Science&TechnologyVision
2012年7月第20期
科技视界
高校科技
宇宙的起源与演化
佟永丽
（沈阳理工大学
【摘
辽宁沈阳110000）
要】宇宙学是从整体的角度来研究宇宙的起源和演化以及利用理论物理方法研究天体的物理性质和过程的一门学科。随着
新兴高科技迅速发展，给与宇宙学相关的各种观测和实验注入了新的活力。什么是宇宙？宇宙是如何起源的？早期宇宙是什么样子的？宇宙是怎样发展演化的？宇宙的未来命运又会是什么样子？本文简单介绍了人类对宇宙的起源与演化发展的认识过程，以及当今热门的大爆炸理论。
【关键词】宇宙学；宇宙膨胀；大爆炸理论；微波背景辐射
1人类对宇宙的认识
最早引起古代人们注意到的宇宙现象，如昼夜交替、月
得到了爱因斯坦宇宙方程的一组动态解，从理论上论证了宇宙要么膨胀，要么收缩，决不会保持静止状态。宇宙的演化趋势则取决于宇宙物质的平均密度ρ0与临界密度ρc的比值：
亮圆缺、日食月食、天体位置随季节的变化以及行星在星空背景上的移动等，都没超出太阳系的范围。
ρ0ρc
对应于一个无限无界的开放宇宙；对应于一个平坦的开放宇宙；对应于一个有限有界的闭合宇宙。
16世纪哥白尼提出的日心说虽然仍末超出太阳系的局
限，但却把地球从居于宇宙中心的特殊地位降为一颗绕太阳旋转的普通行星，正确地反映了太阳系的实际情况。
前两种情况下宇宙将膨胀下去；后一种情况下，宇宙将出现膨胀———收缩的震荡即“脉动”。（目前已知的临界密度为ρc=10
-29
18、19世纪是太阳系天文学发展的鼎盛时期。人们借助
望远镜，不仅发现了天王星、大量小行星、行星卫星等太阳系的组成成员，还根据天王星实际观测位置及理论计算位置的偏差，用天体力学理论准确地预言了海王星的存在和位置，并最终发现了海王星、冥王星，从而有力地证明了当时宇宙理论同太阳系的客观实际是相符的。与此同时，人类的视野也逐渐由太阳系扩展到更为广阔的恒星世界。
克/厘米，所观测的不含“暗物质”的平均密度是
3
3
ρ0=2×10
-31
克/厘米）。
4宇宙大爆炸模型
1948年美国物理学家伽莫夫（GeorgeGamow,1904~
1968）、阿尔法、贝特等人发挥了勒梅特的思想，把宇宙的膨
胀与物质的演化联系起来，提出了“大爆炸宇宙模型”。因为它能较多地说明现时所观测到的事实，所以成为目前影响最大的宇宙学说。这个宇宙大爆炸学说简介如下：
起源———宇宙始于约200亿年前爆炸的一个高温、高密度的“原始火球”。它的起始时间为0。
普郎克时代──时间10大统一时代———时间10
-6-2
-43-35
3228
2现代宇宙学的诞生
现代宇宙模型的研究始于爱因斯坦。爱因斯坦的广义相
对论预言，一定质量的天体，将对周围的空间产生影响而使它们“弯曲”。弯曲的空间会迫使其中穿过的光线发生偏转，例如太阳就会使经过其边缘的遥远星体光线发生1.75弧秒的偏转。通常，由于太阳的光太强而使人们无法观测到这一事实。1919年发生了日全蚀，一个英国考察队终于观测到太阳附近的光线偏转，得到的偏转数据正是爱因斯坦所预言的“1.75弧秒”。
尽管后来发现宇宙不可能保持稳定而被放弃，但毕竟是一次开创性的尝试，揭开了现代宇宙学研究的序幕。
秒，温度高达10K；秒，温度高达10K；
1412
强子时代———时间10秒，温度为10K；轻子时代———时间10秒，温度为10K；
辐射时代———时间1－10秒，温度降至约10－5×10K，基本粒子开始结合成原子核，能量以光子辐射显示出现；(人们探索微观世界和宇宙结构的努力在这里会合)
氦形成时代———时间3分钟，温度降至约10K，直径膨
910
9
3宇宙膨胀的发现
1922年，苏联数学家弗里德曼在广义相对论的框架下，
作者简介：佟永丽（1978．01．21—），女，满族，辽宁抚顺人，沈阳理工大学，讲师，硕士学位，理论物理。
104科技视界SCIENCE&TECHNOLOGYVISION
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2012年7月第20期
胀到约1光年大小，有近三成物质合成为氦，核反应消失；
进入物质时代———时间1000－2000年，温度降至约10
5
度降到10亿K时，中子和质子合成氘核的反应开始，类似氢弹爆炸时发生的聚变过程迅速把所有的中子合成到由两个质子和两个中子构成的氦核中。由此不难算出，氦同氢的质量比应为1:4。
当宇宙年龄为1秒时，气体中有质子也有中子，它们相碰撞就能结合成最简单的原子核氘（D），p＋n圮D+γ
2
2
K，物质密度大于辐射密度；
物质从背景辐射中透明出来———物质温度开始低于辐射温度，最重于最轻的基本粒子书比值保持恒定；
星系形成──时间10年，温度降至约100K；
类星体、恒星、行星及生命先后出现──时间10年，温度降至约12K；
目前阶段———时间10年，温度降至约3K，星系温度约
10
9
8
一旦氘合成开始，后续的连锁反应就能接着发生了。算过后知道，实际起主要作用的过程有：
23
D+p→He+γHe+n→T＋p
43
323
D＋D→He+n
2
4
2323
D＋D→T＋p
2
4
23
10K。
5
[1]
T＋D→He+n
4
He+D→He+p
伽莫夫和他的支持者预言，大爆炸中所产生的辐射在遥远的宇宙空间里必定仍然存在，大约相当于10K左右。后来
在反应阶段的后期，有可能出现原子量增加更多的反应。例如随着He的积累，两个He核能碰撞产生原子量为8的铍核。可惜原子量为8的锂、铍、硼等核也都极不稳定，所以反应链还是没有延续下去。归根到底，原初核合成只产生了周期表的前三种元素及其同位素。第四和第五号元素也产生了一点点，但太少了。这过程完全不能产生第六号元素碳，
3K宇宙背景辐射的发现给了人们很大的鼓舞，因为它使爆
炸宇宙模型的这个预言成为真实。当然，大爆炸宇宙模型也同样存在着许多尚待解决的疑难，它终究还只是一种假说。
5大爆炸理论的证据
（一）宇宙的年龄
如果星系目前正在彼此远离，那它们过去必定靠得更
或序数更大的元素。今天的碳、氮、氧和更重的元素都是恒星制造出来的。在原初核合成结束后，宇宙介质就变成了等离子状态的气体。
原初核合成理论提供了很可靠的产额结果，进一步需要的是对它的实测检验。人们为了测出He原初丰度，把河外不同HII区的Y4看成y0（氧较好测定）的线性函数，来与实测结果相拟合。然后内插到y0=0，以消除恒星的影响。这样得到的结果记作Y4p，可理解为由实测推断出的He原初丰度。采用
44
近，也就是说，较早时代的宇宙，物质密度会更高。继续这一推理就意味着过去必定存在一个时刻，那时宇宙中的物质处于极其高密的状态。按照哈勃定律将星系的距离除以各自的速度，就可估计出那一时刻距今约100－200亿年。这段时间对所有星系来说是共同的，事实上它就是哈勃常数的倒数。那一时刻通常被称为“大爆炸”时刻，也就是我们宇宙的开端。如果这一推论不错，那么宇宙中一切天体的年龄都不应超出这个“宇宙年龄”所界定的上限。
借助卢瑟福所开创的利用物质中放射性同位素含量测定其形成年代的方法，人们测量了地球上最古老的岩石———“阿彼罗11号”（宇航员从月球上带回的岩石）以及从行星际空间掉到地球上的陨石样本，发现它们的年龄均不超过47亿年。
恒星的年龄可以从它们的发光功率和拥有的燃料储备来估计。根据热核反应提供恒星能源的理论，人们估算出银河系中最老恒星的年龄约为100－150亿年。
用上述两种完全不同的方法得到的天体年龄竞与“宇宙年龄”协调一致，这对大爆炸宇宙模型当然是十分有力的支持。
（二）轻元素的丰度
在大爆炸后一秒钟以前，宇宙不仅不可能存在星系、恒星，地球，甚至除氢核外也没有其他化学元素，只有处于热平衡状态下的由质子、中子、电子、光子等基本粒子混合而成的“宇宙汤”。起初，中子和质子的数量几乎相等，随着温度的降低，两者的比例逐渐下降，在约3分钟时达到1:6左右。当温
2σ的统计误差，再计及系统误差，Y4p的范围是：
Y4p=0.221－0.243
天文观测表明，无论宇宙的哪个角落，无论恒星还是星际物质中，氦与氢的比例均大体与此相符。同一时期合成的氘、氚、锂、铍、硼等轻元素，尽管数量小的多，但它们的丰度（即与氢的比例）也具有类似的普适性。这对大爆炸模型是一个有力的支持。
（三）背景辐射
宇宙微波背景辐射的存在是大爆炸理论另一个重要遗迹。宇宙年龄为10年时，介质温度约为1eV。以氢和氦为主的气体是电离的，基本组分是氢核、氦核、自由电子和光子。氢原子核和自由电子能结合为中性原子，
5
p+e=H+γ
－
（8）
但这过程是可逆的。当能量超过13.6eV的光子与氢原子相碰，将使其还原成质子和自由电子。在T=1eV时，足以使原子电离的光子尚太多，正过程和逆过程达到统计平衡。这种情况下，中性氢与电离氢之比很小很小，此时宇宙中还没有中性原子。
SCIENCE&TECHNOLOGYVISION科技视界105
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2012年7月第20期
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在气体温度随宇宙膨胀而再降低，能量超过13.6eV的光子数将指数的减少，上述逆过程失效，此时发生气体从电离状态向中性原子状态的转化。
当气体处于电离状态时，光子是一个热平衡的组分。光子的热碰撞主要是通过它与自由电子间的Thomson散射来实现的。Thomson散射截面是一个与速度无关的常数，其数值为σTh＝6．65×10
－25
2
6宇宙的未来
根据大爆炸理论，宇宙的最终命运将取决于两种相反力
量之间的“拔河比赛”的结果。一种力量是宇宙的膨胀，在过去100多亿年的时间里，宇宙的扩张一直在使星系之间的距离拉大。另一种力量是这些星系和宇宙中所有其他物质之间的万有引力：它就像制动器一样使宇宙扩张的速度逐渐放慢。如果万有引力足以使膨胀最终停止，那么宇宙就注定会——同大爆炸相当，但过程发生坍缩，最终变成一个大火球—
正好相反的“大崩坠”。如果万有引力不足以阻止宇宙的继续膨胀，那么它最终将变成一个黑暗和寒冷共存的世界。这是因为恒星是通过使轻原子核(主要是氢和氦)发生聚变反应形成较重的原子核来产生能量的。当恒星内部储存的氢和氦消耗殆尽的时候，衰老的恒星上燃烧的火焰会因为没有新的原子来替代已经消耗掉的原子而熄灭，同时宇宙也会逐渐衰变成一个漆黑一团的空间。S
【参考文献】
［1］俞允强.物理宇宙学讲义[M].北京大学出版社，2002．［2］俞允强.热大爆炸宇宙学[M].北京大学出版社，2001．
［3］CharlesH.Lineweaver,TamaraM.Davis.对宇宙大爆炸的误解[J].北京：科学，2005(5)．
［4］[英]约翰·D.巴罗(JohnBarrow).宇宙的起源[M].上海科学技术出版社，2007．
［5］[德]伊曼努尔·康德(ImmanuelKant).宇宙发展史概论[M].上海译文出版社，2001．
［6］张新民.解读宇宙的起源[J].现代物理知识，第19卷第2期．［7］崔宾.宇宙的起源与演化：续[J].天文爱好者，2002年第3期．
注释：
cm。光子速度c=1也是常数，定义Γ为每
一粒子在单位时间内的碰撞次数，则有Γ＝n〈νσ（ν）〉，其中n是靶粒子的数密度，ν和σ（ν）分别是相对速度和碰撞截面，因此光子的热碰撞率为
Γγ＝necσTh∝ne
（9）
这里的ne是自由电子的数密度。在原子中性化前，因有大量电子处于自由态，则有Γγ酆H。此时足够频繁的碰撞以维持热平衡。在原子中性化的后期，绝大部分电子束缚在中性原子内，自由电子的数密度的迅速降低，光子有使光子的碰撞率急剧减少，最后完全失去了碰撞机会。这就是光子在宇宙介质中的退耦。退耦后的光子与气体中的其他组分粒子已几乎没有相互作用，因而被称作背景光子，或背景辐射场。
观测到什么样的信号才能说明发现了背景光子呢？由于光速的有限性，在越远的地方，我们是在观测那里越早的历史情景。反之，较晚的情景是观测不到的，因为所发的光还没有到达。也就是说，通过对宇宙空间纵深的观测，看到的是宇宙演化的历史。从壳外侧看到的宇宙气体是电离的，而从壳内侧则看到中性原子气体。因此，壳位置r所对应的发光时间
t正是宇宙气体从等离子气体向中性原子气体的转变时刻。
在这短暂转变阶段的后期，光子经过最后的一次碰撞，而变成了自由飞行的背景光子。其中向着我们飞的，今天正好到达这里。因此我们能用仪器俘捉它。这就是观测背景辐射的机理。由此可得，壳内侧的最后散射面实际是背景辐射的光源。
背景辐射的研究历史非常具有戏剧性。
①宇宙最初几微妙[J].环球科学，2006年6月．②俞允强.热大爆炸宇宙学[M].北京大学出版社，2001．
［责任编辑：王迎迎］
（上接第219页）外不少国家汽车改装都有标准和法规，每年还有改装车展，有具有规模的改装厂，除了有专门的技术研发部门、测试部门外，更重要的是他们的发动机改装要通过认证与许可，其严谨态度不亚于一般正统的整车厂。但我们应该相信，随着我国改装车市场的不断发展，以及国外知名改装产品的不断涌入，我国改装车业的产品和技术水平必将大幅提高，我国的改装业也将会走上专业化、合法化、规模化的道路。S
［1］张宪,舒华.汽车电器原器件与零部件的检则与维修[M].北京:国防工业出版社,2005.
［2］冯健章.汽车发动机原理与汽车理论[M].北京:机械工业出版社,
2008.
［3］姚国平.汽车电子控制技术[M].北京:人民交通出版社,2004.［4］钟静.改装车之“痒”[J].汽车之友,2011－4－15(8),总第344期:088-
091.
［责任编辑：王洪泽］
【参考文献】
106科技视界SCIENCE&TECHNOLOGYVISION
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2012年7月第20期
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宇宙的起源与演化
佟永丽
（沈阳理工大学
【摘
辽宁沈阳110000）
要】宇宙学是从整体的角度来研究宇宙的起源和演化以及利用理论物理方法研究天体的物理性质和过程的一门学科。随着
新兴高科技迅速发展，给与宇宙学相关的各种观测和实验注入了新的活力。什么是宇宙？宇宙是如何起源的？早期宇宙是什么样子的？宇宙是怎样发展演化的？宇宙的未来命运又会是什么样子？本文简单介绍了人类对宇宙的起源与演化发展的认识过程，以及当今热门的大爆炸理论。
【关键词】宇宙学；宇宙膨胀；大爆炸理论；微波背景辐射
1人类对宇宙的认识
最早引起古代人们注意到的宇宙现象，如昼夜交替、月
得到了爱因斯坦宇宙方程的一组动态解，从理论上论证了宇宙要么膨胀，要么收缩，决不会保持静止状态。宇宙的演化趋势则取决于宇宙物质的平均密度ρ0与临界密度ρc的比值：
亮圆缺、日食月食、天体位置随季节的变化以及行星在星空背景上的移动等，都没超出太阳系的范围。
ρ0ρc
对应于一个无限无界的开放宇宙；对应于一个平坦的开放宇宙；对应于一个有限有界的闭合宇宙。
16世纪哥白尼提出的日心说虽然仍末超出太阳系的局
限，但却把地球从居于宇宙中心的特殊地位降为一颗绕太阳旋转的普通行星，正确地反映了太阳系的实际情况。
前两种情况下宇宙将膨胀下去；后一种情况下，宇宙将出现膨胀———收缩的震荡即“脉动”。（目前已知的临界密度为ρc=10
-29
18、19世纪是太阳系天文学发展的鼎盛时期。人们借助
望远镜，不仅发现了天王星、大量小行星、行星卫星等太阳系的组成成员，还根据天王星实际观测位置及理论计算位置的偏差，用天体力学理论准确地预言了海王星的存在和位置，并最终发现了海王星、冥王星，从而有力地证明了当时宇宙理论同太阳系的客观实际是相符的。与此同时，人类的视野也逐渐由太阳系扩展到更为广阔的恒星世界。
克/厘米，所观测的不含“暗物质”的平均密度是
3
3
ρ0=2×10
-31
克/厘米）。
4宇宙大爆炸模型
1948年美国物理学家伽莫夫（GeorgeGamow,1904~
1968）、阿尔法、贝特等人发挥了勒梅特的思想，把宇宙的膨
胀与物质的演化联系起来，提出了“大爆炸宇宙模型”。因为它能较多地说明现时所观测到的事实，所以成为目前影响最大的宇宙学说。这个宇宙大爆炸学说简介如下：
起源———宇宙始于约200亿年前爆炸的一个高温、高密度的“原始火球”。它的起始时间为0。
普郎克时代──时间10大统一时代———时间10
-6-2
-43-35
3228
2现代宇宙学的诞生
现代宇宙模型的研究始于爱因斯坦。爱因斯坦的广义相
对论预言，一定质量的天体，将对周围的空间产生影响而使它们“弯曲”。弯曲的空间会迫使其中穿过的光线发生偏转，例如太阳就会使经过其边缘的遥远星体光线发生1.75弧秒的偏转。通常，由于太阳的光太强而使人们无法观测到这一事实。1919年发生了日全蚀，一个英国考察队终于观测到太阳附近的光线偏转，得到的偏转数据正是爱因斯坦所预言的“1.75弧秒”。
尽管后来发现宇宙不可能保持稳定而被放弃，但毕竟是一次开创性的尝试，揭开了现代宇宙学研究的序幕。
秒，温度高达10K；秒，温度高达10K；
1412
强子时代———时间10秒，温度为10K；轻子时代———时间10秒，温度为10K；
辐射时代———时间1－10秒，温度降至约10－5×10K，基本粒子开始结合成原子核，能量以光子辐射显示出现；(人们探索微观世界和宇宙结构的努力在这里会合)
氦形成时代———时间3分钟，温度降至约10K，直径膨
910
9
3宇宙膨胀的发现
1922年，苏联数学家弗里德曼在广义相对论的框架下，
作者简介：佟永丽（1978．01．21—），女，满族，辽宁抚顺人，沈阳理工大学，讲师，硕士学位，理论物理。
104科技视界SCIENCE&TECHNOLOGYVISION
Science&TechnologyVision
高校科技
科技视界
2012年7月第20期
胀到约1光年大小，有近三成物质合成为氦，核反应消失；
进入物质时代———时间1000－2000年，温度降至约10
5
度降到10亿K时，中子和质子合成氘核的反应开始，类似氢弹爆炸时发生的聚变过程迅速把所有的中子合成到由两个质子和两个中子构成的氦核中。由此不难算出，氦同氢的质量比应为1:4。
当宇宙年龄为1秒时，气体中有质子也有中子，它们相碰撞就能结合成最简单的原子核氘（D），p＋n圮D+γ
2
2
K，物质密度大于辐射密度；
物质从背景辐射中透明出来———物质温度开始低于辐射温度，最重于最轻的基本粒子书比值保持恒定；
星系形成──时间10年，温度降至约100K；
类星体、恒星、行星及生命先后出现──时间10年，温度降至约12K；
目前阶段———时间10年，温度降至约3K，星系温度约
10
9
8
一旦氘合成开始，后续的连锁反应就能接着发生了。算过后知道，实际起主要作用的过程有：
23
D+p→He+γHe+n→T＋p
43
323
D＋D→He+n
2
4
2323
D＋D→T＋p
2
4
23
10K。
5
[1]
T＋D→He+n
4
He+D→He+p
伽莫夫和他的支持者预言，大爆炸中所产生的辐射在遥远的宇宙空间里必定仍然存在，大约相当于10K左右。后来
在反应阶段的后期，有可能出现原子量增加更多的反应。例如随着He的积累，两个He核能碰撞产生原子量为8的铍核。可惜原子量为8的锂、铍、硼等核也都极不稳定，所以反应链还是没有延续下去。归根到底，原初核合成只产生了周期表的前三种元素及其同位素。第四和第五号元素也产生了一点点，但太少了。这过程完全不能产生第六号元素碳，
3K宇宙背景辐射的发现给了人们很大的鼓舞，因为它使爆
炸宇宙模型的这个预言成为真实。当然，大爆炸宇宙模型也同样存在着许多尚待解决的疑难，它终究还只是一种假说。
5大爆炸理论的证据
（一）宇宙的年龄
如果星系目前正在彼此远离，那它们过去必定靠得更
或序数更大的元素。今天的碳、氮、氧和更重的元素都是恒星制造出来的。在原初核合成结束后，宇宙介质就变成了等离子状态的气体。
原初核合成理论提供了很可靠的产额结果，进一步需要的是对它的实测检验。人们为了测出He原初丰度，把河外不同HII区的Y4看成y0（氧较好测定）的线性函数，来与实测结果相拟合。然后内插到y0=0，以消除恒星的影响。这样得到的结果记作Y4p，可理解为由实测推断出的He原初丰度。采用
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近，也就是说，较早时代的宇宙，物质密度会更高。继续这一推理就意味着过去必定存在一个时刻，那时宇宙中的物质处于极其高密的状态。按照哈勃定律将星系的距离除以各自的速度，就可估计出那一时刻距今约100－200亿年。这段时间对所有星系来说是共同的，事实上它就是哈勃常数的倒数。那一时刻通常被称为“大爆炸”时刻，也就是我们宇宙的开端。如果这一推论不错，那么宇宙中一切天体的年龄都不应超出这个“宇宙年龄”所界定的上限。
借助卢瑟福所开创的利用物质中放射性同位素含量测定其形成年代的方法，人们测量了地球上最古老的岩石———“阿彼罗11号”（宇航员从月球上带回的岩石）以及从行星际空间掉到地球上的陨石样本，发现它们的年龄均不超过47亿年。
恒星的年龄可以从它们的发光功率和拥有的燃料储备来估计。根据热核反应提供恒星能源的理论，人们估算出银河系中最老恒星的年龄约为100－150亿年。
用上述两种完全不同的方法得到的天体年龄竞与“宇宙年龄”协调一致，这对大爆炸宇宙模型当然是十分有力的支持。
（二）轻元素的丰度
在大爆炸后一秒钟以前，宇宙不仅不可能存在星系、恒星，地球，甚至除氢核外也没有其他化学元素，只有处于热平衡状态下的由质子、中子、电子、光子等基本粒子混合而成的“宇宙汤”。起初，中子和质子的数量几乎相等，随着温度的降低，两者的比例逐渐下降，在约3分钟时达到1:6左右。当温
2σ的统计误差，再计及系统误差，Y4p的范围是：
Y4p=0.221－0.243
天文观测表明，无论宇宙的哪个角落，无论恒星还是星际物质中，氦与氢的比例均大体与此相符。同一时期合成的氘、氚、锂、铍、硼等轻元素，尽管数量小的多，但它们的丰度（即与氢的比例）也具有类似的普适性。这对大爆炸模型是一个有力的支持。
（三）背景辐射
宇宙微波背景辐射的存在是大爆炸理论另一个重要遗迹。宇宙年龄为10年时，介质温度约为1eV。以氢和氦为主的气体是电离的，基本组分是氢核、氦核、自由电子和光子。氢原子核和自由电子能结合为中性原子，
5
p+e=H+γ
－
（8）
但这过程是可逆的。当能量超过13.6eV的光子与氢原子相碰，将使其还原成质子和自由电子。在T=1eV时，足以使原子电离的光子尚太多，正过程和逆过程达到统计平衡。这种情况下，中性氢与电离氢之比很小很小，此时宇宙中还没有中性原子。
SCIENCE&TECHNOLOGYVISION科技视界105
Science&TechnologyVision
2012年7月第20期
科技视界
高校科技
在气体温度随宇宙膨胀而再降低，能量超过13.6eV的光子数将指数的减少，上述逆过程失效，此时发生气体从电离状态向中性原子状态的转化。
当气体处于电离状态时，光子是一个热平衡的组分。光子的热碰撞主要是通过它与自由电子间的Thomson散射来实现的。Thomson散射截面是一个与速度无关的常数，其数值为σTh＝6．65×10
－25
2
6宇宙的未来
根据大爆炸理论，宇宙的最终命运将取决于两种相反力
量之间的“拔河比赛”的结果。一种力量是宇宙的膨胀，在过去100多亿年的时间里，宇宙的扩张一直在使星系之间的距离拉大。另一种力量是这些星系和宇宙中所有其他物质之间的万有引力：它就像制动器一样使宇宙扩张的速度逐渐放慢。如果万有引力足以使膨胀最终停止，那么宇宙就注定会——同大爆炸相当，但过程发生坍缩，最终变成一个大火球—
正好相反的“大崩坠”。如果万有引力不足以阻止宇宙的继续膨胀，那么它最终将变成一个黑暗和寒冷共存的世界。这是因为恒星是通过使轻原子核(主要是氢和氦)发生聚变反应形成较重的原子核来产生能量的。当恒星内部储存的氢和氦消耗殆尽的时候，衰老的恒星上燃烧的火焰会因为没有新的原子来替代已经消耗掉的原子而熄灭，同时宇宙也会逐渐衰变成一个漆黑一团的空间。S
【参考文献】
［1］俞允强.物理宇宙学讲义[M].北京大学出版社，2002．［2］俞允强.热大爆炸宇宙学[M].北京大学出版社，2001．
［3］CharlesH.Lineweaver,TamaraM.Davis.对宇宙大爆炸的误解[J].北京：科学，2005(5)．
［4］[英]约翰·D.巴罗(JohnBarrow).宇宙的起源[M].上海科学技术出版社，2007．
［5］[德]伊曼努尔·康德(ImmanuelKant).宇宙发展史概论[M].上海译文出版社，2001．
［6］张新民.解读宇宙的起源[J].现代物理知识，第19卷第2期．［7］崔宾.宇宙的起源与演化：续[J].天文爱好者，2002年第3期．
注释：
cm。光子速度c=1也是常数，定义Γ为每
一粒子在单位时间内的碰撞次数，则有Γ＝n〈νσ（ν）〉，其中n是靶粒子的数密度，ν和σ（ν）分别是相对速度和碰撞截面，因此光子的热碰撞率为
Γγ＝necσTh∝ne
（9）
这里的ne是自由电子的数密度。在原子中性化前，因有大量电子处于自由态，则有Γγ酆H。此时足够频繁的碰撞以维持热平衡。在原子中性化的后期，绝大部分电子束缚在中性原子内，自由电子的数密度的迅速降低，光子有使光子的碰撞率急剧减少，最后完全失去了碰撞机会。这就是光子在宇宙介质中的退耦。退耦后的光子与气体中的其他组分粒子已几乎没有相互作用，因而被称作背景光子，或背景辐射场。
观测到什么样的信号才能说明发现了背景光子呢？由于光速的有限性，在越远的地方，我们是在观测那里越早的历史情景。反之，较晚的情景是观测不到的，因为所发的光还没有到达。也就是说，通过对宇宙空间纵深的观测，看到的是宇宙演化的历史。从壳外侧看到的宇宙气体是电离的，而从壳内侧则看到中性原子气体。因此，壳位置r所对应的发光时间
t正是宇宙气体从等离子气体向中性原子气体的转变时刻。
在这短暂转变阶段的后期，光子经过最后的一次碰撞，而变成了自由飞行的背景光子。其中向着我们飞的，今天正好到达这里。因此我们能用仪器俘捉它。这就是观测背景辐射的机理。由此可得，壳内侧的最后散射面实际是背景辐射的光源。
背景辐射的研究历史非常具有戏剧性。
①宇宙最初几微妙[J].环球科学，2006年6月．②俞允强.热大爆炸宇宙学[M].北京大学出版社，2001．
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（上接第219页）外不少国家汽车改装都有标准和法规，每年还有改装车展，有具有规模的改装厂，除了有专门的技术研发部门、测试部门外，更重要的是他们的发动机改装要通过认证与许可，其严谨态度不亚于一般正统的整车厂。但我们应该相信，随着我国改装车市场的不断发展，以及国外知名改装产品的不断涌入，我国改装车业的产品和技术水平必将大幅提高，我国的改装业也将会走上专业化、合法化、规模化的道路。S
［1］张宪,舒华.汽车电器原器件与零部件的检则与维修[M].北京:国防工业出版社,2005.
［2］冯健章.汽车发动机原理与汽车理论[M].北京:机械工业出版社,
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［责任编辑：王洪泽］
【参考文献】
106科技视界SCIENCE&TECHNOLOGYVISION