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宇宙大爆炸当然是粒子释放能量！

关于宇宙大爆炸，简称大爆炸（英文：Big Bang）是描述宇宙诞生初始条件及其后续演化的宇宙学模型，这一模型得到了当今科学研究和观测最广泛且最精确的支持。

一、大爆炸简介

宇宙学家通常所指的大爆炸观点为：宇宙是在过去有限的时间之前，由一个密度极大且温度极高的太初状态演变而来的（根据2010年所得到的最佳的观测结果，这些初始状态大约存在发生于133亿年至139亿年前），并经过不断的膨胀到达今天的状态。比利时牧师、物理学家乔治·勒梅特首先提出了关于宇宙起源的大爆炸理论，但他本人将其称作“原生原子的假说”。这一模型的框架基于了爱因斯坦的广义相对论，并在场方程的求解上作出了一定的简化（例如空间的均一和各向同性）。

描述这一模型的场方程由苏联物理学家亚历山大·弗里德曼于1922年将广义相对论应用在流体上给出。1929年，美国物理学家埃德温·哈勃通过观测发现从地球到达遥远星系的距离正比于这些星系的红移，这一膨胀宇宙的观点也在1927年被勒梅特在理论上通过求解弗里德曼方程而提出，这个解后来被称作弗里德曼-勒梅特-罗伯逊-沃尔克度规。哈勃的观测表明，所有遥远的星系和星团在视线速度上都在远离我们这一观察点，并且距离越远退行视速度越大。如果当前星系和星团间彼此的距离在不断增大，则说明它们在过去的距离曾经很近。

从这一观点物理学家进一步推测：在过去宇宙曾经处于一个极高密度且极高温度的状态，在类似条件下大型粒子加速器上所进行的实验结果则有力地支持了这一理论。然而，由于当前技术原因粒子加速器所能达到的高能范围还十分有限，因而到为止，还没有证据能够直接或间接描述膨胀初始的极短时间内的宇宙状态。从而，大爆炸理论还无法对宇宙的初始状态作出任何描述和解释，事实上它所能描述并解释的是初始状态之后宇宙的演化图景。当前所观测到的宇宙中轻元素的丰度，和理论所预言的宇宙早期快速膨胀并冷却过程中最初的几分钟内，通过核反应所形成的这些元素的理论丰度值非常接近，定性并定量描述宇宙早期形成的轻元素的丰度的理论被称作太初核合成。

大爆炸一词首先是由英国天文学家弗雷德·霍伊尔所采用的。霍伊尔是与大爆炸对立的宇宙学模型——稳恒态理论的倡导者，他在1949年3月BBC的一次广播节目中将勒梅特等人的理论称作“这个大爆炸的观点”。虽然有很多通俗轶事记录霍伊尔这样讲是出于讽刺，但霍伊尔本人明确否认了这一点，他声称这只是为了着重说明这两个模型的显著不同之处。霍伊尔后来为恒星核合成的研究作出了重要贡献，这是恒星内部通过核反应从轻元素制造出某些重元素的途径。1964年宇宙微波背景辐射的发现是支持大爆炸确实曾经发生的重要证据，特别是当测得其频谱从而绘制出它的黑体辐射曲线之后，大多数科学家都开始相信大爆炸理论了。

二、大爆炸年表

通过广义相对论将宇宙的膨胀进行时间反演，则可得出宇宙在过去有限的时间之前曾经处于一个密度和温度都无限高的状态，称之为奇点，奇点的存在意味着广义相对论理论在这里不适用。而仍然存在争论的问题是，借助广义相对论我们能在多大程度上理解接近奇点的物理学——可以肯定的是不会早于普朗克时期。宇宙极早期这一高温高密的相态被称作“大爆炸”，这被看作是我们宇宙的诞生时期。通过观测Ia型超新星来测量宇宙的膨胀，对宇宙微波背景辐射温度涨落的测量，以及对星系之间相关函数的测量，科学家计算出宇宙的年龄大约为137.3亿年。这三个独立测算所得到的结果相符，从而为具体描述宇宙所包含物质比例的ΛCDM模型提供了有力证据。关于大爆炸模型中极早期宇宙的相态问题，至今人们仍充满了猜测。

在大多数常见的模型中，宇宙诞生初期是由均匀且各向同性的高密高温高压物质构成的，并在极早期发生了非常快速的膨胀和冷却。大约在膨胀进行到10^-37秒时，产生了一种相变使宇宙发生暴涨，在此期间宇宙的膨胀是呈指数增长的。当暴涨结束后，构成宇宙的物质包括夸克－胶子等离子体，以及其他所有基本粒子。此时的宇宙仍然非常炽热，以至于粒子都在做着相对论性的高速随机运动，而粒子－反粒子对在此期间也通过碰撞不断地创生和湮灭，从而宇宙中粒子和反粒子的数量是相等的（宇宙中的总重子数为零）。直到其后的某个时刻，一种未知的违反重子数守恒的反应过程出现，它使夸克和轻子的数量略微超过了反夸克和反轻子的数量——超出范围大约在三千万分之一的量级上，这一过程被称作重子数产生。这一机制导致了当今宇宙中物质相对于反物质的主导地位。

随着宇宙的膨胀和温度进一步的降低，粒子所具有的能量也普遍逐渐下降。当能量降低到1太电子伏特（1012eV）时产生了对称破缺，这一相变使基本粒子和基本相互作用形成了当今我们看到的样子。宇宙诞生的10^-11秒之后，大爆炸模型中猜测的成分就进一步减少了，因为此时的粒子能量已经降低到了高能物理实验所能企及的范围。10^-6秒之后，夸克和胶子结合形成了诸如质子和中子的重子族，由于夸克的数量要略高于反夸克，重子的数量也要略高于反重子。此时宇宙的温度已经降低到不足以产生新的质子－反质子对（类似地，也不能产生新的中子－反中子对），从而即刻导致了粒子和反粒子之间的质量湮灭，这使得原有的质子和中子仅有十亿分之一的数量保留下来，而对应的所有反粒子则全部湮灭。大约在1秒之后，电子和正电子之间也发生了类似的过程。经过这一系列的湮灭，剩余的质子、中子和电子的速度降低到相对论性以下，而此时的宇宙能量密度的主要贡献来自湮灭产生的大量光子（少部分来自中微子）。

在大爆炸发生的几分钟后，宇宙的温度降低到大约十亿开尔文的量级，密度降低到大约空气密度的水平。少数质子和所有中子结合，组成氘和氦的原子核，这个过程叫做太初核合成。而大多数质子没有与中子结合，形成了氢的原子核。随着宇宙的冷却，宇宙能量密度的主要来自静止质量产生的引力的贡献，并超过原先光子以辐射形式的能量密度。在大约37.9万年之后，电子和原子核结合成为原子（主要是氢原子），而物质通过脱耦发出辐射并在宇宙空间中相对自由的传播，这个辐射的残迹就形成了今天的宇宙微波背景辐射。

虽然宇宙在大尺度上物质几乎均一分布，但仍存在某些密度稍大的区域，因而在此后相当长的一段时间内这些区域内的物质通过引力作用吸引附近的物质，从而变得密度更大，并形成了气体云、恒星、星系等其他在今天的天文学上可观测的结构。这一过程的具体细节取决于宇宙中物质的形式和数量，其中形式可能有三种：冷暗物质、热暗物质和重子物质。来自WMAP的最佳观测结果表明，宇宙中占主导地位的物质形式是冷暗物质，而其他两种物质形式在宇宙中所占比例不超过18%。另一方面，对Ia型超新星和宇宙微波背景辐射的独立观测表明，当今的宇宙被一种被称作暗能量的未知能量形式主导着，暗能量被认为渗透到空间中的每一个角落。观测显示，当今宇宙的总能量密度中有72%的部分是以暗能量这一形式存在的。根据推测，在宇宙非常年轻时暗能量就已经存在，但此时的宇宙尺度很小而物质间彼此距离很近，因而在那时引力的效果显著从而减缓了宇宙的膨胀。但经过了几十上百亿年的膨胀，不断增长的暗能量开始让宇宙膨胀缓慢加速。表述暗能量的最简洁方法是在爱因斯坦引力场方程中添加所谓宇宙常数项，但这仍然无法回答暗能量的构成、形成机制等问题，以及与此伴随的一些更基础问题：例如关于它状态方程的细节，以及它与粒子物理学中标准模型的内在联系，这些未解决的问题仍然有待理论和实验观测的进一步研究。

所有在暴涨时期以后的宇宙演化，都可以用宇宙学中的ΛCDM模型来非常精确地描述，这一模型来自广义相对论和量子力学各自独立的框架。如前所述，还没有广泛支持的模型能够描述大爆炸后大约10^-15秒之内的宇宙，一般认为需要一个统合广义相对论和量子力学的量子引力理论来突破这一难题。如何才能理解这一极早期宇宙的物理图景是当今物理学的最大未解决问题之一。

在詹姆斯·厄舍宣布地球年龄200年之后，开尔文（Kelvin）勋爵试图利用科学的手段和推理来求出地球的年龄。

作为维多利亚时代格拉斯哥大学的自然哲学教授，开尔文是当时最具影响的理论物理学家。他采用当时已知的热力学原理来计算地球的年龄。根据对来自地球内部的熔岩流的观察以及以往对深部矿床的开采经验，开尔文知道地球的内部比地表要热得多。因此，他期望通过观察地表和地内的温度差别（即所谓地温梯度）来推测地球的形成年龄。他假定地球的初始状态是一个温度约为3850“C的熔融体。因此，他的计算结论是约需1亿年的时间才能使地球达到现在的地温梯度值。这一时间即被他视为地球的年龄。

开尔文的上述估算结果在其支持者——理论物理学家和反对者——地貌学家（研究地表形态的地质学家）之间掀起了一场大争吵。地貌学家们在应用均变论原理计算某些地质特征的形成时间时，发现地球表面的某些特征所反映的地球年龄远远不止1亿年。但是，这些地貌学家在当时又无法令人信服地证实他们所观察到的地质现象代表了更老的地球年龄，其观点也当然地遭到了许多物理学家的反对。在地球年龄这一问题上，物理学家们在当时提出的新认识实际上增加了科学家们对地球绝对年龄认识的不确定性。但这种局面只持续了数十年。

有时候，一些新的科学见解或发现会导致一种修正的范例以及一些看起来是矛盾的理论和观察结果之间的调和。地球年龄之争就是这样一种情形：在19世纪与20世纪之交，放射性的发现使得地球年龄这一问题再一次成为讨论热点。开尔文勋爵当初是不知道地核放射性作用所产生的那部分热量的，如果在他的计算中考虑到放射性产生的这部分热量，那么计算结果就会与地质学家们的最佳估计更为接近。后者是将均变论原理应用到地表形态的演化研究并进而推测地球的年龄的。放射性也为地质学家们进行地球绝对年龄的测定提供了一种独立的基准。放射性测年

一个放射性原子会随时间发生衰变。放射性原子的衰变速率被认为是一个常量（除非原子是以接近光速的速度发生运动），它实际上不受压力、温度等的影响，也不会因为由放射性原子构成的化合物（如岩石、水或空气）发生物理变化而发生改变。一个放射性元素的衰变速率是以其半衰期来表示的，即初始原子数的一半通过自然放射出质量和能量而衰变成其他（子）元素和粒子所需要的时间。如果我们知道子元素形成的恒定速率，那么，求得原始元素与子元素的比值，我们就能推算一块岩石的年龄。这一知识使得科学家们能够计算包含原始放射性元素的矿物的形成年龄。以岩石中的放射性衰变为向导，地质学家和地球化学家们能够确定岩石的绝对年龄，因而也能确定地球各种地层的绝对年龄。有了这一放射性测年技术，人们也就找到了一种用于计算地球年龄的可靠时钟。

用于岩石测年的有几种元素，其中包括衰变成铅（Ph）同位素的铀（U）同位素（半衰期在7～45亿年之间）、衰变成锯（Sr）的铆（Rb）同位素（半衰期为500亿年）以及衰变成氨（Ar）的钾（K）同位素（半衰期为13亿年）。

在同位素测年的早期阶段（1900～1939年），简陋的分析方法和有关原子核作用认识上的局限阻碍了科学家的实验工作。尽管如此，通过测量含铀矿物中的U／Ph比值以及多种岩石和矿物中He氦）／U比值，科学家们还是能够进行粗略的年龄估计。

由于Rb和K有较长的半衰期，Rb／Sr和K／Ar测年技术分别是最可靠的测年技术之一，其测定的年龄范围几乎包括了整个地球的约45亿年的历史。但是，如果要测定比较新的地质事件的年龄（比如过去几千年前某一事件的年龄），则需要采用一些半衰期短得多的放射性元素。

关于开尔文如何测算地球年龄，年龄测算粒子是真的吗的介绍到此结束，希望对大家有所帮助。