关于宇宙起源的最大问题

想象一下，在人类历史和史前史中，在无知中仰望夜空的奇观会是什么样子：不知道你看到了什么，也不知道它来自哪里。 你用眼睛能看到的只是天空中那些闪闪发光的光点：月亮、行星、星星、一些深空物体（或星云）和银河系的挂毯，无法知道它们是由什么构成的，它们来自哪里，或者它意味着什么。

今天，情况大不相同。 我们用肉眼能看到的几乎所有夜空物体都是银河系中存在的物体。 其中一些深空天体被证明是星系，还有数万亿个星系——包括小的、微弱的和超遥远的星系——可以用先进的工具观测到。 这些星系都彼此远离，更远的物体比更近的物体以更快的速度膨胀。

宇宙的膨胀迅速导致了大爆炸的想法，然后得到了证实和验证。 然后，大爆炸被修改为包括一个更早的阶段，称为宇宙膨胀，它先于并建立了大爆炸的初始条件。 这就是我们对2024年初开始的理解的现状。 以下是关于宇宙最早阶段的最大问题，包括已回答和未回答的问题。

从预先存在的状态开始，暴胀预测随着暴胀的继续，将产生一系列宇宙，每个宇宙都与其他宇宙完全脱节，被更多膨胀的空间隔开。 其中一个「气泡」，即暴胀结束的地方，在大约138亿年前诞生了我们的宇宙，熵密度非常低，但从未违反热力学第二定律。 图片来源 ：Nicolle Rager Fuller

膨胀的热浪大爆炸

我们大多数人都听说过大爆炸：宇宙从非常热、非常致密和非常均匀的状态开始，然后膨胀、冷却和引力，最终产生：

在单个星系中，重元素、岩石行星甚至生命等物质最终都会形成。 然而，宇宙大爆炸不可能是故事的开始，因为如果我们坚持下去，许多物理谜题根本无法解释。

1. 为什么大爆炸的残余辉光，CMB（或宇宙微波背景），在所有方向上都具有相同的特性（例如温度），特别是如果这些遥远的、不相连的区域从来没有时间相互交换信息？

2. 为什么我们的宇宙，能量密度和膨胀率的结合决定了它的曲率，在空间上看起来完全平坦，而不是正向或负向弯曲？

3. 为什么没有这个所谓的「任意热」阶段的剩余高能遗迹，如果炽热的大爆炸真的代表了一切的开始，那么宇宙在早期就会实现这种状态？

1990年代，COBE首先精确测量了宇宙微波背景的波动，然后在2000年代由WMAP和2010年代普朗克（上图）更准确地测量了宇宙微波背景的波动。 这张图像编码了大量关于早期宇宙的信息，包括它的组成、年龄和历史。 波动幅度只有几十到几百微开尔文。 图片来源 ：欧空局和普朗克合作组织

艾伦·古斯（Alan Guth）在1970年代末/1980年代初指出了一种可能性（尽管其他人，如罗伯特·布劳特（Robert Brout）、阿列克谢·斯塔罗宾斯基（Alexei Starobinskii）以及洛基·科尔布（Rocky Kolb）和斯蒂芬·沃尔夫勒姆（Stephen Wolfram）也有类似的想法），即大爆炸不是开始，而是在热大爆炸之前，存在着指数级膨胀的空白空间状态。 包括古斯本人、安德烈·林德、保罗·斯坦哈特和安德烈亚斯·阿尔布雷希特以及其他几位其他人在内的许多人制定了进一步的细节，得出以下结论。

在一个膨胀的宇宙中，太空充满了一种与生俱来的能量——也许是某种类型的场能，类似于今天的暗能量——导致它不仅迅速膨胀，而且无情地膨胀，而且没有限制。 当暴胀结束时，所有（或至少大部分）能量转化为粒子和反粒子，开始了我们称之为热大爆炸的宇宙阶段。 但现在，由于膨胀：

在顶部面板中，我们的现代宇宙在任何地方都具有相同的属性（包括温度），因为它们起源于具有相同属性的区域。 在中间的面板中，本来可以有任何曲率的空间被膨胀到我们今天无法观察到任何曲率的程度，从而解决了平面度问题。 而在底板中，原有的高能遗迹被充气，为高能遗迹问题提供了解决方案。 这就是暴胀如何解决大爆炸无法单独解释的三大难题。 图片来源 ：E. Siegel/Beyond the Galaxy

換句話說，暴脹不僅重現了大爆炸的成功，而且解決了之前困擾大爆炸的三個主要物理謎題。 这个可爱的故事有一个引人入胜的开端，解释了温度均匀、观察到的平坦度以及缺乏高能遗迹的问题，这些都是标准的热大爆炸场景所难以解决的问题。 但是，为了取代旧的科学理论，新的科学理论需要做出与之前的理论不同的新预测。

对于膨胀，将其可视化的最简单方法是将其可视化为一个领域：您从某个山顶上的球开始，然后滚下它。 只要你在山上，你的宇宙就会膨胀; 当你一路滚下山坡，进入下面的山谷时，膨胀结束，它的能量转化为量子，开始了热的大爆炸。 然而，由于自然界中的所有场本质上都应该是量子的，这导致了两种类型的量子过程：

1. 量子涨落在宇宙中被拉伸并成为密度/温度涨落，称为标量涨落，

2. 以及产生引力波原始光谱的量子涨落，称为张量涨落。

今天只检测到了这些波动的第一类，但这两种类型都导致了一系列预测，这使我们能够测试和约束各种暴胀情景及其与宇宙的相关性。

在暴胀过程中发生的量子涨落确实在整个宇宙中被拉伸，后来，较小尺度的涨落叠加在较旧的、较大尺度的涨落之上。 这些场涨落导致早期宇宙的密度缺陷，然后导致我们在宇宙微波背景中测量的温度波动，毕竟暗物质、正常物质和辐射之间的相互作用发生在第一个稳定的中性原子形成之前。 图片来源 ：E. Siegel/Beyond the Galaxy

描绘量子涨落

试着想象一下宇宙在这种膨胀状态下的样子。 空间迅速变得空旷——完全空旷——因为任何两个相邻的点都不可避免地以指数方式分开：它们之间的距离在一定时间后加倍，然后在两倍时间后翻四番，然后在三倍时间后变成八倍，依此类推。 当初始时间间隔经过1000倍时，即使是最初被有意义的最小物理距离（ 普朗克长度 ）分开的两个点，现在也会比今天可观测宇宙的两端相距更远。

然而，随着这种膨胀的发生，在整个空间的所有尺度上仍然发生量子涨落。 在最小的尺度上发生的波动被拉伸到更大的尺度，而随着下一刻的过去，新的波动出现在最小的尺度上。 当「较旧」的波动被拉伸到更大的尺度时，它们与较小尺度上的「较新」波动相结合，每组波动都叠加在较旧的、现在更大规模的波动之上。 只有当暴胀结束时，这些量子涨落——包括标量型和张量型——才会转化为密度涨落（标量）和引力波涨落（张量），当热大爆炸首次发生时，这些涨落就为宇宙播下了种子。

如果想要研究可观测宇宙中的信号，以获得超视界波动的明确证据，则需要在CMB的TE互相关谱上查看超视界尺度。 随着最终（2018年）普朗克数据的到来，支持它们存在的证据是压倒性的。 图片来源 ：欧空局和普朗克合作; E. Siegel 的注释

膨胀的成功

这导致了许多关于这些波动将如何影响我们今天观察到的宇宙的预测，这些预测要么与非膨胀的热大爆炸不同，要么做出具体的预测，而热大爆炸根本没有做出任何预测。 对于其中一些预测，数据已经出现，并且与我们预期的膨胀结果大相径庭。

#1：超地平线波动。 宇宙中任何结构的大小都是有限的：由光速、宇宙膨胀速度以及自宇宙诞生以来经过的时间量所决定的大小。 如果没有宇宙膨胀的时期，那么这个规模的上限将由这些因素设定，被称为经典视界。 如果我们观察到宇宙中大于该大小的连贯结构，例如超视界波动，那么我们就找到了宇宙膨胀的证据。 这首先由WMAP在偏振数据中测量，此后被普朗克证实并测量得更加精确。

#2：几乎，但不完全，尺度不变的波动。 在宇宙膨胀的大部分时间里，被拉伸到更大尺度的波动与后来在较小尺度上出现的新波动具有完全相同的性质。 然而，在关键时刻发生了一个小小的偏离：在宇宙膨胀的最后时刻，就在它结束并引发热大爆炸之前。

早期宇宙暴胀期的大、中、小尺度波动决定了大爆炸剩余辉光中的冷热点（密度不足和密度过高）。 这些波动在暴胀中延伸到整个宇宙，在小尺度上与大尺度上应该略有不同：这一预测在观测上得到了大约~3%的水平的证实。 当我们观测到CMB时，在暴胀结束38万年后，由于正常/暗物质和辐射之间的相互作用，波动的温度/尺度分布存在一系列波峰和波谷。 图片来源 ：NASA/WMAP科学团队

这组关键时刻对应于当今宇宙中最小的宇宙尺度，而更早的时刻对应于更大的宇宙尺度。 我们通常通过一个称为 n s 或标量谱指数。 如果波动是完全尺度不变的，那么 n s 正好等于 1，但我们观察到它略小于 1： n s = 0.97。 这是对膨胀的惊人证实，也许是我们限制可能发生的膨胀类型的最好方法。

我们还预测：

据我们观察，这些预测都得到了证实。 宇宙在空间上是平坦的，大约是400分之一（我们测量过的最好的），密度波动至少是98.3%的绝热，最多是1.7%的等曲率（我们测量过的最好的），并且据我们所知，波动遵循高斯统计，没有可检测到的非高斯性显示。

暴胀过程中发生的量子涨落在整个宇宙中被拉伸，当暴胀结束时，它们变成了密度涨落。 随着时间的流逝，这导致了当今宇宙中的大尺度结构，以及在CMB中观察到的温度波动。 从这个想法首次提出开始，经过多年的理论发展，所有这些预测才得以梳理，直到膨胀的原始公式的某些病态得到解决。 图片来源 ：E. Siegel; 欧空局/普朗克和美国能源部/美国宇航局/美国国家科学基金会CMB研究机构间工作组

膨胀的悬而未决的问题

对于宇宙暴胀来说，这似乎是一个了不起的成功故事，在许多方面，它确实如此。 50年前，我们已经巩固了热大爆炸，因为它准确地描述了我们宇宙的早期阶段，但它未能解释当时一定存在的一系列条件，并且包含许多无法解决的病理学（或谜题）。 当宇宙暴胀出现时，人们认识到它可以解决这些问题，但需要从中提取新的、可测试的预测。

我们现在已经进入了宇宙学的黄金时代，正在设计和构建下一代实验，以探测宇宙微波背景（CMB）中光的波动和偏振。 我们已经证实了一些关于膨胀的预测，排除了没有膨胀的热大爆炸，也排除了一些与数据不符的膨胀模型。

但是，如果我们有更好的数据，我们可以想象更严格的膨胀测试，可以：

虽然我们还没有数据，但这里有 5 个关于膨胀的悬而未决的问题，这些问题仍然可以用更好的未来数据来回答。

膨胀遗留下来的引力波对宇宙微波背景的B模式极化的贡献具有已知的形状，但其振幅取决于具体的膨胀模型。 这些来自暴胀引力波的B模尚未被观测到，但探测它们将极大地帮助我们准确确定发生的暴胀类型。 BICEP2 团队的错误检测发生在 2010 年代初期。 我们必须小心避免在没有正确考虑所有相关前景（例如银河尘埃）的情况下分配信号。 图片来源 ：普朗克科学团队

#1：我们的宇宙中是否存在张量涨落或原始引力波？ 上图非常了不起：它显示了预计由暴胀产生的引力波的光谱。 唯一的问题是什么？ 频谱很容易确定，但频谱的幅度高度依赖于模型。 如果张量谱的振幅很大，则张量谱指数的比率（ n t ） 转换为标量谱指数 （ n s ）会很大，我们将能够观察到它。 目前，我们对该比率的最佳约束告诉我们，它小于 0.036，由 Bicep-Keck 合作 确定 .

#2：标量谱指数， n s ，有一个恒定值，还是像膨胀模型预测的那样，它随着规模（即「运行」）而变化？ 就像滚下山坡的球如果山坡的坡度发生变化，就会改变它的加速度一样，期望标量谱指数， n s ，将「运行」少量：根据大多数膨胀模型，约为 0.1%。 我们是否能够衡量这种运行，如果是这样，它是否与膨胀的预测一致，或者它会太大还是太小？

从可以想象的小空间区域（普朗克尺度）开始，宇宙膨胀导致空间呈指数级膨胀：每经过一秒的微小分之一秒，就会无情地加倍和再加倍。 虽然这清空了宇宙并将其拉平，但它也包含叠加在其之上的量子涨落：这些涨落后来将为我们自己的宇宙中的宇宙结构提供种子。 宇宙虽然被拉伸到非常大，但仍然会有一些空间曲率，这是由暴胀的动力学引起的。 图片来源：Ben Gibson/Big Think

#3：宇宙的几何形状是否完全平坦，或者，正如膨胀所预测的那样，是否与完美的平坦度有微小的偏差？ 尽管暴胀将宇宙的结构拉伸到无法与平坦区分开来，但暴胀过程中的量子涨落也可以给它留下非零的空间曲率。 根据各种膨胀模型，该曲率的量可以从 10,000 分之一到 1,000,000 分之一不等。 如果曲率高于或小于此值，可能会给膨胀带来麻烦，而精确测量该范围内的曲率将是膨胀的另一个壮观的确认。

#4：是否有任何标量波动在他们的统计中表现出任何数量的非高斯性？ 同样，我们确实希望，如果我们一直深入到杂草中，最终我们会发现从完美的贝尔曲线到我们看到的温度波动有一个小的、非零的偏离。 非高斯性的数量是否与膨胀的预测一致，或者会太小或太大？

#5：最后，标量波动频谱中是否有任何共振特征？ 正如膨胀所预测的那样，我们预计答案将是「否」，但如果你想给大自然一个给你惊喜的机会，你必须寻找意想不到的东西。

使测量足够灵敏以测试这五个迄今为止未经测试的预测是一个雄心勃勃的目标，但是当涉及到像「我们的宇宙从何而来」这样重要的问题时，甚至不尝试找到答案可能是最大的愚蠢。