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宇宙暴胀

宇宙快速膨脹

在物理宇宙学中，宇宙暴胀，简称暴胀，是早期宇宙的一种空间膨胀呈加速度状态的过程。[5]:198[6]:9 暴胀时期在大爆炸后10−36秒开始，持续到大爆炸后10−33至10−32秒之间。暴胀之后，宇宙继续膨胀，但速度则低得多。

BICEP2射电望远镜有可能发现了大爆炸后早期宇宙所产生的引力波的证据。[1][2][3][4]

“暴胀”一词可以指有关暴胀的假说、暴胀理论或者暴胀时期。这一假说以及“暴胀”一词，最早于1980年由美国物理学家阿兰·古斯提出。[7]

在微观暴胀时期的量子涨落，经过暴胀放大至宇宙级大小，成为宇宙结构成长的种子，这解释了宇宙宏观结构的形成。很多宇宙学者认为，暴胀解释了一些尚未有合理答案的难题：为什么宇宙在各个方向都显得相同，即各向同性，为什么宇宙微波背景辐射会那么均匀分布，为什么宇宙空间是那么平坦，为什么观测不到任何磁单极子？[8]

虽然造成暴胀的详细粒子物理学机制还没有被发现，但是基本绘景所作出了多项预测已经被观测所证实。[9]导致暴胀的假想粒子称为暴胀子，其伴随的场称为暴胀场。[10]

2014年3月17日，BICEP2科学家团队宣布在B模功率谱中可能探测到暴胀所产生的引力波。这为暴胀理论提供了强烈的证据，对于标准宇宙学来说是一项重要的发现 。[1][2][3][4][11]可是，BICEP2团队于同年6月19日在《物理评论快报》发布的论文承认，观测到的信号可能大部分是由银河系尘埃的前景效应造成的，对于这结果的正确性持保留态度。[12][13][14]必需要等到十月份普朗克卫星数据分析结果发布之后，才可做定论。[15]9月19日，在对普朗克卫星数据进行分析后，普朗克团队发布报告指出，银河系内尘埃也可能会造成这样的宇宙信号，但是并没有排除测量到有意义的宇宙信号的可能性。[16][17]

除了暴胀理论之外，还有非标准宇宙学理论，包括前大爆炸理论和旋量时空理论等。[18][注 1][19][20][21]

概述 编辑

主条目：空间的度规膨胀
 
宇宙的历史。根据推测，大爆炸刚发生后的超光速暴脹过程产生了引力波。[1][2][3]

在一个膨胀的宇宙中，两个区域相隔越远，两者间的空间就膨胀得越快。非常遥远的光线（或任何辐射）因此无法到达观测者，这就产生了宇宙视界：观测者只能看到视界以内，而非视界以外的物质和辐射。这就像地球弯曲所形成的地平线一样。

从地球上观测到的可见宇宙只是更大的整体宇宙的一小部分，但其他的“不可见宇宙”区域与我们之间尚未有信息的传达。这些不可见的区域位于宇宙视界之外。在缺乏暴胀的标准大爆炸模型中，宇宙视界不断向外扩张，使新的区域落入到可观测范围之内。然而当某观测者第一次看到这些区域时，却会发现彼此相距遥远的区域却极为相似：背景辐射具有几乎相同的温度，时空曲率的演化也近乎相同。这带出了一个难题：在从未“沟通”过的情况下，两个从未有过因果联系的区域如何达到如此接近的温度和曲率？（参见超光速#天文学与宇宙学。）[22]

暴胀理论就旨在解决这一问题。理论假定，宇宙的所有区域都来自同一个早期阶段，这一阶段具有很高的真空能量，也就是宇宙常数。在拥有宇宙常数的宇宙中，视界并不向外扩张，而是维持不动，任何观测者离视界的距离都是相同的。这时，空间指数膨胀，使两个十分接近的观测者极迅速地远离对方；其速度之快，使两者马上超出了对方的可观测范围。

当暴胀逐渐衰弱时，宇宙常数趋向于零，空间开始正常膨胀。这一正常膨胀阶段内落入到视界以内的空间区域正正是曾经因暴胀而超出视界的区域。由于这些区域曾经十分接近，所以都具有相同的温度和曲率。

暴胀理论可以解释为什么相隔遥远的区域具有几乎相同的温度和曲率。它预测在任一时刻的总空间曲率为零，意味着宇宙中的普通物质、暗物质以及残余的真空能量之总和必须是临界质量。现有的观测证据强烈支持这种说法。物理学家利用暴胀理论，还可以计算出暴胀阶段的量子涨落在宇宙各区域所造成的细微温度差异，这同样经过了观测的验证。[23][24]

空间的膨胀 编辑

空间指数膨胀，就是说两个惯性观测者之间的距离以越来越快的速度加大。在一个观测者的静态参考系中，暴胀中的宇宙区域具有以下的极座标度规：[25][26]

 。

这就像内外倒转的黑洞度规——它的 部分在一个固定半径的球体上具有根，这一球体就是宇宙视界。在 时，物质朝着宇宙视界远离观测者，并在有限原时内跨越视界。这会抚平所有不均匀处，就像黑洞视界上的不均匀处和物质都会落入黑洞并消失。

由于时空度规并没有明确的时间关系，所以当观测者跨越了宇宙视界之后，更接近的观测者就会取代其原先的位置。空间中较近的点会不断取代较远的点，这种“向外跌出”视界的过程就是时空的指数膨胀。

这种稳态指数膨胀的时空称为德西特空间。要维持该状态，必须要有宇宙常数，即在空间各处都和 成正比的真空能量。这种情况下的状态方程为 。物理条件从一个时刻到下一个时刻是稳定的：膨胀的速率（即哈勃参数）几乎恒定，而宇宙的比例系数则和 成正比。暴胀有时也被称为加速膨胀阶段，因为两个惯性观测者间的距离指数加大（即以不断加快的速度互相远离）， 可以几乎保持不变。

消除不均匀处 编辑

宇宙暴胀的一个重要作用就是消除不均匀性、各向异性和降低空间的曲率。这使宇宙趋向于一种非常简单的状态：它完全由宇宙常数的来源——暴胀场主导，且暴胀场的量子涨落是唯一重要的不均匀性。暴胀还能够降低大质量奇异粒子的数量，例如粒子物理学标准模型的不少衍生理论所预测存在的磁单极子。如果宇宙只在暴胀期之前具有足够温度形成这些粒子的话，暴胀就会使它们的密度降到很低的程度，以致在今天的可见宇宙范围内实际并不存在。综合起来，这些效应可被称作暴胀“无毛定理”，[27]与黑洞无毛定理相似。

无毛定理之所以在此适用，是因为宇宙视界和黑洞视界实际上没有差别，而唯一的不同就只在于“视界的另一端存在着什么”这种哲学上的问题。无毛定理意味着宇宙（包括可见和不可见宇宙）在暴胀阶段以极为巨大的比例膨胀。当宇宙膨胀时，能量密度整体上会随着容积的增加而降低。普通“冷”物质的密度和容积成反比，能量密度和容积的三次方成反比，辐射能量则和容积的四次方成反比。[注 2]在暴胀过程中，暴胀场的能量密度大致不变；而不均匀性、各向异性、曲率以及各种奇异粒子的数量密度则会降低，连同光子的数量密度都会降低，并在足够的暴胀之后降低到可以忽略的程度。结果产生的，是一个空荡、平坦、对称的宇宙。[5]:202-207

重要条件 编辑

暴胀的一个重要条件是，它必须持续时间足够长，这样今天的整个可见宇宙都是从单个哈勃体积暴胀而来的。必须要符合这一条件，宇宙才会在最大尺度上显得具有平坦性、同质均匀性和各向同性。一般认为，宇宙要在暴胀阶段以超过1026的比例膨胀，才能符合此条件。[注 3]

再加热 编辑

暴胀是一个过冷膨胀阶段，期间宇宙的温度降低了100,000倍。（实际降温程度在不同模型之间具有差异，在最早期的模型中一般从1027 K降至1022 K。[28]）暴胀期间温度都保持在相对低温的状态。当暴胀结束后，温度再恢复到暴胀前的水平，这一过程称为“再加热”或“热化”。这是因为暴胀场所具有的巨大势能衰变成各种粒子，使宇宙充满标准模型粒子。这包括电磁辐射，因而展开了辐射主导时期。由于科学家仍未了解暴胀的性质，所以对这一过程所知甚少，但一般认为是通过参量震荡机制进行的。[29][30]

动机 编辑

暴胀能够解决人们于1970年代在大爆炸宇宙学中所发现的若干个疑点和难题。[31]阿兰·古斯最先发现暴胀时，正在研究今天的宇宙为何不存在磁单极子这一问题。他发现，根据广义相对论，带有正能量的假真空会造成空间的指数膨胀。科学家很快认识到这种膨胀能解决诸多长期未有结论的理论难题。这些难题源自宇宙的“微调问题”：要使宇宙发展成今天的状态，其大爆炸时的初始条件必须取极为精确的一组数值，似乎这些数值是经“微调”而得的。暴胀过程使宇宙以动态的方式自然达到这一特殊状态，使我们的宇宙在大爆炸理论中存在的几率大大提高。

视界问题 编辑

主条目：视界问题

视界问题，即在宇宙学原理的前提下，宇宙为何会显得具有同质均匀性和各向同性。[32][33][34]以一个盛满气体的盒子为例，这些气体粒子要经过足够的时间进行相互作用，才会逐渐去除不均匀处和不对称处，达致同质均匀性和各向同性，也就是热平衡。然而在一个缺乏暴胀过程的宇宙中，两个相隔遥远的区域还没有机会彼此“接触”对方，却仍然具有相同的温度（已达致热平衡）。这种接触需要信息的传递，而传递速度不能超过光速，因此这一情况成了所谓标准大爆炸模型的一大难题。暴胀理论可以解决这个难题。[35][36]在历史上，曾有提出过两项解决方案：乔治·勒梅特的“凤凰宇宙论”[37]和理察·托勒曼的相关的震荡宇宙论，[38]以及查尔斯·米斯纳（Charles Misner）的Mixmaster宇宙论。[33][39]勒梅特和托尔曼提出，一个重复收缩、膨胀的宇宙可以达致所需的热平衡。这一理论却并不成功，因为在经过多个缩放周期之后，熵会不断递增。米斯纳的理论（最终亦不正确）提出的是所谓的Mixmaster机制，这使宇宙“更加混乱”，但在统计上则具有同质均匀性和各向同性。

平坦性问题 编辑

主条目：平坦性问题

另一项问题是平坦性问题。这问题有时被称为两个迪克巧合中的一个，另一个迪克巧合为宇宙常数问题。[40][41]一个宇宙的宏观几何可以是双曲几何（开放宇宙）、球面几何（闭合宇宙）以及处于两者之间的欧几里得几何（平坦宇宙），而这是由宇宙的物质密度所决定的。我们的宇宙中物质的密度非常接近平坦宇宙所需的临界密度。

因此，无论宇宙的形状是什么，空间曲率对宇宙膨胀的贡献不会比物质的贡献大太多。但是随着宇宙不断膨胀，曲率的红移比物质和辐射的红移更慢。如此向过去推算，就会造成一个微调问题，因为曲率对宇宙的贡献必须极小（例如，它比太初核合成时的辐射密度低16个数量级）。[42]:364-365从宇宙微波背景取得的观测数据验证了宇宙是平坦的，误差值在百分之十以内，这使得平坦性问题更加显著。[43]

磁单极子问题 编辑

主条目：磁单极子

磁单极子问题涉及到大爆炸理论与大统一理论，有时也被称为“奇异遗迹问题”（exotic-relics problem）。大统一理论提出，假设早期宇宙的温度超过大统一温度（大约为1028 K），则电磁力、强核力和弱核力会统一成为“大统一力”。由于宇宙膨胀，温度会持续降低，当温度低于大统一温度时，会发生自发对称性破缺，电弱力与强核力的物理性质开始变得不同，因此出现相变。这现象类似水与冰之间的相变，当水的温度低于冰点时，会出现相变，水会变为冰；在相变之前，水分子具有旋转对称性，在相变之后，冰晶体变得具有各向异性，对称性被自发性打破。[5]:195-198

由于对称性被打破而产生的相变，通常会造成“拓扑缺陷”。对于冰晶体的形成，由于几个形核位置所生长出的冰晶体具有不同方向的对称轴，因此会产生二维拓扑缺陷，称为畴壁（英语：domain wall）。大统一理论预测，大统一相变会产生一种零维的类点拓扑缺陷，其物理性质就如同磁单极子。[44]大统一理论预测，大统一相变不但会产生这种磁单极子，[45][46]由于极为稳定，这种磁单极子还会存留至今，甚至还可能成为宇宙的主要成分。[47][48]然而，今天的宇宙并没有充斥着磁单极子，科学家甚至从没有发现过任何磁单极子，这为宇宙中磁单极子的密度值设下了很低的上限。[49]

在磁单极子形成之后，如果发生一段暴胀期，这一问题就可以被解决：宇宙的迅速暴胀会使磁单极子互相远离，这有可能使密度值降低多个数量级。然而有宇宙学家却对此表示怀疑，如马丁·里斯所说：“对于怀疑奇异物理学的人来说，一个用来解释假想粒子不存在的理论性原因可能并没有多么了不起。用来预防不存在的疾病的药物当然是百分之百有效的！”[50]

历史 编辑

前论 编辑

在广义相对论发展早期，阿尔伯特·爱因斯坦为了允许静态宇宙成为爱因斯坦场方程的其中一个解，加入了所谓的宇宙常数；静态宇宙是一个具有均匀物质密度的三维球体。稍后威廉·德西特发现了方程的另一个解，这个解是一个只具有非零宇宙常数，不具有物质、辐射，以指数膨胀的宇宙。[51]人们其后发现，爱因斯坦的静态宇宙是个不稳定的解，即便是很小的扰动，都会使它最终崩溃为大挤压或演变为德西特宇宙（de Sitter cosmos）。

1970年代初，雅可夫·泽尔多维奇发现大爆炸宇宙学含有严重的平坦性问题和视界问题。此前的宇宙学理论都只是在哲学基础上假设宇宙的对称性。在苏联，这一发现以及其他的考量促使弗拉迪米尔·别林斯基（Vladimir Belinski）和伊萨克·哈拉特尼科夫分析广义相对论中的混沌BKL奇点（BKL singularity）。米斯纳的搅拌大师宇宙（mixmaster universe）尝试利用这一混沌行为解决宇宙学上的难题，但只能取得有限成功。

1970年代末，西德尼·科尔曼利用亚历山大·泊里雅科夫等人合作发展的瞬子（instanton）方法，研究了量子场论中假真空（false vacuum）的终结状况。正如统计力学中的亚稳态（例如低于冰点或高于沸点的液态水），量子场需要集结具有新的相态的真空泡沫，且泡沫要足够大，才会发生整体相变。科尔曼算出了可能性最大的真空衰变途径，以及每单位体积的逆寿命。他的结论是，引力效应将非常显著，但他并没有具体计算这些效应，也没有把结果应用于宇宙学。

苏联的阿列克谢·斯塔罗宾斯基认为，广义相对论的量子修正在早期宇宙中应该非常重要；通常，这会导致对爱因斯坦-希尔伯特作用量的平方曲率修正项，以及某种形式的f(R)修正引力（f(R) modified gravity）。如果存在平方曲率项，且曲率足够大，则爱因斯坦场方程的解就会产生一个有效宇宙常数。因此他提出，早期宇宙经历了一段德西特时期，也就是暴胀时期。[52]这就解决了宇宙学的一些难题，并提供了有关对微波背景辐射的修正值的确切预测，这些预测值在不久后就被详细地计算出来。

1978年，泽尔多维奇注意到了磁单极子问题，这是视界问题的一个明确的定量版本。由于该难题涉及到粒子物理学中较为活跃的范畴，因此促使了一些科学家尝试解决。1980年，阿兰·古斯发现早期宇宙的假真空衰变能够解决这一问题，所以他提出了由标量驱动的暴胀机制。斯塔罗宾斯基和古斯的模型都预测了早期的德西特时期，两者仅在具体的机制上有差别。

早期暴胀模型 编辑

根据安德烈·林德，最早的暴胀理论由艾拉斯特·格林纳（Erast Gliner）于1965年提出，但理论并未获得广泛重视。[53]1980年，阿兰·古斯又独立提出了暴胀机制，以解释为什么宇宙中不存在磁单极子。[54][55]同时，斯塔罗宾斯基认为对于引力的量子修正可以将指数膨胀的德西特阶段代替宇宙的太初奇点。[56]1980年10月，德莫斯忒内斯·卡扎纳斯（Demosthenes Kazanas）提出，指数膨胀可以消除粒子视界，甚至有可能解决视界问题；[57]佐藤胜彦也提出，指数膨胀可以消除弦理论中的畴壁（另一种奇异遗迹）。[58]1981年，马丁·爱因霍恩（Martin Einhorn）和佐藤胜彦[59]发表了一个与古斯相似的模型，并论证了该模型可以解决大统一理论中充斥着磁单极子的问题。他们得出的结论和古斯的相似：这种模型不但需要各个宇宙学常数的微调，而且很可能会引致“颗粒状”的宇宙，即泡沫壁碰撞所造成的宏观密度差异。

 
哈勃半径实际大小（实线）作为宇宙膨胀比例系数的函数。在宇宙暴胀过程中，哈勃半径维持不变。图中也显示微扰模式（虚线）的实际波长。从图可见，微扰模式在暴胀阶段超出了视界，然后当视界在辐射主导阶段迅速膨胀时，微扰模式再落入到视界之内。如果宇宙暴胀从未发生过，辐射主导阶段一直延续到引力奇点，那么在早期宇宙中，微扰模式就一直都处于视界以内，从未超出过。这样因果机制就无法产生在微扰模式尺度上的同质均匀性。

古斯提出，当早期宇宙温度下降时，它正处于一个具有高能量密度的假真空当中，而假真空与宇宙常数的效应十分相似。极早期宇宙在降温的时候，它处于一种亚稳态（过冷状态）。要从该状态衰变出来，必须经过量子穿隧所造成的宇宙泡成核过程。真真空泡沫在假真空背景中自发形成，并迅速开始以光速膨胀。古斯意识到这一模型的问题：其再加热过程并不正确。当宇宙泡成核时，它并没有产生任何辐射；辐射只是在泡沫壁碰撞时才会产生。但为了解决初始条件问题，暴胀持续的时间必须足够长，这时泡沫碰撞的几率就已经降到很低的程度。这样的宇宙就不会充斥着辐射。

慢滚暴胀 编辑

安德烈·林德[60]以及安德烈斯·阿尔布雷希特和保罗·斯泰恩哈特[61]分别独立找到了泡沫碰撞问题的解决方案。这一模型被称为“新暴胀”或“慢滚暴胀”（slow-roll inflation），而古斯的模型则被称为“旧暴胀”。新暴胀模型中，从假真空状态衰变出来的机制不再是量子穿隧，而是一个标量场滚下势能峰。如果标量场以相对宇宙膨胀慢许多的速度滚下势能峰，暴胀就会发生。一旦势能峰变得更陡峭，暴胀就会结束，再加热过程就会开始。

不对称性的影响 编辑

最终人们发现，暴胀并不会产生完全对称的宇宙，暴胀场中会形成细小的量子涨落。这些涨落成了日后所有宇宙结构的萌芽。[62]在分析斯塔罗宾斯基模型的过程中，苏联的维亚切斯拉夫·穆哈诺夫（Viatcheslav Mukhanov）和G·V·奇比索夫（G. V. Chibisov）首次计算了这些涨落。[63][64][65]剑桥大学为期三个星期的“1982年纳菲尔德极早期宇宙研讨会”（1982 Nuffield Workshop on the Very Early Universe）也单独计算出了这一量子涨落。[66]研讨会上共有四组科学家分别进行计算：史蒂芬·霍金；[67]斯塔罗宾斯基；[68]古斯和皮瑞英；[69]以及詹姆斯·M·巴丁、保罗·斯泰恩哈特和米高·特纳。[70]

观测研究近况 编辑

宇宙学原理是物理宇宙学标准模型的基础，而宇宙暴胀正是实现宇宙学原理的一个机制。它能够解释可见宇宙宏观上的同质均匀性和各向同性。另外，它解释了空间的平坦性以及为什么不存在磁单极子。自从古斯早期的工作开始，这些观测都得到了进一步的验证，其中最为成功的包括威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）所测量的宇宙微波背景数据。[23]这些分析都显示，宇宙的平坦性精确至百分之十以内，且同质均匀性和各向同性准确至一万分之一。

暴胀理论预测，暴胀阶段早期的量子涨落放大之后，经过引力坍缩，形成了今天宇宙中所有的结构。具体来说，微扰谱是一种近尺度不变的高斯随机场，称为哈里森-泽尔多维奇谱（Harrison–Zel'dovich spectrum）。它非常特定，只有两个自由参数：谱的振幅以及谱指数。谱指数测量的是暴胀理论所预测的偏离尺度不变性的程度（理想化的德西特宇宙具有完全尺度不变性）。[注 4]暴胀预测，观测到的微扰应该达到热平衡状态（这种微扰称为绝热或等熵微扰）。WMAP卫星、其他宇宙微波背景实验以及星系巡天（特别是史隆数位巡天）的观测数据已经证实了这种微扰结构。[23][71]这些实验证实，在已观测的不均匀性中，有一万分之一与理论预测的完全吻合。另外也有证据显示微扰的确不是完全尺度不变的。完全尺度不变的谱的谱指数ns等于1，而最简单的暴胀模型则预测该数值在0.92和0.98之间。[72][73][74][注 5]从WMAP取得的数据可以推算，ns = 0.963 ± 0.012，[75]也就是从完全尺度不变性偏离了两个标准偏差（2σ）。这为暴胀理论提供了重要的证据。[23]

其他的暴胀理论所作出的预测截然不同，但一般它们所需要的微调都过多。[72][73]暴胀模型的一大优点在于，它只需要两个可调节的参数，就可以详细预测宇宙的初始条件。这两个参数分别为谱指数（可动值域很小）和微扰的振幅。除了一些特设的模型以外，无论暴胀的粒子物理学原理是什么，它都具有这样高的预测能力。

观测数据有时候似乎与简单的暴胀模型相抵触。例如，WMAP的首年数据指出，微扰谱可能不具有尺度不变性，而是有少许的弯曲。[76]不过，第三年数据则显示，这只是统计上的异常现象。[23]宇宙背景探测者卫星又带来了另一项问题：宇宙微波背景的四极矩振幅比预期低很多，且其他的低多极矩似乎偏向和黄道对齐。某些学者称这是非高斯分布的迹象，因此与最简单的暴胀模型相驳；另一些学者则指出，这可能是一种新的物理现象，或是前景干扰的结果，甚至可能是出版偏倚所造成的。[注 6]

通过高精度测量宇宙微波背景辐射的偏振中所谓的B模，可以研究暴胀所产生的引力辐射，也可以验证简单暴胀模型所预测的暴胀能量量级（1015至1016 GeV）。[73][74]2014年3月，科学家宣布一项在南极进行的实验得出的结果显示，微波背景辐射偏振中的B模与暴胀模型的预测吻合。[77]普朗克卫星也将进行观测，以验证这项结果。[78]另外，对21公分线（宇宙最早恒星开始发光之前中性氢所发射及吸收的辐射）进行观测，可能可以得出比宇宙微波背景和星系巡天更高分辨率的功率谱。不过这些观测有可能会被地球周围的信号所干扰。[79]

理论研究近况 编辑

未解决的物理学问题：宇宙暴胀理论是否正确？如果正确，暴胀时期的性质是什么？引致暴胀的假想的暴胀场到底是什么？  

在古斯早先提出的理论里，他认为暴胀场就是希格斯场，也就是解释基本粒子为什么具有质量的场。[55]今天，一些学者认为暴胀场不可能是希格斯场，[80]但由于希格斯玻色子已在2013年被确定发现，关于希格斯场就是暴胀场的研究变得更为热门。[81]其它暴胀模型则依赖大统一理论的一些属性。[61]由于最简单的大统一模型已经失败，所以现在不少物理学家都认为，暴胀将会被纳入在某种超对称理论当中，例如弦理论和超对称大统一理论。目前来说，虽然暴胀可以详细预测早期高温宇宙的初始条件，但是其有关粒子的模型却有特设的情况。因此，暴胀的预测虽与观测检验的结果相符，暴胀理论仍有很多疑点尚未能找到答案。

微调问题 编辑

暴胀理论的最大问题之一，是它某程度上须要初始条件的微调。在新暴胀模型中，宇宙必须符合“慢滚条件”才会发生暴胀。[注 7]慢滚条件要求暴胀势必须足够的平缓倾斜（相对于巨大的真空能量），且暴胀势必须足够大（足够成为主要贡献因素）。[注 8]因此要有足够平缓倾斜的暴胀势和足够大的暴胀势，林德、阿尔布雷希特和斯泰恩哈特的新暴胀理论才有可能成功。[5]:202-207

安德烈·林德提出的混沌暴胀理论指出，暴胀所需的条件实际上是非常普遍的，几乎所有拥有混沌高能初始状态且标量场具有无界势能的宇宙都会符合这些条件。[83]但是，该模型中的暴胀场必须取比普朗克单位更高的值，所以有时也被称作“大场”模型；与之对立的是其他的“小场”模型，其中暴胀的能量量级可以小许多。如此一来，有效场论的预测就不会成立，因为重整化过程会造成较大的修正，并避免暴胀的发生。[注 9]这一问题仍未得到解决，一些宇宙学家认为小场理论才是更好的暴胀理论。[84]虽然量子场论（以及量子引力的半经典近似）对暴胀有很重要的意义，但两者间还没有很好地互相兼容。有关原始引力波的BICEP2实验数据和林德的模型相符。

罗伯特·布兰登贝格尔在另一项微调问题上做出过评论。[85]暴胀时形成的原始不均匀性的振幅与暴胀尺度有直接的联系。这一尺度很可能在1016 GeV，即普朗克能量的10−3倍。如果把普朗克尺度看做是自然尺度，那么这样小的数值也可算作一种微调问题，即所谓的级列问题。标量场所给出的能量密度比普朗克密度低10−12倍。因为暴胀的尺度自然也是规范作用统一的尺度，所以这一般不被认为是一个严重的问题。

永恒暴胀 编辑

主条目：永恒暴胀

在许多暴胀理论中，宇宙的暴胀期至少在某些区域会无休止地进行下去。这是因为暴胀中的区域以极快的速度膨胀，并自我复制。除非衰减到非暴胀状态的速率足够快，新的暴胀区域的生成速度会比非暴胀区域快，使得整个宇宙在任意时刻的大部分容积都在进行暴胀。所有永恒暴胀模型都会生成无限多重宇宙，通常为碎形。

在经典物理学的角度来看，新的暴胀过程就是滚向更低的势，但量子涨落有时可以将它带回到原先的程度。在这些暴胀场向上波动的区域里，空间的膨胀速度比暴胀势较低的区域快得多，所以在体积上占据绝大部分。这种稳态称为“永恒暴胀”，最早由亚历山大·维连金提出。[86]许多物理学家都认为，这样的稳态不可能向过去永久地延伸下去。[87][88][89]暴胀的时空与德西特空间相似，它必须包含收缩的区域。但和德西特空间不同的是，暴胀空间收缩部分中的波动会坍缩成一个引力奇点，即密度无限大的一个点。所以有必要发展一个有关宇宙初始条件的理论。安德烈·林德则认为暴胀有可能向过去永久延伸。[90]

在永恒暴胀模型中，暴胀中的区域的大小指数增大，而其他区域则不会指数膨胀。这意味着，和宇宙中暴胀已经停止的区域相比，暴胀中的区域永远都大到不可思议的程度，尽管任何暴胀前的观测者都会看到暴胀最终的结束。对于如何为这一假想的人择地景（anthropic landscape）指定概率分布，科学家尚未有定论。不同区域的概率如果以体积来算，暴胀就不会终止；如果再加上人择原理作为边界条件，暴胀就应该持续很长的时间才终止。某些物理学家相信，只要以观测者在暴胀之前的体积加权，就可解决这一悖论。

初始条件 编辑

为了避免初始条件问题，一些物理学家提出了一个没有起源的永恒暴胀宇宙模型。[91][92][93][94]该模型主张，宇宙在其最大尺度上指数膨胀，且空间无论在过去、现在和将来都无限大，时间也没有开始或终结。

其他的理论提倡以量子宇宙学和紧接着的暴胀过程来解释宇宙如何从绝对虚无中形成。维兰金提出了这样的一种模型。[86]詹姆斯·哈妥和史蒂芬·霍金提出了“宇宙无边界”假说：暴胀在宇宙形成早期自然产生。[95]

阿兰·古斯把暴胀宇宙称为“终极免费午餐”：[96][97]与我们的宇宙相似的新宇宙在浩大的暴胀背景中持续产生。这种情况下，引力相互作用可绕过而不违反热力学第一定律（能量守恒）和热力学第二定律（有关熵和时间箭头）。然而，虽然物理学家普遍认同这能够解决初始条件问题，但有些人持相反观点，并指出宇宙作为量子涨落产物的可能性大得多。唐·佩奇就是因为这种怪异的情况而对暴胀取批判的立场。[98]他强调，热力学上的时间箭头意味着初始条件必须具有很低的熵，因此可能性极低。暴胀理论不但没有解决此问题，它反而使问题更加严重——暴胀期结束时的再加热过程会使熵提高，所以宇宙初始条件的可能性必须更加低。这种问题比没有暴胀的大爆炸模型更为显著。

另一方面，安德烈亚斯·阿尔布雷克特和洛伦佐·索尔波（Lorenzo Sorbo）则认为，相对于没有暴胀的宇宙，从预先存在状态随机量子涨落所产生的宇宙拥有高得多的概率，因为暴胀宇宙所需的起始非引力能量比无暴胀宇宙的低很多，而这远远胜过所有熵的效应。[99]

另一项问题是所谓的跨普朗克问题，或称跨普朗克效应。[100]因为暴胀时的能量尺度与普朗克尺度相近，所以形成今天的宇宙结构的某些量子涨落在暴胀前比普朗克长度还要小。因此在理论上须考虑到普朗克尺度上的修正，特别是未知的量子引力理论。科学家在这一效应是否达到可被探测的大小这一问题上还没有取得共识。[101]

混合暴胀 编辑

另一种暴胀是所谓的“混合暴胀”（hybrid inflation），它是新暴胀的一种延伸理论。混合暴胀论加入了额外的标量场，这样当其中一个标量场推动普通的慢滚暴胀时，其他的标量场就会促使暴胀的结束。当暴胀持续足够长的时间，第二个场就会趋于衰变成更低的能态。[102]

在混合暴胀时，一个标量场会产生大部分的能量密度（这控制膨胀速率），另一个则与慢滚有关（这控制暴胀时长和如何终结）。因此前一个暴胀场的波动不会影响暴胀的结束，反之后一个场的波动也不会影响膨胀速率。这意味着混合暴胀不会永恒地进行下去。[103][104]当第二个（控制慢滚的）暴胀场到达暴胀势的底部时，它会改变第一个暴胀场的暴胀势的最低值，继而使暴胀场快速滚下暴胀势，促使暴胀的结束。

与膜宇宙学的关系 编辑

通量紧化的发现使暴胀能够和弦理论互相兼容。[105]一个称为“膜暴胀”的理论提出，暴胀是D膜在紧化几何中运动的产物，通常这种运动朝向一叠反D膜。[106]这一理论受狄拉克-玻恩-英费尔德作用控制，并且和普通的暴胀十分不同。理论学家并不完全了解这种运动的性质。暴胀是弦论地景中两种真空之间穿隧的结果，这有可能需要特殊条件。两种真空间的穿隧是旧暴胀的一种，新暴胀则须要以某种别的机制来进行。

与循环量子引力的关系 编辑

循环量子引力理论为宇宙暴胀提供了一个可能的机制。循环量子引力假设时空是量子化的。如果宇宙的能量密度高于量子化时空所能维持的程度，它就会“反弹”回来。


其他替代理论 编辑

爱因斯坦-嘉当-夏玛-基博尔引力理论可以自然解决宇宙的平坦性问题和视界问题，而不需要假设奇异物质形态的存在或加入自由参数。[107][108]在这一理论中，极高密度时费米子物质会有十分显著的自旋-自旋相互作用。这种相互作用可以避免大爆炸奇点的出现，取而代之的是在比例系数非零时出现的一个尖点，在此之前宇宙是收缩的。在这样大反弹后的迅速膨胀可以解释现今宇宙的平坦性、同质均匀性和各向同性。当宇宙密度开始降低，它也随即进入辐射主导时期。

暴胀以外的一些模型可以解释一些暴胀理论范围以内的观测结果，但这些模型的解释能力都没有暴胀宽广，甚至需要暴胀才能完全与观测相符。它们只能看作是暴胀的附属理论，而不是替代理论。

弦理论要求在三个可观测的空间维度以外，还存在其他卷曲起来或紧化的维度（参见卡鲁扎-克莱因理论）。额外维度在超引力模型和其他量子引力理论中是十分常见的。问题是，为什么只有四个时空维度是“大”的，而其他的维度都小到不能被观测到的程度？罗伯特·布兰登贝格尔和卡姆朗·瓦法所提出的“弦气体宇宙学”就旨在回答这一问题。[109]该模型把早期宇宙看作是由弦组成的高温气体。布兰登伯格和瓦法证明，绕着一个时空维度的弦要有效地互相歼灭，这个维度才可以扩展开来。每条弦都是个一维物体，而两条弦一般情况下会互相横截（并歼灭）的最高维度为三维。所以，已扩展的空间维度应有三个。目前和这一模型相关的工作主要针对它是否能够稳定紧致维度（卷曲的维度）的大小，并产生正确的原始密度微扰谱。[110]然而，该模型“未能解决标准宇宙学的熵问题和平坦性问题……它也无法解释为什么现今宇宙的高平坦性。”[111]

火宇宙理论（ekpyrotic universe）和循环模型也可以当作是暴胀的附属理论。这些模型提出，大爆炸“之前”曾有一段膨胀期，并在收缩至大挤压的过程中产生所需的原始密度微扰谱，从而解释视界问题。宇宙经过大挤压，再反弹出来，这就是热大爆炸阶段。如此看来，这一模型类似于理查德·托尔曼的震荡宇宙论。不过与托尔曼的模型不同的是，这些模型中宇宙的总年龄可以是无限的。它们能否产生正确的密度微扰谱，宇宙是否能够成功经过大挤压、大爆炸的反弹过程，仍然是带争议的议题和持续进行的研究课题。根据火宇宙理论，只要大挤压、大爆炸转变时期的温度低于大统一量级，就可以避免磁单极子问题，因为磁单极子就是在这个温度量级产生的。虽然没有证据显示宇宙的膨胀正在减慢，但是根据这些理论，每个膨胀、收缩周期长度预计为在一兆年（一万亿年）的量级。

光速可变理论是另一个附属理论。让-皮耶尔·培帝（Jean-Pierre Petit）于1988年，约翰·莫法特于1992年以及安德烈亚斯·阿尔布雷克特和若昂·马盖若于1999年分别提出了光速可变模型。理论中不存在超光速的暴胀阶段，而是过去的光速比今天要高60个量级。这可以解决早期宇宙视界和均匀性上的问题。

批评 编辑

暴胀理论自从1980年由阿兰·古斯提出以来，已获得了广泛的接受，但不少物理学家、数学家和哲学家对其持相反的论调。1999年，哲学家约翰·厄尔曼（John Earman）和赫苏斯·莫斯德林（Jesús Mosterín）发表了一篇批判暴胀宇宙学的论文，指“我们认为暂且没有充分的理由把任何暴胀模型纳入到宇宙学的标准核心当中。”[112]

罗杰·潘洛斯从1986年起主张，暴胀自身必须要有极为特殊的初始条件，所以它并不能解决初始条件问题：“人们认为，早期宇宙的均匀性是热化过程所引致的，而这从根本上就是一种谬误。[...]如果热化真的能做得了什么，[...]那它就意味着熵的提升。因此，宇宙在热化前比热化后更加特殊。”[113]换言之，初始条件的“微调”问题不但没有解决，甚至还更加严重。

另一项批评所针对的，是暴胀所需的暴胀场并不对应于任何已知的场，且势能曲线似乎可以与几乎任何的观测数据相吻合，即缺乏可否证性。暴胀宇宙学的创始人之一保罗·斯泰恩哈特也提出了批评的声音。他把结果和观测不符的加速膨胀阶段称为“坏暴胀”，并把和观测相符的膨胀称为“好暴胀”。“不但坏暴胀比好暴胀更有可能，而且没有暴胀的宇宙比两者可能性更大……潘洛斯考虑了暴胀场和引力场的所有可能组态，其中一些会引致暴胀……另一些则直接产生均匀、平坦的宇宙，无需暴胀。整体来说形成平坦宇宙的可能性很低，但潘洛斯令人惊讶的结论是，不经暴胀产生平坦宇宙比经过暴胀的可能性大得多——大整整10的古戈尔次方倍！”[114]

参见 编辑

注释 编辑

  1. ^ 一般来说，暴胀在前大爆炸理论中并不是必须的。路易斯·贡萨雷斯-梅斯特雷斯（Luis Gonzalez-Mestres）在1996至1997年所提出的旋量时空理论中，每一个随动观测者都会产生一个特殊的空间方向，而宇宙微波背景中也会自然存在B模。普朗克卫星数据可能证实了这一特殊空间方向的存在。
  2. ^ 除了因空间加大而分散以外，每个光子的波长也会因红移而加长，所以能量会降低得更快。
  3. ^ 一般写作60次e倍膨胀：e60 ≈ 1026。这相等于再加热阶段至今的膨胀比例，约等于Einflation/T0，其中T0 = 2.7 K是今天宇宙微波背景的温度。见：Kolb and Turner (1998)或Liddle and Lyth (2000)。
  4. ^ 微扰可以以波长的傅里叶模式来表示。每一个傅里叶模式都是平均数为零的正态分布。不同的傅里叶部分之间是独立的。模式的方差只取决于波长，使得在任何体积的空间以内，每个波长对微扰谱所贡献的功率相等。由于傅里叶变换在三维进行，具有波数k的模式数量和k3成正比，所以为了与此抵消，模式的方差须和k−3成正比。
  5. ^ 这叫做“红微扰谱”，因为谱在较长波长有更大的功率。
  6. ^ 详细解释及参考资料请见宇宙微波背景辐射#低阶多极和其他异常
  7. ^ 假设暴胀场 的动能为 ，静能为 ，则慢滚条件为 ，也就是说，暴胀场改变的速率平方必须超小于暴胀势。慢滚的意思就是暴胀场改变的很慢，即暴胀子移动的很慢。
  8. ^ 从实际公式上来说，慢滚条件要求暴胀势对于暴胀场的对数导数 和二阶导数 必须小，其中 为暴胀势， 为暴胀势对于暴胀场的导数，这两个公式分别量度暴胀势的斜度与曲度，公式以约化普朗克单位表示。[82]:42-43[6]:16
  9. ^ 这是因为暴胀势可以写作φ/mPl的泰勒级数，其中φ为暴胀场，mPl为普朗克质量。对于单单一个项，比如质量项mφ4(φ/mPl)2，慢滚条件在φ比mPl大很多的情况下得到满足。有效场论就是这种情况，高阶项会使暴胀的条件不再得到满足。这些高阶项不存在，也可以看做是一种微调。见：Alabidi, Laila; Lyth, David H. Inflation models and observation. JCAP. 2006, 0605 (5): 016. Bibcode:2006JCAP...05..016A. arXiv:astro-ph/0510441  . doi:10.1088/1475-7516/2006/05/016. 

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书目 编辑

外部链接 编辑

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