行星和生命

哈勃太空望远镜在完成 10 次轨道运行时通过聚焦星团来捕捉图像。

编者注（19 年 8 月 10 日）：宇宙学家詹姆斯·皮布尔斯（James Peebles）因其对宇宙起源和演化理论的贡献而获得 2019 年诺贝尔物理学奖。 他在 1994 年与《科学美国人》共同撰写的这篇文章中描述了这些想法 。

在大约 150 亿年前的某个特定时刻，我们可以观察到的所有物质和能量都集中在一个不到一角钱的区域，开始以令人难以置信的速度膨胀和冷却。当温度下降到太阳核心温度的 1 亿倍时，自然力呈现出它们现在的特性，被称为夸克的基本粒子在能量海洋中自由游荡。当宇宙再膨胀 1000 倍时，我们可以测量的所有物质都充满了太阳系大小的区域。

那时，自由夸克被限制在中子和质子中。在宇宙再增长 1000 倍之后，质子和中子结合形成原子核，包括今天存在的大部分氦和氘。所有这一切都发生在扩张的第一分钟内。然而，条件仍然太热，原子核无法捕获电子。只有在膨胀持续了 30 万年之后，中性原子才大量出现，宇宙比现在小 1000 倍。然后中性原子开始合并成气体云，后来演变成恒星。当宇宙膨胀到现在大小的五分之一时，恒星已经形成了可以识别为年轻星系的群体。

当宇宙只有现在大小的一半时，恒星的核反应产生了大部分构成类地行星的重元素。我们的太阳系相对年轻：它形成于 50 亿年前，当时宇宙只有现在的三分之二。随着时间的推移，恒星的形成消耗了星系中的气体供应，因此恒星的数量正在减少。从现在起 150 亿年后，像我们太阳这样的恒星将相对稀少，这使得宇宙对于像我们这样的观察者来说变得不那么好客了。

我们对宇宙起源和演化的认识是20世纪科学的伟大成就之一。这些知识来自数十年的创新实验和理论。地面和太空中的现代望远镜探测到来自数十亿光年外星系的光，向我们展示了宇宙年轻时的样子。粒子加速器探索早期宇宙高能环境的基本物理学。卫星探测到膨胀早期阶段遗留下来的宇宙背景辐射，提供了我们可以观察到的最大尺度的宇宙图像。

我们为解释这些大量数据所做的最大努力体现在一种称为标准宇宙学模型或大爆炸宇宙学的理论中。该理论的主要主张是，在大尺度平均中，宇宙正以几乎均匀的方式从稠密的早期状态膨胀。目前，大爆炸理论没有根本性的挑战，尽管理论本身肯定存在未解决的问题。例如，天文学家不确定星系是如何形成的，但没有理由认为这个过程没有发生在大爆炸的框架内。事实上，该理论的预测已经通过了迄今为止的所有测试。

然而，大爆炸模型只进行到此为止，许多基本的谜团仍然存在。宇宙膨胀之前是什么样子的？（我们所做的任何观察都无法让我们回顾膨胀开始的那一刻。）在遥远的未来，当最后一颗恒星耗尽核燃料供应时会发生什么？还没有人知道答案。

神秘主义者、神学家、哲学家或科学家可以从多种角度看待我们的宇宙。在科学中，我们采取了缓慢的路线：我们只接受通过实验或观察检验过的东西。阿尔伯特爱因斯坦给了我们现在经过充分检验和接受的广义相对论，它建立了质量、能量、空间和时间之间的关系。爱因斯坦证明了物质在空间中的均匀分布与他的理论非常吻合。他没有讨论就假设宇宙是静态的，在大尺度平均水平上是不变的[参见斯蒂芬·G·布拉什的宇宙学如何成为一门科学；科学美国人，1992 年 8 月]。

1922 年，俄罗斯理论家亚历山大·弗里德曼意识到爱因斯坦的宇宙是不稳定的；最轻微的扰动都会导致它膨胀或收缩。那时，洛厄尔天文台的 Vesto M. Slipher 正在收集星系实际上正在分开的第一个证据。然后，在 1929 年，著名的天文学家埃德温·P·哈勃证明，一个星系远离我们的速度大致与它与我们的距离成正比。

膨胀宇宙的存在意味着宇宙已经从物质的密集集中演化为目前广泛分布的星系。英国宇宙学家弗雷德霍伊尔是第一个将这个过程称为大爆炸的人。霍伊尔打算贬低这个理论，但这个名字太吸引人了，它变得流行起来。然而，将膨胀描述为远离空间某个特定点的某种类型的物质爆炸有点误导。

这根本不是画面：在爱因斯坦的宇宙中，空间的概念和物质的分布密切相关。观察到的星系系统的膨胀揭示了空间本身的展开。该理论的一个基本特征是空间的平均密度随着宇宙的膨胀而下降。物质的分布没有形成可观察的边缘。在爆炸中，最快的粒子会移动到空旷的空间中，但在大爆炸宇宙学中，粒子会均匀地填充所有空间。宇宙的膨胀对星系甚至受引力束缚的星系团的大小几乎没有影响；空间只是在它们之间打开。从这个意义上说，膨胀类似于一条上升的葡萄干面包。面团类似于空间，葡萄干类似于星系团。随着面团膨胀，葡萄干分开。此外，任何两个葡萄干分开的速度与分开它们的面团量直接且正相关。

宇宙膨胀的证据已经积累了大约 60 年。第一个重要线索是红移。星系发射或吸收某些波长的光比其他波长更强烈。如果星系远离我们，这些发射和吸收特征会转移到更长的波长——也就是说，随着衰退速度的增加，它们会变得更红。这种现象被称为红移。

哈勃的测量表明，遥远星系的红移大于离地球较近的星系。这种关系，现在被称为哈勃定律，正是人们在一个均匀膨胀的宇宙中所期望的。哈勃定律说，一个星系的衰退速度等于它的距离乘以一个称为哈勃常数的量。附近星系的红移效应相对微妙，需要良好的仪器来检测它。相比之下，非常遥远的物体——射电星系和类星体——的红移是一个可怕的现象。有些似乎正在以超过 90% 的光速移动。

哈勃对图片的另一个关键部分做出了贡献。他计算了天空中不同方向的可见星系的数量，发现它们的分布似乎相当均匀。哈勃常数的值似乎在所有方向上都是相同的，这是均匀膨胀的必然结果。现代调查证实了宇宙在大尺度上是同质的基本原则。尽管附近星系的分布图显示出块状，但更深入的调查显示出相当大的一致性。

例如，银河系存在于由两打星系组成的结中。这些又是从所谓的本地超星系团突出的星系复合体的一部分。聚类的层次已经追溯到大约 5 亿光年的维度。随着所研究结构规模的增加，物质平均密度的波动减小。在覆盖接近可观察极限的距离的地图中，物质的平均密度变化不到十分之一。

为了测试哈勃定律，天文学家需要测量到星系的距离。测量距离的一种方法是观察星系的表观亮度。如果一个星系在夜空中的亮度是其他类似星系的四倍，那么可以估计它的距离是两倍。这种预期现在已经在整个可见距离范围内进行了测试。

星

该理论的一些批评者指出，一个看起来更小更暗的星系实际上可能并不更遥远。幸运的是，有一个直接的迹象表明，红移较大的物体确实更远。证据来自对引力透镜效应的观察。像星系一样大而紧凑的物体可以充当原始透镜，产生其背后的任何背景辐射源的扭曲、放大图像（甚至许多图像）。这样的物体通过弯曲光线和其他电磁辐射的路径来做到这一点。因此，如果一个星系位于地球和某个遥远物体之间的视线中，它将使来自该物体的光线弯曲，从而可以观察到它们[参见 Edwin L. Turner 的引力透镜；科学美国人，1988 年 7 月]。在过去的十年里，天文学家已经发现了十几个引力透镜。总是发现透镜后面的物体比透镜本身具有更高的红移，证实了哈勃定律的定性预测。

哈勃定律之所以意义重大，不仅是因为它描述了宇宙的膨胀，还因为它可以用来计算宇宙的年龄。准确地说，自大爆炸以来经过的时间是哈勃常数现值及其变化率的函数。天文学家已经确定了膨胀的大致速度，但还没有人能够精确测量第二个值。

尽管如此，人们仍然可以根据宇宙平均密度的知识来估计这个数量。人们预计，由于引力施加了一种反对膨胀的力，星系现在的分离速度会比过去慢。因此，膨胀的变化率与宇宙的平均密度所设定的引力有关。如果密度只是星系内部和周围可见物质的密度，那么宇宙的年龄可能在 12 到 200 亿年之间。（该范围允许膨胀率的不确定性。）

然而，许多研究人员认为密度大于这个最小值。所谓的暗物质将弥补差异。一个有力辩护的论点认为，宇宙的密度足够大，以至于在遥远的未来，膨胀将几乎减慢到零。在这个假设下，宇宙的年龄减少到 7 到 130 亿年的范围。

为了改进这些估计，许多天文学家参与了深入研究，以测量到星系的距离和宇宙的密度。膨胀时间的估计为宇宙大爆炸模型提供了重要的检验。如果理论是正确的，可见宇宙中的一切都应该比哈勃定律计算的膨胀时间年轻。

这两个时间尺度似乎至少大致一致。例如，银河系圆盘中最古老的恒星大约有 90 亿年的历史——这是根据白矮星的冷却速度得出的估计。银河系光晕中的恒星更老一些，大约有 150 亿年——这个值来自这些恒星核心的核燃料消耗率。已知最古老的化学元素的年龄也约为 150 亿年——这个数字来自放射性测年技术。实验室的工作人员从原子和核物理学中得出了这些年龄估计值。值得注意的是，他们的结果至少与天文学家通过测量宇宙膨胀得出的年龄大致相符。

另一种理论，即稳态理论，也成功地解释了宇宙的膨胀和同质性。1946 年，英国的三位物理学家——霍伊尔、赫尔曼·邦迪和托马斯·戈尔德——提出了这样一种宇宙学。在他们的理论中，宇宙永远在膨胀，物质是自发地产生来填补这些空缺的。他们建议，随着这种物质的积累，它会形成新的恒星来取代旧的恒星。这种稳态假设预测，靠近我们的星系团在统计上应该与远处的星系团相同。大爆炸宇宙学做出了不同的预测：如果星系都是很久以前形成的，那么遥远的星系应该看起来比附近的年轻，因为来自它们的光需要更长的时间才能到达我们。

这项测试在概念上很简单，但天文学家花了几十年的时间才开发出足​够灵敏的探测器来详细研究遥远的星系。当天文学家检查附近的强大的无线电波长发射器星系时，他们会在光学波长上看到相对圆形的恒星系统。另一方面，遥远的射电星系似乎有细长的，有时甚至是不规则的结构。此外，在大多数遥远的射电星系中，与附近的不同，光的分布往往与射电发射的模式一致。

同样，当天文学家研究大量密集的星系团时，他们发现靠近和远离的星系团之间存在差异。遥远的星团包含蓝色星系，显示出正在进行的恒星形成的证据。附近的类似星团包含红色星系，其中活跃的恒星形成很久以前就停止了。哈勃太空望远镜的观测证实，这些年轻星团中至少有一些增强的恒星形成可能是其成员星系之间碰撞的结果，这一过程在当前时代更为罕见。

因此，如果星系都在相互远离并从早期的形式演变而来，那么它们曾经挤在一些密集的物质和能量海洋中似乎是合乎逻辑的。事实上，在 1927 年，在对遥远星系了解甚多之前，比利时宇宙学家和牧师乔治·勒梅特 (Georges Lemaître) 提出，宇宙的膨胀可以追溯到一个他称之为原始超级原子的极其密集的状态。他认为，甚至有可能探测到来自原始原子的残余辐射。但是这种辐射特征会是什么样子呢？

当宇宙非常年轻和炎热的时候，辐射不能传播很远而不被一些粒子吸收和发射。这种持续的能量交换保持了热平衡状态；任何特定区域都不太可能比平均温度高或低得多。当物质和能量达到这种状态时，结果就是所谓的热光谱，其中每个波长的辐射强度是温度的确定函数。因此，起源于热大爆炸的辐射可以通过其光谱来识别。

事实上，这种热宇宙背景辐射已经被探测到了。在 1940 年代研发雷达时，当时在麻省理工学院工作的 Robert H. Dicke 发明了微波辐射计——一种能够检测低水平辐射的设备。1960 年代，贝尔实验室在望远镜中使用了辐射计，用于追踪早期的通信卫星 Echo-1 和 Telstar。制造此仪器的工程师发现它正在检测意外辐射。Arno A. Penzias 和 Robert W. Wilson 将信号识别为宇宙背景辐射。有趣的是，彭齐亚斯和威尔逊是从迪克建议人们应该使用辐射计来寻找宇宙背景的消息中得出这个想法的。

天文学家使用宇宙背景探测器（COBE）卫星和一些火箭发射、气球载和地面实验对这种辐射进行了非常详细的研究。宇宙背景辐射有两个独特的特性。首先，它在所有方向上几乎相同。（正如劳伦斯伯克利实验室的 George F. Smoot 和他的团队在 1992 年发现的那样，这种变化只是 100,000 分之一。）解释是辐射均匀地充满了空间，正如大爆炸宇宙学中所预测的那样。其次，光谱非常接近处于热平衡状态的物体的光谱，温度高于绝对零值 2.726 开尔文。可以肯定的是，宇宙背景辐射是在宇宙温度远高于 2.726 度时产生的，但研究人员正确地预测到辐射的表观温度会很低。

宇宙背景辐射提供了直接证据，证明宇宙确实从一个稠密的高温状态膨胀，因为这是产生辐射所需的条件。在稠密、炽热的早期宇宙中，热核反应产生了比氢重的元素，包括氘、氦和锂。令人惊讶的是，轻元素的计算混合与观察到的丰度一致。也就是说，所有证据都表明，轻元素是在炽热、年轻的宇宙中产生的，而较重的元素是在后来出现的，它们是为恒星提供动力的热核反应的产物。

轻元素起源的理论源于二战结束后爆发的研究。George Gamow 和乔治华盛顿大学的研究生 Ralph A. Alpher 和约翰霍普金斯大学应用物理实验室的 Robert Herman 等人使用来自战争的核物理数据来预测早期宇宙中可能发生的核过程以及可能产生了哪些元素。阿尔弗和赫尔曼还意识到，在现有宇宙中仍然可以检测到原始膨胀的残余物。

尽管这项开创性工作的重要细节存在错误，但它在核物理学和宇宙学之间建立了联系。工作人员证明，早期宇宙可以被视为一种热核反应堆。因此，物理学家现在已经精确计算出大爆炸中产生的轻元素的丰度，以及这些数量是如何因星际介质中的后续事件和恒星中的核过程而发生变化的。

我们对早期宇宙中普遍存在的条件的掌握并不能转化为对星系如何形成的全面理解。然而，我们确实有不少难题。重力导致物质分布中密度波动的增长，因为它更强烈地减缓了更密集区域的膨胀，使它们变得更密集。这个过程可以在附近星系团的生长中观察到，而星系本身很可能是通过相同的过程以较小的规模组装而成的。

早期宇宙结构的增长受到辐射压力的阻碍，但当宇宙膨胀到目前大小的约 0.1% 时，这种情况发生了变化。那时，温度约为 3,000 开尔文，温度足以让离子和电子结合形成中性氢和氦。中性物质能够穿过辐射并形成可能坍缩成星团的气体云。观测表明，当宇宙达到现在大小的五分之一时，物质已经聚集成大到足以被称为年轻星系的气体云。

现在一个紧迫的挑战是将早期宇宙的明显均匀性与当前宇宙中星系的块状分布相协调。天文学家知道早期宇宙的密度变化不大，因为他们只观察到宇宙背景辐射的轻微不规则性。到目前为止，很容易开发出与可用测量结果一致的理论，但更关键的测试正在进行中。特别是，不同的星系形成理论预测了宇宙背景辐射在小于大约 1 度的角尺度上的完全不同的波动。这种微小波动的测量尚未完成，但它们可能会在正在进行的实验中完成。

当今的宇宙为我们所知的生命的发展提供了充足的机会——在我们可以观察到的宇宙部分，有大约 1000 亿颗类似于太阳的恒星。然而，大爆炸宇宙学暗示生命只能在有限的时间跨度内存在：宇宙在遥远的过去太热，而未来的资源有限。大多数星系仍在产生新的恒星，但许多其他星系已经耗尽了它们的气体供应。300 亿年后，星系将变得更暗，充满死亡或垂死的恒星，因此能够支持生命存在的行星将会少得多。

宇宙可能永远膨胀，在这种情况下，所有的星系和恒星最终都会变得黑暗和寒冷。这种大寒意的替代品是大紧缩。如果宇宙的质量足够大，引力最终会逆转膨胀，所有物质和能量都会重新结合。在接下来的十年里，随着研究人员改进测量宇宙质量的技术，我们可能会了解目前的膨胀是走向大寒还是大紧缩。

在不久的将来，我们期望新的实验能够更好地理解大爆炸。随着我们改进对膨胀率和恒星年龄的测量，我们或许能够确认恒星确实比膨胀的宇宙年轻。最近完成或正在建造的更大的望远镜可以让我们看到宇宙的质量如何影响时空曲率，进而影响我们对遥远星系的观测。

我们还将继续研究大爆炸宇宙学没有解决的问题。我们不知道为什么会有大爆炸或以前可能存在过什么。我们不知道我们的宇宙是否有兄弟姐妹——我们可以观察到的其他膨胀区域。我们不明白为什么自然的基本常数具有它们所具有的值。粒子物理学的进步提出了一些可以回答这些问题的有趣方式；挑战在于找到对这些想法的实验测试。

在就这些宇宙学问题进行辩论之后，我们应该记住，所有物理理论都是对现实的近似，如果推得太远，可能会失败。通过将实验支持的早期理论整合到更大、更包容的框架中，物理科学取得了进步。大爆炸理论得到了大量证据的支持：它解释了宇宙背景辐射、轻元素的丰度和哈勃膨胀。因此，任何新的宇宙学肯定都会包括大爆炸的画面。无论未来几十年会带来什么样的发展，宇宙学已经从哲学的一个分支转变为一门假设满足观察和实验检验的物理科学。