夏樹

摘要：2014年3月17日，天文學(xué)家宣布在宇宙微波背景輻射中發(fā)現(xiàn)了B模式偏振。根據(jù)暴脹宇宙學(xué)模型的預(yù)言，B模式偏振是宇宙誕生之初產(chǎn)生的原初引力波留在宇宙微波背景輻射中的特殊痕跡。引力波作為廣義相對(duì)論的重要預(yù)言，至今沒有得到確證，這一發(fā)現(xiàn)是引力波理論提出以來關(guān)于引力波存在的最重要證據(jù)。同時(shí)，這一發(fā)現(xiàn)強(qiáng)有力地支持了大爆炸和暴脹理論，或?qū)窈笥钪鎸W(xué)的發(fā)展產(chǎn)生深遠(yuǎn)影響。

關(guān)鍵詞：引力波CMB 偏振B 模式 大爆炸 暴脹

2014年3月17日，哈佛一史密森天體物理中心（Harvard-SmithsonianCenterforAstrophysics）的天文學(xué)家宣布，他們已經(jīng)找到了原初引力波（primordialgravitational waves）存在的重要證據(jù)。研究小組利用架設(shè)在南極的BICEP2（Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization，宇宙泛星系偏振背景成像）望遠(yuǎn)鏡，觀測(cè)到了大爆炸初期所產(chǎn)生的原初引力波在宇宙微波背景輻射（coslnlc Microwave Background，CMB）中留下的痕跡。這一發(fā)現(xiàn)不僅是迄今為止關(guān)于引力波存在的最直接的證據(jù)，還同時(shí)揭示了大爆炸宇宙形成之初的物理隋景，對(duì)于今后宇宙學(xué)的發(fā)展將產(chǎn)生深遠(yuǎn)的影響。

一、引力波與引力波的探測(cè)

1916年，愛因斯坦根據(jù)廣義相對(duì)論預(yù)言了引力波的存在。就像加速運(yùn)動(dòng)的電子會(huì)產(chǎn)生電磁輻射一樣，加速運(yùn)動(dòng)的質(zhì)量或能量會(huì)發(fā)出引力波。根據(jù)廣義相對(duì)論，質(zhì)量或能量的存在會(huì)使得附近的時(shí)空產(chǎn)生彎曲，當(dāng)物質(zhì)運(yùn)動(dòng)時(shí)，就會(huì)擾動(dòng)附近的時(shí)空，這種擾動(dòng)像水中的漣漪，以一定的速度（光速）向周圍傳播，形成引力波。引力波所經(jīng)之處，亦會(huì)引起時(shí)空的擾動(dòng)，也就是說，當(dāng)引力波經(jīng)過觀測(cè)者時(shí)，觀察者會(huì)發(fā)現(xiàn)時(shí)空被扭曲了。通常用引力波經(jīng)過時(shí)引起的時(shí)空擾動(dòng)的幅度來衡量引力波的大小。

引力波是廣義相對(duì)論的重要推論之一，對(duì)引力波的探測(cè)也是物理學(xué)的重要課題。由于一般物體發(fā)出的引力波的可觀測(cè)效果非常微弱，對(duì)引力波的直接探測(cè)往往寄希望于大質(zhì)量天體的劇烈運(yùn)動(dòng)，比如超新星爆發(fā)、雙星合并以及黑洞形成等極端天文學(xué)事件。二十世紀(jì)60年代，被稱為“引力波天文學(xué)之父”的Joseph Weber在美國(guó)馬里蘭大學(xué)建造了世界上第一個(gè)引力波探測(cè)器，使用一根長(zhǎng)153cm，直徑66cm的鋁棒，通過測(cè)量引力波經(jīng)過時(shí)鋁棒的共振來檢測(cè)引力波的存在。之后，還有其他一些測(cè)量精度更高的棒狀引力波探測(cè)設(shè)備陸續(xù)建立起來。現(xiàn)在主流的引力波探測(cè)裝置是激光干涉儀引力波探測(cè)器，通過激光的干涉效應(yīng)來偵測(cè)引力波引起的時(shí)空擾動(dòng)。現(xiàn)正在運(yùn)行中的幾臺(tái)大型的激光干涉引力波探測(cè)器包括建設(shè)在美國(guó)的LIGO（Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory），意大利和法國(guó)合作建造的VIRGO干涉儀等。另外，歐洲與美國(guó)正在籌劃LISA（Laser Interferometer SpaceAntenna）項(xiàng)目，將激光干涉儀直接架設(shè)在太空中。但是，所有這些引力波探測(cè)裝置至今都沒有獲得公認(rèn)的有效測(cè)量結(jié)果。

證明引力波存在的第一個(gè)突破是在1978年，由Russell Hulse和JosephTaylor通過觀察脈沖雙星系統(tǒng)的軌道周期變化而計(jì)算得到。根據(jù)廣義相對(duì)論，雙星系統(tǒng)在繞質(zhì)心公轉(zhuǎn)時(shí)會(huì)發(fā)出引力波，而引力波將帶走部分能量，使得公轉(zhuǎn)軌道半徑變小，周期變短。Hulse和Taylor在1974年發(fā)現(xiàn)了脈沖雙星（binary pulsar）PSR1913+16，經(jīng)過4年的觀測(cè)，他們發(fā)現(xiàn)雙星軌道周期變化率與根據(jù)廣義相對(duì)論計(jì)算出來的理論值相吻合，成為了引力波理論提出60年來的第一個(gè)定量證據(jù)，二人也因此而獲得了1993年的諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)。

二、大爆炸與暴脹模型

另一處有望觀測(cè)到引力波的實(shí)驗(yàn)場(chǎng)則是宇宙微波背景輻射。微波背景輻射是大爆炸（Big Bang）之后遺留下的，充滿整個(gè)宇宙的電磁輻射。根據(jù)宇宙暴脹（cosmicInflation）理論的推測(cè)，大爆炸產(chǎn)生的原初引力波將在宇宙微波背景輻射中留下一種特殊的痕跡——B模式偏振（B-modepolarization）。天文學(xué)家通過分析BICEP2望遠(yuǎn)鏡三年來的觀測(cè)數(shù)據(jù)，最終確認(rèn)在宇宙微波背景輻射中發(fā)現(xiàn)了B模式偏振，即找到了原初引力波存在的重要證據(jù)，并在很大程度上印證了暴脹理論。

宇宙創(chuàng)生的熱大爆炸學(xué)說認(rèn)為，宇宙始于一個(gè)密度極大、溫度極高的初態(tài)，經(jīng)過不斷的膨脹而成為今天我們所見的狀態(tài)。這一理論誕生于20世紀(jì)40年代，基于這一理論所建立的宇宙學(xué)模型成功地解釋了可見宇宙中的諸多觀測(cè)事實(shí)，例如元素的起源、星系光譜的宇宙學(xué)紅移、3K微波背景輻射以及宇宙的大尺度各向同性等，是目前人們普遍接受的主流宇宙學(xué)模型，被稱為宇宙學(xué)的標(biāo)準(zhǔn)模型。

然而，標(biāo)準(zhǔn)模型也面臨著一些困難，包括奇點(diǎn)問題、視界問題、平直性問題和磁單極問題等。為了解決這些問題，古斯（Alan Guth）、林德（Andrei Linde）等人在80年代提出并發(fā)展了暴脹宇宙模型。暴脹宇宙模型認(rèn)為，宇宙極早期經(jīng)歷了一個(gè)短暫但是迅速的指數(shù)膨脹階段，在大約10-30s的時(shí)間里增大了1030倍。暴脹模型能夠解決標(biāo)準(zhǔn)模型的視界問題、平直性問題等困難，并給出了其他一些重要的預(yù)言。

三、宇宙微波背景輻射與B模式偏振

根據(jù)暴脹理論，宇宙暴脹時(shí)期產(chǎn)生的原初引力波會(huì)在CMB上留下了特殊的痕跡，即B模式偏振。一旦在CMB中找到了B模式，就意味著找到了早期引力波存在的重要證據(jù)。

宇宙微波背景輻射是大爆炸之后遺留的熱輻射。根據(jù)大爆炸理論，在宇宙形成早期，由于溫度極高，電子的動(dòng)能大于其電離能，整個(gè)宇宙介質(zhì)處于等離子體狀態(tài)，主要由氫核、氦核、自由電子和光子組成。此時(shí)由于自由電子密度很高，光子不斷地被散射，平均自由程很短，整個(gè)宇宙是“不透明”的。在大爆炸之后約380000年時(shí)，宇宙的冷卻使得絕大部分自由電子被原子核俘獲，形成中性的原子，而光子不再被頻繁地散射，這一過程稱為光子的退耦，或原子復(fù)合（recombination）。原子復(fù)合過程之后，獲得自由的光子開始穿行于宇宙之間，形成了一個(gè)彌漫整個(gè)宇宙的背景輻射，這就是宇宙微波背景輻射（CMB）。

自1965年CMB被發(fā)現(xiàn)以來，大量的觀測(cè)表明CMB具有以下幾個(gè)特點(diǎn)：第一，CMB輻射具有黑體譜，相當(dāng)于溫度為約2.7K的黑體輻射。第二，整個(gè)CMB存在微小的溫度起伏，幅度大約為30μK。第三，CMB輻射具有一定的偏振，其強(qiáng)度和方向隨角度變化而變化。

CMB偏振的成因可以追溯至CMB形成時(shí)期宇宙介質(zhì)溫度的各向異性。CMB偏振由光子的湯姆遜散射（Thomson scattering）產(chǎn)生，如果被散射光子溫度的角分布具有非零的四極各向異性（quadrupolc anlsotropy），將使得散射光具有線偏振?？紤]如圖7所示的散射過程，一束電磁波沿-X方向射向中間的自由電子，那么z方向上將能夠探測(cè)到偏振方向平行于y軸的電磁波。如果從空間各個(gè)方向人射的光是各向同性的，那么z方向出射的光將是各種不同方向偏振光的均勻混合，也就是無偏振。如果入射光并非各向同性，而是具有四極各向異性，例如圖中所示，沿-y方向入射的光（細(xì)線段）溫度略高于-x方向的入射光，那么出射光將具有平行于x軸的偏振（細(xì)線段）。

CMB偏振只能由上述的湯姆遜散射過程產(chǎn)生，同時(shí)要求散射的發(fā)生不能太頻繁。如果散射很頻繁，也就是說光子的平均自由程很小，那么溫度不同的區(qū)域會(huì)因?yàn)槟芰拷粨Q而很快地回到熱平衡狀態(tài)，由溫度各向異性而產(chǎn)生的偏振效應(yīng)也會(huì)很小。在宇宙歷史中。像這樣能夠產(chǎn)生背景光子偏振所需要的散射條件的時(shí)段主要有兩個(gè)，一個(gè)是形成CMB的原子復(fù)合階段。另一個(gè)則是稍晚些時(shí)候宇宙中天體形成時(shí)期的再電離（reionization）階段。在原子復(fù)臺(tái)階段。隨著光子的退耦，散射頻率迅速下降。由各向異性導(dǎo)致的偏振被保留了下來，因而在CMB中應(yīng)當(dāng)能夠觀察到全局分布的偏振效應(yīng)。

根據(jù)暴脹模型，光子溫度分布各向異性來源于暴脹時(shí)期宇宙中的量子漲落。能夠造成四極各向異性的擾動(dòng)有兩種，一種稱為標(biāo)量擾動(dòng)（scalar-perturbation），即宇宙介質(zhì)能量密度的漲落，另一種稱為張量擾動(dòng)（tensor-perturbation），由引力波對(duì)時(shí)空的壓縮·拉伸效應(yīng)引起。如圖1所示，想象一組圓形排列的測(cè)試粒子，當(dāng)一列引力波經(jīng)過時(shí)空時(shí)，它們會(huì)被拉伸成橢圓形，處于不同位置的粒子之間的時(shí)空距離就會(huì)發(fā)生相應(yīng)的改變。如果粒子對(duì)應(yīng)光子，那么光子的波長(zhǎng)也將被相應(yīng)地拉伸或壓縮，這就導(dǎo)致了四極各向異性，使得散射光具有一定的線偏振。

因而，CMB偏振場(chǎng)的強(qiáng)度和偏振的方向都與暴脹的過程相關(guān)，觀測(cè)并分析CMB偏振將能夠給出關(guān)于原初宇宙的豐富的物理信息。我們知道，一個(gè)矢量場(chǎng)可以被分解為一個(gè)無旋（curl-free）分量（類似于靜電場(chǎng)）與一個(gè)無散（divergence-free）分量（類似于靜磁場(chǎng)）的疊加。類似地，天空的偏振場(chǎng)也可以被分解成為類電場(chǎng)的E模式（E-modes）和類磁場(chǎng)的B模式（B-modes）的疊加，如圖8所示。兩種偏振模式的區(qū)別在于，B模式偏振具有特定的手征性，而E模式則不具有。標(biāo)量擾動(dòng)（能量密度漲落）和張量擾動(dòng)（引力波）都能夠造成CMB偏振，但是E模式偏振主要由標(biāo)量擾動(dòng)產(chǎn)生，而B模式偏振則只由張量擾動(dòng)造成。也就是說，如果能在CMB中找到B模式偏振，那么可以看作是對(duì)宇宙暴脹模型的一大支持，同時(shí)意味著發(fā)現(xiàn)了原初引力波存在的重要證據(jù)。

CMB溫度漲落在幾十μK量級(jí)，偏振強(qiáng)度應(yīng)當(dāng)比溫度變化更小，因而對(duì)偏振的觀測(cè)要求望遠(yuǎn)鏡具有極高的分辨能力。2002年，架設(shè)在南極的DASI（Degreeangular Scale Interferometer）望遠(yuǎn)鏡首次觀察到了CMB偏振的E模式，偏振強(qiáng)度的變化幅度大約為4μK，這一結(jié)果與暴脹模型的預(yù)言相符。由于B模式偏振的強(qiáng)度更小，觀測(cè)更加困難，直到2014年，同樣在南極工作的BICEP2小組分析了2010至2012三年的測(cè)量數(shù)據(jù)，終于確認(rèn)在CMB中發(fā)現(xiàn)了B模式偏振。根據(jù)BICEP2小組公布的報(bào)告，觀測(cè)到的B模式偏振功率譜很好地符合了目前主流的標(biāo)準(zhǔn)宇宙學(xué)模型（人-CDM模型）給出的預(yù)言。只有一點(diǎn)出人意料的是，測(cè)得的B模式強(qiáng)度比標(biāo)準(zhǔn)模型給出的預(yù)言要大一些，小組成員，明尼蘇達(dá)大學(xué)的Clement Pryke教授表示：“我們本來打算在干草堆里找一根針，但結(jié)果卻發(fā)現(xiàn)了一根撬棍?！?/p>

四、發(fā)現(xiàn)B模式偏振的意義

CMB中B模式偏振的發(fā)現(xiàn)具有重大的意義，宇宙暴脹理論的創(chuàng)立者之一Alan Guth認(rèn)為，這是一個(gè)諾貝爾獎(jiǎng)級(jí)別的重要發(fā)現(xiàn)。

首先，發(fā)現(xiàn)B模式偏振就意味著找到了原初引力波在CMB上所留下的痕跡，這一發(fā)現(xiàn)將成為愛因斯坦廣義相對(duì)論的又一重要支持。CMB中的B模式偏振是自引力波理論誕生以來，關(guān)于引力波存在的最直接的證據(jù)，即使不能給懸而未決的引力波存在問題畫上一個(gè)句號(hào)，也將給未來的引力波探索以巨大的鼓舞。

這一發(fā)現(xiàn)更為深遠(yuǎn)的意義在于，CMB偏振包含了宇宙形成初期的信息，對(duì)于我們了解宇宙是如何誕生的至關(guān)重要，使得我們能夠在眾多不同的宇宙學(xué)模型之間做出選擇，并進(jìn)一步劃定模型中各個(gè)參數(shù)的范圍，對(duì)宇宙的演化給出更確切的預(yù)言。理論物理學(xué)家們?cè)岢鲞^諸多不同的方案試圖解決標(biāo)準(zhǔn)宇宙學(xué)模型的困難，暴脹模型盡管得到了很多人的支持，卻并不是唯一的理論；并且暴脹理論本身還有眾多不同的版本，各自給出了不同的預(yù)言，這些都亟待宇宙學(xué)觀測(cè)結(jié)果的檢驗(yàn)。麻省理工學(xué)院的Max Tcgmark教授稱，這次的發(fā)現(xiàn)將給宇宙學(xué)帶來一次“春季大掃除”，對(duì)未來宇宙學(xué)理論和實(shí)驗(yàn)的發(fā)展產(chǎn)生重要的影響。CMB偏振作為暴脹模型的預(yù)言而得到了證實(shí)，是對(duì)暴脹理論的重要支持。然而，眾多不同的暴脹理論之中，有很多并不能推出達(dá)到可觀測(cè)強(qiáng)度的引力波，這些版本或?qū)⒁虼吮缓蠗?。暴脹理論的另一位奠基者Andrci Lindc認(rèn)為，BICEP2給出的數(shù)據(jù)將淘汰掉90%基于暴脹的宇宙模型。甚至，一直以來十分引人注目的弦理論（stringTheory）或許也需要修正，因?yàn)榻Y(jié)合了弦理論的暴脹模型所給出的引力波能量也遠(yuǎn)低于BICEP2的觀測(cè)結(jié)果。

另外，還會(huì)有一大批非暴脹宇宙模型，例如循環(huán)宇宙（cyclic universe）、膜宇宙（ekpyrotie universe）等，面臨被排除的危險(xiǎn)。作為暴脹理論的支持者之一，史蒂芬·霍金宣稱自己贏得了與同事，理論物理學(xué)家Ncil Turok的打賭，理由同樣是因?yàn)楹笳咛岢龅难h(huán)宇宙模型并沒有能夠預(yù)言原初引力波的存在。

物理學(xué)家一般認(rèn)為，宇宙大爆炸始于普朗克尺度（1.22×1019 GeV），在這樣的能標(biāo)下，引力的量子效應(yīng)是不容忽視的?，F(xiàn)有的物理理論，包括廣義相對(duì)論與量子理論在內(nèi)，都不足以描述這個(gè)能量尺度之下宇宙的行為。目前物理學(xué)的實(shí)驗(yàn)手段還遠(yuǎn)遠(yuǎn)不能創(chuàng)造如此高能的實(shí)驗(yàn)條件（位于日內(nèi)瓦的大型強(qiáng)子對(duì)撞機(jī)能夠到達(dá)的能量尺度約為1.4×104GcV），對(duì)宇宙誕生初期的物理行為進(jìn)行研究，因而CMB是獲得早期宇宙信息的最重要途徑。B偏振模式的確認(rèn)，不僅為以量子理論為基礎(chǔ)的暴脹宇宙模型提供了支持，還同時(shí)肯定了量子理論與引力之間存在著更深刻的聯(lián)系。自1965年發(fā)現(xiàn)CMB以來，到2014年B模式偏振的發(fā)現(xiàn)，我們的觀測(cè)能力已經(jīng)提高了超過106倍，這是一個(gè)驚人的速度。越來越精確的宇宙學(xué)，將能使我們看到一個(gè)越來越清晰的宇宙，幫助我們一步一步地接近物理學(xué)的終極理論。