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第6章 大爆炸的余晖宇宙微波背景辐射（第4页）

在解释放射性α衰变这一存在已久的谜团时，他是第一个将量子理论应用于原子核、为物理学做出了重大贡献的人。

尽管阿尔弗已经在巴尔的摩（Baltimore）的约翰霍普金斯大学（JohnsHopkiy）工作了，但他还是鼓起勇气问伽莫夫是否愿意做他的博士导师，伽莫夫说愿意。

就在不久之后，阿尔弗遇到了博士后罗伯特·赫尔曼，他们的办公室只隔着几扇门。

赫尔曼顺道过来自报家门时，阿尔弗给他讲起自己正在进行的计算工作，赫尔曼立刻就着了迷。

这项计算工作正是由一直在思考化学元素的起源问题的伽莫夫牵头的。

正如前面提到过的，到20世纪40年代，人们已经意识到自然界中的全部92种元素——从最轻的氢到最重的铀——显然不可能都是造物主在创世的第一天就放进宇宙中的，而是一点一点加进去的。

有证据表明，元素的丰度和元素原子核的结合强度之间存在联系，这又暗示核反应参与了元素的形成——宇宙起初只有最基本的元素氢，其余的元素都是后来由这种基本元素像搭乐高积木那样组装而成的。

构建这样的元素必须面对的问题是，已知所有的氢核都携带1个正电荷，但同种电荷会相互排斥，这意味着核与核之间存在着强烈的排斥力。

能让它们紧密地结合在一起的唯一方法，就是让它们以极高的速度相互撞击，这也就意味着需要高温。

要构成新元素，大概需要高达数十亿摄氏度的温度，但是在宇宙中哪里有这么热的炉子呢？

显而易见，炉子就在恒星的内部。

但英国天文学家亚瑟·斯坦利·爱丁顿却得出了错误的结论：恒星内部既没有足够的温度，也没有足够的密度进行核合成，这就是20世纪40年代中期伽莫夫思考元素形成时所面临的情况。

伽莫夫曾是数学家、宇宙学家亚历山大·弗里德曼（AlexanderFriedmann）的学生。

1922年，弗里德曼是第一个认识到爱因斯坦的广义相对论必然推导出我们生活在动态宇宙中的人。

宇宙必然处于运动之中，而并非像爱因斯坦自己相信的那样保持静态不变。

弗里德曼明确指出，宇宙要么向超密度状态收缩，要么向超密度状态膨胀。

虽然“大爆炸”

一词是在近30年后才被创造出来的，但弗里德曼早就发现了爱因斯坦方程的大爆炸解（1925年，37岁的弗里德曼英年早逝，这也是伽莫夫与苏联无缘的另一个原因）。

1929年，美国天文学家爱德文·鲍威尔·哈勃利用位于南加州威尔逊山上、当时世界最大的望远镜观测，发现正如弗里德曼所预期的那样，宇宙确实在膨胀，构成宇宙的星系像宇宙弹片一样四处飞散。

尽管遥远过去的一次爆炸很可能是宇宙膨胀的原因，但没有人认真地考虑过这个问题，因为它似乎离人们的日常生活太遥远了。

直到伽莫夫开始思考这件事，情况才开始有了变化。

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伽莫夫用倒着放电影的方法想象宇宙的膨胀：当所有的东西都被压缩到非常小的空间里时，就会变热，就像自行车打气筒里的空气被压缩后会变热一样。

伽莫夫意识到，大爆炸之前的宇宙就是一个滚烫的火球。

难道自然界的元素就是从这个无法想象的火球熔炉里锻造出来的吗？伽莫夫并不是个注重细节的人，事实上，他常常因为混淆方程式、计算错误而被人诟病。

因此，计算的工作自然就交给了学生阿尔弗来做。

阿尔弗和伽莫夫都不清楚宇宙起源时确切的物质成分，只知道其成分一定很简单。

阿尔弗尝试了许多种可能性，其中一种就是质子和中子的混合物。

1932年，英国物理学家詹姆斯·查德威克发现，除了质子，中子也是构成所有原子核的两个基本元素之一（除了氢核只含有1个质子）。

不带电荷的中子很容易进入原子核并与之结合，然而，如果太多的中子嵌入原子核，原子核就会变得不稳定。

此时，某个中子会变成1个质子，这个过程称为β衰变。

阿尔弗很快意识到，由于大爆炸火球的迅速膨胀和冷却，只有短暂的时间能用来锻造元素，也就是说，从宇宙诞生算起，只有1~10分钟的时间。

在那之后，膨胀就可能使原子核彼此分离得过远，原子核的移动速度变得不够快，碰撞次数过少，撞击力降低到无法使核子间彼此粘在一起。

另外，自由的中子大约10分钟后就会衰变为质子，因此中子将迅速被耗尽。

阿尔弗进行了大量的计算，以便分析大爆炸火球中剧烈核反应的最初产物。

他发现，这个熔炉可以将大约10%的原子核转化成氦，而剩下的90%则转化成了氢。

这是个了不起的结果，因为它正是我们今天在宇宙中观察到的。