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圖片來(lái)源：Nathan Musoke

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撰文：Mark P.Hertzberg

翻譯：王麟濤

審校：戴晨

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現(xiàn)代宇宙學(xué)的一個(gè)基本任務(wù)是，理解宇宙結(jié)構(gòu)從最初到現(xiàn)在的形成過(guò)程。其中一個(gè)主流的觀點(diǎn)是宇宙膨脹，它能合適地解釋我們觀測(cè)到的許多宇宙特征，如從宇宙的平坦性到各向同性。膨脹產(chǎn)生了一個(gè)極其均勻的宇宙，但量子漲落會(huì)使不同的地方出現(xiàn)密度差異。這些密度差異正是當(dāng)今宇宙大尺度結(jié)構(gòu)形成的開(kāi)端。

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然而，我們很難解釋宇宙初始漲落是如何以數(shù)量級(jí)的幅度增長(zhǎng)，并導(dǎo)致如今的密度差異。新西蘭奧克蘭大學(xué)的Nathan Musoke等人，利用高精度的數(shù)值計(jì)算來(lái)預(yù)測(cè)初始較小的量子漲落如何演化。通過(guò)只關(guān)注一個(gè)時(shí)間非常早、空間非常小的特定區(qū)域，他們能夠通過(guò)自洽計(jì)算追蹤這些量子漲落的演變。他們預(yù)測(cè)發(fā)展后的復(fù)雜結(jié)構(gòu)比初始的密度要大了幾個(gè)數(shù)量級(jí)。研究結(jié)果揭示了宇宙在膨脹后的第一階段形成的結(jié)構(gòu)。這或可以幫助研究人員確定新觀測(cè)信號(hào)中那些來(lái)自宇宙膨脹最早期的信號(hào)。這項(xiàng)研究被發(fā)表在《物理評(píng)論快報(bào)》上。

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宇宙膨脹的基本假設(shè)是早期宇宙中充滿了處于簡(jiǎn)并量子態(tài)的玻色子。這些被稱為暴脹子的無(wú)自旋粒子形成了一個(gè)原始的量子場(chǎng)，攜帶有巨大的勢(shì)能，驅(qū)動(dòng)宇宙呈指數(shù)級(jí)膨脹。研究人員已經(jīng)證明，如果他們?cè)趷?ài)因斯坦場(chǎng)方程中加入暴漲場(chǎng)，他們可以預(yù)測(cè)一個(gè)快速指數(shù)膨脹的階段，在這個(gè)階段，宇宙的大小會(huì)增長(zhǎng)30多個(gè)數(shù)量級(jí)。

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這種膨脹的擴(kuò)展將導(dǎo)致暴漲子均勻地充滿宇宙。對(duì)于最簡(jiǎn)單的宇宙膨脹模型來(lái)說(shuō)，描述指數(shù)膨脹階段的暴漲子分布的演變是相當(dāng)簡(jiǎn)單的。由初始量子漲落引起的不均勻性是很小的，局域密度的偏差約為十萬(wàn)分之一。在這種情況下，相應(yīng)的愛(ài)因斯坦方程可以簡(jiǎn)化到只考慮線性擾動(dòng)項(xiàng)。

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然而，要理解宇宙膨脹過(guò)后會(huì)發(fā)生什么，難度要大得多。在宇宙后膨脹時(shí)代（由于沒(méi)有任何光子，也被稱為原始黑暗時(shí)代），雖然宇宙的能量密度主要由暴漲子控制，但各種非線性效應(yīng)很快變得重要并放大了不均勻性。暴漲子之間可以產(chǎn)生相互作用，這會(huì)導(dǎo)致它們聚集起來(lái)，在空間中聚合形成明顯的塊狀。暴漲子也可以衰變并耦合到標(biāo)準(zhǔn)模型粒子。

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為了深入了解這一時(shí)期，Musoke等人遵循先前探索的方法，只關(guān)注一個(gè)非線性因素：暴漲子之間的相互作用。近年來(lái)，人們對(duì)這一時(shí)期進(jìn)行了數(shù)值研究，但目前的工作將更進(jìn)一步，通過(guò)改進(jìn)了數(shù)值程序，以盡可能準(zhǔn)確地跟蹤宇宙從線性到非線性的演化過(guò)程。

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Musoke 等人用高精度數(shù)值求解與重力耦合的相應(yīng)的場(chǎng)方程，以研究暴漲子分布的演化。在這個(gè)階段中，暴漲子分裂成一個(gè)高度不均勻的結(jié)構(gòu)，隨著粒子的波長(zhǎng)延長(zhǎng)和動(dòng)量減小，系統(tǒng)進(jìn)入一個(gè)非相對(duì)論狀態(tài)。研究人員稱之為物質(zhì)主導(dǎo)階段，通過(guò)從傳統(tǒng)物質(zhì)中觀察到的現(xiàn)象反映這一過(guò)程的演化。然而，由于系統(tǒng)仍然是高度簡(jiǎn)并的，它不能用經(jīng)典粒子物理學(xué)來(lái)描述，而是用經(jīng)典場(chǎng)論來(lái)描述。為了描述這些情況，Musoke等人使用了可以數(shù)值求解的薛定諤-泊松方程組。他們依靠被稱為PyUltraLight的數(shù)值代碼，對(duì)薛定諤-泊松方程進(jìn)行更精確的數(shù)值處理。

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在物質(zhì)主導(dǎo)階段，密度隨時(shí)間增長(zhǎng)而波動(dòng)。這是因?yàn)橐哂形?，所以高密度的區(qū)域會(huì)吸引周圍的事物，進(jìn)而變得更加稠密。從非常小的初始波動(dòng)開(kāi)始，Musoke 等人觀察到波動(dòng)被放大了幾個(gè)數(shù)量級(jí)，在一些空間尺度上達(dá)到或超過(guò)統(tǒng)一性。這個(gè)區(qū)域正是線性近似（linear approximations）失效的地方。由于高精度三維數(shù)值計(jì)算，該小組可以處理這一區(qū)域，并獲得形成的暴漲子分布的統(tǒng)計(jì)結(jié)果。

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這一研究工作只專注于暴漲子及其自身的相互作用，因此適合于描述一個(gè)由這些粒子支配的非常早期的宇宙。下一步的研究將包括暴漲子與標(biāo)準(zhǔn)模型粒子和其他粒子（包括暗物質(zhì)）的相互作用，這些物質(zhì)可由暴漲子最終衰變產(chǎn)生。當(dāng)考慮這種相互作用時(shí)，研究人員能夠?qū)⑴蛎浥c由重子物質(zhì)和暗物質(zhì)組成的后宇宙時(shí)代聯(lián)系起來(lái)。接下來(lái)，研究人員需要擴(kuò)大計(jì)算的時(shí)間范圍，以描述我們現(xiàn)在看到的大尺度宇宙結(jié)構(gòu)的出現(xiàn)。盡管這些后期形成的區(qū)域與原始黑暗時(shí)代有很大的不同，但這一研究中使用的一些計(jì)算技術(shù)可能有助于這項(xiàng)任務(wù)的研究。

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最后，重要的是要確定是否有任何可觀察的特征，可以讓研究人員探索這一早期的后膨脹階段。Musoke等人認(rèn)為這些特征是存在的。他們認(rèn)為早期漲落的增長(zhǎng)可能產(chǎn)生足夠強(qiáng)的引力場(chǎng)，從而產(chǎn)生可探測(cè)的引力波。這些波會(huì)以類似于宇宙微波背景的隨機(jī)背景出現(xiàn)。根據(jù)膨脹的能量強(qiáng)度，這些引力波的頻率可能在現(xiàn)有探測(cè)器（如LIGO和Virgo）或未來(lái)的天基探測(cè)器（如計(jì)劃于2034年發(fā)射的激光干涉儀空間天線（LISA））可探測(cè)的頻率范圍內(nèi)。

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原文鏈接：https://physics.aps.org/articles/v13/16

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