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从夸克到宇宙: 热度 6 tianrong1945 2015-11-20 08:42; 9. 从夸克到宇宙物理学研究中有两个极端：极小微观的粒子物理和极大宇观的宇宙学。大爆炸理论将这两个尺度具天壤之别的研究领域相互“联姻”。根据大爆炸学说，在宇宙演化的早期，所有物质处于高温高压高密度高能量的状态。那种状态正是人类花费大量经费制造高能粒子加速器所企图达到的目标。在这条漫长的道路上，人类现在走到了哪里呢？图 9-1 ：大爆炸模型将粒子物理和宇宙学交汇在一起图 9-1 的示意图中，中间的“能级阶梯”被画得像一条通向远处的高速公路。实际上它也的确象征了粒子物理学家们所期望的加速器能量不断增大的漫长征途。在“能级阶梯”的左侧，向上的箭头以及标示出的各级 GeV 数值，表示不断增加的加速器能量，以便能探索到越来越小的物质结构。右侧显示的长度数值，便是相应的能量级别能够达到的微观尺度。比如说，当能量达到 10 6 GeV 附近时，相对应的长度数值是 10 -21 米左右（原子核的大小被认为大约是 10 -15 米）。目前，欧洲大型强子对撞机 LHC 的最高能量据说可达 13TeV 左右，在图中的位置，比标示着“现在”的那条水平红线稍微高一点点，代表了目前加速器能达到的最高水平。根据粒子物理现有的理论，世间万物由 12 类基本粒子及其反粒子组成。其中包括六种夸克和六种轻子。除了构成物质实体的粒子（夸克、轻子等费米子）之外，粒子之间存在的 4 种基本相互作用：引力、电磁、强、弱，由相应的规范场及其传播子来描述，如图 9-2 右表所示。图中还画出了被标准模型所预言最后发现的“希格斯玻色子”，以及不知是否存在的“引力传播子”。目前的粒子物理标准模型，基本上被主流物理学界所承认，但尚未包括引力、暗物质、暗能量等。 2012 年 CERN 的物理学家们确认发现了希格斯粒子之后，标准模型告一段落。对于 4 种基本相互作用，粒子物理学家们有一个共识：当能量级别增高，基本粒子之间的距离减小时，四种力将会走向统一。比如说，当能量增加到 10 12 GeV 之后，即粒子之间的距离小于 10 -17 米时，电磁作用和弱相互作用表现为同一种力。如果能量再增高到 10 18 GeV 时，强相互作用也和弱电一致了，三种力实现大统一。如果距离再继续减小，能量继续增加到 10 21 GeV 之后，到达量子引力阶段，引力也只好屈服了，四种相互作用统一成一种。从图 9-1 的能级阶梯也可以看出，我们的现代加速器技术，所具有的能量级别还很低，距离大统一理论及标志量子引力时代的普朗克能量 10 19 Gev ，还差好些个数量级！不过，没有任何人造的粒子加速器能比得过大自然的力量。我们所追求的目标 - “能级阶梯”高能公路的终点，实际上就是宇宙大爆炸之初，时间的起点。在大爆炸开始的最初几分钟内，已经生成了质子、中子、中微子等，合成了某些原子核。因此，研究宇宙爆炸早期发生的事情，粒子物理理论将受益匪浅。图 9-2 ：组成宇宙万物的基本粒子（不包括暗物质和暗能量）暂且不考虑暗物质、暗能量等未知的物质形态。我们知道，地球上以及宇宙中的可见物质，都是由各种原子组成的。原子又由原子核和被它束缚在周围的电子构成，由此而形成了各种“元素”。元素有天然发现的和人工合成的，有气体、液体、固体。元素的原子核有大有小有轻有重，元素周期表便是根据原子核中的不同质子数和中子数来给元素分类。也就是说，大千世界万物之不同，各种形态诸多的性质，最后都是由核中的质子中子数决定的。物理学家琢磨物质的最小构件是些什么？化学家则喜欢关心宇宙中各种元素的成分比例，称之为“元素的丰度”。他们惊奇地发现，尽管元素周期表上列出了超过 100 种的不同“元素”，宇宙中丰度最大的却是两种最轻的元素：氢和氦。这两者加起来约占宇宙质量的 98 ％以上，而所有其他元素的质量之和才占大约 1 ％。氢和氦两种原子核之间在宇宙中的相对质量比例也有所不同，分别为 3/4 及 1/ 4 ，如图 9-3 所示。考虑到氢原子核实际上就是一个质子，而氦原子核包括了两个质子和两个中子，从氢氦丰度比（ 3/4 和 1/4 ），我们不难得出宇宙中质子数和中子数所占的比例大约是（ 14:2 ） = （ 7:1 ）。这是个“大约”的数值，因为它仅仅来自于氢氦之比，完全忽略了占 1 ％的其它元素的贡献。图 9-3 ：氢和氦的质量丰度因此，大自然向科学家们提出了一个有趣的问题：为什么宇宙间物质中包含的质子数中子数会有这样（ 7 对 1 ）的比例呢？这是否应该与宇宙演化过程中物质（原子核）的形成有关？早在 1948 年，前苏联物理学家伽莫夫就提出了太初核合成理论【 1 】，那时候还没有夸克的概念，也没有图 9-2 右图表示的基本粒子分类表。尽管现代的宇宙早期演化模型，基本上仍然沿用了当年伽莫夫的理论，不过，我们下面的解释中，已经根据粒子物理的标准模型，重新审视和诠释了宇宙在大爆炸早期的演化过程。根据大爆炸理论，离原点时间越近，物质就越是高温高压高密集，越是分离成为更为“基本”的成分。那么，从我们自信心较强的时间尺度（即爆炸后 10 - 35 s ）开始谈起比较合适。那时候，引力作用已经分离出去，暴涨过程结束，宇宙温度大概 10 28 K ，应该是一片以辐射为主的世界。然后，宇宙急剧膨胀，强相互作用也开始分离出去，出现了作为强相互作用交换粒子的胶子，并产生少量的轻子和夸克，随后的 1 分钟内，温度降低，整个宇宙逐渐以物质为主导，变成“一锅”炙热的夸克胶子轻子光子“汤”，各种粒子频繁碰撞相互转化，处于热平衡状态，也形成了少量中子和质子。开始时，中子数和质子数大致相等，但比光子数少得多，只有光子数的几亿分之一。中子和质子分别由三个不同的夸克构成，这儿我们不详细叙述它们的结构，但不同的结构造成了它们质量上有一个微小的差别：中子比质子质量稍大（大约百分之零点一）。正是这个微小的质量差别造成了宇宙演化中中子数和质子数的不同。多粒子物理系统（经典的）热平衡时遵从一个简单的统计规律，即玻尔兹曼分布： N = Ce -E/kT 这儿 N 是粒子数， E 是能量， T 是系统的温度， k 是玻尔兹曼常数， C 是比例系数。简单地说，玻尔兹曼分布表明在平衡态下粒子数与能量和温度的关系。能量低的粒子多，能量越高的粒子数越少。这点可以具体应用到中子和质子上，因为中子的质量更大，形成中子需要的能量比形成质子所需能量更高，因而中子数要少于质子数。此外，玻尔兹曼分布也与温度有关，温度越低，同样的质量差别造成的粒子数差别越大。因此，随着宇宙的膨胀，宇宙温度的降低，质子数与中子数的差别越来越大。在大爆炸后 1 秒钟左右，有一段时期叫做“中微子退耦”，这时，质子和中子的比例从接近 1:1 的初始值，增加达到 4:1 左右。接下来便是中子由于自身的不稳定而通过 b 衰变转化成质子。当大爆炸发生 3 分钟左右，质子中子比例接近 7:1 。如此想象下去，似乎质子会越来越多，中子会越来越少，因为自由中子寿命不长，所有的中子似乎都将衰变成质子。不过，事实并不是这样，那是因为我们忽略了另外一种现象的可能性。事实上，在大爆炸发生 3 分钟后，宇宙的温度降到 10 9 K ，已经有条件形成结构多于单个质子的稳定的原子核。也就是说，太初核合成开始拉开序幕，比如说，一个质子和一个中子结合成氘核，再结合一个质子形成 3He ，最后组成氦核（ 4He ）。中子只在自由的状态下才容易发生衰变，当它们“躲”到氦核中去之后，却是分外地稳定。因此，这些核合成反应的最后结果，将宇宙中几乎所有的中子都结合到氦核中去了，也形成了很少分量的氘核、 3He 核及 7Li 等。太初核合成延长了大约 17 分钟左右，后来，随着宇宙进一步膨胀，温度进一步降低，使得难以发生进一步的任何其他核聚变。简言之，太初核合成时间虽然不长，功劳却不小，它将氢核和氦核的元素丰度固定在（ 75% ， 25% ），将宇宙中质子与中子数的比例（ 7:1 ）保存了下来。这几种轻元素核（氢氦为主），是宇宙大爆炸早期埋下的“种子”。太初核合成“保存”的元素丰度数值，准确地与丰度测量值相吻合，因而被认为是大爆炸理论的第二个强有力证据。参考资料：【 1 】 R. A. Alpher, H. A. Bethe, G. Gamow, The Origin ofChemical Elements, Physical Review 73 (1948), 803.; 个人分类: 系列科普|27711 次阅读|6 个评论

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