暴胀理论_百度百科

_百度百科 网页新闻贴吧知道网盘图片视频地图文库资讯采购百科百度首页登录注册进入词条全站搜索帮助首页秒懂百科特色百科知识专题加入百科百科团队权威合作下载百科APP个人中心暴胀理论播报讨论上传视频1980年由麻省理工学院的科学家阿兰·固斯提出的理论收藏查看我的收藏0有用+10本词条由“科普中国”科学百科词条编写与应用工作项目 审核 。暴胀理论（Inflation theory）于1980年由麻省理工学院（MIT）的科学家阿兰·固斯（Alan Guth）提出。该理论指出，早期宇宙的空间以指数倍的形式膨胀。这种快速膨胀过程叫做“暴胀”，意指宇宙在一段时间里，是以非常大的增长速率膨胀。按照固斯理论，暴涨过程发生在宇宙大爆炸之后的10-36 秒~10-32秒之间。在暴涨结束后，宇宙继续膨胀，但是膨胀速度则小得多。中文名暴胀理论外文名Inflation属    性早期宇宙快速膨胀的时期提出者阿兰·固斯（Alan Guth）目录1暴涨机制▪空间膨胀▪时间条件▪再加热过程▪消除作用2动机▪视界问题▪平坦性问题▪磁单极子问题3历史▪早期暴涨模型▪慢滚暴胀▪不对称性对暴涨的影响4批判暴涨机制播报编辑空间膨胀空间的指数膨胀指处于两个惯性系中的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的极坐标度规公式如下 [1]： 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eHt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以指数形式加大（即以不断加快的速度互相远离），而 可以近似保持不变。时间条件暴胀的一个重要条件是，它必须持续足够长的时间。今天的整个可见宇宙都是从单个哈勃体积暴胀而来的。只有符合这一条件，宇宙才会在最大尺度上显得具有平坦性、均匀性和各向同性。一般认为，宇宙要在暴胀阶段以超过e60（≈1026）的比例膨胀，才能符合此条件。再加热过程暴胀是一个过冷膨胀阶段，膨胀期间宇宙的温度降低了100,000倍（实际的下降程度在不同模型之间具有差异，一般认为在最早期的模型中温度从1027K降至1022K）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。消除作用宇宙暴胀的一个重要作用就是消除非均匀性、各向异性和平滑空间的弯曲程度。这使宇宙趋向于一种非常简单的状态：它完全由暴胀场主导，且暴胀场微小的量子涨落是唯一重要的不均匀性。物理学家利用暴胀理论，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，这已经通过了观测的验证。暴胀还能够降低大质量奇异粒子的数密度，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，以致在今天的可见宇宙范围内并不存在。综合起来，这些效应可被称作暴胀“无毛定理”，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。在暴胀过程中，暴胀场的能量密度大致不变；而非均匀性、各向异性、空间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。这使得暴涨结束后再加热开始前，产生了一个接近真空、平坦、对称的宇宙 [2]。动机播报编辑视界问题视界问题，即按照宇宙学原理，如何解释宇宙所表现出来的统计上的均匀性和各向同性 [3]。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，才能达到热平衡状态表现出均匀性和各向同性。然而在一个缺乏暴胀过程的宇宙中，两个相隔遥远的区域不可能达到平衡，因为二者的膨胀速度远快于光速，没有机会与对方发生“接触”或联系，所以难以解释他们具有相同的温度（即处于热平衡）。这种接触需要信息的传递，而传递速度又不能超过光速，因此这一矛盾成了所谓标准大爆炸模型的一大难题。历史上查尔斯·米斯纳（Charles Misner）曾提出过Mixmaster宇宙论 [4]来解释宇宙的统计均匀性和各向同性暴胀理论，但由于过于混乱最终被证实为错误理论。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（Dicke coincidences）中的一个，另一个迪克巧合为宇宙学常数问题 [5]。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 [6]。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）。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：是什么原因让宇宙变得平坦 [7]。磁单极子问题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10K），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。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。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。大统一理论预测，大统一相变不但会产生这种磁单极子，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。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。暴涨理论说明了宇宙的迅速膨胀会使磁单极子在空间中的密度骤然下降，降低至以目前仪器无法探测到的数量级。因此按照该理论，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。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！” [8]。历史播报编辑早期暴涨模型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 [9]。1980年，阿兰·固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。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原初奇点。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；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）。1981年，马丁·爱因霍恩（Martin Einhorn）和佐藤胜彦发表了一个与固斯相似的模型，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。他们得出的结论和固斯的相似：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。固斯提出，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，而假真空与宇宙学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，必须经过量子隧穿效应所造成的宇宙泡成核过程。真空泡在假真空背景中自发形成，并迅速开始以光速膨胀。固斯意识到这一模型的问题：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，这时泡沫碰撞的机率就已经降到很低的程度。这样的宇宙就不会充斥着辐射。慢滚暴胀安德烈·林德（Andrei Linde）以及安德烈斯·阿尔布雷希特（Andreas Albrecht）和保罗·斯泰恩哈特（Paul Steinhardt）分别独立找到了泡沫碰撞问题的解决方法 [10]。这一模型被称为“新暴胀”或“慢滚暴胀”（slow-roll inflation），而固斯的模型则被称为“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隧穿效应，而是类似于一个标量场从势能峰上滚下。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。不对称性对暴涨的影响最终人们发现，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。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。曾在剑桥大学所举办的为期三个星期的“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。研讨会上共有四组科学家分别进行计算：史蒂芬·霍金；斯塔罗宾斯基；固斯和皮瑞英（So-Young Pi）；以及詹姆士·M·巴丁（James M. Bardeen）、保罗·斯泰恩哈特和米高·特纳。今天宇宙不是以暴胀的方式膨胀。这样，必须有一种机制，它可以消去这一非常大的有效宇宙常数，从而使膨胀率从加速的状态，改变为正如同今天这样由引力减慢下的样子。人们可以预料，在宇宙暴胀时不同力之间的对称最终会被破坏，正如过冷的水最终会凝固一样。这样，未破缺的对称态的额外能量就会释放，并将宇宙重新加热到刚好低于使不同力对称的临界温度。以后，宇宙就以标准的大爆炸模式继续膨胀并变冷。但是，现在找到了何以宇宙刚好以临界速率膨胀，并在不同的区域具有相同温度的解释。批判播报编辑从1980年由阿兰·固斯提出暴涨理论起，该理论已经被科学界广泛接受。但是仍然有许多物理学家、数学家以及哲学家表达出反对的声音，认为暴涨理论缺乏实践检验和经验支撑。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，指出”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” [11]。如罗杰·潘洛斯（Roger Penrose）从1986年开始提出的，暴涨需要极度特定的初始条件，因此该理论并不能自身所需的初始条件问题。换言之，初始条件的“微调”问题不但不能解决，甚至还会因为暴涨变得更加严重。另一项针对暴涨理论的批判，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，即缺乏可证性。该批评正式来自暴涨理论创始人之一的保罗·斯泰恩哈特 [12]。新手上路成长任务编辑入门编辑规则本人编辑我有疑问内容质疑在线客服官方贴吧意见反馈投诉建议举报不良信息未通过词条申诉投诉侵权信息封禁查询与解封©2024 Baidu 使用百度前必读 | 百科协议 | 隐私政策 | 百度百科合作平台 | 京ICP证030173号 京公网安备110000020000

宇宙学 | 标准宇宙模型的疑难与暴胀理论概述 - 知乎

宇宙学 | 标准宇宙模型的疑难与暴胀理论概述 - 知乎首发于物理与天文小记切换模式写文章登录/注册宇宙学 | 标准宇宙模型的疑难与暴胀理论概述拉格朗日L2​中国科学院紫金山天文台 天文学博士在读标准宇宙模型很好地解释了原初核合成、宇宙膨胀、宇宙微波背景辐射等重大问题。但仍然有一些基本问题没有解决，如平直性问题、视界问题、磁单极子和奇点问题（或称为疑难）。人们认识到，宇宙的极早期，在辐射主导的宇宙时期之前，可能出现过指数膨胀时期，这一时期便称为暴胀时期。后来逐渐发展成为暴胀理论。引入暴胀后，平直性问题、视界问题和磁单极子问题就迎刃而解了。此外，它还解释了宇宙大尺度结构中观测到的初始条件。这里需要注意的是，暴胀理论并没有解决奇点问题，因为大爆炸奇点在暴胀之前。Figure1: 宇宙的膨胀1 标准宇宙模型的疑难1.1 平直性问题在弗里德曼宇宙模型中，我们介绍过曲率 K 以及曲率密度,\Omega_k=-\frac{K}{a^2H^2}=-\frac{K}{\dot{a}^2} 对于尺度因子 a 的变化，我们分为两个主要阶段讨论：物质为主的时期： a\sim t^{2/3} \Rightarrow \dot{a}\sim t^{-1/3} \Rightarrow 1/\dot{a}^2\sim t^{2/3} 辐射为主的时期： a\sim t^{1/2} \Rightarrow \dot{a}\sim t^{-1/2} \Rightarrow 1/\dot{a}^2\sim t a与t的关系详见弗里德曼宇宙模型。通过以上分析我们发现，随着时间的增加，曲率密度的绝对值 |\Omega_k| 是越来越大的。于是，我们把时间倒推回去，可以得出，宇宙初期时的曲率密度应当是非常小的。根据现有的观测，我们目前的宇宙是十分平坦的（曲率密度接近0）。这说明，宇宙早期的曲率密度更加地接近0（ \Omega_k\approx0 ）。——为什么宇宙的初始曲率密度那么小？1.2 视界问题关于一些视界的定义，根据人类探测到的宇宙微波背景辐射，早期宇宙（光子退耦时）的温度是非常均匀的。依据简单的热力学常识，我们知道，要想让一个系统温度均匀，就需要系统中的粒子不断发生相互作用，以达到平衡态。然而宇宙的尺度非常大，有时不能看成一个单一的热力学系统。我们知道，相互作用传播的最大速度是光速，因此，在有限的时间内，相互作用传播距离是有限的，在视界范围内的粒子才能有相互作用。光子退耦的时刻又称最后散射面。上述视界由粒子视界描述，其计算公式为，d_P=a(t)\int_{0}^{t}\frac{dt'}{a(t')} 分为物质为主和辐射为主的时期，分别由弗里德曼方程计算出两个时期的 \dot{a} ，带入上式，则有，物质为主： d_{Pm}=\frac{2}{H_0}\left( \frac{a}{a_0} \right)^{3/2}=\frac{2}{H_0}( 1+z )^{-3/2} 辐射为主： d_{Pr}=\frac{1}{H_0}\left( \frac{a}{a_0} \right)^{2}=\frac{1}{H_0}( 1+z )^{-2} 光子退耦发生在红移 z\approx1100 时，为物质主导时期。我们现在可以观察到的光子退耦时的宇宙尺寸为，d_H=\frac{2}{H_0}\frac{a'}{a_0}=\frac{2}{H_0}(1+z)^{-1} a' 为光子退耦时的尺度因子。\frac{退耦时的粒子视界}{现在可观测的退耦时的尺度}=\frac{d_{Pm}}{d_{H}}=(1+z)^{-1/2}\approx1.6° 因此，根据传统的大爆炸模型计算，我们现在观测到的最后散射面的视界尺度约1.6°，这比我们实际观测的范围小得多。Figure2: 视界疑难示意图——所以，原本应该毫无关联的区域，为什么会热平衡？为什么宇宙微波背景辐射的温度如此均匀？1.3 磁单极问题Figure3: 磁单极子根据生活经验，磁铁的北极（N）和南极（S）不能分成独立的两部分，即无法分成磁单极子。电动力学中的 \nabla · B=0 也预示了磁单极子不存。而另一方面，大统一理论预测了磁单极子的存在。——但，为什么我们至今没有探测到磁单极子？1.4 奇点问题根据宇宙大爆炸理论，我们的宇宙是从一个奇点开始的，它在大爆炸之前就已经存在。宇宙从一个密度无穷大的点开始膨胀，逐渐形成现在的宇宙。在此之前，时间和空间并不存在。大爆炸奇点包含了宇宙所有的的能量，其密度为无穷大，这是现有理论无法描述的，同时也没有证据表明存在密度无穷大的奇点。2 暴胀理论对问题的解决2.1 暴胀理论概述暴胀（Inflation），顾名思义，就是急速地膨胀。暴胀理论认为,宇宙在极早期（大约宇宙大爆炸后的 10^{-34}s ）经历了一个非常迅速地膨胀。暴胀的能量来源于暴胀场（一种标量场），巨大的能量使得尺度因子以指数形式增长。假设暴胀时期的哈勃速率为常数，则根据定义，\frac{da}{a}=Hdt ，积分得到，a(t)=a'e^{H(t-t')} 这就是的尺度因子指数增长的一个粗浅的模型。2.2 平直性问题和磁单极问题的解决回到描述平直性的曲率密度 \Omega_k=-\frac{K}{\dot{a}^2} ，指数暴胀，意味着具有很大的加速度，导致速度 \dot{a} 变得很大，使空间曲率被迅速拉平了。就像气球的迅速膨胀使得曲率变小。Figure4: 宇宙膨胀与平直性问题至于磁单极问题，也是由于宇宙的急速膨胀，在暴胀前就已经产生的磁单极子的密度骤然下降，由于在空间中过于稀疏，我们目前还无法探测到的。2.3 视界问题的解决在暴胀开始之前，宇宙尺度很小，视界范围占比很大，宇宙的大部分地方已经达到热平衡。由于暴胀速度远大于光速，在暴胀期间，视界的大小几乎没有变化，而宇宙却膨胀了很多倍。这一变化使得原本存在因果关联且已经建立起热平衡的区域，在暴胀结束后变得没有因果关联了，但它们的温度仍然是相同的。暴胀结束至今，它们的范围各自仍然按规律不断变大，但我们现在看到的、不在视界内的区域，在早期已经建立起热平衡了——CMB的温度因此均匀。Figure5: 视界和热平衡边界的大小关系相关文章编辑于 2022-03-01 20:47宇宙宇宙学天文学​赞同 30​​6 条评论​分享​喜欢​收藏​申请转载​文章被以下专栏收录物理与天文小记物理和天文的总结和笔记，记录一些方便大家理解

宇宙学——暴涨理论 - 知乎

宇宙学——暴涨理论 - 知乎切换模式写文章登录/注册宇宙学——暴涨理论霍华德且视他人之疑目如盏盏鬼火，大胆地去走你的夜路注意：本篇文章讲的暴涨理论是目前最广为流传的版本，由Prof. Alan Guth所提出宇宙学是一门研究宇宙起源、自然和演化的学科。它试图解释一下几个问题：宇宙是有限的还是无限的宇宙永远存在着吗假如不是，它是何时、如何形成的它的“生命”最终会结束吗人类是以何种存在生活在这个宇宙里的？我们又该如何解释我们的存在......今天我们从宇宙大爆炸和暴涨理论开始说起。宇宙大爆炸假设了宇宙诞生的时间是在138亿年前，且最开始的宇宙是一团炽热，高密度，十分unifrom的一团粒子。它也对目前可观测宇宙内的一些事实做出了解释。举个例子，越远的星系远离我们的速度就越快，也就是距离地球越远的星体，其远离地球的速度就越快。而哈勃根据这个现象得出了一个公式，V=Hr。当H不变，r和v成正比关系。根据这个公式也与波的红移蓝移相关。我会在下篇文章讲到多普勒效应，包括横向，纵向，圆周运动和非狭义相对论（通常为声波）和狭义相对论（洛伦兹变换）。但大家可能时常把宇宙大爆炸和暴涨理论搞混，其实不然，因为暴涨理论只是修改了宇宙大爆炸，使其更加的充分。宇宙大爆炸只解释了以下三点（可以参考Steven Weinberg的 The First Three Minutes）：早期宇宙是如何演化的质量较低的化学元素是如何产生的（如氢氦）物质是如何汇聚形成恒星、星系和星系团的宇宙大爆炸的理论可以被以下三点所证明：哈勃定律宇宙微波背景辐射（CMB，指大爆炸”遗留下来的电磁波辐射，大家感兴趣可以自行查看，这边不做多解释）宇宙中大量存在的轻元素（符合宇宙大爆炸所做出的预测）但它并没有解释：是什么导致了宇宙的膨胀（它只解释了宇宙膨胀的余波，意思是一开始宇宙就已经开始了膨胀）物质从哪来的（它假设所有物质在一开始就存在）而暴涨理论则可以作为宇宙大暴涨的“prequel”,可以解释最初是什么导致了宇宙的膨胀且物质的来源。在开始之前，我们先捋一捋时间线来自BICEP2的图片有着一个很明显的错误。NATIONAL SCIENCE FOUNDATION (NASA, JPL, KECK FOUNDATION, MOORE FOUNDATION, RELATED) – FUNDED BICEP2 PROGRAM这张来自来自BICEP2的图片有着一个很明显的错误——暴涨并非发生在宇宙大爆炸之后，而是自宇宙大爆炸之前就一直发生。NED WRIGHT'S COSMOLOGY TUTORIAL自宇宙大爆炸的那一瞬间，我们才有了时间的概念（在相对论的视角里时间不过是人为的造物）。而暴涨是一直发生的，我们并不知道它从何时开始，也不知道它何时结束。我们接下来从几个方面介绍暴涨理论。Gravitational Repulsion广义相对论和现代粒子理论的预测，在非常高的能量下，存在着可以产生引力排斥性的物质。由于我们目前并没有发现任何一种粒子符合这一特质，所以这里写的是“预测”。暴涨理论说在早期宇宙里存在着一些可以产生引力排斥性的物质。能级达到约等于10^16次方Gev（1 Gev是一个质子质量所带来的能量），因此由于能量巨大，这个物质的体积只需要达到10^−28 cm即可让早期宇宙发生膨胀，而它使得宇宙以每10^-37秒的频率去指数倍的膨胀。这个物质最终至少膨胀到了原本体积的10^28立方大小（约等于100次），且整个过程持续了可能约10^-35秒（100*10^-37）。在最初膨胀的过程后，这个物质会发生类似衰变的行为，导致部分区域暴涨的结束。这个衰变的产物则是“正常的物质”，不会产生排斥性引力的物质。这里要注意一个点，即衰变几乎无处不在，但并不是完全的无处不在。总有些区域维持着暴涨，而暴涨的速度远远超过了衰变（因为一直doubling doubling），导致暴涨可以一直存在下去。这个概念，eternal inflation，multiverse 和pocket universe的概念直接挂钩。未来假如有机会可以写篇文章讲讲。回到暴涨上，在这个过程中，宇宙越来越大，相对应产生了更多的能量，但是能量依旧守恒。因为例如重力场等会提供负能量，而拥有引力排斥性的物质产生的正能量被重力的负能量所补偿。如图所示，随着正能量（黑色柱子）在暴涨的过程中慢慢升高，代表着负能量的红色柱子也会慢慢降低，因此能量守恒。MIT，Alan Guth, Inflationary Cosmology大尺度的统一性&宇宙的曲率宇宙具有着统一性，由isotropy和homogeneity所呈现。前者意味着宇宙在各个方向上都是统一的，例如我们无论往哪个方向看去，宇宙的密度在绝大多数地方都是相同的（同时也是小尺度的不统一性的证据）。而homogeneity意味着宇宙在任何地方看都是统一的。具有homogeneity却不具备isotropy的例子是一条各处都相同的瀑布。它一定会面向一个方向，逆流而上或者顺流而下。同时，一个被场充斥着的宇宙也不具备isotropy的性质，因为场是有方向的（i.e. 磁场）。https://www.sj33.cn/cg/chys/201006/23465_4.html具有isotropy却不具备homogeneity的例子是圆心。我们往任何方向上看都会碰壁，但是由于圆的边界和圆的内部是截然不同的，所以不具备homogeneity因为，我们也可以得出，当一个宇宙对于所有的观测者来说都是isotropic的时候，它肯定也是homogeneous。而homogeneity+isotropy等于uniformity（统一性）。在大尺度的统一性下，宇宙还具备着小尺度的不统一性。最简单的例子就是天体的存在。中子星的密度远远高于恒星，而恒星的密度则远远高于行星。我们现在来讲讲宇宙的曲率。假如是正曲率，那么这个球体上的三角形的总和会大于180°，closed geometry；假如是负曲率，那么三边之和会小于180°， open geometry；假如是欧几里得图形，那么三边之和会正好等于180°，flat geometry。而物质的密度可以决定宇宙的曲率。其实宇宙就像一根直立的筷子。如果正正好好地立着，那么它就不会倒塌（我好像说了一句废话哈哈哈哈），但是如果这根筷子微微往两边倾斜，那么它最终的命运是倾斜倒下，且倒下的速度会越来越快。https://www.meipian.cn/2ofl3bbx这根筷子其实就是我们的宇宙，而测量宇宙是否是直立的关键就是计算Ω，公式为actual mass density/ critical mass density，其中critical mass density makes universe perfectly flat。而Ω也部分取决于哈勃常数，也就是宇宙膨胀的速率。当Ω等于1时，宇宙是flat；当Ω大于1时，宇宙是closed；当Ω小于1时，宇宙是opened。因为，由于上述所说的原因，在早期宇宙，曲率必为0，或者无限接近于0.在1998年前，科学家们得出的曲率一直都是0.2或者0.3。直到普朗克卫星在计算Ω时考虑到了暗能量，发现曲率并不是0.3，而是更符合预测的1.0010±0.0065的。至此，一个十分简单的暴涨理论和宇宙大爆炸差不多是讲完了。发布于 2022-07-04 10:32物理宇宙学宇宙学宇宙​赞同 16​​7 条评论​分享​喜欢​收藏​申请

目前宇宙暴胀理论的直接或间接证据有哪些？ - 知乎

目前宇宙暴胀理论的直接或间接证据有哪些？ - 知乎首页知乎知学堂发现等你来答​切换模式登录/注册宇宙学天文学天体物理学宇宙目前宇宙暴胀理论的直接或间接证据有哪些？关注者515被浏览110,814关注问题​写回答​邀请回答​好问题 6​2 条评论​分享​19 个回答默认排序狐狸先生​​2015 年度新知答主​ 关注简单版的回答：简单的说没有决定性的证据，但是有很多观测favor这样一个理论。暴胀理论的出现解释了宇宙学的几个难题：视界疑难，平坦性疑难，磁单极子问题以及结构成长的种子问题。随着观测进一步精确，平坦性观测啊，结构形成观测啊都没有偏离暴胀的解释。但这些都是对已有现象的解释，并不是对未知观测预言。暴胀理论有点像是一块恰好拼上理论空隙的拼图，大家喜欢这个理论是他恰好把别的理论的问题补得严丝合缝。但暴胀本身还没有任何像“微波背景黑体辐射谱”发现这样决定性的预言被观测到。暴胀本身会产生原初引力波，如果发现了原初引力波在微波背景辐射上的印记，将会是对暴胀理论的有力支持。复杂版的回答，这是我正在撰写的一本科普中中的一个小节：Planck卫星的观测告诉我们，宇宙的空间在千分之六的精度下是平坦的。为什么宇宙空间这么接近平坦？理论家们不喜欢这么巧合的事情。这就好像间谍不喜欢得来过于巧合的情报，那背后很可能隐藏着还没有被发现的陷阱。这样巧合的现象在宇宙学领域被称为“精细调节”问题。很多理论家相信，一个好的宇宙学理论，它的模型应该是自然的，不存在只有非常巧合才能出现的常数，或者状态。需要指出的是，这只是一个物理学的审美问题，存在“精细调节”并不意味着宇宙学理论一定有问题。就好像巧合得来的情报也并不总是阴谋。宇宙的平坦性是一个典型的“精细调节”问题。理论家直觉并不会相信宇宙曲率就真的为零。更自然的解释是，宇宙实在太过广大，我们可以观测的部分太小，在这个部分里，宇宙显得是平坦的。换句话说，我们有点像生活在远古时期的人类，交通不便，每天能够触及、看到的地方只有住所周围几十里的区域。人在这样小的区域中生活，永远不会想到地球实际上是个球形，大地是弯曲的。现代的宇宙学理论认为，这种异常的平坦很可能是宇宙演化的自然结果。具体来说，理论家们相信，在宇宙早期的某个时刻，宇宙急速膨胀，这个时期被称为暴胀期。暴胀期的持续时间非常短（可能只有10^{-30}秒）, 但是宇宙在这个时间里增长了10^26倍。随后宇宙膨胀的速度降了下来，虽然仍在膨胀，但速率变慢了。今天宇宙空间的膨胀的速率只有在天文学尺度上才能察觉到：一百万光年的空间，每秒钟只膨胀20多公里。暴胀使得宇宙的平坦空间变得不再是个巧合。暴胀就好像是一个吹气球的过程，宇宙这个气球被瞬间吹大10^26倍。如果这个气球开始只有氢原子那么大，暴胀过后，它的体积就会变得比银河系还大一百万倍，结果是气球上的任何瑕疵，都被抹的很平了，站在气球的任何一个地方都好像站在平地上。暴胀理论最早在1981年提出，构想来自于斯坦福大学的阿兰.古斯(Alan Guth)。当时的宇宙空间曲率测量还不是很精确，但人们至少知道它弯曲的不是很厉害。此外，还有另外一个更大的问题“视界疑难”困扰着宇宙学家。所谓视界，就是指当地观测者理论上所能够观测到的最大范围。一个粒子在今天的视界，就是整个可观测宇宙的范围，它代表了这个粒子在整个宇宙时间里，理论上能够接触到的最远的地方。如果另一个粒子在这个粒子的视界里，那么它们在历史上有相互影响的可能性。否则这两个粒子应该完全没有关系。我们知道宇宙微波背景辐射是宇宙大爆炸留下的印记，各个方向都可以观察到的，非常均匀的，这说明了宇宙早期物质密度处处相同，处于热平衡。事实上，1976年微波背景辐射发现以后，人们觉得它有点均匀的过头了。今天宇宙的尺度差不多是470亿光年，可观测宇宙中距离最远的两点，它们之间的距离是这个数字的两倍，也就是940亿光年。可是它们两处的微波背景辐射温度几乎完全相同。我们很容易计算这个尺度在最后散射时刻的大小，令人惊奇的是这两点在最后散射时刻距离要远远大于宇宙当时的视界。我们应该已经注意到了问题所在。视界是粒子可以交换信息的最大尺度，在最后散射时刻，整个宇宙是如何在超过视界的范围上保持热平衡的呢？为什么在宇宙不同地点，完全没有因果联系的区域，居然会同时处于热平衡状态？这有点像古生物学家在二十世纪初遇到的问题，他们在本来以为古代生物应该无法跨越大洋登上另一块大陆，谁知道却在不同的大陆都发现了同一种恐龙的化石。对于古生物研究来说，解决问题的关键在于想到大陆是会漂移的，今天看起来隔海相望，没有办法交流的大陆，实际上在更古老的时代却连在一起。在那个时候，恐龙当然可以悠哉悠哉的在不同大陆间散步了。解开视界疑难的钥匙和这很类似。1979年，阿兰.古斯还是一名博士后，他毕业已经9年了，还没有找到正式的教职。在此前的8年里，他主要研究粒子物理学，才转到宇宙学研究不长时间。古斯意识到，如果考虑宇宙极早期存在一个急速膨胀的时代（暴胀期），那么宇宙异常的均匀性就很容易解释了：虽然在最后散射时刻，这些热平衡的区域在各自的视界之外，在更早的时刻，这些区域是可以在同一视界之内的，它们是在那时建立的联系。什么可以使宇宙急剧膨胀？暗能量无疑是一种使得空间膨胀的因素。但暴胀需要的膨胀速率比暗能量能够提供的速率大得多。宇宙是如何从高速的暴胀转变为正常的膨胀的？为了解决这些问题，阿兰.古斯提出了暴胀场的概念。在谈暴胀场之前有必要先讨论一下什么是“场”。在物理教科书里，场这个概念无处不在，学过中学物理的知友们应该已经听说过电磁场，引力场。用数学的语言说，场就是“空间的函数”。或者说，场为空间的任何一点都赋予了有意义的数值。如果我们假设空间中某处有一个电子，那么空间的不同位置处的另一个试探电子都会受到这个电子的排斥力。如果我们从场的观点看待这个问题，我们可以认为空间中遍布着电场，电场的每一点的数值，是试探电子受到电磁力的强度和方向。另一类更简单的场在空间的每一点只有一个数值，没有方向，这种场被称作标量场。温度场就是一个标量场，在空间的每一点都有一个数值标记了当地的温度。在现代物理观点中，场是比粒子更基本的概念。整个宇宙中充斥着不同的场，粒子在场中被激发出来。理论家们相信，暗能量可能就对应着一种场。这个场在宇宙中处处具有相同的能量密度，它提供排斥性的引力，推动宇宙加速膨胀。阿兰.古斯的暴胀场和暗能量场具有类似的性质，不同的是暴胀场的能量密度要高的多，所以也就可以带来更为剧烈的宇宙膨胀。可是，今天的宇宙膨胀速率并不很快，宇宙是怎么由剧烈膨胀，变为“温和”的膨胀呢？古斯的暴胀理论认为暴胀场实际上处于一种不稳定平衡的状态，它可以向能量密度更低的状态演化。理论家们习惯用山坡上的小球来比喻场的能量变化。From Cosmic Web by J. Richard Gott小球总是要向着平衡的状态演化，如果小球在山坡上，会倾向于一路滚到谷底。但小球并不一定总是会停在谷底，如果山坡上有一个带坑的小平台，小球就可以在这个平台上，不会继续向坡下滚动。在平台上，小球实际上拥有较高的重力势能，并非出于能量真正的最低点，如果有人推小球一下，小球就会继续向山坡下滚动。暴胀场也有同样的性质，倾向于向能量最低处演化，但也可能停在能量相对较高的局部平衡点。场理论中有时把这种局部的平衡点称作假真空。假真空状态的暴胀场会推动宇宙急速膨胀。但这种假真空状态是不稳定的，从量子理论的观点看，场的能量密度也无时无刻不在随机的抖动，在广阔的宇宙中，总会有那么一些地方的抖动特别大一些，这就使得一个小区域的暴涨场脱离了假真空状态，向更低的能量状态演化。在这个过程中，暴胀场会将自身积蓄的能量在很短的时间里全部释放出来，这些能量会以高能辐射的形式充满整个宇宙，此时的宇宙回到了经典大爆炸的形式下，宇宙的膨胀速率也会恢复“普通”，此后的演化就和经典大爆炸理论中一致了。我们注意到，暴涨理论可以完美的解释宇宙的平坦性问题和宇宙的视界疑难。同时，暴涨场释放出的能量还提供了宇宙大爆炸演化的能量。按照暴涨理论，今天宇宙中的一切事物，都是从宇宙最初的假真空里从无到有，从虚变实产生出来的。暴胀宇宙还带来一个重要的推论，解释了今天宇宙中的一切结构从何而来。宇宙中的结构的起源是早期均匀密度分布上的小起伏。这些地方的物质比别的地方稍微高一点点，但引力会的使得这些小起伏最终成长为今天的结构。但是我们又说宇宙早期是处于完美热平衡状态的，这就意味着宇宙的不同地方应该完全处于相同的状态。那么问题来，形成今天结构的那些小起伏是从何而来的呢？量子理论告诉我们，在微观尺度上宇宙能量密度总是不可能完全均匀的，它的数值会不停的涨落。但这种小涨落是无法发展成为今天宇宙结构形成需要的起伏的，因为从一段时间来看量子涨落的平均值总是为零。在某一时刻或许宇宙中某处鼓起一个小包，下一时刻就消失了。但暴胀改变了这种状况，它使得宇宙的一个微观区域在极端的时刻内一下子变成了宽广的宇宙空间。本来存在在微观区域里的能量涨落一下子就变成了宏观尺度上的密度起伏无法在下一瞬间消失了。这些起伏就是今天宇宙结构成长的种子。通过急速膨胀，从均匀中造出不均匀的事例看起来很玄妙，其实我们也可以举出一些日常生活中类似的例子。比如学校在课间活动时组织学生踢毽子，每5个学生分到一个毽子。如果这五个学生水平相当，这个毽子会在她/他们之间随机传递。在旁观者看来，在任意一个时刻，毽子在学生间的分配是不均匀的，但因为每个学生都只是短暂的碰到毽子，又立刻失去。但如果考察稍长的一段时间内，每个学生都平均的占有这个毽子。我们仍然可以说，学生和毽子组成的混合体是均匀的。这时候，突然上课铃响了，学生们必须分散回到各自的班级里，这时候就会有一位负责保管的学生收起了毽子回到自己的班级，其他学生空手而归。这个时候，毽子的动态平均分配就被打破了。随机涨落变成了真正的不均匀。暴胀宇宙学在目前受到理论家的广泛支持，但像微波背景辐射或者哈勃膨胀这种压倒性的证据还不充足。如果在更精确的测量中，我们发现宇宙事实上存在微小但客观的不平坦，那么将会对暴胀理论构成严重的威胁。但在暴涨理论提出后30十多年的时间里，宇宙学对空间平坦的精度已经提高到千分之几的程度，我们仍然没有发现偏离暴涨理论预言的不平坦性。因此，大多数理论家已经接受了暴涨理论，只是对暴涨场的本质，暴涨的具体过程存在分歧。但知友仍然需要注意到，在这里我们谈论到的东西仍然并非完全确定的理论，仍然有可能在未来的某个时刻被推翻。为什么暴胀的观测证据很难获取？因为电磁波的观测无法直接接收到最后散射时刻之前的信息。我们对宇宙历史的观测止步于宇宙诞生之后38万年。要想了解暴涨的信息，我们必须依赖其他的信使。一个诱人的方案是探测暴涨时期产生的引力波。引力波是相对论的另一项预言，空间自身的波动可以像水波一样在宇宙中传播。宇宙暴胀期的空间扩张可能会产生空间的波动，这种时空的涟漪，会轻微的和宇宙中的物质相互作用，在微波背景辐射的观测中，我们有可能解析出暴胀引力波留下的印记。2014年，美国的BICEP2团组一度宣布他们设立在南极的探测器探测到了微波背景辐射上的引力波印记，舆论一度认为阿兰.古斯可能会因为暴胀理论的证实而很快获得诺贝尔奖。但后续的分析显示，BICEP2的观测数据很可能受到银河系内尘埃分布的影响，显现出和引力波信号一样的特征。这种观测的复杂性要求观测者将仪器的灵敏度推进到更高的级别。美国和中国的科学家都有计划继续推进这样的观测，可能我们在不久的未来，能够真正获取暴胀时期传播来的信号，帮助我们真正理解极早期的宇宙演化。BICEP2团组一度以为发现了暴涨时期引力波在微波背景辐射上留下的印记。The BICEP and Keck Array CMB Experiments编辑于 2016-10-25 22:14​赞同 780​​73 条评论​分享​收藏​喜欢收起​SA MR❤狗子&物理&咖啡&拆饼小能手​ 关注看了Alan Guth大爷的课，有点点疑惑，他这个暴涨理论的前提，是目前观测到的宇宙密度均匀，鉴于大爆炸是一个从无限小的一点急速爆炸，他认为物质在各个方向上是应该分布不均匀的，要均匀则必须有一个暴涨过程。可是这个设想是基于我们目前三维宇宙的规律，在大爆炸之时，爆炸物质的分散就一定也会遵守这个规律吗？不一定啊，时空维度不一样，基本物理规律也会一样吗？发布于 2016-10-25 10:06​赞同 3​​1 条评论​分享​收藏​喜欢

（关于宇宙的小理解之四）简单认识宇宙暴胀（inflation）理论 - 知乎

（关于宇宙的小理解之四）简单认识宇宙暴胀（inflation）理论 - 知乎首发于卡布利齐欧Capriccio切换模式写文章登录/注册（关于宇宙的小理解之四）简单认识宇宙暴胀（inflation）理论知乎用户Hjrq0F“Bang！“(由于没有传播介质，事实上听不见声音）一个致密无比的奇点发生了爆炸。在之后的138亿年里，这个奇点不断膨胀，并最终形成了我们所处的宇宙，这是传统大爆炸理论对宇宙产生图景的描绘。但随着近代几百年来科学技术爆炸式地增长，人们对宇宙的演化过程有了进一步认识。我们开始发现，传统的宇宙大爆炸理论并不能完美预言宇宙的演化过程— —借助现代科技，我们发现了大量在传统大爆炸理论中不应存在且其无法解释的天文现象。这些发现毫无疑问地证明了大爆炸理论存在严重瑕疵，鉴于此种情况，天文学家们在上个世纪八十年代提出了”宇宙暴胀“理论，对传统的大爆炸理论进行了完善。一、传统大爆炸理论无法解释的三大疑难：1、宇宙的平直性疑难宇宙空间的宏观几何形状取决于宇宙总能量密度是否小于、大于或等于临界密度，可相对应理解为宇宙的空间曲率是负的、正的或为零。若曲率为负，为双曲几何（开放宇宙，可以想象成一个马鞍状，三角形内角和小于180°）；若曲率为正，为球面几何（闭合宇宙，球型，三角形内角和大于180°）；若曲率为零，为处于两者之间的欧几里得几何（平坦宇宙，正常三角形，内角和为180°）。当宇宙的能量密度等于临界密度，即空间曲率为零时，宇宙空间被认为是平坦的，我们宇宙物质的密度非常接近平坦宇宙所需要的临界密度。2003年，美国发射的威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）对宇宙微波背景辐射（CMB）在不同方向上的涨落进行了测量，从其观测的数据看来，宇宙空间是近乎平直的。WMAP观测到的高精度CMB图像，其精度为10∧-4。即使在这么大的范围内，全宇宙量子涨落的幅度也是很小的，这直接印证了宇宙的平坦性。这一看似普通的现象，却实着不普通。因为从大爆炸伊始的角度来看，任何一个偏离临界密度的微小扰动都会随着时间逐渐放大。而我们的宇宙却在百亿年后仍然如此稳定，这让天文学家和物理学家们十分费解。根据弗里德曼方程（宇宙动力学方程），我们可以推出这么一个式子：其中m代表物质，r代表辐射，k 代表曲率，Λ代表宇宙学常数（暗能量）, Ω代表这种物质占宇宙总能量的比例。按照式子表达的关系，随着时间推移，宇宙不断膨胀，辐射与物质先后不断衰减，其中宇宙学常数不变，所以我们得出曲率会爆增这一结论（事实上，若我们假设宇宙常数为0，在今天，宇宙的空间曲率相较于物质，应暴增了10^58 倍）。那么百亿年前宇宙空间曲率小小的涨落，传导到现在影响也应是巨大的。而CMB的观测数据表明了我们宇宙目前的曲率几乎趋于0，那么我们可以这么理解，宇宙曲率要么一直是0（几乎没有科学家愿意相信我们宇宙的曲率一直为零），要么就是在宇宙膨胀的过程中发生了一次事件，这个事件抹平了我们宇宙，使其变得平坦。传统的宇宙大爆炸理论预言的宇宙膨胀速率，并不足以抹平我们的宇宙空间。这就是宇宙的平直性疑难。2、宇宙的视界疑难根据大爆炸理论，宇宙的演化始于137亿年前，但因为其最后的散射面（奇点爆炸38万年后消失）之前的宇宙是“不透明的”，因此我们只能看见宇宙诞生38万年后的景象。在地球上，我们的视界即以自己为中心的一圈地平线，其大小与我们所处的高度有关系，如a图中黄圈。但在宇宙中，我们的视界却是与光速有关，光传达到我们的最远距离便是我们的视界，这个视界是随着时间的增长而增长的，如b图中蓝圈。在宇宙学的视界中，由于宇宙的膨胀（宇宙膨胀速度是可以超光速的），许多星系之间的距离已经超越光可以传达的距离（哈勃定律），星系之间的光线还未互达（如图b中的银河系与星系B）。现在我们把时间往回推，回到宇宙诞生的38万年。由于宇宙学视界与时间流逝成正比，所以此时的视界会缩到极小，这会导致此时宇宙各个部分之间失去关联（根据科学家计算，那时宇宙至少存在1083个无因果关系的区域）。这里我们想一下上文的CMB图，其量子涨落密度极小，描绘的是一个3000K左右的等离子体热平衡状态。根据热力学的定律我们可以知道，热平衡需要系统中的粒子相互碰撞、交换信息来达成。也就是说，系统中不同部分达到热平衡需要一定的时间，而交换信息最快的方式就是光，我们可以把它等同为一个宇宙学视界。如果我们都看不见宇宙别的部分，光自然也不会传到那个区域，两个区域之间的粒子也不会产生信息交换，那它们怎么交换能量，达到热平衡呢？宇宙内各部分视界的分离与其表现出来的整体热平衡之间是矛盾的，我们无法通过传统的大爆炸理论解决这疑难，即宇宙学的视界疑难。3、宇宙的磁单极子疑难我们知道当水变成冰时，其物理性质会发生改变。在物理学上，水分子结构具有螺旋对称性，在温度降至冰点后，水分子变相成冰晶体而变得有各向异性，其对称性被自发地打破。电偶极子可以分开，但磁偶极子不能，一块磁铁分开我们能得到四个磁极。而磁单极子只有一个磁极，如果将它组成的磁铁分开，将会得到两个相同的磁极。关于磁单极子的量子化条件，狄拉克用麦克斯韦方程将其解出磁单极子与这原理相同。早期的宇宙温度极高，随着宇宙不断膨胀，宇宙的温度不断下降，当宇宙温度低于“大一统温度”（即在这个温度内，宇宙的基本作用力会统一）时，基本作用力的性质会变相，进而自发对称性破缺，经过一系列拓扑学变化，会产生出性质极为稳定的磁单极子，而且其密度还不低，甚至可能成为宇宙的主要成分。然而直到现在，科学家们从未发现任何磁单极子的迹象。这便是宇宙学的磁单极子疑难，传统大爆炸理论依然无法解决。二、宇宙暴胀理论简介图为艾伦·H·古思（Alan H. Guth）教授，其将“暴胀（inflation）”一词正式引入宇宙学大词典1980年，在美国斯坦福直线加速中心，时为物理学博士后的艾伦为解决传统大爆炸理论的缺陷，举办了一系列讲座，极大地增加了暴胀理论在学界的认同度，当时人们几乎认为暴胀是事实而非假说。图中绿圈（CMB）前，标注的Inflation部分，即为暴胀阶段一种类似磁场的“暴胀场”产生了一种相互排斥的引力，推动空间短时间内极速膨胀。宇宙在暴胀开始时体积只有原子的千万亿分之一，暴胀后，宇宙大约有一枚五角硬币大小。“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。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，在这种稳健的膨胀步伐下，星系等结构得以形成。”— —维基百科这样爆炸式的增长会将宇宙空间在宏观上抹得极为平滑（类似我们将气球迅速吹大，而使其变得圆滑的过程），在这一过程中亦留下来细微的空间不均衡，这个些不均衡演化成了后来的星系。三、支持宇宙暴胀理论的理由a、暴胀解释了宇宙的平直性疑难。我们无需知道宇宙在其诞生时有多么均匀或者有多么不平坦，有了暴胀这一过程，它能将宇宙抹得平滑如镜，形成欧几里得几何式平坦宇宙；b、暴胀解释了宇宙的视界疑难。宇宙暴胀时空间膨胀的速率是超越光速的，在这极至的速率下，空间膨胀产生的力量能迅速将空间内的所有物质与能量拉扯地极为均匀，从而跳过了热力学定律对其的限制；c、暴胀解释了宇宙的磁单极子疑难。在宇宙暴胀后整个宇宙的体积增大了至少26个数量级，足以将原来的磁单极子的密度稀释后又稀释后又稀释后又稀释。。。这时磁单极子的空间密度已经低于我们能探索到的下限，所以我们难以探测到它们的存在；d、暴胀理论极强的预言能力。根据暴胀理论，科学家们已经做出了许多预测，例如宇宙中的星系分布等。在暴胀理论的框架下，我们都预言成功了，可见其有强大的预言能力，这也说明其正确性很高；e、弦论的支持。目前的物理学大一统理论——弦论（string theory），对暴胀理论持绝对支持的态度。四、反对宇宙暴胀理论的理由a、导致坏结果的暴胀比好暴胀的几率更大。宇宙在暴胀时会导致宇宙温度的降低，如果宇宙温度降得过低或者降得不那么低，这样暴胀出来的宇宙都无法有生命存在。科学家们为宇宙暴胀的势能取了一个值λ，经计算得出，λ的值需精确控制在10∧-15以内，即小数点后有15个零。若取值大于小数点后12个零，便会出现坏暴胀，这个要求实在太高了。但在学界中，许多人会用“人择原理（如果我们不生活在这样的宇宙中，我们根本不会去想这样的宇宙，我们出生在这样的宇宙中便默认了我们的特殊性）”将这一条排除，但在我看来对待人择原理还是谨慎一些，毕竟这个原理使人懒惰，缺乏了哲学上的敏感性；b、不发生暴胀便得到平坦宇宙的可能性大于暴胀后得到的可能性。该观点在20世纪80年代由牛津大学的物理学家罗杰·彭罗斯率先提出，经过其谨慎地计算，他发现经过暴胀得到平坦宇宙和不经暴胀直接得到的情况都是罕见的，但尽管如此，不发生暴胀便得到平坦宇宙的概率是暴胀的10的古戈尔次方（即10∧100次方，1的后面跟着10∧100个0）。这个反对暴胀的理论十分有力，值得注意；c、暴胀是永恒的。暴胀内在的逻辑就注定了它一旦开始便不会停止，暴胀有着可以让自己永存的本性。在一片虚空中或致密的奇点内部，随着量子涨落的随机变化，区域暴胀的开始和结束时间都不一致，一些量子涨落大的区域会暴胀的时间长一点，因为暴胀的速率极快，所以这些区域的范围迅速超越了暴胀时间短的，在这些范围大的区域内部又会有量子涨落（与上一级宇宙暴胀原理一致），进而产生新的暴胀，如此继续，没有终止，无数个宇宙就此产生。更奇特的是，这些不同的宇宙由于内部量子涨落的参数不同，其内部的性质有可能是不一样的，不同的宇宙可能有不同的物理定律等。图中的泡泡便是暴胀永恒的结果，每个颜色不同的泡泡都代表其内部有着不同的物理定律既然有无穷多的宇宙，就产生了下面这个有意思的逻辑问题。假设一个不透光的盒子里有有限个金币和银币，那么我们就可以计算出概率，对于拿取的币种也可以做一个合理的预测。但，如果盒子里是无限个金银币的集合呢？在这种情况下我们就无法预言。因为不管我们怎么分，例如一个金币一个银币分或者两个金币一个银币分，我们都可以无限分下去，这样我们就会形成袋子里金币与银币一样多或者金币是银币的两倍这样两种的不同印象，而事实上这两种印象皆错，因为在这种情况下有无数种分法，同样也产生无数种印象。将这个逻辑推广到宇宙范围，暴胀永恒导致了无数个宇宙，在无数个宇宙中任何事情都有可能发生，暴胀预测的宇宙现象可能只是宇宙无数现象的一种，在这种预测即可合理的情况下，用预测现象的正确性来倒推暴胀的正确性是否合适呢？尖部为正在暴胀的宇宙，谷底为稳定的宇宙，颜色代表了物理性质的不同。我们的宇宙应该处于某一处的谷底。五、其他几种代替理论由于宇宙暴胀理论自带缺陷，所以科学家们又提出了别的理论来解释宇宙学的三大疑难，兹有如下理论（由于专业性太强，只作个别说明）：1、爱因斯坦-嘉当-夏玛-基博尔重力理论；2、弦理论；3、火宇宙理论；4、循环理论。该理论认为宇宙会在万万亿年之间不断膨胀收缩，在宇宙膨胀期间，宇宙极速膨胀，并产生平滑宇宙。而在宇宙收缩时，会抑制暴胀理论中无限暴胀的区域，进而稳定宇宙，弥补暴胀无限的弊端；5、光速可变论。该理论认为暴胀时不存在超光速的暴胀阶段，而是过去的光速比现在要高60个数级。六、无限暴胀与多重宇宙当暴胀理论与多世界理论联系起来，是否意味着至小的量子与至大的宇宙产生了联系交集？从物理天文学角度来看，暴胀产生的无限个宇宙似乎与多重宇宙是相通。详参见：七、宇宙暴胀理论的证实BICEP2望远镜观测数据公布的原初引力波的图像，该结果不久后便被证伪2014年3月，BICEP2望远镜的观测数据显示在宇宙大爆炸时期出现了引力波信号，科学家在调查宇宙微波背景辐射时探测到B模偏振，在此后的近一年的时间内，科学家一直在确定这个发现是否是可靠的。科学家认为原初引力波可以直接证明暴胀理论的正确性。因为在暴胀时粒子之间相互碰撞摩擦产生的原初引力波理论上可以被现在的我们侦测到，但这类引力波十分微小，又极难被探测到。而雪上加霜的是，银河系内存在的星际尘埃对观测形成了干扰，这类干扰极易使观测产生偏误，并产生错误的结论。事实上，BICEP2的观测数据在公布不久后，便在更精确的观测中被证伪。图为BICEP2系统注意原初引力波与星体之间产生的引力波的不同。后者是质量巨大的天体发生碰撞而在时空上荡起的涟漪，这并不能证明宇宙暴涨理论，而且这种引力波已经被科学家发现并证实。Steven Jiang编辑于 2018-06-26 23:13​赞同 12​​4 条评论​分享​喜欢​收藏​申请转载​文章被以下专栏收录卡布利齐欧CapriccioStrauss` opera, Capric

为什么说宇宙的极早期经历过一次暴胀？ - 知乎

为什么说宇宙的极早期经历过一次暴胀？ - 知乎首页知乎知学堂发现等你来答​切换模式登录/注册宇宙学宇宙起源宇宙宇宙大爆炸物理宇宙学为什么说宇宙的极早期经历过一次暴胀？关注者42被浏览26,443关注问题​写回答​邀请回答​好问题 3​1 条评论​分享​9 个回答默认排序王清扬​2022 年度新知答主​ 关注Guth等人在80年代提出暴胀理论主要有两个大的动机和两个小的动机。两个大的动机是解决：①传统大爆炸模型的视界疑难；②时空平坦性疑难。两个小的动机是缓解：③磁单极子疑难；④大爆炸奇点疑难。后来人们还发现暴胀理论可以⑤提供原初扰动的合理来源。下面分别来介绍一下。一、视界疑难简单来说，视界疑难就是说传统的大爆炸模型无法解释宇宙的背景温度为何如此均匀。我们都知道整个宇宙中充满了微波背景辐射（CMB），即宇宙大爆炸产生的光。138亿年前，宇宙从一场大爆炸中诞生，产生的光充满了整个宇宙。这些光经过上百亿年的演化遗留至今，其波长随宇宙膨胀被拉长至微波波段，最终形成了今天氤氲在整个宇宙中的微波背景。CMB的存在使得宇宙的背景温度不是绝对零度，而是一个大于0的数——2.725K，约等于零下270摄氏度。观测发现，测量全天空任何一处的背景辐射温度都是2.725K，偏差只有大约万分之一，这说明整个宇宙各个地方的背景温度几乎都是一样的，温度分布相当均匀。这个观测结果非常奇怪，为什么全宇宙的CMB都有同样的温度呢？你也许会说，这很正常啊，就像一杯水，即使一开始有的地方水热一点有的地方水冷一点，放置足够长的时间让整杯水的水分子充分相互作用，整杯水最终就有同样的温度了。同样的道理，即使宇宙一开始有的地方热一点有的地方冷一点，经过足够长时间的相互作用，整个宇宙就有相同的温度了，这不就可以解释了？然而，宇宙和水杯不一样，宇宙是在膨胀的，同时相互作用传递的速度有上限——光速，因此如果宇宙膨胀使得两粒子间相互远离的速度超过了光速（这不违反相对论），它们就无法发生相互作用。认识到了这一点，我们就可以讨论为什么传统的大爆炸模型无法解释宇宙背景温度的均匀性。传统的大爆炸模型描述早期宇宙依靠的是辐射为主的弗里德曼方程，它的解的物理意义是宇宙尺度随时间的演化函数a(t)。图1(a)显示的就是传统大爆炸模型解出来的a(t)，可以看到在这个模型中宇宙从诞生之初a(t)的斜率就非常大，就是说一开始宇宙的膨胀速度就非常快。这样一来，在诞生之初宇宙中的一些温度不同且相距不太近的区域，宇宙膨胀使得它们之间互相远离的速度超过了光速，这些区域在一开始就无法发生相互作用来使得温度统一。到后来随着时间演化，宇宙膨胀慢下来，相距比较近的区域互相远离的速度就会小于光速，它们就可以进入对方的视界之内发生相互作用了，但被膨胀拉得太远的区域之间依然无法发生相互作用。计算表明，在传统的大爆炸模型中，到CMB产生的时刻（宇宙诞生后约38万年），全天空在观测上至少还可以划分为几万个无法发生相互作用的区域，就是说测量全天空的CMB至少可以得到几万个不同的温度。这和我们的观测结果相悖，因此传统的大爆炸模型无法解释宇宙的背景温度为何如此均匀。（这个疑难叫视界疑难就是因为宇宙诞生初期粒子的视界（能发生相互作用的区域）要远小于宇宙的尺度）图1 传统大爆炸模型(a)和暴胀模型(b)对早期宇宙尺度演化的描述暴胀理论就可以轻松地解决这个疑难。暴胀理论认为宇宙在诞生之初不是直接进入图1(a)所示的导数很大的辐射为主阶段，而是先进入一个指数膨胀阶段，如图1(b)所示。大家都知道指数函数是一开始导数很小，后来导数才越来越大。这就意味着在暴胀模型中一开始宇宙的膨胀非常慢，而此时宇宙的尺度又非常小，这样一来全宇宙的区域就可以在这个膨胀很慢的阶段发生相互作用，达到相同的温度。之后即使指数膨胀使得它们之间超光速远离断了联系，也不会影响它们温度的相同性。由此，暴胀理论解释了为什么宇宙的背景温度如此均匀。二、时空平坦性疑难这个问题我在这篇回答里说过：这里再重复一下。平坦性疑难就是说，传统的大爆炸模型解释不了为什么我们的宇宙时空曲率非常接近0. 什么叫宇宙的时空曲率呢？描述宇宙几何的时空度规为：ds^2=-dt^2+a^2(t)(\frac{dr^2}{1-Kr^2}+r^2(d\theta^2+sin^2\theta d\phi^2))其中K描述的就是宇宙的曲率。K>0时，上式反映出的宇宙几何为一个四维球的三维球面，也就是大家常说的有限无界的闭合宇宙。K<0时，上式反映出的宇宙几何为一个三维超曲面，对标到二维曲面就是马鞍面，这个宇宙无限无界，称为开放宇宙。临界的情况是K=0，几何为三维超平面，称为平坦宇宙，也是一个无限无界的宇宙。那么我们这个宇宙的K是多少呢？观测表明，今天我们宇宙的K恰好在0这个临界值附近。这是一个巧合吗？大爆炸模型能解释这件事吗？实际上，传统的大爆炸模型只会让问题更巧合。宇宙的曲率密度 |\Omega_K(a)|=\frac{3K}{8\pi G\rho a^2} ，它是宇宙尺度a的函数，也就是说宇宙的曲率密度会随宇宙膨胀而变化。在大爆炸模型中，宇宙先后被相对论性物质和非相对论性物质主导，前者的能量密度 \rho\sim a^{-4} 而后者的能量密度 \rho\sim a^{-3} ，把 \rho 代入上式中，可见不论是被哪种物质主导，宇宙的曲率密度都会随 a 增大。即宇宙越膨胀，曲率密度 |\Omega_K| 越大。反过来，越往前追溯到宇宙诞生的时刻，宇宙尺度 a 就越小，|\Omega_K|就应该越接近0. 观测表明今天的宇宙是|\Omega_K|接近0的，根据以上的讨论可以反推出早期宇宙的|\Omega_K|应该更加接近0. 所以大爆炸模型让这个问题显得更加巧合了。按理说，宇宙大爆炸时期的初始曲率密度|\Omega_K|应该随便是什么值都可以，为什么偏偏就选择了0作为初始|\Omega_K|呢？暴胀理论可以解决这个问题。在暴胀理论中，宇宙在进入相对论性物质主导的时期之前，经历了一个标量场主导的指数膨胀时期，这个标量场的能量密度 \rho 约等于常数，几乎不随宇宙尺度的增大而改变。因此上一段中的公式可以写为|\Omega_K|\sim 1/a^2，也就是说暴胀时期宇宙的曲率密度随宇宙尺度的增大而很快减小。这样一来，不论初始|\Omega_K|是什么值，它都会在暴胀期间被减小到接近0. 也就是说，0并不是|\Omega_K|的初始值，宇宙诞生时|\Omega_K|可以是任意的值，只不过在暴胀期间，随着宇宙的指数膨胀，|\Omega_K|被压低到了接近0而已. 因此宇宙曲率接近0并不是一个巧合，而是宇宙的暴胀过程造成的。三、磁单极子疑难这个问题有点复杂，大体意思就是说：可以证明任何大统一理论破缺到粒子物理标准模型的时候都会出现“磁单极子”，这是一种非常重的粒子，它在早期宇宙的一堆“真空泡”壁的交界处产生，一旦产生的话应该会遗留到今天被我们观测到。如果认为我们的宇宙在极早期曾经历过一个“大统一”时期的话，那么在宇宙演化过程中就必然会产生大量的磁单极子遗留至今天。然而，我们至今却没有探测到任何磁单极子，这是为什么呢？暴胀理论可以解释这个问题，认为真空泡的尺度会随着暴胀增长得非常大，远大于今天可观测宇宙的半径，我们的可观测宇宙就在这么一个真空泡的内部。这样一来即使在泡泡壁产生了大量的磁单极子，它们也会在我们的可观测宇宙之外，因此至今没有探测到它们。四、大爆炸奇点疑难前面提到过在大爆炸模型中早期宇宙是辐射为主的，即相对论性物质主导的，能量密度 \rho\sim a^{-4} ，由于宇宙的体积 V\sim a^3 ，因此宇宙中物质的总能量 E\sim\rho V\sim 1/a ，即越膨胀宇宙中物质总量越少。反过来，越往前追溯，物质的总量越多。反推到宇宙诞生的时刻，宇宙中物质的总能量应当是无穷大。因此，模型中出现了一个理论上无法描述的“奇点”，这就是大家熟知的大爆炸奇点。奇点的出现说明用大爆炸模型描述宇宙的极早期是有问题的，我们需要一个新的理论来解决这个问题。暴胀理论可以缓解这个问题。前面说过，暴胀理论认为宇宙在进入相对论性物质主导的时期之前，经历了一个标量场主导的指数膨胀时期，这个标量场的能量密度 \rho 约等于常数。这样一来暴胀时期宇宙中物质的总能量就是 E\sim\rho V\sim a^3 ，即宇宙中物质总量随宇宙的指数膨胀而指数增加。反过来，暴胀时期越往前追溯，宇宙中物质的总量就越少。反推到宇宙诞生的时刻，宇宙中物质的总量就可能连一个原子的质量都不到了，由此极大地缓解了奇点疑难。（要说明的是，只是缓解，并没有彻底解决）五、原初扰动的合理来源宇宙结构形成的理论认为，星系、星系团结构的形成需要早期宇宙中具有超视界密度扰动，传统的大爆炸模型很难给这种扰动找到一个合理的来源。暴胀理论可以做到这一点，它认为密度扰动起源于暴胀时期标量场的量子涨落，任何一个微小的涨落都会在暴胀中被放大，其中一些到今天被拉长至星系、星系团的尺度。这些涨落在暴胀后作为密度扰动成为了结构生长的种子，最终发展成为了星系、星系团等大尺度结构。以上就是人们认为宇宙极早期发生过暴胀的主要动机。先说这么多，之后想到别的再补充。编辑于 2021-07-01 22:15​赞同 280​​30 条评论​分享​收藏​喜欢收起​观光鸭送小花花给大家。​ 关注在早期宇宙插入暴涨这样一个动力学过程，一方面可以解决宇宙学中的几个疑难问题，另一方面可以利用暴涨阶段产生的量子涨落提供宇宙演化的初始条件。一般来说，暴涨模型可以简单的看做一个满足慢滚条件的德西特时空上的量子场论。暴涨模型给出的结果，或者说之后宇宙演化的“初始条件”就是原初功率谱。在CMB尺度上原初功率谱的大小已经很好的限制在2.2×10的-9次方左右，但是小尺度的原初功率谱在实验上并没有很好的限制。所以我们可以构造某些暴涨模型，使其在小尺度上产生很大的原初扰动。相应原初功率谱的量级可以在0.1到0.01左右，这使得我们有了在小尺度上产生原初黑洞以及观测到原初诱导引力波的可能。这个小尺度上很大的原初功率谱也可以使得由早期量子涨落诱导出的高阶宇宙学扰动存在相对较大的贡献。相对而言在CMB尺度上，由于原初扰动被实验严格限制的非常小，所以相应高阶宇宙学效应对观测的影响就会小很多很多。编辑于 2021-07-05 23:29​赞同 18​​2 条评论​分享​收藏​喜欢

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暴涨理论 - 知乎首页知乎知学堂发现等你来答​切换模式登录/注册暴涨理论暴涨理论是由麻省理工学院（MIT）的科学家阿兰·古斯（Alan Guth）于1981年提出，被用来解释标准宇宙学模型无法解释的一些难题。...查看全部内容关注话题​管理​分享​百科讨论精华视频等待回答简介 暴涨理论是由麻省理工学院（MIT）的科学家阿兰·古斯（Alan Guth）于1981年提出，被用来解释标准宇宙学模型无法解释的一些难题。更多信息中文名暴胀理论属性早期宇宙快速膨胀的时期提出者阿伦·固斯（AlanGuth）数据由搜狗百科提供查看百科全文 ​浏览量19.8 万讨论量242  帮助中心知乎隐私保护指引申请开通机构号联系我们 举报中心涉未成年举报网络谣言举报涉企侵权举报更多 关于知乎下载知乎知乎招聘知乎指南知乎协议更多京 ICP 证 110745 号 · 京 ICP 备 13052560 号 - 1 · 京公网安备 11010802020088 号 · 京网文[2022]2674-081 号 · 药品医疗器械网络信息服务备案（京）网药械信息备字（2022）第00334号 · 广播电视节目制作经营许可证:（京）字第06591号 · 服务热线：400-919-0001 · Investor Relations · © 2024 知乎 北京智者天下科技有限公司版权所有 · 违法和不良信息举报：010-82716601 · 举报邮箱：jubao@zhihu.

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度百科 网页新闻贴吧知道网盘图片视频地图文库资讯采购百科百度首页登录注册进入词条全站搜索帮助首页秒懂百科特色百科知识专题加入百科百科团队权威合作下载百科APP个人中心暴涨[bào zhǎng]播报讨论上传视频汉语词语收藏查看我的收藏0有用+10暴涨，是关于极早期宇宙的一组模型的通称，这些模型包括一个短暂的（指数的）快速膨胀，在远远不到一秒钟的时间内，将现在已成为可观测宇宙的东西，从一个比质子还小很多的体积，炸开到大约柚子那么大。这个过程应该能够抹平时空而使宇宙平坦（见平坦性问题），也应该能解决视界问题。中文名暴涨词    语暴涨拼    音bào zhǎng注    音ㄅㄠˋ ㄓㄤˇ目录1产生2进展3难题4广义相对论5标量场产生播报编辑暴涨在1980年代被承认为极早期宇宙的标准模型。它取得这样的成功，不仅仅因为它解决了有关宇宙本质的许多难题，而且由于它解决这些难题时应用了大统一理论(GUT)和与宇宙学研究毫无关系的粒子物理学家发展出来的量子理论知识。发展这些关于粒子世界的理论时并未想到它们可能应用于宇宙学(它们决不是为了处理后来竟然解决了的所有问题而‘设计’的)；很多人认为，这些理论在宇宙学领域的成功，说明它们确实得到了对于宇宙的真正重要的了解。 [1]进展播报编辑粒子物理学(研究最细微之物)和宇宙学(研究最庞大之物)的联姻，看来已经解释了宇宙如何起源和如何演变成当前的样子。因此，暴涨可视为自最早暗示宇宙起源于大爆炸的宇宙膨胀被发现以来，宇宙学思想的最重大进展。难题播报编辑观测到的宇宙膨胀暗示，它是150-200亿年前从一个密度无穷大的奇点起源的。量子物理学认为这种极端的说法没有意义，应该改为膨胀起始于直径不超过普朗克长度米的一个区域，因而当时的密度不是无穷大，而是‘只有’大克每立方厘米。第一个难题是，如此致密的东西怎么能够膨胀——它应该拥有极其强大的引力场，在它刚刚诞生后就会把它变成黑洞并(重新转为奇点)归于消失(见免费午餐宇宙)。暴涨模型提出前，大爆炸理论的其他问题涉及时空的极度平坦(意味着宇宙的膨胀和引力的反抗达到平衡，致使宇宙精确地处在永远膨胀和终将发生坍缩至大崩塌这两者的分界线上；见密度参数)，以及宇宙显示的极度均匀性和各向同性，这种性质以背景辐射的均匀性展现得最清楚。当宇宙仍如普朗克长度那么大时，如果给它一个猛烈的向外推动(其作用犹如反引力)，所有这些问题都能得到解决。如此小的一个空间区域真是太小，开始时不可能包含不规则结构，所以最初它是均匀和各向同性的。以光速传播的信号有非常充裕的时间在难以置信的微小体积内互相交叉，所以不存在视界问题——胚胎宇宙的两边彼此‘知晓’对方。而时空本身因膨胀而变得平坦，就像放入水中的梅干泡发后，布满皱纹的梅干表皮变得平滑。与标准大爆炸模型一样，我们仍然可以把宇宙类比于膨胀气球的外膜，但现在必须把它看成在其存在的最初瞬间大大暴涨了的实在的巨大气球。广义相对论播报编辑暴涨奇妙的是，时空的这种指数膨胀，可用威廉·德西特在1917年根据广义相对论提出的首批宇宙模型之一加以准确描述。德西特的这个模型仅仅被当成与现实宇宙无关的数学珍品达半个多世纪；现在却成了暴涨宇宙学的基石之一。暴涨的特质之一是，它似乎进行得比光速更快。即使是光也要10亿分之3秒(3秒)才能走完l米，而暴涨只用了大约5秒就把宇宙从远小于一个质子的大小扩大到直径10厘米。这种情形之所以可能，是因为膨胀的是时空本身，物质只是被它带动而已；不论在暴涨期间或是自暴涨发生以来，没有任何东西通过时空的运动可以比光更快。确实，正是由于膨胀是如此快速，物质才没有来得及在膨胀进行期间运动，这个过程在变成我们今日宇宙的原始量子泡最初的均匀性中‘凝固’了。 暴涨剧本在其不长的历史中已经历了好几个发展阶段。第一个暴涨模型是莫斯科朗道理论物理研究所的阿列克谢·斯塔罗宾斯基(Alexei Starobinsky)在1970年代末提出的——不过当时不叫‘暴涨’。那是一个基于量子引力理论的极其复杂的模型，后来称之为‘斯塔罗宾斯基宇宙模型’，在当时的苏联宇宙学家中引起了轰动。可惜，苏联科学家那时仍然很难出国旅行或与苏联势力范围以外的同行通讯，有关消息未能传播到苏联以外。1981年，当时在麻省理工学院的艾伦·古斯，在对斯塔罗宾斯基的工作毫不知情的情况下，发表了一个不同的暴涨理论版本(《物理学评论》，32卷，347页，1981年1月)。这个版本影响更大，原因有二，其一是比较明白易懂，其二是身在美国的古斯能够和全世界的同行自由探讨他的观点。而古斯给他描述的过程所起的名称‘暴涨’极富感染力，也给他带来了意外的好运。虽然古斯的原始模型在一些细节上有明显缺陷(他当时也承认这点)，但正是这一版本的观点使所有宇宙学家明白了暴涨的威力。1981年10月，在莫斯科召开了一次以暴涨为主题的国际会议。斯蒂芬·霍金提交了一篇论文，声称暴涨根本不能成立；安得列·林德则公布了一份叫做‘新暴涨’的改进版本，避开了古斯模型遇到的困难。有趣的是，林德是霍金谈话时的正式翻译，承担了给听众传达与他自己对立的观点这一令人为难的任务！但在正式发言之后，霍金终于相信林德是对的，暴涨也可能成立。几个月后，宾夕法尼亚大学的安德里亚斯·亚布勒希特(Andreas Albrecht)和保罗·斯坦哈特 (Paul Steinhardt)发表了他们的新暴涨理论；到1982年底，暴涨已经稳固地确立了它的地位。此后，林德参与了大多数重大理论发展。下一步进展是认识到不必对膨胀成我们这个宇宙的普朗克大小的时空区做任何特别的规定。如果那是一切标量场均成立的某个更大时空区的一部分，那么只有标量场能引发暴涨的那些时空区才能导致出现我们自己这样的宇宙。林德把这叫做‘混沌暴涨’，因为标量场在早期的超级宇宙的不同地点可取任何数值；这是今天的暴涨理论标准版本，可视为与人择原理有关的理论思维的一个例子(注意，这里使用‘混沌’一词和日常所指的一团糟意义相似，与称为‘混沌理论’的数学科目无关)。混沌暴涨思想导致暴涨理论(迄今)最重大的进展。标准大爆炸宇宙学未能回答的主要问题是，奇点‘之前’是什么。人们常说这个问题没有意义，因为时间是从奇点开始的。但混沌暴涨认为，我们的宇宙是在某个预先存在的时空区中、由量子涨落生长而成的，而且在我们自己的宇宙内部也能经由完全等效的过程创造出暴涨区。总之，新宇宙可以从我们的宇宙分离出来，我们的宇宙本身可能是从另一个宇宙分离出来，这是一个没有起始也不会终结的过程。关于这个话题的一种说法是，‘分离’过程是通过黑洞进行的，每当一个黑洞坍缩为奇点，它会‘跳’出来并进入另一组时空维度，创造出一个新的暴涨宇宙——这就是称为婴儿宇宙的情景。永远暴涨及自我生产宇宙的思想，与弗雷德·霍伊尔及加扬·纳里卡提出的稳恒态假说版本，有一些相似之处。在这个版本的稳恒态假说中，创造场扮演着发动暴涨的标量场的角色。1994年12月，在伦敦召开的一次皇家天文学会会议上，霍伊尔曾经牵强附会地指出，暴涨理论的有关方程式与他的稳恒态理论版本中的完全一样，只不过将字母‘C’换成了希腊字母‘φ’而已(译注：英文‘创造’一词的首字母是‘C’，所以创造场又叫做C场。在数理科学中，希腊字母‘φ’常代表标量，所以有时称标量为φ场。两个称谓的差别就是‘C’和‘φ’的不同，故霍伊尔如是说。)。‘这’，霍伊尔(很不老实地)说，‘就是全部分歧所在’。暴涨理论的当代支持者得出的这些方程式与霍伊尔的方法完全无关，他们不愿意接受这种抽掉了他们的大爆炸模型之宇宙学精髓的类比。确实，当1980年古斯被问及当时全新的暴涨概念与稳恒态理论有何关系时，据说古斯的反应是‘什么是稳恒态理论？’不过，虽然一般认为暴涨是大爆炸宇宙学的发展，但更恰当的是把它看成大爆炸和稳恒态两种理论的最佳特点的结合。所有这些好像一场无谓的哲学争论，它和论证多少个天使可以在一个针尖上跳舞一样手事无补，惟一说明问题的是COBE卫星的背景辐射观测资料，这些资料揭示的微小不规则结构图景与暴涨理论预言的完全一致。对暴涨概念最早期(早在1981年)的担心之一是，它也许太过完美以致难以信其为真。特别是，如果这个过程能如此高效地抹平宇宙，那么像星系、星系团等等那样大的不规则结构怎么能够产生？但是，当研究者更仔细考察这些方程式后，他们认识到，甚至在我们宇宙的直径大约是厘米——比普朗克长度大1亿倍——时，量子涨落应该仍然能在宇宙结构中引起微小的涟漪。理论认为，暴涨之后这些涨落被扩大，表现为宇宙中物质和能量分布的不规则性。这些密度扰动应该在物质和辐射解耦时期(约在大爆炸30万年后)给背景辐射留下印记，使背景辐射正好具有先由COBE卫星、后由其他仪器探测到的那种不均匀性。解耦以后，密度涨落增长为当前星系分布所显示的宇宙大尺度结构。这意味着COBE卫星的观测确实提供了宇宙年龄不到秒钟时，究竟发生过什么事情的信息。没有其他理论能够解释何以宇宙总体上如此均匀，却又包含了以星系空间分布和背景辐射变化为代表的这种‘涟漪’。这并不证明暴涨理论正确，但值得记住，如果COBE卫星发现的涨落是另一种图景(或者根本没有发现涨落)，那就证明暴涨理论是错的。从最佳科学传统来看，暴涨理论的毫不含糊的主要预言已经‘成为现实’。暴涨还预言原始扰动可能留下了具有特殊性质的引力辐射的痕迹，未来10-20年内有望研制成功灵敏度足够辨认这一特征辐射的探测器。标量场播报编辑大统一理论在应用于宇宙学时造成如此大的轰动，是因为它预言存在的机理正是进行这种工作所需要的，这就是所谓的标量场。标量场与大统一的原始力在宇宙开始膨胀和冷却时分裂成我们今天所知的基本力有关。引力应该在普朗克时间—— 秒——时就分离出去了，而强力在大秒之前分离。大约秒内，标量场应该已经完成了它们的工作，至少每秒将宇宙增大一倍(暴涨理论的有些版本甚至认为膨胀得比这更快)。这听起来可能是适度的，但它意味着秒内加倍了100次。这已足够引起比一个质子倍的量子涨落，并在大约15秒内将它暴涨为直径约10厘米的球。在这个时候，标量场已经完成了对宇宙的初始发动任务，平静下来，释放它的能量，留下一个如此高速膨胀的火球，以致引力即使现在已经能够开始发挥其将一切东西拉回到大崩塌的作用，也需要经过数千亿年先制止膨胀，然后才能使其反转。新手上路成长任务编辑入门编辑规则本人编辑我有疑问内容质疑在线客服官方贴吧意见反馈投诉建议举报不良信息未通过词条申诉投诉侵权信息封禁查询与解封©2024 Baidu 使用百度前必读 | 百科协议 | 隐私政策 | 百度百科合作平台 | 京ICP证030173号 京公网安备110000020000

【中国科学报】“时空涟漪”力证宇宙暴涨----中国科学院

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【中国科学报】“时空涟漪”力证宇宙暴涨

 

文章来源：中国科学报 胡珉琦

发布时间：2014-04-04

【字号： 小  中  大 】

 

图片来源：百度图片　　美国哈佛—史密森天体物理学中心等机构组成的联合研究团队在北京时间3月18日宣布，他们发现了被爱因斯坦称之为“时空涟漪”的宇宙原初引力波存在的直接证据，进而可以有力证明暴涨理论的可靠性。早在几年前，就有科学家预言，由于宇宙大爆炸产生的引力波可能会作用于宇宙微波背景，并且留下暴涨的证据。因此，无论是谁探测到了它，几乎可以拿到诺贝尔奖。这也就不难理解，为何此次BICEP2望远镜的新发现能令整个宇宙学界为之振奋。　　暴涨“拯救”大爆炸理论　　事实上，真正让宇宙学家们兴奋不已的，并不是观测到了引力波留下的痕迹本身，而是众多暴涨理论的支持者们终于找到了关键性证据，用来解释紧接着大爆炸之后宇宙究竟是怎样演化的。　　在过去的一个多世纪里，宇宙大爆炸理论早已立稳了脚跟，几乎没有人怀疑它的可靠性。宇宙是起源于大约138亿年前的一场大爆炸，原初宇宙的直径只有10-35米，经过138亿年的膨胀，直径已有800多亿光年。然而，从无穷小的尺度到无穷大的尺度变换，如果以目前宇宙膨胀的速度来看，是不可能实现的。　　美国物理学家阿兰·古斯最早提出了宇宙暴涨的假设，从大爆炸之后的10-36秒开始持续到10-33秒到10-32秒之间，宇宙空间膨胀了至少1078倍，可见这次瞬间的膨胀有多么剧烈。　　不过，暴涨理论之所以能成为宇宙是如何发展到现在的状况的主导理论，理由远不止于此。　　中国科学院国家天文台研究员陈学雷向《中国科学报》记者解释，大爆炸理论虽然得到广泛认可，但它并不完美。因为在原有的大爆炸理论模型下，有几个难题一直困扰着物理学家。　　宇宙自其诞生后大约38万年以来便充满辐射，这种粒子背景被称作“宇宙微波背景辐射（CMB）”，在对CMB的测量中，科学家发现原始光温度几乎是均匀的。在非暴涨模型下，宇宙不同部分的温度是存在巨大差异的，只是随着时间的推移才达到均衡。然而，目前宇宙的年龄被锁定在138亿年，在宇宙学中，这个年龄实在太年轻了。因此，目前为止宇宙空间是无法达到光温度的均衡的。这被称为大爆炸理论中的视界问题。　　不过，暴涨理论则能够给出一个很好的解释。所有的物质最初都从相同的地方以相同的温度开始，由于突然加速膨胀，因此不同部分之间只有微小的温度差异。　　陈学雷还指出，根据基本粒子物理学的理论，宇宙从一个很高的温度下降之后，应该有大量的磁单极子，然而我们始终没有观测到它们的身影，即便存在，也可以想见它们非常稀少，这又产生了一个悖论。可同样，暴涨提供了一种说法，因为暴涨可以把原本存在磁单极子稀释掉。　　此外，暴涨理论还能表明，为什么今天观测到的宇宙是近乎平直的。想象一下，宇宙就像一个被吹得无穷大的气球，它的表面看上去就像一个非常平坦的平面。甚至宇宙形成的这种内部结构也可以用暴涨理论来解释，在中山大学天文与空间科学研究院院长李淼看来，所有星系形成之前的种子来源于暴涨时期的量子涨落。那个微小到只有十万分之一的涨落后来被万有引力放大，从而出现了恒星和星系。　　暴涨的谜团与预言　　仅仅看到暴涨理论的优势，也就不存在物理学家对此的争论。事实上，暴涨理论自身还存在重要的谜团没有解开。　　李淼告诉《中国科学报》记者，迄今为止，物理学家还并不确定暴涨的动力学起源究竟是什么。物理学家设想了很多理论，例如大统一论、弦论等等，但都无法得到准确的答案。李淼说，最近的实验发现，暴涨可能来自于一个很简单的模型，但越是简单就越难以解释。而美国普林斯顿大学物理学家保尔·斯坦因哈特曾经提出，暴涨存在的一个更大的问题还在于人们不知道它究竟是如何停下来的。　　可既然这些问题目前还无从下手，科学家能想到的证明暴涨理论的办法，就是通过观测数据找出它曾经留下的蛛丝马迹。　　据陈学雷介绍，在暴涨理论模型下，存在着几个重要的预言，首先，宇宙是平坦的；其次，暴涨理论模型所预言的原初密度扰动属于绝热扰动，并且非常接近于高斯分布；此外，高斯分布的扰动还能得到一种接近于标度不变但是又稍稍偏离标度不变的功率谱。　　“尽管这些预言已经有了观测证据，但都不是证明暴涨理论存在的直接证据。”陈学雷表示，暴涨理论并不只有一种，而是存在很多变体，例如赛道暴涨、多场暴涨和超延展暴涨等等。这些模型可以都符合这些预言，但如果单独拿出一条预言，理论上也可以再构建一种暴涨模型使它不符合这条预言。　　因此，物理学家把目光聚焦到了暴涨理论最重要的一条预言，那就是引力波。　　早在100多年前，爱因斯坦就在广义相对论中预言了引力波的存在，但他同时指出这种现象将极其微弱，人类恐将永远也无法探测到它。　　据李淼介绍，微波背景辐射就是光子，光子具有偏振性，它分为两类，一类就好像有源，比如一个电荷引起的电场，是向外发散的，也叫E模式；另一类则没有源，呈旋涡状，这也被称为B模式。而暴涨时期产生的引力波会在微波背景辐射上留下旋涡，也就是B模式的特殊偏振。因此，只要找到引力波在微波背景辐射上留下的特殊印迹，就意味着可以找到暴涨理论存在的直接证据。　　陈学雷告诉《中国科学报》记者，与暴涨理论同时期的其他理论并不预言引力的存在，而最简单的暴涨则会产生较大的B模信号，且正好落在“普朗克”的可探测范围之内。　　此次，研究人员在适合观测宇宙大爆炸微弱余波的南极，发现了比预期中要强烈得多的一个B模式极化信号。用三年多的时间检验这些数据，排除了其他可能的来源，证实是由引力波留下的。　　不过，随即又有理论物理学家提出质疑，尚不能排除观察到的B型偏振模式的非暴涨源的可能性。对此，陈学雷认为，理论上，在已有引力波存在的证据基础上，科学家可以重新构建一个更为复杂的非暴涨理论模型，使其同样能够预言引力波的存在。但对它的证明也可能更为困难。　　暴涨与多重宇宙论　　暴涨理论如此吸引人，还在于物理学家在此基础上提出了“多重宇宙”的设想。　　李淼介绍，暴涨是一种能量场驱动的，这个场的取值比较大，而在大场理论下通常会产生所谓的永恒暴涨，因此，容易产生多重宇宙。　　按照美国斯坦福大学的物理学家安德雷·林德的说法，由于量子涨落，宇宙中的一些地方可能会比其他地方受到更强的暴涨力的作用，这就会形成一个个的凸起。但是由于暴涨巨大的作用力，这些凸起会迅速膨胀成一个新的、完整的宇宙。　　陈学雷进一步解释，尽管在最初的高能状态下，宇宙适用于同一套物理定律，但由于暴涨后的宇宙温度都会逐渐下降，在低能的宇宙里，各个性质可能都不一样。因此，物理学家无法知道支配着我们这个宇宙的物理规律是否也同样适用于其他的宇宙。　　不过，李淼坦言，尽管多重宇宙论者对暴涨理论证据的获得表示出了很大的兴趣，但多重宇宙依然只是一个假设，人类生存的宇宙之外的宇宙，目前还没有办法被观测到。　　（原载于《中国科学报》 2014-04-04 第16版 探索)

 

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宇宙学 | 宇宙的暴胀 - 知乎

宇宙学 | 宇宙的暴胀 - 知乎首发于物理与天文小记切换模式写文章登录/注册宇宙学 | 宇宙的暴胀拉格朗日L2​中国科学院紫金山天文台 天文学博士在读为了解决一些标准宇宙模型无法解释的疑难，人们引入了暴胀模型（详见下列文章）。暴胀模型是借鉴了粒子物理的方法，建立了标量场模型。对于该部分内容，如果具有量子场论基础当然理解更深刻，但如果作为了解，也可以用通俗的方式去理解该过程的物理图像。关于量子场论的一些基础可以看下面一篇文章。1 暴胀场的演化宇宙的暴胀模型，通常是通过引入暴胀场来实现的。暴胀场是一种标量场，对应暴胀子。要想知道暴胀场的演化，就需要知道其运动方程。对于任意一个自由标量场 \phi ，其拉氏量和能动张量为，\mathcal{L}_\phi=-\frac{1}{2}g^{\mu\nu}\partial_\mu\phi\partial_\nu\phi-V(\phi) T_{\mu\nu}=\partial_\mu\phi\partial_\nu\phi+g^{\mu\nu}\mathcal{L}_\phi 这里我们不考虑微扰，在均匀且各向同性宇宙中， \phi 随空间的导数为0。通过计算能动张量可以得到能量密度和压强，\rho=\frac{1}{2}\dot{\phi}^2+V(\phi) p=\frac{1}{2}\dot{\phi}^2-V(\phi) 我们可以根据能量和压强得到运动方程，其实很简单。但我这里想写一个物理图像非常清晰的推导。在暴胀宇宙学中，人们总是喜欢构建这样一种图像（Figure）：标量场的场值对时间的导数 \dot{\phi} 类似“速度”， \frac{1}{2}\dot{\phi}^2 和 V(\phi) 就可以当成动能和势能。因此，标量场的演化就像一个小球在一座山（就是势场）上滚动，在此期间，动能和势能会相互转化。可以类比一下小球在重力场作用下的滚动。Figiure1-1：标量场的势能根据这一经典而且形象的类比，我们可以写出场的拉式量，\mathcal{L}_\phi=\frac{1}{2}\dot{\phi}^2-V(\phi) 不过我们需要注意，宇宙在膨胀，体积不是一成不变的，因此还需要乘标度因子 a ，拉式量应改为，\mathcal{L}_\phi=a(t)^3\left[ \frac{1}{2}\dot{\phi}^2-V(\phi) \right] 带入拉格朗日方程，\frac{d}{dt}\frac{\partial\mathcal{L}}{\partial\dot{\phi}}-\frac{\partial\mathcal{L}}{\partial\phi}=0 得到场的运动方程，\ddot{\phi}+3H\dot{\phi}+\frac{\partial V}{\partial \phi}=0 实际上，这和经典力学的形式是一样的。我们把式子稍微变一下，就得到，\ddot{\phi}+3H\dot{\phi}=-\frac{\partial V}{\partial \phi}=F 左侧的力决定了小球的运动，即场的演化。后面我们会发现，我们就是在找一个合适的势能 V 来描述暴胀。此外，还需要一个弗里德曼宇宙模型中推导过的一个运动方程，H^2=\frac{8\pi G}{3}\rho=\frac{8\pi G}{3}\left[ \frac{1}{2}\dot{\phi}^2+V(\phi) \right] 2 旧暴胀模型Guth提出暴胀的猜想之后，起初认为暴胀的过程是这样的：一开始暴胀场处于势能的局域最低点，然后通过量子隧穿的方式越过势垒，再朝向真正的最低点演化。Figiure2-1：旧暴胀模型的势能然而，这样带来的问题是，量子的过程具有随机性，空间各点可能不同步，形成很多“真空泡泡”，这种非均匀且各项异性的空间显然是不满足要求的。3 慢滚暴胀为了避免旧暴胀模型的缺陷，后人相继提出一些新暴胀模型，慢滚暴胀就是之一。慢滚暴胀理论认为，暴胀时经历了暴胀场经历了一个“慢滚”阶段，即势能有一段非常平坦，小球在势能曲线上滚动十分缓慢。Figure3-1：慢滚暴胀从图中也能明显看出，一开始的势能随场值的导数接近0，由运动方程可以推得，|\ddot{\phi}|\ll3H|\dot{\phi}| 并且，由于滚动很慢，小球的动能远小于势能，即，\dot{\phi}\ll 2V(\phi) 以上就是慢滚条件（慢滚近似）。慢滚条件一般用一组慢滚参数来衡量，\epsilon=\frac{1}{16\pi G}\left ( \frac{V'}{V} \right )^2 \ll 1 \eta=\frac{1}{8\pi G}\frac{V''}{V} \ll 1 \xi =\frac{1}{(8\pi G)^2}\frac{V'V'''}{V^2} \ll 1 这里的一撇表示对 \phi 的导数。在考虑慢滚近似之后，运动方程化为，H^2=\frac{8\pi G}{3}V(\phi) 3H\dot{\phi}=-V(\phi) 由此可知，在暴胀时期，势能几乎为常熟，导致 H 几乎为常数，这会直接导致指数暴胀。4 重新加热概述暴胀结束后，宇宙由于空间经历了快速的膨胀，温度也急剧下降。这时的小球滚到谷底势能为0的地方，并且在谷底附近剧烈震荡，这时暴胀场和其他场（其他粒子）剧烈耦合，使得暴胀子的能量传递给其他粒子，暴胀衰变。在此过程中，宇宙的温度也随之上升，该过程被称为重新加热。经典物理中，小球在谷底不断地与表面摩擦，产生热量，也是一种耦合。Figure4-1：重新加热相关文章编辑于 2022-03-09 15:35宇宙学物理学天文学​赞同 27​​6 条评论​分享​喜欢​收藏​申请转载​文章被以下专栏收录物理与天文小记物理和天文的总结和笔记，记录一些方便大家理解