为什么大爆炸在 138 亿年之后仍然强劲？
在过去的 138 亿年里，我们的宇宙一直在膨胀、冷却并受到重力的影响。至少对于我们可观测的宇宙来说，热大爆炸本身是一次一次性事件，成为此后发生的一切的起点。膨胀和冷却过程创造了原子核、中性原子、恒星、星系，并最终创造了像地球这样的岩石行星。虽然存在极早期的宇宙微波背景信号，包括大爆炸之前的宇宙膨胀阶段产生的引力波背景和热大爆炸后一秒释放的中微子背景，但我们观测到的最早的信号是今天的宇宙微波背景信号。微波背景（KMF），在宇宙只有 380,000 岁时产生。
在宇宙历史的任何时代，任何观察者都会经历大爆炸期间出现的均匀全向辐射“浴”。请注意，宇宙微波背景不仅仅是从一点发出的表面，而是同时存在于各处的辐射浴。每过一年，宇宙微波背景辐射都会冷却约 0.2 纳开尔文，并且在数十亿年后将变得如此红移，以至于它将具有无线电频率而不是微波频率。
这种残余辐射的存在，最初在理论上被称为“初级火球”，是乔治·伽莫夫在 20 世纪 40 年代的一个惊人预测，当它在 1960 年代被直接发现时，震惊了天文学界。在接下来的 60 年里，我们仔细研究了它的特性，在此过程中了解了大量关于我们的宇宙的知识。也许最引人注目的是，在原子首次变成中性且背景辐射首次发射之后的整整 138 亿年里，这种早期的 CMB 信号仍然持续存在。它仍然没有消失，而且其原因的科学解释是相当深刻的。
从太阳系内的物体到银河系中的恒星，再到望远镜可以看到的遥远星系，太空中充满了位于空间中特定点的发光物体。我们只能观察到穿过膨胀的宇宙之后立即进入的光。然而，大爆炸的残余光，即BMB，却在某一时刻从各处发出。每时每刻，光线都会从比前一刻稍远的距离到达我们。
当我们观察宇宙中的任何发光物体时，我们必须记住，如果我们从大爆炸的那一刻起向前数秒，我们看到的并不是“现在”存在的物体，也不是同一时刻的物体。相反，我们看到的物体就像过去一样：在发出光的那一刻。这种光必须穿过宇宙直到到达我们的眼睛。
当我们看到太阳时，我们看到的是它在 8 分 20 秒前发出的光：这就是光从太阳传播到地球所需的时间。当我们观察数百或数千光年外的一颗恒星时，我们看到的只是数百或数千年前的样子。例如，参宿四实际上有可能在过去约 640 年中作为超新星爆炸，但由于它距离我们 640 光年，这一可能事件的光线尚未到达我们这里，因此我们仍处于黑暗之中是否发生过。当我们观察遥远的星系时，我们看到的光已有数百万甚至数十亿年的历史，因为我们必须考虑光从发射到到达我们眼睛所需的时间。
如果遥远星系中的一颗恒星爆炸为超新星，我们只会在超新星的光到达我们的关键时刻观察到超新星：不早也不晚。当恒星诞生和/或死亡时，我们只能在这些事件的光线到达我们眼睛的那一刻观察它们，但不能更早也不能更晚。一旦这些恒星死亡，它们就不再发光，因此，一旦发出的光经过我们，我们就再也看不到它们了。
极限深场图像中识别出的星系可以分为近距、远距和超远组成部分，哈勃仅检测其能够在其波长范围和光学极限内看到的那些星系。重要的是要记住，我们看到的光只是穿过广阔的太空之后现在发出的光。
但大爆炸发出的光与恒星等更熟悉的物体发出的光不同。虽然星光产生于空间和时间中的特定事件（在特定时刻和特定三维位置发出的光），但我们今天看到的 CMF 光同时起源于所有地方：在原子核和电子形成的那一刻先前自由并与光子碰撞结合形成稳定的中性原子。为了了解这种光（通常被称为大爆炸的“余辉”）的起源，我们必须转向天体物理学的理论方面来了解这个过程是如何发生的。
星系离我们越远，它离开我们的速度似乎就越快。我们观察这一现象的方式与 Vesto Slifer 等科学家在 100 多年前观察到的方式相同：
- 我们测量来自远处物体的光，
- 我们将这种光分解成单独的波长，
- 我们识别与特定原子、离子或分子相对应的发射或吸收线组，
- 并测量它们的系统偏移程度，无论是朝向较短（蓝色）还是较长（红色）波长，系统偏移始终相同。
尽管每个星系的运动存在一定的随机性（高达每秒数千公里，与周围物质对每个星系的引力影响相对应），但存在一个普遍的、明确的趋势。平均而言，星系距离越远，其光线向更长波长移动的程度就越多。
正如 Vesto Slifer 在 1910 年代首次指出的那样，观察到的一些物体显示出某些原子、离子或分子的吸收或发射的光谱特征，但系统性地偏移到光谱的红端或蓝端。结合到这些物体的距离测量，这些数据引发了宇宙膨胀的最初想法：星系距离越远，其光线红移越多。
尽管这一观察——星系距离与其后退速度的相关性——在 1910 年代首次被发现，可能代表了支持宇宙膨胀的最早证据，但直到 20 世纪 40 年代，我们才将这个与现代大宇宙联系在一起的概念爆炸理论：科学家乔治·伽莫夫。在 20 世纪 40 年代，伽莫夫意识到，今天正在膨胀的宇宙（任意两点之间的距离增加）在过去一定不仅更小，而且更热、更稠密。原因很简单，但在伽莫夫之前没有人把这个拼图的所有碎片拼凑在一起。
光子或光量子具有可测量的特性，称为波长，它决定了其许多特性。单个光子的能量与其波长成反比：长波长光子的能量低于短波长光子的能量。如果有一个光子穿过宇宙并且宇宙膨胀，那么光子穿过的空间就会被拉伸，这意味着光子本身被拉伸到更长的波长和更低的能量。因此，在过去，当宇宙较小且因膨胀而“拉伸”较小时，这些光子应该具有更短的波长和更高的能量。更高的能量对应于更高的温度，这意味着宇宙在遥远的过去更有活力。
当气球膨胀时，粘在其表面的任何硬币都会相互远离，“距离较远”的硬币比距离较近的硬币移动得更快。随着球囊组织的扩张，任何光的波长都会被“拉伸”到更长的值，从而发生红移。这种可视化令人信服地解释了膨胀宇宙背景下的宇宙红移。如果宇宙今天正在膨胀，这意味着过去它更小、更热、密度更大，从而产生了热大爆炸的景象。这也解释了为什么当宇宙膨胀时所有量子都会失去动能，以及为什么光子的波长随着宇宙膨胀而变长。
伽莫夫在可以说是科学信仰的飞跃中，尽可能地推断了这一点。在他的推断中的某个时刻，他意识到宇宙中存在的光子会被加热到如此高的温度，以至于其中一个至少有时有足够的能量电离氢原子：氢原子是宇宙中最常见的原子类型。宇宙。当光子撞击原子时，它与电子相互作用，要么将其击出到更高的能级，要么如果它有足够的能量，则将电子完全击出原子，将其电离。如果我们往前推断，越来越多的光子将超过这个临界电离阈值，因此所有潜在的原子将被完全电离：只是自由原子核和电子的浴池。
换句话说，在宇宙的过去一定有一个时刻存在足够的高能光子，与以下情况相比：
- 电离原子所需的能量，
- 以及存在的原子数量，
使每个原子都被电离。在这种电离状态下，自由电子和光子会相互散射（即弹性碰撞），形成均匀温度的状态，当电子和原子核发现彼此时，它们几乎会立即被高能量撕裂。 -能量光子。然而，随着时间的推移，光子的波长变得更长，并且能够电离原子的光子越来越少。在某个时刻，具有足够能量电离原子的光子数量下降到宇宙中潜在原子数量以下，然后中性原子数量开始增加：在短时间内从“零”到“全部” ：大爆炸后约 200,000 年至约 500,000 年。
在炎热的早期宇宙中，在中性原子形成之前，光子被电子（以及较小程度的质子）以非常高的速度散射，在此过程中传递动量。由于宇宙冷却到某个临界阈值以下而形成中性原子后，光子只是沿直线移动，仅受空间膨胀波长的影响。
一旦所有原子都变成电中性，以前很容易被电子散射的光子现在被迫在宇宙中进行我们所说的“自由流动”，因为没有自由带电粒子可以散射。这些光子——即大爆炸的残余光——只能沿着中性原子形成时它们移动的方向传播，并随着宇宙的膨胀继续畅通无阻地传播。
但与来自恒星、星系和其他单个天体物理光源的光不同，在热大爆炸的坩埚中产生的光有着根本的不同。对于宇宙中的其他一切 - 创造光的一切 - 光：在空间中的某个点创建，在时间的某个点创建，以光速从源穿过（膨胀的）宇宙，并且观察者们，只有在那一刻才到达我们的眼睛。对于恒星、星系、超新星、灾难性事件、气体云、耀斑和任何其他辐射源来说，所有这些观点都是正确的。但对于大爆炸的余辉来说，有一件非常非常重要的事情是不同的。所有这些辐射实际上都来自某个特定的时间点，它实际上以光速穿过宇宙，它实际上在某个特定时刻到达我们的眼睛。但这种光不是在空间中的一个特定点创建的，而是在空间中的所有点同时创建（并在开始自由流动时“释放”）的。
在早期阶段（左），光子从电子中散射出来，并具有足够的能量使任何原子返回电离状态。一旦宇宙足够冷却并且没有这种高能光子（右），它们将无法与中性原子相互作用，而只会变得自由流动，因为它们具有错误的波长来将这些原子激发到更高的能级。
大爆炸与其他产生可观测信号的事物之间最大、最难理解的区别是：大爆炸没有单一的空间原点。这不像是发生了恒星事件或爆炸；而是发生了。没有任何地方或点可以让你指着说：“这就是大爆炸发生的地方：这里，别处都没有。” 大爆炸的奇特之处在于它同时发生在整个空间的任何地方。大爆炸代表了 138 亿年前的一个时间点，当时宇宙处于超热、超致密的状态：充满了物质、反物质和辐射。
从那时起发生的一切都是一场热门大爆炸事件的结果。这包括：用物质破坏反物质（只留下少量普通物质），质子和中子的形成，大爆炸核合成过程中轻元素的合成，中性原子的形成，第一颗恒星的点燃，第一个星系的形成，等等。所有这些事件在整个宇宙中都发生过，但它们只有在我们及时前进时才会发生。但当我们观察宇宙时，我们必须始终从我们所在的位置开始——就在地球上、太阳系中和银河系中——并收集此时此刻到达的光。任何已经经过我们并消失的光都已经成为过去，而尚未到达我们的事件的光只能在未来可见。
宇宙微波背景最完整的图片是宇宙中可观测到的最古老的光，它向我们展示了热大爆炸开始后 38 万年宇宙的快照。在很长一段时间内，例如数亿年，“热”和“冷”振荡的模式（代表仅数十到数百微开尔文的温差）将随着模式与现在无法观察到的距离越来越远而发生变化和变化宇宙随着时间的推移而显露出来。
当我们看到像天狼星这样的恒星（我们夜空中最亮的恒星）时，它距离我们 8.6 光年，因此 2024 年 6 月发出的光是在 2015 年 11 月发出的。当我们在 250 万光年之外看到像仙女座这样的星系时，我们实际上看到的是 250 万年前的星系，大约是在地球上首次出现人属成员的时候。当我们观察迄今为止已知最遥远的星系 JADES-GS-z14-0 时，我们看到的光在发出时已经有 135.1 亿年的历史了，令人印象深刻。这种光经历的唯一明显的变化是由于红移或其波长的延长，
然而，大爆炸剩余的光子仍然存在于各个方向。我们只需要看得更远一点：看看 138 亿年前发出的光，当时那些中性原子第一次开始形成，大爆炸光子开始自由流动。当这些中性原子形成时，宇宙的体积还不到当前体积的十亿分之一，而背景辐射的温度约为 3000 K：典型的红巨星表面温度。但 138 亿年后，这种辐射因宇宙的膨胀而被拉伸，并冷却至仅 2.725 K 的温度，即比绝对零高出不到三度的温度。
可见宇宙现在跨越 461 亿光年：大爆炸时发出的光在经过 138 亿年的旅程后，距离我们今天的距离。随着时间的推移，距离更远但仍在到达我们的路上的光最终会到达：距离稍远，红移稍高。
这种光——我们观测到的 CMF 的一部分——是大约 138 亿年前从宇宙中的每个点、任何地方同时发出的。大爆炸的残余辉光是 138 亿年前发出的今天到达我们眼睛的光，当我们考虑到宇宙的膨胀时，我们现在“看到”CMF 发出的表面，46距美国十亿光年 然而我们可以检测到它。
如今，每立方厘米的空间中，都有 411 个大爆炸留下的光子。我们今天探测到的光子是在大爆炸后仅 38 万年发出的，在宇宙中传播了 138 亿年，现在终于到达我们的望远镜和仪器。明天的 CMF 可能看起来与今天几乎相同，但它的光子将来自比我们今天看到的光子晚一光日的表面。
CMF 现在真正包围了我们，而这一刻是我们看到今天到达地球的那些特定 CMF 光子的唯一机会。它们花了 138 亿年的时间穿过不断膨胀的宇宙才到达我们的眼睛，但它们是在宇宙旅行本身之后到达的：从大爆炸到我们。
这张图片显示了宇宙微波背景的共同发现者阿诺·彭齐亚斯和罗伯特·威尔逊，以及用于探测它的霍姆德尔喇叭天线。尽管许多来源可以产生低能背景辐射，但宇宙微波背景辐射的特性证实了其宇宙起源。随着时间的推移，大爆炸剩余的辉光继续红移，进一步的探测将需要对更长波长和更低光子密度敏感的更大望远镜。
换句话说，宇宙永远不会耗尽我们能看到的光子。从我们的角度来看，总会有一个遥远的地方，宇宙首先形成稳定的中性原子。此时，宇宙对大约 3000 K 的光子变得透明，这些光子之前被无处不在的离子（主要以自由电子的形式）散射，使它们能够简单地向各个方向自由流动。我们观察到的 CMF 是从这个地方发出的光子，它们当时随机地朝我们的方向移动，并且现在就到达：在宇宙历史的此时此刻，从那个早期的无所不在的事件中。
然而，大爆炸的残余光芒永远不会完全消失。无论我们推断未来多远，即使光子密度和每个光子的能量继续下降，足够大、足够灵敏、调谐到正确波长的探测器也始终能够探测到它。在某些时候，仍然存在的假设观察者将不得不使用无线电波来检测大爆炸的残余辉光，因为辐射会被拉伸得太多，以至于它会从频谱的微波部分转移到无线电波范围。随着光子密度从每立方厘米数百个下降到每立方米不到 1 个，我们将不得不建造更加灵敏的射电望远镜。我们需要更大的天线，探测这些长波长光子并收集足够的光来识别这个古老的信号，但它将永远存在。来自宇宙更远的地方的新光子将继续到达我们，甚至在无限遥远的未来，因此，大爆炸的残余辉光将永远存在：永远不会完全熄灭。