宇宙暴胀与早期宇宙

暴胀理论认为，宇宙在最初的瞬间经历了一段短暂的指数式膨胀，这解决了长期存在的难题，并为之后的一切奠定了基础。

Definition

宇宙暴胀是一种假说，认为极早期宇宙经历了一个加速的、近似指数式的膨胀时期，通常由一个标量场的势能驱动，它将一个微小的因果关联区域拉伸至包含可观测宇宙的范围，并解释了宇宙的均匀性和平坦性。

Scope

本主题涵盖了暴胀理论的提出动机，即视界问题、平坦性问题和磁单极子问题；驱动加速膨胀的缓滚标量场（或称暴胀子）的动力学；结束暴胀并使宇宙充满物质和辐射的再加热过程；以及使暴胀理论可检验的普遍预测。

Core questions

• 为什么会提出暴胀理论？
• 标量场如何驱动加速膨胀？
• 暴胀结束后会发生什么？

Key concepts

• 视界问题
• 平坦性问题
• 磁单极子问题
• 暴胀子场
• 缓滚
• 再加热
• e-fold

Key theories

解决视界问题和平坦性问题

加速膨胀使得可观测宇宙源于一个单一的因果关联区域，并将空间曲率推向零，从而解释了观测到的均匀性和平坦性。

缓滚暴胀

如果一个标量场在一个平坦的势能面上缓慢滚动，其近似恒定的能量密度表现得像一个宇宙学常数，并维持指数式膨胀，直到该场达到底部并衰变，从而使宇宙再加热。

Mechanisms

缓滚标量场的势能主导了能量密度，并表现得像一个宇宙学常数，驱动着指数式膨胀，使空间变得平坦并稀释了遗迹；当该场达到其势能最小值时，它会振荡并衰变，将宇宙再加热为炽热的大爆炸。

Clinical relevance

暴胀是关于宇宙初始条件的主导理论：它解释了宇宙为何均匀和平坦，消除了大统一理论中的磁单极子过剩问题，并预测了宇宙微波背景辐射所证实的近似标度不变的扰动谱，使其成为现代宇宙学中一个核心的、可检验的支柱。

History

Starobinsky在1980年提出了一个早期的暴胀模型，Guth在1981年引入暴胀理论以解决视界问题、平坦性问题和磁单极子问题；Linde、Albrecht和Steinhardt在1982年发展了缓滚情景，解决了Guth原始版本中的问题，并成为了标准框架。

Debates

预言性和多重宇宙

由于暴胀可能在许多模型中发生，并可能导致一个永恒暴胀的多重宇宙，批评者质疑其可证伪性，而支持者则指出其已证实的普遍预测，这使得其认识论地位仍有争议。

Key figures

• Alan Guth
• Andrei Linde
• Andreas Albrecht
• Paul Steinhardt
• Alexei Starobinsky

Seminal works

• guth1981
• linde1982

Frequently asked questions

什么是视界问题？

宇宙微波背景辐射中，天空两边的区域温度相同，尽管在没有暴胀的情况下，它们永远无法交换光或热；暴胀通过让所有这些区域都源于一个小的、因果关联的区域来解决这个问题。

暴胀理论已被证实了吗？

暴胀理论已经通过了重要的检验，特别是宇宙微波背景辐射中观测到的近似标度不变的高斯涨落，但它尚未被完全证实；通过B模式偏振探测到原初引力波将提供更强的证实。