關於宇宙起源的最大問題

想象一下，在人類歷史和史前史中，在無知中仰望夜空的奇觀會是什麽樣子：不知道你看到了什麽，也不知道它來自哪裏。 你用眼睛能看到的只是天空中那些閃閃發光的光點：月亮、行星、星星、一些深空物體（或星雲）和銀河系的掛毯，無法知道它們是由什麽構成的，它們來自哪裏，或者它意味著什麽。

今天，情況大不相同。 我們用肉眼能看到的幾乎所有夜空物體都是銀河系中存在的物體。 其中一些深空天體被證明是星系，還有數萬億個星系——包括小的、微弱的和超遙遠的星系——可以用先進的工具觀測到。 這些星系都彼此遠離，更遠的物體比更近的物體以更快的速度膨脹。

宇宙的膨脹迅速導致了大霹靂的想法，然後得到了證實和驗證。 然後，大霹靂被修改為包括一個更早的階段，稱為宇宙膨脹，它先於並建立了大霹靂的初始條件。 這就是我們對2024年初開始的理解的現狀。 以下是關於宇宙最早階段的最大問題，包括已回答和未回答的問題。

從預先存在的狀態開始，暴脹預測隨著暴脹的繼續，將產生一系列宇宙，每個宇宙都與其他宇宙完全脫節，被更多膨脹的空間隔開。 其中一個「氣泡」，即暴脹結束的地方，在大約138億年前誕生了我們的宇宙，熵密度非常低，但從未違反熱力學第二定律。 圖片來源 ：Nicolle Rager Fuller

膨脹的熱浪大霹靂

我們大多數人都聽說過大霹靂：宇宙從非常熱、非常致密和非常均勻的狀態開始，然後膨脹、冷卻和重力，最終產生：

在單個星系中，重元素、巖石行星甚至生命等物質最終都會形成。 然而，宇宙大霹靂不可能是故事的開始，因為如果我們堅持下去，許多物理謎題根本無法解釋。

1. 為什麽大霹靂的殘余輝光，CMB（或宇宙微波背景），在所有方向上都具有相同的特性（例如溫度），特別是如果這些遙遠的、不相連的區域從來沒有時間相互交換資訊？

2. 為什麽我們的宇宙，能量密度和膨脹率的結合決定了它的曲率，在空間上看起來完全平坦，而不是正向或負向彎曲？

3. 為什麽沒有這個所謂的「任意熱」階段的剩余高能遺跡，如果熾熱的大霹靂真的代表了一切的開始，那麽宇宙在早期就會實作這種狀態？

1990年代，COBE首先精確測量了宇宙微波背景的波動，然後在2000年代由WMAP和2010年代普朗克（上圖）更準確地測量了宇宙微波背景的波動。 這張影像編碼了大量關於早期宇宙的資訊，包括它的組成、年齡和歷史。 波動振幅只有幾十到幾百微克耳文。 圖片來源 ：歐空局和普朗克合作組織

艾倫·古斯（Alan Guth）在1970年代末/1980年代初指出了一種可能性（盡管其他人，如勞勃·布勞特（Robert Brout）、亞歷克賽·斯塔羅賓斯基（Alexei Starobinskii）以及洛基·科爾布（Rocky Kolb）和史帝芬·沃爾夫勒姆（Stephen Wolfram）也有類似的想法），即大霹靂不是開始，而是在熱大霹靂之前，存在著指數級膨脹的空白空間狀態。 包括古斯本人、安德烈·林德、保羅·史坦哈特和安德烈亞斯·艾爾布雷希特以及其他幾位其他人在內的許多人制定了進一步的細節，得出以下結論。

在一個膨脹的宇宙中，太空充滿了一種與生俱來的能量——也許是某種型別的場能，類似於今天的暗能量——導致它不僅迅速膨脹，而且無情地膨脹，而且沒有限制。 當暴脹結束時，所有（或至少大部份）能量轉化為粒子和反粒子，開始了我們稱之為熱大霹靂的宇宙階段。 但現在，由於膨脹：

在頂部面板中，我們的現代宇宙在任何地方都具有相同的內容（包括溫度），因為它們起源於具有相同內容的區域。 在中間的面板中，本來可以有任何曲率的空間被膨脹到我們今天無法觀察到任何曲率的程度，從而解決了平面度問題。 而在底板中，原有的高能遺跡被充氣，為高能遺跡問題提供了解決方案。 這就是暴脹如何解決大霹靂無法單獨解釋的三大難題。 圖片來源 ：E. Siegel/Beyond the Galaxy

換句話說，暴脹不僅重現了大霹靂的成功，而且解決了之前困擾大霹靂的三個主要物理謎題。 這個可愛的故事有一個引人入勝的開端，解釋了溫度均勻、觀察到的平坦度以及缺乏高能遺跡的問題，這些都是標準的熱大霹靂場景所難以解決的問題。 但是，為了取代舊的科學理論，新的科學理論需要做出與之前的理論不同的新預測。

對於膨脹，將其視覺化的最簡單方法是將其視覺化為一個領域：您從某個山頂上的球開始，然後滾下它。 只要你在山上，你的宇宙就會膨脹; 當你一路滾下山坡，進入下面的山谷時，膨脹結束，它的能量轉化為量子，開始了熱的大霹靂。 然而，由於自然界中的所有場本質上都應該是量子的，這導致了兩種型別的量子過程：

1. 量子漲落在宇宙中被拉伸並成為密度/溫度漲落，稱為純量漲落，

2. 以及產生重力波原始光譜的量子漲落，稱為張量漲落。

今天只檢測到了這些波動的第一類，但這兩種型別都導致了一系列預測，這使我們能夠測試和約束各種暴脹情景及其與宇宙的相關性。

在暴脹過程中發生的量子漲落確實在整個宇宙中被拉伸，後來，較小尺度的漲落疊加在較舊的、較大尺度的漲落之上。 這些場漲落導致早期宇宙的密度缺陷，然後導致我們在宇宙微波背景中測量的溫度波動，畢竟暗物質、正常物質和放射線之間的交互作用發生在第一個穩定的中性原子形成之前。 圖片來源 ：E. Siegel/Beyond the Galaxy

描繪量子漲落

試著想象一下宇宙在這種膨脹狀態下的樣子。 空間迅速變得空曠——完全空曠——因為任何兩個相鄰的點都不可避免地以指數方式分開：它們之間的距離在一定時間後加倍，然後在兩倍時間後翻四番，然後在三倍時間後變成八倍，依此類推。 當初始時間間隔經過1000倍時，即使是最初被有意義的最小物理距離（ 普朗克長度 ）分開的兩個點，現在也會比今天可觀測宇宙的兩端相距更遠。

然而，隨著這種膨脹的發生，在整個空間的所有尺度上仍然發生量子漲落。 在最小的尺度上發生的波動被拉伸到更大的尺度，而隨著下一刻的過去，新的波動出現在最小的尺度上。 當「較舊」的波動被拉伸到更大的尺度時，它們與較小尺度上的「較新」波動相結合，每組波動都疊加在較舊的、現在更大規模的波動之上。 只有當暴脹結束時，這些量子漲落——包括純量型和張量型——才會轉化為密度漲落（純量）和重力波漲落（張量），當熱大霹靂首次發生時，這些漲落就為宇宙播下了種子。

如果想要研究可觀測宇宙中的訊號，以獲得超視界波動的明確證據，則需要在CMB的TE互相關譜上檢視超視界尺度。 隨著最終（2018年）普朗克數據的到來，支持它們存在的證據是壓倒性的。 圖片來源 ：歐空局和普朗克合作; E. Siegel 的註釋

膨脹的成功

這導致了許多關於這些波動將如何影響我們今天觀察到的宇宙的預測，這些預測要麽與非膨脹的熱大霹靂不同，要麽做出具體的預測，而熱大霹靂根本沒有做出任何預測。 對於其中一些預測，數據已經出現，並且與我們預期的膨脹結果大相徑庭。

#1：超地平線波動。 宇宙中任何結構的大小都是有限的：由光速、宇宙膨脹速度以及自宇宙誕生以來經過的時間量所決定的大小。 如果沒有宇宙膨脹的時期，那麽這個規模的上限將由這些因素設定，被稱為經典視界。 如果我們觀察到宇宙中大於該大小的連貫結構，例如超視界波動，那麽我們就找到了宇宙膨脹的證據。 這首先由WMAP在偏振數據中測量，此後被普朗克證實並測量得更加精確。

#2：幾乎，但不完全，尺度不變的波動。 在宇宙膨脹的大部份時間裏，被拉伸到更大尺度的波動與後來在較小尺度上出現的新波動具有完全相同的性質。 然而，在關鍵時刻發生了一個小小的偏離：在宇宙膨脹的最後時刻，就在它結束並引發熱大霹靂之前。

早期宇宙暴脹期的大、中、小尺度波動決定了大霹靂剩余輝光中的冷熱點（密度不足和密度過高）。 這些波動在暴脹中延伸到整個宇宙，在小尺度上與大尺度上應該略有不同：這一預測在觀測上得到了大約~3%的水平的證實。 當我們觀測到CMB時，在暴脹結束38萬年後，由於正常/暗物質和放射線之間的交互作用，波動的溫度/尺度分布存在一系列波峰和波谷。 圖片來源 ：NASA/WMAP科學團隊

這組關鍵時刻對應於當今宇宙中最小的宇宙尺度，而更早的時刻對應於更大的宇宙尺度。 我們通常透過一個稱為 n s 或純量譜指數。 如果波動是完全尺度不變的，那麽 n s 正好等於 1，但我們觀察到它略小於 1： n s = 0.97。 這是對膨脹的驚人證實，也許是我們限制可能發生的膨脹型別的最好方法。

我們還預測：

據我們觀察，這些預測都得到了證實。 宇宙在空間上是平坦的，大約是400分之一（我們測量過的最好的），密度波動至少是98.3%的絕熱，最多是1.7%的等曲率（我們測量過的最好的），並且據我們所知，波動遵循高斯統計，沒有可檢測到的非高斯性顯示。

暴脹過程中發生的量子漲落在整個宇宙中被拉伸，當暴脹結束時，它們變成了密度漲落。 隨著時間的流逝，這導致了當今宇宙中的大尺度結構，以及在CMB中觀察到的溫度波動。 從這個想法首次提出開始，經過多年的理論發展，所有這些預測才得以梳理，直到膨脹的原始公式的某些病態得到解決。 圖片來源 ：E. Siegel; 歐空局/普朗克和美國能源部/美國國家航空暨太空總署/美國國家科學基金會CMB研究機構間工作群組

膨脹的懸而未決的問題

對於宇宙暴脹來說，這似乎是一個了不起的成功故事，在許多方面，它確實如此。 50年前，我們已經鞏固了熱大霹靂，因為它準確地描述了我們宇宙的早期階段，但它未能解釋當時一定存在的一系列條件，並且包含許多無法解決的病理學（或謎題）。 當宇宙暴脹出現時，人們認識到它可以解決這些問題，但需要從中提取新的、可測試的預測。

我們現在已經進入了宇宙學的黃金時代，正在設計和構建下一代實驗，以探測宇宙微波背景（CMB）中光的波動和偏振。 我們已經證實了一些關於膨脹的預測，排除了沒有膨脹的熱大霹靂，也排除了一些與數據不符的膨脹模型。

但是，如果我們有更好的數據，我們可以想象更嚴格的膨脹測試，可以：

雖然我們還沒有數據，但這裏有 5 個關於膨脹的懸而未決的問題，這些問題仍然可以用更好的未來數據來回答。

膨脹遺留下來的重力波對宇宙微波背景的B模式極化的貢獻具有已知的形狀，但其振幅取決於具體的膨脹模型。 這些來自暴脹重力波的B模尚未被觀測到，但探測它們將極大地幫助我們準確確定發生的暴脹型別。 BICEP2 團隊的錯誤檢測發生在 2010 年代初期。 我們必須小心避免在沒有正確考慮所有相關前景（例如銀河塵埃）的情況下分配訊號。 圖片來源 ：普朗克科學團隊

#1：我們的宇宙中是否存在張量漲落或原始重力波？ 上圖非常了不起：它顯示了預計由暴脹產生的重力波的光譜。 唯一的問題是什麽？ 頻譜很容易確定，但頻譜的振幅高度依賴於模型。 如果張量譜的振幅很大，則張量譜指數的比率（ n t ） 轉換為純量譜指數 （ n s ）會很大，我們將能夠觀察到它。 目前，我們對該比率的最佳約束告訴我們，它小於 0.036，由 Bicep-Keck 合作 確定 .

#2：純量譜指數， n s ，有一個恒定值，還是像膨脹模型預測的那樣，它隨著規模（即「執行」）而變化？ 就像滾下山坡的球如果山坡的坡度發生變化，就會改變它的加速度一樣，期望純量譜指數， n s ，將「執行」少量：根據大多數膨脹模型，約為 0.1%。 我們是否能夠衡量這種執行，如果是這樣，它是否與膨脹的預測一致，或者它會太大還是太小？

從可以想象的小空間區域（普朗克尺度）開始，宇宙膨脹導致空間呈指數級膨脹：每經過一秒的微小分之一秒，就會無情地加倍和再加倍。 雖然這清空了宇宙並將其拉平，但它也包含疊加在其之上的量子漲落：這些漲落後來將為我們自己的宇宙中的宇宙結構提供種子。 宇宙雖然被拉伸到非常大，但仍然會有一些空間曲率，這是由暴脹的動力學引起的。 圖片來源：Ben Gibson/Big Think

#3：宇宙的幾何形狀是否完全平坦，或者，正如膨脹所預測的那樣，是否與完美的平坦度有微小的偏差？ 盡管暴脹將宇宙的結構拉伸到無法與平坦區分開來，但暴脹過程中的量子漲落也可以給它留下非零的空間曲率。 根據各種膨脹模型，該曲率的量可以從 10,000 分之一到 1,000,000 分之一不等。 如果曲率高於或小於此值，可能會給膨脹帶來麻煩，而精確測量該範圍內的曲率將是膨脹的另一個壯觀的確認。

#4：是否有任何純量波動在他們的統計中表現出任何數量的非高斯性？ 同樣，我們確實希望，如果我們一直深入到雜草中，最終我們會發現從完美的貝爾曲線到我們看到的溫度波動有一個小的、非零的偏離。 非高斯性的數量是否與膨脹的預測一致，或者會太小或太大？

#5：最後，純量波動頻譜中是否有任何共振特征？ 正如膨脹所預測的那樣，我們預計答案將是「否」，但如果你想給大自然一個給你驚喜的機會，你必須尋找意想不到的東西。

使測量足夠靈敏以測試這五個迄今為止未經測試的預測是一個雄心勃勃的目標，但是當涉及到像「我們的宇宙從何而來」這樣重要的問題時，甚至不嘗試找到答案可能是最大的愚蠢。