宇宙神秘力量的暗示与感应
宇宙神秘力量的暗示与感应
只有心灵和直觉才知道自己的真实想法
　　茫茫大千世界，宇宙神秘力量总是会通过各种各样的方式给人以指引，有时是一个梦，有时是一只蜘蛛，有时是一种直觉，而更多的时候则是通过巧合。不管是什么具体形式，它们都是上苍的暗示。
　　人在做，天在看。宇宙神秘力量有一个巨大的超时空导向系统，而人则是其雷达监视屏上闪动的小点；宇宙神秘力量要绘就的是一幅宏伟的蓝图，而每个人只是那幅蓝图上的一点点色彩。　　为了这幅宏伟蓝图，宇宙神秘力量会随时向这些在视屏上闪动的人发出指令，为他们的人生指明方向。值得注意的是，宇宙神秘力量不是通过语言和文字来发出指令的，仅仅局限于思考的人根本无法接收到这些指令。所以，要接收宇宙神秘力量的指令，需要人的另一种超凡的心灵能力，这种超凡的心灵能力就是感应。　　拥有感应的人能超越思维和逻辑，直接感受到那股神奇的力量，并接受它的指引。从古到今，无数杰出的人士都在各自的领域感应到了宇宙神秘力量的指引，从释迦牟尼到爱因斯坦，从老子到牛顿，从威灵顿到丘吉尔，从苏格拉底到史蒂夫·乔布斯……虽然他们从事的是不同的职业，但都在自己的生活和工作中感应到了这股宇宙的终极力量。在我采访的上千人中，凡是功成名就的人，都无一例外地承认自己感应到了这股力量，并接受了它的指引。记得我在采访比尔·盖茨时，这样问道：　　"尊敬的盖茨先生，当初你为什么要放弃哈佛大学呢？要知道，哈佛大学意味着光明的前途，人们认为只有傻瓜才会放弃。　　那么，究竟是什么力量促使你做出了这样大胆的决定？"　　比尔·盖茨回答道："我清楚地记得，那时我似乎被一股力量推动着，就像着了魔一样，非要去做那些事情不可，这股力量让我感悟到了自己来到世上的使命。至于这股力量是什么？它来自哪里？我却并不知晓。"　　是的，千百年来，这股力量始终存在着，凡是能感应到这股力量的人，都在各自的领域取得了骄人的成就；凡是忽视了这股力量的人，不管付出了多大的努力，最终收获到的却只是惨淡的人生。正因如此，我们把这些有感应的人称之为天命所归之人；把那些没感应到这股神奇力量的人，称之为时运不济之人。为什么这个世界上有那么多勤劳能干却不走运的人？原因就是，他们没有感应到那股神秘的力量，没有受它的指引，只是一味地凭借自己的聪明去瞎闯乱拼。这就像驾驶着一辆没有卫星导航的汽车，在一座陌生的城市狂奔，希望到达目的地一样，尽管不辞辛劳，努力前行，但结果却没有找到目的地，反而与自己的目标南辕北辙。相反，感应到了宇宙神秘力量的指引，就像是给自己安装上了一套卫星导航系统，有了这套系统，不用花费多大的力气，你就能到达目的地。　　我们常常说某某人负有天命，那么，什么是天命呢？其实，天命就是接受了宇宙神秘力量的指引，按照宇宙导航系统发出的指令行进。这种人明白自己在宇宙神秘力量绘就的宏伟蓝图中所处的位置，清楚自己的人生方向，知晓自己要到达的目的地。所以，这种人在人生十字路口总能接受到宇宙神秘力量的指引，化险为夷，创造出各种各样的奇迹。　　不可否认，理性思考能帮助我们做出决定，但是真正左右我们命运的决定往往不是来源于思考，而是来源于对宇宙神秘力量的感应。为什么沃伦·巴菲特6岁时就相信自己将来会成为一个非常富有的商人？他经常对姐姐多丽丝和朋友们说："你们相信吗？我将来的钱会多得花不完！"一次重病住院，刚脱离危险，他便用铅笔在纸上写满了数字，并告诉护士，这些数字代表着他未来的财产。他说："虽然现在我还没有多少钱，但总有一天我会非常富有，我的照片也会出现在报纸上。"难道这仅仅是小孩子的胡言乱语？不！这一定是感应到了宇宙神秘力量的暗示。如若不然，为什么不到10岁的他第一次看见股票时，便会为之神魂颠倒，回到家中后就自己动手开始画起了股价图。显然，这一切都是那个神秘力量的特意安排，幸运的是沃伦·巴菲特接受了它的安排，听从了它的指引。他的姐姐多丽丝后来回忆说："我认为那时他虽然还很小，但清楚自己都在干什么，似乎冥冥之中有一种力量在推动着他一样！"现在，沃伦·巴菲特已成为了世界首富，当别人问起他的成功心得时，他常常会说："如果你做了上天让你去做的事情，你就会成功，就可以去帮助别人，创造奇迹！
　　爱因斯坦说："人类的生活方式只有两种，一是认为世上没有奇迹可言，一是相信事事皆奇迹。"如果我们固执己见，对宇宙神秘力量的暗示不理不睬，奇迹当然不会在我们的身上出现；相反，如果我们追随自己的心灵和直觉，仔细聆听宇宙神秘力量的暗示，总有一天你也会创造出奇迹。苹果公司CEO史蒂夫·乔布斯传奇的故事正说明了这一点。史蒂夫·乔布斯的母亲是一位未婚妈妈，他出生后，母亲便把他送给了一个工人家庭收养，养父养母无力供养他读完大学，他只能退学；退学后，他历尽艰辛，终于一手创立了苹果公司，却又不幸被自己创立的公司解雇；快50 岁时，他又不幸身患癌症，医生断言他最多只能再活六个月……然而，就是这样一个命运多舛的人，却始终相信自己的直觉，追随自己的心灵。　　直觉是什么？直觉就是感应宇宙神秘力量的一种方式。史蒂夫·乔布斯正是听从直觉，接受到了宇宙神秘力量的指引，他才得以重新掌控苹果公司，并推出了席卷了全球的iPhone 手机。同样，也正是因为宇宙神秘力量的庇护，他才能又奇迹般地存活了8 年之久。他在斯坦福大学演讲时说：　　"你的时间有限，所以不要为别人而活。不要被教条所限，不要活在别人的观念里。不要让其他人的噪声掩盖你真正内心的声音。最重要的是，你要有勇气去听从直觉和心灵的指示。只有自己的心灵和直觉才知道你自己的真实想法，所有其他的事情都是其次的。　　我跟着我的直觉和心灵行走，遇到的很多东西，此后被证明都是无价之宝。你必须相信一些东西--直觉、勇气、命运、生命、缘分，随便什么。这种相信从不会使我倒下，反而使我的生命变得与众不同。"　　无论史蒂夫·乔布斯处于何种境地，他都始终相信自己的直觉，正因如此，他才能感应到宇宙神秘力量的指引，最终创造出震惊世界的奇迹。
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/ 宇宙的结构　
参见许梅《利用微型引力透镜效应搜寻银河系中的暗物质》，《天文爱好者》杂志 1995 年第 6 期 7～9页。①
已发现 7000 多个类星体。们储存的气体较少，不足以形成新的恒星，它们差不多只含有较老的星族 Ⅱ恒星。大多数椭圆星系属矮星系，巨大的椭圆星系相对地较少。M87 是 一个巨椭圆星系。　　棒旋星系，是规则星系类型中为数最少的一类。它与正常旋涡星系的 区别，在于其存在着一个连接旋臂的中心亮棒。怎会出现这么个棒？至今 尚未完全弄清楚。　　银河系被描绘为一个普通的旋涡星系。它曾被认为与仙女星系的外形 极其相似，但近来不少迹象表明它可能是一个棒旋星系。　　直到前不久，天文学家认为宇宙中大约有 100 亿个星系。但由于 HST 的发射，在 1996 年星系计数的结果，认为宇宙中的星系至少有 500 亿个。 这一卓越的结果，是位于巴尔的摩的空间望远镜科学研究所的科研人员，用 HST 上的广视野照相机获得的。将北斗七星附近的一小长条天空放大， 他们见到了以前从未见到过的几千个星系。从统计的角度考虑，这表明宇 宙中存在着比过去所认为的多得多的星系。　　星系在空间的分布是不均匀的，而有成团的倾向。例如，在银河系附 近，有许多不同形状和大小的星系，它们由于引力吸引而被松散地联系着。 这些包括仙女星系，大、小麦哲伦云，人马座矮星系和几十个其他星系， 它们组成所谓的星系团。当这些成团的星系在空间运动时，它们倾向于一 致地旅行，彼此间离得不太远。　　宇宙中的大部分星系都是星系团的成员。以银河系和仙女星系为主体 的星系团叫做本星系群。在天文学教科书中经常提到的星系团有室女座星 系团（估计距离我们 5000 多万光年），有 1000 多个成员，和后发座星系 团（估计距离我们 3～4.5 亿光年）。　　星系和星系团是怎样形成的呢？它们是不是一直是我们现在所观测到 的形状，或者它们是从更原始的实体演化而来的？要回答这些问题，需要 考虑一下早期宇宙的情景。　　宇宙学家相信，宇宙曾一度比现在小得多，也热得多。今日宇宙中千 姿百态的细节正是从这个致密的熔炉里被美妙地煅造出来的。　　第六章 时间的印记　　当爱因斯坦的广义相对论使人信服地描绘了物质的存在与空间易弯性 的关系后，他便积极地寻找试验其模型的途径并应用于实际问题。他认为， 没有应用，理论只不过是一个数学练习题，而不是物理现实的真实体现。 特别是他希望其模型能描绘整个宇宙的行为举止。为此目的，在 1917 年， 他设计了一个广义相对论的宇宙蓝图，一个用数学方法来描述宇宙的特征 是如何随时间而演变的，即宇宙演化的图像。　　他第一次做出的一个可操作的宇宙模型自认为以失败而告终：将其广 义相对论的方程式应用于空间的整体时，他沮丧地看到方程式的解是不稳 定的。在模型中未预见到的是，空间的距离不是保持恒定不变，而是有赖 于环境随时间伸长或缩短。　　爱因斯坦考虑，是不是做了件大错事，为什么宇宙中各点之间的距离 会改变的呢？空间不应当自行胀大或缩小，好像是一块潮湿的羊毛毡子那 样。看来，没有发生这种景象的物理理由。　　为了改正他的“错误”，在方程式中额外增加了一个他称之为宇宙常 数的项，用以稳定他的方程式，并保证宇宙中的距离不随时间而改变。增 加这个宇宙常数项，对爱因斯坦来说多美术家绘制的“气泡宇宙”，显示 宇宙的泡沫状或海绵状结构少有点儿权宜之计，但他想不出更好的办法来 保护他所看到的空间自然静止的图像。　　在爱因斯坦发展了他修正的模型（该模型被称为爱因斯坦宇宙）之后 几年，当得知宇宙确实在膨胀的证据时，他很惊奇。本世纪 20 年代积累起 来的观测数据表明宇宙不是完全保持恒定的，而是实实在在地在飞离。面 对新观测事实，爱因斯坦极度后悔在自己的模型中加了一个宇宙常数项， 称其为他一生中所犯的最大错误。　　宇宙在膨胀的证据，来自天文学家哈勃和斯里弗（VestoMelvin Slipher）分别对星系距离和速度的细致的测量。1924 年，哈勃用造父变 星方法测出了一定数量的星系与银河系的距离。如前一章所述，此技术包 括在一特定星系中选定造父变星，测量该星光爆发之间的间隔，再用此信 息测定该星的绝对亮度，从其绝对亮度和视亮度测定出该星的距离，也就 得出了该星所在宿主星系的距离。　　在哈勃安排测量星系距离的同时，亚利桑那州洛韦尔天文台的斯里弗 在分析星系的光谱，他得出了一个引人注目的发现。斯里弗原想通过光谱 仪检查一些远方星系的光，观察它们的波长分布图样，以决定星系中存在 哪些化学元素。每个化学元素，如氢、氦、锂等等，像人的指纹一样，明 白无误地有各自可预见的一定波长的特征谱线。典型光谱的样式，应具有 像雨过天晴时天空出现的彩虹那样清晰的色彩。但使斯里弗惊奇的是，所 观察到的星系的光谱图样明显地向光谱的长波长（红）端移动了。换句话　　说，在预见应看到橙光的位置，发现是红光；应是黄光的地方，却出现了 橙光。　　斯里弗立刻意识到他看到了多普勒效应的例子了。该效应是奥地利物 理学家多普勒（Christian Doppler）在 1842 年发现的，是关于来自一运 动着的光源的光的波长和频率移动的问题。多普勒注意到，从一离开观测 者的光源发出的光，其波长倾向于向光谱的红端移动；而向着观测者运动 的光源发多普勒效应（图的中心）是由一运动的点状物体产生的波动（光波或声波）的视波长移动。物体远去时显示为红移，而逼近 时为蓝移。离银河系（以及本星系群）越远的星系，光线向光谱 红端的移动越大。出的光，其波长向蓝端移动。其次，光源退行得越快，看起来越红；趋近 得越快，显得更蓝。这类似于听众所熟悉的现象——警车的笛声——当警 车逼近时其音调升高，离去时，音调降低。因为远方星系的光谱向红端移 动，斯里弗得出结论这些星系在远离我们而去。　　1929 年，哈勃把他的星系距离的数据和斯里弗获得的星系的光谱信息 结合起来考虑时，他发现，星系离我们越远，来自它的辐射向光谱红端的 多普勒移动越大。这就是说，我们向宇宙深处看得越远，那里的星系看上 去飞离我们越快。这意味着星系的退行（离开我们）速度与星系的距离成 正比，这便是大家公认的哈勃定律。退行速度与距离之间的比例被称为哈 勃常数，该常数表示作为距离的函数星系退行得有多快。　　哈勃假设银河系在宇宙中没有特殊地位。因此，由于所有的远方星系 看上去都从银河系退行，他推测这些星系彼此间也一定是互相退行的，并 得出结论：在大尺度上宇宙中的每一个星系离开每一个别的星系而去（但 被束缚在星系团及更大的集团里的星系倾向于保持在一起）。　　面对此强有力的星系相互分离的证据，天文学家得出的逻辑性的结论 当然是宇宙在膨胀。空间在伸展，犹如一个胀大的橡皮气球。此外，假定 这一膨胀不是近来才发生的现象——有许多理由使我们相信此现象已存在 很长时间了——结论是空间曾经比现在要致密得多。　　自然，对于星系退行现象也可以有另外的解释。1929 年，瑞士出生的 美国天文学家兹威基（Fritz Zwicky）提出的“光子老化假说”认为，当 光子在空间传播时会逐渐老化，其振动频率逐渐减慢。频率的减小显示为 波长的红移。但因为对于辐射的老化是完全没有物理根据的，此假说被大 多数学者所怀疑。另一个假说是宇宙的稳恒态学说，同样地由于缺乏坚实 的观测证据被大多数天文学家所摒弃。　　空间向所有方向膨胀，就像气球被吹进气去胀大一样宇宙的稳恒态模型　　1948 年，英国天文学家霍伊尔（Fred Hoyle）、戈尔德（Thomas Gold）和邦迪（Hermann Bondi）三人提出了稳恒态宇宙模型， 以作为对从一点膨胀的学说的另一可选择的模型。他们避开在过 去某一时刻发生大爆炸的概念，因为这意味着宇宙中所有的物质 和能量是瞬间从绝对空无中产生的。　　他们建议的另一种宇宙是处于恒定状态的宇宙，这就是说， 这个宇宙在所有时刻看上去基本上是一样的，不变的。当星系退 行，产生可观察到的多普勒红移时，微量的、不易探测到的新的 物质便产生出来去填补出现的空洞。这一原料，又作为产生新星 系的种子。因此，宇宙中星系的分布情况本质上保持不变。　　自从稳恒态模型提出以来，越来越多的观测资料表明宇宙曾 经是一个高度致密的火球。因此，三位英国宇宙学家提出的观点 今天只有少数人支持（虽然提出者仍在不时地一再修改其内容， 希冀其仍然有效）。　　当大多数科学家相信宇宙曾经是极小的，后来膨胀了的时候，他们便 开始考虑支持这一观点的宇宙模型了。这样的一组宇宙学是在 1922 年由苏 联数学家弗里德曼（AlexanderFriedmann）发展起来的。　　弗里德曼的宇宙模型来自爱因斯坦的广义相对论方程，但没有宇宙常 数项。因为剔除了这一稳定项，弗里德曼的解是动态的而不是静止的。这 一伸缩性对于描述不断运动着的宇宙是重要的。　　有三种不同类型的弗里德曼宇宙学，分别叫做开放的、闭合的和平直 的宇宙模型。三者由它们的长期行为来区分，表现为随时间而变化的胀到 多大（或缩到多小）。　　开放式模型从一点开始，宇宙的体积开始时为零。当开放式宇宙发展 时，它开始长大，一旦开始了膨胀，便不停顿地膨胀下去。就好像一群青 春年华的少男少女，由于脑垂体生长激素的不停顿地分泌，任何因素都不 能阻止他们身体的生长发育。　　闭合式模型则正相反，其长大有个限度。其开始时与开放式宇宙完全 一样，从一点向所有方向爆发式地扩张。但在其历史进程中的某一时刻， 宇宙的膨胀足够慢时所有方向上的长大均停止下来。最终，使宇宙长大慢 下来的力导致宇宙逆转其进程并缩小到一点。此情景常被称为大暴缩。　　平直式宇宙介于上述两种情形之间。即开始时和开放式、闭合式一样； 此后，虽然也不停地膨胀，但总是在坍缩的边缘摇摆。这三种模型中的哪一种代表我们宇宙的情形呢？为了回答这个问题，理论工作者引进了一个叫做Ω参数的物理变量。这个量来源于爱因斯坦方 程的弗里德曼解：它是一个因子，表示宇宙中物质的总量——包括可见的 物质和不可见的暗物质——与使宇宙坍缩所需要的临界质量之比。Ω之值 决定着我们所考虑的宇宙是开放的、闭合的还是平直的。若Ω小于 1，宇 宙是开放的，它将一直膨胀下去；若Ω若大于 1，则我们生活在一个闭合 的宇宙内，以后总有一天要逆转其膨胀势头回缩到一个点；若Ω正好等于1，则空间是平直的。　　在弗里德曼模型中，宇宙有三种可能的命运：开放的、平直 的或闭合的　　不论由Ω决定的宇宙的命运是什么样子的，宇宙的来源只有一个。天 文学家们相信，现在宇宙中所有的物质——恒星、行星、星际气体等等——在从前的某一时刻曾经凝聚为一个尺度无限小但密度却无穷大的“球”。 那时，在被叫做大爆炸的时刻，该球从空无（nothingness）向外爆发。　　长期以来，早期宇宙内发生过那些事件被笼罩在迷雾中。现在，由于 近代粒子物理学的发展，科学家们有了一个在宇宙创生最初一分钟里所发 生事件的合理图像。下面就来叙述一下这一图像。　　我们从宇宙创生大爆炸以后的 1/100 秒时期的历史叙述起。此时，宇 宙非常之热，温度高达 1000 亿开以上，因此不存在普通物质。原子和分子 在它们能够形成以前，便因高温而爆炸开了。整个空间充满着基本粒子组 成的“汤”，“汤”内含有相同数量的电子、中微子（当中子衰变为质子 和电子时产生的粒子）、正电子（带正电荷的电子的反物质）、反中微子（中微子的反物质）和光子；少量的重得多的粒子，包括质子和中子以及 组成暗物质的一些奇异粒子。　　要了解那时的宇宙致密到什么程度是困难的，不过可以想像所有的物 质实体被压缩到一个比它们现在所占范围小数十亿倍的区域。这么小范围 的空间维持不了多久，很快，宇宙的尺度便快速增大。在我们最初的“快 拍”以后头几秒的时间内，宇宙差不多胀大了 100 倍。　　宇宙胀大，其中的物质开始冷却。这是由下述物理原理所决定的：密 闭系统在膨胀时温度势必要下降。这一快速冷却将导致许多重要的变化： 第一，许多存在着的粒子，如电子和中微子将发现有利于它们与其反粒子 的结合，结合的益处是在结合过程中获得能量。当物质与反物质融合时， 它们彼此消灭了对方并产生出光子形式的辐射。因此，在这一时期，光子 的数量遽然增加。与此同时，宇宙中的大多数中子转变为质子、电子和中 微子。由此可见，在此时期终结时，剩下的主要是光子的“海洋”，在此 “海洋”中点缀着不同数量的质子、电子、中微子和中子，以及较少量的 稀有粒子。　　　　对于原初宇宙演化阶段的下一步观察，我们来看看大爆炸以后 3 分钟 的景象。宇宙比我们上一次“快拍”时大大地冷却了。由于温度降低，粒 子的运动也慢多了，这就使它们有可能合并成稳定的原子核。　　大爆炸核合成，通过聚变反应最轻的元素，从氢到氦到锂。 此后宇宙温度下降了，这样的反应不能再继续下去了　　首先组成的原子核（不算氢核，因为它不过是质子罢了）是氘，也叫 做重氢，它是由一个质子和一个中子组成的。一段时间以后，宇宙中的大 多数中子都被纳入氘内去了。　　下一个元素是当氘与质子聚合时形成的氦的稀有形式氦—3。再下一 步，当中子碰撞氦—3 时，诞生出普通的氦，氦—4。一步一步地，从氢到 锂，所有我们知道的轻原子核都是由质子、中子和氘等基本组分组成的。 现在，宇宙中这些物质每一种的丰度（丰富程度），提供了宇宙创生 大爆炸模型的过硬的证明。科学家们能设法估计空间内存在有多少氢，并 将此数量与氦的数量比较。他们发现，此比值与理论所预见的每一个氦原 子相应有 12 个氢原子符合得很好。迄今为止，用此比例检验大爆炸图像的效果一直非常之好。　　1995 年，在大爆炸瞬间产生的氦被首次检测到。约翰·霍普金斯大学 的天体物理学家戴维森（Arthur Davidsen）、克里斯（Gerard Kriss）和 郑炜，用在“奋进号”航天飞机上的紫外望远镜对来自类星体的光线做详 细的搜索。他们观察此辐射的目的，在于寻找该光线被星系际氦吸收的证 据。探索的结果，确实找到了表明整个宇宙中存在着大量氦的特征吸收谱 线（波长的图式表示被氦捕获的辐射）。他们发现，在所探寻的空间区域 中的氦的含量，正好与标准宇宙模型所预见的 12∶1 的氢与氦之比一致①。 比锂核重的原子核不能在大爆炸中被制造出来，这是因为当锂在形成 时，宇宙冷却得过多，更重元素的聚合是不可能的。所有较重元素要在晚得多的时候，在恒星的核心中激烈的高温熔炉里煅造生成。 下一个宇宙演化的重要阶段是复合时期。在此时期内，宇宙中大多数带正电的离子（原子核）收集足够的带负电的电子，而形成不带电的中性 原子。在这一过程中，大量的辐射被释放出来。这种情况的发生是由于光 子倾向于粘牢带电离子和自由电子，围绕着它们之间跳跃。一旦离子成为 中性原子，电子被锁定在紧紧的轨道上绕原子核运动，光子便能在空间自 由地传播了。从此时开始，宇宙沉浸在背景辐射的海洋中。起先，此辐①
参见郑炜《从航天飞机上望宇宙》，《科学》杂志 1995 年第 6 期 4～6 页。宇宙暴涨　　暴涨宇宙图景，是 80 年代美国麻省理工学院的理论工作者 古思（Alan Guth）和莫斯科大学的林德（Andrei Linde）以及 宾夕法尼亚大学的斯坦哈特（Paul Steinhardt）和阿尔布雷克 特（Andreas Albrecht）（除后二人外，前二人是独立做出的）， 为了解决标准大爆炸模型中的一些明显的困难而提出来的。一个 困难是所谓视界问题，即关于最大尺度的空间的均匀性。该问题 问道，为什么宇宙内物质和能量的分布在所有方向上完全是均匀 的？是什么使宇宙伸展到非常平滑的程度？第二个问题叫做平 直性问题，即关于宇宙参数“Ω”事实上非常接近于 1 的问题， 在理论上Ω可以有任何值。暴涨所依靠的基本概念，是宇宙在大爆炸极短的时间约10-35 秒以后经历了一个急骤快速的膨胀阶段。然后，不晓得是 什么缘故，暴涨阶段终止了，我们今天见到的宇宙较慢的膨胀开 始了。　　暴涨解决了视界问题，因为它使不平坦处伸展开了。它的快 速膨胀阶段也解决了平直难题，因为它迫使宇宙变得较平直，因 而有了一个接近于 1 的Ω之值。　　暴涨宇宙学的一个关键预见是宇宙背景辐射是“标度不变 的”，也就是说，不论从哪个层次观察宇宙背景辐射，看到的景 象都近似地相同。宇宙背景探测卫星（COBE）的观测结果证明确 实如此，这有助于暴涨理论的进一步推广。射是热的，但随着宇宙的膨胀，其温度下降得很快。今天，此原初能量， 已冷却到了绝对零度以上 2.735 开，继续充斥在宇宙中作为大爆炸时期的 一个最后保留下来的残迹。　　科学家们有正当理由自信上文所描述的这些事件是发生过的。但所不 清楚的是，这些原初现象是多长时间以前发生的。宇宙年龄问题是现代宇 宙学中的一个最有争议的问题。　　第七章 年龄问题　　自从哈勃发现星系退行现象以后，天文学家便开始了测定宇宙年龄的 工作。多年来，有好几个天文小组在用不同的方法估计宇宙的年龄。他们 的测定结果明显地互相矛盾，从 80 亿年到 200 亿年不等。因此，在研究人 员中常常发生对测定方法的争论。　　但大家一致同意，在估计宇宙的年龄时首先需要求得哈勃常数的现代 值，因为哈勃常数是表明星系随距离而退行的速度。其次，宇宙年龄有赖 于所考虑的宇宙模型（开放的、闭合的或者是平直的；宇宙常数是否为零）。 有了这两个前题，我们才能确定若宇宙按现在的速率膨胀的话，其年龄应 当是多少。　　如果空间是平直的——理论工作者最感兴趣的暴涨宇宙模型——则哈 勃常数与宇宙年龄的关系最简单，两者成反比。因此，对于平直宇宙学来 说，一旦测出了哈勃常数，只需取其数学倒数便直接知道宇宙年龄了。　　70 年代中期以来，最受大家信赖的宇宙年龄的估计值，是尊敬的天文 学家桑德奇（Allan Sandage）所测定的值。他是哈勃的学生，在加利福尼 亚州帕萨迪纳的卡内基天文台工作。他曾多年观测许多星系中的超新星， 用这些超新星作为测定星系距离的标准。　　桑德奇取超新星作为优秀的“标准烛光”是有许多理由在平直宇宙模 型中，哈勃常数与宇宙的年龄成反比的。首要的是，超新星爆发时发生的 光极强，即使是远方星系中爆发的超新星，我们也常能看得见。其次，虽 然对任何一个星系而言，这类爆发很少发生，但天空有很多星系，平均每 个星期在空间至少有一次新的超新星出现。第三，所有叫做 Ia 型的超新 星，大体上都具有相同的绝对亮度。因此，这类超新星，不论它们离我们 多远，都具有可预见的光输出。在椭圆星系和较年老的旋涡星系中，都会 发生 Ia 型超新星爆发。　　桑德奇的超新星技术非常之简单。将测得的一颗超新星的光输出与理 论预期值比较，便能计算出该超新星距离我们有多远。自然，此距离也就 是超新星所在星系的距离。从许多星系的距离和速度的数据，桑德奇测定 出哈勃常数约每秒每百万秒差距 50 公里（1 秒差距＝3.26 光年），从而宇 宙年龄在 150～200 亿岁之间。　　自从桑德奇得出上述结论以来，多年来，天文学家对这个宇宙年龄值 感到较满意。因为这些年龄值足够地大，对宇宙历史上曾经发生的各类事 件都能涵盖，没有矛盾。例如，它比银河系的年龄要大得多，后者估计为90～120 亿岁。 但近年来，由于一年轻科学工作者的挑战，桑德奇测定的哈勃常数值受到了怀疑。以弗里德曼女士为首的一个 15 人天文小组发展了一个估计哈 勃常数的新方法。他们测得的哈勃常数之值比桑德奇的值要大得多，从而所得宇宙年龄之值要小得多。　　弗里德曼的技术——包含发现一个叫做 M100 的远方星系中的造父变 星——极大地有赖于 HST 的敏锐的视力。在 HST 发射以前，天文学家经常 用造父变星方法做为测量近邻星系，如仙女星系的距离。但人们发现，不 可能用此方法让设置在高山上的望远镜去记录较远星系中的造父变星。由 于此原因，较亮的天体如超新星，被视为更受青睐的标准烛光。其次，研 究人员希望用更精确的仪器来延伸造父变星技术。他们视 HST 的发射为达 到此目的难得的良机。自然地，HST 特别设计了去帮助天文学家在远方星 系中猎取造父变星。　　1994 年，弗里德曼小组将 HST 瞄准 M100 星系并观察其中的 4 万多个 恒星达数月之久。从所得数据中，他们精确地选中了 20 颗星为造父变星。 一旦发现了这些造父变星，并把它们的光变周期和绝对亮度记录下来，这 些信息立即便可用于估计星系的距离。小组所得 M100 的距离为 5600 万±600 万光年。　　天文学家们相信，M100 位于室女座星系团的一群旋涡星系之中。已知 室女团的退行速度多年，由于弗里德曼小组的工作，其距离也知道了。人 们会认为这两个数值可直接用来求哈勃常数了。其实不然，因为室女团靠 银河系所在的本星系群较近，两组星系之间有较强的引力吸引，故哈勃定 律——星系退行速度与其距离成正比——不能完全适用于室女团。因此， 以室女团的距离除以其退行速度所得哈勃常数值，将是不准确的。　　为了求哈勃常数，弗里德曼小组需要应用一个更为精确的逼近——用 他们 M100 的结果去获得更远的后发座星系团的距离。后发团离地球足够地 远，其运动贴切地服从哈勃定律。弗里德曼及其合作者们认为，有关后发 团的信息将能获得一个理想的准确哈勃常数。　　在他们应用的方法中，首先假定所得 M100 之距离，与室女团中其近邻 的旋涡星系的平均距离一样。其次，他们注视到后发团中一组相似的旋涡 星系。假定这两组旋涡星系有相同的本身亮度，然后比较后发团的这组旋 涡星系比室女团的一组旋涡星系暗多少。从这个比较，测定出后发团比室 女团远 5.5 倍。这就是说，后发团距地球稍远于 3 亿光年。最后，他们将 已知后发团的退行速度被其距离来除，得到的一个哈勃常数之值为每秒每 百万秒差距 80 公里。由于对 M100 在室女团中位置测定的不确定性，他们 估计所测出的哈勃常数值的误差在 20％左右。　　弗里德曼小组测定的哈勃常数值比桑德奇的高得多，因而所得宇宙年 龄要小得多。如果弗里德曼小组的结果是准确的，则宇宙只有 80～120 亿 岁。但我们也注意到，在弗里德曼小组的计算中，既有因不确定性而发生 的较大范围的哈勃常数之值，也没有考虑宇宙是开放的、平直的或闭合的 问题。对大多数科学家来说，这一宇宙年龄的估计值显得荒唐。宇宙中一 些最老的老年星的年龄被认为至少有 140 亿岁，显然，宇宙中的恒星不应　　比它们所在空间的年龄还要老，就像人们不可能比他（她）的母亲还要老 一样。　　今天，宇宙学中最迫切的事是要解决年龄问题。为了说明估计的宇宙 年龄与其组分年龄之间的矛盾，一些理论工作者在试图修改标准宇宙模 型。有人建议恢复宇宙常数项，少数人主张完全抛弃大爆炸模型（或广义 相对论）。另一些人认为弗里德曼和她的支持者提出的对宇宙年龄的估计 不准确——太低，应不予考虑。确实，这是一个尚未定案的迫切需要解决 的问题。　　解决宇宙年龄窘境，最终需要详细了解大尺度空间内天体分布的情 况。为此，天文学家在忙于绘制出宇宙的一部分，试图理解其组织和历史。 正如我们的祖先在羊皮纸上记录地球错综复杂的地形一样，当代的“制图 家们”正在用天文仪器去显示出宇宙的肖像，这个宇宙在结构和多样性方 面也是很丰富多彩的。　　第八章 星系组成的气泡状结构　　在 16～18 世纪探险的年代，千帆竞发驶向全世界的河流、海峡和海岸 线。船上探险家们的主要任务之一，除了寻找矿产资源外，就是绘制出地 球的外貌。欧洲的君主们需要最好的地图，以便实现扩张他们领土的野心， 并获得战争的主动权。因此，他们资助并支持冗长的探险航程到鲜为人知 的地方。完成此地图的绘制需要较长的时间，沿途纠正了好多错误，例如，到 19 世纪，澳大利亚仍被视为是一连串的群岛而不是一个大陆。 经过若干年，通过改进的制图学，使人们对世界有了较深入的了解。人们逐渐知道了关于海洋和陆地的更多的知识，如相对大小和位置，以及 它们在全球是怎样互相衔接的。详尽的知识导致重要的见解，如德国地质 学家魏格纳（Alfred Wegener）的例子。1912 年，魏格纳指出一些大陆的 外廓好像是互相啮合得恰到好处，它们一定在过去某个时刻是曾经连接在 一起的，例如，南美洲和非洲看来互相嵌合得像是被锯下来的互连着的两 块。因此，魏格纳建议各大陆曾经属于单一的叫做泛古陆的一大块，后来 逐渐漂移分开。魏格纳的见解——来源于他仔细观察绘制得很详尽地图——促进了板块构造学（大陆漂移的研究）的诞生。 今天，人们探索的前沿已远远超出海洋的波浪。像我们的先人那样，我们必须再一次绘制出未探明的大片领域——这就是宇宙。科学家们希望 对可见宇宙完整的描绘将有助于他们了解其动力学，就如世界地图的知识 鼓舞魏格纳创建了大陆漂移说一样。　　绘制宇宙是近代天文学最大的挑战之一。为什么需要做这件事，有许 多理由。第一、二维图像是满足不了科学目的的，为了理解各种宇宙的大 结构之间的复杂的相互作用，天文学家不仅需要知道天体在天空的位置， 还要知道这些天体之间距离的信息。　　但超过一定的范围，测定这些天体的距离是困难的。我们已经讨论过 测定天体距离的各种方法：对于近邻恒星，用视差法就行了；对于银河系 内远方的恒星，就要用比较一颗恒星的视亮度和它的绝对亮度的方法。　　测定近邻星系和星系团的距离，科学家们就要用更先进的方法，如造 父变星法。在发射 HST 以前，造父变星差不多被用做测定本星系群内星系 距离的尺码。HST 的发射，使得用此法测量近邻星系团的距离成为可能， 如第七章所介绍的弗里德曼小组用此法测定室女座星系团的距离的情况。 但是，仍有一些区域，造父变星显得太暗，此技术难以应用。在这些 阴暗的“省分”，科学家被迫实行一些猜测的办法。例如，塔利—费希尔（Tully—Fisher）关系——一个关于星系的绝对亮度与其光谱中一特殊谱 线（如红光波长的）宽度之间的关系——的观测原理，有时被用来测定星 系的距离。在测量宇宙的大尺度区间时，比较普遍采用的办法是利用星系 的退行速度与距离之间的哈勃定律比例关系，测量一个星系（或星系团）的谱线向红端移动的量，观测者就能估计该星系离我们多远。在哈勃常数 还未有较可靠的值以前，该定律只能提供相对的距离值。　　哈勃定律的简单比例关系，只适用于 10 亿或 10 亿光年左右。当天文 学家们用他们的测量棒想达到更远的距离时，就遇到了时间延迟问题。来 自几十亿光年之外的天体的光要经过几十亿年才到达我们这里，因此，这 提供给我们看到几十亿年前的宇宙情景的一个快照——不同于我们所见现 在宇宙的景象。理论工作者相信，亿万年前的哈勃常数与现在的哈勃常数 有不同的值。这样，在估计认为是远在几十亿光年以外的天体的距离时， 研究工作者必须注意到那时的哈勃常数值和现在的不一样。　　用于大尺度距离测量的尺码，从视差到造父变星到光谱方法加在一起 的“杂烩”叫做宇宙距离阶梯。科学家们用此阶梯，一级一级地从比较熟 悉的近邻恒星爬向远方的星系团及类星体。当新的测量棒经过考验可用 时，该阶梯便被加固了一些并延伸出去，成为艰难地步步高升连接到宇宙 深空的梯子。　　除了距离测量问题外，当天文学家们企图绘制可见宇宙的天图时，还 遇到另一个困难：需要探索的领域令人难以置信的广阔。潜在的能用望远 镜视察的空间的体积超过几十亿光年的立方[1031（光年）3]，这里面充斥 着数百亿个星系（它们中的大多数是 HST 近来发现的）。要做出它们的目 录，恐怕需要花费几百年时间。　　与此同时，正如布鲁斯·格雷戈里在本书序中所介绍的，一项重要的 探空计划在进行中。如哈佛—施密松天体物理中心（CfA）的盖勒和赫克拉 所做的是获得可见宇宙内有代表性的截面中的信息。打算用对这部分空间 的观测结果，提供星系在宇宙中是如何分布的粗放的概念。从所得图景， 我们可以较好地理解宇宙中有序状况的来源和性质。　　CfA 小组首先选择一薄片状空间，观测星系在其中分布的情形。他们 选取了一个尖劈状的三维空间，为的是要得到具有最广泛多种样本的宇宙 的图景。　　计划中第一个有代表性的天区的图像，是赫克拉和拉普兰特在 1985 年春季绘制出来的。他们测定了位于一个 6 度宽的狭长天区内大约 1100 个星系在空间的位置。选取如此大小的空间观测，是为了能在较短的时间 里完成巡查任务。他们所得结果是饶有兴趣的。　　在开始巡查时，盖勒和她的同事们并未希望见到宇宙中大尺度有序状 态的证据。事实上，他们原来想像的是巡天工作将揭示出一个匀称纹理的 宇宙。相信他们将看到星系和星系团均匀地分布在天空，就像少量的葡萄 干均匀地分布在葡萄干面包里那样。但实际看到的，却是确凿无疑的星系 分布的稀奇的式样。星系和星系团不是随机（杂乱）分布的，而是表现为 组成长的、纺缍式的弦（带子）和宽的伸展了的书页，也有成为巨大的物 质气泡状的分布态势。这些气泡的里面看来奇怪地空，好像所有原来在里　　面的星系全被吸管吸出去了。　　CfA 小组被他们看到的出奇的景象惊呆了。与浓密地分布几百万个星 系的空间区域对比着的是实际上空无一物的天区——他们称其为空洞或巨 洞。不知什么缘故，在宇宙历史上的某个时期，大尺度有序状态从混沌中 出现。CfA 小组难以解释这是怎样和如何发生的，他们只是观察到这些情 形罢了。　　1989 年，盖勒和赫克拉把他们的巡天工作延伸到包括几千个星系。这 时，他们又观测到一个新的特色：一个在空间延伸超过 5 亿光年的星系“巨 壁”。这一叫做长城的宇宙栅栏，是宇宙中存在的最大的单一结构特色。 盖勒及其合作者们，远不是注意到宇宙中大尺度结构的第一组人。在50 年代，法国天文学家沃库勒（Gerard deVaucouleurs），发起了一场关 于他建议的星系和星系团属于更大的天体集团叫做“超星系”（现在称为 超星系团）的大争论。　　当时，大多数天文学家相信星系团是空间可能的最大的天体集团。他 们认为，引力理论，如爱因斯坦广义相对论所表　　表示本星系群内各成员星系分布情形的美术品，本星系群是 包括银河系在内的一个小星系团达的形式，不利于更大天体集团的形成。还认为，扩展得更大的结构只能 通过引力松散地联系在一起，宇宙的膨胀将把它们拉开。因此，这种结构 的寿命只能是短暂的，今天的宇宙中不存在这样大的结构。　　但经过多年积累的观测资料，国际天文界渐渐接受了宇宙中存在着“星 系团的集团”这个事实。我们的本星系群被证明是一个叫做本超星系团的 一部分，该超星系团在空间伸展 1 亿光年，室女座星系团位于其中心。人 们还发现了许多其他超星系团，带着它们穿起来的“念珠”，交叉在宇宙 中。　　沃库勒年轻时是个急性子的人，现在感到了辩解的意义。真理最终在 他这边，但也体会到人们对问题的观点上的改变是需要时间的。正如他所 说的，“正如一个成长的儿童逐渐明白了较大单元的人类组织——家庭、 邻居、城市等等——天文学家们在过去 400 年间逐步认识到天空的等级式 安排。这一天文的发展在继续前进中。”　　今天，基于不可抗拒的，例如由盖勒、赫克拉和拉普兰特提供的观测 证据，大多数天文学家接受了下列事实：宇宙有一个复杂结构的等级。描 述这些结构的名词如“纤维”、“气泡”、“薄片”及“空洞”等，已成 为他们经常使用的词汇了。他们不再争论宇宙是否有大尺度结构，而是在 寻求去理解这些结构的来源和性质。科学家们提出了三种宇宙结构形成的模型。三种模型的不同之处，在于它们对问题的答案。谁先出现，是星系还是更大的结构？70 年代初期， 前苏联科学家泽多维奇提出了“薄饼模型”。薄饼模型是自上而下的理论， 它支持下列观点：大结构，如薄饼和气泡是先产生的，然后这些大结构裂 开，成为超　　在自上而下的模型中，最大的结构，如宇宙纤维和薄片，首 先形成。这些结构碎裂成各个星系。自下而上的模型，恰恰相反， 它描述星系首先形成的可能性。这些星系结合成为更复杂的结 构，如星系团星系团、星系团，最后出现星系。特别是，在泽多维奇的理论中，早期宇 宙内充满了大而平坦的物质扁块——“薄饼”，它们最终碎裂为较小的断 片，这些断片再演化成星系。泽多维奇的模型对为什么星系排列成长串和 薄片说明得很好：这些结构是原始“薄饼”的遗物。　　第二种模型叫做等级式成团模型。在倡议者中，有普林斯顿大学的天 体物理学家皮伯斯。在这个自下而上的模型中，从气云凝聚而成的星系首 先在原初宇宙中形成。随着宇宙的发展，许多这样的星系互相接近到足以 彼此发生引力拉曳。很快星系群互相接近，形成星系团，然后超星系团出 现了。就像冬天的风把雪刮成雪堆，同时也使有些地方没有了雪一样，在 空间形成了空洞，那里的物质被引力吸走了。大吸引体　　每个探索知识前沿的职业都有其神话般的人物。在现代宇宙 学中，七武士——一个献身于星系观测的国际小组，无疑地成为 传说的资料。1987 年，这一多个面孔组成的研究小组，包括亚 利桑那州立大学的伯斯坦（David Burstein）、国立光学天文台 的戴维斯（Roger Davies）、卡内基研究所的德雷斯勒（Alan Dressler）、在圣克鲁斯加利福尼亚大学工作的费伯（SandraFaber）、英国剑桥大学的林登贝尔（DonaldLynden— Bell）、英国皇家格林尼治天文台的特利维奇（Robert J．Terlevich），以及英国达特茅斯学院的魏格纳（GaryWegner）， 七人集合起来进行天文观测，其目的是要寻找有关星系运动速度 的普遍模式。　　他们的观测结果是非凡的，发现了强有力的证据，说明一大 群星系涌向距地球 2 亿光年的空间的一点，那里看来没有任何天 体。这一点，被称做大吸引体的，看来存在着一个巨大的看不见 的质量，对一大片空间区域施加强引力拉曳。在过去的 10 年里，科学家们对七武士的发现，在理论上考虑找出一个恰当的解释。一些研究人员推测大吸引体是不可能看 到的一种新形式的物质。另一些科学家则倾向于通俗得多的答 案：大吸引体体现那一点附近天区的许多暗星系的综合引力（看 来此答案被 HST 近来的发现所支持）。　　最后，第三种模型我们称之为分形接近。分形是自相似的物体，也就 是说，在所有观测的尺度，它们看上去是一样的。它们和俄罗斯的彩色套 娃一样，一个套在另一个里面。按照分形接近，结构的多层次，从星系到 星系团到超星系团，是同时产生的。超星系团的形成过程明显地与星系的 形成过程一样——只不过是在较大的尺度上罢了。　　近来，理论工作者，如盖尔布（James Gelb）和麻省理工学院的伯特 辛格（Edmund Bertschinger），曾用计算机模拟方法来检验星系形成的模 型。在他们的模拟中，用随机分布的大块物质作为一个“玩具”宇宙的种 子，并观察引力和其他力对于这些种子的影响。只要在他们的研究中包括 了叫做暗物质的物质（在第九章中将要讨论），便能够较好地模拟出星系 的产生和其他结构。　　暗物质是这样一些物质，它们具有质量但不发出任何可觉察的辐射。 许多科学家估计宇宙内有 90％的物质是不可见的不知组成的物质。只有在 引进了暗物质与普通物质的相互作用后，宇宙结构形成的过程才能被完全 理解。因此，要解决宇宙是如何成为我们观察到的样子这个问题时，首先 要解开其“失踪的质量”之谜。　　第九章 空洞中的幽灵　　在威尔斯（H．G．Wells）所写古典小说《看不见的人》一书中①，一 个叫做格里芬的人发现了一种药，吃了以后能使光线穿过身体。当他喝了 这种调合剂后，他的身体便隐而不见了，只有穿的衣服能被见着。在午后 散步时，他只穿戴了帽子、手套、网球鞋和一副眼镜，这是所有遇到他的 人所看到的在街上行走的怪物。但当看到这一奇观时，人们将会很好地做 出结论，一个隐身人联系着所有见到的事物，使得它们动起来。　　但几年以后，出现了一个隐蔽的商品——名为“看不见的狗”——专 供那些买不起（或不希望）真的宠物，但仍要享受与它们一起散步的乐趣 者使用。有特别设计制作的皮带，用于当狗的“主人”带其散步时上下振 动。　　假定一个明理的成年人看到这样一个“看不见的狗”在街上走，他会 不会想到有某些眼睛看不见的东西存在着呢？当然不会。有人看到这样的 一个“动物”将假装看不见并藉口讨厌它，但不会得出它真的存在的结论。 恒星在星系里运动的方式，星系在星系团内运动的方式，似乎都指出 还存在着远远多于眼睛能见到的东西。但拖曳这些可见天体的是些什么东 西呢？是不是像威尔斯小说里的隐身人的身体那样，真实的存在着？还是 个幻觉，像隐没的“看不见的狗”的形式那样？几乎可以肯定地说是前者。近年来，积累了大量的观测证据，证明暗物质在整个宇宙中非常丰富。 近几十年来，科学家们感到恒星和星系运动的状态，不能完全以可见物质的引力作用来说明。早在 30 年代初期，荷兰天文学家奥尔特（Jan Oort）在研究恒星穿越银河系银道面的运动，以便更好地了解它们的动力 学时，他测量了恒星距银盘上、下的距离，并计算银盘含有多少质量才能 保持恒星在这两个距离来回振荡（就像挂在弹簧下的重物一样上、下振 动），因为它们的运动量有赖于银盘中其他部分对其引力吸引。使奥尔特 惊奇的是，他发现银盘中需要产生这些影响的物质的总量，至少应 3 倍于 可见物质的总和。　　在奥尔特研究恒星运动时，兹威基也在研究星系团中星系的运动。他 分析了后发座星系团中星系的运动情形，求出需要多大的质量来提供引力 才不致于使这些星系分散。使他惊奇的是，计算出所需的质量为观测到的 质量的 300 倍。由此，他推测后发团中大部分物质是看不见的暗物质。
或许，暗物质存在的最有说服力的早期证据，是 70 年代在华盛顿卡内 基研究所工作的鲁嫔（Vera Rubin）和她的同事们提供的。他们查看了所 谓星系的旋转曲线——星系内恒星与气体的轨道速度与它们距星系中心距 离的关系的曲线。①
威尔斯（HerbertGeorgeWells），著名科幻小说作家。　　在太阳系，行星的旋转曲线，行星速度与它们与太阳距离的关系的曲 线，是由开普勒定律很好地描述的。因为太阳系的大部分质量集中在其中 心——即太阳——行星的速度显示出一个随距离而迅速下降的趋势。例 如，冥王星绕太阳运动的速度比水星的要慢得多。　　如果一个旋涡星系，如银河系，其质量是按观测到的星系的物质安排 分布的，则将出现类似的旋转曲线的下降，因为星系的大部分质量是集中 在核球的，星系晕中的引力要弱得多。所以距星系中心越远，那里恒星的 速度将下降得越多——其结果，星系旋转曲线将随距离而骤降。　　但是，对于银河系、仙女星系和其他旋涡星系来说，上述情况并未出 现过。代替随距离下降的，是这些星系的旋转曲线趋于平坦。换句话说， 在整个星系晕中的恒星速度保持恒定。这表明，这些星系的质量并不是集 中在核球，而是均匀地分布在整个星系中。要使这一情形成为现实，在星 系晕中一定要存在着大量的看不见的暗物质。　　其他有关的研究工作很多，这里不可能一一列举，但这些研究进一步 提供的证据说明宇宙中有 90％乃至 99％的物质，是不能用望远镜直接观测 到的。看来，暗物质像是被束缚在星系里面的。但观测还证明星系之间的 空间内也有暗物质，即使在没有星系的空间，如空洞的内部也有暗物质。 因此，空洞也许并不是完全空的洞。　　由此可见，这是个应冷静思考的问题。经过几个世纪的望远镜观测， 宇宙中的物质只有一小部分被描绘出来，这只是天文学家看到的冒出水面 的冰山一角。看来，宇宙中的大部分物质将永远隐藏着，只有贫乏的 10％ 或位于“表面以上的”才能被探测到。　　统治着宇宙的神秘物质是些什么东西呢？对于它们的性质，近年来有 不同的说法。重要的候选者可分为三个主要类别：大质量致密晕天体（MAssive Compact Halo Objects，缩写为 MACHOs），弱相互作用重粒 子（Weakly Interacting Massive Particles，缩写为 WIMPs）及有质量 的中微子。不论前两类暗物质名称的含义如何，主要的问题是到什么地方 能够发现它们。　　MACHOs 是存在于星系周围区域的致密物体。这些天体不发出可觉察的 辐射，只是通过它们与其他实体的引力作用而被间接探测到。第一个被探 测出的这类暗物体的例子是 1993 年由三个天文小组发现的：一个叫做EROS 的法国小组，另一个以波兰科学家为主的叫做 OGLE 的小组，以及由美—澳 科学家组成的叫做 MACHO 计划的小组。第三个人数最多的小组由劳伦斯·利 弗莫尔国家实验室的阿尔科克（Charles Alcock）为首，该实验室的贝内 特（David Bennett）和加利福尼亚大学圣迪戈分校的格里斯特（Kim Griest）参与领导。他们用位于澳大利亚靠近堪培拉的斯特罗姆洛山天文 台的 1.5 米口径望远镜进行工作。各小组都发现了由 MACHOs 对于大麦哲伦云中恒星的引力透镜效应的明显的例子。引力透镜是广义相对论性效应，位于地球与远方天体之间的 物质畸变了该天体的像。这里再次提醒读者，按照广义相对论，大质量物 质能使掠过它附近的光线弯折，并像透镜一样使光线聚焦。在此情况下， 一个 MACHO 临时地位于地球与大麦哲伦云中的一颗红巨星之间，临时地集 聚起来从该恒星向地球射来的光线。这一被放大了的信号被天文学家们记 录了下来，并进行分析。他们用此数据决定 MACHO 的质量和大小。美—澳 小组观测到一红巨星的视亮度，在恢复到其原先的光输出水平时其视辐射 输出维持了 33 天。在排除了导致这一现象的其他可能原因后，该事件被定 为是一个看不见的质量大的天体所导致的引力透镜效应的信号。　　在 1996 年 1 月美国天文学会举行的学术讨论会上，美—澳合作者们报 告了银河系晕的大部分是含有 MACHOs 的有力证据。这一证据来自对 7 个新 的大质量晕天体的发现。他们再一次用对大麦哲伦云的引力透镜效应，来 确定这些幽灵般天体的性质。　　这些 MACHOs 的质量从 1/10 太阳质量到 1 个太阳质量不等。因为它们 的小而暗的特点，它们中的大多数极可能是白矮星。它们可能和太阳相似， 来自主星序晕星，后来用完了它们的大部分核燃料，遗留下的恒星发出的 光极弱，所以很难被探测到。　　某些 MACHOs 也有可能是红矮星和／或褐矮星的。红矮星是非常之冷和 放出少量辐射的星。因此，它们难于被直接探测到。褐矮星发出的光线更 少，它们是一类不足以开始核聚变的不到临界质量的星，因此它们不燃烧。 有些理论工作者建议的其他的 MACHOs 候选者，包括木星大小的行星、中子 星及黑洞。有可能 MACHOs 包含它们之中的一些，有可能是全部的混合体——但大多数是白矮星。　　科学家们现在相信 MACHOs 差不多占据所有星系内暗物质的一半，甚至 一半以上。不幸的是，仍遗留有相当大一部分星系中看不见的物质等待阐 明，这里还没有提到宇宙其他部分的大量的暗物质。因此，研究工作者曾 建议星系中的其余暗物质是由 WIMPs 组成的。　　WIMPs 包含形形色色的假想的基本粒子，它们的共同特点是很少与普 通物质起作用。这些质点包括轴子（曾在关于早期宇宙的理论中提出来的 质点）、超对称粒子（见方框里的说明）和其他种类的奇异亚原子粒子。 怎样才能探测到 WIMPs 呢？一些科学家设法在庞大的原子粉碎机内， 以超高速对撞普通的粒子，希望在所得不寻常的副产品中出现这些粒子。超对称　　超对称粒子，一个被称为超对称理论的粒子物理模型的假想 副产品，常被推荐为暗物质候选者。超对称理论企图统一宇宙中的两重要种类的粒子：费密子和玻色子。 简言之，费密子提供物质的构件。质子、中子及电子，原子的组成成分都是费密子；而玻色子则供给使费密子粘在一起的 胶，也提供将它们推开的爆发力。光子是电磁力的携带者，引力 子是引力的传送者，它们是玻色子的例子。　　按照超对称模型，每个费密子有一个玻色子伴侣，反之亦 然。例如，电子的玻色子伴侣叫做选择子。引力子的费密子“灵 魂配偶”叫做引力微子。　　至今，还没有经验的证据证明这些伴侣粒子的存在。但是， 许多理论工作者发现，超对称是一个在两重要亚原子物体大类分 野间一种优美的架桥方式。他们希望这些新粒子——光微子及其 他类似者——将在近期内从最高能量的加速器的实验数据中出 现。假如果真如此，则暗物质之谜将很快得到解决。加利福尼亚大学伯克利分校的斯诺登—艾夫特（Daniel Snowden—Ifft）、 弗里曼（Eric Freeman）和普赖斯（BufordPrice），相信他们已经发现了 一个较好的探测 WIMPs 的办法。他们检视一小块云母片，发现该云母片上 面有 5 亿年前被 WIMPs 轰击的痕迹。这说明岩石中难以捉摸的化学变化， 将会暴露出岩石过去被 WIMP 碰撞的痕迹。　　按照基本粒子理论，若一 WIMP 曾经碰撞在一块岩石上，则它将有一些 机会（纵令是一个小的机会）替代岩石中的一个原子核，这一原子核的置 换将很有可能挨次导致电子从其他原子中被从原位逐出。经过一定时间， 逐渐变化了的原子的痕迹将在岩石中出现。这是加州大学伯克利分校的 3 人小组希望探测的化学变化。到现在为止，小组只检测了岩石的一小部分，约 1 平方毫米云母片的8％，WIMP 的痕迹尚未被观测到。为了增加发现的机会，他们正在检视一 个较大的样品，希望能找到这些幽灵般粒子存在的证据。　　几乎被摒弃的暗物质候选者中微子，近来又一次成为暗物质的竞争 者。70 年代，在原子核衰变过程中产生的寻常的暗物质：冷的、热的或混合的　　近年来，天体物理学家们正在进行着一场充满活力的关于宇 宙中暗物质温度的辩论。它之所以成为一个热点问题，是由于需 要对宇宙中结构形成的各种模型做一个它们所含物质平均速度 的估计。平均速度与温度有直接联系；热的物质，平均说来，比 冷物质含有更多快速运动的粒子。因此热暗物质碎片将飞行得较 快，并产生比之于冷暗物质铺开得较大的结构。　　较长时期以来，包含冷暗物质（例如 WIMPs）的各种宇宙模 型，是一般的结构形成景象。计算机模拟进行的这些模型，能很 好地再现星系的诞生。但这些模型的主要缺点是不能模拟出正确　　的星系的大尺度分布。 热暗物质景象（如存在有质量的中微子）则反之，能如实地预言宇宙中常见的大尺度形式：超星系团、气泡、巨壁和空洞。 但遗憾的是，它们模拟不出星系大小的天体的生成。　　目前，大多数科学家倾向于采取折衷的办法：既有冷暗物质 也有热暗物质的混合体。这种模型不仅能较好地再现所知的关于 宇宙的结构，对有关其粒子组成的当前想法也符合得很好。麻省 理工学院的伯特辛格曾发现一个 80％冷暗物质和 20％热暗物质（如中微子）的结合，在星系形成的计算机模拟中能工作得很有 效。中微子，在宇宙中失踪的物质诸候选者的表内被列在榜首。那时，虽然中 微子被认为是没有质量或质量接近于零，其质量的精确值是不知道的，但 理论工作者的计算表明，哪怕中微子有极小极小的质量，暗物质的问题便 迎刃而解了。这是因为宇宙中有无数的中微子，若每个中微子都有质量， 则所有中微子质量的总和将非常之大。不幸的是，一次一次的实验（除去1980 年有一点儿可信的苏联科学家的实验结果），看来都表明中微子是没 有质量的。因此，不再将中微子作为一个说得过去的暗物质的竞争者来考 虑。　　1994 年，被打败的候选者获得了一次辉煌的复辟。洛斯·阿拉莫斯实 验室的由怀特（Hywel White）领导的物理小组，用满满一大桶矿物油和一 连串的 1220 个光电管（光探测器）去测量衰变的中微子的质量。这些中微 子是在进行变化为另一种粒子，所谓振荡过程中被捕捉住的。在它们衰变 时，释放出光，其分布与中微子的质量有关。这一辐射由光电管记录下来， 科学家们对所记录的数据进行分析。　　中微子能以这样的方式变更形态的事实，说明它们像电子一样是有质 量的，无质量的物体不能改变形态。相反，有质量的粒子在合适的条件下 有衰变的可能性。　　在洛斯·阿拉莫斯小组所进行的实验中，他们计算出来的中微子的质 量在 0.5～5 电子伏特之间（1 电子伏特相当于一个质子的 1／10 亿质量的 能量）。在每 1 立方米的空间内约有 360 亿个中微子，假设它们有质量， 则它们的总质量要比所有已知星系质量的总和还要大。　　大多数科学家现在相信，暗物质是多品种的，决不止是一种物质。以 往几年中，强有力的实验证明了 MACHOs 的存在。也有一些迹象表明有质量 的中微子的优势。虽然，还未探测到 WIMPs，但在星系和其他宇宙构形的 演化的理论模型中，这类粒子是重要的组分。由此可见，说起暗物质，既 意味着上面提到的任何一种，也可以包括所有的品种。要理解在宇宙中结构形成时物质和能量所起的作用，我们必须考察这两者在大爆炸的早期时刻是如何分布的。幸运的是，现代射电天文学对此 时期提供了一个窗口。在对布满全部空间的微波背景辐射的分析中能够见 到原初宇宙的一个异常清晰的轮廓。30 多年前对此辐射的发现的确是一个 偶然事件，但却使得科学能首次去研究大爆炸错综复杂的结构。第十章 辐射的炫辉　　1964 年，贝尔实验室的两位研究人员彭齐亚斯（Arno Penzias）和威 尔逊（Robert Wilson），完成了一项惊人的发现，这一发现被证明是长期 以来所寻求的对大爆炸学说的验证。但更值得注意的是，他们的观测结果—探测到了宇宙背景辐射——是事先完全未预料到的。 当彭齐亚斯和威尔逊在新泽西州的霍尔姆德尔用 6 米直径的射电抛物面天线，搜寻来自银河系的微波时，被一种奇怪的持续不断的“蜜蜂的嗡 嗡声”所干扰，而且这种噪声，不论用什么样的办法都无法消除。起初， 他们把这种“嗡嗡叫”归因于接收天线底座上的鸽子，是彭齐亚斯所戏称 的鸽子的排泄物“白色的介电物质”干扰外来信号的结果。在他们将天线 完全清理干净后，噪声仍然存在。最后，被迫得出结论：他们检测到了来 自深空的真实的信号。　　40 年代后期，物理学家伽莫夫（George Gamow）、阿尔法（Ralph Alpher）和赫尔曼（Robert Herman），曾在一系列的论文中，提出宇宙背 景辐射的探测对大爆炸假说是一项重要的证明。他们估计，现在这一辐射 的温度为 3 开（绝对零度以上 3 度）。迪克（RoberDicke）在 60 年代进行 了同样的计算，并立即领悟到彭齐亚斯和威尔逊发现的嗡嗡叫声的来源， 清楚地认为他们已发现了从宇宙创生时冷却下来的辐射。后来，彭齐亚斯 和威尔逊因他们的发现获得了诺贝尔奖。　　宇宙背景辐射的一个值得注意的特色是它们的非常的均匀性。不论将 抛物面天线转向何方，探测到的微波都具有相同的温度。从 60 年代后期到70 年代前期，做的一次又一次的实验都得到这一均匀性的结果。 从某种意义上说，天文学家对宇宙背景辐射在整个天空在温度上的均匀性表示欢迎。因为这意味着它确实是一个宇宙的效应，而不是只与个别 星系或宇宙的某一特殊部分有联系的局部现象。因此，研究人员确信这一 能量来源应远远地追溯到大爆炸后的复合时期，而不是从更多平凡的来源 发生的。　　但另一方面，对微波温度的过分均匀反而感到不舒服。这是因为宇宙 内结构形成的理论要求辐射背景有小的不规则性，但这些小起伏那时未被 发现。　　大多数科学家相信，宇宙背景的起伏是宇宙中结构的来源。按照大多 数星系形成模型，从自上而下的泽多维奇模型到自下而上的皮伯斯模型， 今天结构的种子都植根于早期宇宙的密度不规则性之中。换句话说，复合 时期的宇宙必定有较密的区域，也有较稀的区域。随着时间的推移，较密 区域通过它们较强的引力吸引越来越多的物质，生长出我们今天所认为的 星系、星系团、超星系团、薄壁和纤维，较小的团块成长成较大的团块， 等等。相反，较稀的区域其引力拉曳较小，于是成为我们所观测到的星系　　之间的空间，如空洞。 物理学家曾计算过在复合时期所需要的不规则（密度起伏）的大小，以便形成我们今日见到的种种结构。他们曾估计出，必须约有在原初宇宙 的密度中有 0.1％的变化。换句话说，对平均值而言，某些区域必须有 0.1％较高的密集，另一些区域有 0.1％较低的稀疏。 其次，按照天体物理学说，在复合时期释放的辐射的温度变化，是直接与那个时期物质密度的密度起伏有联系的。因此，从理论上说，需要在 宇宙微波背景中的温度“涟漪”反映出在物质分布中的波峰与波谷。　　1977 年，天文学家施穆特（George Smoot）和他的来自劳伦斯·伯克 利实验室和加利福尼亚大学伯克利分校的空间科学实验室的小组成员们， 发表了关于背景辐射中温度变化的第一个证据。但这些差别，不是长期寻 求的原初“涟漪”，它们表示的是叫做“偶极各向异性”的现象。　　偶极各向异性是一个多普勒效应，是由于银河系穿行于宇宙微波海洋 中的向前运动产生的，犹如航行于海洋中的船，冲向来临的波浪时的情形。 我们的银河系不断地压经宇宙微波背景中的波前，由于多普勒效应，天空 的微波辐射在银河系的前方和后方看来有所不同，前方显得热些，后方冷 些。　　这个难以捉摸的温度差，由伯克利小组所使用的灵敏辐射仪（射电波 探测器）检测到了。该仪器放置在美国国家航空航天管理局（National Aeronautics and Space Administration，以下简称 NASA）的埃姆斯 U—2 喷气飞机上，高于大气层飞行。为了使此仪器感受偶极各向异性的能力增 加到最大限度，将该探测器指向相反的两个方向。使科学家们快慰的是， 它所记录的信号与对于多普勒效应的理论预测值符合得极好。　　施穆特发现这些偶极起伏后，便开始计划搜寻来自早期宇宙的真正的 遗迹变化。为达到此目的，他设计了一个特殊的高精度探测器，名为差分 微波辐射计（Differential MicrowaveRadiometer，简称 DMR）。在这类 仪器中，DMR 可以说是举世无双的，因为它不是记录一点的温度，而是用 一对天线去测量两个不同天区的温度差，这就能够比其他辐射计获得更精 确的数值读数。它能测出百万分之一的温度差。　　DMR 实际上由分别调谐到 3.3、5.7 及 9.6 毫米 3 个射电波长的辐射计 组成。在这 3 个波长，宇宙背景辐射的强度大大超过来自其他辐射源的强 度。例如，在这些波长，宇宙背景比星系的微波发射要强 1000 多倍。　　施穆特做好他的 DMR 后，准备将其发射升空。由于“挑战者号”航天 飞机的灾难性事故，NASA 的发射计划受到挫折。直到 1989 年晚些时候， 施穆特及其同事们才得到 NASA 的准许实施他们的探空计划。DMR 搭乘在一 个叫做宇宙背景探测者（Cosmic Background Explorer，简称 COBE）卫星 上，于 1989 年 11 月发射升空。COBE 的飞行轨道位于不受地球大气影响的 大气层之上，但在地球辐射带之下，以避免该带中带电粒子的干扰。　　1992 年，施穆特宣布发现了等待已久的宇宙背景中的遗迹——在天空1 亿多光年大小的天区内的热的冷的区域。这些区域内温度的变化对于平 均温度 2.735 开来说在 10 万分之一度左右，也就是说，该变化约为百万分 之六。　　天文学家们立即看出，施穆特的观测结果是支持大爆炸模型的有力证 据。他发现的平均辐射温度精确地对应于（达到小数点后第 6 位）有关宇 宙背景辐射的理论预见。其次，他发现的温度起伏也与结构形成方案的理 论值符合得很好。最后，其结果提供了宇宙中存在着大量暗物质的证据。 总之，施穆特与其同事们的发现是 20 世纪后期宇宙学的一项重大胜利。 在获得了早期宇宙辐射轮廓的详细信息后，天体物理学家们便忙于校 正他们的结构形成理论。当一些科学家在设法发展关于星系是如何从原初 种籽生长起来的增强模型时，另一些人则在时间上进一步上溯企图说明这 些团块本身的来源。他们仔细考虑这些微小的起伏，是如何发生得正好在大小和数量上提供宇宙结构的原始基础的。 当前，有许多关于原初密度起伏的重要理论。暴涨宇宙学说特别引人注目。按照这一学说，在宇宙早期的发展史上经历了一个非常快的生长期。 宇宙经过此急骤胀大的阶段后，平静向上、再向上及向远方　　COBE 卫星的天空扫描决不是对宇宙微波背景起伏唯一成功 的观测手段。气球虽然不能升到卫星那样的高度，但仍被证明是 行之有效的仪器携带者。用气球做运载工具比卫星便宜得多，计 算安排也比卫星探空容易得多。　　1989 年，气球载运的仪器横越新墨西哥州的天空 12 个小 时，获得了详细的微波背景温度的读数。来自麻省理工学院和普 林斯顿大学的一科学家小组，用了差不多 4 年的时间分析从这个 探测装置获得的资料，1993 年 2 月公布了他们分析的结果。使 大家感到欣慰的是，他们的数据与 COBE 的温度图非常接近。其他的气球任务曾试图比 COBE 做得更好，寻找微波背景中比 COBE 所揭示的更为精细的结构。更精致的测量将会告诉我们 宇宙在复合时期的更多信息。在此时期，宇宙辐射可以自由传 播，宇宙结构开始形成。这类以气球为运载工具对天空扫描的任 务，包括毫米波各向异性实验（Millimeter Anisotropy Experiment，简称 MAX）和中等尺度各向异性测量（Medium— Scale Anisotropy Measurement，简称 MSAM）。两者都是在 90 年代初期进行的。地成为我们今天所见到的非常之慢的膨胀的形式。　　暴涨宇宙学描述了一种星系的种籽可能形成的途径。按照暴涨学说， 这些不规则是在宇宙开始时作为微小的量子起伏产生的（量子起伏是量子 力学所预见的微小的能量场，它必定会自发地在任何一个微小空间内出 现）。其次，这些起伏当宇宙暴涨时伸展开来，极大地扩张了体积。最后， 它们大到足以成为宇宙结构的种籽。　　另一个理论叫做纹理学说。纹理是宇宙结构中假定的“缺陷”，人们 相信这种缺陷是在相转变时产生的。相转变（由于温度变化在形式上的突 然改变）现象在自然界是很多的。例如液态的水当温度下降时变为固态的 冰。人们认为，当宇宙冷却时它也同样经历过类似的变化。当其渐冷时， 其能量场同样地要有变化。多半情况下，其形式类似于冰在结得很快时出 现的裂隙形成的方式。纹理——裂缝状的形式——在早期宇宙的快速变化 的力场中发展开来。然后，围绕着具有纹理的空间的区域，宇宙结构按照 这一模型生长出来。　　以上介绍的仅是近年来出现的宇宙结构学说中的两个。当微波背景辐 射的轮廓被进一步更多地了解时，科学家们便能更好地对这些学说进行鉴 别比较。随着观测数据如此之快地增长，人们将会同样快地掌握宇宙中产 生结构的全过程。　　结束语 宇宙的命运　　从彭齐亚斯和威尔逊的发现开始，20 世纪最后的 30 多年是宇宙学发 展史上获得辉煌成就的年代。我们已能探测到更遥远的空间和回溯到更古 老的年代，这是几十年前，任何人都难以想象所能达到的时空领域。我们 确实已站立在比以前任何年代能得到更深奥、更丰富的宇宙知识的门槛上 了。　　由于科学家们多年来的不懈探索，对于宇宙深处的真实情况我们已经 知道了不少。首先，我们已知道宇宙曾经有一个时刻非常之热并且是难以 想像的小。其次，当宇宙很年轻时，我们推测它是均匀的，或者是不知何 故，任何一个大的不规则在暴涨时期被平滑掉了。但不管整个宇宙如何地 匀称，其中一定点缀着星系祖先的微小种籽。　　在过去年代的某一时刻，简单的原子形成了，宇宙辐射能自由地在空 间传播（最终，这种辐射的图像被彭齐亚斯、威尔逊、施穆特和其他一些 人绘制了出来），新产生出来的原子及时地聚集在宇宙的较密区域——可 能是充满大质量暗物质的区域，热物质的巨云凝聚成星系、星系团及超星 系团——宇宙结构形成了。与此同时，更大的宇宙结构，如宇宙气泡、纤 维和空洞以及突出的宇宙长城开始成形。当宇宙不断地膨胀时，这些天体 也一直不断地相距越来越远，而背景辐射也越来越冷。　　很快，恒星在星系中诞生。第一代恒星——星族Ⅱ恒星——主要是由 氢气形成的。当它们死亡时，常出现凶猛的爆发，从它们的灰烬中诞生出 较年轻的星族Ⅰ恒星。其中的一些形成了行星系统。一部分行星系统支持 智慧生命的繁衍。这些行星中的一个叫做地球的，你正稳坐在它上面阅读 这本宇宙编年史。　　科学家们有正当理由自信上面叙述的这些事件中的大多数确实发生 过。基于 30 多年来天文学家和物理学家搜集到的证据，特别是关于宇宙微 波背景的信息以及关于今天已知基本粒子数的数据，可以说对宇宙创生大 爆炸的情景已有相当的了解。　　但是，天文学家认为，在他们了解宇宙起源的同时，对于宇宙今后的 命运他们还难以捉摸。宇宙是开放的、闭合的还是平直的（这些是在第六 章讨论弗里德曼模型时所揭示出来的三种可能性）？换句话说，宇宙将一 直膨胀下去呢，还是膨胀片刻然后在某一天又开始收缩，还是总在以上两 种极端情形之间摇摆？　　如果宇宙是开放的或平直的，其最终的命运将是一个绝对寂静的结 局。渐渐地，随着宇宙不断地膨胀，越来越多的恒星将耗尽它们的核燃料 而成为白矮星、中子星及黑洞。白矮星最终将完全燃尽成为一个死寂的叫 做黑矮星的天体。最后，随着最后一批发光恒星的死亡和通过霍金辐射（见 第四章）的黑洞蒸发，空间没有了可用的能量，没有了恒星能源的驱动力　　或来自任何其他燃料源泉的能量。所有的物理过程都到了完全停止的时 刻。这一最后状态，叫做热寂，将构成时间本身的终结。　　如果宇宙是闭合的，则是另一番景象，其苍白的年代将更具戏剧性。 在未来的某一时刻，哈勃膨胀将停止，转而成为普遍收缩。当空间本身向 里收缩时，天空所有的星系都将逆转它们的行程，转为互相接近。最后， 在一个极相似于时间反转的大爆炸事件中，宇宙将聚缩为一个奇异性的大 小为数学点的区域。　　理论工作者已经证明这几种不同的可能性可由参数Ω来描绘。这一参 数表示宇宙中之质量相对于宇宙重行坍缩所需的临界质量之比。目前，天 文学家有好几种测定Ω之值的方法。　　方法之一是估计宇宙中的发光物质和暗物质各有多少。研究人员已确 知单靠发光物质是不足以使宇宙闭合的。其次，根据现在对暗物质的发现， 存在于空间中的暗物质的量也不能满足平直的或闭合的宇宙之需要。这些 结果导致宇宙是开放的结论。　　但从这些考虑便得出宇宙最终命运的结论仍为时过早。第一，对不发 光物质的研究尚在起步阶段。而且天文学家正在用已收集到的新数据对暗 物质的性质和数量的估计进行修正。今后，每重新评估一次，对暗物质的 质量估计便会前进一步。　　况且，这种计算Ω之值的方法有赖于宇宙临界质量的精确测定。虽然 感到遗憾的是，临界质量参数是哈勃常数的函数。因为天文学家尚未钉牢 哈勃常数，临界质量是多少也难以肯定。为了排除这些障碍，一个由加利福尼亚大学伯克利分校的珀尔马特（Saul Perlmutter）、彭尼帕克（Carl Pennypacker）和戈德哈伯（Gerson Goldhaber）领导的英—美科学家小组，将另辟蹊径寻找Ω之值。他们寻找 的是一个与Ω有关的常数，叫做减速因子的数值。该因子的定义为宇宙膨 胀速度随时间而变化的变化率。对于一个弗里德曼宇宙来说，该因子之值 正好等于Ω的一半。因此，减速因子之值小于 1/2、等于 1/2 和大于 1/2， 分别表示宇宙是开放的、平直的和闭合的。　　英—美小组的测试方法，包括应用位于非洲西北海岸加那利岛上的聚 光本领较强的、以牛顿的姓名命名的望远镜来测量遥远超新星爆发时的红 移和距离。他们研究的超新星相当地遥远，其光线到达地球要经过几十亿 年。因此，这类天体体现宇宙历史的较早时期——一个可假定为不同于今 天的哈勃膨胀的时期。英—美小组希望能记录下这一差异，计算出减速因 子，然后用此值去预测宇宙的命运。　　当代天文学家们时常发现他们自己陷进稀奇佯谬的网中。他们按照广 义相对论分析宇宙所含物质的分布情形来预测宇宙的命运。但是为了要明 白这些物质是如何分布的，他们又时常做出关于宇宙长期行为的一些假设——它是开放的、闭合的、还是平直的。例如，暴涨学说要求今日的宇宙是平直的。 为了摆脱这一困境，研究人员学会更虚怀若谷地对待宇宙的形状和结构问题——避开所有关于大爆炸性质的不必要的假设。许多人转变到宇宙 的“设计者模型”，该模型把目前对宇宙年龄的估计、结构的等级式和物 质分布三者没有矛盾地结合起来。这些新奇的学说特别适合于调和现在知 道的宇宙学的数据。但这些学说时常偏离弗里德曼模型，潜藏着不寻常的 特色，如爱因斯坦抛弃掉的宇宙常数项。只有将来的实验，才能说明这种 从根本上的离开弗里德曼模型是否是必要的。　　现在，的确是一个研究宇宙结构的激动人心的时代。一方面，近年来 在对恒星、星系和其他天体的研究方面取得了长足的进展，好像 HST 差不 多每几个星期都有新的发现。另一方面，像年龄问题、暗物质的窘境、大 吸引体之谜和宇宙的命运等等问题使得一般自信的科学家们感到困惑。对 宇宙越熟悉，感到它越古怪。这就足以使你希望抓住一台望远镜，步入夜 空，亲自去看看宇宙在发生些什么事情。　　
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