第10章 解构大爆炸

到底是什么爆炸了

人们通常会认为大爆炸是关于宇宙起源的理论，这是一种错误的认识，大爆炸并不是这样的理论。在前面两章中，我们曾讨论过大爆炸理论的部分内容。大爆炸理论描述的是宇宙在某一瞬间突然诞生之后的演化情况，至于在那个瞬间到底发生了什么，不是大爆炸理论能够回答得了的问题。大爆炸理论只说假定最开始的时候有一场爆炸；然后它就把爆炸扔到一边了，并没有认真地讨论爆炸的问题。大爆炸理论并没有告诉我们到底是什么爆炸，为什么爆炸，怎样爆炸，而且老实地讲，大爆炸理论都没有告诉我们究竟是否真的有这样一场爆炸。事实上，只要你稍稍动动脑筋，你就会认识到大爆炸理论给我们出了个大难题。在宇宙的最初时刻，物质和能量处于极高密度的状态，这时引力远大于各种力。但我们知道，引力是一种吸引力，引力会使事物彼此靠近。这样的话，又是哪种向外的力驱动空间扩展呢？看来，在大爆炸的时刻，一定有某种强大的排斥力扮演了关键的角色。但自然界中的哪一种力可以担当这个角色呢？

这个宇宙学中最基本的问题几十年都没有解决。然后，时间到了20世纪80年代，爱因斯坦的一个老想法以一种新颖的形式得以复兴，摇身一变成了暴胀宇宙学。靠着暴胀宇宙学，人们终于为大爆炸找到了它该有的力——引力。这一答案很令人吃惊。物理学家们认识到，在适当的情形下，引力可以是排斥力；而根据暴胀理论，在宇宙的早期，正好有引力为排斥力所需要的必要条件。在一段就连纳秒都可算是永恒的极短时间内，早期宇宙为引力提供了一个舞台。在这个舞台上，引力可以表现出它不为人所知的一面——排斥性，这个时期的引力毫不留情地驱赶着空间中的一切，使之彼此远离。早期宇宙中，引力的排斥性如此之强，远远超出了人们以前想象的大爆炸强度。在暴胀宇宙学的框架下，早期宇宙的膨胀因子大到令人难以想象，远不是标准的大爆炸理论所预言的那样。暴胀宇宙学极大地扩充了宇宙学的内涵，与之相比，我们过去对宇宙学的认识渺小得简直就像千亿星系中的一颗星星。

我们将在本章以及下面几章中讨论暴胀宇宙学。我们将会看到，暴胀宇宙学可以作为标准大爆炸宇宙学的“前端”，它对宇宙最初时刻的解释与标准的大爆炸宇宙学的解释有天壤之别。暴胀宇宙学解决了标准大爆炸宇宙学力所不及的问题，并且给出了一系列的预言；这些预言有的已经被实验验证，有的将在未来的几年内接受实验的检验。而最令人惊奇的是，暴胀宇宙学向我们展示了量子过程是如何通过宇宙膨胀将细小的波纹印到空间的结构中去，从而在夜晚的天空留下可见的烙印。除了这些成就，暴胀宇宙学还能帮助我们更加深刻地理解早期宇宙是如何获得它那极低的熵，而这将使我们比以往任何时候都更加接近时间之箭的解释。

爱因斯坦与排斥性的引力

1915年，在为他的广义相对论写下最后一笔后，爱因斯坦立即将这一理论应用到多种问题中。其中之一就是长期困扰着牛顿方程的水星近日点的进动问题。实验观测告诉我们，水星并不是按照同样的轨道绕着太阳运动，它的运行轨道总要比前一次的运行轨道改变一点。牛顿理论对于这一现象的理论计算值与实验观测值之间有一个小小的差别。爱因斯坦用他的广义相对论计算了这个问题，结果他算出来的值与实验观测值精确相符，这样令人吃惊的结果强烈地刺激了爱因斯坦的心脏。爱因斯坦又把他的广义相对论应用到另一个问题上：远方恒星所发出来的光在经由太阳到达地球的时候，其轨迹会因为时空弯曲而弯曲，爱因斯坦计算了这个弯曲量。1919年，两队天文学家——一队驻扎在非洲西海岸的普林西比岛，另一队在巴西——检验了这一预言。在有日食存在的情况下，天文学家们观测了刚好擦着太阳表面而来的星光（擦着太阳表面而来的星光受太阳的影响最厉害，而只有在日食的时候才能观测到这些星光），并将这次观测的结果与地球处在太阳和远方恒星中间时（这个时候，远方星光到达地球的轨迹几乎不会受到太阳引力的影响）所拍摄的星光照片相比，从比较中得到的弯曲角再次证实了爱因斯坦的理论计算。当观测结果发表出来的时候，爱因斯坦一夜成名。坦率地讲，当时的爱因斯坦可谓意气风发。

但是除了最初的成功，爱因斯坦许多年都不愿接受广义相对论方程带来的数学结果，因为他不满意将广义相对论应用到最浩渺的理论挑战——理解整个宇宙——时所得到的结果。早在第8章讨论过的弗里德曼和勒梅特的工作之前，爱因斯坦就认识到，广义相对论的方程意味着宇宙不可能是静态的；空间的结构可以拉伸也可以收缩，就是不能保持固定的大小。这也就意味着宇宙可能有一个明确的开端，而当宇宙被极大地压缩时，宇宙可能也会有一个明确的尽头。爱因斯坦坚决抵制广义相对论带来的这一结果，因为他和其他人都“知道”宇宙是永恒的，在大尺度上，宇宙恒久不变。因而，尽管广义相对论拥有美和成功，爱因斯坦还是再次打开了他的笔记本，试图修改方程，使其能够满足他们那个时代的人对于永恒宇宙的认识。这并没花他多少时间。1917年的时候，爱因斯坦就实现了这一目标，而他的方法就是为广义相对论方程引入新的一项：宇宙常数。

爱因斯坦引入这样一项的办法不难掌握。任意两个物体，不管是棒球、行星、恒星、彗星或是你有的什么东西，它们之间的万有引力都是吸引力，因而万有引力总在试图拉近两个物体。地球和一个向上跳跃的舞蹈演员之间的万有引力会使舞蹈演员减速，在达到最大高度后落回地面。如果舞蹈指导者要求舞蹈演员浮在空中摆一个静态造型，那么，在舞蹈演员和地球之间就要有一种排斥力来平衡地球和舞蹈演员之间的万有引力：只有在万有引力与这种排斥力精确相消的条件下，舞蹈演员才能摆出静态造型。爱因斯坦认识到，对于整个宇宙来说，这一推论也成立。引力会减慢舞蹈演员上跃的速度，还能减慢空间的膨胀。没有能平衡万有引力的排斥力的话，舞蹈演员摆不出静态造型——她不能浮在固定的高度上；同样的，没有起平衡作用的排斥力的话，空间也不可能静止——空间不能保持固定的大小。爱因斯坦之所以要引入引力常数，就是因为他发现方程中有了这样一项后，万有引力就可以提供所需的排斥力。

但这样的数学项所暗含的物理意义究竟是什么呢？宇宙常数到底是什么，由什么组成，又是怎样抵消平常的吸引性万有引力从而产生向外排斥的力呢？对爱因斯坦工作——可追溯到勒梅特——的现代诠释告诉我们，引力常数是一种奇怪的能量形式，均匀地填充于整个空间。而我之所以说它“奇怪”，是因为爱因斯坦的分析并没有告诉我们这种能量来自哪里；而且，我们马上还会看到，他所采用的数学描述方式又保证了这些能量不会来自我们熟悉的质子、中子、电子或光子之类。今天的物理学家们在讨论爱因斯坦的宇宙常数时会使用“空间本身的能量”或“暗能量”这样的术语；这是因为，如果真有一个宇宙常数的话，空间就会充满你不能直接看到的某种透明的、无形的存在；被宇宙常数占据的空间仍然是黑暗的（这样的说法有点像很老的以太概念和年轻点的非零希格斯场概念。而后者和宇宙常数之间倒真的不只仅仅相似那么简单，它和宇宙常数的确有某种联系，我们马上就会看到这一点）。不过即使说不清宇宙常数的起源或身份，爱因斯坦也能算出它对于引力的意义；而爱因斯坦的结果，的确有不同寻常之处。

要想弄明白这点，你必须知道一个我们还没讲过的广义相对论性质。在牛顿的引力理论中，两个物体之间的引力强度只取决于两件事：物体的质量及其间的距离。物体的质量越大，彼此靠得越近，将物体拉近的万有引力也就越强。在广义相对论中情况也差不多是这样，只不过在爱因斯坦的方程看来，牛顿的注意力不应该只集中在质量上。广义相对论告诉我们，除了物体的质量（当然还有距离）之外，能量和压强也对引力场的强度有贡献。这一点很关键，我们现在来看看这究竟意味着什么。

假定现在是25世纪，而你被关在智力大厦内。最新的惩教实验正在进行，这一实验试图通过精英模式来训诫白领犯人。实验中，每个罪犯将获得一道题目，只有解决了这道题目，罪犯才能重获人身自由。住在你旁边囚室的犯人得到的题目是：为什么《盖里甘的岛》的重新上映会在22世纪掀起狂潮，从而一举成为有史以来最受欢迎的电影？这个问题显然并不简单，看来这位可怜的人有得忙了。你抽到的问题要稍稍简单一些。有两个完全一样的固态金块，大小一样，金的纯度也完全一样。你所面临的挑战是：找出一种办法，使两块金块分别被轻轻地放到固定的精准天平上时，天平的示数不一样；前提是你不能改变其中任何一块中的物质数目，也就是说你不能采用切削焊割这样一些办法。如果你把这个问题交给牛顿，他马上就会告诉你这个问题无解。因为根据牛顿的理论，等量的金意味着等大的质量。既然测量金块所用的天平完全一样，刻度固定，施加于其上的地球引力也会一致。所以，牛顿自然会说，这样的两块金块一定会有相同的示数，没有任何例外的可能性。

但是作为一个25世纪的人，你在高中阶段就学过广义相对论了，所以你能够解决这道题目。广义相对论说两个物体之间的引力大小并不仅仅取决于物体的质量注36（当然还有两者之间的距离），还取决于那些可以加到每个物体总能量上的额外贡献。所以我们还可以在物体的温度上做点手脚。温度是组成金块的金原子运动的平均快慢的量度，也就是说，温度是金原子活性的量度，反映的是金原子的平均动能大小。于是你就可以知道，只要加热金块，金原子就会运动得更猛烈，因而被加热的金块就会比没有被加热的金块更重。牛顿并不知道这个事实[1磅（1磅≈0.4526千克）重的金块温度升高10摄氏度，重量增加千万亿分之一，其效应非常之小]，但是你知道，所以你就能够逃脱囚困。

注36：对于数学比较好的读者，爱因斯坦将原始方程Gμv=8πTμv替换为Gμv+Λgμv=8πTμv，其中Λ代表宇宙常数的大小。

你回答了这个问题，但是你的罪很重，假释官在最后一刻决定你还必须再接受一次考验。这次他们给了你两个完全一样的玩具，就是那种打开盒子就有小人弹出的玩具。现在你要做的是再使这两个玩具有不同的重量。这次对你的限制苛刻了一点，你不但不被允许改变每一个玩具的质量，还不可以改变它们的温度。要是把这个问题给牛顿，他就只好一直被关在大厦里了。因为他还是只能给出那套解释：物体质量一样，因而重量必定一样，所以本题无解。而你呢？你还是可以求助于广义相对论：你可以把一个玩具中的小人紧紧地压在盒子底，让另一个玩具中的小人处在弹出的状态。为什么要这么干？答案是压缩中的弹簧比正常伸展的弹簧具有更多的能量。你花了力气压缩弹簧相当于给了弹簧能量，弹簧的弹力反映的就是你的劳动成果，使小人向外弹出的就是这股弹力。于是，我们又可以回到之前的说法：爱因斯坦告诉我们，任何多余的能量都会影响引力，从而使物体具有额外的重量。因此，小人被紧紧压到盒子底部的玩具将比小人正常伸展的玩具重那么一点点。牛顿不了解这一点，但是你知道，所以你就一定可以重获自由身。

第二个问题的解决方案向我们透露的正是广义相对论的微妙之处。爱因斯坦在他那篇有关广义相对论的论文中，用数学为我们展示了万有引力并不仅仅取决于物体的质量，也不仅仅取决于能量（比如热这种能量），还取决于可能具有的压强。要理解宇宙常数的问题，我们就非得了解广义相对论的这一特点。而这也就是向外的压强——比如压缩的弹簧所具有的——被称为正压的原因。显然，正压将对万有引力有正的贡献。于是，关键之处来了：压强，并不同于质量和总能量，在某些情况下，某些区域的压强可以为负，这样的压强有向里吸而不是向外推的效应。虽然乍听之下没那么奇怪，但从广义相对论的角度来看，负压会导致某些非常奇怪的事情：正压可以对普通的万有引力有贡献；负压贡献的却是“负”引力，也就是说，负压贡献的是排斥性的万有引力！注37

注37：在本文中，当我提到物体质量的时候，我指的都是其所有组成粒子合起来的总质量。如果一个立方体，比方说，由一千个金原子组成，那么这个立方体的质量就是单个金原子质量的一千倍。这一定义与牛顿体系相一致。根据牛顿定律，这样的立方体的质量就是单个金原子质量的一千倍，也就是说该立方体比单个金原子重一千倍。而根据爱因斯坦的理论则不是这样，立方体的重量还会依赖于原子的动能（以及其他对立方体的总能量有贡献的量）。这样的结论根据的是公式E=mc2：更多的能量（E），无论其来源为何，都将意味着更多的质量（m）。因而，换一种方式表达这一点就是：因为牛顿不知道E=mc2，所以导致其引力定律中用到的质量定义丢掉了各种能量的贡献，比方说与运动有关的能量的贡献就被丢掉了。

爱因斯坦的广义相对论带来的这令人错愕的结果，打破了人们200年来的固有信念——万有引力只能是一种吸引力。行星、恒星和星系，的确如牛顿告诉我们的那样，一直展示出来的是吸引力。但是，在某些情况下，当压强变得非常重要（在我们日常生活的条件下，压强带来的引力贡献完全可以忽略），特别是负压（对于普通物质，如质子电子之类，压强是正的，因而宇宙常数不可能来自人们熟悉的普通物质）变得非常重要的时候，万有引力的效应可能令牛顿目瞪口呆，因为万有引力可能是排斥力。

这个结果对于由此而来的诸多推论非常重要，而且很容易被错误地理解，所以我要强调一下它的关键之处。在广义相对论的框架下，引力和压强既有联系又有区别。压强，或者更准确地说压强差，可以以自己的方式，一种非引力的力的面目出现。潜水的时候，你的耳膜就会感觉到压强差，因为耳膜外水压和耳膜内的气压彼此不同。这种说法完全没有问题。但在我们讨论的压强和引力问题中的压强则完全不同。根据广义相对论，压强对引力场有贡献，因而可以间接显示出力的效应——通过对万有引力有贡献体现出来。压强，虽然不同于质量和能量，但也是引力的一个来源。特别要注意的是，要是某一区域内的压强为负，那它在这个区域内就会贡献出排斥性的万有引力，而不是吸引性的万有引力。

这就意味着，假如压强为负，那么来自质量和能量的普通吸引性的万有引力，和来自负压强的排斥性的万有引力之间会存在一种抵消。如果区域内的负压强大到一定程度，那么排斥性的万有引力就会起主导作用；万有引力就会把物质彼此推开而不是拉近。于是宇宙常数就可以登场了。爱因斯坦加到广义相对论方程中的宇宙常数项相当于在空间中均匀地布满能量，方程又告诉我们这种能量具有负压强。而且，来自宇宙常数负压的排斥性万有引力会超越来自正能量的吸引性万有引力，因而排斥性的万有引力将起主导作用：宇宙常数表现出的是排斥性的万有引力。

在爱因斯坦看来，这简直就是对症下药。遍布于整个宇宙的普通物质和辐射会展现出吸引性的万有引力，从而会将每一块空间拉向彼此。而新的宇宙常数项，同样遍布于整个宇宙，则会展现出排斥性的万有引力，从而将每一空间区域推离彼此。准确地调节该项的大小，爱因斯坦就可以用新的排斥性万有引力来平衡原有的吸引性万有引力，从而获得静态宇宙。

爱因斯坦还发现，由于排斥性的万有引力来自空间本身的能量和压强，因而它的强度具有累加性。也就是说，空间间隔越大，这种排斥性的万有引力也就会越大，这是因为更大的空间意味着更多的外推力。而在地球或者太阳系的尺度上，这种排斥性的万有引力微乎其微。只有在跨度巨大的宇宙尺度上，这种力才会变得明显。这样一来，在小到我们日常生活的尺度上，牛顿理论的成功和爱因斯坦自己的引力理论就不会有任何矛盾之处。总而言之，爱因斯坦可以舒舒服服地享受一下了：他既拥有了已由实验确认的广义相对论性质，又得到了一个静态的宇宙，这样的宇宙既不会膨胀也不会收缩。

有了这样的结果，爱因斯坦无疑会长舒一口气。如果10年苦心钻研所得到的广义相对论方程竟然不能同人们每天晚上仰望星空就能看到的静态宇宙事实相符的话，那爱因斯坦该有多揪心。但是，正如我们所见，10年之后情况急剧变化。1929年，哈勃发现人们对天空的简单认识可能是错误的。系统的观测告诉哈勃，宇宙可能并非处于静态，而是处于膨胀中。要是爱因斯坦相信原始的广义相对论方程的话，他本该在10多年之前就预言宇宙正在膨胀，而不是等到实验来发现这一事实。这样的实验发现毫无疑问可算作有史以来最伟大的发现之一——甚至可算作最伟大的发现。知道了哈勃的发现之后，爱因斯坦懊恼不已，他小心地将宇宙常数项从他的广义相对论方程中擦去了。爱因斯坦希望大家忘了宇宙常数的事，而大家的确也把宇宙常数忘记了，这一忘就是几十年。

但时间到了20世纪80年代，宇宙常数死灰复燃，并且以宇宙学思想史上最炫目的形式出现在大家面前。

蹦跳的青蛙和过冷却

对于向上飞去的棒球，你可以用牛顿方程（或者更准确的爱因斯坦广义相对论方程）来计算出它接下来的运动轨迹。一旦你算过一次，你就会彻底搞清楚球的运动。但是，这里还有个问题：最初是谁或者说是什么使球向上飞了出去？虽然你可以用数学算出球后来的运动情况，但球最开始的时候是如何启动的呢？对于现在的这个例子，答案当然很简单，就是棒球手扔出去的呗（当然，它也有可能是从停靠在一边的奔驰车的挡风玻璃上弹飞的，不管怎样，你总是知道的）。但所考虑的若是一个更复杂的类似问题，比如说宇宙膨胀的广义相对论解释，答案可能就不是这么明显了。

广义相对论方程允许宇宙膨胀。这一点最先由爱因斯坦和荷兰物理学家威廉·德·西特证明，随后弗里德曼和勒梅特也发现了相同的结论。但是，正如牛顿方程不会告诉我们最开始是什么使棒球飞起来，爱因斯坦的方程也没有告诉我们宇宙是怎么开始膨胀的。许多年来，宇宙学家们一直只把空间开始向外膨胀当成解释不了的初始条件，然后用方程来研究之后发生的事情。现在你明白我为什么会在前面说大爆炸理论没有告诉我们哪怕是一点有关爆炸本身的事情了吧？

1979年12月的一个晚上，一切都改变了。艾伦·古斯，斯坦福直线加速中心的一位年轻博士后研究员（现在是麻省理工学院的一名教授），告诉人们还有很多事情可以理解。是的，的确很多。尽管在20年后的今天，仍有很多细节未能搞清，但是艾伦·古斯的确做出了使宇宙学改头换面的重大发现，他的发现为大爆炸理论找到了一场爆炸，一场比所有人预想的都要大得多的爆炸。

古斯本不是一名宇宙学家，他原来的专业在粒子物理学领域。20世纪70年代末，古斯跟着康奈尔大学的亨利·泰研究大统一理论中希格斯场的有关问题。还记得我们在上一章中讨论过的内容吗？当希格斯场的值固定为某个特殊的非零值（这个非零值取决于希格斯场势能碗的具体形状）时，对称性自发破缺，希格斯场对空间区域贡献最低可能的能量。在早期宇宙中，温度极高的时候，希格斯场会强烈地波动，就像热铁碗中上蹿下跳的青蛙一样；但随着宇宙的冷却，希格斯场落到某个具体的值，这个时候其能量处于最低状态。

古斯和泰试图弄清的是：为什么希格斯场会延迟达到其最低能量态[图9.1（c）中势能碗的谷底]？如果我们用青蛙来类比古斯和泰的问题，那就是：如果在碗刚开始冷却的时候，青蛙的某一跳恰好跳到了碗的中央高地，那会怎样呢？而且，要是碗继续冷却，但是青蛙却一直待在碗的中央（美美地享受那些蚯蚓），而不是滑到碗的底部，又会怎样呢？或者用物理学的术语来说，在宇宙冷却的时候，如果希格斯场的值恰好波动到势能碗的中央并且一直保持在那里会怎样呢？如果是这种情况，物理学家就会说希格斯场处于超冷状态。这一名词传达的意思是：即使宇宙的温度低于希格斯场处于最低能量态时的温度，希格斯场仍处于较高能量态（在日常生活中也有这样的现象，比如高度纯净的水，就有可能在温度低于0摄氏度——正常情况下的冰点——的时候仍未结冰。这是因为晶体需要依托杂质才能生长，没有杂质的话，晶体无法生长，液态水就无法结冰）。

古斯和泰之所以对这种可能性感兴趣是因为这种可能性可能与研究人员在各种大统一的尝试中所遇到的一个问题有关（这个问题就是磁单极问题）。不过古斯他们还想到了另外的可能性，而这另外的可能性才是使其工作变得重要的真正原因。他们怀疑，伴随超冷希格斯场而来的能量——还记得吗？场的高度代表其能量，所以，只有当场的值在势能碗的谷底时场才会具有零能量——可能对宇宙的膨胀有重要影响。1979年12月上旬，古斯仔细地考虑了这些想法，得到了下面的结论。

达到稳定状态的希格斯场会在空间中填充能量，但并不仅仅如此。更为重要的是，古斯认识到，希格斯场还会对空间贡献均匀的负压。事实上，古斯发现，一旦将能量和压强考虑进来，达到稳定状态的希格斯场将具有和宇宙常数相同的性质：希格斯场在空间中填充能量和负压，这正是宇宙常数所具有的性质。于是，古斯就发现了超冷的希格斯场的确对空间膨胀有重要的影响：就像宇宙常数那样，希格斯场也能显现出使空间膨胀的排斥性引力。

到了这里，因为你已经熟悉了负压与排斥性万有引力，所以你就可能会这样想：没错，古斯的确发现了一种来实现爱因斯坦宇宙常数想法的办法，但是那又能怎样呢？这有什么大不了的呢？宇宙常数的概念不是早就被扔到废纸篓里了吗？宇宙常数除了令爱因斯坦蒙羞外还有什么用呢？重新发现已经60多年没人理的东西有什么可值得激动的呢？

暴胀

我们现在就来说说古斯的发现妙处在哪。古斯发现，虽然超冷希格斯场具有很多宇宙常数所具有的性质，但是它并不只有宇宙常数才有的性质。事实上，超冷希格斯场与宇宙常数有两点关键的区别——而正是这两点区别使得两者完全不同。

首先，尽管宇宙常数是一个常数——常数就意味着不随时间改变，因而宇宙常数贡献的是稳定不变的外推力，但超冷希格斯场并不是常数。我们来想想居于图10.1（a）的碗中高处的青蛙。它虽然会在那里待上一会，但迟早会随随便便地跳一跳——这倒不是因为碗太烫，而完全是因为青蛙总会待得有些无聊——而这会使青蛙不小心掉下去，然后就像图10.1（b）那样滑落到碗底。希格斯场的行为就类似于此。当温度变得太低出现剧烈振荡时，希格斯场在整个空间中的值可能会固定在其势能碗的中心高地处。但是量子过程会带来很多随机波动，这些随机过程会使希格斯场的值涨落，离开中心的位置，从而使得其能量和压强变为零。注38古斯的计算表明，这种涨落会由于势能碗的具体形状不同而有所不同，在有些情况下会在极短的时间内发生，这一极短的时间可能会短到0.0000000000000000000000 0000000000001（10-35）秒。随后，当时在莫斯科列别捷夫物理研究所工作的安德烈·林德和当时在宾夕法尼亚大学的保罗·斯坦哈特及其学生安德里亚斯·阿尔布莱奇发现了一种可以使希格斯的能量和压强在整个空间更有效也更均匀地变为零的办法（并且同时解决了古斯原始理论中的一些技术问题）。这3位物理学家证明，如果势能碗像图10.2所示的那样，更加光滑、更有坡度的话，有没有量子过程就不重要了：希格斯场的值会很快滑到谷底，就像一个从山顶落下的球那样。这些分析的结论就是：如果希格斯场非得像宇宙常数一样，它也只能在一个瞬间内像宇宙常数。

注38：古斯与泰认识到，超冷希格斯场会起到宇宙常数的作用；在此之前，马丁内斯·维特曼和其他人也曾认识到这一点。事实上，泰曾告诉我，要不是《物理评论通讯》（Physical Review Letter）对文章页数有限制，他们就不会在文章末尾加上一句，以说明他们的模型会导致一个指数膨胀时期的出现。但是泰也指出，是古斯首先认识到这样的一段指数膨胀时期（在本章和下一章中将有所讨论）有重要的宇宙学意义，从而一举奠定了暴胀在宇宙学中的核心地位。有时科学发现的历史会很复杂，俄罗斯物理学家阿列谢·斯塔罗宾斯基在古斯的研究出来之前的几年，通过另一种方法生成了我们所谓的暴胀膨胀，可讲述其研究的论文并未在西方世界赢得广泛的知名度。不过，斯塔罗宾斯基在他的文章中也并没强调这样一段急速膨胀会解决关键的宇宙学问题（比如稍后将会讨论到的视界疑难和平坦性疑难），这就部分解释了为什么他的研究没能像古斯的工作那样引起强烈反响。1981年，日本科学家也发展了一种暴胀宇宙学，甚至在更早的时候（1978年），俄罗斯科学家甘纳迪·切比索夫与安德烈·林德也有过暴胀的思想，但他们都认识到——仔细研究时就会发现——这样的想法中有一个关键问题（参见注释11）不能克服，因而没有发表他们的研究成果。数学比较好的读者很容易看出加速膨胀是如何产生的。爱因斯坦方程之一为d2a/dt2/a=-4π/3（ρ+3p），其中a、ρ、p分别为宇宙的标量因子（其“大小”）、能量密度以及压强。注意如果方程的右边为正，标量因子就会加速增加：宇宙的增长率就会随时间变大。对于盘踞在势能碗中央高地的希格斯场来说，其压强密度就会变得等于负的能量密度（宇宙常数也是这样），这样一来方程的右边就只能是正的了。

第二个区别在于，爱因斯坦要仔细但任意地选择宇宙常数的值——可以贡献到每一寸空间的能量和负压——以使向外的排斥力与来自宇宙间普通物质和辐射的向内吸引力精确地平衡；而古斯却能计算出他和泰所研究的希格斯场所贡献的能量和负压。古斯计算出来的值是爱因斯坦所选取值的大约10000000000000 000000000 00000000000000000000000000000000000000000000000 0 000000000000000000000000000000（10100）倍。显然，这个数字非常巨大。所以，与爱因斯坦的宇宙常数所带来的外推力比起来，由希格斯场的排斥性引力所导致的外推力简直就是无限。

我们再来看看这两个情况——即希格斯场停留在势能碗中心的稳定点，处于高能负压态，这样的状态仅能维持极短的瞬间；但是只要希格斯场处于这样的态，就会产生极其巨大的外推力——合在一起会有什么结果。古斯发现，这两种情况合在一起意味着一场时间极短但影响巨大的大爆炸。换句话说，这就意味着我们得到了大爆炸理论没给我们的东西：一场爆炸，而且是一场规模巨大的爆炸。这就是古斯理论激动人心之处。注39

注39：林德、阿尔布莱奇与斯坦哈特的贡献绝对是非常重要的，因为古斯的原始模型——现在被称为旧暴胀理论——有一个严重的缺陷。还记得吗？超冷希格斯场（或者，我们按照专业术语将之称为暴胀子场）的一个值位于其能量碗的中央高地，这个值在整个空间中具有均一性。这样一来，因为之前我已经讲过超冷希格斯场可以极快地跃迁到其最低能量值，所以我们就得问问，这样的由量子效应导致的跃迁有没有可能于同一时刻在整个空间发生？答案是否定的。相反，正如古斯提出的那样，希格斯场释放到零能量值的过程会通过所谓的泡沫核化（Bubble Nucleation）过程发生：暴胀子场在空间中某点处的场值变为零，产生了一个向外延展的泡沫，这个泡沫的外壳以光速运动，泡沫所过之处，暴胀子场的值都跌落为零。在古斯眼中，正是这随机出现在任意位置的大量泡沫最终使宇宙空间中的所有地方的暴胀子场的场值都跌落为零。这里的问题，古斯本人也意识到了，在于围绕着泡沫的空间中仍有非零能量的暴胀子场，这样的区域仍会急速暴胀膨胀，驱使泡沫彼此远离。因而，根本没法保证所有正在变大的泡沫会合在一起形成巨大的均匀的空间膨胀。而且，古斯提出，在暴胀子场的能量跌落为零的过程中，其能量并未丢失，而是转化为普通的物质及辐射粒子留驻宇宙。为了使模型能同实验观测相符合，这种转化必须带来均匀的遍布于整个空间的物质与辐射分布。在古斯提出的机制中，这种转化会通过泡沫外壳的碰撞而得以发生，但是计算——古斯与哥伦比亚大学的埃里克·温伯格做了这个计算，剑桥大学的史蒂芬·霍金、依安·摩斯以及约翰·斯图尔特也做了该计算——表明，如此得到的分布并不均匀。而且，细细推敲古斯的原始暴胀模型会发现很多重大问题。林德、阿尔布莱奇与斯坦哈特的才智——现在被称为新暴胀理论——解决了这些令人头疼的问题。这几位科学家将势能碗的形状变成了图10.2中的样子，这样一来，暴胀子场就会自然地从能量山上“滚”落到能量谷中，得到零能量值，这样渐变适度的过程并不需要原始理论中的量子跃迁。而且，正如这几位科学家通过计算证明的那样，这种渐变的滚落至谷底的过程充分延长了空间的暴胀膨胀，以至于单个的泡沫能够轻而易举地变大到包容整个可观测宇宙的程度。因而，在这种方法中，根本没必要担心泡沫的结合问题。具有同等重要性的是，在旧暴胀理论中，暴胀子场中的能量通过泡沫的碰撞转化为普通的粒子与辐射，而在新暴胀理论中，暴胀子逐渐地在全空间中统一地完成这个能量转化过程，整个过程类似于摩擦：随着从能量山上滚落——在整个空间中统一地滚落——暴胀子场通过与熟悉的粒子与辐射的场之间的“磨蹭”（相互作用）将能量传递给粒子与辐射。因而，新暴胀理论保留了古斯理论的所有成功之处，并同时修补了旧理论的重大问题。在新暴胀理论带来重要进展差不多一年之后，安德烈·林德取得了另一个突破。新暴胀要想成功实现，一系列关键元素必须得以满足：势能碗必须有正确的形状，暴胀子场的值一开始必须在势能碗的高位（更专业化点说，暴胀子场值本身在足够大的空间膨胀中必须保持均匀性）。尽管宇宙有可能满足这样的条件，林德却找出了一种更为简单，也更少人为设计的方式实现暴胀膨胀。林德认识到，即使用一个较为简单的势能碗，比如图9.1（a）中所示的那样，即使不精细调节暴胀子场的初始值，暴胀也有自然发生的可能。他的想法是这样的。想象一下，在极早期宇宙中，一切都处于“混沌”状态——比如说，很可能有一个暴胀子场，其场值随机地变来变去。在空间中的某些位置，其场值可能很小，而在另一些位置，其场值可能中等，还有一些位置，其场值可能很高。于是，在场值很小或者中等的位置处可能就没什么特别值得注意的事情发生。林德认识到，在场值很高的位置处（即便该区域很小，比如只有10-33厘米见方也没关系），一些极其有趣的事情可能会发生。当暴胀子场的场值很高的时候——当暴胀子场位于图9.1（a）中的势能碗的高位时——一种宇宙摩擦开始起作用了：场值倾向于滚下山到较低势能处，而其高场值又会导致起阻碍作用的力产生，在这种力的作用下，场值下滑速度很慢。这样一来，暴胀子场的值就几乎保持不变（就像新暴胀理论中的势能山顶部的暴胀子一样），并会贡献一个几乎恒定的能量和一个几乎恒定的负压强。现在我们已经很熟悉了，暴胀膨胀必须在一些条件得以满足的情况下才会发生。因而，既不需要有一个特别形状的势能碗，也不需要特别设置暴胀子场的位型，早期宇宙的混沌环境就可以自然地诱发暴胀膨胀，所以不用奇怪。林德将这种方法称为混沌暴胀。很多物理学家将此视为最为可信的暴胀理论。

古斯的突破带给我们的是如下的宇宙图景。很久很久以前，宇宙极端致密，全部的能量都由希格斯场携带，而希格斯场处于远离其势能碗最低处的某个值上。为区别于其他的希格斯场（比如为普通粒子生成质量的电弱希格斯场，又或者大统一理论中的希格斯场），我们将这个希格斯场称为暴胀子场。因为其负压，暴胀子场会生成巨大的排斥性万有引力，这股巨大的力量使得每一片空间区域远离彼此；用古斯的话来说，暴胀子使宇宙暴胀。这股巨大的排斥性万有引力大约存在了10-35秒，虽然时间短暂，但是由于它实在太过巨大了，因而使得宇宙一下子膨胀到难以想象的地步。根据暴胀子场势能碗的具体形状不同，宇宙可能轻易地膨胀1030倍、1050倍、10100倍，甚至更多倍。

这样的数字令人非常惊讶。膨胀1030倍——最保守的估计——到底是怎样一种概念呢？想象一下吧，这就好比在眨一下眼的千亿亿亿分之一的时间内，一个DNA分子膨胀到了银河系那么大。对比来看，即使这最保守的估计也比标准大爆炸模型在相同时间内的膨胀量大百亿亿倍，这一瞬间的膨胀甚至比标准大爆炸理论中140亿年的累计膨胀量还要大！在很多暴胀理论模型中，实际计算出来的膨胀倍数都要大于1030，这样的膨胀导致宇宙空间异常巨大，即使用我们最先进的望远镜，也只能看到全部宇宙的一小点。根据这些模型的理论预言，宇宙中大部分区域所发出来的光还从未曾到达过太阳系；而且，即使到了太阳和地球都消亡的那一天，很多地方发出来的光还不会到达。如果整个宇宙有地球那么大的话，我们能够看到的范围就只有一粒沙那么大。

大概在大爆炸开始之后的10-35秒，暴胀子场从中心的稳定点跌落下来，其在整个空间中的值滑落到势能碗的底部，排斥性的万有引力消失了。随着暴胀子场的值滑落下来，它所积攒的能量也将释放出来，而均匀地填充于膨胀中的空间的普通物质和辐射就是产生于这股能量，就好像清晨的薄雾落到小草上成了露珠一样。这个时刻以后的故事就是标准的大爆炸理论了：大爆炸之后，空间继续膨胀并开始冷却，物质粒子聚成了星系、恒星和行星之类的结构，这些天体慢慢演变成我们今天看到的样子，如图10.3所示。

古斯的发现——所谓的暴胀宇宙学——以及后来林德、阿尔布莱奇和斯坦哈特等人的改进版本，第一次解释了是什么使得空间膨胀。居于零能量之上的希格斯场能够提供一种使空间膨胀的外推力。古斯为大爆炸理论找到了一场爆炸。

暴胀理论体系

古斯的发现很快就被人们视作一项重大进展，迅速成为宇宙学领域的主要研究对象。但是有两点值得我们注意。首先，标准的大爆炸模型假定爆炸发生在零时刻——宇宙开始的时刻，因而爆炸是一次创生事件。暴胀理论中的爆炸发生在条件齐备的情况下——必须存在暴胀子场，这样排斥性万有引力的向外大爆发才能有原料——并且不必去符合宇宙的“创生”。这也就是说，我们最好将暴胀大爆炸想成是已经存在的宇宙所经历的一次事件，而不必将其视为就是创造宇宙的事件。将图9.2中的某些部分变得模糊，我们就得到了图10.3，这样的做法是要告诉大家我们对宇宙的起源仍一无所知。特别是，如果暴胀宇宙学真的是正确的，那我们就要问这些问题：为什么会有一个暴胀子场？而它的势能碗又为什么恰恰拥有暴胀能够发生的特别形状？为什么会存在空间和时间这样的事物使得这些讨论能够发生？还有，用莱布尼茨的话来问就是，为什么是有而不是无？

另一点值得我们注意的是，暴胀宇宙学并不是一个独一无二的理论。它是一个建立在万有引力可以是推动空间膨胀的排斥力这一认识基础之上的宇宙学理论体系。关于外推力的种种细节——一旦暴胀发生，它要持续多久，外推力的强度，宇宙在暴胀期间膨胀的倍数，暴胀结束的时候究竟有多少能量变成了物质，诸如此类的问题——主要取决于暴胀子场势能的尺寸和形状，而这一点又是我们的现有理论不能回答的问题。所以，很多年来，物理学家们研究了暴胀理论的各种可能性——势能的各种可能形状，以及可能的暴胀子场数目，等等——从中挑选出了那些能够与当前的天文学观测符合的理论。我们要知道的是，暴胀理论的某些方面并不是细节之所在，而是对于各种暴胀模型来说都很普通的东西。按照定义，爆炸本身就有这样的一种性质，任何一种暴胀模型都有一场爆炸。但是，所有的暴胀理论都有的另外一些先天性质则很关键，是我们要详细考虑的部分，因为这些性质可以解决一些原始的大爆炸宇宙学所不能解决的问题。

暴胀与视界疑难

这些问题中的一个就是所谓的视界疑难，它与我们之前提过的微波背景辐射的均匀性有关。回想一下，我们曾经讲过来自空间某一方向的微波辐射与来自空间任意其他方向的微波辐射在极高的精确度（千分之一度的水平）上彼此相符。这一观测事实非常重要，因为它证明了空间的各向同性，可以大大简化宇宙学模型。在前面的章节中，我们曾经利用这种各向同性神奇地限制了空间可能的形状并探讨了均一宇宙时间。视界疑难这一问题在我们试图解释宇宙如何拥有均一性时出现。宇宙中的广大区域究竟是如何拥有彼此一致的温度的呢？

如果回想一下第4章，你或许会想到一种可能的解释：非定域量子纠缠除了可以使两个彼此间隔很远的粒子自旋关联之外，也可能会使间隔很远的空间区域温度关联。尽管这个想法听起来很有意思，但是别忘了第4章中的讨论是在完全受控的设定下进行，而空间强大的稀释能力会完全排除这种可能性。好吧，或许我们会找到更简单些的解释。或许很久以前，空间的各部分区域彼此非常接近，而这种彼此间的亲密接触使得彼此的温度也相同。这就好像把门开一会儿的话，原本温度很高的厨房和冰冷的卧室也会温度相同。但是，这种解释在标准的大爆炸理论中遭遇了失败的命运。我们现在来看一下为什么。

我们正在看这样一部电影，它讲述了宇宙从起源一直到今天的演化全过程。随便在什么时刻暂停一下电影，然后问问你自己：空间中的两块区域，就比如厨房和卧室吧，能够影响彼此的温度吗？它们能交换光和热吗？这种问题的答案取决于两个要素：区域之间的距离以及距离大爆炸的时间。如果两者之间的距离短于光在大爆炸之后的时间内可以行进的距离，那么它们就能够彼此影响，否则的话就不能。你现在可能会想，如果把我们的电影回放到足够接近大爆炸的时刻，可观测宇宙中的所有区域都会彼此影响；因为离大爆炸越近，不同空间区域的间隔也就越小，彼此也越容易相互作用。但是这样的推理太草率了，在这个思考过程中要考虑的并不仅仅是两者之间的距离是否足够的近，还要考虑留下来的时间是否足够的多。

我们现在来正确分析一下这个问题。慢慢回放这部关于宇宙的电影，我们要关注的是位于可观测宇宙两端的两块空间区域——这两块区域之间的距离已经超出了它们各自的影响范围。我们要想把它们的间距缩小一半的话，就要把电影回放到少于一半的地方。但即使这样的话，两者之间的距离还是太远以至于不能彼此影响：它们之间的距离虽然减半，但是大爆炸到那个时刻的时间还不到大爆炸到今天的时间的一半，而光在这样的时间内能够行进的距离也没有光在大爆炸至今的时间内行进距离的一半多。类似地，我们可以一直这样通过回放电影来缩短空间中那两块区域的间距，但是我们也将发现，这会导致两者越来越难以彼此影响。在这样的宇宙演化中，两块区域在远古时期挨得越近，我们就越难——而不是越容易——想象它们会平衡彼此的温度。相对于光可以行进多远所带来的困难，回溯时间所导致的沟通困难显然更严重一些。

这就是标准大爆炸理论中的问题。在标准的大爆炸宇宙学中，万有引力只是一种吸引力；而且，自从宇宙开始以来，它就一直扮演着减慢宇宙膨胀的角色。对于减慢的事物来说，走过给定区域所花掉的时间要更多一些。比方说，秘书迅猛地冲出门去，在2分钟内就跑完了前半圈，但今天它没在最佳状态，所以后半圈花了3分钟才完成。回放这场赛马的时候，我们必须往回放到一半多的时间（全长5分钟的影片我们要回放到开始2分钟的时候）才能看到秘书跑到半圈标记的位置。与此类似，在标准的大爆炸理论中，引力所起的作用是减慢空间的膨胀，因而，如果我们从任意时刻开始回放宇宙演化的电影，我们必须回放多于一半的时间才能使得空间中两块区域之间的距离缩减为一半。因而，如上所述，这就意味着虽然空间区域在更早的时刻变得更近，但彼此间也变得越难——而不是越易——相互影响，因而它们的温度相同这一事实也就令我们越困惑——而不是越明白。

物理学家们将某一区域所发出来的光在大爆炸之后的时间内所能到达的最远位置以内的空间区域定义为这一区域的宇宙视界（简称视界）。视界可以类比为我们在地球表面的某个制高点所能看见的最远距离，当然这只是类比。视界疑难这个谜题基于这样一种认识：如果空间中的两个区域的视界始终是分开的——永远不能彼此相互作用、交流，或者用任何方式彼此影响——那么它们怎么会有差不多完全一致的温度呢？

视界疑难并不是意味着标准的大爆炸模型不对，它只是需要解释。而暴胀模型就能提供这样的解释。

在暴胀宇宙学中有一个很短暂的时期，在这个时期内，排斥性的万有引力驱动着空间越来越快地膨胀。在关于暴胀宇宙学的电影中，你只需回放到少于一半的时间就能看到空间区域的间隔减半了。这就好比秘书花了2分钟的时间跑完前半圈后，状态正佳，又猛地提速，只用了1分钟的时间就冲完了最后半圈。于是在看回放的时候，你只需要把时间回放到比赛开始2分钟的时刻——你所回放的部分（1分钟）少于一半的时间（1分半）——就能看到秘书冲过半程标志的画面了。与此类似，空间中两块不同区域的间隔在暴胀时期急速增长，且增长的速度越来越快，这就导致在你看宇宙这部电影的时候，也只需要回放到少于——实际上少很多——一半的时间就能看到间隔减半了。这样一来，随着时间越往后，空间中不同区域也就越容易相互影响。因为随着时间越往后，不同区域彼此沟通的时间就会越多。计算表明，如果暴胀使空间膨胀的倍数达到了1030以上的话，这样的数量级在大多数的暴胀模型中都可以实现，我们现在所能看到的所有空间区域——所有我们测过其温度的空间区域——都可以彼此沟通，就像相连的厨房和卧室之间的沟通那样简单，因而最初时刻的宇宙很快就会拥有相同的温度。简而言之，暴胀阶段开始的时候，空间膨胀得很慢，整个空间的温度会变得一致，然后就进入了迅猛膨胀的阶段，一下子弥补了开始阶段的缓慢，临近的区域也彼此分开去了。

暴胀宇宙学就这样解释了弥漫于整个空间的微波背景辐射神秘的各向同性问题。

暴胀与平坦性疑难

暴胀宇宙学需要面对的第二个问题与空间的形状有关。在第8章中，我们强行使用了空间均匀对称的标准，找到了3种实现空间弯曲的方法。在两维的例子中，这3种可能性分别是正曲率（类似球面的形状）、负曲率（类似马鞍面的形状）以及零曲率（类似无限平坦的桌面或者有限尺度的电视游戏屏幕）。自从广义相对论建立以来，物理学家们就一直清楚这样一个事实：单位空间中的总物质或总能量——即物质或能量密度——决定了空间的曲率。如果物质或能量密度很高，空间就会把自己拉伸成球形，也就是说空间会有正的曲率。如果物质或能量密度很低，空间就会向外展成马鞍面，也就是说空间会有负的曲率。又或者像上一章讲过的那样，当空间中的物质或能量密度处于某一特殊值时——临界密度，相当于在每立方米的空间内有5个氢原子的质量（大约10-23克）——空间将介于上述的两种极限情况之间，处于完美的平坦状态——也就是说，没有曲率。

现在我们来看看问题在哪。

掌控着标准大爆炸模型的广义相对论方程告诉我们，如果早期的物质或能量密度恰好精确地等于临界密度，它就不会随着空间的膨胀而发生变化，也就是说仍然保持在临界密度。但是，即使物质或能量密度只比临界密度高一点点或者低一点点，接下来的膨胀过程都会使物质或能量密度远离临界密度。我们来感受一下具体的数字，如果在大爆炸后的1秒时，宇宙恰好比临界状态差了一点点，物质或能量密度达到临界密度的99.99%，那么计算就会告诉我们，今天的宇宙中物质或能量密度将只有临界密度的0.00000000001%。这就像一个走在两面都是深渊的峭壁顶的登山者所面临的情况。每一步都落在峭壁顶的话就能安全通过。但是，稍稍迈错一步，不管是往右多一点还是往左多一点，倾斜都会瞬间放大，酿成不可挽回的后果（可能例子稍稍有点多了，不过还是很想讲一下。标准大爆炸模型的这个特点让我想起了很多年前大学宿舍的淋浴：如果你恰好调对了把手的位置，你就有舒服的温水洗澡。但你只要稍稍调错一点，不管是往哪边多偏了那么一点，你就会被烫得发红或是被冻得发抖。所以那时候很多同学干脆就不洗澡了）。

物理学家们几十年来一直试图测准宇宙中的物质或能量密度。到了20世纪80年代，虽然离最终的结果还有一段距离，但是有一点已经是确定无疑的了：宇宙中的物质或能量密度既不比临界密度大成千上万倍，也不是临界密度的成千上万分之一。这也就等于告诉我们，空间并没有充分地弯曲，既不是非常大的正曲率，也不是非常大的负曲率。这样的观测事实难免令标准大爆炸模型有点难堪。人们认识到，标准大爆炸模型要想与实验观测相符，就必须找到某种机制——人们还不能找到这样的解释——从而使早期宇宙的物质或能量密度极端地接近临界密度。举个例子，计算表明，在大爆炸后的1秒，宇宙中的物质或能量密度同临界密度之间的差别不能超过临界密度的百万亿分之一；如果物质或能量密度和临界密度的差别稍稍大于这一极小的量，那么标准大爆炸模型所预言的今日物质或能量密度就会远远大于实验观测值。因而，标准大爆炸模型中的宇宙就像在两面是深渊的峭壁顶前行的登山者一样，走在极端窄小的山脊上。数十亿年前的微小差别将会导致今天的宇宙千差万别。这就是所谓的平坦性疑难。

我们已经讲过了平坦性疑难的关键之处，但还是很有必要再强调一下，这里的重要之处在于虽然我们要理解平坦性疑难是一个问题，但这并不等于说有了平坦性疑难就意味着标准大爆炸模型是错的。对于平坦性疑难，大爆炸理论的忠实信徒会耸耸肩无所谓地回答道：“宇宙当时的情况就是那样。”对于他们来说，只要好好地调节一下早期宇宙的物质或能量密度——从而使理论对今天的物质或能量密度预言与实验观测相符——平坦性疑难就不存在了。但是这样的回答让很多物理学家不舒服。如果一个理论，其成功要依赖于精细调节某些我们无法给予的基本解释的性质，那么这样的理论在物理学家看来就是极不自然的。由于标准大爆炸模型不能解释早期宇宙的物质或能量密度为什么非得精细调节到某个特定值，标准的大爆炸模型在很多物理学家看来具有很强的人为性。因而，平坦性疑难可说是找出了标准大爆炸理论有极强的初始条件——我们不了解的远古时期的情况——敏感性这个弱点；平坦性疑难告诉我们，标准大爆炸模型只有假定宇宙必须如此，才能解释一些问题。

相反，物理学家们希望看到的理论是所能给出的预言不依赖于我们无法知道的量（诸如很久以前的情况如何）的理论。这样的理论可靠而自然，因为它们给出的预言并不依赖于各种很难甚至不可能直接确定的琐碎细节。暴胀理论就是一个这样的理论，它对平坦性疑难的解释很好地反映了这一点。

这里关键的一点，是要注意到吸引性的万有引力会放大任何背离临界物质或能量密度的偏差，而暴胀理论中的排斥性万有引力则正好相反：它可以减少对临界密度的偏差。要想直观地感受一下这一点，只需想想宇宙的物质或能量密度和其几何上的曲率之间的联系。特别需要注意的一点是，即使宇宙在早期具有高度弯曲的形状，暴胀膨胀之后，也会出现一片大到足以覆盖今天所看到的整个可观测宇宙的区域，而这样的区域看起来将是平坦的。事实上，我们早就熟知这种几何特性：篮球表面的弯曲可以一目了然；但是地球也是圆的就没有那么明显了，很多的思想家花了很长时间才理解了地球表面也是弯曲的这一事实。造成这种结果的原因在于，在一切不变的情况下，某一事物越大，它的弯曲就会变得越缓，其表面上的某一大小不变的区域就会看起来越平坦。如果你把内布拉斯加州绕在直径几百千米的球面上，如图10.4（a）所示，内布拉斯加州看起来就是弯曲的。但在地球表面，所有的内布拉斯加人都会承认，该州看起来是平坦的。而你要是把内布拉斯加州放到比地球还要巨大的球体表面，它看起来就会更加平坦。在暴胀宇宙学中，空间被拉伸得如此之多，以至于我们所看到的可观测宇宙只不过是一个巨大宇宙的小小一部分。所以，如图10.4（d）所示的巨球上的内布拉斯加州一样，即使整个宇宙是弯曲的，我们可观测的宇宙也几乎是平坦的。

这就好像在登山者的鞋底和峭壁顶上都安有强大的磁铁一般，一旦登山者朝着错误的方向迈上一步，磁铁之间强大的吸引力就会把登山者的脚拉回到山脊。与此类似，即使早期宇宙偏离临界密度一点，从而导致失去平坦性；暴胀膨胀也会将我们讨论的这部分空间拉回成平坦的形状，同时，我们所讨论的物质或能量密度也会被拉回到临界值。

进展与预言

暴胀理论对视界疑难和平坦性疑难的独到见解代表着巨大的理论进步。对于标准的大爆炸宇宙学来说，为了使演化到今天的宇宙既具有各向同性的特点，又具有同实验观测值相一致的物质或能量密度，它就必须对早期的初始条件进行准确的、未经解释的甚至有些怪诞的精细调节。人们当然可以假定真有这样的精细调节存在，就像标准大爆炸模型的追随者宣称的那样。但是这样一种毫无道理的办法使理论充满了人为性。而另一方面，暴胀宇宙学并不需要考虑早期宇宙物质或能量密度的种种细节。按照它自己的宇宙演化方式，暴胀宇宙学预言了我们观测到的宇宙应该近乎平坦。这也就是说，按照暴胀宇宙学的预言，我们观测到的物质或能量密度应该非常接近临界密度。

对于早期宇宙的细节不敏感可算是暴胀理论的一个优美之处，正是因为有了这个性质，我们才能在对远古时期毫无了解的情况下给出确定的理论预言。但是我们也要问：这些预言是否能够经受得了精细的实验观测的检验呢？实验数据是否站在暴胀宇宙学一边呢？实验上是否观测到了暴胀宇宙学所预言的具有临界物质或能量密度的平坦宇宙呢？

多年的观测能告诉我们的答案只是“还不充分”。大量的天文学勘探仔仔细细地测量了宇宙中可见的物质或能量的总量，而这些勘探只得到了临界密度的5%。这样的观测结果显然不是标准大爆炸理论自然得出的极大密度或极小密度解释得了的——如果不考虑人为的精细调节的话——这也就是我在前面所说的，实验观测并没有发现今天宇宙的物质或能量密度比临界密度大成千上万倍或是其成千上万分之一。即便这样，5%离暴胀理论所预言的100%也还有很大的距离。但是，物理学家们早就认识到计算数据必须仔细，不能丢失任何可能性。天文学勘探发现的那5%只与能够发光的物质或能量有关，因为只有发光的能量或物质才能被天文望远镜看到。而早在几十年前，暴胀理论还没有诞生的年代，就已经有证据表明：宇宙很可能还有沉重的黑暗面。

黑暗预言

早在20世纪30年代，加利福尼亚理工学院的天文学教授弗里茨·兹威基（一位著名的科学家，其刻薄的性格是出了名的。他非常喜爱对称性，甚至因此会将他的同事称为混球，他的解释是，无论从哪个角度看他们都是混蛋——所以是球形对称的混蛋，就是混球）就认识到，后发星系团（距离地球3.7亿光年的星系团，由上千个星系组成）的偏远星系中的可见物质移动得太快以至于无法聚集起足够的引力来使它们聚成团。兹威基通过分析指出，大多数快速移动的星系应该被甩出星系团，这就好像行驶中的自行车会甩出很多泥水一样。但我们却没有看到这样的现象。兹威基假定该星系团中还存在其他一些不能发光具有引力效应的物质，正是这些物质使该星系团聚在一起。通过计算，兹威基发现，要是这一解释正确的话，星系团质量的绝大部分就应该由这种不发光的物质组成。1936年，威尔森山天文台的辛克莱尔·史密斯发现了确实的证据，通过对室女座星系团的研究，史密斯得到了类似的结论。但是，这两个人的工作，连同后继的一些工作，都存在着各种各样的不确定性，使得人们还没法确认就是大量的不可见物质的引力将星系聚成星系团。

接下来的30年间，有关不可发光的物质的实验观测证据越来越多，但只有华盛顿卡耐基研究所的维拉·鲁宾，以及肯特·福特和其他少数人的工作才真正抓住了问题的关键。鲁宾和她的合作者研究了大量旋转星系中的恒星移动，他们的结论是：如果假定我们所看到的就是实际存在的全部，那么很多星系中的恒星将持续不断地向外飞去。这几位科学家的观测结果明确地告诉我们，可见的星系物质不可能产生出足够强的引力以控制住那些快速移动的恒星，使之不能自由飞散。详细的分析也同时指出，如果星系沉浸在不发光物质——其总质量需远远地超过星系中可见物质的质量——构成的巨大球状空间中（如图10.5所示），那么其中的行星就仍在引力的束缚之内。所以，就像有些观众只看到来回移动的白手套就能推断出魔术师隐藏在看不见的黑袍中一样，天文学家也能得出宇宙中充满着暗物质——那些不聚合成恒星因而不发光，所以除了借助于引力效应外没有任何办法知道它们存在的物质——的结论。而宇宙中的发光成分——恒星——仅仅是漂浮在暗物质之海中的灯塔。

如果必须有暗物质存在才能解释观测到的恒星和星系移动，那么，暗物质是由什么组成的呢？很遗憾，直到现在也没有人能给出肯定的答案。尽管天文学家和物理学家已经就暗物质是什么提出了很多种可能性——从各种奇异的粒子到小型黑洞，但暗物质究竟是什么仍然是天文学和理论物理学中的一个主要未解之谜。虽然不能确定暗物质究竟是什么，天文学家们还是能够通过准确地分析其引力效应来计算出暗物质在整个宇宙中究竟有多少。现在人们已经知道，暗物质大约占临界密度的25%。再加上普通可见物质贡献的5%，我们已经找到了暴胀宇宙学所预言的物质或能量密度的30%。

好吧，虽然这已经算是很大的进展了，但科学家们还是得挠头，因为他们还是要知道那玩忽职守的70%哪去了（当然，这么说的前提是暴胀宇宙学真的正确）。但是，两组天文学家在1998年得到的结果出乎所有人预料，于是历史绕了一个圈，我们再次感受到了爱因斯坦是多么富于预见性。

失控的宇宙

生病的时候，我们可能会听取不同医生的意见以确认自己的病情；物理学家们也是如此，如果他们得到的数据或理论带来了某些令人困惑的结果，物理学家们常常也会再从另外的角度看看同一个问题。如果从一个完全不同的观点出发也能得出与原始分析相同的结论的话，那么这种理论的可信度就很高。当从不同角度提出的解释最后都归结到一点的时候，我们就有理由相信这种解释已经切中要害。所以，很自然的，既然暴胀理论提出了某种异常怪异的东西——还没被观测到的那70%的宇宙物质或能量密度，那么物理学家们必定希望依靠它来再确认一次暴胀理论。而很久以来人们就知道对减速因子的测量正好可以帮这个忙。

从暴胀开始的那一刻起，吸引性的万有引力就在减慢宇宙的膨胀，其减慢率称为减速因子。对减速因子的测量将是另一个能独立反映宇宙中物质总量的角度：更多的物质，无论发光与否，将导致更强的引力，因而会更明显地减慢空间的膨胀。

很多年来，天文学家们一直在试图测出宇宙的减速，这种测量虽然在理论上直截了当，但在实际中却是一个挑战。当我们观测远方的天体——比如星系或类星体——的时候，我们实际看到的是它们很久以前的样子：它们离我们越远，我们所看到的就是越早时期的天体。因而，如果我们能够测得它们以多快的速度远离我们，我们就相当于测到了在过去的某个时刻宇宙以多快的速度膨胀；然后，我们再测另外一个距离处的膨胀速度，这就相当于我们在测另外一个时刻的宇宙膨胀速度。对比我们所测得的不同时期的宇宙膨胀速度，我们就会算出宇宙的膨胀在某段时间内减慢了多少，因而就求得了减慢因子。

所以，按这种方案测量减慢因子需要两个条件：一是要找到一种方法确定某一天体的距离（这样我们就可以知道这个天体在时间上距离我们有多远）；二是要找到一种方法测出该天体以多快的速度远离我们而去（这样我们就能知道在那个时候空间以多快的速率膨胀）。后一个要求很容易实现，远离我们而去的警车上的警笛音调变低，远离我们而去的天体上发出来的光的振荡频率也会变低。而且，诸如氢、氦、氧这样的原子——正是这些原子组成了恒星、类星体和星系——发出来的光已经在实验室中详细地研究过了，所以只要认真的对比我们从天体中测得的光的频率与实验室中的光的频率，我们就能得到某一天体离我们远去的速度。

但是前一个要求，找到一种确定某一天体距离我们多远的方法，则令天文学家们很是头疼。一般来说，我们会认为离我们越远的事物看起来越模糊，但是这一简单的事实却很难嫁接到定量测量上。你要想判断远方物体的亮度的话，就必须首先知道该物体的固有亮度——当它就在你附近的时候它有多亮。但是我们很难知道一个离我们几十亿光年远的物体的固有亮度到底是多少。一般的办法是找到一类天体，由于某种基本的天体物理原因，该类天体总是以准确固定的亮度发光。如果天空中缀满100瓦的灯泡，我们就好办了，因为这样的话，我们就可以根据灯泡的模糊程度来判断它到底离我们有多远（虽然看清很远地方的100瓦灯泡也是一种挑战）。但是宇宙空间并没有慷慨到这种程度，那么，我们该找什么东西来当标准亮度的灯泡呢？或者用天文学的话说，什么能起到标准烛光的作用呢？多年来，天文学家们已经研究了多种可能性，到目前为止最成功的一个选择是某一类特殊的超新星爆发。

当恒星用光它们的核燃料时，来自恒星核心的核聚变的向外压力就会消失，恒星就会在其自身引力的作用下向内破裂。随着恒星核心向自己坍塌，整个恒星的温度急速上升，有的时候就会导致一场规模巨大的爆炸，爆炸将会吹散恒星的外层，整个过程就像一场精彩的太空焰火表演。这种爆炸的恒星就是超新星，一颗超新星可以在几个星期的时间里始终保持着几十亿个太阳的亮度。它绝对是令人难以置信的天文奇观：单独一颗星星就会像整个星系那么亮！不同种类的恒星——不同大小，不同原子丰度，等等——会导致不同种类的超新星爆发。天文学家在很多年前就认识到某种超新星爆发总是具有相同的固有亮度，而这就是Ia型超新星爆发。

研究Ia型超新星首先要知道白矮星。白矮星——耗光了自己的核燃料但自身却没有足够的质量来触发一场超新星爆发的星体——会从附近的伴星中吸收表面物质。当白矮星的质量达到一个特定的临界值——大约是太阳质量的1.4倍，它就会通过核反应变为超新星。这样的超新星爆发总是发生在白矮星达到其临界质量的情况下，所以这种爆发的特性，比如其固有亮度等，总是大体上趋于同一个值。而且，因为超新星的亮度远远不是100瓦的灯泡所能比拟的，所以你不但可以有一个准确可靠的亮度源，还能在宇宙中够清楚地看到它。故而它们可以被称为标准烛光的最佳候选者。

20世纪90年代，两组天文学家分别由劳伦斯·伯克利国家实验室的索尔·派尔穆特和澳大利亚国家大学的布赖恩·施密特领导，决意通过测量Ia型超新星的远离速度测出宇宙的减速因子，从而测得宇宙的总物质或总能量密度。识别一次Ia型超新星爆发相对比较简单，因为超新星爆发所发出来的光总是急速增强然后又慢慢变弱。但是真正找到一颗Ia型超新星爆发却并不容易，因为在一个星系中，Ia型超新星爆发每几百年才出现一次。不过，通过利用视野广阔的望远镜同时观测数千个星系的这一革命性技术，两组天文学家在距离地球不同远近的地方发现了将近50次Ia型超新星爆发。耐心地从实验数据中计算出每一个超新星距离地球的远近及其远离速度后，两组天文学家得出了完全出乎意料的结论：宇宙在大约70亿岁后，膨胀率从未减速过。这也就相当于说，膨胀率一直在加速。

这两个实验组发现，宇宙在其大爆炸后的70亿年间一直在减速膨胀，就像路遇高速收费站的汽车一样。人们所预期的正是这样的事实。但是，实验结果同时也告诉我们，就像一通过收费站的读卡器就踩油门的司机一样，宇宙的膨胀也在差不多70亿年的减速后开始加速。大爆炸之后的第70亿年的膨胀率小于第80亿年的膨胀率，而第80亿年的膨胀率又小于第90亿年的膨胀率，依此类推，以前任意一个时期的膨胀率都要小于今天的膨胀率。人们所预期的空间减速膨胀变成了完全出乎意料的加速膨胀。

这究竟是怎么一回事呢？这个问题的答案就与物理学家们曾经问过的那丢失的70%的物质或能量密度有关。

丢失的70%

现在想想1917年爱因斯坦引入的宇宙常数，你所拥有的信息足以让你明白宇宙加速是怎么回事。普通的物质和能量产生普通的吸引性万有引力，这种引力会减慢空间的膨胀。但是随着宇宙的进一步膨胀，宇宙间的事物分散得更加厉害，因此使膨胀减速的引力就变得更弱了。这一下事情出现了转机。如果真的有一个宇宙常数的话——并且它的值又小得恰到好处的话——那它所产生的排斥性万有引力在大爆炸之后的70亿年内就会被普通物质所产生的吸引性万有引力盖过，其净效果就是减慢宇宙的膨胀，而这一点正与实验数据相符。随着时间的流逝，普通物质分散得更开，其所产生的引力也就更弱；这时，宇宙常数（其值并不因为物质分散而有所变化）所产生的排斥性万有引力就会逐渐占据上风，于是减速膨胀的时期让位于加速膨胀的时期。

于是，在20世纪90年代后期，根据上述的推理和对数据的深入分析，派尔穆特组和施密特组都认识到，爱因斯坦在80年前为广义相对论方程引入宇宙常数并不是一个错误。他们认为宇宙的确应该有一个宇宙常数。但是他们并不认同爱因斯坦提出的宇宙常数大小，其原因在于爱因斯坦所追求的是排斥性万有引力和吸引性万有引力彼此相消从而导致静止的宇宙，而派尔穆特和施密特等人需要的是在某些年间排斥性的万有引力要居于主导地位。虽然派尔穆特和施密特等人的发现还需要进一步的实验确认以及更加仔细的分析，但我们必须得说，爱因斯坦再一次预见了宇宙的基本性质，只不过这次足足花了80年才得以用实验验证。

超新星的远离速度取决于普通物质的吸引性万有引力和由宇宙常数所提供的“暗能量”的排斥性万有引力之间的差别。如果将普通物质的总量——可见不可见的都算上——算作临界密度的30%的话，超新星研究者们发现，宇宙常数的暗能量必须贡献出70%的临界密度才能使超新星的远离速度满足实验观测。

这是一个令人印象深刻的数字。如果真的是这样，那么我们就不仅仅有普通物质带给宇宙的那无足轻重的5%的物质或能量，以及现在还无法确知其成分的暗物质带给宇宙的25%的物质或能量，我们还将拥有遍布于整个空间的宇宙常数所导致的那全然不同又神秘莫测的暗能量所贡献的宇宙的大部分物质或能量。如果这些想法真的正确的话，那么哥白尼的学说将会神奇地扩充：不但我们所在的位置不是宇宙的中心，就连组成我们的物质也只是沧海一粟。即使将质子、中子、电子全都从宇宙中拿走，宇宙的总质量或总能量也不会减少多少。

除此之外，70%这个数字还有另外一个令人印象深刻的原因。将宇宙常数贡献的70%和普通物质及暗物质贡献的30%合在一起的话，宇宙的质量或能量正好100%符合暴胀理论的预言！因此，超新星的数据所展现出来的外推力正好可以用暗能量来解释；而要正确地解释超新星数据，暗能量就要正好贡献出宇宙中看不见的那70%的质量或能量；而这丢失的70%正好是一直令暴胀宇宙学家挠头的问题。所以，有关超新星的实验测量与暴胀宇宙学形成了美妙的互补关系。两者彼此印证，分别是对方的佐证。

将观测结果与暴胀理论组合起来，我们就得到了如图10.6所示的宇宙演化图像。极早期的时候，宇宙的能量存在于暴胀子场中，这时的暴胀子场并没处于最低能量态。由于负压的作用，暴胀子场驱动了一场暴胀膨胀。在大约10-35秒之后，暴胀子场滑落到其势能碗的最低处，暴胀阶段结束，暴胀子场释放出了蕴藏的能量，这些能量转化成了普通的物质和辐射。之后的几十亿年间，这些常见的物质所释放出来的吸引性万有引力使空间的膨胀不断减速。但是随着宇宙逐渐变得稀薄，这种排斥性的万有引力慢慢减小。时间到了距今大约70亿年前，普通的吸引性万有引力弱到了一定程度，这个时候来自宇宙常数的排斥性万有引力开始居于主导地位，于是空间的膨胀率开始上升。

距今大约100亿年的时候，除了离我们最近的一些星系，大部分星系都随着空间的膨胀而离我们远去，它们的速度快到超越了光速，所以我们无论使用什么样的望远镜都无法看到那些飞走的星系。如果这些理论真的是正确的话，那么到了遥远未来的某一天，宇宙将会变成巨大、空荡、毫无生气之所。

谜题与进展

有了这些发现之后，看起来我们已经解决了宇宙学中的种种疑难。标准大爆炸宇宙学不能回答的问题——是什么使空间向外膨胀？微波背景辐射的温度为什么一样？为什么空间看起来是平坦的？——被暴胀宇宙学一一解答。但即使这样，有关基本起源的困难问题仍然存在：暴胀之前是否还存在着某个时期？如果是的话，这一时期的宇宙是什么样子？是什么使暴胀子场离开它的最低能量态从而触发了一场暴胀？还有一个最新的问题，宇宙为什么会由这些好不般配的成分——5%的普通物质，25%的暗物质，70%的暗能量——组成呢？要是不考虑这样的宇宙成分极好地符合了暴胀理论关于宇宙要有100%的临界密度的预言，也不考虑暴胀理论还同时解释了在超新星的研究中所发现的宇宙膨胀的话，大多数物理学家都会觉得这种大杂烩似的组合毫无吸引力可言。很多人都会问：宇宙为什么会有这么复杂的组成呢？为什么这些全然不同的成分的比例会如此随机呢？

是不是有什么深层理论可以解释这些问题呢？

现在还没有人就这些问题提出令人信服的解释。正是这些问题和另一些紧迫的研究问题推动着当前的宇宙学研究；这些问题的存在时刻提醒着我们，在宣称我们已经完全理解了宇宙的起源之前必须解开这些混乱的结。不过，要是不考虑遗留的这些艰巨挑战，暴胀理论可算是当前最为成功的宇宙学理论。固然，物理学家们对暴胀理论的信心基于我们在本章中讨论过的那些成功之处。但是，暴胀理论并不仅仅有这些成功之处，人们对它的信心随着越来越多的发现而越来越足。我们将在下一章中看到，许多其他考虑因素——既有来自实验观测上的也有来自理论上的因素——同样会使工作在这一领域的物理学家们相信，暴胀理论是我们这一代物理学家对宇宙学所做的最重要、最持久的贡献。