第14章 宇宙学的沉思

人类自古以来就渴望认识宇宙的起源。也许没有哪个问题像这样超越文化和时代的分隔，它唤起祖先的想象，也引发今天宇宙学家的沉思。从深层说，人们渴望解释为什么会有一个宇宙，它是如何成为我们看到的那个样子的，它是因为什么——什么原理——而演化的。令人惊喜的是，人类今天看到一个正在显露的、能科学地回答那些问题的框架。

今天人们接受的宇宙创生的科学理论认为，宇宙在最初的瞬间经历过最极端的条件——巨大的能量、极高的温度和极大的密度。就我们今天的认识，这些条件把量子力学和引力都牵引到一起了，宇宙的诞生从而成为超弦理论尽情表现的大舞台。我们马上要来讨论那些新奇的发现，但我们还是先回顾一下弦理论以前的宇宙学，也就是人们常说的宇宙学标准模型。

宇宙学标准模型

宇宙起源的现代理论应追溯到爱因斯坦完成广义相对论15年以后。尽管爱因斯坦不相信他自己理论的表面意思，不相信它竟包含着一个既不永恒也非静态的宇宙，但弗里德曼相信。如我们在第3章讨论的，弗里德曼发现了我们现在说的爱因斯坦方程的大爆炸解——他声称宇宙是从一个无限压缩的状态爆炸出来的，现在还处于那场原始大爆炸引起的膨胀中。爱因斯坦坚信他的理论不会有这样随时间演化的解，他发表一篇短文说发现了弗里德曼的结果有个致命的毛病。不过，8个月后，弗里德曼说服了爱因斯坦，他的东西确实没有毛病；爱因斯坦公开认了错，但有点儿漫不经心的样子。不管怎么说，我们可以清楚地感到，爱因斯坦认为弗里德曼的结果跟宇宙没有一点儿联系。但是5年以后，哈勃用威尔逊山天文台的254厘米望远镜详细观测了几十个星系，证明宇宙确实在膨胀着。弗里德曼的结果后来由物理学家罗伯逊（Howard Robertson）和沃克（Arthur Walker）写成更系统更有效的形式，至今还是现代宇宙学的基础。

让我们把宇宙起源的现代理论说得更详细一点儿。大约150亿年以前，宇宙所有的空间和物质从一次奇异的大能量事件爆发出来。（你用不着去寻找大爆炸发生在什么地方，因为它发生在你今天所在的地方，也发生在任何别的地方；我们今天看来分离的不同地方，在宇宙开始的时候都是同一个地方。）大爆炸过后10-43秒，即所谓的普朗克时间，计算的宇宙温度大约是1032开（K），比太阳内部的温度还高10亿亿亿（1025）倍。然后，宇宙随时间膨胀、冷却，在这个过程中，均匀炽热的原初宇宙等离子体开始聚集成团，形成旋涡。大约十万分之一秒后，物质已变得足够冷了（大约10万亿开——比太阳内部温度高100万倍），夸克可以3个成团地聚在一起，形成质子和中子。百分之一秒后，周期表里最轻的一些元素的核也够条件从冷却的粒子等离子体中凝结出来。在接下来的3分钟里，宇宙逐渐冷却到10亿开，出现最多的核是氢和氦，同时也带着些氘（“重”氢）和锂。这就是所谓的原初核合成时期。

接下来的几十万年没发生什么特别的事情，宇宙还是在膨胀、冷却。但是，当温度降到几千开时，汹涌的电子流慢慢流向原子核（多数是氢和氦），原子核捕获住它们，第一次形成电中性的原子。这是重要的一刻：大体上说，从这一时刻开始，宇宙变得透明了。在电子捕获这一幕之前，宇宙充满了带电的等离子体——有些带正电，如原子核；有些带负电，如电子。只与带电体发生相互作用的光子，落在深深的带电粒子的汪洋里，不停歇地碰撞挤压，要么被偏转，要么被吸收，几乎穿越不了多少距离。因为带电粒子的屏障作用，光子不能自由运动，所以宇宙几乎完全是不透明的，就像在经历浓雾弥漫的早晨，或者遮天蔽日的沙尘暴。但是，当带负电的电子走进带正电的核的轨道，生成电中性的原子以后，带电的屏障消失了，浓雾散开了。从那时起，来自大爆炸的光子就无阻碍地漫游，整个宇宙也慢慢清澈明亮了。

约10亿年以后，宇宙已基本从沸腾的爆发状态安静下来，星系、恒星和行星终于一个个从原初元素的引力束缚堆里产生出来。大爆炸150亿年后的今天，我们也来了，在惊叹宇宙壮丽的同时，也惊讶我们自己能一点点地树起一个合理的而且经得起实验检验的宇宙起源理论。

但是实在说来，我们对大爆炸理论该有几分信赖呢？

大爆炸的检验

用最大的望远镜，天文学家可以在天空看到大爆炸几十亿年后的星系和类星体发出的光，这样他们可以验证那个时期以来的宇宙膨胀，结果都是“真的”。为了检验更早时间的理论，物理学家和天文学家必须用更间接的方法，其中最精妙的一个方法牵涉到所谓的宇宙背景辐射。

你一定给自行车胎打过气，打满气的车胎摸起来有点儿热。打气时耗去的能量有一部分转化来增高车胎里空气的温度。这反映了一个普遍的原理，在很多条件下，被压缩的事物会变热。反过来说，如果什么东西解压了——膨胀了——它就会冷却。空调和冰箱用的也是这个原理。工作物质（如氟利昂）经过循环的压缩、膨胀（同时也蒸发或凝结），可以让热朝着需要的方向流动。这样地球上寻常简单的物理事实，原来也令人惊奇地发生在整个宇宙。

我们刚才讲过，当电子与核结合成原子以后，光子就自由自在地在整个宇宙中穿行。这意味着宇宙充满了“光子气”，它们沿这样或那样的路径旅行，均匀地洒满宇宙的每个地方。宇宙膨胀时，自由奔流的光子气也跟着膨胀，因为从本质上说，宇宙就是它的一个大容器。一般气体（如轮胎里的空气）的温度在膨胀时会降低，同时，光子气的温度也会随宇宙膨胀而降低。实际上，盖莫夫和他的学生阿菲尔（Ralph Alpher）、赫尔曼（Robert Hermann）在20世纪50年代，以及迪克（Robert Dicke）和皮贝斯（Jim Peebles）在60年代，就发现我们今天的宇宙应该是一个原始光子的汪洋，它的温度经过150亿年的宇宙膨胀已经冷却到了可怜的绝对零度以上几度。1965年，新泽西贝尔实验室的彭齐亚斯（Arno Penzias）和威尔逊（Robert Wilson）偶然做出了我们时代的一个最重大的发现。他们在寻找无线电通信干扰的原因时，偶然探测到了大爆炸留下的余温。后来，理论和实验都更精密了，在20世纪90年代初还用美国国家航空航天局（NASA）的“宇宙背景探索者”（COBE）卫星进行了测量。根据这些数据，物理学家和天文学家在很高精度上证实了我们的宇宙确实充满着微波辐射（假如我们的眼睛足够灵敏，就可以看见我们周围的点点微光），温度大约是2.7开，正符合大爆炸理论的预言。具体地说，在宇宙的每个立方米——包括你占据的那个——大约有4亿个光子，它们一起汇成宇宙微波辐射的汪洋，荡漾着宇宙创生的回响。当电视台没有节目时，你看到荧屏上的那些“雪花”，有的就来自大爆炸遗留的暗淡微波。理论与实验的一致，证实了大爆炸之后（ATB）几十万年以来——光子第一次在宇宙自由穿行以来——宇宙演化的图景。

我们对大爆炸理论的检验还能追溯到更早的时间吗？能。通过核理论和热力学的标准原理，物理学家可以很确定地预言在原初核合成阶段（ATB百万分之一秒到几分钟之间）产生的轻元素的相对丰度。例如，根据理论，宇宙大约23%的元素应该是氦。通过恒星和星云中氦丰度的测量，天文学家获得了令人信服的支持，预言确实是正确的。不过，也许更令人惊讶的是理论关于氘丰度的预言和证实，因为除了大爆炸以外，似乎没有别的天体物理学过程能说明氘的出现——虽然量很小，但宇宙中到处都有。这些丰度（以及最近锂丰度）的证实，很好地检验了我们对原初核合成以来的宇宙物理的认识。

这些认识足够我们骄傲了。我们掌握的所有数据都证明，我们的宇宙学理论能描绘宇宙从ATB 0.01秒到150亿年后今天的演化图景。不过，我们还应该看到，新生的宇宙是在瞬息间演化的。我们宇宙100多亿年来持续的特征，在大爆炸之初很短的时间里——比0.01秒还短得多——就第一次深深留下了印迹。所以，物理学家还在往前走，试图弄清更早时期的宇宙。当我们追溯更早的时间，宇宙更小、更热、更紧，于是更迫切需要量子力学来准确描写那时的物质和力。在前面的章节我们看到，点粒子量子场论在点粒子能量一般地处于普朗克能量附近时还能适用。在宇宙学背景下，普朗克能量出现在整个宇宙都压缩在普朗克尺度的一小团时，这时候的密度需要我们发挥想象，找些比喻才能感觉它有多大——在普朗克时刻，宇宙的密度可以用一个字来说，那就是“大”。在这样巨大的能量和密度下，引力论和量子力学不能再像点粒子量子场论那样，看作两个分立的理论。实际上，本书的中心思想就是，在这些高能状态下，我们一定要用弦理论。用现在的话来说，当我们追溯到ATB 10-43秒（普朗克时间）以下时，会碰到那样的能量和密度，因此，宇宙最早的瞬间原是弦理论的舞台。

我们先还是来看，在标准宇宙学模型中，宇宙从普朗克时间以后到ATB 0.01秒之前都发生了什么。

从10-43秒到0.01秒

回想一下我们在第7章讲过的（特别是图7.1），在宇宙早期极热的环境下，引力之外的3种力似乎是结合在一起的。根据这些力的强度随能量和时间而变化的计算，物理学家证明，大约在ATB 10-35秒以前，强力、弱力和电磁力原来是一个“大统一”的“超”力。在那种状态，宇宙比它在今天要对称得多。一堆混乱的金属加热熔化后，将形成均匀光滑的液体；同样，我们现在看到的几种力之间的巨大差别，在极早期宇宙的极端高能和高温下也是均匀地融合在一起的。但随着时间的流逝，宇宙不断地膨胀、冷却，量子场论证明，原来的对称性通过许多跳跃的过程丧失殆尽了，最后生成我们今天熟悉的不那么对称的样子。

这种对称性丧失——更准确的说法是对称破缺——背后的物理学是不难理解的。想象一个盛满水的大容器，H2O分子均匀地充满整个容器；不论从哪个角度看，水都是一样的。现在，我们降低温度，看容器中会发生什么事情。开始，表面看不出什么。在微观尺度上，也不过是水分子的平均速度减小了。然而，当温度降低到0℃时，你会突然看到激烈的事情发生了。液态的水开始冻结，转化为固态的冰。我们在前一章讲过，这是相变的一个简单例子。就现在的讨论而言，我们需要注意的重要一点是，相变会降低H2O分子所表现的对称性。从任何角度看，液态水看起来都是一样的——显然是旋转对称的——而固态的冰却不是这样的。冰具有晶体的结构，就是说，如果以足够的精度来检验，它跟任何晶体一样，在不同方向有不同的表现。相变使原来的旋转对称性的程度降低了。

尽管我们讨论的只是一个熟悉的例子，但结论却是普遍成立的：许多物理系统在温度降低时，在发生相变的地方总会使原来的对称性产生“破缺”。实际上，如果温度改变范围大，一个系统可能会经历一系列的相变。还是看水的例子。如果从100℃以上开始，水是气体，即水蒸气。在这种状态，系统的对称性比在液态时更多，因为这时单个的H2O分子从凝结的液体中解放出来了。它们在容器内四处飞舞，不形成任何小集团，没有哪些分子比别的分子更“亲近”，在高温下，所有分子都是平等的。如果把温度降到100℃以下，水滴自然在气液相变点凝结出来，而对称性也减少了。继续冷却，经过0℃时，将发生另一次相变，像我们上面说的那样，这一次从液态水到固态冰的相变会再一次大大降低系统的对称性。

物理学家相信，从普朗克时间到ATB 0.01秒，宇宙的行为也像那样，至少经历两次类似的相变。在1028开的温度以上，3种非引力作用表现为一种力，具有所有可能的对称性。（在本章末尾，我们将讨论弦理论如何在高温下把引力也包括进来。）但是，当温度冷却到1028开以下时，宇宙经历一次相变，3种作用以不同的方式从统一中分离出来；它们的作用强度和方式也开始出现差异。这样，随着宇宙的冷却，在高温下表现的力的对称性就被打破了。不过，格拉肖、萨拉姆和温伯格的研究（第5章）说明，并不是所有的高温对称性都消失了：弱力与电力还密切关联着。随着宇宙进一步膨胀和冷却，在1015开的时候——约太阳核心温度的1亿倍——宇宙又经历另一次相变，影响了电磁力与弱力。在这样的温度，两个力还是从以前更对称的统一状态中分离出来，随宇宙不断地冷却而显现出越来越大的差别。两次相变决定了宇宙中作用的3种表现迥然不同的力，即使这样，这一段宇宙的历史回顾也说明那些力实际上是紧密联系在一起的。

宇宙学疑难

普朗克时间以后的宇宙学为我们认识大爆炸瞬间以来的宇宙，提供了一个优美和谐的而且可以计算的框架。不过，跟所有成功的理论一样，新的认识也带来了更多更细的问题。那些问题虽然没有使前面的标准宇宙图景失去意义，但还是暴露了某些薄弱的东西，呼唤更深的理论的出现。我们来看其中的一个问题，所谓的视界问题，它是现代宇宙学最重要的问题之一。

宇宙背景辐射的仔细研究表明，不论测量天线对准什么方向，辐射的温度都是相同的，精确到十万分之一。细想一下会发现，这是很奇怪的事情。在宇宙中相隔那么遥远的地方为什么会有那么一致的温度？我们大概自然会想到，这并不奇怪，因为今天在空中遥遥相对的两个地方，不过是出生以后分离的孪生兄弟，在宇宙最初的瞬间（和任何别的事物一样）本是紧紧相连的。由于它们源自共同的一点，留下相同的痕迹（如温度）也就不足为奇了。

在标准的大爆炸宇宙学里，那种想法是错误的。为什么呢？一碗热汤慢慢冷却到房间的温度，是因为它与周围的冷空气相通。只要等待足够的时间，汤的温度与空气的温度通过相互接触，总会变得相同。但是，如果把汤装在热水瓶里，它会保温很长一段时间，因为与外界几乎没有多少接触。这说明，两个物体的温度趋于相同，是因为它们有长时间稳定的相互交流作用。为了检验刚才说的，现在空间分隔遥远的两点具有相同温度，是因为它们原来曾经接触过，我们必须检验它们在宇宙早期是不是有足够的信息交流。乍看起来，你可能想，那时两点离得很近，交流该是很容易的事情。但空间的邻近只是事情的一个方面，事情的另一方面是时间间隔。

为更完整地考察这一点，我们来看一场宇宙膨胀的“电影”，不过是倒着放的，从今天开始，回到大爆炸的瞬间。因为任何形式的信号和信息的传播速度都以光速为最高极限，所以在某个时刻，空间两个区域的物质，只有在相隔的距离小于光自大爆炸时刻以来能达到的距离，才可能交换热量，从而才可能达到共同的温度。这样，在倒放影片时，我们可看到一场竞争：空间区域离得多近，我们回到过去多远。例如，为了让两个空间位置相距3×105千米（即光走1秒经过的距离），我们必须回到ATB 1秒以前，那时候，即使距离那么近，两个空间也不能产生相互影响，因为光需要整整1秒钟的时间才能走过它们之间的距离。如果空间分离的距离更小，如300千米，我们必须回到ATB 0.001秒以前，刚才的结论也同样成立：两点也不可能产生相互影响，因为在0.001秒之内，光不可能走过300千米的距离。沿着同样的思路，如果我们的镜头回到ATB 10-9秒以前，两个空间位置相距30厘米，它们仍然不可能相互影响，因为大爆炸的光没有足够的时间走过那30厘米。这说明，尽管随我们回溯大爆炸，时空间隔会越来越小，但它们未必能像热汤和空气那样产生热接触，未必能达到相同的温度。

物理学家已经精确证明了，在标准的大爆炸模型中会产生这个问题。详细计算表明，现在相隔遥远的空间区域没有办法实现能量交换，从而解释不了为什么它们会有相同的温度。物理学家把这个解释不了的宇宙大范围的温度均匀性问题称为“视界问题”——视界在这里说的是我们能看多远；或者也可以说，光能走多远。这个疑难并不意味着标准宇宙模型错了；不过，温度的均匀性确实在强烈提醒我们，宇宙故事里某一幕重要的场景被遗忘了。1979年，物理学家古斯（Alan Guth，现在麻省理工学院）找到了那失去的一幕。

暴胀

视界问题的实质在于，为了让宇宙中任意两个远离的区域靠近，我们必须回到时间的开始。实际上，在那样早的时刻，任何物理影响都不可能有足够的时间从一个区域传到另一个区域。于是，问题就成了，当我们的宇宙影片回放到大爆炸时，宇宙没有足够快地收缩回去。

这只是大概的意思，我们还应该说得更具体一些。视界问题源自这样的事实：膨胀的宇宙像飞出的皮球一样，会因引力的拖曳作用而慢下来。这意味着，为了看到宇宙的两个位置间隔更小，例如，现在距离的一半，我们的宇宙影片必须回放过一半。就是说，为了让那间隔减小一半，我们必须回到大爆炸以来宇宙年龄的一半以前。大致说来，时间越早，两个区域尽管离得更近，但它们的交流越难。

古斯对视界问题的解决现在说起来就很简单了。他发现，爱因斯坦方程还有另一个解，宇宙在极早期经历过短暂的迅猛膨胀的阶段——在这个阶段里，宇宙空间以意想不到的指数的膨胀速率“暴胀”。指数式的膨胀不像抛向空中的皮球会慢下来，它会越来越快。当我们回放宇宙影片时，迅猛的加速膨胀的镜头表现为迅猛的减速收缩。这意味着为了使宇宙两个位置（在暴胀时期）的间隔减小一半，我们的电影不必回到一半以前——实际上远远用不了那么多时间。这样，两个区域就像热汤和空气那样，有了足够的时间进行热的接触和交换，从而达到相同的温度。

经过古斯的发现和后来林德（Andrei Linde，现在斯坦福大学）、斯坦哈特（Paul Steinhardt）和阿布雷切特（Andreas Albrecht，那时在宾夕法尼亚大学）以及其他许多人的重要修正，标准的宇宙学模型成了暴胀的宇宙学模型。在这个框架下，标准模型在ATB 10-36秒到10-34秒之间的小小“时间窗口”里被修正了——在这个“窗口”里，宇宙膨胀了至少1030倍，相比之下，在标准图景中，宇宙在相同时间间隔内只膨胀了大约100倍。这意味着，在ATB 10-36秒的瞬间，宇宙比它在150亿年以后增大的还多。在暴胀以前，现在相隔遥远的物质离得很近，比在标准模型里近得多，从而可以很容易达到共同的温度。然后，通过古斯的宇宙暴胀——紧跟着标准模型的寻常膨胀——那些空间区域就像我们今天看到的一样，相隔遥远。这样，标准的宇宙学模型经过瞬间暴胀的重要修正，解决了视界问题（以及许多其他我们没有讨论的问题），因而获得了宇宙学家的认同。

我们根据今天的理论，把宇宙从普朗克时间到现在的历史总结在图14.1中。

宇宙学和弦理论

在图14.1中，从大爆炸到普朗克时间还留着一丝空白没有讨论。把广义相对论的方程贸然用于这个区域，我们可以发现，当时间越近大爆炸，宇宙会变得越小、越热、越密。在零时间的那一点，宇宙大小消失了，温度和密度顿时成为无穷大，这最明显不过地警告我们，在经典的广义相对论引力框架中树起的宇宙理论模型彻底崩溃了。

大自然坚决地告诉我们，在这样的条件下，我们必须把广义相对论和量子力学结合起来——换句话说，我们必须利用弦理论。目前，弦理论在宇宙学的应用正方兴未艾。微扰论的方法最多能得到大概的轮廓，因为极端的能量、温度和密度需要精确的分析。尽管第二次超弦革命带来了一些非微扰的技术，但它们需要经过一段时间的锤炼才可能满足宇宙学背景下的计算。不过，正如我们现在讨论的，在最近10年左右，物理学家已经迈出了认识弦宇宙学的第一步。下面就是他们发现的一些东西。

弦理论似乎有三条基本途径来修正标准宇宙模型。第一，弦理论以一种今天还不太说得清楚的方式让宇宙有一个可能的最小尺度，这对我们认识大爆炸时刻的宇宙有着重大影响，而标准理论说那时宇宙收缩到了零尺度。第二，弦理论具有大小半径的对偶性（与它有最小尺度密切相关），我们马上会看到这也有着深刻的宇宙学意义。最后，弦理论具有更多的时空维（大于4），从宇宙学的观点看，我们必须说明所有维的演化。让我们更详细地来讨论这几个问题。

开端有团普朗克尺度的火球

如何用那些弦的理论特征来修正标准宇宙学框架下的结论呢？20世纪80年代末，布兰登伯格和瓦法朝这个方向迈出了重要的第一步。他们得到两点重大发现：第一，当时间倒流，回到开始，温度会不断升高；但当宇宙在所有方向都达到普朗克长度时，温度达到它的最大值，然后开始降低。从直觉说，这一点并不难理解。为简单起见，我们想象（布兰登伯格和瓦法也是那么做的）宇宙所有的空间维都是圆形的。当时间倒流，每一维的半径都会收缩，宇宙的温度也会升高。但是，当每一维的半径坍缩经过普朗克长度时，我们知道，在弦理论中，这在物理上相当于半径从普朗克长度反弹回来。由于宇宙的温度在膨胀中降低，所以可以预料，我们看不到宇宙坍缩到普朗克尺度以下，我们实际只能看到温度在普朗克尺度达到最大，停止升高，然后开始下降。经过仔细计算，布兰登伯格和瓦法证明，事情真是那样的。

这个发现令布兰登伯格和瓦法看到了下面的宇宙学图景。开始时，弦理论的所有空间维都紧紧卷缩成它们最小的可能尺度，大约是普朗克长度。温度高，能量大，但都不是无限的，因为弦理论已经排除了无限压缩的零尺度的起点。在这宇宙开始的瞬间，弦理论的所有空间维都是平等的——完全对称的——都卷缩成一个多维的普朗克尺度的小宇宙。然后，根据布兰登伯格和瓦法的发现，宇宙经历第一次对称破缺；在大约普朗克时间，3个空间维生长出来，而其余的维还保持原来的普朗克尺度。那3个空间维就成了暴胀宇宙图景的主角，它们经历图14.1所概括的普朗克时间以后的演化，膨胀到今天的样子。

为什么是3维呢

紧跟着的一个问题是，什么东西打破了对称性而生出3个膨胀的空间维？就是说，除了我们看到只有3个空间维膨胀到现在的大尺度之外，弦理论是否能提出根本的理由来说明为什么不是其他数目的空间维（如4、5、6等）在膨胀？更对称地讲，为什么不是所有的维都膨胀呢？布兰登伯格和瓦法找到一种可能的解释。回想一下，弦理论的大小半径的对偶性依赖于这样一个事实：当空间维卷缩成圆圈时，弦可以缠绕着它。布兰登伯格和瓦法发现，缠绕着维的弦有限制那个维的倾向，不让它膨胀，就像自行车的外胎套着内胎一样。乍看起来，这似乎在说每个维都会被困住，因为它们都可能被弦缠上。问题是，如果缠绕的弦和它的反伙伴（大概说就是沿反方向缠绕空间维的弦）都考虑进来，它们将立即湮灭，生成一根解开的弦。假如这样的过程发生得足够快、足够多，那么套在空间的许多橡皮套都会被解开，那些维也能自由膨胀了。布兰登伯格和瓦法猜想，缠绕的弦只能在3个维上解开，为什么呢？

假定1维直线（如直线王国的空间）上有两个沿同一方向滚动的粒子，如果两个粒子的速度不同，迟早会有一个赶超另一个，从而发生碰撞。不过我们得注意，假如同样两个粒子随机地在2维平面（如平直世界的空间）上滚动，它们很可能永远也不会相遇。第二个空间维为每个粒子打开了一个新路径的世界，那些路径几乎不可能在同一时刻交汇在同一点。在3维、4维或其他更高维的情形中，两个粒子就更不容易相遇了。布兰登伯格和瓦法发现，如果把点粒子换成缠绕在空间维上的弦圈，类似的结果也会出现。尽管很难看到，但我们相信，在3个（或更少的）卷缩空间维时，两根缠绕的弦很可能相互碰撞——就像两个点粒子在1维线上运动的情形。但是，在4维或更高维的空间里，缠绕的弦就不太可能发生碰撞——像点粒子在2维或更高维空间一样。

这样，我们看到下面的景象：在宇宙最初的瞬间，源自极高（然而有限）温度的“骚动”驱使所有卷缩的空间维膨胀，但遇到了缠绕在那些维上的弦的约束，从而它们又回到原来的普朗克尺度的半径。但是，随机的热涨落迟早会使3个空间维长得比别的维大，这样，我们刚才的讨论说明，绕在那3维的弦很可能发生碰撞。大约一半的碰撞牵涉到弦与反弦构成的对，它们将相互湮灭，从而不断地解开约束，使得那3个维能持续膨胀下去。它们长得越大，就越不可能被别的弦所缠绕，因为缠绕大的维度需要更大的能量。这样，膨胀是自我发展的，维长得越大，所受约束就越小。现在我们可以想象那3个空间维如何以上一节讲的方式持续演化，长到我们今天看到的宇宙那么大（或者更大）。

宇宙学和卡—丘空间

布兰登伯格和瓦法考虑了一种简单情形，假定所有空间维都卷缩成圆圈。实际上，如我们在第8章看到的，只要这些圆足够大，超越我们今天的观测能力，那它们跟我们看到的宇宙形态就是一致的。但对仍然很小的维来说，更现实的图像是它们卷缩成一个复杂得多的卡—丘空间。当然，问题的关键在于应该是哪一个卡—丘空间？如何决定那个特殊的空间？没人能回答这个问题。但是，结合以前讲过的那些拓扑改变结果和这些宇宙学认识，我们可以提出一个框架。我们现在知道，通过空间破裂锥形变换，任何卡—丘空间都可以演化成别的形式。这样，我们能想象，在大爆炸后喧嚣的热运动中，空间卷缩的卡—丘部分尽管依然很小，却在跳着“热烈的舞蹈”，结构在舞蹈中破裂，破裂后复原，永不停息，历经数不清的不同的卡—丘形态。当宇宙冷却，生出3个大的空间维，卡—丘空间从一种形态向另一种形态转变的脚步也慢下来了，而其余的维度都最终卷缩在某个卡—丘形态，生成我们在周围世界看到的那些物理性质。物理学家面临的挑战是，详尽地认识卡—丘空间的演化，从理论的原则预言它们现在的形态。我们已经看到，卡—丘空间能从一种形态光滑地变成另一种形态，根据这一点，卡—丘形态的选择问题实际上可能归结为一个宇宙学问题。

开始之前

因为没有精确的弦理论方程，布兰登伯格和瓦法在他们的宇宙学研究里做了好多近似和假设。就像瓦法最近说的：

我们的工作照亮了一条新途径，弦理论因此可以用来谈一些标准宇宙学方法里的顽固的老问题。例如，我们看到，原初的奇点概念在弦理论中是完全可以避免的。但是，凭我们现在对弦理论的了解，很难在这样极端的条件下做出完全令人信服的计算，所以我们的工作只是投向弦理论宇宙学的第一眼，离最后的结果还远着呢。

自他们的研究以来，物理学家在深入认识弦宇宙学的路上不断地前进着，走在前头的是维尼齐亚诺和他的伙伴、都灵大学的盖斯佩雷尼（Maurizio Gasperini）。他们提出了自己的一套有趣的弦宇宙学，具有上面讲过的某些特征，但差别也很大。跟布兰登伯格和瓦法的工作一样，他们也靠弦理论的最小长度概念来避免标准的和暴胀的宇宙理论中出现的无限温度和能量密度。不过，他们不认为那意味着宇宙来自一个极热的普朗克尺度的小火球，而认为宇宙可能有一部史前的历史——远在我们所谓的零时间之前就开始了——它将我们引向“普朗克的宇宙萌芽”。

在这大爆炸以前的图景里，宇宙的起点大不同于它在大爆炸框架下的状态。盖斯佩雷尼和维尼齐亚诺的研究告诉我们，宇宙的开端并不是炽热地紧紧卷缩在一起的空间小元胞，而是冰冷的、本质上无限延展的空间。那时候弦理论方程表现出一种迅速的不稳定性——多少有点儿像古斯的暴胀时期——把宇宙的每一点都迅速地驱散开去。他们证明，这使得空间越来越卷曲，温度和能量密度越升越高。一定时间以后，在大空间里会出现一个毫米大小的三维区域，看起来就像从古斯的暴胀中产生的那个超热超密的小火球。接下来，那个小火球经历寻常大爆炸宇宙学的膨胀，形成我们今天熟悉的宇宙。另外，因为这发生在大爆炸以前的一幕本来就经历了暴胀，所以古斯关于视界问题的答案自然包含在这个“前大爆炸宇宙学”图景里。正如维尼齐亚诺说的，“弦理论为我们和盘托出了暴胀宇宙学的蓝图。”

超弦宇宙学正在迅速成为活跃而多产的研究舞台。例如，大爆炸之前的图景已经激起了许多热烈而富有成果的争论，我们现在还远不清楚它在弦理论最终将产生的未来宇宙学框架内会起什么样的作用。当然，为了认识这一点，物理学家必须把握第二次超弦革命的方方面面。例如，高维的基本膜的存在会带来什么宇宙学的结果？假如弦理论的耦合常数“偶然”把我们从图12.11的5个边缘引向了中心，我们讨论过的那些宇宙性质会有什么改变吗？就是说，成熟的M理论对宇宙的最初瞬间会产生什么影响？这些核心问题的研究现在正热火朝天。我们已经看到了一线光明。

M理论与力的融合

在图7.1里我们看到，引力以外的3种相互作用的强度，在宇宙温度足够高的时候是融合在一起的。那么，引力作用的强度如何满足这幅图呢？M理论出现之前，弦理论家可以证明，如果选择最简单的卡—丘空间形态，引力作用差不多也能像图14.2那样与其他3种力融合。弦理论家发现，通过小心选择卡—丘空间形态（当然还有其他一些技巧），可以尽可能避免偏离。但这样事后的调整并不能让物理学家们感到满意。因为现在谁也不知道怎么准确预言卡—丘空间的形态，依靠那些与具体形态细节强烈相关的答案是很危险的。

然而，惠藤证明，第二次超弦革命提供了更强有力的答案。惠藤考察了在弦耦合常数不一定很小的情况下，力的强度会有什么变化。他发现，引力的变化曲线会像图14.2的虚线那样逐渐倾向于与其他力融合，不需要特别选择卡—丘空间形态。尽管为时尚早，但这大概还是说明，在M理论的宏大框架下，宇宙的统一可能会更容易实现。

这一节和前面几节讨论的发现，是我们朝弦和M理论的宇宙学迈出的头几步，多少还只能说是暂时的结果。在即将到来的岁月里，随着弦/M理论非微扰工具的改善，物理学家希望能把它们用于宇宙学问题，并得到某些最深刻的发现。

但我们目前还没有足够有力的方法完全依照弦理论来认识宇宙学，所以我们还是需要一般地考虑宇宙学在寻求未来终极理论的过程中可能发挥怎样的作用。大家应该小心的是，这里的一些思想比以前讨论的更玄，不过它们确实提出了一些未来理论终归要回答的问题。

宇宙学的沉思和终极理论

宇宙学能紧紧抓住我们的心灵，因为认识事物怎么开始，与认识它们为什么开始，在感觉上是很近的（至少对某些问题是这样）。这并不是说现代科学把“怎么”的问题与“为什么”的问题联结起来了——没有，而且似乎也从来没有谁见过这样的科学联系。但是，宇宙学的研究似乎有希望让我们最完全地认识“为什么”的源头——宇宙的诞生——它至少可以使我们能在一个有科学依据的框架下来提问题。有时候，彻底认识一个问题也就差不多算拥有了问题的答案。

在终极理论的追求中，宇宙学的宏大构思也带来许多更具体的问题。我们相信。宇宙万物今天的表现——即图14.1的时间线上最右端的路线——依赖于物理学的基本定律，但它也可能依赖于宇宙从时间线的左端向右端演化的诸多方面，即使最深远的理论也没能将它们包括进来。

我们不难想象怎么可能是这样的。例如，我们来看皮球抛向天空会发生什么事情。引力定律决定着皮球后来的运动，但我们不能根据那些定律预言皮球一定会落在什么地方。我们还需要知道皮球离开我们的速度——包括大小和方向。就是说，我们必须知道皮球运动的初始条件。同样，还有些宇宙特征具有历史的偶然性——为什么这儿有颗恒星，那儿有颗行星？它们都依赖于一系列复杂的事件，从原则上讲，我们可以追溯宇宙在开始的时候所具有的某些特征。但是，即使最基本的特征，哪怕是最基本的物质和力的粒子的性质，也可能直接依赖于宇宙演化的历史——而演化本身也偶然地依赖于宇宙的初始条件。

实际上，我们在弦理论中已经看到了这种思想的可能体现。随着炽热的早期宇宙的演化，额外的空间维可能从一种形态变换为另一种形态，最后当宇宙冷却下来时卷缩成某个特殊的卡—丘形态。通过这最后的卡—丘形态对粒子质量和力的性质的影响，我们看到，宇宙初始的演化和状态会极大地影响我们今天看到的物理。

我们不知道宇宙的初始条件是什么，也不知道该用什么思想、概念和语言来描绘它们。我们相信，标准和暴胀的宇宙学模型里出现的那个无限大能量密度和温度的奇异的初始状态，只不过说明那些理论失败了，没能正确描写实际存在的物理条件。弦理论有一点进步，它告诉我们如何避免这种无限的极端；但是，关于事物到底是怎样开始的，我们还是一无所知。事实上，我们的无知更加可怕：我们甚至不知道决定初始条件的问题问得是否合理，不知道这个问题是不是永远超越了任何一个具体的理论——就像要广义相对论来回答把球扔向天空需要多大力气。霍金和加利福尼亚大学的哈特（James Hartle）等物理学家曾大胆尝试把宇宙初始条件的问题带进物理学理论的保护伞下，但他们的努力还没有结果。在弦/M理论的情形中，我们今天的认识还肤浅得很，不能决定“包罗万象”的理论候选者是否真的名副其实，不能决定它自己的宇宙学初始条件，当然也就不能把它提到物理学定律的高度。这是未来研究的一个基本问题。

不过，即使不谈初始条件和它们对后来宇宙曲折演化历程的影响，最近的一些猜想仍然意味着任何一个所谓最后的理论都存在解释能力的极限。谁也不知道这些想法是否正确，它们目前当然还处在主流科学的边缘。不过，它们还是以某种方式——尽管存在争论和猜想——让我们看到了未来的终极理论可能会遇到什么样的麻烦。

这个思想源自下面的可能：我们所谓的那个宇宙实际上只是巨大天空的一小部分，汪洋里无数宇宙岛中的一个。尽管听起来很牵强——最后也许是那样——但林德还是提出了一个具体的生成那个大宇宙的机制。他发现，我们以前讨论的短暂而重要的暴胀可能不是唯一的一次事件。他指出，发生暴胀的条件可以多次出现在宇宙众多的独立区域，然后那些区域各自暴胀，演化成为新的分离的宇宙。在每个这样的宇宙中，同样继续着那些过程，新的宇宙又从旧的广大区域里喷涌而来，从而形成一张无穷的宇宙膨胀的大网。这些词儿听起来有点儿累，我们还是用一个流行的词，把这个推广的概念叫多重宇宙，它的每一个组成部分还是叫宇宙。

我们在第7章讲过，我们所了解的一切说明物理学在我们的宇宙中是和谐的，处处一致的，但这与其他宇宙的物理学没有关系——只要它们与我们是独立的，或者至少离得太远，它们的光还没来得及赶到。所以，我们可以想象物理学是随宇宙的不同而改变的。在某些宇宙，区别可能不太大，例如，电子质量或强力的强度可能比我们的宇宙大（或者小）十万分之一；在另一些宇宙，区别可能很显著，上夸克的质量可能比我们测量的大10倍，电磁力的强度也可能比我们的强10倍，它们同时也给星体和生命带来巨大的影响（如我们在第1章讲的）。还有些宇宙，物理学的差别可能更惊人。例如，基本粒子和力的名单可能跟我们的完全不同；拿弦理论来说，展开的维数也可能不同。紧缩的宇宙可能只有一两个甚至没有展开的空间维，而开放的宇宙可能有八九个甚至十个展开的空间维。如果让我们自由想象，那么定律本身也可能是各不相同的。可能性是无限多的。

问题是这样的。例如我们浏览一下那么多的宇宙，绝大多数都不具备生命存在的条件——至少不会有我们所认识的那些类型的生命。对我们熟悉的物理巨变来说，这是很清楚的：如果宇宙真像花园的水管那样，我们所理解的生命就不会存在。即使不那么剧烈的物理变化，也会影响星体的形成。例如，可能不会有合成复杂生命原子的宇宙大熔炉——像碳、氧等分子，通常都是从超新星的爆发中喷洒出来的。生命的存在离不开具体的物理，从这点看，如果现在问，为什么自然的力和粒子具有我们看到的那些性质，可能有人会回答说：在整个多重宇宙中，那些性质是变化无常的；它们在不同的宇宙可能不同，实际上也的确不同。我们所看到的粒子和力的性质之所以特殊，显然在于它们允许生命的形成。而生命，特别是智慧生命，却是发问的主人：为什么我们的宇宙像这个样子呢？通俗地讲，宇宙万物之所以这样，是因为如果它们不那样，就不会有我们在这儿注意它们。举一个轮盘赌的例子。赢家会惊喜自己能继续赌下去，但他很快就会平静下来。他发现，如果自己没赢，就不可能有那种感觉。多重宇宙的假说也能使我们安静一些，别总想着去解释我们的宇宙为什么会是那样的。

这一路论证不过是一个老思想，有名的人存原理。正如我们看到的，它与我们那个严格的完全能预言的统一理论的梦想是针锋相对的。我们曾经梦想，事情之所以是这个样子，是因为宇宙不可能是别的样子。多重宇宙不是诗，其中的万物也不像在诗里那么天衣无缝地和谐；它和人存原理一样，描绘了一个无限的宇宙集合，对数不清的变化似乎贪得无厌。多重宇宙的图景是否正确，对我们来说，即使能够理解，也是非常困难的。即使存在别的宇宙，我们也可以想象永远不跟它们往来。不过，多重宇宙的概念扩大了我们的“外面的世界”——相比之下，哈勃发现的银河系外更多的星系就显得太小了——至少会提醒我们：我们对终极理论的要求是不是太多了？

我们应该要求我们的终极理论能给出一幅和谐的描述所有力和物质的量子力学图景。我们应该要求我们的终极理论能给出一个我们宇宙的宇宙论。然而，假如多重宇宙的图景是对的——当然，这是大大的“假如”——那么，要我们的理论来解释粒子质量、电荷和力的具体性质，可能还是要求太多了。

但是必须强调，即使我们接受多重宇宙的设想，也并不一定能说它会损害我们的预言能力。原因呢，简单说来就是，假如我们驰骋想象去考虑一个多重宇宙，我们也会摆脱理论的束缚，去寻找克服多重宇宙那显然的随机性。从相对保守的思想看，我们可以想象，如果多重宇宙的图景是对的，我们能够将我们的终极理论推广到整个宇宙，那个“推广的终极理论”可能会准确地告诉我们，基本的参数为什么那样“洒落”在每一个宇宙？它们是如何洒落下来的？

更激进的思想来自宾夕法尼亚州立大学的斯莫林（Lee Smolin），他从大爆炸和黑洞中心的条件的相似——同样都是挤压在一起大密度的物质——得到灵感，提出每一个黑洞都是一粒新宇宙的种子，新宇宙从种子爆发出来，但永远藏在黑洞视界的背后，我们看不见。斯莫林不仅提出了一种新的生成多重宇宙的机制，还引进来一种新的精神——一种宇宙的基因突变观——把与人存原理相关的科学极限问题引向尽头。他说，我们来想想看，当一个宇宙从黑洞中心喷出来时，它的物理属性，如粒子质量和力的强度，跟产生它的母宇宙是接近的，但不会完全相同。因为黑洞来自不同星体，而星体的形成完全依赖于粒子质量和作用强度的精确数值，所以，任何一个宇宙能生成多少黑洞，也完全取决于那些参数。于是，“后代”宇宙小小的参数变化可能会比母宇宙更有利于黑洞的形成，从而可能拥有更多的自己的“后代”。这样，经过许多代以后，孕育了很好的黑洞生成条件的子孙宇宙将在多重宇宙中占绝大多数。于是我们看到，斯莫林没有借人存原理，而是提出了一个动力学的机制，说明一代代的宇宙如何一步步接近特殊的参数值——那是最有利于黑洞生成的参数值。

这条思路引出另一种方法，即使在多重宇宙的背景下，它也能解释基本物质和力的参数。假如斯莫林的理论是正确的，假如我们不过是长大的多重宇宙中的一个代表（当然，这些都是“假如”，在许多方面还大有争议），那么，我们测量的粒子和力的参数，应该最有利于黑洞的产生。就是说，我们宇宙的那些参数的一丁点儿改变，都会使黑洞不容易形成。物理学家已经在考察这个预言了，目前还没有大家都能接受的看法。不过，即使证明斯莫林的具体观点错了，它也确实提供了终极理论可能具有的另一种形式。乍看起来，终极理论似乎立场不够坚定，我们可以看到它能描写好多宇宙，而多数都跟我们所在的宇宙无关。另外，我们可以想象那些宇宙都是能够在物理上实现的，从而产生一个多重的大宇宙——表面看，它将永远限制我们的预言能力。然而，实际上这种讨论说明，最终的解释总是可以找到的，只要我们不仅把握了终极的定律，而且还懂得它们在宇宙的大尺度演化的意义。

当然，弦理论和M理论的宇宙学意义在进入21世纪以后都将是一个重大的研究领域。没有能产生普朗克尺度能量的加速器，我们将不得不越来越依赖于大爆炸的宇宙加速器，依赖于它留给我们的遍布宇宙的遗迹，拿它们来当我们的实验数据。凭运气和毅力，我们总有一天能回答那些基本的问题：宇宙是怎么开始的？它为什么演化成我们看到的苍天和大地？当然，在我们和这些基本问题的完整答案之间，还隔着一大片荒漠。但是，引力的量子理论经过超弦理论的发展，为我们带来了信心和希望。我们相信自己现在掌握了应有的理论工具，可以迈步踏进那片无知的荒漠，经历千辛万苦之后，我们一定能带着某些最深沉的问题的答案，重新走出来。