史蒂文·温伯格：The First Three Minutes – A Modern View Of The Origin Of The Universe@1993

Steven Weinberg 在其著作《最初三分鐘：對宇宙起源的現代看法》中，清晰地概述了他對早期宇宙標準模型的核心論點及其論述架構。本書的核心在於闡述自 1965 年宇宙微波背景輻射（Cosmic Microwave Radiation Background, CMB）發現以來，科學家們對宇宙最初階段的理解，特別是能夠以相當的信心描述宇宙在最初幾分鐘內的物理狀態。

主要論點一：宇宙正在膨脹，並且起源於一個熱而稠密的狀態（即大爆炸理論）。

這是宇宙學的經典基礎。核心觀測證據來自於對遙遠星系光譜的紅移（Red Shift）測量。星系光譜中的特定譜線向波長較長的紅色端移動，根據都卜勒效應（Doppler Effect）解釋，這意味著這些星系正在遠離我們。更關鍵的是，哈勃（Edwin Hubble）發現星系的退行速度與其距離大致成正比（哈勃定律）。這種所有星系都在互相遠離的現象，表明宇宙整體正在膨脹。

這種膨脹的圖像，如同一個發生在「各處」而非從某中心向外擴散的爆炸。若將時間回溯，可以推斷宇宙在過去必定處於一個體積更小、物質更密集、溫度更高的狀態。雖然哈勃常數的精確值及其對宇宙年齡和最終命運（持續膨脹或收縮）的影響存在不確定性（這部分涉及到宇宙密度與臨界密度的比較，以及對遙遠星系紅移-距離關係的測量困難，如星系演化等因素），但膨脹以及從一個早期熱狀態演化而來的結論，是本書一切論述的基礎。這種對過去的推斷，也與地球和銀河系的年齡估計（約 100-200 億年，基於放射性同位素和恆星演化計算）大致相符，進一步支持了這一觀點。

主要論點二：宇宙充滿著從早期高溫階段遺留至今的宇宙微波背景輻射，這提供了關於早期宇宙狀態的關鍵證據。

本書將第三章專門獻給宇宙微波背景輻射。這是自 1965 年由 Penzias 和 Wilson 偶然發現以來，被視為對早期宇宙標準模型最重要的觀測支持。這種輻射是一種微波噪音，其關鍵特徵是具有等向性（Isotropy），即從天空的各個方向看都大致相同。這強烈表明它不是來自銀河系內的個別天體，而是來自更廣闊的宇宙空間。

更重要的是，這種輻射的能量分佈符合特定溫度的黑體輻射（Black-body Radiation）譜。Penzias 和 Wilson 測量到的等效溫度約為 3°K。黑體輻射的性質是，其光子能量分佈僅由溫度決定。作者解釋說，這種黑體譜性質和低溫是預期中的結果：在宇宙早期極端高溫高密的狀態下，物質和輻射處於熱平衡。隨著宇宙膨脹和冷卻，光子的波長被拉長（紅移效應），這導致黑體輻射的溫度與宇宙的尺度成反比下降。現在觀測到的 3°K 溫度，正是早期高溫輻射在宇宙膨脹後冷卻的結果。這就像宇宙本身是一個巨大的黑體箱。

這個 CMB 觀測不僅證實了宇宙經歷過一個高溫熱平衡階段，更提供了量化早期宇宙成分的關鍵數據。從 CMB 的溫度可以計算出目前宇宙中光子的數量密度。將其與可觀測到的核子（質子和中子）數量密度相比較，得出一個極為重要的比例：宇宙中每十億個光子大約對應一個核子。這個巨大的光子/核子比例，是理解宇宙初期核合成過程的關鍵輸入參數。

主要論點三：利用已知的物理學定律（特別是統計力學、粒子物理學和核物理學），可以詳細計算宇宙在最初幾分鐘內的演化過程，並預測其化學組成。

第四章「熱宇宙的配方」和第五章「最初三分鐘」是本書的核心敘述。作者解釋，由於早期宇宙處於近乎完美的熱平衡狀態，其內容物及其演化可以用已知的物理定律推導出來，而不必過多依賴任意的初始條件。所需的「配方」只需少數幾個 conserved quantities 的密度比例（如電荷、重子數、輕子數相對於光子數的比例）和溫度。

作者帶領讀者回溯時間，從約 10^11 K（約最初 0.01 秒）開始。在此溫度下，宇宙主要由光子、電子、正電子、微中子、反微中子等輕基本粒子構成，它們的數量由熱平衡決定，能量密度極高。隨著宇宙迅速膨脹和冷卻：

• 溫度下降，輕子（如電子、正電子）的產生速率低於湮滅速率，它們大量消失，其質量能轉化為輻射能，短暫減緩冷卻。
• 同時，微中子由於弱相互作用的性質，在溫度降至約 10^10 K 時與其他粒子解耦（脫離熱平衡），此後基本上不再參與相互作用，但其能量仍是宇宙引力場的來源之一。
• 核子（質子和中子）的數量相對於光子雖然很少（光子/核子比例約 10^9），但在最初的高溫下，質子和中子可以通過與輕子的弱相互作用快速互相轉化，數量大致相等。
• 隨著溫度持續下降，質子-中子轉化速率減慢，加上自由中子本身的衰變，中子的比例逐漸下降。
• 關鍵時刻出現在溫度降至約 10^9 K（約最初 3 分鐘）時。此時，較為穩定的原子核開始能夠抵抗高溫的解離。特別是氘核（由一個質子和一個中子組成）可以穩定存在，打破了之前阻止核合成的「氘瓶頸」。一旦氘形成，就可以通過快速的二體反應鏈進一步生成更穩定的氦核（由兩個質子和兩個中子組成）。
• 由於缺乏穩定原子核來繼續反應，核合成在氦形成後很快停止。最終結果是，幾乎所有剩餘的中子都被「煮」成了氦核。根據在核合成開始時的中子-質子比例，可以計算出宇宙中物質的原始化學組成：約 25-30% 的質量是氦，絕大部分剩餘的是氫，還有微量的氘和鋰等輕元素。

這個計算結果與對宇宙中氫和氦原始豐度（在恆星演化前）的觀測估計（如恆星光譜分析）驚人地一致，這被視為標準模型最重要的成就之一。作者特別指出，氘的豐度對光子/核子比例非常敏感，這使得它可以成為測量宇宙核子密度的重要手段，進而推斷宇宙的最終命運（開放或封閉）。

主要論點四：儘管標準模型取得了成功，但對於宇宙的極早期（最初百分之一秒以內）以及一些基本假設，仍存在重大的未解之謎和理論困難。

作者在第六章「歷史的轉折」中反思，儘管理論上可以預測 CMB，為何其發現是偶然的？這部分歸因於理論家與實驗家之間的溝通不足，以及科學界在 1960 年代前普遍對早期宇宙理論缺乏足夠的認真態度。

在第七章「最初百分之一秒」中，作者深入更早期的階段。溫度高於 10^11 K 時，強相互作用粒子（強子，如π介子、核子）大量存在，用現有理論描述其行為變得極其困難。雖然夸克理論（Quark Theory）及漸近自由（Asymptotic Freedom）的概念為理解此階段提供了一線希望（認為在極高溫下夸克行為接近自由粒子），但無法觀測到自由夸克是一個謎。作者也提到了電弱統一理論（Electroweak Unification）預測的在極高溫下的相變（Phase Transition），以及普朗克時期（Planck Epoch, 約 10^32 K）量子引力（Quantum Gravity）成為主導時，物理學定律失效的根本限制。這些都構成了對宇宙最初時刻理解的障礙。

作者在結尾（第八章「未來展望」）討論了宇宙的最終命運，取決於平均密度是否大於臨界密度，導致永恆膨脹（開放宇宙）或最終收縮（封閉宇宙，大擠壓）。雖然有人提出振盪宇宙模型以避免時間的開端，但作者認為其存在理論困難（如每個循環熵會增加）。

總體而言，Weinberg 的《最初三分鐘》通過引人入勝的敘述，闡述了宇宙從一個極端高溫高密的熱力學狀態，在膨脹冷卻中經歷基本粒子、輕原子核形成的過程。本書的核心論點是：基於宇宙膨脹的觀測、宇宙微波背景輻射的發現及其黑體性質，結合已知的物理定律，科學家們已經能夠對宇宙在最初幾分鐘內的狀態和演化進行詳細且大致準確的描述。儘管存在未解的極早期謎團和最終命運的不確定性，但標準模型提供了一個連貫的框架，並通過預測元素豐度等觀測證據獲得了成功。作者以一種深刻的哲學反思結束，認為即便宇宙看似無意義，探索和理解宇宙的努力本身就賦予了人類生命尊嚴。