宇宙大爆炸之后的最初几分钟里究竟发生了什么？也许有一种元素可以告诉我们……
取下你的手机电池，你就能“亲密接触”一下已经存在了大约137亿年的一种化学元素。是的，它就是锂，化学元素周期表中排在第3位的化学元素。锂和其 他的轻元素，包括氢和氦，被认为是在宇宙诞生之后几乎不到1秒钟的时间内由原初的核反应过程所形成的。在稍后的5分钟多一点的时间里，宇宙便“制造”出了 现今宇宙中所有普通物质的基本成分。在其后的几十亿年的时间里，这些物质会慢慢聚拢成团最终形成我们今天看到的星系和恒星。
宇宙诞生早期的轻核形成过程被称为“大爆炸核合成”。我们对于大爆炸核合成的绝大部分过程的认识是极为准确的。事实上，对宇宙中氢和氦丰度（含量）的测量结果和理论预言的精确相符，因此许多宇宙学家将此做为支持大爆炸理论的最强有力证据。
然而，好事总是多磨的。在氢和氦取得“节节胜利”的时候，锂却出了点“问题”。测量到的锂的丰度总是和理论计算对不上。宇宙中的绝大部分锂元素是以锂 -7的形式存在的，剩下的少部分则是以它的同位素锂-6的形式出现。同位素指的是具有相同质子数、不同中子数的同一元素的不同核素。例如，锂-7具有3个 质子和4个中子，而锂-6则含有3个质子和3个中子。当天文学家们测量宇宙极早期锂-7的含量时，得到的结果只有理论计算的一个“零头”。更糟糕的是，当 他们测量锂-6的含量的时候，得到的结果却比他们原先预计的多了1000倍。
这一现象立刻引起了天文学家们的高度关注。“如果锂丰度的偏差确实存在而且无法找到合理的天体物理解释的话，那我们的麻烦就大了，”美国俄亥俄州立大学的天文学家加里·斯泰格曼（Gary Steigman）说。
在天文观测手段不断完善的今天，锂元素丰度问题的严重性愈加凸显，以致于许多科学家提出现在也许是该对宇宙的组成进行彻底仔细检查的时候了。他们想在 大爆炸之后的最初几分钟内引入新的特殊粒子，以此来重写宇宙中化学元素的形成过程。这一想法将对我们已有的对基本粒子、相互作用力乃至宇宙起源的认识产生 深远的影响。
宇宙的最初5分钟
当然这已经不是大爆炸理论第一次面临挑战了。有人提出，引力异常、极遥远星系中出现的年老恒星以及宇宙微波背景辐射——宇宙大爆炸的余辉——中的奇异 特征都是大爆炸理论存在问题的有力证明。而锂元素的丰度问题之所以这么严重，是因为宇宙学家们把对轻元素丰度的测量做为探知大爆炸之后几秒钟之内宇宙物理 状况的最可靠途径。
大爆炸核合成的想法最初是在1948年由乔治·伽莫夫（George Gamow）、拉尔夫·阿尔弗（Ralph Alpher）以及罗伯特·赫尔曼（Robert Herman）共同提出的。他们的理论描述了原子核是如何从由大爆炸产生的基本粒子（包括质子、中子等等）通过一系列核反应形成的。一旦中子和质子结合就 行形成了氘核（氢的同位素，氢原子本身只含有一个质子不含中子），更重的元素就可以通过氘核俘获中子随后部分中子发生β衰变成质子而形成。
[图片说明]：乔治·伽莫夫、拉尔夫·阿尔弗和罗伯特·赫尔曼。
当时伽莫夫认为所有的元素都是通过这种方式形成的，但是事后发现这个想法是错误的。按照现代的大爆炸核合成理论，只有四种最轻的元素才是在大爆炸中形成的。宇宙中氢的含量在宇宙诞生之后的一秒钟内就已经确定下来了。
在宇宙度过了它的最初5分钟之后，宇宙中四分之一的普通物质变成了氦-4，再加上少量的氢元素同位素氘（由一个质子和一个中子组成）和氚（由一个质子 和两个中子组成）。这时，一些氦-4会和氦-3发生反应形成铍-7，之后铍-7则会衰变成锂-7。其他的一些氦-4则会通过与氚的碰撞直接形成锂-7。至 于元素周期表中较重的元素，它们都是由大爆炸之后几十亿年所形成的恒星制造出来的，并且通过超新星爆发播撒到星际空间的。
虽然最早的理论在细节上还存在一点问题，但是伽莫夫、阿尔弗和赫尔曼惊人地预言了宇宙微波背景辐射的存在，这比最终发现宇宙微波背景辐射早了将近20 年。他们认为宇宙曾经必定是高温、高密的，否则核反应的速率达不到所需的要求。为了确保这一点，他们假设在宇宙的最初几秒内，每个质子或者中子都会受到十 亿个光子的撞击。这些光子会一直保留到今天，但是由于宇宙的膨胀它们的波长都已经被“拉伸“到了微波波段。
大爆炸核合成理论的绝妙之处就在于它提出宇宙中的轻元素丰度只和一个基本参数有关，那就是重子数和光子数之比。这里所说的重子包括质子和中子。形象地 说，重子数和光子数之比描述的是宇宙中的每个质子或者中子可以“分摊”到多少个光子。不要小看这么一个看似不起眼的参数，正是它决定了我们宇宙的命运是永 远膨胀下去还是最终重新坍缩到一点。同时它还为宇宙中的绝大部分物质是暗物质提供了强有力的支持。
然而，直到最近重子数和光子数之比依然很难精确测量。因此，差不多40年来，天文学家们都是通过测量极早期轻元素的丰度（尤其是氘的丰度），然后再根 据大爆炸核合成理论来反推重子数和光子数之比的。而为了测量早期元素的丰度就必须观测宇宙中最年老的恒星和星系，因为它们还没来得及被超新星爆发抛出的重 元素所“污染”。
例如，为了寻找氘，天文学家们会研究位于我们和遥远类星体之间的尘埃云。由于尘埃云中的某些元素（例如氘）会吸收某些特定波长的光，因此它们会在类星体光谱的某些特定波长上形成暗线（吸收线），而这些吸收线的强弱就能反映出氘的多少。
但是近年来，这些测定重子数和光子数之比的方法已经被更精确的测量微波背景辐射中的涨落的方法所取代。这使得天文学家们可以更严格地来检验大爆炸核合 成理论。通过采用由测量微波背景辐射得到的重子数和光子数之比，大爆炸核合成理论应该可以得到和已有观测相符的宇宙早期轻元素丰度。“这一检验对于我们极 为重要，”美国普林斯顿大学的吉姆·皮布尔斯（Jim Peebles）说。他在1965年便预言了宇宙中轻元素的丰度，是最早做出这一预言的科学家之一。
祸不单行
从2003年美国宇航局的威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）以前所未有的精度测量微波背景中的温度涨落以来，由大爆炸核合成理论所预言的锂含量 问题开始逐渐显露出来。根据WMAP得到的最新数据，由大爆炸核合成理论计算可以得到，在宇宙早期每1百万个氢原子会对应于大约8万个氦-4、10个氘和 氦-3以及一万分之一个锂-7。
