006第三章 膨胀的宇宙-第1部分
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如果在一个清澈的、无月亮的夜晚仰望星空，能看到的最亮的星体最可能是金星、
火星、木星和土星这几颗行星，还有巨大数目的类似太阳、但离开我们远得多的恒星。
事实上，当地球绕着太阳公转时，某些固定的恒星相互之间的位置确实起了非常微小的
变化——它们不是真正固定不动的2这是因为它们距离我们相对靠近一些。当地球绕着太
阳公转时，相对于更远处的恒星的背景，我们从不同的位置观测它们。这是幸运的，因
为它使我们能直接测量这些恒星离开我们的距离，它们离我们越近，就显得移动得越多。
最近的恒星叫做普罗希马半人马座，它离我们大约4光年那么远（从它发出的光大约花4
年才能到达地球），也就是大约23万亿英哩的距离。大部分其他可用肉眼看到的恒星离
开我们的距离均在几百光年之内。与之相比，我们太阳仅仅在8光分那么远！可见的恒星
散布在整个夜空，但是特别集中在一条称为银河的带上。远在公元1750年，就有些天文
学家建议，如果大部分可见的恒星处在一个单独的碟状的结构中，则银河的外观可以得
到解释。碟状结构的一个例子，便是今天我们叫做螺旋星系的东西。只有在几十年之后，
天文学家威廉·赫歇尔爵士才非常精心地对大量的恒星的位置和距离进行编目分类，从
而证实了自己的观念。即便如此，这个思想在本世纪初才完全被人们接受。
1924年，我们现代的宇宙图象才被奠定。那是因为美国天文学家埃得温·哈勃证明
了，我们的星系不是唯一的星系。事实上，还存在许多其他的星系，在它们之间是巨大
的空虚的太空。为了证明这些，他必须确定这些星系的距离。这些星系是如此之遥远，
不像邻近的恒星那样，它们确实显得是固定不动的。所以哈勃被迫用间接的手段去测量
这些距离。众所周知，恒星的表观亮度决定于两个因素：多少光被辐射出来（它的绝对
星等）以及它离我们多远。对于近处的恒星，我们可以测量其表观亮度和距离，这样我
们可以算出它的绝对亮度。相反，如果我们知道其他星系中恒星的绝对亮度，我们可用
测量它们的表观亮度的方法来算出它们的距离。哈勃注意到，当某些类型的恒星近到足
够能被我们测量时，它们有相同的绝对光度；所以他提出，如果我们在其他星系找出这
样的恒星，我们可以假定它们有同样的绝对光度——这样就可计算出那个星系的距离。
如果我们能对同一星系中的许多恒星这样做，并且计算结果总是给出相同的距离，则我
们对自己的估计就会有相当的信赖度。
埃得温·哈勃用上述方法算出了九个不同星系的距离。现在我们知道，我们的星系
只是用现代望远镜可以看到的几千亿个星系中的一个，每个星系本身都包含有几千亿颗
恒星。图3。1所示的便是一个螺旋星系的图，从生活在其他星系中的人来看我们的星系，
想必也是类似这个样子。我们生活在一个宽约为10万光年并慢慢旋转着的星系中；在它
的螺旋臂上的恒星绕着它的中心公转一圈大约花几亿年。我们的太阳只不过是一个平常
的、平均大小的、黄色的恒星，它靠近在一个螺旋臂的内边缘。我们离开亚里士多德和
托勒密的观念肯定是相当遥远了，那时我们认为地球是宇宙的中心！
图3。1
恒星离开我们是如此之远，以致使我们只能看到极小的光点，而看不到它们的大小
和形状。这样怎么能区分不同的恒星种类呢？对于绝大多数的恒星，只有一个特征可供
观测——光的颜色。牛顿发现，如果太阳光通过一个称为棱镜的三角形状的玻璃块，就
会被分解成像彩虹一样的分颜色（它的光谱）。将一个望远镜聚焦在一个单独的恒星或
星系上，人们就可类似地观察到从这恒星或星系来的光谱线。不同的恒星具有不同的光
谱，但是不同颜色的相对亮度总是刚好和一个红热的物体发出的光谱完全一致。（实际
上，从一个不透明的灼热的物体发出的光，有一个只依赖于它的温度的特征光谱——热
谱。这意味着可以从恒星的光谱得知它的温度。）并且，我们发现，某些非常特定的颜
色在恒星光谱里找不到，这些失去的谱线可以因不同的恒星而异。既然我们知道，每一
化学元素都有非常独特的吸收光谱线族，将它们和恒星光谱中失去的谱线相比较，我们
就可以准确地确定恒星大气中存在什么元素。
在20年代天文学家开始观察其他星系中的恒星光谱时，他们发现了最奇异的现象：
它们和我们的银河系一样具有吸收的特征线族，只是所有这些线族都向光谱的红端移动
了同样相对的量。为了理解这个含意，我们必须先理解多普勒效应。我们已经知道，可
见光即是电磁场的起伏或波动，其频率（或每秒的振动数）高达4到7百万亿次的振动。
对不同频率的光，人的眼睛看起来为不同颜色，最低的频率出现在光谱的红端，而最高
频率在蓝端。想像在离开我们一个固定的距离处有一光源——例如恒星——以固定的频
率发出光波，显然我们接受到的波频率和发出时的频率一样（星系的引力场没有足够强
到对它有明显的效应）。现在假定这恒星光源开始向我们运动，当光源发出第二个波峰
时，它离开我们更近一些，这样此波峰到达我们处所用的时间比恒星不动时要少。这意
味着，这两个波峰到达我们的时间间隔变小了，所以我们接收到的波的每秒振动数（频
率）比恒星静止时高。同样，如果光源离我们而去，我们接收到的波频率就变低了。所
以对于光来说，这意味着，当恒星离开我们而去时，它们的光谱向红端移动（红移）；
而当恒星靠近我们而来时，光谱则蓝移。这个称之为多普勒效应的频率和速度的关系是
我们日常所熟悉的，例如我们听路上来往小汽车的声音：当它开过来时，它的发动机的
音调变高（对应于声波的高频率）；当它通过我们身边而离开时，它的音调变低。光波
或无线电波的行为与之类似。警察就是利用多普勒效应的原理，以无线电波脉冲从车上
反射回来的频率来测量车速。
在哈勃证明了其他星系存在之后的几年里，他花时间为它们的距离以及观察到的光
谱分类。那时候大部份人相信，这些星系的运动相当紊乱，所以预料会发现和红移光谱
一样多的蓝移光谱。但是，十分令人惊异的是，他发现大部份星系是红移的——几乎所
有都远离我们而去！更惊异的是1929年哈勃发表的结果：甚至星系红移的大小也不是杂
乱无章的，而是和星系离开我们的距离成正比。换句话讲，星系越远，则它离开我们运
动得越快！这表明宇宙不可能像原先人们所想像的那样处于静态，而实际上是在膨胀；
不同星系之间的距离一直在增加着。
宇宙膨胀的发现是20世纪最伟大的智慧革命之一。事后想起来，何以过去从来没有
人想到这一点？！牛顿或其他人应该会意识到，静态的宇宙在引力的影响下会很快开始
收缩。然而现在假定宇宙正在膨胀，如果它膨胀得相当慢，引力会使之最终停止膨胀，
然后开始收缩。但是，如果它膨胀得比某一临界速率更快，引力则永远不足够强而使其
膨胀停止，宇宙就永远继续膨胀下去。这有点像一个人在地球表面引燃火箭上天时发生
的情形，如果火箭的速度相当慢，引力将最终使之停止并折回地面；另一方面，如果火
箭具有比某一临界值（大约每秒7英哩）更高的速度，引力的强度不足以将其拉回，所以
它将继续永远飞离地球。19世纪、18世纪甚至17世纪晚期的任何时候，人们都可以从牛
顿的引力论预言出宇宙的这个行为。然而，静态宇宙的信念是如此之强，以至于一直维
持到了20世纪的早期。甚至爱因斯坦于1915年发表其广义相对论时，还是如此之肯定宇
宙必须是静态的，以使得他在其方程中不得不引进一个所谓的宇宙常数来修正自己的理
论，使静态的宇宙成为可能。爱因斯坦引入一个新的“反引力”，这力不像其他的力那
样，不发源于任何特别的源，而是空间——时间结构所固有的。他宣称，空间——时间
有一内在的膨胀的趋向，这可以用来刚好去平衡宇宙间所有物质的相互吸引，结果使宇
宙成为静态的。当爱因斯坦和其他物理学家正在想方设法避免广义相对论的非静态宇宙
的预言时，看来只有一个人，即俄国物理学家和数学家亚历山大·弗利德曼愿意只用广
义相对论着手解释它。
弗利德曼对于宇宙作了两个非常简单的假定：我们不论往哪个方向看，也不论在任
何地方进行观察，宇宙看起来都是一样的。弗利德曼指出，仅仅从这两个观念出发，我
们就应该预料宇宙不是静态的。事实上，弗利德曼在1922年所做的预言，正是几年之后
埃得温·哈勃所观察到的结果。
很清楚，关于在任何方向上宇宙都显得是一样的假设实际上是不对的。例如，正如
我们所看到的，我们星系中的其他恒星形成了横贯夜空的叫做银河系的光带。但是如果
看得更远，星系数目就或多或少显得是同样的。所以假定我们在比星系间距离更大的尺
度下来观察，而不管在小尺度下的差异，则宇宙确实在所有的方向看起来是大致一样的。
在很长的时间里，这为弗利德曼的假设——作为实际宇宙的粗糙近似提供了充分的证实。
但是，近世出现的一桩幸运的事件所揭示的事实说明了，弗利德曼假设实际上异常准确
地描述了我们的宇宙。
1965年，美国新泽西州贝尔电话实验室的阿诺·彭齐亚斯和罗伯特·威尔逊正在检
测一个非常灵敏的微波探测器时（微波正如光波，但是它的频率只有每秒100亿次振动的
数量级），他们的检测器收到了比预想的还要大的噪声。彭齐亚斯和威尔逊为此而忧虑，
这噪声不像是从任何特别方向来的。首先他们在探测器上发现了鸟粪并检查了其他可能
的故障，但很快就排除了这些可能性。他们知道，当探测器倾斜地指向天空时，从大气
层里来的噪声应该比原先垂直指向时更强，因为光线在沿着靠近地平线方向比在头顶方
向要穿过更厚的大气。然而，不管探测器朝什么方向，这额外的噪声都是一样的，所以
它必须是从大气层以外来的，并且在白天、夜晚、整年，也就是甚至地球绕着自己的轴
自转或绕太阳公转时也是一样的。这表明，这辐射必须来自太阳系以外，甚至星系之外，
否则当地球的运动使探测器指向不同方向时，噪声必须变化。事实上，我们知道这辐射
必须穿过我们可观察到的宇宙的大部分，并且由于它在不同方向都一样，至少在大尺度
下，这宇宙也必须是各向同性的。现在我们知道，不管我们朝什么方向看，这噪声的变
化总不超过万分之一。这样，彭齐亚斯和威尔逊无意中极其精确地证实了弗利德曼的第
一个假设。
大约同时，在附近的普林斯顿的两位美国物理学家，罗伯特·狄克和詹姆士·皮帕
尔斯也对微波感兴趣。他们正在研究乔治·伽莫夫（曾为亚历山大·弗利德曼的学生）
的一个见解：早期的宇宙必须是非常密集的、白热的。狄克和皮帕尔斯认为，我们仍然
能看到早期宇宙的白热，这是因为光是从它的非常远的部分来，刚好现在才到达我们这
儿。然而，宇宙的膨胀使得这光被如此厉害地红移，以至于现在只能作为微波辐射被我
们所看到。正当狄克和皮帕尔斯准备寻找这辐射时，彭齐亚斯和威尔逊听到了他们所进
行的工作，并意识到，自己已经找到了它。为此，彭齐亚斯和威尔逊被授予1978年的诺
贝尔奖（狄克和皮帕尔斯看来有点难过，更别提伽莫夫了！）
现在初看起来，关于宇宙在任何方向看起来都一样的所有证据似乎暗示，我们在宇
宙的位置有点特殊。特别是，如果我们看到所有其他的星系都远离我们而去，那似乎我
们必须在宇宙的中心。然而，还存在另外的解释：从任何其他星系上看宇宙，在任何方
向上也都一样。我们知道，这正是弗利德曼的第二个假设。我们没有任何科学的证据去
相信或反驳这个假设。我们之所以相信它只是基于谦虚：因为如果宇宙只是在我们这儿
看起来各向同性，而在宇宙的其他地方并非如此，则是非常奇异的！在弗利德曼模型中，
所有的星系都直接相互离开。这种情形很像一个画上好多斑点的气球被逐渐吹胀。当气
球膨胀时，任何两个斑点之间的距离加大，但是没有一个斑点可认为是膨胀的中心。并
且斑点相离得越远，则它们互相离开得越快。类似地，在弗利德曼的模型中，任何两个
星系互相离开的速度和它们之间的距离成正比。所以它预言，星系的红移应与离开我们
的距离成正比，这正是哈勃所发现的。尽管他的模型的成功以及预言了哈勃的观测，但
是直到1935年，为了响应哈勃的宇宙的均匀膨胀的发现，美国物理学家哈瓦·罗伯逊和
英国数学家阿瑟·瓦尔克提出了类似的模型后，弗利德曼的工作在西方才被普遍知道。
虽然弗利德曼只找到一个模型，其实满足他的两个基本假设的共有三种模型。在第
一种模型（即弗利德曼找到的）中，宇宙膨胀得足够慢，以至于在不同星系之间的引力
使膨胀变慢下来，并最终使之停止。然后星系开始相互靠近，宇宙开始收缩。图3。2表示
随时间增加两个邻近的星系的距离的变化。刚开始时距离为零，接着它增长到最大值，
然后又减小到零；在第二类解中，宇宙膨胀得如此之快，以至于引力虽然能使之缓慢一
些，却永远不能使之停止。图3。3表示此模型中的邻近星系的距离随时间的变化。刚开始
时距离为零，最后星系以稳恒的速度相互离开；最后，还有第
