从伽利略望远镜到哈勃太空望远镜（关于物理的知识）

从伽利略望远镜到哈勃太空望远镜

——人类对宇宙的认识史 一、望远镜发展简史

关于望远镜的发明，不同文献有不同的记载。例如，“13世纪，英国诺格尔·培根发现，用透镜组成的仪器可使遥远的物体看起来好像更近了”。“ 1590年，意大利有人制成了望远镜。”

荷兰光学家和眼镜制造者利伯休（1572—1640）的儿子在1608年的一天偶然发现，将两块镜片重叠并使其相隔一定远近观看时，可看见远处教堂屋顶原来几乎看不见的小鸟。他俩把两块镜片装在一个铜管的两头，发明了最初的望远镜。不过，也有文献认为他是得到了别人（可能是Z·扬岑）的帮助。

1608年10月，荷兰利伯休、马丢、詹森三人分别先后向政府申请发明望远镜的专利，但均被专利部门所拒绝，因为真正的发明人一直未能查明。

当望远镜从荷兰重新传入意大利时，引起了伽利略的研究。他发明了能测量镜片球面半径的球径计。这使他在与普通磨制镜片工人的竞争中处于优势，因为这一仪器可使每一望远镜元件按设计标准数字化。他从1609年7月初制成倍率为3的望远镜开始，于1609年11月制成倍率为20的望远镜，发现了月球表面的环形山。因此，伽利略是“天文望远镜”的发明者。1610年9月，他给开普勒的信中说他已将望远镜倍率提高到32（其实际放大率应为 33，口径为 4.4厘米）。1611—1612两年间，他对金星、土星及其光环、太阳黑子等的观察，作出了一系列的重大天文发现。 1609年，伽利略发明的望远镜用一个凸透镜作物镜，一个凹透镜作日镜，这与利伯休的望远镜相同。其优点是看到的物体的像是正的（一般双筒望远镜即观剧镜就是伽利略望远镜）。1645年，施里尔也发明了一种能产生“正像”的望远镜。鉴于伽利略望远镜放大倍数和视场都较小等缺点，开普勒于1611年设计了由两个凸透镜分别作物、日镜的望远镜。用这种望远镜看到的物体的像是倒的，这会使人很不习惯，不过，这对天文观测则毫无影响。可惜他生前未能制成，死后十五年即1645年才由雪耳造成。基于开普勒望远镜放大倍数和视场都比伽利略望远镜大，且其目镜的物方焦平面在镜筒以内，可在该处设置叉丝或刻度尺（伽利略望远镜则不能设置这类装置）等优点，从17世纪中叶起，开普勒望远镜就在天文观测中得到普遍应用。伽利略望远镜筒全长（指物、日镜间距离）为两镜焦距绝对值之差，故镜筒较短，便于携带观剧、看足球赛等；而开普勒望远镜，筒长则为两镜焦距绝对值之和，故镜筒较长，这一缺点使它多用于固定天文观测。1850年，I·波罗发明另一种折射望远镜——棱镜望远镜。其后又出现了棱镜双筒望远镜。形形色色棱镜相继出现后，棱镜望远镜又有新的品种。

由于伽利略和开普勒望远镜均有明显色差，所以人们又发明了消色差的反射式望远镜。反射式望远镜常见的主要有如下四种：牛顿式、格雷戈里式、卡斯格伦式和赫谢尔式。牛顿于1668年发明的一台反射式望远镜，这种望远镜由一个大抛物面凹面镜，一个小平面镜和一个凸透镜组成；其镜面直径为1英寸、长6英尺、放大率为30—40倍。J·格雷戈里（1638—1675）发明的反射望远镜，发表在他 1663年的第一部著作中，它比牛顿式望远镜多了一个椭球面凹面镜，少用一个小平面镜。卡斯格伦的反射式望远镜则用一个双曲面凸面镜代替格雷戈里望远镜中的椭球面凹面镜。J·F·W·赫谢尔（1792—1871）发明的反射式望远镜则由一个凹面镜和一个凸透镜构成，由于反射式望远镜能反射光谱范围较宽的光而不致产生色差，且球差小、像质好、观察方便、成像明亮，所以当今世界上许多大型天文望远镜都采用反射式。如后述帕洛马山上5.08米的望远镜，就是卡斯格伦反射式望远镜。

1814年，哈密顿提出在透镜组中加入反射面，以增加光焦度，可得到色差改正比消色差镜更好的望远镜，这就是最早的折反射式望远镜。1931年，德国B·V·施密特发明的望远镜由一形状接近平板的草帽形非球面透镜和一个凹球面镜组成。他后来的改进不是在于变动凹球面，而是在光阑处放一块与平行平板差别不大的非球面改正透镜，称施密特改正透镜。后来，美国贝克又将其改进为贝克-施密特望远镜。近代望远镜中一般都采用了施密特物镜，在遥感技术、宇航、导弹跟踪、高空摄影等方面有广泛的应用。现最大的施密特望远镜 1960年建于德国陶登堡的史瓦西天文台，其改正透镜口径1.34米，球面镇直径 2米。马克苏托夫折反射式望远镜为1940年初苏联马克苏托夫和荷兰包沃尔斯几乎同时独立发明，故又称马克苏托夫—包沃尔斯系统。它是将施密特望远镜中的草帽形透镜改为弯月形。最大的马克苏托夫望远镜在苏联阿马斯图马尼天文台，其弯月形透镜口径0.7米，而球面镜直径为0.98米。

望远镜的口径越大，就越能反射或折射更多的光线，也就能看到更远更暗的天体；所以望远镜口径就越做越人。1的8一19四年美国帕洛马天文台天装的反射式望远镜直径为200英寸即5刀8米，镜面重14.5吨，镜筒里140吨，整个镜可转动部分竟达530吨Z而在1974—1976年，苏联在克里米亚天文台又建造了直径为236英寸即约6米的更大的反射式望远镜，至今仍大L界之冠．本世纪九十年代，美国、欧洲南天天文台、他岁斯还分别在建造或拟建造口径为10米、4架口径 8米（联成一体后相当于口径历米）、口径 25米的更大反射式望远镜．折射式望远镜的直径也达到40英寸即约 1.02米，这台最大的折射式望远镜于 1897年安装在美国芝加哥大学的时凯士天文台．下图是上海天文台1.56m天体测量望远镜雄姿。

但是，人们终于发现，不管望远镜做得多大，设置在多高的山上，总会受到大气的阳制：不但是云层的阻挡与夜空散射光的影响；而且还在于大气只让可见光与少数红外波段的辐射通过；即使在晴夜，大气扰动也会使垦紧发生形坐而游移不定；更相糕的是，望远镜的口径越大，这种扰动也越明显、因此，大型望远镜的实际分辨率比衍射理论计算的结果要坏几十倍．以前述508米口径的望远镜为例，在最好的天气条件下其分辨率只相当于38厘米口径望远镜的计算值，而在多数情况下则只及10厘米口径望远镜的计算值。于是天文学家们梦寐以求走出大气层，将望远镜架在太空。随着1990年4月一台用了十多年建造成的哈勃太空望远镜（HST）的升空，这一梦想终于成真。耗资15亿美元，长 13米、重 11.5吨、分辨率为 0.05秒的HST的升空，在望远镜发展史上是一次飞跃，它使人类的视野扩大到一、二百亿光年的空间。1993年12月对它耗资6.3亿美元的太空维修，被称为与阿波罗载人登月相比美的航天成就：四名宇航员多次步出奋进号航天飞机，在太空工作35小时维修HST。

除了光（可见）学望远镜外，还诞生了许多称之为“望远镜”的仪器，以满足不同需要。随着无线电的诞生（1895：波波夫、马可尼）和偶然发现来自银河中心的电波（1931—1932：美国K·场斯基），1937年美国G·雷伯首创了一台直径 9.45米抛物面天线的射电天文望远镜。德国玻恩附近100米直径的大型精密可跟踪抛物面射电天文望远镜，而美国阿雷西博天文台的固定球面射电天文望远镜直径达300米。九十年代，美国波士顿西北50公里的哈佛·史密森射电天文望远镜碟形天线直径为25.5米，这台称为“β”的望远镜是用来寻找外星“智慧生物”。被称为“μ子计数器望远镜”的探测仪器，主要用于测量地质结构、寻找矿床。激光器的发明，诞生了激光扩束器，这也算一种望远镜。科学家们还将红外望远镜、紫外望远镜、X光望远镜等安放在人造卫星上，以克服大气妨碍观测的缺点，以便分别观测这些射线。

二、“哈勃”退休后谁来接班

科学家正研究以一座新的轨道天文台，取代将于下世纪初寿终正寝的哈勃太空望远镜．

这个名为“下一代太空望远镜”的新装置，已定于2006年发射升空，这距离哈勃太空望远镜完成其观察遥远星体及银河系的任务还有四年． 1、“哈勃”功成身退

1990年4月24日发射升空的哈勃望远镜传送回地球的高度清晰影像，已为科学家提供了可以用来计算宇宙年龄、星体诞生等宝贵资料，并且提供了关于一个黑洞存在的首项有力证据．

原先是有计划于2005年让该部望远镜退役的，但其后该13米长、离地面600公里环球飞行的望远镜使它获得可以继续服务至2010年的“缓刑”．

美国大空总署未能确定在这之后该如何处理哈勃太空望远镜．其中一个可能做法是由一架航天飞机去接收它，并把它拖回地球．另一个计划则是在地球大气层中把它引爆毁灭． 2、接替者详情

新望远镜的操作寿命预期会有10年，这要比哈勃太空望远镜短5年．但它将会较为便宜：哈勃太空望远镜的成本是60亿美元，而它只需10亿美元．

新望远镜将被安置于离地1500公里的高度，比哈勃太空望远镜的轨道高出两倍以上．它直径6至8米之间的镜片可以像花瓣般开合． 一套精巧的电脑系统，将操纵个别部分的方向，及把它们排列在一条直线上，固定于一个可以提供拍摄遥远物体最佳影像的位置．

一把巨型的可膨胀伞子，将为该灵敏度很高的望远镜提供保护，使它免受到从太阳及地球飘出的热力侵害，因为这些热力会影响到由太空散发的微弱红外线．

新望远镜还会采用一部干涉仪：该系统透过把一组连接着的望远镜所收集的辐射进行合并和电脑处理，以提供一个高解像度的影像．

三、光学仪器的诞生

几何光学实验定律的建立，为光学仪器的制作开辟了广阔的前景．由于生产和生活的需要，人们在实践中逐步制作了各种各样的光学元件和光学仪器．

阿拉伯人阿尔·哈金（Al－hagen，965—1038年）首先发明了凸透镜，1299年，阿玛蒂（Salvino degli Ar－mati）发明了眼镜．到16世纪初，凹面镜、凸面镜、眼镜、透镜等光学元件相继出现，为光学仪器的问世创造了条件．

1、世界上第一台显微镜

自然界中一些伟大的发现，往往是由偶然事件开始的，但只有碰上了有心人，才能成为伟大发明的开端．

1590年，荷兰的米德堡有一位名叫詹森的人，以磨眼镜片为生，眼镜片吸引着他的两个儿子．一天，哥哥把两块眼镜片装在一根铜管的两头，拿着管子对准一本书看去，书上的逗号竟然像蝌蚪一样大，使他惊奇地叫了起来．弟弟忙接过管子，对着哥哥的眼睛看去，发现哥哥的眼睫毛竟粗得像一根木棍．于是，詹森用一根可以伸缩的管子，两头各放了一个凸透镜，当管子的长短调节得合适的时候，用它可以看清很小的物体．在1590年他做出了世界上第一台显微镜． （1）．现代显微镜的工作原理

显微镜是用来观察近距离微小物体的，它是按观察细小物体的不同需要，通过严格的光学设计制造出来的．显微镜（光路图如图1所示）由物镜、目镜两部分组成．物体AB首先通过显微物镜L1成一倒立放大的实像 A′B′（位于目镜 L2的第一焦点 F2附近），再经过目镜成一放大的虚像A〃B〃，虚像A〃B〃又成为人眼这一光学系统的物，成像于视网膜上．A〃B〃就是眼睛通过显微镜对物AB获得的像．

显微镜的视放大率T定义为：同一物体用仪器观察的视角ω仪和把物体放在明视距离250mm处直接观察时的视角ω眼二者正切之比，

（2）．显微镜可看作是一个组合放大镜

在近代的高级显微镜里，往往有几个倍率不同的物镜，可以替换使用．实验室中广泛使用一种测量微小距离用的显微镜，其目镜中装有标尺或叉丝．在工作距离较大时，所用显微镜物镜的焦距较长，它的作用主要是将物体成像于目镜物方焦平面附近，放大作用基本靠目镜，目镜相当于一个放大镜．

2、世界上第一台望远镜

17世纪初，意大利人伽利略（Galileo Galilei，1564—1642年）受到显微镜制作的启发，他想，既然小的物体可以放大，能否把远的物体移近呢？开始，他只是照样子仿制，未能成功．之后，他改用一凸一凹的玻璃片，经不断修改、装配，终于在1609年制成世界上第一架望远镜．他用一根细管，两头安上一凸一凹的镜片，眼睛贴近凹镜望远处物体时，物体移近了许多，并且比直接用眼睛看时变大了．按他的计算，这支管子能将物体放大8倍．为了观察天上的星星，他把望远镜的放大倍数提高到32倍．他和他的望远镜完成了天文学上的第一次革命，用实验证实了哥白尼日心说的正确性．他的望远镜被称作伽利略望远镜，其光路图如图2所示．

两年以后，德国天文学家开普勒（J· Kepler，1571—1630年）为了得出行星运动的规律，不断地改进观测仪器，在1611年他设计出另外一种望远镜．他用更长一些的管子，两端都用凸透镜，观察物体时得到倒立的但是放得更大的像，称为开普勒望远镜，其光路如图3所示．

对望远镜来说，目标在远距离，进入望远镜的光束可视为平行光．为了使人眼不易疲劳，目视光学仪器的出射光束应为平行光束，因此望远镜应该是一个平行光射入、平行光射出的系统，或者说是把无限远的物成像于无限远的无焦系统．最简单的望远镜光学系统由物镜和目镜组成，物镜的像方焦点和目镜的物方焦点重合．

现代的伽利略望远镜光路如图2所示．自无穷远物点A发出的光束，在物镜处与望远镜的光轴有较小的夹角ω（无限运物体对人眼的张角ω眼=ω），经物镜后，光束被会聚于物镜的后焦平面处的A′点，为A的像．这一光束再经目镜后与望远镜的光轴有较大的夹角ω′（物通过仪器后对人眼的张角ω仪′=ω′），相当于使物体对人眼的张角变大，从而在视网膜上获得放大的像．望远镜的视放大率为

经过一段漫长的发展历史，各种结构形式的望远镜相继问世，按用途不同可分成：

1．伽利略望远镜——用于观剧用望远镜及眼镜式低视力助视器．

3．调焦用望远镜——如经纬仪中的望远镜，能完成调焦．

按光学原理，又可归纳为折射式望远镜和反射式望远镜两大类．折射式望远镜常见的有棱镜双筒望远镜，特点是镜筒短、视野大、携带方便，多用于军事和野外考察；反射式望远镜由四面镜作物镜，凸透镜作目镜，用于天文观测．目前世界上最大的折射式望远镜是美国芝加哥附近的叶凯士天文台拥有的口径102cm、长19m的天文望远镜．最大的反射式望远镜是美国威尔逊山天文台的口径是254cm的望远镜．它所“捕捉”的光，比自然进入人眼的光要强1000万倍；用它观察天体，距离可达100亿光年（一光年约等于94605亿公里）之外，能看见的星星数目可达几十亿颗之多．

3、世界上第一部照相机

19世纪初，法国写生画家达格尔希望发明一种能把人影留下来的装置．为此，他整天躲在黑屋子里，一连工作几个月．达格尔先把一块铜板镀上银，把它放在水银蒸汽中熏好后装在一个木箱子里．在箱子前面的箱板上挖一个洞，在洞上嵌上可以伸缩的透镜，调节透镜的距离，使物体的像恰好落在小铜板上．经过处理的小铜板终于感光，留下了物体的影子．就这样，在1827年他制成了世界上第一部照相机．

现代照相机主要由照相物镜、暗箱和放置感光板或胶片的支架组成，光路图如图4所示．

电影放映机和幻灯机（光路图如图5所示）则是与照相机作用“相反”的光学仪器．投影仪由投影镜和照相系统两部分组成．投影仪的作用是将一定大小的物体经照明系统照明后，由投影物镜成像，在屏幕上观察或测量．这些光学仪器都被广泛应用于科研、生产、国防、教育和文化生活等各领域中．目前．变焦距照相物镜的应用日益广泛，不仅用于新闻采访、电影摄制、电视摄影、转播等场合，而且逐步扩大到135照相机和小型电影放映机上．一般变焦范围在200～600mm，变焦类型有好几种，是按系统中变焦透镜组的个数，以及正透镜组和负透镜组配置位置进行分类，有四种类型可供选择．四种类型中，有三种符合物像交换原则，一种属非物像交换原则．具体选择哪一种型式既可满足各项技术指标要求，又易于实现呢？这需要对各种情况进行高斯光学计算，反复进行分析比较后才能确定最佳方案．

4、世界上第一个分光镜

1666年，英国科学家牛顿（lsaac Newton，1642—1727年）为了改进问世不久的天文望远镜，不断研究光通过各种形状玻璃的各种特性，发现了色散现象．

牛顿做了一个三角形的玻璃棱柱镜，在漆黑房间的窗口上挖一个小孔，把棱镜放在仅能让一束阳光射进来的入口处，使光折射到墙上．这样，他看见了由此而产生的鲜明、强烈的色光，他兴奋不已．就这样，世界上第一个分光镜问世，它证明了白光是由各种色光复合而成的．

众所周知，光在不同媒质中折射且折射率与光的波长有关．当一束平行光入射到三棱镜上，经三棱镜折射后的出射光向棱镜底 BC偏折（见图6）．波长较长的红光偏折角最小，而波长较短的紫光偏折角最大，按波长不同分布，形成了七色彩带．图6所示的是牛顿的颜色实验，图7所示的是七色彩带的形成．

由于棱镜的折射与色散作用，人们利用这一原理制成了光谱仪，如图8所示．图中棱镜前的装置为平行光管，它由一个会聚透镜L1和放在它第一焦平面上的狭缝S组成（S与纸面垂直）．光源照射狭缝S．通过缝中不同点射入平行光管的光束经L1折射后变为不同方向的平行光束．非单色的平行光束通过棱镜后，不同波长的光线沿不同方向折射，但一波长的光束仍维持平行．棱镜后的透镜L2是望远物镜，不同波长的平行光束经L2后会聚到其像方焦平面上的不同地方，形成狭缝S的一系列不同颜色的像，成为光谱．把光源发出的各种波长的辐射展开成一个按波长顺序排列的光谱，进行不同波长辐射强度测量的仪器叫“光谱仪”．

若在光谱仪中的望远物镜处再装一目镜，可供眼睛直接观察光谱，便成为分光镜．

若在光谱仪中的望远物镜的焦平面上放置感光底片，可拍摄光谱，便成为摄谱仪．

若在光谱仪中的望远物镜的焦平面上放一狭缝，用来将某种波长的光分离出来，便成为单色仪．

可见，根据棱镜可以分光这一原理，可以获得各种不同用途的光学仪器，它们在研究物质结构及光谱分析中起着重要的作用． 5、光纤光学仪器

光纤是由透明介质按特殊的光导特性要求构成的光学细丝，直径与长度之比小于1∶1000．把许多根光纤固定在一起就构成了光纤束．它们可以传光，也可以传像，统称光纤光学元件．它们可以完成很多传统光学元件无法完成的任务，因此，光纤元件的出现，使光学仪器和通讯技术发生了重大的变化，并产生了一系列实用化的光纤光学仪器．光纤光学已成为一门新的学科．

光纤可以按它的构成材料分为石英光纤、多组分玻璃光纤、塑料光纤和晶体光纤等；也可以按模式分为单模光纤和多模光纤；或可按传输方式的不同分为全反射光纤和梯度折射率光纤．全反射光纤是由两种折射率不同的均匀透明介质构成，能发生全反射，光线在光纤内部通过表面的全反射和直线传播进行传输；梯度折射率光纤是由非均匀介质构成，其折射率分布规律是沿光纤横截面的半径方向由中心向边缘逐渐降低，光线在光纤内部沿曲线传播．全反射光纤主要应用在“导光束”和“传像束”两方面．导光束应用于照明目标；传像束有内窥镜，如用于观察人体内部组织或器官的医用内窥镜，用于观察涡轮发动机叶片等机器内部情况的工业内窥镜；还有光纤面板，目前用在电子束成像器件中做接触摄影；还有做成光学系统的像场校正器，在大视场大孔径的光学系统设计中，常常遇到系统场曲和其它像差矛盾的情况，需要进行校正．梯度折射率光纤是为适应通讯领域加大信息量的要求产生出来的，利用它能大大提高单位时间内传递的脉冲数，从而增加传递信息的总量．

四、宇宙的未来

1、大爆炸宇宙

关于宇宙起源的理论，目前比较有说服力的是大爆炸理论．该理论认为：宇宙创生于大约200亿年前一次大爆炸．爆发前的“原始火球”，其温度极高（＞1032K），质量密度大得惊人（估计其线度只有几公里，有人还推算出只有质子那么大一点）．火球内完全没有什么规律，完全处于奇异状态．

爆炸伊始，在巨大的热压力下，火球内的“尘埃”（暂名，因为那时还没有元素）便以巨大的速度分奔而去，这时的温度急剧下降过程十分短

暂而骤烈．由于湍流的缘故，形成一些大的中心和小的次中心，在引力的作用下，大中心由于有足够的引力能转化为热能而形成恒星，小中心由于没有足够的引力能转化成热能而形成行星．这便是目前我们观测到的几乎所有的星系星系团都呈旋涡状的原因．

目前宇宙仍在继续膨胀，恒星，星系以及超星系团间仍在彼此远离．这种膨胀可用往气球里打气来形象地说明．

（1）状态A、B、C三点的距离均为d1，（2）状态A、B、C三点的距离均为（d2，显然d2＞d1，A、B、C三点彼此奔离，是无中心地膨胀． 说宇宙创生于大爆炸且目前仍在膨胀这不仅仅是理论上的推导，不少观测资料都证明该理论的正确性．

1．大爆炸的回声——宇宙微波背景辐射的发现

1965年，美国贝尔实验室的彭齐亚斯和威尔逊在使用一种七米长的喇叭形天线系统研究星系的同步辐射时，测量到一种“过剩天线噪音”，这种噪音均匀地来自空间的各个方向，不随时间变化，十分稳定．经过测定，这种噪音是绝对温度3K的微波段辐射，称之为“3K微波背景辐射”．

普林斯顿大学物理学家皮伯尔斯曾认为：如果宇宙起源于大爆炸，那就需要有大量的辐射来阻止所有密集在一起的粒子聚变成重元素，从而留下足够的氢和氦以形成我们今天宇宙中的恒星和星系．随着宇宙的膨胀，辐射渐冷却下来，但仍以较弱的形式弥漫于宇宙．这种辐射今天应该是可以观测到的，只要辐射温度在开氏温标几度就可以．

皮伯尔斯的预言被3K微波背景辐射所证实．这种背景辐射是宇宙大爆炸的回声．称之为近代物理学最伟大的发现之一（彭齐亚斯和威尔逊因此发现而双双获诺贝尔物理学奖）

这种发现不仅为大爆炸提供了有力的证现代物理知识据，还证实哆现在的宇宙仍在继续膨胀． 2．红移现象、哈勃定律

由多普勒效应我们知道：如果光源在运动，它发出的光达观测者时其频率——光的颜色会有所变化．光源向着我们运动，发出的光向高频移动，称之为“兰移”；光源背离我们运动，其发出的光向低频移动，称之为“红移”．

美国天文学家埃德温·哈勃（1889—1953）通过威尔逊天文台巨大的望远镜观测到，除了离我们最近的星系外，所有星系的光谱都呈现“红移”现象，表明星系都在远离我们而去，即宇宙仍在继续膨胀．哈勃还研究了星系离我们而去的“退行速度”，他在1929年宣布：红移表征的退行速度与星系离我们的距离r成正比v—H0r，H0是哈勃常数，这就是著名的哈勃定律（哈勃由此而获诺贝尔奖）．

哈勃定律告诉我们，离我们越远的星系，其退行速度越大．哈勃进一步推算出以为百万光年每秒15公里，由哈勃定律计算出宇宙的年龄为200亿年，这与在其他情况下的结果是一致的. 2、宇宙演化的两种模型

宇宙仍在膨胀，关于宇宙今后将如何演化下去却有着各种说法，归纳起来主要有两种有关宇宙前景的理论．

一种理论认为宇宙将永远膨胀下去，称之为开放性宇宙模型． 另一种理论则认为宇宙膨胀到一定时候会停止膨胀，并开始收缩，最终塌成原始火球状态，称之为封闭性宇宙模型．

按相对沦，时空与物质紧密相关，不是物质在时空中膨胀，而是我们生活的物质时空在膨胀，由于引力的缘故，物质时空是弯曲的． 宇宙的未来，决定于物质时空的曲率k，由爱因斯坦方程得k—0，l，一1．

k——l，永远膨胀，无限无界，双曲线型，属于开放性宇宙模型． k—0，临界型，永远膨胀，无限无异，平面型，同于开放性宇宙模型． k—l，膨胀后要收缩，无限有界、球而型.

究竟宇宙演化的前景是开放性的还是封闭性的呢？这要由宇宙的质量密度来决定． 3、宇宙的质量密度

宇宙的曲率决定于宇宙的质量密度ρ，我们目前能比较精确推算出宇宙的临界质量密度ρ0=4.5×10－30（克/厘米3）．假若ρ＜ρ0，宇宙为开放型；假若ρ＞ρ0，宇宙为封闭型． （1）．质量短缺

质量密度ρ可以测出，但其结果并非是宇宙真正的质量密度，原因是用光度方法测出的只是发光物质的质量．

1933年，瑞士天文学家兹威基测量了后发星系团的质量．他首先采用光度的方法（星系的光度与其质量有一定关系，由光度测量可推知星系质量），然后采用动力学的方法（星系的平均速度是整个星系团决定的，通过星系团运动速度的测量可推知星系团总的质量）．兹威基发现，两种方法测出的质量差别很大，动力学测出的质量比光度测出的质量约大400倍，m动=400m光，差异之大令人吃惊，我们把这种差异称之为“质量短缺”． “质量短缺”的问题并未引起科学界的重视．当时人们认为只是兹威基的一种大胆推测，直到70年代初，科学界还普遍认为“质量短缺”是根本不存在的，差异是由其他因素造成的．

直到1978年，情况才开始发生变化．当时的一些射电天文学家准备系统地测量旋涡星系的转动曲线，即测量距星系中心不同距离上的物体的转动速度．他们意外地发现：在星系的发光区之外，星系的运动并不遵从开普勒定律．按开普勒定律，远离中心的星体，其转动速度越小（如太阳系便是这样），可旋涡星系上，星系的转动速度却与距离无关，几乎为一常数，对这种反常现象的解释只能是在星系团周围存在着大量不发光的暗物质．

1983年，英国天文学家霍金斯发现：在距银河系中心20万光年距离的R15星，其视向速度高达465公里／秒．要产生这样大的速度，银河系

的总质量至少要比现知道的质量大10倍，表明银河系及其周围存在大量的暗物质．

由于这些无可争议的事实，科学家才相信“质量短缺”是存在的，兹威基推测暗物质的存在是正确的． （2）暗物质家族

暗物质都是些什么呢？寻找暗物质成了科学界普遍关注的问题，离兹威基提出暗物质差不多半个世纪以后，1980年，粒子物理学家宣称：“中微子”的静止质量可能不为零，而且有的还测出“电子中微子”的静止质量为几十电子伏特．这为我们寻找暗物质带来了无限光明的前景．我们知道，大多数中微子只有很弱的电磁作用，而不参与电磁作用，因而是不发光或发很弱的光，它们应是暗物质．

在天体演化过程中，很多核反应都会产生中微子，数量极大，初步估计宇宙中的中微子的数量是其他基本粒子的10万亿（1013）倍，尽管非常轻，但总质量是相当大的，几乎占宇宙质量的90％以上．

另外，在“星系核”周围有许多“引力微子”也是不发光的，尽管数量只有中微子的1／10，但其质量是中微子的10倍．

寻找暗物质的途径大致有两个．一个是高能物理，1983年粒子物理学完成了一项重要的实验，发现了弱作用的W＋、W－和Z0粒子，这项研究是欧洲核子研究中心完成的．另一途径是天体物理，方法是由大质量去探测小质量粒子，由发光物质探测暗物质．在银河系中，在20—60万光年范围内，有 6，7个矮星系，这些矮星系处在银河系的引力中，故其质量不可能太小，否则银河系的潮夕力就会把它们毁掉，而矮星系的光度却是很低的，其中的发光物质一定不多，大部分是暗物质，这些暗物质的质量是很大的．

星系、星系团、超星系团与不发光物质是直接相关的．诚然，发光体中有很多重子，但因数量少，总的质量很小，不可能由它们提供足够的引力使之聚成星体．若有大量的暗物质存在，情况就有所不同了，由于微子总质量10倍于重子总质量，其引力比重子大几十倍，足以使这些物质聚集在一起形成星体． 4、封闭性宇宙

综上所述，由于宇宙中大量存在着暗物质．因而宇宙的质量密度应大于其临界质量密度，即：ρ＞ρ0，目前宇宙虽然仍在膨胀，但在引力作用下，膨胀的速度会逐渐减小，到一定时候将会停止膨胀并开始收缩，最后重新成为原始火球．当然进行得很缓慢，用人类的眼光看来此过程是相当漫长的．

宇宙在收缩成原始火球后，十分不稳定，很快会自行爆发（时间短，过程十分短、十分激烈），产生另一代宇宙．目前世界上不少人持这种观点，这种理论的前题是“封闭性宇宙”．

五、大爆炸宇宙模型

1、引言

宇宙学研究的是我们宇宙的起源与演化。物理学家曾经基于不同的引力理论设计过许多不同的宇宙模型。基于爱因斯坦广义相对论的热大爆炸宇宙模型是最成功的一个，它已被人们普遍接受。按照这个模型，我们今天的观测宇宙是从一个极小的火球的大爆炸开始随后不断膨胀而成的。 宇宙模型的研究历史可以追溯到牛顿。1691年，牛顿根据他的万有引力理论提出过一个静态宇宙模型。这个模型的困难在于，在一个有限的空间区域内，恒星之间的相互吸引会使恒星向一起坍缩。为了避免这种不稳定性，牛顿提出在这个区域之外的无限空间内加上足够多（但有限）的其他恒星。很久以后，人们才知道，外部的球壳不会影响内部的动力学。因此，牛顿的修正并不能避免不稳定性困难。

近代宇宙模型的研究起源于爱因斯坦。他在1917年也研究过静态宇宙模型。为了使之成为广义相对论场方程的一个解，他增加了一个宇宙常数项。同年，德西特提出了一个完全没有物质存在的静态宇宙模型，可以解释当时观测到的遥远天体的红移。但是，爱丁顿等人后来证明了静态宇宙是不稳定的。从此，人们开始认识到，宇宙可能是随时间变化的。1922年和1924年，俄国科学家Friedmann依据广义相对论研究了膨胀的闭合和开放宇宙模型。1929年，Robertson研究了平坦宇宙模型。同年，哈勃基于对河外星系的观测数据发现了星系的红移（或退行速度）与距离之间成线性关系（即，哈勃定律或哈勃关系）。这表明，星系的运动并不是随机的。因而彻底否定了静态宇宙模型。从此，膨胀宇宙模型逐渐被人们所接受。

2、标准（大爆炸）宇宙模型

宇宙学描写的是宇宙大尺度的行为。虽然宇宙中的天体或星系都是质量集中的区域，宇宙的小尺度是极不均匀的。但是，当我们把直径为几亿光年的区域内的总质量平均分布到整个这个区域的时候，我们会发现，不管这个区域选在宇宙中的哪一部分，我们都会得到大致相同的平均密度。由此，人们假定在大尺度上，宇宙（的平均质量密度）是均匀的和各向同性的。这就是通常说的宇宙学原理。标准宇宙模型是以这个原理为基础的。按照这个原理，如果我们把宇宙中的物质看成是理想流体的话，那么质量密度ρ（t）和压强p（t）就只随时间变化而与空间点无关。由这样的宇宙物质产生的引力场（下面将看到，这就是度规或说宇宙标度因子）也只是时间的函数而与空间坐标无关。一个均匀各向同性的宇宙，它的引力场由下列度规描写：

这个度规称为Robertson-Walker度规。其中，t称为宇宙时间，代表一个典型星系的共动时间或说物理时间。k是三维空间曲率，它可以取值为+1、0、或-1，分别对应于闭宇宙、平坦宇宙、或开宇宙。R（t）称为宇宙标度因子，对于一个闭宇宙，它可以代表“宇宙半径”。 将上面的度规代入爱因斯坦广义相对论的引力场方程

v＝0，其中Tμv是宇宙密度ρ（t）和压强p（t）的函数，称为宇宙物质的能量-动量张量（取理想流体的简单表达式）。由此，我们就得到R（t）的微分方程，它描写了宇宙随时间的变化规律。为了求解R，还需要给定密度ρ和压强p的关系，即物态方程。极端情况有三种：ρ＝3p（辐射情况）；p=0（极端非相对论情况，这是尘埃的物态方程）；P＝－ρ（真空能的物态方程）。这样，求出的R（t）有一个共同特点，那就是：当时间t趋于零时，R（t）趋于零、宇宙膨胀速度dR／dt趋于零、宇宙的密度和压强趋于无穷大。这是一个典型的大爆炸图象。因此，Lemaitre在1932年称这种图象为大爆炸（Big bang）。

按照这种模型，宇宙大爆炸产生之后不断膨胀，宇宙的平均能量密度也就不断地减少。在宇宙的早期，平均能密度极高，我们可以认为宇宙主要是由极高速的（相对论性的）粒子构成的。所以宇宙的早期是辐射为主的，物态方程则为ρ＝3P。由此我们可以从上面给出的场方程解出R（t）∞t1/2。宇宙膨胀到后来，特别是今天的宇宙，辐射以及相对论性粒子变得很少，而多数的物质则是低速的（非相对论的）。此时的宇宙是物质为主的。取极端情况的物态方程ρ=0，并考虑平坦宇宙（即，k＝0），我们

会得到解R（t）∞t2/3。这些解描写了宇宙随时间而膨胀的规律（时间演化史）。

当我们把宇宙处理成一个热力学系统时，我们可以得到宇宙的热（温度）演化规律：早期辐射为主的宇宙能密度ρ∞（kT）4，其中K为玻尔兹曼常数，T为宇宙的温度，宇宙时间与温度的关系为

的有效自

由度。由此，我们知道，在宇宙大爆炸的时刻（t→0）宇宙温度T→∞。因此称为热大爆炸。这样一种热大爆炸宇宙模型又称为标准宇宙模型。 3、准宇宙模型的成就

宇宙早期的温度极高，宇宙今天的温度已降到极低（绝对温度3度）。如此巨大的温度跨度是任何实验室条件都无法办到的。所以我们可以把已有的关于粒子物理、核物理、等离子物理以及其他的物理知识应用于不同的宇宙演化阶段预言各种宇宙学效应，例如大爆炸核合成及微波背景辐射等等。天文观测可以对各种预言提供证据。

（1）大尺度的均匀和各向同性。这是标准宇宙模型的基础，对宇宙大尺度结构的观测结果已经证实宇宙学原理的正确性，微波背景辐射的精

－4

密测量进一步表明在10精度内宇宙是各向同性的。这显示宇宙的膨胀是各向同性的（各向异性很小）。

（2）哈勃定律。标准宇宙模型可以预言这种定律。这个定律已被约三万个星系的红移（或退行速度）与距离的关系的观测数据所证实。 （3）宇宙年龄。宇宙既然在一次大爆炸中诞生，那就可以谈论它的年龄。标准宇宙模型预言宇宙今天的年龄约为150亿年。宇宙中的结构（指成团的物质，例如恒星、星系等）都是在宇宙形成以后逐渐形成的，所以它们的年龄必须小于宇宙年龄。星系和恒星的年龄可以用几种不同的方式来确定，例如测量放射性元素及其衰变产物在星体中的丰度，对白矮星冷却的研究以及确定星系中最古老的球状星团的年龄。各种方法给出的年龄是一致的，星系和恒星的年龄在几十亿年的量级，这与宇宙的年龄是相容的（偶而有人宣布观测到了大于宇宙年龄的星系，但是这还需要进一步研究才能确定）。

（4）微波背景辐射。标准宇宙模型预言，今天宇宙中存在着遗留下来的微波辐射背景，它的能谱应当与绝对温度为几度的黑体辐射谱一样。1964年，就在物理学家们计划用辐射计观测这种背景的时候，美国的两位工程师彭齐亚斯和威尔逊在安装调试卫星天线的定标过程中（无意中）发现天空各个不同方向上都存在一种不变的相当于3.5K的黑体辐射背景（微波背景辐射）。他们因此而荣获1978年的诺贝尔物理学奖。近年，使用1989年升空的宇宙背景探测器测到的微波背景的数据与绝对温度为

2.726±0.010K的黑体辐射谱极为吻合。1992年，又观测到了微波背景辐射的四极各向异性[（量级为δT／T～10－5）；在扣除动力学效应之后，剩余的各向异性应当用偏离球对称性的膨胀（即偏离标准宇宙模型）来解释]。

（5）大爆炸核合成。标准宇宙模型的最早证据是宇宙中轻无素丰度的观测结果。轻无素是指氘（D）、氦－3（3He）、氦－4（4He）、锂－7（7Li）等。按照标准模型，这些轻元素最初（指大爆炸之后10－2秒到3分钟这个时期）是由中子与质子通过核反应合成并遗留至今的。宇宙中轻元素丰度的观测结果与大爆炸核合成的预言一致，其中用到中子衰变寿命的最新值Tn＝888.6±3.5秒和中微子的种类数Nv≤3。 4、标准宇宙模型的困难（宇宙学疑难）

标准宇宙模型的主要困难是奇性困难、视界困难、平坦性问题、重子数不对称问题、星系形成问题等等；此外，当把粒子的统一理论应用于早期宇宙时又会出现畴壁问题、磁单极问题，固有对称性破坏的问题、时空维数问题以及宇宙常数问题。限于篇幅，本文不可能详细说明所有这些问题的内容及寻找解决它们的各种尝试。我们将只简单说明几个最主要的困难及其解决它们的可能的方法。

奇性问题是指宇宙在t≤0的时刻该是什么样子。上面我们已经介绍了，当t→0时，宇宙的能密度和温度都趋于无穷大。物理上无法接受无穷大的概念。因此人们必须回答t→0时以及t＜0时宇宙的行为如何。这种奇性问题被看成是广义相对论的固有问题；由此，很多人认为广义相对论只是一个经典理论，它不适用于小于或等于普朗克尺度（1019GeV）的物理现象。在这样的尺度上应当用量子态来描写。所以，引力场的量子化（量子引力与量子宇宙学）问题成为一个极为重要的研究课题。量子引力的研究主要是以下列三种方法进行的：微扰（协变）方法，正则方法和欧氏路径积分方法。虽然进行了几十年的研究，但是由于广义相对论场方程的高度非线性，人们离获得一个满意的量子引力还相差甚远。

标准宇宙模型的视界问题和平坦性问题等可以由暴胀宇宙模型给予解决。

5、暴涨宇宙学

如果将宇宙的膨胀看成是一种绝热过程，那么宇宙的总墒保持不变。这样，当我们利用宇宙的观测尺度反推回到宇宙的早期阶段就能得到早期宇宙所应具有的尺度，我们把这样得到的尺度记为Lob；另方面，由标准宇宙模型可以从理论上计算出早期宇宙的尺度L。人们发现L要比Lob小几十个量级。这种矛盾称为视界疑难。平坦性问题是指标准宇宙模型预言，宇宙今天的密度与临界密度（ρc＝1.88×10－29克／厘米3，如果将哈勃常数取为100公里/秒·Mpc，其中Mpc＝106秒差距≈3×106光年）之间的差

别出现在小数点后面第几十位上。人们难于找到宇宙如此“精细调节”的迷底。

解决这些宇宙学疑难的最好办法是在宇宙演化的极早期引入暴涨过程。“暴涨”的研究历史可以追溯到1965年E·Gliner的图象：宇宙在处于类真空的状态下指数地膨胀大约e70倍。同年，A·Sakharov讨论了暴涨宇宙的质量密度的扰动。但是，暴涨宇宙学在此后的多年都受到冷落。直到1979年，暴涨宇宙的第一个半现实的方案才由A·Starobinsky提出来。但当时并不十分清楚暴涨宇宙的初态是什么。如果宇宙最初处于高温状态，那么暴涨过程就不会发生。为此，Zedovich在1981年提出暴涨宇宙“从无”（from nothing）产生。同年，Guth提出了一种暴涨模型，这是暴涨宇宙学发展过程中的重要一步。他的核心思想就是放弃标准宇宙模型中关于绝热膨胀的假设，认为宇宙在极早期经历的高速膨胀（暴涨）过程使宇宙的总熵增加了Z3倍，其中Z是个大数。例如，如果开始暴涨时的温度为T～1020K（此时t～10－40秒），那么Z≥1028。这样，就可以同时解决标准宇宙模型中的视界问题和平坦性问题。这种暴涨过程的理论基础是第一类相变理论。Guth的模型称为旧暴涨模型，它的主要困难在于：要么暴涨不能开始，要么开始之后永不终结。1982年，Lind等人对Guth的模型做了改进：认为宇宙极早期，SU（5）大统一理论（这是一种将弱电强三种相互作用统一起来的理论，现在这一理论已被否定）成立。宇宙起初处于大统一对称性的基态，随着温度下降则产生对称性的自发破缺（宇宙发生从高温相到低温相的相变）这个模型称为新暴涨宇宙模型。新模型虽然解决了宇宙均匀和各向同性问题以及暴涨的终结问题，但是它又有自身的不足：难于给出形成星系所必需的质量密度的扰动，等等。在此之后，其他类型的模型（例如，扩展模型、混沌模型、等等）如雨后春笋般的出现，各有优点又各有自身的困难（有人认为混沌模型最好）。虽然至今还不能从众多的模型中挑出一个、排斥其他，但是暴涨宇宙学已被普遍接受而成为宇宙早期演化过程中的一个必不可少的阶段。一般说来，暴涨宇宙学可以解决除了奇性问题和宇宙常数问题之外的各种困难。 宇宙学中另一种需要提及的就是暗物质。暴涨宇宙学预言宇宙今天的密度等于它的临界密度。但是，天文观测给出的可见物质要比预言的少得多。如果暴涨宇宙学正确，这就意味着除了看得见（发光）的物质外，宇宙中应当存在大量的不发光（暗）物质，暗物质占总物质的百分之九十以上。宇宙中存在暗物质的最强有力的证据是观测到的旋涡星系的转动曲线。但是它占的比例还是很小的。引力透镜现象的发现也为暗物质的存在提供了证据。暗物质到底是由什么粒子构成的，暗物质在宇宙大尺度的效应等问题成为当前人们研究的重点课题。

以上的介绍虽然显示宇宙学的研究已取得显著的成就，但离人们所期望的完美的宇宙演化图象还相差甚远。因此，当前人们还在量子引力与量子宇宙学、引力常数问题、暴涨宇宙学、暗物质问题、大爆炸核合成以及星系形成等方面继续进行深入的研究。

张元仲 （中国科学院理论物理研究所 北京 100080）

六、宇宙年龄

——宇宙学中的一个热点问题

1、问题的提出

1986年8月下旬，国际天文学联合会第124次（观测宇宙学）讨论会在北京举行．这次会议上宣布的宇宙年龄的最好结果是140—200亿年．但近几年通过对几个河外星系中造父变星的观测却产生了所谓宇宙年龄危机的新问题：例如，对星系M100内20颗造父变星光变数据的测定得出哈勃常数H0=80±17公里·秒－1·兆秒差距－1，对星系NGC4571中3颗造父变星的测量得出H0=87±7公里·秒－1·兆秒差距－1，而对星系群狮子／中星系M96的造父变星的测量却得出H0=69±8公里·秒－1·兆秒差距－1．按照宇宙创生热大爆炸模型（以下简称标准模型），如果物质是均匀膨胀的，而彼此间又没有引力等相互作用，则H0的倒数就直接给出宇宙的年龄，所谓哈勃年龄．若取H0=87公里·秒－1·兆秒差距－1，则哈勃年龄

若取H0=69公里·秒－1·兆秒差距－1，则T0≈145亿年．另一方面，天文学家一致认为球状星团是我们银河系中最古老的天体，因为星团中恒星的低金属（在天文学中，重于氦的元素称为金属元素）含量表明它们是属于从原星系凝聚出来的第一代恒星．利用球状星团的赫罗图可以推算出星团和银河系的年龄为130至180亿年，至少不能低于114亿年．因此，按照标准模型，就会得出宇宙年龄比宇宙中最古老天体年龄小的谬论． 2、“非标准”的答案

在一些科学家提出的非标准宇宙模型中，不存在宇宙年龄危机问题．现介绍其中的三种如下：

[注]1秒差距=3.26光年，1光年=9.46×1012公里，1回归年=365.23天，1天=86,400秒．

（1）对星系NGC4571中3颗造父变星的测量表明，对于退行速度较大的遥远星系要考虑到相对论性效应和时-空弯曲以及星系分布的不均匀性对所测星系红移值的影响，星系红移的量子化现象也不可忽视．这些问题使不少人认为哈勃常数不可能有定值，而随被测星系的距离和方向而有所不同，因此，哈勃年龄也不可能有定值．1993年，以葡萄牙科学家伯托拉米（Orfeu Bertolami）为首的小组提出：控制着引力强度的牛顿万

有引力常数不是固定不变的，在星系和星系团尺度上的引力强度要大于太阳系内的引力强度，如果引力常数确实随空间尺度的增大而增强，则宇宙的膨胀速率将有赖于所观测空间的体积，从而得出哈勃常数是一个随空间尺度而变化的量的结论，故不可能从哈勃常数推导出宇宙年龄． （2）美国麻省理工大学的宇宙学家哈里森（Edward Harrison）在 1993年 3月初发表了一个与热大爆炸学说极不相同的极慢膨胀的宇宙学说，其结论与若干重要观测事实都符合得很好，但在此模型中，标志着宇宙膨胀速率的哈勃常数只有10公里·秒－1·兆秒差距－1．这意味着现在宇宙的密度比停止宇宙膨胀所需的密度要大10倍．高密度促使在遥远空间大体积、高质量宇宙结构的形成，它们的引力吸引将星系和类星体从我们这里拉向各个方向，导致所观测到的遥远天体的大红移值，而使天文学家错误地以为哈勃常数为50—100公里·秒－1·兆秒差距－1．

哈里森宇宙的年龄为350亿年，这就解决了标准模型中的宇宙年龄危机．哈里森模型预测宇宙约在220亿年后停止膨胀，然后开始重行坍缩，于790亿年后达到大暴缩（Big Crunch）．

（3）国际知名天文学家伯比奇（G．Burbidge）、霍伊尔（F．Hoyle）及纳里卡（J．V．Narlikar）在1993年6月发表了他们的准稳恒态宇宙学（Quasi—Steady State Cosmology，简称QSSC）学说．该宇宙模型与标准模型的主要区别在于宇宙不是在一次大爆炸声中诞生的，而是不时间歇地发生局部“小爆炸”，爆炸有大有小，两次爆炸的间隔从几百万年到几十亿年不等，这些爆炸不断地改变着宇宙的结构．显然，在此模型中，宇宙的年龄不是140—200亿年而是几十万亿年，甚至是一个难以测定其开端的宇宙．

3、继续深入地探索

面对着在标准模型的框架内宇宙年龄小于最古老天体年龄的矛盾，标准宇宙模型的拥护者们并未气馁，他们认为热大爆炸理论虽有这样那样的问题，但对观测事实的符合程度仍优于其他学说．他们认为：本文开头所述的在115—145亿年之间的宇宙年龄只是从三个河外星系的有限个数的造父变星的观测数据得到的，不应就此轻率地否定标准模型．弗里德曼（Wendy L．Freedman）女士领导的小组准备用多种观测方法继续对众多星系进行观测研究，并尽量减少一些人为误差．第一步用哈勃空间望远镜测量天炉座星系团中的造父变星，因为该星系团中星系的分布较紧密，比室女星系团简单，与我们的距离也与室女团与我们的距离差不多但位于相反的方向．她们希望用几年的时间对宇宙年龄得出一个更加有说服力的结论．此外，超新星的亮度大约是造父变星的1000倍，更易观测，一旦明确了超新星爆发瞬间的标准亮度，天文学家就能更准确地判定超新星所在星系的距离，从而能更好地测定宇宙的年龄．

其次，加拿大理论物理学家沙博耶（BrianChaboyer）在分析了测定球状星团年龄时的各种可能误差的来源后得出：球状星团的年龄最小为

110亿年，最大可能达到210亿年．因此，对球状星团年龄的进一步精确测定大有文章可做．

第三，人们已探测到许多红移植Z大于4的类星体，最远的一个是Z=4.897的PC1247＋3406，但大多数类星体的红移值集中在Z＝2至3之间．按照标准宇宙模型，这些类星体是在大爆炸后20至30亿年间诞生的．美国卡内基·梅隆研究所辛格（Anupam Singh）的理论研究不但能说明上述观测事实，而且预见到只要宇宙常数A（该常数代表真空中的总能量及存在于星系之间的斥力）不为零，宇宙的实际年龄要比我们观测到的老得多，从而在标准模型的框架内阐释了宇宙年龄小于最古老天体年龄的矛盾．

诚然，至今我们还远未弄清楚宇宙起源的细节，但已获得的所有观测资料都指向一个“热”的开端．1989年11月18日美国宇航局发射上天的“宇宙背景探测器”搜集到的数据无可辩驳地表明宇宙曾经是较热和较小的，结合氢同位素的相对丰度和河外星系光谱线的红移，要找到比宇宙创生热大爆炸模型更好地说明这些现象的学说是较难的．就拿前面所介绍的三种非标准宇宙模型来说，伯托拉米的万有引力常数变化论和哈里森模型是很难用目前通用的观测方法来验证的，QSSC模型虽与1948年霍伊尔等人提出的稳恒态宇宙模型不同，是一个有演化的宇宙模型，且能说明观测到的氢、氘、氦、锂等轻元素的丰度以及宇宙微波背景辐射，但由于该学说是用遍布于整个宇宙的针状微粒来说明此背景辐射的，而针状微粒对射电波来说将使宇宙不透明，这与观测事实不符．

与任何理论一样，大爆炸宇宙学也要经受新观测事实的考验并不断改进和充实其内涵，但目前还不能因为年龄矛盾一个问题就全盘否定标准模型．

许梅

七、物理学中的宇与宙

1、物理与宇宙

宇宙，爱因斯坦称时空．二千多年前，中国《淮南子》称：四方上下曰宇，古往今来曰宙．在全球人类面前的问题很多，生存问题，衣食问题，电话、计算机、汽车家庭普及的问题，用高科技提高产品的数量、质量问题等．其中最大的问题莫过于我们所在的宇宙本身的问题，古今中外，多少科学家、有志之士，终其一生，未尽其解，伽利略、牛顿、爱因斯坦等等．还有中国人，战国时期，屈原，面对浩瀚无际的苍穹，发出《天问》：“邃古之初谁传道之？”，“日月安属列星安陈？”．

人类的知识、智慧经过近万年的历程，到今天分成很多学科，数学、物理、化学、生物学、哲学、文学、医学、自动化技术、计算机技术等．其中应列首位的是物理学，很多学科以物理为基础．高等数学的基础主体微

积分，就是牛顿（英国）、莱布尼兹（德国）在研究空间天体的运动时各自创立．和研究宇宙关系密切的有，引力物理学，热学，光学，粒子物理学，核物理学，相对论，宇宙线物理学等． 2、宇宙的演化

对遥远处宇宙的研究目前只能通过观测，借助于星系发出的光线或射电，在地面，在地球空间轨道上（哈勃天文望远镜）进行．宇宙不是静态的，是演变着的．明天的太阳不同于今天，亦如今天的太阳不同于昨天，能量减少．宇宙本身及其演化方向、过程与人的愿望无关，人择原理如同上帝不科学、不唯物．一亿多年前，地球尚无人类，只有恐龙，然而宇宙演化至今，经历过那个时刻．那时能说，今天看到的宇宙之所以是这样的，是因为如果它不这样，我们就看不到它（人择原理）？

西方人讲上帝创生宇宙，东方古人则信仰佛道，可是宇宙就是宇宙，与神佛无关．热力学第二定律在以太阳为中心，一光年（近10万亿公里）的范围内不会不正确，其他恒星也同样，乃至星系亦然，宇宙趋于均匀、稳定．四百多年前，日心学说的创立者哥白尼，被当时认为离经叛道，其《天体运行论》列为禁书．布鲁诺，曾在许多著名大学从教，因捍卫哥白尼的日心说，被囚八年，始终坚持立场，最后由罗马宗教裁判所活活烧死在繁花广场，时年52岁（悲哉！）．是呀，太阳绕着我们东升西沉，日复一日，在今天看来，大地是宇宙的中心，也似乎正确．

千年后的人类科学肯定要比今天更上一层楼，除了具体技术高度发达外，更重要的是观念思维上的本质突破．宇宙是演化着的，不依人类的意志，且不独为人． 3、退行的星系

1929年，哈勃发现河外星系的视向退行速度与至我们的距离成正比，即：

V＝H·D

式中V——退行速度，H——哈勃常数，D——距离．

上述速度—距离的关系称作哈勃定律．哈勃及其后的科学家观测表明，来自遥远处的星系的光谱的吸收线均向红色边位移，即红移．根据开普勒效应，这些星系正在远离我们向后退行，退行的速度可由钙的H线及K线在光

谱中的红移量的大小算出． 部分实际计算数据是：

星系（座） 距离（光年） 退行速度（km／s） Virgo室女 36000000 1200 Uroa Major大熊 540000000 5000 Corona Borealis北冕 620000000 21500 Bootes牧夫 1200000000 39000 Hydra长蛇 2000000000 61000

星系离我们愈远，其退行速度就愈大．当速度在10万km／s以上时，虽然哈勃定律的线性关系不完全适用，要代之以相对论性的公式，但是更远距离的星系，退行速度更大是正确的．根据爱因斯坦相对论，光速是一切物质运动的极限速度，以接近于光速退行的星系，距离我们有150亿光年或200亿光年．真是：孤星远影碧空尽，唯见银河天际流． 4、有限的光速与无限的总体宇宙 光或电磁波在太空中穿行的速度是：

c=29.9792万km／s，在大气中要慢一些．用光学（或射电）望远镜摄取星系发出的光线（或电波），了解遥远处宇宙的景象．由狭义相对论，得出光速的不变性和极限性，空间—时间的关系式是：

L=c·t

式中，c——光速，t——光线运行的时间，L——光线通过的空间． 通常我们目视夜空，认为看到的星光就是星体现在发出的光（暗含着c为无穷大），其实不然，若观测到100亿光年处的星系，则是100亿年前的它发出的光，这束光在宇宙空间中，以光速穿行了百亿年的时间，经过了百亿光年的空间，即时空连续一体．看到的星系是过去的星系，看到的宇宙是过去的宇宙，看得越远也就看得越久远、越早，而现在遥远星系的情况，则要过上百亿年的时间，其光线到达后，才能被观察到． 光速虽是最大，却是有限．在上述时-空关系式中，c值一定，t有限（不能是无限），L也有限，即能够观测的宇宙有限，而整个总体宇宙可能是无限的．观测宇宙边缘的星系以接近于光速远离退行，出了我们的视界线．

宇宙的元素构成与地球不同．H、He占99％，其中H近70％．如太阳一样的恒星，每时每刻都进行着4H核→1He核的热核聚变反应，产生巨大的能量，光线传出，而传出光线的速度有限，观测宇宙也有限．宇宙本体的物质构成，限制了宇宙观测．

宇宙，不管朝着哪个方向（大、小）演化，都处在动态．地球上的人类在总体上供给自身，又探求外面宇宙空间的精神，如同时间箭头一样，将永远向前向前！不会有什么终极真理，今天苦思不解的问题，明天、数百年后将不再是问题．宇宙的演化虽不依人的意愿，但它是我们生存的空阔的大家院

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