天文宇宙学研究的三个阶段共57页
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观测到的均匀在tG时包含(1026)3=1078个因果区
1 2
(1
3w
)
核合成时代
为什么？
光子数与重子数相差10个量级
• 中微子脱耦温度 TD1010 K
• 核合成温度 TS 109 K T T s :n p d T T s :n p d
4He丰度：
Y 2 2 n p ns
1 (p /n )s 1
(p/n)S基本上是(p/n)D1/0.224，但要作中子β衰
60、人民的幸福是至高无个的法。— —西塞 罗
Science And Technology
宇宙学研究的三个阶段
陆埮
中国科学院 紫金山天文台
南大－紫台：粒子、核、宇宙学联合研究中心
Baidu Nhomakorabea
Science And Technology
表 天体物理领域获诺贝尔物理奖的8个年度、 11个天体物理项目、15位天体物理学家
变等修正。与观测结果相符。
质子、中子是两个能级。
按Boltzmann分布
原初核素成分的演化
可见物质含量明确
核素丰度的确定
Burles, S. et al, astroph/9903300
2.610-10 < nB/s < 6.2 10-10
相当于 B=(1.8 ~4.3)10-31
(g/cm3)
1964－1965
From Scott Kay Lecture
A.A. Penzias，R.W. Wilson：3.5±1.0 (7-cm处)
COBE－ FIRAS－成果 （J. Mather et al. 1990, ApJL, 354, 37）
• 9分钟内即测得宇宙微波背景辐射的完整的 黑体谱：
2.7 K微波背景辐射。
微波背景辐射是什么？
• 电视机屏幕上在没有节目时呈现的雪花噪 声中就包含有微波背景辐射,无处不在！
• 微波背景辐射是宇宙38万岁时从3000度的 高温等离子体状态转化为中性气体而遗留 下来的残留余辉，现在的温度只有约2.725 度。
• 它是宇宙中最完美的黑体辐射。
微波背景辐射高度各向同性
1）视界问题（因果性问题）； 2）平直性问题（几何）； 3）磁单极问题。 • 一个重要预言。
视界问题（因果性问题）
• 与t的关系： Lhor(t)≈ct－因果关系够得着的范围 R(t)t1/2－宇宙尺度因子（辐射为主情形） R(t)t2/3－宇宙尺度因子（物质为主情形） • Lhor随t的增长比R快
匀气体。
宇宙膨胀的发现
• 宇宙膨胀的发现 • Hubble关系
使爱因斯坦放 弃宇宙常数
Z ( e)/e (H 0/c )D
H0 100h0 km/(s.Mpc)
h00.710.07
• Friedmann宇宙模型
Einstein d 2 R l( t) 2 { d 2 /1 r ( k 2 ) r r 2 ( d 2 s2 id n 2 )}
天文宇宙学研究的三个阶段
56、极端的法规，就是极端的不公。 ——西 塞罗 57、法律一旦成为人们的需要，人们 就不再 配享受 自由了 。—— 毕达哥 拉斯 58、法律规定的惩罚不是为了私人的 利益， 而是为 了公共 的利益 ；一部 分靠有 害的强 制，一 部分靠 榜样的 效力。 ——格 老秀斯 59、假如没有法律他们会更快乐的话 ，那么 法律作 为一件 无用之 物自己 就会消 灭。— —洛克
“物理学家具有这样的习惯，对 于任一类现象，研究它们的最简单例 子，把这称为‘物理’，而把更复杂的情 况，看作其它领域的事。”
R. P. Feynman
宇宙学基本关系式
H
2
( R
/
R)2
8G
3
k R2
3
R
/
R
4G
3
(
3
p)
3
wi
pi
i
,
i (1 z )3(1 wi )
q(z)
R RH 2
1964－65
这张图 涉及两个 诺贝尔奖
COBE－DMR－成果
(G. Smoot et al. 1992, ApJL, 396, 1)
• 在不同的方向上，果然发现有10-5大小的温度起 伏，不同的颜色代表不同的温度。
• 这是所能看到的宇宙的最早图象。好比看到了“ 上帝”的脸。
• 分辨率低。
今天
幼年
3 4
4 5
10
9
4
6
背景
现代宇宙学提出的背景
• 牛顿力学框架不能用来研究宇宙学。 • 广义相对论能为现代宇宙学提供正确的研究框架。 • Einstein静态宇宙（1917）、Friedmann动态
宇宙（1922）。 • Hubble发现宇宙在膨胀（1929）。 • 观测支持“宇宙学原理”，那是以星系为“分子”的均
微波背景辐射的各 向异性：COBE （上）；WMAP （下）全天图。
WMAP的分辨率 和灵敏度远高于 COBE。
Freedman & Turner, 2003, astro-ph/0308418
COBE & WMAP
27
2
暴胀宇宙学
1981－1982 Guth－Linde
暴胀宇宙学
• 总体上，大爆炸宇宙学十分成功。 • 存在三大难题：
大爆炸宇宙学的提出
Gamow: 1946
• 根据膨胀倒退回去，必有个起始点。 • 膨胀带来宇宙的演化，从高温、高密绝热膨胀降
温、降密，经历各个演化阶段。 • 可以明确计算每时每刻宇宙物态的变化、各种物
理过程的发生以及引起的各种观测特征。 • 今天大尺度均匀，推到早期是真正的由粒子组成
的均匀气体。
Feynman 名言
静态宇宙 d 2 l R 2 { d 2 /1 r (r 2 ) r 2 ( d 2 s2 id n 2 )}
宇宙膨胀曲线
• k=+1 封闭，有限
• k=0 平直，无限
• k=–1 开放，无限
哈勃年龄（1/H0）
必有诞 生时刻
• 真实年龄小于哈勃年龄
1
大爆炸宇宙学
1946：Gamow
核素丰度可以确定重子物 质密度（可见物质密度）
时间与效率
• 宇宙早期许多事情均发生在极短时间内。 • 重要的是效率，而不是时间。 • 从物理上看，效率决定于碰撞次数。宇宙
早期，高温高密，碰撞十分频繁，正是高 效时期，完全可以理解。 • 例：煤燃烧－高温高效。
复合时代
• 复合温度 Tr 3000 K(宇宙年龄38万年) T T r :p e H T T r :p e H 等离子体状态转化为中性原子气体 宇宙变成透明 • 按 Z1T/T0，复合时代的辐射成为今天的
1 2
(1
3w
)
核合成时代
为什么？
光子数与重子数相差10个量级
• 中微子脱耦温度 TD1010 K
• 核合成温度 TS 109 K T T s :n p d T T s :n p d
4He丰度：
Y 2 2 n p ns
1 (p /n )s 1
(p/n)S基本上是(p/n)D1/0.224，但要作中子β衰
60、人民的幸福是至高无个的法。— —西塞 罗
Science And Technology
宇宙学研究的三个阶段
陆埮
中国科学院 紫金山天文台
南大－紫台：粒子、核、宇宙学联合研究中心
Baidu Nhomakorabea
Science And Technology
表 天体物理领域获诺贝尔物理奖的8个年度、 11个天体物理项目、15位天体物理学家
变等修正。与观测结果相符。
质子、中子是两个能级。
按Boltzmann分布
原初核素成分的演化
可见物质含量明确
核素丰度的确定
Burles, S. et al, astroph/9903300
2.610-10 < nB/s < 6.2 10-10
相当于 B=(1.8 ~4.3)10-31
(g/cm3)
1964－1965
From Scott Kay Lecture
A.A. Penzias，R.W. Wilson：3.5±1.0 (7-cm处)
COBE－ FIRAS－成果 （J. Mather et al. 1990, ApJL, 354, 37）
• 9分钟内即测得宇宙微波背景辐射的完整的 黑体谱：
2.7 K微波背景辐射。
微波背景辐射是什么？
• 电视机屏幕上在没有节目时呈现的雪花噪 声中就包含有微波背景辐射,无处不在！
• 微波背景辐射是宇宙38万岁时从3000度的 高温等离子体状态转化为中性气体而遗留 下来的残留余辉，现在的温度只有约2.725 度。
• 它是宇宙中最完美的黑体辐射。
微波背景辐射高度各向同性
1）视界问题（因果性问题）； 2）平直性问题（几何）； 3）磁单极问题。 • 一个重要预言。
视界问题（因果性问题）
• 与t的关系： Lhor(t)≈ct－因果关系够得着的范围 R(t)t1/2－宇宙尺度因子（辐射为主情形） R(t)t2/3－宇宙尺度因子（物质为主情形） • Lhor随t的增长比R快
匀气体。
宇宙膨胀的发现
• 宇宙膨胀的发现 • Hubble关系
使爱因斯坦放 弃宇宙常数
Z ( e)/e (H 0/c )D
H0 100h0 km/(s.Mpc)
h00.710.07
• Friedmann宇宙模型
Einstein d 2 R l( t) 2 { d 2 /1 r ( k 2 ) r r 2 ( d 2 s2 id n 2 )}
天文宇宙学研究的三个阶段
56、极端的法规，就是极端的不公。 ——西 塞罗 57、法律一旦成为人们的需要，人们 就不再 配享受 自由了 。—— 毕达哥 拉斯 58、法律规定的惩罚不是为了私人的 利益， 而是为 了公共 的利益 ；一部 分靠有 害的强 制，一 部分靠 榜样的 效力。 ——格 老秀斯 59、假如没有法律他们会更快乐的话 ，那么 法律作 为一件 无用之 物自己 就会消 灭。— —洛克
“物理学家具有这样的习惯，对 于任一类现象，研究它们的最简单例 子，把这称为‘物理’，而把更复杂的情 况，看作其它领域的事。”
R. P. Feynman
宇宙学基本关系式
H
2
( R
/
R)2
8G
3
k R2
3
R
/
R
4G
3
(
3
p)
3
wi
pi
i
,
i (1 z )3(1 wi )
q(z)
R RH 2
1964－65
这张图 涉及两个 诺贝尔奖
COBE－DMR－成果
(G. Smoot et al. 1992, ApJL, 396, 1)
• 在不同的方向上，果然发现有10-5大小的温度起 伏，不同的颜色代表不同的温度。
• 这是所能看到的宇宙的最早图象。好比看到了“ 上帝”的脸。
• 分辨率低。
今天
幼年
3 4
4 5
10
9
4
6
背景
现代宇宙学提出的背景
• 牛顿力学框架不能用来研究宇宙学。 • 广义相对论能为现代宇宙学提供正确的研究框架。 • Einstein静态宇宙（1917）、Friedmann动态
宇宙（1922）。 • Hubble发现宇宙在膨胀（1929）。 • 观测支持“宇宙学原理”，那是以星系为“分子”的均
微波背景辐射的各 向异性：COBE （上）；WMAP （下）全天图。
WMAP的分辨率 和灵敏度远高于 COBE。
Freedman & Turner, 2003, astro-ph/0308418
COBE & WMAP
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暴胀宇宙学
1981－1982 Guth－Linde
暴胀宇宙学
• 总体上，大爆炸宇宙学十分成功。 • 存在三大难题：
大爆炸宇宙学的提出
Gamow: 1946
• 根据膨胀倒退回去，必有个起始点。 • 膨胀带来宇宙的演化，从高温、高密绝热膨胀降
温、降密，经历各个演化阶段。 • 可以明确计算每时每刻宇宙物态的变化、各种物
理过程的发生以及引起的各种观测特征。 • 今天大尺度均匀，推到早期是真正的由粒子组成
的均匀气体。
Feynman 名言
静态宇宙 d 2 l R 2 { d 2 /1 r (r 2 ) r 2 ( d 2 s2 id n 2 )}
宇宙膨胀曲线
• k=+1 封闭，有限
• k=0 平直，无限
• k=–1 开放，无限
哈勃年龄（1/H0）
必有诞 生时刻
• 真实年龄小于哈勃年龄
1
大爆炸宇宙学
1946：Gamow
核素丰度可以确定重子物 质密度（可见物质密度）
时间与效率
• 宇宙早期许多事情均发生在极短时间内。 • 重要的是效率，而不是时间。 • 从物理上看，效率决定于碰撞次数。宇宙
早期，高温高密，碰撞十分频繁，正是高 效时期，完全可以理解。 • 例：煤燃烧－高温高效。
复合时代
• 复合温度 Tr 3000 K(宇宙年龄38万年) T T r :p e H T T r :p e H 等离子体状态转化为中性原子气体 宇宙变成透明 • 按 Z1T/T0，复合时代的辐射成为今天的