关于宇宙的某些基本问题，在从前只能停留在思辨的领域，而现在已经纳入了实证科学的范畴——
在整个人类历史中，我们的存在以及我们在自然界中的地位一直都是非常神秘的不解之谜。直到20世纪，天文学家和宇宙学家才充分地认识到宇宙的大小，才充分理解宇宙所遵循的物理学规律。现在我们知道，我们的宇宙诞生于大约120亿年前的一次原始大爆炸；宇宙的演化产生了太阳系，而我们的地球就是在太阳系的演化过程中形成的。现在，类星体、黑洞、中子星，还有大爆炸都已经成为一般词汇了。
引力、广义相对论、中子星和黑洞
在这些问题中，引力一直处于中心地位，它是支配宇宙的基本作用力。引力决定了行星的轨道，支配着恒星和星系的演化，并且还决定了宇宙的最终命运。17世纪，艾萨克 · 牛顿（Isaac Newton）提出了万有引力理论，这个理论能够精确地描述宇宙飞船飞向火星、飞向木星的轨迹；对于距离更远的太空旅行，它的描述也是非常成功的。但是，自从1905年艾尔伯特 · 爱因斯坦（Albert Einstein）提出狭义相对论，废除了信息是瞬时传播的观念以来，物理学家就已经认识到，当物体的运动速度接近光速时，牛顿理论是失效的。然而爱因斯坦的广义相对论（发表于1916年）却能在引力非常强的情况下仍然保持有效。
广义相对论被认为是20世纪物理学的两大支柱之一；另一个是量子理论。量子理论为我们理解原子以及原子核等微观世界带来了观念上的深刻变革。但爱因斯坦的智慧更令人惊讶，因为他与量子理论的创立者们不同——当时没有任何无法解释的实验能够让他得到启发。
在爱因斯坦发表广义相对论之后的50年中，天文学家没有发现任何物体的引力能够达到爱因斯坦理论的极限。直到60年代早期，人们发现了一种超亮物体（类星体），情况才有所改变。对于类星体，看样子需要有一种更强有力的能量来源机制来解释它的一些现象，因为恒星内部的核聚变是不会产生这么高的能量的。目前最有说服力的解释是引力的塌缩机制。美国理论物理学家托马斯 · 戈尔德（Thomas Gold）的一席话，表达了当时理论物理学家们的激动心情。1963年，针对相对论天体物理学中的类星体问题，人们在达拉斯举行了第一次大会。在会议期间的一次饭后演说中，戈尔德讲到：“相对论者们的那些精密复杂的工作不再仅仅是华丽的文化装饰品了，如今它们已经成为科学的一部分！所有的人都感到高兴：相对论者们感到高兴，因为他们得到了认同，而且突然之间，他们就成为一个领域的专家了，而在此之前他们却几乎不知道这个领域的存在；天体物理学家们也感到高兴，因为这扩大了他们的研究领域。……所有的事情都这么令人高兴，所以让我们预祝它成功吧！”人们利用射电天文学以及X-射线天文学的最新技术对类星体进行了观测，观测的结果证实了戈尔德的乐观估计。50年代以前，世界上最好的光学天文望远镜主要集中在欧洲，而到了50年代，它们却又都集中到美国了，特别是加利福尼亚。这一转移既有气候上原因，也有资金方面的原因。然而，从太空传来的无线电波可以穿透云层，所以欧洲（和澳大利亚）发展射电天文学并没有任何气候上的障碍。
我们可以很容易地识别出宇宙中的某些最强的无线电噪声源，其中之一就是巨蟹座星云。1954年，中国的天文学家观察到了一颗超新星的爆发，巨蟹座星云就是由那颗超新星爆发所遗留下的残骸形成的。其他噪声源都是距离非常遥远的银河系外物体，其中包括我们现在所知的巨型黑洞。这些发现都大大出乎于人们的预料。尽管现在已经很清楚了，但在当时确实没有人能够解释这类天体发射无线电波的物理机制。
1967年，安东尼 · 休威士（Anthony Hewish）和杰斯林 · 贝尔（Jocelyn Bell）发现了中子星，这一偶然的发现是射电天文学最伟大的成就之一。中子星是某些超新星爆发后在其中心遗留下来的高密度残骸。我们观测到的中子星是以脉冲星的形式出现的：它们自身在旋转，有时每秒钟能旋转许多圈；它们每旋转一周都会剧烈地发射一束掠过我们视线的无线电波。中子星对于极端物理学（高密度、强磁场和强引力）的研究是非常重要的。
1969年，人们在巨蟹座星云的中心发现了一束极快的脉冲（30赫兹）。进一步的观测表明，脉冲的频率是在逐渐减小。如果储存在恒星内部的能量是逐渐转化成粒子风以保持其亮度的，那么这是很自然的事情。有趣的是，这种脉冲每秒钟可以发射30次，这么高的速度看起来就像稳定的辐射源一样。如果这种小恒星的亮度不变但旋转慢一些的话（比如，每秒旋转10圈），那么它的这种不同寻常的特性可能早在70年前就被发现了。如果在发现中子之前的20年代，人们就已经发现了超高密度物质，那么20世纪的物理学进程将会发生什么变化呢？我们无法想象，但是有一点是肯定的，那就是，人们会很快地意识到天文学对基础物理学具有非常重要的意义。
中子星的发现是相当偶然的。没有人能够解释它们为什么可以发射出这么强烈而又独特的无线电波。如果有人在60年代早期就向理论物理学家提出怎样去探测中子星，那么，大多数理论物理学家都会告诉他去寻找X-射线源。毕竟，如果中子星的辐射强度比普通恒星大得多而它们的表面积却又比普通恒星小得多，那么它们一定非常热，以至于能够发射X-射线。因此，X-射线天文学家是最有可能发现中子星的人。
然而，从宇宙中来的X-射线能够被地球的大气所吸收，所以，只能从太空观测到它们。X-射线天文学跟射电天文学一样，也从战争中得到了好处，它应用了大量的军用技术。在这种情况下，美国科学家就很自然地取得了领导地位，特别是美国海军实验室的赫伯特 · 弗里德曼（Herbert Friedman）及其同事，他们后来的研究一直处于世界领先地位。他们的首批X-射线探测器是捆绑在火箭上的，每个探测器在它们坠落到地面之前，只能产生几分钟的有用数据。X-射线天文学在70年代取得了长足发展。70年代，美国宇航局（NASA）发射了第一颗X-射线卫星，它一次能够收集好几年的数据。这些年的发展表明，X-射线天文学是人类了解宇宙的一扇至关重要的窗口。
X-射线是由灼热的气体和发生剧烈反应的天体发射出来的，所以，可以根据X-射线来寻找宇宙中的高能天体。中子星就是这样的天体，它们的质量至少有太阳那么大，但是直径却只有10公里。它们的引力非常强，相对论的修正值可达30%。
现在我们怀疑，某些恒星在塌缩以后，它们的密度会超过中子星而形成黑洞。在黑洞周围，时空的扭曲程度比在中子星周围的还要大。如果一个宇航员闯入了黑洞的视界内部，那么他不会向外界传递出任何信息，连光信号也不例外。在那个区域，空间本身好像也在不断地向内部运动，其速度比光还要快。外部观测者决不会看到那位宇航员的最终命运。因为随着他不停地朝着内部运动，时钟却走得越来越慢，所以，那位宇航员好像被钉在视界面上了一样，时间仿佛停止了。
60年代早期，俄罗斯理论物理学家雅科夫 · 泽尔多维奇（Yakov Zeldovich）和艾格尔 · 洛维可夫（Igor Novikov）研究了塌缩天体附近的时间扭曲问题。他们称这种塌缩天体为“冻结星”。“黑洞”这个词语是约翰 · 惠勒（John Wheeler）在他描述“从外界闯入的光和粒子……只能朝着黑洞运动，结果增加了黑洞的质量，增强了黑洞的引力作用”时提出的。
黑洞是恒星演化的一种最终结果，它们的半径大约为10到50公里。但是现在有确凿的证据表明，在大多数星系的中央，存在着质量比太阳大几百万倍甚至几十亿倍的黑洞。它们之中有一些是以类星体（类星体的能量非常集中，它可以照亮宿主星系中的所有恒星）的面目出现的，还有一些则是强烈的宇宙射线发射源。其他黑洞，包括银河系中央的那颗，都是静止的，但是它们能够对周围的恒星轨道产生影响。
从外部来看，各个黑洞都差不多。没有任何办法能够区分某个特殊黑洞的形成过程，也没有任何办法可以看出它吞噬过什么物体。1963年，新西兰人罗易 · 科尔（Roy Kerr）发现了爱因斯坦方程的一个塌缩旋转解。“科尔解”具有极其重要的理论意义，它描述了任何一个黑洞周围的时空。一个塌缩的物体会迅速地处于一种标准的稳定状态，描述这种状态只需要两个参数：质量和角动量。60年代，数学物理学家罗杰 · 彭罗斯（Roger Penrose）为相对论的复兴作出了重要的贡献。他评论说：“具有讽刺意味的是，黑洞，这一天体物理学中最奇怪、最不可思议的物体，却是不可缺少的。少了它，我们的理论就不是完备的了。”
黑洞的发现为我们检验爱因斯坦理论中的那个最值得注意的结果开辟了一条道路。炙热物体发出的辐射会在黑洞的附近一边旋转一边掉进这个“引力深渊”，结果将产生明显的多普勒效应——因为受到强引力的作用，光线会产生额外的红移。对这种辐射（尤其是X-射线）的光谱学研究将会查明辐射在黑洞附近的运动状况，并且因此可以判断黑洞周围的空间形状是否跟理论的预言相一致。
膨胀的宇宙
我们的银河系大约包含1000亿颗恒星，它们中的大部分都位于一个绕着中心轴旋转的圆盘上。在20年代以前，除了银河系之外，我们对宇宙的其他部分几乎一无所知。但是现在我们知道，银河系只是无数星系中的普通一员。
大多数星系都是成群或者成簇出现的，同一群中的各个星系是由引力把它们相互维系在一起的。我们所在的星系群，直径大约为几百万光年，它包含银河系、仙女座以及其他34个较小的星系。在我们这个星系群的不远处，还存在一个被称为室女座的星系簇。它含有几百个星系，它的核心跟我们大约有5000万光年的距离。在星系簇和星系群的结构之上，还存在着更大的星系系统。所谓的长城星系系统（Great Wall）就是这些巨型星系系统当中最近最突出的一个。它大约距离我们有2亿光年，其中的星系呈纸片状排列。
或许，关于我们宇宙的最重要的事实就是：所有星系（除了我们星系簇中的少数跟银河系较近的星系之外）都在向我们远去。而且，距离我们越远，星系的退行速度越大。我们似乎生活在一个随着时间的推移而不断膨胀的宇宙之中。各个星系簇之间的距离在不断变大，而且星系的分布也越来越稀疏。
红移和距离的简单关系可以用以爱德温 · 哈勃（Edwin Hubble）的名字命名的定律来表示。这个定律是哈勃于1929年首次提出的。哈勃当时只能研究相对较近的星系，这些星系的退行速度小于光速的1%。由于技术的进步和大型天文望远镜的使用，现在的数据已经扩展到退行速度跟光速处于同一量级的星系了。但是，用红移来度量光线所经过的空间的“伸长”，在概念上可能更为可取。红移（或者说，波长的增量）的大小能够告诉我们，在光线向我们传来时宇宙膨胀了多少。
早在20～30年代，人们就已经提出了许多膨胀的而且均匀的宇宙模型，其中有不少是建立在爱因斯坦广义相对论的基础之上的。但是那个时候，没有任何定量的证据表明我们的宇宙在某种程度上确实是均匀的。所以，那时我们根本无法区分这些模型到底谁对谁错。
目前，天文学家正在不间断地对室女座等星系簇以及像长城这样的更高层次的星系系统进行观测。但是，更深入的观测看上去并不能揭示任何更大的东西。一个边长为2亿光年（这个距离仍比我们的视界小得多，我们的视界范围约为100亿光年）的盒子能够容下最大的星系集合体。对于这样一个巨大的盒子，不论把它放在宇宙的何处，它所包含的星系数目大致都是相同的，而且其中的星系都会以大体相同的方式组织在一起，形成星系群、星系簇以及纤维状的星系系统，等等。
即使是最大的宇宙结构，也要比我们的望远镜所能探测到的最大距离小得多。因此，在宇宙学中，我们除了可以定义宇宙的平均性质之外，还可以把简单的均匀模型作为我们宇宙的一个合理的近似。
50年代，阿兰 · 桑德奇（Allan Sandage）曾经提议用200英寸（合5米）口径的天文望远镜进行天文观测，他认为，这种望远镜可以探测到足够远的太空（因而，能够探测到足够远的过去）以检验宇宙学模型。要察觉到宇宙膨胀速度的变化，或者星系的演化，我们必须要探测到非常遥远的天体，我们接收到的这些天体的光线，必须是它们在几十亿年前发出的。
在过去的40年里，望远镜性能的提高以及观测技术的发展已经使得这一切变为可能。在70～80年代，世界各地建造了十几台口径大于四米的天文望远镜。用固体探测器代替照相感光板，可以把量子效率从1%提高到80%，这大大提高了对遥远天体的观测能力。新的一代超大口径天文望远镜（夏威夷的两架凯克天文望远镜就是这种望远镜的首批成员）也即将投入使用。其中给人印象最深的望远镜是由欧洲天文学会建造在智利安第斯山脉的“超大天文望远镜”。这台名字并不好听的望远镜其实是四架口径为8.2米的望远镜的组合体。这台仪器不仅能够收集到比以前任何一架望远镜都多得多的光线，而且它还能通过补偿大气的波动来提高图像的质量。由于它是由多台望远镜组合在一起的，所以它还具有干涉仪的功能。
在太空进行天文观测也能大幅度地提高观测的质量。尽管花费巨大，而且刚开始的时候图像经常会出现中断和瑕疵，但是哈勃太空望远镜最终还是达到了天文学家们的预期目标。通过一连好几天把镜头对准天空的某一方位，可以得到“哈勃深场图像”。在“哈勃深场图像”上有几百处微弱的污迹，每处污迹都很小，有的甚至连满月的百分之一都不到。然而，每一处污迹都是一个完整的尺寸可达几千光年的星系，看起来这么小是因为它们离我们太远了。我们现在看到的这些遥远的星系都处于非常原始的进化阶段。它们可能具有少量的氧、碳和其他元素以形成行星，但是没有更复杂的化学物质。因此，存在生命的机会很小。
现在，我们可以通过拍照来了解几十亿年前的事情。几十亿年前，第一批星系可能才刚刚形成。而第一批恒星可能在此之前就已经形成了，只不过它们比现在的星系小得多，而且也太微弱了，所以用目前最大的望远镜也看不到它们。
炙热起点的“遗迹”
现在我们要问，在第一批恒星形成之前，宇宙是什么样子的呢？曾在MIT学习过的比利时牧师乔治斯 · 莱麦垂（Georges Lemaître）和俄国人亚历山大 · 弗里德曼（Aleksandr Friedmann）在20年代晚期提出了一个新的思想，他们认为宇宙最初处于一个高度浓缩的状态，随着宇宙的不断膨胀，它的内部结构逐渐地呈现了出来。莱麦垂说道：“宇宙的演化好比刚刚放完的烟火，留下的只是少许灰烬和烟尘。站在已经冷却了的灰烬上，我们正望着逐渐衰减的太阳，努力地回忆着世界之初那早已逝去的辉煌。”
这一“逝去的辉煌”在1965年被发现了。两位贝尔实验室的科学家阿诺 · 彭齐亚斯（Arno Penzias）和罗伯特 · 威尔森（Robert Wilson）在设法消除一根天线上的噪声时，意外地发现：全部空间都被一种没有明显来源的强度很弱的微波所笼罩着。1990年，约翰 · 玛泽尔（John Mather）及其同事利用美国宇航局的宇宙背景探测卫星（COBE），发现这种微波的频谱服从某一“黑体”或者热力学规律，其精度高达万分之一。如果假定宇宙万物在早期曾被压缩成炙热的高密度不透明“火球”，而且，如果这种微波辐射确实是这个“火球”留下来的遗迹，那么我们可以恰好得到这一规律。宇宙的膨胀可以冷却和冲淡这种原始辐射，让它的波长变长，但是却无法改变它充满整个空间的性质。这种微波将永远弥散在整个空间中。
目前，这一背景温度为2.728 K，仅比绝对零度大一点点。但是它代表的热量是惊人的，它相当于在1立方米的空间集中有4.12亿个辐射量子（光子）。然而，如果我们把宇宙中的所有可见恒星和气体均匀地铺展开来，那么每立方米大约只含有0.2个原子，这比光子的密度整整小了10亿多倍。
根据大爆炸理论，宇宙万物都曾被压缩到比恒星的中心还要热的程度。在那么高的温度下，完全可以发生核反应。在这些反应中，最重要的是那些在10亿度的高温下所发生的反应。然而，宇宙在3分钟内就把温度降到了这一水平，根本来不及像在最热的恒星中所发生的一样，把原始物质变成离子（对人类来说，情况幸亏是这样），即使把它们变成碳和氧这样的物质也不行。
这跟乔治 · 伽莫夫（George Gamov）的猜想正好相反。伽莫夫猜想元素周期表中的所有元素都是在宇宙的早期“冷却”出来的。50年代，福莱德 · 霍利（Fred Hoyle）、威廉 · 福勒（William Fowler）、杰夫莱 · 伯比基（Geoffrey Burbidge）和玛格丽特 · 伯比基（Margaret Burbidge）提出了一个替代方案（同时，艾利丝泰尔 · 卡麦伦（Alistair Cameron）也独立完成了此项工作），这个方案定量地阐明了周期表中几乎所有的元素都产生于恒星以及超新星中的核聚变反应。后来经过改进，用这种方法计算出来的原子丰度跟我们现在所观察到的非常接近。
就像恒星核合成理论所告诉我们的那样，如果没有受到“污染”，最古老的恒星（它们可能在星系形成之前就已经存在了）所含有的重元素实际上很少。然而事实表明，即使是这些最古老的恒星也含有23%到24%的氦元素。没有任何已经发现的恒星、星系或者星云所含的氦元素少于这个比例。由此看来，星系最初不仅含有氢元素，而且含有氦元素。
“热大爆炸”理论巧妙地解答了这个问题。在宇宙早期的炙热状态下，发生了一系列核反应，使得有23%的氢原子变成了氦原子，而且，宇宙冷却的速度又是如此之快，除了极少量的锂原子之外，根本没有时间生成周期表中其他更重的元素。把宇宙中的大部分氦元素归结为大爆炸的结果，这样就解决了一道长期未决的难题。那就是，宇宙中为什么有这么多氦，为什么它分布得又是如此均匀。而且这么做，还可以让宇宙学家们大胆地去探寻宇宙最初几秒的历史。
大爆炸的另一个产物是氘（重氢）。氘相对于氢的丰度直到最近也没有得到确定。但是，根据对木星、星际气体以及遥远的星系间物质的观测，这个比例现在大约小于五万分之一。但就是这么少的氘仍然令人不解，因为在恒星内部，消耗掉的氘远比产生的多。作为核燃料，氘远比普通的氢容易发生反应，所以新近形成的恒星在它们开始进入稳定的氢燃烧状态之前，就已经把最初的氘元素消耗殆尽了。
如果假设目前的宇宙平均密度为每立方米0.2个原子，并且根据它来计算“火球”在冷却的过程中出现的原子的丰度，我们会发现，氢、氘、氦（以及锂）的比例跟观测结果是一致的。这是一件令人高兴的事情，因为用其他理论计算出来的元素丰度都跟观测结果不一致。如果要使两者一致，则需要把宇宙的密度提得很高或者降得很低才行，但这样做，宇宙密度就与观测值不一致了。
宇宙结构的出现
如果我们的宇宙开始于一个炙热而又无序的火球，那么我们观测到的恒星、星系和星系簇又是怎样形成的呢？其实，它们的形成是引力作用的必然结果。在宇宙诞生之初，即使仅仅存在着极细微的物质涨落，由于引力的作用，也会形成相当显著的密度差异。
现在，理论物理学家已经可以利用计算机来模拟宇宙的演化了。在模拟程序运行之初，输入指令，让宇宙物质发生轻微的涨落。随着宇宙的膨胀，原始星系以及更大的宇宙结构相继出现了。这一过程的纯引力方面可以被模拟得相当好。然而，宇宙尘云要在引力的作用下形成星系，它的密度必须要提高到原来的几十亿倍才行；另外，它们还需要十分复杂的动力学以及辐射传递机制来确定它们的质量。而且，第一批形成的恒星所释放的能量还会对后来发生的事情产生不确定的影响因素。这些都复杂得难以计算，而不得不根据局部的观测结果采取某些似是而非的近似“处方”。
虽然存在这些局限，但是宇宙结构的模拟方法在计算目前的星系以及星系簇的形态方面仍然取得了巨大的成功。而且，这些模型还可以通过观察它们所处理的新的高红移数据，来了解宇宙的过去。
另外还有一个方法可以检验这些计算方案是否合理。在这些模拟方案中，星系的尺度和它的簇状结构分布取决于物质最初涨落的幅度和方式，而现在所观测到的微波背景辐射应该能够反应出这些波动来。因此，这也提供了一条独立的线索来确定那些涨落的幅度。确定涨落幅度的有效辐射应当来自于一个非常遥远的表面，当这个表面发出有效辐射时，那些原始涨落的幅度还相当小。这个表面上的原始星系簇所发出的辐射看起来应该稍稍有些冷，因为，它需要消耗一份额外的能量来摆脱高密度区域的引力作用；相反，那些无效辐射的温度则要高一些。预计这种温度上的相对差别大约有1/105。在某种程度上，它还可以预测由于辐射源的运动方式不同而带来的那些稍微有些大的多普勒波动。
因为背景辐射本身还比大气冷100倍，所以把测量背景辐射的精度提高到10万分之一，是一项令人生畏的技术挑战。但是现在，我们已经能够做到这一点了。第一个测量到这一波动的是乔治 · 斯姆特（George Smoot）领导的研究小组。他们使用了COBE卫星收集的4年数据。可是，只有当角度大于7度时，他们的测量才是有效的。后来，他们又在陆地和气球上进行了补充实验。测量结果表明，原始涨落的幅度确实与形成星系所要求的相一致。在未来的几年内，美国宇航局的微波各项异性探测器和欧洲航天局的普朗克卫星，将会得到更加准确的数据，以解决宇宙学、早期宇宙、星系形成中的许多关键性问题。
（未完待续）
[Science，2000年12月8日]