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物理学家和宇宙学家很快发现，古斯想法的实质非常简单。它假设，在宇宙的甚早期，恰好在磁单极子的出现和正反物质的平衡建立起来之前，宇宙经历了一次短暂而突然的加速，或者按照古斯的叫法，是一次暴胀（图9。1）——这是为了讽刺当时害得人找不到稳定工作的经济大环境①。
① 通货膨胀和暴胀的英文都是inflation。——译者注
这个想法可不简单。我们已经见过一些加速膨胀的宇宙，例如德希特宇宙和稳态宇宙模型。这些宇宙永远在加速——从过去到永远。但是我们也见过像勒梅特那样的宇宙，一开始是减速膨胀的，当宇宙学常数的排斥作用超过普通的引力时，这种宇宙就转而开始加速膨胀。一旦开始加速，就永远不会再停下来。
图9。1 一个简单的暴胀宇宙模型中，尺寸随时间变化的图。暴胀是说在一段有限的时间内宇宙发生了加速膨胀。暴胀导致宇宙膨胀得更遥远，也使得后来的膨胀速率更接近临界值
没有人见过加速以后还能再次减速的膨胀宇宙模型。古斯找到了一种办法，定义了一种暂时起排斥作用的引力①，在一段很短的时期内，这种排斥力就像爱因斯坦那个臭名昭著的宇宙学常数一样。
① 这种力仍然属于引力相互作用，只不过表现形式与万有引力相反，是相互排斥的。——译者注
这个新理论能够统一地描述物质的高温行为，其中包含了一种新型粒子，后来被称为“标量场”。＇16＇能量的这种形式能够缓慢地变化，比宇宙膨胀的速度慢得多，这样它们就会产生排斥性的引力，而不是相互吸引。在这种极端而又最常见的情况下，这种标量场简直就是爱因斯坦宇宙学常数的翻版。这种标量场的压强是负的，但和正宗的宇宙学常数的区别在于，它们的生命如白驹过隙：这种标量场或快或慢会发生衰变，转化成普通的辐射物质或基本粒子，于是压强变成正的，排斥力变成引力。图9。2是暴胀宇宙的温度和尺寸的总体演化图。
图 9。2 暴胀使得宇宙的膨胀突然加速，同时宇宙的温度急剧下降。暴胀停止时，驱动暴胀的粒子会发生衰变，在一瞬间产生了大量的能量。这导致宇宙被重新加热。然后宇宙又开始冷却，而且冷却的速度跟暴胀之前冷却的速度一样
粒子物理学的新进展为这个问题提供了一些线索。用粒子物理学家的语言来说，宇宙学常数只不过体现了宇宙的“真空能”——宇宙能够携带的最低能量。真空能也可以理解为一种局部上的最低能量状态，就像一个碗的碗底，如果你把玻璃珠扔进去，它就会滚到那个位置上。大量基本粒子都分别占据着这样的临时位置，每个位置都对应一定的能量。在宇宙冷却的过程中，粒子间的相互作用使得这些粒子都会随机变动各自的位置（图9。3）。
如果宇宙中的某些物质偏离了平衡状态，并开始朝着一个新的、能量更低的平衡状态移动，那么这种移动就会引发真空能产生排斥性的引力，从而导致宇宙的加速膨胀。＇17＇古斯意识到，如果这个过程发生得太快，就会产生灾难性的影响。宇宙的各处会同时产生大量新的真空泡沫。泡沫会迅速膨胀，相互碰撞。结果导致宇宙各处都产生了大量不规则性，满地狼藉，密度和膨胀速率变得极为不均匀。这不是我们所生活的宇宙。
图9。3 早期宇宙包含的物质可以存在许多不同的能量极小状态，或者叫“真空”，每种真空的能量都不一样。在这张图中，A、B、C、D四个点都各自表示一种真空。真空态 B包含的能量最低，所以如果宇宙的一部分处于真空态A或者真空态C的话，一个扰动就有可能使其翻过“山岗”，落入真空态B之中
尽管如此，古斯点出了这个问题之后，还是发表了他的暴胀理论，因为这个理论有一大堆非常简单而又令人满意的结果。很快就有人发现，宇宙从一个真空态向另一个真空态的转化可以进行得很缓慢，这样就能保证我们的可见宇宙处于其中一个新的真空泡沫之内。这就意味着在我们的可见宇宙中，没有发生过泡沫的碰撞，也没有碰撞的残骸。如果宇宙甚早期存在能产生排斥性引力的物质，而且所产生的排斥性引力满足正确的形式的话，这种排斥力就会驱动宇宙加速膨胀。但是它又会立刻衰变成普通的辐射和物质，于是宇宙就停止了加速，又回到减速的过程中来。
图9。4 一个曲面所经历的暴胀。可以看出从（a）到（d），暴胀使得这个曲面从局部看越来越平坦
如果宇宙经历过这样的插曲，貌似就能解决宇宙学中存在已久的问题。此时，宇宙的体积将会更大，膨胀的速度也将会更快。在这个过程中，宇宙的膨胀处于一种临界状态，介于永远膨胀的宇宙和最终要回到大塌缩的宇宙之间。与此同时，宇宙变得非常均匀，空间的不同方向趋于一致（图 9。4）。先前的理论并不能解释可见宇宙的这些性质。短暂的暴胀马上能将这些问题一股脑儿讲清楚。
暴胀理论最有意思的结论是，比以前设想的远少得多的物质和能量的原初涨落，通过加速膨胀，就能形成今天宇宙的可见部分（直径超过140亿光年）。这个涨落必须很小，不影响时空的光滑性，以使光线能够顺利穿过。＇18＇我们从宇宙中所观察到的高度的均匀性，正是由于可见宇宙源自暴胀之前的微小涨落，在膨胀的过程中，光子不断将能量从相对高温的区域带到低温区域，这就保证了空间的均匀和各向同性（图9。5）。
图9。5 暴胀使得一小片空间变得比今天的可见宇宙还要大（3×1027厘米）。①这片空间必须非常小，这样在早期宇宙的任何时候，光信号都来得及将其中的不均匀性抹平。在这张图中，我们将早期设定为10…35秒。所以光信号以3×1010厘米每秒的速度传播，在这段时间内，就只能传播 3×10…25厘米，这就是这一小片空间的大小。当时，宇宙的温度是3×1028开，而今天已经下降到了3开。温度下降了1028倍，同时暴胀将那一小片空间从3×10…25厘米膨胀成了 3×1027厘米。这就解释了为什么可见宇宙大体上是均匀的：我们看到的是一小片均匀的空间膨胀后的样子。如果宇宙没有经历过暴胀，那么可见宇宙就得从一片3厘米长的空间开始膨胀，而这比宇宙早期时光信号所能传播的最远距离还要大1025倍
① “卡斯纳博士的宇宙”一节说可见宇宙的范围是1029厘米。考虑到宇宙的膨胀，光在 137亿年间传播的范围大约有930亿光年，约为 8。8×1028厘米，所以1029厘米一说更合理。——译者注
最后一点也很重要，暴胀同时也解释了磁单极子的问题。之所以会产生磁单极子，是由于不同方向上的磁力指向不匹配。由于可见宇宙原先对应的区域非常小，刚好没有出现磁力不匹配的现象，因此我们也就不指望宇宙中存在磁单极子了。相反，如果宇宙先前没有加速膨胀过，宇宙原先对应的区域就会比暴胀宇宙模型中的大了约1025倍。这样的话，宇宙中就会充斥大量磁场不匹配的现象，于是磁单极子就会泛滥成灾，光的平滑能力就被局限在了约10…25厘米的范围之内。
暴胀解释了一揽子问题，包括可见宇宙为什么是均匀而各向同性的，为什么没有充斥大量磁单极子，为什么宇宙的膨胀处于临界状态，既不能保证会永远膨胀下去，又不能确定将来会开始收缩，最终回到密度极高的状态。暴胀理论能够以各种有趣的方式同我们曾面临过的问题和研究过的宇宙模型联系起来。从它身上可以看出一些稳态宇宙的影子，只不过这种“稳态”是暂时的。这一点很重要。如果暴胀不结束，加速永远持续下去的话，那么所有的一切就都会被抹得无穷均匀，宇宙中也就不可能存在星系和恒星了。
暴胀理论面临着与混沌宇宙模型相同的挑战。暴胀理论成功地解释了宇宙的高度各向同性和高度均匀性，不像混沌宇宙那样要求不规则性消失，也不需要解释因此而产生的其他问题。暴胀将不规则性驱赶到了今天宇宙的视界之外，而不是将它们斩尽杀绝。在很远很远的地方，这些不规则性依然存在。不过，由于整个可见宇宙都是由一小片区域经过暴胀形成的，所以还是体现出了该区域高度的均匀性和各向同性。
早先，米斯纳和其他“混沌宇宙学家”的努力从未成功过。他们无法证明，宇宙膨胀开始时的各向异性能够迅速减弱，以符合大爆炸核合成过程预言的氦元素丰度，以及微波背景辐射温度谱的高度各向同性。如果开始时各向异性的程度过于严重，为了消除这些各向异性就会产生过多的热辐射。更糟糕的是，有些类型的不规则性（存在于弯曲空间中的那些）貌似对这种简单的削弱机制有很强的免疫力。宇宙学家们长期以来相信一个看上去非常合理的假设，即早期宇宙的引力始终是吸引的。他们并不排除宇宙的晚期会出现排斥性引力，就像爱因斯坦曾提出的那样，宇宙学常数可能是正的。在1980年的时候，否定这个假设虽然不太可能，但毕竟还是存在这种可能性。如果宇宙早期也存在这样的排斥性引力的话，所有钉子户般的不规则性都会被迅速抹平，因为膨胀的速度太快了。
混沌暴胀的宇宙
要是你们能够洞察时间所播的种子，知道哪一颗会长成，哪一颗不会长成……
——莎士比亚＇19＇
暴胀宇宙学和混沌宇宙学都认为，宇宙的初始状态非常有可能是混沌不堪、一团乱麻的（相较于简单的状态，混乱的方式千变万化，因而有更多的可能性出现），而其中如果有一小片区域开始暴胀，体积就会迅速增大，空间就会变得更光滑、更具有各向同性，最后会将其他暴胀区域都挤到了视界之外。有一点非常重要。暴胀宇宙学不能从整体上描述宇宙的行为。我们不知道视界之外的那片宇宙空间是否都很平滑，或者是从头乱到尾。
就连这一小片区域也不会是绝对光滑的。其中必然存在着极为微弱的统计涨落和量子涨落，这些涨落最终会变成我们今天观察到的宇宙尺度的密度变化，例如星系。如果不是暴胀将它们放大，这些初始统计涨落的强度就太弱了，无法利用引力的不稳定性形成星系。宇宙学家们之所以会认识到这一点，是因为1982年6～7月的两个星期间，剑桥大学举办了一期关于这个新理论的特别研讨会。＇20＇
与会人员很快就认识到，暴胀产生的涨落遵循一种很特殊的模式。过去，人们一直在研究这种模式的涨落，因为它最简单最方便。当这种模式的涨落被放大后，它就会使宇宙所有尺度下的结团行为拥有大小相等的强度。＇21＇这确实很特殊。考虑了不规则性之后，还要让宇宙大体上永远保持弗里德曼–勒梅特宇宙的模样，满足这个要求的模式是唯一的。
我们之所以这么说，原因在于宇宙的暴胀时期可以暂时地看作是一种稳态宇宙。想一想在稳态宇宙理论中，德希特的指数暴胀使得你无法区分宇宙的过去和未来。如果某种机制导致了微弱的不规则性，那么你也必然无法利用这些不规则性来区分过去和未来。如果在一个假想的观测者看来，任何尺度的涨落都得有相同的强度，那么以上的原则就不会被打破了。
因此，作为意外之喜，暴胀还能解释星系的存在，解释这种特殊的密度不规则性。暴胀会导致宇宙微波背景辐射的温度谱上出现一种特定的与角度相关的变化。我们得做一个实验，才能知道暴胀是不是真的发生过。
宇宙学家们开始用一系列观测仪器仔细地寻找这个铁证，结果大大支持了暴胀理论。美国国家航空航天局（NASA）先后发射了两颗人造卫星，一颗是宇宙背景探测者（COBE），另一颗是维尔金森各向异性探测器（WMAP），用以探测宇宙背景辐射是否存在这种特殊的印记，它的温度是否会随着方向的不同而发生变化。相比地面上的仪器，人造卫星的探测效果更好，因为它们不需要穿透变幻莫测的地球大气，而且能够扫描整个天空，获得海量的温度差分数据，这样的话，就能把任何数据采样中都存在的偶然性变得微乎其微。
宇宙学家们所要探测的是，在相差一定角度的两个方向上测量到的温度差异有多大。标准的暴胀宇宙模型所预言的结果由图 9。6 中的实线表示，其中相差的角度涵盖了很大的范围。此图的特征十分明显。随着相差的角度越来越小，振荡也在衰减，就像袅袅的钟声。越向右延伸，曲线所对应的空间尺度就越来越小，最终一切涨落都被熨平了，这是由于能量不断地从高密度区域流向低密度区域。如果将这条实线向左延伸，起伏就没那么频繁了。这就与老式的COBE卫星的观测结果符合得非常好，这个卫星只能比较相差十度以上的两个天空区域的温度差异。与实线精确重合的数据点主要来自于WMAP卫星的结果。＇22＇我们注意到，在第一个拐弯处，观测数据与暴胀理论的预言分毫不差，但是当我们趋近仪器灵敏度的极限时，观测结果的不确定度就增大了。数据信号向角度很大的区域行进时，会遭遇一次奇特的“下沉”，对此天文学家已经展开了大量讨论，并提出了各式各样的解释。＇23＇
图9。6 暴胀宇宙理论预言的、微波背景辐射的温度涨落水平（以微开尔文的平方为单位）随相差角度的不同而发生的变化（实线），观测数据来自于地面实验或气球实验。作为比较，满月时月亮的大小是相差0。5度。相差角度很大的数据主要来自于WMAP卫星服役七年中所采集的数据（黑点）。左边数据上的深色带表示无法消除的统计不确定性，因为可见宇宙中这样大尺度的区域数量有限
2009年夏，一颗名为“普朗克”的新卫星被欧洲空间局发射升空。不久，它就会传回更加精细的观测结果。同时，地面的天�