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暴胀的宇宙 精选

已有 12152 次阅读 2016-5-3 08:10 |个人分类:系列科普|系统分类:科普集锦| 大爆炸, 宇宙标准模型, 暴胀理论, 宇宙常数

本系列之前所介绍的大爆炸等宇宙学内容,属于标准宇宙模型。暴胀理论是对标准模型的修正和补充,解决了标准模型的几个疑难问题。所谓暴胀,说的是宇宙在极早期,大约大爆炸之后10−36秒到10−32秒之间一段极短时间内,宇宙空间极快膨胀的过程。暴胀是一个极快速的过程:在远远小于1秒的时间里,宇宙的半径增大了至少1026倍,这数值仅是线性尺度的增长,如果谈到体积增长就得再来个立方。暴胀期结束之后,宇宙继续膨胀,但速度低得多,进入标准模型的大爆炸过程。

大爆炸理论得到几乎一切宇宙学观测的支持,但也有不少疑难问题,比如我们介绍过的视界疑难平坦性疑难磁单极子疑难等。

在此将以上三个疑难的中心思想复述如下。

视界疑难是因为观察微波背景辐射(CMB)的均匀性时发现的。CMB辐射非常均匀,其不均匀性引起的微小起伏的相对幅度只有10-5,这种均匀性表明最后散射面的等离子体宇宙各个部分是处于热平衡状态。然而,根据大爆炸模型倒推回去的理论计算,最后散射面上各部分的视界互相远离,意味着互相不可能有信息交流,继续往上推到更早期也不会有产生热平衡状态的可能性。此矛盾谓之视界疑难。

平坦性疑难则是因为我们观测到的宇宙的高度平坦性引起。宇宙平坦性类似于某种不稳定平衡,就像是一支竖立于桌面上的铅笔,经不起时间的考验,微小的扰动就会使它倒下。宇宙平坦性的理论模型也是如此,初始条件与平坦性的微小差异将会很快地被指数放大。然而,从实验结果,当今宇宙演化了138亿年还是非常平坦,说明初始时候的平坦性高到难以想象(与绝对平坦的差异只有10-58)。

磁单极子疑难质疑的是为什么人类从未观测到它,按照理论推算,观测到磁单极子的概率应该大得多。

阿兰·古斯(Alan Guth1947年-)是出生于美国新泽西州的理论物理学家,大学时代就读麻省理工学院时,他的研究方向是粒子物理。1979年春天,在康奈尔大学工作的古斯到斯坦福直线加速器中心作短期访问。当时他听了罗伯特·狄克的一个关于宇宙学平坦性疑难的报告,极感兴趣,从此将研究方向转向了宇宙学。

古斯研究了数月后就产生了“惊人的悟觉”,有关暴胀的思路已经形成。他发现如果在标准模型的早期宇宙演化过程中,加进一个暴胀的过程,则有可能解决上面三个疑难问题。也就是假设宇宙演化过程中有一段时间,即暴胀期,空间以极大的速度成倍成倍地膨胀。1981年古斯正式发表了他的第一个暴胀模型1,在宇宙学界引起巨大轰动,当时正愁找不到好工作的古斯被邀请到四处演讲,不久便被聘为麻省理工学院物理系的客座副教授。

当著名物理学家温伯格听见古斯的暴胀理论时,第一个反应是遗憾“为什么我没有想到”呢?的确十分奇妙,这个32岁的年轻人的理论当时看起来虽然古怪,却并不是特别高深。简单的想法令宇宙学家们吃惊,如何能够用一个超级暴胀的思想,就解决了许多深层次的宇宙学问题?


1:暴胀模型解决视界问题

现在看起来,三个疑难的关键问题是:为了符合CMB的观测数据,要求宇宙早期的状态满足较为苛刻的初始条件,而标准模型满足不了这些条件。古斯插进一段暴胀过程便改变了这种状况,弥补了原标准模型的缺陷。暴胀理论在解决了三个疑难的同时,还提供了一个密度涨落机制,也解释了宇宙演化中结构形成的问题。

首先以视界问题为例,在图1中,左图所示的是宇宙尺度按照时间变化的规律。最上面的粗实线是一条平滑的斜线,描述了宇宙标准模型的膨胀规律。图中的虚线表示视界大小随时间的变化规律。宇宙在膨胀,物质区和视界都在膨胀。当今的宇宙物质区和视界可以看着是基本一致的。如果我们从现在可观测宇宙的大小倒推至宇宙早期,宇宙的物质区域按照实线所示的标准模型倒推,而视界变化则按照虚线倒推。宇宙年龄越小,物质区和视界半径都越小。但是比较实线和虚线可知,视界收缩得比物质区收缩的速度更快,这样就造成了现在相邻很近的两个区域有可能在宇宙早期是视界互相分离、失去因果联系的。也就是说,当今可观测宇宙在宇宙早期,物质区可能比视界大很多个数量级,各部分互相之间没有了因果联系,也无法热平衡,继而也不可能给出如此均匀的CMB图像。

图中的红色曲线,是包括了暴胀过程的宇宙膨胀模型。根据这个模型,宇宙在极早期的尺度非常小,后来在暴胀期的一段极短时间中,线性尺度至少增大了1026。这样就避免了视界互相分离的问题。换言之,视界疑难是因为标准模型中宇宙早期的初始尺度太大了,时间又很短,其比值超过光速,因此,物质互相之间来不及建立热平衡就被宇宙膨胀效应抛到了更为遥远的地方。就像一大锅汤,放到炉子上的时间不足够,只能加热靠近锅底的部分,也没有来得及均匀搅拌,就被分发给了大宴会中的客人。那样的话,每一碗汤有的滚烫,有的还是冰块,不可能具有同样的温度。加进了暴胀模型的宇宙模型,则是在暴胀之前,将宇宙早期的初始尺度缩小了26个数量级,那时物质之间互相非常靠近,足以来得及建立起热平衡之后再被极快地抛离。

从图1的右图中,可以更形象地看出宇宙物质区与视界的变化。图中的视界用红色圆圈表示,灰色球则表示“可观测宇宙”的物质区。在最右边标志为“现在”的时间,宇宙的视界和物质区是一致的(红色圆圈与灰色圆圈大小一样),图中的AB为宇宙中相邻的两点。上面的过程是没有暴胀的标准模型,宇宙早期AB两点的视界互相分离。下面的图显示的是如果发生过暴胀,宇宙在暴胀期之前,物质区很小,整个区域都在视界以内,不会有视界分离而导致的因果问题。

有了暴胀模型,磁单极子疑难和平坦性疑难也迎刃而解,因为暴胀后整个宇宙体积增大了至少26个数量级,足以将原来磁单极子的密度稀释又稀释,同时也将不平坦“小宇宙”的弯曲时空“伸平”又“伸平”。也就是说,宇宙中的任何不规则性都可以被这极快的膨胀抹平了,就如当你将气球吹胀时皱纹被抹平了一样的道理。

暴胀理论的确解决了一些标准理论产生的难题,但是,暴胀理论是否正确?宇宙早期是否真正发生过暴胀?还需要实验观测方面的证据,目前也有一定的观测数据支持它,主要是来自于微波各向异性探测器(WMAP)及普朗克卫星等测量的宇宙微波背景数据。

测量数据显示当今宇宙高度平坦(表征平坦的指数非常接近1),这是给暴胀理论的一大支持。特别令人吃惊的是在暴涨理论刚提出的年代,测量数据并不支持它,那时测量到的指数在0.20.3之间,之后,随着设备精度的提高,所测指数值神奇地提高到1.0007,如果暴涨未曾发生过,很难解释这个结果:宇宙为什么会如此平坦?这也说明暴胀理论并不是为了满足观测结果而拼凑出来的,而是它预言了宇宙高度平坦,之后该预言被观测证实,这也是它的迷人之处。

暴胀理论还有另一个漂亮的结果:它在解决平坦性均匀性各向同性类似问题的同时,也预测了宇宙中形成的所有结构。暴胀阶段的量子涨落被放大之后,经过引力坍缩,最后形成了现在的星系等大尺度结构,如2b所示。这种微扰称为绝热微扰,其微扰谱是一种高斯随机场,由谱振幅和谱指数两个参数来表征。如果考察经典的德西特宇宙,它的尺度是理想不变的,即谱指数为1。而考虑了量子涨落的简单暴胀理论预测,谱指数值应该在0.920.98之间。WMAP卫星、其他宇宙微波背景实验以及星系巡天的观测数据已经证实了这种微扰结构。这些实验证实,谱指数= 0.968 ±0.006。这些观测数据为暴胀理论提供了重要的证据。

还有几个支持暴胀理论的证据。此外,如果原初引力波被探测到,将是对暴胀理论的最强支持,但至今还没有原初引力波存在的确实证据。

如何才能产生暴胀?使宇宙加速膨胀的原因来自于宇宙常数,暴胀也得用上它。

宇宙学常数L是个怪物,当初爱因斯坦引进它只是为了使他的方程的解维持一个稳定静止的(牛顿力学式的)宇宙图像,那是当时科学家们所公认的。引力场方程最直观的物理意义是“物质决定时空几何”:方程的右边代表物质,左边代表几何。爱因斯坦最开始时将含有宇宙学常数L的一项放在方程左边,当作几何部分。

那时有一个叫做威廉·德西特(Willemde Sitter,1872年-1934年)的荷兰天体物理学家,现在看起来可算是暗物质和暗能量研究的理论先驱了,尽管在他有生之年从未听过这两个名词。首先,他曾经与爱因斯坦共同发表有关宇宙中存在“看不见的”物质的论文;其次,他从引力场方程得到的德西特时空则是目前公认的解释暗能量的最佳候选者。

德西特很快就为包含宇宙常数的引力场方程找到了一个精确解。不过,这个解令爱因斯坦目瞪口呆,因为得到该解的条件是时空中什么也没有,即令方程右边的能量动量张量完全为零,仅仅保留左边的宇宙常数L相关项。也就是说,德西特的解似乎说明,没有物质,却产生了时空弯曲的几何。这显然没有物理意义。

于是,后来人们将宇宙常数项移到方程的右边,作为某种类似于物质或能量的贡献。目前物理界认同的说法是:这一项产生于真空涨落,是属于方程右边代表“物质”的能量动量张量的一部分。根据量子场论的理论,真空不空,具有能量,是物质存在的一种状态,宇宙学常数便与此能量有关,被称之为暗能量。

宇宙学家们对宇宙常数颇有兴趣,其原因是因为它代表的是一种“排斥”类型的引力。我们知道,电磁作用中的电荷有正有负,因而电磁力既有吸引作用也有排斥作用。但由普通物质的质量产生的引力却只有吸引绝不排斥。没有宇宙常数的参与,人们无法解释宇宙的加速膨胀。我们讨论过弗里德曼的宇宙模型,影响宇宙尺度变化的4种物质密度中,只有与宇宙常数相关的那一项才能产生指数式的加速膨胀,其他密度的贡献都只能使宇宙减速膨胀。因此,加速膨胀的暴胀效应也可以由具有“负压强”的真空能量产生。

(未完待续)

参考文献:

1A. Guth, The Inflationary Universe: A PossibleSolution To

The Horizon And Flatness Problem, Phys.Rev. D. 23, 347. 15 January 1981

2Guth, Alan H.; Weinberg, Erick J. Could the universehave recovered from a slow first-order phase transition?. Nuclear Physics B:321–364.




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