宇宙之书:从托勒密、爱因斯坦到多重宇宙-第38部分
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数”的地位。这种想法要求我们跳出日常经验中的时空维度，在这个范围之外寻找真正的自然常数。
超宇宙
“先生，你是说，”彼得问道，“在这栋房屋里，譬如说，就在附近，到处都有可能有别的世界吗？”
“这是非常可能的，”教授说，他一边摘下眼镜擦擦干净，一边又自言自语，“我真不懂，这些孩子在学校里，到底学了些什么东西？”
——C。 S。刘易斯，《纳尼亚传奇：狮子、女巫和魔衣柜》①
① 摘自陈良廷的译本。——译者注
为了寻找一个新的万有理论，弦理论家做出了一个了不起的早期发现：只有当空间的维度超过我们日常生活所熟悉的三维时，这样的统一理论才是合理的。存在额外维度的想法会开启非常多的可能性。实际上，弦理论和更深层的“M…理论”还允许额外的时间维度。只有当空间和时间的总维度取到某些特殊值时，通常是十维或十一维②，这些理论才能存在。这往往意味着空间是九维或十维的，时间是一维的。然而，这些理论并不要求特定的空间和时间的维度比：如果时间是三维的，空间是七维或八维的，这些理论仍然能够存在。我们假设理论中的时间只有一维，是因为时间的维度超过一维，就会出现许多怪事：不稳定的粒子迅速衰变，能量消失，未来并非完全由现在决定，而现在也不能唯一地确定未来。这很奇怪，但在逻辑上并非不可能，在物理学中也并非不自洽。在一个存在二维时间的宇宙中，很可能无法演化出复杂的生命，不过，如果额外的时间维度非常短暂，就像额外的空间维度非常微小一样，也许就刚好没什么害处了。
② 五种不同的有对偶关系的弦理论要求时空维度是十维，M…理论要求十一维。
——译者注
也存在这样的可能性，这些逻辑上可能存在的宇宙拥有不同的空间和时间的维度比，并各自占据了一种弦景观里的可能真空态。暴胀产生的子宇宙可能拥有不同的时空维度比，在暴胀的过程中，也可能有不同数量的维度变大了。如果真的如此，最终我们发现自己生活在其中一个有三维空间和一维时间的子宇宙中。无论是哪种情况，时空维度比或是变大的维度的数量的选择，都可能完全是随机的，或者是由某种目前未知的机制决定的。
这些基础物理学的研究进展使得我们认真考虑额外维存在的可能性。其中最发人深省的一点是，我们周围叫做“宇宙”的三维空间，只不过是维度更高的世界的一个影子。打个比方，所有被我们称为“自然常数”的物理量，根本不是基本的物理量。真正的常数存在于九维或十维空间中，而我们只不过看到了其中部分常数在我们三维空间中的投影。因此，我们所说的“常数”甚至不必是固定不变的。如果额外的维度在摇动，或者尺寸在缓慢地变化，我们就会发现三维空间中的常数在以相同比率变化。这就是为什么人们对探测自然常数的变动产生了无比浓厚的兴趣，并为此开展了许多天文学观测和高精度的实验的原因。＇38＇甚至有越来越多的类星体观测数据表明，决定电磁相互作用强度的常数可能发生了微小的变化，在一百亿年间大约变化了百万分之几的大小。＇39＇传统自然常数的变动为探测额外维的存在提供了绝佳的机会。另外一些物理学家则希望通过分析大型强子对撞机（Large Hadron Collider）的运行结果，能够找到证据支持或否定另一个紧挨着我们的膜宇宙的存在。比如，进入膜宇宙的粒子会衰变，于是人们就会发现有一些能量从空间中神秘消失了。这些纯理论研究进展的最有趣之处在于，它们并不是天马行空无所限制，而是会根据粒子加速器、地面和太空望远镜的实验和观测数据作出相应的修正。
第12章
失控的宇宙
宇宙也许就像洛杉矶一样。
三分之一是物质，三分之二是能量。
——罗伯特·克尔什纳（Robert Kirshner，美国天文学家）＇1＇
最畅销的宇宙
神志正常的人认为自己不被所谓“终极问题”所困扰，而对日常柴米油盐更关心。他们为自己的这种能力感到骄傲，并且称之为分清主次，或者脚踏实地……
——希丽亚·格林（英国心理学家）＇2＇
1996年夏天，作为建校250周年庆祝活动的一部分，一场盛大的宇宙学会议在新泽西州的普林斯顿大学召开了。＇3＇当时的天气状况糟透了，又湿又热，还有夹杂着雷电的暴风雨。人们汗流浃背，却发现老式学生宿舍里的空调不过是个摆设而已，起不了什么作用。只有走进大会堂时人们才会得到解脱。这次会议的一个创新之处是，其中不仅举办常规的学术报告，还可以请两个或三个主讲人同台亮相，像政治竞选一样，相互竞争，各自向观众“兜售”自己看好的某个宇宙模型。他们说完自己的广告词以后，就进入了一个关键的辩论环节，观众也可以参加。
总的来说，当时的宇宙学家都对暴胀宇宙模型非常满意。他们不太考虑混沌或永恒的暴胀，多重宇宙这个词还没有收入他们的字典，尽管从以前的人择原理的角度来看，这种观念大家都很熟悉了。会议中讨论最多的议题是一些精确观测的问题，如宇宙的膨胀速率、宇宙的年龄、星系能否及时形成、物质和辐射所体现出来的不均匀性是否能脱胎于某种类型的暴胀在宇宙甚早期所产生的不规则性等。
每一个宇宙学主讲人都要尽可能地证明，他的模型中关于宇宙物质组成和宇宙膨胀行为的描述，与所有的观测结果都吻合得天衣无缝。其中脱颖而出的是麦克·特纳（Michael Turner）的模型，这种宇宙的膨胀速率几乎达到了临界值，这正是暴胀预言的结果，但其中还存在一个取值很小、符号为正的众所周知的宇宙学常数。爱因斯坦首先提出了宇宙学常数，不久之后又抛弃了这种想法。这种宇宙学常数会产生排斥性的引力，导致今天的宇宙加速膨胀。特纳指出，这种模型能够胜出一点也不意外，因为它的大部分内容都与其他竞争对手极为相似，只是多了一个有点儿别扭的物理量（宇宙学常数），这个常数使得它与观测结果符合得更紧密一些。
这个夺得桂冠的模型叫做“Lambda…CDM”模型，其中Lambda（拉姆达）是指宇宙学常数，而CDM是“冷暗物质”（cold dark matter）的缩写。无论从哪个方面来说，宇宙中都应该存在暗物质，因为产生星系和星系团之间强大引力所需的物质比观测到的发光物质的总量大十倍，必须存在许多暗物质才能解释这个矛盾。暗物质非常特殊，只参与引力相互作用，可能还参与弱相互作用；不然的话，宇宙最初三分钟时所产生的氘核就会减少，与观测结果矛盾。这意味着暗物质最可能的候选者是参与弱相互作用的中微子，或者跟中微子很像的新型粒子。然而，当时已知的各种中微子并不符合要求。1985年，人们第一次用大型计算机模拟了类似中微子的暗物质对宇宙膨胀历史的影响，结果发现它们的质量太小了，所引发的星系结团行为不符合观测的结果。＇4＇
为了符合所有的观测结果，类似中微子的粒子必须比质子还重得多，这样才会变得很慢，所以是“冷”的——温度只不过是我们给气体分子的平均速度所起的名字。在计算机模拟中，这种慢吞吞的粒子会导致星系的小尺度结团行为有一个显著的特点，与观测结果非常符合。加上了一个新的参数拉姆达后，Lambda…CDM模型的得分就遥遥领先。但是没有人对Lambda…CDM模型的成功而感到欢欣鼓舞，就连模型的提出者也没有。这个模型看起来人工雕琢的痕迹太重了，老实说，很难看。
这个最佳宇宙模型跟勒梅特六十多年前提出的模型很是相像。就像爱因斯坦一样，当时的宇宙学家已经对宇宙学常数失去了兴趣。要想在最佳的宇宙模型中发挥作用，它的数量级必须极其微小（10…120）。这个数实在太小了，以至于许多物理学家都认为，宇宙学常数的真正取值应该是零：物理学中存在一种有待发现的深层机制，能让宇宙学常数的大小正好等于零。总有一天，我们会发现这种新的对称性机制。在此之前就先把宇宙学常数抛在脑后吧。这种态度在粒子物理学家当中很常见。同时，天文学家总是对自己的观测数据不太放心。拉姆达所依赖的基础并不牢固，很有可能会逐渐消失，或者变得比我们起初设想的更不靠谱。甚至连认真考虑Lambda…CDM模型的人都显得格外小心，因为没有找到宇宙学常数存在的直接证据。我们并没有直接看到今天的宇宙在加速膨胀，而是从其他有关宇宙演化的观测结果中找到了一丝迹象。
1998年，戏剧性的转机出现了。由世界顶级天文学家领导的两个大型研究团队分别发现了第一个直接证据：宇宙正在加速膨胀。令人们感到惊讶的是，哈佛大学的亚当·里斯领导的高红移超新星计划和加州大学伯克利分校的劳伦斯伯克利国家实验室的萨尔·波尔马特领导的超新星宇宙学计划都发现了令人惊叹的新证据：从几十亿年之前开始，宇宙就开始加速膨胀了。＇5＇首先，你需要将哈勃定律扩展到比以往更遥远的距离上，这样才能在很大的范围内比较膨胀速度随距离的变化，看看它究竟像哈勃定律说的那样是速度与距离呈正比，还是速度比距离增长得更快一些。如果曲线向上弯曲，就标志着加速膨胀。
想要精确测定速度的大小其实很简单，只要知道光线的红移量就可以了。但是问题在于如何才能确定你测出的速度所对应的遥远光源的距离。如果一个光源看起来不亮也不暗，这是说明它本身很暗但距离比较近，还是说明它本身很亮但距离比较远呢？理想的情况是，你恨不得宇宙中的发光物质都是 100瓦电灯泡！你可以用望远镜读出每个光源上的100 瓦标签，这样就能知道它们本身的亮度。比较标签对应的亮度和它们的视亮度，你就能推断出每个灯泡距离我们有多远。呵呵，宇宙中并没有这么多贴着标签的灯泡随它一起膨胀。不过，你可以寻找一些绝对亮度恒定不变的天体（就像电灯泡一样）。通过观察它们的某些物理性质，例如亮度的变化率，就可以将它们认出来。这种作为参照标准的天体被天文学家们称为“标准烛光”。
地面望远镜和哈勃太空望远镜能够观测一种特殊类型恒星的爆发，叫做Ia型超新星，而且其中一些超新星距离我们非常遥远。利用这个方法，两个研究团队才得到了新的观测结果。Ia 型超新星是标准烛光的绝佳候选，因为人们认为这种超新星产生于某种特定的宇宙现象，并且是宇宙中最明亮的一群天体。＇6＇
如果恒星耗尽核燃料后，剩余的质量小于太阳质量的 1。4 倍，它就会在引力的作用下向内坍缩，最后变得跟地球差不多大，这时起支撑作用的是电子和原子挤在一起时所产生的抵抗性压强。＇7＇这种稳定的状态叫做白矮星，而这样的恒星尸体在宇宙中非常普遍。总有一天，死亡的痛苦会降临在我们的太阳上，最后产生一颗白矮星。
如果恒星残骸的质量大一些，在太阳质量的 1。4倍和 3倍之间，电子的抵抗性压强就无法和引力抗衡了，于是原子就会被压碎。电子会被压进原子核的质子里，变成一堆中子。中子不愿意挤在一起，只要恒星的质量没有超过太阳的 3倍，中子的抵抗性压强就能防止引力的进一步挤压，从而产生一颗稳定的中子星，直径只有区区几千米，密度却比钢铁还要大 100万亿倍。就像白矮星一样，宇宙中也有很多中子星，其中一些自转速度很快的中子星又叫脉冲星，它们自转时会周期性地向我们发出辐射，就像一座灯塔。但如果垂死恒星的质量超过太阳的3倍的话，就没有任何一种已知的自然力能够支撑它了。最终，大量物质将落入一个非常小的区域中，连光都无法逃出来。从外部的宇宙看不到其中仍在进行的坍缩过程：一个黑洞就形成了。
宇宙中大约有一半恒星是成对出现的，并且都在绕着一个公共的质心旋转。如果其中一颗恒星死亡后形成了一颗白矮星，它就会不断从伴星的外层区域汲取物质。最终，这种同类相食的行为会让白矮星的质量超过 1。4 倍太阳质量的极限，于是电子的压强就再也无法抵挡引力的挤压了。这颗白矮星会发生一次剧烈的热核爆炸（图12。1）。只要白矮星的质量一超过 1。4 倍太阳质量，爆炸就必然会发生，而且每颗白矮星爆炸时的峰值亮度都差不多，大约是太阳亮度的10亿倍——�
