宇宙

宇宙在3分钟之内发生了些什么？20分钟以后面貌又如何？这是人们感兴趣的问题。

我们首先给宇宙20分钟之后到138亿年，从胚胎、婴儿、青年、到如今，勾画一个大概的年表，以便读者对宇宙演化有一个粗略轮廓。

再回到弗里德曼的宇宙膨胀模型，描述宇宙膨胀的尺度因子a(t)的几种主要情况：如果物质（尘埃）起主导作用，a(t) ～ t(2/3) ；如果辐射起主导作用，a(t) ～ t(1/2) ；如果真空能量密度（暗能量）起主导作用， a(t) ～ eHt。

这儿暂时假设了宇宙空间平坦，曲率因子k=0。

图8-6-1：用弗里德曼模型解释宇宙膨胀过程此外，我们也知道各种宇宙物质密度与尺度因子的关系，这样便能得到不同物质密度随着时间变化的关系。

图8-6-1a中三条不同的曲线分别表示物质密度、辐射密度、暗能量密度与时间（宇宙年龄）的关系。

图8-6-1a中的三条曲线有两个交叉点值得注意：一个（A）发生在宇宙年龄大约4万7千岁左右，那时候尘埃物质密度与辐射密度相等。

另一个交叉点B是在宇宙年龄大约98亿岁左右，那时候暗能量密度超过尘埃物质密度，显然早已大大超过辐射密度，暗能量密度成为宇宙膨胀的主导因素。

根据热大爆炸理论，宇宙早期处于高压高密度高温状态，不仅星系和恒星不可能存在，也没有形成稳定的原子结构。

早期一片混沌时的宇宙，能量主要由光子主导。

太初核合成结束后，光子频繁地与质子电子相互作用，但仍然是辐射能量大大超过物质能量。

因此，在大爆炸后直到4万7千年的宇宙，称之为辐射主导时期。

之后，随着温度下降，原子形成，原子类物质和暗物质的能量逐渐超过辐射，成为主导部分。

热大爆炸。

图片来自网络但是，无论是辐射相关的密度，还是明暗物质相关的密度，都随着宇宙空间尺度的膨胀而迅速下降，如图8-2-1a中的蓝色和红色曲线所示。

因为暗能量密度（绿色曲线）始终保持在一个常量，不随时间而变化，最后在图中的B点开始，成为宇宙演化的主导因素，使得宇宙尺寸随着时间指数增长。

因此，宇宙从4万7千年到B点代表的98亿岁这段漫长的岁月，都算是物质主导时期。

在图8-2-1中没有讨论曲率k的作用，k只能取-1、0、1三个数值，分别代表三种不同宇宙几何形状，并不影响宇宙膨胀的基本特征，此外，根据天文观测资料证实，宇宙是基本平坦的，即k等于0。

图8-6-1b显示了宇宙物质密度从“辐射为主”，过渡到“物质为主”，再变成“暗能量为主”期间内宇宙尺度的变化。

如图所示，在辐射起主导作用时宇宙大小的时间平方根（t(1/2)）规律，尘埃物质主导时宇宙大小的三分之二次方（ t(2/3)）规律，这两种情形都是减速膨胀，即标度因子a(t)对时间的二阶导数为负值。

在1998年之前，物理学家们尚未意识到“暗能量”的重要性，根据上面所说的，无论是辐射密度导致的膨胀，还是物质密度导致的膨胀，都是减速膨胀。

所以，科学家们认为，虽然宇宙在膨胀，但膨胀的速度会越来越慢。

但是，1998年，三位物理学家索尔·珀尔马特、布莱恩·施密特和亚当·里斯“透过观测遥远的超新星而发现了宇宙正在加速膨胀”。

这个观测事实改变了人们的看法，三位学者也因此而荣获2011年诺贝尔物理奖。

之后十几年的观测数据，也证实了宇宙膨胀的速度并非越来越慢，而是越来越快。

索尔·珀尔马特。

图片来自网络加速膨胀意味着标度因子a(t)对时间的二阶导数为正值，在弗里德曼方程的4个解中，只有与爱因斯坦常数有关的“暗能量密度”一项，符合这点要求。

也就是说，爱因斯坦原来加到场方程中的宇宙常数L不能为零，将它请回来便有可能解决这个问题，这便是大家知道的宇宙常数死灰复燃的故事，暗能量的来龙去脉。

宇宙从辐射主导变成物质主导之后不久，还有一个被称为“最后散射面” 的重要年龄点，这是发生在大爆炸之后的38万年左右，见图8-2-1a中的标志。

在这个年龄之前，氢和氦原子开始形成时，原子核处于电离状态，电子游离在离子之间，并不断地与光子和质子相互作用。

也就是说，当电子尚未被原子核俘获形成稳定的原子结构之前，宇宙处于“等离子体状态”，是由质子中子电子光子以及少量其它粒子混合起来的一大碗等离子体“热汤”，其中的光子不断被其它粒子反射和吸收，自由传播的距离非常短。

但因为宇宙不断膨胀，这碗热汤的体积不断增大，温度持续降低，电子跑不快了，便逐渐被离子捕获，两者结合形成中性原子，这个过程称为复合。

在复合结束后，宇宙中大部分的质子都捆绑了某些电子，成为电中性的原子。

中性原子与光子的相互作用大为减少，使得光子的平均自由路径几乎成为无限，意味着光子可以在宇宙中自由通行，宇宙变得透明。

这个事件通常被称为 退耦。

图片来自网络图8-6-2中左边是放大了的最后散射面附近的辐射示意图。

图中的水平方向代表时间，从左到右表示宇宙年龄增大。

在最后散射面之前（左边），因为宇宙是混沌一片的等离子体，宇宙更早期辐射的光子，传播很短的距离便在等离子体中被多次反射折射或吸收了，到不了右边。

所以说，这一段等离子体期间像是一团"大雾"，对宇宙更早期的光辐射而言是不透明的，宇宙更早期虽然也有光，但不能被“最后散射面”之后的观测者通过望远镜看见。

直到宇宙38万岁-40万岁左右，原子核和电子结合成原子，电子被原子核绑住了，行为规矩起来，不再轻易与光子作用，光子传播的空间大大增大，一直在宇宙中奔跑。

再后来，宇宙继续膨胀，恒星形成了，星系形成了，原来辐射的可见光的波长也因为空间膨胀而被拉长，最后，当我们地球上的观测者接收到这些光子时，它们的波长已经被拉长到了微波的范围，宇宙的温度也从最后散射面时期的3000K左右降低到了3K左右，这便是我们提到过多次，后来还要详细介绍的微波背景辐射，简称为CMB。

图8-6-2：最后散射面的辐射最后散射面时期的宇宙，有大量的可见光辐射，如果近距离看的话，整个宇宙“天空”都如同我们现在看见的太阳。

怎么才叫“近距离”看？只能想象在宇宙40万年左右就进化出了某种生物，它们那时看到的宇宙就应该是满天一片“灿烂的太阳”！但这种想象的生物是不可能存在的，从复合成原子到出现生命，宇宙还有漫长的路要走！路漫漫其修远兮，走到如今，大自然中终于进化出了能够探测到这种辐射的人类。

不过，遗憾的是，我们现在只能从距离散射面138亿光年的“远距离”来观测它，当初的灿烂太阳，如今已经变成了满天“看不见的微波”！虽然宇宙演化至今的时间漫长，但其中使宇宙学家们感兴趣的“亮点”却好像暂时不太多。

原因固然是因为我们观测手段的限制，探测宇宙的演化可不是那么容易的。

宇宙学就像“考古”一样，越久远的事情就越难以搞清楚，何况宇宙学“考”的是100多亿年之前的广漠宇宙之“古”。

宇宙演化漫长的岁月中，有无限多的未知“时间段”需要“考证”。

最后散射面之后的很长一段时间，大约从大爆炸之后的1亿5千万年到8亿年左右，被称为宇宙的黑暗时期。

最后散射面的光子可以毫无阻拦地自由穿过这段黑暗时期，但黑暗时期本身的辐射现象却产生得很少，因为那时候的宇宙中只有电中性的原子到处晃荡，星系和恒星尚未形成，没有核聚变提供大量辐射能量，唯一的辐射是中性氢的电子自旋释出的21公分氢线。

图片来自网络不过，这种中性原子主导的“黑暗”宇宙只是处于一种暂时的“动态平衡”中，不安分的种子早就已经暗藏在貌似光滑均匀的“最后散射面”上，在经历了时长日久的潜伏之后终将耐不住，一个一个在黑暗中爆发。

事实上，早期宇宙的均匀混合物表面上有很小的密度起伏，这些密度涨落，即均匀宇宙中的小偏离，按照引力规律演化后结团，后来，大量的物质坍缩形成星系。

目前观测到的最早的星系形成于大爆炸后3亿8千万年左右，大多数人认为恒星是星系物质进一步碎裂的产物，大爆炸之后约5亿6千万年，第一代恒星开始形成。

最初的恒星和类星体在引力坍缩下形成。

它们发出强烈的辐射使周围的宇宙再电离。

之后，大量的小星系又合并成大星系，星系的引力彼此拉扯形成星系群、星系团、和超星系团。

天文学家们估计银河系的薄盘形成于大爆炸之后50亿年左右，再过了几十亿年，太阳系开始形成和演化，形成地球，产生生命，进化繁衍，直到如今。

然后，我们再简略描绘一下大爆炸后3分钟内宇宙演化过程中最精彩又最不可思议的一段。

这一部分的故事首先由粒子物理的统一理论主宰。

普朗克时期，开始于普朗克时间10-43秒，所有4个基本作用无法区分。

大一统时期，始于10-36秒，引力与其它作用分开，温度约为1027 K。

然后，是我们后面将介绍的宇宙暴胀阶段，在10-36秒到10-33秒之间，宇宙的尺度增长了不可思议的大约30个数量级。

普朗克时间。

图片来自网络暴胀停止后，宇宙从重新加热到冷却，成为夸克、胶子等离子体。

这个阶段持续到10-12秒。

从10-12秒到10-6秒为夸克主导时期，宇宙膨胀，温度急剧下降，允许四种基本力和基本粒子出现，表现为它们在目前所见的形式。

第1秒中之前是质子和中子等强子形成的时期，再进入到辐射为主的光子时期。

然后，最初三分钟结束，开始核合成，直到第17分钟左右……宇宙演化过程还有最后一个问题：宇宙的未来如何？这方面的研究就要用到宇宙空间的曲率因子k的作用了，因为在宇宙标准模型中，其未来的演化情况与空间的几何形状有关。

仍然可以从弗里德曼方程来探讨这一问题。

根据弗里德曼的理论，宇宙空间的形状有三种可能性：开放、闭合、平坦，取决于宇宙的质量密度。

更准确地说，是取决于宇宙的质量密度与临界质量密度的比值W0（相对质量密度）。

如图8-6-3右图所示，临界质量密度：r0 = 3H2/8pG定义为当设定宇宙常数为0时产生平坦的弗里德曼度规的质量密度。

以上r0的表达式中，H为现在的哈勃参数，G是万有引力常数。

这个临界质量密...