然而,如果中微子不是零质量,而是如苏联在1981年进行的一次没被证实的实验所暗示的,自身具有小的质量,我们则可能间接地探测到它们。正如前面提到的那样,它们可以是“暗物质”的一种形式,具有足够的引力吸引去遏止宇宙的膨胀,并使之重新坍缩。
在大爆炸后的大约100秒,温度降到了10亿度,也即最热的恒星内部的温度。在此温度下,质子和中子不再有足够的能量逃脱强核力的吸引,所以开始结合产生氘(重氢)的原子核。氘核包含一个质子和一个中子。然后,氘核和更多的质子中子相结合形成氦核,它包含二个质子和二个中子,还产生了少量的两种更重的元素锂和铍。可以计算出,在热大爆炸模型中大约4分之1的质子和中子转变了氦核,还有少量的重氢和其他元素。所余下的中子会衰变成质子,这正是通常氢原子的核。
1948年,科学家乔治·伽莫夫和他的学生拉夫·阿尔法在合写的一篇著名的论文中,第一次提出了宇宙的热的早期阶段的图像。伽莫夫颇有幽默——他说服了核物理学家汉斯·贝特将他的名字加到这论文上面,使得列名作者为“阿尔法、贝特、伽莫夫”,正如希腊字母的前三个:阿尔法、贝他、伽玛,这特别适合于一篇关于宇宙开初的论文!他们在此论文中作出了一个惊人的预言:宇宙的热的早期阶段的辐射(以光子的形式)今天还应在周围存在,但是其温度已被降低到只比绝对零度(一273c)高几度。这正是彭齐亚斯和威尔逊在1965年发现的辐射。在阿尔法、贝特和伽莫夫写此论文时,对于质子和中子的核反应了解得不多。所以对于早期宇宙不同元素比例所作的预言相当不准确,但是,在用更好的知识重新进行这些计算之后,现在已和我们的观测符合得非常好。况且,在解释宇宙为何应该有这么多氦时,用任何其他方法都是非常困难的。所以,我们相当确信,至少一直回溯到大爆炸后大约一秒钟为止,这个图像是正确无误的。
大爆炸后的几个钟头之内,氦和其他元素的产生就停止了。之后的100万年左右,宇宙仅仅只是继续膨胀,没有发生什么事。最后,一旦温度降低到几千度,电子和核子不再有足够能量去抵抗它们之间的电磁吸引力,它们就开始结合形成原子。宇宙作为整体,继续膨胀变冷,但在一个略比平均更密集的区域,膨胀就会由于额外的引力吸引而慢下来。在一些区域膨胀会最终停止并开始坍缩。当它们坍缩时,在这些区域外的物体的引力拉力使它们开始很慢地旋转;当坍缩的区域变得更小,它会自转得更快——正如在冰上自转的滑冰者,缩回手臂时
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