宇宙中最美的10个数字
宇宙中最美的10个数字Original Takeko
原理 1 week ago
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在追寻真理的过程中，科学用最美的数字语言描绘出了世界的本质。我们抬头望见星空，而数字用穿透了表象，让我们了解更多秘密。
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1665年的英国经历了一场大瘟疫。当时腺鼠疫暴发，由于医疗水平有限，许多人选择出城躲避。那时，剑桥大学关闭，学校里一位名叫艾萨克·牛顿（Isaac Newton）的学生只能离开校园回到了家中。他花了一年半的时间，推开了通向现代科学世界的大门。
牛顿的万有引力理论带来了一种定量预测的能力。牛顿假设两个质量之间的引力与质量的乘积成正比，与质量间距离的平方成反比。这一关系中的常数就是引力常量G。然而，要精确地测量这个支配了引力相互作用的强度的常量是极其困难的。1798年，卡文迪许（Henry Cavendish）通过扭秤实验第一次测量了引力常数值。到了2018年，中国科学家在两个独立的测量中，得到了迄今为止最高精度的G值。但问题是，过去几十年对这一数值的测量结果并不吻合。物理学家还不知道是什么导致了这样的差异，对这一常量的继续探索或将使我们对引力有更深刻的理解。
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中世纪时期，人们已经开始意识到，声音的速度是有限的，比如，在远处的一颗炮弹炸响之前，你早就看了到火光。不久之后，伽利略（Galileo Galilei）等一些科学家开始发现，光速似乎也并不是无限大的。
然而，光速的测量比声速测量困难对技术的要求要高得多。直到19世纪末，技术的飞速发展使得光速测量的误差能够不超过0.02%。1887年，阿迈克耳孙（Albert Michelson）和莫雷（Edward Morley）为了验证“以太”是否存在，进行了著名的迈克尔孙-莫雷实验。当时的理论认为，光的传播介质是以太，如果以太确实存在，那么地球自转必然会对光速产生影响。但实验发现，光速在任何方向上是一致的。这一惊人的结果最终成了爱因斯坦（Albert Einstein）相对论的基石之一。
我们现在知道，光速是宇宙的极限，没有事物能够比光速更快。光速的测量数据是299792458m/s，随后人们通过光速定义了单位“米”（光在1/299792458秒走的距离），变相来说，这是将光速的值“固定”了下来。
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17世纪的科学家认识了物质的三态——固、液和气态。当时，许多科学家倾向于用气体推断基本的物理定律，因为对于当时的实验设备来说，固体和液体比气体更难处理。
在这一时期，实验学家波义耳（Robert Boyle）成了现代实验科学方法的先驱。他认识到，在实验中借助控制变量的方法可以发现变量与结果变化之间的关系。波义耳发现了气体的压强和体积之间的关系。一个世纪后，查尔斯（Jacques Charles）与盖-吕萨克（Joseph Gay-Lussac）发现了体积与温度之间的关系。这些结果结合起来表明， 在一定量的气体中，温度与压强和体积的乘积成正比，这一比例常数便是理想气体常数。
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宇宙诞生之初无比炽热，有着难以想象的高温。然而随着宇宙的膨胀， 它会逐渐的冷却。根据大爆炸的余晖——宇宙微波背景辐射的测量，如今的宇宙平均温度已经降低到了2.73K。
但是，温度不会无限降低，它有一个永远无法达到的最低值，那就是绝对零度。在上个世纪初，通过加压等方法，科学家已经制备出了液氧、液氢和液氦，也让我们越来越接近绝对零度。随后，利用激光降低原子速度的技术，我们和绝对零度的距离只有百万分之一度。但和光速一样，这个数字我们只能无限接近，却永远也达不到。
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有人说，有两把钥匙打开了通向现代化学的大门，其中一把是道尔顿提出的原子理论，它让我们了解到了化学现象背后的粒子世界，另一把钥匙则是对化合物及其内部分子和原子的认识，比如，人们开始了解到，纯水是由许许多多相同的水分子组成的。
意大利化学家阿伏伽德罗（Amadeo Avogadro）提出，无论气体性质如何，在一定的温度和压力下，气体的体积与原子或分子的数量成正比。20世纪初，佩兰（Jean Perrin）创造了“阿伏伽德罗常数”这一术语，来纪念阿伏伽德罗的贡献。如今，这一常数被定义为12克碳-12所含的原子数量，它联系起了物质的质量和摩尔质量。
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19世纪的物理学对热力学进行了重要探索，科学家认识到了热和能量之间的关系，并发展出了重要的热力学定律。同时，随着人们对粒子世界的认识，宏观的现象与微观的状态同样被联系在了一起。从这个角度来看，能量（包括热）成了一种粒子速度的度量，“熵”的概念被提出，它可以用于度量系统的一种无序性。
19世纪70年代，物理学家玻尔兹曼提出了玻尔兹曼熵公式，通过玻尔兹曼常量将热力系统中的微观态与熵相联系。在微观层面，熵可以简单理解成微观态出现的概率，也是一种反映各种能量分布配置的可能性的直接度量。
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进入20世纪后，物理学迎来了一次革命。1900年，普朗克（Max Planck）发表黑体辐射公式，假设能量只能以离散的“量子”形式释放，这标志着量子物理学的开端。在对黑体辐射问题的研究中，普朗克引入了一个关键的数值。他认为，一个假想的共振器只能以某个最小数量改变其能量，这种能量和相关的电磁波频率成正比，其中的比例常数就是h，它后来就被称为普朗克常量h。
现在，普朗克常量已经成为量子力学，甚至物理学中最重要的数值之一。由普朗克常量起，物理学家发展出了代表物理学极限的普朗克长度和普朗克时间，以及一套完整的自然单位“普朗克单位”。量子理论不仅解释了宇宙，还带来了技术的革命。这种理论为我们提供了一种非常反直觉的现实图景，让人们对世界的理解更进一步。
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早在18世纪，米歇尔（John Miche）和拉普拉斯（Pierre-Simon Laplace）就推测宇宙中或许存在着无法被看见的黑洞。但直到爱因斯坦在1915年提出广义相对论后，才真正为黑洞的存在提供了理论基础。
爱因斯坦以方程组的形式提出了他的理论，这些方程极难求解。然而在第一次世界大战的浩劫中，物理学家史瓦西（Karl Schwarzschild）设法计算出了解。不仅如此，他还指出，对于任何给定量的物质，都存在一个非常小的球体，如果将所有物质都被“塞”进这样一个小球中，它就会变成一个黑洞。这个球体的半径就被称为史瓦西半径。与其他常量不同，史瓦西半径并没有一个固定值，它的大小取决于相应物质的质量。
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碳元素是生命的基础，但生命也需要其他许多更重的原子。宇宙中有一个过程会产生这些较重的元素，那就是超新星。超新星爆发产生了这些较重的元素，并将它们“分发”到整个宇宙中，使得行星形成，生命进化。
然而恒星是否会走向超新星的命运，主要取决于它的大小。这里一道明显的“门槛”被称为钱德拉塞卡极限。与太阳大小相当的恒星在其生命末期最终会演化成炽热的白矮星。但白矮星的质量是有上限的，约为1.4倍的太阳质量，这就是钱德拉塞卡极限。在宇宙中由白矮星和恒星组成的双星系统中，白矮星的引力会吸引伴星的物质，一旦白矮星成长到1.4倍太阳质量，它就会产生所谓的Ia型超新星爆发。1998年，天文学家通过观测遥远的Ia型超新星，发现了宇宙正在加速膨胀！
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宇宙有开始吗？如果有，它是什么时候开始的？今天的宇宙膨胀的又有多快？20世纪20年代，哈勃（Edwin Hubble）在威尔逊山天文台的观测，使这些问题开始有了更精确的答案。
哈勃发现，从地球上观测，星系都在向后退。从天文学的角度来看，地球在宇宙中的位置并没有什么特别之处，也就是说，这种退行一定是在整个宇宙中发生的，所有的星系都在彼此远离。而星系的退行速度和它与地球的距离成正比，这种关系正是由哈勃常数给出的。哈勃发现宇宙正在膨胀，而膨胀的宇宙意味着它有一个更小的过去。
20世纪60年代，天文学家探测到了宇宙微波背景辐射，这为大爆炸理论提供了强有力的证据。宇宙微波背景的最新测量表明，哈勃常数的值约为67.4km/s/Mpc，而宇宙的年龄约为138亿岁。值得一提的是，在另一个著名的测量方法中，天文学家测得的值却为74km/s/Mpc。两个同样精确却不一致的测量结果，很可能引发一场宇宙学“危机”。
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