宇宙早期炙热遗迹揭示元素周期表规律

现在我们要问，在第一批恒星形成之前，宇宙是什么样子的呢？曾在MIT学习过的比利时牧师乔治斯·莱麦垂（Georges Lemaitre）和俄国人亚历山大·弗里德曼（Aleksandr Friedmann）在20年代晚期提出了一个新的思想，他们认为宇宙最初处于一个高度浓缩的状态，随着宇宙的不断膨胀，它的内部结构逐渐地呈现了出来。莱麦垂说道：“宇宙的演化好比刚刚放完的烟火，留下的只是少许灰烬和烟尘。站在已经冷却了的灰烬上，我们正望着逐渐衰减的太阳，努力地回忆着世界之初那早已逝去的辉煌。”

这一“逝去的辉煌”在1965年被发现了。两位贝尔实验室的科学家阿诺·彭齐亚斯（Arno Penzias）和罗伯特·威尔森（Robert Wilson）在设法消除一根天线上的噪声时，意外地发现：全部空间都被一种没有明显来源的强度很弱的微波所笼罩着。1990年，约翰·玛泽尔（John Mather）及其同事利用美国宇航局的宇宙背景探测卫星（COBE），发现这种微波的频谱服从某一“黑体”或者热力学规律，其精度高达万分之一。如果假定宇宙万物在早期曾被压缩成炙热的高密度不透明“火球”，而且，如果这种微波辐射确实是这个“火球”留下来的遗迹，那么我们可以恰好得到这一规律。宇宙的膨胀可以冷却和冲淡这种原始辐射，让它的波长变长，但是却无法改变它充满整个空间的性质。这种微波将永远弥散在整个空间中。

目前，这一背景温度为2.728K，仅比绝对零度大一点点。但是它代表的热量是惊人的，它相当于在1立方米的空间集中有4.12亿个辐射量子（光子）。然而，如果我们把宇宙中的所有可见恒星和气体均匀地铺展开来，那么每立方米大约只含有0.2个原子，这比光子的密度整整小了10亿多倍。

根据大爆炸理论，宇宙万物都曾被压缩到比恒星的中心还要热的程度。在那么高的温度下，完全可以发生核反应。在这些反应中，最重要的是那些在10亿度的高温下所发生的反应。然而，宇宙在3分钟内就把温度降到了这一水平，根本来不及像在最热的恒星中所发生的一样，把原始物质变成离子（对人类来说，情况幸亏是这样），即使把它们变成碳和氧这样的物质也不行。

这跟乔治·伽莫夫（George Gamov）的猜想正好相反。伽莫夫猜想元素周期表中的所有元素都是在宇宙的早期“冷却”出来的。50年代，福莱德·霍利（Fred Hoyle）、威廉·福勒（William Fowler）、杰夫莱·伯比基（Geoffrey Burbidge）和玛格丽特·伯比基（Margaret Burbidge）提出了一个替代方案（同时，艾利丝泰尔·卡麦伦（Alistair Cameron）也独立完成了此项工作），这个方案定量地阐明了周期表中几乎所有的元素都产生于恒星以及超新星中的核聚变反应。后来经过改进，用这种方法计算出来的原子丰度跟我们现在所观察到的非常接近。(www.xing528.com)

就像恒星核合成理论所告诉我们的那样，如果没有受到“污染”，最古老的恒星（它们可能在星系形成之前就已经存在了）所含有的重元素实际上很少。然而事实表明，即使是这些最古老的恒星也含有23%到24%的氦元素。没有任何已经发现的恒星、星系或者星云所含的氦元素少于这个比例。由此看来，星系最初不仅含有氢元素，而且含有氦元素。

“热大爆炸”理论巧妙地解答了这个问题。在宇宙早期的炙热状态下，发生了一系列核反应，使得有23%的氢原子变成了氦原子，而且，宇宙冷却的速度又是如此之快，除了极少量的锂原子之外，根本没有时间生成周期表中其他更重的元素。把宇宙中的大部分氦元素归结为大爆炸的结果，这样就解决了一道长期未决的难题。那就是，宇宙中为什么有这么多氦，为什么它分布得又是如此均匀。而且这么做，还可以让宇宙学家们大胆地去探寻宇宙最初几秒的历史。

大爆炸的另一个产物是氘（重氢）。氘相对于氢的丰度直到最近也没有得到确定。但是，根据对木星、星际气体以及遥远的星系间物质的观测，这个比例现在大约小于五万分之一。但就是这么少的氘仍然令人不解，因为在恒星内部，消耗掉的氘远比产生的多。作为核燃料，氘远比普通的氢容易发生反应，所以新近形成的恒星在它们开始进入稳定的氢燃烧状态之前，就已经把最初的氘元素消耗殆尽了。

如果假设目前的宇宙平均密度为每立方米0.2个原子，并且根据它来计算“火球”在冷却的过程中出现的原子的丰度，我们会发现，氢、氘、氦（以及锂）的比例跟观测结果是一致的。这是一件令人高兴的事情，因为用其他理论计算出来的元素丰度都跟观测结果不一致。如果要使两者一致，则需要把宇宙的密度提得很高或者降得很低才行，但这样做，宇宙密度就与观测值不一致了。