宇宙中最美的10個數字

在追尋真理的過程中，科學用最美的數字語言描繪出了世界的本質。我們抬頭望見星空，而數字用穿透了表象，讓我們了解更多秘密。

引力常量

1665年的英國經歷了一場大瘟疫。當時腺鼠疫暴發，由於醫療水平有限，許多人選擇出城躲避。那時，劍橋大學關閉，學校裡一位名叫艾薩克·牛頓（Isaac Newton）的學生只能離開校園回到了家中。他花了一年半的時間，推開了通向現代科學世界的大門。

牛頓的萬有引力理論帶來了一種定量預測的能力。牛頓假設兩個質量之間的引力與質量的乘積成正比，與質量間距離的平方成反比。這一關係中的常數就是引力常量G。然而，要精確地測量這個支配了引力相互作用的強度的常量是極其困難的。1798年，卡文迪許（Henry Cavendish）通過扭秤實驗第一次測量了引力常數值。

到了2018年，中國科學家在兩個獨立的測量中，得到了迄今為止最高精度的G值。但問題是，過去幾十年對這一數值的測量結果並不吻合。物理學家還不知道是什麼導致了這樣的差異，對這一常量的繼續探索或將使我們對引力有更深刻的理解。

光速

中世紀時期，人們已經開始意識到，聲音的速度是有限的，比如，在遠處的一顆炮彈炸響之前，你早就看了到火光。不久之後，伽利略（GalileoGalilei）等一些科學家開始發現，光速似乎也並不是無限大的。

然而，光速的測量比聲速測量困難對技術的要求要高得多。直到19世紀末，技術的飛速發展使得光速測量的誤差能夠不超過0.02%。1887年，阿邁克耳孫（Albert Michelson）和莫雷（Edward Morley）為了驗證「以太」是否存在，進行了著名的麥可孫-莫雷實驗。

當時的理論認為，光的傳播介質是以太，如果以太確實存在，那麼地球自轉必然會對光速產生影響。但實驗發現，光速在任何方向上是一致的。這一驚人的結果最終成了愛因斯坦（Albert Einstein）相對論的基石之一。

我們現在知道，光速是宇宙的極限，沒有事物能夠比光速更快。光速的測量數據是299792458m/s，隨後人們通過光速定義了單位「米」（光在1/299792458秒走的距離），變相來說，這是將光速的值「固定」了下來。

理想氣體常數

17世紀的科學家認識了物質的三態——固、液和氣態。當時，許多科學家傾向於用氣體推斷基本的物理定律，因為對於當時的實驗設備來說，固體和液體比氣體更難處理。

在這一時期，實驗學家波義耳（Robert Boyle）成了現代實驗科學方法的先驅。他認識到，在實驗中藉助控制變量的方法可以發現變量與結果變化之間的關係。波義耳發現了氣體的壓強和體積之間的關係。

一個世紀後，查爾斯（Jacques Charles）與蓋-呂薩克（Joseph Gay-Lussac）發現了體積與溫度之間的關係。這些結果結合起來表明， 在一定量的氣體中，溫度與壓強和體積的乘積成正比，這一比例常數便是理想氣體常數。

絕對零度

宇宙誕生之初無比熾熱，有著難以想像的高溫。然而隨著宇宙的膨脹， 它會逐漸的冷卻。根據大爆炸的餘暉——宇宙微波背景輻射的測量，如今的宇宙平均溫度已經降低到了2.73K。

但是，溫度不會無限降低，它有一個永遠無法達到的最低值，那就是絕對零度。在上個世紀初，通過加壓等方法，科學家已經製備出了液氧、液氫和液氦，也讓我們越來越接近絕對零度。隨後，利用雷射降低原子速度的技術，我們和絕對零度的距離只有百萬分之一度。但和光速一樣，這個數字我們只能無限接近，卻永遠也達不到。

阿伏伽德羅常數

有人說，有兩把鑰匙打開了通向現代化學的大門，其中一把是道爾頓提出的原子理論，它讓我們了解到了化學現象背後的粒子世界，另一把鑰匙則是對化合物及其內部分子和原子的認識，比如，人們開始了解到，純水是由許許多多相同的水分子組成的。

義大利化學家阿伏伽德羅（Amadeo Avogadro）提出，無論氣體性質如何，在一定的溫度和壓力下，氣體的體積與原子或分子的數量成正比。20世紀初，佩蘭（Jean Perrin）創造了「阿伏伽德羅常數」這一術語，來紀念阿伏伽德羅的貢獻。如今，這一常數被定義為12克碳-12所含的原子數量，它聯繫起了物質的質量和摩爾質量。

玻爾茲曼常量

19世紀的物理學對熱力學進行了重要探索，科學家認識到了熱和能量之間的關係，並發展出了重要的熱力學定律。同時，隨著人們對粒子世界的認識，宏觀的現象與微觀的狀態同樣被聯繫在了一起。從這個角度來看，能量（包括熱）成了一種粒子速度的度量，「熵」的概念被提出，它可以用於度量系統的一種無序性。

19世紀70年代，物理學家玻爾茲曼提出了玻爾茲曼熵公式，通過玻爾茲曼常量將熱力系統中的微觀態與熵相聯繫。在微觀層面，熵可以簡單理解成微觀態出現的概率，也是一種反映各種能量分布配置的可能性的直接度量。

普朗克常量

進入20世紀後，物理學迎來了一次革命。1900年，普朗克（Max Planck）發表黑體輻射公式，假設能量只能以離散的「量子」形式釋放，這標誌著量子物理學的開端。在對黑體輻射問題的研究中，普朗克引入了一個關鍵的數值。他認為，一個假想的共振器只能以某個最小數量改變其能量，這種能量和相關的電磁波頻率成正比，其中的比例常數就是h，它後來就被稱為普朗克常量h。

現在，普朗克常量已經成為量子力學，甚至物理學中最重要的數值之一。由普朗克常量起，物理學家發展出了代表物理學極限的普朗克長度和普朗克時間，以及一套完整的自然單位「普朗克單位」。量子理論不僅解釋了宇宙，還帶來了技術的革命。這種理論為我們提供了一種非常反直覺的現實圖景，讓人們對世界的理解更進一步。

史瓦西半徑

早在18世紀，米歇爾（John Miche）和拉普拉斯（Pierre-Simon Laplace）就推測宇宙中或許存在著無法被看見的黑洞。但直到愛因斯坦在1915年提出廣義相對論後，才真正為黑洞的存在提供了理論基礎。

愛因斯坦以方程組的形式提出了他的理論，這些方程極難求解。然而在第一次世界大戰的浩劫中，物理學家史瓦西（Karl Schwarzschild）設法計算出了解。不僅如此，他還指出，對於任何給定量的物質，都存在一個非常小的球體，如果將所有物質都被「塞」進這樣一個小球中，它就會變成一個黑洞。這個球體的半徑就被稱為史瓦西半徑。與其他常量不同，史瓦西半徑並沒有一個固定值，它的大小取決於相應物質的質量。

錢德拉塞卡極限

碳元素是生命的基礎，但生命也需要其他許多更重的原子。宇宙中有一個過程會產生這些較重的元素，那就是超新星。超新星爆發產生了這些較重的元素，並將它們「分發」到整個宇宙中，使得行星形成，生命進化。

然而恆星是否會走向超新星的命運，主要取決於它的大小。這裡一道明顯的「門檻」被稱為錢德拉塞卡極限。與太陽大小相當的恆星在其生命末期最終會演化成熾熱的白矮星。但白矮星的質量是有上限的，約為1.4倍的太陽質量，這就是錢德拉塞卡極限。

在宇宙中由白矮星和恆星組成的雙星系統中，白矮星的引力會吸引伴星的物質，一旦白矮星成長到1.4倍太陽質量，它就會產生所謂的Ia型超新星爆發。1998年，天文學家通過觀測遙遠的Ia型超新星，發現了宇宙正在加速膨脹！

哈勃常數

宇宙有開始嗎？如果有，它是什麼時候開始的？今天的宇宙膨脹的又有多快？20世紀20年代，哈勃（Edwin Hubble）在威爾遜山天文臺的觀測，使這些問題開始有了更精確的答案。

哈勃天文望遠鏡發現，從地球上觀測，星系都在向後退。從天文學的角度來看，地球在宇宙中的位置並沒有什麼特別之處，也就是說，這種退行一定是在整個宇宙中發生的，所有的星系都在彼此遠離。而星系的退行速度和它與地球的距離成正比，這種關係正是由哈勃常數給出的。哈勃發現宇宙正在膨脹，而膨脹的宇宙意味著它有一個更小的過去。

20世紀60年代，天文學家探測到了宇宙微波背景輻射，這為大爆炸理論提供了強有力的證據。宇宙微波背景的最新測量表明，哈勃常數的值約為67.4km/s/Mpc，而宇宙的年齡約為138億歲。值得一提的是，在另一個著名的測量方法中，天文學家測得的值卻為74km/s/Mpc。兩個同樣精確卻不一致的測量結果，很可能引發一場宇宙學「危機」。

來源：上遊新聞

來源：重慶二三裡

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