图2-3 宇宙的熵无限接近于零
注：在宇宙的另一种可能性中，熵会不断增大，回溯过去，宇宙的熵会无限接近于零却从未达到零。
另一种情况是，随着时间的推移，宇宙的熵会增大，但在局部区域里，熵会减小。这是目前在宇宙许多地方发生的情况。当地球的生物圈在局部变得更为有序时，熵的减量就超过了地球和太阳间热量交换时总体产生的熵增量。如果你打算用一些木头做一把椅子，那么在施工的过程中，木头的有序程度会提高，熵减小。然而，这些过程并未违背热力学第二定律，因为总熵，也就是能量的输出增加了，包括储存于淀粉中的、储存于身体中的以及施工所耗费的能量。事实上，我们周围所看到的物质世界的复杂性是一种精妙的呈现，自然可以创造出局部的熵减少，这可以为我们带来当所有地方的熵都增大时所不能获得的平衡。
直到最近，宇宙学家才意识到之前提出的宇宙会毁灭的预言并不会发生，也就是说，在未来，当熵达到极大值时，膨胀宇宙不会陷于之前所预测的热寂状态。虽然宇宙的熵会继续增加，但在任何特定的时间下，宇宙所能拥有的最大熵值增长的速度更快。因此，熵可能达到的极大值和宇宙熵的实际极大值之间的差距在不断增大，如图2-4所示。所以，宇宙实际上离完全平衡的“热寂”状态越来越远。
图2-4 当前的宇宙“热寂”观点
注：不断膨胀的宇宙的实际熵值会随着时间的推移而不断增大，但在一个包含等量物质的宇宙中，熵的可能极大值增加的速度更快。随着时间的推移，在达到熵的可能极大值时，宇宙将离完全平衡的“热寂”状态越来越远。
当我们计算宇宙当前的熵时，发现它的值低得惊人。也就是说，我们可以设想宇宙能量分布的方式异常无序。尽管宇宙以熵持续增加的方式膨胀了近150亿年，但它当前仍然处于高度有序的状态，其中的原因仍是一个谜。这意味着宇宙的初始状态一定极度有序，因此当时的状态必定非常特殊，可能由某些对称或者极为有效的宏大规则支配。
然而，事实证明，我们不可能利用这些想法发现这一规则，因为我们对宇宙结构的了解还不足以支撑识别出所有有序和无序的方式。因此，我们也无法完整地计算出宇宙当前的熵。1975年，物理学家雅各布·贝肯斯坦（Jacob Bekenstein）和斯蒂芬·霍金证明了黑洞具有与深量子（deep quantum）相关的熵。英国数学家罗杰·彭罗斯（Roger Penrose）推测，类似的熵也可能与宇宙的引力场有关。对未来的宇宙学家而言，全面理解引力在热力学领域的表现是一个难题。我们将在本书的末尾回到这个问题。
如果你不喜欢正在不断膨胀的宇宙，不希望它的熵在未来不断增大，可以选择另一个由弗里德曼提出的宇宙膨胀模型，其中有些宇宙模型膨胀的速度很慢，足以让物质的引力作用在遥远的未来将宇宙坍缩到大小为零的状态，这种最终状态将是极度猛烈的热寂：随着坍缩不断加剧，温度和密度将无限增大。这种宇宙的演化模型提出了循环宇宙的古老概念，即宇宙不断经历着重生，每一次都像凤凰一般从灭亡的灰烬中涅槃（见图2-5）。
图2-5 循环宇宙模型
注：该图表示的是一个永恒循环的宇宙，在该宇宙中，每个周期的大小与它的前身相同。
根据这种观点，我们生活在一个循环宇宙的膨胀时期，它有着悠久的历史，同时也有着无限的未来。所有的行星、恒星和星系都会在宇宙陷入每一次“大坍缩”时被摧毁，然后宇宙又重新回到膨胀的状态。
尽管该模型在哲学上十分具有吸引力，并且不需要解释宇宙起源时发生了什么才导致现在的膨胀状态，但因为热力学第二定律，它也遭受了不少非议。
关于循环宇宙的反对论点是由美国物理学家理查德·托尔曼（Richard Tolman）在20世纪30年代提出的。他认为，宇宙的大小会在前一个宇宙的最大值上继续增大，因此宇宙的每个周期都大于上一个周期。这有可能发生，因为物质会逐渐耗散于辐射之中，导致对抗宇宙膨胀引力的力增大。因此，在接下来的循环中，膨胀会持续得更久。如果我们沿着一个不断增大的循环宇宙回到过去，它会变得越来越小。在当时以及之后的很长一段时间内，人们又都错误地认为，这意味着宇宙在有限的时间里从大小为零的状态开始膨胀；也可能在过去的时间里，宇宙经历了无数个周期，每个周期都比后来的周期小，但从未达到大小为零的状态（见图2-6）。
图2-6 不断增大的循环宇宙模型
注：同热力学第二定律相符，熵值随着时间的推移不断增大，这增加了宇宙中辐射的压力，使得每个周期随着时间的流逝而延长。
另一些人则认为，如果过去已经发生了无数个宇宙循环，那么熵的增大应该会导致现在的宇宙处于热寂状态。然而，由于没有人能够确定宇宙在每次重生时发生了什么，因此这个观点并不具有说服力。一些人推测，在每次宇宙重生的过程中，我们所谓的物理常数、熵值，甚至所有自然法则都可能会重新洗牌。如今，这类争论已经变得无足轻重，因为我们缺乏对宇宙熵值的充分理解。如果引力场以一种非同寻常的方式承载熵，那么宇宙熵值的持续增加很可能不会导致宇宙的大小从一个周期到下一个周期的稳定增长。
如果你和对宇宙学很感兴趣的人交谈，可能会发现，提到大爆炸理论就会让他想起宇宙恒稳态理论。事实上，恒稳态理论早在30年前就不是学界的主流了。尽管如此，作为大爆炸理论的竞争对手，这种理论仍然根植于大众的思想中。恒稳态理论是天体物理学家托马斯·戈尔德（Thomas Gold）、赫尔曼·邦迪（Hermann Bondi）和弗雷德·霍伊尔（Fred Hoyle）的思想的产物。1948年，他们在剑桥大学看了一部以回归到开始状态为结局的电影——《死亡之夜》（The Dead of Night），之后就提出了这个模型。“如果宇宙真是这样的呢？”他们这样问自己。他们虽然都知道宇宙在膨胀，但不喜欢宇宙应该有起点的想法，而这似乎正是膨胀的宇宙所暗示的。他们希望宇宙在任何时候，包括从无限过去到永恒未来之间，所呈现的整体外观都是一致的。所以，他们设计了这个模型，在其中，宇宙没有起点，并且从总体上看始终保持一致（见图2-7）。
图2-7 恒稳态宇宙的膨胀
注：恒稳态宇宙的膨胀没有起点也没有终点。
他们认为，宇宙不是在过去的某个特殊时刻创造出的产物，而是不断地创造物质，并且以正确的造物速度发展，从而平衡由膨胀引起的密度稀释，最终保持宇宙物质密度的恒定。这种状态开始于无限远的过去，并将永恒地延续下去。相比之下，大爆炸理论下的宇宙膨胀导致其密度不断下降，它显然拥有一个创造物质的起点，而且造物过程并未延续下去。顺便说一下，恒稳态宇宙所需的造物速度极为微小，大约每100亿年一次，每立方米增加一个原子，而且我们永远不可能直接观测到如此微小的造物过程。造物速度如此之慢的原因是，宇宙中几乎没有物质。如果如今宇宙中的所有恒星和星系都变成统一的原子海洋，那么每立方米的空间中就只有一个原子。这可比地球上任何实验室所能产生的真空更空。外层空间实际上就是空无一物的房间——空间。
宇宙恒稳态理论的优点之一是具有确定性，对宇宙应该呈现的模样做出了非常肯定的预测，因此很容易被我们观测所得的结果反驳。事实上也的确如此。如果宇宙在所有的时期里都保持一致，那么就不存在所谓的特定的宇宙历史时期，例如，当星系开始形成，或是类星体普遍存在的时期。射电天文学起源于第二次世界大战时期对雷达的研究，这种新科学使天文学家能够以无线电波而非可见光的形式观察那些发射能量的物体。天文学家利用射电望远镜观测到了非常古老的星系，这些星系是无线电波的重大来源。他们观察这类星系以确定它们是否就像大爆炸理论所预测的那样，出现于宇宙的某个特定时期，抑或像宇宙恒稳态理论所预测的那样，一直保持同样的星系数量。20世纪50年代末，不断累积的观测结果表明，过去的宇宙与今天的宇宙大相径庭。在宇宙历史的不同时期，能够发射强烈的无线电波（射电星系）的星系数量并不相同。
当我们观察遥远天体发出的光线时，就好似回到了过去，看到的是光离开时这些天体的模样，所以当我们观察本质上相似但离地球距离不等的天体时，便能了解宇宙在不同时期的模样。当然，我们仍然可以对这些观测结果提出异议。射电天文学家发现，射电星系在过去的数量比现在多得多，当他们试图说服宇宙恒稳态理论的支持者时，引发了两个派系间的激烈争论。
关于宇宙大爆炸理论与恒稳态理论的辩论给大众留下了深刻的印象。1950年由BBC推出的一系列电台节目奠定了舆论基调，该系列节目名为《宇宙的本质》（The Nature of the Universe），在当时非常受欢迎。弗雷德·霍伊尔是当时的主持人，他在节目中创造了“大爆炸”（big bang）这个词汇，对宇宙学做了贬义描述。他说宇宙起源于过去某个有限的时间，并从一个密集的状态膨胀而来。
这场激烈的辩论终止于1965年，因为在这一年，阿诺·彭齐亚斯和罗伯特·威尔逊发现了宇宙微波背景辐射。在一个稳定的宇宙中不可能存在这样的热辐射，因为恒稳态宇宙从未经历过这样高密度且炽热的过去。相反，它通常是冷静而沉寂的。此外，科学家也观测到宇宙中存在大量的最轻元素，这一结果与大爆炸模型的预测相吻合，这些最轻元素诞生于宇宙膨胀之初的前三分钟出现的剧烈核聚变反应。恒稳态模型无法对这些物质的大量存在提出任何自然的解释，因为恒稳态宇宙从未经历过核聚变反应得以发生的高密度且炽热的早期阶段。
这两项与预测完全吻合的观测结果敲响了恒稳态模型的丧钟，尽管它的一些支持者仍试图以不同的方式来修补该理论，但它再也不能成为宇宙起源模型的候选。大爆炸模型成功地整合了我们对宇宙的观测结果，并确立了它在宇宙起源方面的稳固地位。但人们必须明白，“大爆炸模型”一词的含义只不过描绘了一幅不断膨胀的宇宙图景，它让我们知晓宇宙的过去比现在更加炽热、密度更高，除此之外再无其他。另外，学界还存在着许多不同的宇宙理论学说。宇宙学家的工作则是确定宇宙的膨胀历史，从而确定星系形成的方式，解释为什么星系以星团的方式聚集、为什么宇宙以现在的速度膨胀，解释宇宙的形状以及它内部的物质和辐射间的平衡问题。
3 宇宙有起点吗
案子里的怪异之处总是断案的重要线索。越是平淡无奇、司空见惯的犯罪行为，就越难侦破。
——《博斯科姆比溪谷秘案》（The Boscombe Valley Mystery）
宇宙膨胀理论意味着过去曾经发生过一些创世性质的巨变。如果我们使时光倒流，回溯宇宙膨胀的历史，总是会发现宇宙有一个“起点”。在宇宙的起始阶段，所有的物质都相互凝聚在一起：宇宙中的所有质量都被压缩成一个密度无限大的状态，这个状态便是我们所知的“奇点”。它的存在为我们过去的历史投下阴霾，也引发了学界对现代宇宙学的各种形而上学和神学的猜测。
从目前观测到的宇宙膨胀速率和减速速率来判断，奇点距今只有大约150亿年的时间。我用了“只有”这个词是因为，虽然以人类的标准来看，这个时间尺度已经极度漫长，但实际上它并不比地球上其他生物的时间尺度长多少：恐龙在2.3亿年前还在阿根廷游走；地球上已发现的最古老的细菌化石约有30亿年的历史，格陵兰岛地幔中最古老的地表岩石约有39亿年的历史，而太阳系初期遗留下来的最古老的岩屑大约有46亿年的历史。人类距离地球起源的时间仅仅是距离奇点这个奥秘的时间的1/3。
20世纪30年代早期，许多宇宙学家不愿意承认宇宙膨胀的事实，因为这一事实将宇宙的起源指向一个具有无限大密度的单一起点。他们主要提出两个例子来进行反驳。第一，如果我们试着将一个气球不停地挤压到更小的尺寸，便会遇到阻碍，最终被气球里相互挤压的分子间的压力击败。当分子能自由移动的空间减少时，它们对边界的挤压力度会增大。宇宙也不例外，宇宙中的物质和辐射为了阻止被压缩到零体积，会对外界产生更大的压力。它们可能会反弹，就像一池相互碰撞的台球。第二，奇点这一概念之所以出现，是因为我们接受了宇宙在各个方向上以相同速率扩张的观点。因此，当我们回溯宇宙的膨胀时，所有的物质都会同时收缩，最终汇聚成一个点。然而，如果膨胀出现些微不匀称（事实正是如此），当我们回溯宇宙的历史时，向内坍缩的物质并不同步，这种情况不太可能产生一个奇点。
当深入探讨这些反对的观点时，宇宙学家也未能推翻奇点存在的设想。事实上，反弹压力的增加实际上有助于奇点的诞生，因为爱因斯坦伟大的相对论表明，能量和质量是等价的（E=mc2）。反弹压力只是能量的另一种形式，因此等同于质量；当质量变得非常大时，便会产生一种引力来对抗反弹压力。试图用抵抗压力的存在来否认奇点的观点是自相矛盾的，这种观点实际上反证了奇点的不可或缺。不仅如此，当爱因斯坦的引力理论被用来寻找宇宙中的其他可能性时，比如宇宙在不同的方向上以不同的速度膨胀，或者不同地区之间存在差异，奇点依然存在。它不只是对称宇宙模型的产物，而且似乎无处不在。
针对奇点这一概念的最后一项异议则较为微妙，直到1965年人们才对它有了充分的理解。我们以大家都熟悉的地球仪为例来诠释该观点。在地球仪上，地球是一个由经纬线组成的网络，经纬线可以定位地球表面上的任何一个点。当我们向两极中的任意一极移动时，经线开始收敛，且最终相交于两极（见图3-1）。所以我们看到，在地图的两极，地图坐标已经形成了“奇点”，但地球表面并没有出现特别之处。我们通过选择特定的地图坐标，人为地创建了一个奇点。我们也可以选择其他不同的坐标网格，但无论我们如何选择，地球的两极都没有发生特别的变化。所以，我们怎么知道，在宇宙膨胀的初始阶段显然存在的奇点不是一个用于绘制遥远过去情景的拙劣方法呢？
图3-1 地球表面的经线交汇于两极
注：奇点可能出现在宇宙边缘。这种处理方式巧妙地绕开关于宇宙形状和压力的问题以及同坐标类比产生的模棱两可。尽管这样的奇点可能会拥有极高的密度和温度，正如我们从直觉出发对膨胀的大爆炸宇宙描绘的图景，但它并不一定必须是这样的。
为了解答这个疑问，宇宙学家必须严肃地定义奇点。如果将整个宇宙的完整历史（所有的空间和时间）设想为一张展开在我们面前的巨大薄片，那奇点就是特定方位上的一个点，在这个点上，密度和温度变得无限大。假设我们切掉并移除了这些特殊的点，就会得到一个没有奇点的冲孔薄板，这将是另一种可能存在的宇宙。我们会觉得这种设想不切实际。毫无疑问，这样的宇宙在某种意义上是绝无仅有的。如果我们曾经发现过一个非常独特的宇宙，那么怎么知道它在演化过程中并没有以这种人为的方式“删掉”奇点呢？
若想解答这个难题，需要抛弃传统的关于奇点的定义，即奇点具有无限的密度和极高的温度。当任何光线穿过空间和时间的路径被完全终止，且不能继续时，我们称这个点为奇点。
还有什么能比这种爱丽丝漫游仙境般的经历更令人称“奇”的呢？在路径的终点，光线到达时间和空间的尽头，便从宇宙中“消失不见”。这种定义的美妙之处在于，如果在宇宙的某个点上，密度确实无限大，那么光线的路径会被迫中断，因为空间和时间已经不复存在。但是，如果这样的点已经从宇宙中移除，则宇宙的时空中会留下一个洞，当光线到达这个洞的周边地区时，光线也会停止传播（见图3-2）。
图3-2 关于奇点和光线的两种设想
注：两张图代表了空间和时间中的宇宙，其中光线的路径到达了终点。在图（a）中，宇宙中被切割出了一个洞，光线到达它的边界。在图（b）中，光线到达一个奇点，在该点上，空间和时间都不复存在。
关于宇宙的起源，还存在其他的情况，比如，它不需要同时发生在每个地方。如果追溯至宇宙的奇异起源，我们可能会发现穿越时间的不同路径可能始于不同时刻。目前宇宙中某些区域的密度较其他区域低，也许便是这一事实的体现，即密度较低的区域更早地从奇点处出发，相较于其他密度更高的区域，这些区域有着更为长久的膨胀历史。
20世纪60年代中期，彭齐亚斯和威尔逊发现了宇宙微波背景辐射，从此，大爆炸模型开始得到学界的认真对待。宇宙学家关注的焦点是，宇宙是否始于一个奇点。若想厘清宇宙的起始状态，即时空倒转至不能再继续向前的那一个点，我们就需要研究清楚宇宙是否包含这样的奇点，即时间的起点。
罗杰·彭罗斯证明了这些问题能通过新的几何参数得到解答，在这之前，天文学家从未使用过这种方法。彭罗斯的数学背景及其令人叹为观止的几何直觉，让他能够运用强大的创新方法来解决光线如何运动以及它们能否穿越永恒过去的问题。后来，霍金和其他一些人也加入了他的行列，这其中包括物理学家罗伯特·杰拉奇（Robert Geroch）和乔治·埃利斯（George Ellis）。
彭罗斯指出，如果宇宙中物质所产生的引力一直存在，并且在所有地方都具有吸引力，而且宇宙中有足够多的物质，那么这种物质的引力效应会使人们不可能无限地沿着时间往回追踪所有的光线。
一些（也可能是所有）光线的溯源会止于一个起点，即奇点，这与我们对大爆炸的直观认知是一致的（见图3-3）。这些严谨的数学推论的美妙之处在于，它们避开了映射坐标和特殊对称性所具有的不确定性，也不需要我们了解宇宙结构的细节，甚至不需要知道万有引力定律。需要强调的一点是，这些推论仅是定理，而不是理论。如果它们提出的关于宇宙本质的特殊假设为真，那么我们仅凭逻辑推理就能确定奇点的确存在于过去。如果这些假设在宇宙中并不成立，我们也不能得出奇点不存在的结论，因为我们根本就不能得出任何关于宇宙起始阶段的结论，这些定理也就不再适用于宇宙。
图3-3 光线的路径
注：（a）在无引力的情况下，光线以固定速度穿越时空的路径；（b）引力的作用让光线原本笔直的路径弯曲。如果宇宙中有足够多的物质，光线会在过去汇聚成一个奇点。
上文这两种假设，即无论何时何地，引力都具有吸引力以及宇宙中有足够多的物质，都极其令人着迷。尽管我们使用了数学语言来表述这两种假设，但它们可以通过观察得到检验。值得注意的是，新发现的宇宙微波背景辐射便能满足宇宙中存在足够多的物质这一假设。现在就只剩下一个需要检验的假设了。
20世纪60年代，学界认为这个假设是完全合理的。因为没有证据可以用来反驳，也没有关于物质在高密度状态下将做何表现的可靠理论来预测某些形式的物质可能出现反引力的情况。在所有我们所知的情况下，引力是物质具有正质量的结果，因此引力也是正密度的结果。
当我们遇到压缩到极高密度的材料，或是以接近光速c的速度移动的物体时，必定会再次想起爱因斯坦的方程式：E=mc2。任何形式的能量E，都有与之相匹配的质量m，因此，它会感受到其他物质的引力。如前所述，压力是能量的一种形式（来源于分子运动的能量，比如气体中的分子受到挤压释放出的能量），因此也受到引力的影响。由于造成压力的粒子只能在三维空间中移动，引力具有吸引力的等式是，总量D等于密度d加上3倍的压力p，除以c的平方，结果必须为正：即D=d+3p/c2>0。宇宙中所有常见的物质形式都是如此——辐射、原子、分子、恒星、岩石等。
20世纪60年代末，宇宙具有时间起点的观点被人们接受，并在70年代广为传播。当时，数学宇宙学家的大部分工作集中在此类问题上：神秘复杂的奇点附近发生了什么，奇点对附近的物质造成了什么影响？
有趣的是，关于时间起源的推论彻底推翻了循环宇宙理论，循环宇宙会周期性地出现大坍缩，接着进入一个全新的膨胀阶段。如果我们将宇宙的历史追溯到奇点阶段，在奇点面前，再没有所谓的“从前”。我们也无法将宇宙的历史追溯到某个更早的收缩状态，这个想法只能停留在科幻小说之中。
如果宇宙确实起源于一个具有无限密度和温度的物质（即奇点），那么宇宙学家在继续探索的尝试中会遇到许多问题。到底是什么决定了这个宇宙的类型？如果在奇点以前，时间和空间均不存在，那我们如何解释万有引力定律、逻辑定律或者数学定律？它们在奇点之前也存在吗？如果答案是肯定的（当我们将数学和逻辑应用于奇点本身时，似乎就已经承认了这一点），那么，我们就必须承认存在一种比物质的宇宙应用范围更广的理论。此外，若想了解宇宙目前的状态，我们就要明知不可为而为之——了解奇点本身。但奇点是一个独特的事件，如何才能用科学方法检验它呢？
起初，宇宙学家着手研究了我们之前提到的两种可行策略：寻找可能决定奇点性质的原理；或是尝试证明奇点无关紧要，无论宇宙当初如何开始，最终和今天的状态无甚差异。
我们已经重点介绍了宇宙学家关于宇宙的一些发现以及他们想要回答的一些问题。若想解释宇宙中的一些现状，例如，为什么星系以当前的形状和尺寸存在？我们就需要在时间上回溯，利用关于物质在超高密度和温度下形态变化的知识重构宇宙的历史。
我们需要利用过去事件在宇宙中遗留的痕迹，来检验我们的推论正确与否。可惜的是，事情并没有想象的那么简单。因为宇宙毫不留情地掩盖了它的过去，宇宙遥远的历史长河几乎无迹可寻。不过，更深层次的原因在于，我们并不知晓物质在极端温度和密度下的所有运动方式。我们在地球上进行的实验受经济、空间以及可用能量的限制，无法完全模拟宇宙在膨胀开始后的百分之一秒内的环境。
这就造成了一种相互矛盾的局面。一方面，宇宙学家寄希望于粒子物理学家提供物质和宇宙微波背景辐射在极高温度下如何运动的解释，这样，重建的宇宙历史就更接近其起始阶段。但另一方面，粒子物理学家仅利用地球上现有的资源无法做到这一点。因为地面粒子加速器无法再现大爆炸产生的能量，探测器也无法捕捉到缥缈的基本粒子。因此，粒子物理学家通过探索宇宙的早期时刻来检验他们的理论。例如，如果他们最新的理论推断出恒星或者星系不可能存在，那么该理论就可以被排除。不过，有一种微妙的平衡正在形成，部分通过验证（甚至未经验证）的物理学正被用于绘制宇宙诞生第一秒可能出现的情况。
读者最好把大爆炸后的第一秒看作宇宙发展的分水岭。因为学界相信，在发生大爆炸的第一秒之后，宇宙的温度已经低到地球的物理学能够适用的程度，并且各类现象能够通过实验来测试。不过，我们无法完全复制当时的物理过程，也无法重现在第一秒就决定了宇宙进程的基本粒子，这两个因素让我们无法确切地重建宇宙的历史。这一秒也是宇宙早期决定氦元素宇宙丰度(5)的时间，而它的丰度有助于我们探索宇宙在当时是如何膨胀的。
这并不意味着我们能知晓宇宙诞生一秒后发生的所有事件。我们所了解的是从那开始便控制宇宙运行的一般性物理原理和规律，但仍有一系列事件极端复杂，尤其是那些与星系形成相关的事件，我们目前还无法在细节上对其重构。这很像我们对天气系统的了解。即使我们知晓所有控制天气变化的物理原理，也可以解释过去任一气候的变化过程，但不一定能准确地预测天气，即使预测的是明天的天气。因为自然界中存在无数的影响因素在相互作用，它们共同决定了当天的天气状况。我们无法完全知晓当下的状态，所以预测能力就会受到限制。
到了20世纪70年代末，物质基本粒子的研究开始与天文学和宇宙学相关联。在通常情况下，如果存在某种未被发现的亚原子粒子，即使其作用力太弱而无法在粒子对撞机实验中得到显现，但它会在宇宙学上产生很大的影响力。这样，我们便可利用来自天文学的证据排除许多新基本粒子的存在。
日内瓦欧洲核子研究中心（CERN）的高精度实验所得的结果与描述宇宙诞生初期核聚变反应的宇宙学理论相互印证，这有力地证明了宇宙学和基本粒子物理学之间的共生关系。该中心的研究表明，有一种叫作中微子的基本粒子存在数种变体。中微子常被称作“幽灵粒子”，因为它们与所有其他物质的相互作用极其微弱，很难被探测到。事实也的确如此，就在当下的这一刻，有许多中微子正在穿过你的身体，而你却浑然不知。物理学家早就知道存在两种中微子——电子中微子和μ中微子，这两种中微子已经被无数的加速器实验直接探测到了。第三种中微子是τ中微子，我们不能直接对其进行观测，只能通过其他粒子的衰变间接地指明它的存在。因为产生一个τ中微子需要消耗很多能量，所以目前我们还不能对其进行直接探测。仅凭这些，我们就能够确定τ中微子真的存在吗？(6)世界上还存在其他我们尚未发现的中微子类型吗？
我们先来看看科学家是如何使用天文观测的数据来确定中微子的种类的。然后，我们可以将该结果同欧洲核子研究中心最近的实验进行比较，后者直接检测出了结果。
自20世纪70年代以来，宇宙学家一直假设中微子有且仅有三种，并在阐明宇宙年轻时代组成成分的主要理论模型中，将其作为一个具体构成部分。对宇宙学家而言，知晓自然界中中微子的种类非常重要，因为这个数据决定了宇宙早期辐射和物质的总密度，而这又反过来决定了宇宙膨胀的速度。宇宙学家充分利用这些信息来探索宇宙在1~1 000秒发生的所有细节。在宇宙的这段短暂的发展史上，膨胀的宇宙具有足够高的温度产生核反应，将中子和质子以不同的方式融合在一起产生最轻质的元素。
在这段时间以前，宇宙的温度太高，以至于任何比氢元素重的元素（氢由一个质子组成）一旦形成就会被分解（氢原子核也会消失，当时宇宙距诞生还不到一微秒）。在最初的10秒内，由于被高温分解，轻元素的积累是很缓慢的，但在100秒后，这种积累在剧烈的核聚变反应中达到高潮，然后因温度和密度的降低被迅速叫停。1 000秒之后，一切都归于平静。
若想预测这些核聚变反应的结果，我们需要知道当时存在的质子和中子的相对数量。这个数字将决定由它们构成的原子核的最终丰度：氘，是氢的一种同位素，它拥有1个质子和1个中子；氦有2个同位素，其中一个拥有2个质子和1个中子（氦-3），另一个拥有2个质子和2个中子（氦-4）；还有锂，由3个质子和4个中子组成。
当宇宙的年龄小于1秒时，宇宙中质子和中子的数量应该保持一致，因为它们之间所谓的弱相互作用力会使质子和中子相互转换，数量保持平衡。但是，当宇宙诞生1秒之后，其膨胀的速度变得异常快，弱相互作用力将无法维持中子和质子之间数量的完美平衡。不过，将质子变成中子要比将中子变成质子困难一些，因为中子比质子的质量稍大一点儿，因此产生1个中子需要更多的能量。
随着弱相互作用力的停止，质子和中子的数量也趋于稳定：二者之间的比率是7:1。距大爆炸大约100秒之后，核聚变反应开始将这些中子与质子结合成原子核，形成氘、氦和锂。大约23%的物质最终成为氦-4，其余的几乎都成为氢，十万分之几的部分存在于氦-3和氘的同位素中，一百亿分之几的部分存在于锂中（见图3-4）。
图3-4 宇宙中最轻元素的形成时间
注：宇宙历史的前3分钟，从质子和中子中产出的最轻的元素。当温度下降到109开尔文以下时，核聚变反应便迅速发生。随后，由于膨胀过程中物质的温度和密度迅速下降，核聚变反应终止。
天文观测证实了氦、氘和锂在宇宙中的上述宇宙丰度。最简单的大爆炸模型和我们的天文观测惊人一致。显然，这种一致性建立在自然界中只有3种中微子的假设基础之上。如果中微子的数量有4种，早期宇宙的膨胀率会增大，当弱相互作用力停止时，质子和中子的比率会下降。因此，从早期宇宙中产生的氦的最终丰度也会相应地增大。已经有非常详尽的研究将所有观测结果以及不确定性考虑在内。因此，宇宙学家声称，与我们所知的3种中微子相似的第四种中微子不可能存在（见图3-5）。
图3-5 氦-4在不同密度下的丰度
注：此图以“结束”宇宙剧烈变化时期的临界密度为单位，描述了早期宇宙所产生的氦-4在不同密度下的丰度。当存在3种或4种中微子时，氦的产生量如图3-5所示。宇宙中以氦-4形式存在的质量分数为0.22~0.24。当物质密度为临界密度为0.011~0.022时，氦-3、氘、锂-7的丰度也与所观测的结果保持一致。这个密度范围也与今天我们在恒星和星系中观测到的物质密度一致。4种中微子的存在意味着宇宙中氦的丰度比实际上限（0.24）高得多。只有当宇宙中只存在3种中微子时，观测结果与预测结果才保持一致，为0.235~0.240。
欧洲核子研究中心的实验也证实了这一预测。该中心监测了大量短寿粒子，即Z玻色子。每个Z玻色子的质量约为质子的92倍，它们会迅速衰变为更轻的粒子，比如中微子。如果中微子的种类大于三，则Z玻色子的衰变路径便会增多，那么它们消失的速度就会越快。欧洲核子研究中心的实验人员监测了大量Z玻色子的衰变，以确定它们衰变为多少种中微子。答案是2.98±0.05。考虑到实验的不确定性，宇宙中似乎真的只有三种中微子。
这是一个展现粒子物理学和宇宙学如何互补的完美例证，它丰富了我们对整体宇宙的理解。对最轻元素丰度的正确预测是宇宙大爆炸模型的最大成就。这些预测捕捉到了宇宙刚诞生一秒时结构的微小变化，使我们能够推断出当时宇宙的可能状态。例如，如果宇宙以不同的速率向不同的方向膨胀，或者在整个空间中包含强磁场，那么膨胀速率就会增加，氦的丰度将大大超过我们现在所观测到的结果。根据观测，相比于宇宙微波背景辐射，太空中的最轻元素可以追溯到更久远的过去。因此，太空中的最轻元素是我们探索宇宙在膨胀开始一秒后可能状态的最强大探测器。
通过对宇宙初始核聚变反应的研究，我们得出了一个更为深刻的结论：计算早期宇宙中所形成的元素的丰度，其实并不需要知晓宇宙的初始状态，只需知道质子和中子间的弱相互作用力停止时宇宙的温度即可，因为它们两者间的相对丰度由此决定。
这是大爆炸宇宙的显著特征。热平衡的状态确保其温度精确地决定了不同粒子的丰度和辐射强度。而这一事实直到1951年才得到学界的充分认可。在此之前，许多宇宙学家认为，宇宙早期的元素丰度取决于宇宙初始状态下质子和中子的相对数量。但事实并非如此。在宇宙诞生1秒之前，质子和中子的数量是相等的。无论过去如何，有些事物都会演变成现在的样子。
4 宇宙的暴胀和粒子物理学家
长久以来，我的座右铭就是，不起眼的小事情往往无比重要。
——《身份问题》（A Case of Identity）
20世纪70年代中期，宇宙学开始朝新方向发展。1973年，粒子物理学家发现了一个能够解释物质在极端条件下如何运动的有效理论。在此之前，他们认为，物质之间的相互作用力将随着能量和温度的增加而变得更强烈，同时也会变得更为复杂。因此，他们热衷于研究大爆炸发生后第一秒宇宙的环境到底如何。解决问题的需求变得迫切起来。然而，他们对基本粒子之间高能的相互作用力的研究成功地表明，随着温度和能量的上升，这些相互作用力会变得更弱，也更简单，这种性质被称为“渐近自由”（asymptotic freedom），因为如果外推的能量处于无限大的状态，中性粒子之间的相互作用力将不复存在。
研究基本粒子的物理学家开始将4种基础的自然力（引力、电磁力、强相互作用力和弱相互作用力）纳入某种统一的理论之下。1967年，科学家首次发现，理论中的弱相互作用力（表现为某种放射性物质）和电磁力相互缠绕。但直到1983年，欧洲核子研究中心发现的两个新型基本粒子才证明了“电弱统一理论”（electroweak theory）的正确性，因为该理论预测了这两种粒子的存在。现在，科学家正在寻找将强相互作用力（使原子核结合在一起的力）纳入已有体系的方法，从而形成一个只缺少引力的“大统一理论”（grand unified theory）。
乍一看，这些将各种力统一起来的尝试注定会失败，因为自然界的这些基础的自然力所具有的能量大相径庭，并且作用的粒子群也各不相同。这些完全不同的东西怎么可能具有相同的本质呢？答案是：自然力的强度会随着温度的变化而变化。
所以，尽管自然力在我们所生活的低能量世界中的表现各不相同，但当我们向更高温度的环境探测时发现，它们的性质会慢慢发生改变。被学界认可的理论预测，强相互作用力和电磁力在极高的能量下将趋于相等，这个能量值为1015吉伏特，对应的温度约为1028开尔文，超过地球上所有地面粒子对撞机产生的温度，该温度大致等同于早期宇宙在诞生10-35秒时经历的能量强度。
我们或许能够通过探索大统一理论在宇宙学方面的影响来检验它是否具有物理学上的意义。此外，宇宙学家可能也会发现，这些关于基本粒子行为的全新预测揭示了某些我们无法解释的宇宙特性。
如前文所述，因为自然力的强度随温度的变化而变化，大统一理论克服了不同强度的力的统一问题（见图4-1）。不过，还有一个问题必须克服，即每个力作用的基本粒子分属于不同的类别，为了实现这些力的完全统一，不同的粒子必须实现彼此间的相互转化。这就需要存在质量巨大的中介体，它的质量大到只有当宇宙处于粒子能够相互碰撞的温度时，才会大量地显现。
图4-1 宇宙第一个100万年的温度变化
注：当你沿着宇宙的历史往回追溯得越来越早时，预期会见到的宇宙早期温度的演变。当温度增高时，自然力的有效强度也会增大，预期将会出现各种力的统一。
大统一理论预测，必定存在两种新型重粒子。第一种粒子我们称为X粒子。它与任何已知的基本粒子都不同，可以将物质转变为反物质。这种特性使大统一理论能够解释存在于宇宙中的奇怪的不平衡。
自然界中，除了光子以外，所有基本粒子都具有一个相对应的反粒子，它的属性与该粒子完全相反，就好比磁铁的正极和负极是相反的一样。尽管粒子物理学家在实验室中已经成功地造出了粒子和反粒子，但当观测太空或者收集宇宙射线时，只发现了地外正物质存在的证据，而地外反物质存在的证据难以搜寻。
这样看起来，宇宙似乎是由物质主宰的。如果宇宙的现状便是如此，宇宙学家便会推断，宇宙的起点也必定是如此，因为似乎不存在反物质转化为物质的渠道。换句话说，宇宙的起始阶段一定有一个不对称的初始状态，这样才能解释目前我们观察到的不平衡。然而，通过假设一种特殊的初始不对称状态来解释当前的不对称，似乎对探索宇宙毫无帮助。我们可以想象到的唯一自然的“初始状态”似乎就是正物质和反物质数量相等时的状态。然而，这种状态似乎无法转变为我们现如今所观察到的不平衡。
这就是大统一理论需要X粒子发挥作用的地方。X粒子在强弱电力的统一中起到了中介作用，它允许物质转化为反物质。然而，X粒子及其反粒子的衰变速度并不相同。因此，在宇宙非常早期的时刻，一个完美平衡的初始状态（正物质和反物质数量相同的状态）可以通过衰变向一个不平衡的状态转变。
1977—1980年，正反物质的不对称性问题引起了粒子物理学家探索早期宇宙的极大兴趣，他们都想找到可能的解决方案。但也有一些坏消息，人们却对此视而不见。请记住，在宇宙的最初时刻，X粒子是不可避免地产生的两种粒子之一。虽然X粒子很快便衰变为夸克和电子，并且居于我们今天周围的原子之中，但第二种粒子却是多余的，并且不会消失，它就是被称作“磁单极子”的一种粒子。
若想产生一个像我们这样的宇宙，一个包含我们熟悉的电磁力的世界，则磁单极子这种无用粒子是任何大统一理论所必需的，由于与电和磁有着联系，这种无用粒子不能通过对理论结构的修正得到消除。相反，一旦磁单极子形成，我们必须找到某种方法将其从宇宙的早期时刻移除，因为目前还没有证据能够表明它们存在于当前的宇宙。更糟糕的是，如果它们继续存在，对宇宙密度的贡献值将是恒星以及星系中所有普通物质总和的10亿倍。这样带来的结果就是，我们生活其中的宇宙将不复存在。因为数量如此庞大的物质，无论它以何种形式存在，都将导致宇宙的膨胀减速，并在数十亿年前坍缩成一场大爆炸。
如果宇宙真的以这种方式演进，则星系不复存在，恒星不复存在，更遑论人类的存在。问题到此变得非常严峻。我们如何才能在大统一理论中摆脱这些多余的磁单极子，或是以何种方式抑制它们的产生呢？这个问题的答案将掀开我们思考宇宙的新篇章，不仅如此，对该问题的思考也将彻底改变我们对宇宙起源的理解方式。为了理解这一变化带来的深远影响，我们需要探索今天所看到的宇宙是否就是宇宙的全部，为何它目前以如此神秘的形式存在。
当我们谈论宇宙时，必须搞清楚一个重要的区别。宇宙的确存在，万物皆包含于此。就大小而言，它可能是无限的，也可能是有限的。我们对此其实并不明了。此外，可能存在一个可见宇宙，它是宇宙中有限的一部分，自宇宙开始膨胀以来，光有足够的时间到达地球（见图4-2）。我们可以将可见宇宙想象成一个半径为150亿光年的假想球，地球位于球的中心。随着时间的流逝，可见宇宙将变得越来越大。
图4-2 可见宇宙模型
注：可见宇宙的定义是，自宇宙开始膨胀以来，光能够到达地球的一个球形区域。当前这个球体的半径是3×1027厘米。
我们来追溯一下构成当前可见宇宙区域的历史。可见宇宙一直在参与宇宙的膨胀，所以它所包含的物质（足以构成今天的1 000亿个星系）在过去被囊括在一个比现在小得多的区域之中。当这个区域的半径随着宇宙的膨胀而增大时，它内部的辐射温度与其大小成反比，这符合大众知晓且经过测试的热力学第二定律。这也意味着我们可以用辐射温度作为度量标准，去衡量当前可见宇宙在过去的大小。如果它的大小翻倍，则辐射温度就会减半。
