早期的宇宙结构，是如何形成的？

撰文：Mark P.Hertzberg

翻译：王麟涛

审校：戴晨

现代宇宙学的一个基本任务是，理解宇宙结构从最初到现在的形成过程。其中一个主流的观点是宇宙膨胀，它能合适地解释我们观测到的许多宇宙特征，如从宇宙的平坦性到各向同性。膨胀产生了一个极其均匀的宇宙，但量子涨落会使不同的地方出现密度差异。这些密度差异正是当今宇宙大尺度结构形成的开端。

然而，我们很难解释宇宙初始涨落是如何以数量级的幅度增长，并导致如今的密度差异。新西兰奥克兰大学的Nathan Musoke等人，利用高精度的数值计算来预测初始较小的量子涨落如何演化。通过只关注一个时间非常早、空间非常小的特定区域，他们能够通过自洽计算追踪这些量子涨落的演变。他们预测发展后的复杂结构比初始的密度要大了几个数量级。研究结果揭示了宇宙在膨胀后的第一阶段形成的结构。这或可以帮助研究人员确定新观测信号中那些来自宇宙膨胀最早期的信号。这项研究被发表在《物理评论快报》上。

宇宙膨胀的基本假设是早期宇宙中充满了处于简并量子态的玻色子。这些被称为暴胀子的无自旋粒子形成了一个原始的量子场，携带有巨大的势能，驱动宇宙呈指数级膨胀。研究人员已经证明，如果他们在爱因斯坦场方程中加入暴涨场，他们可以预测一个快速指数膨胀的阶段，在这个阶段，宇宙的大小会增长30多个数量级。

这种膨胀的扩展将导致暴涨子均匀地充满宇宙。对于最简单的宇宙膨胀模型来说，描述指数膨胀阶段的暴涨子分布的演变是相当简单的。由初始量子涨落引起的不均匀性是很小的，局域密度的偏差约为十万分之一。在这种情况下，相应的爱因斯坦方程可以简化到只考虑线性扰动项。

然而，要理解宇宙膨胀过后会发生什么，难度要大得多。在宇宙后膨胀时代（由于没有任何光子，也被称为原始黑暗时代），虽然宇宙的能量密度主要由暴涨子控制，但各种非线性效应很快变得重要并放大了不均匀性。暴涨子之间可以产生相互作用，这会导致它们聚集起来，在空间中聚合形成明显的块状。暴涨子也可以衰变并耦合到标准模型粒子。

为了深入了解这一时期，Musoke等人遵循先前探索的方法，只关注一个非线性因素：暴涨子之间的相互作用。近年来，人们对这一时期进行了数值研究，但目前的工作将更进一步，通过改进了数值程序，以尽可能准确地跟踪宇宙从线性到非线性的演化过程。

Musoke 等人用高精度数值求解与重力耦合的相应的场方程，以研究暴涨子分布的演化。在这个阶段中，暴涨子分裂成一个高度不均匀的结构，随着粒子的波长延长和动量减小，系统进入一个非相对论状态。研究人员称之为物质主导阶段，通过从传统物质中观察到的现象反映这一过程的演化。然而，由于系统仍然是高度简并的，它不能用经典粒子物理学来描述，而是用经典场论来描述。为了描述这些情况，Musoke等人使用了可以数值求解的薛定谔-泊松方程组。他们依靠被称为PyUltraLight的数值代码，对薛定谔-泊松方程进行更精确的数值处理。

在物质主导阶段，密度随时间增长而波动。这是因为引力具有吸引力，所以高密度的区域会吸引周围的事物，进而变得更加稠密。从非常小的初始波动开始，Musoke 等人观察到波动被放大了几个数量级，在一些空间尺度上达到或超过统一性。这个区域正是线性近似（linear approximations）失效的地方。由于高精度三维数值计算，该小组可以处理这一区域，并获得形成的暴涨子分布的统计结果。

这一研究工作只专注于暴涨子及其自身的相互作用，因此适合于描述一个由这些粒子支配的非常早期的宇宙。下一步的研究将包括暴涨子与标准模型粒子和其他粒子（包括暗物质）的相互作用，这些物质可由暴涨子最终衰变产生。当考虑这种相互作用时，研究人员能够将膨胀与由重子物质和暗物质组成的后宇宙时代联系起来。接下来，研究人员需要扩大计算的时间范围，以描述我们现在看到的大尺度宇宙结构的出现。尽管这些后期形成的区域与原始黑暗时代有很大的不同，但这一研究中使用的一些计算技术可能有助于这项任务的研究。

最后，重要的是要确定是否有任何可观察的特征，可以让研究人员探索这一早期的后膨胀阶段。Musoke等人认为这些特征是存在的。他们认为早期涨落的增长可能产生足够强的引力场，从而产生可探测的引力波。这些波会以类似于宇宙微波背景的随机背景出现。根据膨胀的能量强度，这些引力波的频率可能在现有探测器（如LIGO和Virgo）或未来的天基探测器（如计划于2034年发射的激光干涉仪空间天线（LISA））可探测的频率范围内。

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