【暴涨宇宙】
拼译：inflationary universe
是经典大爆炸理论的延伸与发展，它于1981年由古斯(H．Grth)首先提出，并经林德(A．Linde)等人逐步加以完善与发展的，是现代宇宙学与大统一理论相结合的产物。
经典大爆炸理论自20世纪60年代重振以来，得到迅速发展并获得巨大成功：它可以很好地解释一系列观测事实，并大体上可以对宇宙演化历程给出合理而详尽的描述，直至上溯到大爆炸之后的0．01s。但经典大爆炸理论也存在着一些严重困难以致不能应用于更早期的宇宙，正是这些困难，直接导致了暴涨宇宙论的诞生。(1)视界困难。经典大爆炸理论包含着初始类空奇异性，因而存在粒子视界。在以辐射为主的宇宙极早期，视界距离会远小于宇宙尺度，于是极早期宇宙会被分割为许多个无因果关联区。由此将导致宇宙大尺度不均匀性，与背景射电辐射等观测事实不能相容。(2)平直性困难。如所周知，我们至今仍不能断定我们的宇宙究竟是开放的抑或是闭合的。有关观测结果表明，现今宇宙平均物质密度ρo与临界密度ρco相差不大
这一比值看起来并无特异之处，但由此出发推算到宇宙极早期，例如普朗克时刻，便得到惊人的结果
上式表明，在普朗克时刻，ρp与ρcp极为精确地吻合，或者说宇宙被微调到极为平直。显然这不能看作是大自然的偶合，那么是什么样的物理机制使这一结果成为必然?这就是所谓平直性困难。
(3)磁单极困难。这是将大统一理论应用于宇宙极早期所产生的问题。按照大统一理论，例如SU5理论，在宇宙极早期当T＞Tc=1019K时，宇宙处于高对称态SU5。当T=Tc时，发生大统一相变，对称性自发破缺
(1)依据特霍夫特－波利亚可夫(’tHooft-Polyakov)理论，作为拓扑孤粒子解，相变中有磁单极子产生，其质量约为1016GeV，半径约为10－28cm，最小磁荷为g=1／e。从物理图象上说，相变表示对称的真空态跃迁到非对称的简并真空态。由于简并真空态的随机分布，宇宙形成畴状结构(真空泡)，这种情形与铁磁体的磁畴结构非常相似。磁单极子产生于真空畴交界处，而真空畴线度应小于视界距离，由此可推出理论上磁单极子密度下限
其中，nm为磁单极子密度，nB为重子密度。
实际上，至今连一个磁单极子也没有观测到。作一个极端的估计：即使今天的宇宙全部由磁单极子构成，由于磁单极子质量极大，得到的密度上限也只有(设
)
观测上限与理论下限相差悬殊，根本无法调和，这就是磁单极子困难。为了解决上述困难，1981年古斯首先提出暴涨宇宙模型。其基本思想是：大统一相变是一级相变而非二级相变。在达到临界温度时，相变并不立即发生，而是过渡到一个过冷状态。此时真空仍是对称的，然而是不稳定的，称为假真空。不稳定态相对于稳定态有一势能差，且随温度降低，势能差越来越大，这相当于假真空宇宙含有一个大宇宙项，或强斥力场，因而宇宙将以指数形式急剧膨胀，这就是暴涨宇宙论的最初形式。暴涨宇宙模型可以方便地消除视界困难与平直性困难。按这一模型，暴涨前的早期宇宙尺度较之经典大爆炸模型预言值小得多，不再可能包含大量的无因果关联区。此外，一级相变释放大量潜热(由真空能转化而来)，使宇宙熵激增，这样即使在暴涨前宇宙是不平直的，也会在相变过程中自然地趋于平直。古斯最初的暴涨模型认为大统一相变发生在暴涨之后。随着温度降低，势垒增高，稳定的真空泡通过量子隧道效应在假真空背景中产生，于是相变发生，暴涨也随即停止。相变过程中通过真空泡之间的碰撞，使宇宙重新热化，此后便按经典大爆炸模型继续演化。这种初始暴涨模型立即遇到了一系列困难。首先它没有给出退出暴涨的适当机制，也没有解决磁单极子困难。此外，这一模型虽然消除了由视界引起的不均匀性，却又产生了由真空泡随机分布引起的不均匀性。若要缓解上述困难，须降低真空泡产生率，但这样会推迟热化时间，与后期的宇宙热历史难以衔接。1982年，林德(A．Linde)、阿尔布莱赫(Andreas Albrecht)与斯坦哈特(Paul．J．Steinhardt)等人对古斯的暴涨模型作了重要修正，主要有：(1)暴涨与相变是伴随发生的，而不是截然分开的两个过程。在真空泡出现之后的一段时间内，宇宙仍以指数形式膨胀。(2)相变未必是通过隧道效应而发生，至少不是完全如此。极有可能对称真空态通过量子跃迁越过势垒滚动到稳定的简并真空态。当温度足够低时，势垒高度很低，仅凭量子涨落便可以越过势垒。(3)相变发生后，真空泡围绕稳定真空态作阻尼振荡，真空能耗散，暴涨阶段结束。阻尼振荡对应于粒子的产生，宇宙热化机制主要是粒子间相互作用，而不是真空泡间的碰撞。由于真空泡产生后，暴涨仍在继续，因而一个泡的尺度在暴涨后可能超过观测宇宙范围。换句话说，我们今天的宇宙当初可能只由一个真空泡生长而成。由此可一举消除视界困难、平直性困难与磁单极困难。此外，衰减振荡也提供了一个退出暴涨的可能机制。古斯模型的缺陷得到了初步修复。但是，暴涨引起的能量密度涨落仍然过大。1983年，林德提出混沌暴涨理论。他认为真空标量场的初始值不应是单一的，而应具有一种随机分布。这样，早期宇宙无须经过真空相变便呈现包含许多微宇宙泡的畴结构。须注意，微宇宙泡不同于相变产生的真空泡。同样，我们今天的观测宇宙可能是由单个宇宙泡长成。混沌暴涨避开了早期宇宙的整体条件及高温修正效应，将暴涨理论建立在更为合理的初始条件基础之上。但是，由混沌暴涨得到的能量密度涨落仍然偏大。从1984年起，一些天体物理学家尝试将超对称性引入暴涨理论。这方面的工作主要是在超对称势的基础上构成合适的标势，以使得理论结果与观测事实尽可能拟合。如1986年瑞兹－阿尔塔伯(M．Ruiz-Altaba)和霍尔曼(R．Holman)提出的SUSY暴涨模型，得到了充分大的暴涨指数与较小的能量密度涨落，与观测拟合较好。1989年，德·拉(D．La)与斯坦哈特等提出了延伸暴涨理论(extended inflation)．该理论引入了BransDick标量场与暴涨场相耦合，通过真空泡的集结并适当调节耦合参量，可能较好地解决暴涨退出问题。随后一些作者对这一理论的细节作了进一步探讨。如温伯格(Weinberg)认为，一定条件下真空泡可能生长过大，热化时间延长，从而与核合成等后续图象发生矛盾。1991年，哥德维斯(Goldwirth)与查格洛尔(Zaglauer)应用薄壁近似分析了泡的演化过程。他们指出，由于B－S场在泡壁上的连接条件对内部度规的限制，可排除平坦度规或R－W度规。对于四次耦合的暴涨场，引力会导致泡的再收缩，阻止大泡的生长。这样相变通过小泡便可完成，因而热化与均匀性问题均比较易于解决。暴涨宇宙作为宇宙演化的一个独特阶段，它的存在已得普遍承认，它的重要性在于它决定了今天宇宙的基本特征。如前所述，暴涨宇宙论业已取得巨大成功，但它也面临着不少问题。首先，迄今还找不到一个决定性的令人信服的验证方案。一些有关的观测结果如宇宙平均密度、磁单极子密度、背景射电辐射等都不能作为认定性判据，这或许是暴涨理论的先天性缺陷。今天所能做的，实际是将暴涨模型与经典大爆炸模型尽可能平滑地衔接起来，而这一方面的工作至今也还不尽如人意。此外，也要考虑与量子创生阶段的衔接。总之，只有将暴涨宇宙作为宇宙演化整体的一部分来研究，才有可能获得完满解决。看来，这已经超出宇宙学的独家研究范围，它有赖于粒子物理学的进一步发展，有赖于量子引力理论与统一场论的最终成功。【参考文献】：1 Guth A H.Phys Rev D,1981,23:3472 Linde A D. Phys Lett B,1982,108:3893 Albrcht A,et al. Phys Rev Lett,1982,48: 12204 Linde A D. Phys Lett B,1983,129:1775 Lad,et al. Phys Revlett,1989,62:3766 Goldwirty D S,et al. Phys Rev Lett,1991,67:3639(安徽师范大学王家庆副教授撰)