宇宙膨胀背后的故事（廿五）：新生宇宙的第一张照片

1964年，当狄克准备探索宇宙中的微波背景辐射时，他一边让皮布尔斯做理论上的推导，一边安排另外两位研究生罗尔（Peter Roll）和威尔金森（David Wilkinson）进行实际的测量。当狄克接到那个改变命运的电话时，他们已经在实验室的楼顶上建好了微波天线，基本准备就绪。

彭齐亚斯和威尔逊在贝尔实验室的那个天线原来是为了微波通讯设计的，只接收一个选定频率上的信号。虽然只是单一的频率点，他们收到的信号也已经足够让狄克和皮布尔斯肯定那就是他们想找的宇宙背景辐射。因为这个信号具备各个方向都没有区别——各向同性——的特征，并且通过信号强度估算的辐射温度与他们的理论模型相符。

这个估算的原理来自19世纪的基尔霍夫。他发现物体发光的颜色与其温度紧密相关。温度比较低的看起来呈红色，高温物体则有更醒目的蓝色、紫色。这就是打铁、烧窑工匠通过“看火色”来判断温度的科学根据。当然，物体所发的光并不是单一色调，而是含有各种颜色，只是相对强度不同。看到发红或发蓝便是它在红光或蓝光的频率上光强最大。基尔霍夫发现，把物体发光的强度依照频率画出来会是一条连续的曲线，便是该物体的光谱。所呈现的颜色对应于曲线峰值所在的频率。

基尔霍夫在1862年提出，如果设想物体能完全吸收外来的光、没有一点反射，而物体又是以与周围环境处于完全热平衡的方式发光，那么其光谱完全由它的温度决定，与物体的形状、材质等因素无关。因为这个理想化的模型完全吸收外来的光，他把它叫做黑体（黑体与后来的黑洞是两个不同的概念。黑洞只吸收，完全不发光，也就不会有光谱）。

黑体也是理论物理中“球形奶牛”式的简化，在现实中并不存在。实验物理学家只能用某些特殊情形——比如口子很小的火炉——来逼近。而理论家则可以由此进行便利的计算。因为麦克斯韦发现光是电磁波，他们可以用他的电磁理论结合热力学来严格推导这个理想情形的光谱曲线。不料，这个看起来简单的问题在世纪之交遭遇了巨大的麻烦：理论上的黑体辐射在频率高时会趋向无穷大，显然不符合物理规律。这就是颠覆经典物理的所谓“紫外灾难”（ultraviolet catastrophe）。为了绕开这个困难，德国的普朗克（Max Planck）不得不发明“能量子”这个新概念，几乎是无意地催生了20世纪初的量子力学革命。

无论是伽莫夫、阿尔弗、赫尔曼还是后来的狄克、皮布尔斯，他们都意识到如果宇宙来自一个很小的“宇宙蛋”，那个蛋就应该是理想的黑体——因为那已经是宇宙的全部，不存在外来的影响。如果我们能够看到整个宇宙的光，它应该具备标准的黑体辐射光谱。

宇宙在大爆炸发生的38万年之后才有了第一缕光。在其后的10多亿年里，这些光的温度逐渐冷却，成为今天微波频段的背景辐射。好在黑体辐射的理论是普适的，并不局限于可见光。随着温度的降低，黑体辐射的谱线也整个地向微波频率移动。只是它不再是“光谱”，而是更广义的频谱。

如果假设这个背景辐射来自一个标准的黑体，那么即使彭齐亚斯和威尔逊只测到了一个频率上的强度，也能大致估算辐射的温度。当然这只是一个假设。他们这个意外的发现是不是真的宇宙大爆炸所留下的遗迹，需要也存在一个明确的实际检验：看它是否符合理想黑体的频谱。


几个月后，罗尔和威尔金森用自己的天线在另一个频率上测量到了微波辐射，独立地验证了彭齐亚斯和威尔逊的结果。后者自然也放弃了他们原来普查银河系的初衷，专心探究这个背景辐射。在改装了他们的天线之后，他们测到了第三个频率上的信号。

一切都很顺利。这三个不同频率点的结果大致符合理想黑体辐射的预期。只是这三个点都集中在微波频率比较低的区域，并不能反映曲线的全貌。再继续下去困难就大了。因为高频率的微波太容易被水分子吸收（这正是微波炉的工作原理），无法穿透地球的大气层。

1973年，在麻省理工学院潜心发明探测引力波的干涉仪的年轻教授韦斯（Rainer Weiss，参看《捕捉引力波背后的故事（之四）：聆听天籁之音的韦斯》）忙里偷闲，用改造的巨大军用气球将微波天线升到大气稀薄的高空，测到了背景辐射曲线高峰附近的第一个数据点。

届时，更多的物理学家加入了这场挑战。他们运用气球、火箭等各种工具突破大气层。伯克利的年轻博士后斯穆特（George Smoot）甚至动用了美国空军最宝贝的U-2高空侦察机。但他们都发现这样的测量在仪器、操作方面困难重重，结果的可靠性一直不如人意。

马瑟（John Mather）当时也在伯克利，是另一个研究组的研究生。他在参加了高空气球的测量后很是心灰意冷，觉得这个方向没有前途。博士毕业后，他来到纽约市，在设于哥伦比亚大学的一个航天研究所做博士后。那个研究所在街口的一座大楼上，底层是一间招牌醒目的小饭馆，后来因为在电视剧《宋飞传》（Seinfeld）中作为主要场景而闻名于世。正当马瑟忙于寻找新的课题时，他的导师看到美国航天局的一个广告，征求利用人造卫星进行科学实验的新建议，就鼓励他去试一试。如果能把测量微波的仪器安装到卫星上去测量，可以完全不受地球大气层的干扰。

马瑟和斯穆特都各自送交了提案。虽然他们都是初出茅庐、名不见经传的小青年，他们的提议在几千份申请中脱颖而出，得到了航天局的注意。航天局组织了一个由韦斯担任主席的委员会，进行可行性论证。

1982年，美国航天局批准了这个项目。他们将马瑟、斯穆特和另一个人的提案合并，要建造一个携带三种不同测量仪器的卫星，同时对宇宙微波背景辐射进行三个不同方式的测量。这个计划被命名为“宇宙背景探索者”（Cosmic Background Explorer），简称“科比”（COBE）。

那一年，霍金、古斯等人正在剑桥的纳斯菲尔德会议上从理论上论证了宇宙背景辐射中应该存在有微小的不均匀。他们悲观地预计在有生之年不可能看到现实的证据。


科比颇有点生不逢时。最初的计划是用大型运载火箭将卫星直接送上所需要的高轨道。但在1980年代，美国航天业奉行以航天飞机为主的方针。于是他们安排让科比坐航天飞机，待在航天飞机的低轨道释放后再用自己附加的推进器升入高轨道。等到科比改装完毕、一切就绪时，1986年1月28日“挑战者”号航天飞机在升空时发生爆炸事故，美国航天界蒙受重大损失。在航天飞机全面停飞后，他们不得不再次改建科比，终于在1989年11月18日用重量级的三角洲火箭（Delta）将它送入轨道。

1990年1月，美国天文学会在首都华盛顿郊区举行175届年会。13日的日程包括那刚刚升空不到两个月的科比的进展汇报。下午2点，马瑟最后一个走上讲台，开始他那限时只有10分钟的报告。他介绍了科比卫星入轨后的仪器调试，告诉大家一切正常，大概要一两年后才会有全面的数据……就在他准备结束之时，他似乎灵机一动，说道：其实现在也可以让你们先看看我们已经有的一点初始数据。说着，他从文件夹里取出一张透明胶片，不经意地置放到投影仪上。

大会场里坐着大约1000名天文学家，他们对马瑟例行公事的汇报没有怎么留神。当马瑟的图片出现在巨大的屏幕上时，会场四处一下子传出叽叽喳喳的交头接耳声。随后，有人开始稀稀拉拉地鼓掌。不一会儿，全场集体起立，欢声雷动。

除了马瑟和他的合作者，没有人看到过这张图片，没有人哪怕事先得到过只言片语的提示。他们都在毫无思想准备的情况下突然面对着一个历史性的突破。

1992年马瑟在记者招待会上讲解科比测得的宇宙微波背景辐射频谱。他展示的是1990年1月在美国天文学会大会上所用的同一张透明胶片。

马瑟展示的是一个非常简单的图：一条光滑的曲线上布满了密密麻麻的小方块。会场上的科学家不需要任何解释就立刻领悟了个中含义：那条曲线就是理想黑体的辐射频谱。它来自130年前基尔霍夫的创见，综合着100多年经典热力学和电磁学的理论，更蕴含了90年前普朗克的量子新思维。

而那些小方块则是科比测量出的宇宙微波背景辐射数据。它们一个个中规中矩地坐落在那条曲线上，看不出丝毫的偏差。

可能是历史第一次，物理学家真真切切地看到了一头过去只在理论中存在的球形奶牛。

在科比的眼里，微波背景辐射是人类所知的最标准的黑体辐射。它只能来自宇宙初生时的那第一缕光。


与皮布尔斯一样，威尔金森毕业后也顺理成章地成为普林斯顿大学的教授。他没有离开微波背景辐射领域，也是科比项目的重要角色之一。这天，他没有去参加天文学会的年会，而是在相距不远的地方给普林斯顿的几个物理学家同事看了同一幅图，也同样地赢得了一片掌声。但在座的奥斯特里克等人依然不满足，他们想知道科比上由斯穆特主持的另一个探测器的数据：微波辐射中是否存在有不均匀？

彭齐亚斯和威尔逊发现的这个来路不明的辐射因为其各向同性的特征而被认定是来自宇宙的初期。但如果这一辐射是理想的各向同性，那么我们这个宇宙便不可能有星星和星系。微波背景辐射在总体的各向同性之中，应该隐含着十万分之一尺度上的不均匀——各向异性。只是我们在地球上的测量不可能达到这个精度。科比怎么样？

威尔金森说，是的，他们也已经有了初步的数据：的确存在微小的各向异性。不仅如此，其程度与分布也与宇宙存在大量的冷暗物质的理论相符。

古斯更关心的是进一步的分析结果。由他最先提出、经过林德脱胎换骨的宇宙暴胀理论在纳斯菲尔德会议上在他与斯塔罗宾斯基、霍金、斯泰恩哈特的近距离切磋后已经对宇宙微波背景辐射中的各向异性分布有了非常定量的计算。科比的实际测量结果是否合乎他们的预测，对暴胀理论能否成立是一个非同小可的检验。

1992年3月，古斯在一个会议上撞见威尔金森时急忙打探内情。威尔金森笑而不语，只含糊地暗示他会有好消息。一星期后，斯穆特专门给古斯打了电话，给他透露了一些细节。

4月22日，古斯出席美国物理学会的一个年会，荣获了学会给他颁发的一项大奖。第二天，会议日程的重大看点是科比团队的报告。古斯来到会场时依然惴惴不安。他正好与斯泰恩哈特坐在一起。斯泰恩哈特手里倒已经有了一张来自科比团队的数据图。他递给古斯，耳语道：“这说明了一切。”（"This says it all."）

1992年斯穆特发表的宇宙微波背景辐射中不均匀性的关联数据。图中灰色的带子是基于暴胀理论预测的范围，黑点是实际测量的数据及其误差范围。

旋即，斯穆特等6位科比团队成员依次走上讲台，介绍了他们的新成果。斯泰恩哈特给古斯看的那张图自然也在其中展示。图中，暴胀理论的预测与实际测量的数据点重叠在一起。虽然与马瑟的频谱曲线相比，这张图上无论是理论曲线还是测量的数据都有着更大的误差范围，但两者的高度吻合却是同样的毫无疑问。斯穆特更是信心满满地宣布：不用6个月，所有的人都会因此相信暴胀理论。

古斯如释重负。从纳斯菲尔德会议到这一时刻，才过了10年。


1993年1月，马瑟再次在美国天文学会上做报告，兑现了他两年前的承诺。当初他那张引起轰动的频谱图上的小方块是科比只用了9分钟测得的初步数据，约有百分之一的误差。误差范围正是图上那些小方块的大小。两年后，数据中的误差已经降到万分之三，小得无法再在图上标识出来。没有改变的是测量数据与理论上的那条光滑曲线的合丝合扣，分毫不差。宇宙背景辐射的温度也被精确地锁定在2.726度。

科比以难以想象的精度验证了宇宙背景辐射的理想黑体辐射特性。科比也证实了该辐射在总体上的各向同性，因而否定了伽莫夫、哥德尔曾经幻想过的宇宙整体的旋转（因为如果宇宙在旋转，必然会有一个旋转轴，因此会存在与其它方向不同的两个极点）。宇宙——至少是我们可以看到的这部分宇宙——没有在转动。

同时，科比也发现了背景辐射的各向同性之中所隐藏着的十万分之一不均匀性，定量地验证了暴胀理论，为宇宙及其大尺度结构的起源和冷暗物质的作用提供了详实的论据。

2006年，诺贝尔委员会在把当年的物理学奖颁发给马瑟和斯穆特时指出，科比的成就“可以说是宇宙学成为精确科学的起点”。


对学术界之外的大众来说，科比给人印象最深的是斯穆特发布的另一幅图。那是一张简单明了的彩色图片，乍看上去是熟悉的世界地图形状。但那个大椭圆不是地球而是整个宇宙。图上不同的颜色标志所在方向的微波背景辐射温度在十万分之一精度上存在的微小差异。那正是暴胀理论所预测的、来自量子力学的随机涨落。

斯穆特和他展示的宇宙微波背景辐射全景温度图。

宇宙微波背景辐射来自大爆炸后约38万年之时。在那之前，宇宙是一个完全不透明的混沌世界。今天所看到的微波辐射来自宇宙伊始的第一缕光。因此，这张图片是人类所能看到的宇宙初生时的第一张照片、第一幅肖像。

在那之后，宇宙空间这些微妙的不均匀会引起冷暗物质在其中的一些区域相对密集地集中，然后又通过它们的引力招来越来越多的暗物质和常规物质，慢慢地聚集长大为宇宙中的大尺度结构，其中会含有星系团、星系、银河、太阳系。同时，星球内的热核反应和星球之间的碰撞会产生出丰富多彩的化学元素。

斯穆特在讲解这张图片时颇为激动，曾脱口而出：“如果你信教，这就如同看着上帝”（"If you're religious, it's like looking at God"。）。与把希格斯粒子称为“上帝粒子”（the God particle；莱德曼的本意是“上帝诅咒的粒子”：（the goddamn particle）的莱德曼（Leon Lederman）相似，作为物理学家的斯穆特很快就后悔了这个带有强烈误导性的描述。

科比卫星在轨道上运行了4年，于1993年完成其历史使命。因为它的辉煌建树，美国航天局几乎马不停蹄地开始了下一代计划。1995年，他们宣布了“微波各向异性探测器”（Microwave Anisotropy Probe）——简称“地图”（MAP）——的计划。作为科比的继承人，“地图”将用更精确的仪器描绘宇宙微波背景辐射的内在图景。


（待续）

科普

宇宙膨胀背后的故事（十七）：大爆炸之后的困惑

1978年11月，狄克教授来到康奈尔大学访问。那里物理系有一个以贝特命名的讲座，每年邀请校外专家就一个前沿选题做一系列学术报告。一个月前，彭齐亚斯和威尔逊刚刚在瑞典领取了诺贝尔奖（也就是说，狄克自己刚刚与诺贝尔奖擦肩而过）。宇宙大爆炸正好是一个热点。

13日的讲座面向全系各专业的师生。他没有重复大爆炸理论已经取得的成就，而是着重于一个似乎无法解释的疑惑：宇宙是平的。

自从广义相对论面世以来，空间弯曲这个不容易理解的概念已经广为人知。在爱因斯坦这个理论中，质量告诉空间如何弯曲。地球之所以在绕着太阳公转，是因为太阳附近的空间是弯曲的，迫使地球随之拐弯。不过太阳的质量虽然很大，对宇宙来说却轻如鸿毛。一旦离开了太阳系，它的影响微乎其微，那外面的空间不会因太阳而弯曲。

当然，天外有天。宇宙有数不清的太阳，还有质量更大的中子星、黑洞等等。它们各行其责，令自己附近的空间弯曲，却也会同样地对遥远的空间无能为力。从整个宇宙这个大尺度来看，空间是弯曲的还是平坦的？

爱因斯坦在1917年给出的第一个宇宙模型时答曰：是弯曲的。那是一个“有限无边”的“球形奶牛”式宇宙。其中每一个点都有着同样的弯曲度，一个类似于二维球面的三维圆球。

弗里德曼、勒梅特等人很快发现爱因斯坦的模型只是一个特例，而且是他无中生有地引进那个宇宙常数、凑出一个静态宇宙的结果。如果没有那个宇宙常数项，广义相对论中的宇宙是随时间变化的，而余下的三维空间既可以是正曲率（类似于二维的球面）、负曲率（类似于二维的马鞍面），也可以就是寻常的、平坦的欧几里德空间。

在哈勃证明宇宙的膨胀之后，爱因斯坦放弃他的宇宙模型。宇宙的形状便再度成为悬而未决的课题。弗里德曼发现，爱因斯坦方程中的宇宙形状取决于其中的质量密度。如果密度恰好是某个特定的数值，那么宇宙就是平坦的。密度大了，宇宙会有正曲率；小了，则是负曲率。那个特定的数值便叫做“临界密度”（critical density）。为了方便，物理学家把宇宙的实际密度与临界密度之比叫做“欧米伽”（Ω）。只有在Ω等于1时，才会有一个平坦的宇宙。

宇宙空间可能有的几何形状的二维示意图：参数Ω的数值大于1时，宇宙是正曲率的球面（上）；小于1时，是负曲率的马鞍面（中）；只有严格等于1时，才会有平坦的宇宙。

在1970年代，天文学家已经注意到远方星系的数量大致与距离成正比，表明我们所在的宇宙其实是平坦的。彭齐亚斯和威尔逊观察到的微波背景在天际的各个方向看不出区别，也说明宇宙的曲率——如果有的话——会非常之小。

对质量密度的估计也合拍：今天宇宙的Ω可能处于0.1与2之间，相当地接近1。

狄克在错失微波背景的发现后不久就开始思考这个问题，这时已经琢磨了近十年。他讲解道：Ω不是一个常数，会随着宇宙的膨胀变化。这是一个“放大”的过程：如果宇宙初始时Ω稍微大于1，它会变得越来越大；如果当初稍微小于1，它今天就应该已经变得非常小。只有从一开始Ω严格等于1，宇宙才会永久性地平坦。

Ω要具备今天接近于1的数值，它在大爆炸后的一分钟时必须介于0.999999999999999和1.000000000000001之间。如果说这是碰巧的话，我们的运气实在匪夷所思。狄克因此忧虑，大爆炸理论可能不完备，存在着明显的漏洞。

其实，类似的困惑不止这一个。还有一个挑战可以溯源于日常生活中不值一哂的常识：夜晚的天空是黑的。如何解释这个粗浅问题，曾经足足困扰了天文学家几百年。


曾几何时，夜晚的天空是黑的属于天经地义：在托勒密的描述中，恒星不过是稀稀疏疏地镶嵌在天球上的点缀。在没有太阳光的夜晚，天幕上自然只有那么些个繁星在闪烁。

当伽利略在17世纪初举起他自制的望远镜看到“不可思议之多”的、过去从来没有人看到过的满天星星时，人类才意识到肉眼所见的星星只是宇宙的一小部分。天外有天，也许会是无边无际。

开普勒立即为这个浪漫的想法当头浇了一盆冷水。他“一针见血”地指出，如果宇宙中有无穷无尽的星星，它们总体的光亮会接近甚至超过太阳。地球上便不可能有黑暗的夜空。

开普勒的想法由德国的居里克（Otto von Guericke）赋予更完整的描述。他形象地类比道：一个人如果身处无限的森林之中，无论林中的树木粗细、疏密，他都无法看到森林之外的亮光。因为无论往哪个方向看，他的视线迟早会被或远或近的某颗树挡住。只有在有限大小的森林中，才有可能通过树间的缝隙看到外面的光亮。

夜晚看天上的星星正好相反。如果有无限多的星星，那么无论在哪个方向都迟早会看到一颗在发光的星星。这样，即使在夜晚，星星的亮光应该完全覆盖整个天幕。

居里克以在他担任市长的城市中演示科学实验著名，尤其热衷于真空。他曾将两个密封的半球中间抽成真空，然后各用8匹强壮的马从两边拉，结果拉不开这两个半球，展示了大气压的威力。他认为，夜晚的黑暗说明宇宙中有星星的部分很有限。更远的地方是无限的真空，不再有星星。我们在星星之间看到的黑暗，便是那遥远真空的所在。

不料，居里克无意中给后来的牛顿出了个大难题。发现了万有引力的牛顿意识到，假如宇宙中只存在有限数目的星星，这些星星迟早会因为引力坍缩到一个点上。只有在无穷多的星星存在时，才能在各方向彼此抵消引力而平衡。（当然，牛顿这个论断也不成立：无穷多的星星保持平衡只是数学上的一个不稳定解，现实中不可能存在。）

于是，夜晚的天空为什么黑暗，依然无法解释。在那之后的几代天文学家相继提出各种解释，也都铩羽而归。

比如以计算出彗星回归而著名的哈雷（Edmond Halley）。他以光的波动说这个新理论计算恒星光的传播，指出光强会随距离的平方衰减。越远的星光到地球时越是微弱，这是我们无法用肉眼看到远处星星的原因。他认为也可以解释夜空的黑暗，因为太远的星星光亮太弱，没有贡献。

但我们看到星光并不是个体的星星，而是视线内所有星星光的总和。遗憾的是，哈雷在计算星星的分布时犯了一个几何上的错误。一个视角上的面积与距离的平方成正比，因此视角内一定距离上星星的数量也与距离的平方成正比。它们发光的总和正好抵消了衰减的损失，到达地球的光亮因此与距离无关。这样，即使我们分辨不出远处个体的星星，夜晚的天空还是会被无穷多的星星照亮——类似于我们看到的银河、星云中成片的光亮。

1848年，美国作家、诗人爱伦·坡（Edgar Allan Poe）突发奇想，在纽约举办了一个演讲会，发布他会对现代宇宙学“有革命性影响”的成果。现场听众寥寥无几，没有他所期望的宾客满堂。随后，他把演讲稿写成散文诗，题目叫做《尤里卡》（Eureka）。这个词来自传说中希腊科学家阿基米德（Archimedes）在澡盆中领悟到浮力原理时的兴奋叫喊：“我明白了”。

“发现”夜晚的天空为什么黑暗的诗人爱伦·坡。

爱伦·坡此前听过一两次科学讲座，也读了几本相关的书。但他只是以诗人的情怀描述他所理解的客观世界。他“看到”宇宙随着神灵心跳的节奏不断膨胀、收缩，他预见宇宙最终将走向毁灭……在丰富多彩的浪漫想象中，他也写道：如果宇宙中有无限多的星星，那么黑夜一定会光明得如同白昼。我们之所以有黑夜，唯一的可能是遥远的星光还没来得及抵达地球。

《尤里卡》出版后依然石沉大海，毫无反响。一年后，爱伦·坡在贫困、酗酒、潦倒中去世，享年仅40岁。作为艺术家，他在死后获得了比生前辉煌得多的名声。

就在《尤里卡》问世的那一年，年仅24岁的英国剑桥的物理学家汤姆森（William Thomson）推出了后来成为科学标准的“绝对温标”（absolute temperature）。（汤姆森后来封爵而改称开尔文勋爵（Lord Kelvin）。绝对温标的单位也被叫做“开尔文”（K)。我们现在所说的宇宙微波背景辐射的温度用的就是这个温标。）1884年，已经是大师的汤姆森来到爱伦·坡生前居住的巴尔的摩市，应邀在成立不久的约翰斯·霍普金斯大学给那时还处于蛮荒状态的美国物理学界做一系列讲座。他们不知道爱伦·坡那“越界”的诗篇，但汤姆森在讲座中介绍了他自己对夜空黑暗问题的研究。

与爱伦·坡不谋而合的是，汤姆森也认为很多恒星的光没能传到地球。但作为科学家，他依据的不仅仅是想象。那时的物理学家已经知道恒星发光需要消耗燃料，因此不可能永远地发光。当我们观看几亿光年之外时，那里的恒星不可能连续发光几亿年。如果它们与太阳的寿命同步，它们现在是在发光，但那光还没来得及到达地球。

这样，我们能看到的不是宇宙所有的星星，而只是其中一小部分。汤普森把这部分叫做“可见宇宙”（visible universe），并做了相应的估算。因为可见的星星是有限的，像一个不那么大的森林一样，我们可以通过缝隙看到夜空的黑暗。

他在偏僻的美国所做的这个报告也没引起过多大注意。


及至1950年代，也是在剑桥的邦迪提出合理地解释夜空的黑暗是天文学的重要职责。他发表了一系列论文，还把这个历史难题“正式”命名为“奥伯斯佯谬”（Olbers' paradox）。奥伯斯（Heinrich Olbers）是19世纪初曾参与该争论的一个德国天文爱好者。但他既不是这“佯谬”的提出者，也没有什么突出的贡献。

邦迪之所以旧话重提，是因为他发现夜空的黑暗其实是宇宙膨胀的证据：因为越远的恒星膨胀的速度越快，它们发出的光红移得越厉害，可能完全移出可见光频段，因此在夜晚看不见。这个解释对他尤其合适，因为可以符合他那个无限、稳定态宇宙模型。

然而，还是后来击溃了稳定态宇宙的大爆炸理论能够给出更扎实、准确的描述。

在大爆炸之初，宇宙曾经充满了光。但那时的光子与质子、电子等基本粒子组成的高温等离子体搅和在一起，并不透明。只有在30万年、质子与电子组合成稳定的原子之后，才出现第一缕可见的光。时至今日，那些光子已经红移到微波频段，只能用贝尔实验室的喇叭天线才能“看到”，但不再为我们的夜空提供任何光亮。

后来，宇宙还经历过“黑暗时代”，才有了第一代恒星的诞生。这些以及后来出现的恒星距离我们会更近一些，它们发出的光也还没有完全被红移，能够被现代天文望远镜捕捉到。它们是最早——也就是最远——的恒星。在它们之外不再有光。于是，从地球上仰望，夜空中没有布满闪烁的星星，而是存在大量的“缝隙”，便是没有光亮的黑幕。


爱伦·坡和汤普森不可能知道宇宙会有一个年龄、时间会有一个起点，否则他们那个“远处星星的光还没来得及传到地球”会更有说服力。他们误打误撞的解释虽然也不尽正确，却在不经意中引入了一个重要的物理概念。

因为他们也不可能想到的是，20世纪初的爱因斯坦会提出一个惊人的思想：宇宙中传递信息的速度不可能超过光速，并由此发展出相对论。如果在宇宙有限的年龄中，某个地方的光还来不及传播到地球来，那么地球上的人类便不可能获知那个地方的任何信息。对于地球人来说，那不只是看不见那里可能有的星星，而是那个地方本身不具备任何物理意义、无法定义其是否存在。

于是，汤普森的“可见宇宙”可以推广为“可观测宇宙”（observable universe）：人类所能认知的宇宙，只是与地球能以光传播发生联系的那部分。在那之外，是否依然天外有天、宇宙是有限还是无限……凡此种种，都因为无法认知而“无所谓”了。

我们在地球上登高望远，视线会因为地理的阻挡有一个极限，叫做地平线。相应地，当我们仰望星空时，也会遭遇到这个“可观测宇宙”的极限，在天文中也叫做“视界”（visible horizon）。在今天的宇宙，这个视界的距离大致——但不完全——等于光速乘以宇宙的年龄，即从大爆炸伊始到今天光所能传播的最远距离。

细心的天文学家便由此发现了宇宙的另一个蹊跷。

我们在地球上往东看，在接近视界的距离上观测到了微波背景辐射。我们转过身来再往西看，也是在接近视界的距离观测到了微波背景辐射。它们都在我们的视界之内。但是，因为它们各自在相对的两个方向，彼此之间便间隔了接近两个视界的距离。从宇宙大爆炸到今天，光——或任何信息——不可能从其中一边传递到另一边。

不仅如此。微波背景辐射的光子出现在宇宙大爆炸后“仅仅”30万年的时候。那时的宇宙更年轻，视界比现在还短太多。所以，东边的微波光子与西边的微波光子从来不可能建立过联系、交换过信息。

“视界问题”示意图。我们看到的微波背景辐射是在宇宙大爆炸后30万年时发出的。那时的光和信息只来得及传播到图中两个小圆圈所标的范围。两个小圆圈之间不可能互相交流。

然而，无论从哪个方向来的微波光子都有着同样的频率、处于同一温度。它们是怎么约好——物理行话叫“达到热平衡”——的？

也许与宇宙是平的一样，这又是碰巧了。我们的宇宙会有那么多诡秘的巧合吗？难怪狄克教授会对大爆炸理论的可靠性深为忧虑。


狄克那天在康奈尔讲座的教室里坐着一位年轻的博士后。他对广义相对论、宇宙学只有泛泛的了解。那天他得了支气管炎正在发烧，只是懵懵懂懂地听了狄克的讲述，在日记里简单记下了这个挺有意思的问题。因为这些与他正在进行的研究完全不搭界，他没有再去琢磨。

他完全不知道，仅仅不到2年，他会成为在解决大爆炸理论这两个难题上做出重大突破的先驱。


（待续）


科普

宇宙膨胀背后的故事（十六）：于最细微处见浩瀚宇宙

1977年，温伯格在美国出版了一本面向大众的科普书《最初三分钟》（The First Three Minutes），主要介绍宇宙在大爆炸后随即发生的一系列场景。这个引人入胜的标题——书中内容其实并不仅限于那“三分钟”——和新奇、详实的科学内涵吸引了大量读者，成为影响广泛的畅销书。

温伯格所著《最初三分钟》封面设计。

宇宙微波背景的发现又过去了12年。大爆炸这个奇葩的想法不仅在科学界得到广泛认可，成为作为该书副标题的“宇宙起源的现代观点”（A Modern View of the Origin of the Universe），而且也不再是一个简单抽象的猜想，已经发展为坚实的物理理论，并能够在现实世界中得到验证。

作为“外行”的彭齐亚斯和威尔逊发表他们的微波测量结果时，还曾小心翼翼地避免解释他们数据的含义，把这个不讨好的任务交给同时发表诠释性论文的狄克小组。狄克他们也没有提“大爆炸”，而是采用了普林斯顿同事惠勒（John Wheeler）提议的“原始火球”（primordial fireball）的说法。还是《纽约时报》报道时直截了当，大标题为：“信号暗示一个‘大爆炸’宇宙”。（“Signals Imply a ‘Big Bang’ Universe”）。一年后，皮布尔斯开始采用“大爆炸”这个字眼，意味着他们也终于“归顺”了伽莫夫、阿尔弗的宇宙起源理论。

在类星体上遭受重创的稳定态模型本已在苟延残喘，霍伊尔还是竭尽全力负隅顽抗。直到2000年，他（去世前一年）还出版了一本专著维护稳定态宇宙，批驳天文学界随大流接受大爆炸理论的行径。但他已经沦为孤独的绝响：即使是他的老朋友古尔德、邦德都已经接受了大爆炸学说。（1983年，霍伊尔的合作者、美国天文学家福勒（William Fowler）因发现恒星内部产生重元素的过程获得诺贝尔奖。包括福勒自己在内的很多人认为霍伊尔更应该得这个奖，因为该项工作实属霍伊尔首创。对霍伊尔未能获奖的原因有诸多猜测，是诺贝尔奖争议案例之一。）

微波背景辐射的发现是稳定态模型破产、大爆炸理论胜出的决定性事件。数学家埃尔德什（Paul Erdos）曾感叹：上帝犯了两个错误：一是他用大爆炸的方式创造了宇宙；二是他还留下了微波辐射的证据。


温伯格既不是天文学家也不是宇宙学家，而是一个研究基本粒子的理论物理学家。他探索的对象因此是物理学中最微观的世界。由他来描述、解释最宏观的宇宙似乎有点风马牛不相及。然而，这也正是1970年代物理学所特有的一道亮丽风景。

因为，在那最初的“三分钟”里，宇宙其实就是一个基本粒子实验室，高能物理学家的乐园。

伽莫夫年仅24岁时用量子力学的隧道效应解释原子核衰变，随后又推算把粒子加速到一定的动能，就可以突破原子核的壁垒。为此，他协助考克饶夫和沃尔顿发明了第一个粒子加速器。从那个加速器犹如健身房器械的管子里出来的质子成功地打开了锂、铍等原子核。

在我们这个适合人类生存的世界里，实验室里产生的粒子不具备太高的速度，因此需要加速才能击碎原子核。如果换一个环境，比如太阳等恒星的内部，因为温度、压力非常高，那里的粒子本身便带有非常大的动能，不需要人为加速就可以持续核反应。加速器便可以在人类世界中模拟恒星内部的环境。

如果把膨胀、冷却的宇宙回溯到最初，那会是一个即使太阳中心也相形见绌的最极端世界，其中的粒子会具备极高的能量。原子核——或任何有内部结构的粒子——都会在不断的碰撞中解体，回归为最原始的“基本粒子”。于是，伽莫夫按照他当时的认识设想最初的“伊伦”只能由中子组成。

考克饶夫和沃尔顿的在剑桥修建的加速器把质子加速到了具备几万“电子伏”的动能（电子伏是一个高能物理常用的能量单位，是一个电子在一个伏特的电压中加速所获得的动能。）。从动能来看，这些质子相当于来自一个温度高达10亿度的世界，远高于太阳的中心，大体相当于大爆炸之后200秒时的宇宙。

1930年代考克饶夫和沃尔顿设计的粒子加速器。

当爱丁顿绘声绘色地描述他如何在想象中将宇宙的演化“倒带”回放到时间的起点时，他没有想到就在他眼皮底下的几个年轻人所鼓捣着的简陋家伙便在实现这个操作，并且已经接近了宇宙爆炸后的“最初三分钟”。

考克饶夫和沃尔顿的设计很快被美国的劳伦斯（Ernest Lawrence）发明的“回旋加速器”（cyclotron）超越。劳伦斯因此在1939年——比考克饶夫和沃尔顿还早12年——获得诺贝尔奖。回旋加速器具备不需要太大的场地、能源便能够持续加速粒子的优势，在其后几十年中有了飞速的发展。美国布鲁克海文国家实验室在1950年代的回旋加速器就已经可以把粒子加速到30亿电子伏的高能。那相当于是大爆炸之后0.000000003秒、温度为35万亿度的宇宙。

1950年代美国布鲁克海文国家实验室的回旋加速器（Cosmotron）。

越来越大、能量越来越高的加速器揭示出一个崭新、神秘而丰富多彩的微观世界。五花八门的粒子在不同的能量档次上出现、分解，表现出不同的碰撞、反应机理。这些在最小尺度上的知识、数据的积累正好为大尺度的早期宇宙提供了实在的线索：在某个时期的宇宙中翻天覆地的就应该是某个相应能量的加速器中所看到的粒子和它们的反应过程。

1968年，也就是伽莫夫逝世的那一年，斯坦福大学的直线加速器用高能的电子轰击氢原子核，证实质子并不是原来想象的基本粒子，而是由更基本的“夸克”（quark）组成。中子亦然，因此不可能是能存在于“伊伦”中的原始粒子。

1970年代，包括华裔物理学家丁肇中（Samuel Ting）在内的众多高能物理学家利用大型加速器一层层地揭开了微观世界的奥秘，逐渐形成基本粒子的“标准模型”（Standard Model）。正是在这个模型的基础上，温伯格得以“越界”总结、描述宇宙的早期膨胀、演化过程。


勒梅特曾经把他的宇宙蛋所在的时间叫做“没有昨天的那一天”（The Day without Yesterday）。在那一刻，爱丁顿的录像带已经倒到了头，不再有更早的过去。我们不知道——也不可能知道——那时的宇宙确切会是什么样子。因为广义相对论在那一刻出现了数学上的“奇点”（singularity），不再具有物理意义。最多，我们只能泛泛地描述宇宙那时没有空间尺寸，处于时间的零点，而温度、压力、密度都是无穷大。

“原始火球”爆炸后，一个有真实物理意义的世界才开始展开。温伯格在他的书中将爱丁顿倒好的录像带一幕一幕地重放：

大爆炸发生0.01秒后，宇宙的温度高达一千亿度。在那样的“炼狱”中，基本上只存在没有或几乎没有质量的光子、中微子、电子以及它们相应的“反粒子”：反中微子和正电子。这时候的宇宙是一个和睦相处的大家庭，所有粒子胶合成一团，不分彼此，处于完全的热平衡状态。也有极少量（十亿分之一）的质子和中子混在其中，它们不停地被众多的轻子轰击而来回互变，中子甚至没机会自己衰变成质子。

0.12秒时，宇宙的温度随着膨胀冷却到约三百亿度。那些可怜的极少数质子、中子被轰击的程度稍微缓和，部分中子得以衰变成质子。原来数目相同的质子、中子数开始出现差异。质子占62%而中子只有38%。

1.1秒时，温度冷却到一百亿度。和睦的大家庭第一次出现分裂：不爱与他人掺和的中微子退了群（decouple）。这些中微子自顾自地弥漫于宇宙空间，不再与其它粒子交往，形成所谓的“宇宙中微子背景”（cosmic neutrino background），延续至今。（遗憾的是，这一背景的存在还只是理论预测。因为中微子几乎完全不与其它物质发生反应，异乎寻常地难以探测。宇宙中微子背景的能量非常低，更是难上加难，至今依然无法找到这个可以验证大爆炸理论的证据。）

13.83秒时，温度冷却到三十亿度。宇宙中的电子和正电子开始大规模互相碰撞而湮灭，转化为光子。也是在这个时候，伽莫夫描述的“中子俘获”的元素制造过程才得以开始，宇宙中第一次出现氢、氦原子核以及它们的几种同位素。

3分零2秒后，温度冷却到十亿度。电子和正电子湮灭后基本消失，宇宙这时充满了光子和中微子，以及越来越多的氢、氦同位素。因为不再有电子、正电子的持续轰击，还未被“俘获”的自由中子也得以大规模衰变成质子。宇宙中质子、中子的比例出现显著差异：86%的质子对14%的中子。在那之后，所有的中子都被俘获、“封闭”在氢、氦原子核中（原子核内的中子寿命非常长，基本上不会自己衰变）。


温伯格的书名叫做《最初三分钟》。这除了吸引读者眼球外，也因为他觉得宇宙的最初三分钟是最精彩的。那之后宇宙只是惯性地膨胀、冷却，“再没什么有意思的事情发生了”。这个说法也许是出于他对基本粒子物理的情有独钟，但未免夸张。

在最初的狂热过去后，宇宙依然持续地膨胀、冷却着。大爆炸之后五万年左右，宇宙中有质量的粒子开始超越光子、中微子等成为主体力量，引力也开始发挥作用。几十万年之后，宇宙终于冷却到“只有”几千度的“低温”。这时带正电的氢、氦等原子核才能够与带负电的电子持久性的结合，形成稳定、中性的原子。一直与这些带电粒子纠缠不清的光子终于也得以脱身，与那些远古的中微子一样退了群，成为另一道与世无争的宇宙背景。随着宇宙持续的膨胀，这些光子的频率不断地红移，最终会在微波频段被彭齐亚斯和威尔逊意外地发现。

但在地球和地球上的贝尔实验室出现之前，这些光子的频率会先红移到红外线波段。那时整个宇宙不再有可见光，进入所谓“黑暗时代”（Cosmic Dark Age）。（当然，可见光、黑暗这些概念都是以地球人类为主体的描述，而那时候还远远没有人类。）

黑暗时代一直持续到大爆炸二亿年后。这时氢原子在引力作用下形成第一代恒星，内部因压力点燃核聚变而发光、发热。宇宙才再度出现光明。在那之后的几亿年里，宇宙继续膨胀、冷却，恒星聚集成为类星体、星系、超星系等等。恒星内部的核聚变逐级发生后制造出碳、氧、硅、铁等较重的元素，然后在恒星“死亡”之前的超新星爆发中将这些元素抛洒出来。某些恒星坍缩成密度巨大的中子星。它们的碰撞、合并又能制造出铅、金、铂等重金属。

在大爆炸之后大约92亿年，宇宙的某个角落中出现了太阳系。最先出现的是作为恒星的太阳，随后是木星、土星、天王星和海王星，然后才有水星、金星、地球和火星。又过去40多亿年后，地球上出现了人类。他们抬头仰望、低头沉思，从浪漫的想象和原始的敬畏到智慧的认识和逻辑的推理，经过几百年的努力，逐渐发现了宇宙的膨胀、理清了宇宙的来源和头绪。


温伯格等物理学家所描述的这个图景是一个精确、定量的物理过程。它不仅能预测微波背景辐射，而且还能非常准确地解释今天宇宙中各种元素的由来和比例。另一位也以热心科普著名的物理学家克劳斯（Lawrence Krauss）的裤兜里永远地放着这么一张数据卡片。当他遇到对宇宙来源于大爆炸表示怀疑的人时，便会骄傲地拿出卡片引证，说明大爆炸不是空想臆测，而是一个已经被证实的理论。

然而，也正是在1970年代末，当基本粒子和宇宙起源在物理学中趋近辉煌的顶峰时，一丝不苟的物理学家发现他们的大爆炸理论依然有着显著的缺陷，无法解释宇宙膨胀过程中的几个奇诡、顽固的谜点。


（待续）

宇宙膨胀背后的故事（十五）：宇宙大爆炸的余波

也是在1948年，刚刚从美国海军退伍的马里兰大学年轻教师韦伯（Joseph Weber）找到伽莫夫，自我介绍是微波技术专家，询问是否有合适的课题让他研修一个物理博士学位。伽莫夫不假思索地回答，“没有。”韦伯不得已，后来辗转进入了探测引力波领域（详见《捕捉引力波背后的故事》第三章）。

伽莫夫大概自己都不知道，他那两个弟子阿尔弗、赫尔曼在推算出大爆炸之后的宇宙在今天应该有绝对温度5度左右的背景温度后，那时正在四处寻找微波专家，咨询观测这个大爆炸遗迹的可能性。


二战之后像韦伯那样的无线电——微波是无线电频谱中的一部分——专家其实相当多，有些还是颇为资深的物理学家。战争期间，物理学家在原子弹之外最突出的贡献大概就是在雷达、通信技术上。战后，这些人才回到大学实验室，以各种方式用他们在战争中开发或学会的技术开拓科学研究的疆界。

1950年代初，英国、澳大利亚天文学家注意到他们的无线电天线可以接收到一些来自天外的电波。古尔德和霍伊尔率先意识到这些电波来自银河之外，可能非常遥远。因为用光学天文望远镜看不到发射这些电波的源头，不知道是不是来自恒星、星系，便暂时把它们的来源叫做“类星体”（quasar。这个词是华裔物理学家丘宏义（Hong-Yee Chiu）生造出来的。）

一个类星体的艺术想象图。

后来，帕洛玛山上的桑德奇等人费了九牛二虎之力才在1963年用海尔望远镜看到一个与类星体吻合的光源，并拍摄到光谱。果然，这个光谱红移得更夸张，显示光源速度达每秒四万七千公里。这时已经无法继续用已有的“宇宙距离阶梯”测定其距离，只能通过哈勃定律由速度倒推其距离大约在几亿光年之外，比胡马森看到过的最远星系又远了好多倍。

无线电与可见光一样是电磁波，只是处于不同的频率波段。可见光在宇宙空间旅行时会遭到各种星系、尘埃等的吸收和散射，有相当的损失（这也是哈勃等人根据光强估算距离的主要误差来源）。而无线电信号则不然，它们在宇宙中几乎畅行无阻。因此，即使是来自非常遥远的无线电，也能在地球上接收到。由此诞生了“射电天文学”。

类星体的发现给霍伊尔等人的“稳定态”宇宙带来的一个难题。他们理论的精髓就在于“稳定”：宇宙恒定，不像大爆炸理论那样有个起点，并随之演变。

我们在观察星空、宇宙时，距离的远近同时也就是时间的先后。因为光传播的速度虽然很快，达每秒30万公里，却也不是无限。远处的光（或无线电信号）传到我们这里需要一定的时间。来自几亿光年之外的信号便是经过了几亿年的时间才抵达。也就是说，我们今天看到的类星体，实际上已经是几亿年前的存在。

那些几亿年前的类星体却与我们附近、更“现代”的星系有着明显的不同：类星体在发射着强烈的无线电波，而相应的可见光却微弱；我们已经熟悉的星云、星系恰恰相反。这不符合稳定态模型中宇宙时时、处处一样的描述。更让霍伊尔他们头疼的是，随后的跟踪观测还发现，类星体数目的分布也随距离而变化：越远的地方，类星体越多，密度越高。

大爆炸理论在这里却得心应手。大爆炸之后的宇宙是随时间不断地演化的。几亿、几十亿年前的宇宙与今天的宇宙大相径庭。那时宇宙的温度高，尚未形成今天常见的星系、恒星。类星体大概就是大星系诞生之前或之初的躁动，大量的基本粒子在巨大的黑洞周围高速运动、碰撞，发出强烈的无线电波。因为恒星还没有大量地形成，可见光便相对地微弱。

越远的类星体密度越高更是大爆炸的自然结果：膨胀中的宇宙越早期密度越高，膨胀后密度减低——也就是说膨胀之后“拉开”的空间里并没有像霍伊尔想象的那样出现新的物质填充。

类星体的发现，不仅又一次扩大了人类认知宇宙的视野，再次揭示天外有天，也让大爆炸理论在与稳定态模型的僵持中第一次占了上风。不久，更强劲的证据出现了。


二战之后，普林斯顿大学的狄克（Robert Dicke）教授对广义相对论、宇宙学发生了浓厚的兴趣。每星期总有一天，他和他的学生们会海阔天空地讨论这方面的课题，直到入夜才一起到镇上的小店去喝酒吃披萨。他对大爆炸和稳定态理论都不满意，因为这两个理论中宇宙的物质都属于“无中生有”。他更倾向于弗里德曼描述的“振荡宇宙”：宇宙是不停地在膨胀、坍缩，如此周期往复。这样宇宙中的物质总是存在着，只是密度在变化。

1960年代中期，霍伊尔和同行合作解决了伽莫夫等人没能解决的难题：宇宙初始的基本粒子通过中子俘获过程只能产生最简单的几个原子，到锂原子以上便出现了“断链”，无法持续。霍伊尔等人发展出一套在恒星内部高温、高压条件下产生更重的原子的反应链，解开了宇宙万物来源之谜。但也因此，稍重的原子必须在宇宙膨胀后期、恒星已经大量出现以后才能面世。

狄克因此想到，如果宇宙在来回振荡，这些后期才有的原子在宇宙的坍缩过程中也必须消失，才能在下一轮膨胀中重新产生。而它们之所以消失，只能是因为坍缩的宇宙进入超高温状态，以至于所有原子都被剥裂，还原为质子、中子等基本粒子。

狄克觉得这样一来宇宙的温度是可以推算的。他指导学生皮布尔斯（Jim Peebles）做一下理论计算。皮布尔斯很快得出结论：宇宙从最初的高温膨胀、冷却至今，现在的温度应该在绝对温度10度左右。

那是1964年，阿尔弗和赫尔曼的宇宙温度约为5度的论文已经发表了16年。狄克似乎对他们的工作完全不知情或者完全忘却了。他的振荡宇宙的坍缩过程其实就是爱丁顿、伽莫夫所想象的时间逆转的宇宙“倒带”过程。作为理论模型，二者其实没有区别。

皮布尔斯写好论文投稿后被匿名的审稿人打回，指出他们不应该地忽略了阿尔弗、赫尔曼等人的工作。皮布尔斯按要求修改后依然没能过关。但狄克并不太在意。他已经开始了下一个行动。

与伽莫夫那几个人不同的是，狄克自己就是实打实的微波技术行家。他在1946年发明了一个“狄克辐射计”（Dicke radiometer），是微波天线最常用的接收器。他也是一个实验好手。就在他琢磨宇宙的同时，他还用现代化手段重复了传说中的伽利略比萨斜塔实验，以超高精度证明物体在引力场中的运动与质量无关。

这时他带着另外两个学生很快就在普林斯顿大学地质系（Guyot Hall）楼顶上装置起一个微波天线。准备寻找大爆炸的遗迹。

狄克的两个研究生和他们在普林斯顿为探测宇宙微波背景辐射制作的微波天线。

大爆炸发生在100多亿年之前，也无法在实验室中重复，自然没办法直接观测。阿尔弗、赫尔曼以及狄克、皮布尔斯推导出的宇宙温度却是大爆炸的一个直接后果，或者说“残留”。狄克觉得这应该能够观测到。

宇宙不是一个热平衡的世界。无数的恒星内部在发生强烈的热核反应，表面不断地发光发热。它们的表面温度至少几千度，内部更是达到亿度的量级。（在极高温尺度，绝对温度与摄氏度之间已经没有实质区别。）

然而，从空间、体积来看，恒星在宇宙中只占据微不足道的存在：它们在我们地球人的眼中不过只是“点点星光”。其余的广宇，是一片漆黑死寂，冰冷的世界。

不过，早在20世纪初，天文学家发现星星之间也不是完全的空空如也，而是弥漫着一些不明成分、来源的气体、尘埃，被笼统地称作“星际介质”（interstellar medium）。1940年，加拿大天文学家麦凯拉（Andrew McKellar）还观察到这些介质中居然存在有机分子。他测量到氰（CN）分子自由基（radical）的旋转光谱，推算出其能量分布相当于绝对温度2.4度。如果假设这些介质、分子与其周围环境处于热平衡状态的话，那么也就可以认定这些介质所处的空间的温度大约是2.4度。但是，直到他在1960年去世，麦凯拉的数据没有引起人们注意。

阿尔弗、赫尔曼、狄克、皮布尔斯等人所研究的宇宙温度却不是星星、介质甚至分子些实际物体的温度。在他们的理论模型中，大爆炸伊始的宇宙又热又稠密，充满了光辐射和质子、中子等基本粒子，互相搅成一团。当宇宙终于膨胀、冷却到质子与电子可以结合成稳定的氢原子之后，光子才能在宇宙中畅行无阻——此即所谓宇宙的第一缕光。那时的光子能量（频率）非常高。再经过一百多亿年的膨胀、冷却，光子的波长随着空间被持续拉长，其频率相应地红移变低。到今天，按照他们算出的宇宙温度，那些光子应该主要出于能量很低的无线电波段，也就是微波频段。

这些光子——如果存在的话——直接来自大爆炸开始的那颗蛋，充满了那时候还不很大的宇宙。在今天的宇宙中它们也就同样地会均匀地散布在整个空间而无处不在，成为宇宙恒定的背景。因此，它们被称作“宇宙微波背景”（cosmic microwave background）。

阿尔弗和赫尔曼当初在大学、学术会议上做过一系列讲座，希望能引起微波行家的兴趣，寻找探测这个宇宙大爆炸的遗迹，但无人响应。人们或者不相信这个天方夜谭，或者觉得这样的微波信号即使存在，也会太微弱，没有希望测出。

最令他们丧气的是，连他们的导师、向来喜好“异端邪说”的伽莫夫也没有买他们的账。两人后来相继找到不同的新工作，各奔前程，没有再继续这个课题。伽莫夫更是在学术上移情别恋，与刚发现脱氧核糖核酸（DNA）的双螺旋结构的沃森（James Watson）和克里克（Francis Crick）还有费曼（Richard Feynman）等人一起搭伙去试图破解生命遗传编码的秘密。在那之后十来年里，大爆炸理论陷入低迷。阿尔弗和赫尔曼所提出微波背景被人遗忘，直到被狄克、皮布尔斯重新“发现”。

就在狄克和他的学生们一切准备就绪、只待开机探测时，狄克接到一个意外的电话。


1957年10月4日，苏联成功发射人类第一颗人造卫星。次年，美国仓促成立航空航天局（NASA），应对新时代的挑战。航天局试图发掘卫星的实用价值，他们最早的尝试之一是发射一个简陋的球体，进入轨道后内部爆炸充气，成为大气层外的一个大气球。这气球的表面上涂有一层铝金属，可以反射电磁波。这样，他们从西海岸的加州发射微波信号，由卫星反射回地球表面，被东海岸贝尔实验室的天线接收，成功地实现横跨北美大陆的太空微波通讯。

这个气球卫星只是被动地反射电磁波，能回到地球表面的信号非常微弱。贝尔实验室为此专门制作了一个大型微波天线。接收微波的天线与日常熟悉的卫星天线不同，不是抛物面的圆盘，而是像早期的方形高音喇叭。这个天线长15米，喇叭口6米见方，以它所在的镇命名叫做“霍姆德尔喇叭天线”（Holmdel Horn Antenna)。天线内部探测微波信号的正是一个狄克辐射计。

航天局的这个项目没有太长的寿命。1962年，美国发射了第一颗正式的通讯卫星（Telstar），上面携带电子设备，可以将接收的信号放大后再播放，大大提高了使用效率。地面上也不再需要特制的大天线就可以接收到卫星信号。

于是，霍姆德尔这个天线沦为闲置。两个刚刚博士毕业来到贝尔实验室的天文学家彭齐亚斯（Arno Penzias）和威尔逊（Robert Wilson）看中了这个难得的高灵敏度、低噪音家伙，觉得可以用它来普查银河系的微波分布。于是他们着手天线的校准，逐个剔除可能的误差和环境噪音。

彭齐亚斯（右）和威尔逊在他们使用的贝尔实验室“霍姆德尔喇叭天线”前。

在排除了所有可辨认的噪音后，他们被一个奇怪而顽固的噪音所困扰。这个噪音无论白天黑夜都一样地存在。他们把天线对准邻近繁华的纽约市，然后转到反方向做比较，居然没有差别；他们又耐心地跟踪测量了几个月，让地球绕着太阳公转，也没有发现该噪音有任何季节性的变化。他们仔细检查仪器，发现有几只鸽子在天线里做了窝。于是他们花大功夫，将天线拆开，仔细清洗了多年积累的鸟粪（彭齐亚斯很专业地称之为“白色的电介质物体”）。他们驾车把鸽子送到很远的地方放生，但善于找路回家的鸽子很快又回来了，于是他们不得不拿起鸟枪来解决这个干扰源。然而，天线上测到的信号依然如故：无时不有无处不在。

无奈中，彭齐亚斯在与同行的电话中倾诉了他们这个烦恼。对方想起刚刚听过皮布尔斯的一个讲座，似乎有点关联，建议他与普林斯顿的那拨人联系求助。彭齐亚斯于是给狄克打了电话。狄克放下话筒时脸色死灰，当即告知他的团队：“伙计们，我们被人抢先了。”（“Boys, we've been scooped.”）

贝尔实验室距离普林斯顿不过60来公里。狄克一行驾车前往，共同分析彭齐亚斯和威尔逊的数据。没有太多的悬念，他们很快就确定令这两个倒霉蛋近乎疯狂的噪音便是他们在普林斯顿准备寻找的宇宙微波背景辐射——大爆炸的余波。（威尔逊在加州理工学院攻读博士时曾听过霍伊尔的课，因此对稳定态模型有印象。但他们俩对大爆炸理论均不甚了了，而对阿尔弗、赫尔曼的宇宙温度预测以及近在咫尺的狄克小组研究工作完全一无所知。）

他们实际测量的数据表明今天的宇宙背景温度是绝对温度4.2度，与理论预测相当接近。


1978年，彭齐亚斯和威尔逊因为这个无意的发现获得诺贝尔物理学奖。这是诺贝尔奖第一次颁发给与天文观测有关的贡献。

当年诺贝尔（Alfred Nobel）设立他那后来举世闻名的奖金时，在科学类上指明了物理、化学和生理医学——他觉得最实用的科目。天文学没有被包括在内。相当长时期内，诺贝尔奖委员会也不认可天文学是物理学的一部分。因此，历史上一些做过突出贡献的天文学家，包括勒梅特、爱丁顿、哈勃等等，都与这个奖项无缘。

因为狄克的决定性协助，彭齐亚斯和威尔逊曾邀请他在他们的论文中作为第三作者。狄克绅士般地谢绝，可能就此失去分享诺贝尔奖的机会。普林斯顿的小组另外撰写了一篇论文，与彭齐亚斯和威尔逊的观测报告同时发表，从理论上阐述那便是宇宙大爆炸留下的遗迹。

在领奖仪式上，彭齐亚斯才得以回顾他恶补的历史，突出介绍了伽莫夫、阿尔弗、赫尔曼等人的早期贡献。对已经去世的伽莫夫来说，这已经是第三次——也不是最后一次——在诺贝尔奖获奖仪式上收获到感谢。


（待续）

科普

捕捉引力波背后的故事（之十六）：南极上空的乌龙

2014年3月17日，正当LIGO的年轻人在争分夺秒地完成aLIGO的升级换代时，一场盛况空前的记者会在哈佛大学召开。通过互联网实况转播，全世界有将近一千万人在收看。很快，消息在网上轰动性地传开。各大主流媒体也紧跟着发出振奋人心的新闻稿，其中充斥一连串引人入胜的大名词：“宇宙大爆炸”、“暴涨”、“多重宇宙”、……“引力波”。

即使在学术界，圈内的物理学家也按捺不住兴奋，纷纷赞誉这将是人类历史上最重要的科学发现之一。

这个划时代的观测结果没有来自汉福德和利文斯顿，而是地球上最为人迹罕至的地点之一：南极。


1980年，萨根为美国公共电视台制作了一个收视率破纪录的科普系列电视片《宇宙》（Cosmos: A Personal Voyage）。他在第九集开场的第一句话是，“如果你想从零开始烤制苹果派，那你首先需要发明宇宙。”（If you wish to make an apple pie from scratch, you must first invent the universe.）

如果没有宇宙，我们不会有面粉、苹果、糖；不会有小麦、苹果树、甘蔗；不会有土地、水、阳光；不会有地球、太阳；不会有碳、氧、氢等各种元素；不会有质子、中子、电子、光子……当然，也不会有我们自己，便无从烤制苹果派。

自从1964年贝尔实验室的彭齐亚斯和威尔逊误打误撞地发现了宇宙微波背景辐射后，原来匪夷所思的大爆炸理论开始得到普遍地接受。因为那个辐射便是大爆炸的遗迹，犹如考古发现的化石。

不过，如果宇宙自大爆炸发生后便一直像今天这样地膨胀，却也无法解释宇宙的一些特征（其中之一是巴里什梦寐以求的磁单极之不存在）。为了解决这个困难，物理学家在1980年代提出“暴涨”（inflation）理论，弥补了缺陷，构造出更具体的宇宙初始图像。

在大爆炸发生后10^-36到10^-32秒时，也就是一万亿分之一的一万亿分之一的一万亿分之一秒后的那“一瞬间”，宇宙有过一次剧烈的“暴涨”。在所有的空间尺度呈指数增长，“一下子”扩大了大约10²⁶（e⁶⁰）倍。起初只有微小的基本粒子尺度的宇宙便具备了可观的大小。暴涨结束后，宇宙依然继续膨胀，但不再那么剧烈。

暴涨之后的宇宙是炼狱般的高温（10³²度），没有星球，没有原子，但充满着电子、正电子、质子、中子、光子、中微子这些基本粒子。这是一种特殊的“等离子体”（plasma，老一代中国物理学家曾经翻译为“电浆”，也许更为形象）。这个电浆如此稠密，光子没法自由运动，是一个完全不透明的“黑暗”世界。

大约38万年以后，这个“年轻”的宇宙终于通过膨胀冷却到了3000度以下，质子和电子第一次可以结合成稳定的氢原子。充满宇宙的粒子气体不再是带电的粒子，而是中性的原子，光子可以在其间自由穿梭。如同满屋子的水蒸气在温度降低后凝聚成水滴，宇宙突然变得透明。这些光子便是大爆炸之后所能见到的第一束光，宇宙的第一抹“曙光”。

再经过一百多亿年，宇宙继续膨胀、冷却，逐步演化成为今天丰富多彩的世界。那原始的第一束光随之耗散、冷却之后，便是彭齐亚斯和威尔逊发现的宇宙微波背景辐射。


因为量子力学中特有的随机性，高速运动质子和电子会自发产生密度涨落：它们在有的地方多一些，有的地方少一些。凝聚出来的氢也有相应的密度差异。引力在这时成为主导力量，密集的氢因为互相之间的引力逐渐汇聚在一起形成早期的星球，然后又在自身重力的压迫下发生一系列核聚变反应。于是我们才有了氦，有了碳，有了金属，有了行星……然后，出现了人类，发明出如何烤制一份美味的苹果派。

就像起初的大爆炸一样，暴涨理论很难被大部分物理学家接受。近乎不可思议地，这个理论还必然地推论出暴涨过程中的宇宙不是单一的，而是同时会出现大量平行、互相隔离的宇宙。我们所在的宇宙只是其中之一。这就是所谓的“多重宇宙”（multiverse，与universe相对），似乎现代宇宙学已经侵入了科幻小说的领地。

不过，这个理论最大的弱点也是与费曼几十年前讥讽当时的宇宙学如同一辙：说得天花乱坠，却只是纸上谈兵，没有实际依据。

当然，人类不可能在实验室里制造出一个大爆炸来观察、验证，最多只能像考古学那样：寻求远古的化石，仔细钻研化石上残留的蛛丝马迹，试图还原出那过去的故事。

最早的化石便是宇宙微波背景辐射，那是宇宙38万年时的产物。它是否含有更早期的“宝宝”宇宙留下的蛛丝马迹呢？的确有可能，那却有赖于我们的老朋友——引力波。

早期电浆中的密度涨落是质量的变动，因此会激发出引力波。引力波与光子相互作用，能够影响光子的偏振（polarization）态，使之呈现出一种B模式（B-mode）。这个B模式会一直残留到今天的宇宙微波背景辐射中，便是我们可以寻找的蛛丝马迹。


彭齐亚斯和威尔逊的天线设备相当简陋。他们发现宇宙微波背景辐射无时不有无处不在，似乎是均匀的地弥漫于整个宇宙，各个方向没有区别。

我们现在已经习惯于用微波炉加热甚至烹调食物，非常快捷方便。这是因为食物中的水分很容易吸收微波的能量。因为同一原因，我们在地球表面很难精确测量来自太空的微波，因为它们绝大部分已经被大气层中的水气吸收。

韦斯在麻省理工学院发明干涉仪的同时就在设计用气球携带仪器上升到大气稀薄的高空测量宇宙微波背景辐射。在他苦于找不到干涉仪的资助而走投无路时，美国航天局对他的微波实验发生了兴趣，不仅提供资助，还聘请他担任宇宙微波背景辐射探测委员会主席，主持将仪器装载到人造卫星上进行大气层之外测量的大项目。

1990年代初，一颗名为“宇宙背景探测者”（Cosmic Background Explorer，简称COBE）的卫星对宇宙微波背景辐射进行了第一次全面、精细的测量，发现该辐射并不是完全均匀的存在，宇宙空间不同区域之间的辐射温度有着千分之一量度的差别。这个结果证明了大爆炸之初的宇宙的确存在密度差异。现在辐射温度稍微高的地方便是当初密度稍微大一点的区域，这些地方后来发展成星系、星系团、星云等等的所在。

1990-1992年间COBE卫星拍摄的宇宙微波背景辐射温度分布图。

主持这项测量的物理学家斯穆特（George Smoot）激动地回顾，当他看到COBE描绘出的这个图像时，仿佛“看到了上帝的脸”。斯穆特和马瑟（John Mather）因为这个项目荣获2006年诺贝尔奖。作为该项目先驱、领路人的韦斯却被擦肩而过。

COBE之后，物理学家乘胜追击，开始了一个叫做“宇宙外星系偏振背景成像”（Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization）的测量项目——之所以采用这么一个拗口得不知所云的名字，也只是为了凑出一个强有力的缩写：BICEP（“二头肌”）。他们设计了一个新型的能精确测量微波辐射的望远镜，安装在南极点附近。

位于南极的BICEP2望远镜（前面房顶上），后面是另一座“南极望远镜”（South Pole Telescope）。

南极看起来冰天雪地，其实却是一个高原沙漠。那里海拔2700米，空气稀薄。更因为极其寒冷，大气中也几乎没有水分子。（南极本身没有雨雪，地面上的冰雪是被风从远处吹来堆积而成）。在无法或没钱把望远镜装上高空气球或人造卫星时，南极是地面上观测微波辐射最佳地点之一。

相对于LIGO的大科学大协作，BICEP只是寥寥几个人的小团队。他们的任务看起来也简单得多：在微波辐射的偏振中寻找B模式，“只”需要三千万分之一的灵敏度。更优越的是他们不需要苦苦等待那不知道什么时候才可能发生的巨星碰撞。如果B模式存在着，它随时随地都在那里等着被发现。

然而他们也有类似LIGO的难处。宇宙空间弥漫着微波辐射，并不都来自远古的大爆炸。当这些微波被银河系中的宇宙尘埃（cosmic dust）散射时，也会带上B模式偏振。这些就如同LIGO中的环境噪音，稍不留神就可能以假乱真。


2014年3月17日召开的记者会便是宣布第二代的BICEP2已经成功地在宇宙微波背景辐射中观测到B模式偏振，而且其强度比预计的高很多。这个结果为暴涨理论提供了第一个切切实实的证据支持，因此也同时证实了让媒体、爱好者更为兴奋的多重宇宙。

早在1978年，泰勒和韦斯伯格通过对中子双星的轨道塌缩测量已经间接证实过引力波的存在。但在哈佛的记者会上，他们依然强调他们也由B模式偏振而发现了引力波。的确，他们的结果具备新的特点：其一，BICEP2“观察”到的是最原始的引力波——宇宙大爆炸的“第一次震颤”；其二，引力波对光子偏振态的作用是引力与量子力学结合的第一个证据，可以为“量子引力”（quantum gravity）注入新的生命力。

应邀作为与实验无关的“中立人士”在记者会上讲解的物理学家卡米尔考斯基（Marc Kamionkowski）当场形象地描述道，“如果这个结果靠得住的话，暴涨已经给我们送来了一份电报，以引力波的方式书写在微波背景的天空中。”

或者说，我们不仅看到了创世纪时上帝的脸，而且找到了他的指纹。


虽然BICEP2团队是搜寻B模式的先行者，他们并不孤独。在他们取得数据时，另外几个用不同方式测量的团队也已接近成功，包括他们最强劲的竞争对手：欧洲航天局专门为测量微波背景辐射发射的新型人造卫星“普朗克”号。

一方面，他们希望能多角度地核查自己的数据；但另一方面他们更害怕因为等待而失去这一具里程碑意义的发现的优先权，痛失稳拿的诺贝尔奖。他们曾请求普朗克团队提前分享数据做对比，被拒绝。于是他们只能根据对方在一次公开演讲用的图表粗略估算其背后的数据，似乎与他们自己的测量没有冲突。

当那场记者会召开时，他们尚未完成论文，也就还没有经过同行评议的考验。但他们已经等不及了。记者会之后，他们把论文稿在物理学界熟知的预印本网站（arXiv.org）公开。于是，一场自发的、群策群力的同行评议随之展开。

三个星期之后，论文还没有正式提交。但这个结果如此轰动，预印本网站上已经出现250篇与此有关的新论文。在这么多的瞬时引用中，已经有个别文章指出他们探测到的也许不是大爆炸的回音，而只是来自银河系内宇宙尘埃——也就是“噪音”。两个月后，普林斯顿大学的天文学家发表了论文，详细论证了BICEP2团队明显低估了银河尘埃的影响。

三个月后，BICEP2团队的论文通过了同行评议，发表在《物理评论快报》上。这个正式发表的版本与他们公开的预印本有显著的修改。因为匿名审稿人的建议，他们删去了有关与普朗克卫星数据相对比的部分，因为他们的估算并不可靠。但这时，对他们结果表示怀疑的舆论也已经开始压过赞赏的。

再后来，普朗克卫星团队正式发表了他们的数据，证明银河系尘埃的噪音与BICEP2所测得的信号同级，也就是说后者的结果不具备统计意义。BICEP2团队不得不撤稿，一场轰动全世界的重大科学发现极为难堪地落幕了。

《物理世界》报道BICEP2结果被否定的新闻，题目一语双关地指出他们“吃了一口土”（bites the dust）。

费曼曾经指出过，科学研究中最重要的是“你不能糊弄自己，而你自己恰恰是最容易被蒙骗的人。”（The first principle is that you must not fool yourself--and you are the easiest person to fool.）无论是出于过度的自信，还是过于期望梦想成真，BICEP2团队被他们自己的热情和轻率蒙骗了。

失望的还不止是始作俑者，还有霍金。霍金曾经为了暴涨理论与图罗克（Neil Turok）打过一个赌。因为BICEP2的结果，他以为终于能够赢得一局。倒是图罗克比较冷静，没有立刻认输，反得以笑到最后。

尘埃落定之后，普林斯顿大学的爱因斯坦讲席教授斯坦哈特（Paul Steinhardt）在《自然》（Nature）杂志撰文，满怀激情地鼓励实验物理学家不要灰心丧气，应该再接再厉，继续探寻暴涨理论的是非证据。但同时他也严肃地提醒道：全世界都会在密切注意着这个动态，以后要切切保证测量结果中没有混杂环境因素，应该在论文提交、同行评议之后才能召开记者会宣布，应该及时公开所有的数据分析资料……

因为BICEP2的乌龙，这个领域的物理学家从此也背负上了韦伯式的原罪。


（待续）

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