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        研究 | 宇宙從何而來?

        發布時間:2022-05-24 09:44 來源:新浪科技

        當我們看得越遠時,就越接近大爆炸的時間。隨著天文觀測手段的不斷完善,我們可能會發現最早的恒星和星系。  當我們看得越遠時,就越接近大爆炸的時間。隨著天文觀測手段的不斷完善,我們可能會發現最早的恒星和星系。

          任何物理問題的解答,最終都必須回到宇宙本身。然而,如果答案不再存在的話,我們又該怎么辦?

          在人類所能想到的關于宇宙的所有問題中,最宏大的一個問題或許是:宇宙最初從何而來?這不是一個簡單的問題,因為要想理解某種事物從何而來,我們首先必須準確地知道它是什么。同樣,我們也必須充分理解物理定律,以便從一組特定的初始條件開始,計算出一個物理系統的結果。只有從這些初始條件出發,我們才能確定事物演變的可能途徑,了解它們究竟如何變成今天的樣子,并找出哪些預測與我們所處的宇宙相符。

        北美洲奇形巖(hoodoo)地貌上空的銀河系。長期以來,星空一直是人類敬畏的源泉。在太空深處,恒星擁有自己的行星,它們都遵循同樣的物理定律。盡管結構和組成不盡相同,但這些恒星都與太陽十分相似。  北美洲奇形巖(hoodoo)地貌上空的銀河系。長期以來,星空一直是人類敬畏的源泉。在太空深處,恒星擁有自己的行星,它們都遵循同樣的物理定律。盡管結構和組成不盡相同,但這些恒星都與太陽十分相似。

          然而,這種思考方式很不可思議的一點是:無論我們在過去或未來的任何時間提出這個問題,并用科學的方法來解決它,總是會得出相同的宇宙故事。今天,人類對宇宙起源的追溯已經達到了難以置信的程度,甚至已經確定了行星、恒星、元素、原子等事物的起源。我們已經發現了大量關于宇宙熱大爆炸的證據,甚至還發現了大爆炸之前的信息。盡管取得了這些認識,但仍有許多與宇宙有關的宏大未知謎團等待我們解決。這就是我們今天的處境。

          今天,當我們放眼地球之外的宇宙時,會浮現出一幅輝煌而又相當全面的圖景。我們所棲居的行星,就像宇宙中的其他行星一樣,是由原子組成的。一個由密度最大、質量最重的原子組成的固體中心被氣態的大氣層所覆蓋。較輕的一層漂浮在較重的一層之上,形成類似洋蔥的結構,迄今為止被人類充分研究過的每一顆行星、矮行星和衛星都是如此。

        宇宙網是整個宇宙中最大的結構,大部分由暗物質組成。然而,在更小的尺度上,重子可以相互作用,也可以與光子相互作用,形成恒星結構,但同時也會釋放出可以被其他物體吸收的能量。暗物質和暗能量都不能勝任這樣的功能。  宇宙網是整個宇宙中最大的結構,大部分由暗物質組成。然而,在更小的尺度上,重子可以相互作用,也可以與光子相互作用,形成恒星結構,但同時也會釋放出可以被其他物體吸收的能量。暗物質和暗能量都不能勝任這樣的功能。

          行星既可以在星系中自由漂浮,也可以圍繞恒星運行。恒星的核心一直在進行核聚變反應,將較輕的元素融合成較重的元素。當一顆恒星的燃料耗盡時,它的核心會坍縮并升溫。如果溫度足夠高,密度足夠大,反應鏈條中的下一組元素將繼續融合;否則,恒星就會轉變成恒星殘骸。在某些情況下,這些殘骸是溫和的,但在另一些情況下則會產生劇烈的反應。

          在更大的尺度上,恒星組合成更大的集合,即星系;星系聚集成團,即星系群和星系團,甚至更大的超星系團。它們一起形成了所謂的“宇宙網”,星系沿著大尺度纖維狀結構排列,在纖維的連接節點聚集成超星系團;與此同時,這個結構被巨大的、空虛的宇宙空間——稱為“空洞”——隔開。

        現今宇宙中發現的各種元素的主要來源。其中,小型恒星是任何質量不足以變成超巨星或超新星的恒星;許多被認為來自超新星的元素更可能是中子星合并創造出來的。  現今宇宙中發現的各種元素的主要來源。其中,小型恒星是任何質量不足以變成超巨星或超新星的恒星;許多被認為來自超新星的元素更可能是中子星合并創造出來的。

          這就是宇宙今天的模樣。如果我們想知道宇宙是如何變成這樣的,就必須將物理學定律應用到宇宙中,并遵循我們已知的物理系統演化規律。例如:

         。1)我們知道萬有引力是如何作用的,并且有支配引力的廣義相對論,因此只要有質量或能量,就有萬有引力現象;

         。2)我們知道電磁力是如何作用的;當一個物體帶有電荷,無論其是運動的還是靜止的,或者以電磁波(比如光子)的形式存在,都會涉及到電磁力的作用。

         。3)我們知道核力是如何作用的,包括夸克和膠子如何結合在一起形成質子和中子,質子和中子如何結合在一起形成原子核,以及不穩定的原子核(包括除質子和中子之外的夸克和/或反夸克的其他組合)如何發生放射性衰變;

         。4)我們知道如何對最開始時使用的任意物理系統進行時間演化運算。

        這是由高角分辨率盤結構項目(DSHARP)所測量的20個原行星盤,它們都圍繞在年輕恒星的周圍。諸如此類的觀測結果顯示,原行星盤主要是在一個平面上形成的,這與理論預測以及太陽系內行星的位置一致。  這是由高角分辨率盤結構項目(DSHARP)所測量的20個原行星盤,它們都圍繞在年輕恒星的周圍。諸如此類的觀測結果顯示,原行星盤主要是在一個平面上形成的,這與理論預測以及太陽系內行星的位置一致。

          簡單來說,如果你給物理學家提供一組初始條件來描述你的系統,他們可以寫出控制該系統演化的方程,并且告訴你——達到自然界固有的不確定性和非決定性的極限——該系統在未來任何時刻的結果(或概率結果集)是什么。

          那么,這一切從何而來呢?

          讓我們從地球說起。地球上充滿了復雜性和差異性,甚至是智能生命,還有大氣層和海洋,以及地殼、地幔、外核和內核等分層的內部結構。簡單來說,地球是由原子組成的,但在更復雜的層面上,地球是由組成元素周期表的整套原子組成的,主要是鐵、氧、硅、鎂、硫、鎳、鈣和鋁。

        在宇宙的整個歷史中,可以與今天銀河系相媲美的星系數量眾多,它們的質量一直在不斷增長,結構也在不斷演變。相對于現在的星系,年輕的星系更小、更藍、更混亂、氣體含量更豐富、重元素密度更低。  在宇宙的整個歷史中,可以與今天銀河系相媲美的星系數量眾多,它們的質量一直在不斷增長,結構也在不斷演變。相對于現在的星系,年輕的星系更小、更藍、更混亂、氣體含量更豐富、重元素密度更低。

          這很有趣,因為這些元素絕大多數都是重元素,而不是最輕的氫和氦。然而,當我們觀察宇宙時,會發現氫和氦無處不在。事實上,這兩種元素異常豐富,構成了宇宙中99%以上的原子;如果按數量計算,宇宙中只有不到1%的原子是比氫和氦更重的元素。

          因此,為了制造一個像地球一樣的行星——由巖石、金屬、冰和復雜的分子組成——就需要有某種方法來制造這些較重的元素,然后將它們以足夠多的數量聚集起來,進而形成行星。幸運的是,當我們望向宇宙時,可以看到發生這一切所必需的各種過程。

          恒星內部會發生核聚變,由較輕的元素形成較重的元素。在恒星生命的末期,它們的命運根據其質量而各不相同:

         。1)成為紅巨星,出現新的核反應過程,這些過程在它們生命的大部分時間里都不會發生;

         。2)產生強風,將恒星質量的很大一部分吹走;

         。3)在行星狀星云中死亡,殘余的核心會縮小成一顆白矮星;

         。4)可能以核心坍縮的超新星形式死亡,內爆的殘余要么成為中子星,要么成為黑洞;

         。5)這些殘余,無論是白矮星還是中子星,隨后會發生碰撞,引發失控的核聚變反應,從而創造出更豐富的重元素。

          這就解釋了為什么在一些恒星群中,我們只能找到很少的之前形成的恒星——這與觀測結果一致。比如在銀河系銀暈外側的恒星群,它們的重元素豐度就相對較低。同樣地,在一些恒星群中,恒星形成的世代更多,比如在靠近星系中心的星系平面中,重元素豐度更高。

        宇宙中最輕的元素產生于熱大爆炸的早期,原始的質子和中子融合在一起,形成了氫、氦、鋰和鈹的同位素。鈹元素是不穩定的,宇宙中只剩下恒星形成前的前三種元素。通過比較重子密度和光子數密度,可以獲得可觀測元素的比率,使我們對宇宙中物質-反物質不對稱的程度進行量化。  宇宙中最輕的元素產生于熱大爆炸的早期,原始的質子和中子融合在一起,形成了氫、氦、鋰和鈹的同位素。鈹元素是不穩定的,宇宙中只剩下恒星形成前的前三種元素。通過比較重子密度和光子數密度,可以獲得可觀測元素的比率,使我們對宇宙中物質-反物質不對稱的程度進行量化。

          此外,天文學家最近直接拍攝了新恒星周圍形成的圓盤:原行星盤。在這個圓盤內部,他們發現了大大小小的空隙和團塊,以及年輕行星和新生行星存在的證據。在幾代恒星誕生、存在和死亡之后,新一代的恒星富含從之前死亡恒星中回收的物質,從中產生了行星,包括具有生命成分的巖石行星。

          事實上,當我們進一步回顧久遠的宇宙歷史時,會看到不僅僅是大量的重元素在演化,星系本身也在演化。在鄰近的宇宙中,我們發現了巨大的螺旋星系和橢圓星系,它們密集地聚集在一起,具有較低的恒星形成率和較大的質量,且氣體含量相對較低;總體上,這些星系中的紅色恒星比例要大于藍色恒星。不過,隨著觀測的距離越來越遠,我們就會注意到星系之間的兩個主要差別:

         。1)星系越遠,其演化程度越低。它們的質量更小,聚集程度更低,恒星形成在大約110億年前達到頂峰,此后一直下降;它們具有豐富的氣體,重元素的豐度較低,與現在的星系相比,藍色恒星比紅色恒星的相對豐度更高;

         。2)此外,星系離得越遠,它發出的光就越會系統性地向更長的波長移動,這就是所謂的“宇宙學紅移”。

        在暴脹過程中,時空本身在量子尺度上的漲落在整個宇宙中被拉伸,導致了密度和引力波的缺陷。盡管從很多方面來看,暴脹的空間都堪稱“虛無”,但無論是在暴脹時期還是今天,宇宙空間都具有正值、非零的能量密度。  在暴脹過程中,時空本身在量子尺度上的漲落在整個宇宙中被拉伸,導致了密度和引力波的缺陷。盡管從很多方面來看,暴脹的空間都堪稱“虛無”,但無論是在暴脹時期還是今天,宇宙空間都具有正值、非零的能量密度。

          第二點在廣義相對論的框架中,會讓我們得出宇宙正在膨脹的結論。膨脹導致所有的光在穿越星系際空間時都表現出宇宙紅移,因此越遠的物體其紅移更大,看起來遠離我們越快。而且——這也許最重要的一點——我們將看到它們在更長一段時間之前的狀態,因為光只能以有限的速度傳播。在狹義相對論中,光速是宇宙中所有物質運動和信息傳播的速度上限。

          然而,一個明確的事實是:星系會隨著時間的推移增長并演化。這就給了我們一些意義深遠的啟示:如果能足夠早地回顧過去,我們可能就會發現“最早的”恒星群和星系;在那個節點之前,宇宙中就不存在恒星或星系。如果宇宙:

         。1)一直在膨脹;

         。2)持續冷卻;

         。3)引力效應隨著時間的推移變得“更笨重”。

          那么,我們就可以得出結論:早期宇宙比現在更小、密度更大、溫度更高、更均勻。利用這個邏輯,我們就可以用合適的物理學原理,推斷出宇宙最初的情況。

          天文學家們就是這么做的,并得出了一系列不同尋常的預測:

         。1)根據膨脹宇宙中引力效應增長的規律,宇宙只會發展出諸如星系、星系團和宇宙網等結構;

         。2)存在一個恒星和星系最初形成的時期,在那之前,宇宙中只有原始氣體;

         。3)在這段時期之前,宇宙的輻射會非常強烈,溫度非常高,以至于不可能形成中性原子,因此穩定的中性原子第一次形成時應該有某種跡象;

         。4)在更早的時候,宇宙會因為溫度太高而無法形成穩定的原子核,因此當宇宙冷卻至低于這個閾值時,應該會出現一組特定豐度的元素,而這些元素是由早期宇宙的聚變反應形成的。

          所有這些預測都得到了觀測結果的證實,但另一些發現更加令人印象深刻。比如僅比絕對零度高2.725K的宇宙微波背景輻射,就與科學家預期的大爆炸余輝相吻合。天文學家還探測到了第一批原始氣云團的證據,并發現它們完全由氫、氦和少量鋰組成。我們甚至從中微子和反中微子在宇宙大尺度結構和宇宙微波背景中的溫度缺陷印記中,間接地探測到預期的中微子和反中微子背景殘留。

          根據目前觀察到的宇宙事實可知,宇宙一定是在其大尺度結構的“種子”基礎上誕生的,而這些“種子”最初就是由一系列高密度區域和低密度區域組成的。

          那么,是什么導致了最初的高密度和低密度區域呢?這就涉及到宇宙暴脹理論的卓越之處了。該理論不僅提供了一種產生這些宇宙結構“種子”的量子漲落機制,還能解釋目前已經觀測到的宇宙特征(到處都是相同的溫度、空間平坦性、大尺度均勻性等),并且能對這些量子漲落應該是什么樣子做出新的預測。

          宇宙暴脹理論認為,在熱大爆炸時,熾熱、致密、基本均勻且快速膨脹的宇宙中充滿了物質和輻射,而在此之前,宇宙是完全空蕩蕩的。只不過,此時的宇宙并非沒有能量(或者說非常少的能量,就像今天的暗能量一樣),而是將巨大的能量蘊含在空間結構中。隨著宇宙膨脹,更多的空間被創造出來,使得能量密度保持不變。結果,宇宙在任何地方都被賦予了相同的屬性,它被拉伸到曲率極為平坦的程度——宇宙中物質的密度非常接近平坦宇宙所需的臨界密度。另一方面,通常在微小尺度上遍布所有空間的量子漲落,卻被暴脹拉伸到巨大的宇宙尺度。

        從一個已經存在的狀態出發,暴脹理論預測,隨著暴脹的持續,將會產生一系列的宇宙,每一個宇宙都與其他宇宙完全分離,被更膨脹的空間隔開。  從一個已經存在的狀態出發,暴脹理論預測,隨著暴脹的持續,將會產生一系列的宇宙,每一個宇宙都與其他宇宙完全分離,被更膨脹的空間隔開。

          根據暴脹理論的預測,這些量子漲落創造出了今天宇宙中大尺度結構的種子,它們應該具有以下特征:

         。1)在所有尺度上具有幾乎相同的幅度;

         。2)產生于比宇宙視界更大的尺度(也就是說,比自熱大爆炸開始以來光可能傳播的范圍更大);

         。3)100%絕熱(熵恒定),等曲率為0(空間曲率恒定)。

          暴脹理論還預測,大爆炸殘留輝光的性質可以表明熱大爆炸的最高溫度,而這個溫度大大低于可能的最高溫度——普朗克溫度。根據標準宇宙學模型,普朗克溫度是溫度的基礎上限,現代物理學理論在該溫度下失效,而目前還沒有被廣泛接受的量子引力理論來對其進行解釋。換言之,這是量子理論與引力結合的一個基礎極限,當溫度達到普朗克溫度時,量子引力效應便會介入。

          遺憾的是,這是我們今天對宇宙的理解所能追溯到的最久遠的時期。由于暴脹的本質,它必然會抹去宇宙中任何在它發生之前就存在的信息。事實上,我們只能希望看到暴脹時期最后階段——大爆炸后10^-32秒左右——發生了什么;之前發生的任何事情,在今天的宇宙中都是無法探測到的。盡管我們可以很有信心地推測可觀測宇宙從何而來,并解釋宇宙中許多現象的起源,但類似的問題,包括空間、時間、能量或物理定律最初的起源等,至今仍未找到答案。

          可以肯定的是,我們現在所知道的一切都是有限的。有限數量的粒子,編碼了有限數量的信息,它們在可見宇宙中存在了有限的時間。但宇宙中為什么充滿了物質和反物質?為什么有暗物質和暗能量?以及為什么會有數值固定不變的物理常數?我們不能保證今天的宇宙能給予我們足夠的信息,來找到所有這些問題的答案。當然,路漫漫其修遠兮,只要不放棄尋找,人類一定會慢慢地接近宇宙的真相。

        編輯:趙雪婷
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