宇宙、地球和生命的进化:时间的1000个-第4部分
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第15节：三、物质形成（9）
强子结构是基本粒子研究的重要方面，可是无论是夸克模型，还是其他模型，目前还没有哪一种强子结构的模型是令人满意的。也许，我们永远都不能知道强子里到底是什么。
5．13。8秒
在宇宙创生13。8秒时，宇宙温度下降到30亿摄氏度。这时，质子和中子已经可以形成像氢、氦这样稳定的原子核，我们对宇宙的认识终于可以转到化学的层次了。化学是一门古老的学科，化学比物理学更接近我们的生活，也更容易被我们理解。我们知道的物质相互作用，例如爆炸、燃烧，甚至生命的形成，化学都能给我们一些直观的认识。
化学元素就是从13。8秒这一时刻开始形成的。注意，我们指的是化学元素的原子核，而不是化学元素本身。在这么高的温度条件下，电子还不可能被原子核俘获形成原子，所以在这个时候，科学只能给出原子核形成的一些图像。当然，只要元素的原子核能够形成，那么原子核最后俘获电子形成中性原子就只是时间问题了。所以，在这个阶段，最好先看看原子核的合成。
在现在人类的科研条件下是不可能模仿30亿摄氏度这样的温度的，怎么办呢？有一个办法，温度对粒子运动的影响无非是影响它的活跃程度，也就是说，温度越高，粒子越活跃。那么，什么是粒子活跃呢？就是速度快的粒子。
于是，人们通过研究粒子高速运动的行为来间接推断创世之初的情形。好在人类已经有了加速粒子的手段，那就是高能加速器。加速器的作用就是通过长长的跑道，用不断给粒子加速的方法来获得高速粒子。加速器有两种…直线加速器和环线加速器。直线加速器很好理解，粒子像一个短跑运动员，从一端跑到另一端获得速度。目前世界上最大的直线加速器在美国，长度达到10公里，从空中看非常壮观。而环线加速器可以理解为圆形跑道，粒子一圈一圈地跑，不断获得速度。
科学家通过加速器把粒子加速到宇宙初期30亿摄氏度时粒子热运动的速度，从而使产生新元素的核反应能够发生。这非常重要，因为当时所产生的原子核至今仍是构成宇宙物质的基本部分。通过加速器，人类已经能够人工合成简单原子核并能解释大量的氢、氦甚至锂（这几种元素的原子核是依次含有一个、两个和三个质子的最简单的原子核）的形成机制。
这个过程通常是这样的：把中子和质子加速，让它们互相碰撞，当速度足够快的时候，它们就有可能组合在一起形成原子核。这也是宇宙在创世之初30亿摄氏度时做的事情，大量热运动的质子和中子互相碰撞，逐渐形成各种各样的原子核。这里还有一个常识，单一质子也可以形成氢原子核，科学上表示为1H（专有名词叫作氕）；而更通常的情形是一个中子和一个质子结合形成的氢原子核，科学上表示为2H（专有名词叫作氘）；还有两个中子和一个质子构成的氢原子核，科学上表示为3H（专有名词叫作氚）。其实无论是氕1H、氘2H还是氚3H，它们都是氢原子核。类似的两个质子和一个中子构成的氦原子核表示成3He（可以叫它氦三），而两个质子和两个中子构成的氦原子核表示为4He（可以叫它氦四），其中4He最稳定。
第16节：三、物质形成（10）
由于越简单的原子核越稳定，所以在这个时期，宇宙中所有的原子核几乎都是这三种…氢、氦和锂。这三种原子核我们现在都很熟悉，氢气通常在假日被打进气球中，而氦气通常被灌进飞艇里，这两种气体都比空气轻，所以氢气球和氦汽艇都能浮在空中。而我们平常所用的手机锂电池里含有锂。
在那个时候，这三种原子核所占的比例是不一样的。氢原子核最稳定，所以占的比例最大，大约占到73％，氦占到26％，剩下1％是锂和其他偶然形成的原子核。
6．35分钟
宇宙开始它的生命旅程35分钟后，温度进一步下降到3亿摄氏度，这时核过程停止了，氦和自由质子的质量之比大概保持在0。22～0。28这一范围内。由于温度还是太高，质子还不能和电子结合起来形成中性原子。
这里有个奇怪的现象：鉴于大爆炸早期，中子数目和质子数目相同，这正好同4He中质子数目和中子数目相等的事实一致，我们奇怪为什么大爆炸没有将全部氢变成氦。科学家们注意到，当宇宙膨胀时，很多中子转变为质子，所以中子数目会少于质子数目，这样就失去了氦形成的条件。
在中子变成质子的反应中，同时包含有对中微子的发射和吸收，这些捉摸不定的粒子与物质的相互作用相当弱。如果这些中微子与物质的相互作用非常强，中子应该衰变得非常快，并且以后应当有很少的中子遗留下来。如果这些中微子与物质的反应太弱，则形成氘核的反应会发生得很迟，就不会有过剩的质子形成氢以适于在像太阳这样的恒星中燃烧。那样我们的宇宙中也许将存在着迥然不同的生命。
7．30万年
当宇宙膨胀导致的冷却使温度下降到低于4000℃的时候，一个引人注目的事情发生了。这个时候由于温度的降低，自由飞行的电子将降低飞行速度。由于飞行速度的降低，它进一步受到质子的引力作用，慢慢地被质子俘获，成为质子的一颗卫星，围绕它转动。我们知道，原子是由电子和质子（另外加上中性的中子）构成的，这样一个质子和一个电子就发生了复合作用，成为最小的原子…氢原子。
在所有原子中，氢原子是最小的，所以受周围宇宙辐射的作用也最小。一般原子受辐射照射时会发出光来，比如我们在电影里经常看到，描写医院放射室或者核潜艇的核发动机时，总是表现为蓝莹莹的，其实这就是辐射照射空气分子时与分子相互作用发出的光。由于氢原子受宇宙辐射作用很小，所以辐射对它没有什么影响，因此任何光和辐射都能穿过它们。在外面看，原来一团致密的气体开始变得透明。这是一个奇妙的时刻，如果我们站在这个时期的宇宙外面，我们会注意到它开始变得透明和稀疏。整个宇宙开始敞开，这在宇宙学上叫作〃解耦〃。解耦后的宇宙体积进一步增大，为形成星系做好了准备。
第17节：三、物质形成（11）
按照大爆炸理论，在解耦前，宇宙应该是完全均匀的。因为我们无法想象从一个点向四周扩展的宇宙有什么理由是不均匀的。但是很明显，现在我们观测到的宇宙是不均匀的，因为我们不但能观察到星系团，而且还能观察到单独的星系和恒星。他们的平均密度大约为宇宙平均密度的1030倍。这个结构是如何形成的呢？其实，自组织理论就能很好地解释这个问题。在绝对均匀的情形下，总会在微小的局部有不均匀性，而这个微小的不均匀在某种条件下就可能扩大成最终的不均匀性。还记得那句话吗：亚平宁半岛上一只蝴蝶翅膀的振动，有可能掀起太平洋深处的一场风暴。在当初那个均匀的物质中，在引力作用下，微小密度有变大的趋势。任何一个微小的引力不均匀，都可能在局部形成一个比周围平均密度高的区域。这个区域将吸引更多的物质，因而进一步增加其密度。
美国物理学家勒斯仔细研究过这个问题。他说：如果一个区域内有较高的物质密度，将导致更多的气体受引力的作用而聚集；但由于离子密度增大的原因，也同时有更高的内部压强。一方面，扰动尺度越小，由此压强差引起的向外作用力越大；若尺度很小，压强使高密度区分裂。另一方面，引力的行为恰好为另一种方式，尺度愈大则引力愈大；若尺度非常大，压强效应是微不足道的，引力就起了作用，高密度区坍塌。对于一定尺度规模的扰动而引起所发生的稳定和不稳定之间的分界线叫作勒斯长度，大小为勒斯长度的一团物质的质量称作勒斯质量。
在解耦前和解耦后，勒斯长度是不同的，由105秒差距（秒差距如同光年一样，是一种宇宙尺度）下降到30秒差距，此时的勒斯质量是l06个太阳质量。因此，如果一个区域所包含物质的总数大于l06个太阳质量，则扰动直到解耦前都是稳定的，解耦时才突然变为不稳定。解耦后，由于气体随同宇宙膨胀，密度连续减小。不久以后，与密度有关的增加的引力效应阻止了膨胀并引起压缩，半径达到极大值，像银河系这样的星系的半径约为40千秒差距，随后急剧减小。当区域坍缩时，密度迅速上升，变得比宇宙平均密度大很多，这与星系观测一致。质量大于106个太阳质量的区域的引力是不稳定的，这个情况预言：将形成l06个太阳质量以上的构造。
在原星系本身中必定有小扰动产生，若其尺度足够大，它将是不稳定结构，开始坍缩形成星系中的星团和单个的恒星，甚至当时原星系本身也正在塌陷。这种情况下的勒斯长度很难算，但它表明星系形成过程跟勒斯质量在102～106个太阳质量间的变化有关。因此，恒星的第一代必然比现在典型的恒星重得多。这个结论对恒星中重元素的合成是重要的，因为重恒星更容易产生重元素。
在这个阶段，宇宙的主要成分仍然是气体物质，它们慢慢一团一团地凝聚成密度较高的气体云，慢慢地再进一步形成各种恒星系统。这些恒星系统的演化又产生了碳、氧、硅、铁等元素。
但是要记住，今天的物理学是基于此时此地的宇宙的研究基础上发展出来的，我们不能保证它绝对适用于描述创世之初的宇宙。因为当时宇宙的温度和密度仍然非常大，而只有在较低温度和较低密度下，物质的行为才可以用当代物理学描述，所以我们目前仍然无法十分精确地描述当时的情形。
第18节：一、恒星（1）
第二章 宇宙演义
宇宙完成漫长的胎儿过程后，终于进入一个相对稳定的发展时期。这个时候，构成全部宇宙的基本微粒都已稳定存在，形成宇宙的基本物质也已确定下来。星系开始形成，早先的紧密炽热慢慢变成现在的空旷寒冷。我们熟悉的宇宙开始露出雏形。
一、恒星
每一个星系都有一颗恒星安居中央，就像我们的太阳一样，给整个星系提供热量和光线。恒星是构成宇宙的基本单位，是星系的核心。所以，了解宇宙演化必须先从了解恒星开始。
1．恒星序列
如果想知道恒星演化的过程，必须首先搞清楚什么是恒星序列。
如果我们用肉眼仔细观察天上的星星，就不难发现，闪烁的群星有不同的颜色，有的微带蓝色，有的则微微发红。星星的颜色跟它们各自表面的温度有关，随着温度的增加，颜色由红到橙，由橙到黄，由黄到蓝，所以科学家就用星星的颜色来确定它们的表面温度。
20世纪初，丹麦天文学家赫茨普龙和美国天文学家罗素发现，如果用恒星的亮度和它们的表面温度分别作为纵坐标和横坐标的话，表示各种不同恒星的点并不是凌乱分布的，而是有一定规律，这个规律就叫作恒星的序列性。在图上，沿左上方到右下方的对角线上分布最密集，所以把这个区域叫作主星序。这表明：温度高的亮度强，随着温度的降低，亮度也减弱。另外，在左下方也有一块比较密集的区域，这些星温度高，呈蓝白色，可是亮度却很弱，大概它们体积不大，因而表面积不大（因为亮度跟表面积大小有关）。这类星叫作白矮星，这个区域叫白矮星序。在主星序右侧还有一个比较密集的区域，这些星亮度大，温度却低，呈红色。一般来说，温度低的星应该不太亮，但是这些星却非常亮，由此推断它们的体积一定十分巨大，所以叫作红巨星，这一带就叫作红巨星序。在巨星序的上方还有超巨星序。这张图就叫作赫茨普龙…罗素图，简称赫罗图。
天文学家认为，恒星的这种序列性反映了它们演化的规律性，不同序列的恒星就处在不同的演化阶段。这样，天文学家虽然没有可能观察到某个恒星从形成到衰亡的全过程，却可以通过观察处在不同演化阶段的许多恒星来研究恒星的演化规律。
第19节：一、恒星（2）
2．第一阶段…星云凝聚
最早的宇宙充满了宇宙尘埃，这些尘埃互相吸引、碰撞、远离，渐渐形成了一团一团的云雾一样的形状。我们知道，在天空中看到的云，实际上是无数细小的水颗粒或者叫水珠构成的。这些宇宙尘埃也同样聚集在一起，形成了恒星和星系的原始状态，这就是星云。
就是在现今的宇宙中，也依然存在着古老的星云组织。这些星云组织呈一团团不规则云雾状，其中充满了各种各样的气体和尘埃。这些古老的星云，不知道因为什么原因没有形成星系，而是按原来的形态保存了下来，它们给科学家提供了研究恒星形成原因的最宝贵的资料。有很多这样的星云我们至今还能看到，如著名的马头星云。因为星云是离散的，所以它们都不发光，而且它们十分稀疏，有些甚至稀疏到我们的目光可以穿越它们。也许，当我们注视一颗遥远的恒星时，那颗恒星的星�
