為了得到一個靜態(tài)的宇宙解，愛因斯坦在廣義相對論的核心方程中引入了一個新的項——宇宙學(xué)常數(shù)。宇宙學(xué)常數(shù)非常小，以至于無法在太陽系尺度上被探測到。但在宇宙學(xué)尺度，它會產(chǎn)生微小且穩(wěn)定的排斥力——足以抵消恒星之間的引力吸引，防止宇宙坍縮。

但隨后，越來越多的理論證據(jù)表明，愛因斯坦的圖景是錯誤的。例如，上個世紀(jì)20年代初，弗里德曼（Alexander Friedmann）就在研究了廣義相對論后發(fā)現(xiàn)，球體宇宙只是理論所允許的眾多可能性之一。弗里德曼得到的解包含了膨脹和收縮的宇宙，并且允許宇宙的曲率為正、負(fù)和零。

盡管如此，愛因斯坦仍然不愿意放棄他的靜態(tài)宇宙。直到1931年，當(dāng)所有的觀測都表明宇宙確實在膨脹時，他才改變了想法。

上個世紀(jì)初，夜空中“旋渦星云”的本質(zhì)讓天文學(xué)家困惑不已。對它的理解將關(guān)乎到我們對宇宙大小的認(rèn)知。換句話說，只要破解這一謎團，就能夠回答銀河系是否是宇宙中唯一的星系這個問題。

在那個時代，大多數(shù)天文學(xué)家都傾向于相信這些星云不過是銀河系內(nèi)的一些氣體云，只有少數(shù)天文學(xué)家認(rèn)為它們實際上是遠(yuǎn)在銀河系之外的獨立的“島宇宙”——也就是我們今天稱之為的“星系”。1920年，雙方為此進行了一次著名的“世紀(jì)大辯論”。

解決這一爭辯的唯一途徑是更多的觀測數(shù)據(jù)，當(dāng)時兩種工具的發(fā)展成為了解題的關(guān)鍵。第一個工具是光譜學(xué)。通過觀測遙遠(yuǎn)天體發(fā)出的光，天文學(xué)家可以測出它們是由什么組成的，以及它們的移動速度有多快。

1912年，天文學(xué)家斯里弗（Vesto Slipher）使用了當(dāng)時最先進的儀器對仙女座星云進行觀測。他驚訝地發(fā)現(xiàn)該星云的光譜中顯示出了強烈的藍(lán)移，這意味著它正在以大約每秒300千米的速度朝我們運動。這個速度太快了，比任何已知的恒星的運動速度都要快，以至于斯里弗不得不懷疑他是不是弄錯了。然而，其他的天文學(xué)家很快證實了斯里弗的觀測結(jié)果。

之后在對幾十個旋渦星云進行測量后，斯里弗發(fā)現(xiàn)仙女座星云的藍(lán)移是一個例外。大多數(shù)星云都是紅移的，這就意味著這些星云正以極快的速度遠(yuǎn)離我們。斯里弗的觀測使他站到了”島宇宙“的陣營，他認(rèn)為這些星云定然是在非常遙遠(yuǎn)的地方，因為在我們附近任何一個移動速度如此之快的天體應(yīng)該早就逃離銀河系了。

但是要確定島宇宙這一假說，還必須測量旋渦星云的實際距離，這就需要第二種工具——標(biāo)準(zhǔn)燭光。

1923年，在數(shù)以億計的繁星中，哈勃（Edwin Hubble）運用當(dāng)時世界上口徑最大的胡克望遠(yuǎn)鏡，找到了一顆改變了現(xiàn)代天文學(xué)進程的恒星。這顆恒星被稱為造父變星V1。造父變星是一類亮度會呈周期性的變化的恒星，它可以作為測量距離的標(biāo)準(zhǔn)燭光。哈勃運用勒維特（Henrietta Swan Leavitt）在先前就發(fā)現(xiàn)的造父變星的周期和光度間的關(guān)系，計算出了V1的距離。他發(fā)現(xiàn)仙女座距離地球約93萬光年（現(xiàn)代的觀測表明，仙女座星系實際上位于250萬光年之外），而這遠(yuǎn)遠(yuǎn)超出了銀河系的大小。

哈勃的觀測結(jié)果為世紀(jì)大辯論畫上了句點，也讓人們意識到，宇宙遠(yuǎn)比想象的更加浩瀚無垠。

然而，哈勃帶來的宇宙革命并未止步于此。1929年，他在進一步對星系進行觀測后，繪制了星系的速度和距離關(guān)系圖，關(guān)系圖顯示出了一個清晰的趨勢：那些距離我們越遠(yuǎn)的星系，遠(yuǎn)離我們的速度越快。

也就是說，宇宙確實不是靜止的，而是在越變越大！1931年，哈勃和赫馬森（Milton Humason）擴展了星系樣本，進一步加強了這一發(fā)現(xiàn)。與此同時，他們的發(fā)現(xiàn)也摧毀了愛因斯坦的靜態(tài)宇宙觀。

一個正在膨脹的宇宙，似乎暗示著它有著更小的過去——甚至是一個開端。但對于當(dāng)時的天文學(xué)家而言，宇宙起源問題似乎是哲學(xué)家或神學(xué)家才會去討論的話題。因為如果假定宇宙有一個開端，那么一個更棘手的問題是，這個開端是從而來的？事實上，這種不愿意去思考宇宙起源的想法是如此的根深蒂固，以至于我們現(xiàn)在所稱之為的大爆炸理論不得不以不同的方式被重新發(fā)現(xiàn)了三次，才最終被廣泛接受。

1927年，比利時天文學(xué)家勒梅特（Georges Lemai?tre）得到了與弗里德曼相同的結(jié)論：宇宙并非靜態(tài)的，它會膨脹或收縮。他甚至已經(jīng)推導(dǎo)出了哈勃定律，但由于他發(fā)表的論文是用法文撰寫的，所以當(dāng)時并沒有得到關(guān)注。今天，為了突出勒梅特的貢獻，科學(xué)界已經(jīng)把“哈勃定律”更名為“哈勃-勒梅特定律”。此外，當(dāng)時勒梅特還利用斯里弗測量的星系速度和哈勃確定的星系距離，得到了宇宙的膨脹速度。

1931年，勒梅特提出宇宙應(yīng)該起源于一個包含了整個宇宙質(zhì)量的”原初原子“。他在《自然》雜志中詳盡地闡述了這一想法，其中還包括了一個具有先見之明的建議，他認(rèn)為宇宙最初的狀態(tài)必定非常炙熱，并且會產(chǎn)生一種余暉——一種至今仍然彌漫在空間中的熱輻射。盡管在細(xì)節(jié)上他是錯誤的，比如他認(rèn)為這種余暉是宇宙射線的來源，但正如我們將會看到的，大爆炸余暉確實是真實存在的。然而，勒梅特關(guān)于宇宙起源的想法在當(dāng)時并沒有引起多少關(guān)注。

大爆炸的第二次發(fā)現(xiàn)始于一個看似無關(guān)的問題：是什么讓恒星發(fā)光的？

1920年，愛丁頓（Arthur Eddington）提出了一種可能性，或許是在太陽內(nèi)部的熾熱和致密的條件允許氫聚變成氦，從而釋放出巨大的能量。起初，天文學(xué)家對此表示懷疑，因為他們認(rèn)為恒星所包含的氫不足以一直維持這一過程。到了1925年，佩恩（Cecilia Payne）在她被稱為”天文學(xué)史上最杰出的博士論文“中，通過計算恒星光譜中的化學(xué)元素豐度后發(fā)現(xiàn)，氫是恒星中最豐富的元素，其次則是氦。

在解開太陽的發(fā)光之謎后，其他的問題接踵而至：為什么幾乎所有恒星的氫氦比例都是三比一呢？為什么較重的元素只占宇宙總元素的一小部分？為什么一些元素，比如碳和氧，要比鋰和硼豐富得多呢？

上個世紀(jì)30年代是提出這些問題的好時機。當(dāng)時，物理學(xué)家已經(jīng)發(fā)現(xiàn)原子核中包含了兩種類型的粒子：帶正電的質(zhì)子和中性的中子。將這兩種粒子“粘合”在一起的是只有它們能感受到的“強”力，電子則不受影響。強力比電磁力要強得多，否則質(zhì)子間的靜電斥力將把原子核撕裂，但強力的作用范圍卻是極短的。

從現(xiàn)有的原子核中形成新的元素的過程被稱為核合成。然而，由于質(zhì)子間的靜電斥力，只有在數(shù)百萬甚至是數(shù)十億度的高溫下，原子核才能夠靠得足夠近以便聚合在一起?？茖W(xué)家很快就意識到，自然界中只有兩個地方會出現(xiàn)這種極端條件。第一個地方便是在恒星的內(nèi)部。20世紀(jì)30年代末，物理學(xué)家已經(jīng)開始精確地研究出熱核聚變是如何產(chǎn)生能量來保持恒星發(fā)光的，并且在這個過程中，產(chǎn)生了構(gòu)成地球和生命的重元素。

1946年，伽莫夫（George Gamow）將注意力轉(zhuǎn)向核合成的第二種可能性：一些元素是否有可能在早期宇宙中產(chǎn)生？伽莫夫與阿爾弗（Ralph Alpher）和赫爾曼（Robert Herman）聯(lián)手對這個問題發(fā)起了進攻。他們認(rèn)為，在宇宙誕生后的大約10到20秒，宇宙的初始狀態(tài)是一鍋充滿了質(zhì)子和中子的熱湯。他們并沒有試圖將時間推回到最初的時刻，即t=0，否則他們將面對一個密度無限、溫度無限、大小為零的奇點。他們只是簡單地將質(zhì)子和中子湯當(dāng)作一個既定事實。他們的計算表明，在t=0之后的幾分鐘內(nèi)，快速冷卻的混合物會凝聚成幾乎純氫和氦，其元素和同位素比率接近我們今天看到的。

之后，他們還得出了一個結(jié)論：原始火球發(fā)出的輻射仍然存在，只是在經(jīng)歷了數(shù)十億年的宇宙膨脹后，其波長早已被拉長。這與勒梅特在1931年提出的觀點相似。不同的是，阿爾弗和赫爾曼的計算更為復(fù)雜，今天我們看到的輻射不再是勒梅特曾認(rèn)為的宇宙射線，而是光子，其波長處于電磁波譜中的微波區(qū)域。然而，他們的工作也很快就被淹沒，尤其是當(dāng)時關(guān)于宇宙還存在著另一種流行的理論——穩(wěn)恒態(tài)模型。

大爆炸的第三次也是決定性的一次發(fā)現(xiàn)是個美妙的意外。

1964年夏天，普林斯頓大學(xué)的迪克（Robert Dicke）與他的兩名學(xué)生洛爾（Peter Roll）和威爾金森（David Wilkinson）開始在微波波段尋找大爆炸遺留的輻射。迪克的另外一名學(xué)生皮布爾斯（James Peebles）計算出宇宙數(shù)十億年的膨脹將使大爆炸的輻射冷卻到僅幾個開爾文，那個時候皮布爾斯對伽莫夫等人的工作一無所知。到了1965年初，理論工作已經(jīng)完成，探測器的工作也進展順利。然而在那年2月的一個星期二的午餐時間，迪克接到了一個令他心碎的電話。在接到電話后，他對自己團隊說：“我們被搶先了”。

在距離普林斯頓40公里外的貝爾實驗室，彭齊亞斯（Arno Penzias）和威爾遜（Robert Wilson）的喇叭型天線接收到了一些未知來源的噪音。他們清理了鳥糞、移走了鳥巢，排除了一切可能性后發(fā)現(xiàn)，無論是在白天或黑夜，無論是朝天空中的任何一個方向，仍有一種微弱的微波嘶嘶聲揮之不去。他們完全不知道是怎么回事，直到讀到了皮爾布斯關(guān)于宇宙輻射的其中一篇論文的草稿，他們才明白了神秘嘶嘶聲的含義。是的，他們無意間發(fā)現(xiàn)的正是迪克團隊想要尋找的大爆炸的余暉——宇宙微波背景（CMB）！之后，洛爾和威爾金森確認(rèn)了彭齊亞斯和威爾遜的觀測。

宇宙微波背景的發(fā)現(xiàn)使該領(lǐng)域幾乎所有人都相信，我們的宇宙誕生于遙遠(yuǎn)過去的一次大爆炸。然而，大爆炸模型卻也給宇宙學(xué)家留下了三個大謎題。

如果宇宙有開端，那么宇宙學(xué)家不得不思考它是否也有終點。如果有，宇宙的最終命運會是什么？是會永遠(yuǎn)地膨脹下去，還是會停止膨脹往回收縮？

答案取決于一個數(shù)字：宇宙中物質(zhì)的平均密度。如果平均物質(zhì)密度低于特定臨界值（相當(dāng)于每立方米包含幾個氫原子），那么宇宙就是“開放的”，它會永遠(yuǎn)膨脹下去；如果平均密度大于這個臨界值，宇宙就是“封閉的”，膨脹最終會停止，然后逆轉(zhuǎn)，導(dǎo)致“大擠壓”；如果平均密度等于臨界密度，那么宇宙就是“平坦的”，恒星和星系的引力會減緩膨脹，但永遠(yuǎn)無法阻止它。

在宇宙誕生后，如果宇宙的密度稍微高一些，那么封閉的宇宙在膨脹后就會瞬間收縮；如果宇宙密度稍微低一些，那么開放的、無限的宇宙就會因為膨脹得太快而無法形成恒星或星系；然而，100多億年后的今天，我們看到宇宙中遍布著恒星和星系，物質(zhì)的平均密度與臨界密度非常靠近。宇宙學(xué)家意識到，這就意味著宇宙在誕生不久后，其密度應(yīng)該更加接近臨界密度。然而，宇宙學(xué)家并不知道為什么宇宙密度如此接近臨界密度，這個問題也被稱為“平坦性問題”。

第二個謎題說的是，為什么宇宙從各個角度看都是一樣的，物理學(xué)家稱之為”視界問題“。假設(shè)宇宙此刻并沒有在膨脹，一個光子在宇宙的極早期被釋放出來，自由地在空間中穿梭直到抵達(dá)地球的北極。另一個光子同時被釋放，但與第一個光子相反，它將抵達(dá)南極。這兩個光子從被釋放的那刻起能夠交換任何信息嗎？顯然不能，因為從一個光子向另一個光子發(fā)送信息所需的時間將是宇宙年齡的兩倍。兩個光子是因果不相連的，它們在彼此的視界之外。然而，我們觀測到的是，來自相反方向的光子一定以某種方式進行了交流，因為宇宙微波背景在天空中的所有方向上的溫度幾乎是完全相同的，即2.73開爾文。

第三個謎團與一種假想粒子有關(guān)，這種粒子被稱為磁單極子。在生活中，當(dāng)我們把一個帶有南極和北極的條形磁鐵掰斷，就會得到兩個帶有南極和北極的磁鐵。物理學(xué)家從未發(fā)現(xiàn)過帶有單一磁荷的粒子。然而，研究基本粒子及其之間相互作用的粒子物理學(xué)的”標(biāo)準(zhǔn)模型“卻告訴我們，理論上這些磁單極子是存在的。計算還表明，大爆炸應(yīng)當(dāng)產(chǎn)生了很多磁單極子，且它們的質(zhì)量都非常大，所以它們應(yīng)該很難被忽視。那么它們究竟躲到哪里去了？

上個世紀(jì)80年代，一個名為“暴脹”的理論的發(fā)展，一舉解決了這三個問題。暴脹模型假設(shè)在大爆炸后的10?3?秒到10?32秒之間，宇宙經(jīng)歷了一次指數(shù)式的膨脹。在暴脹之前，盡管宇宙中可能充滿了磁單極子，但極端的膨脹會把它們稀釋到無法發(fā)現(xiàn)任何一個的地步。而在膨脹之前無論宇宙的曲率為何，暴脹都會把它拉得又緊又平，就像膨脹到光年大小的氣球表面一樣。同樣地，考慮到宇宙在暴脹期間的膨脹倍數(shù)，就可以計算出今天相距非常遙遠(yuǎn)的區(qū)域在早期實際上在曾經(jīng)是極其接近的，這就解釋了為什么來自這些區(qū)域的光子具有幾乎完全相同的溫度。

在過去的幾十年里，暴脹理論得到了越來越多觀測證據(jù)的支持，包括WMAP和COBE衛(wèi)星對宇宙微波背景的測量。盡管暴脹理論并沒有描述宇宙的起源，但它被普遍認(rèn)為是任何更完整的宇宙起源理論的重要組成部分。

在暴脹理論之后，理論學(xué)家開始書寫不同宇宙起源的故事。有人認(rèn)為，我們所生活的這個宇宙只是多重宇宙中的一個，而每一個宇宙都遵循著各自的物理定律；有人認(rèn)為，暴脹從未發(fā)生，只要假定物理學(xué)的基本常數(shù)不是恒定的，那么也可以解釋先前提到的三個大問題；也有人認(rèn)為，宇宙是循環(huán)的，大爆炸是源于上一個宇宙的大坍縮。但到目前為止，還沒有哪個模型能像暴脹宇宙學(xué)那樣被廣為接受。

到了上個世紀(jì)末，宇宙的故事變得越發(fā)撲朔迷離，因為宇宙學(xué)家發(fā)現(xiàn)，有95%的宇宙是完全未知的！

讓我們再次把目光聚焦在仙女座星系。牛頓和愛因斯坦的引力理論告訴我們，在星系中，那些離星系中心越遠(yuǎn)的天體，感受到的引力就越小，所以它們的運行速度會比那些靠近中心的天體更慢。1970年，當(dāng)魯賓（Vera Rubin）和福特（Kent Ford）繪制仙女座星系的自轉(zhuǎn)曲線的時候，驚訝地發(fā)現(xiàn)那些位于星系外緣的天體的速度并沒有像預(yù)期那樣隨著距離的增加而變慢，而是趨于平穩(wěn)。在考慮了所有的可能性之后，最有可能的一種解釋是，星系中存在大量看不見的暗物質(zhì)，它們提供了額外的引力，否則那些高速運行的天體應(yīng)當(dāng)早已飛離星系。

這種現(xiàn)象很快就在其他星系中得到驗證。事實上，早在上個世紀(jì)30年代，茲威基（Fritz Zwicky）就已經(jīng)注意到，星系團中的可見物質(zhì)的總量與星系本身運動之間存在差異。他認(rèn)為，星系團之中或許存在大量的暗物質(zhì)與可見物質(zhì)發(fā)生了引力作用。

今天，我們可以用引力透鏡技術(shù)來估算星系團中所包含的暗物質(zhì)總量。根據(jù)廣義相對論，當(dāng)遙遠(yuǎn)天體源發(fā)出的光在抵達(dá)地球的途中遇到星系團，那么星系團的質(zhì)量所產(chǎn)生的引力會使光線發(fā)生彎曲。當(dāng)天文學(xué)家通過彎曲的程度計算出的質(zhì)量與我們可以直接觀測到的質(zhì)量不一致時，就意味著星系團中肯定存在著暗物質(zhì)。

最新的計算表明，在宇宙中，暗物質(zhì)的總量應(yīng)當(dāng)是普通物質(zhì)的五倍！但問題是，暗物質(zhì)究竟是什么？在篩查了種種可能性之后，物理學(xué)家認(rèn)為暗物質(zhì)最有可能是由未知的粒子構(gòu)成的，尤其是一種被稱為WIMP的粒子。但到目前為止，暗物質(zhì)仍將自己的蹤跡隱藏得非常好。

現(xiàn)代計算表明，暗物質(zhì)占宇宙總質(zhì)量和能量的26%，加上所有已知的普通物質(zhì)的5%，還有69%是什么呢？

1998年，一項全新的發(fā)現(xiàn)再次刷新了我們對宇宙的認(rèn)知。當(dāng)時，有兩個天文團隊競相對遙遠(yuǎn)的Ia型超新星進行觀測。這類爆炸恒星是一種全新的標(biāo)準(zhǔn)燭光——天文學(xué)家可以精確地測量這些天體的光度并用來確定它們到地球的距離。最終他們得到的結(jié)果是，宇宙并不像哈勃和其他人描述的那樣在膨脹，而是在加速膨脹！

這個發(fā)現(xiàn)完全出乎意料，因為由于星系和星系團之間的引力作用，宇宙的膨脹應(yīng)該會隨著時間逐漸減慢，但真實情況卻并非如此。到底是什么在加速宇宙的膨脹？我們完全不知道，其幕后推手被稱為“暗能量”，它的本質(zhì)是物理學(xué)中最大的謎團。

理論學(xué)家提出了許多種可能，其中一種最有可能的解釋正是我們在開頭提到的愛因斯坦在方程中加入的宇宙學(xué)常數(shù)。當(dāng)時，他加入宇宙學(xué)常數(shù)的目的是為了抵抗物質(zhì)的引力，從而創(chuàng)造出一個靜態(tài)的宇宙。但今天看來，如果暗能量的來源是宇宙學(xué)常數(shù)，那么它不僅沒有使宇宙保持靜態(tài)，反而加速了它的膨脹。

宇宙學(xué)常數(shù)是以能量的形式存在于真空中的。根據(jù)量子物理學(xué)，真空并不空，而是充滿了量子漲落——虛粒子對會不斷地出現(xiàn)，但在瞬間就會湮滅消失。然而，對宇宙學(xué)常數(shù)的理論計算卻表明，它比實際觀測要高出了120個量級。如果它的值確實如此之大，那么早期宇宙應(yīng)當(dāng)快速膨脹，以至于不會有任何大尺度結(jié)構(gòu)有機會可以形成。這個問題也被稱為“宇宙學(xué)常數(shù)疑難”。

真空能在整個宇宙以及任何的時間里都具有相同的值，但暗能量其實也有可能是一種隨時間和空間變化的能量場。又或者，也許是我們對引力的理解還不夠深刻。盡管廣義相對論在太陽系內(nèi)經(jīng)受住了所有最嚴(yán)苛的檢驗，但或許它在宇宙學(xué)尺度上需要得到修正。目前天文學(xué)家正在驗證一些替代的引力理論，看看它們是否能夠良好地解釋宇宙的加速膨脹。

從大爆炸到暴脹，從暗物質(zhì)到暗能量，我們已經(jīng)解決了許多的問題。但在這個過程中，新的問題也不斷地出現(xiàn)。例如，在過去的十年中，一場關(guān)于宇宙年齡的危機已經(jīng)展開。

從哈勃常數(shù)的值中，我們可以推算出今天宇宙的年齡。1931年，哈勃測得的哈勃常數(shù)的值為558km/s/Mpc，這個數(shù)字告訴我們宇宙的年齡僅為10到20億年，比地球的年齡還小，這顯然是不對的。隨著天文學(xué)觀測變得越來越精確，從宇宙微波背景輻射中測得的宇宙膨脹率，與從最遙遠(yuǎn)的恒星和星系中獲得的膨脹率相比，存在著微小卻令人擔(dān)憂的差異。如果這一差異持續(xù)存在，或許意味著有新的物理等待被發(fā)現(xiàn)。

下一代的地面和空間望遠(yuǎn)鏡，以及各類最新的探測器都將史無前例的強大，我們完全有理由期待它們不僅能夠解決很多現(xiàn)有的問題，也將揭開那些隱藏的、完全意想不到的新事物。也許很快，我們就會迎來下一次的宇宙學(xué)革命。

文：大大 / 圖：雯雯