第2讲 膨胀的宇宙

任何科学证据来支持或者反对这个假设，我们只是谨慎地相信这一点。要是宇宙从我们周围的各个方向去看是各向同性的，而从宇宙中别的位置上去观察却并非如此，那就太不可思议了。

在弗里德曼模型中，所有的星系都在彼此远离。这种情况有点像持续不断地吹一个表面上绘有若干斑点的气球。随着气球的膨胀，任何两个斑点之间的距离不断增大，但是任何一个斑点都不能被称为膨胀的中心。不仅如此，斑点间的距离越远，斑点之间互相远离的速度就越快。类似地，在弗里德曼模型中，任何两个星系之间互相远离的速度与星系间的距离成正比。所以，这个模型预言了星系的红移应该与星系的距离成正比，而哈勃所发现的恰恰就是这种情况。

尽管模型取得了成功，且预言了哈勃的观测结果，但弗里德曼的工作在西方一直鲜为人知。1935年，美国物理学家霍华德·罗伯逊和英国数学家亚瑟·沃克为说明哈勃发现宇宙均匀膨胀而提出了类似的模型，只是在这之后，弗里德曼的成就才为人们所知晓。

尽管弗里德曼只是发现了一个模型，事实上满足他的两个基本假设的却有三类不同的模型。在第一类模型，也就是弗里德曼所发现的模型中，宇宙膨胀得极为缓慢，以至于不同星系相互间的吸引力使得这种膨胀渐而减慢，并最终停止。之后，星系开始互相趋近，于是宇宙表现为收缩。相邻星系间的距离从零开始，不断增大到某个极大值，之后便逐渐互相接近，直到再次归复为零。

在第二类解中，宇宙膨胀得相当快，因此引力永远不可能使之停止，不过它会使膨胀速度稍有减慢。在这种模型中相邻星系间的距离从零开始，最终星系会以某种恒定的速度互相远离。

最后，还存在第三类解：宇宙膨胀速度的大小恰好能保证不会反转为坍缩。在这种情况下，星系间的距离还是从零开始并永远增大。

然而，星系相互分离的速度会越来越慢，不过永远不会等于零 17 。

对第一类弗里德曼模型来说，一个值得注意的特征是宇宙在空间上并非是无限的，但也不存在任何边界。引力的作用之强使空间自行弯曲，情况犹如地球的表面。如果您在地球表面上沿着某个确定的方向一直不停地走下去，那么您永远不会遭遇到不可逾越的屏障，也绝不会从边缘处跌落下去，您最终会回到旅行开始时的出发点。在第一类弗里德曼模型中空间的情况也正如此，不过它是三维的，而不像地球表面只有二维。第四维——时间——在范围上也是有限的，但时间就像是一条线段，它有两个端点或说两个边界，即一个起点和一个终点。后面我们将会看到，只要把广义相对论与量子力学的测不准原理结合起来，就有可能做到空间和时间两者都是有限的，同时却没有边际或边界。您可以环绕着宇宙笔直地走下去，并最终会回到出发点——这一概念可衍生出绝妙的科幻小说题材，但这并没有多大的实际意义，因为可以证明在您还没有来得及兜上一圈时，宇宙的尺度早已重新坍缩为零了。要想在宇宙寿终正寝之前赶回起点，您的旅行速度必得超过光速，而这是不可能实现的。

但是，哪一类弗里德曼模型可用来描述我们的宇宙呢？宇宙最终会停止膨胀并随之开始收缩，抑或它会永远地膨胀下去？为了回答这个问题，我们需要知道两个数据：宇宙现在的膨胀速率和它目前的平均密度。如果这个密度小于某个确定的临界值，后者取决于膨胀速率，则吸引力就太弱而不足以使膨胀停止。要是密度大于该临界值，引力就会在未来某个时间使膨胀停止，宇宙会再度坍缩。

利用多普勒效应 18 ，我们可以通过测量河外星系远离我们的运动速度，来确定宇宙目前的膨胀速度。这一步可以做得非常精确。然而，星系的距离只能通过间接的途径来加以测定，测定结果并不太精确。因此，我们所能知道的宇宙膨胀速率也就是每10亿年在5%到10%之间。然而，我们对于宇宙目前平均密度的不确定性就更大了。

如果把我们在银河系和河外星系中所能观测到的全部恒星的质量相加，那么即使取膨胀速率的最低估值，恒星总质量还不到能使宇宙膨胀停止所需质量的百分之一。然而，我们知道在银河系和河外星系中必定包含了大量的暗物质 19 ，尽管它们不可能被直接观测到，但鉴于暗物质的吸引力对星系中恒星和气体运动轨道的影响，我们可以确知它们必然存在。还有，大多数星系存在于星系团之中，我们可以通过类似的途径推知，在团内的星系之间应存在更多的暗物质，因为暗物质会影响到星系的运动。如果把所有这类暗物质加起来，其总质量仍只及能使膨胀停止所需质量的十分之一左右。尽管如此，也许还会存在尚未探测到的某种其他形式的物质，它们或许能使宇宙的平均密度增大到使膨胀得以停止所需的临界值。

据上所述，目前的证据意味着宇宙很可能会永远膨胀下去。但是，请勿对之深信不疑。我们真正可确认的全部事实是，即使宇宙将会再度坍缩，那也是遥远将来之事，至少得再过100亿年，因为宇宙至少已膨胀了这么长一段时间。对此我们无需过分担心，因为到那个时候除非我们已移民至太阳系之外，否则人类早已不复存在，早已随着我们的太阳的死寂而归于灭绝了。

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