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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，地面的天文学家一直在关注电子科技的更新换代，希望能在这轮竞赛中造出更灵敏的探测器，获得更完整更精确的辐射信号，以便更深刻地了解宇宙历史的第一个瞬间。暴胀真的发生过吗？也许图 9。6 最终的样子会说服宇宙学家相信这一点。它揭示了暴胀的旋律，让我们能够回溯宇宙诞生10…35秒后的一刹那。作为现代宇宙学最新进展的代表，它常常出现在科学新闻、科学讨论和公众讲座当中。总有一天，它会被看作描述人类所能了解的宇宙最早时刻的第一份证据。它就像一张婴儿宇宙的照片。
永恒暴胀的宇宙
世界不足吾欲
——詹姆斯·邦德家族的座右铭
人们完全没有想到，描述早期宇宙的暴胀理论还产生了两个不同寻常的推论。暴胀理论提出，早期的宇宙经历过一次短暂的加速膨胀。于是，我们今天所能看到的那部分宇宙空间，就是由宇宙早期某个不起眼的角落膨胀而成的，这个角落必须足够小，以使光线和其他物理机制来得及将它熨平。起初，我们几乎完全被这个简单的理论迷住了，它成功地解释了我们所看到的宇宙的总体性质：大体上均匀，其中洒满了不规则性的种子，这些种子注定会变成星系；它的膨胀速率恰到好处，还有高度的各向同性。从前，这一切都是无法解释的巧合。而如今，从一个简单的假设就能推得所有结果。
然而，这个简单的图景很快就凸现出一些意想不到的麻烦。说原初宇宙的一小片空间均匀地膨胀成了我们所看到的这部分宇宙，完全没有问题——但是旁边的空间后来怎样了呢？每一个这样的空间都可能经历一次大同小异的暴胀，各自变得巨大而均匀，但最终和我们这部分宇宙的性质并不相同。我们看不到这些空间，是因为光线没有充足的时间飞到我们这儿。＇24＇但在万亿年后的某一天，我们的后代或许会发现，世上还存在这样一个空间，它的地理环境与我们的宇宙截然不同。我们估计，从超大尺度上看，整个宇宙异常复杂，毫无规律，虽然从我们今天所能看到的尺度上来看，它又显得极为均匀、相对简单。暴胀理论告诉我们，我们所能看到的局部宇宙并不能体现整个（也可能是无穷大的）宇宙的性质。宇宙的地理环境十分复杂，比我们所能想到的还要复杂得多（图9。7）。
如果这还不够可怕，那还有更可怕的事情。艾力克斯·维连金（Alex Vilenkin）和安德烈·林德（Andrei Linde）发现了暴胀宇宙的另一件麻烦事：它会自我繁殖（图 9。8）。宇宙的一部分空间一旦开始暴胀，就会加速膨胀，并且会导致其中一部分子空间进一步暴胀。这是一个自我繁殖的过程，一次暴胀诱发了更多暴胀，子又有子，子又有孙，子子孙孙无�