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圖片來源：Nathan Musoke

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撰文：Mark P.Hertzberg

翻譯：王麟濤

審校：戴晨

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現代宇宙學的一個基本任務是，理解宇宙結構從最初到現在的形成過程。其中一個主流的觀點是宇宙膨脹，它能合適地解釋我們觀測到的許多宇宙特征，如從宇宙的平坦性到各向同性。膨脹產生了一個極其均勻的宇宙，但量子漲落會使不同的地方出現密度差異。這些密度差異正是當今宇宙大尺度結構形成的開端。

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然而，我們很難解釋宇宙初始漲落是如何以數量級的幅度增長，并導致如今的密度差異。新西蘭奧克蘭大學的Nathan Musoke等人，利用高精度的數值計算來預測初始較小的量子漲落如何演化。通過只關注一個時間非常早、空間非常小的特定區(qū)域，他們能夠通過自洽計算追蹤這些量子漲落的演變。他們預測發(fā)展后的復雜結構比初始的密度要大了幾個數量級。研究結果揭示了宇宙在膨脹后的第一階段形成的結構。這或可以幫助研究人員確定新觀測信號中那些來自宇宙膨脹最早期的信號。這項研究被發(fā)表在《物理評論快報》上。

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宇宙膨脹的基本假設是早期宇宙中充滿了處于簡并量子態(tài)的玻色子。這些被稱為暴脹子的無自旋粒子形成了一個原始的量子場，攜帶有巨大的勢能，驅動宇宙呈指數級膨脹。研究人員已經證明，如果他們在愛因斯坦場方程中加入暴漲場，他們可以預測一個快速指數膨脹的階段，在這個階段，宇宙的大小會增長30多個數量級。

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這種膨脹的擴展將導致暴漲子均勻地充滿宇宙。對于最簡單的宇宙膨脹模型來說，描述指數膨脹階段的暴漲子分布的演變是相當簡單的。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分之一。在這種情況下，相應的愛因斯坦方程可以簡化到只考慮線性擾動項。

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然而，要理解宇宙膨脹過后會發(fā)生什么，難度要大得多。在宇宙后膨脹時代（由于沒有任何光子，也被稱為原始黑暗時代），雖然宇宙的能量密度主要由暴漲子控制，但各種非線性效應很快變得重要并放大了不均勻性。暴漲子之間可以產生相互作用，這會導致它們聚集起來，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準模型粒子。

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為了深入了解這一時期，Musoke等人遵循先前探索的方法，只關注一個非線性因素：暴漲子之間的相互作用。近年來，人們對這一時期進行了數值研究，但目前的工作將更進一步，通過改進了數值程序，以盡可能準確地跟蹤宇宙從線性到非線性的演化過程。

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Musoke 等人用高精度數值求解與重力耦合的相應的場方程，以研究暴漲子分布的演化。在這個階段中，暴漲子分裂成一個高度不均勻的結構，隨著粒子的波長延長和動量減小，系統(tǒng)進入一個非相對論狀態(tài)。研究人員稱之為物質主導階段，通過從傳統(tǒng)物質中觀察到的現象反映這一過程的演化。然而，由于系統(tǒng)仍然是高度簡并的，它不能用經典粒子物理學來描述，而是用經典場論來描述。為了描述這些情況，Musoke等人使用了可以數值求解的薛定諤-泊松方程組。他們依靠被稱為PyUltraLight的數值代碼，對薛定諤-泊松方程進行更精確的數值處理。

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在物質主導階段，密度隨時間增長而波動。這是因為引力具有吸引力，所以高密度的區(qū)域會吸引周圍的事物，進而變得更加稠密。從非常小的初始波動開始，Musoke 等人觀察到波動被放大了幾個數量級，在一些空間尺度上達到或超過統(tǒng)一性。這個區(qū)域正是線性近似（linear approximations）失效的地方。由于高精度三維數值計算，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)計結果。

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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準模型粒子和其他粒子（包括暗物質）的相互作用，這些物質可由暴漲子最終衰變產生。當考慮這種相互作用時，研究人員能夠將膨脹與由重子物質和暗物質組成的后宇宙時代聯系起來。接下來，研究人員需要擴大計算的時間范圍，以描述我們現在看到的大尺度宇宙結構的出現。盡管這些后期形成的區(qū)域與原始黑暗時代有很大的不同，但這一研究中使用的一些計算技術可能有助于這項任務的研究。

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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等人認為這些特征是存在的。他們認為早期漲落的增長可能產生足夠強的引力場，從而產生可探測的引力波。這些波會以類似于宇宙微波背景的隨機背景出現。根據膨脹的能量強度，這些引力波的頻率可能在現有探測器（如LIGO和Virgo）或未來的天基探測器（如計劃于2034年發(fā)射的激光干涉儀空間天線（LISA））可探測的頻率范圍內。

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

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