早期的宇宙结构，是怎么形成的？

研究人员发现，在宇宙膨胀期结束时，密度的微小波动被放大了几个数量级。

资料来源:内森·穆索克

作者:马克·赫茨伯格

翻译:王林涛

审校:戴晨

现代宇宙学的基本任务之一是理解宇宙结构从开始到现在的形成过程。主流观点之一是宇宙的膨胀，这可以恰当地解释我们观察到的许多宇宙特征，例如从宇宙的平坦度到各向同性。膨胀产生了一个极其均匀的宇宙，但是量子波动会导致不同地方的密度差异。这些密度差异是今天宇宙中大规模结构形成的开始。

然而，我们很难解释宇宙最初的波动是如何增加了一个数量级并导致了今天的密度差异。新西兰奥克兰大学的Nathan Musoke和其他人使用高精度数值计算来预测最初的小量子涨落是如何演变的。他们可以通过自洽的计算跟踪这些量子涨落的演化，只关注时间非常早、空间非常小的特定区域。他们预测，发达的复杂结构将比初始密度高出几个数量级。结果揭示了宇宙膨胀后第一阶段形成的结构。这可能有助于研究人员确定哪些新观察到的信号来自宇宙膨胀的早期阶段。这项研究发表在《物理评论快报》上。

宇宙膨胀的基本假设是早期宇宙充满了简并量子态的玻色子。这些无自旋的粒子，称为膨胀粒子，形成了一个原始的量子场，携带着巨大的势能，驱动着宇宙指数级膨胀。研究人员已经证明，如果他们在爱因斯坦的场方程中加入一个膨胀场，他们可以预测一个快速指数膨胀的阶段，在这个阶段中，宇宙的大小将增加30个数量级以上。

这种膨胀将导致宇宙膨胀。对于宇宙最简单的膨胀模型来说，描述指数膨胀阶段火箭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非常小，局部密度的偏差约为1/100，000。在这种情况下，相应的爱因斯坦方程可以简化为只考虑线性扰动项。

然而，更难理解宇宙膨胀后会发生什么。在宇宙的后膨胀时代(由于没有任何光子，也称为原始黑暗时代)，尽管宇宙的能量密度主要是由火箭控制的，但各种非线性效应很快变得重要，并放大了不均匀性。火箭之间会发生相互作用，这将导致它们在太空中聚集并形成明显的团块。回飞棒也能衰变并与标准模型粒子结合。

为了更深入地理解这个时期，穆索克和其他人遵循了之前探索的方法，只关注一个非线性因素:火箭之间的相互作用。近年来，人们对这一时期进行了数值研究，但目前的工作还将更进一步。通过改进数值程序，可以尽可能精确地跟踪宇宙从线性到非线性的演化过程。

Musoke等人使用高精度数值解来研究与重力耦合的相应场方程，以研究吊杆分布的演变。在这个阶段，火箭兵分裂成一个高度不均匀的结构。随着粒子波长的增加和动量的减少，系统进入非相对论状态。研究人员称之为材料主导阶段，通过从传统材料中观察到的现象反映了这一过程的演变。然而，由于系统仍然是高度退化的，它不能用经典粒子物理来描述，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。他们依靠一种叫做PyUltraLight的数字代码来更精确地处理薛定谔-泊松方程。

在物质优势阶段，密度随时间波动。这是因为重力是有吸引力的，所以高密度的区域会吸引周围的东西，变得更加密集。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，在某些空间尺度上达到或超过一。这个区域正是线性近似失败的地方。由于高精度三维数值计算，团队可以处理该区域并获得由此产生的吊杆子分布的统计结果。

这项研究只关注火箭发动机和它本身之间的相互作用，所以它适合描述一个由这些粒子控制的非常早期的宇宙。下一步的研究将包括超光速粒子与标准模型粒子和其他粒子(包括暗物质)的相互作用，这些粒子可能是由超光速粒子的最终衰变产生的。考虑到这种相互作用，研究人员能够将膨胀与后宇宙时代的重子和暗物质联系起来。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规模宇宙结构的出现。尽管这些后来形成的区域与原始黑暗时代的区域有很大的不同，但本研究中使用的一些计算技术可能对这项任务的研究有所帮助。

最后，重要的是确定是否有任何可观察到的特征允许研究人员探索扩张后的早期阶段。Musoke等人认为这些特征是存在的。他们认为早期波动的增长可能产生一个足够强大的引力场来产生可探测的引力波。这些波将出现在类似于宇宙微波背景的随机背景中。根据扩展的能量强度，这些引力波的频率可能在现有探测器(如LIGO和处女座)或未来天基探测器(如计划于2034年发射的激光干涉仪空间天线)的可探测频率范围内。

原始链接:https://physics.aps.org/articles/v13/16

最初的标题:早期宇宙结构是如何形成的？