现代宇宙学

这篇文章是为更广泛的读者提供的非技术入门读物，其中粗略地描绘了现代宇宙学。首先回顾一下大爆炸的证据，包括宇宙的膨胀、宇宙微波背景和轻元素的原始丰度。接下来，将讨论这些和其他宇宙学观测结果可以通过宇宙学一致性模型得到很好的解释，特别强调宇宙能量收支的组成，包括可见物质、暗物质和暗能量。这为简要概述宇宙最早的历史奠定了基础从它存在的时刻一直到晚期及以后的加速扩张。最后总结一下该领域的现状，包括其当前面临的挑战，例如哈勃张力，以及最后展望了未来几年和几十年等待我们的光明未来。文字是辅以广泛的参考书目，为希望深入研究的读者提供指南。

关键词：宇宙学、热大爆炸、宇宙膨胀、宇宙微波背景、原初核同步

大爆炸的证据

哈勃膨胀

现代宇宙学[1-5]在大约一百年前，即上世纪二十年代见证了它的黎明，阿尔伯特·爱因斯坦以其一般理论的形式奠定了必要的理论基础-相对论[6,7]。 20 年代的新天文观测揭示螺旋星云在夜间散布天空实际上是遥远的星系，这意味着我们的宇宙比我们之前想象的要大得多银河系，银河系，只是近乎无数的星系之一。这一认识为哥白尼学说提供了支持原则，即我们不能从有利的有利位置观察宇宙。与哥白尼观察发现，无论我们将望远镜指向何处，宇宙看起来都是一样的该原理为宇宙学原理提供了基础：在比星系超星系团更大的距离尺度上，宇宙是均匀且各向同性的；它的属性在任何地方、各个方向都是相同的。广义相对论与宇宙学原理相结合几乎不可避免地预测宇宙必须是扩展的（或收缩的，然而，观察并不支持这一点）。这个理论上的预测是由亚历山大·弗里德曼 (Alexander Friedmann) 在 1922 年首次提出的 [8]，他注意到在一个空间均匀且各向同性的宇宙必须与通用因子 R (t) 成比例增长，即宇宙比例因子[9]，与位置无关，仅取决于宇宙时间坐标t。该比例因子的演化由弗里德曼从爱因斯坦场方程导出的两个方程描述现在称为弗里德曼方程。五年后，乔治·勒马特 (Georges Lematre) 还不知道弗里德曼的工作独立地论证了宇宙可能正在膨胀以及膨胀的宇宙必须有一个无限的年龄 [10]：如果空间中两点之间的物理距离不断增长，则两点过去，各点必定更加接近，直到宇宙时钟倒转足够的量之后，他们的分离接近于零。勒马特把他的理论称为原始原子假说，后来发展成为大爆炸的概念（该术语由 Fred Hoyle 于 1949 年在 BBC 电台采访中创造）。根据大爆炸模型，宇宙起源于极热且致密的初始状态——时间越早，温度越高，密度越大，随后是一个减速膨胀阶段，导致其冷却下降并变得越来越稀。大爆炸模型背后的时间推断最终在 t = 0 时崩溃，比例因子变为零，R − 0，密度和温度宇宙变得无限大。大爆炸一词有时用来表示奇点，尽管它仅仅表明我们已经将我们的理论推向了其有效性范围之外。毕竟，大爆炸宇宙学基于广义相对论，一种经典的引力理论，因此最多可以被信任普朗克纪元 t – 10-43 秒。在早期，量子引力效应预计会变得相关并调节大爆炸奇点，尽管缺乏充分发展的量子引力理论，但只是高度推测目前可以发表声明。无论如何，很明显，比例因子在以下阶段永远不会消失：可以用标准大爆炸模型描述的宇宙膨胀历史。因此无限大的宇宙，在大爆炸宇宙学中总是无限大。大爆炸尤其没有中心或空间起源，但同时发生在太空各处。

除了关于宇宙最早时刻的理论工作外，勒马特还指出了宇宙是如何形成的。宇宙的膨胀将在天文观测中体现出来。他意识到共同移动的观察者在膨胀的宇宙中会相互远离，就像上升的酵母面团中的葡萄干一样即使它们相对于面团不移动，也会彼此分开。特别是，他计算出预期的衰退速度应与观察者之间的物理距离成线性比例。在接下来的几年里，埃德温·哈勃（Edwin Hubble）合作通过观察证实了这一期望[11]与 Milton Humason [12] 合作，并以 Vesto Slipher [13] 和 Knut Lundmark [14] 的早期工作为基础。对此最后，哈勃确定了我们宇宙附近的一些星系的距离 D 以及它们的退行速度 v（通过测量从这些星系接收到的光的红移），这使他能够确定形式为 v → H0*D 的通用线性关系。该关系与 Lemaâtre 的预测一致，提供宇宙膨胀和大爆炸的关键证据，现在被称为哈勃勒马特法律。哈勃-勒马特定律中的比例常数是哈勃常数，H0 ≤ 70 km/s/Mpc。它对应于哈勃速率 H = á¤/R 的当前值，它是根据比例因子定义的R及其时间导数 á1 且远大于早期宇宙中的 H0 。数值H0 告诉我们，星系距离我们每增加一百万秒差距，其退行速度就会增加大约 70 公里/秒。而且，可以证明，它的倒数与宇宙的年龄密切相关约138亿年。 H0 一直并且仍然是现代最重要的可观测值之一宇宙学；它的确切价值是正在进行的研究的主题，我们将在本文末尾讨论。

宇宙微波背景CMB

奥尔伯斯悖论让我们面临一个谜题：如果宇宙也是静态的，为什么夜空是黑暗的只要足够大、足够古老，我们实际上会期望它像太阳表面一样明亮[15]。大爆炸宇宙学解决了这个悖论。为了看到这一点，我们首先注意到大爆炸模型实际上意味着辐射背景从天空的各个方向不断地到达我们，这是第一个理论预测由 Ralph Alpher、George Gamow 和 Robert Herman 在 20 世纪 40 年代末提出[16-18]。这种遗迹辐射可以被认为是大爆炸的余辉，是温度下降的直接后果早期宇宙。宇宙诞生大约 38 万年后，已经充分冷却，使得电子和质子可能开始形成中性氢。遵循这个称为重组的过程[19]，光子不再与自由电子发生汤姆逊散射，这使得它们能够与自由电子解耦氢气从此在宇宙中自由传播。光子去耦因此产生了被称为最后散射表面，一个以太阳系为中心的二维球体涵盖了遗迹光子在过去 138亿年期间有机会到达我们这里的所有空间位置距它们最后一次用电子散射已经十亿年了。尽管整个宇宙可能是这个表面无限大，定义了可观测宇宙的大小，这是一个我们无法看到的地平线因为宇宙的年龄有限，光速有限。当然，宇宙一直在膨胀由于光子解耦，这就是为什么该地平线当前位于大约 45的距离而不是138亿光年。此外，宇宙膨胀也是解决奥尔伯斯悖论的关键。在他们期间在朝向我们的宇宙之旅中，遗迹光子会受到宇宙学红移的影响，即它们的波长变成由于宇宙膨胀而被拉伸了约 1100 倍，因此它们今天以微波辐射。这种宇宙微波背景（CMB）辐射[20]，同时是一个基本预测大爆炸宇宙学的特征是肉眼不可见的，这解释了为什么夜空是黑暗的。1965 年，在理论上预测后不到二十年，阿诺·彭齐亚斯 (Arno Penzias) 和罗伯特·威尔逊 (Robert Wilson)在新泽西州 Holmdel Horn 天线拍摄的观测数据中意外检测到了 CMB [21]。这一突破标志着大爆炸宇宙学的又一次胜利，这对于确立大爆炸宇宙学的地位至关重要。现代宇宙学的基础。正如对热源光子气体所预期的那样，CMB 的比强度与黑体的光谱完全一致，黑体的温度约为三开尔文，这就是 CMB 也被称为 3 K 辐射的原因。事实上，NASA 宇宙空间站记录的 CMB 光谱20 世纪 90 年代初的背景探索者 (COBE) 卫星任务代表了有史以来最好的黑体光谱测量[22]。因此，CMB 为最重要的预测之一提供了惊人的证据。大爆炸宇宙学，即宇宙在过去必定处于热状态。乍一看，CMB 黑体光谱的温度似乎是完全各向同性的天空，符合宇宙学原理。然而，仔细观察后发现，它表现出围绕其平均值约三开尔文的微小波动。这些温度各向异性是重组时重子光子液体中的密度扰动的结果，即微小的过度和低密度必然会在以后发展成为宇宙的大尺度结构。大爆炸宇宙学并没有对这些结构形成的原始种子的起源提供解释。他们相反，归因于热大爆炸的初始条件，这意味着它们的产生必须是在诸如非理性宇宙学或其替代理论之一的理论中得到了解决。最突出的对 CMB 温度各向异性的贡献具有几毫开尔文的振幅和偶极子的形状。标准观点是将这种贡献归因于我们相对于 CMB 静止坐标系的相对运动，尽管关于是否至少部分内容可能没有不同的解释一直存在争论这不是运动学起源的 [23, 24]。如果从 CMB 温度图中减去偶极子贡献，留下了几百微开尔文量级的各向异性；见图1。CMB 的另一个重要特征是，由于周围的汤姆逊散射，它是线性偏振的光子解耦的时间。与其温度 T 类似，CMB 的极化也表现出天空中的各向异性。这些偏振各向异性通常分解为两个贡献：无旋度 E 模式和无发散 B 模式。一起，这些的自相关功率谱和互相关功率谱不同类型的各向异性（TT、TE、EE、BB）编码了有关早期宇宙和CMB 光子向我们传播。这里，温度和 E 模式偏振各向异性可以来自两种不同类型的原始扰动：密度波动（即标量扰动）和原初引力波（即张量扰动）。然而，大规模 B 模式偏振可以仅由张量扰动生成（在小尺度上，引力透镜将 E 模式转换为 B 模式不幸的是没有成功地找到这种 B 模式信号的证据。因此，希望寄托于未来的 CMB偏振实验，例如 BICEP Array [27]、CMB-S4 [28]、LiteBIRD [29]、PICO [30] 和 Simons天文台[31]。通过任何这些实验检测大规模 B 模式偏振信号将相当于原始引力波（GW）的发现，这是早期宇宙宇宙学的突破。除了原始张量扰动之外，CMB 还允许人们测量或约束大范围的进一步观察。另一个重要的例子是原始标量功率谱的谱倾斜，这是对原始密度（重子光子流体中的波动）的尺度依赖性的度量。现在它的值已经被精确地知道了，以至于这些波动的尺度不变的起源显得不太可能极其重要[33]。换句话说，无论物理学如何设定大爆炸的初始条件，它都必须涉及这稍微打破了完美德西特空间的尺度不变性）。此外，CMB 包含信息哈勃常数、宇宙的空间曲率、能量收支以及许多其他物理量，例如作为原初非高斯性和等曲率扰动。对这些方面进行更详细的讨论不幸的是，宇宙微波背景物理学超出了本文的范围。相反，我们最后强调了重要性宇宙微波背景是现代宇宙学的关键驱动力。这是宇宙学家的宝库，将继续未来几十年将在该领域发挥重要作用。

图 1：大爆炸后大约 38 万年的宇宙婴儿图：CMB 中的温度各向异性ESA 的 PLANCK 卫星任务 [26]。整个天空的平均 CMB 温度为 T CMB = 2.72548 ± 0.00057 K [32]；这红色斑点比蓝色斑点热几百微开尔文。图片来源：ESA 和 PLANCK Collaboration。

原始核合成BBN

宇宙微波背景代表着一层我们无法超越的不透明面纱。然而，这并不是我们最早的探索早期宇宙，这让我们回到乔治·伽莫夫和他的合作者的工作，他们的预测事实上，CMB 源于他们对一个不同问题的兴趣，即化学元素的起源。伽莫夫等人。对大爆炸的想法特别感兴趣，因为它为由热但逐渐冷却的自由质子和中子等离子体合成轻核。他们的开创性工作[34]奠定了现在所谓的原始或大爆炸核合成（BBN）的基础[35,36]和这为我们提供了了解早期宇宙的另一个窗口。虽然 BBN 是一种稍微间接一点的探测与宇宙微波背景（CMB）相比，大爆炸的结果使我们能够将宇宙时钟一直倒回到第一秒在宇宙时间轴上，即宇宙温度约为一兆电子伏的时间，因此比光子解耦期间大一百万倍。BBN 理论预测了前 20 分钟或前 20 分钟内形成的同位素的原始丰度。因此，特别是氘、氦 3、氦 4 和锂 7。这些预测可以与天文数字进行比较原始元素丰度的测量。原始氘在光谱中留下了印记高红移类星体吸收系统；原始氦 4 存在于电离的低金属丰度区域氢;原始锂 7 出现在我们的晕中的古老贫金属矮星的光谱中星系。除了锂丰度略有差异[37]需要进一步研究之外，人们发现理论和观察之间非常吻合。这是一个了不起的结果，特别是考虑到事实上，测量到的丰度范围超过九个数量级。 BBN理论的成功这代表着大爆炸宇宙学的又一次胜利。此外，它使我们得出这样的结论：测试粒子和核物理，我们可以在地面实验室进行测试，这是对粒子和核物理的重要输入BBN理论，一定也适用于早期宇宙。这是对事物本质的深刻洞察物理世界。如果我们放弃物理定律的普遍性，事情就会变得更加困难对早期宇宙的宇宙学做出有意义的陈述并非不可能。BBN 理论最重要的输入是核相互作用速率的横截面。进步因此，该领域的研究关键取决于实验室中这些横截面测量的改进，例如例如，最近 LUNA 合作对氘燃烧速率的测量[38]。一旦全部核截面被设置为其测量值，BBN 或多或少变成了单参数理论，至少只要不引入任何超出初等标准模型（SM）之外的新物理粒子物理学。唯一剩下的自由参数是重子数密度 n b ，或者等效地，核合成时的重子与光子之比 δ b = n b /n γ。 δ b 是一个重要的宇宙学参数。它也影响光子解耦时重子光子流体的性质，因此可以推断来自 CMB 的观测。当我们发现自己生活在一个不包含任何可观数量的宇宙中时反物质的δ b 也可以被视为物质的度量——反物质不对称性，或重子不对称性，理论能够重现 δ b – 6*10–10 范围内轻元素的测量丰度 [39]。值得注意的是足够了，这个值与从 CMB [33] 推断的值非常一致。在其所有成就中，BBN 与 CMB 之间的这种一致性可以说是 BBN 与 CMB 之间的最大成功大爆炸模型。此外，基于现代宇宙学的方法，这也是一个令人惊奇的证实：我们确实能够重建宇宙的历史，一直追溯到宇宙存在的第一秒。尽管宇宙学中还有无数悬而未决的问题有待回答，但可以公平地说，大爆炸确实发生了——从某种意义上说，138亿年前，宇宙确实被快速爆炸的物质所充满。热等离子体不断膨胀，逐渐变冷，越来越稀，同时诞生了所有的生命体。今天弥漫在宇宙中的可见物质。当然，大爆炸模型不可能是宇宙的终结。故事。最终，它需要被嵌入到一个更基本的理论中，该理论也解释了起源和大爆炸的初始条件，可能是在量子引力的背景下。然而，就像牛顿的万有引力理论将永远嵌入爱因斯坦的广义相对论中爆炸将永远植根于将取代它的更基本的理论中。BBN 理论的成功，除了对我们的世界观产生重要影响之外，还代表了一种强大的力量-粒子宇宙学的工具。例如，它使我们能够限制新的亚原子粒子的属性可能存在于标准模型（BSM）之外。这包括预测新事物存在的 BSM 模型无质量或非常轻的粒子，即所谓的暗辐射[40]，它可以影响哈勃膨胀的速度在核合成过程中。暗辐射量通常用称为 Neï ̧ 的量来量化，相对论性中微子种类的有效数量，它计算新的辐射自由度，就好像它们一样对应于新一代中微子。 Neï 是另一个重要的宇宙学观测值，可以受 BBN 和 CMB 观测的限制。如果运气好的话，它的精确值可能是解决问题的关键。新粒子的发现。除此之外，BBN 的结果对较重颗粒的存在也很敏感在核合成前后或之后衰变[41]。在某些情况下，这种影响可能是有益的，例如，因为它们有助于改善锂问题。然而，在大多数情况下，它们破坏了 BBN 理论的成功。然后允许人们对衰变粒子的允许质量和寿命施加限制。不管这些但细节很明显，BBN 提供了所有新物理模型都必须通过的强大测试。

宇宙学一致性模型ACDM

可见物质

BBN 和 CMB 观测结果之间的出色一致性是当前研究的重要支柱。宇宙学一致性模型：拉姆达冷暗物质（ACDM）模型，成功地解释了当今可用的所有宇宙学数据的大部分。从本质上讲，ACDM 模型是一个特别简单的模型，它的最小形式只有六个独立参数。然而这种简单性并没有到来免费;付出的代价是与粒子物理标准模型的明显差异。关键点ACDM 模型用三个主要成分描述了我们宇宙的组成 – 可见物质、暗物质和暗能量——所有这些都以某种方式需要 BSM 物理学。此外，它依赖于初始条件，不能仅根据标准模型结合爱因斯坦引力。因此，宇宙学告诉我们，我们对亚原子世界的理解是不完整的。这深刻的结论建立了微观和宏观物理学之间的深刻联系，并作为地面高能实验中新物理探索的强烈动力。该模型的名称 ACDM 是指它假设暗物质是冷的，而暗能量是冷的。仅用宇宙学常数 α 来描述；我们将在下面更详细地讨论这两个方面。最小的该模型的版本还假设了一个平面空间几何结构，这只有在总能量密度宇宙的质量对应于一个特定的临界值，Pcrit（其中 M Pl 表示约简普朗克质量）。这一临界密度允许我们引入密度参数 ，忽略目前可忽略不计的光子和中微子能量密度，这些参数满足：加和为1。这里，重子和暗物质的能量密度，δ b ≤ b H 2 0 和δ cdm ≤ cdm H 2 0 ，构成最小δCDM模型的六个自由输入参数中的两个；其余四个参数是： (i) 宇宙年龄，t 0 ； (ii) 原初的光谱指数标量功率谱； (iii) 原标量功率谱的幅度 As ； (iv) 光学由于 CMB 光子在朝向我们的宇宙旅程中经历康普顿散射而产生的深度。

有大量的观测技术可以测量或限制参数ACDM 模型。除了 BBN 和 CMB 之外，我们还想重点介绍其中两个：银河系力量光谱和超新星哈勃图。前者对应于星系的傅里叶变换两点相关函数，可以在星系巡天中测量。这是一个特别有用的宇宙学探测器因为它表现出一种特有的振荡特征，即所谓的重子声振荡 (BAO) [42, 43]，这与原始重子光子流体的振荡有关。这些距离尺度振动的发生可以作为标准尺来确定振动时声层的大小。光子去耦。同时，超新星哈勃图是通过测量红移 z 和Ia 型超新星 (SNe) 的距离 D [44, 45]。在低红移下，这两个量彼此线性相关关系变得非线性，确切的关系对宇宙学参数敏感。与 CMB 温度和偏振各向异性一起，BAO 和 SNe 观测允许暗能量，≤≤0.7。下一步，我们可以将此结果与重子密度的测量结合起来BBN 和 CMB 观测的参数，≤ b ≤ 0.05，这使我们得出一个令人着迷的结论：宇宙的可见物质含量仅占其能量预算的 5% 左右。宇宙的 95% 是暗，大约25%的能量包含在暗物质中，70%的能量由暗能量组成。一方面，可见重子物质中 5% 的能量分数可能看起来并不多，尤其是当与能量密度大得多的暗物质和暗能量相比。另一方面，事实证明与基于我们的理解的天真的理论预期相比，这是一个非常大的值热大爆炸。假设在很早的时候物质-反物质对称的初始条件，我们会预计物质和反物质在早期宇宙中几乎完全湮灭，留下除了辐射什么也没有。在发生这种毁灭性灾难的宇宙中，重子到光子比率将冻结在一个很小的值，与我们计算的值相比，被抑制了许多数量级。实际上，在 BBN 和 CMB 观测值中测量的值约为 Delta b – 6*10–10 。事实上，我们确实发现了一个很大的因此，与理论预期相比，重子密度表明原始等离子体必须具有在重子冻结时表现出重子不对称性。粗略地说，对于每十亿个反粒子，一定有十亿零一个粒子，这样在重子-反重子湮灭之后，多余的一个粒子重子将在等离子体中存活。这些幸存的重子现在构成了整个可见物质含量目前的宇宙，但没有留下任何原始反物质的痕迹。宇宙重子不对称性（BAU）是基础科学中尚未解决的最大问题之一物理。天真地，人们可能会想把它的起源简单地归因于宇宙的初始条件。然而，这种假设不仅等于投降，而且与宇宙起源范式，根据该范式，热大爆炸必定起源于物质—反物质对称初始态。因此，预计重子不对称性是结果早期宇宙热相的动力学过程。这个过程，通常称为作为重子发生，需要满足三个必要条件。正如 Andrei Sakharov 在 1967 年指出的那样 [47]，(i) 违反重子数守恒，(ii) 违反电荷 (C) 和电荷奇偶校验 (CP) 不变性，以及 (iii) 涉及偏离热平衡。这些条件在标准模型中无法实现，该模型没有足够数量的 CP 破坏，并且没有不为早期宇宙中不平衡相互作用提供基础。因此，BAU 不仅是一个宇宙学之谜，它也是新BSM物理学存在的直接证据。因此，它的主题是正在进行的大量研究工作。文献中有大量的重子发生模型 [48, 49]，其中轻体发生的情况[50,51]可以说是特别有希望的。 Leptogenesis 将 BAU 与 BSM 连接起来中微子领域的物理学，因此可以为中微子实验提供可检验的预测。

图 2：基于 CMB 温度 (T) 和极化 (P) 数据、类型 Ia 超新星和星系功率谱中的条形声学振荡对物质和暗能量密度参数 Ωm 和 ΩΛ 的约束 [46]。虚线对角线对应于平面宇宙Ωm + ΩΛ = 1。标签“oΛCDM”指的是最小六参数ΛCDM模型的扩展，该模型还允许非零曲率(即Ωm + ΩΛ的值更大，小于1)。图像信用：eBOSS 协作。

暗物质

暗物质 [52, 53] 的数量大约是普通物质的五倍，尽管对其了解还少得多。在事实上，它的名字不仅表明它不与电磁辐射相互作用，这就是为什么我们无法用望远镜看到它。从这个角度来看，更好的名字会更透明不管怎样。相反，暗物质这个名字也指我们对其本质的无知。就像BAU一样，暗物质无法用标准模型解释，因此为新物理学提供了证据。作为一种引力现象，暗物质的存在是"牢固确立的"——从某种意义上说，跨越大范围的距离尺度、宇宙的可见物质含量与爱因斯坦引力相结合不足以解释我们的观察结果。因此，我们要么假设（i）存在一种看不见的东西仅通过与普通物质的引力相互作用才使其自身引人注目的物质形式，或（ii）广义相对论的修正[54]。然而，第二种情况虽然在很多情况下都是成功的，很难解释现有观察的全部（参见图 3 的一个著名例子），这就是为什么大多数宇宙学家不赞成它。抛开改变引力动力学的可能性不谈，数据告诉我们在整个宇宙历史中，暗物质一直是宇宙能量预算的关键组成部分。在早期宇宙中，暗物质对于为结构形成奠定基础至关重要。电中性非重子暗物质不与原始重子光子流体相互作用，这就是为什么它能够聚集在一起并形成引力势阱的时间比普通物质要早得多。光子之后解耦后，重子物质就会落入这些预先存在的势壁中，从而触发形成我们今天在宇宙中观察到的大规模结构。这包括高度非线性结构，例如作为星系晕和星系团，如果暗物质密度过高的早期崩溃没有发生，它们就不可能存在提供了适当的初始条件。成功的结构形成尤其需要暗物质冷，即在物质主导时代开始时具有非相对论速度。冷暗物质导致结构形成的自下而上的情况，其中物质首先崩溃分解成更小的物体，然后逐渐聚合成更大的物体。或者，如果暗物质是热的，即，在物质统治开始时的相对论性，结构将以自上而下的方式形成，从形成大的煎饼状物体，然后逐渐破碎成更小的物体。他们三个已知的中微子是热暗物质的一个例子（轻 BSM 中微子也是如此）。然而，作为宇宙学结构形成的观测和数值模拟有力地支持了 CDM 范式，很明显热暗物质在总暗物质密度中只能贡献微不足道的一小部分。在宇宙晚期，暗物质在追踪宇宙总量的大量观测中揭示了它的存在。重力塌陷结构中的质量量。这尤其包括经典的观察历史上导致了有利于暗物质的范式转变，例如维里化星系中星系的运动星团，由 Fritz Zwicky 在 20 世纪 30 年代首创 [55, 56]，以及螺旋星系的旋转曲线，Vera Rubin 等人在 20 世纪 60 年代和 1970 年代首次对此进行了研究 [57,58]。今天，这些观察并辅以引力透镜、红移空间扭曲和许多其他探测器的分析。因此，值得注意的是，尽管有压倒性的证据证明暗物质的存在，但我们对它的基本性质仍然知之甚少。虽然我们可以列出它的一些关键属性（非重子、冷、暗等）具有不同程度的确定性，其基本组成部分的质量，例如，仍然未知。暗物质可能由基本标量粒子组成，质量约为10 – 22 eV，一种被称为超轻或模糊暗物质 [59] 的场景，其动机是所谓的尖峰——CDM 模式的核心问题。同时，也可以想象，很大一部分暗物质由恒星质量的原初黑洞组成[60]。如果其中一些原始黑洞质量是太阳质量的几倍，它们甚至可能对双黑洞负有部分责任近年来 LIGO 和 Virgo GW 干涉仪检测到的合并事件[61]。这模糊暗物质和原初黑洞这两个极端之间的可能性空间被关于暗物质的性质和起源的假设场景有无数种。特别是，有这并不是暗物质只由一种成分组成的理由。就像SM部门一样，暗物质部门很可能表现出不平凡的结构并包含多种成分。解开暗物质之谜是 21 世纪物理学的核心挑战。为了达成这个为了实现这一目标，目前正在进行或准备进行大量的实验和观察：众多实验室世界各地的实验致力于直接探测可能构成我们的奇异亚原子粒子星系的暗物质晕；望远镜和卫星寻找暗物质湮灭的间接特征或在外太空衰变；粒子对撞机试图直接产生高能暗物质粒子碰撞。本书的其他贡献提供了有关寻找暗物质的更多细节。

图 3：子弹星团，两个星系团的碰撞，为暗物质的存在提供了令人信服的证据 [62]。大多数重子物质包含在 X 射线可见的热气体中（粉红色）。然而，引力透镜测量（蓝色）表明系统的大部分质量已经穿过中心，使其与热气体脱离。这可以解释为假设系统的大部分质量实际上属于（几乎）无碰撞的非重子暗物质，并且其速度不会减慢碰撞的后果与耗散气体成分的程度相同。与此同时，发光物质（星系）追踪暗物质引起的引力势。在没有暗物质的修正引力理论中，人们通常会预计重子物质和引力透镜映射的质量分布之间不会出现偏移。图片来源：美国宇航局。

暗能量

在一个只充满可见物质和暗物质的宇宙中，人们会期望宇宙膨胀逐渐随着时间的推移减慢（即比例因子的负二阶时间导数，R < 0）。然而，观察结果，由 Adam Riess、Brian Schmidt 和 Saul Perlmutter 在 20 世纪 90 年代协调的 Ia 型超新星得出了令人惊讶的结论：这种行为在我们的宇宙中并未实现。通过扩展大红移的超新星哈勃图、高 Z 超新星搜索小组 [44] 和超新星相反，宇宙学项目 [45] 能够表明宇宙膨胀目前正在加速（即 R > 0）。在广义相对论的框架中，只有当应力-能量张量在场方程的右侧受到排斥力的作用。为了一个完美的— 能量密度为 Ï 且压力为 p 的流体，这需要一个状态方程 p = w Ï，其中 w < â1/3，即具有负压的能量，它渗透到宇宙中，从而导致其加速膨胀[63,64]。从这个意义上说，它代表了除暗物质之外的另一种无法解释的引力现象就已建立的物理学而言。然而，与暗物质不同的是，暗物质能够通过引力坍缩形成结构，暗能量被认为在整个宇宙中基本上是空间均匀的。宇宙学的一致性模型将暗能量的起源归因于真空的能量密度，即空的空间。因此，在 ACDM 宇宙学中，暗能量对应于空间中的能量密度常数，并且这种解释的动机是真空能量具有由 p = -Ï 给出的状态方程，即 w = ≤ 1，这导致加速膨胀，与宇宙学数据非常吻合。事实上，ACDMCMB、BAO 和 SNe 组合数据的 t 在百分比水平的不确定性范围内 xes w ≤ 1 [33]。这种现象学的成功与我们对宇宙学的微观理解形成鲜明对比常数α。从历史上看，爱因斯坦首先在他的场方程中引入了 α 项，试图构造描述静态宇宙的宇宙学解决方案。发现扩展后在 20 世纪 20 年代哈勃的宇宙研究中，他放弃了这个想法，称这是他一生中最大的错误。此后的几十年里，α不再引起人们的太多兴趣。今天，在近四分之一个世纪之后当发现加速膨胀时，情况又变得非常不同，暗能量成为了一个活跃的领域研究。尽管如此，目前还没有令人满意的理论解释。原则上，人们可能希望量子场论（QFT）将允许人们根据以下公式来估计真空能量密度的大小：量子真空的性质。然而，按照这些思路进行的估计结果与数十个订单相差甚远规模之大，这代表着我们天真的期望的巨大失败，甚至可能是令人尴尬的失败。宇宙学常数似乎比人们根据简单的预测所预期的要小得多QFT 论证。这一观察结果的部分原因可能是人为的。正如著名指出的那样Steven Weinberg [65, 66] 指出，α 值不比我们观察到的值大很多，这与宇宙中复杂结构的形成。在此期间，加速扩张只是开始得太早了。宇宙的膨胀历史，没有给生活在复杂界限中的观察者的出现留下时间结构。同样，宇宙学常数的小值导致了所谓的宇宙学常数巧合问题[67]。显然，我们目前生活在一个宇宙学时代，其中 ��� 和 �m 属于同样的数量级，真空主导的膨胀阶段才刚刚开始。这真的只是一个巧合，还是有更深层次的原因为什么 ���� 必须取一个既不太小也不太大的值比 ��� m ?由于这些问题缺乏令人信服的答案，宇宙常数或暗常数的起源一般来说，能量仍然是当代基础物理学中最大的难题之一。暗能量的替代解释包括，例如，修正的引力理论以及极光理论具有宇宙学大德布罗意波长的标量场。后一种情况的一个有趣的例子，通常被称为精髓的模型是具有与光子的奇偶奇数"轴子"场耦合的模型。在这样的轴子精髓模型中，暗能量可以引起 CMB 偏振角的旋转（即宇宙双折射）。有趣的是，尽管还有更多工作要做，但最近已经报道了此类信号的第一个暗示为了更好地理解天体物理前景的污染，需要这样做 [68, 69]。精华的第二个属性是它的状态方程参数可以偏离 w = Ø1 甚至作为时间的函数而变化。因此，清楚地测量 w = ≤ 1 将表明暗能量是动态的并排除裸宇宙常数的标准情况。这可能会产生潜在的严重影响为了宇宙的最终命运。以 w = ≤ 1 为特征的宇宙学常数预计会导致永久持续的加速扩张阶段（R→→，H→const），最终导致大冻结，即热寂慢慢地趋近于零温度。然而，如果考虑暗能量根据与时间相关的状态方程的精髓，膨胀宇宙的未来将是更加不确定。在这种情况下，暗能量甚至可能在某个时刻不再主导膨胀，而在这种情况下某些条件可能会导致大崩溃，即重新塌缩成类似于初始大爆炸的奇点（R→0，H→→）。最后，人们可以考虑幻影暗能量这一高度推测性的想法，即动能为负且 w < ≤1 的精髓。这种情况将导致稳步增长暗能量的能量密度，这会引起大的撕裂，即膨胀率的奇点（R≤≤，H→→）导致所有束缚物体的毁灭，即使是在亚原子水平上。所有这些想法都是当然非常难，即使不是不可能测试。尽管如此，未来的宇宙学观测有望为我们提供更多线索暗能量的状态方程及其动力学起源。

宇宙历史

初始条件

在上一节中，我们概述了宇宙学ACDM一致性模型的主要构建模块，现在为概述过去 138 亿年宇宙的膨胀历史奠定了基础年。为此，我们首先要从遥远宇宙的最终命运出发，进行一次巨大的时间飞跃。未来回到遥远的过去它存在的最初时刻，然后让宇宙时间再次向前奔跑。我们通过仔细研究大爆炸宇宙学的初始条件来开始我们的宇宙年表，我们已经在讨论中多次提到过，但迄今为止一直被忽视。关键的一点是这些初始条件在 20 世纪 70 年代变得越来越明显，但事实上远非通用的。值得注意的是，宇宙学原理是现代宇宙学的理论支柱之一，仅适用于大爆炸宇宙学具有高度微调的初始条件。例如，两个 CMB 光子从完全相反的方向到达我们天空中的方向。这两个光子都需要 138 亿年的时间才能到达我们的宇宙旅程，因此从最后一次散射表面上的点来看，因为没有什么比光子传播得更快，所以从未有过互相交流信息的机会。为什么宇宙微波背景在所有方向上看起来几乎都是一样的？这个问题是所谓地平线问题的核心，即早期宇宙令人费解的认识在大量因果上不相连的斑块中一定是极其同质的。同样，宇宙微波背景和其他宇宙学探测器表明，我们的宇宙在空间上具有非常高的精度。基于根据弗里德曼方程所规定的空间曲率行为，人们可以得出结论：我们的宇宙事实上，过去一定更加接近完美的平坦状态。这只有在以下情况下才有可能宇宙的能量密度最初被选择为非常接近空间的临界能量密度_atness，Ï – 3H 2 M 2 Pl – 1，这根本无法保证，因此构成了_atness 问题。这些问题的可能解决方案在20 世纪 80 年代初出现。

阿列克谢·斯塔罗宾斯基 [70]、艾伦·古斯 [71]、安德烈·林德 (Andrei Linde) [72] 和其他几位作者指出，短暂的指数级快速宇宙膨胀可以很容易地产生热大爆炸所需的初始条件。根据这种机制，称为古斯的宇宙起始[73]，整个可观测的宇宙诞生于单一的同质且各向同性的宇宙早期的领域，一个微观尺寸的因果斑块，其体积随后扩大了约10的90次方甚至更多，时间跨度可能短至 10-36 秒。可观测宇宙的所有部分因此，一旦存在因果联系，就解决了视界问题。同时，任何初始的不均匀性各向异性被极大地拉伸，以至于它们超出了我们今天的宇宙视界。相同也适用于更早时代的假设遗迹，包括磁单极子，即一维大统一理论中的拓扑缺陷。如果在热大爆炸期间产生，单极子将代表当今宇宙中最丰富的物质形式，但事实显然并非如此。初始化解决了这个单极子问题问题，这实际上是 Guth 等人工作的最初动机之一，通过推动大多数（如果不是的话）所有遗迹单极子都超出了我们的视野。类似地，空间曲率在膨胀过程中被稀释，与气球的表面曲率，当气球充气时，曲率会减小。这解决了平坦度问题。鉴于这些成就，我们得出结论：经典时空背景的演化爆炸为大爆炸宇宙学的初始条件问题提供了一个有吸引力的解决方案。但那就是不是全部。值得注意的是，膨胀还带有一个生成原始密度的内置机制量子水平的扰动。这是因为 QFT 对膨胀的描述是基于一个标量内场（或几个这样的场）。浅标量场内背景的演化势的作用就像一个依赖于时间的宇宙常数，因此会导致指数膨胀，而它的量子波动与时空度量的量子波动相结合产生了一个频谱原初标量扰动。这些扰动是在从量子真空，因此它们的长度会因膨胀而被拉伸，但振幅不会衰减。因此，宇宙起源解释了宇宙微波背景温度波动的起源，并最终解释了宇宙微波背景辐射的起源。宇宙的大尺度结构。对于每个给定的 QFT 模型，人们特别能够预测两个基于微观物理学的六个ACDM 输入参数：振幅和频谱指数原标量功率谱 A s 和 n s 。此外，度量的量子涨落还引起跨越大范围频率的原始引力波。这种原始随机引力波背景可以留下CMB 的大规模 B 模式偏振中的印记，可以直接在引力波实验中搜索。

因此，我们得出两个显着的结论：首先，膨胀定义了一种新的范式，膨胀宇宙论，它通过对其最初的解释提供了令人信服的解释，扩展了大爆炸宇宙学的旧范式状况。这个范式的一个中心原则是，我们宇宙中的所有结构都是量子起源的——产生的在极高能量下的前几分之一秒内，当构成可观察量的域时今天的宇宙是从微观尺寸开始拉伸的，直径可能不比普朗克长度大多少，Pl – 10 – 35 m，相当于宏观物体（例如苹果）的大小。关于量子力学在惰性宇宙学中的作用的更多细节可以在 Gabriele Veneziano 的章节中找到。其次，我们看到理论信息能够做出可以在 CMB、GW 和其他观测中进行检验的预测。接下来，让我们转向对化的理论描述，目前它被认为是一种普遍的理论。框架而不是结论性的理论[74]。膨胀的基本思想是利用势能真空场的密度，作为真空能量的一种形式，可以驱动加速膨胀阶段；然而，这一领域的微观起源仍不清楚，并为许多猜测留下了空间。确实很多型号的起源模型，包括早期的旧起源模型[71]、新起源模型[75]、混沌起源模型[76]等，简单 QFT 玩具模型的现状。因此，过去 40 年的大量研究都集中在可能将膨胀嵌入到粒子物理学和弦理论中，并取得了不同程度的成功。在粒子物理学方面，值得注意的是，即使是 SM 希格斯场也可能扮演着粒子物理学的角色。如果它以非最小方式耦合到引力作用中的里奇曲率标量 R，则它会发生。这该模型被称为希格斯引发[77]，与斯塔罗宾斯基的最初提议有很多相似之处，即将引力作用扩展为 R 2 项 [70]。目前，希格斯玻色子和 R 2 化的预测正在进行中。与最新的 CMB 数据非常吻合。其他现场理论模型试图嵌入信息进入大统一或与当前宇宙的加速膨胀建立联系。这后一种情况也被称为典型的本质，因为它将本质和本质视为相同的标量场[78]。这代表了一种经济情景，尽管没有经验理由相信宇宙早期和晚期的加速膨胀必定是由相同的动力引起的。最终，膨胀需要对引力进行量子描述，以便保持对引力的控制对惰性场势能密度的修正。这激发了信息的构建弦理论[79]背景下的模型，这是弦宇宙学领域的主要目标之一[80]。膨胀甚至可能提供通过宇宙学观测来检验弦理论预测的可能性，否则，这是一项众所周知的艰巨任务。弦理论中可能的真空态的广阔前景此外，还支持多元宇宙的概念，即我们的宇宙只是一个推测性的想法在诞生过程中不断诞生的无数其他宇宙中，每个宇宙都可能处于不同的真空中状态。应用于弦景观中的膨胀的人择论证可能会显着解释宇宙学常数[81]，尽管这样的推论很可能逃避任何可能的实验手段确认，也是争议的根源。另一方面，人们可能认为多元宇宙是不可避免的任何一个阶段的后果，在全球范围内永远持续下去，但在局部范围内会衰退到因果关系上断开的状态气泡。这种类型的膨胀被称为永恒膨胀和许多模型的通用预测[82]。当前许多关于膨胀的量子引力研究都集中在其可行性上。沼泽猜想，试图划定有效领域理论之间的界限在量子引力中不具有一致的紫外完备性，即"景观"中的理论和"沼泽地"[83]。其中一些猜想对简单的膨胀模型提出了严峻的挑战 [84, 85]，这意味着可能需要更复杂的技术来构建完全现实的模型。这同样适用于初始化的初始条件，通常需要一定量的微调，具体取决于投机性关于前革命时代的假设。这当然是不可取的，因为整个存在的理由的目的是解决与大爆炸宇宙学初始条件相关的微调问题。对于一些作者来说，信息化的这些缺点成为考虑其某些（可以说不太受欢迎）扩展的动机或替代方案，例如大反弹模型[86]、循环模型[87]或弦气体宇宙学[88]。大多数作者，然而，坚持宇宙论的范式，对领域理论的未来工作保持信心，弦理论和量子宇宙学[89]结合更多的数据，将解决这些悬而未决的问题。

热阶段

每当暴涨场（或多个场）的状态方程不再支持加速时，暴动就会结束扩张。例如，当惰性场获得很大的动能时，即当所谓的慢滚条件被违反，或者当临界场值触发标量场空间中的相变时。在后一种情况下，相变必须足够平滑；一阶相变，然后早期膨胀模型中的气泡碰撞会重新引入令人无法接受的大不均匀性。其他换句话说，膨胀必须允许优雅地退出减速扩张阶段，并且不会破坏由膨胀所建立的同质性和各向同性。在退出过程中，真空能量存储在真空中场转换为由相对论粒子组成的热辐射。从这个意义上说，假设膨胀是在极高温度下的原始辐射主导时代之前，我们可以说衰变爆炸后的爆炸场重新加热了宇宙。然而，即使独立于任何关于在前宇宙时代，现在通常称为宇宙末期的熵产生过程作为再加热[90]。相应地，再加热结束时的热浴温度，当辐射能量密度开始主导宇宙能量收支，称为再加热温度T RH 。这个温度标志着热大爆炸的开始，是描述热大爆炸的一个重要数量。早期宇宙。目前其值仅受到弱约束，T rh ≤几≤10 ≤ 3 10 15 GeV，尚有空间早期宇宙在起源结束和 BBN 之间演化的无数可能场景 [91]。然而，在下文中，我们将忽略非标准扩展历史的可能性，并将重点放在再加热后标准辐射主导时代最重要的事件；见图4。许多模型预测再加热温度非常高，远远超出了可达到的能量范围。地面对撞机实验。从这个意义上说，早期宇宙中的热热等离子体代表了一种独特的粒子物理实验室，为极高能量下的粒子过程提供合适的环境。这一观察结果是粒子宇宙学领域的起点[92]，该领域应用了以下方法理论粒子物理学对早期宇宙的影响，以便更好地理解宇宙的现象学标准模型以及非常高温度下假设的新物理场景。粒子宇宙学的一个中心主题是早期宇宙中亚原子力的演化，即与规范理论背景下的自发对称破缺现象有关。在温度下大约 100 GeV 时，控制基本粒子相互作用的规范对称性由 SM 给出规范组，G SM = SU (3) C × SU (2) L × U (1) Y ，描述了强和电弱规范相互作用无质量 SM 颗粒浴。 SM 规结构的起源尚不清楚；但有充分的理由相信 G SM 实际上只是一个更大的对称群 G GUT 的一个子群，该对称群统一了所有亚原子能量尺度约为 10 16 GeV 的力，这一假设被称为"大统一"。每一个在大统一理论中，规范组 G GUT 和 G SM 通过对称特征模式连接中断步骤，其中一些可能在初始化之前发生（例如，为了避免单极子问题；参见秒。 3.1），其中一些可能在发生后发生。同样，SM规的电弱电部分基团本身 SU (2) L × U (1) Y 会在 160 GeV 左右的温度下自发断裂SM希格斯机制。这种机制表现为平滑的宇宙相变，即电弱交叉，产生希格斯场的非零真空期望值，进而引起所有 SM 粒子的质量（可能除了中微子，其质量需要新的物理学）。电弱相变后，温度不断降低。高自由度，例如因此，作为顶夸克或电弱规范玻色子，不再在热浴中产生，而其余的大部分光自由度都有助于所谓的夸克-胶子等离子体，即夸克-胶子等离子体的状态量子色动力学（QCD）高温极限下的强相互作用物质。在温度下大约 160 MeV 时，夸克和胶子的等离子体被限制在色中性强子中。这个流程再次表现为平滑的相变、QCD 交叉或简单的夸克-强子相变。此后不久，重子和反重子开始解耦，这导致或多或少所有的湮灭反重子和小残留重子密度的冻结（参见第 2.1 节）。虽然这个过程只发生在 QCD 相变之后，重子和反重子之间的原始不对称性可能是很早就已经播种了。标准热轻体发生，例如，最流行的重子发生场景之一，工作温度约为 10 9 GeV 甚至更高。进入辐射主导时代大约一秒钟，热浴由相对论光子、中子和三重子、电子和正电子以及非相对论性质子和中子。此时，中微子在它们解耦和形成之前最后一次参与由弱核力介导的散射过程开始以宇宙中微子背景（CÎ1/2B）的形式自由流动。与 CMB 一样，CÎ1/2B 也是一家公司大爆炸宇宙学的预测。由于中微子难以捉摸的性质，尚未被观察到[94]，尽管托勒密[95]等实验的目标是在不久的将来直接检测到它。不久中微子解耦后，在电子质量尺度附近的温度下，电子和正电子湮灭成光子。这留下了残余电子密度（根据要求与残余质子密度相关）宇宙必须保持电中性）并稍微加热光子浴。结果，CMB 的温度预计比 CÎ1/2B 稍高。或者相反，当 CMB 温度今天已知的温度为 2.73 开尔文，而 CÎ1/2B 的温度预计仅为 1.95 开尔文。大约两分钟后，原始核合成开始。目前气温已降至约100 keV，这个值足够低，使得稳定氘的形成不再受到光解的阻碍。通过这个所谓的氘瓶颈后，核反应网络展开，其中大部分导致氘、氦 3、氦 4 和锂 7 的合成。特别是所有中子被束缚在原子核中，绝大多数中子最终形成氦 4。 20点左右后分钟，BBN 得出结论，这决定了等离子体的光子特征组成，电子、质子和轻核将在辐射主导时代的整个剩余时间内保留。大爆炸后约 5 万年，辐射主导时代结束，当时遗迹暗物质的密度开始主导宇宙的能量收支。暗物质是大概是在非常高的温度下产生的，也许已经在充气后的重新加热过程中产生了。在流行的一类模型，暗物质由例如弱相互作用的大质量粒子（WIMP）、具有质量的粒子组成100 GeV 量级，相互作用强度与电弱相互作用的强度相当[96]。

这些粒子可以在早期宇宙中热产生，然后它们的残余密度在一定温度下冻结。其质量比其质量小约 30 倍（见图 4）。然而，这只是几乎所有的其中之一。早期宇宙中暗物质产生的无数可能场景。无论如何，它是显然，一旦暗物质粒子变得非相对论性，它们的能量密度就会降低，因为宇宙膨胀与R≤3成比例。也就是说，暗物质粒子的剩余质量中存储的能量保持恒定，而所含颗粒的体积则像 R 3 一样增长。这个需要比较一下辐射能量密度的稀释，其与R≤4成比例减小。这里，三个权力比例因子再次解释了宇宙的体积膨胀，而四次方是宇宙学红移，即穿过膨胀宇宙的辐射波长变得拉伸。由于这些不同的尺度定律，物质的能量密度必然开始变化迟早会主导辐射的能量密度。考虑到今天暗物质的残余密度，可以通过 CMB 观测来测量，然后就可以计算出物质的时间——辐射相等早期宇宙，大爆炸后五万年，标志着物质主导时代的开始。上述大多数事件发生在 BBN 之前，因此属于未知领域。尤其，因为早期宇宙在整个辐射统治过程中对光子来说是不透明的，所以没有电子形式的信号从这个时代开始，磁辐射将永远到达我们这里。因此，为了推动我们知识的前沿更早以前，一条重要的攻击路线必然包括间接探测，即天体物理和光子解耦结合地面实验后对晚期宇宙的宇宙学观测评论。然而，除了这些间接方法之外，还有一个来自早期宇宙的直接使者这可以让我们一睹宇宙微波背景的面纱：原始引力波[97]，它或多或少地传播在它们产生后可以自由地穿越早期宇宙。早期宇宙中的许多过程都会产生原初引力波的随机背景，范围从一阶的膨胀和再加热宇宙相变到拓扑缺陷，例如磁畴壁和宇宙弦。检测这样的背景无疑将标志着仍然年轻的引力波天文学领域的一个重要里程碑。事实上，最近脉冲星定时阵列（PTA）的数据中出现了一种新的低频信号，该信号监测整个银河系的脉冲星网络，以寻找纳赫兹引力波[98]。所有大型 PTA 合作（NANOGrav、PPTA、EPTA 和 IPTA）现已找到强有力的证据证明这一点信号[99-102]，尽管尚不清楚它是否真的拥有真正的GW信号的所有属性。未来几年更多的 PTA 数据和分析将有助于澄清情况并使我们更接近第一个目标随机 GW 背景的检测。预计这个背景会得到大的贡献来自合并星系中心的超大质量黑洞双星。不过，如果运气好的话，这些数据还可能包含早期宇宙存在引力波的证据。

图4:热大爆炸的时间顺序，即膨胀和再加热后的辐射主导时代[93]。早期宇宙中最高温度的三种可能值用灰色小星表示。不同的 epoch 由其各自的特征自由度标记，并由垂直虚线分隔。早期产生的引力波可以通过热等离子体自由传播，而光子只在大爆炸后38万年左右与热浴解耦，在物质辐射相等后不久。在辐射支配过程中，比例因子像 R ∝ t1/2 一样增长，而在物质支配过程中它像 R ∝ t2/3 一样缩放，如黑色固体包络宽度的增长所示。图片来源：作者。

结构形成

在辐射主导的时代，引力势的形状是由密度摄动控制的。辐射浴中的系统蒸发散。这阻碍了结构在早期的有效生长，因为重子光子流体抵消了向密度过大区域的引力。最重要的是，速度快辐射统治期间的宇宙膨胀不断地将所有粒子拉开，从而导致引力实际衰减的潜力。因此，有效结构形成的开始被推迟到当 CDM 密度扰动开始控制时，物质-辐射相等。从此时起，引力势保持稳定，这与暗物质更快速的积累密切相关重力势井中的粒子。因此，暗物质在引力，而重子光子流体的演化仍然受到特征声波的控制，随后被印在 CMB 中。事实上，重子密度扰动的增长只会在光子解耦，大爆炸后 380,000 年，此时重子开始向先前存在的方向坠落暗物质密度过高。值得注意的是，重子密度中的声波模式部分保留了下来这个过程最终导致了后来星系功率谱中的 BAO 特征。光子解耦后，宇宙微波背景辐射因宇宙膨胀而发生红移，从而迅速留下电磁波谱的可见部分。至此，宇宙不再包含任何可见的光源，这标志着所谓黑暗时代的开始。在这个时期，大部分重子物质存在于中性氢中，中性氢偶尔会吸收 21 厘米自旋跃迁中的 CMB 光子 [103]。与此同时，重子密度的不均匀性继续增加，使得结构形成在小尺度上从线性状态过渡到非线性状态（以分层自下而上的方式）。大约进入黑暗时代一亿年，这导致了第一代的形成恒星（即第三族恒星），然后是第一个早期星系和类星体（即活跃的在接下来的几亿年里，中心有超大质量黑洞的星系）。中性氢部分吸收并重新发射来自第一颗恒星的紫外线莱曼-α辐射，在被发光 X 射线源（例如活跃星系核或热星际介质）加热之前。这纪元被称为宇宙黎明，这导致了 CMB 中的第二个特征 21 厘米吸收特征背景。 2018 年，EDGES 合作宣布首次检测到该信号，其结果出乎意料大振幅[104]；然而，从那时起，没有其他实验能够证实这一说法[105]。未来LOFAR [106, 107] / NenuFAR [108] 和平方公里阵列 (SKA) [109] 的射电观测将对于澄清案件至关重要。与此同时，詹姆斯·韦伯空间也将探索宇宙黎明时代望远镜于 2021 年发射，预计将收集来自第一批恒星和星系的光 [110]。宇宙中第一颗恒星光的另一个重要影响是它逐渐电离中性物质氢气。这个过程被称为再电离[111]，持续约 2.5 亿年至约大爆炸后十亿年，由第一颗恒星发出的高能紫外线辐射提供动力恒星、星系和类星体，它再次将电子与质子分离，从而恢复了结果重组。再电离时代的直接证据例如是由类星体吸收光谱提供的。高的-红移类星体具有加宽和红移的中性氢莱曼-α 吸收线 [112, 113]，被称为冈纳彼得森槽[114]，而位于较低红移的类星体的光谱则没有表现出这样的情况波谷。根据这些观察，人们得出结论，星系际介质在早期，在第一个十亿年末完全电离之前。再电离后呈中性氢仅保留在孤立的气体云中，这导致一系列单独的莱曼-α吸收遥远类星体光谱中的线。这种所谓的莱曼阿尔法森林可以用作大规模森林的示踪剂。宇宙的结构，因此作为约束宇宙学参数的工具[115]。密切相关的探针大尺度结构的分析包括氢强度映射，即测量 21 厘米发射未解析的中性氢云[116]。这项技术的前景是它最终将使我们能够绘制广阔空间体积内的三维物质分布图。在实现这一目标的第一步中，CHIME 实验最近报告了对选定星系和类星体的 21 厘米发射的探测[117]；接下来，它的目标是测量 21 厘米发射的自相关功率谱中的 BAO 特征。结构形成在整个再电离期间和之后持续进行，这逐渐导致所谓的宇宙网，人们熟悉的物质分布，至今仍塑造着宇宙的外观。宇宙网由巨大的暗物质光环组成，它们通过帘状结构和周围是巨大的、低密度的虚空。在宇宙网中，重子物质追踪冷的分布暗物质，导致在过密区域形成星系。随着时间的推移，这些星系聚集在一起在星系团中，最大质量的超星系团形成于密集的暗物质晕的中心。在这个过程中，重子物质即使在非常小的尺度上也可以凝结成复杂的结构，因为，与暗物质，它能够通过电磁辐射的发射来冷却和释放角动量。宇宙网的动力学和演化是一个高度非线性的过程，最好通过数值研究来研究。N体模拟（见图5），现代宇宙学的重要工具。最先进的 N 体模拟是在描述大尺度结构的演化方面非常成功。然而，在较短的长度尺度上，他们目前面临着一些需要进一步审查的挑战[118]。这些小问题之一例如，观察到大多数矮星系似乎拥有一个大致恒定的暗物质核心密度在其中心，而基于ACDM 模型的模拟则表明了尖点密度分布。除了这个尖端核心问题之外，其他问题被称为卫星缺失问题或"太大而不能"问题。失败问题。这些小规模问题的根源可能与复杂的重子反馈有关。小尺度上的结构形成，目前尚不清楚，或指向非标准特性暗物质，例如弱暗物质自相互作用或温暖的暗物质成分。这方面的进展前沿将需要改进的理论和数值模型以及更多的天文数据，例如，例如，Vera C. Rubin 天文台进行的遗留时空勘测（LSST）[119]。我们自己的星系，即银河系，是在大爆炸后约 50 亿年形成的，随后是太阳系大约四十亿年后的系统。又过了十亿年，大爆炸后大约一百亿年，暗能量开始主导宇宙能量收支，这标志着后期加速的开始扩展（参见第 2.3 节）。从物质主导到暗能量主导的转变是以下结果：事实上，由于体积膨胀，物质的能量密度稳步下降，Ï m – R – 3 ，而暗能量的能量密度保持恒定， Ï Î – R 0 。因此，宇宙膨胀不断增加暗能量的绝对量，从经典力学的角度来看可能显得违反直觉，但这在膨胀宇宙的广义相对论背景下确实是完全可行的可能性。一个暗能量对结构形成的重要影响是它导致引力势再次衰减。在宇宙晚期，由于引力不稳定而导致的结构生长不再能够与加速膨胀，使得井和山的引力势开始衰减。宇宙微波背景光子因此，穿过这个正在腐烂的潜在景观时，将会获得少量额外的红引力和蓝移。这种现象被称为后期整合萨克斯·沃尔夫效应 [120]，或里斯·席阿玛效应[121]，并且在 CMB 与大尺度结构的互相关中观察到了[122, 123]。在未来的十亿年里，我们的宇宙将继续与目前的状态相似，尽管加速膨胀将继续将越来越多的星系推向我们的宇宙视界之外。因此，假设加速膨胀将持续到遥远的未来，可观测的宇宙最终将只包含我们宇宙附近受引力束缚的星系群；这些星系将会随着时间的推移，随着新恒星形成的燃料耗尽，恒星的亮度逐渐变暗。这个推断，然而，取决于我们对暗能量本质的假设，因此需要用警告。关于宇宙最终命运的陈述更具推测性，据此我们已经来到了兜了一圈又回到了本节宇宙年表的起点。

图 5：AbacusSummit 模拟 [124] 的可视化，这是大约 330 个最先进的宇宙学 N 体模拟(2 Gpc/h) 3 体积内有十亿个测试粒子，其中 h≤0.7 是哈勃常数 H 0 的无量纲测量。在十秒差距尺度（左），物质分布是均匀且各向同性的，符合宇宙学原理；在规模上大约 100 兆秒差距（中），由光晕、哀叹和空洞组成的宇宙网变得明显；在10左右的尺度上百万秒差距（右）、单个光晕和星系团已解决。图片来源：AbacusSummit 团队。

现状与展望

自爱因斯坦和哈勃以来的一百年里，宇宙学已经从一个分支学科发展到天文学本身就是一个前沿研究领域，与其他基础学科紧密交织在一起科学。今天，宇宙学是一门跨学科和国际性的事业，集中体现了人类对宇宙的探索。知识，人类更好地了解宇宙及其在其中的位置的愿望。为此，宇宙学带来了汇集了许多邻近领域的见解，包括弦理论、场论和高能物理从中微子物理学、天体粒子物理学和天文学到核物理学、原子物理学和引力物理学。现代的宇宙学观测和模拟尤其是大数据科学的主要体现，并且受益匪浅这得益于计算能力和新算法的稳步进步，例如基于机器学习的算法[125-127]。此外，现代宇宙学的多样化观测计划是合作科学的光辉典范利用队列观察和开放获取档案等社区实践。上个世纪，特别是过去几十年，该领域取得的进展令人印象深刻。基于多项重大突破性探测，包括哈勃膨胀、宇宙微波背景及其各向异性除了暗能量之外，宇宙学现在拥有一个严格制定的标准模型，即 ACDM 索引模型，它设法仅用几个方面就可以非常精确地解释大部分宇宙学数据基本构件：普通重子物质、冷非重子暗物质和宇宙常数。我们现在明白了，物质密度扰动可能是在宇宙诞生的早期阶段播下的种子热大爆炸，产生了宇宙的大尺度结构，同时宇宙学常数也完成了平坦宇宙所需的宇宙能量预算，导致当前的膨胀加速。自从 20 世纪 90 年代初对 CMB 黑体光谱进行 COBE 测量以来，我们还进入了精密宇宙学时代[128]。现在大量的宇宙学参数都以百分比水平已知精确性，这证明了自哈勃时代以来现代宇宙学已经走过了漫长的道路。尽管总体上取得了成功，但ACDM 模型及其参数的精确确定仍让我们以及有待回答的深刻问题。首先，值得注意的是，所有基本的ACDM构建模块需要超越粒子物理标准模型的新物理：标准模型确实不包含暗物质的可行粒子候选者；真空能量密度的朴素 QFT 估计超出了宇宙学常数的观测值，其数量之大令人尴尬；和宇宙重子与反重子的不对称性要求早期宇宙中出现奇异的非平衡过程。同时时间、大爆炸宇宙学，同时也成功地解释了轻元素的原始丰度作为 CMB 的属性，对其初始条件缺乏令人满意的解释。当前的范例这些初始条件背后的动力是宇宙膨胀，它代表了另一种现象这无法用 SM 物理学与爱因斯坦引力相结合来解释。这些一起打开问题是 21 世纪粒子物理和宇宙学研究计划的关键驱动力。更多的挑战来自于宇宙学参数的精确测量，这使得γCDM框架-工作本身经得起考验。现在，在精确宇宙学的时代，测量相同可观测物体的不同途径特别可以用于建立强大的一致性检查，甚至可以揭示轻微的差异。的确，最近，出现了各种此类紧张局势，有些更为微妙，有些则更为严重[24]。名单紧张、挑战和奇怪之处包括 (i) 各种 CMB 异常 [129]，例如缺乏相当大的温度大角度尺度的相关性或引力透镜效应高于预期水平； (ii) 小规模结构形成问题，例如尖点-核心或卫星缺失问题； (iii) 观察-挑战宇宙学原理的问题，例如偶极子测量，例如类星体的分布[23]，与 CMB 偶极子的特性不匹配；和其他几个。除此之外，还有一个正在进行的与聚类振幅的不同测量相关的争论 Ï 8 ，一个可观察到的特征物质密度的大小——晚期宇宙（在线性理论近似中）在长度尺度上的波动大约 8 Mpc/h，即在星系团尺度上（见图 5）。一些弱透镜和星系团巡天与 CMB 的 PLANCK 观测值推断值相比，有 8 个值，其统计显着性为高达大约 3 [130, 131]，而其他调查发现值更接近 CMB 值 [132]。因此它仍然是α 8 差异是否最终会揭示 ACMB 范式中的裂缝还有待观察。然而，与上面列出的所有异常相比，房间里的大象就是所谓的 H 0 或哈勃张力[133,134]，最近达到的哈勃常数的不同测定之间的不匹配统计显着性为 5 [135]，这甚至导致一些评论家宣称宇宙学存在危机。当然，这样的声明过于戏剧化，并且在某种意义上也具有误导性：如果有的话，那就是哈勃张力说明宇宙学作为一门科学学科实际上处于非常健康的状态。现在已经成为一个成熟的精密科学学科，新数据的稳定涌入使人们能够取得真正且有意义的进步。在哈勃张力的情况下，这种空气状态反映在对哈勃常数。一方面，PLANCK 基于 CMB 观测的 H 0 的"全局"测量另一方面，最近基于造父变星和 Ia 型观测的低红移"局部"测量这种差异的根源尚不清楚，目前这推动了粒子物理学和物理学领域的深入研究工作。宇宙学旨在确定可能的解决方案。除了系统效应之外，这可能是部分原因由于紧张局势，目前正在审查各种可能性，包括在早期宇宙中偏离ACDM，宇宙晚期与 ACDM 的偏离，以及它们的组合[136]。还提出了许多解决方案承诺其他观察特征，最终可能使人们能够确定正确的解决方案。然而，目前还无法预测何时以及以何种具体方式发生这种情况。无论如何，很明显，无论怎样，宇宙学在未来几年和几十年里都面临着光明的未来。哈勃张力是否还会在我们身上停留更长时间。全面的视野超越了本文的范围；然而，一些令人兴奋的前景值得强调。从观察的角度来看，财富来自下一代太空望远镜的数据正在等待着我们，其中包括 NASA 的 James Webb [110] 和 NancyGrace Roman [137] 以及 ESA 的 Euclid [138] 和 Athena [139] 太空任务。这些太空望远镜将地面上新的光学反射望远镜作为补充，例如 Vera C. Rubin 天文台 [119]，三十米望远镜[140]和极大望远镜，以及下一代无线电和伽马射线望远镜，SKA [109]和成像大气切伦科夫望远镜阵列（CTA）[141]，以及一套新的天基和地基 CMB 实验。这些新望远镜和天文台将实现具有非凡深度和广度的革命性研究计划，这将采用经过验证的观测方法（例如星系巡天、弱引力透镜、超新星宇宙学）新的高度并建立目前尚未充分发挥其潜力的新技术（例如宇宙天文钟、伽马射线暴 [142]、21 厘米宇宙学）成为宇宙学家工具箱中的新工具 [143, 144]。此外，我们可以期待多信使前沿领域的突破性发展，即在中微子和引力波宇宙学。特别是第三代地基引力波干涉仪Cosmic探索者 [145] 和爱因斯坦望远镜 [146]，以及第一个 GW 太空任务，激光干涉仪太空天线（LISA）[147]、太极[148]和天琴[149]承诺打开宇宙的新窗户。例如，GW 事件可以用作标准警报器 [150]，类似于 Ia 型超新星标准蜡烛，以便测量宇宙学参数。此外，宇宙引力波背景的检测将授予我们可以接触到早期宇宙中目前隐藏在宇宙微波背景（CMB）面纱后面的过程。事实上，当前一代的 PTA 观测实际上可能正处于检测纳赫兹引力波背景的边缘频率。虽然该信号预计将由天体物理前景主导超大质量黑洞双星，它也有可能包含宇宙学成分。最后，未来几年丰富的观测计划也将刺激理论并从中受益。进展，包括新模型、方法和算法的开发。因此，我们发现自己处于宇宙学黄金时代的前夕，可能会以我们可以的方式塑造我们对宇宙的理解目前还很难想象。一路走来，我们可能会逐渐遇到各种挑战的解决方案和ACDM 模型的张力，它可能会也可能不会迎来宇宙学的下一个范式转变。无论哪种方式，我们面前有一段令人着迷的旅程，它将解决各种深层次的问题并引发新的问题。这现代宇宙学的第一世纪是一次真正的冒险，第二世纪将更加令人兴奋。