一台没有磁铁的机器
等你读到这篇指南，你已经用了好几级阶梯去赞叹我们最精巧的机器——把质子抽打到接近光速的同步加速器、把束流弯折的数公里超导磁铁、捕捉碎片的探测器。这一切努力都在跟一个顽固的事实较劲：高能量难以制造，也难以维持。可宇宙曾经到处都有挥霍不尽的能量，而且是免费的。把时钟拨回大爆炸之后最初的瞬间，你会发现可以想象的最极端的加速器——不是因为有什么东西在被操控，而是因为万物都热到这种地步：寻常的热运动碰撞所携带的能量，连我们最大的机器都只能勉强企及。
“热”与“高能”之间的换算，你早已掌握。温度不过就是平均的颠簸能量，而你也学过用 MeV、GeV、TeV 这些单位去量粒子的能量。一条好用的经验法则：约一百亿开尔文的温度，对应每个粒子大约一 MeV 的典型热能。于是当宇宙比那还热上一百万倍时，粒子之间动辄以 GeV 的能量相会——再往更早追溯，更是达到一场 LHC 碰撞的能量，乃至远远超出。整片天空就是一场没有固定靶的固定靶实验，每个粒子都是束流，而其余每个粒子都是那堵墙。正是在这个意义上，早期宇宙是一台天然的加速器。
强子尚未成形之前的那锅汤
把温度升得足够高，你学过的一条最古怪的规则就会失效。在 QCD 那一级你见过 色禁闭：夸克和胶子永远无法被单独拉开、单独观测，因为它们之间的强相互作用不像电磁力那样随距离衰减。你要去分开两个夸克，反而会灌进如此多的能量，以至于新的夸克—反夸克对“啪”地凭空诞生，结果你得到的是更多强子，绝不会是一个孤零零的夸克。这正是为什么你测过的每一个夸克，都被锁在质子、中子或别的某种强子之内。
可禁闭是一种低温下的习性。当物质被压到巨大的密度、加热到超过约两万亿开尔文时，强子本身就会熔化。夸克与胶子被挤得如此紧密，以至于没有哪个夸克分得清自己本该和哪个邻居绑在一起，于是整团东西成了一种共享、流动的单一介质——夸克-胶子等离子体。在宇宙历史最初约十微秒（约十万分之一秒）里，宇宙中充满的正是这个：不是质子和中子，而是一锅翻腾、几乎无摩擦的、被解放出来的夸克与胶子的液体。这并非猜测。我们在地球上把铅、金这样的重核对撞，造出过它转瞬即逝的微小液滴，而那短暂成形的等离子体，其行为恰如关于炽热早期宇宙的理论所预言的那样。
随后宇宙冷却到那个熔点之下，色禁闭便在整片天空同时重新开启。自由夸克再也无法游荡；它们把自己捆成质子、中子，以及一团寿命短暂的介子之雾，这一事件被称为 QCD 相变。这跟你在探测器里看到的、把一个快速夸克变成一束强子喷射的 强子化 是同一回事——只不过这里发生在整个宇宙的全部内容物之上，在单独一个协调一致的时刻。此后，自由夸克的时代永远结束了，宇宙握有了质子和中子，日后一切熟悉之物都将由它们搭建而成。
冻结出局：一份遗迹如何存活
这里是本篇指南中唯一最重要的观念，因为它是从对撞机物理通往我们真正看到的宇宙的那座桥。在那锅炽热的汤里，每一种粒子都在不断地被造出又被销毁。这件事的两半你都在反物质那一级见过：两个光子可以相撞、造出一个粒子及其反粒子，而那一对又能再度相遇、变回光子——成对产生与湮灭在两个方向上同时运转。只要温度高到足以持续造出某种给定的粒子，它就保持平衡，其数目纯粹由有多热来决定。它处于热平衡之中，就像一只密封沸腾的锅里的水蒸气与水。
现在让锅冷下来。随着宇宙膨胀，有两件事一起发生。第一，一旦典型的热能跌到某种粒子的质能（即它的静能，是凭空造出它所需付出的 E 等于 m c 平方 的代价）之下，碰撞便再也负担不起造出新的——产生这一侧关停，而湮灭仍在不断吞噬现有的存量。第二，宇宙正在变得稀薄，于是幸存者被越甩越远、相遇得越来越稀罕。在某个时刻，湮灭变得太过稀疏，跟不上膨胀的节奏，剩下的粒子便干脆再也找不到彼此。它们每立方米的数目不再下降。它们被剩了下来——冻结住了。这就是 热冻结，而存活下来的那群被称为遗迹丰度。
其中那个优美、几乎违反直觉的转折，恰恰决定了最终的数量。一种湮灭起来很积极的粒子——拥有大的 截面，正是你学过、用来读取一次碰撞概率的那个量——会更久地保持平衡，在冷却过程中把自己摧毁得更彻底，于是留下的极少。而一种相互作用微弱的粒子，则早早退出这场游戏，冻结下慷慨的一份存量。所以剩下的数目并非单由粒子的质量决定，而是取决于它湮灭起来有多痛快：耦合越弱，遗迹越多。这恰恰是为什么一种又重、又相互作用微弱的粒子，会成为对 暗物质 如此诱人的解释——代入一个接近弱相互作用强度的截面，热冻结自然会留下大致正好的、与宇宙相符的不可见物质之量。这条耐人寻味的巧合甚至有个绰号，叫“WIMP 奇迹”，不过它是一种动机，而非一项发现：尚未找到这样的粒子。
烹制最初的原子核
快进越过夸克汤，来到一个较为平静、却仍旧凶猛的时刻：宇宙年龄几秒到几分钟，已冷却到约十亿开尔文左右——大致相当于一颗炽热恒星的核心，但充满了整个空间。此时物质是漂浮在光子浴中的质子与中子。质子很乐意抓住中子、搭建更重的原子核，而最简单的一步，是把一个质子和一个中子聚合成一个氘核，也就是重氢的原子核。这便是 太初核合成 的发射台——最初那些原子核的合成。
但有一个妙趣横生的障碍，叫氘瓶颈。氘核束缚得松散，而在仍然炽热的光子浴中，每个氘核几乎一形成就被一个高能光子炸散。于是在宇宙冷却到足以让氘存活下来之前，更重的东西什么也造不出——而唯有到那时，才开始那狂热的几分钟核烹饪。一旦氘能抱成团，它就被迅速地继续组装成氦-4，也就是下一级束缚得极其紧密的台阶。几乎所有可用的中子最终都被锁进氦里，因为氦正是它们一路奔向的那个稳定港湾。
随后，这扇窗户砰地关上。几分钟之内，宇宙已经膨胀、冷却得太过头，聚变无法再继续，而在质量数 5 或 8 处又没有稳定的原子核能充当越过氦的踏脚石——于是这条链条基本就此停住。其结果，是在时间开端的头一刻钟里烘焙出的一份异常具体的配方：按质量计，约四分之三是氢、四分之一是氦-4，外加微量的氘、氦-3 之低语，以及一撮锂。所有更重的元素——你体内的碳、你呼吸的氧、你血液里的铁——都得再等上数亿年，在恒星内部被锻造、又被恒星之死抛撒出来。
n / p ~ 1/7 at freeze-out -> helium-4 mass fraction ~ 25%
解读那些余烬
为什么要相信一个没人亲眼目睹过的、关于最初三分钟的故事呢？因为它留下了我们今天仍能测量的指纹，而它们彼此吻合。天文学家在他们能找到的最原始、加工最少的气体云里测量氦和微量的氘——那些自开端以来星光几乎不曾触及的地方——而得出的丰度，与冻结算术所预言的惊人地接近。残留氘的多寡是一个尤其灵敏的旋钮：它敏感地取决于早期宇宙每一团体积里塞进了多少普通的质子和中子。读出这一个数字，就告诉了我们宇宙含有多少寻常物质。
而在这里，早期宇宙递给我们第二位独立的证人。氘的读数说，普通原子只能是万物中的一小片——少得远远不足以充当把星系拢在一起的暗物质。同样的结论，也从 宇宙微波背景 中掉了出来，那是后来宇宙终于冷却到足以形成原子时释放出的微弱热辉，下一篇指南将完整地接手讲它。两次截然不同的测量——在最初几分钟里烹出的原子核，与数十万年后被释放的光——在同一笔账上达成一致：大部分物质，并不是由本篇指南一直追随的那些质子和中子构成的。