互动科普

原始氘和大爆炸

Craig J. Hogan*

氢的这种同位素的核是在大爆炸的最初时刻形成的。氘核的丰度为了解宇宙的早期演化和宇宙暗物质的性质提供了线索。

早期宇宙的大爆炸模型是极为简单的；在大于单个基本粒子的尺度上不存在任何一种结构。虽然该模型描述的行为仅受广义相对论，基本粒子物理的标准模型以及基本热力学的能量分布规律的支配?但它对大爆炸这个原始火球的描述看来几乎是完美无缺的。

在宇宙诞生的头几秒钟和几分钟内形成的原子核提供了关于早期宇宙的事件和现今宇宙的组成及结构的更多线索，大爆炸产生了一个几乎全由氢和氦构成的宇宙。氘——氢的重同位素——仅在宇宙之初生成；因此它起着一种特别重要的标志的作用：氘对通常的氢原子的比例与物质的均匀度以及大爆炸时形成的物质总量有极大的关系。过去几年中，天文学家们首次开始对古老气体云中的氘进行了可靠而直接的测量。他们的结果极有可能成为对大爆炸天体演化学的精确检验。

宇宙的膨胀看来始于100亿到200亿年前：当时宇宙的物质之间的距离比现今近得多，密度要大得多，温度也要高得多。当宇宙的年龄为1秒时，它的温度超过100亿度，比太阳中心的温度高1千倍。在这样的温度下，不同类型的物质和能量间的区别不像现今条件下那样确定：中子和质子之类的亚原子粒子与大量高能电子、正电子和中微子之间的相互作用把它们“煮沸”，使质子和中子不停地相互变来变去。然而，中子比质子稍微重一些；随着物质冷却下来，大多数物质变为质子这种更为稳定的形式。因此，当温度降到100亿度以下相互嬗变停下来时，质子数大约为中子数的7倍。

从原始火炉中炼出

当宇宙的年龄为几分钟时（吸温度约为10亿度)，质子和中子已冷却得足以互相结合成原子核了。每个中子找到一个质子伙伴，构成一个称为氘核的配对，然后几乎所有的氘核又结合成氦核，它由两个质子和两个中子构成。到原始氦形成之时，宇宙的密度已经低得不可能在可用的时间内发生进一步的核聚变以形成较重的元素。因此，几乎所有中子都结合进了氦中。

没有中子把质子束缚在一起，质子不可能彼此结合成原子核，因为它们相互间存在着电斥力，由于原始火球中中子的数量有限，因此每7个质子中就有6个质子不得不保持为孤立的氢核。这样，大爆炸模型预测宇宙中正常物质的质量有四分之一由氦构成，其余四分之三由氢构成。这一简单的预测与观察结果符合得很好。由于氢是宇宙中恒星的主要燃料、因此它占据优势就成了星光和阳光无处不在的基本原因。

在氦核形成期间，每10000个氘核中大概只有一个氘核保持未配对状态。还有更少的一部分氘核聚合成了比氦还重的原子核，如锂核。(其它所有人们熟悉的元素，如碳和氧等是在晚得多的时候从恒星内产生的。)氦、氘和锂各自所占的确切比例，只与一个参数有关，即质子及中子(这两种粒子合起来构成了重子这一个类别)与光子之比。这个比的比值称为η希腊字母eta)，它在宇宙膨胀的过程中实际上保持不变。由于我们能够测量光子的数目，因此知道了的值就可以知道有多少物质。这个数字对于了解宇宙的后期演化是很重要的，因为它可以同恒星中观察到的物质和星云中观察到的气体的实际的量以及数目更大的不可见暗物质的量进行比较。

要使大爆炸产生出其比例符合观测值的轻元素，η必须非常小。宇宙的重子数与光子数之比小于10亿分之一。宇宙背景辐射的温度直接告诉我们从大爆炸中遗留下来的光子的数量。目前，每立方厘米的空间约有411个光子。因此，重子的密度应为每立方米空间略少于0.4个重子。虽然宇宙学家们知道η的值很小，但目前对其精确值的估计上下变化达10倍之多。η值的最精确、最可靠的指标，是原始轻元素特别是氘的浓度。例如，η值增加4倍，将使产生出的氘的数量下降到13分之1，而这一下降是能够说明问题的。

仅靠氘的存在就可以给η的值设定一个上限，这是因为大爆炸可能是宇宙中的氘的主要来源，而恒星中后来发生的过程则逐渐破坏了氘。可以把氘看作像焦炭那样的已部分烧掉的燃料，它之所以会保留下来是因为当初在火球冷却之前没有足够的时间让所有的氘完全烧成灰。大爆炸中的核合成仅持续几分钟的时间，而恒星中的核燃烧则持续数百万乃至数十亿年。因此，恒星中的所有氘都转化成为氦或更重的元素。这样我们发现的所有氘必定都是大爆炸遗留下来的——甚至连每一万个海水分子中含有一个氘原子(在一个氢原子的位置上)的那个分子的氘也是大爆炸的遗物。

类星体和气体云

确定氘对普通的氢的原始终例应当能为我们提供许多信息，但这项工作不是轻而易举的，因为现在的宇宙不像原来那样简单。天文学家们可以测量银河系的恒星之间的原子氢云中的氘，但是这种元素的脆弱性使测量结果甚为可疑。我们生活在一个受污染的、耗散的中年星云中，它的气体在其100亿年的历史中已经历了大量的化学过程的作用，氘在恒星中很容易被破坏，甚至在恒星的外层及其早期的前恒星演化阶段中就很容易被破坏。恒星死亡时，就把它们的外壳抛出去，而银河系中的气体则已经进出恒星许多次。因此，观察邻近的气体云只能得出原始氘丰度的下限值。

如果能够掌握某些从未经历化学演化的真正纯洁的原始物质，那么情况就会好得多。虽然我们无法把这类物质弄到实验室中来研究，但我们可以通过它对遥远光源的光谱所产生的影响来考察它的成份。亮的类星体是宇宙中最明亮的天体，它们距离地球是如此之遥远，以致我们现在看见的光是在宇宙的大小仅及现在的六分之一到四分之一，而宇宙的年龄或许仅及现在的十分之一时离开这些类星体的。来自这些类星体的光线在到达地球的路途上穿过了尚未凝聚成为成熟星系的气体云，而这些气体云吸收的光则提供了气体云成份的线索，已

经探测过的部分气体云，其所含的碳和硅——这两种元素都是恒星中聚变反应的产物——的比例小于邻近空间中气体云的碳和硅所占比例的千分之一，这是一个有力的证据说明它们差不多保持了在大爆炸之后不久所具有的组成。

观测如此遥远的空间还有另外一个好处。这些气体云的主要成份——原子氢——在一组精确界定的紫外波长(称为赖曼线系)上吸收光。这些吸收谱线——之所以这样称呼是因为它在光谱中留下了暗线——中的每一条对应于其能量的大小恰好足以把氢原子中的电子激发到某一能级的一个光子的彼长。这些吸收谱线的颜色位于光谱紫外区的深处；由于大气吸收的缘故，通常无法从地面上看见。甚至最红最显著的谱线(赖曼α线)都在波长为1215埃的地方。幸运的是，宇宙的膨胀所引起的“宇宙红移”使到达地球的光子波长变大以致来自足够远的气体云的氢吸收谱线令人满意地出现于可见光谱范围内。

典型的类星体发出的光中，赖曼α线出现数百次，每一次都来自视线上的一个不同的气体云，处在不同的红移值上，因而也就在不同的波长上。这样所得的光谱是宇宙史的一个剖面，就像树木的年轮或格陵兰的冰芯一样。这些类星体的吸收光谱记录了在一个巨大的空间范围内来自早期大爆炸的均匀气体转变为我们现今所看到的一个个星系的历史经过。多个光谱提供了检验吸收物质的原始特性的另一种方法：大爆炸模型预测，来自早期宇宙的所有气体云都应有多少相似的组成；测量在时间及空间上都远离我们而且彼此间也相互远离的不同气体云的丰度将能直接检验宇宙的均匀性。

在部分这类气体云中，我们可以根据类星体光谱确定有多少普通的氢以及有多少氘。由于氘核的额外质量使原子跃迁所需的能量增加了大约四千分之一(质子质量与电子质量之比的两倍大约为四千)，我们可以把氘的信号分离出来。这样，氘的吸收光谱与单核子氢的吸收光谱相似，但所有谱线向光谱的蓝端移动，此蓝移的程度等于光源向着观测者以每秒82公里的速度运动时所发生的蓝移。在对氢云的光谱测量中，氘作为氢的微弱蓝移“回声”被记录下来。

这些光谱还可记录原子的速度和温度分布，由于多普勒效应的缘故此效应使光的表观波长发生与光的发送者和接收者的相对运动相关的改变——以不同的速度运动的原子在略微不同的波长上吸收光。随机热运动推动氢原子以每秒10公里的速度运动，致使波长发生了万分之一的偏移。由于氘原子比氢原子重一倍，因此它在相同的温度下仅以每秒7公里的速度运动，这样它的速度分布就略有不同。现代光谱仪能够分辨这些热运动速度的差异以及大尺度的集团流动。

守株待“光”

虽然光谱仪很容易分辨出普通的氢和氘在波长上的差异，但是把遥远类星体的光分解成3万多种颜色后，每种颜色的光的强度就非常低了。过去二十多年间，这类观测被证明是很困难的。我们中的许多人在漫漫长夜中等待着光子一个一个地进人世界上最大望远镜的探测器中，结果却发现恶劣天气、仪器毛病以及最终仅仅由于时间不够而使他们无法收集到足够多的光以得出令人信服的结果。只是由于有了改进了的效率更高的探测器(夏威夷的10米凯克望远镜)和先进的高分辨率、高通量光谱仪(如凯克HIRES)，才使得此方法现在切实可用了。

在一些小望远镜上作了多次不成功的尝试后，我的同事、夏威夷大学的Antoinette Songaila和Lennox L. Cowie在1993年11月获得了该大学在凯克望远镜上进行的首次科学观测之夜这一机会。他们把这台望远镜对准了一个名叫0014+813的类星体，这个类星体在

天文学家中以其亮度而闻名——事实上，它在若干年中是宇宙中最明亮的单个天体。根据华盛顿卡内基学会天文台的Ray J. Weymann和亚利桑那大学的Frederic Chaffee、Craig B. Foltz和Jill Bechtold及其合作者在此之前进行的研究，我们知道这个类星体的前面可能有一团相当原始的气体云。

凯克望远镜在仅仅几个小时的时间内获得的第一张光谱图就已经具有很高的质量，足以显示出可能真实的宇宙氘证据。此光谱显示了以各种不同速度运动的气体氢的吸收谱线，同时显示了几乎完美的具有氘的特征蓝移的赖曼α线信号。在这第二个信号中，吸收的程度相当于每一万个氢原子中有两个氘原子。此后，这一结果已经由剑桥大学的Robert F. Carswell和他的同事们运用从亚利桑那州基特峰国立天文台的4米Mayall望远镜上所获数据独立地加以证实。随后的分析表明，不出所料，氘的吸收确实显示了异常狭窄的速度热展宽。

我们所观察到的吸收的一部分有可能是由一团偶然位于观测视线上、且其离开地球的退行速度刚好比我们观测的主云团低每秒82公里的小气体氢云所引起的。在这种情况下，氘的丰度将比我们认为的要低。虽然在首次尝试时就出现这样一种巧合的先验概率是很小的，我们仍应当把上述估计看成是初步的结果。不过，这一方法的有效性是明确无误的。其它许多类星体前面的吸收云团也可以用这种新技术来研究；我们很快就将获得原始物质中的氘的一个统计样本。事实上，我们的研究小组以及其它一些研究小组现在已发表了8个不同云团的测量结果和极限值。

最引人注目的结果之一是圣迭戈加利福尼亚大学的David Tytler和Scott Burles以及哥伦比亚大学的Xiao-Ming  Fan所作的测量。他们发现的比率看起来几乎仅及我们的估计值的十分之一。他们的结果是否代表了真实的原始值尚有待观察。这一较低的丰度值有可能是

氘在早期恒星中烧掉了的结果，也可能是一个证据表明氘的产生或许并不像大爆炸模型所预测的那样均匀。

暗物质的线索

如果我们的那个较高的估计值是正确的，则原始氘的量就与η值(即重子数与光子数之比)为2比100亿时的大爆炸模型的标准预测吻合得非常好。当η取这个值时，大爆炸模型的预测也与最老恒星中锂的量及近邻贫金属星系中所观测到的原始氦的量一致。如果这一结果得到证实，那将是非常惊人的消息。它将证明宇宙学家已经知道宇宙开始膨胀后仅1秒钟时所发生的情况。此外，它也将表明遥远地方的物质的历史同近邻物质的历史是相似的，正如最简单的宇宙模型所认为的那样。

η的这一估计值同我们目前实际观测到的宇宙中的重子数符合得相当好。观察到的光子密度要求每10立方米的空间有一个原子。这个数字与把已知气体、恒星、行星以及尘埃包括类星体吸收体本身)中的所有物质全部加起来所直接统计出的原子数基本相同，不存在大量未观测到的重子。与此同时，观察表明，为了解释星系及其晕圈的引力行为，必须要求存在极其大量的暗物质，其密度至少为可见重子的平均密度的10倍之多。因此，我们得出的较高的氘丰度值表明这些物质不是通常的原子物质。

宇宙学家们已提出了这类非重子形式的暗物质的许多待定设想。例如，大爆炸模型预测，宇宙中遗留下来的中微子数目几乎同光子一样多。如果每个中微子拥有哪怕仅相当于质子的十亿分之几的质量(等于几电子伏)，中微子对宇宙贡献的质量也同所有重子加在一起贡献的

质量差不多。也有可能是早期宇宙产生出了某种我们在实验室中一直未能产生出的遗留粒子。无论是哪种情况，以观测为依据的大爆炸模型都为预测这类新的物理学设想的天体物理推论奠定了基础。

〔韩艳/译；王世德/校〕