第14章 暴胀与多重宇宙

第14章
暴胀与多重宇宙

谁要是认为哲学是最信马由缰、最异想天开的学科，那可就大错特错了。跟宇宙学相比，哲学乏善可陈，毫无想象力。

——史蒂芬·图尔明（Stephen Toulmin）[265]

1979年12月，帕罗奥图（旧金山以南的一座小城）一个寒冷的早晨，艾伦·古思拼命踩着自行车冲向办公室。这里是斯坦福线性加速器中心（SLAC），古思是其中理论物理小组的一员。一到自己的办公桌，古思就打开笔记本翻到新的一页，写道：

惊人认识：这种超级冷却能够解释为什么今天的宇宙平坦得让人没法相信——因此也解决了罗伯特·迪克（Bob Dicke）在“爱因斯坦日”讲座中指出的微调佯谬。

他仔仔细细地在这段话周围画了个方框，接着又画了一遍[266]。

你要是个科学家，那你这辈子都是为了有一天能得出一个惊艳的结果——理论上的洞见，或是实验上的大发现——惊艳到值得框起来。如果一个框不够，那就两个——这种级别的成就说不定会改变你的人生，也就此改变科学进程；据古思所说，他的笔记本上再也没有别的画了两个框的结果了。他这天在斯坦福用的这个笔记本如今展示在芝加哥阿德勒天文馆，正好打开在上面那一页。

古思想到的这种情景现在叫作暴胀——早期宇宙中充满了暂时形态的暗能量，密度极高，导致空间以难以置信的速率加速膨胀（就是上面说到的“超级冷却”）（图73）。这个简单提议多多少少可以解释跟我们观测到的早期宇宙条件有关的所有问题，包括空间的几何结构，也包括在宇宙微波背景中发现的密度细微变化的规律。尽管还没有明确证据能证明暴胀确实发生过，也还是可以说暴胀是过去数十年宇宙学中影响最大的观点。

当然，这并不是说暴胀理论就一定是对的。如果早期宇宙真的暂时大规模被暗能量主导，那我们就能解释为何宇宙会刚好演变成早期所处的状态。但继续乞灵于这个问题就相当危险了——为什么宇宙会以这种方式被暗能量主导？对于早期宇宙的熵为什么那么低的谜题，暴胀理论除了假定宇宙一开始的熵甚至更低，本身并没有提供任何形式的答案，似乎可以说有点儿像在作弊。

不过，暴胀的想法确实非常吸引人，跟我们早期宇宙的观测特征似乎也契合得很好。而且这个理论还带来了一些出人意料的影响，连古思自己一开始提出这一理论时都完全没想到——我们会看到其中就有让“多重宇宙”的观点变得切实可行的方法。根据大多数兢兢业业的宇宙学家的判断，似乎某些形式的暴胀理论确实有可能是对的——问题是，为什么会发生暴胀？

空间曲率

假设你拿了支铅笔，用笔尖立起来。显然这支铅笔的自然倾向是倒下来。但是你可以想象，如果你的桌面超级稳定，在保持平衡方面你也真是一把好手，那你也有可能让这支铅笔立住很久。比如说，比140亿年还长。

宇宙就有点儿像这样，其中铅笔代表了空间曲率。这个概念可以比实际情况更令人晕头转向，因为宇宙学家有些时候会谈到“时空曲率”，另一些时候又会谈到“空间曲率”，两者并不相同；你得通过上下文搞清楚说的究竟是哪一个。就像时空能弯曲一样，空间本身也能弯曲——空间是否弯曲的问题与时空是否弯曲完全无关[267]。

讨论空间曲率本身有个潜在问题就是，在广义相对论中我们可以随意将时空切分为三维空间副本，在时间中以多种方式演化；“空间”的定义并非独一无二。好在对我们的可观测宇宙而言，有个自然而然的办法来切分：我们定义好“时间”，让物质密度在空间的大尺度范围内大致为常数，但是会随着宇宙膨胀而降低。也就是说，物质的分布自然而然地定义了宇宙的静止参考系。这样一点儿也没违背相对论的原则，因为这是物质的特定布局的特征，而非物理学基本定律。

一般来讲，不同地方的空间想怎么弯曲就怎么弯曲，微分几何这门学科也被发明出来，好处理曲率的数学问题。但是在宇宙学中我们很幸运，因为空间在大尺度上很均匀，而且所有方向看起来都一样。这种情形下，你只需要说出一个数字，即“空间曲率”，我就能知道关于三维空间几何结构一切需要知道的信息。

空间曲率可以是正数或负数，也可以是零。如果曲率为零，我们通常就称其为“平坦”空间，拥有我们通常所理解的空间的全部几何特征。这些特征最早由欧几里得系统阐述，诸如“平行线永不相交”“三角形内角和为180°”等都在其列。如果曲率为正，空间就会看起来像个球面——只不过现在是三维的。平行线最终会相交，三角形内角和会大于180°。如果曲率为负，空间就会像马鞍面，或者说像薯片的样子，平行线会渐行渐远，而三角形内角和——嗯，我估计你已经猜到啦[268]（图74）。

根据广义相对论的规则，如果宇宙一开始是平坦的，就会一直保持平坦。如果一开始是弯曲的，曲率会随着宇宙膨胀逐渐降低。但就我们所知，物质和辐射的密度也在逐渐降低。（现在我们先当作没听说过暗能量，因为暗能量会改变一切。）如果将这些量代入方程，就会发现物质或辐射的密度下降得比曲率要快。跟物质和辐射相比，随着空间扩张，曲率跟宇宙演化的关系越来越紧密。

因此，如果早期宇宙中有任何较为明显的曲率，今天的宇宙都应该会有非常明显的弯曲。平坦宇宙就像刚好立在笔尖上的铅笔，就算只有一点点或左或右的偏差，都会很快倒向一边。同样，早期对完全平坦的宇宙如果有任何细微偏差，也都会随着时间推移而渐渐变得越来越明显。但是从观测事实来看，宇宙似乎非常平坦。就我们所知，今天的宇宙中完全没有测得出来的曲率[269]。

这个情况叫作平坦问题。因为今天的宇宙如此平坦，过去的宇宙必定平坦到超乎想象。但是为什么会这样？

平坦问题跟我们在上一章讨论过的熵的问题有很多相似之处。两种情形都并非是说理论和观测之间有明显分歧——我们要做的只是假设早期宇宙有某种特殊形式，一切也都顺顺当当地由这种特殊形式演变而来。问题在于这一“特定形式”似乎极不自然，也似乎经过细微调整，但又没有显而易见的原因。我们可以说早期宇宙的熵和空间曲率就是非常小，除此之外不加任何解释。但宇宙这些貌似很不自然的特征也许是某些重要情况的线索，因此我们理应严阵以待。

磁单极子

艾伦·古思想到暴胀理论的时候，并没有想着用来解决平坦问题。他想的是另一个极为不同的难题，叫作磁单极子问题。

就这么说吧，古思对宇宙学并没有什么特别的兴趣。1979年是他做博士后研究员的第九年，也就是处于科研生涯中从研究生院毕了业，但还没找到教职之前的人生阶段。科学家在这个阶段可以心无旁骛地搞研究，不用操心教学任务或别的学术责任。（不过也没有任何工作带来的福利。大多数博士后没能成功找到教职，最后就离开了科学领域。）九年时间，能吃这碗饭的博士后通常都能在哪儿找到个助理教授的职位，但古思到这时候的论文发表记录并没有真正反映出别人在他身上看到的能力。他已经在失宠的夸克理论上埋头钻研了一段时间，这时候则致力于对新宠“大统一理论”的模糊预测，也就是对磁单极子的预测做出解释。

大统一理论简称GUT，试图对除了万有引力之外的所有自然作用力提供一种统一解释。这种理论在20世纪70年代变得非常流行，不只是因为天生的简洁，也因为做出了引人入胜的预测：（和电子、中子一起）构成我们周围所有物质基础的坚实可靠的基本粒子——质子，最终会衰变为更轻的粒子。人们建立了大型实验室来寻找质子衰变的证据，但到现在都还一无所获。这并不意味着大统一理论不对，现在这种理论仍然非常流行，但没能探测到质子衰变让物理学家感到茫然，不知道该怎么检验这种理论。

大统一理论同样预测有一种新粒子存在，这就是磁单极子。普通的带有电荷的粒子就是电单极子——也就是说，带电粒子要么带正电要么带负电，也只有这两种形式。但并没有人在自然界发现过任何单独的“磁荷”。我们知道的磁铁都是偶极子——同时带有南极和北极。将磁铁在两极之间一分为二，也会立即在切断的地方突然冒出来新的两极。对做实验的人来讲，寻找单独的磁极，也就是磁单极子，就好比寻找一根只有一头的弦。

但根据大统一理论，磁单极子理应能够存在。实际上，20世纪70年代末人们认识到，我们可以坐下来好好算算在大爆炸之后应当有多少磁单极子被创造出来。答案是非常非常多。根据这些人的计算，磁单极子的总质量应该远远超过普通的质子、中子和电子的总质量。磁单极子应该每时每刻都在穿过我们的身体。

当然，也有个很简单的办法避开这个难题：大统一理论也许是错的。而且这个答案仍然有可能是对的。但古思在想着这个问题的时候，想到的是另一个更有意思的答案：暴胀理论。

暴胀

暗能量——这种能量源的密度在时间和空间中大致（或是完全）为常数，不会随着宇宙膨胀而稀释——通过对膨胀施加永久的推力，使宇宙加速膨胀。我们相信，现在宇宙中的大部分能量，也就是总能量的70%—75%，都以暗能量的形式存在。但在过去物质和辐射更加密集的时候，暗能量的密度大概还是和今天差不多，因此相对而言没有今天这么重要。

现在我们假设在宇宙历史上非常早的另外某个时候，暗能量的能量密度比现在大得多——就叫“暗超能量”好了[270]。这种能量统治着宇宙，并让空间以可怕的速度加速膨胀。随后——出于某些原因，我们待会儿再说——这种暗超能量突然衰变为物质和辐射，形成炽热等离子体，组成了我们通常所设想的早期宇宙。暗超能量差不多是完全衰变了，但也不是那么彻底，而是留下了一丢丢暗能量，直到最近才对宇宙的动力学变得重要起来。

这就是暴胀演化图像。大致说来，暴胀将空间中极小的一块区域放大到了非常大的尺度（图75）。你可能会想这有什么大不了的——谁会关心暗超能量的这么个临时状态呢，如果接下来就衰变成物质或辐射了呢？暴胀之所以如此受欢迎，是因为它就像忏悔——一举抹掉了之前的所有罪愆。

现在来考虑一下磁单极子问题。如果大统一理论是对的，那么磁单极子会在宇宙极早期大量产生。因此我们假设暴胀发生得非常早，但还是比磁单极子的产生要晚一点。这样一来，只要暴胀持续的时间够长，空间膨胀的倍数够大，那么所有磁单极子都会稀释为等同于无物。只要暗超能量衰变为物质和辐射的过程不再产生更多磁单极子（如果能量没那么高，也确实不会产生），你看——磁单极子问题没有啦。

对空间曲率问题也同样如此。这个问题是说空间曲率消失的速度比物质和辐射要慢，因此如果早期有点儿什么曲率，今天都应该会变得非常明显。但是，暗能量消失的速度比曲率还要慢得多——实际上，暗能量基本上就完全没被稀释。因此同样地，如果暴胀持续得够久，那么在物质和辐射在暗超能量的衰变中重新被创造出来之前，曲率可能早已消失于无形。平坦问题也没有啦。

你也能看出来，古思为什么对暴胀的想法兴奋莫名。他想的是磁单极子问题，但他是从另一面去想的——不是要解决这个问题，而是想把这个问题当作大统一理论的反证。在他跟康奈尔大学物理学家戴自海（Sze-Hoi Henry Tye）合作的与此有关的原始工作中，他们忽略了暗能量可能起到的作用，并证明了磁单极子问题极难解决。但是，当古思坐下来好好思考暗能量在早期能有什么作用时，磁单极子问题的解从天而降——这已经值得框起来至少一回了。

当古思认识到他的想法也能解决他甚至都没想过的平坦问题的时候，这个想法就值得框两回了。机缘巧合，古思早前曾跑去听了普林斯顿物理学家罗伯特·迪克的一个讲座，他是最早研究宇宙微波背景的人之一。迪克的讲座是在康奈尔大学一个叫作“爱因斯坦日”的活动中进行的，他在讲座中指出了传统宇宙学模型中一些悬而未决的问题，其中之一就是平坦问题。这个问题一下子迷住了古思，尽管那时候他的研究跟宇宙学关系并不密切。

因此，当古思认识到暴胀理论不只是解决了磁单极子问题，同样也解决了平坦问题的时候，他就知道自己要出人头地了。也确实如此。几乎一夜之间，他从十年寒窗无人问的老博士后摇身一变，成了一举成名天下知的热门教职人选。后来他选择回到麻省理工，也就是他读研究生的地方，现在也还在那里工作。

视界问题

在厘清暴胀理论的影响时，古思认识到这种情景也为另一个宇宙学微调问题提供了答案，这就是视界问题。实际上，视界问题可以说是宇宙学标准大爆炸模型中最没完没了，也最令人困惑的问题。

问题出自这样一个简单事实：早期宇宙在离得非常远的地方看起来大致一样。上一章我们曾注意到，就算我们坚持认为早期宇宙应该密度极高而且在极速膨胀，其“典型”状态也往往是剧烈波动且极不均匀的——就好比坍缩宇宙的时间反演。因此，宇宙实际上如此均匀的特征似乎需要有个解释。实际上可以说，视界问题跟我们提出的熵的问题就如同镜像，尽管通常是以不同方式提出的。

我们想到的视界是在黑洞背景下——过了视界这个地方，我们就再也无法回到外部世界了。说得更准确点，我们必须跑得比光还快才能离开视界。但在标准的大爆炸模型中，有个完全独立的“视界”概念，源于从大爆炸发生到现在的时间是有限的这一事实。这就是“宇宙学视界”，而不是黑洞周围的“事件视界”。如果从我们在时空中的当前位置出发向过去画一个光锥，就会跟宇宙的起点相交。现在如果考虑在我们的光锥之外的大爆炸时出现的一个粒子的世界线，那么这根世界线上就不会有任何信号能抵达我们的当前事件（除非跑得比光还快）。这样我们就说这个粒子在我们的宇宙学视界之外，如图76所示。

这些都没问题，但如果我们认识到，宇宙学视界跟静态黑洞的事件视界不一样，随着我们在自己的世界线上年齿渐增，宇宙学视界也会渐渐增长，这就开始有意思了。我们年纪越大，过去光锥覆盖的时空就越多，之前在我们宇宙学视界之外的其他世界线现在就能在视界里面了。（世界线并没有移动，是我们的视界变大了，于是也能包含这些世界线了。）

因此，在很遥远的过去发生的事件，其宇宙学视界也相对较小；这些事件在时间上与大爆炸更为接近，因此其过去光锥中的事件也较少。现在我们来看宇宙微波背景，考虑在天空不同方向上不同的点，如图77所示。微波背景向我们展示的是宇宙变成透明的那一刻的一幅景象，这时温度已急剧下降，从而电子和质子能结合起来形成原子——也就是大爆炸发生后约38万年的时候。根据在这些点上的局部条件——密度、膨胀速度等——在我们今天看来这些点可以显得非常不同，但实际情况并非如此。从我们的视角来看，微波背景中所有的点温度都非常相似，不同地方的变化大概只有十万分之一。因此，所有这些点的物理条件必定也曾非常相似。

视界问题就是：这些远远分开的点是怎么知道要处于几乎相同的条件的？尽管这些点都处在我们的宇宙学视界之内，但它们自身的宇宙学视界要小得多，因为它们离大爆炸要近得多。如今，根据标准大爆炸模型的假设来计算这些点的宇宙学视界的大小，已经成了宇宙学研究生的标准练习。答案就是，这些点在天空中的距离只要超过一度，其视界就完全不可能重叠。也就是说，时空中没有哪个事件处于所有这些点的过去，也没有任何方法能让信号在这些点之间传递[271]。然而，这些点的物理条件还是近乎完全相同。它们是怎么知道的？

这就好比你去问了好几千个各式各样的人，让他们每人在1到100万之间随便选个数，结果所有人选出来的数都在836820和836830之间。你会相当确信这不是偶然——这些人肯定在以某种方式私下串通。但他们是怎么做到的？这就是视界问题。你也能看出来，这个问题跟熵的问题密切相关。让早期宇宙整个都处于非常相似的条件下，这是个低熵布局，因为形成这种布局的方式数量有限。

暴胀理论似乎给视界问题提供了一个漂亮的答案。在暴胀期间，空间以极大倍率膨胀；刚开始紧靠在一起的点被飞快地推开，彼此远离。具体说来，在微波背景形成时相距遥远的点，在暴胀开始前都还是紧挨着的——这样就回答了“这些点怎么知道要处于类似条件”这个问题。更重要的是，暴胀期间宇宙由暗超能量主导，而暗超能量跟所有暗能量一样，实际上在任何地方都是同样的密度。也许在暴胀开始的区域会有其他形式的能量，但这些能量很快就消失了。暴胀拉平了空间，就好像从边上拉动皱了的床单一样。暴胀自然而然的结果就是大尺度上非常均匀的宇宙。

真真空和假真空

要解释我们在早期宇宙中观察到的那些特征，暴胀只是种简单机制：这个过程将空间中的一小块区域撑大，让这块区域变得平坦、没有褶皱，解决了平坦问题和视界问题，不需要的遗迹比如磁单极子也因此消失了。那暴胀究竟是怎么进行的呢？

显然，暴胀过程的关键是要有暗超能量的一种临时形式，在驱动宇宙膨胀一段时间之后就突然消失。这个条件似乎很难达到，因为暗能量的定义中就有这种能量在时间和空间中基本都是常数这么个特征。大多数情况下确实如此，但是密度也可以突然变化——“相变”，暗能量的数值突然降低，就像气泡破掉一样。这种形式的相变就是暴胀的秘诀。

你可能也会想，真正产生这种暗超能量从而驱动暴胀的究竟是什么。答案是量子场，就像其振动在我们周围会表现为粒子的那些量子场一样。但是，我们知道的场——中微子场、电磁场，等等——全都不能胜任这份工作。于是宇宙学家就提出，有一种全新的场，可想而知叫作“暴胀”场，任务就是驱动暴胀。凭空捏造出这么一种新的场，并不像听起来那么名不正言不顺，实际上暴胀应该发生在能量远高于我们在地球上的实验室中能直接重建的情景。毋庸置疑，就算我们不知道这种能量是什么，也会有无数新的场能跟这么高的能量有关。问题在于，其中是否有一种场有恰好能让暴胀发生的特征（比如说，让暗超能量暂时处于某种状态，以极大倍率令宇宙膨胀，随后衰变消失）。

到现在为止，在讨论量子场时，我们一直在强调这些场中的振动会产生粒子。如果某个场在任何地方都是常数，也就是没有任何振动，那就不会看到任何粒子。如果我们关心的只是粒子，那么量子场的背景值——假设我们将场中所有振动都平均掉会得到的平均值——就无关紧要，因为这个值无法直接观测。但场的背景值可以间接观测——具体而言，场有能量，因此就能改变时空曲率。

跟场有关的能量可以来自多种形式。通常情况下，能量是因为场在时空中随时随地都在变化而产生的。场的伸展中有跟场的变化有关的能量，就像在橡胶片的扭曲、振动中有能量一样。但除此之外，场就算只是处于定值没有变化，也可以带有能量。这种能量与场本身的值而非场在空间中或时间中的变化相关联，叫作“势能”。完全平展的橡胶片如果放在高处而不是地面上，也会有更多能量。我们能知道这一点，是因为可以拿起这块橡胶片从高处抛下来，从而提取出这部分能量。势能可以转化为其他形式的能量。

对橡胶片（或是地球重力场中的任何对象）来说，势能起作用的方式非常直接：海拔越高，势能就越大。但是对场来说，情况就变得复杂多了。如果你打算创造一种粒子物理新理论，对每个场你都得具体说明势能根据场的取值会怎么变化。能指导你的基本原则并不多，场的任何可能取值都可以对应为势能，所有的场也都只跟势能有关，这是新理论的具体说明之一。图78为假设出来的某种场势能的示例，其中的势能是场的不同取值的函数。

只有势能的场（别的什么都没有：没有振动，没有运动，也没有扭曲）不会有任何变化。因此，即使宇宙在膨胀，每立方厘米的势能也仍然是常数。我们都知道这是什么意思：这是真空能量。（严格来讲，是真空能量的诸多可能来源之一。）你可以把这种场想象成球从山上滚落，这个球总是会在某个谷底停下来，而谷底是能量最低的地方——至少比附近别的取值都低。场中可能会有其他取值的能量比这里还要低，但这些更低的“山谷”被“山”隔开了。图78中的场可以开开心心地待在A、B、C三个取值中的任意一个，但只有B点才是真正能量最低的点。A和C的取值叫作“假真空”，因为如果你只观察局部区域，就会觉得这些就是能量最低的状态。而B点叫作“真真空”，该点的能量真的最低。（对物理学家来说，“真空”不是指“真空吸尘器”，也并非肯定意味着“空无一物的空间”。“真空”就是“某理论中能量最低的状态”。观察场的势能曲线就能看到，每一个谷底都定义了一个不同的真空状态。）

古思把这些想法聚在一起，构建了暴胀宇宙情景。假设有个暴胀场处于A点，也就是一个假真空中。这个场会贡献相当大的真空能量，促使宇宙飞快地加速膨胀。接下来我们只需要解释这个场是如何从假真空A移动到真真空B的，也就是我们现在所处的状态——相变将场中锁定的能量变成了普通的物质和辐射。古思最早的说法是，这个过程发生在真真空的气泡出现在假真空中间的时候，之后气泡长大，互相挤撞，就填满了整个空间。这种可能性现在叫作“旧暴胀”，结果表明靠不住：要么相变太快，没办法充分暴胀，要么相变太慢，宇宙永远不会停止暴胀。

好在古思最早的文章出来没多久，就出现了另一种说法：假设暴胀不是发生在假真空的“山谷”中，而是从“高原”上一长段基本上平坦的区域启动的。场会慢慢滚下高原，能量基本上保持定值（但不完全是定值），最后掉下悬崖（相变）。这叫作“新暴胀”，在当今宇宙学家中这是暴胀宇宙思想最受欢迎的方案[272]（图79）。

但这事儿还不算完。暴胀理论不只是解决了视界问题、平坦问题和磁单极子问题，还有个完全出乎意料的福利：能解释早期宇宙密度的轻微波动是怎么来的，正是这种波动后来变成了恒星和星系。

机制很简单，也是必然会有的结论：量子涨落。暴胀尽了最大努力让宇宙变得尽可能均匀，但量子力学对此横插一脚，强加了一个根本限制。事物不可能变得太均匀，否则我们就能极为精确地指定宇宙的状态，从而违反海森伯不确定性原理。暴胀期间，能量密度在不同地方必然有量子力学带来的模糊之处，等到暴胀转化为物质和辐射时，这种模糊之处就会体现在转化成的数量上，并能让我们对早期宇宙中应该会看到密度有哪些细微变化做出非常明确的预测。正是这些最早的细微变化导致了宇宙微波背景中的温度波动，并最终成长为恒星、星系和星团。到目前为止，暴胀预测的那些细微扰动都跟观测非常吻合[273]。看向天空，看向天空中星系的分布，想到这些都起源于宇宙年龄还远远不到一秒钟的时候的量子涨落，实在是令人心旌摇荡。

永远暴胀

暴胀理论最早提出来之后，宇宙学家就以极大的热情开始在各种各样的模型中研究其性质。在研究过程中，俄裔美国物理学家亚历山大·维连金（AlexanderVilenkin）和安德烈·连德（AndreiLinde）注意到一件很有意思的事情：暴胀一旦开始，就倾向于永不停歇[274]。

要理解这一特性，最简单的办法就是回头去看旧暴胀，尽管这个现象在新暴胀中同样也会发生。旧暴胀中的暴胀场附着在假真空中，而不是从山上慢慢滚落。因为空间空空如也，暴胀期间的宇宙是一种德西特空间，能量密度很高。关键在于，你怎么脱离这种状态——怎么让暴胀停下来，并让德西特空间变成传统大爆炸模型中炽热的膨胀宇宙？我们得用什么办法让储存在暴胀场的假真空状态中的能量转变为普通的物质和辐射才行。

场如果黏附在假真空状态，就会想衰变成能量更低的真真空。但衰变不会一下子就发生。衰变是通过形成气泡来实现的，就像水煮开时变成水蒸气的过程一样。真真空的小气泡通过量子涨落过程在假真空内以随机的时间间隔突然出现，这些气泡都会胀大，气泡里的空间也就膨胀了。但气泡之外的空间甚至膨胀得更快，因为这个空间仍然由高能量的假真空所主导。

所以就有了竞争：真真空的气泡出现并胀大，但气泡之间的空间也在增长，让气泡彼此远离。谁会赢呢？结果取决于气泡产生的速度有多快。如果气泡形成得够快，所有气泡就都会撞在一起，假真空中的能量就会变成物质和辐射。但是我们不想让气泡形成得太快——要不然暴胀的时间不够长，没法解决我们要面对的那些宇宙学之谜。

但对于旧暴胀来说，没有皆大欢喜的折中方案。如果我们坚持要有足够长时间的暴胀，好解决那些宇宙学之谜，那结果就是气泡会形成得太少，永远无法填满整个空间。个别气泡也许会相撞，但也只是偶然；所有气泡总体来看膨胀得不够快，无法全都撞在一起，让全部假真空都变成真真空。气泡之间总是会有些空间处于假真空状态，以令人瞠目的速度膨胀。尽管气泡一直在形成，假真空的总量还是会变得越来越大，因为空间膨胀的速度比产生气泡的速度要快。

旧暴胀留给我们的是一团乱麻——真真空气泡的混乱、分形分布，周围都是在以极快速度膨胀的假真空区域。这看起来一点儿都不像我们熟悉的那个均匀、致密的早期宇宙，因此一俟新暴胀出现，旧暴胀就被束之高阁了。

但还是有个漏洞：如果我们这个可观测宇宙是包含在一个气泡里呢？这样一来，这个气泡外面的空间甭管有多不均匀，假真空区域和真真空区域随便怎么交织，就都无关紧要了——反正在我们这个气泡之内，一切都显得那么均匀，我们也没法观测到外部空间中发生了什么，因为早期宇宙并不透明。

古思一开始想出旧暴胀时没有考虑这种可能性，是有充分理由的。如果从最简单的例子出发，考虑出现在假真空内部的真真空气泡，那么这个气泡内部可不会充满了物质和能量——只能是空无一物。因此，从真空能量极高的德西特空间出发，你得不到传统的大爆炸情景，而是会直接得到空的空间，以真空能量的值更低的德西特空间的形式存在（如果真真空的能量为正的话）。这可不是我们所生活的宇宙。

过了很久宇宙学家才认识到，这个结论下得有点儿太快了。实际上有办法“再次加热”真真空气泡的内部，形成大爆炸模型所需的条件：在气泡内上演一段新暴胀。我们假设气泡内的暴胀场并非直接落到与真真空相应的势能底部，而是落在半中腰的一个平台上，再从这个平台向最小值慢慢滚落。这样一来，每个气泡中都能有一段新暴胀，平台期来自暴胀场势能的能量密度稍后可以转变为物质和辐射。我们终于得到了一个完全合乎情理的宇宙[275]。

因此，旧暴胀一旦发生就永远停不下来。你可以制造出看起来就像我们这个宇宙的真真空气泡，但外面的假真空区域总是在增长。一直有更多气泡出现，这个过程永远不会停止（图80）。这就是“永恒暴胀”的概念。并非所有暴胀模型中都会发生永恒暴胀，是否发生取决于暴胀场及其势能的细节[276]。但你也用不着对暴胀理论大动干戈好让永恒暴胀不要发生，因为会出现永恒暴胀的暴胀模型，所占比例无伤大雅。

多重宇宙

关于永恒膨胀，可以说道的有很多，不过我们还是只关注其中一个结果好了：尽管我们看到的宇宙在大尺度上非常均匀，但在更大的（无法观测的）尺度上，宇宙可能远远算不上均匀。我们这个可观测宇宙大尺度上如此均匀，这让宇宙学家很容易做出这种假设：宇宙肯定在任何方向都会像这样延伸到无穷远处。但这总归只是能让我们生活得更轻松的假设，而不是来自严格推理的结论。永恒暴胀的情景表明，宇宙并非一直保持均匀，在我们的可观测视界之外，情况会变得非常不一样。实际上，视界外有些地方仍然在暴胀。这种情景就现在来说明显是出于臆想的成分居多，但重点是应该记住，超大尺度的宇宙（如果真有的话）很可能与我们能直接看到的这一隅非常不同。

这种情形带来了一些新词儿，也让一些原来的词汇被滥用了。如果设置合适，那么每一个真真空气泡大致来看都类似于我们的可观测宇宙：原本处于假真空状态的能量变成了普通的物质和辐射，我们会发现气泡中的空间炎热、致密、均匀而且正在膨胀。生活在其中一个气泡里的人会看不到别的气泡（除非这俩气泡撞到一起）——他们只会看到这个气泡出现时的情形很像大爆炸。这种景象实际上是多重宇宙最简单的例子——每个气泡都各自独立演化，就好像自己就是个宇宙一样。

显然我们这里用宇宙这个词用得很随意。如果想更严谨一点，用宇宙这个词来指所有事物的总集或许更好，无论我们是不是都看得见。（有时候我们也确实是这个意思，只是为了添乱。）但多数宇宙学家滥用命名系统都已经有一阵子了，如果我们想跟别的科学家好好交流，用同一套术语体系会很有帮助。像是“我们的宇宙已经有140亿年历史了”这样的句子我们已经听到耳朵起茧子了，可不会有人想回去纠正他们所有人说，得加上“至少我们这部分可观测宇宙是这样”。因此，对时空中类似于我们这个可观测宇宙，始于炎热、致密状态并由此开始膨胀的区域，人们常常会加上宇宙这个词；艾伦·古思则反其道而行之，建议用袖珍宇宙这个表述，可以更精确地表达这层意思。

这样一来，多重宇宙就是袖珍宇宙——突如其来之后就开始膨胀、冷却的真真空区域——及其暴胀时空背景的集合。认真一想你会觉得，这个“多重宇宙”的概念真是相当乏味，只不过是空间不同区域的集合，每块区域都在以与我们可观测宇宙相似的方式演化。

这种多元宇宙有个很有意思的特点最近得到了广泛关注：在所有这些袖珍宇宙中，局部的物理学定律有可能大异其趣。在图78中绘制暴胀场势能曲线示意图时，我们画出了三种不同的真空状态（A、B、C），但真空状态的数量可以比这里多得多。本书第12章中我们曾简单提及，弦论似乎预告了大量真空状态——至少有10500种之多。每一种这样的状态都是允许时空存在的不同的相。也就是说，可以有不同种类的粒子，有不同的质量和相互作用——从根本上讲就是，每个宇宙都有全新的物理学定律。这同样有点儿滥用术语，因为那些基本定律（弦论或别的什么理论）总归还是一样的。但这些宇宙都在以不同方式展现自己，就像水可以是固态、液态或气态一样。现在搞弦论那帮人都用“景观”来指称可能的真空状态[277]。

但是，让你的理论允许很多种不同真空状态存在，每种状态都有自己的物理学定律是一回事；宣称所有这些不同状态在多重宇宙中确实存在于某处又是另一回事。这就是永恒暴胀要大显身手的地方了。在我们的叙述中，暴胀发生在假真空状态中，然后（在每个袖珍宇宙中）要么通过形成气泡，要么通过慢慢滚落，演变到真真空状态时就结束了。但如果暴胀会永远持续下去，那就没有什么会妨碍这个过程在不同的袖珍宇宙中演变为不同的真空状态，实际上我们就应该期待这么个结果。因此，永恒暴胀让我们可以将所有这些可能的宇宙都变成现实。

这种情景如果是对的，就会带来深远影响。最显而易见的是，如果你以万有理论为基础，对我们观测的物理特征（中微子质量、电子电荷数等）做出了独一无二的预测，并对这种预测抱有希望的话，现在可以把这些希望都抛到九霄云外去了。物理学定律的局部表现在不同宇宙之间将各有不同。你大概希望能以人存原理为基础做出统计预测，诸如“多重宇宙中有63%的观测者会发现三族费米子”，等等。何况很多人呕心沥血都只为做到这一点。但就连究竟有没有可能做到我们都还不知道，尤其是享有某种特征的观测者数量结果往往是无穷大，因为这个宇宙一直在暴胀不止。

就本书主旨来说，我们对多重宇宙也非常感兴趣，但对多种不同真空状态景观的大量细节就兴趣寥寥了，也无意跟人存原理较劲儿，弄一组还过得去的预测出来。我们的问题——可观测宇宙早期的熵为什么那么低——太昭然若揭也太引人注目，毫无希望通过援引人存原理来解决；宇宙的熵就算再高很大一截，生命也肯定照样能存在。我们需要做得更好，不过多重宇宙的思路很有可能是朝正确方向迈出的一步。最少最少，这个思路也表明，就宇宙而言我们看到的可能并非全貌。

暴胀有什么好？

我们把这些都攒到一块儿来看看。关于暴胀[278]，宇宙学家喜欢自说自话下面这样的内容：

我们不知道宇宙极早期究竟是怎么个情况。我们假设，那时候的宇宙致密、拥挤，但未必均匀；不同地方可能会出现大幅波动。波动中可能会出现黑洞、波动场乃至空无一物的区域。现在假设在这一片混乱之中至少有一小块区域还算风平浪静，其能量密度主要由来自暴胀场的暗超能量组成。在空间其他区域还在乱哄哄一片的时候，这块特殊区域开始暴胀了，体积增大了好多好多倍，原有的任何波动都被暴胀拉伸一扫而空。一切尘埃落定时，这块特殊区域演变成了看起来像标准大爆炸模型所描述的我们这个宇宙的样子，一开始波动不止的原始环境中其他部分无论发生了什么都无关紧要。因此，暴胀不需要对初始条件做任何精密、不自然的微调，就能得到平坦的宇宙，在大尺度上也是均匀的。从司空见惯、随机波动的初始条件中就能势不可挡地涌现。

请注意，我们的主旨是要解释，为什么像我们今天发现自己身在其中的这样的宇宙能作为早期宇宙中动态过程的结果自然而然地出现。暴胀只跟如何解释我们宇宙早期一些貌似微调过的特征有关，如果你打算认为早期宇宙就是这样，也完全没必要对此做出“解释”，那么暴胀对你来说也就毫无用处了。

这好使吗？暴胀真的能解释为什么好像并不自然的初始条件实际上大有可能？我打算证明暴胀本身完全没有回答这些问题；暴胀可能是最终陈述的一部分，但还需要补上暴胀之前发生了什么，才能让这个思路有点儿作用。这让我们（准确说来就是我）在当代宇宙学家中间一下子成了少数派，尽管并非完全形单影只[279]。这个领域大部分学者都相信，暴胀的疗效正如广告，解决了困扰标准大爆炸模型的微调问题。读者诸君应该自己能做出判断，同时记住最终是自然界决定胜负。

上一章为了讨论我们宇宙内熵的演变，我们引入了“共动区域”的概念——目前我们能观测到的这部分宇宙，并当成是在时间中演变的物理系统。认为这个区域近似于封闭系统也合情合理——尽管并非完全与外界隔绝，我们也认为宇宙其他部分不会对我们这个区域内发生的事情产生任何重要影响。在暴胀演化图像中这个概念仍然有效，我们这个区域会发现自己所在的布局非常小，而且被暗超能量控制。宇宙别的部分也许看起来大为不同，但谁在乎呢？

之前我们以熵的形式提出了早期宇宙的问题：共动区域现在的熵大约是10101，但早期这个区域的熵大致为1088，能出现的最大值则是10120。因此早期宇宙的熵比现在要低得多得多。为什么呢？如果宇宙状态是从所有可能状态中随机选出来的，那就几乎完全不可能处于熵那么低的布局中，所以这个故事显然还有更多内容。

暴胀旨在提供更多内幕。从剧烈振动的初始条件——这个状态有时会被或明或暗地误导描述为“高熵”——出发，一小块区域可以自然演变成熵为1088的区域，看起来跟我们的宇宙一样。本书读到这里，我想大家都已经知道真正的高熵布局并不是剧烈振动、乱成一团的那种高熵；刚好相反，真正的高熵是广阔无垠、寂静无声的空间。开始暴胀所必需的条件跟传统大爆炸模型中早期宇宙的条件一样，完全不是我们随手一捞就能捞到的。

实际上还要更糟。我们就只关注空间中暴胀开始的这一小块被暗超能量统治的区域好了。这块区域的熵是什么？这个问题很难回答，标准原因是对于有引力存在时的熵我们所知甚少，更不用说在跟暴胀有关的高能量体系下了。但我们还是可以合理猜测一下。上一章我们讨论过，只有这么多可能状态能“装进”膨胀宇宙的给定区域，至少在这些状态都由通常的量子场论假设来描述时是这样（暴胀有同样假设）。这些状态看起来像振动的量子场，振动波长必须小于考察区域的大小，大于普朗克长度。这就意味着看起来能放进准备暴胀的小块区域中的状态数有个最大值。

具体得数取决于暴胀发生的特定方式，更取决于暴胀期间的真空能量。不过不同模型之间的差别没那么显著，因此我们只需要专心看一个例子就成。我们就假设暴胀期间的能量等级是普朗克等级的百分之一好了；这个数量级已经很高，不过还没高到需要考虑量子引力的地步。这样一来，可以估算我们的共动区域在暴胀开始时的熵为

S暴胀≈1012

跟熵可能达到的最大值10120相比这个数目无足挂齿，就算跟暴胀后马上会达到的1088相比，这个数目也还是不值一提。这表明描述我们宇宙当前状态的每一个自由度之前都必定精心打包好放在一个极均匀、极小的区域中，好让暴胀能够进行。

暴胀的秘密因此大白于天下：它解释了为什么我们的可观测宇宙处于熵明显那么低、调节得那么精细的早期状态，方法是假定在那之前，开始时的熵还要更低。如果我们相信第二定律，并预期熵会随着时间增长，那么这个结论可算不上出乎意料，但似乎也并没有真正解决问题。表面看来，我们会发现这个共动区域处于要开始暴胀就必须具备的那种低熵布局，着实令人惊讶万分。要解决一个微调问题，咱可没法诉诸另一个更微调的问题。

重访共动区域

再通盘考虑一下。这会儿我们正在偏离正统理论，所以还是小心为上。

对可观测宇宙（即我们这个共动区域以及其中所包含的一切事物）的演化我们做过两个关键假设。首先，我们假设可观测宇宙实际上是独立自主的——也就是说作为封闭系统而演化，不受外界任何影响。暴胀并没有违反这条假设；暴胀一旦开始，共动区域就迅速转变成均匀布局，接下来的演化也与宇宙其他部分无关。这个假设在暴胀之前显然会失灵，在设定初始条件时也会起到关键作用；但暴胀本身在试图解释我们眼前所见时，不会利用任何假设中的外部影响。

另一个假设是可观测宇宙的运动定律是可逆的，信息会守恒。这个看似无害的假设意味深长。状态空间要一次性固定下来——具体说就是，早期和晚期的状态空间要一样——在这个空间中演化的状态如果起始状态不同，那么（在相同时间内得到的）最终状态也会不同。宇宙在早期和晚期看起来大异其趣：早期宇宙更小、更致密，膨胀速度也更快，等等。但（按照我们可逆的动力学假设）这种差别并不意味着状态空间变了，只是宇宙所处的特定状态变了。

再啰嗦一句，早期宇宙跟晚期宇宙是同一个物理系统，只是处于非常不同的布局罢了。该系统任意给定微观态的熵反映的是从宏观视角来看有多少别的微观态看起来一样。如果对这个我们称之为可观测宇宙的物理系统，我们随机选个布局，那么会有极大可能选中一个熵非常高的状态——也就是接近真空的状态[280]。

然而说实话，即便是专业的宇宙学家也往往不这么想。我们喜欢推断，早期宇宙是个空间很小、密度很高的地方，这样我们要假设宇宙可能处于什么状态的时候，就可以将注意力集中在空间很小、密度很高，而且足够均匀、运转良好的布局，从而可以适用于量子场论的规则。但是，至少就运动定律本身而言，我们肯定没有必须这么做的理由。当我们想知道早期宇宙可能曾处于什么状态时，需要将量子场论有效的领域之外的那些未知状态也包括进来。我们同样也应该包括当前宇宙的所有可能状态，因为都是同一个系统的不同布局。

宇宙的大小并不守恒，而是会演变成别的东西。我们讨论盒子中气体分子的统计力学时，让分子数保持恒定是可以的，因为这反映了基础动力学的现实情况。但到了有重力的理论中，“宇宙的大小”并不固定，因此仍然一开始就假设早期宇宙必须又小又密就说不通了——如果同样只基于已知的物理学定律，而不去援引这些定律之外的什么新原则的话。我们需要对此做些解释。

所有这些对我们用于证明宇宙的暴胀演化图像的传统证据来说都多少有些问题。在前面的叙述中，我们承认我们不知道早期宇宙是什么样，但我们可以想象那时候的宇宙有剧烈波动。（当然，现在的宇宙没有这样的波动，所以这就已经有需要解释的地方了。）在这些波动中，时不时地就会有个被暗超能量主导的区域出现，接下来就是传统的暴胀情景了。随机波动成恰好能让暴胀开始的条件究竟会有多难？

答案是可以难到超乎想象。如果我们真的是在该区域内随机选择一个自由度布局，极有可能会得到一个高熵状态：又大又空的宇宙[281]。实际上只比较一下熵就能知道，我们更可能得到当前这样的宇宙，有上千亿个星系，等等，而不是准备好暴胀的那么个小区域。但如果我们不是随机选出这些自由度的布局，那我们又到底是在干什么呢？这超出了传统暴胀图景的范围。

这些问题并不是只跟暴胀概念有关，任何号称能为我们早期宇宙表面上微调过的状态提供动力学解释，同时还能与我们那两个假设（共动区域是个封闭系统，而且其运动定律是可逆的）保持一致的可能情景，都会受到这个问题的困扰。问题在于早期宇宙的熵很低，也就意味着宇宙看起来像这个样子的情况相对来说不会有太多种。再说信息是守恒的，不可能有动力学机制能使大量状态演化为少数状态。要真有，那违反第二定律也就轻而易举了。

万事俱备

这些讨论着意强调了暴胀宇宙情景不可告人的秘密——别的从赞成角度强调论证暴胀的书籍也汗牛充栋[282]。但我们得说清楚：真正的问题不在于暴胀，而在于人们一般都是怎么兜售这个理论的。我们老是听人讲，暴胀让对初始条件应如何解释的需求不再迫在眉睫，因为暴胀会在相当普通的情形下开始，而且一旦开始，所有问题都会迎刃而解。

事实差不多刚好相反：暴胀占了很多优势，但也让对初始条件做出解释的需求更加迫在眉睫。希望我已经说清楚，无论是暴胀还是任何其他机制，都不能单凭自身就对我们早期宇宙的低熵状态在可逆假设和自主演化假设下做出解释。当然，有可能得放弃可逆性；说不定物理学基本定律在某个基本层面上违反了可逆性。尽管理论上讲可以想见，但我会证明很难让这样的想法跟我们真正看到的这个世界相吻合。

不那么极端的策略是跨过自主演化假设。我们一直都知道，将共动区域看成是封闭系统往好了讲也只是一种近似。现在看来这个近似还绝妙得很，或是从任何我们真正有实验数据的宇宙历史时期来看都是如此。但真正回到起点的话肯定会失灵。要解释我们看到的这个宇宙，暴胀会起到关键作用，但前提是我们能抛弃“我们只是随机波动至此”的想法，并为暴胀所必需的条件为什么会出现提出特别解释。

也就是说，要想摆脱困局，似乎最直接的办法就是放弃纯粹从共动区域的自主演化出发解释早期宇宙非自然状态的目标，并代之以尝试将可观测宇宙嵌入更大的背景中。这个办法让我们回到了多重宇宙的思路——我们观测到的宇宙只是多重宇宙这个更大型结构中的沧海一粟。如果真是类似这样的情况，那我们至少可以考虑如下想法：多重宇宙的演化自然就能产生让暴胀得以开始的条件。打这儿开始，故事就一如上述了。

所以我们想问的，不是形成我们可观测宇宙的物理系统应该是什么样子，而是多重宇宙应该是什么样子，及多重宇宙中是否能自然产生我们看到的这个宇宙这样的区域。理想情况下，我们希望在整个过程中我们都不用手动加入时间不对称。我们不只是想解释如何得到开始暴胀的恰当条件，也想解释为什么在（我们可观测宇宙的）时空中有一大块以这样的条件为一端，以空空如也的空间为另一端会是自然而然的事情。虽然我们已经有了一些想法，但是这个项目还是远远没有完成。现在我们在大胆猜测的海域上已经走了很远，不过如果我们随时都能保持警惕，应该还是能有惊无险，不至于葬身鱼腹。