我们在第5章对最初三分钟的论述并没有从一开始就讲起。而是从“第一个画面”入手的，当时，宇宙温度已经冷却至1000亿K，大量存在的粒子是光子、电子、中微子及其反粒子。如果这些的确是大自然中仅有的粒子类型，那我们也许能够从时间上向后推断宇宙的膨胀，并进而得出论断，宇宙一定曾经有过一个真正的开始，处于一种无穷的温度和密度状态，这发生在我们的第一个画面之前的0.0108s。
然而，还有许多其他类型，并且为现代物理所知的粒子：μ介子、π介子、质子和中子等。当我们追溯到很久很久以前时，会发现温度和密度都非常高，所有这些粒子都数量巨大，保持着热平衡，并处于连续的相互作用状态。对于各种我希望弄清楚的原因，我们对基本粒子物理学的了解还不够，并没有十足把握计算这样一些大杂烩的特性。因此，对于微观物理学的无知就如同一个面纱，遮挡住了我们对宇宙初始研究的视线。
大自然，透过面纱向外窥探，还是很诱人的。对于像我这样，把更多的精力放在研究基本粒子物理学而不是天体物理学的理论家，这种诱惑更为强烈。当代粒子物理学的许多有趣想法产生了极其微妙的推论，在当今的实验室里很难对它们进行检验，但把它们应用于早期宇宙时，这些推论就十分惊人了。
当追溯1000亿度以上的温度时，我们遇到的第一个问题是由基本粒子的“强相互作用”产生的。强相互作用指能够将中子和质子聚集在原子核中的力量。这种力量在我们的日常生活中并不像电磁力和引力那样常见，因为它们的有效距离非常短，约为十万亿分之一厘米（10-13 cm）。即使在核与核之间的距离一般为几亿分之一厘米（10-8 cm）的分子中，不同核之间的强相互作用也几乎不会产生什么影响。然而，正如其名所示，强相互作用的作用力是非常强的。当两个质子被推到足够近的距离时，它们之间的强相互作用比电排斥高100倍；这是面对将近100个质子的电排斥，强相互作用仍能将原子核聚集在一起的原因。氢弹的爆炸是由中子和质子的重新安排而产生的，中子和质子经过重新安排后，可以通过强相互作用，更为紧密地结合在一起；氢弹的能量恰好是这种重新安排所产生的多余能量。
正是这种强相互作用的强度，使它们比电磁相互作用更难进行数学处理。例如，当我们计算由于两个电子之间的电磁排斥而产生的散射速度时，必须将无限数量的贡献相加，每个对应的都是光子和电子-正电子对的一个特定发射和吸收序列，如图7.1所示，“费因曼图”对此作了形象的描述（在20世纪40年代末，理查德·费因曼在康奈尔大学制订出运用这些图表进行计算的方法。严格地说，散射过程的速度是由贡献之和的平方得出的，每个图都对应一个贡献）。在任何一个图上多增加一条内线，都会将图的贡献降低一个系数，该系数大致等于大自然的一个基本常数，称为“精细结构常数”。该常数非常小，约为1/137.036。因此，复杂图的贡献很小，我们可以通过将几个简单图的贡献相加，计算散射过程速度的充分近似值（这就是我们有把握能几乎无限精确地预测原子光谱的原因）。然而，对于强相互作用来说，该常数起着精细结构常数的作用，大致等于1，而不是1/137，因此，复杂图提供的基值与简单图恰好一样大。涉及强相互作用的过程速度难以计算的问题，一直是过去25年来基本粒子物理学进展的一个最大障碍。
这里显示的是一些电子-电子散射过程较为简单的费因曼图。直线指电子或正电子；波形线指光子。每个图均代表某个数值数量，数值数量的大小取决于进入电子和外出电子的动量和自旋；散射过程的速度为与所有费因曼图相关的这些数量之和的平方，每个图对这个总和的贡献，与根据光子线数量得出的若干1/137系数（精细结构常数）成正比。图7.1（a）代表单个光子的交换，所产生的贡献与1/137成正比。图7.1（b）、（c）、（d）和（e）代表对图7.1（a）作出主要“辐射”校正的所有类型的图；它们所贡献的数量级均为（1/137）2 。图7.1（f）的贡献则更少，与（1/137）3 成正比。
图7.1 费因曼图
并非所有过程都会涉及强相互作用。这个强相互作用只会影响一类被称为“强子”的粒子；这一类粒子包括核粒子、π介子和一些不稳定的粒子，如K介子、ε介子、λ超子和∑超子等。通常情况下，强子比轻子重（“轻子”的名称来自于希腊语中的“轻”一词），但二者之间真正重要的区别在于强子能够感受到强相互作用，而轻子－－中微子、电子和μ介子－－却不能。电子无法感受到核力，这个事实尤其重要－－它同另外一个事实，即电子的质量极小，共同造成了这样一种情况，即在一个原子或一个分子中，电子云约比原子核大100000倍，另外，将原子稳固在分子中的化学力，比将中子和质子稳固在核内的力弱数百万倍。如果原子和分子中的电子能够感受到核力，那就不会存在化学、晶体学或生物学－－而只有物理学了。
我们在第5章开头提到的1000亿开氏度的温度是精心挑选的，确保使其低于所有强子的阈值温度（根据书后附表1.1，最轻的强子，即π介子的阈值温度约为1.6万亿开氏度）。因此，在第5章的整个讲述中，唯一大量存在的粒子是轻子和光子，它们之间的相互作用完全可以忽略不计。
当强子和反强子大量存在时，我们应该如何处理较高的温度呢？对于这个问题，有两种不同的答案，分别反映了两个不同流派对强子性质的不同看法。
根据其中一个流派，他们认为根本不存在“基本”强子这类东西。每个强子都如同其他强子一样基本－－不仅有像质子和中子这样的稳定和近乎稳定的强子，还有像π介子、K介子、ε介子和超子这样的中等不稳定的粒子，它们存在的时间足够长，能够在照相底片或气泡室中留下可测量的痕迹，但即使是像ρ介子这样完全不稳定的“粒子”，它们的存在时间使其以接近光速的速度运行时，几乎无法穿过原子核。在20世纪50年代末至60年代初，主要由伯克利的杰弗里·丘提出这一学说，它又被称为“核民主”。
根据“强子”的这样一种自由定义，存在成百上千个这种阈值温度低于100万亿开氏度的已知强子，也许还有数百个正有待发现。某些理论认为，强子种类的数量是无限的：当我们所探索的质量越来越大时，粒子种类的数量也以越来越快的速度增加。去探索了解这样一个世界似乎是无望的，但粒子光谱的复杂性也有可能变成简单性。例如，ρ介子是一种强子，可以认为它由两个不稳定的π介子组成；当我们在计算中明确地加入ρ介子时，我们已在某种程度上考虑了π介子之间的强相互作用；也许通过将所有强子都明确计入我们的热力学计算中，我们可以忽略强相互作用的所有其他影响。
另外，如果强子种类的数量的确是无限的，那么，当我们在一个特定体积中加入越来越多的能量时，这个能量不会增加粒子的随机速度，但会增加这个体积中存在的粒子种类的数量。这样，如果强子种类的数量固定，那温度就不会随能量密度的增加而上升。实际上，在这样的理论中，可以有一个最高温度，在这个温度值上，能量密度变得无限。这是难以逾越的温度上限，正如，绝对零度是难以逾越的下限一样。在强子物理学中，最高温度的想法起初是由日内瓦欧洲核子研究中心实验室的R．哈格多恩提出的，后来由其他理论家进一步发展，包括麻省理工学院的黄克逊先生和我本人。有人甚至对最高温度作出了相当精确的预测－－这个温度值惊人地低，约为两万亿开氏度（2X1012 K）。当我们离开始越来越近时，温度也变得越来越接近这个最大值，存在的强子种类也变得越来越丰富。然而，即使在这些异常情况下，也有一个开始，有一个有着无穷能量密度的时期，它大致在第5章第一个画面之前的0.01s。
还有另外一种流派，这种流派要传统得多，比“核民主”更接近普通直觉，在我看来，它也更接近事实。根据这种流派，他们认为并非所有的粒子都是相同的；有些粒子的确是基本粒子，而其余粒子则仅仅是基本粒子的复合物而已。据认为，基本粒子由光子和所有已知轻子组成，而非任何已知强子组成。相反，强子被认为是更为基本的粒子－－“夸克”的复合物。
原始夸克理论是由加州理工学院的默里·盖尔曼和乔治·茨威格（分别）提出的。理论物理学家如诗人一般的想象力在命名各种不同种类的夸克时，得到了充分的发挥。夸克被分为不同的种类或“味”，其名字也有多种，即“浓味”“淡味”“奇异味”和“粲味”。另外，夸克的每种“味”又分为3种不同的“颜色”，美国的理论学家通常称之为红、白和蓝色。北京的理论物理学家小组长期以来一直偏爱某个夸克理论，但他们却称为“层子”，而不是夸克，因为这些粒子比寻常强子更能代表更深层次的现实。
如果夸克想法是正确的，那么，早期宇宙的物理学也许比我们所想的要简单。根据一个核粒子内部的空间分布，我们有可能推断出存在于夸克之间的某种力，而反过来也可以根据电子与核粒子高能碰撞的观测结果，确定这一分布（如果夸克模型是正确的）。几年前，麻省理工学院-斯坦福大学的线性加速器中心通过这种方法发现，当夸克彼此间的距离非常接近时，它们之间的力似乎消失了。这说明，在某个温度下，即大约在几万亿开氏度下，强子会分裂成它们的组分，夸克，就像原子在几千度下会分裂成电子和核，核在几十亿度下会分裂成质子和中子。根据这种描述，人们认为，在很早的时候，宇宙是由光子、轻子、反轻子、夸克和反夸克组成的，它们实质上都是作为自由粒子运行的，因此，每种粒子实际上仅提供了另外一种黑体辐射。这样，就很容易计算出结论，一定曾经有一个开始，一定曾经有一个无穷密度和无穷温度的状态，这个开始大约在第一个画面之前的0.01s。
近来，这些相对直觉的想法有了一个更为坚实的数学基础。1973年，3位年轻的理论学家，哈佛大学的休·戴维·波利策和普林斯顿大学的戴维·格罗斯、弗兰克·维尔泽克指出，在一个特别的量子场理论类别中，当夸克被推得彼此距离越来越接近时，夸克之间的力实际上变得非常微弱（这种理论被称为“非阿贝尔规范理论”，由于技术性太强，在这里不便解释）。这些理论具有“渐近自由”的显著特性：在渐近的短距离或高能量上，夸克的行为方式如同自由粒子。剑桥大学的J.C．科林斯和M.J．佩里曾经指出，在任何渐近自由理论中，在温度足够高、密度足够大的情况下，介质的特性实质上就好像该介质纯粹是由自由粒子组成的一样。因此，这些非阿贝尔规范理论的渐近自由能够为最初百分之一秒的简单情景－－宇宙是由自由基本粒子组成的－－提供坚实的数学理由。
夸克模型适用于各种应用范围。质子和中子的行为方式的确好像它们就是由3个夸克组成的，而ρ介子的行为方式好像它们是由1个夸克和1个反夸克组成的，等等。尽管取得了这些成功，但夸克模型也给我们带来了巨大的困惑：迄今为止已证明，即使使用现有加速器提供的最大能量，也不可能将任何强子分裂成它的组分－－夸克。
同样，在宇宙学中，也无法将自由夸克分离出来。如果在早期宇宙的高温条件下，强子的确能够分裂成自由夸克，那一些自由夸克就有可能残留至今。苏联天文物理学家亚·B．泽利多维奇预测，残留下来的自由夸克应与当今宇宙中金原子的普遍程度大致相同。毋庸置疑，黄金产量并不丰富，但购买一盎司黄金却比购买一盎司夸克容易得多。
当今，理论物理学所面对的最重要的难题之一就是不存在分离的自由夸克。格罗斯、维尔泽克以及我本人曾建议，“渐近自由”也许能够给出一个合理的解释。如果两个夸克之间相互作用力的强度随着它们彼此推进而减弱，那也会随着它们彼此拉远而增强。因此，在寻常强子中将一个夸克与其他夸克的距离拉远所需的能量，会随着距离的增加而增加，最终，它似乎会变得足够强大，以至于能够在真空中创造出新的夸克-反夸克对。结果，我们得到的不是几个自由夸克，而是一些寻常强子。这完全就像将绳子的一端分离出来：如果用力拉，绳子就会拉断，但最终得到的却是两根绳子，每根绳子都有两个端点！在早期宇宙中，夸克彼此非常接近，以至于它们感受不到这些力，因而能像自由粒子一样运行。然而，当宇宙膨胀和冷却时，存在于早期宇宙中的每个自由夸克要么随一个反夸克湮灭，要么在质子或中子中发现了栖息之所。
关于强相互作用，就说到这里。随着追溯宇宙的初始，我们还会遇到更多的问题。
现代基本粒子理论作出的一个引人入胜的推论是，宇宙也许曾发生过相变，正如，当水温降到273K（=0℃）时，水会结冰。相变与强相互作用无关，但它与粒子物理学中的另一种短距离相互作用－－弱相互作用有关。
弱相互作用能够造成某些放射性衰变过程，如自由中子的衰变过程，或者更广泛地说，弱相互作用能够造成涉及中子的任何反应。正如其名所示，弱相互作用要比电磁或强相互作用弱得多。例如，在能量为100万eV的中微子和电子碰撞过程中，弱力约为按同样能量碰撞的两个电子间电磁力的一千万分之一（10-7 ）。
尽管弱相互作用的力很弱，但长期以来人们一直认为弱力和电磁力之间也许存在一种很深的关系。我在1967年提出了一种场理论，这一理论将这两种力结合在一起，而阿布杜斯·萨拉姆也在1968年独自提出了这样的理论。这一理论预测，存在一种新的弱相互作用，即所谓的中性流，1973年，通过实验证明了中性流的存在。自1974年开始，发现了整个新强子类型，这一发现使其得到了进一步的证实。这种理论的关键思想是，大自然的对称性非常高，这与各种粒子和力有关，但在普通物理现象中却被遮蔽了。自1973年开始使用的场理论描述道，强相互作用都属于同一数学类型（非阿贝尔规范理论），现在，许多物理学家认为，规范理论有可能提供一个统一的基础，帮助理解大自然中的所有力：弱力、电磁力、强力，也许还有引力。这种观点得到了统一规范理论其中一个特性的支持，这一理论是由萨拉姆和我猜想提出的，并于1971年由杰拉德特·胡夫特和本杰明·李证实：尽管复杂费因曼图的贡献看似无穷，但却给出了所有物理过程的速度的有穷结果。
对于早期宇宙的研究来说，正如莫斯科列别杰夫物理研究所的D.A．基尔日尼茨和A.D．林达在1972年所指出的，规范理论的重点是，这些理论展示了相变，即一种冻结，这种冻结发生在约3000万亿度（3X1015 K）的“临界温度”上。当温度低于临界温度时，当时的宇宙与现在的宇宙是一样的：弱相互作用较弱，且距离较短。当温度高于临界温度时，弱相互作用和电磁相互作用之间的重要统一表现得非常明显：弱相互作用与电磁相互作用遵循着同一种类型的平方反比律，且强度大致相同。
在这里，用一杯冰水作类比是极具启发性的。当高于冰点时，液态水会表现出高度的均匀性：在水杯内的一点发现水分子的可能性恰好与在其他任何一点发现水分子的可能性相同。然而，当水被冻结后，空间内各个点之间的这种对称会部分丧失：冰会形成一个晶格，水分子位于某种固定的间隔位置，在其他位置发现水分子的可能性几乎为零。同样，当温度降至低于3000万亿度以下时，宇宙被“冻结”，对称性丧失－－与冰水不同，它丧失的不是空间上的均匀性，而是弱相互作用与电磁相互作用之间的对称性。
将这一类比作更进一步的发挥，也是有可能的。众所周知，当水被冰冻时，通常不会形成完美的冰晶，而是形成某种更为复杂的东西：一大堆由各种不规则晶线分割而成的凌乱的晶畴。宇宙也曾冻结成畴吗？我们也生活在这样的畴中吗？在这样的畴中，弱相互作用和电磁相互作用之间的对称是否以一种特定的方式被打破？而我们最终是否会发现其他的畴呢？
迄今为止，我们的想象力带着我们回到了温度为3000万亿度的时期，在那时，我们不得不面对强相互作用、弱相互作用和电磁相互作用。物理学已知的另一大类相互作用，即引力相互作用又是何种情况呢？当然，引力曾在我们的讲述中起着重要的作用，因为它控制着宇宙密度及其膨胀速度之间的关系。然而，迄今为止，还未发现引力对早期宇宙的任何部分的内部特性有过任何影响。这是因为引力非常弱；例如，氢原子中的电子和质子之间的引力比电力还要弱10的39次方。
引力场中的粒子生成过程可以解释在宇宙进程中引力非常弱的原因。威斯康辛大学的莱昂纳多·帕克曾指出，在宇宙初始后大约一亿亿亿分之一秒（10-24 s），宇宙引力场中的“潮汐”效应变得足够大，以至于能够在空洞的空间中产生粒子-反粒子对。然而，引力仍然非常微弱，通过这种方式产生的粒子数量，对热平衡中业已存在的粒子的贡献可忽略不计。
但是，我们至少可以想象这样一个时期，那时，引力强度与上述核相互作用强度相同。引力场不仅由粒子质量产生，还由所有形式的能量产生。地球围绕太阳的旋转速度，比太阳不是很热的情况下的旋转速度要快，因为太阳热量的能量是引力源的组成部分。当温度超高时，处于热平衡的粒子能量变得非常大，以至于粒子之间的引力变得与其他力一样强大。我们可以预估这一事件发生的状态是在大约1亿亿亿亿度（1032 K）的温度上实现的。
在这个温度条件下，各种类型的奇怪事情都还会继续发生。不仅引力会变强，在引力场中产生的粒子数量会变大－－“粒子”这个概念也不再具有任何意义。此时，“视界”，即超过它就无法接收任何信号的距离，比处于热平衡中的一个典型粒子的一个波长要近。粗略地说，每个粒子都大致与可观测到的宇宙一样大！
对于引力的量子性质，我们还知之甚少，甚至还不能明智地推测出此前的宇宙历史。我们可以大致预估，在宇宙初始后大约10-43 s，达到1032 K这个温度，但尚未明确这个预估是否具有任何意义。因此，无论其他迷雾是否已被拨开，在1032 K这个温度上，仍有一团迷雾遮蔽着我们观察最早期宇宙的视界。
然而，这些不确定性对公元1976年的天文学来说，并没有太大的影响。关键在于，在最初的整整1s内，宇宙被假设处于热平衡状态，在这个状态下，所有粒子，甚至包括中微子的数量和分布均由统计力学，而不是由它们的过去决定。今天，当测量氦的丰度、微波辐射甚至是中微子的丰度时，我们观测的是在第1秒结束时热平衡状态的残留物。据我们所知，所观测到的东西并不是由那之前的宇宙史决定的（特别是，当我们观测宇宙在第1秒之前是否具有各向同性和均匀性时，观测结果并不是由第1秒之前的历史决定的，也许光子与核粒子之间的比率本身除外）。这就好像精心准备了一顿晚餐－－最新鲜的食材、最精制的佐料、最优质的红酒－－但随后却将其全部扔进一个大锅中，一起煮了几个小时。这样，即使是最有鉴赏力的美食家也很难分辨出端上桌的是什么饭菜了。
也许有一种情况例外。引力现象，如同电磁现象一样，可以通过波的形式表现出来，也可以通过更为常见的远距离静力作用表现出来。两个静止电子会根据静电力而相互排斥，静电力取决于两个静止电子之间的距离，但如果我们前后摆动一个电子，那么，在间距发生的变化信息通过电磁波从一个粒子传送到另一个粒子之前，另一个电子是不会感到作用力发生任何变化的。毋庸置疑，这些波是以光速传播的－－它们就是光，尽管未必是可见光。同样，如果某个不明智的巨人前后摆动太阳，那地球上的我们在8min内是不会感受到任何影响的，8min是波以光速从太阳传送到地球所需的时间。这不是一种光波，一种振动电波或磁波，而是一种引力波，振动发生在引力场中。就如同电磁波一样，我们将所有波长上的引力波都归为“引力辐射”。
引力辐射与物质的相互作用远比电磁辐射要弱，甚至比中微子还弱（因为这个原因，尽管我们对引力辐射存在的理论原因有相当的把握，但迄今为止，大多数艰苦的努力还未探测到引力波的任何来源）。因此，引力辐射有可能在很早的时候就与其他宇宙成分失去了热平衡－－事实上，是当温度约为1032 K时。自那之后，引力辐射的有效温度开始下降，与宇宙规模成反比。宇宙其他成分的温度遵循的也是这一递减规律，但存在一种例外情况，即夸克-反夸克和轻子-反轻子对的湮灭使宇宙其他成分的温度升高，但却没有使引力辐射的温度升高。因此，今天的宇宙应充满引力辐射，其温度接近但却稍低于中微子或光子的温度－－也许约为1K。探测这个辐射，就意味着需要直接观测宇宙最早期的历史，就连当代理论物理学都能对这个时期进行预测。遗憾的是，在可预见的将来，检测到1K的引力辐射背景的可能性微乎其微。
我们目前所掌握的理论包含大量推测成分，在这样的理论帮助下，我们能够从时间上往后追溯宇宙史，一直追溯到密度无穷大的时刻。但这并不能使我们满足。我们自然而然地还想知道在这个时刻之前所发生的事情，在宇宙开始膨胀和冷却之前所发生的事情。
一个可能性是，从未真正存在过一种密度无穷大的状态。宇宙当前的膨胀也许开始于前一个收缩时期结束时，当宇宙密度达到某个非常高却有穷的数值时。我将在第8章中对这种可能性再稍作论述。
尽管我们并不清楚这是否真实存在，但至少从逻辑上讲，存在这样的可能性，即宇宙的确存在一个开端，在那一时刻之前，时间本身是没有任何意义的。我们都已经习惯了绝对零度概念。当温度低于-273.16℃时，是无法冷却任何事物的，这并不是因为太难或没有人想到制造一种非常合适的冰箱，而是因为低于绝对零度的温度是没有意义的－－我们根本无法找到低于无热的热量。同样，我们也许已经习惯绝对零度的时间－－即在过去的这一时刻之前，在原则上是无法追溯任何因果链的。这个问题仍有待商榷，也有可能永远值得商榷。
对我来说，从关于早期宇宙的推测中得出的最令人满意的东西，是宇宙史及其逻辑结构之间有可能存在相似之处。现在，大自然已展示出种类繁多的粒子和相互作用。然而，我们已经学会去研究这种多样性所隐藏的东西，尝试着把各种粒子和相互作用看成是一个简单统一规范场理论的各个方面。当前宇宙温度非常低，各种粒子和相互作用之间的对称性已被一种冰冻所遮蔽；它们在日常现象中表现得并不明显，在我们的规范场理论中，必须通过数学方式来表示。我们现在通过数学方式所完成的事情，在早期宇宙中是通过热来完成的－－这一物理现象直接展示了大自然在本质上的简单性。但当时却无人能够亲眼目睹。
