在說今天的內容之前，我們先考慮這樣一個問題，如果給一坨水不斷的加熱會怎麼樣？先被汽化，然後呢？水分子的化學鍵會被打破，變成氧原子和氫原子，那繼續加熱呢？

氧原子和氫原子中的電子會因為獲得了足夠的動能脫離原子核的束縛，變成自由電子，這時就會剩下一個帶正電的原子核。

氫的原子核就是一個質子，而氧的原子核是一個由8個質子和8箇中子構成的束縛結構，那麼有沒有可能把它們也拆解開呢？

有！繼續加熱，或者說繼續提供能量，當提供的能量大於原子核的結合能時，原子核就會被分解為單個質子和中子，當然電離原子核的能量一般是電離原子、分子能量的數百萬倍。這是因為束縛原子核的強力要比電磁力大得多。

那麼此時一坨水就會因為能量的不斷增加，變成自由質子、自由中子和電子組成的等離子體。

由於萬物都是由這三種粒子構成的，所以不管啥東西，只要給他足夠的能量，都能將它電離成這三種自由粒子。那麼人也一樣，你也可以把一個人電離成質子、中子和電子。

好，那麼有了以上的知識，我們就把目光放回整個宇宙。上節課我們說了，按照宇宙膨脹的反推，宇宙在過去的時候，物質和輻射的密度會更高，除此之外輻射的波長還會更短，總的來說，輻射能量密度的增加，要比物質能量密度的增加要快。

比如說，當宇宙的體積只有今天的10%的時候，物質的密度會比今天高1000倍，輻射的密度也比今天要高1000倍，但由於輻射的波長又比今天短了10倍，所以總的來說輻射的能量密度會比今天高10000倍。

可以看出來，越是早期的宇宙，它的體積越小、密度越高、溫度越高，輻射能量在其中占主導地位。

所以伽莫夫就想，在早期的宇宙一定有一個時刻，是不能形成中性原子的，因為光子的能量會電離任何中性原子，此時的宇宙就是一個由原子核、電子、輻射粒子構成的等離子體。

同樣的，只要溫度足夠高，達到幾十億攝氏度，那麼原子核也不能穩定的存在，它也會被電離為質子和中子。

如果宇宙的溫度繼續升高，達到幾百億攝氏度，那麼此時的宇宙不僅僅有質子、中子和電子了，兩個光子相撞以後就會誕生“粒子和反粒子對”。所以這時的宇宙中就會出現反質子、反中子和正電子。

由於正反粒子電荷不同，所以兩個正反粒子對會相互湮滅掉變成兩個光子，兩個光子相撞以後又會出現兩個正反粒子對，如果宇宙一直處在這種高能量水平的話，那麼宇宙就會一直保持正反粒子對不斷的創生，然後不斷的湮滅。一直重複這種無聊的過程，當然我們看到的世界也就不會誕生了。

但是我們的宇宙一直在膨脹，一直在冷卻，而且早期膨脹的還非常快，所以宇宙冷卻得也快，大約1秒以後，宇宙的溫度就會下降到100億攝氏度左右，在這個溫度下，兩個光子相撞以後就不能誕生正反粒子對了。

但之前產生的正反粒子對依舊可以湮滅成兩個光子，按理來說，我們認為正反粒子對的數量應該是對稱的，那麼正反粒子湮滅以後宇宙中應該不會存在任何物質了，只會留下大量的光子，和少量倖存的質子、反質子、中子、反中子、電子和正電子，當然還有一些正反中微子。

這些粒子能夠倖存下來，是因為它們還來不及湮滅，就被膨脹的空間拉到了很遠的距離，互相見不著對方了，所以才沒有湮滅，但可以肯定的是，倖存的這些粒子，不足以構成任何物質結構，也就是說，按我們現在的理解，宇宙中不應該存在任何恆星、星系、星系團之類的結構，應該是啥也沒有。

但真實的情況很明顯，宇宙中不僅有你還有我，而且我們都是正粒子構成的，這說明反粒子當年被湮滅完了，還剩下了大約1/10億的正粒子，構成了我們今天的物質結構。

這意味著當年正反粒子數量並不對稱，這是我們今天所不能理解的，關於這個問題我們後面在說道反物質的時候會詳細地說，這裡就暫時略過，我們接著說，剩下的正物質後來都發生了啥事。

雖然剩下的物質不多，但對我們來說非常重要，這些質子、中子和電子都是構成你和我的關鍵原材料。

在正反物質湮滅以後，留下的質子和中子暫時還不能結合在一起，因為溫度還有點高，但這時質子和中子之間還發生著其他的反應。

比如說，一個質子和電子撞在了一起就會變成中子和中微子，當然一箇中子和中微子撞在了一起，反過來就會變成質子和電子。

也就是質子和中子這時可以相互轉化，所以我們認為在很短的時間內，也就大約1/3秒吧，質子和中子的數量是相等的，當然這個時候的宇宙也有和質子數量相等的電子，因為它們必須保證整個宇宙是電中性的。

當然質子和中子的相互轉化並不能持續很長時間，因為宇宙在不斷的冷卻，最先停止的反應是，質子到中子的轉變，因為中子的質量比質子的質量多了0。138%。

所以質子想要變成中子它需要更多的能量，而中子變成質子就要容易得多了，所以在宇宙誕生後的3秒鐘，質子和中子的數量就不對稱了，從剛才的各佔一半，變成了現在的85：15，質子比中子多了6倍。

那麼此時宇宙誕生已經過去了3秒鐘，你可能會問：這時的質子能不能和中子結合在一起，形成最輕的原子核，氘核呢？

能，但是它們結合的速度遠不如光子把它們炸開的速度，所以說溫度還是太高，而且還有一個原因特別重要，此時宇宙中光子的數量大約是質子數量的10億倍。

這意味著即使光子的平均能量已經低於氘核的結合能了，氘核也不能穩定的存在，所以還需要耐心的等待，等待宇宙繼續膨脹，繼續降溫。

但問題是，質子可以等，但中子等不了啊，因為自由中子不穩定，它的半衰期大約為15分鐘，在等待的過程中，有些中子就不耐煩了，它就會經過β衰變，釋放出一個電子和反電子中微子，變成一個質子。

那麼等宇宙誕生以後的3分鐘，此時的溫度就降到了大約800萬攝氏度，氘核終於可以穩定的存了，但此時宇宙中的質子和中子比變成了88：12。

在這之後大爆炸核合成終於開始了，一個質子和中子會迅速的結合在一起形成氘核，這樣的反應非常快，氘核可以和一個質子結合，形成氦-3，和一箇中子結合就形成氚核。經過以上的反應數量本來就不多的中子很快就被用完了。

但這時的反應並不會停止，因為氦-3和氚核會繼續和一個氘核結合在一起，變為穩定的氦-4，並且釋放出一個質子和中子。

這樣穩定的氦-4就在宇宙誕生之後不到4分鐘的時間裡就大量的形成了，這就解釋了為什麼當時人們觀察到宇宙中存在大量的氦-4，僅僅透過恆星反應是不可能存在這麼多氦-4的。

那為什麼宇宙中的比氦-4更重的元素卻少得可憐呢？因為大爆炸期間的核合成在進行到氦-4以後，基本就停止了。

你看，當你給一個氦4裡面加一個質子的時候，就會變成鋰5，加一箇中子就會變成氦5，但是這兩種元素都不穩定，在10∧-21秒，一個極短的時間內就會衰變回氦4。這條路走不通。

當你讓兩個氦4結合在一起，形成鈹8的時候，你還來不及再給一個鈹8加入一個質子，或者是中子，或者是在再加一個氦核，它就會在10^-16秒，衰變回氦4。

所以大爆炸核反應就這樣停止了，主要的原因是，宇宙降溫太快，4分鐘以後，不管是溫度、還是密度，都不足以支撐核反應繼續往下進行了。

最終，我們的宇宙就會留下75%的氫核，25%的氦核，這是按照質量計算的比例，如果按數量說的話，就是92%的氫核，8%的氦核。這就是為什麼宇宙中充滿了氫氣和氦氣，其他元素的含量還不到1%。

即使是恆星燒了這麼多年，依然改變不了宇宙主要的組成成分，因為從一開始我們的宇宙就是從氫和氦開始的。

以上的推演過程就是伽莫夫對於大爆炸核合成的預言， 這個預言已經得到了觀測的證實，測量的過程大致是這樣的，我們在宇宙中看得越遠，就意味著我們看到的宇宙越古老。

當然我們就能在早期的宇宙中找到那些還沒有來得及形成恆星，或者是還沒有被恆星汙染的原始氣體雲，如果現在有一個類星體發出的光，正好經過了這個原始氣體雲，我們現在分析類星體光譜中的吸收線，就能夠知道原始氣體雲中的成分了。

觀測表明，我們的宇宙確實是從氫和氦開始的，而且所佔比例和大爆炸預言吻合得非常好。好了，今天的內容就到這裡，這節課我們說中性原子的形成，以及微波背景輻射的預測。