吗？
林忠四郎指出，如果考虑到自然界中存在一种引起放射性元素衰变的弱相互作用，这个问题就迎刃而解了。当宇宙还是一个出生不到一秒钟的婴儿时，其中的温度高达一百亿度以上，此时这种弱相互作用会导致质子和中子的数量相等，形成一种平衡状态。只要处于完全平衡的状态中，质子和中子的比例就只由温度的高低决定。因此，你不需要知道宇宙“开始”的时候发生过什么，也不需要知道其他不确定的细节，就能计算质子和中子的比例。事实上，中子的质量比质子大了一点点。当宇宙诞生一秒钟左右，温度下降到一百亿度附近时，由于制造一个中子需要的能量多了一点点，一开始的时候，质子的数量也就比中子多了一点点。然而，这其中的数量差异并没有多少机会发展壮大，因为宇宙在不断地膨胀，其中起主导作用的弱相互作用反应速率太慢①，最后反应停止了。此时宇宙中的中子数和质子数就固定下来，约为1∶6。
① 俞允强的《物理宇宙学讲义》提到，弱过程的发生率是，宇宙膨胀速度是。因此温度下降时，弱过程的发生率降得更快。当两者大小相等时，可以认为反应停止。——译者注
宇宙的温度降低到十亿度时，核反应过程就突然启动了，此时宇宙大约膨胀了一百秒。那时，又有少许中子发生了衰变，将中子质子的比例减小到了1∶7。绝大部分中子最终的归宿是形成氦…4原子核，除此之外，还有少量的中子形成了氘、氦…3 和锂。最后，宇宙之中的物质组成是 23％为氦…4、77％为氢，还有极少量的氘（万分之几）、氦…3（万分之几）和锂…7（百亿分之几）。这正是今天我们在银河系内外都能观测到的元素丰度。于是，这个核物理学在宇宙最初几分钟中的简单应用，被天文学观测漂亮地证实了（图6。7）。
图6。7 随着年龄的增加、温度的下降，宇宙中不同元素所占比例的变化图。不同曲线表示宇宙最初三分钟产生的最轻的化学元素［氢（H）、氦…4（He4）、氘（D）、氦…3（He3）、氚（T）、铍…7（Be7）和锂…7 （Li7）］丰度。标记为n的曲线表示没有被原子核束缚的自由中子会发生衰变，丰度不断降低
从 1975 年开始，随着我们对高能物理和基本粒子的了解越来越深入，重构宇宙遥远过去的状态，成为了一个新的研究方向，叫做“粒子宇宙学”。它注定将彻底颠覆我们对早期宇宙的认识。
第7章
宇宙，如实描绘
我是一只独来独往的猫，对我来说，所有的地方都差不多。
——鲁德亚德·吉卜林（1865～1936，英国作家），《远古传奇》
湍急的宇宙
如果我死了，上了天堂以后，有两件重要的事情希望能搞明白。一件事是量子电动力学的方程组，另一件事是湍流扩散，是关于流体运动的。我对第一件事的预期相当乐观。
——霍勒斯·兰姆（Horace Lamb，1849～1934，英国应用数学家）＇1＇
爱因斯坦的理论导致早期的宇宙学研究一路突飞猛进，除了极个别的例外，这些研究大都集中在平滑、均匀、膨胀速率保持各向同性的模型上。有两个充分的理由值得人们保持这个倾向。一方面，这个假设非常符合从天文望远镜中所观测到的景象。没有证据能够表明，不同方向上观测到的宇宙膨胀速率有明显的区别，而且天空中的星系分布也和随机的分布差不多。想当年，测量遥远星系的红移大小可是一件极为耗时的工作。在望远镜旁劳作一整夜，也就能测出几个星系的红移。这个情况一直持续到了 20世纪 70年代。当摄像系统中应用了基于 CCD技术的光度检测器以后（此项技术获得了 2009年诺贝尔物理学奖），人们就可以迅速完成大量星系的红移测量。现在，有一些大规模勘察星系分布的项目，打算通过测量星系的红移（进而推算出星系的距离），建立一个星系分布的三维立体图。据此建成的三维立体图让人们大吃一惊，原来天上的星系已经形成了线、面之类的结构，进而结成了一张宇宙的“大网”。人们平时看到的星系投影带有一定误导性，根本体现不出星系分布的五彩缤纷和精彩绝伦。另一方面，在这个假设下建立宇宙模型，就能大大简化爱因斯坦方程组，使得求解变得非常容易。＇2＇
我们前面已经看到，如有必要，可以引入某种“原理”，如宇宙学原理和完全宇宙学原理，以便给这些简化问题的假设提供哲学根据。但也有更充分的理由要求我们更进一步，试着去更加真实地描述宇宙。毕竟宇宙真实的物质分布状况是，其中存在星系之类的结构，也存在其他的不规则性（irregularity）。这些不规则性是从哪儿来的？为什么他们的大小形状是现在这样的呢？尽管各个方向上的膨胀速率差别不大，但不可能是零，因为我们不可能生活在这样一个宇宙中的特殊位置。如果空间都不均匀的话，那么站在空间的每一点上向四周看，也不可能是各向同性的。
勒梅特是第一个认真思考了星系起源的人。栗弗席兹的论文研究了膨胀宇宙在微扰作用下的稳定性，也发现了一个重要的线索：为什么宇宙中像恒星和星系一样的物质“结团”如此众多。如果某个区域中包含的物质略微超过了平均值，它们就会吸引附近更多的物质，把四周变得一片空旷。这个过程叫做引力不稳定性，是牛顿首先发现的。1902年，詹姆斯·金斯爵士（James Jeans，1877～1946）又对这个问题进行了详细计算。在既不膨胀又不收缩的空间中，这种不稳定性会飞快地增长。但是栗弗席兹发现，如果空间在膨胀，不规则性的增长速率就会变慢。空间的膨胀会试图把相互吸引的物质排斥开，结团的势力和膨胀的势力展开了一场拉锯战。于是，我们很容易理解不规则性的增长速率为什么会变慢。
宇宙学家想知道，这个简单的过程是否能最终解释星系的形成。也许，宇宙“开始”的时候存在着一些微小的“随机”涨落，使空间偏离了绝对均匀的状态。或者也许是后来的一些特殊过程产生了这些涨落，随着宇宙的膨胀，它们越长越大，但最终停止了膨胀，不再变大，而形成了今天我们看到的“星系”结构。这个想法引出了更多需要解释的问题。为什么大多数星系都包含大约一千亿到一万亿颗恒星？为什么它们的形状大都呈特殊的椭球形或螺旋形？而且最重要的是，为什么这么多星系都在旋转？
1944～1951年间，德国物理学家卡尔·冯·魏扎克（Carl von Weizs？cker，1912～2007）开始考虑一种新的可能性。也就是说，宇宙之所以拥有如此丰富的结构，也许是因为它曾经有一段湍流（turbulence）横生的历史。这个想法非常吸引人。湍流是一种常见现象，在生活中普遍存在。打开浴缸的水龙头，你会目睹水流喷涌而出，形成湍流；海浪拍打海岸，或是一辆小轿车绝尘而去时，身后的树叶随风摇曳，你也会在其中发现湍流（图7。1）。然而，会令你吃惊的是，研究流体的数学家认为，这个熟知的生活经验本质上却是无法求解的。如果流体的速度非常快，又产生了很多漩涡的话，你就没办法搞清楚究竟发生了什么。如果流体的速度比较慢，湍流比较温和的话，才有希望搞清楚一些东西。不过，在错综复杂的问题面前，计算机的运算能力还是很快败下阵来。千禧年大奖难题为七个悬而未决的数学题目征集解法，每个答案悬赏一百万美元，其中一个难题正是这个流体力学问题。＇3＇
图7。1 喷气式飞机引起的湍流
起初，冯·魏扎克打算研究太阳系的起源＇4＇，以及星系中的恒星运动＇5＇。不久后，他受到螺旋星系形状的启发，认为这种涡旋状的外观可能是宇宙中曾经出现过的湍流的遗迹，于是他提出，湍流才是理解星系形成的关键所在。＇6＇魏扎克的老乡沃纳·海森堡也加入了这场科学征程，他是量子力学的奠基人之一，以前也发展过湍流的数学理论。在整个职业生涯之中，他一直对湍流现象非常着迷。＇7＇
乔治·伽莫夫也被曾经湍流横生的宇宙模型吸引住了。于是，1952年的时候，他发展出了一个相似的理论。＇8＇不过，星系形成于湍流的想法嘴上说说很容易，要把它转化成一个精确的模型可不容易。实验室中的湍流都还没搞清楚呢，更不用说宇宙中的湍流了，尽管宇宙中的事情至少变化得非常缓慢，而自转物质形成的漩涡也不受边界条件例如浴缸的形状、水龙头和下水口的影响，虽然正是这些边界条件使得浴室里的湍流问题如此复杂。
栗弗席兹已经证明，随着宇宙的年龄逐渐增大，微弱的漩涡都会衰减，变得更加微弱。不过，在热辐射物质主导宇宙的时期，这些漩涡的强度会保持不变。这和花样滑冰的道理一样，如果运动员立在脚尖上旋转的时候把手臂收回来，就会转得更快——如果她把手臂伸出去，就会变慢。在膨胀的宇宙中，当一个大漩涡的尺寸越来越大时，它的“手臂”也越伸越长，因此，物质的旋转速度也就越来越慢。＇9＇
湍流有一个特别简单的性质：如果搅动流体时产生了一个大漩涡，这个漩涡的能量就会逐级减小，变成小一号又小一号的漩涡，直到最后由于流体中存在摩擦力，漩涡会全部消失。向一杯水中滴入墨水，然后轻轻地搅动，你就会观察到漩涡逐级减弱的过程。伟大的苏联数学家安德雷·柯尔莫哥洛夫（Nikolai Kolmogorov，1903～1987）在 1941年就曾提出，当漩涡刚出现的时候，它的尺寸最大；在流体黏度的作用下，当漩涡消失的时候，它的尺寸最小；当尺寸处于两者之间的时候，漩涡总是以相同的速率将能量逐级传递下去。＇10＇因此，在相当宽泛的尺寸范围内，湍流的旋转速度都应该正比�