鹄春鸵酉等绱讼嘞瘢某叽缭侗纫酉敌〉枚啵谑前偷戮筒嘶骋伞０偷滦岬搅酥胨柯砑＃⑼ü凰坎还兜墓ぷ鳎钪辗⑾至宋侍馑凇Ｋっ髁嗽旄副湫潜热嗣窍胂蟮母痢Ｒ虼耍煳难Ъ颐谴蟠蟮凸懒艘Ｔ逗阈呛托窍档木嗬搿０偷轮っ鳎焯宓木嗬攵加Ω梅叮钪娴哪炅湟灿Ω檬窃仍ぜ频牧奖丁�36亿年，而不是 18亿年。到了 1954年，关于星系的距离有了进一步修正，于是宇宙的年龄增加到了54亿年。最近，借助于测量遥远天体距离的新方法，以及新的地面和太空望远镜的出色观测能力（如哈勃望远镜和斯皮策望远镜），宇宙的年龄终于被确定了下来。如今，对膨胀宇宙年龄的最佳估计是 137 亿年，不确定度只有1亿年。
桌面上的宇宙
想当年，我们的科研预算通常都很紧张。我们的手头自然也就非常拮据。例如写1941年的那篇论文时，我不得不一个人挑起所有重担，包括重建实验室，安装所有电子仪器。这很花时间，不过当发现自己什么都会做时，你就会非常惬意和满足。现如今，科学家都被宠坏了，尤其是在发达国家。
——埃里克·霍尔姆伯格＇14＇
在当今社会，电子计算机非常普及，而且容易上手，以至于很难想象没有它们，世界会变成什么样子。天文学家们利用大型计算机来模拟一系列复杂的物理过程，这能够描述恒星和星系如何形成，以及是如何在天上分布的。1941年，埃里克·霍尔姆伯格（Erik Holmberg，1908～2000）还是瑞典隆德皇家大学天文台一名年轻的天文学家，是他第一次模拟了宇宙。他并没有使用现代意义上的计算机（当时还没发明），实际上，他自己造了一台模拟器，可以模仿引力的行为，然后进行观察和测量，看看多恒星系统在引力的作用下会如何演化。
我们所生活的三维世界有一个惊人的特点，那就是许多自然的基本作用力和效应，会随着彼此距离的增大而以平方反比的规律迅速衰减。＇15＇引力、磁力、静电力和光照的强度都符合这个规律。霍尔姆伯格想知道，两个被恒星环绕的星系相互靠近时，会发生什么情况。来自另一个星系的引力是如何改变这个星系中的恒星轨道，继而改变星系形状的呢？由于宇宙在膨胀，从前的星系要比现在靠得更近，因此狭路相逢的可能性也比今天高得多。＇16＇
霍尔姆伯格决定利用光照的强度和引力一样都遵循平方反比定律的特点。他用一组灯泡来模拟多体系统中的引力分布。在一个暗室的桌面上，他安装了两个扁平的星系模型（就像银河系），每个星系里有37个灯泡，分别排列在各自的同心圆结构上。每一个灯泡的亮度都代表了对应恒星的质量，而且根据距离圆心的远近，这些灯泡的亮度都要做相应的调整，以符合恒星分布的实际情况。每个灯泡的四个面上都有一个传感器，每个面都会所接收到不同距离外的灯泡照射，然后他用光电池和电流计来测量照射的强度。霍尔姆伯格从当地的工厂定制了这些特殊的灯泡。两个灯泡组成的“星系”各自旋转着，同时沿着直线彼此靠近。这样，霍尔姆伯格通过测出照着在每一个灯泡上的光线强度，并计算出总体影响（“合力”的大小和方向），就能知道恒星下一步会如何运动。所有74个灯泡都移动到新的位置，在新的位置上受到的光照强度又决定了灯泡下一步的运动。利用这个精巧的装置，霍尔姆伯格就能够建立一个模型，来模拟两个恒星系统对彼此的引力相互作用，以及一步一步的演化过程——这个过程过于复杂，根本无法用铅笔、草稿纸和牛顿定律来求得精确结果。＇17＇
图6。2和图6。3摘自霍尔姆伯格的论文。＇18＇他发现两个星系狭路相逢的时候，彼此之间的引力最强，产生的形变也就最严重，而且经常会产生臂状结构，让人不禁想到许多扁平星系都有旋臂，例如银河系。当两个星系互相做逆时针转动时，这个臂状结构就朝外弯曲，指向旋转的对称轴，但如果是顺时针的转动，臂状结构就指向相反的方向。他还断定，中小型星系经常会被大型星系的强大引力所俘获，彼此混合在一起，组成了一个新的大型星系，形状变成椭球形而不是螺旋型。
图6。2 埃里克·霍尔姆伯格用电灯泡模拟星系的演化。在他的这幅图中，灯泡被安置在直径80厘米的同心圆上，一共37个灯泡。他做了两个这样的模型，每个模型都代表一个由恒星组成的星系。调节灯泡两端的电压就能改变每个模型中灯泡“质量”的分布（即亮度）。灯泡的直径是8毫米，比灯泡之间的距离10～20厘米小得多
霍尔姆伯格富有想象力的工作给宇宙学研究中引入了一个新的工具。直到20世纪70年代，这种工具才再次出现，并伴随着计算机技术的革命，规模越来越大，模拟能力越来越强。借助这些新工具，人们可以建立宇宙的计算机模型，或者是一些经过简化的模型。将简单的引力定律编成程序，就能计算膨胀宇宙模型中任意数量的质点之间的引力，这样计算机就能跟踪这些质点的演化，了解它们如何结团，弄清楚星系初次形成的时期，或者它们何时会与邻近星系碰撞。最终，我们希望能够了解恒星在星系中如何形成的所有麻烦的细节。
图6。3 两个埃里克·霍尔姆伯格的电灯“星系”模型，每个模型都顺时针转动，之间的距离等于星系的直径。星系的引力相互作用导致了旋臂的产生，并且指向星系转动的方向。短箭头表示两个星系靠近最近点时的运动方向，弯曲的箭头表示转动方向
今天，在全球最强大的计算机上，宇宙学家们可以模拟不同类型的宇宙，从中预言我们应该在望远镜里观测到什么现象，或是解读一些观测数据的统计含义。鉴于世界上曾经存在两类天文学家，一类是观测天文学家，一类是理论天文学家，现在可以说有了第三种。计算天文学家的能力与众不同，他们能编写错综复杂的计算机代码，生成精彩绝伦的图片或视频，从而展现不同的宇宙模型的不同特点。＇19＇理论天文家作出预言，计算天文学家检验预言，观测天文学家则负责用望远镜来寻找检验的结果。
带电的宇宙
……由于时常需要把这儿的灯泡换换，又把那儿的晶体收音机调调，我就学到了扎实的电学实践知识。但这些知识并不全面——比如，我还是不明白为什么不能用一个电吉他煮鸡蛋。
——凯斯·沃特豪斯（1929～2009，英国作家）＇20＇
在发展稳态宇宙理论的同时，1948年，赫尔曼·邦迪还提出了一个非常不同的宇宙模型。他设想，这个模型可能有稳态的形式，但这种形式对宇宙膨胀来说，既非充分也非必要。他和剑桥的同事瑞·利特列顿共同发展了这个想法，并注意到两个像质子这样的带电粒子，产生的静电斥力要比引力大得多（实际上大1039倍）。
通常，人们假设氢原子呈电中性。氢原子包含一个质子和一个电子，两者的电荷大小相等，符号相反：质子的电荷是＋e，而电子的电荷是…e，所以总电荷是零，原子呈电中性。但是邦迪和利特列顿假设，质子和中子的电荷之间有极其细微的差别，只不过我们还没发现。这样的话，氢原子都会带有一个总的电荷，每个原子的总电荷都符号相同。如果静电的排斥力大于氢原子之间的万有引力的话，它们就会相互排斥（图6。4）。
图 6。4 两个氢原子之间有着微弱的引力。但如果质子（p）的电荷和围绕它的电子的电荷不相等，那么每个原子都会带上一个净电荷。每个原子都带同种电荷，于是相互之间就会产生了强烈的电磁排斥力
既然静电的排斥力远大于引力，他们认为，只要质子的电荷比电子电荷的绝对值 e 大 10…18的话，原子之间的排斥力就足以解释宇宙的膨胀。
当这个新奇的观点＇21＇被提出时，当时普遍接受的对电荷差异的实验约束比邦迪和利特列顿提出的大上 100倍（小于 10…16）。但渐渐地，更精确的实验结果显示，正负电荷之间的差异小于e的10…20。起初，邦迪和利特列顿拒绝接受这些结果，因为他们坚持认为，在原子尺度上，电荷差异的效应非常微弱，而且实验中用到的电磁场对结果本身会有什么影响也没有被充分考虑在内。但渐渐地，实验证据消除了这些担心，这个理论也就没法继续维持了。＇22＇最后，1960 年，美国科学家约翰·戈登·金研究了两个氢原子组成的氢分子的电荷，发现实验结果所允许的电荷差异，要比解释宇宙膨胀所需要的差异至少小40倍。＇23＇
这个理论从来没有成为宇宙学研究的主流，但这是一个很好的例子，体现了亚原子物理学是如何进入爱因斯坦的相对论所把持的引力领域，以及它是如何改变我们对宇宙膨胀的认识的。
在大西洋的另一侧，有一个宇宙学的研究小组提出了另一个宇宙模型，他们更关心在爱因斯坦方程组的描述下，膨胀宇宙的早期阶段发生了什么样的物理过程。
炙热的宇宙
《热情似火》
——比利·怀尔德执导，伊蔡克·戴蒙德编剧＇24＇
在英国，稳态宇宙模型吸引了如此多的公众注意力，以至于它的对手几乎淡出了公众的视野。然而，1948年以后，对大爆炸模型的关注逐渐多了起来，这种模型认为过去的宇宙要比现在的状态更热更致密。爱因斯坦的理论预言了不同类型的膨胀宇宙模型，天文学家们已经在研究如何区分这些模型，而物理学家们则开始研究早期宇宙不同寻常的物理环境。勒梅特率先考虑了胚胎宇宙的物理状态，而苏联流亡者乔治·伽莫夫和他的学生真正把这个想法落到了实处，他们对相关问题的证明成了对宇宙过去最实用而可靠的指南。
伽莫夫生活在一个风云变幻的时代，而他的人生也跌宕起伏、多姿多彩。他成长在俄国革命风暴席卷下的奥德萨，然后进入了当时的圣彼得堡国立大学，并且在亚历山大·弗里德曼的课上学习了广义相对论。才二十出头，他就在核物理领域作出了重要贡献。伽莫夫性格外向，从不循规蹈矩。他好像有一种过人的能力，能够结识三教九流各色名人，从莫洛托夫、布哈林、托洛斯基到爱因斯坦、玻尔、弗朗西斯·克里克，而且通常是在重要的场合。＇25＇
伽莫夫逃离他的故乡奥德萨、流亡到美国的故事可谓惊世骇俗。由于当局对知识界的干预日趋严重，伽莫夫深感恐惧，在1932年决定和第一任妻子柔儿（Rho）穿越守备松懈的边境，逃离自己的祖国。他们从克里米亚半岛的南端出逃，希望走私贩子能帮他们渡过黑海，到达 270公里之外的土耳其。在这个逃亡计划中，他们需要一艘可折叠的小橡胶艇，以便漂洋过海。他们打算把橡胶艇和桨分别放在两个帆布包里，背在身上。尽管当时的苏联食物短缺，他们还是准备了一周的食物，并临时带上了一些漂浮用具（足球胆）、一个水泵和一个指南针。他们进入土耳其的时候不计划带身份证，而是声称自己是丹麦人，因为伽莫夫有一个丹麦的旧驾照，这样就可以想办法进入伊斯坦布尔的丹麦大使馆。1932年初夏，他们在克里米亚海岸的一个科学院度假村订了房间，把小艇也带去了，进行了渡海演习。
本来，他们打算等到满月的时候再出发，这样对逃跑有利。可当时海上风平浪静，他们便打算立刻出发。头两天，海上之旅一切顺利，不久风浪渐渐大了起来，海水不断灌进小艇，柔儿不得不让水泵昼夜工作，以防小艇沉入大海。最后，船还是翻了，他们发现自己离海岸不太远，面前还能看到一些渔夫。非常遗憾，这些渔夫不是土耳其人：这对夫妇离他们出发的地方仅有 110公里。在渔夫们的帮助下，他们又回到了原点。幸运的是，没有人怀疑他们编的瞎话：他们是赛艇爱好者，由于经验不足，加上天气恶劣，不小心被冲到了很远的地方。真相实在是太疯狂了，没人会相信。
伽莫夫夫妇并没有放弃逃离的念头。两年以后，在尼尔斯·玻尔的邀请下，他们赴比利时参加了一个物理学会议，会后并没有返回苏联。乔治得到了密歇根大学安娜堡分校的一个职位，并在美国度过了余生。＇26＇
得益于对核物理学的深刻了解，伽莫夫设想，宇宙刚开始膨胀的那几分钟里，也许就像一次巨型的核物理实验。经过了一些错误的尝试之后，在伽莫夫的两个年轻研究生拉尔夫·阿尔珀（Ralph Alpher，1921～2007）和罗伯特·赫尔曼（Robert Hermann，1914～1997）的正确努力下，这个理论的核心思想初具雏形。
1948年夏天，伽莫夫证明，宇宙的膨胀进行了大约一百秒之时，质子和中子就开始相互结合，形成氘核。＇27＇六个月以后，阿尔珀和赫尔曼发展了伽莫夫的想法，在一篇写给《自然》杂志的信中，他们计算了宇宙的温度和密度随时间变化的规律，这样就能将任何一个历史时期的宇宙温度和密度同今天的数值相联系。＇28＇
阿尔珀和赫尔曼证明，如果宇宙膨胀的过程是各向同性而均匀的，那么从起初的炙热状态开始，用物质密度除以辐射温度的立方，得到的比值始终是个常数。这意味着他们可以确定当宇宙刚刚诞生两分钟（其辐射温度高达十亿度）时这个比值应该是多少，以避免当时的核反应产生过多的氦元素而不符合我们今天观测到的数值。这样知道这个比值的大小，又知道现在宇宙平均密度的观测值后，他们就能推导出现在的辐射温度大小。他们估计这个数值应该是5开尔文①左右。这是历史上最重要的科学预言之一。这样的话，天文学家就能够通过观测来验证，宇宙是否如大爆炸理论所说，曾经处于极度炙热而致密的状态。这些计算最后证明，如今的宇宙中应该存在高温辐射遗留下的痕迹。
① 开尔文是国际单位制中的温度单位，以下简称开。5 开相当于零下 268。15 摄氏度。——�