- 从永恒到此刻：追寻时间的终极奥秘
- (美)肖恩·卡罗尔
- 16236字
- 2021-10-19 17:02:44
第3章
时间的开始和结束
——艾维·辛格的妈妈，《安妮·霍尔》[37]
假设你在你们那儿的大学书店教材区闲逛。你走到物理书那一片，决定翻阅几本热力学和统计力学的书，了解一下关于熵和时间之箭这些书都会怎么说。但出乎你的意料（经过你正在读的这本书的洗礼，或至少也是本书头两章以及封面的洗礼），这些书都压根儿没有提到宇宙学，完全没有大爆炸，也完全没有如何才能在我们可观测宇宙刚开始的低熵边界条件中找到对时间之箭的最终解释的内容。
这当中并没有正儿八经的冲突，教材作者也不是出于什么阴谋诡计故意要把宇宙学的核心机密在统计力学的学生面前捂得严严实实。最大的原因是，对统计力学感兴趣的人只关心实验室里的实验条件，或是地球上的厨房。做实验的时候，我们可以就在眼前控制各种条件；尤其是我们可以让实验系统的熵比可能的值低得多，然后观察会发生什么。要理解其原理，并不需要知道任何宇宙学知识，也不需要了解外面那个宽广的宇宙。
但我们的目标更远大。时间之箭可不只是实验室里某些特定实验的特征，而是关乎我们周围的整个世界。传统的统计力学可以解释为什么很容易将鸡蛋摊成鸡蛋饼，但很难把鸡蛋饼变成鸡蛋；但是它不能解释为什么我们打开冰箱的时候，一下子就能找到一枚鸡蛋。为什么我们周围的物品全都井然有序，比如鸡蛋、钢琴、科学图书等，而不是毫无特性的一团乱麻？
部分原因很简单：在我们的日常生活经验中占有一席之地的那些物品并不是封闭系统。鸡蛋当然不是原子的随机组合，而是精心构建的系统，其组装需要有一定的资源和能量，更不消说还得有只母鸡。但对于太阳系，或是对于银河系，我们也可以问同样的问题。这两个例子中，我们的系统从所有实际角度来看都可以说是封闭系统，但也都比有可能达到的熵要低得多。
我们知道的是，答案在于太阳系并非总是封闭系统。太阳系由原恒星云演化而来，原恒星云的熵比现在的太阳系要低。星云又来自早期星系，早期星系的熵又比星云要低。星系由原始等离子体形成，原始等离子体的熵也比星系低。等离子体则起源于宇宙极早期，那时候宇宙的熵还要更低。
而早期宇宙来自大爆炸。事实上，关于早期宇宙在那时候为什么处于那样的格局，我们所知甚少；这也正是在本书中激励我们不断探索的问题之一。对时间之箭在我们厨房、实验室和记忆中显示出来的样子的终极解释，关键就在于早期宇宙熵极低的状态。
在传统的统计力学教材中，你一般都见不到这些讨论。这些教材都假定我们对从熵相对较低的状态起步的系统感兴趣，并由此生发。但我们想知道的可比这要多——我们的宇宙为什么在时间的一个端点熵如此之低，从而为之后的时间之箭打下基础？首先我们可以考虑，关于宇宙如何从开始演化到今天我们知道些什么，以此为起点合情合理。
可见的宇宙
我们的宇宙在膨胀，充满了互相之间渐行渐远的星系。我们直接经验所及的只是这个宇宙的一小部分，为了试着理解更大的图景，我们总倾向于做类比。有人告诉我们说，宇宙就好像气球表面，画在上面的小圆点代表各个不同的星系；或是宇宙就像正在烤箱中膨胀起来的葡萄干面包，每粒葡萄干都代表一个星系。
这些类比都糟透了。不只是因为看起来像在过家家——星系那么壮观的东西居然就用一粒小小的、皱巴巴的葡萄干来代表。真正的问题在于，这样的类比总是会随之带来一些无法适用于真实宇宙的关系。比如说气球，气球有内部和外部，也有更大的一个空间容其膨胀；这些东西我们宇宙可全都没有。葡萄干面包有边界，放在烤箱里，闻起来还香喷喷的；对我们的宇宙来说可没有能对应上的概念。
那我们换个思路。要理解我们周围的这个宇宙，我们就来直接考虑这个真实的宇宙。假设在一个万里无云的晴朗夜晚，你站在外面，远离万家灯火。如果看向天空，我们会看到什么？对这次思想实验来说，可以假设我们有完美的视力，对电磁辐射的所有不同形式都有无限灵敏的分辨率。
当然我们会看到星星。直接用肉眼看，这些恒星都是光点，但很久以前我们就已经弄清楚，每一颗恒星都是一个巨大的等离子球体，借助内部核反应的能量发光，并且我们的太阳也是一颗恒星。有一个问题就是我们没有纵深感——很难弄清楚这些恒星每一颗距离我们都有多远。好在天文学家很机智，他们发明的方法能够测定到邻近的恒星是什么距离，答案之巨令人瞠目结舌。离我们最近的恒星是比邻星，距离约为40万亿千米；以光的速度前进的话，抵达那里大概需要四年。
恒星并不是在每个方向上都均匀分布。在我们假想的晴朗夜晚，我们肯定没法不注意到银河——一条毛毛糙糙的白色带子，从地平线的一边穿过天空直到地平线的另一边。我们看到的其实是很多很多靠得很近的恒星的集合；古希腊人就是这么想的，伽利略把他的望远镜指向天空时，也证实了这个想法。实际上，银河系是个巨大的漩涡星系——数千亿恒星的集合，排列成一个中央有凸起的圆盘形状，而我们的太阳系就位于圆盘边缘的一处远郊。
很久以来，天文学家都以为“银河系”和“宇宙”是一回事。很容易想象，银河系就是在除此之外别无他物的空间中的一个孤立的恒星的集合。但我们都知道，除了这些像光点一样的星星，夜空中还有毛茸茸的一滴滴“星云”，有人认定这些星云本身也都是恒星的巨大集合。20世纪初，经过天文学家之间的激烈辩论[38]，埃德温·哈勃（Edwin Hubble）终于测出了到梅西耶33号星云[夏尔·梅西耶（Charles Messier）的模糊天体列表中的33号天体，制作该列表是为了不至于在寻找彗星时与天体相混淆]的距离，并发现该星云比任何恒星都要远得多。梅西耶33号，又名三角座星系，实际上是大小与银河系相当的恒星集合。
进一步检查之后，可以证明宇宙充满了星系。就像银河系有好几千亿恒星一样，可观测宇宙中也有好几千亿星系。有的星系（包括我们这个）也是群或星团的成员，而群或星团又只不过是大规模结构的薄片或游丝。但平均而言，星系在太空中的分布是均匀的。我们眺望的每一个方向，每一个不同的距离，星系的数量都大致相等。可观测宇宙随便从哪儿看都一模一样。
大者更大
哈勃无疑是历史上最伟大的天文学家之一，不过他也是占尽了天时地利。大学毕业后，有一段时间他四处碰壁，以各种方式打发时间，先后做过罗德学者、高中老师、律师、一战士兵，还当过一阵子篮球教练（图7）。不过到1917年，他在芝加哥大学拿了一个天文学博士学位。随后他搬去加州，到洛杉矶郊外的威尔逊山天文台任职。在那里他发明了一台全新的胡克望远镜，镜面直径达2.54米，是当时世界上最大的。正是通过这2.54米的大镜片，胡克观测了其他星系中的不同恒星，首次测出这些恒星与银河系之间的巨大距离。
图7 宇宙观测者埃德温·哈勃
同时，其他天文学家在维斯托·斯里弗（Vesto Slipher）的带领下，用多普勒效应[39]测算了漩涡星云的速度。如果某物体相对你在运动，那么它发出的任何波（例如光或声音）就会在它移向你时被压缩，远离你时被拉长。以声波为例，发出声音的物体向我们移动时音高会增加，远离我们时音高则会降低，这就是我们能体验到的多普勒效应。与此类似，向我们运动的物体发出的光线，在我们看来跟预期相比会向蓝色那头（波长更短）移动，而远离我们的物体发出的光线，就会移向红色那头（波长更长）。因此，不断靠近的物体会蓝移，而不断远去的物体会红移。
斯里弗发现，绝大部分星云都在红移。如果这些天体在宇宙中的运动是随机的，那么我们可以预期红移和蓝移的数目大体相同，因此这个结果实在是很意外。如果星云是气体或尘埃形成的小小云团，我们也许还能下结论说，这些星云是被某些未知机制从我们星系强行喷射出去的。但哈勃于1925年公布的结果打消了这种可能性——我们看到的星云也是星系的集合，这些星系都跟我们自己的银河系大小差不多，也都在远离我们，就好像在害怕什么东西一样。
哈勃的下一个发现就让这些全都对上榫了。1929年，他跟合作者米尔顿·赫马森（Milton Humason）比较了星系的红移和他测得的距离，发现二者显著相关：星系离我们越远，退行速度就越快。这个规律现在叫作哈勃定律：星系退行的视速度与我们到该星系的距离成正比，这个比值叫作哈勃常数[40]。
这个简单的事实——星系越远，退行就越快——之下，隐藏着意义深远的结果：我们并非处于一个巨大的移动宇宙的中心。你可能会得出这样的印象，就是我们还是有点儿特别，因为所有的星系都在远离我们。但是假设你在别的什么星系跟一个外星人天文学家待在一块试试看。如果那位天文学家回头看我们，他当然也会看到银河系在远离自己而去。但如果他看着天空中相反的方向，他还是会看到星系在远离自己——因为从我们的角度来看，那些更加遥远的星系退行速度也会更快。在我们厕身其间的宇宙中，这个特性意味深长。没有哪个地方是独特的，也没有哪里是所有事物都在离它而去的这么一个中心。所有星系都在彼此远离，每个星系的行为看起来都一样。基本上也可以说，星系本身并没有运动，而是星系静止不动，星系之间的空间在膨胀。
事实上，用现代观察事物的方法来看问题的话，这就是正在发生的事情。现在我们不会把太空看成是固定的、绝对的空间，物质就在这样的空间中运动；而是会根据爱因斯坦的广义相对论，将太空本身看成是动态的、活跃的实体。我们说太空在膨胀，意思是有更多空间在星系之间出现。星系本身并没有膨胀，你也没有，个别的原子也没有。尽管宇宙在膨胀，但在这样一个宇宙中，任何由某种局部作用力聚合在一起的物体都会保持原来的大小。（说不定你也在膨胀，但你肯定不能怪宇宙。）光波并没有跟什么作用力结合在一起，于是会被拉长，导致宇宙学上的红移。并且，星系之间当然距离足够遥远，不会受到相互之间万有引力的束缚，因此就会相互远离。
这是宇宙的壮丽图景，同时也引人深思。随后的观测确证，在极大尺度上，宇宙是同质的：随便哪儿的宇宙差不多都一样。当然，宇宙在较小的尺度上是有点儿“疙瘩”（这儿有个星系，星系旁边则有好大一块空着），但如果考虑足够大的区域，那么无论选取哪一块，区域内的星系数量和物质总量都会基本一样。而且，宇宙总体上仍然在逐渐变大，再过140亿年，我们能观测到的每一个遥远星系都会比今天还要远上一倍。
我们发现自己身处总体均匀分布的星系之间，星系之间的空间在膨胀，因此每个星系都在彼此远离[41]。如果宇宙在膨胀，那么它是膨胀到什么东西里面去？什么都不是。我们说到宇宙的时候，没有必要还引用别的什么东西好让它膨胀进去——这可是宇宙——并不需要嵌入别的什么东西；很可能宇宙本身就是全部。我们可能并不习惯这么去想，因为我们在日常生活中会接触到的事物全都处于空间内部；但宇宙就是空间，没有理由说会有这么一个算是“外面”的东西。
同样也不需要有边界——宇宙在太空中可以就这么无限延展下去。或者从这个意义上讲，宇宙也可以是有限的，就是让它卷曲回到自身，就好像球体表面一样。以实际观测为基础，有充分理由相信我们永远也无法知道。光的速度是有限的（1光年/年，或是30万千米/秒），而从大爆炸开始的时间也是有限的。我们往外看向太空时，我们也是在时间上向后看。因为大爆炸发生在大约140亿年前，所以我们往宇宙中能看多远绝对有限制[42]。我们看到的是相对均质的星系集合，总共有大约1000亿个，以稳定的速度相互远离。但在我们能观测到的区域之外，情况也许会非常不一样。
大爆炸
前面我提出大爆炸这个词的时候很随意。这个物理学词汇很久以前就已经进入大众词汇表。但在现代宇宙学所有令人困惑的事情中，可能没有比“大爆炸”这个话题更误导人，或更不真实的表述了——就连有些专业宇宙学家都真应该再补补课。来，我们先花点时间区分一下哪些我们已经知道，哪些我们还不知道。
宇宙在大尺度上是均匀的，而且宇宙在膨胀；星系之间的空间在增长。假设宇宙中的原子数保持恒定[43]，那么随着时间流逝，物质会变得越来越稀薄。同时，光子会红移为更长的波长，能量也会降低，意味着宇宙的温度也会下降。我们宇宙的未来就是稀薄、寒冷和孤独。
现在我们把电影倒着放。如果现在宇宙在膨胀并冷却，那过去就应该更致密、更炎热。一般来讲（撇开某些考虑到暗物质的细节问题，稍后详述），重力的作用会把物质拉到一起。因此，如果我们在时间上将宇宙倒推到一个比今天更致密的状态，我们会期望这个推断一直都能进行下去；也就是说，没有理由期待出现任何形式的“反冲”。在越来越遥远的过去，宇宙应该只是变得越来越致密。我们也许会想象，在有限时间以前会有某个时刻，宇宙无限致密——是个“奇点”。这就是我们叫作“大爆炸”的理论奇点[44]。
请注意，我们是把大爆炸当作宇宙历史上的一个时刻，而非太空中的一个地方。就好像现在的宇宙中没有一个特别的点能定义为膨胀的中心，同样也没有特定的一点对应“爆炸发生的地方”。广义相对论认为在奇点的那一刻宇宙可以收缩到大小为零，但在奇点之后的任意时刻都是无限大。
那么在大爆炸之前发生了什么？现代宇宙学的很多讨论在这个问题上都跑偏了。你可能经常读到如下表述：“大爆炸之前，时间和空间并不存在。宇宙并不是在时间中的某一刻开始出现的，因为时间本身也才开始出现。要问大爆炸之前发生了什么，就跟问北极以北有什么是一样的。”
这些听起来都好深奥，而且搞不好还是对的。但是也有可能不对。真相就是，我们并不知道。广义相对论的法则很明确：在宇宙中给定某些条件，在过去就一定会有一个奇点。但这个结论并不是内在一致的。奇点本身是时空曲率和物质密度都无限大的一个时刻，广义相对论法则根本不再适用。正确的推论不是广义相对论预言了奇点，而是广义相对论预言了宇宙会演化为广义相对论本身不再有效的结构。我们不能认为理论是完备的；在广义相对论说会有奇点的地方有什么事情发生了，但我们并不知道是什么事情。
可能广义相对论并不是关于引力的正确理论，至少在宇宙极早期的环境中并不适用。多数物理学家认为，要弄清楚在宇宙最早期究竟发生了什么，最终会需要用到调和了量子力学框架和爱因斯坦关于时空弯曲的想法的量子引力理论来解释。所以如果有人问你，在据说是大爆炸的那个时刻到底发生了什么，最老实的回答只能是“我不晓得”。一旦我们有了靠谱的理论框架，在这个框架下面可以问早期宇宙的极端条件下发生了什么这样的问题，我们应该就能找出答案，但现在我们还没有这样的理论。
可能在大爆炸之前宇宙并不存在，这是传统广义相对论的题中应有之意。但是也很有可能——也是我倾向于相信的，原因下文揭晓——时间和空间在大爆炸之前就已经存在；我们叫作爆炸的这个节点，是从一个阶段到另一个阶段的一种过渡。我们想要理解时间之箭，这种理解跟早期宇宙的低熵状态密切相关，最终也会将这个问题推向前台，推到中心。我会继续用“大爆炸”这个词来表示“极早期宇宙历史中正好在与传统宇宙学产生关联之前的那一刻”，无论在更完备的理论中这个时刻实际上会是什么样子，也不管宇宙有没有某种奇点或边界。
炎热、均匀的开端
虽说我们并不知道刚好在宇宙的开端发生了什么，但在宇宙开始之后的情况我们知道得还挺多的。宇宙始于极端炎热、致密的状态。随后，空间膨胀，物质稀释并冷却，经历了各种各样的变换。有观测证据表明，从大爆炸到今天已约有140亿年。尽管我们不能说我们知道在最早的时刻发生了什么之类的细节，那些事情全都发生在非常短暂的一段时间之内；但宇宙的绝大部分历史都是在神秘开端之后不久发生的，因此可以讨论指定事件发生在大爆炸之后多少年。这个涉及面十分广泛的图景就叫“大爆炸模型”，理论上已有充分理解，也有汗牛充栋般的观测数据支持；与之形成鲜明对比的是“大爆炸奇点”假设，这个假设仍有几分神秘。
我们关于早期宇宙的图景并非仅仅基于理论推断，还可以用我们的理论做出可验证的预测。例如，宇宙在开始了大约1分钟的时候是个核反应堆，在名为“原初核合成”的过程中发生的核聚变使质子和中子变成氦和其他轻元素。今天我们可以观测到大量这样的元素，并与大爆炸模型做出的预测达到惊人的一致。
我们还可以观测宇宙微波背景辐射。早期宇宙又热又密，而炽热物体会发出辐射。夜视眼镜背后的原理就是，人类（或其他温暖的物体）会发出红外辐射并被合适的传感器探测到。物体越热，散发的辐射能量就越高（波长更短，频率更高）。早期宇宙极为炽热，发出了大量能量值满格的辐射。
此外，早期宇宙并不透明。那时候宇宙的温度太高，电子无法束缚在原子核附近，而是会在太空中自由流动。光子经常会被自由电子弹开，因此（假设你身在其中的话）你会伸手不见五指。但最后温度降了下来，于是电子被原子核捕获，之后就老实待在原子核身边——这个过程叫作复合，发生在大爆炸之后的40万年左右。在这之后宇宙透明了，光线就能畅通无阻不受干扰了，这个状态一直持续到今天。当然光线还是会因为宇宙膨胀而红移，因此来自复合时期的热辐射已被拉长为微波，波长约1厘米，当前达到的温度则是2.7开尔文（-270.4摄氏度）。
因此，根据大爆炸模型（与大爆炸本身这个神秘时刻不同）讲述的宇宙演化故事做出了一个强势预测：我们的宇宙应该在所有方向上都布满了微波辐射，这是从早期宇宙还很炎热、致密的时候遗留下来的。这个辐射最终于1965年由阿尔诺·彭齐亚斯（Arno Penzias）和罗伯特·威尔逊（Robert Wilson）在新泽西州霍姆德尔镇的贝尔实验室观测到。他们甚至并不是在寻找微波背景——他们是射电天文学家，对他们无法处理掉的这个神秘的背景辐射感到有点儿恼火。到1978年荣获诺贝尔奖时，他们的恼火应该得到了些许安慰[45]。正是微波背景的发现，使大部分仍然死守着宇宙学稳恒态理论（该理论中宇宙的温度不随时间改变，同时新物质不断产生）的顽固派改换门庭，转而支持大爆炸观点。
把宇宙的对比旋钮调大
宇宙是个简单的所在。诚然，宇宙中也有诸如星系、海獭、联邦政府之类的复杂事物，但如果我们把局部特色平均掉，在非常大的尺度上宇宙从哪里看都几乎一模一样。对这一点最明显的证据非宇宙微波背景莫属。如果看向天空，在每一个方向我们都能观察到微波背景辐射，看起来就像来自以某个固定温度静静发光的物体——物理学家称之为“黑体”辐射。不过，天空中不同位置的温度还是有细微差别的，一般情况下，从一个方向到另一个方向，温度可能会有十万分之一的差别。这种波动叫作各向异性——如果没有这一点点偏差，各个方向的背景辐射温度就是绝对均匀的了（图8）。
图8 宇宙微波背景中的温度各向异性，由美国航空航天局威尔金森微波各向异性探测器测量。深色区域比平均温度略低一点，浅色区域则比平均温度略高一点。为清楚显示，差别已被明显放大
温度的这种变化反映出在早期宇宙中不同地方物质密度的细微差别。说早期宇宙是均匀的并不只是个简化假设，而是有数据强烈支持的可验证假说。在非常大的尺度上，今天的宇宙也还是很均匀。但这个尺度必须非常大——比3亿光年还要大。在较小尺度上，比如星系的尺寸，或者太阳系，再或者你家厨房的尺寸，宇宙可是相当的“疙疙瘩瘩”。宇宙并非总是这个样子的，早期宇宙在很小的尺度上也非常均匀。从那时候算起，我们是怎么走到今天这一步的呢？
答案在于万有引力，它起到了将宇宙的对比旋钮调大的作用。如果某个区域的物质比平均水平要稍微多一点点，就会有一个引力将这个区域的东西都拉到一起；如果某个区域比平均密度稍微低一点点，其中的物质就会倾向于外流到更密集一点的区域。通过这个过程——宇宙中结构的演化——微波背景各向异性显示的细微的原初波动就增长为我们今天能看到的星系和结构。
想象一下，假设我们生活在一个跟现在这个非常像的宇宙，星系和星云的分布都是一样的，但这个宇宙是在收缩而不是在膨胀。我们能期望星系在未来会随着宇宙收缩而消失，变成均质的等离子体吗？就像我们这个真实的（膨胀）宇宙在过去能看到的那样？完全不会。我们倒是可以期待对比旋钮继续越调越大，就算宇宙是在收缩——黑洞和其他大质量天体会从周围的区域吸收物质。结构增长是个不可逆过程，无论宇宙是在收缩还是在膨胀，在未来都会自然而然发生；这个过程代表着熵增加。因此，由宇宙微波背景图像显示出来的早期宇宙相对均匀的状态，反映的是早期熵非常低的情形。
宇宙不稳定
只要你相信这是个大致均匀的宇宙，正在随着时间膨胀，那么大爆炸就似乎是自然而然的景象。只需要把时钟反着拨，就能得到一个炎热、致密的开端。实际上，这个基本框架是20世纪20年代末由来自比利时的天主教神父乔治·勒梅特（GeorgesLemaître）搭建起来的。他在剑桥大学和哈佛大学念过书，最后在麻省理工学院拿了个博士学位[46]。（勒梅特将宇宙的开端称为“原初原子”。尽管诱惑显而易见，但他还是克制住自己，没去从他的宇宙学模型中推导出任何神学结论。）
但在大爆炸模型中，有一个很奇怪的地方并不对称，不过现在对我们来说应该不算是意料之外了：时间和空间有差别。在大尺度上宇宙是均质的这一思想，可以拔高为“宇宙学原理”：宇宙中没有哪个地方是特别的。但似乎很明显，宇宙中有一个时间很特别：大爆炸的时刻。
20世纪中叶有些宇宙学家发现，空间的均质与时间的多变之间有显著差别，这是大爆炸模型的严重缺陷，于是着手发展替代理论。1948年，三位杰出的天文学家——赫尔曼·邦迪（Hermann Bondi）、托马斯·戈尔德（Thomas Gold）和弗雷德·霍伊尔（Fred Hoyle）提出了宇宙的稳恒态模型[47]。他们这个模型是基于“完美宇宙学原理”——宇宙中没有哪个地方或哪个时间是特别的。尤其是，他们还提出宇宙在过去并不比今天更热，也不会更致密。
稳恒态理论的开路先锋（与他们后来的某些追随者不同）并不是“怪叔叔”。他们明白哈勃已经发现宇宙在膨胀，也很重视那些数据。那么，宇宙怎么会一边膨胀一边却没有稀释和冷却呢？他们给出的答案是，物质在星系之间的空间中不断被创造出来，正好抵消了宇宙膨胀带来的稀释。（不用制造很多，大约每10亿年在1立方米的空间内产生一个氢原子就够了。这个产量应该不会把你家客厅塞得满满当当。）物质的产生并非仅有物质自身就能进行，霍伊尔发明了一种新的场，命名为“创生场”，简称C场，并希望能达到目的，但这个想法从未在物理学家中间真正流行起来。
用我们看腻了的现代观点来看，稳恒态模型似乎有大量超结构，都是以一些相当不真实的哲学预设为基础构建的。但有很多伟大的理论在面对严格的现实数据之前都是这样起步的，爱因斯坦在构建他的广义相对论时，肯定也借助了自己的哲学偏好。但跟相对论不一样，稳恒态理论最终面对数据时，结果可算不上漂亮[48]。对于一个宇宙中温度保持不变的模型，你最不想看到的就是能表明炽热开端的遗留背景辐射了。彭齐亚斯和威尔逊发现微波背景后，稳恒态理论的支持者溃不成军，不过到今天仍有一小撮死忠粉丝，发明了别出心裁的手法来避免对数据做出最直接的解读。
不过，思考稳恒态模型也能清楚说明大爆炸模型中时间令人困惑的特性。在稳恒态宇宙学中，也有确凿无疑的时间之箭：熵在同一个方向永远增加，没有上限。合情合理地讲，解释宇宙的初始低熵条件在稳恒态宇宙中是个坏到极点的问题；无论这些初始条件是什么，它们都位于无穷远的过去，而今天任何有限系统的熵过去都会是无穷小。你也许可以想象，如果宇宙学家认真看待过解释宇宙早期的低熵状态这个问题，那这种形式的考虑可能一开始就会让稳恒态理论站不住脚。
大爆炸景象中，事情看起来不是那么毫无希望。我们还是不知道为什么早期宇宙的熵那么低，但至少我们知道了早期宇宙是什么时候：140亿年前，那时候的熵很低，但并非严格为零。跟在稳恒态模型中不一样，在大爆炸的情景下，你至少可以正好指着这个问题所在的地方（实际上是“时刻”）。这究竟算不算得上进步，可能要到我们能用一个更全面的框架来理解宇宙时才知道。
但宇宙在加速
关于过去140亿年宇宙的演化我们已经了解得非常多了。将来会发生什么呢？
现在宇宙正在膨胀，变得越来越冷，越来越稀薄。多少年来宇宙学的大题目都是：“膨胀是会一直持续下去，还是到最后宇宙会达到一个最大尺寸并开始收缩，最终在时间的终点来一个大挤压？”就这几种理论寻找各自的证据与反证进行辩论，是从广义相对论呱呱坠地开始就在宇宙学家中间十分流行的负暄琐话。爱因斯坦自己比较喜欢的宇宙在时间和空间上都是有限的，因此他愿意支持最终会再坍缩的想法。相比之下，勒梅特更中意宇宙会持续冷却、永远膨胀下去的想法：是冰，而不是火。
人们想以经验为依据解决这个问题，但事实证明进行相关测量难上加难。广义相对论似乎做出了很清晰的预测：随着宇宙膨胀，星系之间的万有引力会将所有星系都拉到一起，让膨胀慢下来。问题仅仅在于宇宙中是有足够物质最终导致坍缩，还是膨胀尽管会变得更加平缓但还是会永远进行下去。在很长时间里这个问题都很难回答，因为观测似乎表明，几乎有足够的物质逆转宇宙膨胀——但还是不够多。
突破发生在1998年，用的是完全不同的方法。这种方法没有去测量宇宙中的总质量，并将其与理论相比较，以决定这些质量是否足够让宇宙膨胀最终逆转；你可以跳脱出来，直接测量膨胀减慢的速率。当然，说来容易做来难。基本上你要做的，就是哈勃多年以前做过的——测量星系的距离和视速度，并检查星系之间的关系——但精确程度要高得多，距离也要大得多。最终用到的手段是寻找Ia型超新星，这种发生爆炸的恒星不只是非常明亮（因此在天文距离上仍然可见），而且在每起超新星爆炸事件中的亮度都几乎相同（因此视星等可用于推算到超新星的距离）[49]。
艰苦的工作是由两个团队完成的：一个是由索尔·珀尔马特（Saul Perlmutter）领导的劳伦斯伯克利国家实验室，另一个是由布莱恩·施密特（Brian Schmidt）领导的澳大利亚斯特朗洛山天文台。珀尔马特的团队中有大量从粒子物理学改换门庭的宇宙学家，起步也比较早，在面对山呼海啸般的质疑时也仍在支持超新星手段。施密特的团队则聚集了大量超新星天文学方面的专家，起步较晚，但也很快迎头赶上了。团队之间保持着友好的竞争，当然时不时地也没那么友好，不过两个团队都做出了重要贡献，也恰如其分地分享了最终发现的荣誉[50]。
20世纪90年代末，布莱恩·施密特和我恰好在哈佛大学研究生院共事。我是个理想主义的理论家，他是个绝无二话的观测者。那时候天文学大规模观测的技术还在襁褓之中，人们普遍相信测量宇宙学参数是愚公移山，注定会受困于巨大的不确定性，使我们无法以我们想要的精度确定宇宙的大小和形状。布莱恩和我打了个赌，看二十年内我们能否准确测出宇宙中总的物质密度。我觉得能做到，布莱恩则很确定我们做不到。那时候我们都是穷学生，但还是买了一小瓶有年份的波尔图葡萄酒，准备雪藏二十年直到答案揭晓。不过我们在远远不到二十年的时候就已经知道了答案，也都很为此而高兴。是我赢了，但很大程度上要归功于布莱恩自己的努力。2005年，我们在哈佛大学昆西楼的楼顶分享了这一小瓶赌注。
答案就是：宇宙膨胀一点儿都没有减速，实际上反而在加速（图9）！如果你测量了一个星系的视退行速度，并假设你十亿年之后回来再测一次，你就会发现这次速度变快了[51]。这个结果如何才能跟广义相对论做出的宇宙应该慢下来的预测相协调呢？跟广义相对论做出的大部分这种预测类似，这里有隐含假设：在这种情况下，宇宙的主要能量来源由物质组成。
图9 加速的宇宙
对宇宙学家来说，物质就是“粒子的任意集合，其中所有粒子的移动速度都远低于光速”的简称。（如果粒子在以光速或接近光速运动，宇宙学家就会将这些粒子叫作“辐射”，无论它们是不是通常意义上的电磁辐射。）爱因斯坦很久以前就告诉我们，粒子就算完全没有运动也有能量：E=mc2，也就是说完全静止的有质量的粒子，其能量等于质量乘以光速的平方。现在我们只需要知道，物质的重要方面是物质会随着宇宙扩张而被稀释[52]。广义相对论真正预言的是膨胀应该减速，只要能量确实是在被稀释。如果能量没有被稀释——如果能量的密度，即每立方厘米或每立方光年的空间中包含的能量都大致恒定——那么这些能量就能持续提供空间膨胀的推动力，宇宙实际上就会被加速膨胀。
当然也有可能，在宇宙学尺度上广义相对论并不是关于引力的正确理论，物理学家对这种可能性也非常认真。然而可能性更大的是，广义相对论是对的，观测则告诉我们宇宙中大部分能量都并不是以“物质”的形式存在，而是以某种极为顽固的形式存在于太空中，即便空间在扩张也还是会持续待在原地。我们将这种神秘的东西叫作“暗能量”，暗能量的性质是现代宇宙学家十分喜爱的研究课题，无论是搞理论的还是搞观测的都趋之若鹜。
对暗能量我们所知甚少，但我们确实知道两件很重要的事情：暗能量在空间上几乎是常数（不同地方的能量值都一样），在时间上能量密度也几乎是常数（不同时间在每立方厘米空间中的能量值都一样）。因此，暗能量最简单的可能模型会有如下特征：能量密度为绝对常量，不随时间和空间而变化。实际上这个想法一点儿也不新鲜，可以一直追溯到爱因斯坦：他称其为“宇宙学常数”，不过今天我们经常称之为“真空能量”。（有些人可能会想让你相信，真空能量和宇宙学常数之间还是有区别的——别让他们给骗了。唯一的区别就是你把它放在等式的哪一边，而无论放在哪边都完全没有区别。）
我们想说的是，每立方厘米的空间——星系之间凄清寒冷的太空，或太阳的正中心，或就在你眼前的空间——中，除了真实存在于这个小立方体当中的粒子、光子和其他所有物质所包含的能量之外，都还有一定的能量。这种能量叫作“真空能量”，是因为就算在完全没有任何东西的真空中也存在——时空自身的基本结构中固有的最小能量值[53]。这种能量你看不见、摸不着，拿它一点儿办法都没有，但它确实就在那里。而我们知道有这种能量是因为它对宇宙有至关重要的影响，会产生一个轻轻的推力，让遥远的星系加速远离我们。
跟常规物质带来的引力不一样，真空能量带来的影响是将东西推开，而不是拉到一块儿。爱因斯坦于1917年首次提出宇宙学常数时，想的是好解释静态宇宙，一个既不膨胀也不收缩的宇宙。这并不是一个想岔了的哲学立场，而是根据当时的天文学水平能做出的最好解释；哈勃要到1929年才会发现宇宙在膨胀。因此在爱因斯坦设想的宇宙中，星系之间的万有引力和宇宙学常数产生的推力达到精密平衡。他了解到哈勃的发现之后，就开始后悔引入了宇宙学常数——如果坚持自己的想法，他说不定能在宇宙膨胀被发现之前就先预言出来。
神秘的真空能量
在理论物理学领域，要想不发明什么新概念可不容易。宇宙学常数跟真空能量的想法是一样的，都是指真空本身就有的能量。问题不在于“真空能量的概念有根据吗？”，而应该是“我们觉得真空能量的值应该有多大”。
现代量子力学表明，真空不是个了无生趣的地方，而是存在虚粒子的。量子力学有个重要结果，就是维尔纳·海森伯（Werner Heisenberg）的不确定性原理：任意系统的可观测特征都不可能以完美精度固定到一个独一无二的状态，这个原理对真空状态也同样有效。所以，如果我们对真空观察得足够真切，就会看到粒子倏忽明灭，代表着真空本身的量子涨落。这些虚粒子没有多神秘，也不是出自想象，而是确实就在那里，对粒子物理也有可测量的效应，已经观测到很多次了。
虚粒子带有能量，这些能量对宇宙学常数亦有贡献。我们可以把所有这些粒子的效应都加起来，好估算出宇宙学常数应该有多大。但是如果把那些有很高能量的粒子的效应也包括进来，可能就不大对了。我们并不认为，对粒子物理的传统理解对非常高能的事件也够用——某些时候我们必须考虑到量子引力的影响。这是广义相对论与量子力学相结合的理论，目前还并不完备。
所以不必乞灵于正确的量子引力理论，反正我们现在也没有；我们可以只考察在量子引力会有重要影响的能量值以下的能量对虚粒子真空能量的贡献。这个门槛就是普朗克能量，以量子理论先驱之一德国物理学家马克斯·普朗克（Max Planck）命名；数值则是20亿焦耳（焦耳是个传统的能量单位）[54]。我们可以将能量从零到普朗克能量这个范围的虚粒子对真空能量的贡献都加起来，然后双手合十，将结果跟我们实际观测到的相比较。
结果是一塌糊涂。对于真空能量应该有多少，我们的简单估计是约为10105焦耳/厘米3。但我们实际观测到的约为10-15焦耳/厘米3。也就是说，我们的估计值比实验值大了10120倍——1后面跟着120个0。这可没办法归咎于实验误差。人们管这叫所有科学领域中理论预期与实验现实之间的最大分歧。作为比较你们可以感受一下，整个可观测宇宙所有粒子的总数仅为1088左右，而全世界所有海滩上的沙粒总数也只有1020的样子。
真空能量的实际值比理论值小得多，这是个很严肃的问题：“宇宙学常数问题”。不过这里还有另一个问题：“巧合问题”。请记住，尽管宇宙在膨胀，物质在逐渐稀释，真空能量却保持着恒定的密度（每立方厘米的能量总值始终一样）。今天这两个密度的差别不是那么大：物质组成了宇宙能量的25%左右，真空能量则组成了剩下的75%。但物质密度会随着宇宙膨胀下降，而真空能量保持不变，因此两者的比例正在发生明显变化。例如在复合时期，物质能量密度是真空能量的10亿倍。因此，今天两者有点儿旗鼓相当的架势，在宇宙历史上是独一无二的，看起来似乎真的是个非同寻常的巧合。也没有人知道为什么会这样。
这些都是我们要在理论上理解真空能量需要面对的重大问题。但如果我们撇开这些问题，不去管为什么真空能量这么小，为什么其密度跟物质能量的密度有可比性，那我们就会剩下一个现象学模型，在数据拟合方面可以取得不俗的成绩。（就好像卡诺和克劳修斯并不需要知道原子，就能说明白熵在哪些方面有用，我们也不需要了解真空能量的来源，就能理解真空能量对宇宙膨胀起到了什么作用。）暗能量最早的直接证据来自1998年对超新星爆炸的观测，但从那时起，有各种各样的方法都独立证实了基本图景。要么就是宇宙正在真空能量的些微影响之下不断加速，要么就是有什么更戏剧化、更神秘的事情在发生。
最深远的未来
就我们所知，真空能量的密度不会随着宇宙膨胀而变化。（也许有非常缓慢的变化而我们只是还没有能力测出来——这是现代宇宙学观测的重要目标之一。）对真空能量我们知道得还不够多，无法确切地说在无限的未来会发生什么，但显而易见的第一猜测是，真空能量会永远保持当前数值。
如果真是这样，真空能量会留在这里，那么要预测我们宇宙不论多么遥远的未来就都很直接了。细节会以很有意思的方式变得很复杂，但要做个概述还是相对简单[55]。宇宙会持续膨胀、冷却，也变得越来越稀疏。遥远的星系会加速远离我们，随着它们远走高飞，红移也会变得越来越厉害。最终它们会从我们的视野中淡出，因为能抵达我们的光子之间的时间间隔会变得越来越长。整个可观测宇宙会只剩下我们这个万有引力束缚下的本星系群。
星系不会永远存在。星系中的恒星会燃尽核燃料，然后熄灭。残存的气体和尘埃中可以形成更多恒星，但是在达到一个入不敷出的折返点之后，星系中所有恒星就会全都熄灭。我们剩下的是白矮星（燃烧过并耗尽了燃料的恒星）、褐矮星（那些没有燃烧过的恒星）以及中子星（之前是白矮星，但后来因为重力而坍缩了）。这些天体自身可能稳定也可能不稳定；目前我们最好的理论猜测是，组成这些天体的质子和中子本身就不是绝对稳定的，最终会衰变为更轻的粒子。如果真的是这样（其实吧，我们也不知道），各种各样的已熄灭恒星最终就都会烟消云散，变成粒子组成的稀薄气体，消散在虚空中。这个过程不会很快，有个合理估算是从现在算起1040年。你可以比较一下，当前宇宙的年龄大约是1010年。
除了恒星还有黑洞。大部分大型星系，包括我们的银河系，在其中心都有巨大的黑洞。在银河系这种规模的星系中，有大约1000亿颗恒星，黑洞质量大约是太阳质量的几百万倍——跟随便哪颗恒星相比都非常大，但跟整个星系比起来还是挺小。但是黑洞会持续增长，任何不幸落入黑洞的恒星，都会被它打扫干净，而最后所有的恒星都会用尽。到了这时候，黑洞自己会开始蒸发，变成基本粒子。这是史蒂芬·霍金（Stephen Hawking）于1976年做出的重大发现，我们会在本书第12章《黑洞：时间的终结》中详细讨论。仍然因为量子涨落，黑洞不得不逐渐向周围的空间发出辐射，在这过程中慢慢失去能量。如果我们等的时间够长——现在我们说的可是10100年左右——就算是星系中心的超大质量黑洞也会蒸发干净，毛都不剩。
无论细节如何展开，我们剩下的长期图景都是一样的。别的星系会远离我们，消失不见；我们自己的星系会演化经历不同阶段，最后结果是变成稀薄的粒子烟雾，消散在虚空中。在非常遥远的未来，宇宙又一次变成了非常简单的所在：这个宇宙会完全是空的，空间能有多空就有多空。这跟宇宙发端时的炎热、致密状态相比，就是正好完全相反的对立面。这是时间之箭在宇宙学领域的生动展现。
宇宙的熵
理论物理学家已经花了相当多的脑细胞思考为什么宇宙以这种特别方式而非其他方式演化这个问题。当然也很有可能，这个问题就是没有答案；很可能宇宙就是这个样子，而我们最多也就只能接受它。但我们还是并非毫无理由地希望，我们能比只是接受它更进一步——我们能解释它。
如果物理学定律的知识是完美的，那么“为什么宇宙以这种方式演化”的问题就等于“为什么宇宙的初始条件要安排成这个样子”。但后一种阐述已经偷偷夹带了时间不对称的隐含概念，认为过去的状况比将来的状况更特殊。如果我们关于基本的、微观的定律理解正确，那我们就能具体说明任意时刻的宇宙状态，并由此出发同时推导出过去和将来。什么才算是宇宙作为整体的自然历史？将我们的任务描述为弄懂这个问题要好得多[56]。
宇宙学家低估了时间之箭的重要性这一事实包含有几分讽刺，因为时间之箭可以说是关于宇宙演化唯一最明显的事实。玻尔兹曼能（正确地）论证过去需要低熵边界条件，尽管他对广义相对论和量子力学全都一无所知，甚至都完全不知道还存在别的星系。严肃对待熵的问题能帮助我们以新的眼光看待宇宙学，还兴许能对长期令人头痛的难题提出一些解决办法。
但首先，我们最好说清楚，我们说的“宇宙的熵”究竟是什么意思。在第13章中我们会用大量细节讨论我们可观测宇宙中熵的演化，但基本故事情节大致如下：
我们面对的挑战就是解释这段历史。特别是，为什么早期的熵1088比可能的最大值10120要低那么多？请注意，前一个数字比后一个数字要小得多；表面看差别没那么大，是因为符号简洁带来的奇迹。
好在至少大爆炸模型提供了一个我们可以妥当处理这个问题的背景。在玻尔兹曼的时代，我们还并不知道广义相对论或宇宙膨胀，熵的难题还要更难，只是因为那时候还没有诸如“宇宙的开端”（或者是“可观测宇宙的开端”）之类的事件。今非昔比，现在我们能准确指出什么时候熵很小，及低熵状态所处的特殊形式；要试着解释为何是这个样子，这是至关重要的一步。
当然也有可能，物理学基本定律就是不可逆的（尽管稍后我们会给出论证来反驳这种可能）。但如果真的不可逆，我们宇宙在接近大爆炸时刻的低熵状态就会留给我们两种基本可能：
至于说究竟哪种才是现实世界的正确描述，唯一的答案就是我们也不知道。我会承认我自己更偏好选项2，因为我觉得如果将这个世界描述为一套运动定律的必然结果，那么这个选项更加简明，不需要额外的原则来解释为什么刚好是这个样子。要将这个含糊其辞的设想转化为脚踏实地的宇宙学模型，就需要我们真正利用统治着我们宇宙的神秘的真空能量。从这里抵达那里需要对弯曲时空和相对论有更深入的理解，现在就让我们来一探究竟吧。