愛華網(wǎng)2006年12月3日，瑞典皇家科學(xué)院宣布，將本年度諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)授予美國科學(xué)家約翰·馬瑟和喬治·斯穆特，以表彰他們精確測量了宇宙微波背景輻射的黑體譜形，以及其溫度在空間不同方向的微小變化。他們用COBE衛(wèi)星進(jìn)行的精確觀測，為宇宙起源的大爆炸理論提供了有力支持。大爆炸理論的確立，終于使人們對(duì)宇宙的起源有了接近一致的認(rèn)識(shí)。什么是大爆炸？關(guān)于宇宙的起源，人類在認(rèn)知上又經(jīng)歷了怎樣的歷程呢？
宇宙從何而來
我們在宇宙中處于怎樣的位置？宇宙有沒有起源？如果有，它是怎樣起源的？幾千年來，人類觀察宇宙的手段，從肉眼發(fā)展到望遠(yuǎn)鏡和人造衛(wèi)星；視野從太陽系擴(kuò)展到銀河系和河外星系，而對(duì)宇宙的認(rèn)識(shí)則經(jīng)歷了蒙昧?xí)r期的神話、古代哲人的猜測、文藝復(fù)興以來的科學(xué)革命，直到20世紀(jì)現(xiàn)代宇宙學(xué)的誕生。
“大爆炸”理論認(rèn)為，約140億年前，宇宙從極端高溫高密的狀態(tài)起源，隨著體積的膨脹和溫度的下降，以質(zhì)子、中子等基本粒子形態(tài)存在的物質(zhì)，首先結(jié)合形成氘、氚、氦、鋰等較輕的元素，隨后進(jìn)一步冷卻，形成恒星。在恒星內(nèi)部合成碳、氧、硅、鐵等更重的元素，再拋射到周圍形成行星。最后在像地球這樣條件適合的行星上演化出生命，成為目前的宇宙。
宇宙有一個(gè)開端的想法并不新鮮，圣經(jīng)中就描繪了上帝用7天創(chuàng)造世界的故事。三國時(shí)徐整所著的《三五歷記》，記錄了盤古開天辟地的神話。徐整在《三五歷記》中說：“未有天地之時(shí)，混沌狀如雞子，盤古生其中，萬八千歲，天地開辟，陽清為天，陰濁為地?！碧烀咳丈咭徽?，地每日下沉一丈，盤古在中間每日長高一丈。這樣過了一萬八千年，天變得非常高，地變得非常深，天地之間相隔九萬里。雖然這些數(shù)據(jù)沒有什么科學(xué)根據(jù)，但是從觀念上來講，它有了膨脹速度，天地的年齡。另外，還給出了天和地的距離?？梢哉f這些觀念跟我們現(xiàn)在的大爆炸學(xué)說還是有些相似的。
愛鉆牛角尖的希臘人
公元前5世紀(jì)，愛琴海的薩摩斯島上，有一位發(fā)明了幾何學(xué)中“勾股定理”的數(shù)學(xué)天才——畢達(dá)哥拉斯。畢達(dá)哥拉斯從球形是最完美的幾何體的觀點(diǎn)出發(fā)，認(rèn)為大地是球形的，而且所有天體都是球形，它們的運(yùn)動(dòng)是勻速圓周運(yùn)動(dòng)。地球處于宇宙的中心，周圍是空氣和云，往外是太陽、月亮、行星作勻速圓周運(yùn)動(dòng)的地方，再外是恒星所在之處，最外面是永不熄滅的天火。
畢達(dá)哥拉斯的宇宙模型并沒有說明地球有多大，日、月、星辰離地球有多遠(yuǎn)。最早根據(jù)實(shí)測數(shù)據(jù)算出地球大小的人，是公元前3世紀(jì)的希臘天文學(xué)家埃拉托西尼。埃拉托西尼生活的地方，是埃及的亞歷山大港。他當(dāng)時(shí)已經(jīng)知道地球是球形的。他聽說在埃及阿斯旺附近有一口深井，在每年夏至的時(shí)候，太陽光可以直接射到這個(gè)井的底部，這說明太陽光在當(dāng)?shù)厥谴怪比肷涞?。然后，埃拉托西尼就在埃及北方的亞歷山大找了一個(gè)方尖塔。他在夏至的那一天，測量了斜入射的太陽光與垂直于當(dāng)?shù)氐孛娴姆郊馑g的角度，這個(gè)角度實(shí)際上就是從阿斯旺到亞歷山大的這一段距離（相當(dāng)于地球的一段弧長）所對(duì)應(yīng)的圓心角，當(dāng)時(shí)他測得的是七度多一點(diǎn)，相當(dāng)于一個(gè)圓周角的大約五十分之一，就是三百六十度的五十分之一。那這一段弧長，也就是說從阿斯旺到亞歷山大的距離，也就相當(dāng)于地球周長的五十分之一。這樣一來，如果他知道從阿斯旺到亞歷山大的距離，將這個(gè)距離乘以五十，就是地球的周長。埃拉托西尼當(dāng)時(shí)測得的結(jié)果，相當(dāng)于三萬九千多千米，跟我們現(xiàn)在知道的地球四萬千米的周長幾乎相差無幾。
月球離地球有多遠(yuǎn)呢？當(dāng)時(shí)希臘人已經(jīng)猜測到，月食是因?yàn)榈厍蜃叩教柵c月球之間而引起的。出生于薩莫斯島的阿利斯塔克提出，測量月食時(shí)掠過月面的地影與月球的相對(duì)大小，利用幾何學(xué)方法，可以算出以地球直徑為單位的地球至月球的距離。
公元前150年，古希臘又出了一位叫依巴谷的天文學(xué)家。依巴谷重復(fù)了這項(xiàng)工作，他得出地球到月球距離是地球直徑的30倍。根據(jù)埃拉托西尼求得的地球直徑計(jì)算，月球到地球的距離就是382680千米，他還同時(shí)得出了地球與太陽的距離。
阿利斯塔克和依巴谷知道，在月球的一半被太陽光照亮的時(shí)候，也就是我們所說的弦月的時(shí)候，地球、月球和太陽，組成一個(gè)直角三角形。地月距離相當(dāng)于一個(gè)短的直角邊，而日地距離相當(dāng)于斜邊。阿利斯塔克測得這兩條邊的夾角是八十七度，實(shí)際上那個(gè)夾角應(yīng)該是八十九度還要多，非常接近于九十度。因此他利用這個(gè)三角關(guān)系所得出的結(jié)果，即地球到太陽的距離是地球到月球距離的十九倍，盡管跟現(xiàn)代的結(jié)果差了很多。但這已表明地球到太陽的距離很遠(yuǎn)，太陽應(yīng)該是個(gè)比地球大很多的天體。
地心說與日心說
公元140年，埃及的亞歷山大城里，出了一位希臘裔的天文學(xué)家，他的名字叫托勒玫，他提出了一個(gè)完整的地心體系。托勒玫認(rèn)為地球處于宇宙的中心。為了解釋觀察到的太陽、月亮、和金、木、水、火、土星等7個(gè)天體的運(yùn)動(dòng)，就把它們在不同距離圍繞著地球做勻速圓周運(yùn)動(dòng)的軌道，稱之為“均輪”；在每個(gè)天體的均輪之上，又加了一個(gè)小圈，叫做“本輪”。除了沿著均輪運(yùn)動(dòng)，它還在各自的本輪上打轉(zhuǎn)。這就是托勒玫的“地心說”，他用天體的“均輪”和“本輪”較好地解釋了天體的運(yùn)動(dòng)。
然而隨著觀測精度的提高，為了解釋天體運(yùn)動(dòng)需要引入越來越多、越來越復(fù)雜的本輪和均輪體系。到16世紀(jì)的時(shí)候，有一個(gè)人站出來表達(dá)了相反的觀點(diǎn)。他認(rèn)為，是地球繞太陽，而不是太陽繞地球旋轉(zhuǎn)。這個(gè)勇敢的人，就是波蘭天文學(xué)家尼古拉·哥白尼。哥白尼認(rèn)為，宇宙應(yīng)該是簡單的、和諧的。極端復(fù)雜的“均輪”和“本輪”，不符合于宇宙的本原。他指出如果宇宙的中心不是地球，而是太陽，五大行星，加上地球和月亮，都圍繞著太陽運(yùn)轉(zhuǎn)。而月亮不僅圍繞著太陽運(yùn)轉(zhuǎn)，它還首先圍繞著地球運(yùn)轉(zhuǎn)。如果是這樣的話，就不需要復(fù)雜的本輪和均輪而可以自然地解釋它們的運(yùn)動(dòng)。
哥白尼的日心體系改寫了托勒玫延續(xù)千年的宇宙模型，開啟了天文學(xué)的革命。然而，因?yàn)檠匾u了舊體系中天體做勻速圓周運(yùn)動(dòng)的思想，仍然未能徹底擺脫本輪、均輪觀念的束縛。
哥白尼死后66年（即1609年），德國天文學(xué)家開普勒在《新天文學(xué)》一書中宣布，他用丹麥天文學(xué)家第谷留下的精密觀測資料發(fā)現(xiàn)行星是沿著橢圓軌道圍繞太陽運(yùn)動(dòng)。開普勒的發(fā)現(xiàn)打破了天體必須做勻速圓周運(yùn)動(dòng)的傳統(tǒng)觀點(diǎn)，并徹底消除了哥白尼體系中的均輪和本輪。幾乎與此同時(shí)，另一位科學(xué)家的發(fā)現(xiàn)宣告了“地心說”的終結(jié)。
伽利略與牛頓
1609年的一天，意大利物理學(xué)家伽利略聽說市場上在出售一件有趣的東西，一根鑲有玻璃片的管子。這件被當(dāng)成玩具出售的東西出自荷蘭。伽利略經(jīng)過研究，自己制作成一架口徑4.4厘米，長1.2米，放大率32倍的望遠(yuǎn)鏡。他開始用望遠(yuǎn)鏡來觀察天體。伽利略首先觀測了一些比較近的天體，如太陽和月亮。他看見太陽上面有黑子。而月亮上面有環(huán)形山和陡峭的峽谷，所以就開始懷疑天體為完美球形的傳統(tǒng)觀念是否正確。
伽利略接著開始觀察水星與火星，最終，他被木星吸引住了。從1610年1月起，伽利略連續(xù)觀察木星，他發(fā)現(xiàn)在木星周圍有4個(gè)暗弱的星體在圍繞著它運(yùn)轉(zhuǎn)。這4顆衛(wèi)星后來被稱為“伽利略衛(wèi)星”，它們的發(fā)現(xiàn)表明了托勒玫地心宇宙體系站不住腳。因?yàn)椋祟惖谝淮伟l(fā)現(xiàn)了有天體圍繞著不是地球的行星在運(yùn)行。地球是宇宙中心的說法，再也說不通了。
自伽利略發(fā)明望遠(yuǎn)鏡后，對(duì)宇宙的觀測便日新月異。望遠(yuǎn)鏡能夠發(fā)展到今天的水平，還得感謝牛頓對(duì)它的改進(jìn)。牛頓生于1642年。1661年，他離開家鄉(xiāng)伍爾索普，前往劍橋大學(xué)三一學(xué)院，于1665年畢業(yè)。隨后的18個(gè)月，他回到家鄉(xiāng)躲避瘟疫，研習(xí)數(shù)學(xué)，發(fā)明了微積分。1667年，牛頓回到劍橋，于次年成為劍橋大學(xué)盧卡斯數(shù)學(xué)教授。
不久，牛頓著手對(duì)望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行了改良。他發(fā)明了使用反射鏡而不是透鏡制作的望遠(yuǎn)鏡，這使得鏡筒變短，并觀察到更清晰的圖像。后來巨型的望遠(yuǎn)鏡就是在此基礎(chǔ)上發(fā)展起來的。正是這項(xiàng)發(fā)明，引起了皇家學(xué)會(huì)對(duì)牛頓工作的注意。已經(jīng)得享大名的牛頓，開始思考運(yùn)動(dòng)定律以及物體如何移動(dòng)的問題。
伽利略和開普勒的研究結(jié)果，都支持哥白尼的學(xué)說。但是，究竟是什么原因維持著這些天體的運(yùn)動(dòng)呢？開普勒曾經(jīng)猜想，也許是磁力造成的這種運(yùn)動(dòng)，但是真正解決這個(gè)問題的人是牛頓。牛頓認(rèn)為，支持這種運(yùn)動(dòng)的可能是重力，比如地球?qū)Φ厍蛏系奈矬w的一種往下的很強(qiáng)的牽引力。
這種力就是所有物體間普遍存在的萬有引力。由于萬有引力，一個(gè)大質(zhì)量的物體，才可以把一個(gè)較小的物體吸引到自身上，所以，蘋果才會(huì)從樹上落下來。牛頓把他的理論應(yīng)用于天體的研究，他發(fā)現(xiàn)，包括月球和行星的運(yùn)動(dòng)，都可以通過嚴(yán)格的數(shù)學(xué)計(jì)算和推導(dǎo)得出來。這樣他就終于證實(shí)，萬有引力是維系天體運(yùn)動(dòng)的原因。這些結(jié)果發(fā)表在他的《自然哲學(xué)的數(shù)學(xué)原理》一書中。從此，“日心說”的建立，就有了堅(jiān)實(shí)的理論基礎(chǔ)。
托勒玫的宇宙模型，到牛頓時(shí)期被徹底擯棄了。牛頓認(rèn)為，是萬有引力支配著宇宙，是它使得人能夠牢牢站在移動(dòng)的地球上。也是它讓行星圍繞太陽運(yùn)動(dòng)，而均勻分布恒星的無限宇宙也因引力平衡而永恒不變。
恒星有多遠(yuǎn)
17至18世紀(jì)，望遠(yuǎn)鏡性能有了長足的進(jìn)步，天體方位的測量精度提高了幾十倍。1716年，英國天文學(xué)家哈雷提出，利用金星凌日的機(jī)會(huì)來測量太陽和地球的距離。當(dāng)金星走到太陽與地球之間時(shí)，從地球上不同的兩個(gè)地方，同時(shí)觀測金星投射到太陽圓面兩點(diǎn)的軌跡，由此即可推算出太陽與地球的距離?？上Ы鹦橇枞帐趾币姟Ｖ钡?772年，法國天文學(xué)家潘格雷在分析了1769年金星凌日時(shí)各國天文學(xué)家的全部觀測資料后，得出太陽與地球的距離為1.5億千米的結(jié)論，才實(shí)現(xiàn)了這一設(shè)想。
用什么樣的方法才能測出遙遠(yuǎn)恒星的距離呢？最早嘗試的一個(gè)人是伽利略。他提出的方法是：由于地球圍繞著太陽運(yùn)轉(zhuǎn)，如果我們把地球圍繞著太陽運(yùn)轉(zhuǎn)的軌道兩端作為兩個(gè)觀測點(diǎn)，在這端觀測一下所要測量的恒星，半年之后，到另一端再看那顆星，我們就會(huì)在更遙遠(yuǎn)的恒星背景上看到這顆星有移動(dòng)，然后按照三角方法測量出它的距離。
這個(gè)方法原理雖然簡單，但由于恒星距離太遠(yuǎn)，實(shí)測非常困難。許多天文學(xué)家多次努力都未獲成功。直到1836年以后，3位不同國籍的天文學(xué)家才根據(jù)伽利略的方法，成功地對(duì)恒星距離進(jìn)行了測算。
這3位天文學(xué)家當(dāng)中，有一個(gè)俄國人，名叫斯特魯維。他用一臺(tái)德國光學(xué)家夫瑯和費(fèi)制作的高品質(zhì)望遠(yuǎn)鏡對(duì)星空進(jìn)行觀測。他發(fā)現(xiàn)，哪顆恒星移動(dòng)的位置最大，就表明它離我們最近，光度也越亮，觀測的精度也最高。斯特魯維將望遠(yuǎn)鏡對(duì)準(zhǔn)了織女星和鄰近一顆暗星的相對(duì)位置，他測出織女星的視差為0.125角秒。所謂視差，即是以日地距離為基線進(jìn)行三角測量時(shí)，在不同位置和時(shí)間所得出的角距離。1角秒視差對(duì)應(yīng)的距離，是太陽到地球距離的20萬倍，這稱為1秒差距。離我們最近的恒星視差為0.76角秒，距離地球大約4.3光年，恒星的距離就這樣算出來了。
天文學(xué)家才發(fā)現(xiàn)，原來恒星的距離遠(yuǎn)比伽利略想的要遠(yuǎn)得多。譬如說織女星，現(xiàn)在我們知道它離我們二十六光年。也就是說，織女星現(xiàn)在發(fā)出的光，要過二十六年以后才能到達(dá)地球。
旋渦星系
一位定居英國的德國人——威廉·赫歇爾提出了估計(jì)恒星距離的另一種方法。他認(rèn)為，假如所有恒星的真正亮度與太陽相同，那么看上去亮度越暗的，距離就應(yīng)該越遠(yuǎn)。威廉·赫歇爾用這種方法，估計(jì)銀河系的尺度至少為2600光年。從此，人類的視野從太陽系擴(kuò)展到了更為廣闊的宇宙空間。
望遠(yuǎn)鏡在宇宙探索中取得的成就，促使人們不斷努力提高它的性能。1845年在愛爾蘭中部的比爾城堡，第三代羅斯伯爵威廉·帕森斯建造了一架口徑1.8米、重達(dá)10噸的望遠(yuǎn)鏡。牛頓時(shí)代，望遠(yuǎn)鏡的鏡片很小，只能看到月亮、太陽和一些行星。而羅斯伯爵的這架望遠(yuǎn)鏡，鏡片的直徑足有1.8米，它是當(dāng)時(shí)世界上最大和倍率最高的望遠(yuǎn)鏡。使用這架望遠(yuǎn)鏡，羅斯伯爵看到了一個(gè)呈旋渦狀的美麗星云。
英國皇家天文學(xué)會(huì)極為重視羅斯伯爵的發(fā)現(xiàn)，在這個(gè)學(xué)會(huì)1850年的記錄里，我們看到了這個(gè)旋渦星系的素描畫。這是有史以來人類首次觀測到旋渦星系。天文學(xué)家們后來了解到，這個(gè)旋渦星系的距離為2100萬光年，遠(yuǎn)遠(yuǎn)超出了銀河系10萬光年的范圍。
無論在托勒玫還是哥白尼的體系中，恒星都是固定在天球上不動(dòng)的。但是，天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)，事實(shí)并非如此。1718年，哈雷把他測定的大角星和天狼星的方位與1500年前托勒玫的觀測結(jié)果比較，發(fā)現(xiàn)這兩顆星有了明顯位移。這是怎么回事呢？
原來恒星并不是像水晶球似的固定在天球上，它們實(shí)際上會(huì)在萬有引力的作用下相對(duì)運(yùn)動(dòng)。我們可以把這種運(yùn)動(dòng)分解成兩個(gè)成分：一個(gè)是在天體和我們之間的連線上的運(yùn)動(dòng)，叫做“視向運(yùn)動(dòng)”；另外一個(gè)是和這個(gè)方向垂直的運(yùn)動(dòng)，就是通常我們看到的在天球上的移動(dòng)。這個(gè)移動(dòng)是對(duì)于比較遙遠(yuǎn)的恒星的背景來說的，稱為“自行”。單位是一百年走了多少角秒。這個(gè)數(shù)值很小，一般也是很難測的，但是總可以測出來。而在“視向方向”的速度，在當(dāng)時(shí)就沒有什么辦法測量。
多普勒妙方
1842年，在維也納，一個(gè)名叫多普勒的奧地利物理學(xué)家發(fā)表了一篇討論雙星顏色的論文。他認(rèn)為，如果有兩顆恒星在萬有引力作用下，圍繞同一軌道運(yùn)行，其中一顆朝向我們運(yùn)動(dòng)，而另一顆則遠(yuǎn)離我們運(yùn)動(dòng)。若讓來自這兩顆星的光通過三棱鏡，仔細(xì)觀察它們的光譜，就會(huì)發(fā)現(xiàn)不僅光的波長有變化，光的顏色也會(huì)不同。恒星運(yùn)動(dòng)的信息，就隱藏在這光線里。
當(dāng)恒星向著我們來時(shí)波長相對(duì)壓縮，頻率變高；離開我們而去時(shí)波長拉長，頻率變低。這樣在顏色上就會(huì)顯示出來，因?yàn)殚L波是發(fā)紅的，短波是發(fā)藍(lán)的，如果有這樣的變化，那就可以看出它的運(yùn)動(dòng)方向和速度大小。這種現(xiàn)象稱為多普勒效應(yīng)。1812年德國物理學(xué)家夫瑯和費(fèi)在太陽光譜中發(fā)現(xiàn)了狹窄的暗線，由于測量譜線位移遠(yuǎn)比測量連續(xù)譜顏色的變化容易，從而為利用多普勒效應(yīng)測定天體視向速度鋪平了道路。
八十多年以后，美國天文學(xué)家哈勃正是運(yùn)用這種效應(yīng)，做出了宇宙正在膨脹的重大發(fā)現(xiàn)。
1859年，英國天文學(xué)家威廉·哈金斯用一臺(tái)裝有高色散分光儀的20厘米望遠(yuǎn)鏡，開始觀測一些亮星的光譜，并在其中找出了鈉、鈣、鎂等化學(xué)元素的譜線。1868年，他利用多普勒效應(yīng)，首次從譜線的微小位移測出了天狼星的視向速度。1880年前后，哈金斯對(duì)太陽光譜中構(gòu)成譜線的化學(xué)元素進(jìn)行分析，以了解太陽和恒星都是由何種成分構(gòu)成的。哈金斯發(fā)現(xiàn)，太陽和恒星的光譜線中都有著清晰的氫和氦的特征線。于是他得出結(jié)論：太陽和恒星主要是由氫和氦構(gòu)成的。這一發(fā)現(xiàn)宣告太陽和遙遠(yuǎn)的恒星沒有什么差別。人類也因此進(jìn)一步了解到，地球不是宇宙的中心，太陽也同樣不是宇宙的中心。
1923年10月4日夜晚，埃德溫·哈勃在洛杉磯威爾遜山天文臺(tái)那架口徑為2.54米的望遠(yuǎn)鏡前觀測。當(dāng)他把望遠(yuǎn)鏡鎖定在仙女座大星云時(shí)，底片上出現(xiàn)了一顆他從未見過的星星。第二天，他又發(fā)現(xiàn)了兩顆。這一發(fā)現(xiàn)預(yù)示人們的視野將超越銀河系，進(jìn)入一個(gè)前所未知的廣闊宇宙。
彎曲時(shí)空
1905年，一個(gè)在瑞士伯爾尼專利局工作的小職員——德國猶太人阿爾伯特·愛因斯坦發(fā)表了一篇關(guān)于運(yùn)動(dòng)物體的電磁現(xiàn)象的論文，提出了狹義相對(duì)論。10年之后，他又提出了廣義相對(duì)論。相對(duì)論同量子論一起推動(dòng)了20世紀(jì)物理學(xué)的革命，也為從整體上研究哈勃發(fā)現(xiàn)的星系宇宙，奠定了理論基礎(chǔ)。
20世紀(jì)以前的物理學(xué)，建立在牛頓絕對(duì)時(shí)空觀的基礎(chǔ)上。時(shí)間永恒地均勻流逝，空間是不動(dòng)的舞臺(tái)，兩者相互獨(dú)立并且不受物質(zhì)的影響。愛因斯坦的革命性發(fā)現(xiàn)是：時(shí)間和空間是不可分割的統(tǒng)一體，時(shí)空告訴物質(zhì)如何運(yùn)動(dòng)，而物質(zhì)告訴時(shí)空如何彎曲。
在愛因斯坦的理論中，兩個(gè)物體間的相互作用并不像牛頓所描述的那樣，彼此直接產(chǎn)生引力，而是由每個(gè)物體對(duì)周圍的時(shí)空產(chǎn)生影響，它們在時(shí)空中造成凹陷或扭曲，一個(gè)物體經(jīng)過另一個(gè)物體的旁邊，路徑就會(huì)受到扭曲而偏向，這就好像是物質(zhì)互相吸引一樣。
為了便于理解，讓放在橡膠膜上的一個(gè)重物代表恒星或整個(gè)星系，橡膠膜上的網(wǎng)格代表時(shí)間和空間。重物的質(zhì)量越大，空間和時(shí)間凹陷的程度也越深，那些從附近經(jīng)過的東西也就越難逃脫墜落在這個(gè)大質(zhì)量物體上的命運(yùn)。為什么時(shí)間和空間會(huì)是彎曲的呢？
這首先要從什么是平直時(shí)空說起。古希臘有一位數(shù)學(xué)家叫歐幾里德。他發(fā)展的一套幾何學(xué)理論，就是歐式幾何。他從一些基本的假設(shè)、公設(shè)出發(fā)進(jìn)行推導(dǎo)，可以推出很多定理。其中有一條公設(shè)叫做“第五公設(shè)”，又叫“平行公設(shè)”。根據(jù)這條公設(shè)，可以推出三角形的三個(gè)內(nèi)角之和總是等于一百八十度。平面上的三角形，顯然是滿足這個(gè)條件的。所以人們把凡是符合歐幾里德這套幾何學(xué)的空間，叫做平直空間。
十九世紀(jì)初，德國數(shù)學(xué)家高斯、匈牙利數(shù)學(xué)家鮑耶、俄國數(shù)學(xué)家羅巴切夫斯基等人認(rèn)識(shí)到，除了平直空間以外，沒有第5公設(shè)的非平直空間在邏輯上也是可能的。在這樣的空間中，三角形的內(nèi)角之和未必是180度。描述這種空間的幾何學(xué)叫做非歐幾何。我們怎么理解非歐幾何呢？比如我們看一個(gè)球面，如果你在球面上畫一個(gè)三角形，也叫球面三角，你會(huì)發(fā)現(xiàn)它的三個(gè)內(nèi)角之和加起來并不等于一百八十度，而是超過一百八十度。另外還有一種曲面，叫做“雙曲面”或者“馬鞍面”，在這些面上，如果畫出一個(gè)三角形，你會(huì)發(fā)現(xiàn)它的三個(gè)內(nèi)角之和小于一百八十度。你可能說，實(shí)際上這并不是一個(gè)真正的三角形，而是彎曲的，因?yàn)樗窒拊谶@個(gè)曲面上。但是，其實(shí)這是從三維的觀點(diǎn)來看二維。如果你局限在二維里，比如你是一只螞蟻，在球面上爬，你就沒有辦法跑到球面里頭、跑到三維空間里去，只能局限在二維空間里。我們也是一樣，我們就局限在這個(gè)三維空間里，不可能從更高維的空間里來觀測這個(gè)現(xiàn)象。所以對(duì)我們來說，同樣存在這個(gè)空間究竟是平直的，還是非平直的這樣一個(gè)問題。
愛因斯坦理論
非歐幾何雖然被發(fā)現(xiàn)了，但在愛因斯坦之前，它僅僅是在理論上可能。而愛因斯坦的相對(duì)論說明，在大質(zhì)量物體附近的時(shí)空，真的就需要非歐幾何來描述，這就是所謂彎曲時(shí)空。愛因斯坦并且預(yù)言，由于時(shí)空彎曲，從太陽表面附近經(jīng)過的星光會(huì)偏折1.75角秒，是牛頓理論預(yù)言值的2倍。1919年5月發(fā)生的日全食，提供了判決兩者孰是孰非的絕佳時(shí)機(jī)。英國天文學(xué)家愛丁頓領(lǐng)導(dǎo)的兩個(gè)遠(yuǎn)征隊(duì)，分赴巴西東北海岸的索布拉爾和西非幾內(nèi)亞灣的普林西比島進(jìn)行觀測。半年以后，英國皇家學(xué)會(huì)正式宣布，他們的觀測結(jié)果符合愛因斯坦的預(yù)言！這個(gè)消息立刻轟動(dòng)了世界，廣義相對(duì)論從此得到科學(xué)界公認(rèn)。
愛因斯坦建立廣義相對(duì)論后，立刻開始思索是否可以用它來研究整個(gè)宇宙的性質(zhì)。
當(dāng)時(shí)人們認(rèn)為，宇宙在時(shí)間上和空間上都是無限的。宇宙中有無限多的物質(zhì)，這些物質(zhì)整體上是靜止的，而不是處在一種運(yùn)動(dòng)的狀態(tài)。但是如果在一個(gè)無限大的宇宙中有無限多的物質(zhì)，那么，就會(huì)有無限大的萬有引力。這些萬有引力遲早會(huì)發(fā)生作用，使得宇宙中全部的物質(zhì)最后都聚集到一起，形成唯一的一大塊物質(zhì)。這樣就形成了牛頓宇宙學(xué)的一個(gè)很深刻的內(nèi)在矛盾。
愛因斯坦認(rèn)為，利用非歐幾何里的彎曲空間可以解決這個(gè)問題。所以，他在1917年提出了一個(gè)宇宙模型。這個(gè)模型的空間部分是一個(gè)球面，彎曲的空間使得宇宙看起來是有限的。因此可以避免引力變成無限大的問題。但是愛因斯坦發(fā)現(xiàn)，和牛頓的宇宙一樣，這個(gè)模型里的物質(zhì)也很難保持靜止不動(dòng)。他想了一個(gè)辦法，在他的廣義相對(duì)論方程當(dāng)中加入了一項(xiàng)表示斥力的常數(shù)，叫做“宇宙學(xué)常數(shù)”。加入這個(gè)宇宙學(xué)常數(shù)之后，引力和斥力能夠保持平衡，這樣，這個(gè)空間就可以保持永恒靜止了。
很快有人反對(duì)愛因斯坦的這個(gè)靜態(tài)宇宙模型，第一個(gè)提出質(zhì)疑的是俄國學(xué)者阿列克謝·弗里德曼。在1922年發(fā)表的一篇論文中，弗里德曼求解了不包括宇宙學(xué)常數(shù)的廣義相對(duì)論方程，發(fā)現(xiàn)宇宙不會(huì)靜止不動(dòng)，而是要么膨脹、要么收縮。愛因斯坦看到弗里德曼的論文后，給發(fā)表它的雜志去信，說弗里德曼可能算錯(cuò)了。弗里德曼并沒有屈服于愛因斯坦的權(quán)威，他詳細(xì)寫出了自己的計(jì)算過程給愛因斯坦寄去。后來，愛因斯坦在同一個(gè)雜志上發(fā)表聲明，承認(rèn)自己錯(cuò)了而弗里德曼是對(duì)的。
弗里德曼不僅發(fā)現(xiàn)宇宙有可能膨脹和收縮，而且他還認(rèn)識(shí)到，如果假定空間有最大的對(duì)稱性，那么三維空間的幾何只有三種可能：一種是我們熟悉的歐幾里德空間，即平直空間；一種是愛因斯坦模型中類似球面的空間，即閉合空間；還有一種是類似馬鞍形的雙曲面空間，即開放空間。在此后幾十年的時(shí)間里，探索宇宙空間的幾何形狀一直是宇宙學(xué)家們最重要的課題。
另一位從理論上研究宇宙學(xué)的，是比利時(shí)神甫、洛文天主教大學(xué)的物理學(xué)教授喬治·勒梅特。在1927年的一篇論文中，勒梅特指出愛因斯坦的靜態(tài)宇宙模型是不穩(wěn)定的，如果宇宙學(xué)常數(shù)的斥力稍稍超過物質(zhì)的引力，宇宙就會(huì)開始膨脹，而且越膨脹越快。
20世紀(jì)初，天文學(xué)家想要了解的是銀河系以外是否還有類似銀河的星系。有些人猜測，旋渦星云就是其它的銀河系，即康德所說的宇宙島，利克天文臺(tái)的柯蒂斯也這樣主張。但是，威爾遜山天文臺(tái)的沙普利則估計(jì)銀河系的尺度約有30萬光年，他認(rèn)為旋渦星云應(yīng)該還在這龐大的銀河系內(nèi)。1920年4月，他們兩個(gè)人在華盛頓舉行的美國科學(xué)院會(huì)議上進(jìn)行了一場大辯論。兩個(gè)人的論據(jù)似乎都有道理。究竟誰正確呢？
這時(shí)，一位天文學(xué)界的新秀——埃德溫·哈勃來到了威爾遜山。哈勃明白，要弄清星云的本質(zhì)，關(guān)鍵是要測定它們的距離。他手里有兩個(gè)完成這項(xiàng)任務(wù)的有利條件：一是威爾遜山上清澈的大氣和無風(fēng)的穩(wěn)定狀況，極適合天文觀測；二是威爾遜山天文臺(tái)有當(dāng)時(shí)世界上威力最大的、口徑2.54米的望遠(yuǎn)鏡。
哈勃觀察著那些遙遠(yuǎn)的星云，夜空是如此的浩瀚，怎么才能測算出它們的距離呢？
1912年，哈佛大學(xué)天文臺(tái)的女天文學(xué)家赫麗塔·勒維特在南半球天空的麥哲倫星云中找到了一類特殊的天體，叫做“造父變星”。它們的亮度先是快速上升，隨后緩慢下降，呈周期性變化，越亮的造父變星光變周期越長。不久，勒維特的發(fā)現(xiàn)就被哈佛天文臺(tái)臺(tái)長沙普利知道了。沙普利立即認(rèn)識(shí)到，通過造父變星可以推算出星團(tuán)的距離。怎么推算呢？假定不同距離的造父變星有相同的周光關(guān)系，如果在距離未知的星團(tuán)中發(fā)現(xiàn)了一顆造父變星，根據(jù)觀測到的周期從已定標(biāo)好的周光關(guān)系得出其光度，然后就可從其測得的視亮度算出它所在星團(tuán)的距離了。沙普利正是用這種方法測定出銀河系的尺度為30萬光年，雖然比實(shí)際值偏高，但這種方法還是幫助他做出了太陽并不在銀河系中心的重大發(fā)現(xiàn)。
哈勃發(fā)現(xiàn)令人吃驚的結(jié)果
哈勃用同樣的方法在仙女座大星云和三角座星云中發(fā)現(xiàn)了一批造父變星，推算出它們的距離都是93萬光年，甚至遠(yuǎn)遠(yuǎn)超出了沙普利的大銀河系的范圍。從此人們知道，天上許多暗弱的星云并不屬于銀河系，而是一個(gè)個(gè)獨(dú)立的星系。當(dāng)他確定了一批星系的距離以后，又拿這些距離跟它們的光譜的位移來進(jìn)行比較，得到的結(jié)果使哈勃大吃一驚。
哈勃發(fā)現(xiàn)，大部分星系的光譜都發(fā)生了紅位移，距離越遠(yuǎn)的星系紅移量越大。根據(jù)多普勒效應(yīng)，這意味著所有的星系都在遠(yuǎn)離我們，而且離我們越遠(yuǎn)的星系，退行的速度也越快。哈勃在1929年發(fā)表的這個(gè)初步結(jié)論后來被更多觀測所證實(shí)，成為人們公認(rèn)的“哈勃定律”。其中速度與距離成正比關(guān)系的比例常數(shù)，被稱為“哈勃常數(shù)”。
哈勃定律的重要意義在于，它顯示出宇宙中的星系就像一個(gè)膨脹氣球上的斑點(diǎn)，彼此分散運(yùn)動(dòng)，從而為弗里德曼和勒梅特的膨脹宇宙模型提供了觀測依據(jù)。哈勃的觀測證實(shí)了，這個(gè)膨脹的宇宙和以前人們想象的那個(gè)無限和永恒的宇宙完全不同。仿佛電影中的畫面，若倒著播放，所有的星系都在時(shí)空中逆行，它們將越來越靠近。如果不斷沿時(shí)間上溯，越早期的宇宙就會(huì)越小，那么，總會(huì)有足夠早的某個(gè)時(shí)刻，宇宙處在非常致密的狀態(tài)，這便是那個(gè)“奇點(diǎn)”。那一點(diǎn)表示了宇宙的創(chuàng)生。我們能看到的一切，所有恒星、所有行星、所有地球上和宇宙中的生物，都有賴于那一刻的創(chuàng)生，這就是我們后來所說的“大爆炸”宇宙模型。
這時(shí)，勒梅特聽說了哈勃的發(fā)現(xiàn)，他知道這是自己一直等待的結(jié)果，他決定找到愛因斯坦，當(dāng)面向他陳述自己的想法。1931年，愛因斯坦訪問威爾遜山天文臺(tái)，哈勃是主人，勒梅特也趕到加州和他們見面。他們推心置腹地討論了各自的觀點(diǎn)。在一次演講中，勒梅特以詩意的敘述向愛因斯坦陳述了他的理論。按他的說法，宇宙是從一個(gè)“原始原子”開始，不斷分裂膨脹而成的，就如同一顆小小的橡果，長大成為一棵參天的橡樹那樣。他還以哈勃的觀測為證，說明宇宙是創(chuàng)生于“沒有昨天的那一天”。演講結(jié)束的時(shí)候，他看到愛因斯坦站起來說：“這是我所看到過的最美麗的結(jié)果”。從那時(shí)開始，愛因斯坦承認(rèn)引進(jìn)“宇宙學(xué)常數(shù)”是他一生最大的失誤。
前景似乎一片光明，但一個(gè)新的問題也隨之產(chǎn)生。在當(dāng)時(shí)，哈勃取得了這些進(jìn)展以后，有很多科學(xué)家還是不太相信宇宙學(xué)。因?yàn)楫?dāng)時(shí)哈勃測量的精度比較低，如果按照當(dāng)時(shí)測量所得到的星系退行的速度V和距離D來計(jì)算，出現(xiàn)了一個(gè)很大的矛盾。我們知道距離除以速度，得到的就是時(shí)間。如果假定這個(gè)星系可以往回退的話，總有一個(gè)時(shí)間，它會(huì)退到一個(gè)原點(diǎn)上，就是它最初出發(fā)的那個(gè)點(diǎn)上。那么這一段時(shí)間，實(shí)際上就是宇宙的年齡。當(dāng)時(shí)哈勃得到的宇宙年齡是約二十億年，可是當(dāng)時(shí)地質(zhì)學(xué)家們通過研究地球上最古老的巖石，得到的一個(gè)結(jié)果，這些巖石的年齡不小于四十億年。宇宙的年齡怎么可能比地球的年齡還小呢？一定是什么地方出了問題。
霍伊爾說：我反對(duì)
1948年的一天，英國廣播電臺(tái)正在播出一個(gè)宇宙學(xué)的科普節(jié)目，主講人是劍橋大學(xué)的數(shù)學(xué)家弗里德·霍伊爾。由于事先進(jìn)行了預(yù)告，引起了許多人的關(guān)注?；粢翣栐诠?jié)目里說：“你們可能跟我一樣，在成長過程中了解到，宇宙是在某個(gè)久遠(yuǎn)的時(shí)間點(diǎn)以前由一次大爆炸形成的?，F(xiàn)在我要告訴你們，這是錯(cuò)的?！?/p>
霍伊爾對(duì)宇宙有一個(gè)起點(diǎn)的說法提出了一系列質(zhì)疑，他特別反對(duì)宇宙起源于一次大爆炸的觀點(diǎn)。實(shí)際上，“大爆炸”這個(gè)詞正是他在電臺(tái)科普節(jié)目中用來嘲諷勒梅特的“原始原子”理論的。1948年，他與同事邦迪和戈?duì)柕乱黄鹛岢隽伺c大爆炸理論完全對(duì)立的“穩(wěn)恒態(tài)宇宙”理論。
霍伊爾認(rèn)為大爆炸理論很荒謬。他問道：“如果說宇宙起源于大爆炸，那么大爆炸之前難道就沒有宇宙嗎？”這從哲學(xué)上讓人感到困惑。所以他提出了所謂完美宇宙學(xué)原理的假設(shè)，認(rèn)為宇宙不僅在空間上均勻，而且面貌不隨時(shí)間改變?；粢翣柕倪@個(gè)穩(wěn)恒態(tài)理論的要點(diǎn)是，雖然我們所處的這部分空間是在膨脹，這個(gè)星系之間的距離是越拉越大，但是中間會(huì)不斷有新的物質(zhì)產(chǎn)生出來，填補(bǔ)由于宇宙膨脹造成的物質(zhì)的變稀。所以，你看上去宇宙總是這個(gè)樣子。
由于新物質(zhì)的產(chǎn)生會(huì)保持宇宙內(nèi)穩(wěn)定的密度，所以霍伊爾認(rèn)為宇宙是穩(wěn)恒態(tài)的。但是這個(gè)理論遇到一個(gè)問題，即它不能解釋宇宙間的新物質(zhì)是如何形成的，因?yàn)榛粢罓柕摹胺€(wěn)恒態(tài)”違反了物質(zhì)守恒和能量守恒的原理。
霍伊爾辯稱他的理論雖然有這樣的問題，但是和大爆炸理論相比，大爆炸理論要求整個(gè)宇宙是一下子創(chuàng)生出來的，而穩(wěn)恒態(tài)理論只要求物質(zhì)是一點(diǎn)一點(diǎn)創(chuàng)生出來的。所以他認(rèn)為，從哲學(xué)上看，他這個(gè)理論并不比大爆炸理論更令人難以接受。而且由于宇宙永遠(yuǎn)看起來是相同的樣子，所以也就避免了宇宙的年齡問題。
由于哈勃根據(jù)星系退行速度測算出宇宙年齡只有20億年，導(dǎo)致霍依爾的“穩(wěn)恒態(tài)”一時(shí)占了上風(fēng)。因?yàn)楦鶕?jù)霍依爾的理論，既然宇宙一直存在，也就不會(huì)出現(xiàn)地球年齡大于宇宙年齡的矛盾了。正當(dāng)宇宙年齡所造成的疑惑使大爆炸理論陷入困境的時(shí)候，天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)，哈勃當(dāng)年測定的星系距離全都偏低，由此推算出的宇宙年齡也自然就偏低了。為什么會(huì)出現(xiàn)這種情況呢？
1948年，美國帕洛瑪山天文臺(tái)5米望遠(yuǎn)鏡投入使用，取代威爾遜山天文臺(tái)的望遠(yuǎn)鏡成為當(dāng)時(shí)世界上最大的望遠(yuǎn)鏡。德國后裔的天文學(xué)家沃爾特·巴德用這個(gè)望遠(yuǎn)鏡做出了一個(gè)新的發(fā)現(xiàn)。他發(fā)現(xiàn)，原來沙普利也好，哈勃也好，他們所選用變星的光度的起點(diǎn)都定得有問題。這就好像一個(gè)燈泡本來是一百瓦卻被誤認(rèn)為四百瓦，所以他們定出來的距離就差了很多。這一發(fā)現(xiàn)糾正了哈勃的測定結(jié)果，所有的河外星系的距離，都比原來定的要遠(yuǎn)一倍。
當(dāng)初哈勃不知道這種差別，導(dǎo)致他將星系的距離低估了一倍，因此也就將宇宙的年齡低估了一倍。在改正了這個(gè)錯(cuò)誤以后，宇宙的年齡就不會(huì)比地球的年齡低了。沃爾特·巴德的發(fā)現(xiàn)，為大爆炸理論的確立掃除了一個(gè)障礙。
霍伊爾的另一個(gè)質(zhì)疑是，勒梅特并沒有具體說明“原始原子”究竟是什么，它是如何形成、又如何崩解為各種元素的？自19世紀(jì)中葉，光譜分析應(yīng)用于天文學(xué)以來，人們在天體中發(fā)現(xiàn)了幾十種元素，最常見的是氫和氦。進(jìn)入20世紀(jì)以后，物理學(xué)家又陸續(xù)發(fā)現(xiàn)原子核是由質(zhì)子和中子組成的。在適當(dāng)條件下，較重的原子核可以裂變?yōu)檩^輕的核；較輕的核也可以聚變成更重的核。在此過程中釋放出的能量，可以為恒星提供足夠的能源。
霍伊爾和他的合作者闡明了元素在恒星內(nèi)逐級(jí)合成的具體反應(yīng)過程，直到今天，這仍然是教科書中的標(biāo)準(zhǔn)理論。從哈勃望遠(yuǎn)鏡拍攝到的一顆新的恒星在星云中形成情景的照片可以看到，當(dāng)空間中的氫原子由于引力逐漸凝聚到一起，形成越來越大的球體時(shí)，恒星形成了。當(dāng)恒星像滾雪球似的越滾越大時(shí)，引力造成的內(nèi)部壓力也越來越高。這種壓力會(huì)把氫原子緊緊壓合在一起，產(chǎn)生聚變反應(yīng)，形成新的元素“氦”。當(dāng)氫燃燒完后，恒星內(nèi)的氦可以再聚變?yōu)檠鹾吞?，如此持續(xù)，合成越來越重的原子，直到鐵的產(chǎn)生。比鐵更重的元素則可以在一些特殊的環(huán)境，如大質(zhì)量恒星演化晚期的超新星爆發(fā)中產(chǎn)生。而組成我們身體的碳、氧、鐵等重元素，都是先在恒星中產(chǎn)生，再于恒星爆發(fā)后被拋射出來，在太空中像灰塵一樣地游蕩，直到跟其它的星塵混合，因重力形成新的恒星。可以說，我們每個(gè)人都曾經(jīng)是某顆恒星中的一部分。生命，也由此產(chǎn)生。
給我證據(jù)
1954年在太平洋比基尼珊瑚島進(jìn)行了一次氫彈核爆試驗(yàn)，它通過裂變反應(yīng)發(fā)生爆炸。在爆炸的中心可產(chǎn)生上百億度的高溫，這與大爆炸后1秒鐘內(nèi)宇宙的溫度相當(dāng)。高溫引發(fā)氫核產(chǎn)生聚變反應(yīng)，形成氦核，同時(shí)在這過程中釋放出更大的能量。
霍伊爾關(guān)于重元素在恒星內(nèi)合成的理論固然非常成功，但卻不能解釋輕元素氦在宇宙中含量高達(dá)1/4的觀測事實(shí)。因?yàn)榧偃邕@么多氦都是在恒星中合成的話，恒星非常多，那么夜晚也會(huì)比白天還亮了。1946年，移居美國的前蘇聯(lián)科學(xué)家伽莫夫另辟蹊徑，提出了宇宙中的氦主要是在大爆炸后不久的高溫條件下合成的理論。
這個(gè)理論的要點(diǎn)是：在宇宙大爆炸后的高溫高密下，物質(zhì)不可能以它現(xiàn)在的分子、原子形式存在，而只剩下一些基本粒子，比如說光子、電子、正電子、質(zhì)子、反質(zhì)子、中子、反中子、中微子等。隨著宇宙的膨脹，溫度就降低了，當(dāng)溫度下降到十億度時(shí)，一些原子核就形成了，這中子和質(zhì)子的比例是1比7。氦的原子核是由兩個(gè)質(zhì)子和兩個(gè)中子組成的，中子不穩(wěn)定，它必須結(jié)合到原子核里去。中子全部結(jié)合完以后，還剩下一些質(zhì)子，這樣可以算出來，剩下的質(zhì)子和中子的質(zhì)量比例，應(yīng)該是氦核占百分之二十五，氫原子或者氫原子核，也就是質(zhì)子占百分之七十五。這個(gè)比例跟我們天文觀測的結(jié)果是非常符合的。這是很不簡單一件事情，可以說，它是一個(gè)預(yù)言。
但是，霍伊爾不愿意承認(rèn)這一點(diǎn)，他提出了一個(gè)尖銳的問題：如果宇宙起始于一次大爆炸，在那種高溫高熱狀態(tài)下所產(chǎn)生的輻射一定會(huì)在太空中留下某種痕跡，即使是在大爆炸已經(jīng)過去了140億年的今天，也應(yīng)該能找到哪怕一丁點(diǎn)兒輻射痕跡的殘留。可問題是這個(gè)痕跡能找到嗎？
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