纪中叶开始流行起来。到了19世纪初，当W.赫歇耳 非常详细地画出我们的银河系（他称之为“星云”）并 标出其他星系的位置时，这种观点得到了进一步加强、 他说，后者就是我们银河系以外的宇宙岛。 科学宇宙学的下一个主要进展归功于爱因斯坦，他 在)义相对论发表后的第二年(1917年)根据广义相 对论提出了他的宙模型，爱因斯坦的模型不同意“在 无限的空间海洋中存在着一系列正在消失的有限的岛” 这个概念。他指出，从比较稠密的中心的星星发出的能 量会不断地以辐射的形式渗人到比较稀薄的区域，而且 会在无限的空间被吞没。爱因斯坦也反对这样的观点： 第 在无限的时间过程中，所有星星会由于偶然的碰撞而被 章 “踢”进周围的空间，让观察到的宇宙逐渐稀薄，最终 消失为零。相反，他把时间和空间联系起来，并说这种 连续统(continuum）)的非欧几里得的一-弯曲的和四 胡 维的几何形状是有限的，尽管是无边的。时空曲线弯向 自身，囚此太空旅行者只要走得足够远，走的时间足够 长，他最终将回到他原米的出发点一尽管在他台已看 来他走的是直线。 在爱因斯坦的数学宙学中，物质被看作好像均匀 地散和在整个时空中。因为物质-一质量的形式一是 遵循万有引为定律的，所以在这个宇宙中，物质往往汇 集成一个质量中心。由于实际情况并非如此，因此爱因 9 斯坦引人了-~种推斥力（所谓的宇宙学常数），这种推 斥力会精确地平衡万有引力的吸{力，他说，这就使宇 宙永远处于稳定的状态。 爱因斯坦的稳态三维宇宙在无限的四维时空中有一 个令人欣慰的数学特征、它甚至有一个确定的、似乎可 信的世界半径（估计约为09光牛一一几乎等于帕洛马 山上的200英寸天文望远镜所能看到的最远距离)。然
而，爱因斯坦的稳态模型不得不被抛弃。1917年，荷 兰天文学家德西特发现了爱因斯坦的相对论方程式的另 一个解：德西特的解表明，当物质进入时空连续统时， 它就获得了一个远离观察者的速度，这个速度随距离而 增大，与此相对应，当离观察者的距离增大时，时间就 变慢.并在接近观察的极限时逐渐停止。 不久以后，英国天文学家A.埃丁顿爵1：认识到， 在爱因斯坦的宇宙里，物质的任何膨张或收缩都会导致 在开始时的方向1的连续运动。结果，爱因斯坦的宇宙 看上去只不过提供了·个导致（如果物质的运动是膨胀 的运动的话)德西特宇宙的暂态相，这个非稳态宙的 微 数学程式是俄罗斯数学家A.弗里德燮在1922年发现 漪 的。他的解修止了爱因斯的宇宙学常数，并引入了一个 之 可以是止数、负数或零的常数，根据所选择的值，宇宙 塘 被看成是膨张的、收缩的、或最终向岑膨胀，即成为稳 态的。 二、大爆炸宇宙学的兴起 从923年起，美国天文学家E.哈勃在威尔逊山 天文台进行了一系列令人信服的论证也证实了天文学上 的多普勒效成（由渐近的或渐远的波源发生的波之间有 10 频率上的不同：由渐近的波源发出的波受到下缩而频率 变大，由渐远的波源发出的波则频率变小)。远距离的 星系显示出典型的渐远光源所具有的向低频的“红移”， 而且星系越远，红移越大c 根据这一解释，宇由的膨胀似乎已经肯定。剩下的 大问题是，宇宙膨胀是怎样进行的？尽管已经确立的稳 态字宙学流行于本世纪中叶（按照].琼斯爵上的建议， 这种宇由学以物质一能量在中心区域不断创造出来的
理论取代了物质和能量散发到无限空间去的理论)，但 是通向现代大爆炸理论的道路是敞开的。 就其当前所讨论的形式宵，主要的“大爆炸设 想”可以追溯到80年代。它的假设已经被计算机对 1991年山字宙背景探测卫星(Cobe)提供的约3亿个 规察数据的分析斯证实。Cobe对宁宙背景辐射的详细 测量显示，该辐射场的变化是产生于大爆炸的真止波 动，而不是像人」有时所推测的那种血来自宇宙天体的 辐别所引起的骑变。这些变化可以追溯到宇由年龄为 30万岁的时候：这意味着存在朵系的先兆—巨大的 物质足云、这些星云被认为是由于宇情火球在爆炸后不 第 到一万化分之一秒发生物质抛散的微小波动所造成的。 章 大爆炸本身被认为是由两软紧接着发生的相变构成 的.第一次相变导致波动“真空”的膨胀，这个真空使 是已经出现的宙的孕育所。这个相遵循德西特的方程 的 式、因而被认为是德西特宇宙，在第二个相中，膨胀的 化 宙变成比较稳定地膨张的罗伯逊一沃克宇宙，这就是 我们今天生活在其中的宇宙。当宇宙在5万~100万岁 吋，物质脱离辐射，进-一步的相变便紧接着发生了。空 间变得透明，物质粒子在宇由空间的膨胀范围内自行生 成，从这时起，已知宇亩的历史就成了星系和星球在时 空中进化的历史。 根据流行的观点，现在分布在广袤的宇宙空闯甩的 11 物质是在大爆炸后最初的千分之几秒中合成的。但是物 质并非像维纳斯雕像从海中]捞上来时那样在时空中突 然出现并完成每一个细节。在宇宙开始的最早阶段，温 度极高，只有过热的等离子体：原子是不存在的，因为 热噪声阴止电子与原子核结合。随后，当等离子休冷却 后，电子便开始围绕原子核旋转并出现原子气体，这 时，足系在等离子体中凝纬起来，星球则在星系中凝结
起来。随着进一步的拎却，各种原子形成分子。再进一 步的冷却又形成了复杂的分子，使物质从气态转变成液 态，然后进一步转变成我们所熟悉的固态结品体。 当物质在万有引力的作用下案合在一起时，星系使 形成了，而且在星系中形成了犀球和恒星系。在活跃的 恒朵周围适当位置：的行星上，可能进一步形成分子和 晶体结构。类似细胞的结构（所谓的原生质）可能出 现，如果热条件和化学条件适宜的话.这就可能为作 为尘命现象基础的更高级结构的进化扩开了大]。 宇宙的进化 生命 微 100 密度（克厘米） 之 100- 温接K) 信康 100 恒呈 星系 100 原子 有序度 100- 强子 轻子 的财图郑图B函移路1 12 1020 10 1G00 时间 图1一1逐渐增加的有序度的出现， 按密度和温度的降低描绘 主流版本的大爆炸宇宙学（所谓的“标准大爆炸设 想”)把事件的特殊结果片因于这种与时间框架相对应
的过程。（见图1-1）。第一批合成的粒子是强子（诸 如质子和中子等重粒子)：它们在大爆炸的1024~ 103秒—一即宇宙诞生后不到千分之一秒一内形成。 它们必定曾经作为不受束缚的自由实体存在过，但在早 期宇宙的极高的密度中，它们必定经常相互碰撞和相互. 作用。这一时期的极高温度（估计在开氏1015度左右） 必定阻止粒子结合成原子，强子最可能在这一过程中自 我湮灭，衰变为光子并加人辐射能的酷热火球巾。在第 -个千分之一秒(103秒)后，火球怜却到可能产生 强子的限度，使诸如电子和中微子（统称为轻子的较轻 粒子)等粒子山主导地位。膨胀的宇宙的密度变小，它 第 的物质含量从I03“g/cm3下降到10l“g/cm3左右。但是， 当宇宙生命的第一秒钟过去后，轻子也自我湮灭成光 子，以高频率的辐射进-步为这个火球增添燃料。 宙 在最初的·秒钟内，光子的数量大大超过物质的粒 进 子：字宙的能量主要是辐射能。存在的物质粒子不可能 聚合成更大的团；强烈的辐射场打破了所有进一步的组 态。物质只能作为一种稀落的沉淀物存在于强烈的辐射 场中 当宇庙到了100秒这么大的年龄时，平均温度下降 到105k左右，平均密度下降到10-10g/cm3左右一非 常接近活跃的星球内部如今的密度值和温度值。这就使 强子和轮子能靠电磁力结合成中性原子。一个电子以电 13 磁力与一个质子结合在一起形成的氢是最先出现的元 素、因为继续存在的火球的“烹调温度”仍然高得足以 通过把质子与质子的组合把两个氯原子熔合成一个氨原 子（枯计每10个氢原子有一个氨原子），所以年轻的宇 宙中充满了氢气和氦气。随后，当充分地结合起来的物 质从辐射中脱离出来时，形成星系的时代就开始子。 尾系形成的时间框架现在仍然是一个有争论的问