第4章 人类需要破解宇宙天书(3)

当围绕着他的发现还存在着激烈的争论之时，哈勃已在努力完善他的方法了。与光谱学专家M·L赫马森一起，哈勃通过对星系的无数次测量为距离一速度之间的相关方程提供了明确证据，并发现他们所能测量到的最远的星系（2.5亿光年）正在以每秒2600英里的速度后退。到1936年，哈勃已经探测到了他的100英寸望远镜所能达到的宇宙极限。

与此同时，其他天文学家所积累起来的证据连同更大望远镜和更新方法所提供的证据一起，表明哈勃低估了到星系的距离。但是，新的证据也证实了距离——速度之间的关系。由于注意到了更远星系更高的速度（时间上和空间上的距离，因为我们所观察到的是它们遥远的过去），天文学家得知宇宙的膨胀不只是星系以稳定步伐后退的问题。在宇宙的早期阶段，星系间相互离去的速度曾经更高，现在的宇宙膨胀实际上是从剧烈的初期扩张所延续下来的减速运动。这样，现代科学所形成的一致意见是：宇宙不只是在膨胀而且是在爆炸！

4.近代天文学最大的挑战之一：绘制宇宙的结构

绘制宇宙是近代天文学最大的挑战之一。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。在用火箭发射哈勃空间望远镜（Hubble Space Tele Scope，以下简称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。

但是，仍有一些区域，造父变星显得太暗，此技术难以应用，科学家被迫实行一些猜测的方法。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。哈勃1929年的发现即现在所说的哈勃定律告诉我们，所有遥远的星系都在以直接与其距我们距离成比例的速度远离我们而去。换句话说，如果某星系距银河系的距离是另一个星系的两倍，则我们将会发现该星系远离我们而去的速度也会是两倍。罗伯特·贾斯特罗（NASA戈达德研究所的创始人，现在为哈勃曾实现其绝大多数发现的威尔逊山天文台的领导者）写到：“哈勃定律科学史上最伟大的发现之一：它是对创世纪的科学性的主要支持证据之一。”

宇宙学家用一个称作哈勃常数的数字（通常记作H0）来表示速度/距离之间的精确关系。H0是一个很关键的数值，因为如果我们能够将该数值确定下来则我们就能确定宇宙的大小和年龄。在确定哈勃常数方面各方还没有形成一致的意见，因此宇宙学家目前认定宇宙的年龄大致处在80～200亿年之间（这也意味着宇宙的直径有80～200亿光年）。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。

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”叫作宇宙距离阶梯。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处的梯子。

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，还遇到另一个因难：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），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，人类一项重要的探空计划在进行中。如哈佛一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。

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。

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，他们原来想象巡天工作将揭示出一个匀称纹理的宇宙。相信它们将看到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，而是表现为组成的、纺锤式的弦（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非常地空，好像所有原来在里面的星系全被吸管吸出去了。

CfA小组看到的是这样一个奇特的景象：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，并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”。这一叫作长城的宇宙栅栏，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（Gerardde Vaucoleurs），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称为“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。

时间是检验真理的唯一工具。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。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，成为超星系团、星系团，最后出现星系。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”，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的解释是：这些结构是原始“薄饼”的遗物。

第二种模型称为等级式成团模型。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了雪一样，在空间形成了空洞，那里的物质被引力吸走了。

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，如盖尔布和麻省理工学院的伯特辛格，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称作暗物质的物质（在第五章中将要讨论），便能够较好地模拟出星系的产生和其他结构。

二、宇宙是怎样演化的

宗教用创世说来回答这个问题，科学总是用不断演化着的知识来解释这个问题。在近代，康德和拉普拉斯依据牛顿力学，提出了太阳系演化的星云说。今天看来，他们的理论是相当肤浅的假说。20世纪关于恒星演化的理论是以核物理为基础的，而且人们试图了解整个宇宙的演化。

19世纪德国人奥伯斯提出的光度佯谬提醒人们：夜晚的天空总是黑暗的，任何宇宙模型都必须满足使夜空黑暗的条件。德国人西利格提出的引力佯谬则要求，必须假定宇宙有一定的结构，天体应该是非均匀分布的，否则地球受到的引力就不是稳定的。正是在这样的前提下，1917年，爱因斯坦根据广义相对论，导出了一个体积有限但没有边界的“爱因斯坦宇宙”。这是一个有物质无运动的静态宇宙。同年，荷兰人德西特提出了一个有运动无物质的空虚宇宙模型，它不断膨胀着，被称为“德西特宇宙”。

1922年，前苏联人弗里德曼根据爱因斯坦的引力场方程式推论出，空间的几何特性如果是平直的，就得到一个不断膨胀的宇宙；如果是凸面的，就得到一个膨胀和收缩轮换的封闭宇宙；如果是凹面的，就得到一个膨胀着的敞开宇宙。1927年，比利时人勒梅特研究了“弗里德曼宇宙”，提出了大尺度空间随时间膨胀的概念，建立了“勒梅特膨胀宇宙”模型。1929年哈勃提出哈勃关系式后，英国人爱丁顿最先把它与宇宙膨胀说联系起来，认为宇宙膨胀说得到了天文观测的证实。

弗里德曼和勒梅特的宇宙膨胀着，而膨胀总是从物质密度无穷大开始的。1932年，勒梅特在他的模型的基础上，提出了一个宇宙演化学说，认为整个宇宙的物质最初集中在一个超原子宇宙蛋里，后来发生猛烈爆炸，碎片向四面八方散开，形成了今天的宇宙。但他当时还没有足够的核物理学知识来描述爆炸后宇宙演化的具体过程和细节。另外，勒梅特当时还低估了宇宙的年龄。

1948年，盖莫夫完善了勒梅特的理论，提出了系统的大爆炸宇宙学说，大爆炸学说提出后经过一些天文学家的完善，把宇宙生存的时间追溯到约200亿年前。据说，宇宙蛋爆炸前没有时间存在，爆炸后经历了普朗克时代、大统一时代、强子时代、轻子时代、核合成时代、物质时代、复合时代等，然后宇宙开始透明，逐渐形成星系和星系团、恒星和恒星系。在太阳系形成之后，它中间的一颗行星地球，变成了生命的摇篮……

大爆炸宇宙论预言，宇宙爆炸后必定还存在着背景辐射。1964年，美国贝尔电话公司的彭齐亚斯和威尔逊发现了相当于3.5K度物体的辐射，各向同性，没有季节变化，被认为只能是一种宇宙背景辐射。这一发现被认为是宇宙大爆炸后的残余背景辐射，成了支持大爆炸宇宙论证据之一。

大爆炸宇宙论所描述的宇宙时代，包含氢核合成氦的时代。根据这种理论估计，目前宇宙中残存的氦丰度为24.6％左右。目前射电天文学家在整个银河系内和许多近邻星系中都发现了氦，甚至在更遥远的天体中也探测到了氦。在所有发现氦的场合下，有力的证据表明，无论在哪里，只要有1个氦核便有10个氢核，既不过多也不太少。宇宙中这种氦丰度，亦被视为大爆炸宇宙论的有力证据。

尽管如此，大爆炸宇宙论还不是一个完善的理论，它还不能从物理学的观点来说明宇宙初始的条件，也不能有把握地预言宇宙的终结。某些天文学家认为，被用来说明宇宙膨胀的星光谱线红移，可能是由于光在旅途中损失了能量后造成的，因而提出了疲劳光宇宙论。除此之外，有人还提出了稳恒态宇宙、星系和反星系宇宙、收缩宇宙、冷宇宙等模型。