基于爱因斯坦的广义相对论，宇宙大爆炸理论描述了宇宙从一个极热、极密的状态膨胀而来。然而，观测证据表明，宇宙的初始温度并未达到理论上的最高极限——普朗克温度。为了解决这一矛盾及其他宇宙学难题，科学家提出了宇宙暴涨理论，认为在热大爆炸之前存在一个极速膨胀的阶段。不同的暴涨模型可以通过其势能曲线的特征来预测可观测的宇宙参数，尽管我们尚未探测到关键的引力波信号，但现有数据已将宇宙的最高温度大致限定在 10^24 至 10^28 开尔文之间，这个谜题的答案正随着观测的深入而逐渐清晰。
大爆炸理论的起源与困境
广义相对论预言，一个充满物质和能量的宇宙必然会膨胀或收缩。结合 20 世纪 20 年代哈勃等人关于星系红移的观测，我们得出了宇宙正在膨胀的结论。将时间倒推，我们会得到一个极热、极密且高度均匀的早期宇宙。
今天，我们依然能观测到那个时期的余晖——宇宙微波背景辐射 (CMB)。它为大爆炸理论提供了关键证据，但也带来了一些难以解释的谜题：
- 视界问题： 为什么宇宙在各个方向上的温度都惊人地一致？在标准大爆炸模型中，相距遥远的区域没有足够的时间来达到热平衡。
- 平坦性问题： 为什么我们的宇宙如此接近于空间上的“平坦”？任何微小的初始曲率都会随着时间被急剧放大。
- 单极子问题： 如果宇宙曾达到极高的温度，应该会产生大量理论预言的磁单极子等高能遗迹，但我们并未观测到它们。
这些观测结果强烈暗示，热大爆炸并非宇宙的绝对开端，无法简单地将宇宙外推至任意高的温度和能量。
宇宙暴涨：一个更早的开端
为了解决上述难题，科学家在 20 世纪 80 年代提出了宇宙暴涨理论。该理论认为，在热大爆炸发生之前，宇宙经历了一段极其短暂的指数级膨胀时期。
这个暴涨阶段巧妙地解决了大爆炸模型的困境：
- 它将一个极小的、内部性质一致的区域放大到整个可观测宇宙，解释了宇宙的均匀性。
- 它将宇宙的任何初始曲率“拉平”，使其变得难以与完美的平坦区分。
- 暴涨结束后的“再加热”过程所达到的最高温度低于产生磁单极子所需的阈值，从而避免了高能遗迹问题。
此外，暴涨理论还做出了一系列新的、可供检验的预测，例如宇宙中微小的密度涨落起源于暴涨时期的量子涨落。
如何检验不同的暴涨模型？
暴涨并非单一理论，而是包含众多具体模型的框架。我们可以将不同的暴涨模型想象成不同形状的“势能曲线”，就像一个球在不同坡度的山坡上滚动。
决定一个暴涨模型可观测结果的关键，主要在于其势能曲线在暴涨最后阶段的三个特征：
- 高度： 决定了暴涨的能量尺度和宇宙达到的最高温度。
- 斜率 (一阶导数)： 影响了原始密度涨落的谱指数（ns）。
- 凹凸性 (二阶导数)： 影响了谱指数的变化情况。
这些特征最终会转化为我们可以通过观测 CMB 来测量的参数，例如标量谱指数 (ns) 和 张量-标量比 (r)。后者代表了暴涨产生的原始引力波的强度。目前的观测数据已经对这些参数给出了严格的限制，排除了一部分暴行模型，但关键的引力波信号（体现为 B 模极化）尚未被明确探测到。
宇宙究竟有多“热”？
综合来自宇宙微波背景、宇宙大尺度结构和高能宇宙射线的所有数据，我们可以为宇宙在暴涨结束后达到的最高温度设定一个范围。
目前的估计是，宇宙的最高温度在 10^24 至 10^28 开尔文 之间。
这个温度虽然比理论上的普朗克温度（约 10^32 K）低了至少数千倍，但仍然比大型强子对撞机所能达到的最高能量高出数千万倍。这意味着，尽管我们仍不确定宇宙的终极起源，但科学观测已经为这个古老谜题划定了一个相对狭窄的探索范围。探测暴涨产生的引力波将是未来的关键，它或许能为我们揭示宇宙最早期阶段的更多秘密。