20世紀初最偉大的科學成就之一是宇宙的膨脹的發現:隨著時間的流逝,遙遠的星系正在遠離我們,因為根據愛因斯坦的廣義相對論,我們之間的空間在膨脹。在20世紀中葉,有人提出了一個偉大的想法,即如果宇宙今天變得越來越大,越來越冷,那麼它在過去就更小、更熱、更密集:大爆炸。大爆炸做了一些額外的預測:
宇宙演化
1965年阿諾·彭齊亞斯和鮑勃·威爾遜發現了CMB
在20世紀60年代和70年代,這些預測都以不同程度的精確度得到證實,大爆炸成為我們感知和探測宇宙中所有事物起源的主導理論。但是,當涉及到大爆炸時,有幾個問題沒有答案,在這個框架內,一些現象完全無法解釋。
為什麼宇宙各處的溫度一樣?為什麼宇宙在空間上如此平坦?為什麼膨脹速率和物質/能量密度彼此平衡得如此完美?如果宇宙在早期就獲得瞭如此高的能量,為什麼我們沒有看到應該從宇宙中傳播的穩定遺蹟呢?如果這三個不同的空間區域從來沒有時間來熱化,共享信息或相互傳輸信號,那麼為什麼它們的溫度都一樣?
如果宇宙按照廣義相對論的規則膨脹,就沒有理由期望以比光速更大的距離分隔的空間區域被連接,更不要說同樣的溫度。如果你把大爆炸一直拿回到它的邏輯結論——一個無限熱、緻密的狀態——就沒有辦法找到這些問題的答案。你只需要說,"它就是這樣誕生的",從科學的角度來看,這是令人不滿意的回答。
但還有另一個選擇。也許,不是宇宙在大爆炸的那一刻剛剛誕生,而是存在一個早期階段,建立了這些條件,以及產生我們的熱、密集、膨脹和冷卻的宇宙。這將是理論家的工作:找出什麼可能的動態可以為大爆炸的這些條件發生創造條件。1979/1980年,阿蘭·固斯(Alan Guth)提出了一個革命性的想法,它將改變我們對宇宙起源的看法:宇宙膨脹。
艾倫·古斯1979年的筆記本
通過假設大爆炸之前,宇宙沒有充滿物質和輻射,而是空間結構本身固有的巨大能量,阿蘭·固斯(Alan Guth)能夠解決所有這些問題。此外,隨著20世紀80年代的進展,出現了進一步的發展,表明,為了複製宇宙的膨脹模型,我們看到:
用物質和輻射來填充它,使宇宙各向異性(在所有方向上都相同),使宇宙均勻(在所有位置都相同),並給它一個熱、緻密、膨脹的狀態,有很多類的模型,可以做到這一點,如安德烈·林德提出的宇宙模型,保羅·斯坦哈特的大爆炸宇宙模型等等。但是最簡單的且能解決了這個問題,並且擁有最少自由參數的模型只分為兩類。
兩種最簡單的通脹潛力類別,即混沌膨脹 (L) 和新膨脹 (R)。
出現了新的膨脹,在頂部非常平坦,膨脹場可以"緩慢地向下滾動",到達底部,並且存在混亂膨脹,在那裡有一個U形的可能性,再次,膨脹慢慢向下滾動。
在這兩種情況下,宇宙空間會呈指數級擴展,被拉伸平,到處都有相同的屬性,當膨脹結束的時候,我們會找回一個和現在非常相似的宇宙。此外,我們還會獲得六個額外的新預測,所有這些預測在當時尚未觀察到。
在過去的35年裡,我們對宇宙微波背景的波動進行了令人難以置信的全天空測量,從整個可見宇宙的尺度到0.07°的角分辨率。隨著時間的推移,隨著天基衛星的能力變得越來越強大,如20世紀90年代的COBE、2000年代的WMAP和2010年代的普朗克。當宇宙不到其當前年齡的0.003%時,我們對宇宙有了難以置信的洞察力。
斯隆數字天空調查(SDSS)
同樣,大尺度的結構調查已經變得極其普遍,有些覆蓋了整個天空,有些覆蓋了更深處的巨大斑塊。斯隆數字天空調查提供了最好的現代數據集,我們已經能夠確認這六個預測中的前五個,使膨脹建立在非常堅實的基礎上。
如果我們想要尋找第六個也是最後一個膨脹預測,最後一個數字ns的值,真的非常重要:引力波波動。
在上面圖中,微波背景的波動頻譜看起來就像波浪線,但它成長於所有不同形式的能量隨時間的相互作用,從膨脹結束到宇宙是38萬年前。它是由膨脹結束時的密度波動而產生:水平線。只是,這條線不是水平的,有輕微的傾斜,斜率表示光譜指數ns偏離1。
這一點很重要的原因是膨脹對特殊比率 (r) 做了具體預測,其中是引力波波動與標量光譜指數(ns)的比率。對於兩大類通脹模型——以及其他模型——在預測中存在巨大差異。
對於混沌模型,r 通常非常大:不小於 0.01,其中 1 是最大可想而知值。但對於新膨脹模型,r 可以從大約 0.05 到 10^(-60) 等微小數字不等!但是,這些不同的 r 值通常與 ns 的特定值相關,如上所示。如果ns實際上就是我們目前最擅長衡量的值(0.968),那麼對於混沌膨脹和新通脹可以記下來的最簡單的模型,只給出大於10^(-3)的r值。
正如Mark Kamionkowski 在AAS演講時所報道的(基於他在這裡的論文)那樣,對於ns的測量值,可以記下的所有簡單模型,意味著r不能從10^(-60)到1;它只能從 10^(-3 )到 1。這在短期內可能非常成問題,因為有一大堆地面調查正在測量可以測量r的信號類型,如果r大於或等於+10^(-3),則已經將r限制在0.09以下。
膨脹產生的引力波波動導致電子模式和B模式的極化,但密度波動(和ns)只出現在電子模式中。因此,如果您測量 B 模式極化,您可以瞭解引力波波動並確定 r!
這就是BICEP2、POLARBEAR、SPTPOL 和SPIDER 等實驗正在進行的測量工作。有由透鏡效應引起的B-模式偏振信號,但如果膨脹波動大於r ~ 0.001,他們將能夠在5-10年內看到的實驗運行和計劃運行時間。
如果我們發現 r 的正信號,則混沌膨脹(通常如果 r > 0.02)或新膨脹(通常為 r < 0.04,並且有重疊)模型可能受到強烈青睞。但是,如果 ns 的測量值保持現在認為的值,並且十年後我們約束了 r <10^(-3),那麼最簡單的膨脹模型都是錯誤的。這並不意味著膨脹是錯誤的,但它意味著膨脹比我們最初想象的要複雜得多,甚至可能不是一個標量領域。
如果大自然對我們不友好,我們幾十年內將難以對宇宙膨脹的最後的大預測——原始引力波的存在,將在未來幾十年內撲簌迷離,並且將繼續未經證實。