宇宙大爆炸的发现与相对论百年故事

继勒梅特提出宇宙滥觞于“太初原子”的大胆构想后，离开苏联至美国发展的物理学家伽莫（George Gamow，1904—1968）也认为，宇宙会自太初极度致密与高温的状态开始膨胀冷却。在那种极端的条件下，所有的物质都只以质子、中子与电子的形式存在，并且浸泡在如大洋般的高能辐射里，就像一锅炽热稠密的太初原汤。在刚开始膨胀的头几分钟内，宇宙可视为一场超大型的核物理实验，通过粒子持续捕捉中子建构出所有元素，各式各样的物质都可从这锅混沌的原汤中烹煮出来。

1948年夏天，伽莫证明了在宇宙年龄只有100秒时，质子可与中子结合形成氢的同位素——氘。伽莫的学生阿尔法（Ralph Alpher，1921—2007）以及赫尔曼（Robert Herman，1914—1997）则继续发展伽莫的构想，更深入探索太初核子作用，希望能建构出宇宙的热历史。他们首先推导出在均匀膨胀的环境下，物质密度正比于任何热辐射温度的立方。这代表他们能够决定在宇宙开始两分钟后、温度为10亿摄氏度时，物质密度与辐射温度的正确比例，以避免产生过量的氦而与现今的观测结果抵触。在获得这个固定的比值后，再将今天观测到的物质密度代入计算，就可推知现在的辐射温度是多少。经他们估计得到目前宇宙的温度大约是绝对温度5K。这项预测可说是科学史上最重要的里程碑之一，它提供天文学家一个测试大爆炸理论的方法——假如宇宙果真发轫于一个高温的过去，我们应能够观测到这大爆炸的余晖辐射！

伽莫等人的论文发表17年后，美国两位顶尖的电波工程师潘奇亚斯（Arno Penzias，1933——）与威尔逊（Robert Wilson，1936——）在新泽西州霍姆德尔镇的贝尔实验室维修一座角型天线时，终于发现了伽莫师生们所预测的大爆炸余晖辐射。他们当时所侦测到的辐射噪声，拥有7.35厘米的波长，相当于温度3.5K的热辐射，因此称之为宇宙微波背景（Cosmic Microwave Background，CMB）辐射。

潘奇亚斯与威尔逊的发现是我们理解宇宙的转折点，它大大增添了我们对爱因斯坦方程式预测宇宙行为的信心。弗里德曼与勒梅特最简单的膨胀宇宙模型，可告诉我们任何时刻的宇宙温度。有了这项简单的信息，物理学家便能够预测宇宙从最初几秒钟膨胀至今的一系列事件。我们或许无法确切知晓曾经发生过的每个单一事件，但确实可以据此建立起一幅大致公允的演化图像，描绘温度与密度如何随空间膨胀变化、核子反应发生的时间与顺序，以及原子与分子形成的时程。(www.xing528.com)

大爆炸理论另一项重大的预言是宇宙里氢与氦的丰度比例。在宇宙年龄小于1秒钟、温度高于100亿摄氏度时，弱相互作用（weak nuclear force）的作用会维持质子与中子数目相等。由于中子的质量稍大于质子，在膨胀开始1秒钟后，当宇宙温度降到100亿摄氏度以下时，这建构中子所需的额外些微能量，将导致质子的数目开始稍稍超过中子的数目。不过，由于中子与质子间关键的弱相互作用速率太低，无法赶上空间的膨胀速率，因此它们彼此间数量不均衡的比例并未扩大，约维持在1比6左右。

在膨胀开始后大约100秒时，温度降低到1亿摄氏度，核子反应突然进行起来。由于自由中子很容易衰变，此刻中子与质子的数量比已略降至1比7。几乎所有幸存的中子都立刻与其他粒子结合形成氦-4原子核，只留下少数的氘、氦-3与锂。从此，宇宙里的核子物质有大约25％的氦-4，75％的氢，以及极少量的氘同位素、氦-3与锂-7。这些元素的丰度比例，正是我们今天在银河系与其他星系里所观测到的数值。因此，天文观测再一次确证了大爆炸宇宙模型。