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赫尔曼算出来了。然而，迪克的研究团队好像没有理会这个信息，又在《天体物理学报》彭齐亚斯和威尔逊所发表的低调的公告旁边发表了一篇论文，专门解释这次探测到的辐射。关于这次集体失忆导致科学研究进度落后了许多年的经历，科学史学家写下了不少的论述。1975年，迪克在自传性笔记中写道：
关于火球的热辐射理论，我们的工作存在不幸和令人尴尬的一面。我们没有做足文献搜索的功夫，而与伽莫夫、阿尔珀和赫尔曼的重要论文失之交臂。对此我应该负主要责任，因为团队中的其他成员太年轻，不可能了解这些老文章。早些时候，我在普林斯顿听过伽莫夫的讲座，但我记得他的宇宙模型是寒冷的，开始时只有一些中子。＇29＇
阿尔珀和赫尔曼在余下的时光中，仍然对所受到的不公平待遇耿耿于怀。后来他们去了工业界工作，对宇宙学后来的发展影响不多。＇30＇ 1955年，阿尔珀离开约翰·霍普金斯大学，去了通用电气公司工作，并于2007年去世。1956年，赫尔曼开始领导通用汽车公司研究实验室的物理部，然后又去了德克萨斯大学当教授，并在那儿做出了关于交通流量的数学理论的一流研究工作。后来他又成了一位相当有造诣的雕刻家，制作木质微缩模型，在美国多处都有展览。他于1997年去世。
图6。5 乔治·伽莫夫在1965年（日期写成了1963年）写给阿诺·彭齐亚斯的信中指出，他在彭齐亚斯和威尔逊发现微波背景辐射以及罗伯特·迪克和他的团队给出实验解释之前就作出过相关预言＇31＇
尽管被遗忘了很长一段时间，但由于在微波背景辐射和大爆炸理论方面作出的杰出贡献，最终阿尔珀和赫尔曼还是获得了许多奖项，受到了大量赞誉。2005年，在去世两年前，阿尔珀获得了美国国家科学奖。获奖说明这样写道：
图6。6 罗伯特·赫尔曼（左）、乔治·伽莫夫和拉尔夫·阿尔珀（右）。伽莫夫从一瓶形成宇宙的原初物质（ylem）中冒了出来，不过这看上去更像一瓶酒
为了表彰他在核合成领域的突破性工作、他关于宇宙膨胀会留下微波背景辐射的预言，以及他建立的大爆炸理论模型。
彭齐亚斯和威尔逊发现微波背景辐射的事件是一个历史性转折点，从此我们得以更加深入地理解宇宙，同时也对用爱因斯坦方程组描述宇宙行为的方法更加有信心。弗里德曼和勒梅特的最简单的膨胀宇宙模型告诉我们，宇宙每时每刻的温度应该是多少。知道了这个简单的事实之后，物理学家就能搞清楚从宇宙诞生几秒钟起到现在发生的一连串事件。他们无法搞清楚所有发生的事情（远没有做到这点），但很快他们就建立了早期宇宙的行为模型，描述了温度和密度是如何降低的、核反应过程是何时发生的，以及辐射冷却到什么时候原子和分子才开始形成的。
宇宙微波背景辐射的发现也为稳态宇宙理论敲响了丧钟。突然之间，认为射电源不会存在于宇宙每一个历史时期的论调大获全胜，因为他们打出了微波背景辐射这张王牌。在大爆炸理论中，这个远古的现象非常自然（这也是大爆炸理论的预言之一），而稳态宇宙理论就无法解释。以霍伊尔为首的稳态宇宙理论的支持者，继续为了这个理论负隅顽抗。他们试图证明，新发现的微波背景辐射只不过是不久之前在银河系中形成的。然而，这些英勇的抵抗者最终全军覆没了：相比宇宙中的物质密度，微波背景辐射中光子太多了，不可能来自任何已知的辐射源。1967年，科学家们发现，从天空中的任何方向测到的微波背景辐射强度都相同，不同方向之间的强度差别不超过千分之一。不可能通过几个局域射线源的叠加来产生这种平滑性，除非射线源的数量巨多无比，可如果是那样的话，我们早就该探测到这些射线源了。
奇怪的是，霍伊尔本人也在热大爆炸宇宙学中扮演了关键角色。利用核物理学方面丰富的专业知识，霍伊尔走得比伽莫夫、阿尔珀和赫尔曼更远。他预言了宇宙中最轻的几个化学元素的丰度，这些元素应该在大爆炸后的最初几分钟内被制造出来。他先是和剑桥的罗杰·泰勒（Roger Taylor，1929～1997）于 1964年发表了一篇开创性的论文＇32＇，接着在1967年又和加州理工学院的威利·福勒（Willie Fowler，1911～1995）及其学生罗伯特·瓦格纳（Robert Wagoner）合作发表了文章，在这些文章中，霍伊尔预言了不同的大爆炸宇宙模型中，轻元素（特别是氘、氦的同位素以及锂）的完整丰度分布图。
1953年，日本天文学家林忠四郎（1920～2010）一个关键的小发现，为这些令人印象深刻的预言补上了缺失的一环，这也是他在恒星演化理论当中最著名的工作。每个物理学家，例如伽莫夫，在尝试预言大爆炸产生的化学元素丰度时，都遇到了一个重要的问题：在宇宙膨胀的最初时刻，质子数和中子数的比例是多大？任何原子核都是由这两种粒子组合而成（例如，氦…4的原子核是由两个质子和两个中子组成的），所以化学元素最终的丰度当然是由质子和中子的初始比例决定的。如果一开始全部都是质子，那么最后你得到的产物100％都是氢原子，但如何一开始不是这样，而你又不知道质子中子的比例的话，你能预测最后的结果吗？
林忠四郎指出，如果考虑到自然界中存在一种引起放射性元素衰变的弱相互作用，这个问题就迎刃而解了。当宇宙还是一个出生不到一秒钟的婴儿时，其中的温度高达一百亿度以上，此时这种弱相互作用会导致质子和中子的数量相等，形成一种平衡状态。只要处于完全平衡的状态中，质子和中子的比例就只由温度的高低决定。因此，你不需要知道宇宙“开始”的时候发生过什么，也不需要知道其他不确定的细节，就能计算质子和中子的比例。事实上，中子的质量比质子大了一点点。当宇宙诞生一秒钟左右，温度下降到一百亿度附近时，由于制造一个中子需要的能量多了一点点，一开始的时候，质子的数量也就比中子多了一点点。然而，这其中的数量差异并没有多少机会发展壮大，因为宇宙在不断地膨胀，其中起主导作用的弱相互作用反应速率太慢①，最后反应停止了。此时宇宙中的中子数和质子数就固定下来，约为1∶6。
① 俞允强的《物理宇宙学讲义》提到，弱过程的发生率是，宇宙膨胀速度是。因此温度下降时，弱过程的发生率降得更快。当两者大小相等时，可以认为反应停止。——译者注
宇宙的温度降低到十亿度时，核反应过程就突然启动了，此时宇宙大约膨胀了一百秒。那时，又有少许中子发生了衰变，将中子质子的比例减小到了1∶7。绝大部分中子最终的归宿是形成氦…4原子核，除此之外，还有少量的中子形成了氘、氦…3 和锂。最后，宇宙之中的物质组成是 23％为氦…4、77％为氢，还有极少量的氘（万分之几）、氦…3（万分之几）和锂…7（百亿分之几）。这正是今天我们在银河系内外都能观测到的元素丰度。于是，这个核物理学在宇宙最初几分钟中的简单应用，被天文学观测漂亮地证实了（图6。7）。
图6。7 随着年龄的增加、温度的下降，宇宙中不同元素所占比例的变化图。不同曲线表示宇宙最初三分钟产生的最轻的化学元素［氢（H）、氦…4（He4）、氘（D）、氦…3（He3）、氚（T）、铍…7（Be7）和锂…7 （Li7）］丰度。标记为n的曲线表示没有被原子核束缚的自由中子会发生衰变，丰度不断降低
从 1975 年开始，随着我们对高能物理和基本粒子的了解越来越深入，重构宇宙遥远过去的状态，成为了一个新的研究方向，叫做“粒子宇宙学”。它注定将彻底颠覆我们对早期宇宙的认识。
第7章
宇宙，如实描绘
我是一只独来独往的猫，对我来说，所有的地方都差不多。
——鲁德亚德·吉卜林（1865～1936，英国作家），《远古传奇》
湍急的宇宙
如果我死了，上了天堂以后，有两件重要的事情希望能搞明白。一件事是量子电动力学的方程组，另一件事是湍流扩散，是关于流体运动的。我对第一件事的预期相当乐观。
——霍勒斯·兰姆（Horace Lamb，1849～1934，英国应用数学家）＇1＇
爱因斯坦的理论导致早期的宇宙学研究一路突飞猛进，除了极个别的例外，这些研究大都集中在平滑、均匀、膨胀速率保持各向同性的模型上。有两个充分的理由值得人们保持这个倾向。一方面，这个假设非常符合从天文望远镜中所观测到的景象。没有证据能够表明，不同方向上观测到的宇宙膨胀速率有明显的区别，而且天空中的星系分布也和随机的分布差不多。想当年，测量遥远星系的红移大小可是一件极为耗时的工作。在望远镜旁劳作一整夜，也就能测出几个星系的红移。这个情况一直持续到了 20世纪 70年代。当摄像系统中应用了基于 CCD技术的光度检测器以后（此项技术获得了 2009年诺贝尔物理学奖），人们就可以迅速完成大量星系的红移测量。现在，有一些大规模勘察星系分布的项目，打算通过测量星系的红移（进而推算出星系的距离），建立一个星系分布的三维立体图。据此建成的三维立体图让人们大吃一惊，原来天上的星系已经形成了线、面之类的结构，进而结成了一张宇宙的“大网”。人们平时看到的星系投影带有一定误导性，根本体现不出星系分布的五彩缤纷和精彩绝伦。另一方面，在这个假设下建立宇宙模型，就能大大简化爱因斯坦方程组，使得求解变得非常容易。＇2＇
我们前面已经看到，如有必要，可以引入某种“原理”，如宇宙学原理和完全宇宙学原理，以便给这些简化问题的假设提供哲学根据。但也有更充分的理由要求我们更进一步，试着去更加真实地描述宇宙。毕竟宇宙真实的物质分布状况是，其中存在星系之类的结构，也存在其他的不规则性（irregularity）。这些不规则性是从哪儿来的？为什么他们的大小形状是现在这样的呢？尽管各个方向上的膨胀速率差别不大，但不可能是零，因为我们不可能生活在这样一个宇宙中的特殊位置。如果空间都不均匀的话，那么站在空间的每一点上向四周看，也不可能是各向同性的。
勒梅特是第一个认真思考了星系起源的人。栗弗席兹的论文研究了膨胀宇宙在微扰作用下的稳定性，也发现了一个重要的线索：为什么宇宙中像恒星和星系一样的物质“结团”如此众多。如果某个区域中包含的物质略微超过了平均值，它们就会吸引附近更多的物质，把四周变得一片空旷。这个过程叫做引力不稳定性，是牛顿首先发现的。1902年，詹姆斯·金斯爵士（James Jeans，1877～1946）又对这个问题进行了详细计算。在既不膨胀又不收缩的空间中，这种不稳定性会飞快地增长。但是栗弗席兹发现，如果空间在膨胀，不规则性的增长速率就会变慢。空间的膨胀会试图把相互吸引的物质排斥开，结团的势力和膨胀的势力展开了一场拉锯战。于是，我们很容易理解不规则性的增长速率为什么会变慢。
宇宙学家想知道，这个简单的过程是否能最终解释星系的形成。也许，宇宙“开始”的时候存在着一些微小的“随机”涨落，使空间偏离了绝对均匀的状态。或者也许是后来的一些特殊过程产生了这些涨落，随着宇宙的膨胀，它们越长越大，但最终停止了膨胀，不再变大，而形成了今天我们看到的“星系”结构。这个想法引出了更多需要解释的问题。为什么大多数星系都包含大约一千亿到一万亿颗恒星？为什么它们的形状大都呈特殊的椭球形或螺旋形？而且最重要的是，为什么这么多星系都在旋转？
1944～1951年间，德国物理学家卡尔·冯·魏扎克（Carl von Weizs？cker，1912～2007）开始考虑一种新的可能性。也就是说，宇宙之所以拥有如此丰富的结构，也许是因为它曾经有一段湍流（turbulence）横生的历史。这个想法非常吸引人。湍流是一种常见现象，在生活中普遍存在。打开浴缸的水龙头，你会目睹水流喷涌而出，形成湍流；海浪拍打海岸，或是一辆小轿车绝尘而去时，身后的树叶随风摇曳，你也会在其中发现湍流（图7。1）。然而，会令你吃惊的是，研�