八、普朗克常數(shù)
一般而言，科學家是一個相對謙遜的群體。因為他們知道，不管自己做出了怎樣的研究和分析，最終都要交由大自然來進行裁決，并且這種裁決經(jīng)常需要他們等待一段相當長的時間。但普朗克或許是其中一個例外。那個影響整個物理學界的論斷，讓他無法克制內(nèi)心的激動，以至于對一起散步的兒子說道：“我今天推導出了一個概念，我想它應該和牛頓的那些成果一樣偉大，并富于革命性?！?/p>
盡管聽起來有些驕傲，但時間證明普朗克的判斷絕對正確。其理論的杰出性在于提出宇宙間的能量，是以數(shù)量有限的微小“包裹”形式存在的。正像原子學說所描述的那樣，“包裹”與原子之間存在具體的倍數(shù)關(guān)系。這些宇宙能量包現(xiàn)在被稱為量子，而簡稱為h的普朗克常數(shù)，描述的就是量子的大小。
普朗克的發(fā)現(xiàn)，不僅是唯一能夠解釋宇宙是如何構(gòu)建的理論，也引發(fā)了近兩個世紀以來的技術(shù)革命。從激光到計算機，再到磁共振成像系統(tǒng)，幾乎所有電子學領域的進展，都來源于量子理論對于宇宙的解釋。
此外，量子理論還向人們展示了一幅違反我們既有認知的、關(guān)于現(xiàn)實世界的圖景。諸如平行宇宙這一曾被認為只存在于科幻小說的事物，在經(jīng)過量子理論的“包裝”之后，已然變身為牢不可摧的科學概念，以“是”或“可能是”的方式向我們解釋著自然萬物。
概念釋義：普朗克常數(shù)，符號為h，是一個用以描述量子大小的物理常數(shù)，在原子物理學與量子力學中具有重要的地位。
九、史瓦西半徑
早在18世紀，黑洞的概念已經(jīng)為人所知。但這種密度極大、引力強大到光都無法逃脫的天體，始終被認為只有理論上的可能，而無現(xiàn)實中的存在。直到愛因斯坦提出廣義相對論，詳盡闡釋了牛頓萬有引力的微妙之后，黑洞才終于獲得真實宇宙現(xiàn)象的名份。
值得一提的是，愛因斯坦的這部著作，在一戰(zhàn)期間傳到了一位在俄國前線德軍中效力的老鄉(xiāng)手中，并開啟了這位物理、天文學家的成就之路。他的名字就叫卡爾·史瓦西。
愛因斯坦使用一系列方程式來表達自己的廣義相對論。這些方程式精煉之際，難于解答。但史瓦西運用自己的非凡才能，在炮火連天的戰(zhàn)爭間隙中，給出了解答。不僅如此，他還創(chuàng)造性地提出，任何質(zhì)量確定的物質(zhì)，如果被壓縮成為一個足夠小的球體，都將變成黑洞。這個球體的半徑，就是史瓦西半徑（史瓦西半徑并不是一個固定的數(shù)字，它的數(shù)值與被壓縮物質(zhì)的質(zhì)量相關(guān)）。
經(jīng)過科幻等流行文化的“熏陶”，黑洞在人們心中的形象，已然被塑造成一個緊密、黑暗的“邪惡小怪”。它確實很小，依照史瓦西半徑，地球被壓縮為黑洞之后，半徑僅不到一厘米（約9毫米）。太陽系中的“老大”太陽，史瓦西半徑約為3000米。
而與之形成對比的是，越大的黑洞，密度卻常常很低。哪怕將整個宇宙壓縮為一個黑洞，它的密度竟然只有地球大氣密度的萬分之二。
概念釋義：史瓦西半徑，是任何具重力的質(zhì)量之臨界半徑。在物理學和天文學中—尤其在萬有引力理論、廣義相對論中，它是一個非常重要的概念。
十、氫融合的效率
美國天文學家卡爾·薩根曾有名言：所有人都是恒星的造物。沒錯，這都要緣于宇宙間高效率的氫融合。
氫氣充斥著幾乎整個宇宙，而為了產(chǎn)生其他不同的元素，例如構(gòu)成生命的那些，就需要一種能夠?qū)⑺鼈儚臍錃庵兄圃斐鰜淼姆椒?。宇宙將這項工作交給了恒星，因為這些由于引力作用而形成的龐大星體，本身就是由氫氣組成。其內(nèi)部壓力之大，足以引發(fā)劇烈的核反應，將氫轉(zhuǎn)化為氦。
這一過程中釋放的巨大能量，愛因斯坦用E=mc2的方程予以描述。然而，這所謂“巨大”的背后，是非常低下的轉(zhuǎn)換效率—參與反應的氫元素中，只有0.7%最終化為能量，具體用小數(shù)表示就是0.007。
這就是氫融合的效率值。一個看似很小，但對于宇宙中生命有著重要意義的數(shù)字。原因之一在于，氫融合的第一步即氘的生成，要求氫融合效率不低于0.006。如若不然，雖然恒星會繼續(xù)形成，但它們將永遠只是不斷變大的普通氫氣球而已。反之，如果氫融合效率達到0.008或更高，則過猶不及—氫轉(zhuǎn)化為氦的速度太快，宇宙中的氫元素很快就會耗盡。其結(jié)果就是沒有足夠的氫來形成生命所需的水，而我們亦將不會存在。
概念釋義：無
十一、錢德拉塞卡極限
眾所周知，碳元素是生命的最基本組成元素。但除了它之外，生命也需要其他多種重量更大的原子，而這些原子的來源只有一個—超新星爆發(fā)。
超新星爆發(fā)是一種罕見但卻壯觀的天文奇景。1987年發(fā)現(xiàn)的一次超新星爆發(fā)，盡管其地點距離地球足有15萬光年，但其亮度之高，令人們在白天就能夠用肉眼看到。在這種巨大恒星的爆炸現(xiàn)象中，生命需要的其他原子被產(chǎn)生出來，并且逐漸散逸到整個宇宙當中。行星借此得以形成，并孕育出不斷進化的生命。
對于恒星而言，質(zhì)量決定命運。如太陽一般體型的恒星都有著比較長而穩(wěn)定的生命周期（雖然幾十億年后太陽也將走向毀滅）。比太陽稍大一些的，則會逐漸演變?yōu)榘装恰环N密度、溫度極高的小型星體，最終走向冷卻和滅亡。不過，如果一顆恒星的質(zhì)量達到了一定等級，比如所謂的錢德拉塞卡極限，它將注定成為一顆超新星。
錢德拉塞卡極限的具體數(shù)值，大約是太陽質(zhì)量的1.4倍，這一計算結(jié)果會依據(jù)原子核的結(jié)構(gòu)和溫度而有些差異。令人贊嘆的是，它的發(fā)現(xiàn)者—印度裔美籍天文物理學家蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡，在做出這一卓越貢獻的時候，僅有20歲。在一次從印度乘船前往英國的旅行中，他將恒星構(gòu)成、相對論和量子力學有機結(jié)合，進而得出了這驚人的結(jié)論。
概念釋義：錢德拉塞卡極限，是無自轉(zhuǎn)恒星以電子簡并壓力阻擋重力塌縮所能承受的最大質(zhì)量。由于對白矮星而言，電子簡并壓力是其抵抗重力的唯一力量，因此該值也表示白矮星的質(zhì)量上限。
十二、哈勃常數(shù)
關(guān)于宇宙性質(zhì)的話題，實際上可以簡化到兩個：它要么無始無終，要么也有生老病死。這一爭論，直到20世紀60年代晚期才最終塵埃落定。在那一年，人們找到了證明宇宙起源于一場大爆炸的確鑿證據(jù)。
關(guān)于那場大爆炸的細節(jié)，已經(jīng)無從知曉。人們只知道當前宇宙中的所有物質(zhì)，不管是恒星還是星系，在那時都被緊密地壓縮在一個點中。那個點的體積被壓縮得如此之小，以至于一顆氫原子看起來都顯得無比龐大。
那么這場大爆炸發(fā)生的具體時間是什么？宇宙擴張到現(xiàn)在，究竟有多大？這是兩個意義重大的問題，而它們之間亦存在著一種鄰人驚奇的關(guān)系。這一關(guān)系的發(fā)現(xiàn)者，就是日后以其姓名命名那架著名太空望遠鏡的埃德溫·哈勃。
上世紀20年代，在洛杉磯威爾遜山天文臺工作的哈勃，借助一種與現(xiàn)在的雷達槍同一原理的技術(shù)發(fā)現(xiàn)，地球周圍的宇宙正在不斷收縮。考慮到作為一顆普通行星，地球的所在位置并沒有什么特殊之處，因而可以判斷：整個宇宙都處于收縮當中。而一個星系與地球之間的距離，與其飛離地球的速度之間的關(guān)系，就是哈勃常數(shù)的涵義。從中我們已經(jīng)得知大爆炸發(fā)生的確切時間是137億年前。
概念釋義：哈勃常數(shù)，也稱哈勃定律，是關(guān)于物理宇宙論的陳述，其表明來自遙遠星系光線的紅移與它們的距離成正比。它被認為是空間尺度擴展的第一個觀察依據(jù)，在今天經(jīng)常被援引作為支持大爆炸理論的一個重要證據(jù)。
十三、歐米茄（Omega）
我們已經(jīng)知道宇宙何時以及如何產(chǎn)生，但還不知道它將如何終結(jié)。不過有一種方法，或者一個常數(shù)能夠提供幫助，只要我們收集到與之相關(guān)的足夠信息。這個常數(shù)就是Omega。
回到宇宙終結(jié)的話題上。我們知道，在發(fā)射速度已知的前提下，判斷一枚火箭能否掙脫所在行星的引力束縛，關(guān)鍵在這顆行星的質(zhì)量。一枚可以在月球上發(fā)射出去的火箭，在地球上就不一定管用。
同樣的道理，也適用于宇宙的最終命運。如果大爆炸發(fā)生時，賦予了所有星系足夠高的運動速度，那么它們將一直向外擴展，永不停息。而如果沒有，這些星系終將如速度不足的火箭那樣，向著來時的方向墜落，最終收縮一團，形成所謂大收縮。
兩種假設究竟誰會成真，決定權(quán)在于整個宇宙的質(zhì)量。
我們已經(jīng)知道，如果每一立方米的宇宙空間中恰好存在5個氫原子的話，其總質(zhì)量所產(chǎn)生的引力就足以幫助整個宇宙對抗大收縮。這一臨界點被稱為Omega—宇宙所有物質(zhì)質(zhì)量與引發(fā)大收縮所需最小質(zhì)量相除的結(jié)果。如果Omega小于1，宇宙將擴張不止。如果大于1，大收縮將在未來的某一時刻降臨。
對于我們來說，Omega介于0.98和1.1之間是最合適的。當然，這只是人類膚淺的估算，宇宙的命運究竟如何，目前依然無從知曉。
概念釋義：Omega，符號為，希臘字母表中的最后一個字母。在天文學中，其表示宇宙的密度與臨界密度的比率。
