大爆炸与宇宙微波背景辐射

早在经典物理学的时代，伽利略、开普勒和牛顿的研究不仅充实了哥白尼的宇宙体系，而且使这一体系的数理结构非常精确。借助这一体系，使一些传奇性很强的预言成为现实，其中最为大胆的是关于海王星的预言。这也使哥白尼宇宙体系更加令人信服。到20世纪，物理学自身的进展又为天体的研究注入了活力，特别是爱因斯坦的狭义相对论；在引力理论的发展上，爱因斯坦创建了广义相对论。

广义相对论的成功还表现在关于现代宇宙学的创立上，爱因斯坦提出了宇宙的静态模型。由于宇宙是静态的，为了与万有引力相抗衡，他引入了“宇宙常数”。几年后，苏联物理学家亚历山大·弗里德曼（1922年）和比利时神父勒梅特（1927年）从爱因斯坦的方程中求出新的解，即宇宙是膨胀的（不是静态的）。勒梅特推定，宇宙有一个原初的爆炸过程。不久，美国天文学家哈勃发现了宇宙膨胀的现象，并建立了著名的哈勃定律。这些新的研究和观测大大推进了人类对宇宙的认识。这种推进不仅表现在对宇宙膨胀的发现上，而且还大大深化了人们的宇宙观，开创了现代宇宙学的研究。此后，对于宇宙膨胀现象的研究几乎成为天体物理学家不懈的追求，甚至到今天，宇宙膨胀的研究不断地涌现出新的成果。

目前对宇宙起源的认识主要来自于热大爆炸理论。这个理论是说，在宇宙的极早期，物质是以高温度高密度的形式存在，并处于热平衡状态。由于大量自由电子会与光子频繁发生作用，宇宙显得并不透明。随着宇宙的膨胀，宇宙的温度不断下降。当宇宙演化经过了38万年时，宇宙温度就降至3000开了，自由电子被质子俘获后形成中性氢原子，宇宙进入复合阶段。宇宙中自由电子的数密度急剧减少，宇宙变得透明起来，光子自由传播。这便是今天观测到的宇宙微波背景辐射（CosmicMicrowaveBackground，简称CMB），这也是目前能探测到的最古老的辐射。CMB携带了丰富的宇宙学信息。这些极早期的信息，可以精确地限制宇宙中物质的组成、宇宙的年龄等。因此，CMB实验是宇宙学研究领域最为重要的实验观测。但是，说到CMB还要从1965年说起。

美国科学家彭齐亚斯和威耳逊进行卫星通讯的研究工作，他们建造了一个为“回声”卫星计划而建造的角形反射天线。它的外形像个喇叭。经过一年左右的精密测量，他们一直能接收到一些不可消除的“噪声”。最初，他们认为，这可能是来自电子线路自身的噪声，而后发现噪声的情况并非如此。在他们发现天线喉部粘满了鸽子粪后，他们怀疑这种“白色介质”有可能成为噪声源。他们将天线喉部拆下来，并清除了这种“白色介质”，但噪声却未被清除掉。经过种种努力，他们排除了噪声来自设备自身的可能性。最后，他们终于明白，这个像“幽灵”一样的噪声可能来自宇宙空间的深处。因为这种噪声是如此均匀和稳定，以至于在天空的任何方向上都可以接收到它。他们肯定这一各向同性、与季节无关的辐射是来自宇宙远处的辐射信号。

这个“噪声源”是怎么回事呢？彭齐亚斯和威耳逊并不清楚它的意义。当时，普林斯顿大学的一位科学家作关于宇宙学的报告。其中提到，根据宇宙大爆炸理论的预言，应能观测到一种“微波噪声”。由于这种噪声充满宇宙，无论我们从哪个方向测量都可以测到它，所以就称它为“宇宙背景辐射”；又由于它是微波辐射，所以也可称为“宇宙微波背景辐射”，简称“微波背景辐射”。当彭齐亚斯与普林斯顿大学的科学家联系之后，他们才认识到，彭齐亚斯和威耳逊已经发现了微波背景辐射。有趣的是，这正是伽莫夫的大爆炸假说所预言的微波背景辐射。当时他们的理论并未得到学术界的重视，原因是微波探测技术尚不够成熟，人们根本没有想到用实际观测去验证一下这种预言。

彭齐亚斯和威耳逊的发现就是CMB的信号。CMB的发现无疑是宇宙学发展中最重大的事件之一，它和星际有机分子、类星体、脉冲星被誉为20世纪60年代天文学的“四大发现”。彭齐亚斯和威耳逊也因为宇宙微波背景辐射的发现而获得了1978年的诺贝尔物理学奖。

彭齐亚斯（左）和威耳逊（右），与他们背后的那架喇叭形天线

不只是大爆炸得到观测上的支持，从颁发2011年诺贝尔物理奖来看，获奖者利用超新星的观测，证明今天的宇宙仍然处在膨胀期。2011年10月4日，来自美国和澳大利亚的3名天体物理学家获得2011年诺贝尔物理学奖，以表彰他们对超新星研究和对宇宙加速膨胀观测的贡献。其中，获奖者萨耳·波耳马特，在美国加州大学伯克利分校主要研究宇宙超新星项目。布莱恩·施密特就职于澳大利亚国立大学；亚当·里斯在美国巴蒂摩尔约翰霍普金斯大学及空间望远镜研究所研究天文物理。他们的观测结果是在1998年发表的。瑞典皇家科学院在颁奖声明中说，这3位科学家对超新星的观测证明，宇宙在加速膨胀、变冷，这一发现“震动了宇宙学的基础”、“帮助我们揭开了宇宙膨胀的面纱”。

对于大爆炸假说来讲，微波背景辐射的观测是一个极其重要的证据。其实对于别的宇宙理论也是一样。对于多数宇宙理论来说，或者是未能做出类似的预言，或者是对这个新的观测事实不能做出适宜的解释。不过对于大爆炸的宇宙模型，还不能停留在原有的水平上，虽然在20世纪60～70年代，有几个研究小组（包括彭齐亚斯和威耳逊）对此进行了更加精密的测量。为了进一步研究CMB的特性，国际上提出了很多实验项目。可是这些实验都是在地面上或者是在大气层内进行的，使测量精度受到限制。

宇宙膨胀一直持续着，在大爆炸后的今天应该是什么状况呢？宇宙的温度是多少呢？人们并不满足20世纪60年代中期的观测结果，由于观测技术发展得很快，有必要进行更加精确的测量。到1976年，美国国家航空航天局（NASA）定出计划，要发射一颗卫星，进行精确的测量，其中载入3个实验仪器：探测CMB温度涨落各向异性的探测器，测量CMB能谱的分光光度计和探测星际尘埃辐射的红外多波段探测器合并到宇宙背景探测者卫星（CosmicBackground Explorer，简称COBE）之中。1981年开始设计和制作，1989年11月18日将COBE卫星发射升空。

卫星升空运行后不久，便对CMB能谱给出了精确的测量，它精确符合普朗克黑体辐射谱的理论曲线，计算得出今天背景辐射的温度为T＝2.728开±0.004开，充分支持了热大爆炸宇宙理论。另外，经过3年多数据的积累，在1992年首次探测到了与CMB温度涨落相关的各向异性数值，这一结果与理论预期值非常一致。作为对热大爆炸理论的检验，COBE实验给出了完美的答案。因此，项目的主要领导者马瑟和斯穆特获得了2006年的诺贝尔物理学奖，以表彰他们对CMB黑体谱和温度涨落各向异性的发现。

美国人为什么要发射COBE呢？原来，美国宇宙学家阿伦·古斯提出了一个暴涨理论。就像伽莫夫和阿尔弗的理论，一开始，一些人是抱着怀疑的态度，认为这是一个异想天开的理论。

古斯认为，在宇宙大爆炸之前，还应该存在一次更大的爆发，持续的时间更短。其短暂的程度比一般短寿命的粒子还要短得多，大约为10-34秒。宇宙之“暴涨”是如此之剧烈，在这样短的时间（10-34秒）内，宇宙体积增加了1026倍。在这样的“暴涨”过程中，也许原来的宇宙并不是均匀的，但过了这样的短暂的一瞬（10-34秒）后，宇宙就变得很均匀了。因此，人们把这短暂的一瞬（10-34秒）称为“暴涨期”。

古斯的理论可以解释宇宙的均匀性问题，因为宇宙微波背景辐射是非常均匀的。但是，小到太阳系，大到银河系和众星系，它们为什么具有这样的结构呢？科学家利用暴涨的理论，将计算的结果与这些恒星和恒星系的结构相比，结果很相似。这说明，在这种均匀性中应该存在少许的不均匀性，因此微波背景辐射应该有一定的不均匀性。

比起彭齐亚斯和威耳逊的观测，新的观测精度提高了很多倍。当时彭齐亚斯和威耳逊的测量精度只有0.1，COBE的测量精度则达到0.00001（即十万分之一），提高了1万倍从COBE发回的图像看，它与彭齐亚斯和威耳逊的结论有所不同。彭齐亚斯和威耳逊的测量表明宇宙的背景辐射是均匀的，而COBE测定的背景辐射恰恰是不均匀的。这种不均匀性正好可以说明宇宙在降温过程中，即从热变冷时形成了物质分布的不均匀性。也正是COBE的观测，为宇宙的创生与演化提供了更有价值的材料。

从COBE发回的测量结果看，宇宙背景辐射在不同的方向上看，测得的温度稍有不同。这就说明，宇宙的背景辐射并不是各向同性的，而是各向异性的。为了深入研究这种现象，1995年，NASA接受了科学家的建议，2001年又发射了威尔金森微波各向异性探测器（简称为WMAP）。到2003年，人们利用测量数据首次绘制出一张宇宙的“婴儿期”的图像。这时的宇宙只有38万年，而今的宇宙年龄已有130多亿年，这张“照片”反映的宇宙样子，只相当于一个八旬老人回看他出生当天的样子。从WMAP的观测结果，为暗物质的真实性提供了证据。从WMAP的观测数据看，普通物质、暗物质和暗能量的比例为4：23：73。

可见，美国人发射COBE的目的非常明确，看看科学家是不是在“说大话”。测量的结果表明，COBE不负众望，发现宇宙背景辐射只有0.000001的不均匀性。这个量值很小，就像在几千米的空中看大海表面的波涛，海面看上去是很平坦的。这样，宇宙的暴涨并非虚言。2006年的诺贝尔物理学奖也算是实至名归了。

COBE的结果是令人鼓舞的，不过在精度上仍稍嫌差些。1995年，美国人又计划发射一颗探测卫星。在微波背景辐射中必定包含着宇宙演化过程中的重要信息。从COBE的结果看，就像一个春天时的柳树枝，树枝上抽出了嫩芽。它很好看，但要看它的细节，如嫩芽上的纤毫，COBE拍下的“照片”就显得不够了。这就引出了另一个新的计划 ——WMAP（全称是WilkinsonMicrowaveAnisotropy Probe，中文译作威尔金森微波各向异性探测器，是以CMB研究先驱者威尔金森命名的）。与COBE不同的是，WMAP的精度更高，而且，要把WMAP放到一个称为“拉格朗日2点”（L2）的地方。这个点距地球有150万千米。经过几年的精心准备，到2001年6月30日，WMAP卫星在美国佛罗里达州卡纳维拉尔角的肯尼迪航天中心发射升空，它飞行了3个月才到达指定的位置上。WMAP是继COBE卫星之后的，又一颗以测量CMB为主要科学目标、进行全天空扫描的空间探测卫星。WMAP探测和搜集到的数据传到地面后，科学家经过仔细的分析，到2003年才发表出来。WMAP差不多工作了10年。

作为COBE卫星的继承者，WMAP卫星探测器在精度上提高了45倍，对CMB进行观测，目标是探测CMB不同方向上温度之间的微小差异，精确测量CMB功率谱，以帮助检验各类宇宙学模型。WMAP除了距离地球很远，这当然消除了来自地球的各种干扰；但WMAP还有更多的考虑，即要消除掉来自太阳的干扰。在这个“拉格朗日2点”处，WMAP可以（与地球同步地）绕太阳运行，它还能受到地球的遮掩，这就屏蔽掉大量的干扰。新一代WMAP卫星对于CMB各向异性的测量要更加精确，这些观测到的细节部分，可以从中得到大量的宇宙学信息。

2003年2月份，WMAP实验组公布了卫星运行一年得到的观测数据和物理分析结果。CMB功率谱中丰富的宇宙学信息对于众多宇宙学参数给出了精确的限制，如宇宙年龄、宇宙各种物质成分等，引起了科学界的广泛关注，并在当年年底被美国《科学》杂志评为“世界十大科技进展”之一。此后，WMAP实验组于又先后公布了WMAP卫星运行几年的观测结果。2010年9月，WMAP卫星被关闭并离开L2点，结束了长达9年的观测生涯。

WMAP实验对CMB各向异性的精确测量结果，是目前宇宙学研究领域最重要的观测数据。因此，WMAP实验是近10年里最重要的宇宙学观测，其高质量的观测结果极大地推动了宇宙学的发展，使宇宙学成为一门精确的科学，进人了“精确宇宙学”的时代。2010年，邵逸夫天文学奖授予了WMAP实验组的贝内特、佩奇和斯珀戈耳，以表彰WMAP实验对宇宙微波背景辐射的高精度测量。当然，太空的研究计划，一个突出的特征就是费用非常高。像COBE在地球轨道上运行，要花上几千万美元；把WMAP放在太阳的轨道上，则要花到1.5亿美元了。

经过了几十年的发展，CMB领域取得了丰硕的研究成果，特别是WMAP卫星的精确观测结果，在宇宙学研究中起到了至关重要的作用，推动了“精确宇宙学”的发展。在美国人把WMAP放到太空的同时，欧洲人也制定了自己的探测计划。他们也要发射一颗与WMAP类似的卫星。但这颗卫星要更加昂贵了，费用达7亿欧元，约为WMAP的5倍。

欧洲空间局发射的普朗克卫星

普朗克卫星是欧洲空间局发射的用于观测CMB温度涨落各向异性的卫星，它是继COBE和WMAP卫星之后的第3代CMB空间实验。在COBE实验取得巨大成功之后，1992年，两个空间CMB实验组提出进行更高精度空间CMB实验的想法。1996年，ESA将他们合并为实验COBRAS/ SAMBA，并把这个探测器以普朗克的名字命名。这是著名的德国物理大师普朗克的姓氏。

当WMAP计划接近尾声时，普朗克卫星则盛装登上太空的场所。它于2009年5月14日升空，同样是在日-地系统12点运行。当年8月份就开始工作了。普朗克卫星主要由两部分组成：高频组探测器是一种测辐射热计，运行温度为0.1开，这要用氦作为冷却剂。在2012年1月14日，氦冷却剂用光，至此探测器成功地运行了30个月，对全天空的CMB进行了5次高精度的扫描，超出了设计之初预计的2次扫描。而低频组探测器是HEMT放大器，运行温度为20开，使用氦作为冷却剂，于2013年下半年停止运行。

比起WMAP，普朗克卫星（Planck）除了证实WMAP的测量结果，普朗克卫星还达到了更高的测量精度。比如说，宇宙的年龄确定为138亿年。对于宇宙的物质构成，普朗克卫星的测量结果与WMAP稍有不同，即可视的物质只占到4.9%，暗物质要多出4倍多，即达到26.8%；关于导致宇宙加速膨胀的暗能量，竟然占到68.3%，比暗物质或暗物质与可视物质的和还要多出1倍多。Planck比起前二者（COBE和WMAP），除了精度上的数据测量，还有一些重要的发现。

普朗克卫星和WMAP卫星对cMB温度涨落测量精度的比较

上图显示的是普朗克卫星和WMAP卫星对CMB温度涨落测量精度的比较。相对于WMAP卫星，普朗克卫星将以10倍于它的高灵敏度和近3倍于它的高角分辨率，可在30～857GHZ的9个频率波段上对全天空进行史无前例地精确扫描。从图中可以发现，普朗克卫星对CMB温度涨落的测量明显要精确很多，可以观测到更小尺度上温度涨落的结构。高精度的CMB图像可以精确显示CMB温度涨落各向异性的功率谱，特别是在小尺度上，可以对众多宇宙学模型的参数给出精确的限制，以及宇宙早期的暴涨模型和宇宙大尺度结构的形成。另外，Planck项目还会寻找大质量星系团，观测河外的射电源和红外源等。

普朗克卫星观测的全天空CMB温度涨落图像

在CMB温度涨落的观测过程中，由于CMB的温度本身已经非常低了，测量温度之间的涨落是非常困难的，一点点微小的污染都会影响最终的结果，所以如何有效地去除各类前景污染是CMB实验观测的重中之重。各类前景污染会在不同的频率波段上占主导地位，可以通过多波段的观测有效地分析这些前景污染，从而从CMB观测中去除这些前景污染，得到干净的CMB温度涨落的图像。这一过程被称为成分分离，这是中国科学院高能研究所研究人员在普朗克项目合作组的主要工作之一。图中显示的是普朗克卫星数据在去除各类前景污染之后得到的干净的全天空CMB温度涨落图像。图中颜色的深浅代表温度的高低，红色（相对浅些）代表温度高于CMB全天空的平均温度，蓝色（相对深些）代表温度低于CMB平均温度。这一图像来自于宇宙极早期，CMB的温度不是完全均匀各向同性的，天区之间存在着微小的温度涨落，而这一微小的涨落恰恰对应着宇宙极早期的原初密度扰动，也就是形成宇宙大尺度结构的原初种子。通过对这一微小的温度涨落的分析可以充分了解极早期的宇宙以及之后宇宙的演化过程。