早在1981年，當時還是斯坦福直線加速器中心一位苦苦掙扎的物理學博士後研究員艾倫·H·古思在一系列研討會上將“暴脹”引入了宇宙學詞彙。這個術語指的是宇宙大爆炸後最初瞬間可能發生的一段極速膨脹。其中一次研討會在哈佛大學舉行，當時我自己也是那裡的博士後研究員。我被這個想法深深吸引，從那時起幾乎每天都在思考它。許多從事天體物理學、引力物理學和粒子物理學的同事也同樣對此著迷。時至今日，宇宙暴脹理論的發展和檢驗仍然是最活躍和最成功的科學研究領域之一。
其存在的理由是為了填補原始大爆炸理論中的一個空白。大爆炸理論的基本思想是，宇宙自大約138億年前誕生以來一直在緩慢膨脹和冷卻。這個過程解釋了今天宇宙的許多細節特徵，但有一個問題：宇宙必須以某些屬性開始。例如，它必須極其均勻，物質和能量的分佈只有極其微小的變化。此外，宇宙必須在幾何上是平坦的，這意味著空間結構的彎曲和扭曲不會彎曲光線和運動物體的路徑。
但為什麼原始宇宙應該如此均勻和平坦呢？先驗地看，這些初始條件似乎不太可能。這就是古思的想法的切入點。他認為，即使宇宙最初處於完全混亂的狀態——能量分佈高度不均勻，形狀扭曲——一次壯觀的爆發式增長也會將能量擴散開來，直到均勻分佈，並拉直空間中的任何彎曲和扭曲。當這段暴脹時期結束時，宇宙將繼續以原始大爆炸理論中較為溫和的速度膨脹，但現在已經具備了恆星和星系演化到我們今天所見狀態的合適條件。
支援科學新聞業
如果您喜歡這篇文章，請考慮透過以下方式支援我們屢獲殊榮的新聞業 訂閱。透過購買訂閱，您正在幫助確保有關塑造我們今天世界的發現和想法的具有影響力的故事的未來。
這個想法如此引人入勝，以至於包括我在內的宇宙學家經常將其描述為一個既定事實。然而，自從古思提出暴脹理論以來，一些奇特的事情發生了。隨著支援暴脹的證據越來越有力，反對的證據也隨之增強。這兩種情況並不為人所熟知：支援暴脹的證據為廣大物理學家、天體物理學家和科學愛好者所熟悉。然而，除了我們一小群一直在默默努力應對挑戰的人之外，似乎很少有人關注反對暴脹的證據。大多數天體物理學家都在忙於測試教科書式的暴脹理論的預測，而沒有擔心這些更深層次的問題，希望這些問題最終能夠得到解決。不幸的是，這些問題至今仍然沒有得到我們最好的努力解決。
作為一位既為暴脹理論做出貢獻[參見艾倫·H·古思和保羅·J·斯坦哈特合著的《暴脹宇宙》，《大眾科學》，1984年5月]，又為競爭理論做出貢獻的人，我感到很矛盾，並且我感覺到我的許多同事也不確定如何看待反對的證據。為了戲劇化我們所處的奇怪困境，我將對暴脹宇宙學進行審判，呈現兩種極端的觀點。首先，我將充當“贊成”方的熱烈倡導者，陳述該理論最強大的優勢，然後，同樣熱情地，充當“反對”方的倡導者，陳述最嚴重的未解決問題。
支援暴脹的理由
暴脹理論如此廣為人知，以至於支援它的理由可以簡明扼要。要充分理解其優勢，還需要更多細節。暴脹依賴於一種特殊的成分，稱為暴脹能量，它與引力相結合，可以在短暫的瞬間驅動宇宙膨脹到驚人的程度。暴脹能量必須極其稠密，並且其密度在暴脹時期必須保持近乎恆定。它最不尋常的特性是，它的引力必須是排斥而不是吸引。排斥力是導致空間如此快速膨脹的原因。
古思的想法之所以具有吸引力，是因為理論家們已經確定了許多可能的能量來源。最主要的例子是一種假設的磁場親屬，稱為標量場，在暴脹的情況下，它被稱為“暴脹子”場。目前在歐洲核子研究中心大型強子對撞機上研究的希格斯粒子就來自另一個標量場。
像所有場一樣，暴脹子在空間中的每個點都具有一定的強度，這決定了它施加的力。在暴脹階段，其強度在各處幾乎恆定。根據場的強度，其中蘊含著一定的能量——物理學家稱之為勢能。強度和能量之間的關係可以用圖表上的曲線表示。對於暴脹子，宇宙學家認為曲線看起來像穿過山谷和緩坡高原的橫截面。如果場的初始強度對應於高原上的某個點，它將逐漸失去強度和能量，就像從斜坡上滑下來一樣。事實上，這些方程與球沿著形狀與勢能曲線相同的山坡滾下的方程相似。
如果暴脹子的勢能在高原上停留足夠長的時間（大約10−30秒），使宇宙沿每個方向膨脹1025倍或更多，那麼它就可以使宇宙變得平滑和平坦。當場離開高原並衝下山谷到達下面的能量谷時，暴脹結束。此時，勢能轉化為更熟悉的能量形式——即暗物質、熱普通物質和輻射——宇宙進入溫和的、減速膨脹時期。
−30 秒）以沿每個方向將宇宙拉伸 1025 倍或更多。當場離開高原並衝下山坡到達下方的能量谷時，暴脹結束。此時，勢能轉化為更熟悉的能量形式——即暗物質、熱普通物質和輻射——宇宙進入溫和的、減速膨脹時期。
暴脹使宇宙變得平滑，就像拉伸橡膠片可以消除褶皺一樣，但它並非完美地做到這一點。由於量子效應，仍然存在小的 irregularities。量子物理定律規定，像暴脹子這樣的場在空間中並非處處具有完全相同的強度，而是會經歷隨機漲落。這些漲落導致暴脹在空間的不同區域以略微不同的時間結束，將它們加熱到略微不同的溫度。這些空間變化是最終將成長為恆星和星系的種子。暴脹理論的一個預測是，這些變化幾乎是尺度不變的。也就是說，它們不依賴於區域的大小；它們在所有尺度上都以相同的量級發生。
支援暴脹的理由可以用三個格言來概括。首先，暴脹是不可避免的。理論物理學的最新進展只是加強了早期宇宙包含驅動暴脹場的假設。統一理論（如弦理論）中出現了數百個這樣的場。在混沌的原始宇宙中，肯定會存在一些空間區域，其中一個場滿足暴脹的條件。
其次，暴脹解釋了為什麼今天的宇宙如此均勻和平坦。沒有人知道宇宙從大爆炸中誕生時有多麼均勻或平坦，但有了暴脹，就無需知道了，因為加速膨脹時期將其拉伸成了正確的形狀。
第三，也是可能最令人信服的是，暴脹理論具有強大的預測能力。例如，對宇宙微波背景輻射和星系分佈的大量觀測證實，早期宇宙中能量的空間變化幾乎是尺度不變的。
反對暴脹的理由
一個理論正在失敗的首要跡象通常是觀測和預測之間存在微小的差異。但這裡的情況並非如此：資料與1980年代早期提出的暴脹預測完全一致。相反，反對暴脹的理由挑戰了該理論的邏輯基礎。該理論真的像宣傳的那樣有效嗎？1980年代早期做出的預測仍然是我們今天所理解的暴脹模型的預測嗎？有一種觀點認為，這兩個問題的答案都是否定的。
第一個格言認為暴脹是不可避免的。但如果是這樣，就有一個尷尬的必然結果：壞的暴脹比好的暴脹更有可能發生。“壞的”暴脹指的是一段加速膨脹時期，其結果與我們所看到的情況相沖突。例如，溫度變化可能太大。好與壞的區別取決於勢能曲線的形狀，而勢能曲線的形狀由一個數值引數控制，原則上該引數可以取任何值。只有非常狹窄的值範圍才能產生觀測到的溫度變化。在典型情況下，該值必須接近10−15——即小數點後15位為零。一個不太精細調整的選擇，例如小數點後僅12位或10位為零，將產生壞的暴脹，溫度變化很大，與觀測結果不符。
−15——即小數點後 15 位為零。一個不太精細調整的選擇，例如小數點後僅 12 位或 10 位為零，將產生壞的暴脹，溫度變化很大，與觀測結果不符。
如果壞的暴脹與生命不相容，我們可以忽略它。在這種情況下，即使可能出現如此大的溫度變化，我們也永遠無法觀察到它們。這種推理被稱為人擇原理，但它並不適用於這裡。更大的溫度變化將導致更多的恆星和星系——宇宙將比現在更宜居。
不僅壞的暴脹比好的暴脹更有可能發生，而且沒有暴脹比兩者都更有可能發生。牛津大學物理學家羅傑·彭羅斯在1980年代首次提出了這一點。他應用了熱力學原理，類似於用於描述氣體中原子和分子的原理，來計算暴脹子場和引力場可能的初始構型。其中一些構型導致暴脹，進而導致近乎均勻、平坦的宇宙。其他構型直接導致均勻、平坦的宇宙——沒有暴脹。這兩組構型都很罕見，因此總體而言，獲得平坦宇宙的可能性不大。然而，彭羅斯令人震驚的結論是，在沒有暴脹的情況下獲得平坦宇宙比有暴脹的情況下獲得平坦宇宙的可能性要大得多——可能性差距為 10 的 googol 次方（10100）！
100) 次方！
永恆暴脹的風險
另一種方法是使用已建立的物理定律，從宇宙當前的條件向後推斷其歷史。這種外推並非唯一的：鑑於今天宇宙的平均平坦和光滑條件，之前可能發生過許多不同的事件序列。2008年，劍橋大學的加里·W·吉本斯和加拿大安大略省 Perimeter 理論物理研究所的尼爾·G·圖羅克表明，絕大多數外推都具有微不足道的暴脹量。這個結論與彭羅斯的結論一致。兩者似乎都違反直覺，因為平坦而光滑的宇宙不太可能出現，而暴脹是獲得所需平滑和平坦的強大機制。然而，這種優勢似乎完全被啟動暴脹的條件如此不可能的事實所抵消。當考慮所有因素時，宇宙在沒有暴脹的情況下達到當前條件比有暴脹的情況下更有可能。
許多研究人員發現，與更有說服力的支援暴脹的理由相比，這些論點令人難以置信：即1980年代早期制定的預測與今天可用的宇宙學觀測結果之間的一致性。確鑿的證據勝過任何理論論證。但這個故事的奇怪之處在於，1980年代早期的預測是基於對暴脹實際工作原理的幼稚理解——這種圖景已被證明是完全錯誤的。
觀點的轉變始於認識到暴脹是永恆的：一旦開始，它就永遠不會結束[參見安德烈·林德的《自我複製的暴脹宇宙》，《大眾科學》，1994年11月]。暴脹的自我延續性質是量子物理學與加速膨脹相結合的直接結果。回想一下，量子漲落會延遲暴脹結束的時間。在這些漲落很小的區域，它們的影響也很小。然而，漲落是隨機的。在某些空間區域，它們會很大，導致顯著的延遲。
這種拖延的流氓區域極其罕見，因此您可能會認為忽略它們是安全的。您不能忽略它們，因為它們正在暴脹。它們繼續增長，並在瞬間，使按時結束暴脹的良好行為區域相形見絀。結果是，充滿熱物質和輻射的小島周圍環繞著一片暴脹空間海洋。更重要的是，流氓區域產生新的流氓區域，以及新的物質島嶼——每個島嶼都是一個獨立的宇宙。這個過程無限期地持續下去，創造出無數個島嶼，周圍環繞著越來越多的暴脹空間。如果您沒有被這幅圖景所困擾，請不要擔心——您不應該被困擾。令人不安的訊息還在後面。
這些島嶼並非都相同。量子物理學固有的隨機性確保其中一些島嶼高度不均勻或嚴重扭曲。它們的不均勻性聽起來像前面描述的壞的暴脹問題，但原因不同。壞的暴脹發生是因為控制勢能曲線形狀的引數可能太大。在這裡，無論引數值如何，不均勻性都可能由永恆暴脹和隨機量子漲落引起。
為了在數量上精確，上面的“一些”一詞應替換為“無限數量的”。在永恆暴脹的宇宙中，無限數量的島嶼將具有與我們觀察到的島嶼相似的屬性，但無限數量的島嶼將不具有這些屬性。暴脹的真正結果最好用古思的話來概括：“在永恆暴脹的宇宙中，任何可能發生的事情都會發生；事實上，它會發生無數次。”
那麼我們的宇宙是例外還是規則？在無限的島嶼集合中，很難說清。作為一個類比，假設您有一個裝有已知有限數量的 25 美分硬幣和 1 美分硬幣的袋子。如果您伸手進去隨機挑選一枚硬幣，您可以對最有可能選擇哪種硬幣做出明確的預測。但是，如果袋子裡裝有無限數量的 25 美分硬幣和 1 美分硬幣，您就無法做出預測。為了嘗試評估機率，您將硬幣分類成堆。您首先將一枚 25 美分硬幣放入堆中，然後是一枚 1 美分硬幣，然後是第二枚 25 美分硬幣，然後是第二枚 1 美分硬幣，依此類推。此過程給您留下的印象是，每種面額的硬幣數量相等。但是，然後您嘗試另一種系統，首先堆疊 10 枚 25 美分硬幣，然後是一枚 1 美分硬幣，然後是 10 枚 25 美分硬幣，然後是另一枚 1 美分硬幣，依此類推。現在您得到的印象是，每枚 1 美分硬幣對應 10 枚 25 美分硬幣。
哪種計算硬幣的方法是正確的？答案是都不是。對於無限的硬幣集合，存在無限多種分類方法，這些方法會產生無限範圍的機率。因此，沒有合法的方法來判斷哪種硬幣更有可能出現。根據同樣的推理，也沒有辦法判斷在永恆暴脹的宇宙中哪種島嶼更有可能出現。
現在您應該感到不安了。如果任何可能發生的事情都會發生無數次，那麼說暴脹做出某些預測——例如，宇宙具有尺度不變的漲落——是什麼意思？如果該理論沒有做出可檢驗的預測，宇宙學家如何聲稱該理論與觀測結果一致，就像他們經常做的那樣？
我們失敗的衡量標準
理論家們並非沒有意識到這個問題，但他們相信他們可以以某種方式恢復1980年代早期幼稚的暴脹圖景。儘管他們已經與這個問題鬥爭了幾十年，但仍未找到解決方案，但許多人仍然抱有希望。
有些人建議嘗試構建非永恆的暴脹理論，以將無限宇宙扼殺在萌芽狀態。但永恆性是暴脹加上量子物理學的自然結果。為了避免永恆性，宇宙必須從非常特殊的初始狀態開始，並具有特殊形式的暴脹能量，以便暴脹在空間中所有地方結束，而量子漲落有機會重新點燃它。但是，在這種情況下，觀察到的結果敏感地依賴於初始狀態是什麼。這破壞了暴脹的全部目的：解釋結果，而不管之前存在什麼條件。
另一種策略是假設像我們可觀測宇宙這樣的島嶼是暴脹最可能的結果。這種方法的支持者強加了一種所謂的度量，一種用於權衡哪種島嶼最有可能出現的特定規則——類似於宣告我們在從袋子裡取出硬幣時必須每五枚 1 美分硬幣取三枚 25 美分硬幣。度量概念是一種臨時的補充，公開承認暴脹理論本身不能解釋或預測任何東西。
更糟糕的是，理論家們提出了許多同樣合理的度量，這些度量導致了不同的結論。一個例子是體積度量，它規定應該根據島嶼的大小來加權島嶼。乍一看，這很有道理。暴脹的核心思想是，它透過建立具有這些屬性的大量空間來解釋我們宇宙的均勻性和平坦性。不幸的是，體積度量失敗了，因為它偏愛拖延。考慮兩種區域：像我們這樣的島嶼和其他在暴脹更多之後形成的島嶼。憑藉指數增長的力量，後者的區域將佔據更大的總體積。因此，比我們年輕的區域要常見得多。根據這個度量，我們甚至不太可能存在。
度量愛好者採取了一種反覆試驗的方法，他們發明和測試度量，直到他們希望其中一個度量產生期望的答案：我們的宇宙非常有可能出現。假設他們有一天成功了。那麼他們將需要另一個原則來證明使用該度量而不是其他度量是合理的，還需要另一個原則來選擇該原則，依此類推。
還有另一種替代方法是援引人擇原理。度量概念認為我們生活在一個典型的島嶼中，而人擇原理假設我們生活在一個非常非典型的島嶼中，該島嶼僅具有支援生命所需的最低條件。這種說法是，更典型的島嶼中的條件與星系或恆星或我們所知的生命的某些先決條件不相容。即使典型的島嶼比像我們這樣的島嶼佔據更多的空間，它們也可以被忽略，因為我們只對人類可能居住的區域感興趣。
但是我們宇宙中的條件並非最低限度——宇宙比支援生命所需的更加平坦、光滑和精確地尺度不變。更典型的島嶼，例如那些比我們年輕的島嶼，也是可居住的，但數量卻多得多。
讓拖延者付出代價
鑑於這些論點，經常被引用的宇宙學資料已經驗證了暴脹理論的核心預測的說法，充其量也是具有誤導性的。人們可以說，資料已經證實了1983年之前我們所理解的幼稚暴脹理論的預測，但該理論並非今天所理解的暴脹宇宙學。幼稚理論假設暴脹會導致可預測的結果，該結果受經典物理定律支配。事實是，量子物理學統治著暴脹，任何可能發生的事情都會發生。如果暴脹理論沒有做出確定的預測，那麼它的意義何在？
關鍵問題是拖延不會帶來任何懲罰——相反，它會得到獎勵。延遲結束暴脹的流氓區域繼續加速增長，因此它們總是會佔據主導地位。理想情況下，任何流氓區域都會膨脹得更慢——或者，更好的是，收縮。宇宙的絕大部分將由按時結束平滑階段的良好行為區域組成，而我們觀察到的宇宙將舒適地正常。
我的同事和我提出的暴脹宇宙學的替代方案，稱為迴圈理論，就具有這種特性。根據這種圖景，大爆炸不是空間和時間的開始[參見加布裡埃萊·韋內齊亞諾的《時間開始的神話》，《大眾科學》，2004年5月]，而是一個從先前的收縮階段到新的膨脹階段的“反彈”，伴隨著物質和輻射的產生。該理論是迴圈的，因為經過一萬億年後，膨脹演變為收縮，並再次反彈到膨脹。關鍵點是宇宙的平滑發生在爆炸之前，發生在收縮時期。任何拖延的流氓區域都繼續收縮，而良好行為區域則按時反彈並開始膨脹，因此流氓區域仍然相對較小且可以忽略不計。
收縮期間的平滑具有可觀察到的後果。在任何平滑階段，無論是在暴脹理論中還是在迴圈理論中，量子漲落都會在時空中產生小的、傳播的隨機扭曲，稱為引力波，這些引力波會在微波背景輻射上留下獨特的印記。波的振幅與能量密度成正比。暴脹將發生在宇宙極其稠密時，而迴圈模型中的等效過程將發生在宇宙幾乎空無一人時，因此預測的印記將非常不同。當然，迴圈理論相對較新，可能存在自身的問題，但它表明存在可能不會遭受永恆暴脹無法控制的失控的替代方案。我們的工作表明，迴圈模型也避免了前面描述的其他問題。
可以肯定的是，我將支援和反對暴脹的情況呈現為兩個極端，沒有交叉詢問或細微差別的機會。最終，結果將由資料決定。
對微波背景輻射的觀測將說明問題。2014年3月，使用南極 BICEP2 望遠鏡的研究人員宣佈，他們已在宇宙微波背景中探測到原始引力波的蛛絲馬跡。如果得到證實，這一發現將有助於支援暴脹；如果其他觀測未能探測到印記，這將是該理論的重大挫折。為了使暴脹理論在結果為空的情況下仍然有意義，宇宙學家隨後需要假設暴脹子場具有非常特殊的勢，其形狀恰到好處地抑制了引力波，這似乎是牽強的。許多研究人員將轉向替代方案，例如迴圈宇宙理論，該理論自然預測了不可觀測的小引力波訊號。結果將是我們探索宇宙如何形成現在這樣以及未來會發生什麼的關鍵時刻。