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黃慶國:是什麼驅動宇宙暴脹?

Science125個科學前沿問題解讀

儘管熱大爆炸宇宙學取得了巨大的成功, 它所預言的輕元素丰度以及宇宙微波背景輻射等都得到了大量觀測的支持, 但是熱大爆炸宇宙學依然面臨諸如平坦性和視界等無法克服的疑難問題。

《科學通報》2017年第36期特邀中科院理論物理研究所黃慶國研究員解讀。

黃慶國,2000年於中國科學技術大學獲學士學位, 2004年於中國科學院理論物理研究所獲博士學位。 2010年入選中國科學院引進國外傑出人才(百人計劃)到中國科學院理論物理研究所工作, 先後獲中國科學院盧嘉錫青年人才獎, 國家自然科學基金優秀青年科學基金, 併入選國家萬人計劃青年拔尖人才。主要研究領域: 宇宙學、量子引力理論。

熱大爆炸宇宙學的諸多預言, 比如哈勃定律、輕元素丰度以及宇宙微波背景輻射等, 都得到了眾多宇宙學觀測的證實。儘管熱大爆炸宇宙學取得了巨大的成功, 但是這個理論本身存在一些不可克服的困難。比如, 基於標準的熱大爆炸宇宙學, 幾乎完全各向同性的宇宙微波背景輻射天圖可以分割成數萬個在宇宙早期沒有因果聯繫的區域演化而來, 那麼為什麼這些沒有因果聯繫的區域具有幾乎完全相同的溫度? 這個問題被稱為「視界問題」。此外, 儘管現有的宇宙學觀測表明宇宙空間是平坦的, 但是空間平坦的宇宙是非常特殊的, 它需要非常精細地調節宇宙中所有物質的總能量密度, 使其恰好等於臨界密度。是什麼樣的物理機制自動地把宇宙幾何調整成平坦的情形? 這個問題被稱為「平坦性問題」。

為解決熱大爆炸宇宙學中的視界和平坦性等問題, Guth在20世紀80年代初明確提出宇宙在熱大爆炸前還經歷了一段近指數的加速膨脹過程, 這個宇宙劇烈膨脹的過程也被稱為「暴脹」。正是由於暴脹時期宇宙的劇烈膨脹將宇宙早期的不均勻性和各向異性給抹勻了, 並且同時自然地將宇宙空間幾何拉平。反過來, 空間平坦的宇宙可以看成是宇宙暴脹的預言之一, 並且已經得到了現有宇宙學觀測的強力支持。

到底是什麼驅動了宇宙暴脹呢?

由於引力一般總是表現為吸引的, 因此引力應當讓宇宙膨脹逐漸地減慢下來。宇宙加速膨脹需要一種特殊的能量推動, 這種能量就是真空能。真空能完全不同於人們所熟知的普通物質, 它的一個重要特性是它的能量密度隨宇宙膨脹保持不變。為了對抗宇宙膨脹帶來的能量密度變小的趨勢, 真空能具有一個非常特別的性質, 即它具有負的壓強。真空能負的壓強產生等效的斥力, 從而推動宇宙在極早期的暴脹。

最早的時候, Guth提出宇宙一開始處在一個具有較大真空能的亞穩真空態中, 這個亞穩真空態的真空能驅動了宇宙暴脹。由於這個真空態是亞穩的, 因此它遲早會發生衰變。宇宙從亞穩真空態通過量子隧穿到真正穩定的真空態, 並且將亞穩真空態中的真空能釋放出來, 伴隨產生宇宙熱大爆炸的輻射和物質。然而這個機制存在一個致命的缺點: 為了解決熱大爆炸宇宙學的視界和平坦性等問題, 這個亞穩真空態的壽命不能太短, 因此要求它的衰變率不能太大, 從而導致宇宙不同區域發生衰變的時間很不一致, 從而最終形成一個不均勻的宇宙。由此可見Guth最早提出的這個暴脹模型並不能最終產生一個均勻的宇宙, 明顯與觀測的結果不相符。這個由Guth最早提出的暴脹模型也被稱為「老的暴脹模型」, 這個模型存在嚴重的暴脹退出機制問題。

目前, 被廣泛接受和採用的是所謂的「慢滾暴脹模型」。在慢滾暴脹中, 宇宙並不處於亞穩真空態中, 而是由一個標量場(也被成為暴脹子)的勢能提供等效的真空能驅動宇宙暴脹。為了解決熱大爆炸宇宙學的諸多問題, 暴脹需要持續足夠長的時間, 因此要求暴脹子的勢能有一段較為平緩的區間。當暴脹子在這段較為平緩的勢能區間運動時, 暴漲子很緩慢地向勢能更低的地方滾動, 期間它的動能相較於它的勢能幾乎可以忽略不計。這也正是「慢滾暴脹」名稱的由來。在慢滾暴脹模型中, 暴脹的退出機制完全不同於Guth最早提出的老的暴脹模型。慢滾暴脹的退出發生在暴脹子滾動到它的勢能很陡峭的地方, 這時暴脹子在很短時間內被加速到快速運動的狀態, 暴脹子也就由勢能為主轉變為動能為主, 從而自然地結束暴脹。

暴脹發生在宇宙極早期, 人們不可能回到暴脹時期去直接觀測暴脹的物理過程, 而只能通過在宇宙中搜尋暴脹遺留下來的痕迹來了解和檢驗暴脹模型。量子效應一般與一個系統的大小成反比, 這也就是為什麼量子效應往往在微觀系統變得很重要。暴脹時期宇宙尺度很小, 因而量子效應不可忽略。由於暴脹時期宇宙處於近指數的膨脹狀態, 宇宙哈勃視界的大小几乎不隨時間變化。哈勃視界是暴脹時期宇宙因果視界的大小, 暴脹子的量子漲落反比於哈勃視界的大小, 因此也近似為一個常數, 而與擾動模式的波長几乎無關, 這一特性被稱為近標度不變性。由於暴脹時期宇宙的能量密度由暴脹子的勢能主導, 因此暴脹子的量子漲落會帶來宇宙能量密度的漲落。暴脹結束後, 起源於暴脹子量子漲落的宇宙原初密度漲落在引力的作用下最終演化出今天所觀測到的宇宙的結構。由於暴脹子的量子漲落是近標度不變的, 因此暴脹預言導致宇宙結構形成的原初密度漲落也是近標度不變的。基於現有的宇宙學觀測, 原初密度漲落的大小約為十萬分之一, 而且暴脹所預言的原初密度漲落功率譜的近標度不變性也已經得到了觀測強有力的支持。除此之外, 引力自身的基本自由度(即引力波)的量子漲落也會遺留下來, 產生原初引力波漲落。引力波是張量自由度, 它會在微波背景輻射中產生一種特殊的偏振模式, 即B-模式偏振。2014年3月BICEP2觀測組測量到大角度微波背景輻射B-模式偏振。一開始BICEP2觀測組宣稱他們找到了原初引力波存在的證據, 然而遺憾的是在扣除銀河系熱塵埃物質造成的對微波背景輻射B-模式偏振的前景污染後並沒有發現原初引力波存在的蹤跡。儘管目前仍未探測到原初引力波, 但是當前對原初引力波漲落幅度的嚴格限制強烈暗示暴脹其實是由一個等效的宇宙學常數主導的宇宙極早期加速膨脹過程。

儘管目前仍未探測到原初引力波, 但是當前對原初引力波漲落幅度的嚴格限制強烈暗示暴脹其實是由一個等效的宇宙學常數主導的宇宙極早期加速膨脹過程。

總之, 暴脹不僅簡單經濟地解決了熱大爆炸宇宙學的諸多疑難問題, 而且它所預言的宇宙空間平坦性和近標度不變的原初密度漲落都已經得到了觀測的強有力支持。對暴脹動力學過程的更多研究將最終幫助人們解開「是什麼驅動暴脹」之謎。

黃慶國. 是什麼驅動宇宙暴脹. 科學通報, 2017, 62: 4216–4219

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