宇宙膨胀背后的故事（十五～十八）
·程 鹗·
（十五）：宇宙大爆炸的余波
也是在1948年，刚刚从美国海军退伍的马里兰大学年轻教师韦伯（Joseph
Weber）找到伽莫夫，自我介绍是微波技术专家，询问是否有合适的课题让他研
修一个物理博士学位。伽莫夫不假思索地回答，“没有。”韦伯不得已，后来辗
转进入了探测引力波领域（详见《捕捉引力波背后的故事》第三章）。
伽莫夫大概自己都不知道，他那两个弟子阿尔弗、赫尔曼在推算出大爆炸之
后的宇宙在今天应该有绝对温度5度左右的背景温度后，那时正在四处寻找微波
专家，咨询观测这个大爆炸遗迹的可能性。
二战之后像韦伯那样的无线电——微波是无线电频谱中的一部分——专家其
实相当多，有些还是颇为资深的物理学家。战争期间，物理学家在原子弹之外最
突出的贡献大概就是在雷达、通信技术上。战后，这些人才回到大学实验室，以
各种方式用他们在战争中开发或学会的技术开拓科学研究的疆界。
1950年代初，英国、澳大利亚天文学家注意到他们的无线电天线可以接收到
一些来自天外的电波。古尔德和霍伊尔率先意识到这些电波来自银河之外，可能
非常遥远。因为用光学天文望远镜看不到发射这些电波的源头，不知道是不是来
自恒星、星系，便暂时把它们的来源叫做“类星体”（quasar。这个词是华裔物
理学家丘宏义（Hong-Yee Chiu）生造出来的。）
后来，帕洛玛山上的桑德奇等人费了九牛二虎之力才在1963年用海尔望远镜
看到一个与类星体吻合的光源，并拍摄到光谱。果然，这个光谱红移得更夸张，
显示光源速度达每秒四万七千公里。这时已经无法继续用已有的“宇宙距离阶梯”
测定其距离，只能通过哈勃定律由速度倒推其距离大约在几亿光年之外，比胡马
森看到过的最远星系又远了好多倍。
无线电与可见光一样是电磁波，只是处于不同的频率波段。可见光在宇宙空
间旅行时会遭到各种星系、尘埃等的吸收和散射，有相当的损失（这也是哈勃等
人根据光强估算距离的主要误差来源）。而无线电信号则不然，它们在宇宙中几
乎畅行无阻。因此，即使是来自非常遥远的无线电，也能在地球上接收到。由此
诞生了“射电天文学”。
类星体的发现给霍伊尔等人的“稳定态”宇宙带来的一个难题。他们理论的
精髓就在于“稳定”：宇宙恒定，不像大爆炸理论那样有个起点，并随之演变。
我们在观察星空、宇宙时，距离的远近同时也就是时间的先后。因为光传播
的速度虽然很快，达每秒30万公里，却也不是无限。远处的光（或无线电信号）
传到我们这里需要一定的时间。来自几亿光年之外的信号便是经过了几亿年的时
间才抵达。也就是说，我们今天看到的类星体，实际上已经是几亿年前的存在。
那些几亿年前的类星体却与我们附近、更“现代”的星系有着明显的不同：
类星体在发射着强烈的无线电波，而相应的可见光却微弱；我们已经熟悉的星云、
星系恰恰相反。这不符合稳定态模型中宇宙时时、处处一样的描述。更让霍伊尔
他们头疼的是，随后的跟踪观测还发现，类星体数目的分布也随距离而变化：越
远的地方，类星体越多，密度越高。
大爆炸理论在这里却得心应手。大爆炸之后的宇宙是随时间不断地演化的。
几亿、几十亿年前的宇宙与今天的宇宙大相径庭。那时宇宙的温度高，尚未形成
今天常见的星系、恒星。类星体大概就是大星系诞生之前或之初的躁动，大量的
基本粒子在巨大的黑洞周围高速运动、碰撞，发出强烈的无线电波。因为恒星还
没有大量地形成，可见光便相对地微弱。
越远的类星体密度越高更是大爆炸的自然结果：膨胀中的宇宙越早期密度越
高，膨胀后密度减低——也就是说膨胀之后“拉开”的空间里并没有像霍伊尔想
象的那样出现新的物质填充。
类星体的发现，不仅又一次扩大了人类认知宇宙的视野，再次揭示天外有天，
也让大爆炸理论在与稳定态模型的僵持中第一次占了上风。不久，更强劲的证据
出现了。
二战之后，普林斯顿大学的狄克（Robert Dicke）教授对广义相对论、宇宙
学发生了浓厚的兴趣。每星期总有一天，他和他的学生们会海阔天空地讨论这方
面的课题，直到入夜才一起到镇上的小店去喝酒吃披萨。他对大爆炸和稳定态理
论都不满意，因为这两个理论中宇宙的物质都属于“无中生有”。他更倾向于弗
里德曼描述的“振荡宇宙”：宇宙是不停地在膨胀、坍缩，如此周期往复。这样
宇宙中的物质总是存在着，只是密度在变化。
1960年代中期，霍伊尔和同行合作解决了伽莫夫等人没能解决的难题：宇宙
初始的基本粒子通过中子俘获过程只能产生最简单的几个原子，到锂原子以上便
出现了“断链”，无法持续。霍伊尔等人发展出一套在恒星内部高温、高压条件
下产生更重的原子的反应链，解开了宇宙万物来源之谜。但也因此，稍重的原子
必须在宇宙膨胀后期、恒星已经大量出现以后才能面世。
狄克因此想到，如果宇宙在来回振荡，这些后期才有的原子在宇宙的坍缩过
程中也必须消失，才能在下一轮膨胀中重新产生。而它们之所以消失，只能是因
为坍缩的宇宙进入超高温状态，以至于所有原子都被剥裂，还原为质子、中子等
基本粒子。
狄克觉得这样一来宇宙的温度是可以推算的。他指导学生皮布尔斯（Jim
Peebles）做一下理论计算。皮布尔斯很快得出结论：宇宙从最初的高温膨胀、
冷却至今，现在的温度应该在绝对温度10度左右。
那是1964年，阿尔弗和赫尔曼的宇宙温度约为5度的论文已经发表了16年。
狄克似乎对他们的工作完全不知情或者完全忘却了。他的振荡宇宙的坍缩过程其
实就是爱丁顿、伽莫夫所想象的时间逆转的宇宙“倒带”过程。作为理论模型，
二者其实没有区别。
皮布尔斯写好论文投稿后被匿名的审稿人打回，指出他们不应该地忽略了阿
尔弗、赫尔曼等人的工作。皮布尔斯按要求修改后依然没能过关。但狄克并不太
在意。他已经开始了下一个行动。
与伽莫夫那几个人不同的是，狄克自己就是实打实的微波技术行家。他在
1946年发明了一个“狄克辐射计”（Dicke radiometer），是微波天线最常用的
接收器。他也是一个实验好手。就在他琢磨宇宙的同时，他还用现代化手段重复
了传说中的伽利略比萨斜塔实验，以超高精度证明物体在引力场中的运动与质量
无关。
这时他带着另外两个学生很快就在普林斯顿大学地质系（Guyot Hall）楼
顶上装置起一个微波天线。准备寻找大爆炸的遗迹。
大爆炸发生在100多亿年之前，也无法在实验室中重复，自然没办法直接观
测。阿尔弗、赫尔曼以及狄克、皮布尔斯推导出的宇宙温度却是大爆炸的一个直
接后果，或者说“残留”。狄克觉得这应该能够观测到。
宇宙不是一个热平衡的世界。无数的恒星内部在发生强烈的热核反应，表面
不断地发光发热。它们的表面温度至少几千度，内部更是达到亿度的量级。（在
极高温尺度，绝对温度与摄氏度之间已经没有实质区别。）
然而，从空间、体积来看，恒星在宇宙中只占据微不足道的存在：它们在我
们地球人的眼中不过只是“点点星光”。其余的广宇，是一片漆黑死寂，冰冷的
世界。
不过，早在20世纪初，天文学家发现星星之间也不是完全的空空如也，而是
弥漫着一些不明成分、来源的气体、尘埃，被笼统地称作“星际介质”
（interstellar medium）。1940年，加拿大天文学家麦凯拉（Andrew McKellar）
还观察到这些介质中居然存在有机分子。他测量到氰（CN）分子自由基
（radical）的旋转光谱，推算出其能量分布相当于绝对温度2.4度。如果假设这
些介质、分子与其周围环境处于热平衡状态的话，那么也就可以认定这些介质所
处的空间的温度大约是2.4度。但是，直到他在1960年去世，麦凯拉的数据没有
引起人们注意。
阿尔弗、赫尔曼、狄克、皮布尔斯等人所研究的宇宙温度却不是星星、介质
甚至分子些实际物体的温度。在他们的理论模型中，大爆炸伊始的宇宙又热又稠
密，充满了光辐射和质子、中子等基本粒子，互相搅成一团。当宇宙终于膨胀、
冷却到质子与电子可以结合成稳定的氢原子之后，光子才能在宇宙中畅行无阻——
此即所谓宇宙的第一缕光。那时的光子能量（频率）非常高。再经过一百多亿年
的膨胀、冷却，光子的波长随着空间被持续拉长，其频率相应地红移变低。到今
天，按照他们算出的宇宙温度，那些光子应该主要出于能量很低的无线电波段，
也就是微波频段。
这些光子——如果存在的话——直接来自大爆炸开始的那颗蛋，充满了那时
候还不很大的宇宙。在今天的宇宙中它们也就同样地会均匀地散布在整个空间而
无处不在，成为宇宙恒定的背景。因此，它们被称作“宇宙微波背景”（cosmic
microwave background）。
阿尔弗和赫尔曼当初在大学、学术会议上做过一系列讲座，希望能引起微波
行家的兴趣，寻找探测这个宇宙大爆炸的遗迹，但无人响应。人们或者不相信这
个天方夜谭，或者觉得这样的微波信号即使存在，也会太微弱，没有希望测出。
最令他们丧气的是，连他们的导师、向来喜好“异端邪说”的伽莫夫也没有
买他们的账。两人后来相继找到不同的新工作，各奔前程，没有再继续这个课题。
伽莫夫更是在学术上移情别恋，与刚发现脱氧核糖核酸（DNA）的双螺旋结构的
沃森（James Watson）和克里克（Francis Crick）还有费曼（Richard Feynman）
等人一起搭伙去试图破解生命遗传编码的秘密。在那之后十来年里，大爆炸理论
陷入低迷。阿尔弗和赫尔曼所提出微波背景被人遗忘，直到被狄克、皮布尔斯重
新“发现”。
就在狄克和他的学生们一切准备就绪、只待开机探测时，狄克接到一个意外
的电话。
1957年10月4日，苏联成功发射人类第一颗人造卫星。次年，美国仓促成立
航空航天局（NASA），应对新时代的挑战。航天局试图发掘卫星的实用价值，他
们最早的尝试之一是发射一个简陋的球体，进入轨道后内部爆炸充气，成为大气
层外的一个大气球。这气球的表面上涂有一层铝金属，可以反射电磁波。这样，
他们从西海岸的加州发射微波信号，由卫星反射回地球表面，被东海岸贝尔实验
室的天线接收，成功地实现横跨北美大陆的太空微波通讯。
这个气球卫星只是被动地反射电磁波，能回到地球表面的信号非常微弱。贝
尔实验室为此专门制作了一个大型微波天线。接收微波的天线与日常熟悉的卫星
天线不同，不是抛物面的圆盘，而是像早期的方形高音喇叭。这个天线长15米，
喇叭口6米见方，以它所在的镇命名叫做“霍姆德尔喇叭天线”（Holmdel Horn
Antenna)。天线内部探测微波信号的正是一个狄克辐射计。
航天局的这个项目没有太长的寿命。1962年，美国发射了第一颗正式的通讯
卫星（Telstar），上面携带电子设备，可以将接收的信号放大后再播放，大大
提高了使用效率。地面上也不再需要特制的大天线就可以接收到卫星信号。
于是，霍姆德尔这个天线沦为闲置。两个刚刚博士毕业来到贝尔实验室的天
文学家彭齐亚斯（Arno Penzias）和威尔逊（Robert Wilson）看中了这个难得
的高灵敏度、低噪音家伙，觉得可以用它来普查银河系的微波分布。于是他们着
手天线的校准，逐个剔除可能的误差和环境噪音。
在排除了所有可辨认的噪音后，他们被一个奇怪而顽固的噪音所困扰。这个
噪音无论白天黑夜都一样地存在。他们把天线对准邻近繁华的纽约市，然后转到
反方向做比较，居然没有差别；他们又耐心地跟踪测量了几个月，让地球绕着太
阳公转，也没有发现该噪音有任何季节性的变化。他们仔细检查仪器，发现有几
只鸽子在天线里做了窝。于是他们花大功夫，将天线拆开，仔细清洗了多年积累
的鸟粪（彭齐亚斯很专业地称之为“白色的电介质物体”）。他们驾车把鸽子送
到很远的地方放生，但善于找路回家的鸽子很快又回来了，于是他们不得不拿起
鸟枪来解决这个干扰源。然而，天线上测到的信号依然如故：无时不有无处不在。
无奈中，彭齐亚斯在与同行的电话中倾诉了他们这个烦恼。对方想起刚刚听
过皮布尔斯的一个讲座，似乎有点关联，建议他与普林斯顿的那拨人联系求助。
彭齐亚斯于是给狄克打了电话。狄克放下话筒时脸色死灰，当即告知他的团队：
“伙计们，我们被人抢先了。”（“Boys, we've been scooped.”）
贝尔实验室距离普林斯顿不过60来公里。狄克一行驾车前往，共同分析彭齐
亚斯和威尔逊的数据。没有太多的悬念，他们很快就确定令这两个倒霉蛋近乎疯
狂的噪音便是他们在普林斯顿准备寻找的宇宙微波背景辐射——大爆炸的余波。
（威尔逊在加州理工学院攻读博士时曾听过霍伊尔的课，因此对稳定态模型有印
象。但他们俩对大爆炸理论均不甚了了，而对阿尔弗、赫尔曼的宇宙温度预测以
及近在咫尺的狄克小组研究工作完全一无所知。）
他们实际测量的数据表明今天的宇宙背景温度是绝对温度4.2度，与理论预
测相当接近。
1978年，彭齐亚斯和威尔逊因为这个无意的发现获得诺贝尔物理学奖。这是
诺贝尔奖第一次颁发给与天文观测有关的贡献。
当年诺贝尔（Alfred Nobel）设立他那后来举世闻名的奖金时，在科学类上
指明了物理、化学和生理医学——他觉得最实用的科目。天文学没有被包括在内。
相当长时期内，诺贝尔奖委员会也不认可天文学是物理学的一部分。因此，历史
上一些做过突出贡献的天文学家，包括勒梅特、爱丁顿、哈勃等等，都与这个奖
项无缘。
因为狄克的决定性协助，彭齐亚斯和威尔逊曾邀请他在他们的论文中作为第
三作者。狄克绅士般地谢绝，可能就此失去分享诺贝尔奖的机会。普林斯顿的小
组另外撰写了一篇论文，与彭齐亚斯和威尔逊的观测报告同时发表，从理论上阐
述那便是宇宙大爆炸留下的遗迹。
在领奖仪式上，彭齐亚斯才得以回顾他恶补的历史，突出介绍了伽莫夫、阿
尔弗、赫尔曼等人的早期贡献。对已经去世的伽莫夫来说，这已经是第三次——
也不是最后一次——在诺贝尔奖获奖仪式上收获到感谢。
（十六）：于最细微处见浩瀚宇宙
1977年，温伯格在美国出版了一本面向大众的科普书《最初三分钟》（The
First Three Minutes），主要介绍宇宙在大爆炸后随即发生的一系列场景。
这个引人入胜的标题——书中内容其实并不仅限于那“三分钟”——和新奇、详
实的科学内涵吸引了大量读者，成为影响广泛的畅销书。
宇宙微波背景的发现又过去了12年。大爆炸这个奇葩的想法不仅在科学界得
到广泛认可，成为作为该书副标题的“宇宙起源的现代观点”（A Modern View
of the Origin of the Universe），而且也不再是一个简单抽象的猜想，已经
发展为坚实的物理理论，并能够在现实世界中得到验证。
作为“外行”的彭齐亚斯和威尔逊发表他们的微波测量结果时，还曾小心翼
翼地避免解释他们数据的含义，把这个不讨好的任务交给同时发表诠释性论文的
狄克小组。狄克他们也没有提“大爆炸”，而是采用了普林斯顿同事惠勒（John
Wheeler）提议的“原始火球”（primordial fireball）的说法。还是《纽约时
报》报道时直截了当，大标题为：“信号暗示一个‘大爆炸’宇宙”。
（“Signals Imply a ‘Big Bang’ Universe”）。一年后，皮布尔斯开始采
用“大爆炸”这个字眼，意味着他们也终于“归顺”了伽莫夫、阿尔弗的宇宙起
源理论。
在类星体上遭受重创的稳定态模型本已在苟延残喘，霍伊尔还是竭尽全力负
隅顽抗。直到2000年，他（去世前一年）还出版了一本专著维护稳定态宇宙，批
驳天文学界随大流接受大爆炸理论的行径。但他已经沦为孤独的绝响：即使是他
的老朋友古尔德、邦德都已经接受了大爆炸学说。（1983年，霍伊尔的合作者、
美国天文学家福勒（William Fowler）因发现恒星内部产生重元素的过程获得诺
贝尔奖。包括福勒自己在内的很多人认为霍伊尔更应该得这个奖，因为该项工作
实属霍伊尔首创。对霍伊尔未能获奖的原因有诸多猜测，是诺贝尔奖争议案例之
一。）
微波背景辐射的发现是稳定态模型破产、大爆炸理论胜出的决定性事件。数
学家埃尔德什（Paul Erdos）曾感叹：上帝犯了两个错误：一是他用大爆炸的方
式创造了宇宙；二是他还留下了微波辐射的证据。
温伯格既不是天文学家也不是宇宙学家，而是一个研究基本粒子的理论物理
学家。他探索的对象因此是物理学中最微观的世界。由他来描述、解释最宏观的
宇宙似乎有点风马牛不相及。然而，这也正是1970年代物理学所特有的一道亮丽
风景。
因为，在那最初的“三分钟”里，宇宙其实就是一个基本粒子实验室，高能
物理学家的乐园。
伽莫夫年仅24岁时用量子力学的隧道效应解释原子核衰变，随后又推算把粒
子加速到一定的动能，就可以突破原子核的壁垒。为此，他协助考克饶夫和沃尔
顿发明了第一个粒子加速器。从那个加速器犹如健身房器械的管子里出来的质子
成功地打开了锂、铍等原子核。
在我们这个适合人类生存的世界里，实验室里产生的粒子不具备太高的速度，
因此需要加速才能击碎原子核。如果换一个环境，比如太阳等恒星的内部，因为
温度、压力非常高，那里的粒子本身便带有非常大的动能，不需要人为加速就可
以持续核反应。加速器便可以在人类世界中模拟恒星内部的环境。
如果把膨胀、冷却的宇宙回溯到最初，那会是一个即使太阳中心也相形见绌
的最极端世界，其中的粒子会具备极高的能量。原子核——或任何有内部结构的
粒子——都会在不断的碰撞中解体，回归为最原始的“基本粒子”。于是，伽莫
夫按照他当时的认识设想最初的“伊伦”只能由中子组成。
考克饶夫和沃尔顿在剑桥修建的加速器把质子加速到了具备几万“电子伏”
的动能（电子伏是一个高能物理常用的能量单位，是一个电子在一个伏特的电压
中加速所获得的动能）。从动能来看，这些质子相当于来自一个温度高达10亿度
的世界，远高于太阳的中心，大体相当于大爆炸之后200秒时的宇宙。
当爱丁顿绘声绘色地描述他如何在想象中将宇宙的演化“倒带”回放到时间
的起点时，他没有想到就在他眼皮底下的几个年轻人所鼓捣着的简陋家伙便在实
现这个操作，并且已经接近了宇宙爆炸后的“最初三分钟”。
考克饶夫和沃尔顿的设计很快被美国的劳伦斯（Ernest Lawrence）发明的
“回旋加速器”（cyclotron）超越。劳伦斯因此在1939年——比考克饶夫和沃
尔顿还早12年——获得诺贝尔奖。回旋加速器具备不需要太大的场地、能源便能
够持续加速粒子的优势，在其后几十年中有了飞速的发展。美国布鲁克海文国家
实验室在1950年代的回旋加速器就已经可以把粒子加速到30亿电子伏的高能。那
相当于是大爆炸之后0.000000003秒、温度为35万亿度的宇宙。
越来越大、能量越来越高的加速器揭示出一个崭新、神秘而丰富多彩的微观
世界。五花八门的粒子在不同的能量档次上出现、分解，表现出不同的碰撞、反
应机理。这些在最小尺度上的知识、数据的积累正好为大尺度的早期宇宙提供了
实在的线索：在某个时期的宇宙中翻天覆地的就应该是某个相应能量的加速器中
所看到的粒子和它们的反应过程。
1968年，也就是伽莫夫逝世的那一年，斯坦福大学的直线加速器用高能的电
子轰击氢原子核，证实质子并不是原来想象的基本粒子，而是由更基本的“夸克”
（quark）组成。中子亦然，因此不可能是能存在于“伊伦”中的原始粒子。
1970年代，包括华裔物理学家丁肇中（Samuel Ting）在内的众多高能物理
学家利用大型加速器一层层地揭开了微观世界的奥秘，逐渐形成基本粒子的“标
准模型”（Standard Model）。正是在这个模型的基础上，温伯格得以“越界”
总结、描述宇宙的早期膨胀、演化过程。
勒梅特曾经把他的宇宙蛋所在的时间叫做“没有昨天的那一天”（The Day
without Yesterday）。在那一刻，爱丁顿的录像带已经倒到了头，不再有更早
的过去。我们不知道——也不可能知道——那时的宇宙确切会是什么样子。因为
广义相对论在那一刻出现了数学上的“奇点”（singularity），不再具有物理
意义。最多，我们只能泛泛地描述宇宙那时没有空间尺寸，处于时间的零点，而
温度、压力、密度都是无穷大。
“原始火球”爆炸后，一个有真实物理意义的世界才开始展开。温伯格在他
的书中将爱丁顿倒好的录像带一幕一幕地重放：
大爆炸发生0.01秒后，宇宙的温度高达一千亿度。在那样的“炼狱”中，基
本上只存在没有或几乎没有质量的光子、中微子、电子以及它们相应的“反粒
子”：反中微子和正电子。这时候的宇宙是一个和睦相处的大家庭，所有粒子胶
合成一团，不分彼此，处于完全的热平衡状态。也有极少量（十亿分之一）的质
子和中子混在其中，它们不停地被众多的轻子轰击而来回互变，中子甚至没机会
自己衰变成质子。
0.12秒时，宇宙的温度随着膨胀冷却到约三百亿度。那些可怜的极少数质
子、中子被轰击的程度稍微缓和，部分中子得以衰变成质子。原来数目相同的质
子、中子数开始出现差异。质子占62%而中子只有38%。
1.1秒时，温度冷却到一百亿度。和睦的大家庭第一次出现分裂：不爱与他
人掺和的中微子退了群（decouple）。这些中微子自顾自地弥漫于宇宙空间，
不再与其它粒子交往，形成所谓的“宇宙中微子背景”（cosmic neutrino
background），延续至今。（遗憾的是，这一背景的存在还只是理论预测。因
为中微子几乎完全不与其它物质发生反应，异乎寻常地难以探测。宇宙中微子背
景的能量非常低，更是难上加难，至今依然无法找到这个可以验证大爆炸理论的
证据。）
13.83秒时，温度冷却到三十亿度。宇宙中的电子和正电子开始大规模互相
碰撞而湮灭，转化为光子。也是在这个时候，伽莫夫描述的“中子俘获”的元素
制造过程才得以开始，宇宙中第一次出现氢、氦原子核以及它们的几种同位素。
3分零2秒后，温度冷却到十亿度。电子和正电子湮灭后基本消失，宇宙这时
充满了光子和中微子，以及越来越多的氢、氦同位素。因为不再有电子、正电子
的持续轰击，还未被“俘获”的自由中子也得以大规模衰变成质子。宇宙中质子、
中子的比例出现显著差异：86%的质子对14%的中子。在那之后，所有的中子都被
俘获、“封闭”在氢、氦原子核中（原子核内的中子寿命非常长，基本上不会自
己衰变）。
温伯格的书名叫做《最初三分钟》。这除了吸引读者眼球外，也因为他觉得
宇宙的最初三分钟是最精彩的。那之后宇宙只是惯性地膨胀、冷却，“再没什么
有意思的事情发生了”。这个说法也许是出于他对基本粒子物理的情有独钟，但
未免夸张。
在最初的狂热过去后，宇宙依然持续地膨胀、冷却着。大爆炸之后五万年左
右，宇宙中有质量的粒子开始超越光子、中微子等成为主体力量，引力也开始发
挥作用。几十万年之后，宇宙终于冷却到“只有”几千度的“低温”。这时带正
电的氢、氦等原子核才能够与带负电的电子持久性的结合，形成稳定、中性的原
子。一直与这些带电粒子纠缠不清的光子终于也得以脱身，与那些远古的中微子
一样退了群，成为另一道与世无争的宇宙背景。随着宇宙持续的膨胀，这些光子
的频率不断地红移，最终会在微波频段被彭齐亚斯和威尔逊意外地发现。
但在地球和地球上的贝尔实验室出现之前，这些光子的频率会先红移到红外
线波段。那时整个宇宙不再有可见光，进入所谓“黑暗时代”（Cosmic Dark
Age）。（当然，可见光、黑暗这些概念都是以地球人类为主体的描述，而那时
候还远远没有人类。）
黑暗时代一直持续到大爆炸二亿年后。这时氢原子在引力作用下形成第一代
恒星，内部因压力点燃核聚变而发光、发热。宇宙才再度出现光明。在那之后的
几亿年里，宇宙继续膨胀、冷却，恒星聚集成为类星体、星系、超星系等等。恒
星内部的核聚变逐级发生后制造出碳、氧、硅、铁等较重的元素，然后在恒星
“死亡”之前的超新星爆发中将这些元素抛洒出来。某些恒星坍缩成密度巨大的
中子星。它们的碰撞、合并又能制造出铅、金、铂等重金属。
在大爆炸之后大约92亿年，宇宙的某个角落中出现了太阳系。最先出现的是
作为恒星的太阳，随后是木星、土星、天王星和海王星，然后才有水星、金星、
地球和火星。又过去40多亿年后，地球上出现了人类。他们抬头仰望、低头沉思，
从浪漫的想象和原始的敬畏到智慧的认识和逻辑的推理，经过几百年的努力，逐
渐发现了宇宙的膨胀、理清了宇宙的来源和头绪。
温伯格等物理学家所描述的这个图景是一个精确、定量的物理过程。它不仅
能预测微波背景辐射，而且还能非常准确地解释今天宇宙中各种元素的由来和比
例。另一位也以热心科普著名的物理学家克劳斯（Lawrence Krauss）的裤兜里
永远地放着这么一张数据卡片。当他遇到对宇宙来源于大爆炸表示怀疑的人时，
便会骄傲地拿出卡片引证，说明大爆炸不是空想臆测，而是一个已经被证实的理
论。
然而，也正是在1970年代末，当基本粒子和宇宙起源在物理学中趋近辉煌的
顶峰时，一丝不苟的物理学家发现他们的大爆炸理论依然有着显著的缺陷，无法
解释宇宙膨胀过程中的几个奇诡、顽固的谜点。
（十七）：大爆炸之后的困惑
1978年11月，狄克教授来到康奈尔大学访问。那里物理系有一个以贝特命名
的讲座，每年邀请校外专家就一个前沿选题做一系列学术报告。一个月前，彭齐
亚斯和威尔逊刚刚在瑞典领取了诺贝尔奖（也就是说，狄克自己刚刚与诺贝尔奖
擦肩而过）。宇宙大爆炸正好是一个热点。
13日的讲座面向全系各专业的师生。他没有重复大爆炸理论已经取得的成就，
而是着重于一个似乎无法解释的疑惑：宇宙是平的。
自从广义相对论面世以来，空间弯曲这个不容易理解的概念已经广为人知。
在爱因斯坦这个理论中，质量告诉空间如何弯曲。地球之所以在绕着太阳公转，
是因为太阳附近的空间是弯曲的，迫使地球随之拐弯。不过太阳的质量虽然很大，
对宇宙来说却轻如鸿毛。一旦离开了太阳系，它的影响微乎其微，那外面的空间
不会因太阳而弯曲。
当然，天外有天。宇宙有数不清的太阳，还有质量更大的中子星、黑洞等等。
它们各行其责，令自己附近的空间弯曲，却也会同样地对遥远的空间无能为力。
从整个宇宙这个大尺度来看，空间是弯曲的还是平坦的？
爱因斯坦在1917年给出的第一个宇宙模型时答曰：是弯曲的。那是一个“有
限无边”的“球形奶牛”式宇宙。其中每一个点都有着同样的弯曲度，一个类似
于二维球面的三维圆球。
弗里德曼、勒梅特等人很快发现爱因斯坦的模型只是一个特例，而且是他无
中生有地引进那个宇宙常数、凑出一个静态宇宙的结果。如果没有那个宇宙常数
项，广义相对论中的宇宙是随时间变化的，而余下的三维空间既可以是正曲率
（类似于二维的球面）、负曲率（类似于二维的马鞍面），也可以就是寻常的、
平坦的欧几里德空间。
在哈勃证明宇宙的膨胀之后，爱因斯坦放弃他的宇宙模型。宇宙的形状便再
度成为悬而未决的课题。弗里德曼发现，爱因斯坦方程中的宇宙形状取决于其中
的质量密度。如果密度恰好是某个特定的数值，那么宇宙就是平坦的。密度大了，
宇宙会有正曲率；小了，则是负曲率。那个特定的数值便叫做“临界密度”
（critical density）。为了方便，物理学家把宇宙的实际密度与临界密度之比
叫做“欧米伽”（Ω）。只有在Ω等于1时，才会有一个平坦的宇宙。
在1970年代，天文学家已经注意到远方星系的数量大致与距离成正比，表明
我们所在的宇宙其实是平坦的。彭齐亚斯和威尔逊观察到的微波背景在天际的各
个方向看不出区别，也说明宇宙的曲率——如果有的话——会非常之小。
对质量密度的估计也合拍：今天宇宙的Ω可能处于0.1与2之间，相当地接近
1。
狄克在错失微波背景的发现后不久就开始思考这个问题，这时已经琢磨了近
十年。他讲解道：Ω不是一个常数，会随着宇宙的膨胀变化。这是一个“放大”
的过程：如果宇宙初始时Ω稍微大于1，它会变得越来越大；如果当初稍微小于1，
它今天就应该已经变得非常小。只有从一开始Ω严格等于1，宇宙才会永久性地
平坦。
Ω要具备今天接近于1的数值，它在大爆炸后的一分钟时必须介于
0.999999999999999和1.000000000000001之间。如果说这是碰巧的话，我们的
运气实在匪夷所思。狄克因此忧虑，大爆炸理论可能不完备，存在着明显的漏洞。
其实，类似的困惑不止这一个。还有一个挑战可以溯源于日常生活中不值一
哂的常识：夜晚的天空是黑的。如何解释这个粗浅问题，曾经足足困扰了天文学
家几百年。
曾几何时，夜晚的天空是黑的属于天经地义：在托勒密的描述中，恒星不过
是稀稀疏疏地镶嵌在天球上的点缀。在没有太阳光的夜晚，天幕上自然只有那么
些个繁星在闪烁。
当伽利略在17世纪初举起他自制的望远镜看到“不可思议之多”的、过去从
来没有人看到过的满天星星时，人类才意识到肉眼所见的星星只是宇宙的一小部
分。天外有天，也许会是无边无际。
开普勒立即为这个浪漫的想法当头浇了一盆冷水。他“一针见血”地指出，
如果宇宙中有无穷无尽的星星，它们总体的光亮会接近甚至超过太阳。地球上便
不可能有黑暗的夜空。
开普勒的想法由德国的居里克（Otto von Guericke）赋予更完整的描述。
他形象地类比道：一个人如果身处无限的森林之中，无论林中的树木粗细、疏密，
他都无法看到森林之外的亮光。因为无论往哪个方向看，他的视线迟早会被或远
或近的某颗树挡住。只有在有限大小的森林中，才有可能通过树间的缝隙看到外
面的光亮。
夜晚看天上的星星正好相反。如果有无限多的星星，那么无论在哪个方向都
迟早会看到一颗在发光的星星。这样，即使在夜晚，星星的亮光应该完全覆盖整
个天幕。
居里克以在他担任市长的城市中演示科学实验著名，尤其热衷于真空。他曾
将两个密封的半球中间抽成真空，然后各用8匹强壮的马从两边拉，结果拉不开
这两个半球，展示了大气压的威力。他认为，夜晚的黑暗说明宇宙中有星星的部
分很有限。更远的地方是无限的真空，不再有星星。我们在星星之间看到的黑暗，
便是那遥远真空的所在。
不料，居里克无意中给后来的牛顿出了个大难题。发现了万有引力的牛顿意
识到，假如宇宙中只存在有限数目的星星，这些星星迟早会因为引力坍缩到一个
点上。只有在无穷多的星星存在时，才能在各方向彼此抵消引力而平衡。（当然，
牛顿这个论断也不成立：无穷多的星星保持平衡只是数学上的一个不稳定解，现
实中不可能存在。）
于是，夜晚的天空为什么黑暗，依然无法解释。在那之后的几代天文学家相
继提出各种解释，也都铩羽而归。
比如以计算出彗星回归而著名的哈雷（Edmond Halley）。他以光的波动说
这个新理论计算恒星光的传播，指出光强会随距离的平方衰减。越远的星光到地
球时越是微弱，这是我们无法用肉眼看到远处星星的原因。他认为也可以解释夜
空的黑暗，因为太远的星星光亮太弱，没有贡献。
但我们看到星光并不是个体的星星，而是视线内所有星星光的总和。遗憾的
是，哈雷在计算星星的分布时犯了一个几何上的错误。一个视角上的面积与距离
的平方成正比，因此视角内一定距离上星星的数量也与距离的平方成正比。它们
发光的总和正好抵消了衰减的损失，到达地球的光亮因此与距离无关。这样，即
使我们分辨不出远处个体的星星，夜晚的天空还是会被无穷多的星星照亮——类
似于我们看到的银河、星云中成片的光亮。
1848年，美国作家、诗人爱伦·坡（Edgar Allan Poe）突发奇想，在纽约
举办了一个演讲会，发布他会对现代宇宙学“有革命性影响”的成果。现场听众
寥寥无几，没有他所期望的宾客满堂。随后，他把演讲稿写成散文诗，题目叫做
《尤里卡》（Eureka）。这个词来自传说中希腊科学家阿基米德（Archimedes）
在澡盆中领悟到浮力原理时的兴奋叫喊：“我明白了”。
爱伦·坡此前听过一两次科学讲座，也读了几本相关的书。但他只是以诗人
的情怀描述他所理解的客观世界。他“看到”宇宙随着神灵心跳的节奏不断膨胀、
收缩，他预见宇宙最终将走向毁灭……在丰富多彩的浪漫想象中，他也写道：如
果宇宙中有无限多的星星，那么黑夜一定会光明得如同白昼。我们之所以有黑夜，
唯一的可能是遥远的星光还没来得及抵达地球。
《尤里卡》出版后依然石沉大海，毫无反响。一年后，爱伦·坡在贫困、酗
酒、潦倒中去世，享年仅40岁。作为艺术家，他在死后获得了比生前辉煌得多的
名声。
就在《尤里卡》问世的那一年，年仅24岁的英国剑桥的物理学家汤姆森
（William Thomson）推出了后来成为科学标准的“绝对温标”（absolute
temperature）。（汤姆森后来封爵而改称开尔文勋爵（Lord Kelvin）。绝对
温标的单位也被叫做“开尔文”（K)。我们现在所说的宇宙微波背景辐射的温度
用的就是这个温标。）1884年，已经是大师的汤姆森来到爱伦·坡生前居住的巴
尔的摩市，应邀在成立不久的约翰斯·霍普金斯大学给那时还处于蛮荒状态的美
国物理学界做一系列讲座。他们不知道爱伦·坡那“越界”的诗篇，但汤姆森在
讲座中介绍了他自己对夜空黑暗问题的研究。
与爱伦·坡不谋而合的是，汤姆森也认为很多恒星的光没能传到地球。但作
为科学家，他依据的不仅仅是想象。那时的物理学家已经知道恒星发光需要消耗
燃料，因此不可能永远地发光。当我们观看几亿光年之外时，那里的恒星不可能
连续发光几亿年。如果它们与太阳的寿命同步，它们现在是在发光，但那光还没
来得及到达地球。
这样，我们能看到的不是宇宙所有的星星，而只是其中一小部分。汤普森把
这部分叫做“可见宇宙”（visible universe），并做了相应的估算。因为可
见的星星是有限的，像一个不那么大的森林一样，我们可以通过缝隙看到夜空的
黑暗。
他在偏僻的美国所做的这个报告也没引起过多大注意。
及至1950年代，也是在剑桥的邦迪提出合理地解释夜空的黑暗是天文学的重
要职责。他发表了一系列论文，还把这个历史难题“正式”命名为“奥伯斯佯谬”
（Olbers' paradox）。奥伯斯（Heinrich Olbers）是19世纪初曾参与该争论
的一个德国天文爱好者。但他既不是这“佯谬”的提出者，也没有什么突出的贡
献。
邦迪之所以旧话重提，是因为他发现夜空的黑暗其实是宇宙膨胀的证据：因
为越远的恒星膨胀的速度越快，它们发出的光红移得越厉害，可能完全移出可见
光频段，因此在夜晚看不见。这个解释对他尤其合适，因为可以符合他那个无限、
稳定态宇宙模型。
然而，还是后来击溃了稳定态宇宙的大爆炸理论能够给出更扎实、准确的描
述。
在大爆炸之初，宇宙曾经充满了光。但那时的光子与质子、电子等基本粒子
组成的高温等离子体搅和在一起，并不透明。只有在30万年、质子与电子组合成
稳定的原子之后，才出现第一缕可见的光。时至今日，那些光子已经红移到微波
频段，只能用贝尔实验室的喇叭天线才能“看到”，但不再为我们的夜空提供任
何光亮。
后来，宇宙还经历过“黑暗时代”，才有了第一代恒星的诞生。这些以及后
来出现的恒星距离我们会更近一些，它们发出的光也还没有完全被红移，能够被
现代天文望远镜捕捉到。它们是最早——也就是最远——的恒星。在它们之外不
再有光。于是，从地球上仰望，夜空中没有布满闪烁的星星，而是存在大量的
“缝隙”，便是没有光亮的黑幕。
爱伦·坡和汤普森不可能知道宇宙会有一个年龄、时间会有一个起点，否则
他们那个“远处星星的光还没来得及传到地球”会更有说服力。他们误打误撞的
解释虽然也不尽正确，却在不经意中引入了一个重要的物理概念。
因为他们也不可能想到的是，20世纪初的爱因斯坦会提出一个惊人的思想：
宇宙中传递信息的速度不可能超过光速，并由此发展出相对论。如果在宇宙有限
的年龄中，某个地方的光还来不及传播到地球来，那么地球上的人类便不可能获
知那个地方的任何信息。对于地球人来说，那不只是看不见那里可能有的星星，
而是那个地方本身不具备任何物理意义、无法定义其是否存在。
于是，汤普森的“可见宇宙”可以推广为“可观测宇宙”（observable
universe）：人类所能认知的宇宙，只是与地球能以光传播发生联系的那部分。
在那之外，是否依然天外有天、宇宙是有限还是无限……凡此种种，都因为无法
认知而“无所谓”了。
我们在地球上登高望远，视线会因为地理的阻挡有一个极限，叫做地平线。
相应地，当我们仰望星空时，也会遭遇到这个“可观测宇宙”的极限，在天文中
也叫做“视界”（visible horizon）。在今天的宇宙，这个视界的距离大致——
但不完全——等于光速乘以宇宙的年龄，即从大爆炸伊始到今天光所能传播的最
远距离。
细心的天文学家便由此发现了宇宙的另一个蹊跷。
我们在地球上往东看，在接近视界的距离上观测到了微波背景辐射。我们转
过身来再往西看，也是在接近视界的距离观测到了微波背景辐射。它们都在我们
的视界之内。但是，因为它们各自在相对的两个方向，彼此之间便间隔了接近两
个视界的距离。从宇宙大爆炸到今天，光——或任何信息——不可能从其中一边
传递到另一边。
不仅如此。微波背景辐射的光子出现在宇宙大爆炸后“仅仅”30万年的时候。
那时的宇宙更年轻，视界比现在还短太多。所以，东边的微波光子与西边的微波
光子从来不可能建立过联系、交换过信息。
然而，无论从哪个方向来的微波光子都有着同样的频率、处于同一温度。它
们是怎么约好——物理行话叫“达到热平衡”——的？
也许与宇宙是平的一样，这又是碰巧了。我们的宇宙会有那么多诡秘的巧合
吗？难怪狄克教授会对大爆炸理论的可靠性深为忧虑。
狄克那天在康奈尔讲座的教室里坐着一位年轻的博士后。他对广义相对论、
宇宙学只有泛泛的了解。那天他得了支气管炎正在发烧，只是懵懵懂懂地听了狄
克的讲述，在日记里简单记下了这个挺有意思的问题。因为这些与他正在进行的
研究完全不搭界，他没有再去琢磨。
他完全不知道，仅仅不到2年，他会成为在解决大爆炸理论这两个难题上做
出重大突破的先驱。
（十八）：磁单极之谜
古斯（Alan Guth）忍着发烧听狄克的讲座时，他尚未真正开始的物理学生
涯正面临着夭折的威胁。他到康奈尔已经一年多了。在这之前，他在麻省理工学
院博士毕业后已经在普林斯顿和哥伦比亚两个大学各做了3年的博士后。尽管这
些牌子在履历上很闪亮，奈何他一直没有引人注目的成果，故没能找到正式教职。
因此他在这里依然还是个博士后。他已经31岁，毕业时就结了婚，这时还刚添了
一个小儿子。
他的运气有点背。在研究生和第一个博士后期间，他钻研夸克的相互作用，
结果论文刚发表就过时了：同时出现的“量子色动力学”（quantum chromo-
dynamics）解决了那个课题。他搭错了车。
康奈尔当时正热闹着的是威尔逊（Kenneth Wilson）教授发明的“格点规
范理论”（lattice gauge theory），用计算机模拟计算夸克相互作用。古斯
在这里颇为得心应手，正着手撰写两篇论文，希望能成为教授职位的敲门砖。
他不知道他也正在错过另一列更强劲的车。
尽管世界丰富多彩，物理学家一直相信宇宙的一切——至少在最基本的物理
层面——是可以用一个最简单、最优美的“终极理论”（Theory of Everything）
描述的。牛顿发现行星绕太阳的公转与熟透的苹果落下地面遵从的是同样的力学
和万有引力定律。麦克斯韦（James Clerk Maxwell）则以一组漂亮的方程将电
和磁两种相互作用合而为一。
爱因斯坦在晚年孤独地全力以赴，要证明电磁力和引力也能合并成他的“统
一场论”（Unified Field Theory）。直到1955年逝世时他依然没能找出头绪。
那时，物理学的主流却已经不怎么在乎引力。他们在日益强大的加速器中发现了
一个似乎更为五彩缤纷的微观世界。那里引力的作用太弱，完全可以忽略不计。
但在电磁力之外，却又出现了两种新的作用力：将夸克等基本粒子约束在一起形
成质子、中子的“强相互作用”和原子核衰变中的“弱相互作用”。
就在爱因斯坦去世的前一年，32岁的华裔物理学家杨振宁（Chen Ning Yang）
和他在布鲁克海文国家实验室的办公室室友、27岁的米尔斯（Robert Mills）一
起提出了“规范场论”（gauge theory）。他们发表的论文很短，不到5页，也
没有能解决什么实际问题，却因为其理论的数学形式很吸引人而引起持续的注意。
他们把麦克斯韦方程中描述电磁相互作用的对称性推广为一般性的、抽象的“规
范对称”，试图以此描述强相互作用，但并没能找到合适的途径。
出乎他们自己的预料，这个后来被称为“杨-米尔斯场”的思想在二十年后
突然大放异彩。先是温伯格等人找出了弱相互作用的对称性，在规范场论框架下
完成了弱相互作用与电磁相互作用的统一。其后，强相互作用也以古斯曾失之交
臂的量子色动力学的形式被成功纳入。
至此，电磁、弱和强三种力实现了统一，构成一个完整的规范场论。虽然引
力还依然独自逍遥在外，基本粒子领域的物理学家并不在乎。他们很气魄地把这
个新理论直接叫做“大统一理论”（Grand Unified Theory）。
要不是因为他的一个难兄难弟在没完没了地鼓动，专心于自己课题的古斯对
身边发生的这一波轰轰烈烈会一直无动于衷。
在中国上海出生、香港长大的戴自海（Henry Tye）与古斯同岁，他们在麻
省理工学院有过同一个博士导师。戴自海比古斯晚两年获得学位，也刚来到康奈
尔做博士后。他到来之前就已经对大统一理论着了迷，笃信那是基本粒子理论的
未来。古斯却不甚以为然。
就在狄克讲座的三天后，戴自海又找到古斯，再次提议两人合作研究大统一
理论中的“磁单极”（magnetic monopole）问题。
统一了电和磁的麦克斯韦方程固然优美，却有一个明显的“缺陷”：描述电
和磁的部分在方程组中不那么对称、一致。这是因为自然世界中两者存在一个区
别：电有正有负，既有带正电的原子核，也有带负电的电子。磁虽然也有南极、
北极之分，但所有磁体都同时兼具南北两极，无法分离。即使把一块磁体打碎，
每个碎片也都还是同时有着南北极。也就是说，没有单独存在的“南磁荷”或
“北磁荷”。如果能有的话，这样的磁荷就叫做磁单极。
对数学形式上的对称性情有独钟的物理学家猜想磁单极应该也是存在的，只
是或者还未被发现，或者只是我们所在的环境不适合。自麦克斯韦所在的19世纪
到现在，他们在这上面花费过大量精力寻找、琢磨。古斯在哥伦比亚做博士后时
就曾花了三年功夫研究这个东西。
的确，推广了麦克斯韦方程的大统一理论中可以有磁单极的存在。戴自海因
此希望能与古斯联手另辟蹊径。古斯兴趣缺缺。因为他已经知道，要“制造”出
磁单极，需要达到10^17亿电子伏的能量。那时人类最强大的加速器已经能把粒子
加速到500亿电子伏，可磁单极依然遥不可及。古斯不愿意在这不切实际的问题
上再继续浪费时间。
但戴自海不是想人为制造磁单极。与温伯格一样，他知道人类无法制造出的
高能环境都曾经在宇宙之初出现过。所以他是想用大统一理论计算一下，最初的
宇宙在高温高压时应该出现过多少磁单极，它们是否有可能遗留到今天。
古斯依然不为所动。他不了解大统一理论，但知道大爆炸的那一刻是理论完
全失效的奇点。能产生磁单极的时刻距离这个奇点实在是太近了，这样计算出来
的结果多半完全没有物理意义。身为前途未卜的博士后，他不敢贸然造次。
有意思的是，最后说服古斯的不是戴自海，而正是温伯格。
狄克走后半年，温伯格也来康奈尔访问。那时他的《最初三分钟》正红极一
时，但他来这里做的讲座完全是学术性的：为什么宇宙中几乎不存在反粒子。
与电子对应着有正电子，与质子对应有反质子……反粒子是我们熟悉的“正
常”粒子的“反面”：有着相同的质量、自旋等物理特性，但所带的电荷相反。
正反粒子彼此也水火不相容。如果相遇，就会互相湮没，化为无形无质量的能量。
好在我们今天的世界几乎完全由正粒子组成，反粒子只在宇宙射线中非常偶然地
出现，或者在高能加速器中人为产生，对我们的生存和日常生活不构成威胁。
（反粒子最初由英国人狄拉克（Paul Dirac）在1928年做出理论上的预测。加
州理工学院的安德森（Carl Anderson）1932年在宇宙射线中发现正电子的轨迹
并随后以实验证实其存在。安德森的同学、中国科学家赵忠尧对这个实验有过显
著贡献。）
为什么我们会如此幸运？温伯格讲解了大统一理论如何解释这个问题。他的
计算表明在宇宙之初——不是“三分钟”的最初，而是在0.0000001秒时——宇
宙的温度有10万亿（10^13）度。那时候宇宙中只有夸克，正夸克与反夸克的数量
大体相同，只略有差异：每300000000个正夸克有299999999个反夸克。在随后
的膨胀、冷却中，这些正反夸克互相湮没，基本上完全消失，只留下那剩余的3
亿分之一的正夸克，它们主导形成了今天不再有反粒子的世界。
还不仅如此。为了解释这个3亿分之一差异的来源，温伯格又计算了宇宙大
爆炸后10^-39秒时的情形。那时宇宙的温度约10^29度，在那个“稍瞬即逝”的
一刻，因为电荷和宇称对称性的破缺（CP violation），正反夸克的数目出现了
这么一个微弱的偏差。
听众席中的古斯注意到10^29度这个温度，那正是粒子能量处于10^17亿电子
伏的环境，也就是产生磁单极的契机。他长出一口气。既然温伯格这样的大佬能
从容地进行这奇点附近的演算，他自然也可以同样地算算那同一个时刻的磁单极
数目。
于是，温伯格刚走，古斯便找到戴自海，索取了有关大统一理论的文献，
从头学起。
10^17亿电子伏在大统一理论中是一个占有特殊地位的能量点。只有在这里，
大统一理论才真正的名至实归：强、弱、电磁这三种行为迥异、互不搭界的作用
力在这个能量上合而为一、不分彼此，实实在在地就是同一种作用力。也就是说，
如果不考虑引力，宇宙在10^-39秒时只存在一种相互作用，也叫做“大统一作
用”。
随着宇宙的膨胀，在温度、能量降低后，原有的大统一对称性会发生“自发
破缺”（spontaneous symmetry breaking），依次呈现出三种不同的规范对称
性，分别相应于今天的三种作用力。
在杨振宁等人发展出规范场论之后，对称性和对称性的自发破缺成为现代物
理学举足轻重的基石之一。其实这个概念本身由来已久，在日常生活中也屡见不
鲜。【对此更详细的描述请参阅作者七年前写的博文《对称性自发破缺与希格斯
粒子》。】
比如液态的水，其中的水分子是随机、均匀分布的。如果把水整体平移一个
任意的距离或旋转一个任意的角度，从水分子的分布上看不出有什么变化。因此，
水具有空间平移和旋转对称性。但固态的冰就不一样。冰中的水分子几乎固定在
特定的晶体结构位置上。如果平移的距离或旋转的角度不是正好与晶格的周期相
符，就能看出来冰被挪动了。因此，固态的冰不具有液态水一样的平移、旋转对
称性。当水结成冰时，原有的对称性便“破缺”了。结冰的那一刻，所有的水分
子必须一致性地自己选取一个晶格位置凝结，就是所谓的“自发”破缺。（当然，
日常生活里的水结冰时出现的晶格位置更取决于容器壁、杂质等外在因素的影响，
只有在最理想的条件下才会是自发的破缺。）
水在摄氏零度时突然结成冰的过程在物理学中叫做“相变”（phase tran-
sition）：从液相变成了固相。大统一理论中的大统一对称性随温度降低而自发
破缺时，也伴随着类似的相变。正是在这个相变过程中，会有一系列新粒子产生，
包括磁单极。
弄清楚这些理论问题之后，古斯和戴自海很快就找到了计算磁单极的途径。
他们发现采取不同的模型、假设会得到不同的结果。但无论如何取舍，磁单极的
数目都会相当地大。这显然与我们今天找不到磁单极的事实不符。
正当他们还在为这个结果困惑的时候，他们收到了一篇论文稿。温伯格的研
究生普雷斯基尔（John Preskill）正巧也做了同样的计算。虽然还只是一个研
究生，普雷斯基尔是自己独立地进行了这项研究。论文也是他单独署名，只是在
最后的鸣谢中提到导师温伯格的名字。
他的结论与古斯和戴自海的差不多：根据大统一理论，宇宙大爆炸之初应该
产生与质子、中子总数相同数量的磁单极。普雷斯基尔还进一步指出，假如果真
如此，宇宙大爆炸理论便麻烦了。磁单极的质量巨大，是质子质量的10^16倍，
它们所产生的引力作用不再能被忽略，会决定性地影响整个宇宙的膨胀过程。如
果宇宙在有这么多磁单极的情况下还能膨胀到今天这么大，说明宇宙本身的膨胀
速度其实快得惊人。这样的话，我们今天的宇宙不会有140亿年的历史，而是只
有1200年！
这个结论显然荒唐。于是，磁单极问题成为大统一理论的一个软肋，也是宇
宙大爆炸理论的又一个未解难题。
古斯和戴自海甚是懊恼。两个老资格的博士后居然就这样被一个尚未出茅庐
的研究生给抢了先。为了已经付出的努力不至于全部付诸东流，他们只好又竭尽
全力试图寻觅一个能在大爆炸过程中避免这个磁单极问题的窍门，好加上一点新
内容来发表自己的演算。
功夫不负有心人。在1979年快结束时，古斯在感恩节的长周末加班加点，终
于找到一个可能性：磁单极的产生与大统一相变发生的温度、时刻相当敏感。如
果相变在大爆炸之后稍晚一点、温度稍低一点时发生，出现的磁单极数目便会大
大减少以至于微不足道。
一般而言，水在温度降到摄氏零度时便会发生相变而结冰。但在某些特定的
条件下，非常纯净的水也可以进入所谓的“过冷”（supercooling）状态，在零
度以下依然保持液态不结冰。条件理想的话，水能这样超冷到零下好几十度。这
种过冷的现象在其它相变中也很常见。他们因此设想，如果大统一对称破缺的相
变没有在其应该发生的温度实现，而是也过冷了一段时间，延迟到宇宙继续冷却
后的稍低温度才发生，便可以绕开磁单极的困境。
虽然他们找不出宇宙之初的大统一相变过程中能发生过冷的理由或机制，但
至少他们有了更进一步的成果，足以发表自己的论文了。普雷斯基尔的论文这时
已经引起相当的关注。他们听说其他人也正在酝酿这方面的论文，实在不能再让
别人抢了先。因此，尽管古斯对这个粗糙的想法并不自信，他们也不得不加紧完
成演算，撰写论文发表。
在这一片忙乱中，戴自海突然提醒古斯：如果宇宙真的有过这么一个过冷的
延迟相变，会不会对宇宙膨胀的速度本身也带来某种实质性的影响？
（未完待续）
