宇宙暴胀1981

“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。

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？

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。导致暴胀的假想粒子称为暴胀子，其伴随的场称为暴胀场。

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。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。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。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。

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。

概述

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。）

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。

动机

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。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概率大大提高。

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。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。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”和理察·托勒曼的相关的震荡宇宙论，以及查尔斯·米斯纳（Charles Misner）的Mixmaster宇宙论。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。

历史

前论

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。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。

观测研究近况

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。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，摄动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）。暴胀预测，观测到的摄动应该达到热平衡状态（这种摄动称为绝热或等熵摄动）。WMAP卫星、其他宇宙微波背景实验以及星系巡天（特别是斯隆数字化巡天）的观测数据已经证实了这种摄动结构。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。另外也有证据显示摄动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。

理论研究近况

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。今天，一些学者认为暴胀场不可能是希格斯场，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。其它暴胀模型则依赖大统一理论的一些属性。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

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。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）。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。

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。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。

其他替代理论

爱因斯坦-嘉当-夏玛-基博尔重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。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。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。

批评

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。”

罗杰·彭罗斯从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。”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......彭罗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。