30分钟，温度在一亿度左右。
在高温阶段的几十万年的时间里，宇宙中的热辐射是十
分强的。热辐射和其它粒子处于平衡状态。过了这个阶段之
后，物质密度降低，特别是温度降低到了几千度以下时，热辐
射与其它粒子的作用才大大降低，热辐射大体不再受物质的
影响，可以自由地传播。这种自由的热辐射，随着宇宙膨胀温
度也逐渐降低。但是，还保持着原来的热辐射的特点
(1)。
热辐射与其它物质间的相互作用减弱之后。到现在，大约
(1)在一定的温度，如果处于热平衡，以辐射强度按其频率有一定的分布，
具有这种频率分布特性的辐肘，叫做热辐射。
·128·
已有一百多亿年了。在宇宙的演化史中，这个阶段最长，在这
个阶段开始时，宇宙中主要是气状物质。以后逐渐发展出星
云，再进一步收缩成星系，星团，恒星，行星……直到形成我
们今天看到的星空世界。
已有一百多亿年了。在宇宙的演化史中，这个阶段最长，在这
个阶段开始时，宇宙中主要是气状物质。以后逐渐发展出星
云，再进一步收缩成星系，星团，恒星，行星……直到形成我
们今天看到的星空世界。
有哪些事实支持热大爆炸宇宙学呢？
图
11-6 热大爆炸宇宙学所描述的宇宙演化的几个主要阶段
·129·
天体的年龄
天体的年龄
测定天体年龄的一种方法是利用放射性同位素。例如，
铀有两种同位素，235U及
238U。它们都具有放射性的，但半衰
期不同，前者为
7亿年，后者为
45亿年。由于
235U衰变得快，
所以随着时间的推移，235U的含量就要越来越比
238U少。根
据
235U与
238U的含量比值，我们就可以估算天体的年龄。用
这种放射性年代学方法得到太阳系的年龄大约是
45亿年。
而太阳系中的铀元素大约是在
50亿年到
110亿年之前产生
的。
另一种测定年龄的方法，是利用球状星团。球状星团是
由上百万颗恒星组成的体系。我们可以测量其中各个恒星的
辐射强度和它的表面温度。用这些数据画一张图，图中横坐
标是表面温度，纵坐标是辐射强度（又称光度）。把球状星团中
的各个恒星点标在图上，就会发现，对于不同的球状星团，有
不同的分布（见图
11-7），根据恒星演化的理论，不同的形状
实质上表示不同的年龄。图
11-7中的顺序就是按年龄增长
来排的。利用这些图可以测定球状星团的年龄。最老的球状
星团大约都在
90亿年到
150亿年之间。
所有这些结果都不违背大爆炸宇宙学的要求。
·130·
图
11-7 球状星团的赫罗图
微波背景辐射
大爆炸理论还预言宇宙中应当找到早期留下来的热辐
射。它是宇宙温度的标志。
1965年美国贝尔电话公司的彭齐斯和威尔逊从事装置
人造卫星通讯地面站的工作。他们发现总有原因不明而且消
除不掉的“噪声”干扰他们的接收器。当时他们的工作波长是
7.35厘米。后来，这个消息被普林斯顿大学的天体物理学家得
知，他们判断，这就是热大爆炸理论所预言的宇宙辐射。因为
这种辐射弥漫在整个空间中，所以形成不可能消除的“噪声”。
近十几年来，对这种辐射反复进行测量，的确证明它们是
相当均匀地分布在宇宙空间中的一种热辐射，其温度大致为
·131·
绝对温度三度。
这是对大爆炸宇宙学的又一个支持。
绝对温度三度。
这是对大爆炸宇宙学的又一个支持。
天然的化学元素有九十多种，它们在自然界中的含量是
很不均等的。从天体的尺度看，氢与氦是最丰富的元素，二者
之和占总质量的
99%，其余的元素仅约占
1%。此外，对宇宙
学特别有意义的是，在许多不同种类的天体上，氢含量与氦含
量之比竟是大体相同的，即按质量二者之比约为
3比
1。下
表给出一些星系氦含量（称为氦的丰度）的数值。
星系
银河系
小麦云
大麦云
M 33
NGC 6822
NGC 4449
NGC 5461
NGC 5471
NGC 7679
氦的丰度
0.29
0.25
0.29
0.34
0.27
0.28
0.28
0.28
0.29
氦丰度问题在天文学里长期得不到解释。一方面不能解
释为什么不同天体具有相同的氦丰度，另一方面也不能解释
为什么其值是～30%。
大爆炸宇宙学可以定量地解释氦丰度问题。因为，在宇
宙早期高温的几十分钟里，生成氦元素的效率很高。根据宇
·132·
宙膨胀速度的测量，以及热辐射温度的测量，我们可以计算出
宇宙早期产生的氦丰度。这个数值恰好是
30%。这就是说，
今天我们看到不同天体上都约有
30%的氦，这可能正是一百
多亿年前的一次事件所留下来的痕迹。
大爆炸宇宙学是正在发展中的一个宇宙学派。除了上述
的成功，它还有一系列待解决或未解决的问题。不管怎么说，
通过从经典宇宙学到现代宇宙学这些认真的实践和思考，今
天，我们居然有一定的办法，来判断一百多亿年之前的许多事
件。这不能不被看做人类认识力量的巨大成功。
·133·
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