温度和膨胀速度怎样决定今天的氦和氘

一锅不停变来变去的热汤

大爆炸后一秒，宇宙的温度约一百亿开尔文。里面有光、电子、电子的反物质伙伴正电子、中微子，还有稀稀拉拉的质子和中子，也就是组成原子核的两种粒子。每一个质子或中子，对应着十亿个以上的光子。

在这锅汤里，质子和中子不停地互相变换。中子撞上正电子会变成质子，质子撞上电子会变成中子。推动这些变化的是弱核力。中子比质子稍重一点，变成中子要多花一点能量。汤很热的时候，这点代价无关紧要，两者几乎一样多；汤逐渐变凉，更“便宜”的质子就开始占上风。

第一只钟：中子不再被造出来

温度下降时，弱反应变慢的速度比膨胀变慢的速度快得多。大约在头两秒内，弱反应就跟不上了：汤稀释得太快，碰撞来不及继续把粒子换来换去。从这以后，中子所占的比例不再跟着温度走。到十秒左右，大约每五个质子配一个中子。

中子的麻烦还没完。自由中子不稳定，会自己衰变成一个质子、一个电子和一个反中微子，平均寿命约十五分钟。头几秒剩下的中子，从此开始倒计时。

第二只钟：氘一形成就被打碎

中子的出路是进入原子核，在核里它不会衰变。第一步是氘，也就是一个质子和一个中子粘在一起。把它们拆开只需要 220 万电子伏特，在原子核里算是很弱的结合。

十秒时，光子的平均能量已经远低于这个数，可这并不够。光子比质子和中子多十亿倍以上，而任何时候总有一小部分光子的能量远高于平均值。光子数量实在太多，这一小部分就足以把刚形成的氘核几乎立刻打碎。物理学家把这叫作“氘瓶颈”。

直到温度降到约八亿开尔文，也就是大爆炸后大约四分钟，瓶颈才打开。这时又有一部分中子已经衰变掉，只剩大约每七个质子配一个中子。

幸存的中子几乎都进了氦

氘一旦能留下来，一串很快的碰撞就把它变成氦四：两个质子和两个中子紧紧结合在一起。一分钟左右，剩下的中子几乎全都进了氦四。

于是可以简单数一数。拿十六个粒子，按一个中子配七个质子，就是两个中子和十四个质子。两个中子拉上两个质子，组成一个氦核，剩下十二个质子成为氢。氦占了十六份质量中的四份，也就是 25%。把每一个反应和精确的时间都算进去的完整计算给出 24.7%；配套 Lab 里的简化网络给出 24.2%。

天文学家在恒星形成很少的小星系里测量气体中的氦。目前最好的值是 24.5%，不确定度 0.3%，见粒子物理评述 2025 年版。

膨胀快慢为什么要紧

那几分钟里的膨胀速度，由所有接近光速运动的东西的能量决定：光、正负电子，以及三种中微子。这部分能量越多，膨胀就越快。

膨胀更快，氦就更多，原因有两个。弱反应会更早跟不上，那时汤更热，中子更多；等待氘瓶颈打开的时间也更短，衰变掉的中子更少。如果多出一种轻粒子，能量相当于再多一种中微子，氦大约会多 1.3 个百分点。测到的氦只容得下比这小得多的变化。把氦和氘放在一起分析，得到等效中微子种数 2.90，不确定度 0.14，与粒子物理已知的三种相符。

氘是没烧完的燃料

氘不是终点。瓶颈打开后的几分钟里，大部分氘被烧成了氦三和氦四。单位体积里的质子和中子越多，氘核彼此相遇、被烧掉的机会就越多，剩下的氘就越少。所以留下来的氘，能用来称量宇宙里有多少普通物质。

最干净的测量来自遥远的气体云：它们挡在更远的类星体前面，把类星体的光吸收掉一部分。测得的结果是每十万个氢原子约有 2.5 个氘，相当于每一百亿个光子约对应六个质子和中子。宇宙微波背景是大爆炸后约 38 万年放出的光，它通过完全不同的物理给出了同样的密度。这种一致，是热大爆炸图像最有力的检验之一。

有一种元素对不上

同一套计算也预言了应该造出多少锂七。可银河系里最老的恒星，锂只有预言的约三分之一。更好的核反应测量和更精确的氘数据，都没能消除这个差距。上面那篇评述和 Fields 等人的详细研究 都把它列为未解决的问题。目前最主流的解释是恒星自己在漫长的岁月里慢慢消耗了一部分锂，最初几分钟里出现新物理，仍是一种开放的可能。