第19章 (第2/3页)
能量——或速度的测度，宇宙的变凉对于其中的物质就会有较大的效应。在非常高的温度下，粒子会运动得如此之快，以至于能逃脱任何由核力或电磁力将它们吸引一起的作用。但是可以预料，当它们变冷下来时，互相吸引的粒子开始结块。更有甚者，连存在于宇宙中的粒子的种类也依赖于温度。在足够高的温度下，粒子的能量是如此之高，只要它们碰撞就会产生出来很多不同的粒子／反粒子对——并且，虽然其中一些粒子打到反粒子上去时会湮灭，但是它们产生得比湮灭得更快。然而，在更低的温度下，碰撞粒子具有较小的能量，粒子／反粒子对产生得不快，而湮灭则变得比产生更快。
就在大爆炸时，宇宙体积被认为是零，所以是无限热。但是，辐射的温度随着宇宙的膨胀而降低。大爆炸后的1秒钟，温度降低到约为100亿度，这大约是太阳中心温度的1千倍，亦即氢弹爆炸达到的温度。此刻宇宙主要包含光子、电子和中微子（极轻的粒子，它只受弱力和引力的作用）和它们的反粒子，还有一些质子和中子。随着宇宙的继续膨胀，温度继续降低，电子／反电子对在碰撞中的产生率就落到它们湮灭率之下。这样只剩下很少的电子，而大部分电子和反电子相互湮灭，产生出更多的光子。然而，中微子和反中微子并没有互相湮灭掉，因为这些粒子和它们自己以及其他粒子的作用非常微弱，所以直到今天它们应该仍然存在。如果我们能观测到它们，就会为非常热的早期宇宙阶段的图象提供一个很好的证据。可惜现今它们的能量太低了，以至于我们不能直接地观察到。然而，如果中微子不是零质量，而是如苏联在1981年进行的一次没被证实的实验所暗示的，自身具有小的质量，我们则可能间接地探测到它们。正如前面提到的那样，它们可以是“暗物质”的一种形式，具有足够的引力吸引去遏止宇宙的膨胀，并使之重新坍缩。
在大爆炸后的大约100秒，温度降到了10亿度，也即最热的恒星内部的温度。在此温度下，质子和中子不再有足够的能量逃脱强核力的吸引，所以开始结合产生氘（重氢）的原子核。氘核包含一个质子和一个中子。然后，氘核和更多的质子中子相结合形成氦核，它包含二个质子和二个中子，还产生了少量的两种更重的元素锂和铍。可以计算出，在热大爆炸模型中大约4分之1的质子和中子转变了氦核，还有少量的重氢和其他元素。所余下的中子会衰变成质子，这正是通常氢原子的核。
1948年，科学家乔治·伽莫夫和他的学生拉夫·阿尔法在合写的一篇著名的论文中，第一次提出了宇宙的热的早期阶段的图像。伽莫夫颇有幽默——他说服了核物理学家汉斯·贝特将他的名字加到这论文上面，使得列名作者为“阿尔法、贝特、伽莫夫”，正如希腊字母的前三个：阿尔法、贝他、伽玛，这特别适合于一篇关于宇宙开初的论文！他们在此论文中作出了一个惊人的预言：宇宙的热的早期阶段的辐射（以光子的形式）今天还应在周围存在，但是其温度已被降低到只比绝
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