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第17章 暴脹

2001年6月30日,威爾金森各向異性探測器(WMAP)搭載在德爾塔II型火箭上,於佛羅里達州卡納維拉爾角的肯尼迪航天中心發射升空。

重八百四十千克的WMAP經過三階段繞地-月系統的飛行後,被推到日-地系統的第二拉格朗日點L2。該點在月球軌道之外,距地球約150萬千米,其周圍區域是引力的鞍點,運行在這裡的衛星會穩穩當當地待在這個位置上。WMAP的維護工作約一年四次。為了獲得全天的信息,WMAP採用了複雜的全天掃瞄方式,做一次完整的全天掃瞄要六個月時間。第一次公佈的數據(2003年)包含了兩組全天掃瞄的結果。

人家威爾金森探測器還真是厲害,角分辨率達到了13分(圖17-1)。上次發射的COBE探測器的分辨率有7度,分辨率比威爾金森各向異性探測器差很多,也就只能模模糊糊看個大概。

圖17-1 威爾金森探測器發回的數據比COBE精細多了

衛星傳回來的數據還要做大量的處理工作,要去掉干擾因素,最大的障礙是太陽與銀河,它們擋在面前,阻礙著我們接受來自銀河背後的信號。

最後想盡辦法排除了銀河的干擾,那些星星的干擾也全都剔除。精細的背景輻射圖終於繪製出來了,裡面有著複雜的不規則花紋。微波背景輻射的確是有著微小的起伏,但整體上大致是均勻的。比較熱的地方呢,物質密度稍大了那麼一絲,冷的地方呢,物質稍微稀薄了那麼一絲。正是這些微小的不均勻性,導致了今天的各個天體的形成。稍微稠密一點的地方,引力會更大一點,會吸附更多的物質。更多的物質聚集,反而會更加稠密,於是這個模式就循環進行下去,一直到大型的天體形成,比如恆星,星系……在我們的宇宙中,物質很喜歡成團地聚集在一起,恆星組成星團,組成龐大的星系,星系組成星系團,都是一團一團的。但是星系團以上的大尺度結構,就是比較均勻的了,不再是成團分佈,因為彼此之間太過遙遠,相互間引力微弱得可以忽略不計。

我們現在觀察到的日月星辰、星雲星系,都得益於宇宙早期階段那微小的溫度起伏。靠著威爾金森的數據我們發現:宇宙是相當平坦的,我們可以根據溫度起伏估算出物質的總質量,然後看看宇宙的尺寸大小,大約就可以估計出,這個宇宙到底是個啥形狀。還記得我們前幾章討論過的那個弗裡德曼-勒梅特-羅伯遜-沃克度規嗎?其中有個k因子,k的取值不一樣,我們宇宙的形狀也是不一樣的。現在就可以根據威爾金森探測器的數據來計算k的數值了,同時我們也能夠計算出哈勃常數以及宇宙的年齡。

根據威爾金森探測器的數據計算出來宇宙的年齡是一百三十七億年,誤差大約是兩億年上下吧,這算是比較精確的數字了。可視宇宙的範圍大約是九百億光年的直徑,宇宙誕生之初一縷光向我們這裡一路飛來,同時宇宙在膨脹,那個發光源也在遠離我們。當這縷光跑到了我們這裡,發光源已經又後退了好遠好遠。計算下來,可視宇宙的半徑,就是哈勃常數的倒數。再遠處,因為宇宙膨脹的速度超過了光速,那裡發出的光再也到不了我們眼睛裡,於是就產生了一道視界。粗糙地講,膨脹的宇宙就相當於內外拓撲翻轉的黑洞,兩者都有個「視界」,一個向外一個向裡罷了。

我們的宇宙,曲率因子k大約是0,也就是一個非常平坦的宇宙。我們的宇宙是開放而非封閉的,封閉意味著宇宙的膨脹會有極限,當到達極限以後,會從膨脹轉化為擠壓,最後擠壓成一個點,一切重新開始,這就是所謂的脈動宇宙。假如宇宙是個雙曲面結構,說白了就是物質太少,總引力太小,那麼結局會是大撕裂,一切都扯碎。現在我們所在的平直宇宙將會比較溫和,慢慢地變冷,物質變得越來越稀疏,慢慢變得了無生機。

科學就像推理破案一樣充滿懸念,我們所在的宇宙曲率居然很巧就等於0,這就是一件非常讓人撓頭的事了,曲率因子k等於0是小概率事件,這種事居然發生了!

圖17-2 微波背景輻射下的宇宙

從微波背景輻射(圖17-2)來看,我們的宇宙真是太均勻了。這種均勻性也很奇怪,要知道,我們的視野半徑是四百五十億光年左右,直徑是九百億光年,視野直徑的兩端是彼此看不見的。我們地球在中間,勉強能看見兩邊,兩邊要進行熱交換就更不著邊了,可是溫度卻出奇地一致,這不奇怪嗎?就好比非洲的原始部落和北極圈的愛斯基摩人,他們彼此都不知道對方的存在,也從來沒做過任何交流,說話從詞彙到口音居然全都一模一樣,這裡面沒有蛾子才怪呢。

我國是一個方言眾多的國度,這是因為我國歷史悠遠,地形複雜,氣候多樣,人口分佈也很複雜,十里不同音也不是新鮮事。美國的口音雖然也有差異,但是要比我國小得多。究其原因,就是因為美國的歷史太短了,人口擴散的速度太快,從當年阿巴拉契亞山脈以東狹長的十三州殖民地到地跨兩洋稱霸世界的霸主,也不過才二百來年的歷史,口音還來不及形成差異。

以此類比,難道宇宙誕生之初也有過快速的擴張時期?麻省理工學院的阿蘭·古斯提出的暴脹理論恰好可以解決這些問題。暴脹理論提出:大爆炸以後的某一時刻,時空在不到10-34秒的時間裡迅速膨脹了1078倍,然後,宇宙才開始慢騰騰地繼續膨脹。還記得愛因斯坦場方程裡面那個「宇宙常數」嗎?他偶然犯下的錯誤如今派上了大用場,暴脹時期,宇宙常數不為0,正因為宇宙常數不為0,才會產生暴脹的情況。這種暴脹也把早期宇宙大尺度內的扭曲給扯平了,只剩下了非常微小的紋理,才造成了今天我們看到的這麼平坦的宇宙。

過去,標準的宇宙大爆炸模型還有個難題,那就是所謂的「磁單極子」問題。磁單極子是狄拉克在研究量子力學的過程中發現的,而麥克斯韋的電磁學方程則認為沒有磁單極子。磁性物質,不管是分解到多小,一定是同時存在南北極,就如同微小的指南針一樣。你根本找不到一個物質,只具備磁南極或者是磁北極。但是狄拉克從公式推導中發現,磁單極子是有可能存在的,但是這麼多年一直找不到磁單極子的痕跡,顯然是出了什麼問題導致的。

在宇宙大爆炸的初期,溫度極高,物理學中四種基本的力都沒有分開,電磁力、強核力和弱核力會統一成為「大統一力」。當溫度開始降低,強力分離出來了,對稱性被打破,在這個過程裡,會產生某種「拓撲缺陷」。這些「缺陷」看起來,物理性質就如同「磁單極子」。標準的大爆炸模型是會產生很多磁單極子的,不會找來找去找不到。暴脹理論解決了這個問題,按照暴脹理論的原理,磁單極子的密度會下降好多個數量級,找不到也是正常的。

到底是什麼驅動宇宙早期發生暴脹呢?現在還眾說紛紜。一般認為那時候是由「暴脹場」在主導。暴脹雖然可以解釋很多現象,但是還需要有觀測證據才行,只有從微波背景輻射這個大數據庫裡面去挖掘。

2014年的一天,阿蘭·古斯教授收到了一封電子郵件,內容大概是這樣的:「尊敬的古斯教授,我們發現了一件有趣的事情,這個發現跟我的研究和你的研究都有關係,但是我還不能告訴你具體是什麼內容,我希望能夠盡快拜訪你——這件事還是稍微有那麼一點著急的,期盼你的回復。另外,出於保密的原因,請不要跟任何人提起我跟你聯繫見面這件事情,謝謝。」郵件的落款人,正是哈佛大學的約翰·科瓦克。

阿蘭·古斯教授心一動,他猜到了,這是他等了幾十年的一個信號!他已經七十歲了,沒想到有生之年還能有機會看到自己的暴脹理論被觀測證實。暴脹會不會留下什麼可以檢測的痕跡呢?暴脹產生的原初引力波很可能對微波背景輻射產生影響,導致在微波背景輻射裡留下某種「大風車」一樣的痕跡,這種痕跡學名叫做「B極化模式」(圖17-3)。

圖17-3 B極化模式

美國在南極點上有個考察站,叫做「阿蒙森-斯科特」考察站,這個考察站安裝了一台「宇宙泛星系偏振背景成像」(BICEP2)望遠鏡(圖片17-4),這台望遠鏡就是專門來尋找原初引力波痕跡的裝置。至於說為什麼要放到南極去,是因為這地方非常乾燥,探測器需要觀察一千億赫茲到三千億赫茲的微波輻射,可惜大氣層中的水蒸氣會吸收和干擾這個頻率。不差錢的可以發衛星去太空,可惜衛星的「快遞費」實在是太貴了,要想價錢便宜量又足,就必須在地面上打主意:要麼放到乾燥的沙漠裡面,要麼放到冰天雪地的南極點。南極點比沙漠還乾燥,水分都在腳下變得硬邦邦的,空氣中一點水分也沒有。

圖17-4 宇宙泛星系偏振背景成像(BICEP2)

約翰·科瓦克就是這玩意的負責人,一定是這傢伙聽到了什麼信號。果然,約翰·科瓦克告訴阿蘭教授,看到了好幾個信號,而且可信度達到5個Σ,也就是說出錯的可能性在千萬分之一。大家都很高興,但是為什麼要保持神秘低調呢?那是因為,哪怕是可信度如此之高的結果,也有雞飛蛋打的時候,低調點是非常必要的。

2014年3月17日,美國哈佛-史密松天體物理中心的科學家召開新聞發佈會,公佈了他們的一個「重大發現」。他們宣稱在宇宙微波背景輻射中檢測到了B模式極化信號,這可能是宇宙最初時刻存在原初引力波的結果,因此可能為宇宙早期被稱為「暴脹」的急劇膨脹過程提供了首個觀測證據。

結果一發表,天體物理學界立刻炸開了鍋,不少人認為與他們看到的並不是什麼宇宙暴脹引力波引起的擾動信號,而是銀河系塵埃搞出來的信號。BICEP2團隊於6月19日在《物理評論快報》發佈的論文承認,觀測到的信號可能大部分是由銀河系塵埃的前景效應造成的,他們對這項結果的正確性持保留態度,必須要等到10月份普朗克衛星的數據分析結果發佈之後,才可做定論。

圖17-5 普朗克衛星

看來要想「塵埃落定」,就只有看歐洲人的普朗克探測衛星(圖17-5)的數據了。普朗克巡天者是歐洲人和美國NASA合作的計劃,這個探測器的精確度比威爾金森探測器還要高,可以畫出更加精細的微波背景輻射圖。普朗克衛星的數據修正了我們原來對於宇宙的認識,宇宙的年齡是一百三十八億年,比原來估計的要大一點,相應的哈勃常數比原來小一點,宇宙膨脹的速度也比我們過去知道的慢一點。

2015年1月30日,BICEP2團隊承認對資料的判讀錯誤,觀測到的信號無法排除掉銀河系輻射塵埃的影響,不足以證實這項結果就是早期宇宙的引力波所形成的B極化模式。大家白興奮一場,一朝回到解放前啊!看來保持低調的確是非常聰明的做法,即便有問題也不至於被啪啪地打臉。

不過,不管是NASA威爾金森探測器也好,還是歐洲人的普朗克探測器也好,最大的發現還是讓人大跌眼鏡。原來,我們宇宙中的這些重子物質,也就是看得見摸得著的這些物質,居然只佔了所有物質總量的4.5%。那些龐大的星系,閃閃發光的恆星,那些美麗的星雲,那些元素週期表上的元素,加起來也不到全部物質的一個零頭,剩下的大批物質我們全都看不見,這還了得!

這就引出了二十一世紀物理學上的兩朵烏雲——暗物質和暗能量,這還是要從二十世紀的三十年代講起。1933年的加州理工的校園像個安靜的世外桃源,角落裡那個對星星著迷的三十五歲男人顯然跟這些毫無關係,他叫茲威基,是加州理工的一位年輕的學者。我們前面提到過此人,他就是最早預言中子星的人之一。當時他把注意力完全放在了後發座星系團上,這個星系團在獅子座附近,由一千個大星系、三萬多個小星系組成。茲威基面對一堆密密麻麻的數字和符號正在發愁。

要測量星系團的質量,一般有兩種方法:「動力學質量」計算,需要的數據是各星系之間的相對速度和平均速度,而「光度學質量」要求測量各星系的光度。不可思議的是:「動力學質量」是「光度學質量」的四百倍!為什麼後發座星系團有99%的質量「下落不明」?難道「動力學質量」中用到的牛頓運動定律不再適用?或者,星系團的主要質量並不是由可視的星系貢獻的?茲威基做出了以下推測:宇宙大部分質量不可見,因此光度方法測算不出。於是便有了「暗物質」一詞。

當然了,那時候茲威基還是用牛頓力學進行的計算。既然「暗物質」既不發光,也不反光,那麼根本就沒法看到它們,以當時的觀測手段顯然沒法進一步研究。於是他把精力放到了超新星上,暗物質就先擱在一邊了,這一擱就是幾十年。

圖17-6 薇拉·魯賓(1965年)

二十世紀的六十年代,女天文學家薇拉·魯賓(圖17-6)正在研究比較冷門的星系轉動曲線問題,在測量銀河系恆星運動的時候,她又發現了令人感到不可思議的事。魯賓發現:按理說,離銀河中心越遠,恆星運行速度應該越慢才對,可是在銀河系的外側,恆星速度幾乎一樣。最外側的恆星實際運行速度,顯然比計算出來的速度快多了,照這樣快的旋轉速度,銀河系根本就維持不住,早就轉散架了。到底是什麼力量在拽著它們不讓它們被甩出銀河系呢?某些天文學家就把當年茲威基的想法給挖出來了:存在一些我們看不見的不發光也不反光的東西,是它們的引力把這些恆星給拉住了。打個比方,黑色的咖啡裡面倒進去白色的奶,拿勺子一攪和,那一絲絲的紋路,就好比我們銀河系的恆星,黑色的咖啡,就好比是暗物質。

圖17-7 引力透鏡

後來,引力透鏡現象被發現了。原來某些遙遠的天體,發出的光路過半途中的星系團的時候,會被星系團的引力給扭曲。從我們地球上看起來,遙遠的天體居然圖像是變形的,就像隔著玻璃透鏡一樣,這個效應叫做「引力透鏡」(圖17-7),最著名的就是「愛因斯坦十字」(圖17-8)。通過引力透鏡,我們很容易計算出星系團的總質量,然後再與星系團的亮度做對比,亮度按理說也可以反推出星系團的總質量,但這兩個值始終相差懸殊,這就是暗物質的確鑿證據。

圖17-8 愛因斯坦十字

至此暗物質的存在基本上是板上釘釘的事了,之所以叫做「暗物質」,其實就是「不知道」的意思,我們不知道這玩意是什麼。科學家們腦洞大開,紛紛開始推測暗物質到底是何方神聖?當然了,有很多東西,我們的確很難看到,比如黑洞,這傢伙也是不發光的,也是僅有質量。還有那不計其數的褐矮星,它們很暗淡,探測到它們也很困難,塵埃也同樣難以探測。這些都是已知的物質,它們全部加起來,恐怕也不夠份量。到了二十世紀八十年代,它們基本被排除在了暗物質的概念之外,說白了,暗物質是一群保持低調(對電磁波無感)的傢伙。

人們在微波背景輻射裡,又一次找到了暗物質的蛛絲馬跡。早期宇宙中的物質處在引力收縮和膨脹壓強之間的微妙平衡之上,物質分佈的方式在細節上與暗物質理論驚人地相符。暗物質占宇宙總質量的26.8%,可見物質有多少?只有4-5%,這個結果證明當年魯賓等人的結果接近正確。

這個神秘的暗物質到底是啥呢?粒子物理學家們說,你們搞不定了吧?這事兒還要靠我們!宇宙間也就那四種已知的力:強相互作用、弱相互作用、電磁力、引力。暗物質粒子跟電磁力不發生作用,弱相互作用應該是存在的,引力是必然存在的。假如有弱相互作用存在,那麼粒子就應該會有衰變啥的,衰變出來的粒子應該能檢測到,即便不能檢測,也應該可以模擬計算。

粒子物理學家們就在此時大顯身手了,他們對暗物質的討論,可比天文學家們的討論熱鬧得多。物理學家們既可以模擬計算,也可以做實驗。大型強子對撞機,那就是他們手裡最得力的工具。粒子被加速到極高的速度,撞到一起以後,全部化為能量,能量又會變成粒子,能量越大,變出來的粒子能級越高。至於是哪種粒子,這個看運氣,說不定就能變出來個暗物質粒子,我們只要知道輸入了多少能量,看看撞出來的粒子折算成多少能量。假如兩者不相符,還差一大塊,恐怕就是暗物質粒子。暗物質只能用算總賬的辦法計算出來,反正對撞機撞來撞去也沒發現有這麼個東西。

對撞機撞不出來,那麼是不是可以算出來呢?在他們的理論中,暗物質又分成了三類:冷暗物質、熱暗物質,還有就是溫暗物質。他們被一個個送進了大型超級電腦裡進行模擬計算,看看哪個模擬的結果能夠跟實際觀測相符合。首先送進去驗證的是所謂的弱相互作用大質量粒子(WIMP),它們具有質量(可以施加並感受引力),但不與光發生相互作用(無法被看到)。物理學家們根據大爆炸的宇宙模型進行了計算,在大爆炸中被創造出來的WIMP的數量,與宇宙學觀測得出的暗物質密度恰好吻合——這可太爽了,有人稱之為WIMP奇跡,大家都相信,暗物質就是這東西。

既然如此,看來證實這個WIMP很有希望,能不能探測到這個東西呢?能,但是非常麻煩,因為我們最擅長的檢測手段是通過電磁波,無論是光學儀器還是無線電儀器,都是探測電磁波的。「弱相互作用大質量粒子」與光沒有半毛錢關係,只能依靠間接探測。

直接探測暗物質的實驗已經進行多年,這些實驗都是地下實驗,選擇在地下建造實驗室是為了屏蔽宇宙射線以及地球表面其他輻射背景。科學家們為了探測暗物質,不得不蹲在深坑裡常年觀測。意大利的格蘭薩索山實驗室很早就開始研究如何探測暗物質粒子了,從1996年開始收集數據,但是搞了N年也沒發現有說服力的數據。

下面該我們中國人登場了。我國在四川的錦屏山電站隧道裡,建立了一個最乾淨的暗物質探測實驗室。它上面有一座兩千四百米的高山,這麼厚的山體,屏蔽了宇宙射線的干擾,當年也是世界上岩石覆蓋最深的地下實驗室。與其相比,位於意大利中部格蘭薩索山區的歐洲地下實驗室就像個地窖,太淺了。在四川的群山下,粒子物理學家最頭痛的宇宙線的強度僅為格蘭薩索山區的1/200,為實驗提供了「乾淨」的環境。

地下實驗室是粒子物理和天體物理學等領域的暗物質探測研究、中微子實驗等重大基礎性前沿課題的重要研究場所,不但需要尖端技術,還需大量資金投入。說白了,沒有強大的國力,根本就玩兒不起啊!

地下實驗室用來探測暗物質的方法有兩個:一個是將晶體放在極低溫的環境中探測,溫度低於100毫開爾文,當暗物質粒子擊中晶體中的一個原子核,原子核反衝可以被探測到,例如反衝可以產生微小的熱量,最常用的晶體是鍺。第二種方式是用惰性液體,暗物質粒子與液體中的原子發生反應後產生光子,這些光子可以被探測到,常用的液體有氙和氬。

氙在零下100攝氏度的時候變成無色透明的液體,形成一片稠密的「樹林」。如果足夠幸運,宇宙中的一顆暗物質粒子與探測器中的某一顆氙原子相撞,撞飛的氙原子會發光發電,相當於「樹」在搖動,這個動靜會被探測器內部的光電感應系統捕捉到。至今為止,也沒發現暗物質的痕跡。錦屏山實驗室要想辦法把試驗靈敏度提高二十倍,看看那樣能不能發現暗物質的蹤跡,這畢竟是一種守株待兔的辦法。

至今為止,這些艱苦蹲坑的科學家們都還沒得到希望的結果,看來蹲守一時半會兒是難以發現暗物質粒子的。要想探測暗物質粒子的跡象,恐怕地底下是不行了,答案還是要從天上去找。一個名叫「阿爾法磁譜儀」的儀器被發射進了太空,它能發現暗物質的痕跡嗎?且聽下回分解……