《大学物理素材 前沿浏览 标准宇宙模型》由会员分享，可在线阅读，更多相关《大学物理素材 前沿浏览 标准宇宙模型（26页珍藏版）》请在金锄头文库上搜索。
1、第二章 宇宙学的标准模型2 - 1 宇宙和宇宙学宇宙指的是物质世界的整体，或者说是自然界一切物质的总体，它是物理学中最大的研究对象。宇宙学研究整个宇宙，它所研究的是宇宙这个整体的物理状况和变化过程，或者说是整个宇宙的性质、结构、运动和演化。作为研究者和观测者，人们不仅置身于宇宙之中，而且也是其中的产物。人们利用已有的物理学原理，在时空框架上构建着宇宙学理论。具体而言，宇宙学以量子论、相对论、原子核物理学和粒子物理学等为理论武器，以大口径光学望远镜和射电、红外、紫外、X 射线等技术以及空间探测器等为观测手段，研究宇宙的历史、现状和未来。宇宙学之所以成为物理学的一个十分重要的领域，还有一个重要的原
2、因是它在最极端的条件下研究物质的属性，从早期宇宙不可思议的密度和温度直到星际空间的近似真空。与之相比，地面实验室只能在一个很狭窄的范围内进行物理学研究。宇宙学是建立在观测事实基础上的一门科学，宇宙学理论的正确性是通过将物理技术应用于天文装置来进行实验检验的。宇宙学所取得的进展，在很大程度上要归功于最新的观测结果。例如，在早期的宇宙学研究中，人们所关心的是哈勃常量 H，星系和辐射源的各向同性的空间分布，以及可观测的宇宙中质能密度的估计值等等；而在后来的宇宙学研究中，人们所关心的是微波背景辐射的各向同性和微小的各向异性，宇宙中各种组分的丰度，核子密度与光子密度的比值，以及暗物质和反物质等等。以下，
3、我们将从观测事实入手来进行讨论。一 亮星、银河和星系世界当我们观察夜间的天空时，首先看到的是几乎均匀分布着的离我们很近的星星，称为亮星。如果没有月亮，在秋季晴朗的夜晚，我们还可以看到较远的星星，称为暗星。银河是由无数暗星形成的光带，其中的恒星分布在一个盘状区域，地球和太阳处在偏离中心较远的地方。图 2-1 (a)和(b)分别给出了银河系的侧视和俯视示意图。当观测范围没有超出盘的厚度时，看到的是各向同性的亮星分布；当视线超出盘的厚度时，则只有沿盘的方向才能观测到较远较暗的带状分布的星星。第 二 章 宇 宙 学 的 标 准 模 型 21利用天文望远镜可以观测到许多与银河系相当的星系。星系所包含的恒
4、星数目很多，从几百万颗到几万亿颗。因为它们离我们很远，这么多的恒星总体看起来都是一些并不明亮的小云。尽管星系在天空的分布比暗星的分布均匀得多，但仍有成团聚集的不均匀现象。一些星系会聚集成群、成团，多的可以有几千个星系聚集成星系团，这些星系团的分布就显得均匀了。实际上，还有许多连天文望远镜也看不见的天体。宇宙学的目标不是研究上述天体本身，而是借助于这些天体带来的信息，研究宇宙的整体行为。它的研究对象决定了它的视野十分宽广，它所涉及的时间十分长久。在大尺度范围看来，能代表宇宙特征的大尺度物质的分布是均匀和各向同性的。宇宙没有中心，在任何典型的星系上，同一时刻从任何方向所看到的是同样的宇宙，即任何一
5、个典型星系上的观测者所看到的宇宙规律是一样的。概括而言，在宇观尺度上，任何时刻三维宇宙空间是均匀和各向同性的，通常称为宇宙学原理(cosmological principle)。宇宙学原理并不排除某一时刻的宇宙和下一时刻的宇宙是不同的，即宇宙学原理并不排除宇宙的演化。而且，宇宙学原理指的是从大尺度角度看，从整体角度看，而不是从细节上看。宇宙各处的细节是可以在演化过程中形成多种多样结构的。二 宇宙大尺度特征的观测事实( 1 ) 物质分布和暗物质所谓看得见的物质或观测物质，主要是质子、中子和电子。质子和中子总称重子(baryon)，而电子的质量很小，因此看得见的物质主要是重子物质。重子物质中也有一
6、些是不直接发光或只能微弱发光的，如行星和中子星等。( a ) ( b )图 2 - 1 银河系第 一 部 分 物 理 学 和 高 技 术 前 沿22不同恒星的质光比可以相差很大，但整个星系的质光比与太阳的质光比相差不是太大，不同星系的质光比 有些不同。根据天体质光比的规律，由光度测量来确定天体质量，是测量天体质量的一种方法。如果我们把所有看得见的物质统统打散，并把它们均匀分散到整个空间，则可得宇宙的平均重子物质密度为1028 kg / m3. (2.1)b另 一 种 更 为 直 接 的 方 法 ， 是 利 用 万 有 引 力 定 律 来 测 量 天 体 质 量 。 例 如 ，通 过 星 系 的
7、 旋 转 速 度 与 离 星 系 中 心 的 距 离 之 间 的 关 系 ， 即 旋 转 曲 线 ， 来 确定 星 系 的 质 量 。 按 照 万 有 引 力 定 律 ， 在 行 星 绕 太 阳 转 动 时 ， 离 太 阳 越 远 的行 星 在 轨 道 上 转 动 速 度 越 慢 。 如 前 所 述 ， 宇 宙 中 有 许 多 螺 旋 状 星 云 ， 它 们是 在 万 有 引 力 作 用 下 旋 转 的 星 系 。 人 们 发 现 ， 尽 管 星 系 上 的 各 点 都 在 绕 着星 系 的 质 心 旋 转 ， 但 是 在 离 星 系 中 心 很 远 的 地 方 转 动 速 度 并 不 减 小
8、 ， 这 说明 随 着 距 离 的 增 大 轨 道 以 内 的 质 量 也 在 增 大 。 然 而 ， 在 远 离 星 系 中 心 的 地方 实 际 上 已 经 几 乎 看 不 到 物 质 ， 质 量 的 增 大 只 能 意 味 着 那 里 存 在 着 大 量 看不 见 的 物 质 。考察星系中质量为 m 的某一部分的运动速度 v，利用万有引力定律可作如下粗略的估算：, 即 , (2.2)rvG22rmG12其中 是质量为 m 的星体受到吸引的总质量，也就是星云中处在该星体里面部分的总质量，r 是该星体到星云中心的距离。由式(2.2)可见，如果星云质量比较集中在中心区，则外部星体运动的速度应随
9、 r 的增大而减小。实验观测表明，重子物质的质量分布的确是中心密、外面稀的。然而，根据许多星云的 v2 随 r 变化并不大这一事实，说明实际上还有许多用光学方法没有观测到的物质也在起引力的作用。这种不能提供任何直接的电磁作用信号但可有引力效应的物质，称为暗物质(dark matter)。暗物质数量很多，分布范围比我们所看到的星云分布范围还要大。由式(2.2)可得，螺旋星云的引力质量分布为. (2.3)mrvG()2从数十个星云来看，在很大的范围内 v 不随 r 变化，典型值为 天体的质光比是质量与光度之比。例如，太阳的质量约为 ，太阳的光kg1023度约为 .W108.326第 二 章 宇 宙
10、 学 的 标 准 模 型 23. (2.4)v20km/s这表明在相当大的范围内有. (2.5)r()在银河系中，太阳系到中心的距离为. (2.6)R085.)kpc其中 pc 称为秒差距(parsec)， . 而且，太阳相对于银河1=3.0861m系中心的速度为. (2.7)vsm/s()2由式(2. 3) 可估算出银河系中比太阳更近于中心的总质量为, (2.8)R0109s其中 是太阳的质量。但是，实际观测到的星体物质总和远小于这个值，从ms而表明在这样的质量分布中大量的质量是暗物质。据估计，宇宙中暗物质的质量至少比观测物质的质量大一个量级，它们的质量之比约为(10 60) 1. 暗物质的
11、存在更增强了宇宙大尺度物质分布的均匀性，它几乎主宰了宇宙的运动和演化。( 2 ) 哈勃定律对于测定了距离的星系，哈勃(E.P.Hubble)观测和研究了它们的光谱，于1929 年发现光谱线向红端移动，即遥远星系光谱线的波长增长了，且红移量Z 与距离 D 成正比，即, (2.9)Hce0, (2.10)h01km/(sMp)其中 e 是地球上的实验室内测定的某条谱线的波长， 是星系内这条谱线波长的观测值，即红移量 Z 描述的是同一原子放在星系内与放在实验室内测得的谱线波长的相对差值，c 是真空中光速，H 0 称为哈勃常量，h 0 为无量纲的约化哈勃常量，其观测值 为. (2.11)h0817.式
12、(2.9)就是著名的哈勃定律(Hubble law)或哈勃关系，它表明越远的星系光谱波长越长。根据多普勒效应原理，红移量 Z 与星体速度 v 的关系是 1994 年，弗里德曼(W.L.Freedman)等人用空间望远镜测定了室女座星系团的旋涡星系 M100 内的造父变星的距离为(17.1 1.8) Mpc, 从而把哈勃常量定准到了这个值，而原来 h0 观测值在 0.4 1 的范围内。 第 一 部 分 物 理 学 和 高 技 术 前 沿24, (2.12)Zvce由此可得星体速度与距离的关系是, (2.13)vHD0该式也常称为哈勃定律。1963 年，施密特(M.Schmidt) 发现了具有很大
13、红移的恒星状银河系外天体，称为类星体(quasar)。其后，类星体一个接着一个地被发现。这种星体看不到结构，形似恒星，呈点状。现在已经观测到了类星体的红移 Z 甚至大于 4，如果这种红移是上述多普勒效应引起的宇宙学红移，则 意味着类星体必定是非常遥远的天体。如此遥远，又能观测到，光度必定很大，其能源就应该是异乎寻常的了。哈勃定律是 20 世纪天文学中最杰出的发现之一，它使人们对宇宙的概念又一次发生了巨大的变化，它代替了一幅永远静止的宇宙图景，肯定了宇宙膨胀这一令人惊讶的事实 。( 3 ) 微波背景辐射1964 年，彭齐亚斯(A.A.Penzias, 1933 )和威耳逊(R.W.Wilson,
14、 1936 )安装了一台用以接受“回声”卫星微波信号的喇叭形巨型天线。为了检验这台天线的低噪声性能，他们避开噪声源而将天线指向天空进行测量。他们在波长为 7.35 cm 处所作的测量表明，无论天线指向什么天区，总会接收到一定的微波噪声。这种噪声相当显著，并且几乎与方向无关。在扣除了大气的吸收以及天线自身的影响之后，剩余噪声还是太大了。他们日复一日，月复一月地进行测量，结果都一样。1965 年初，他们对天线进行了彻底的检查，经过种种努力仍无法把噪声降下来，从而确定了这种噪声应当是来自空间的一种背景辐射。这种辐射相当于绝对温度在(2.5 4.5) K 之间的黑体辐射，通常称之为 3 K 宇宙微波背
15、景辐射。这一发现是人们开始认真研究宇宙大爆炸模型的一个信号。如果说哈勃的发现开启了探讨宇宙整体时空结构的大门，那么彭齐亚斯和威尔逊的发现则开启了探讨宇宙整体物性演化的大门。此后，许多人对宇宙微波背景辐射作了详细的研究，特别是 1989 年 11月宇宙背景探测者(COBE)卫星升空，证明了实测的宇宙微波背景辐射非常精 当我们把宇宙看成是以星系为“分子”的“气体”时，星系在膨胀的宇宙中同时参与了两种运动。一种是它随“气体”膨胀而具有的膨胀速度，另一种是它相对于“气体元”的无序运动速度，其典型值为 500 km/s，称为星系的本动速度。对距离超过 20 Mpc的星系，它的膨胀速度超过了本动速度。因而哈勃定律反映的是宇宙整体膨胀的规律，而不是星系作为个体的运动规律。第 二 章 宇 宙 学 的 标 准 模 型 25确地符合于温度为(2.726 0.010) K 的黑体辐射谱(参见基础物理学下卷第619 页)，如图 2-2 所示。( 4 ) 宇宙中的光子数与重子数尽管按质量或能量计算，重子对宇宙的贡献远大于光子，但是按粒子数计算，光子却远多于重子。重子数密度 nb 可以由重子质量密度 b 式(2.1) 除以重子质量 mb 得到，即 . (2.14)n/103根据量子统计学，在 2.7 K 的宇宙背景平衡辐射中光子的数密度为398.(见本书习题精析 28-9
