現(xiàn)在我們知道,不管我們朝什么方向看,這噪聲的變化總是非常小。這樣,彭齊亞斯和威爾遜無(wú)意中非常精確地證實(shí)了弗利德曼的第一個(gè)假設(shè)。然而,由于宇宙并非在每一個(gè)方向上,而是在大尺度的平均上相同,所以微波也不可能在每一個(gè)方向上完全相同。在不同的方向之間必須有一些小變化。1992年宇宙背景探險(xiǎn)者,或稱為cobe,首次把它們檢測(cè)到,其幅度大約為10萬(wàn)分之1。盡管這些變化很小,正如我們將在第八章解釋的,但它們非常重要。
大約同時(shí),在附近的普林斯頓的兩位美國(guó)物理學(xué)家,羅伯特·狄克和詹姆士·皮帕爾斯也對(duì)微波感興趣。他們正在研究喬治·伽莫夫(曾為亞歷山大·弗利德曼的學(xué)生)的一個(gè)見(jiàn)解:早期的宇宙必須是非常密集的、白熱的。狄克和皮帕爾斯認(rèn)為,我們?nèi)匀荒芸吹皆缙谟钪娴陌谉幔@是因?yàn)楣馐菑乃姆浅_h(yuǎn)的部分來(lái),剛好現(xiàn)在才到達(dá)我們這兒。然而,宇宙的膨脹使得這光被如此厲害地紅移,以至于現(xiàn)在只能作為微波輻射被我們所看到。正當(dāng)?shù)铱撕推づ翣査箿?zhǔn)備尋找這輻射時(shí),彭齊亞斯和威爾遜聽(tīng)到了他們所進(jìn)行的工作,并意識(shí)到,自己已經(jīng)找到了它。為此,彭齊亞斯和威爾遜被授予1978年的諾貝爾獎(jiǎng)(狄克和皮帕爾斯看來(lái)有點(diǎn)難過(guò),更別提伽莫夫了!)
現(xiàn)在初看起來(lái),關(guān)于宇宙在任何方向看起來(lái)都一樣的所有證據(jù)似乎暗示,我們?cè)谟钪娴奈恢糜悬c(diǎn)特殊。特別是,如果我們看到所有其他的星系都遠(yuǎn)離我們而去,那似乎我們必須在宇宙的中心。然而,還存在另外的解釋:從任何其他星系上看宇宙,在任何方向上也都一樣。我們知道,這正是弗利德曼的第二個(gè)假設(shè)。我們沒(méi)有任何科學(xué)的證據(jù)去相信或反駁這個(gè)假設(shè)。我們之所以相信它只是基于謙虛:因?yàn)槿绻钪嬷皇窃谖覀冞@兒看起來(lái)各向同性,而在宇宙的其他地方并非如此,則是非常奇異的!在弗利德曼模型中,所有的星系都直接相互離開(kāi)。這種情形很像一個(gè)畫(huà)上好多斑點(diǎn)的氣球被逐漸吹脹。當(dāng)氣球膨脹時(shí),任何兩個(gè)斑點(diǎn)之間的距離加大,但是沒(méi)有一個(gè)斑點(diǎn)可認(rèn)為是膨脹的中心。并且斑點(diǎn)相離得越遠(yuǎn),則它們互相離開(kāi)得越快。類似地,在弗利德曼的模型中,任何兩個(gè)星系互相離開(kāi)的速度和它們之間的距離成正比。所以它預(yù)言,星系的紅移應(yīng)與離開(kāi)我們的距離成正比,這正是哈勃所發(fā)現(xiàn)的。盡管他的模型的成功以及預(yù)言了哈勃的觀測(cè),但是直到1935年,為了響應(yīng)哈勃的宇宙的均勻膨脹的發(fā)現(xiàn),美國(guó)物理學(xué)家哈瓦·羅伯遜和英國(guó)數(shù)學(xué)家阿瑟·瓦爾克提出了類似的模型后,弗利德曼的工作在西方才被普遍知道。
雖然弗利德曼只找到一個(gè)模型,其實(shí)滿足他的兩個(gè)基本假設(shè)的共有三種模型。在第一種模型(即弗利德曼找到的)中,宇宙膨脹得足夠慢,以至于在不同星系之間的引力使膨脹變慢下來(lái),并最終使之停止。然后星系開(kāi)始相互靠近,宇宙開(kāi)始收縮。圖表示隨時(shí)間增加兩個(gè)鄰近的星系的距離的變化。剛開(kāi)始時(shí)距離為零,接著它增長(zhǎng)到最大值,然后又減小到零;在第二類解中,宇宙膨脹得如此之快,以至于引力雖然能使之緩慢一些,卻永遠(yuǎn)不能使之停止。圖表示此模型中的鄰近星系的距離隨時(shí)間的變化。剛開(kāi)始時(shí)距離為零,最后星系以穩(wěn)恒的速度相互離開(kāi);最后,還有第三類解,宇宙的膨脹快到足以剛好避免坍縮。正如圖所示,星系的距離從零開(kāi)始,然后永遠(yuǎn)增大。然而,雖然星系分開(kāi)的速度永遠(yuǎn)不會(huì)變?yōu)榱悖@速度卻越變?cè)叫 ?
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第一類弗利德曼模型的奇異特點(diǎn)是,宇宙在空間上不是無(wú)限的,并且是沒(méi)有邊界的。引力是如此之強(qiáng),以至于空間被折彎而又繞回到自身,使之相當(dāng)像地球的表面。如果一個(gè)人在地球的表面上沿著一定的方向不停地旅行,他將永遠(yuǎn)不會(huì)遇到一個(gè)不可超越的障礙或從邊緣掉下去,而是最終走到他出發(fā)的那一點(diǎn)。第一類弗利德曼模型中的空間正與此非常相像,只不過(guò)地球表面是二維的,而它是三維的罷了。第四維時(shí)間的范圍也是有限的,然而它像一根有兩個(gè)端點(diǎn)或邊界即開(kāi)端和終端的線。以后我們會(huì)看到,當(dāng)人們將廣義相對(duì)論和量子力學(xué)的測(cè)不準(zhǔn)原理結(jié)合在一起時(shí),就可能使空間和時(shí)間都成為有限的、但卻沒(méi)有任何邊緣或邊界。
一個(gè)人繞宇宙一周最終可回到出發(fā)點(diǎn)的思想是科學(xué)幻想的好題材,但實(shí)際上它并沒(méi)有多大意義。因?yàn)榭梢灾赋觯粋€(gè)人還沒(méi)來(lái)得及繞回一圈,宇宙已經(jīng)坍縮到了零尺度。你必須旅行得比光波還快,才能在宇宙終結(jié)之前繞回到你的出發(fā)點(diǎn)——而這是不允許的!
在第一類弗利德曼模型中,宇宙膨脹后又坍縮,空間如同地球表面那樣,彎曲后又折回到自己。在第二類永遠(yuǎn)膨脹的模型中,空間以另外的方式彎曲,如同一個(gè)馬鞍面。所以,在這種情形下空間是無(wú)限的。最后,在第三類剛好以臨界速率膨脹的弗利德曼模型中,空間是平坦的(所以也是無(wú)限的)。
但是究竟可用何種弗利德曼模型來(lái)描述我們的宇宙呢?宇宙最終會(huì)停止膨脹并開(kāi)始收縮或?qū)⒂肋h(yuǎn)膨脹嗎?要回答這個(gè)問(wèn)題,我們必須知道現(xiàn)在的宇宙膨脹速度和它現(xiàn)在的平均密度。如果密度比一個(gè)由膨脹率決定的某臨界值還小,則引力太弱不足于將膨脹停住;如果密度比這臨界值大,則引力會(huì)在未來(lái)的某一時(shí)刻將膨脹停止并使宇宙坍縮。
利用多普勒效應(yīng),可由測(cè)量星系離開(kāi)我們的速度來(lái)確定現(xiàn)在的宇宙膨脹速度。這可以非常精確地實(shí)現(xiàn)。然而,因?yàn)槲覀儾皇侵苯拥販y(cè)量星系的距離,所以它們的距離知道得不是非常清楚。所有我們知道的是,宇宙在每10億年里膨脹5%至10%。然而,我們對(duì)現(xiàn)在宇宙的平均密度測(cè)量得更不準(zhǔn)。我們?nèi)绻麑y河系和其他所有能看到的星系的恒星的質(zhì)量加起來(lái),甚至是按對(duì)膨脹率的最低的估值而言,其質(zhì)量總量比用以阻止膨脹的臨界值的1%還少。然而,在我們以及其他的星系里應(yīng)該有大量的“暗物質(zhì)”,那是我們不能直接看到的,但由于它的引力對(duì)星系中恒星軌道的影響,我們知道它必定存在。況且人們發(fā)現(xiàn),大多數(shù)星系是成團(tuán)的。類似地,由其對(duì)星系運(yùn)動(dòng)的效應(yīng),我們能推斷出還有更多的暗物質(zhì)存在于這些成團(tuán)的星系之間。將所有這些暗物質(zhì)加在一起,我們?nèi)灾荒塬@得必須用以停止膨脹的密度的1/10。然而,我們不能排除這樣的可能性,可能還有我們未能探測(cè)到的其他的物質(zhì)形式幾乎均勻地分布于整個(gè)宇宙,它仍可以使得宇宙的平均密度達(dá)到停止膨脹所必要的臨界值。所以,現(xiàn)在的證據(jù)暗示,宇宙可能會(huì)無(wú)限地膨脹。但是,所有我們能真正了解的是,既然它已經(jīng)膨脹了100億年,即便如果宇宙還要坍縮,則至少要再過(guò)這么久才有可能。這不應(yīng)使我們過(guò)度憂慮——到那時(shí)候。除非我們到太陽(yáng)系以外開(kāi)拓殖民地,人們?cè)缬捎谔?yáng)的熄滅而死亡殆盡!
所有的弗利德曼解都具有一個(gè)特點(diǎn),即在過(guò)去的某一時(shí)刻(約100到200億年之前)鄰近星系之間的距離為零。在這被我們稱之為大爆炸的那一時(shí)刻,宇宙的密度和空間——時(shí)間曲率都是無(wú)窮大。因?yàn)閿?shù)學(xué)不能處理無(wú)窮大的數(shù),這表明廣義相對(duì)論(弗利德曼解以此為基礎(chǔ))預(yù)言,在宇宙中存在一點(diǎn),在該處理論自身失效。這正是數(shù)學(xué)中稱為奇點(diǎn)的一個(gè)例子。事實(shí)上,我們所有的科學(xué)理論都是基于空間——時(shí)間是光滑的和幾乎平坦的基礎(chǔ)上被表述的,所以它們?cè)诳臻g——時(shí)間曲率為無(wú)窮大的大爆炸奇點(diǎn)處失效。這表明,即使在大爆炸前存在事件,人們也不可能用之去確定之后所要發(fā)生的事件,因?yàn)榭深A(yù)見(jiàn)性在大爆炸處失效了。
正是這樣,與之相應(yīng)的,如果我們只知道在大爆炸后發(fā)生的事件,我們也不能確定在這之前發(fā)生的事件。就我們而言,發(fā)生于大爆炸之前的事件不能有后果,所以并不構(gòu)成我們宇宙的科學(xué)模型的一部分。因此,我們應(yīng)將它們從我們模型中割除掉,并宣稱時(shí)間是從大爆炸開(kāi)始的。
很多人不喜歡時(shí)間有個(gè)開(kāi)端的觀念,可能是因?yàn)樗詭в猩竦母缮娴奈兜馈#硪环矫妫熘鹘套プ×舜蟊P停⒃?951年正式宣布,它和《圣經(jīng)》相一致。)所以,許多人企圖避免大爆炸曾經(jīng)存在過(guò)的這一結(jié)論。所謂的穩(wěn)態(tài)理論得到過(guò)最廣泛的支持。這是由兩個(gè)納粹占領(lǐng)的奧地利來(lái)的難民,赫曼·邦迪和托馬斯·高爾德,以及一個(gè)戰(zhàn)時(shí)和他們一道從事研制雷達(dá)的英國(guó)人,弗雷得·霍伊爾于1948年共同提出的。其想法是,當(dāng)星系互相離開(kāi)時(shí),在它們中的間隙由正在連續(xù)產(chǎn)生的新物質(zhì)不斷地形成新的星系。因此,在空間的所有地方以及在所有的時(shí)間,宇宙看起來(lái)大致是相同的。穩(wěn)態(tài)理論需要對(duì)廣義相對(duì)論進(jìn)行修正,使之允許物質(zhì)的。連續(xù)生成,但是其產(chǎn)生率是如此之低(大約每立方公里每年才產(chǎn)生一個(gè)粒子),以至于不與實(shí)驗(yàn)相沖突。在第一章敘述的意義上,這是一個(gè)好的科學(xué)理論:它非常簡(jiǎn)單,并做出確定的預(yù)言讓觀察檢驗(yàn)。其中一個(gè)預(yù)言是,我們?cè)谟钪娴娜魏螘r(shí)候任何地方看給定的空間體積內(nèi)星系或類似物體的數(shù)目必須一樣。本世紀(jì)50年代晚期和60年代早期,由馬丁·賴爾(他戰(zhàn)時(shí)也和邦迪·高爾德以及霍伊爾共事作雷達(dá)研究)領(lǐng)導(dǎo)的一個(gè)天文學(xué)家小組在劍橋?qū)耐饪臻g來(lái)的射電源進(jìn)行了普查。
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