繼勒梅特提出宇宙濫觴於「太初原子」的大膽構想後，離開蘇俄至美國發展的物理學家伽莫（George Gamow, 1904-1968）也認為，宇宙會自太初極度緻密與高溫的狀態開始膨脹冷卻。在那種極端的條件下，所有的物質都只以質子、中子與電子的形式存在，並且浸泡在如大洋般的高能輻射裡，就像一鍋熾熱稠密的太初原湯。在剛開始膨脹的頭幾分鐘內，宇宙可視為一場超大型的核子物理實驗，透過粒子持續捕捉中子建構出所有元素，各式各樣的物質都可從這鍋渾沌的原湯中烹煮出來。
那是一場太古粒子的狂歡宴會，電子、質子、中子不受拘束地在裏頭躁動，熱力四射的他們照亮整個會場。 Source: Wiki
1948年夏天，伽莫證明了在宇宙年齡只有100秒時，質子可與中子結合形成氫的同位素——氘。伽莫的學生阿爾法（Ralph Alpher, 1921-2007）以及赫曼（Robert Herman, 1914-1997）則接續發展伽莫的構想，更深入探索太初核子作用，希望能建構出宇宙的熱歷史。他們首先推導出在均勻膨脹的環境下，物質密度正比於任何熱輻射溫度的立方。這代表他們能夠決定在宇宙開始兩分鐘後、溫度為10億度時，物質密度與輻射溫度的正確比例，以避免產生過量的氦而與現今的觀測結果抵觸。在獲得這個固定的比值後，再將今天觀測到的物質密度代入計算，就可推知現在的輻射溫度是多少。經他們估計得到目前宇宙的溫度大約是絕對溫度5K。這項預測可說是科學史上最重要的里程碑之一，它提供天文學家一個測試大霹靂理論的方法——假如宇宙果真發軔於一個高溫的過去，我們應能夠觀測到這大霹靂的餘暉輻射！
當宴會結束，質子(中子)與電子無可避免地陷入熱戀，形成氫原子(氦原子)，他們務實地尋求穩定，過往的激情與浪漫被他們拋棄，等待遺忘。 Source: MinutePhysic
伽莫等人的論文發表17年後，美國兩位頂尖的電波工程師潘奇亞斯（Arno Penzias, 1933-）與威爾遜（Robert Wilson, 1936- ）終於在紐澤西州霍姆德爾鎮的貝爾實驗室維修一座角型天線時，發現了伽莫師生們所預測的大霹靂餘暉輻射。他們當時所偵測到的輻射噪聲，擁有7.35公分的波長，相當於溫度3.5K的熱輻射，因此稱之為宇宙微波背景（Cosmic Microwave Background, CMB）輻射。
那些被遺忘的激情與浪漫歷經了百億年的旅行，最終被WMAP捕捉到那場盛宴的餘暉。 Source： Wiki
潘奇亞斯與威爾遜的發現是我們理解宇宙的轉捩點，它大大增添了我們對愛因斯坦方程式預測宇宙行為的信心。弗里德曼與勒梅特最簡單的膨脹宇宙模型，可告訴我們任何時刻的宇宙溫度。有了這項簡單的訊息，物理學家便能夠預測宇宙從最初幾秒鐘膨脹至今的一系列事件。我們或許無法確切知曉曾經發生過的每一個單一事件，但確實可以據此建立起一幅大致公允的演化圖像，描繪溫度與密度如何隨空間膨脹變化，核子反應發生的時間與順序，以及原子與分子形成的時程。
大霹靂理論另一項重大的預言是宇宙裡氫與氦的豐度比例。在宇宙年齡小於1秒鐘、溫度高於100億度時，弱核力（weak nuclear force）的作用會維持質子與中子數目相等。由於中子的質量稍大於質子，在膨脹開始1秒鐘後，當宇宙溫度降到100億度以下時，這建構中子所需的額外些微能量，將導致質子的數目開始稍稍超過中子的數目。不過，由於中子與質子間關鍵的弱交互作用速率太低，無法趕上空間的膨脹速率，因此它們彼此間數量不均衡的比例並未擴大，約維持在1比6左右。
在膨脹開始後大約100秒時，溫度降低到1億度，核子反應突然進行起來。由於自由中子很容易衰變，此刻中子與質子的數量比已略降至1比7。幾乎所有倖存的中子都立刻與其他粒子結合形成氦-4原子核，只留下少數的氘、氦-3與鋰。從此，宇宙裡的核子物質有大約25%的氦-4，75%的氫，以及極少量的氘同位素、氦-3與鋰-7。這些元素的豐度比例，正是我們今天在銀河系與其他星系裡所觀測到的數值。因此，天文觀測再一次確證了大霹靂宇宙模型。
本文摘自《相對論百年故事》。中華民國重力協會主編，大塊文化出
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