第8章 膨胀的宇宙(1)

究竟上，我们晓得这辐射必须穿过我们可察看到的宇宙的大部分才行进至此，并且因为它在分歧方向上都一样，如果只在大标准下，这宇宙也必须是各向同性的。现在我们晓得，不管我们朝甚么方向看，这噪声的窜改老是非常藐小：如许，彭齐亚斯和威尔逊偶然中非常切确地证明了弗里德曼的第一个假定。但是，因为宇宙并非在每一个方向上，而是在大标准的均匀上完整不异，以是微波也不成能在每一个方向上完整不异。在分歧的方向之间必须有一些小窜改。1992年宇宙背景探险者，或称为COBE，初次把它们检测到，其幅度约莫为十万分之一。固然这些窜改很小，但是正如我们将在第八章解释的，它们非常首要。

在20年代，当天文学家开端察看其他星系中的恒星光谱时，他们发明了某些最奇特的征象：它们和我们的银河系一样具有接收的特性线族，只是统统这些线族都向光谱的红端挪动了一样的相对量。为了了解其含义，我们必须起首了解多普勒效应。正如我们已经看到的，可见光由电磁场的起伏或颠簸构成。光的波长（或者相邻波峰之间的间隔）极其藐小，约为0.0000004至0.0000008米。光的分歧波长恰是人眼当作分歧色彩的东西，最长的波长呈现在光谱的红端，而最短的波长在光谱的蓝端。现在想像在分开我们牢固的间隔处有一个光源――比方一颗恒星――以牢固的波长收回光波。明显，我们领遭到的波长和发射时的波长一样（星系的引力场没有强到足以对它产生较着的效应）。现在假定这恒星光源开端向我们活动。当光源收回第二个波峰时，它分开我们较近一些，如许两个波峰之间的间隔比恒星静止时较小。这意味着，我们领遭到的波的波长比恒星静止时较短。呼应地，如果光源分开我们活动，我们领受的波的波长将较长。这意味着，当恒星分开我们而去时，它们的光谱向红端挪动（红移），而当恒星趋近我们而来时，光谱则被蓝移。这个称作多普勒效应的频次和速率的干系是我们平常熟谙的。比方听一辆小汽车在路上驶过：当它趋近时，它的发动机的调子变高（对应于声波的短波长和高频次）；当它颠末我们身边而分开时，它的调子变低。光波或射电波的行动与之近似。

恒星分开我们是如此之悠远，使我们只能看到极小的光点，而看不到它们的大小和形状。如许如何能辨别分歧的恒星种类呢？对于绝大多数的恒星而言，只要一个特性可供观察――光的色彩。牛顿发明，如果太阳光通过一个称为棱镜的三角形状的玻璃块，就会被分化成像在彩虹中一样的分色彩（它的光谱）。将一台望远镜聚焦在一个伶仃的恒星或星系上，人们便可近似地察看到从这恒星或星系来的光谱。分歧的恒星具有分歧的光谱，但是分歧色彩的相对亮度老是和人们希冀从一个红热的物体收回的光的光谱完整分歧。（实际上，从任何不透明的炽热的物体收回的光，有一个只依靠于它的温度的特性光谱――热谱。

差人就是操纵多普勒效应的道理，靠测量射电波脉冲从车上反射返来的波长来测定车速。

约莫与彭齐亚斯和威尔逊在研讨探测器中的噪声的同时，在四周的普林斯顿大学的两位美国物理学家，罗伯特・狄克和詹姆斯・皮帕尔斯也对微波感兴趣。他们正在研讨乔治・伽莫夫（曾为亚历山大・弗里德曼的门生）的一个观点：初期的宇宙必然是非常麋集的白热的。狄克和皮帕尔斯以为，我们应当仍然能看到初期宇宙的白热，这是因为从它的非常远的部分来的光，刚好现在才达到我们这里。但是，宇宙的收缩把光红移得如此短长，现在只能作为微波辐射被我们察看到。合法狄克和皮帕尔斯筹办寻觅这辐射时，彭齐亚斯和威尔逊听到了他们的事情，并且认识到，他们本身已经找到了它。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）。

1929年哈勃颁发的成果更令人惊奇：乃至星系红移的大小也不是随机的，而是和星系分开我们的间隔成反比。或换句话讲，星系越远，它分开我们活动得越快！这表白宇宙不能像人们本来所想像的那样处于静态，而实际上是在收缩；分歧星系之间的间隔一向在增加着。

很清楚，关于宇宙在任何方向上都显得一样的假定，实际上是不对的。比方，正如我们看到的，我们星系中的其他恒星构成了横贯夜空的叫做银河系的光带。但是如果看得更远，星系数量则或多或少显得是不异的。以是假定我们在比星系间间隔更大的标准下来察看，而不管在小标准下的差别，则宇宙确切在统统的方向看起来是大抵一样的。在很长的时候里，这为弗里德曼的假定――作为实际宇宙的粗糙近似供应了充分的来由。但是，近世呈现的一桩荣幸事件揭露了以下究竟，弗里德曼假定实际上非常精确地描述了我们的宇宙。

1924年，我们当代的宇宙图象才被奠定。那一年，美国天文学家埃德温・哈勃证了然，我们的星系不是唯一的星系。究竟上，还存在其他很多星系，在它们之间是庞大的空虚的太空。为了证明这些，他必须肯定这些星系的间隔。这些星系是如此之悠远，不像邻近的恒星那样，它们确切显得是牢固不动的。以是哈勃被迫用直接的手腕去测量这些间隔。因为恒星的视亮度取决于两个身分：它辐射出来多少光（它的光度）以及它离我们多远。对于近处的恒星，我们能够测量其视亮度和间隔，如许我们能够算出它的光度。相反，如果我们晓得其他星系中恒星的光度，我们可用测量它们的视亮度来算出它们的间隔。哈勃重视到，当某些范例的恒星近到足以被我们测量时，它们有不异的光度；以是他提出，如果我们在其他星系找出如许的恒星，我们能够假定它们有一样的光度――如许便可计算出阿谁星系的间隔。如果我们能对同一星系中的很多恒星如许做，并且计算成果老是给出不异的间隔，则我们就会相本地信赖本身的估计。

在哈勃证了然其他星系存在以后的几年里，他花时候为它们的间隔编目以及察看它们的光谱。当时候大部分人都觉得，这些星系完整随机活动，以是预感会发明和红移光谱一样多的蓝移光谱。是以，当他发明大部分星系是红移的：几近统统都阔别我们而去时，确切令人非常惊奇！

1965年，美国新泽西州贝尔电话尝试室的两位美国物理学家阿诺・彭齐亚斯和罗伯特・威尔逊正在检测一个非常活络的微波探测器。（微波正如光波，但是它的波长约莫为1厘米。）他们的探测器收到了比料想的还要大的噪声。彭齐亚斯和威尔逊为此而忧愁，这噪声不像是从任何特别的方向来的。起首他们在探测器上发明了鸟粪并查抄了其他能够的毛病，但很快就解除了这些能够性。他们晓得，当探测器倾斜地指向天空时，从大气层里来的任何噪声都应当比本来垂直指向时更强，因为从靠近地平线方向领受比起直接重新顶方向领受，光芒要穿过量很多的大气。但是，不管探测器朝甚么方向，这分外的噪声都是一样的，以是它必然是从大气层以外来的。并且，它在白日、夜晚、整年都是一样，固然地球环绕着本身的轴自转或环绕太阳公转。这表白，这辐射必须来自太阳系以外，乃至星系以外，不然，本地球的活动使探测器指向分歧方向时，噪声就会窜改。

埃德温・哈勃用上述体例算出了9个分歧星系的间隔。现在我们晓得，我们的星系只是用当代望远镜能够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。从糊口在其他星系中的人来看我们的星系，想必也近似这个模样。我们糊口在一个宽约为10万光年并渐渐扭转着的星系中；在它的螺旋臂上的恒星环绕着它的中间公转一圈约莫破钞几亿年。我们的太阳只不过是一颗平常的、均匀大小的、黄色的恒星，它位于一个螺旋臂的内边沿四周。我们分开亚里士多德和托勒密的看法必定相称远了，当时人们以为地球是宇宙的中间！

这意味着能够从恒星的光谱得知它的温度。）别的，我们发明，某些非常特定的色彩在恒星光谱里丧失，这些落空的色彩可依分歧的恒星而异。因为我们晓得，每一化学元素接收非常奇特的色彩族系，将它们和恒星光谱中落空的色彩比拟较，我们便能够精确地肯定恒星大气中存在哪种元素。

现在初看起来，关于宇宙在任何方向看起来都一样的统统证据仿佛表示，我们在宇宙中的位置有点特别。特别是，如果我们看到统统其他的星系都阔别我们而去，那仿佛我们必须在宇宙的中间。但是，还存在别的的解释：从任何其他星系上看宇宙，在任何方向上也都一样。正如我们已经看到的，这是弗里德曼的第二个假定。我们没有任何科学的证据去信赖或辩驳这个假定。我们之以是信赖它只是基于谦善：因为如果宇宙只在环绕我们的统统方向显得不异，而在环绕宇宙的其他点却并非如此，则是非常令人诧异的！在弗里德曼模型中，统统的星系都相互直接分开。这类景象很像一个画上好多斑点的气球被逐步吹胀。

弗里德曼对于宇宙作了两个非常简朴的假定：我们非论往哪个方向看，也非论在任那边所停止察看，宇宙看起来都是一样的。弗里德曼指出，仅仅从这两个看法解缆，我们就应当预感宇宙不是静态的。究竟上，弗里德曼在1922年所做的预言，恰是几年以后埃德温・哈勃察看到的成果。

如果在一个清澈无月的夜晚瞻仰星空，人们能看到的最亮的星体最能够是金星、火星、木星和土星这几颗行星，另有庞大数量标正像我们太阳但分开我们远很多的恒星。究竟上，跟着地球环绕着太阳公转，某些牢固的恒星相互之间的位置看起来确切起了非常藐小的窜改――它们不是完整牢固不动的！这是因为它们间隔我们较近一些。

宇宙收缩的发明是20世纪最巨大的智力反动之一。

以是人们预言，星系的红移应与分开我们的间隔成反比，这恰是哈勃发明的。固然他的模型获得了胜利并预言了哈勃的观察，但是直到1935年，为了呼应哈勃的宇宙均匀收缩的发明，美国物理学家霍瓦德・罗伯逊和英国数学家阿瑟・瓦尔克发明了近似的模型后，弗里德曼的事情才在西方被遍及晓得。

本地球环绕着太阳公转时，相对于更远处的恒星背景，我们从分歧的位置观察它们。这是荣幸的，因为它使我们能直接测量这些恒星分开我们的间隔，它们离我们越近，就显得挪动得越多。比来的恒星叫做比邻星，它离我们约莫4光年那么远（从它收回的光约莫破钞4年才气达到地球），也就是约莫23万亿英里的间隔。其他大部分肉眼可见的恒星分开我们的间隔均在几百光年以内。与之比拟，太阳仅仅在8光分那么远！可见的恒星漫衍在全部夜空，但是特别集合在一条称为银河的带上。远在公元1750年，有些天文学家就提出，如果大部分可见的恒星处在一个伶仃的碟状的布局中，则银河的表面能够获得解释。这个布局便是明天我们称为螺旋星系的一个例子。以后不过几十年，天文学家威廉・赫歇尔爵士通过对大量恒星的位置和间隔停止详确的编目分类，就证明了这个看法。即便如此，这个思惟在本世纪初才完整被人们接管。

当气球收缩时，任何两个斑点之间的间隔加大，但是没有一个斑点能够为是收缩的中间。别的，斑点相离得越远，则它们相互分开得越快。近似地，在弗里德曼的模型中，任何两个星系相互分开的速率和它们之间的间隔成反比。

过后想起来，何故畴昔向来没有人想到这一点？！牛顿或其别人早就应当认识到，静态的宇宙在引力的影响下会很快开端收缩。但是现在假定宇宙正在收缩，如果它收缩得相称慢，引力就会使之终究停止收缩，然后开端收缩。但是，如果它以比某一临界率更大的速率收缩，引力则永久不敷够强到使它停止收缩，宇宙就永久持续收缩下去。这有点像当一小我在地球大要引燃火箭上天时产生的景象，如果火箭的速率相称小，引力将终究使火箭停止并折回空中；另一方面，如果火箭具有比某一临界值（约莫每秒7英里）更大的速率，引力的强度就不敷以将其拉回，如许它将持续永久飞离地球。19世纪、18世纪乃至17世纪晚期的任何时候，人们都能够从牛顿的引力论预言出宇宙的这个行动。但是，静态宇宙的信心是如此之强，乃至于一向保持到了20世纪的初期。乃至爱因斯坦于1915年颁发其广义相对论时，还是这么必定宇宙必须是静态的，乃至于他在其方程中引进一个所谓的宇宙常数来修改本身的实际，使静态的宇宙成为能够。爱因斯坦引入一个新的“反引力”，这力不像其他力那样，不由任何特别的源引发，而恰好是时空布局固有的。他宣称，时空有一内涵的收缩的趋势，这能够用来刚好去平房屋宙间统统物质的相互吸引，由此导致一个静态的宇宙。当爱因斯坦和其他物理学家正在想方设法制止广义相对论的非静态宇宙的预言时，看来只要一小我，即俄国物理学家和数学家亚历山大・弗里德曼情愿只用广义相对论动手解释它。