充裕时间：太阳典型光行走时间短，结构常数的重要性

依据我知晓

有星太空飘，

它若可衰凋

（宛如棱角镖），

红镖现今宵，

蓝镖见今宵。

——罗伯特·白朗宁，《我的星座》^[2]

想像“哈勃太空望远镜之子”已检测到在我们银河系中某一恒星系统其他地方的智慧生命的信号。定向的无线电信号束射出去并在几年后（有回复）返回。缓慢的对话紧跟着各方相当容易地破译传进来的信息。我们逐渐地学会某些奇怪的东西，并对地球外的笔友们略有失望（至少有些人如此）——他们只对天文学感兴趣。他们的文明似乎不研究别的东西。在数学、工程、计算机和其他科学方面的一切进展因对恒星的预先了解而受抑制。我们不很了解为什么会这样。或许存在某种深刻的宗教必须履行的责任。他们必定做了其他技术的事情，但似乎对它们少有兴趣，除非它们有宇宙的应用。

尽管地球上的天文学家们发现这个偏见不会感到不快乐，但其他许多人对专家们的发现感到失望。他们确定他们最好能向他们的星际通讯记者查询的一件事是大自然常数的数值。让人相信我们一直在谈论同一件事不是太困难的。毕竟，无线电信号本身提供了一个分享电磁经验的例子。告诉他们有关我们说的精细结构常数是指什么也并非太困难的事。地球外的星球的人被要求测量在那些含有特定数目的粒子于其中并绕它们的核运转的原子和分子的各种振荡频率的比率，并以光的速率向我们送出答案。我们做同样的事并给他们发送答案。

由于迄今为止这种事还未曾发生，我不能告诉你这个比较有何启示。但这个小幻想说明在宇宙其他地方收集的信息如何可能给我们一个独特的检验，检验大自然的常数和物理学定律的一致性。倘使我们全然与外星人断绝联系，我们又怎样恰当地去收集有关直接来自宇宙遥远地方的大自然的常数的信息呢？

令人瞩目的是，这些幻想已经变成事实，无须考虑星际通讯的费用和复杂性，以及涉及的破译信号问题。当我们观测一颗遥远的恒星时，我们不仅收集来自远方的信息而且及时传回。光以有限的速率传播，因而离我们越远的恒星，它的光到达我们这里花的时间越长。在太阳的例子中，光行走的时间非常短，大约3秒钟⁽¹⁾。太阳之外离我们最近的恒星是α-半人马座，离开我们4.1光年，而最遥远的天文学客体，以常规方式观测离我们130亿光年以上。从这些遥远客体来的光必定给我们带来有关在遥远地方和远古时候产生光的物理过程的重要信息。

乔治·伽莫夫是第一个想利用天文学观测以某种方式研究常数是否变化的人^[3]；实际上，他想假设精细结构常数确实按某种方式发生变化，而这种变化会说明狄拉克的大数符合关系，那样就知道这种变化会不会对来自遥远星系的光的红移有贡献。宇宙膨胀意味着遥远星系在往远处飞离我们，因而这些恒星发射的光波被我们的望远镜接收时的频率比它们发射时的频率低。这说明它们的颜色移向光谱的红色一端，所以它们是“红移”的。伽莫夫知道如何利用“红移”来及时回顾，看看当光开始它的星际旅行到达我们的望远镜时，大自然的常数会是什么。在图12.1中，我们看到伽莫夫给他的先前学生拉尔夫·阿尔弗（Ralph Alpher）的电报，讲述他的新思想和它的某些含义。

图12.1　飞向华盛顿的电函！伽莫夫给他以前的学生拉尔夫·阿尔弗发电报，讲述自己的观念，增加电荷可以避免在地球历史上造成最近的海洋沸腾。^[4]

哎呀，结果证明伽莫夫的思想产生不出可测量的效应，即使精细结构常数有变化。但是在不久之前，位于帕萨迪纳的加州理工学院的三位天文学家：约翰·巴考尔（J. Bahcall），马尔藤·施米特（M. Schmidt）和华莱士·萨金特（W. Sargent），无意中发现了另一种方法，新近发现的类星体，或类星射电源，第一次有可能测得高的“红移”。

他们最近从新发现的类星体QSO 3C 191，通过吸收由它的元素硅发出的光，发现在光谱中有成对的谱线，^[5]称为“双线”。硅双线中两条谱线间的距离是很小的，而且带有原子物理学敏感性的特征，即当电子以接近光速绕原子核运动时，会产生相对论效应的结果（见图12.2）。关键是形成硅双线的谱线间距敏感地取决于精细结构常数。

图12.2　在一个典型原子双线系统中的谱线。

类星体3C191的“红移”位于1.95，所以它的光离开时，宇宙的年龄是其现在年龄的五分之一，即将近110亿年之前，它携带着与那时精细结构常数数值有关的编码信息。就测量达到的精确程度而言，有可能发现精细结构常数当时的数值与现在的大致相同，在百分之几的范围内：

α（z=1.95）/α（z=0）=0.97±0.05

不久之后，1967年，巴考尔和施米特^[6]观测到出现在五个星系的光谱中的一对氧的发射线。这些发射无线电波的星系其平均红移位于0.2（因此它们的光是在约20亿年前发射的——即大约在地球上奥克洛反应堆活动的年代），而产生的结果与精细结构常数没有变化相符合，它仍然比（先前结果）强十倍：

α（z=0.2）/α（z=0）=1.001±0.002(www.xing528.com)

这些观测结果很容易排除伽莫夫所提出的建议，即精细结构常数正随宇宙年龄线性地增大。如果真是这样的情形，比值α（z=0.2）/α（z=0）大约应该是0.8。

这些观念为天文学家们改进我们关于具体的大自然常数的恒常性的知识作了准备，因为不断改进望远镜和电子探测器的灵敏度得以观测到越来越高的“红移”，回溯到越来越远古的时间。一般的策略是比较在某一天文学位置和在实验室此时此地的两个原子的跃迁。例如，如果它们是元素如碳、硅或锰的双线，它们在气体云中通常被发现有高的“红移”，那么比如说两条谱线的波长λ₁和λ₂将相隔某一距离，其值与α²成正比。相对的谱线位移由下面公式给定：

（λ₁-λ₂）/（λ₁+λ₂）∝α²

现在我们需要在实验室里以及对遥远处靠天文学观测，非常精确地测定波长λ₁和λ₂。在这两种情况里，通过计算公式的左边使之达到高度精确，我们可将结果相除，得到：

[（λ₁-λ₂）/（λ₁+λ₂）]_实验室/[（λ₁-λ₂）/（λ₁+λ₂）]_天文=α²_实验室/α²_天文

当我们计算左边的比值时，我们的目标在于发现是否与1有任何明显的偏离。如果有偏离，它告诉我们在光离开的时刻与现在之间精细结构常数有了变化。为了能确信与1确实存在明显的偏离，有些事情必须控制得很精确。我们需要有能力在实验室里测量波长λ₁和λ₂，并达到很高的精确度。我们还需要确信观测不受外部噪声的影响，或者不受我们的仪器收集某些种类的证据比其他数据更容易偏离的某种微妙倾向的影响。

另一个方法是比较^[7]分子如一氧化碳所发射的光的红移与同一片云中来自氢原子的光。实际上，是用两种方法测量同一片云的“红移”并加以比较。这种方法利用射电天文学，并允许我们比较此地此时^[8]的α数值与在天文学来源处的α值。当它们是处于红移0.25和0.68时，这导致对介于当时的和现在的α值之间的可能的移动Δα有个限制。

这个方法的挑战之一是确信对原子的和分子的观测是查看原子和分子正在它们遥远位置同一片云中以相同方式运动。

第三种方法是比较来自原子发射由21厘米射电观测得到的“红移”与同一片云中原子光跃迁。这些信号的频率之比能给我们比较另一个常数组合的恒常性^[9]。

A≡α²m_e/m_pr

这里m_e是电子质量而m_pr是质子质量。观测某一气体云“红移”为z=1.8，导致对组合A的任何变化^[10]的限制。^[11]

ΔA/A=[A（z）-A（现在）]/A（现在）=（0.7±1.1）×10^-5

有关这两个结果所要注意的重要事情在于所测量的不确定性大到足以包括没有变差的情形：

Δα/α=0和ΔA/A=0

重要的是强调在1967年至1999年的整个时期，当这些观测越来越精确时，从未有人期望发现任何传统的常数会有非零的变异。这些观测是作为改进手段而进行的，目的是改进对最小的允许变差可能达到的限制。它们的新颖处是它们受到如此多的限制，甚于在实验室里通过直接的实验攻克可能获得的任何限制。只是对一个原子的能量观察几年，看它是否有漂移，这是不可能与有几十亿年历史的常规监控的天文学观测相对抗的。

第四个和最新的方法是最强有力的。它再次寻找在原子如何吸收来自远方类星体的光当中发生的小变化。它不是查看同一元素如硅的双线中的一对对谱线，而是查看由位于类星体和我们之间的浮尘云中各种化学元素对类星体光的吸收引起的谱线之间的间隔（见图12.3）。

图12.3　由位于一个遥远的类星体和我们之间的物质云中的各种化学元素引起的类星体光的吸收。

这个新方法有诸多重大优点。它可能会查看许多吸收谱线之间的间隔并建立起许多更有意义的数据集。更加有利的是它有可能收集到好多对需要测量其间隔的谱线，以致就能使在一段时间里谱线间隔对α值的小小变动的灵敏度达到最大值。然而这种方法还有一个非同寻常的另外的优点。波长间隔需要从天文学数据提取和在实验室测得，它们以独特的方式依赖于α。我们可用大型计算机模拟^[12]来发现，如果α值作出微小移动时谱线的位置会有什么发生。对不同的谱线来说，对这种移动是很不同的。α值增大百万分之一，某些间隔增大，某些间隔减小，而有的是几乎不受影响。这些移动的整个集合确定α值移动的一种明显的鉴别特征。任何对数据的虚假影响，或者在宇宙中正在发生吸收的位置处于混乱的湍流时，试图愚弄我们去思考α在变化而其实它未变，都需要模拟在由α的真正变化引起的波长间隔上留下的整个鉴别特征。

这个方法按照它的发明者称之为“多体-多重”（或MM）法，它远较其他天文学方法灵敏，而且让天文学数据中大量的信息得到使用。^[13]我们曾用它观测147颗类星体，查找锰、铁、镍、铬、锌和铝之间的谱线间隔。在我们开始这项工作时，我们期望我们有能力利用新技术去认定加在精细结构常数的恒定性方面，甚至更强的限制。但是我们一定会遇到巨大的意外。