的影响

的影响内容摘要：

图 由于太初黑洞是如此之稀罕，看来不太可能存在一个近到我们可以将其当作一 个单独的伽玛射线源来观察。 但是由于引 力会 图 将太初黑洞往任何物质处拉近， 所以在星系里面和附近它们应该会更稠 密得多。 虽然伽玛射线背景告诉我们，平均每立方光年不可能有多于 300个太初黑 洞，但它并没有告诉我们，太初黑洞在我们星系中的密度。 譬如讲，如果它们的密 度高 100 万倍， 则离开我们最近的黑洞可能大约在 10 亿公里远，或者大约是已知的 最远的行星 —— 冥王星那么远。 在这个距离上去探测黑洞恒定的辐射，即使其功率 为 1 万兆瓦， 仍是非常困难的。 人们必须在合理的时间间隔里，譬如一星期，从同 方向检测到几个伽玛射线量子，以便观测到一个 太初黑洞。 否则，它们仅可能是背 景的一部份。 因为伽玛射线有非常高的频率，从普郎克量子原理得知，每一伽玛射 线量子具有非常高的能量，这样甚至发射一万兆瓦都不需要许多量子。 而要观测到 从冥王星这么远来的如此少的粒子，需要一个比任何迄今已造成的更大的伽玛射线 探测器。 况且，由于伽玛射线不能穿透大气层，此探测器必须放到外空间。 当然，如果一颗像冥王星这么近的黑洞已达到它生命的末期并要爆炸开来，去 检测其最后爆炸的辐射是容易的。 但是，如果一个黑洞已经辐射了 100至 200亿年， 不在过去或将来的几百万年里，而是 在未来的若干年里到达它生命的终结的可能性 真是相当小。 所以在你的研究津贴用光之前，为了有一合理的机会看到爆炸，必须 找到在大约 1 光年距离之内检测任何爆炸的方法。 你仍需要一个相当大的伽玛射线 探测器，以便去检测从这爆炸来的若干伽玛射线量子。 然而，在这种情形下，不必 去确定所有的量子是否来自同一方向，只要观测到所有它们是在一个很短的时间间 隔里来到的，就足够使人相当确信它们是从同一爆炸来的。 12 整个地球大气可以看作是一个能够认出太初黑洞的伽玛射线探测器。 （无论如 何，我们不太可能造出比这更大的探测器。 ） 当一个高能的伽玛射线量子打到我们 大气的原子上时，它会产生出电子正电子（反电子）对。 当这些对打到其他原子上 时，它们依序会产生出更多的电子正电子对，所以人们得到了所谓的电子阵雨。 其 结果是产生称作切伦科夫辐射的光的形式。 因而，我们可以由寻找夜空的闪光来检 测伽玛射线爆。 当然，存在许多其他现象，如闪电和太阳光从翻跟斗的卫星以及轨 道上的碎片的反射，都能在天空发出闪光。 人们可在两个或更多的隔开相当远的地 点同时观察这闪光，将伽玛射线爆从以上所说的现象中识别出来。 两位都柏林的科 学家奈尔波特和特勒伏威克斯利用 阿历桑那州的望远镜进行了这类的探索。 他 们找到了一些闪光，但没有一个可以确认为是从太初黑洞来的伽玛射线爆。 即使对太初黑洞的探索证明是否定的，并且看来可能会是这样，仍然给了我们 关于极早期宇宙的重要信息。 如果早期宇宙曾经是紊乱或无规的，或者物质的压力 很低，可以预料到会产生比我们对伽玛射线背景所作的观测所设下的极限更多的太 初黑洞。 只有当早期宇宙是非常光滑和均匀的，并有很高的压力，人们才能解释为 何没有观测到太初黑洞。 ◎ ◎ ◎ ◎ ◎ 黑洞辐射的思想是第一个这样的例子，它以基本的方式依赖于本世纪两个伟大 理论即广义相对论和量子力学所作的预言。 因为它推翻了已有的观点，所以一开始 就引起了许多反对：“黑洞怎么会辐射东西出来。 ”当我在牛津附近的卢瑟福 —— 阿普顿实验室的一次会议上，第一次宣布我的计算结果时，受到了普遍质疑。 我讲 演结束后，会议主席、伦敦国王学院的约翰泰勒宣布这一切都是毫无意义的。 他 甚至为此还写了一篇论文。 然而，最终包括约翰泰勒在内的大部分人都得出结论： 如果我们关于广义相对论和量子力学的其他观念是正确 的，黑洞必须像热体那样辐 射。 这样，即使我们还不能找到一个太初黑洞，大家相当普遍地同意，如果找到的 话，它必须正在发射出大量的伽玛射线和 X 射线。 黑洞辐射的存在看来意味着，引力坍缩不像我们曾经认为的那样是最终的、不 可逆转的。 如果一个航天员落到黑洞中去，黑洞的质量将增加，但是最终这额外质 量的等效能量会以辐射的形式回到宇宙中去。 这样，此航天员在某种意义上被“再 循环”了。 然而，这是一种非常可怜的不朽，当他在黑洞里被撕开时，他的任何个 人的时间的概念几乎肯定都达到了终点，甚至最终从黑洞辐射出来的粒子的 种类一 般都和构成这航天员的不同：这航天员所遗留下来的仅有特征是他的质量或能量。 当黑洞的质量大于几分之一克时，我用以推导黑洞辐射的近似应是很有效的。 但是，当黑洞在它的生命晚期，质量变成非常小时，这近似就失效了。 最可能的结 果看来是，它至少从宇宙的我们这一区域消失了，带走了航天员和可能在它里面的 任何奇点（如果其中确有一个奇点的话）。 这是量子力学能够去掉广义相对论预言 的奇点的第一个迹象。 然而，我和其他人在 1974年所用的方法不能回答诸如量子引 力论中是否会发生奇性的问题。 所以从 1975 年以来，根 据理查德费因曼对于历史 求和的思想，我开始发展一种更强有力的量子引力论方法。 这种方法对宇宙的开端 和终结，以及其中的诸如航天员之类的存在物给出的答案，这些将在下两章中叙述。 我们将看到，虽然不确定性原理对于我们所有的预言的准确性都加上了限制，同时 它却可以排除掉发生在空间 —— 时间奇点处的基本的不可预言性。 第八章 宇宙的起源和命运 爱因斯坦广义相对论本身预言了：空间 — 时间在大爆炸奇点处开始，并会在大 13 挤压奇点处（如果整个宇宙坍缩的话）或在黑洞中的一个奇点处（如果一个局部区 域，譬如恒星要坍缩 的话）结束。 任何抛进黑洞的东西都会在奇点处被毁灭，只有 它的质量的引力效应能继续在外面被感觉得到。 另一方面，当计入量子效应时，物 体的质量和能量会最终回到宇宙的其余部分，黑洞和在它当中的任何奇点一道被蒸 发掉并最终消失。 量子力学对大爆炸和大挤压奇点也能有同样戏剧性的效应吗。 在 宇宙的极早或极晚期，当引力场是如此之强，以至于量子效应不能不考虑时，究竟 会发生什么。 宇宙究竟是否有一个开端或终结。 如果有的话，它们是什么样子的。 整个 70 年代我主要在研究黑洞，但在 1981 年参加在梵蒂冈由耶稣会组织的宇宙 学 会议时，我对于宇宙的起源和命运问题的兴趣重新被唤起。 天主教会试图对科学 的问题立法，并宣布太阳是绕着地球运动时，对伽利略犯下了大错误。 几个世纪后 的现在，它决定邀请一些专家就宇宙学问题提出建议。 在会议的尾声，所有参加者 应邀出席教皇的一次演讲。 他告诉我们，在大爆炸之后的宇宙演化是可以研究的， 但是我们不应该去过问大爆炸本身，因为那是创生的时刻，因而是上帝的事务。 那 时候我心中暗喜，他并不知道，我刚在会议上作过的演讲的主题 —— 空间 — 时间是 有限而无界的可能性，就表明着没有开端、没有创生的时刻。 我不想去分享伽利 略 的厄运。 我对伽利略之所以有一种强烈的认同感，其部分原因是刚好我出生于他死 后的 300 年。 为了解释我和其他人关于量子力学如何影响宇宙的起源和命运的思想，必须首 先按照“热大爆炸模型”来理解为大家所接受的宇宙历史。 它是假定从早到大爆炸 时刻起宇宙就用弗利德曼模型描述。 在此模型中，人们发现当宇宙膨胀时，其中的 任何物体或辐射都变得更凉。 （当宇宙的尺度大到二倍，它的温度就降低到一半。 ） 由于温度即是粒子的平均能量 —— 或速度的测度，宇宙的变凉对于其中的物质就会 有较大的效应。 在非常高的温度下，粒子会运动 得如此之快，以至于能逃脱任何由 核力或电磁力将它们吸引一起的作用。 但是可以预料，当它们变冷下来时，互相吸 引的粒子开始结块。 更有甚者，连存在于宇宙中的粒子的种类也依赖于温度。 在足 够高的温度下，粒子的能量是如此之高，只要它们碰撞就会产生出来很多不同的粒 子／反粒子对 —— 并且，虽然其中一些粒子打到反粒子上去时会湮灭，但是它们产 生得比湮灭得更快。 然而，在更低的温度下，碰撞粒子具有较小的能量，粒子／反 粒子对产生得不快，而湮灭则变得比产生更快。 就在大爆炸时，宇宙体积被认为是零，所以是无限热。 但是，辐射 的温度随着 宇宙的膨胀而降低。 大爆炸后的 1 秒钟，温度降低到约为 100 亿度，这大约是太阳中 心温度的 1 千倍， 亦即氢弹爆炸达到的温度。 此刻宇宙主要包含光子、电子和中微 子（极轻的粒子，它只受弱力和引力的作用）和它们的反粒子，还有一些质子和中 子。 随着宇宙的继续膨胀，温度继续降低，电子／反电子对在碰撞中的产生率就落 到它们湮灭率之下。 这样只剩下很少的电子，而大部分电子和反电子相互湮灭，产 生出更多的光子。 然而，中微子和反中微子并没有互相湮灭掉，因为这些粒子和它 们自己以及其他粒子的作用非常微弱，所以直到今天它们 应该仍然存在。 如果我们 能观测到它们，就会为非常热的早期宇宙阶段的图象提供一个很好的证据。 可惜现 今它们的能量太低了，以至于我们不能直接地观察到。 然而，如果中微子不是零质 量，而是如苏联在 1981 年进行的一次没被证实的实验所暗示的，自身具有小的质量， 我们则可能间接地探测到它们。 正如前面提到的那样，它们可以是“暗物质”的一 种形式，具有足够的引力吸引去遏止宇宙的膨胀，并使之重新坍缩。 在大爆炸后的大约 100 秒， 温度降到了 10 亿度，也即最热的恒星内部的温度。 在此温度下，质子和中子不再有足够的能量逃 脱强核力的吸引，所以开始结合产生 氘（重氢）的原子核。 氘核包含一个质子和一个中子。 然后，氘核和更多的质子中 子相结合形成氦核，它包含二个质子和二个中子，还产生了少量的两种更重的元素 锂和铍。 可以计算出，在热大爆炸模型中大约 4 分之 1 的质子和中子转变了氦核，还 14 有少量的重氢和其他元素。 所余下的中子会衰变成质子，这正是通常氢原子的核。 1948 年，科学家乔治伽莫夫和他的学生拉夫阿尔法在合写的一篇著名的论 文中，第一次提出了宇宙的热的早期阶段的图像。 伽莫夫颇有幽默 —— 他说服了核 物理学家汉斯贝特将他的 名字加到这论文上面，使得列名作者为“阿尔法、贝特、 伽莫夫”，正如希腊字母的前三个：阿尔法、贝他、伽玛，这特别适合于一篇关于 宇宙开初的论文。 他们在此论文中作出了一个惊人的预言：宇宙的热的早期阶段的 辐射（以光子的形式）今天还应在周围存在，但是其温度已被降低到只比绝对零度 （一 273℃） 高几度。 这正是彭齐亚斯和威尔逊在 1965年发现的辐射。 在阿尔法、 贝特和伽莫夫写此论文时，对于质子和中子的核反应了解得不多。 所以对于早期宇 宙不同元素比例所作的预言相当不准确，但是，在用更好的知识重新进行这些计算 之后，现 在已和我们的观测符合得非常好。 况且，在解释宇宙为何应该有这么多氦 时，用任何其他方法都是非常困难的。 所以，我们相当确信，至少一直回溯到大爆 炸后大约一秒钟为止，这个图像是正确无误的。 大爆炸后的几个钟头之内， 氦和其他元素的产生就停止了。 之后的 100万年左 右，宇宙仅仅只是继续膨胀，没有发生什么事。 最后，一旦温度降低到几千度，电 子和核子不再有足够能量去抵抗它们之间的电磁吸引力，它们就开始结合形成原子。 宇宙作为整体，继续膨胀变冷，但在一个略比平均更密集的区域，膨胀就会由于额 外的引力吸引而慢下来。 在一些区域膨胀会最终停止并开始坍缩。 当它们坍缩时， 在这些区域外的物体的引力拉力使它们开始很慢地旋转；当坍缩的区域变得更小， 它会自转得更快 —— 正如在冰上自转的滑冰者，缩回手臂时会自转得更快；最终， 当这些区域变得足够小，自转的速度就足以平衡引力的吸引，碟状的旋转星系就以 这种方式诞生了。 另外一些区域刚好没有得到旋转，就形成了叫做椭圆星系的椭球 状物体。 这些区域之所以停止坍缩是因为星系的个别部分稳定地绕着它的中心旋转， 但星系整体并没有旋转。 随着时间流逝，星系中的氢和氦气体被分割成更小的星云，它们 在自身引力下 坍缩。 当它们收缩时，其中的原子相碰撞，气体温度升高，直到最后，热得足以开 始热骤变反应。 这些反应将更多的氢转变成氦，释放出的热升高了压力，因此使星 云不再继续收缩。 正如同我们的太阳一样，它们将氢燃烧成氦，并将得到的能量以 热和光的形式辐射出来。 它们会稳定地在这种状态下停留一段很长的时间。 质量更 大的恒星需要变得更热，以去平衡它们更强的引力，使得其核聚变反应进行得极快， 以至于它们在 1 亿年这么短的时间里将氢用光。 然后，它们会稍微收缩一点。 当它 们进一步变热，就开始将氦转变成像碳和氧这样更重的元 素。 但是，这一过程没有 释放出太多的能量，所以正如在黑洞那一章描述的，危机就会发生了。 人们不完全 清楚下面还会发生什么，但是看来恒星的中心区域会坍缩成一个非常紧致的状态， 譬如中子星或黑洞。 恒星的外部区域有时会在叫做超新星的巨大爆发中吹出来，这 种爆发会使星系中的所有恒星相形之下显得黯淡无光。 一些恒星接近生命终点时产 生的重元素就抛回到星系里的气体中去，为下一代恒星提供一些原料。 我们自己的 太阳包含大约 2％这样的重元素， 因为它。