王清扬，一条正在读宇宙学博士的咸鱼，纯良牛牛民。 阅读原文 第一个问题没有公认的答案，只回答第二个问题吧，宇宙是如何一步步演化成今天这个样子的？ 宇宙学的一个重要的研究目的就是还原宇宙的历史。目前，从天文观测上，人们可以把宇宙的历史最早还原到原初核合成时期（大约是宇宙诞生后 3 分钟）。而在理论上，目前的理论研究可以把宇宙的历史追溯到暴胀时期（宇宙诞生后约 秒）。这篇回答就来介绍一下现代宇宙学对宇宙历史的认识。 图 1 宇宙历史示意图（图片来自网络） 一、极早期宇宙1.1 暴胀（10^-30 秒内） 暴胀是现代宇宙学理论所能追溯到最早的一个宇宙学事件，或者说最早的一段时期，大约发生在宇宙诞生后 秒内。在暴胀时期刚开始的时候，宇宙的尺度非常小。此时，宇宙中存在一种特殊的物质场，称为暴胀场 。 这个场具有非常大的真空能，可以推动宇宙发生剧烈的指数膨胀（尺度是时间的指数函数）。通过现在的天文观测结果，我们可以估计在暴胀时期，宇宙的尺度至少膨胀了大约 倍（体积 膨胀了 倍）。同时，由于暴胀场 的真空能密度 几乎不随宇宙尺度改变，所以在整个暴胀时期， 场的总能量至少也翻了 倍。这可以看作是宇宙中物质起源的过程。 1.2 重加热（远小于 1 秒） 在暴胀结束之后，宇宙中物质的能量几乎全部储存在暴胀场 当中。或者说，在暴胀结束之后，宇宙中充满了一种叫做「暴胀子」的粒子。这些暴胀子是很不稳定的，它们会很快衰变为电子、光子、夸克这些标准模型粒子。换句话说，能量从暴胀场向标准模型粒子转移，这个过程就叫做「重加热」。为什么叫这个名字呢？是因为，暴胀子的质量非常大，而标准模型粒子在极早期宇宙几乎没有质量，所以衰变之后暴胀子的能量主要转化为了标准模型粒子的动能。而我们知道，所谓的温度其实就是大量热平衡粒子的平均动能。所以暴胀子全部衰变成标准模型粒子之后，宇宙的温度变得非常高。这就是这一过程被称为「重加热」的原因。 至于重加热持续的时间，目前尚不确定。如果暴胀子和标准模型粒子的相互作用足够强烈，那么暴胀子就会衰变得很快，暴胀结束之后没多久（也在 秒之内）重加热就可以完成。然而，如果相互作用足够微弱，那么重加热就会进行得很慢。重加热结束之后，宇宙中充满了高温的、近光速运动的粒子，它们像一锅热汤一样混合在一起。自此宇宙开始进入热大爆炸时期，随着尺度膨胀，宇宙的温度逐渐降低。 1.3 正反物质不对称产生（10^-10 秒内） 上一小节说的热汤里面有正粒子，也有反粒子，它们之间可以相互湮灭，也可以反向再产生，达到了热平衡状态。然而我们知道，我们现在的宇宙中几乎没有反粒子，所以这锅热汤里面的正粒子一定要比反粒子多一点点。这样一来，到后期正反物质都湮灭完之后，还可以再剩下一些正物质。剩下的这些其实就是今天宇宙中的所有可见物质。 当然，热汤中的正物质不会无缘无故比反物质多一点点，一定有某种机制造成了正反物质的不对称产生。虽然人们目前还不清楚究竟是什么样的机制，但基本上可以肯定这个过程发生在宇宙温度降低至 1TeV（注：1TeV~ ℃）之前，换算成时间大约是宇宙诞生后 秒内。 1.4 电弱对称性破缺（约 10^-10 秒） 接触过一些粒子物理的朋友可能知道，我们的宇宙中有四种基本相互作用：引力、电磁力、弱相互作用、强相互作用。其中，电磁和弱相互作用在极高的能量（温度）下是统一在一起的。所以，在宇宙重加热结束之后，电磁和弱相互作用是作为一个统一的整体表现出来的。然后随着宇宙膨胀，宇宙温度降低至大约 0.25TeV 时，电弱统一相互作用会在希格斯场的影响下分化为电磁和弱这两种相互作用。这被称为电弱对称性破缺。 在破缺之后，希格斯场具有了一个非零的真空期望值，这使得所有与希格斯场存在相互作用的标准模型粒子获得了质量。（注：在电弱对称性破缺之前，所有标准模型粒子几乎没有质量） 图 2 粒子物理标准模型。这是目前在实验中发现的所有基本粒子。 二、早期宇宙 2.1 夸克强子化（约 0.0001 秒） 在电弱对称性破缺以后，宇宙中的粒子仍是一锅热汤，汤里面包含着所有种类的标准模型粒子。然后随着宇宙继续膨胀，温度继续降低，一些重的不稳定粒子开始从热汤中消失（衰变之后由于温度太低无法再反向产生），比如希格斯粒子、W Z 粒子、重味夸克和轻子。等到温度降低至 100MeV（ ℃）的数量级时，热汤中只剩下了正负电子、中微子、光子、轻夸克以及胶子。 此时，粒子之间的碰撞显著降低，已不足以阻止夸克和胶子被强相互作用束缚，形成质子、中子这样的复合粒子。这个过程就被称为夸克强子化。 2.2 中微子退耦（约 1 秒） 夸克强子化之后，热汤里面还剩下正负电子、光子和中微子。随着宇宙继续膨胀，当宇宙的温度降至大约 1MeV（ ℃）数量级时，中微子开始从这锅热汤中退出，成为了遍布在全宇宙的“中微子背景”。这些中微子经过 138 亿年的演化遗留至今，目前大约占宇宙中物质总量的 0.006%. 但由于探测技术所限，人们现在尚没有探测到这个中微子背景。 2.3 原初核合成（约 3 分钟） 在夸克强子化之后，形成了质子和中子。但在它们刚形成的时候，宇宙的温度还是太高，以至于质子和中子之间会剧烈地相互碰撞，无法形成稳定的原子核结构。随着宇宙尺度的膨胀，宇宙的温度逐渐降低，粒子之间的碰撞会趋于缓和。直到宇宙的温度降低至大约十亿度，粒子之间的碰撞才不至于将新结合成的原子核摧毁。由此，稳定的原子核结构才能够在我们的宇宙中源源不断地形成。这个过程就叫做原初核合成，此时距离宇宙诞生已过去了大约 3 分钟。 值得一提的是，我们可以根据宇宙大爆炸理论去计算原初核合成过程中形成的轻元素（比如氘、氦 -4）的丰度，也就是它们在宇宙中的占比，并通过天文观测来对计算值进行检验。截至目前，绝大多数测量结果与大爆炸理论的计算值符合得相当好。这被视为大爆炸理论的核心证据之一。 2.4 物质 - 辐射相等（约 5 万年） 这里的「物质」是指速度远低于光速的粒子，「辐射」是指速度近光速或等于光速的粒子。前面说过，在早期宇宙中，绝大多数粒子是处于一锅热汤的状态，也就是说温度极高，运动速度近光速。此时宇宙中其实还有一小部分低速运动的粒子，比如暗物质，但它们的总量远比「辐射」要少。 不过，宇宙中「辐射」的能量是不守恒的，随宇宙膨胀而降低。因此，虽然热大爆炸刚开始的时候宇宙是被「辐射」所主导的，但随着宇宙的膨胀，「辐射」在宇宙中的占比越来越低。直到宇宙诞生大约 5 万年后（温度降低至大约一万度），宇宙中「辐射」的总量降低至与低速运动的「物质」相等。此后，「辐射」继续减少，宇宙开始被低速运动的「物质」所主导。 2.5 氢原子形成（约 24 万年） 宇宙的温度降低至大约 3400 ℃，绝大多数电子可以顺利地与质子结合形成氢原子。 2.6 宇宙微波背景辐射形成（约 38 万年） 宇宙温度降低至约 2700℃，光子与氢原子的相互作用变得足够微弱，可以自由地在宇宙中穿行。这些遍布全宇宙的光遗留至今，成为了所谓的宇宙微波背景辐射。 终极、结构形成3.1 第一颗恒星形成（约 3 千万年） 氢原子以及少量的氦原子在引力的作用下聚集，发生核聚变反应，形成第一颗恒星。 3.2 第一个星系形成（约 6 亿年） 宇宙的暴胀不仅为宇宙带来了物质，还为宇宙带来了形成结构的种子。暴胀场的量子涨落在暴胀期间会被指数放大，到暴胀结束之后这就成为了宇宙空间中物质的密度涨落。所谓的密度涨落就是说有的地方粒子密集，有的地方粒子稀疏。这样一来，在宇宙演化的过程中，粒子就会在引力的作用下向密度大的区域聚集，形成星系、星系团，甚至更大尺度的结构。 图 3 计算机模拟的粒子聚集形成大尺度结构的过程（图片来自网络） 3.3 太阳系形成 （约 80 亿年） 如题，没啥好说的。 3.4 暗能量主导（约 90 亿年） 最开始我们介绍暴胀的时候说，暴胀场是一种拥有巨大真空能密度的物质场，它会推动宇宙的指数膨胀。实际上，天文观测发现，现在的宇宙中也存在一种拥有真空能的物质场，现在它正推动着宇宙的加速膨胀，只不过它的真空能密度很低，造成的加速膨胀没有暴胀那么剧烈。人们把这种拥有真空能的不明物质场称为「暗能量」。 正如同暴胀场的总能量（在暴胀期间）会随着宇宙的膨胀而增多，暗能量的总量也是随着宇宙膨胀逐渐增多的。在宇宙刚刚诞生之时，宇宙中暗能量的占比可以忽略不计，但随着宇宙的持续膨胀，暗能量的占比越来越多。在宇宙年龄为大约 90 亿年时，暗能量的占比超过了宇宙中物质总量的一半，开始主导宇宙的演化，推动宇宙的加速膨胀。 3.5 今天（约 138 亿年） 演化至今天，距离宇宙诞生已过去了大约 138 亿年。今天宇宙中暗能量的占比已经增加至 69 %，光子、中微子等「辐射」的占比已下降至不足 0.01% 的数量级。剩下的 31% 里面，有 5% 是质子、中子、电子等等可见的重子物质。还有 26% 是暗物质，目前我们不知道它的物理本质是什么。 图 4 宇宙中各物质组分总量的演化历史，其中已设今天宇宙的尺度为 1，今天的物质总量为 1。 以上基本上就是现代宇宙学对宇宙历史的总体认识了。不过还有一些重要的事件我没有列进去，因为现在的理论不能确定这些事件发生在什么时期。例如暗物质的产生。在某些理论模型中允许暗物质在暴胀结束之后就迅速产生出来，但还有一些模型可以把暗物质退耦的时间推迟到原初核合成之前。 阅读原文
