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《柔软的宇宙 第17章 暴胀》




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科技 科普

更新时间:2017年8月15日

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         2001年6月30日,威尔金森各向异性探测器(WMAP)搭载在德尔塔II型火箭上,于佛罗里达州卡纳维拉尔角的肯尼迪航天中心发射升空。

        重八百四十千克的WMAP经过三阶段绕地-月系统的飞行后,被推到日-地系统的第二拉格朗日点L2。该点在月球轨道之外,距地球约150万千米,其周围区域是引力的鞍点,运行在这里的卫星会稳稳当当地待在这个位置上。WMAP的维护工作约一年四次。为了获得全天的信息,WMAP采用了复杂的全天扫描方式,做一次完整的全天扫描要六个月时间。第一次公布的数据(2003年)包含了两组全天扫描的结果。人家威尔金森探测器还真是厉害,角分辨率达到了13分。上次发射的COBE探测器的分辨率有7度,分辨率比威尔金森各向异性探测器差很多,也就只能模模糊糊看个大概。

        威尔金森探测器发回的数据比COBE精细多了卫星传回来的数据还要做大量的处理工作,要去掉干扰因素,最大的障碍是太阳与银河,它们挡在面前,阻碍着我们接受来自银河背后的信号。

        最后想尽办法排除了银河的干扰,那些星星的干扰也全都剔除。精细的背景辐射图终于绘制出来了,里面有着复杂的不规则花纹。微波背景辐射的确是有着微小的起伏,但整体上大致是均匀的。比较热的地方呢,物质密度稍大了那么一丝,冷的地方呢,物质稍微稀薄了那么一丝。正是这些微小的不均匀性,导致了今天的各个天体的形成。稍微稠密一点的地方,引力会更大一点,会吸附更多的物质。更多的物质聚集,反而会更加稠密,于是这个模式就循环进行下去,一直到大型的天体形成,比如恒星,星系……在我们的宇宙中,物质很喜欢成团地聚集在一起,恒星组成星团,组成庞大的星系,星系组成星系团,都是一团一团的。但是星系团以上的大尺度结构,就是比较均匀的了,不再是成团分布,因为彼此之间太过遥远,相互间引力微弱得可以忽略不计。我们现在观察到的日月星辰、星云星系,都得益于宇宙早期阶段那微小的温度起伏。靠着威尔金森的数据我们发现:宇宙是相当平坦的,我们可以根据温度起伏估算出物质的总质量,然后看看宇宙的尺寸大小,大约就可以估计出,这个宇宙到底是个啥形状。还记得我们前几章讨论过的那个弗里德曼-勒梅特-罗伯逊-沃克度规吗?其中有个k因子,k的取值不一样,我们宇宙的形状也是不一样的。现在就可以根据威尔金森探测器的数据来计算k的数值了,同时我们也能够计算出哈勃常数以及宇宙的年龄。

        根据威尔金森探测器的数据计算出来宇宙的年龄是一百三十七亿年,误差大约是两亿年上下吧,这算是比较精确的数字了。可视宇宙的范围大约是九百亿光年的直径,宇宙诞生之初一缕光向我们这里一路飞来,同时宇宙在膨胀,那个发光源也在远离我们。当这缕光跑到了我们这里,发光源已经又后退了好远好远。计算下来,可视宇宙的半径,就是哈勃常数的倒数。再远处,因为宇宙膨胀的速度超过了光速,那里发出的光再也到不了我们眼睛里,于是就产生了一道视界。粗糙地讲,膨胀的宇宙就相当于内外拓扑翻转的黑洞,两者都有个“视界”,一个向外一个向里罢了。

        我们的宇宙,曲率因子k大约是0,也就是一个非常平坦的宇宙。我们的宇宙是开放而非封闭的,封闭意味着宇宙的膨胀会有极限,当到达极限以后,会从膨胀转化为挤压,最后挤压成一个点,一切重新开始,这就是所谓的脉动宇宙。假如宇宙是个双曲面结构,说白了就是物质太少,总引力太小,那么结局会是大撕裂,一切都扯碎。现在我们所在的平直宇宙将会比较温和,慢慢地变冷,物质变得越来越稀疏,慢慢变得了无生机。

        科学就像推理破案一样充满悬念,我们所在的宇宙曲率居然很巧就等于0,这就是一件非常让人挠头的事了,曲率因子k等于0是小概率事
件,这种事居然发生了!

                                    图17-2 微波背景辐射下的宇宙

        从微波背景辐射(图17-2)来看,我们的宇宙真是太均匀了。这种均匀性也很奇怪,要知道,我们的视野半径是四百五十亿光年左右,直径是九百亿光年,视野直径的两端是彼此看不见的。我们地球在中间,勉强能看见两边,两边要进行热交换就更不着边了,可是温度却出奇地一致,这不奇怪吗?就好比非洲的原始部落和北极圈的爱斯基摩人,他们彼此都不知道对方的存在,也从来没做过任何交流,说话从词汇到口音居然全都一模一样,这里面没有幺蛾子才怪呢。

        我国是一个方言众多的国度,这是因为我国历史悠远,地形复杂,气候多样,人口分布也很复杂,十里不同音也不是新鲜事。美国的口音虽然也有差异,但是要比我国小得多。究其原因,就是因为美国的历史太短了,人口扩散的速度太快,从当年阿巴拉契亚山脉以东狭长的十三州殖民地到地跨两洋称霸世界的霸主,也不过才二百来年的历史,口音还来不及形成差异。以此类比,难道宇宙诞生之初也有过快速的扩张时期?麻省理工学院的阿兰·古斯提出的暴胀理论恰好可以解决这些问题。暴胀理论提出:大爆炸以后的某一时刻,时空在不到10 -34 秒的时间里迅速膨胀了10 78 倍,然后,宇宙才开始慢腾腾地继续膨胀。还记得爱因斯坦场方程里面那个“宇宙常数”吗?他偶然犯下的错误如今派上了大用场,暴胀时期,宇宙常数不为0,正因为宇宙常数不为0,才会产生暴胀的情况。这种暴胀也把早期宇宙大尺度内的扭曲给扯平了,只剩下了非常微小的纹理,才造成了今天我们看到的这么平坦的宇宙。

        过去,标准的宇宙大爆炸模型还有个难题,那就是所谓的“磁单极子”问题。磁单极子是狄拉克在研究量子力学的过程中发现的,而麦克斯韦的电磁学方程则认为没有磁单极子。磁性物质,不管是分解到多小,一定是同时存在南北极,就如同微小的指南针一样。你根本找不到一个物质,只具备磁南极或者是磁北极。但是狄拉克从公式推导中发现,磁单极子是有可能存在的,但是这么多年一直找不到磁单极子的痕迹,显然是出了什么问题导致的。在宇宙大爆炸的初期,温度极高,物理学中四种基本的力都没有分开,电磁力、强核力和弱核力会统一成为“大统一力”。当温度开始降低,强力分离出来了,对称性被打破,在这个过程里,会产生某种“拓扑缺陷”。这些“缺陷”看起来,物理性质就如同“磁单极子”。标准的大爆炸模型是会产生很多磁单极子的,不会找来找去找不到。暴胀理论解决了这个问题,按照暴胀理论的原理,磁单极子的密度会下降好多个数量级,找不到也是正常的。

        到底是什么驱动宇宙早期发生暴胀呢?现在还众说纷纭。一般认为那时候是由“暴胀场”在主导。暴胀虽然可以解释很多现象,但是还需要有观测证据才行,只有从微波背景辐射这个大数据库里面去挖掘。2014年的一天,阿兰·古斯教授收到了一封电子邮件,内容大概是这样的:“尊敬的古斯教授,我们发现了一件有趣的事情,这个发现跟我的研究和你的研究都有关系,但是我还不能告诉你具体是什么内容,我希望能够尽快拜访你——这件事还是稍微有那么一点着急的,期盼你的回复。另外,出于保密的原因,请不要跟任何人提起我跟你联系见面这件事情,谢谢。”邮件的落款人,正是哈佛大学的约翰·科瓦克。

        阿兰·古斯教授心一动,他猜到了,这是他等了几十年的一个信号!他已经七十岁了,没想到有生之年还能有机会看到自己的暴胀理论被观测证实。暴胀会不会留下什么可以检测的痕迹呢?暴胀产生的原初引力波很可能对微波背景辐射产生影响,导致在微波背景辐射里留下某种“大风车”一样的痕迹,这种痕迹学名叫做“B极化模式”。

      美国在南极点上有个考察站,叫做“阿蒙森-斯科特”考察站,这个考察站安装了一台“宇宙泛星系偏振背景成像”(BICEP2)望远镜(图片17-4),这台望远镜就是专门来寻找原初引力波痕迹的装置。至于说为什么要放到南极去,是因为这地方非常干燥,探测器需要观察一千亿赫兹到三千亿赫兹的微波辐射,可惜大气层中的水蒸气会吸收和干扰这个频率。不差钱的可以发卫星去太空,可惜卫星的“快递费”实在是太贵了,要想价钱便宜量又足,就必须在地面上打主意:要么放到干燥的沙漠里面,要么放到冰天雪地的南极点。南极点比沙漠还干燥,水分都在脚下变得硬邦邦的,空气中一点水分也没有。

                   图17-4 宇宙泛星系偏振背景成像(BICEP2)

         约翰·科瓦克就是这玩意的负责人,一定是这家伙听到了什么信号。果然,约翰·科瓦克告诉阿兰教授,看到了好几个信号,而且可信度达到5个Σ,也就是说出错的可能性在千万分之一。大家都很高兴,但是为什么要保持神秘低调呢?那是因为,哪怕是可信度如此之高的结果,也有鸡飞蛋打的时候,低调点是非常必要的。2014年3月17日,美国哈佛-史密松天体物理中心的科学家召开新闻发布会,公布了他们的一个“重大发现”。他们宣称在宇宙微波背景辐射中检测到了B模式极化信号,这可能是宇宙最初时刻存在原初引力波的结果,因此可能为宇宙早期被称为“暴胀”的急剧膨胀过程提供了首个观测证据。

        结果一发表,天体物理学界立刻炸开了锅,不少人认为与他们看到的并不是什么宇宙暴胀引力波引起的扰动信号,而是银河系尘埃搞出来的信号。BICEP2团队于6月19日在《物理评论快报》发布的论文承认,观测到的信号可能大部分是由银河系尘埃的前景效应造成的,他们对这项结果的正确性持保留态度,必须要等到10月份普朗克卫星的数据分析结果发布之后,才可做定论。


                                   图17-5 普朗克卫星
        看来要想“尘埃落定”,就只有看欧洲人的普朗克探测卫星(图17-5)的数据了。普朗克巡天者是欧洲人和美国NASA合作的计划,这个探测器的精确度比威尔金森探测器还要高,可以画出更加精细的微波背景辐射图。普朗克卫星的数据修正了我们原来对于宇宙的认识,宇宙的年龄是一百三十八亿年,比原来估计的要大一点,相应的哈勃常数比原来小一点,宇宙膨胀的速度也比我们过去知道的慢一点。

        2015年1月30日,BICEP2团队承认对资料的判读错误,观测到的信号无法排除掉银河系辐射尘埃的影响,不足以证实这项结果就是早期宇宙的引力波所形成的B极化模式。大家白兴奋一场,一朝回到解放前啊!看来保持低调的确是非常聪明的做法,即便有问题也不至于被啪啪地打脸。

        不过,不管是NASA威尔金森探测器也好,还是欧洲人的普朗克探测器也好,最大的发现还是让人大跌眼镜。原来,我们宇宙中的这些重子物质,也就是看得见摸得着的这些物质,居然只占了所有物质总量的4.5%。那些庞大的星系,闪闪发光的恒星,那些美丽的星云,那些元素周期表上的元素,加起来也不到全部物质的一个零头,剩下的大批物质我们全都看不见,这还了得!

         这就引出了二十一世纪物理学上的两朵乌云——暗物质和暗能量,这还是要从二十世纪的三十年代讲起。1933年的加州理工的校园像个安静的世外桃源,角落里那个对星星着迷的三十五岁男人显然跟这些毫无关系,他叫兹威基,是加州理工的一位年轻的学者。我们前面提到过此人,他就是最早预言中子星的人之一。当时他把注意力完全放在了后发座星系团上,这个星系团在狮子座附近,由一千个大星系、三万多个小星系组成。兹威基面对一堆密密麻麻的数字和符号正在发愁。

        要测量星系团的质量,一般有两种方法:“动力学质量”计算,需要的数据是各星系之间的相对速度和平均速度,而“光度学质量”要求测量各星系的光度。不可思议的是:“动力学质量”是“光度学质量”的四百倍!为什么后发座星系团有99%的质量“下落不明”?难道“动力学质量”中用到的牛顿运动定律不再适用?或者,星系团的主要质量并不是由可视的星系贡献的?兹威基做出了以下推测:宇宙大部分质量不可见,因此光度方法测算不出。于是便有了“暗物质”一词。

        当然了,那时候兹威基还是用牛顿力学进行的计算。既然“暗物质”既不发光,也不反光,那么根本就没法看到它们,以当时的观测手段显然没法进一步研究。于是他把精力放到了超新星上,暗物质就先搁在一边了,这一搁就是几十年。

        二十世纪的六十年代,女天文学家薇拉·鲁宾正在研究比较冷门的星系转动曲线问题,在测量银河系恒星运动的时候,她又发现了令人感到不可思议的事。鲁宾发现:按理说,离银河中心越远,恒星运行速度应该越慢才对,可是在银河系的外侧,恒星速度几乎一样。最外侧的恒星实际运行速度,显然比计算出来的速度快多了,照这样快的旋转速度,银河系根本就维持不住,早就转散架了。到底是什么力量在拽着它们不让它们被甩出银河系呢?某些天文学家就把当年兹威基的想法给挖出来了:存在一些我们看不见的不发光也不反光的东西,是它们的引力把这些恒星给拉住了。打个比方,黑色的咖啡里面倒进去白色的奶,拿勺子一搅和,那一丝丝的纹路,就好比我们银河系的恒星,黑色的咖啡,就好比是暗物质。


        后来,引力透镜现象被发现了。原来某些遥远的天体,发出的光路过半途中的星系团的时候,会被星系团的引力给扭曲。从我们地球上看起来,遥远的天体居然图像是变形的,就像隔着玻璃透镜一样,这个效应叫做“引力透镜”,最著名的就是“爱因斯坦十字”。通过引力透镜,我们很容易计算出星系团的总质量,然后再与星系团的亮度做对比,亮度按理说也可以反推出星系团的总质量,但这两个值始终相差悬殊,这就是暗物质的确凿证据。

                                    图17-8 爱因斯坦十字

        至此暗物质的存在基本上是板上钉钉的事了,之所以叫做“暗物质”,其实就是“不知道”的意思,我们不知道这玩意是什么。科学家们脑洞大开,纷纷开始推测暗物质到底是何方神圣?当然了,有很多东西,我们的确很难看到,比如黑洞,这家伙也是不发光的,也是仅有质量。还有那不计其数的褐矮星,它们很暗淡,探测到它们也很困难,尘埃也同样难以探测。这些都是已知的物质,它们全部加起来,恐怕也不够分量。到了二十世纪八十年代,们基本被排除在了暗物质的概念之外,说白了,暗物质是一群保持低调(对电磁波无感)的家伙。人们在微波背景辐射里,又一次找到了暗物质的蛛丝马迹。早期宇宙中的物质处在引力收缩和膨胀压强之间的微妙平衡之上,物质分布的方式在细节上与暗物质理论惊人地相符。暗物质占宇宙总质量的
26.8%,可见物质有多少?只有4-5%,这个结果证明当年鲁宾等人的结果接近正确。

         这个神秘的暗物质到底是啥呢?粒子物理学家们说,你们搞不定了吧?这事儿还要靠我们!宇宙间也就那四种已知的力:强相互作用、弱相互作用、电磁力、引力。暗物质粒子跟电磁力不发生作用,弱相互作用应该是存在的,引力是必然存在的。假如有弱相互作用存在,那么粒子就应该会有衰变啥的,衰变出来的粒子应该能检测到,即便不能检测,也应该可以模拟计算。

        粒子物理学家们就在此时大显身手了,他们对暗物质的讨论,可比天文学家们的讨论热闹得多。物理学家们既可以模拟计算,也可以做实验。大型强子对撞机,那就是他们手里最得力的工具。粒子被加速到极高的速度,撞到一起以后,全部化为能量,能量又会变成粒子,能量越大,变出来的粒子能级越高。至于是哪种粒子,这个看运气,说不定就能变出来个暗物质粒子,我们只要知道输入了多少能量,看看撞出来的粒子折算成多少能量。假如两者不相符,还差一大块,恐怕就是暗物质粒子。暗物质只能用算总账的办法计算出来,反正对撞机撞来撞去也没发现有这么个东西。

        对撞机撞不出来,那么是不是可以算出来呢?在他们的理论中,暗物质又分成了三类:冷暗物质、热暗物质,还有就是温暗物质。他们被一个个送进了大型超级电脑里进行模拟计算,看看哪个模拟的结果能够跟实际观测相符合。首先送进去验证的是所谓的弱相互作用大质量粒子(WIMP),它们具有质量(可以施加并感受引力),但不与光发生相互作用(无法被看到)。物理学家们根据大爆炸的宇宙模型进行了计算,在大爆炸中被创造出来的WIMP的数量,与宇宙学观测得出的暗物质密度恰好吻合——这可太爽了,有人称之为WIMP奇迹,大家都相信,暗物质就是这东西。

        既然如此,看来证实这个WIMP很有希望,能不能探测到这个东西呢?能,但是非常麻烦,因为我们最擅长的检测手段是通过电磁波,无论是光学仪器还是无线电仪器,都是探测电磁波的。“弱相互作用大质量粒子”与光没有半毛钱关系,只能依靠间接探测。直接探测暗物质的实验已经进行多年,这些实验都是地下实验,选择在地下建造实验室是为了屏蔽宇宙射线以及地球表面其他辐射背景。科学家们为了探测暗物质,不得不蹲在深坑里常年观测。意大利的格兰萨索山实验室很早就开始研究如何探测暗物质粒子了,从1996年开始收集数据,但是搞了N年也没发现有说服力的数据。

        下面该我们中国人登场了。我国在四川的锦屏山电站隧道里,建立了一个最干净的暗物质探测实验室。它上面有一座两千四百米的高山,这么厚的山体,屏蔽了宇宙射线的干扰,当年也是世界上岩石覆盖最深的地下实验室。与其相比,位于意大利中部格兰萨索山区的欧洲地下实验室就像个地窖,太浅了。在四川的群山下,粒子物理学家最头痛的宇宙线的强度仅为格兰萨索山区的1/200,为实验提供了“干净”的环境。地下实验室是粒子物理和天体物理学等领域的暗物质探测研究、中微子实验等重大基础性前沿课题的重要研究场所,不但需要尖端技术,还需大量资金投入。说白了,没有强大的国力,根本就玩儿不起啊!地下实验室用来探测暗物质的方法有两个:一个是将晶体放在极低温的环境中探测,温度低于100毫开尔文,当暗物质粒子击中晶体中的一个原子核,原子核反冲可以被探测到,例如反冲可以产生微小的热量,最常用的晶体是锗。第二种方式是用惰性液体,暗物质粒子与液体中的原子发生反应后产生光子,这些光子可以被探测到,常用的液体有氙和氩。

         氙在零下100摄氏度的时候变成无色透明的液体,形成一片稠密的“树林”。如果足够幸运,宇宙中的一颗暗物质粒子与探测器中的某一颗氙原子相撞,撞飞的氙原子会发光发电,相当于“树”在摇动,这个动静会被探测器内部的光电感应系统捕捉到。至今为止,也没发现暗物质的痕迹。锦屏山实验室要想办法把试验灵敏度提高二十倍,看看那样能不能发现暗物质的踪迹,这毕竟是一种守株待兔的办法。至今为止,这些艰苦蹲坑的科学家们都还没得到希望的结果,看来蹲守一时半会儿是难以发现暗物质粒子的。要想探测暗物质粒子的迹象,恐怕地底下是不行了,答案还是要从天上去找。一个名叫“阿尔法磁谱仪”的仪器被发射进了太空,它能发现暗物质的痕迹吗?且听下回分解……
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