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宇宙在*初0.01秒、1秒、1分钟或*初一年，是什么样子？早期宇宙在某时刻的温度、密度和化学成分如何？《*初三分钟》将揭秘宇宙爆炸的形态，详细描述了一幅完全令人信服的宇宙起源图，包括在大爆炸之后仅仅数秒或几分钟内出现的详细过程。

１　导论：巨人和牛/ 001

２　宇宙的膨胀/ 011

３　宇宙微波辐射背景/ 053

４　炽热宇宙的配方/ 093

５　初三分钟/ 119

６　历史的题外话/ 141

７　初百分之一秒/ 155

８　尾声：未来前景/ 175

史蒂文·温伯格

1979年诺贝尔物理学奖获得者。美国理论物理学家，得克萨斯大学物理学和天文学教授。1954年毕业于康奈尔大学，后赴丹麦哥本哈根大学理论物理研究所当研究生，1957年获普林斯顿大学哲学博士学位。美国科学院院士。

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关于宇宙的起源，冰岛巨匠斯诺里·斯托里森在1220 年编纂的斯堪的纳维亚神话集《新埃达》里写道：“初是一无所有的。既没有地，也没有天，只有一个裂口，也没有草原。而在这混沌虚无的北方和南方，则是冰雪的区域尼夫尔翰和火的区域木斯皮尔翰。木斯皮尔翰的火融化了尼夫尔翰的冰，在融化的水中产生了巨人伊默，伊默吃什么呢？好像还有一头牛阿豪姆拉，那牛又吃什么？哦，好像还有一些盐，故事就这样一直继续下去。

我可不想触犯宗教感情，哪怕是北欧海盗的宗教感情也不行。但我得承认这样描述宇宙的起源是不能令人满意的。即使不说对那些无稽之谈的非议，就故事本身而言，这个故事所产生的问题与它所提供的答案一样多，而且每个答案都使初始状态变得更为复杂。

我们不能仅对此书一笑了之， 并且坚决放弃所有的宇宙学推测——追溯宇宙的历史起源，这种念头是不可抗拒的。自16世纪和17 世纪现代科学诞生以来，物理学家和天文学家就在不断地研究宇宙起源的问题。

但这些研究一直笼罩在一种不体面的氛围下。我记得，当我还是个学生以及后来在20 世纪50 年代开展研究工作（当时研究的是其他问题）时，人们就普遍认为，研究早期宇宙是体面的科学家不屑为之的事情。这种观点也不无道理。纵观整个现代物理学和天文学历史，用来构建早期宇宙史的观测和理论基础压根就不存在。

然而，在过去的10 年中，所有这一切都发生了变化。人们普遍接受了一种早期宇宙理论，天文学家们将这种理论称为“标准模型”。它与我们所说的“大爆炸”理论基本相同，只不过它对宇宙成分的认识更加具体，而这种早期宇宙理论正是本书所关注的论题。

为了便于理解，或许应该首先根据当前标准模型所理解的早期宇宙的历史作一概述。但这里仅仅是一个简要说明，我们会在接下来的章节中对这一历史及相信它的理由作出详细解释。

起初，发生了一次爆炸。这个爆炸不同于我们所熟悉的地球上的那些爆炸，即先从一个明确的中心开始，然后向四周扩散，周围被吞噬的空气越来越多。这个爆炸是在各个地方同时发生的，从一开始便充满了整个空间，每个物质粒子都与其他粒子迅速分离开来。这里的“所有空间”可以指整个无穷宇宙，也可以指像球面那样蜿蜒曲回的有穷宇宙。无论哪种情况都不易被理解，但这并无大碍。空间到底是有穷的还是无穷的，这对早期宇宙的研究来说并不重要。

在爆炸后大约0.01 s 的时间，即我们能够自信地谈论的早时间里，宇宙的温度大约是1 000 亿（1011）摄氏度。这一温度甚至比热的恒星中心的温度还要高。在这种高温条件下，普通物质的组成成分，包括分子、原子，甚至是原子核都无法聚集在一起; 相反，在这一爆炸过程中迅速分离的物质是由各种所谓的基本粒子组成的，而基本粒子正是现代高能核物理所研究的课题。

在这本书中，将会反复提到这些粒子——在这里，仅指出早期宇宙中数量多的那些粒子就已足矣，更详细的解释将会在第3 章和第4 章中进行讨论。大量存在的一种粒子是电子，即带负电的粒子，它以电流形式通过电线，并形成当前宇宙中所有原子和分子的外壳。早期宇宙中大量存在的另一种粒子是正电子，即带正电的粒子，与电子质量完全相同。在当前宇宙中，只有在高能实验室、某些放射现象、某些剧烈的天文学现象，如宇宙射线和超新星现象中才能发现正电子。但在早期宇宙中，正电子的数量与电子的数量不相上下。除电子和正电子之外，还有数量大致相同的各种中微子，即，没有质量或电荷的粒子，

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我们看到，要在光子的碰撞中产生m质量的物质粒子，光子的特征能量就必须至少与静止粒子的能量mc^2相等。由于光子的特征能量是温度乘以玻尔兹曼常数，因此辐射的温度必须至少为静止能量mc^2除以玻尔兹曼常数。也就说，对每种类型的物质粒子来说，在这类粒子能够从辐射能量中创造出来之前，都有一个用静止能量mc^2除以玻尔兹曼常数确定的“阈值温度”，必须达到。

两个光子要在直接碰撞中产生一个电子和一个正电子，那每个光子的能量就必须大于一个电子或一个正电子质量中的“静止能量”mc^2。这一能量是51.1003万电子伏。为了找到使光子有相当大的机会获得这一能量的阈值温度，我们将这一能量除以玻尔兹曼常数(每开氏度0.00008617电子伏)，得出的阈值温度为60亿开氏度(6×10^9°K)。在任何更高的温度上，电子和正电子都会在光子的相互碰撞中自由地创造出来，因此它们的存在数量极大。

类似的观点适用于各种类型的粒子。对自然界中每种类型的粒子来说，都有一个相对应的“反粒子”，它们的质量和自旋完全相同，而电荷却相反，这是现代物理学的一个基本规则。唯一的例外是某些纯中性粒子，如光子本身，可以认为，它们自己就是自己的反粒子。粒子和反粒子的关系是互反的：正电子是电子的反粒子，而电子又是正电子的反粒子。给它们有足够的能量，在一对光子的碰撞中创造出任何类型的粒子-反粒子对都永远是可能的。

这的确是一个非凡的结论。为了了解它的意义，让我们想一想过去温度高于10万亿度(10^13°K)，即中子和光子的阈值温度的一个时期。当时，宇宙中有着大量的核粒子和反粒子，其数量与光子不相上下。但重子数是核粒子数和反粒子数之间的差。如果这一差数比光子数小10亿倍，从而也比核粒子总数小约10亿倍，那么核粒子数就会仅仅比反粒子数多10亿分之一。按照这一看法，当宇宙冷却到核粒子的阈值温度以下时，反粒子与相应的粒子全都湮灭了，残留下的是稍稍多出反粒子的那部分粒子，这部分粒子最终变成了我们所知道的世界。

......in the 1950s, the study of the early universe was widely regarded as not the sort of thing to which a respectable scientist would devote his time. Nor was this judgment unreasonable. Throughout most of the history of modern physics and astronomy, there simply has not existed an adequate observational and theoretical foundation on which to build a history of the early universe.

it matters hardly at all in the early universe whether space is finite or infinite.

这就好比一位推销员出发去旅行，在旅途中，他要每周定期寄出一封家书一样。当他离开家的时候，每封信的路程都比上一封稍远，因此他的信的到达时间也会相差一周多一点；当他返回家的时候，每封信的路程都比上一封稍近，因此它们到达的频率比每周一封要多。

弗里德曼模型包括两种截然不同的类型。如果宇宙物质的平均密度小于或等于某个临界值，那宇宙必定是无穷的。在这种情况下，当前的宇宙膨胀会一直持续下去。但如果宇宙物质的密度大于这个临界值，那物质产生的引力场就会使宇宙弯曲并回到自身；尽管它无边无际，但却是有穷的，就像球面那样（也就是说，如果我们沿直线前行不会到达宇宙的任何边缘，而最终只会回到起点）。在这种情况下，引力场会最终强大到一定程度，阻止宇宙继续膨胀，并最终塌缩，重新形成无限大的密度。临界密度与哈勃常数的平方成正比；如果按照当前流行的数值，即15千米·秒-1/百万秒差距，临界密度等于5×10负30克/立方厘米，或大约每千升空间3个氢原子。

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这本科普读物为1979年诺贝尔物理奖得主，美国物理学家史蒂文·温伯格在1977年写的一本畅销书。此书被公认为科普读物的里程碑。也是*早关于探讨宇宙起源的代表作品。

《“微百科”系列》是由国外引进的一套在国际上非常受欢迎的百科读物，内容涵盖历史、物理、政治、经济等各个学科领域，作者均是当前若干学科领域学术代表人，主要宗旨是打造一套让广大读者*快了解各个新学科的短小精悍的科普读物。这是你增长各科知识的不二选择。

书籍介绍

这本科普读物为1979年诺贝尔物理奖得主，美国物理学家史蒂文·温伯格在1977年写的一本畅销书。此书被公认为科普读物的里程碑。也是最早关于探讨宇宙起源的代表作品。

宇宙在最初0.01秒、1秒、1分钟或最初一年，是什么样子？早期宇宙在某时刻的温度、密度和化学成分如何？《最初三分钟》将揭秘宇宙爆炸的形态，详细描述了一幅完全令人信服的宇宙起源图，包括在大爆炸之后仅仅数秒或几分钟内出现的详细过程。