【宇宙大爆炸1】大爆炸理論的四大基石

我們常聽到「大爆炸理論」，但它並不是神話或隨便的故事，而是一套能被觀測驗證、並可用數學來做預測的物理模型。要把這套理論講清楚，其實只需抓住幾個核心證據：宇宙在膨脹、宇宙微波背景輻射、原始輕元素的成分，以及早期一段非常劇烈的膨脹（稱為暴漲）。以下用貼近日常的比喻一步步說明，讓沒有物理背景的讀者也能看懂為什麼物理學家相信這些結論。

宇宙在膨脹：紅移與氣球比喻

想像你在氣球表面畫了許多小點代表星系，然後開始吹氣。隨著氣球越吹越大，任何兩點之間的距離都會增加；而從某一點看向其他點，越遠的點移得越快。這就是宇宙膨脹的直觀圖像：不是星系像火箭互相飛走，而是空間本身在伸展，把星系之間的距離拉大。

這個「伸展」可以用觀測到的紅移來證實。光是波，一如海浪；若光源遠離我們，波峰之間的距離（波長）會被拉長，顏色會往紅的方向偏移——這就是光的多普勒效應，也是科學家用來判斷星系是否在遠離我們的工具。哈勃在20世紀初整理大量星系的紅移與距離後發現：越遠的星系紅移越大，也就是越遠的物體遠離得越快，這個比例關係叫做哈勃定律。這項觀測改變了我們對宇宙的基本想像：宇宙不是靜止，而是在動態膨脹。

宇宙的餘溫：微波背景輻射是大爆炸的“冷餘燼”

如果宇宙從一個更小、更密、也更熱的狀態膨脹而來，那麼在膨脹和冷卻過程中，原先的光子應該會變得越來越冷、能量越來越低。把這想像成你放一個炮仗或小炸彈在實驗室中爆開：爆炸瞬間形成一個很熱的火球，隨著火球擴大其溫度下降；如果這個火球不斷膨脹並冷卻，最後會剩下一個微弱但均勻分布的餘溫。

科學家發現的宇宙微波背景（Cosmic Microwave Background，簡稱CMB）正是這個餘燼：遍佈整個天空的微波輻射，呈現出很接近完美的黑體（即完全依溫度決定光譜形狀）的輻射譜，現在的溫度大約是2.7開爾文（約−270.5°C）。這個黑體特性與其均勻性，強烈支持宇宙曾經處於一個非常熱、光與物質緊密耦合的階段，之後隨膨脹冷卻到今天我們觀測到的狀態。

更具體地說，在宇宙大約三十萬年時，溫度降到約3000K（約2700°C），原子開始穩定形成，電子與原子核結合成中性原子，光子因此可以長距離自由傳播，這個事件稱為「復合」或「照光離耦」。從那一刻起，光子就像從霧中穿透出來的陽光，自由飛行而不再頻繁散射，這些光子經過後來的膨脹而被拉長成今天的微波波段，我們所測到的CMB就是那段光留下來的餘溫。

原始元素的成分：為何有這麼多氫和氦？

另一個支持大爆炸的證據來自於宇宙中最初幾分鐘發生的核合成（big bang nucleosynthesis）。在極早期、溫度和密度都極高的情況下，一些最輕的元素（主要是氫、氦，以及少量的鋰）在短暫的核反應中被合成出來。這些過程受溫度、密度和反應速率控制，因此會留下特定的元素比例作為印記。

觀測到的宇宙中氫與氦的比例，特別是氦的大量存在（約25%質量比），與大爆炸核合成的理論預測非常吻合。換句話說，若要提出另一套宇宙起源模型，就必須能自然地解釋為何宇宙有這樣的氫、氦、鋰比例；目前大爆炸核合成是最簡潔、最能解釋觀測資料的答案之一。

暴漲（Inflation）：為何需要一段超速膨脹？

雖然上述三項（膨脹、CMB、輕元素成分）已經構成強而有力的支持，但要把整個宇宙的「為什麼」問得更深，物理學家提出了一個額外的想法：在宇宙最早期可能有一段極為短暫但超級快速的膨脹，稱為暴漲（inflation）。

暴漲的概念可以解決幾個看起來奇怪的問題，例如地平線問題與平坦性問題。地平線問題是這樣的：現在不同方向的CMB溫度幾乎一樣，但在標準（沒有暴漲）的膨脹中，這些方向原本互不相通、沒有機會熱交換；暴漲能把原本極小、互相可及的區域快速放大，讓整個可觀測宇宙在復合前就達到熱平衡，於是今天看到的高度均勻就變得合理。平坦性問題則與宇宙總能量密度接近一個特定值有關，暴漲會把任何微小的曲率拉平成看似平坦的空間。

另一點重要的作用是，暴漲能把極微小的量子漲落放大成後來形成星系、星團的大尺度結構的種子。這些種子會在膨脹後成長，最後變成我們今天觀察到星系的分布。觀測CMB上的細微溫度不均勻性，與暴漲模型所預測的漲落統計特性也相當吻合，這給了暴漲理論額外的支持。

早期宇宙是什麼樣：等離子體與粒子物理的角色

把時間往更早推，宇宙變得更熱、更密、能量密度更高。在這種環境下，物質並不是我們熟悉的中性原子，而是一種帶電粒子混合的狀態，稱為等離子體（plasma）。電子和原子核被分離，光子不斷與帶電粒子碰撞，難以自由穿透，這正是為何CMB要等到復合時才得以釋放成為能被我們觀測的光。

粒子物理學（例如大型加速器的實驗）可以在微觀尺度上重現某些高溫高能的情況，幫助我們理解早期宇宙中的物理行為。例如在極高能量下，質子可能無法穩定存在，而其內部的夸克—膠子自由態會顯現。雖然地球上的實驗還沒法完全模擬宇宙創生時那樣的能量密度，但粒子物理提供了理論和實驗工具，讓我們把早期宇宙的許多猜想檢驗和修正。

我們如何知道宇宙有多少歲？

計算宇宙年齡依賴多種觀測與理論模型。哈勃最初用紅移與距離的簡單比例做粗略估算，當時數據不足、誤差很大，得到的年齡只有數十億年，與當時地球上已知星齡產生矛盾。隨著觀測技術進步，我們現在結合CMB數據、超新星亮度（作為標準燭光）、星系分布等多種量測，以及含有暗物質與暗能量的宇宙模型，已經能把宇宙年齡精確到約137億年（約136億至138億年之間），誤差約1%左右。

這個精密數字仍建立在一些假設上，例如用來量度距離的標準燭光真的可靠嗎？不同方法之間有沒有系統性偏差？科學界正針對這些問題持續檢驗，若有人提出能同時解釋所有觀測（CMB、輕元素成分、膨脹史、星系結構等）的新理論，科學界會根據證據去接受或拒絕它。

結語：科學的力量是可檢驗與可修正

大爆炸理論不是一句結論，而是一個説明我們把大量不同觀測串連起來的框架。它由可觀測的事實支持：紅移顯示膨脹、CMB是早期熱態的餘溫、輕元素比例吻合早期核合成的預測，暴漲則提供對某些觀測問題的合理解釋。粒子物理則幫助我們理解更早期、更高能的狀態。

最重要的是，科學的魅力在於可被證偽與不斷自我修正。若未來有更好的觀測或更簡潔、更能解釋現象的新理論出現，科學界會以證據為準。對一般讀者來說，理解這些核心概念有助於看到：宇宙學並非玄談，而是把觀測、理論與實驗互相檢驗的過程。下一次看到新聞說某項宇宙觀測有新發現時，可以拍拍自己，心裡想：哦，這又是把宇宙的拼圖往前推了一塊。