熱大爆炸宇宙學(xué)的諸多預(yù)言, 比如哈勃定律、輕元素豐度以及宇宙微波背景輻射等, 都得到了眾多宇宙學(xué)觀測的證實(shí)。盡管熱大爆炸宇宙學(xué)取得了巨大的成功, 但是這個(gè)理論本身存在一些不可克服的困難。比如, 基于標(biāo)準(zhǔn)的熱大爆炸宇宙學(xué), 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(shù)萬個(gè)在宇宙早期沒有因果聯(lián)系的區(qū)域演化而來, 那么為什么這些沒有因果聯(lián)系的區(qū)域具有幾乎完全相同的溫度? 這個(gè)問題被稱為“視界問題”。此外, 盡管現(xiàn)有的宇宙學(xué)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(xì)地調(diào)節(jié)宇宙中所有物質(zhì)的總能量密度, 使其恰好等于臨界密度。是什么樣的物理機(jī)制自動地把宇宙幾何調(diào)整成平坦的情形? 這個(gè)問題被稱為“平坦性問題”。

      為解決熱大爆炸宇宙學(xué)中的視界和平坦性等問題, Guth在20世紀(jì)80年代初明確提出宇宙在熱大爆炸前還經(jīng)歷了一段近指數(shù)的加速膨脹過程, 這個(gè)宇宙劇烈膨脹的過程也被稱為“暴脹”。正是由于暴脹時(shí)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, 并且同時(shí)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(yù)言之一, 并且已經(jīng)得到了現(xiàn)有宇宙學(xué)觀測的強(qiáng)力支持。  

      到底是什么驅(qū)動了宇宙暴脹呢? 

      由于引力一般總是表現(xiàn)為吸引的, 因此引力應(yīng)當(dāng)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。真空能完全不同于人們所熟知的普通物質(zhì), 它的一個(gè)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(gè)非常特別的性質(zhì), 即它具有負(fù)的壓強(qiáng)。真空能負(fù)的壓強(qiáng)產(chǎn)生等效的斥力, 從而推動宇宙在極早期的暴脹。   

      最早的時(shí)候, Guth提出宇宙一開始處在一個(gè)具有較大真空能的亞穩(wěn)真空態(tài)中, 這個(gè)亞穩(wěn)真空態(tài)的真空能驅(qū)動了宇宙暴脹。由于這個(gè)真空態(tài)是亞穩(wěn)的, 因此它遲早會發(fā)生衰變。宇宙從亞穩(wěn)真空態(tài)通過量子隧穿到真正穩(wěn)定的真空態(tài), 并且將亞穩(wěn)真空態(tài)中的真空能釋放出來, 伴隨產(chǎn)生宇宙熱大爆炸的輻射和物質(zhì)。然而這個(gè)機(jī)制存在一個(gè)致命的缺點(diǎn): 為了解決熱大爆炸宇宙學(xué)的視界和平坦性等問題, 這個(gè)亞穩(wěn)真空態(tài)的壽命不能太短, 因此要求它的衰變率不能太大, 從而導(dǎo)致宇宙不同區(qū)域發(fā)生衰變的時(shí)間很不一致, 從而最終形成一個(gè)不均勻的宇宙。由此可見Guth最早提出的這個(gè)暴脹模型并不能最終產(chǎn)生一個(gè)均勻的宇宙, 明顯與觀測的結(jié)果不相符。這個(gè)由Guth最早提出的暴脹模型也被稱為“老的暴脹模型”, 這個(gè)模型存在嚴(yán)重的暴脹退出機(jī)制問題。  

      目前, 被廣泛接受和采用的是所謂的“慢滾暴脹模型”。在慢滾暴脹中, 宇宙并不處于亞穩(wěn)真空態(tài)中, 而是由一個(gè)標(biāo)量場(也被成為暴脹子)的勢能提供等效的真空能驅(qū)動宇宙暴脹。為了解決熱大爆炸宇宙學(xué)的諸多問題, 暴脹需要持續(xù)足夠長的時(shí)間, 因此要求暴脹子的勢能有一段較為平緩的區(qū)間。當(dāng)暴脹子在這段較為平緩的勢能區(qū)間運(yùn)動時(shí), 暴漲子很緩慢地向勢能更低的地方滾動, 期間它的動能相較于它的勢能幾乎可以忽略不計(jì)。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(jī)制完全不同于Guth最早提出的老的暴脹模型。慢滾暴脹的退出發(fā)生在暴脹子滾動到它的勢能很陡峭的地方, 這時(shí)暴脹子在很短時(shí)間內(nèi)被加速到快速運(yùn)動的狀態(tài), 暴脹子也就由勢能為主轉(zhuǎn)變?yōu)閯幽転橹? 從而自然地結(jié)束暴脹。

      暴脹發(fā)生在宇宙極早期, 人們不可能回到暴脹時(shí)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跡來了解和檢驗(yàn)暴脹模型。量子效應(yīng)一般與一個(gè)系統(tǒng)的大小成反比, 這也就是為什么量子效應(yīng)往往在微觀系統(tǒng)變得很重要。暴脹時(shí)期宇宙尺度很小, 因而量子效應(yīng)不可忽略。由于暴脹時(shí)期宇宙處于近指數(shù)的膨脹狀態(tài), 宇宙哈勃視界的大小幾乎不隨時(shí)間變化。哈勃視界是暴脹時(shí)期宇宙因果視界的大小, 暴脹子的量子漲落反比于哈勃視界的大小, 因此也近似為一個(gè)常數(shù), 而與擾動模式的波長幾乎無關(guān), 這一特性被稱為近標(biāo)度不變性。由于暴脹時(shí)期宇宙的能量密度由暴脹子的勢能主導(dǎo), 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(jié)束后, 起源于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(jié)構(gòu)。由于暴脹子的量子漲落是近標(biāo)度不變的, 因此暴脹預(yù)言導(dǎo)致宇宙結(jié)構(gòu)形成的原初密度漲落也是近標(biāo)度不變的?；诂F(xiàn)有的宇宙學(xué)觀測, 原初密度漲落的大小約為十萬分之一, 而且暴脹所預(yù)言的原初密度漲落功率譜的近標(biāo)度不變性也已經(jīng)得到了觀測強(qiáng)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(chǎn)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(chǎn)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(jù), 然而遺憾的是在扣除銀河系熱塵埃物質(zhì)造成的對微波背景輻射B-模式偏振的前景污染后并沒有發(fā)現(xiàn)原初引力波存在的蹤跡。盡管目前仍未探測到原初引力波, 但是當(dāng)前對原初引力波漲落幅度的嚴(yán)格限制強(qiáng)烈暗示暴脹其實(shí)是由一個(gè)等效的宇宙學(xué)常數(shù)主導(dǎo)的宇宙極早期加速膨脹過程。

     盡管目前仍未探測到原初引力波, 但是當(dāng)前對原初引力波漲落幅度的嚴(yán)格限制強(qiáng)烈暗示暴脹其實(shí)是由一個(gè)等效的宇宙學(xué)常數(shù)主導(dǎo)的宇宙極早期加速膨脹過程。  

      總之, 暴脹不僅簡單經(jīng)濟(jì)地解決了熱大爆炸宇宙學(xué)的諸多疑難問題, 而且它所預(yù)言的宇宙空間平坦性和近標(biāo)度不變的原初密度漲落都已經(jīng)得到了觀測的強(qiáng)有力支持。對暴脹動力學(xué)過程的更多研究將最終幫助人們解開“是什么驅(qū)動暴脹”之謎。