没有涉及。爱因斯坦不仅分析了光速，认识到它对空间和时间的影响，
而且还推导出物理学里最著名的方程，即E=mc2。这个公式从本质上表
明，能量（E）和质量（m）是等价的，并且可以相互转化，转换因子
即c2，其中c是光速。光速为3×108m/s，因此c2为9×1016（m/s）2，这意
味着一点点质量就可以转化成巨大的能量。
而且事实上，核反应所释放的能量直接来源于微量质量向能量的转
换。当一个镭核转化为氡核和α粒子时，产物的总质量小于镭原子核的
质量。质量损失仅为0.0023%，所以1千克的镭将被转换成0.999977千克
氡和α粒子。虽然质量损失很微小，但转换因子（c2）巨大，因此丢失
的这0.000023千克质量被变换成多于2×1012焦耳的能量，这个能量相当
于超过400吨的TNT所释放的能量。聚变反应也以完全相同的方式释放
能量，所不同的是所释放的能量的量通常要更大。氢聚变炸弹比钚裂变
炸弹更具有毁灭性。
本章要讨论的天文学或宇宙学已经好久没提起了，但我们应理解，
介绍原子物理和核物理领域的突破非常重要，因为它们注定要在大爆炸
模型的检验中发挥至关重要的作用。卢瑟福的原子有核模型以及由此出
现的对核反应（裂变和聚变）的理解，为天上的研究开辟了一种新的途
径。在我们回到本章主题之前，我们先在这里给出对核物理的关键要点
的概括：
1.原子由电子、质子和中子组成。
2.质子和中子占据原子的中心，即构成原子核。
3.电子绕原子核做轨道运动。
4.大质量原子核往往是不稳定的，会发生分裂（核裂变）。
5.小的核较稳定，但可以发生合并（核聚变）。
6.裂变/聚变后的核的质量要比最初的核的质量小。
7.由E=mc2知，这种质量的减少导致能量的释放。
8.中等质量的核是最稳定的，很少发生核反应。
9.即使是非常轻或非常重的原子核，要进行聚变或裂变反应，也需
要高能量和高压强条件。
将核物理学的这些法则与天文学联系起来的首批科学家里，有一位
叫弗里茨·豪特曼斯的有勇气且有原则的物理学家，向来以魅力和机智
著称。他可能是唯一的一位其笑话被编纂成40页的小册子出版的物理学
家。豪特曼斯的母亲有一半的犹太血统，他有时用这样的话来回敬反犹
言论：“当你的祖先还住在树上时，我的祖先已经会伪造支票了。”
豪特曼斯于1903年出生在佐波特（Zoppot），一个靠近当时德国丹
泽（现今波兰的格但斯克）的波罗的海港口的地方。后来他的父母搬到
维也纳，豪特曼斯在那里度过了童年。1920年，他从那里回到德国，在
格丁根学习物理学，并在此获得了一个研究员的职位。通过与英国科学
家罗伯特·德埃斯库特·阿特金森一起工作，他开始迷上了这样一个概
念：核物理可以用来解释太阳和其他恒星是如何燃烧的。
众所周知，太阳主要是由氢和部分的氦组成的，因此人们很自然地
假定，太阳产生的能量是氢聚变成氦的核反应的结果。当时还没有人在
地球上观察到核聚变，因此对这种机制的细节并不清楚。但业已知晓，
如果氢可以在某种程度上转化成氦，将有0.7%的质量损失：1千克的氢
以某种方式被聚变成0.993千克氦时，将有0.007千克的质量损失。同
样，看上去这个质量损失很小，但爱因斯坦的质能关系式E=mc2告诉我
们，这一看似微小的质量损失甚至能够产生数量巨大的能量：
能量=mc2=质量×（光速）2=0.007×（3×108）2=6.3×1014焦耳所以，
从理论上讲，1千克的氢可以聚变成0.993千克的氦并产生6.3×1014焦耳
的能量，它等于燃烧100000吨煤所产生的能量。
困扰豪特曼斯的主要问题是，太阳上的条件是否足以引发聚变。前
面我们提到，聚变反应不可能自发发生，需要高温和高压。这是因为它
们需要输入初始能量来触发核反应。在两个氢核聚变的情形下，这种初
始能量对于克服初始的静电斥力是必要的。氢核是带正电荷的质子，所
以它会排斥另一个带正电荷的氢核，因为同种电荷相斥。但是，如果质
子能得以足够接近对方，那么吸引性的所谓强作用核力就将起作用，它
将压倒静电斥力，并使两个氢核安全地绑定在一起形成氦核。
豪特曼斯计算出这个临界距离为10-15米，即1毫米的一万亿分之
一。如果两个相互接近的氢核能够接近对方到这个距离，那么聚变就将
发生。豪特曼斯和阿特金森都深信，太阳内部深处的压力和温度都大到
足以迫使氢核接近到这个10-15米的临界距离的范围内，这将导致聚变，
而释放出的能量则用来维持温度，并促使进一步聚变。1929年，他们在
德文期刊《物理学杂志》上发表了他们关于恒星上的聚变的这一想法。
豪特曼斯确信，他和阿特金森正行进在正确解释为什么星星会发光
的道路上，他对他的这项研究感到非常自豪，以至于不禁向他约会的女
孩夏洛特·里芬斯塔尔夸耀他的这项工作。后来他回忆起他完成了关于
恒星聚变的研究论文后那个晚上所发生的交谈内容：
那天晚上，我们完成论文之后，我便去与一个漂亮的姑娘约会散
步。天渐渐地黑了下来，星星出来了，一个接一个，个个都闪耀着光
辉。“它们是不是闪得很漂亮？”我的同伴叫道。但我只是挺了挺胸，自
豪地说：“从昨天开始我已经知道它们为什么会闪光。”
夏洛特·里芬斯塔尔显然对此印象深刻。后来她嫁给了他。然而，
豪特曼斯只发展了部分恒星聚变理论。即使在太阳上2个氢核可以聚变
成1个氦核，它也只能是氦的一种很轻且不稳定的同位素——稳定的氦
核还需要向核内添加2个中子。豪特曼斯相信存在中子，它也确实在太
阳中存在，但在1929年他和阿特金森发表他们的论文时，它还没有被发
现。因此豪特曼斯对中子的各种属性大体上是无知的，他无法完成他的
计算。
当1932年中子最终被查德威克发现后，豪特曼斯正处在填补他的理
论细节的理想状态，但政治干扰很快又起。他曾是一名共产党员，因此
担心会成为纳粹迫害的受害者。1933年，他逃离德国到了英国，但在那
里，不论是文化还是食物都不对他的胃口。他说他无法忍受永远存在的
涮羊肉的气味，并称英格兰就是个“腌土豆的邦域”。1934年底，他离开
英国前往苏联。据他的传记作者约瑟夫·赫里普罗维奇（Iosif
KhripIovich）记载，他的移民主要是受到“理想主义和英式菜肴”的驱
使。
在豪特曼斯于20世纪30年代末被拘留期间，其他物理学家拾起他的
恒星聚变的思路，并计算了太阳上所发生过程的具体细节。其中对完成
豪特曼斯研究贡献最大的当属汉斯·贝特。1933年，贝特因他母亲是犹
太人而被他所在的图宾根大学解雇。他先是在英国，后来又去了美国寻
找避难所，并最终成为洛斯·阿拉莫斯国家实验室（核弹项目研发基
地）理论部门的负责人。
贝特为在太阳的温度和压力环境下可行的氢变氦过程确立了两条核
反应路径。一条路径是，标准氢（1个质子）与氘（氢的较稀有、较重
的同位素，由1个质子和1个中子组成）反应。这个反应形成的是氦的相
对稳定的同位素（含2个质子和1个中子）。接着，两个这样的轻氦核会
进一步聚变，形成一个标准的、稳定的氦核，同时释放出2个氢核作为
副产品。这一过程如图74所示。
图74 本图显示的是太阳上氢变氦的一种方式。黑色球体表示质子，白色球体表示中子。在反
应的第一阶段，标准氢和氘聚变成氦核。氦通常有2个质子和2个中子，但是这种氦同位素有2个
质子但只有1个中子。在第二阶段，2个轻氦核再次聚变，形成稳定的氦同位素，同时释放出2个
氢核（质子）。这些氢核可以再次形成氦核。理论上说，2个氘核（由1个质子和1个中子组成）
可以直接聚变形成稳定的氦核（2个质子和2个中子）。但氘非常稀少，所以前一种较繁复的路
径反倒更富有成效。
贝特建议的氢变氦的另一条路径要用到碳核作为捕集氢核的手段。
如果太阳含有少量的碳，那么每个碳原子核一次可以捕捉和吞噬一个氢
核，变身为更重的核。最终，转化后的碳核会变得不稳定，导致它吐出
一个氦核并转回到其本身稳定的碳核，接着这一过程又重新开始。换句
话说，碳核在这里充当加工厂，使用氢核为原料来大量生产出氦核。
这两条核反应路径最初都是推测性的，但是其他物理学家检查了方
程并确认，反应是可行的。与此同时，天文学家们也更加确信，太阳的
内部环境强到足以引发核反应。到20世纪40年代，人们已经很清楚，贝
特提出的这两种核反应在太阳上都会发生，并提供维持太阳存在所需的
能量。天体物理学家已能够设想太阳究竟是如何每秒钟将5.84亿吨的氢
转换为5.8亿吨的氦的，并将由此引起的质量亏损转换成太阳的能源
的。尽管这个质量消耗率巨大，但太阳却能够以这种速率持续产能数十
亿年，因为它目前仍有大约2×1027吨的氢。
这是在原子物理学与宇宙学之间关系的一个里程碑。核物理学家已
经证明，他们可以通过解释恒星如何发光来对天文学做出具体贡献。现
在，大爆炸宇宙学家希望核物理学能帮助他们解决一个更大的问题：宇
宙是如何演变成目前这个状态的？现在很清楚，恒星可以将如氢这样的
简单原子变成如氦这样的稍重的原子，所以核物理也许可以说明大爆炸
是如何产生我们今天看到的各种原子的丰度的。
这个阶段为宇宙学新的先锋的到来进行了设定。他将是一位能够将
核物理的严格规则运用到宇宙大爆炸这种纯理论领域的科学家。通过实
现核物理和宇宙学之间的学科跨越，他将为宇宙的大爆炸模型建立起一
套判决性检验。
大爆炸后的前5分钟
乔治·伽莫夫是一个爱交际又特立独行的乌克兰裔科学家，喜欢喝
烈性酒，玩纸牌游戏。他1904年出生于敖德萨，从小就表现出对科学的
浓厚兴趣。他曾对他父亲送给他的显微镜着迷，并用它来分析圣餐变
质[9]的过程。在出席了当地俄罗斯东正教教堂的圣餐仪式后，他拿着一
块面包，脸颊上沾着几滴酒迅速跑回家。他将它们放在显微镜下观察，
并与他日常享用的面包和酒进行比较。他没找到任何证据表明面包的结
构已经转变为基督的身体，他后来写道：“我认为这是一项让我成为科
学家的实验。”
伽莫夫早年在敖德萨的新罗西亚大学学习时就以雄心勃勃的年轻物
理学家而闻名，后来，1923年，他就读于列宁格勒大学，师从亚历山大
·弗里德曼，后者当时正在发展他的新提出的大爆炸理论。但伽莫夫的
兴趣与弗里德曼的这些研究大相径庭，他很快在核物理学领域做出了世
界级的发现。他的研究促使国家级报纸《真理报》为他献上了一首诗，
那时他只有27岁。另一份报章则宣告：“一位苏维埃学者向西方表明，
俄罗斯的土地上也能够产生自己的柏拉图和才思敏捷的牛顿。”
然而，伽莫夫却变得对苏联的学术生活感到不满。1932年，伽莫夫
试图通过穿越黑海到土耳其来逃离苏联。结果这次行动变成了一场极其
外行的逃跑——他和他的妻子柳波娃·沃明泽娃试图乘坐独木舟用划桨
来跨越250千米的水域。他在自传中讲述了这个故事：
一个重要的事项是旅程中的食物供应。我们认为所带的食物应能维
持五六天……我们煮了[鸡蛋]带上在路上吃。我们还设法弄到了几块硬
巧克力，两瓶白兰地，当我们在海上又湿又冷的时候，它们派上大用场
了……我们发现两个人轮流划桨而不是一起划较合理，因为一起划时船
的速度并没有增加到两倍……第一天完全成功……我永远不会忘记看到
的在西沉的夕阳下一个海豚追逐波浪的景象。
但36个小时后，他们的运气变了。天气变得对他们不利，他们被迫
再划回苏联的怀抱。伽莫夫又做了另一次失败的尝试，这一次是打算从
摩尔曼斯克横渡北极水域到挪威。
1933年，他采取了一个新策略——应邀出席物理学家在布鲁塞尔召
开的索尔维会议。伽莫夫设法与苏共高级官员维亚切斯拉夫·莫洛托夫
会面，希望得到让他妻子——也是一位物理学家——陪同他前往的特别
许可。他获得了必要的文件，但经过了与官僚的漫长的斗争。这对夫妇
终于能够出席这次会议了。他们这一去就没打算再返回苏联。通过适当
渠道，他们从欧洲来到美国。1934年，伽莫夫入职乔治·华盛顿大学，
并在那里度过了随后20年的探索、检验和捍卫大爆炸假说的学术生涯。
图75 乔治·伽莫夫和他的妻子柳波娃·沃明泽娃的照片。下面是伽莫夫夫妇正在为乘坐划皮艇
横渡黑海逃出苏联作准备。
伽莫夫对大爆炸与核合成——原子核的形成过程——特别感兴趣。
伽莫夫想看看核物理和大爆炸模型是否能解释观测到的原子丰度。正如
我们前面看到的，宇宙中每10000个氢原子就有大约1000个氦原子，6个
氧原子和1个碳原子，所有其他元素的所有原子加在一起都要比碳原子
少很多。伽莫夫想知道大爆炸的早期时刻是否可以解释我们的宇宙被氢
和氦所主宰。他还想知道，大爆炸是否能解释较重原子的不同丰度，这
些重原子虽较罕见，但对生命来说是非常重要的。
在了解伽莫夫的研究之前，我们先回顾一下勒迈特的核合成观点。
他的宇宙始于一个单一的、质量巨大的原始原子——其他所有原子的母
亲：“原子世界分裂成碎片，每个碎片又碎成更小的碎片。为了简单起
见，假设这种碎裂出现的概率是相同的，我们发现，要使目前的物质被
粉碎成可怜的小原子，小到已无法再破碎为止，那么我们需要连续破碎
260次。”根据既定的原理，大核是不稳定的，一个质量超重的原子更是
极不稳定，会很快分裂成较轻的原子。然而，这些碎片残迹应当会位于
周期表中间的某个地方，就是最稳定的元素所处的地方。这将导致一个
以铁元素为主的宇宙。在勒迈特的模型里，似乎没有办法产生当今宇宙
所表明的氢和氦的原子在宇宙中的丰度。在伽莫夫看来，勒迈特模型是
完全错的。
摒弃了勒迈特的自上而下的方法后，伽莫夫转而采用一种自下而上
的策略。如果宇宙始于一锅致密的、简单的、向外膨胀的氢原子汤，将
会怎样？大爆炸是否能为氢聚变成氦和其他较重的原子创造合适的条
件？这个想法似乎比勒迈特的想法更有可能，因为从100%的氢出发更
容易解释为什么氢到今天仍占宇宙原子的90%。
但在开始推测大爆炸的核物理机制之前，伽莫夫研究了豪特曼斯和
贝特的工作，试图找出究竟是什么样的恒星能够将氢聚变成较重的原
子。他受到恒星聚变的两个关键限制的打击。首先，恒星里氦的产生速
率非常慢。我们的太阳每秒钟产生5.8×108吨氦，这听起来好像很多，但
要知道太阳目前含有5×1026吨氦。按照恒星氦的产生速率，这么多的氦
需要超过270亿年才能完成，而根据大爆炸模型，宇宙年龄应该在18亿
年。因此伽莫夫得出结论：大多数的氦必定在太阳形成时就已经存在，
所以它也许是在大爆炸时产生的。
图76 乔治·伽莫夫与约翰·科克罗夫特（左）讨论计算，后者后因对核物理学的贡献而赢得诺
贝尔奖。照片捕捉到物理学家们工作时的紧张和喜悦。
恒星聚变的另一个限制是它明显不能创造比氦重的元素的原子。物
理学家们没能成功找到任何可行的恒星核反应生成元素铁或金的路径。
在创造了最轻的原子后，恒星似乎走到头了。
伽莫夫把这两种局限性看作大爆炸模型证明自己能弥补恒星的不足
的机会。在恒星无法产生足够多的氦或较重元素的地方，大爆炸也许可
以成功。特别是，他希望早期宇宙的条件足够极端，允许新型核反应的
存在，并开辟出恒星上不可能存在的新途径。这种新途径将能够解释所
有的元素的产生。如果伽莫夫能将重元素的核合成与大爆炸联系起来，
那将为大爆炸模型提供强有力的证据支持。如果他做不到这一点，那么
这个雄心勃勃的创生理论将面临重大的尴尬局面。
20世纪40年代初，伽莫夫开始了他的解释大爆炸后元素产生的研究
项目。他很快就意识到，他是美国在探索大爆炸核合成问题方面的唯一
的物理学家，从而也很快就明白了为什么他会有包揽整个领域的特权。
从事原子核形成的研究需要有对核物理的深刻理解，而当时几乎每一个
有这样背景的人都已被秘密招募到洛斯阿拉莫斯国家实验室去从事曼哈
顿计划——第一颗原子弹的设计和建设——工作了。伽莫夫没有离开乔
治·华盛顿大学的唯一原因是他未能获得最高级别的安全许可，因为他
曾经是红军军官。那些负责签发许可证的人不能理解，既然伽莫夫已经
被赋予军官的地位，因此他可以给士兵们教授科学课程呀。美国当局也
没有去收集更多的说明伽莫夫真正忠诚的证据，比如苏联因他逃离苏联
而缺席判处他死刑的事实。
伽莫夫探索大爆炸核合成的策略看似简单。他开始观察宇宙现在的
样子。天文学家们研究了恒星和星系的分布，因此他们能估计出整个宇
宙的密度，这大约是每1000个地球体积中含1克。下一步，伽莫夫利用
哈勃对宇宙膨胀的测量结果，并倒拨时钟使宇宙收缩。伽莫夫的收缩的
宇宙越接近创生时刻就变得越致密，因此他可以用比较简单的数学来得
到以前任何时刻的平均密度。压缩物质通常会产生热量，这就是为什么
自行车的打气筒向车胎内充了几下气后摸上去会感到热的原因。因此，
伽莫夫也可以采用相对简单的物理来证明年轻的、压缩的宇宙会比今天
的宇宙热得多。总之，伽莫夫发现，他可以很容易地得到宇宙从创生后
不久（炽热致密状态下）直到今天（寒冷弥散状态下）任何时间点的温
度和密度。
图77 这是1933年在布鲁塞尔召开的索尔维会议的合影。照片中乔治·伽莫夫位于后排中间。本
次会议的议题是讨论原子结构，因此照片中包含了其他许多位著名人物。厄内斯特·卢瑟福和詹
姆斯·查德威克坐在前排，坐在前排的还有玛丽·居里和她的女儿艾琳·约里奥，她像她母亲一样
获得了诺贝尔奖。
皮埃尔·居里已去世多年。1906年，他被一辆马车撞倒并夺去了生命。随后玛丽开始与保罗·朗
之万（就是照片中她旁边的那位）有了关系。朗之万是一位已婚男人，这导致了一桩公开的丑
闻。当居里夫人接到了她第二次获得诺贝尔奖的通知时，她被要求不要亲自来斯德哥尔摩领取
奖金，因为这会让诺贝尔奖委员会感到尴尬。她没理睬这一要求，并解释说，这个奖是对她的
科学成就的奖励，而不是对她个人生活的评价。
图中前排左起：E.薛定谔、I.约里奥、N.玻尔、A.约飞、M.居里夫人、P.郎之万、O.理查德森、
E.卢瑟福、T.德堂德、M.德布罗意L.德布罗意、L.迈特纳、J.查德威克
建立早期宇宙中普遍存在的条件是很重要的，因为任何核反应的结
果几乎完全取决于密度和温度。密度决定了给定体积里的原子数。密度
越高，两个原子发生碰撞并聚变的可能性就越大。随着温度的增加，有
更多的能量可用，原子运动得也更快，这意味着它们的核更容易发生聚
变。正是由于天体物理学家知道太阳内部的温度和密度，他们才能够算
定恒星内部会发生哪一种核反应。伽莫夫认为在早期宇宙中也有类似的
信息，因此希望能知晓在大爆炸之后不久哪一种核反应能够发生。
伽莫夫研究大爆炸核合成模型的第一步是假定，极早期宇宙的极端
高温会将所有物质都破碎成最基本的物质形式。因此他假设宇宙的初始
成分被分离成质子、中子和电子——当时物理学家所知道的最基本的粒
子。他称这种混合为“yIem”（发音为“eye-Iem”）——他在韦氏词典中偶
然查到的一个词。这个已废弃的中古英语单词的意思是“构成元素的原
始物质”。它确切地描述了伽莫夫的滚热的中子、质子和电子汤。单个
质子相当于1个氢原子核，加上1个电子，即构成一个完整的氢原子。然
而，早期的宇宙是如此之热，能量是如此之多，使得电子快得根本就不
从属于任何原子核。除了物质粒子，早期的宇宙还是汹涌的光的海洋。
从这锅热的、致密的汤出发，伽莫夫试图将时钟慢慢地向前拨，来
搞清楚基本粒子是如何开始粘在一起形成我们今天所熟悉的原子核的。
最终，他的雄心是要说明这些原子是如何凝聚成恒星和星系，并演变成
我们看到的周围的宇宙的。总之，伽莫夫想证明，大爆炸模型可以解释
我们是如何走到今天这个地方的。
不幸的是，当他开始计算可能发生的核反应后，伽莫夫被面前巨大
的工作量阻遏住了。他是能应付一组特定条件下发生的核反应的计算，
但问题是大爆炸的图景是不断变化的。在某一时刻，宇宙有一组确定的
温度、密度和粒子组合，但一秒钟后宇宙已经膨胀了，导致温度变低，
密度变小，粒子组合已稍有差别，具体变化由可能已经发生的核反应而
定。伽莫夫努力进行着核反应的计算，但进展甚微。他是个伟大的物理
学家，但数学计算却是他的弱项，核反应计算超出了他的能力。而且当
时计算机还没有得到有效运用，他面临的是一种绝望的困境。
最终，1945年，伽莫夫得到了他急需的支持——他将一个名叫拉尔
夫·阿尔弗的年轻学生招至麾下。阿尔弗当时正努力要在科学界开出一
片自己的天地，他的学术生涯始于1937年，当时这位16岁的神童获得了
麻省理工学院的奖学金。但不幸的是，在与该学院的校友聊天时，他漫
不经心地道出他来自犹太人的家庭，于是奖学金被迅速取消了。这对一
个有抱负的少年来说可谓是一个可怕的打击：“我哥告诉我不要将希望
看得太高，他是对的。这是一个惨痛的教训。他说认为一个犹太人可以
去任何地方是不现实的。”
阿尔弗能够回到学术轨道的唯一办法就是白天工作，晚上去上乔治
·华盛顿大学的夜校。最终他通过这种方式完成了他的学士学位。正是
在这期间，伽莫夫遇到了阿尔弗，让他眼前一亮。一种可能是因为阿尔
弗的父亲也来自敖德萨——他自己的出生地。伽莫夫承认，阿尔弗是数
学天才，对细节看得很准。相比之下，他自己的数学可谓蹩脚而且处理
得草率。他立即将阿尔弗招收为他的博士生。
伽莫夫让阿尔弗去着手解决早期宇宙中的核合成的问题。他给这位
学生提供一个起点和关键问题的大致轮廓，这些都是基于他到目前为止
所收集到的信息。例如，伽莫夫指出，大爆炸核合成可以限定在一个相
对较短的时间和温度窗口内。极早期宇宙是如此之热，能量如此之高，
使得质子和中子的运动快到根本无法束缚在一起。不久之后，宇宙开始
冷却，核合成开始启动。然而，时间稍稍过去一点点，宇宙的温度便下
降到质子和中子不再有足够的能量或速度来启动核反应的地步。总之，
核合成只能发生在宇宙温度比万亿度低但高于百万度的区间内。
核合成窗口的另一个限制是，中子是不稳定的，会衰变为质子，除
非它们被束缚在如氦核这样的核内。因此，早期宇宙中的自由中子在消
失之前必须先形成原子核。自由中子的半衰期大约为10分钟，这意味着
有一半的中子在10分钟内就消失了，剩下的中子在另一个10分钟内又消
失一半，等等。因此，原始中子在创生后的1小时后其数量将少于2%，
除非中子已与质子反应形成稳定的核。另一方面，存在一种依赖温度的
核反应，它们可以生成中子，这个过程将使情形进一步复杂化。由于中
子是核合成过程中的重要因素，因此无论是中子的半衰期还是中子的产
生率，都是确定大爆炸后核合成持续时间的关键因素。
注意力集中到核合成这个复杂的时间窗口上之后，伽莫夫和阿尔弗
开始估算质子和中子相互作用的可能性。他们的计算中需要输入的另一
个复杂因子是中子和质子反应的反应截面。一个粒子的反应截面是指它
与其他粒子相互作用的概率有多大。如果两个人站在房间的相对两侧，
然后彼此向对方扔小玻璃球，那么两个玻璃球在半空中发生碰撞的可能
性非常小。相反，如果他们彼此向对方扔足球，那么两个足球在半道上
发生碰撞的可能性就大多了，或至少彼此掠过。因此我们说足球有比玻
璃球更大的碰撞截面。在核合成问题上关键的一点是：中子和质子呈现
给对方的截面或标靶有多大？
核粒子的反应截面用“靶恩（barn）”单位来衡量。1靶恩等于10-28平
方米。这个词源自于这样一句具有讽刺意味的话：“连谷仓的门都没碰
着”。一些词源学家认为这个词最早见于参与曼哈顿计划的物理学家的
工作守则[10]，这样即使间谍无意中听到“谷仓”一词也无法知道说的是什
么意思。了解截面大小对原子弹制造者来说至关重要，他们当时一直试
图搞清楚要形成核爆炸至少需要多少铀。铀的反应截面越大，核相互作
用的可能性就越大，保证核爆炸所需的铀燃料就越少。
对阿尔弗来说重要的是，围绕原子弹项目的秘密在战争后很快得到
公开。这意味着正当阿尔弗着手进行他的大爆炸核合成过程的研究时珍
贵的截面测量数据被解密。另一个刺激来自美国阿贡国家实验室的科学
家，他们一直在探索建设核电站的可能性。他们也发布了关于核反应截
面的最新数据，这让阿尔弗很兴奋。
伽莫夫和阿尔弗花了3年时间来进行计算，对他们的假设进行打
磨，他们更新了截面数据，完善了他们的估计。他们的一些最深入的交
谈是在一家坐落在宾夕法尼亚大道上的名为“小维也纳”的小酒吧里进行
的。在这里喝上一两瓶饮料有时真有助于他们对早期宇宙的理解。这是
一段非同寻常的经历。他们将具体的物理应用到以前十分模糊的大爆炸
理论上，试图用数学模型来刻画早期宇宙的条件和事件。他们估计了初
始条件，并通过运用核物理定律来观察宇宙是如何随时间演化的，以及
核合成的过程是如何取得进展的。
随着逐月过去，阿尔弗越来越确信他可以精确模拟大爆炸之后最初
几分钟时氦的形成过程。当他发现他的计算与实际紧密一致时，他的信
心得到了增强。阿尔弗估计，在大爆炸核合成阶段的末期，差不多每10
个氢核可生成1个氦核，这与天文学家对当今宇宙的观测结果十分吻
合。换句话说，大爆炸可以解释我们今天看到的氢氦比。阿尔弗没有认
真尝试对其他元素建立模型，但即使是预言的氢和氦的形成与观察到的
比例一致这一点本身就已是具有重大意义的成就了。毕竟，这两种元素
占了宇宙中所有原子的99.99%。
几年前，天体物理学家已经能够说明氢变氦是恒星的能源，但是恒
星核反应的速度太缓慢，使得恒星核合成过程只可解释已知的氦的一小
部分。而阿尔弗通过假设存在大爆炸过程可以解释氦的丰度。这一结果
是自哈勃观察和测量星系的红移以来大爆炸模型的第一次重大胜利。
为了宣布这一突破，伽莫夫和阿尔弗将他们的计算结果和结论写成
一篇题为“化学元素的起源”的正式论文提交给《物理评论》杂志。文章
定于1948年4月1日出版，也许正是这个日子促使伽莫夫做了一件他已经
独自考虑了好几个月的事情——将汉斯·贝特的名字加入到作者名单
里。伽莫夫和汉斯·贝特是亲密朋友，贝特以其在恒星核反应领域的工
作而闻名，因此伽莫夫想在文章的作者中加入贝特的名字，尽管他并没
在这个特殊的研究报告中做出什么贡献。伽莫夫添加这个名字的动机
是，读者可以从文章的作者列表上得到一种视觉享受——阿尔弗、贝特
和伽莫夫，各人姓氏的首字母按希腊字母排列恰好是aIpha（α），
beta（β）和gamma（γ）。
毫不奇怪，阿尔弗对此不以为然。他担心，列入贝特会削弱国际科
学界对他在这项研究中的贡献的认可。阿尔弗的名字已经被伽莫夫这位
合作者遮盖得黯然失色，因为阿尔弗只是年轻的博士生而伽莫夫是著名
的物理学家，再加上贝特这个更杰出的名字恐怕只会使事情变得于他更
为不利。阿尔弗做的工作要比他在这篇作品中分享到的成果多得多，而
现在事情看起来他能得到认可的部分还得打折扣。在伽莫夫和阿尔弗就
署名权发生不愉快的整个过程中，贝特始终没有意识到阿尔弗的感觉，
他也不知道这将是宇宙学历史上最重要的科学论文之一。他只是很高兴
能成为伽莫夫的这个小玩笑的一部分。
直到论文送出发表，贝特的名字依然在列。伽莫夫试图通过安排一
个小型庆祝活动庆祝他们的伟大成就来弥补他与他的这位学生之间的嫌
隙。伽莫夫带了一瓶君度甜酒走进办公室，酒的标签已改为“YIem”——
他为宇宙最初所充斥的原始粒子汤所取的名字。橙色的液体从酒瓶倾入
两只酒杯，研究大爆炸的两人一释前嫌。
虽然伽莫夫现在可以放松一点，但阿尔弗仍有很多工作要做。这项
研究是阿尔弗的博士论文项目，因此他必须独立地写出来，给出详细的
解释来证明他确实值得这个博士学位。不幸的是，在他开始写作论文不
久，他得了严重的流行性腮腺炎。忍受着疼痛和肿胀，阿尔弗只能在床
上扶病完成他的论文，他将论文内容口述给他的妻子路易丝。这对夫妇
是在乔治·华盛顿大学的夜校认识的，但路易丝学的是心理学而不是物
理学，所以她对阿尔弗的研究根本不懂。然而她忠实准确地打出了构成
论文核心的深奥的方程。
阿尔弗的工作还没有完成。接下来，他还得经受一次论文答辩——
获得博士学位的最后一道关卡。他必须独自坐在答辩小组的专家们前
面，并让他们信服，在大爆炸后的瞬间，氢和氦可能按正确的比例产
生。他还想说，可以合理地认为，在这个阶段，其他原子也有机会被创
造出来。从本质上讲，他捍卫的是他与伽莫夫合作的结果，但此时他必
须完全依靠自己的智慧，无法向他的导师寻求建议。如果他成功了，那
么他将被授予博士学位；如果他失败了，那么他这三年算是浪费了。他
的论文答辩计划于1948年春季举行。
这种论文答辩通常是公开进行的，但它通常不像一场体育活动那样
对公众那么有吸引力，所以观众往往是朋友、家属和一些对此特别感兴
趣的学者。然而这一次，“一位27岁的新手取得了一项重大突破”的消息
已经传遍了整个华盛顿，阿尔弗发现自己是要在300多人（包括记者）
的听众面前进行答辩。他们聚精会神地听着一系列莫名其妙的问题和阿
尔弗给出的更加神秘的回答。在答辩行将结束时，评审专家们充分相信
阿尔弗应当被授予博士学位。
与此同时，记者们特别注意到阿尔弗的一个评论——氢和氦的原初
核合成只发生在最初300秒时间内。于是这句话就成了未来几天美国报
纸上的头条新闻。1948年4月14日，《华盛顿邮报》宣布，“世界始于最
初5分钟”，两天后这家报纸又刊登了一幅漫画，如图78所示。《新闻周
刊》则在4月26日发表了同一个故事，但将时间尺度拉长到其他种类原
子的创生：“根据这一理论，所有元素都是在一个小时之内创生于一锅
原始流体，然后组成我们今天所见的恒星、行星和生命的物质。”事实
上，阿尔弗对重于氢和氦的元素谈得很少。
在接下来的几周，阿尔弗享有了很高的知名度。学术界显示出对他
的工作的兴趣，好奇的公众给他发邮件，宗教原教旨主义者为他的灵魂
祈祷。然而，聚光灯很快暗了下去，正如他所预料的，他消失在他的杰
出的合作作者——伽莫夫和贝特——的阴影里。当物理学家们读了他们
的文章后，认为伽莫夫和贝特对这一突破的贡献最大，阿尔弗的名字被
忽视。阿尔弗在发展大爆炸模型过程中的至关重要的作用应得到恰当的
认可这一点，因出于喜剧效果而添加的贝特的名字而被彻底掐灭了。
图78 著名漫画家赫伯特·L.布洛克显示出对阿尔弗的研究感兴趣。这幅出现在1948年4月16日
《华盛顿邮报》上的漫画显示了一颗原子弹在思考这个世界在创生最初5分钟的消息。炸弹似乎
代表了这样一种恶作剧的想法，它可以在短短5分钟内摧毁这个世界。
神圣的创生曲线
α-β-γ的文章，随着变得众所周知，成为大爆炸宇宙观与永恒宇宙观
之争历史上的一个里程碑。它表明，对假设性的大爆炸后的核过程进行
实际计算，并以此来检验这一创生理论，是可能的。大爆炸的支持者们
现在有了两项观测证据——宇宙膨胀和氢与氦的丰度，并表明它们与宇
宙大爆炸模型完全一致。
大爆炸理论的批评者则试图通过破坏大爆炸核合成的成功的基础来
进行反击。他们的第一个反应是诋毁伽莫夫和阿尔弗的计算结果与观测
到的氦丰度之间的一致性。第二个，也是更实质性的批评，是针对伽莫
夫和阿尔弗未能解释重于氢和氦的核的创生问题。
伽莫夫和阿尔弗在他们发表论文时，在很大程度上将这个问题放在
了一边，打算以后来解决它。但事实上他们很快就意识到，他们的研究
已经进入了一个死胡同：试图用大爆炸的热来合成比氦重的任何核似乎
是不可能的。
他们最大的困难是所谓的5核子鸿沟。“核子”是对原子核中任何组
