人们常说有上必有下。地心引力的作用是阻止投向天空的物体继续飞行，并将其拉回到地球上。但情况并不总是这样的。如果物体移动得足够快，它就可以脱离地球的引力，飞到太空中，永远不回来。发射宇宙飞船的火箭就达到了这样的速度。

地球的临界“逃逸速度”约为每秒11.2千米，比协和式飞机快20倍以上。这个临界数值是借由地球的质量（即地球所含物质的总质量）和地球的半径推导出的。给定质量的物体越小，其表面引力就越大。逃离太阳系意味着要克服太阳的引力，所需的逃逸速度为每秒617.7千米。逃离银河系也需要每秒几百千米的速度。而逃离中子星这样的致密天体所需的速度是每秒数万千米，逃离黑洞所需的速度是光速（每秒30万千米）。

那么，逃离宇宙的速度是多少呢？正如我在第2章指出的，宇宙似乎没有边界，逃逸无从谈起。但如果我们假定它有边界，并且位于我们可观察到的极限（大约离我们150亿光年远），那么逃逸速度将约等于光速。这是一个非常重要的结论，因为最遥远的星系似乎正以接近光速的速度远离我们。从表面上来看，这些星系似乎飞得极快，可能真的是在逃离宇宙，或者至少在远离彼此，永不返回。

尽管没有明确的边界，但膨胀宇宙的行为方式与从地球上投射出的物体的行为方式非常相似。一方面，如果膨胀速度足够大，退行中的星系就会脱离宇宙中所有其他物质的累积引力而逃逸出去，膨胀就会永远持续下去。另一方面，如果速度太慢，膨胀最终将停止，宇宙将开始坍缩。然后，星系将再次“掉下来”，随着整个宇宙的坍缩，宇宙的终极灾难将随之发生。

以上哪种情况会发生呢？答案取决于两个量的大小。第一个量是膨胀速度，第二个量是宇宙的总引力，即宇宙的质量。引力越大，宇宙必须越快膨胀才能克服这种引力。天文学家可以通过观测红移现象来直接测量宇宙的膨胀速度。然而，这个问题的答案仍然存在争议，而测量第二个量——宇宙的质量，更是一个棘手的问题。

如何称出宇宙的质量？这似乎是一项艰巨的任务，因为我们无法对其进行直接测量。不过，我们可以用引力理论来推导结果。计算出质量的下限值是很容易做到的。我们可以通过测量太阳对行星的引力，称出太阳的质量。银河系大约有1 000亿颗恒星，每颗恒星的质量等同于一个太阳的质量，由此，我们就得到了银河系质量的大概下限值。虽然我们目前可以推算出宇宙中有多少个星系，但不能简单地将每个星系的质量相加，因为宇宙中的星系太多了，比较合理的估计是100亿个。因此宇宙总质量为10 ²¹ 个太阳，重约10 ⁴⁸ 吨。根据星系群的半径为10亿光年，我们可以计算出宇宙逃逸速度的最小值：约为光速的1%。由此，我们可以得出这样的结论：如果宇宙的质量只由恒星决定，那么宇宙就可以摆脱自身的引力，永远膨胀。

虽然许多科学家对此深信不疑，但并非所有的天文学家和宇宙学家都相信这些计算是正确的。我们看到的宇宙物质比实际存在的要少，因为宇宙中并非所有的天体都在发光，诸如暗星、行星和黑洞等暗天体，这些天体中的大多数并没有引起我们的注意。宇宙中还有更多不起眼的尘埃和气体，而星系之间的空间也存在物质，比如大量稀薄的气体。

还有一个更有趣的可能性已经让天文学家兴奋了好几年。宇宙起源于大爆炸，它是我们所看到的所有物质的来源，也是我们看不到的许多物质的来源。如果宇宙最初是由亚原子粒子组成的热汤，那么除了组成普通物质的电子、质子和中子之外，其他各种粒子（由粒子物理学家在实验室中发现）必定也会被大批量创造出来。有大部分粒子高度不稳定，很快就会衰变，但有些粒子作为宇宙起源的遗迹一直存在到现在。

在这些遗迹中，最重要的是中微子，这些幽灵般的粒子的活动已在超新星中被发现。据我们所知，中微子不能衰变成其他任何东西 。因此，我们可以预测出宇宙沐浴在宇宙大爆炸遗留下来的中微子海洋中。假定原始宇宙的能量在所有亚原子粒子中被均分，我们就可以计算出宇宙中总共有多少中微子。答案是，每立方厘米空间中大约有100万个中微子，或者说每一个普通物质颗粒中大约有10亿个中微子。

我一直对这个非凡的结论着迷不已。在任何时刻，都会有1 000亿个中微子正在穿越每个人的身体，几乎全是大爆炸的遗迹，而且这些遗迹自存在的第一毫秒就被保存下来，几乎未受破坏。因为中微子以光速或接近光速运动，所以它们会飞快地穿过你，每时每刻都会有1 000亿个中微子穿透你！因为中微子与普通物质的相互作用非常微弱，所以我们完全不会注意到这种持续的侵入，在有生之年，甚至可能没有一个中微子会留在你的身体内。如此众多的中微子遍布整个看似空旷的空间，可能会对宇宙最终的命运产生深远的影响。

尽管中微子的相互作用非常微弱，但它们确实与所有粒子一样产生了引力。它们可能不会经常大幅度地推拉周围其他物质，但它们的间接引力效应增加了宇宙的总质量。为了确定中微子对宇宙质量有多大的贡献，我们有必要先搞清楚中微子的质量。

在引力这方面，重要的是实际质量，而非静止质量。因为中微子的运动速度接近光速，所以即使它们的静止质量很小，实际质量也可能很大。事实上，它们的静止质量甚至可能为零，并以光速精确地运动。如果是这样，我们可以通过参考它们的能量来确定它们的实际质量。对于遗留在宇宙中的中微子来说，它们的能量可以从大爆炸中所获的能量中推导出来，同时必须考虑宇宙膨胀的衰减效应并予以修正。结果表明，静止质量为零的中微子不会对宇宙的总质量产生显著影响。

但我们不能确定中微子的静止质量是否为零，也不能确定三种中微子的静止质量是否都相同。我们目前对中微子理论的理解并不能排除中微子具有有限的静止质量。若想确定具体情况，就需要实验来证明。我们知道，如果中微子确实有静止质量，那么它肯定比任何其他已知粒子的静止质量小得多。然而，宇宙中的中微子如此之多，即使很小的静止质量也会对宇宙的总质量产生很大的影响。这就需要仔细权衡。即使中微子的质量只有电子质量的千分之一（已知最轻的粒子），也足以产生巨大的影响，因为中微子的总质量将超过所有恒星的总质量。

若想检测这么小的静止质量是非常困难的，并且实验结果一直互相矛盾，令人感到困惑。而对超新星1987A的中微子的探测提供了一个重要线索。一方面，如前所述，如果中微子的静止质量为零，那么所有的中微子都必须全部以光速运动。另一方面，如果中微子有一个很小但非零的静止质量，那么其运动速度就会有确定范围。来自超新星的中微子可能非常活跃，因此即使它们的静止质量非零，也会以非常接近光速的速度运动。由于中微子会在太空中旅行很长一段时间，所以，即使速度变化微小，该变化也会引起到达地球的时间的变化，这些变化是可测量的。通过研究超新星1987A中的中微子随时间扩散的程度，可以将其静止质量的上限设定为电子质量的约三万分之一。

实际情况更加复杂，因为已知的中微子有多种类型。静止质量的大多数测定都是按照最初由沃尔夫冈·泡利假设的中微子进行的，但自从泡利发现中微子以来，人们已经发现了第二种中微子，第三种中微子也相继被发现。这三种中微子都是在大爆炸中被大量创造出来的。我们很难直接确定其他两种中微子的质量范围。实验表明，可能的数值范围很广，目前理论家的想法是，中微子可能并不会主导宇宙的质量。根据最新的针对中微子质量的实验测定结果，这种观点很容易被推翻。

更为复杂的是，中微子不是估算宇宙质量时唯一要考虑的宇宙遗迹元素。大爆炸发生时还产生了其他稳定的、弱相互作用的粒子，它们的质量也许更大，被称为弱相互作用大质量粒子（Weakly Interacting Massive Particles，简称WIMPs）。据理论家预测，宇宙中存在好几种弱相互作用大质量粒子，它们有着古怪的名字，比如引力微子（gravitinos）、希格斯粒子（Higgsino）和光微子（photino）。没有人知道它们是否真的存在，但如果真的存在，那么在确定宇宙的质量时就必须考虑它们。

我们可以通过假设弱相互作用大质量粒子与普通物质相互作用的方式，直接测量它们是否存在。尽管这种相互作用非常微弱，但弱相互作用大质量粒子的大质量使这些粒子具有很强的冲击力。为此，在英格兰东北部的一个盐矿和旧金山附近的一个大坝中，研究人员进行了相关实验，目的是发现经过的弱相互作用大质量粒子。假设宇宙中充满了弱相互作用大质量粒子，那么每时每刻都会有大量这样的粒子穿过我们的身体和地球。这个实验的原理令人难以置信，因为它需要探测出弱相互作用大质量粒子撞击原子核时发出的声音。

该实验的仪器由冷却系统中的锗晶体或硅晶体组成。如果有一个弱相互作用大质量粒子撞击到晶体中的一个原子核，它的动量将导致原子核反冲。这种突然的冲击会在晶体中产生微小的声波，也就是晶体振动。随着波的传播，它将衰减并转化为热能。该实验旨在探测与衰减声波有关的微小热脉冲。由于晶体被冷却到接近绝对零度，因此探测器对任何热能的注入都极为敏感。

理论家推测，星系被淹没在大量缓慢移动的弱相互作用大质量粒子中，其质量可能是1个质子质量到1 000个质子质量，平均速度为每秒几千千米。当太阳系绕着银河系运行时，它会扫过这片看不见的海洋，地球上的每千克物质每天可以散射多达1 000个弱相互作用大质量粒子的能量。鉴于此事件的发生频率，直接检测出弱相互作用大质量粒子应该是可行的。

在继续寻找弱相互作用大质量粒子的同时，天文学家也在着手解决宇宙质量的问题。即使一个物体不能被看见或者听见，它的引力效应仍然是显而易见的。比如，海王星的发现是因为天文学家注意到天王星的轨道正受到未知天体引力的干扰。围绕亮星天狼星旋转的暗白矮星伴星天狼星B也是这样被发现的。因此，通过监测可见天体的运动，天文学家也可以建立任何不可见物质的图像，而前文中已经解释过这种技术是如何促使人们怀疑天鹅座X-1中可能存在黑洞的了。

在过去的10年或20年中，我们对银河系中恒星的运动方式进行了仔细的研究。恒星围绕银河系中心运转一周通常需要超过2亿年。银河系的形状很像一个圆盘，中心附近聚集着一大团恒星。因此，银河系与太阳系有着粗略的相似之处；不过，水星和金星等内行星比天王星和海王星等外行星运动得更快，因为内部行星受到来自太阳的引力吸引更强。你可能也期望这条规则适用于银河系：靠近银河系外围的恒星的运动速度应该比靠近银河系中心的恒星的速度要慢得多。

然而，观察结果与此相反。在整个银河系内，所有恒星都在以相同的速度运动。对此的解释只可能是，银河系的质量不是集中在中央，而是或多或少地均匀分布的。看上去银河系的质量好像集中在中央附近这一事实说明，发光物质仅仅反映了真实情况的一部分。很显然，银河系中存在很多暗物质或者不可见的物质，其中大部分存在于银河系的外围，从而加速了该区域内的恒星运动。甚至可能有大量的暗物质超出了银河系的可见边缘和整个发光盘的平面，将银河系包裹在一个不可见的巨大光晕中，这个光晕一直延伸到星系际空间。在其他星系中，天文学家也观察到了类似的运动。测量表明，星系可见区域的平均质量是其亮度所反映质量的（与太阳相比）的10倍以上，这一比例在最外层区域甚至上升到了5 000倍以上。

对星系团内星系运动的研究也得出了同样的结论。显然，如果星系运动的速度足够快，它将会逃脱星系团的引力束缚。如果星系团中的所有星系移动的速度都这么快，星系团就会很快解体。然而，通过对位于后发座星系团中一个由几百个星系组成的星系团的研究，科学家却得出了不同的结论。后发座星系团运转的平均速度太大了，星系团应该无法保持在一起，但情况并非这样。该星系团至少包含质量是发光物质质量300倍的物质，否则该星系团无法长期存在。一个典型的星系穿过后发座星系团只需要10亿年左右，所以到目前为止，该星系团有足够的时间分解。然而这种情况并没有发生，而且星系团的结构好像被引力束缚住了。似乎存在大量某种形式的暗物质，影响着星系的运动。

对宇宙更大尺度结构的研究进一步说明了暗物质的存在，在这个结构中，星系团和超星系团聚集在一起。如第3章所述，星系的分布方式很容易让人联想到气泡，它们呈丝状排列或铺开成巨大的薄片，包围着巨大的空洞。如果没有暗物质的额外引力作用，这样一个团块样的气泡状结构就不可能在大爆炸发生后到现在的时间内出现。但是，直到我撰写这本书时，科学家都无法用任何一种简单形式的暗物质，通过计算机模拟产生之前观察到的气泡结构，这可能意味着需要某种复杂的混合型暗物质。

最近，奇异的亚原子粒子作为暗物质的候选成功地引起了科学家的注意，不过这种亚原子粒子以更常见的形式存在也不无可能，比如行星尺度的物质或暗物质。这些暗物质可能非常之多，可能成群结队地在太空中漫游，而我们对此一无所知。天文学家近来找到了一种方法，它能提示不受可见天体引力束缚的暗天体的存在。这个方法利用了爱因斯坦广义相对论得到的一个结果，即引力透镜效应。

这个方法基于这样一个事实：引力可以弯曲光线。爱因斯坦曾经预言，如果一束光从太阳附近经过，会发生轻微的弯曲，使恒星在天空中的视位置发生位移。通过比较一颗恒星在太阳附近的位置和在没有太阳的情况下的位置，我们就可以检验爱因斯坦的预测结果。1919年，英国天文学家阿瑟·爱丁顿（Arthur Eddington）首次做了这种检验，并出色地证实了爱因斯坦的理论。

引力透镜效应会使光线发生弯曲，因此也能使光线聚焦形成图像。如果一个巨大的天体足够对称，它就可以像透镜一样，将来自远处的光聚焦。图6-1就展示了这种情况。来自光源 S 的光落在一个球形天体上。天体的引力使它周围的光线弯曲，并将其导向远侧的焦点。对大多数天体而言，这种弯曲效应非常小，但在天文学距离上，即使光线路径出现轻微的弯曲，最终也会产生焦点。如果天体位于地球和遥远的光源 S 之间，则该效应将使 S 的图像极大地增亮，或者在视线精确的特殊情况下，以明亮的爱因斯坦环的形式出现。对于形状更复杂的物体，透镜最有可能产生多重图像，而不是单一的聚焦图像。地球和遥远的类星体之间近乎完美地排列在一起，差不多恰好位于同一视线方向，促成了引力透镜的形成。天文学家在宇宙尺度上已经发现了许多这样与大质量星系有关的引力透镜，使遥远的类星体形成多重图像，在某些情况下还产生了弧和整个类星光圈。

天文学家在寻找暗行星和暗淡矮星的过程中，极力寻求引力透镜效应的迹象。如果暗行星或者暗淡矮星位于地球和恒星之间，就会发生引力透镜效应，天文学家便可捕捉到这种信号。当暗天体穿过视线时，恒星的图像将以一种独特的方式出现亮度时强时弱的现象。虽然天体本身依然无法被看到，但我们可以从引力透镜效应中推断出它的存在。一些天文学家正在利用这项技术寻找银河系光晕中的暗天体。就算暗天体与遥远的恒星精确对齐，但它们恰好位于同一视线方向上的概率非常小。不过，如果有足够多的暗天体存在，应该能观测到引力透镜效应。1993年年底，在澳大利亚新南威尔士州的斯特罗姆洛山天文台，一个由澳大利亚人和美国人组成的联合小组在大麦哲伦星云中观测到了类似的引力透镜效应。报告称，这是银河系光环中一颗矮星引力透镜效应的第一个明确的例子。

黑洞也能产生引力透镜效应，科学家已经借助银河系外的射电源（透镜对射电波的作用方式与光波相同）进行了广泛的搜索，以探查黑洞的数量。结果发现，可能的候选天体少之又少，这就说明，用恒星或星系级质量的黑洞不能解释为什么存在大量暗物质。

并非所有的黑洞都能通过引力透镜效应探测到。在大爆炸发生后不久，宇宙中的极端条件很可能一度十分盛行，这促成了微小黑洞的形成，其大小也许比原子核大不了多少，质量相当于小行星，大量这样的黑洞以这种微小的形式非常有效地隐藏起来，遍布于整个宇宙。令人惊讶的是，我们有可能通过观测来确定这些怪异实体的数量范围。原因与霍金效应有关，我将在第7章对此做适当的解释。简而言之，微小黑洞的爆炸可能表现为带电粒子阵雨。黑洞爆炸发生在一定的时间之后，其时间长短取决于黑洞的大小：黑洞越小，爆炸得越早。具有小行星质量的黑洞将在100亿年后爆炸，大约就是现在。这种爆炸产生的一个效应是，产生突发性的射脉冲。射电天文学家一直在检测这种脉冲。因为至今还没有检测到任何可能的脉冲，由此可推测得出，每立方光年的空间每300万年不会发生超过一次爆炸。这意味着，小行星质量大小的微小黑洞只占宇宙质量的很小一部分。

总体而言，不同天文学家估计的宇宙暗物质总量各不相同。暗物质与发光物质的质量比至少是10:1，有时也会出现100:1这类比值。令人吃惊的是，天文学家居然还不确定宇宙主要由什么组成。长期以来，他们认为恒星占据了整个宇宙的很大部分，但结果只是占据了宇宙的一小部分。

对于宇宙学来说，关键的问题是，是否有足够多的暗物质阻止宇宙的膨胀。不能阻止膨胀的物质的最小密度称为“临界密度”，它的值可以被计算出来，大约为可见物质密度的100倍。这样的数额仍然是可能的，尽管也许只是刚刚好。人们希望，对暗物质的研究可以很快得出明确定论，因为宇宙的最终命运取决于它。

鉴于目前的状况，我们不能确定宇宙是否会永远膨胀下去。答案完全取决于宇宙的质量超过临界质量的程度。如果它比临界质量多1%，宇宙将在大约1万亿年后开始收缩；如果它比临界质量多10%，那么收缩将提前到1 000亿年以后。

一些理论家相信，宇宙的质量可以单独计算，无须进行困难的直接观测。有一种传统信念认为，人类仅凭推理能力就能对深奥的宇宙学知识做出预测，这一传统可以追溯到古希腊哲学家。在科学时代，许多宇宙学家试图通过一些深奥的原理以及制定数学方案，得出数值确定的宇宙质量。特别令人迷惑的是那些系统，在这些系统中，宇宙中粒子的确切数量是根据一些数值公式确定的。这些大多是纸上谈兵的想法，并没有被大多数科学家接受，尽管它们很具有诱惑性。近年来，一种更具说服力的理论开始流行起来，即第3章讨论过的暴胀理论，该理论对宇宙质量做出了明确的预测。

暴胀理论的一个预测涉及宇宙中物质的密度。假设宇宙开始时的质量密度远大于或小于坍缩不发生的临界值，当宇宙开始暴胀时，密度会急剧变化，事实上，该理论预测宇宙密度会迅速接近临界值。宇宙暴胀的时间越长，密度就越接近临界值。在标准版本的理论中，暴胀只持续了很短的时间。所以，除非出现奇迹，宇宙正好是从临界密度开始的，否则它将从膨胀阶段出现，密度略大于或小于临界密度。

然而，在暴胀过程中，宇宙是以指数级的形式逼近临界密度的，因此宇宙密度的最终值可能非常接近临界值，即使在暴胀期，其持续时间也只有几分之一秒。这里“指数级”的意思是，如果暴胀每多坚持一次额外的滴答，大爆炸和宇宙再次开始收缩之间的时间就会翻倍。比如，100次滴答的暴胀导致了1 000亿年后的再次收缩，那么101次滴答意味着2 000亿年后再收缩，而110次滴答则意味着宇宙收缩会在100万亿年后开始。以此类推。

宇宙暴胀持续了多久？没有人知道，但若想用这个理论成功地解释我所描述的众多宇宙学难题，就必须坚持一定数量的滴答——大约100次，不过这个数字相当有弹性。这个数量没有上限。如果特别巧合，宇宙是按照目前我们观测的最少滴答数量暴胀的，那么暴胀后的密度仍然可能远远高于或者低于临界值。在这种情况下，将来的观测应该能够确定宇宙坍缩即将发生的时代，或者确定坍缩不会再发生。但是，坍缩什么时候发生不会有时间上的上限值。更有可能的是，暴胀持续了比最小值更多的滴答，导致密度非常接近临界值。这就意味着，如果宇宙开始坍缩，也是在相当漫长的时间之后——这段时间将是宇宙目前年龄的很多倍。如果情况确实如此，那么人类将永远不会知道宇宙的最终命运。 LZom3mB11aHF16AYQKq6/SQ04Ax5rYbeQq9Brtp2nczbyyRH26Fgl1j9UFH8BNld