07.第一批原子与黑暗时期

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THE FIRST ATOMS AND DARK AGES

生活中没有值得恐惧的东西，只有值得理解的东西。现在是理解更多东西的时候了，这可以让我们更加无所畏惧。

——玛丽·居里

（MARIE CURIE）

自然定律构建宇宙的方式是尽可能地让它有趣。

——弗里曼·戴森

（FREEMAN DYSON）

本章研究目标

本章内容将涵盖：

· 第一批原子的起源

· 早期宇宙中的物质和辐射

· 宇宙微波背景辐射

· 黑暗时期

· 宇宙是怎样变得透明的——走出黑暗的旅程

我们在第6章中知道，氘、氦和锂这些轻元素的原子核都是通过大爆炸核合成过程生成的。然而，那个时候的强烈辐射、极高的温度和密度，让电子无法与已有的原子核结合形成中性原子。在这个时候，绝大多数物质是带正电荷的氢与氦的原子核和带负电的电子，它们散射光子。当宇宙膨胀并冷却的时候，一个叫作复合（recombination）的过程在大爆炸28万年后开始发生，由此形成了稳定的原子（电子加入原子核，形成了中性原子）。在这个时候，以氢和氦原子的形式出现的物质与辐射共存。在某个时间点，物质与辐射脱耦了，各自独立演变。辐射形成了我们今天观察到的宇宙背景光子，而物质形成了恒星、星系、行星，并最终形成了人类。

中性原子向四面八方反射光子，且不让它们逃逸，这让宇宙变得不透明。这个时期叫作黑暗时期，几乎持续了6亿年，最后因为第一代恒星和星系的形成方才结束。来自这些原始恒星和星系的高能辐射把这些原子电离了，这一过程叫作再次电离，让光子可以不受物质阻碍地逃逸，让宇宙变得透明。因此我们才能够窥视宇宙的极深层次。在这段时间里，宇宙经历了几次转变，它们影响了宇宙随后的演变。

本章向读者呈现了对宇宙在黑暗时期之前、之中和之后的叙述。随后讲述的是有关原子起源的故事，以及物质后来是怎样与充斥着今日宇宙的宇宙背景辐射脱耦的。我们还将研究与物质和辐射相互作用有关的各种物理过程，接着讨论让宇宙透明的再次电离过程。

第一批原子的形成

大爆炸后约10分钟，大爆炸核合成结束，这时宇宙中75%的重子（质子与中子）是氢核，另外25%是氦核，此外还有痕量的较重的元素。在这个时间点上，宇宙的温度已经足够低，可以生成重于铍和锂的元素了，但还是无法让带正电荷的原子核与带负电荷的电子结合生成稳定的原子（图7.1）。电子刚一与氢核和氦核结合，就会被高能光子的轰击击飞（图7.1-上）。这一过程一直持续到大爆炸后24万年，那时的宇宙温度为3 740开尔文。宇宙的膨胀足够地降低了温度和光子的能量，这使带负电荷的电子能够通过复合过程加入带正电的原子核（主要是氢核与氦核），形成第一批稳定的原子（图7.1）。宇宙历史上的这个时期叫作复合时期（专题框7.1），第一批原子在这一时期形成，光子持续被电中性的原子和自由电子散射，因此无法不受阻碍地运动（图7.1-下；专题框7.1）。光子的散射速率取决于复合时期的自由电子的数目（图7.1-上）。因此，当自由电子的数目因复合过程减少时，光子散射速率也下降了。这时候，光子散射速率与宇宙膨胀速率（哈勃常数）竞争。随着宇宙膨胀，光子散射速率急速下降（与1/a3成正比，此处a是与宇宙半径成正比的因素），一直到光子两次被散射相隔的时间超过了当时的宇宙年龄（即哈勃时间，对应于H-1，此处H是宇宙膨胀的速率；哈勃时间基本上等同于宇宙的年龄）。在这个时间点上，光子不再与自由电子相互作用，因此脱耦（图7.1-下）。人们称这一时期为脱耦时期。因此，光子现在可以不与物质作用或者说不受它们干扰地自由运动了，因此宇宙也变得透明了。脱耦过程发生的时间不长，大约在大爆炸之后38万年完成，这时的宇宙温度是3 000开尔文（见图6.1）。一个光子经受一个电子最后一次散射的时间叫作最后散射时间，它与脱耦时间非常接近。

图7.1 光子在复合之前被电子和氢原子核（即质子）散射的过程（上）——见专题框7.1。在这个时期，宇宙的温度过高，电子刚与原子核复合就会从原子中被击出（上）。由于宇宙的膨胀，光子的能量降低了，它们不再有能力从原子中击出电子了。这对应于大爆炸24万年后的复合时期（下）

专题框7.1 物质与辐射之间的相互作用

物质与辐射通过如下方式相互作用：

电离：从原子中去除一个或多个电子的过程。因为电子带有负电荷，丢失电子就会使原子带有正电荷，于是形成了离子。电离形成的离子用H+（失去一个电子的氢原子，单电离）或者He++（失去2个电子的氦原子，双电离）表示。电离过程发生在原子碰撞的时候，或者当与原子结合的电子受到光子轰击被击出的时候。

复合：电离的逆过程，这时电子重新加入离子，产生中性原子。在早期宇宙中，当温度由于宇宙的膨胀下降而使光子失去能量时，它们不再能够将电子从原子中击出，因此形成了稳定的中性原子。复合的速率取决于电子和原子核在介质中的密度，同样也取决于它们的速度（温度）。

吸收：当一个光子击中一个原子内的电子，并向这个电子转移了自己的全部能量时发生的过程。接收了能量的电子可以跃迁到一个更高的量子化能级。在这种情况下，光子的能量必须等于原子内这两个能级之间的能量差。

散射：当光子与自由运动的原子核或者电子相撞，失去或者增加能量的过程。这一过程降低了光子的能量，或者说把能量转移给了电子和原子核，或者从电子和原子核那里得到了能量。光子被电子或者自由原子核的散射发生在复合过程（大爆炸后约24万年）之前。这对应于一个叫作最后散射表面的想象表面的半径。

宇宙背景辐射

在脱耦时期之前，宇宙中的物质和辐射处于一种热平衡状态，也就是说，整个宇宙的温度是均匀的。因此，辐射在脱耦时期（大爆炸后38万年）的温度分布涨落直接反映了那个时候的物质分布。在电中性原子形成之后，光不再受到自由电子散射，因此可以穿过已有的物质，使宇宙透明（图7.1-下）。这是来自大爆炸的热残余，因为空间的膨胀而转移到较长的波长（微波波段）。人们今天已经检测到了残余辐射，并称其为宇宙微波背景（cosmic microwave background），它是支持大爆炸理论最有力的观察证据。这种辐射具有黑体光谱（图7.3），这便意味着，它已经与宇宙中的物质达到了热平衡；这种辐射是均匀分布的，说明它来自宇宙的一个原点。自从脱耦以来，宇宙微波背景的温度已经在宇宙时间內从3 000开尔文下降到了今天观察到的2.754开尔文。

专题框7.2 测量宇宙微波背景

宇宙微波背景辐射是阿尔诺·彭奇亚斯和罗伯特·威尔逊于1968年发现的。为了理解宇宙微波背景的起源以及它是否来自宇宙之初，我们需要测量它的光谱和温度分布的均匀程度。由于原始辐射因空间膨胀造成的波长拉长，我们的观察需要在亚毫米波频段进行，这就需要使用航天探测器，因为亚毫米波长会被地球大气中的水蒸气吸收。

在最近20年间，人们发射了三台不同的卫星，目标是测量宇宙微波背景的物理性质，它们分别是宇宙背景探测器（Cosmic Background Explorer，COBE）、威尔金森微波各向异性探测器（Wilkinson Microwave Anisotropy Probe，WMAP）和普朗克。为了避免太阳和地球产生的背景噪声，这些卫星被发射到了距离地球大约150万千米的拉格朗日2号轨道（Lagrangian 2 orbit）。在这条轨道上，来自地球、太阳和月球的引力相互抵消，卫星处于一种“无噪声”的环境。这些探测器负责勘测整个天空并绘制温度分布图。分辨率经过改善后的分布图见图7.2，所示次序从COBE到普朗克。这些实验证实，温度的分布是均匀的，达到每10-5单位为1，分辨率高于0.2度。

对于宇宙微波背景辐射的观察发现了它的温度分布涨落，从而形成了今天的宇宙结构；为宇宙138亿岁的年龄提供了最准确的估计；说明空间是平坦的，超出平坦的曲率不超过0.4度；证实了普通物质仅占宇宙的4.6%；说明宇宙中包含24%的暗物质和71.4%的暗能量；并且测量了宇宙的密度涨落的幅度，这导致了第一批星系的形成。

图7.2 宇宙微波背景光子在脱耦时期的温度分布。这反映了宇宙38万岁时的物质分布。红点与蓝点分别对应高密度的热区域和低密度的冷区域

插图出处：图7.2: https://en.wikipedia.org/wiki/File:Cmbr.svg.

图7.3 宇宙微波背景光谱显示了与在2.754开尔文温度下的黑体光谱的完美契合。这是宇宙背景探测器（COBE）卫星的探测结果（有关宇宙微波背景的详情见专题框7.2）

插图出处：图7.3: https://en.wikipedia.org/wiki/File:PIA16874-CobeWmapPlanckComparis on-20130321.jpg.

宇宙微波背景让微波光子充斥着宇宙。然而，它也显示了在脱耦时期前后宇宙的物质分布涨落造成的明显的温度变化。

这些重子物质块为恒星和星系的形成提供了种子，它们在各自的引力下坍缩，形成了我们今天在宇宙中看到的结构（从星系团到行星）。

黑暗时期

人们把第一批原子形成之后和第一代恒星形成之前的那段时间称为黑暗时期。这时候的宇宙没有任何光源，占据统治地位的主要是暗物质，它们最终坍缩，形成了恒星和星系（见第8章）。这时候，恒星和星系还不存在，仅有的光子来自大爆炸后大约30万年前与物质脱耦了的背景辐射。在这个时期，电中性的物质（原子）创造了一堵不透明的墙，让光无法通过。所以，我们无法收到有关黑暗时期的任何信息，这时的宇宙演变也显著地减慢了。黑暗时期开始于大爆炸后大约30万年，并在大爆炸后10亿年左右、第一代恒星和星系开始形成的时候结束（图7.4）。通过发出强烈的紫外光子流，这些天体发出的光增加了宇宙的光子背景。高能光子电离了原子（即击出了电子，专题框7.1），因此让宇宙对光透明了。人们称这一现象为再次电离（reionization，见图7.4和下一节）。宇宙从黑暗时期重新现身是一个逐步的过程，历时6亿年以上，直到再次电离在大爆炸后大约10亿年后完成。

图7.4 宇宙历史中的不同阶段。黑暗时期之后是“宇宙黎明”，然后第一代恒星和星系形成并电离了宇宙中的中性物质

插图出处：图7.4a: https://en.wikipedia.org/wiki/File:Ilc_9yr_moll4096.png.

插图出处：图7.4b: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:NASA-HS201427a-HubbleUltraDeep-Field2014-20140603.jpg.

宇宙的再次电离

我们可以从宇宙微波背景图上看到温度涨落，它们反映了宇宙在脱耦时的温度分布（图7.3和7.4）。这说明了在物质分布中的不均匀现象（块状结构）。这些块状结构在自身的引力下坍缩。因为它们核内的高密度和高温度使轻元素（氢和氦）发生了聚合，从而形成了第一代恒星与星系。这些天体发出了高能紫外辐射，这些辐射随之又电离了周围的电中性物质。通过这一过程，电中性的原子遭受辐射的轰击而电离（专题框7.1）。因此，光可以自由地在物质中运动，让宇宙变得透明了。我们现在还不清楚再次电离过程是什么时候结束的，但对最遥远的星系的观察说明，这一事件发生在大爆炸后10亿年左右（图7.4）。

我们通过观察遥远的、明亮的天体来对再次电离进行研究，这些天体是类星体（quasars）、第三星族恒星（population III stars）和原始星系。沿着我们的视线，光遇到了在星系际介质中形成的物质块，结果其中一些波长的光被这些块状物中的特定化学元素吸收了。所以，通过研究这些天体的光谱，我们看到了能够说明星系际介质云层的化学组成的吸收特征。波长较短的光更容易被吸收，因此，在这个波段上的光大部分都被吸收了。再次电离是我们今天能够看到宇宙的遥远部分的原因。再次电离时期处于可观察宇宙的边缘。今天，通过对宇宙最遥远区域的最深度成像的方法，我们已经能够观测这个时期的第一代恒星和星系了。

总结与悬而未决的问题

大爆炸后有几个重要的状态转变，它们塑造了我们的宇宙的历史（图7.4）。这些转变主要是由宇宙的膨胀及其温度下降造成的，这为大爆炸后大约24万年的第一批原子通过再次电离过程而形成提供了合适的条件。大约在同一时间，由于宇宙的膨胀，光子受到物质（电子、氢核与氦核）影响而散射的频率显著下降，达到了不再被散射的临界点（这是因为光子与电子和质子的连续两次碰撞的间隔时间增加了）。这导致了物质和辐射的脱耦。大多数物质的形式是重子暗物质，而辐射形成了宇宙背景，它是当时宇宙中的唯一光源。当复合过程完成时（所有的原子都形成了），宇宙经历了一个不活跃的时期，演变非常缓慢。这时没有任何光源，电中性的原子阻塞了散射的光，使之无法逃逸，这就是所谓的黑暗时期。在此期间，暗物质的引力导致了结构的坍缩，吸引了更多的物质并使自身的体积变大了。由于第一代恒星和星系的形成，黑暗时期逐渐结束了。由恒星发出的强烈高能紫外辐射再次电离了宇宙中的物质。人们称之为再次电离时期。今天，通过地基与天基望远镜的强大威力，我们能够观测大爆炸大约10亿年后的再次电离时期边缘的第一代星系。从再次电离时期向黑暗时期的过渡与黑暗时期的结束都是逐渐发生的，经历了千百万年的时间。表7.1显示了这个时期的宇宙的时间线。

表7.1 宇宙在复合时期、黑暗时期和再次电离时期的时间线

仍然有一些悬而未决的问题在等待答案。最早的恒星叫作第三星族恒星，我们还不清楚它们看上去是什么样的。人们预期，这些恒星是质量非常大的恒星（其质量大约是太阳质量的10到100倍），因此它们会很短命，寿命只有几百万年。因此，至今我们发现的这类恒星还很少。我们今天看到的、围绕着我们的重元素的第一个形成地点可能就是第三星族恒星。而且，我们也不清楚暗物质是如何影响第一批星系的形成的。我们缺乏有关暗物质性质的知识，这让问题更加复杂了。最后，我们无法准确地断定再次电离时期的结束时间，以及星系在再次电离时期的本质。这些问题，以及其他许多问题，对于理解星系和宇宙具有非常基本的意义。因此，我们通过最大的地基与天基望远镜，利用大量时间研究它们，并辅以详细的计算机模拟进行研究。这些观察数据与模型为未来的研究提供了许多极为令人神往的课题。

回顾复习问题

1. 是什么延迟了第一批原子的形成？

2. 解释复合过程。

3. 宇宙中导致物质与辐射脱耦的物理条件是什么？

4. 解释最后散射时期。

5. 人们是怎样用宇宙背景辐射为早期宇宙的密度涨落绘制分布图的？

6. 宇宙背景辐射的黑体光谱是什么意思？

7. 说出观察宇宙背景辐射的不同探测器的名字。

8. 黑暗时期是怎样开始与结束的？

9. 解释宇宙的再次电离。

10. 人们如何探测星系之间的介质？

参考文献

Bennett, J., M. Donahue, N. Schneider, M. Voit. 2010. The Cosmic Perspective . 6th ed. Boston: Pearson/ Addison Wesley.

Hester, J., B. Smith, G. Blumenthal, L. Kay, and H. Voss, H. 2014. 21st Century Astronomy. 3rd ed. New York: Norton.

Smoot, G.F. 2006. “Cosmic Microwave Background Radiation Anisotropies: Their Discovery and Utilization” (lecture). Nobel Foundation. http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2006/smootlecture.html.

Wilson, R. 1978. “The Cosmic Microwave Background Radiation” (lecture). Nobel Foundation. https://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1978/wilson-lecture.html.