基本介紹
- 中文名：爆炸理論
- 外文名：Big Bang
- 作用：宇宙誕生及其後續演化宇宙學模型
- 發展：宇宙結構的實驗觀測和理論推導
定義和起源,動機和發展,驗證直覺,大爆炸年表,特點、疑點和問題,不同的聲音,
定義和起源
比利時天主教神父、物理學家喬治·勒梅特首先提出了關於宇宙起源(The Beginning of the Universe)的大爆炸理論(The Big Bang Theory)，但他本人將其稱作“原生原子的假說”。這一模型的框架基於了愛因斯坦的廣義相對論，並在場方程的求解上作出了一定的簡化（例如空間的均一和各向同性）。描述這一模型的場方程由蘇聯物理學家亞歷山大·弗里德曼於1922年將廣義相對論套用在流體上給出。1929年，美國物理學家埃德溫·哈勃通過觀測發現從地球到達遙遠星系(galaxy)的距離正比於這些星系的紅移(redshift)，這一膨脹宇宙的觀點也在1927年被勒梅特在理論上通過求解弗里德曼方程而提出，這個解後來被稱作弗里德曼-勒梅特-羅伯遜-沃爾克度規。哈勃的觀測表明，所有遙遠的星系和星團在視線速度上都在遠離我們這一觀察點，並且距離越遠退行視速度越大。如果當前星系和星團間彼此的距離在不斷增大，則說明它們在過去的距離曾經很近。從這一觀點物理學家進一步推測：在過去宇宙曾經處於一個極高密度且極高溫度的狀態，在類似條件下大型粒子加速器上所進行的實驗結果則有力地支持了這一理論。然而，由於當前技術原因粒子加速器所能達到的高能範圍還十分有限，因而到目前為止，還沒有證據能夠直接或間接描述膨脹初始的極短時間內的宇宙狀態。從而，大爆炸理論還無法對宇宙的初始狀態作出任何描述和解釋，事實上它所能描述並解釋的是初始狀態之後宇宙的演化圖景。當前所觀測到的宇宙中輕元素的豐度，和理論所預言的宇宙早期快速膨脹並冷卻過程中最初的幾分鐘內，通過核反應所形成的這些元素的理論豐度值非常接近，定性並定量描述宇宙早期形成的輕元素的豐度的理論被稱作太初核合成。 大爆炸一詞首先是由英國天文學家弗雷德·霍伊爾(Sir Fred Hoyle)所採用的。霍伊爾是與大爆炸對立的宇宙學模型——穩恆態理論(Steady State Theory)的倡導者，他在1949年3月BBC的一次廣播節目中將勒梅特等人的理論稱作“這個大爆炸的觀點”。雖然有很多通俗軼事記錄霍伊爾這樣講是出於諷刺，但霍伊爾本人明確否認了這一點，他聲稱這只是為了著重說明這兩個模型的顯著不同之處。霍伊爾後來為恆星核合成的研究作出了重要貢獻，這是恆星內部通過核反應從輕元素製造出某些重元素的途徑。1964年宇宙微波背景輻射的發現是支持大爆炸確實曾經發生的重要證據，特別是當測得其頻譜從而繪製出它的黑體輻射曲線之後，大多數科學家都開始相信大爆炸理論了。
動機和發展
大爆炸理論是通過對宇宙結構的實驗觀測和理論推導發展而來的。在實驗觀測方面，1912年維斯托·斯里弗爾（Vesto Slipher）首次測量了一個“旋渦星雲”（“旋渦星雲”是當時對旋渦星系的舊稱法）的都卜勒頻移，其後他和卡爾·韋海姆·懷茲（Carl Wilhelm Wirtz）證實了絕大多數類似的星雲都在退離地球。不過斯里弗爾並沒有因此聯想到這個觀測結果對宇宙學的意義，這也是由於在當時，人們就這些“星雲”是否是我們的銀河系之外的“島宇宙”這一問題存在著高度爭議。在理論研究方面，1917年愛因斯坦將廣義相對論理論套用到整個宇宙，發表了標誌著物理宇宙學建立的論文《根據廣義相對論對宇宙學所做的考察》。然而從廣義相對論出發建立的宇宙模型不是靜態的，這和當時相信靜態宇宙的主流觀點並不符合，愛因斯坦為此在場方程中加入了一個宇宙學常數來進行修正。1922年，蘇聯宇宙學家、數學家亞歷山大·弗里德曼假設了宇宙在大尺度上的均勻和各向同性，利用引力場方程推導出描述空間上均一且各向同性的弗里德曼方程，並且在這一組方程中宇宙學常數是可以消掉的。通過選取合適的狀態方程，從弗里德曼方程得到的宇宙模型是在膨脹的。1924年，埃德溫·哈勃對最近的“旋渦星雲”距地球的距離進行了測量，其結果證實了它們在銀河系之外，本質是其他的星系。1927年，比利時物理學家、天主教牧師喬治·勒梅特在不了解弗里德曼工作的情況下獨立提出了星雲後退現象的原因是宇宙的膨脹。1931年勒梅特進一步指出，宇宙正在進行的膨脹意味著它在時間反演上會發生坍縮，這種情形會一直發生下去直到它不能再坍縮為止，此時宇宙中的所有質量都會集中到一個幾何尺寸很小的“原生原子”上，時間和空間的結構就是從這個“原生原子”產生的。 1924年起，哈勃為勒梅特的理論提供了實驗條件：他在威爾遜山天文台利用口徑250厘米的胡克望遠鏡費心建造了一系列天文距離指示儀，這是宇宙距離尺度的前身。這些儀器使他能夠通過觀測星系的紅移量來推測星繫到地球的距離。他在1929年發現，星系遠離地球的速度同它們與地球之間的距離剛好成正比，這就是所謂哈勃定律。而勒梅特在理論推測，根據宇宙學原理當觀測足夠大的空間時，沒有特殊方向和特殊點，因此哈勃定律說明宇宙在膨脹。 二十世紀三十年代，還出現了一些嘗試解釋哈勃所觀測到現象的非主流宇宙模型，例如米爾恩宇宙、振盪宇宙（最早由弗里德曼提出，後來的主要推廣者是阿爾伯特·愛因斯坦和理察·托爾曼）、弗里茨·茲威基的衰減光子假說。 第二次世界大戰以後，宇宙膨脹的觀點引出了兩種互相對立的可能理論：一種理論是由勒梅特提出，喬治·伽莫夫支持和完善的大爆炸理論。伽莫夫提出了太初核合成理論，而他的同事拉爾夫·阿爾菲和羅伯特·赫爾曼則理論上預言了宇宙微波背景輻射的存在。另一種理論則是英國天文學家弗雷德·霍伊爾等人提出的穩恆態宇宙模型。在穩恆態宇宙模型里，新物質在星系遠離留下的空間中不斷產生，從而宇宙在任何時候看上去都基本不變化。具有諷刺意味的是，大爆炸理論的名稱卻是來自霍伊爾提到勒梅特的理論時所用的稱呼，他在1949年3月的一期BBC廣播節目《物質的特性》（The Nature of Things）中將勒梅特等人的理論稱作“這個大爆炸的觀點”。之後的許多年，這兩種理論並立，但射電源計數等一系
列觀測證據使天平逐漸向大爆炸理論傾斜。1965年，宇宙微波背景輻射的發現和確認更使絕大多數物理學家都相信：大爆炸是能描述宇宙起源和演化最好的理論。現在宇宙物理學的幾乎所有研究都與宇宙大爆炸理論有關，或者是它的延伸，或者是進一步解釋，例如大爆炸理論的框架下星系如何產生，早期和極早期宇宙的物理定律，以及用大爆炸理論解釋新觀測結果等。 二十世紀九十年代後期和二十一世紀初，望遠鏡技術的重大發展和如宇宙背景探測者（COBE）、哈勃太空望遠鏡（HST）和威爾金森微波各向異性探測器（WMAP）等空間探測器收集到的大量數據使大爆炸理論又有了新的大突破。宇宙學家從而可以更為精確地測量大爆炸模型中的各種參數，並從中發現了很多意想不到的結果，比如宇宙的膨脹正在加速。
驗證直覺
宇宙大爆炸理論告訴我們，宇宙大爆炸伊始，宇宙間只有能量。這驗證了古代思想家們的直覺。古希臘哲學家柏拉圖提出“從一發散”；中國古代《道德經》中認為“一生二，二生三，三生萬物。”這個“一”就是能量。其後，能量凝聚成基本粒子。就此，宇宙的演化開始了：能量→基本粒子→原子、分子→無機界→生物界→人類
大爆炸年表
通過廣義相對論將宇宙的膨脹進行時間反演，則可得出宇宙在過去有限的時間之前曾經處於一個密度和溫度都無限高的狀態，稱之為奇點，奇點的存在意味著廣義相對論理論在這裡不適用。而仍然存在爭論的問題是，藉助廣義相對論我們能在多大程度上理解接近奇點的物理學——可以肯定的是不會早於普朗克時期。宇宙極早期這一高溫高密的相態被稱作“大爆炸”，這被看作是我們宇宙的誕生時期。通過觀測Ia型超新星來測量宇宙的膨脹，對宇宙微波背景輻射溫度漲落的測量，以及對星系之間相關函式的測量，科學家計算出宇宙的年齡大約為137。3 ±1。2億年。這三個獨立測算所得到的結果相符，從而為具體描述宇宙所包含物質比例的ΛCDM模型提供了有力證據。
關於大爆炸模型中極早期宇宙的相態問題，至今人們仍充滿了猜測。在大多數常見的模型中，宇宙誕生初期是由均勻且各向同性的高密高溫高壓物質構成的，並在極早期發生了非常快速的膨脹和冷卻。大約在膨脹進行到10^-37秒時，產生了一種相變使宇宙發生暴漲，在此期間宇宙的膨脹是呈指數增長的。當暴漲結束後，構成宇宙的物質包括夸克－膠子電漿，以及其他所有基本粒子。此時的宇宙仍然非常熾熱，以至於粒子都在做著相對論性的高速隨機運動，而粒子－反粒子對在此期間也通過碰撞不斷地創生和湮滅，從而宇宙中粒子和反粒子的數量是相等的（宇宙中的總重子數為零）。直到其後的某個時刻，一種未知的違反重子數守恆的反應過程出現，它使夸克和輕子的數量略微超過了反夸克和反輕子的數量——超出範圍大約在三千萬分之一的量級上，這一過程被稱作重子數產生。這一機制導致了當今宇宙中物質相對於反物質的主導地位。
隨著宇宙的膨脹和溫度進一步的降低，粒子所具有的能量也普遍逐漸下降。當能量降低到1太電子伏特（1012eV）時產生了對稱破缺，這一相變使基本粒子和基本相互作用形成了當今我們看到的樣子。宇宙誕生的10^-11秒之後，大爆炸模型中猜測的成分就進一步減少了，因為此時的粒子能量已經降低到了高能物理實驗所能企及的範圍。10^-6秒之後，夸克和膠子結合形成了諸如質子和中子的重子族，由於夸克的數量要略高於反夸克，重子的數量也要略高於反重子。此時宇宙的溫度已經降低到不足以產生新的質子－反質子對（類似地，也不能產生新的中子－反中子對），從而即刻導致了粒子和反粒子之間的質量湮滅，這使得原有的質子和中子僅有十億分之一的數量保留下來，而對應的所有反粒子則全部湮滅。大約在1秒之後，電子和正電子之間也發生了類似的過程。經過這一系列的湮滅，剩餘的質子、中子和電子的速度降低到相對論性以下，而此時的宇宙能量密度的主要貢獻來自湮滅產生的大量光子（少部分來自中微子）。 在大爆炸發生的幾分鐘後，宇宙的溫度降低到大約十億開爾文的量級，密度降低到大約空氣密度的水平。少數質子和所有中子結合，組成氘和氦的原子核，這個過程叫做太初核合成。而大多數質子沒有與中子結合，形成了氫的原子核。隨著宇宙的冷卻，宇宙能量密度的主要來自靜止質量產生的引力的貢獻，並超過原先光子以輻射形式的能量密度。在大約37。9萬年之後，電子和原子核結合成為原子（主要是氫原子），而物質通過脫耦發出輻射並在宇宙空間中相對自由的傳播，這個輻射的殘跡就形成了今天的宇宙微波背景輻射。
雖然宇宙在大尺度上物質幾乎均一分布，但仍存在某些密度稍大的區域，因而在此後相當長的一段時間內這些區域內的物質通過引力作用吸引附近的物質，從而變得密度更大，並形成了氣體雲、恆星、星系等其他在今天的天文學上可觀測的結構。這一過程的具體細節取決於宇宙中物質的形式和數量，其中形式可能有三種：冷暗物質、熱暗物質和重子物質。來自WMAP的目前最佳觀測結果表明，宇宙中占主導地位的物質形式是冷暗物質，而其他兩種物質形式在宇宙中所占比例不超過18%。另一方面，對Ia型超新星和宇宙微波背景輻射的獨立觀測表明，當今的宇宙被一種被稱作暗能量的未知能量形式主導著，暗能量被認為滲透到空間中的每一個角落。觀測顯示，當今宇宙的總能量密度中有72%的部分是以暗能量這一形式存在的。根據推測，在宇宙非常年輕時暗能量就已經存在，但此時的宇宙尺度很小而物質間彼此距離很近，因而在那時引力的效果顯著從而減緩了宇宙的膨脹。但經過了幾十上百億年的膨脹，不斷增長的暗能量開始讓宇宙膨脹緩慢加速。表述暗能量的最簡潔方法是在愛因斯坦引力場方程中添加所謂宇宙常數項，但這仍然無法回答暗能量的構成、形成機制等問題，以及與此伴隨的一些更基礎問題：例如關於它狀態方程的細節，以及它與粒子物理學中標準模型的內在聯繫，這些未解決的問題仍然有待理論和實驗觀測的進一步研究。 所有在暴漲時期以後的宇宙演化，都可以用宇宙學中的ΛCDM模型來非常精確地描述，這一模型來自廣義相對論和量子力學各自獨立的框架。如前所述，目前還沒有廣泛支持的模型能夠描述大爆炸後大約10^-15秒之內的宇宙，一般認為需要一個統合廣義相對論和量子力學的量子引力理論來突破這一難題。如何才能理解這一極早期宇宙的物理圖景是當今物理學的最大未解決問題之一。
粒子及物質形成過程
宇宙最開始，沒有物質只有能量，大爆炸後物質由能量轉換而來（質能轉換E=mcc），當代粒子物理學告訴我們，在足夠高的溫度下（稱為“閾溫”），物質粒子可以由光子的碰撞產生出來。下面是宇宙物質進化的詳細過程： 時標-10^-43秒 宇宙從量子背景出現。 時標-10^-35秒 同一場分解為強力、電弱力和引力。 時標-10^-5秒 10萬億開，質子和中子形成。 時標0.0001秒，溫度達幾十萬億開，大於強子和輕子的閾溫，光子碰撞產生正反強子和正反輕子，同時其中也有湮滅成光子。在達到平衡狀態時，粒子總數大致與光子總數相等，未經湮滅的強子破碎為“夸克”，此時夸克處於沒有任何相護作用的“漸進自由狀態”。宇宙中的粒子品種有：正反夸克，正反電子，正反中微子。最後，有十億分之一的正粒子存留下來 時標0.01秒溫度1000億開，小於強子閾溫大於輕子閾溫。光子產生強子的反應已經停止，強子不再破碎為夸克，質子中子各占一半，但由於正反質子正反中子不斷湮滅，強子數量減少。中子與質子不斷相互轉化，到1.09秒時，溫度100億開，質子：中子=76：24 時標13.82秒，溫度小於30億開，物質被創造的任務完成。中子衰變現象出現，衰變成質子加電子加反中微子。這時質子：中子=83：17 時標3分46秒，溫度9億開，反粒子全部湮滅，光子：物質粒子=10億：1，中子不再衰變，質子：中子=87：13（一直到現在）；這時出現了一個非常重要的演化：由2個質子和2箇中子生成1個氦原子核，中子因受核力約束而保存下來。宇宙進入核合成時代。（如果沒有氦核產生，中子將全部衰變，也沒有以後其它的原子核） 時標30萬—70萬年，溫度4000—3000開，能量和物質處於熱平衡狀態。開始出現穩定的氫氦原子核，宇宙進入複合時代。在後期宇宙逐步轉變為以物質為主的時代。（光子隨著溫度的降低而可以自由穿行，即今天的3開宇宙背景輻射！） 時標4億—5億年，溫度100開。物質粒子開始凝聚，引力逐漸增大，度過“黑暗時代”後，第一批恆星星系形成。 隨著第一批恆星的形成，原子在恆星的內部發生了核聚變反應，進而出現了氦，碳、氧、鎂，鐵等元素原子核。核聚變是指由質量小的原子，主要是指氘或氚，在一定條件下（如超高溫和高壓），發生原子核互相聚合作用，生成新的質量更重的原子核，並伴隨著巨大的能量釋放的一種核反應形式。 （值得注意的是，不同質量的恆星能引發的核聚變程度不同，太陽主要為氫—氦聚變，重一點的會引發碳—氧—鎂聚變，再重的會引發下一輪聚變。總的順序簡略依次為：氫—氦—碳—氧—鎂—矽—鐵。但無論恆星多重，最終的聚變結果只能是鐵，恆星內部不能產生比鐵更重的原子核！） 凡是元素周期表上有的(除人造元素外)，都是在恆星大煉爐里形成的，鐵以後的原子核，只能在超爆中產生。
基本假設
大爆炸理論的建立基於了兩個基本假設：物理定律的普適性和宇宙學原理。宇宙學原理是指在大尺度上宇宙是均勻且各向同性的。 這些觀點起初是作為先驗的公理被引入的，但現今已有相關研究工作試圖對它們進行驗證。例如對第一個假設而言，已有實驗證實在宇宙誕生以來的絕大多數時間內，精細結構常數的相對誤差值不會超過10^-5。此外，通過對太陽系和雙星系統的觀測，廣義相對論已經得到了非常精確的實驗驗證；而在更廣闊的宇宙學尺度上，大爆炸理論在多個方面經驗性取得的成功也是對廣義相對論的有力支持。 假設從地球上看大尺度宇宙是各向同性的，宇宙學原理可以從一個更簡單的哥白尼原理中導出。哥白尼原理是指不存在一個受偏好的（或者說特別的）觀測者或觀測位置。根據對微波背景輻射的觀測，宇宙學原理已經被證實在10^-5的量級上成立，而宇宙在大尺度上觀測到的均勻性則在10%的量級。
特點、疑點和問題
當今的科學家在宇宙學問題上都普遍更青睞大爆炸模型，不過在歷史上科學界曾經分成兩派，一派是大爆炸模型的支持者，另一派是其他替代宇宙模型的支持者。在宇宙學的整個發展史中，科學界曾經不斷爭論著哪個宇宙學模型能夠最符合地描述宇宙學的觀測結果（參見動機和發展一節），大爆炸理論的一些問題也因此浮出水面。在當今的科學界，支持大爆炸理論是壓倒性的共識，因此這些曾經提出的問題很多都已經成為了歷史，人們為此不斷修正和完善大爆炸理論以及獲取更佳的觀測結果，從而一一獲得了這些問題的解釋。
大爆炸的核心觀點——包括度規膨脹、早期高溫態、氦元素形成、星系形成——都是從獨立於任何宇宙學模型的實際觀測中推論出的，這些實際觀測包括輕元素的豐度、宇宙微波背景輻射、大尺度結構、Ia型超新星的哈勃圖等。而大爆炸理論發展至今，它的正確性和精確性有賴於很多奇特的物理現象，這些物理現象或者還沒有在地面實驗中觀測到，或者還沒被納入粒子物理學的標準模型中。在這些現象中，暗物質是當前各個實驗室所研究的最為活躍的主題。雖然暗物質理論中至今仍然存在一些未得到解決的細節和疑點，諸如星系暈尖點問題和冷暗物質的矮星系問題，但這些疑點的解決只需將來對理論做出進一步的修正，而不會對暗物質這一解釋產生顛覆性的影響。暗能量是科學界另一高度關注的領域，但至今仍然不清楚將來是否有可能直接對暗能量進行觀測。 另一方面，大爆炸模型中的兩個重要概念：暴漲和重子數產生，在某種意義上仍然被認為是具有猜測性質的。它們雖然能夠解釋早期宇宙的重要性質，卻可以被其他解釋所替代而不影響大爆炸理論本身。如何找到這些觀測現象的正確解釋仍然是當今物理學最大的未解決問題之一。
視界問題
視界問題來源於任何信息的傳遞速度不可能超過光速的前提。對於一個存在有限時間的宇宙而言，這個前提決定了兩個具有因果聯繫的時空區域之間的間隔具有一個上界，這個上界被稱作粒子視界。從這個意義上看，所觀測到的微波背景輻射的各向同性與這個推論存在矛盾：如果早期宇宙直到“最終的散射”時期之前一直都被物質或輻射主導，那時的粒子視界將只對應著天空中大約2度的範圍，從而無法解釋為何在一個如此廣的範圍內都具有相同的輻射溫度以及如此相似的物理性質。對於這一看似矛盾之處，暴漲理論給出了解決方案，它指出在宇宙誕生極早期（早於重子數產生）的一段時間內，宇宙被均勻且各向同性的能量標量場主導著。在暴漲過程中，宇宙空間發生了指數膨脹，而粒子視界的膨脹速度要遠比原先預想的要快，從而導致現在處於可觀測宇宙兩端的區域完全處於彼此的粒子視界中。從而，現今觀測到的微波背景輻射在大尺度上的各向同性是由於在暴漲發生之前，這些區域彼此是相互接觸而具有因果聯繫的。 根據海森堡的不確定性原理，在暴漲時期宇宙中存著微小的量子熱漲落，隨著暴漲這些漲落被放大到宇觀尺度，這就成為了當今宇宙中所有結構的種子。暴漲理論預言這些原初漲落基本上具有尺度不變性並滿足高斯分布，這已經通過測量微波背景輻射得到了精確的證實。如果暴漲的確發生過，宇宙空間中的大片區域將因指數膨脹而完全處於我們可觀測的視界範圍以外。
不同的聲音
同樣一個論據，有時可以得到不同結論。 在相對論不斷爭論的100年裡，我們發現太空不是真空，空氣、玻璃、水這些決定光速的物質，確實就是光介質，因而光與聲音一樣，成為沒有特殊性的波。從聲音試驗我們知道，聲波越長衰減越慢，經過遠距離傳輸後，就只剩下長波。光的紅移現象，正好符合這個原理。所以離地球越遠，紅移越厲害，成為必然。用這個論據證明宇宙膨脹，難道大家認為地球是宇宙的中心？否則這個模型怎么剛好是離地球越遠紅移越厲害？而不是離爆炸中心越遠，運動越快？這個爆炸模型應該的結果是在地球距爆炸中心外側的星體，速度比距爆炸中心內側的星體快！
