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宇宙微波背景（CMB）是宇宙最早時期的一張照片（圖1），它展示的是覆蓋在天空中的冷點與熱點。這張宇宙的嬰兒照所隱藏的秘密，將引導我們撥開彌漫在宇宙中的層層迷霧——宇宙為何不斷膨脹，可能遠多于普通原子物質的暗物質和暗能量是什么，空間是如何彎曲和形成的，回蕩在早期宇宙中的聲響又是什么。這幅圖像也賦予了我們莫大的信心，去追溯宇宙更早時期的歷史。 圖1：宇宙微波背景是基于普朗克遺產（Planck Legacy）所發布的數據繪制而成的。圖中所示的天空是根據銀河系來定向的，已經去除了銀河系內的輻射干擾。接著再用“摩爾威德投影”將天空映射成一個橢圓。(圖/歐洲航天局和普朗克合作組織) CMB輻射為一個簡單的故事提供了強有力的證據，這個故事便是：自熱大爆炸以來，宇宙已經膨脹了約138億年。這種輻射看起來就像是來自一團非常厚重的氣體，它唯一透露的信息是溫度（理論上理想的黑體輻射）——大約為2.73K。這一溫度在各個方向幾乎都是相同的，大部分的差異幅度只有1/100,000，最大的差異幅度也只有1/10,000。在圖1中，通過使用對比鮮明的紅色與藍色，較熱和較冷的點之間的微弱差距被清晰的顯現出來。 科學家通過研究天空中不同方向的CMB為何會有差異（即輻射的“各向異性”），將宇宙學變成了一門定量科學。如今，一個名為“ΛCDM”的模型得到了清晰的描述與廣泛的支持，因為科學家發現，宇宙中的大部分能量是以暗能量（在愛因斯坦的引力方程中用“Λ”表示，但在其他方面未被發現）和冷暗物質（即CDM，這是一種具有引力作用、但只能微弱地與已知物質進行作用的假想物質）的形式存在的。盡管ΛCDM是宇宙學的標準模型，但它所依賴的暗物質和暗能量卻遲遲不肯露出廬山真面目。 發現CMB前的宇宙學 宇宙學家經常假定的“宇宙學原理”表述的是：在更大的尺度上，宇宙幾乎是均勻（密度一致）且各向同性（空間中不同的方向不能以物質的分布以及它們的速度來區分）的。 1915年，愛因斯坦發表的廣義相對論取代了牛頓的引力理論。廣義相對論將引力解釋為空間和時間的曲率。為了讓宇宙保持靜態（也就是說宇宙不會膨脹或者收縮），愛因斯坦在1917年特地在他的引力方程中加入了一個額外的項——宇宙學常數，用“Λ”表示的。 
圖2：愛因斯坦的場方程是廣義相對論的核心方程。 愛因斯坦方程的解是在假設宇宙學原理適用且Λ=0的前提下得出的。這些方程的一個特定的解能描述空間和時間在數學上是如何彎曲的，從而影響在引力作用下所有物質的運動。這個解所表達的是，宇宙中的一切都必須在膨脹，但在引力的牽引下，這種膨脹是緩慢的。 這個解允許空間本身的“曲率”存在三種可能，即空間可以是“正曲率”的（像球體一樣閉合）、“零曲率”的（平直的）或“負曲率”的（像馬鞍一樣延伸）。如果宇宙的平均能量密度太大，那么空間曲率為正；如果平均能量密度太低，那么空間曲率就為負；如果它剛好處于“臨界密度”，那么空間就是平直的。這三種空間帶來的是三種截然不同的宇宙終極命運：在引力的影響下，宇宙要么會減速至開始收縮，要么永遠膨脹，要么介于這兩種可能性之間但會持續膨脹下去。 圖3：上：宇宙膨脹的歷史，縱軸表示尺度，橫軸表示時間。下：描述了對應于負、零和正曲率的空間。 1929年，在找到這些解之后不久，哈勃（Edwin Hubble）和他的助手赫馬森（Milton Humason）提出了哈勃定律（如今被稱為哈勃-勒梅特定律）。根據哈勃定律，離我們越是遙遠的星系，遠離我們的速度就會越快。每個星系的速度都是通過其光譜波長的變化而測得的。當物體遠離我們時，波長變長，發生“紅移”；當物體靠近我們時，出現“藍移”。 哈勃定律表明，愛因斯坦方程的解實際上是正確的——宇宙在膨脹。愛因斯坦也因此放棄了他在方程中加入的宇宙學常數。 但即便宇宙不是靜止的，我們仍可能需要某種能充當愛因斯坦的宇宙學常數的東西，比如暗能量。研究人員通過觀測白矮星的災難性爆炸事件（即“超新星”）來測量它們的位置，從而使得紅移與距離之間的關系可以在更遙遠的星系中得到測試。他們發現，宇宙并沒有在引力的作用下減速，而是在加速膨脹。為什么？沒有人知道，但姑且將幕后推手稱為暗能量吧。 
圖4：從今天的角度看，如果暗能量的來源是宇宙學常數，那么它不僅沒有使宇宙保持靜態，反而加速了它的膨脹。 根據哈勃定律，宇宙應誕生于大爆炸中，但這一說法并沒能讓所有人信服。穩恒態學說就曾是一個強有力的競爭模型，它是一個建立在廣義的宇宙學原理之上的理論。它所表述的是，在我們的宇宙中，不僅所有地方都是相同的，而且在任何時候都應該相同。在大爆炸描繪的圖景中，在遙遠的過去，物質會更加緊密的結合在一起。而穩恒態理論則認為，隨著宇宙的膨脹，新的物質會也會隨之形成，從而使平均密度維持不變。 從各個方向涌來的神秘信號 1948年，伽莫夫（George Gamow）、阿爾菲（Ralph Alpher）和赫爾曼（Robert Hermann?）意識到，早期的宇宙或許彌漫著至今仍可以被我們探測到的輻射。雖然這些輻射是由溫度極高的氣體產生的，但它會受到宇宙紅移的影響。宇宙膨脹是空間尺度本身的膨脹。熾熱的宇宙（溫度約為3000K）中充滿的輻射一開始的波長大多很短，但隨著宇宙中距離的不斷地擴大，這些輻射的波長也被隨之拉長。圖5：當電子自由地漫游時，它們可以散射任何能量的光子，但當它們被困在原子中時，就只能在某些允許的能級之間躍遷。當宇宙冷卻到大約3000K時，能對所有能量的光子都進行散射的自由電子就更少了，于是宇宙終于變得透明了。1964年，科學家意外地發現了早已被預測的CMB。當時，彭齊亞斯（Arno Penzias）和威爾遜（Robert Wilson）正試圖用喇叭型天線找到從通信衛星上反射回的射電波。為了能降低探測器中的噪音，他們想盡了一切辦法。當小鳥在天線上筑巢（并亂拉糞便）時，他們將小鳥和鳥巢一并移走，并對小鳥制造的狼藉現場進行徹底清理。盡管如此，還是有一種神秘的信號從天空的各個方向涌來。于是他們向當時正試圖觀測CMB的一些普林斯頓大學的研究人員咨詢，得出的結論是——這一定就是CMB。穩恒態模型對CMB的解釋是，這些輻射是源自于塵埃散射的星光。而隨后對CMB光譜（在不同頻率下的亮度）的測量表明，它幾乎是一個完美的黑體。而一個完美黑體必須來自所有溫度都相同的物體。這表明CMB不可能是由大量不同恒星的塵埃反射而成的，穩恒態模型也因此失去了它的立場。圖6：COBE測量的CMB光譜幾乎完美的與黑體輻射相吻合。（圖/維基共享資源COBE Results） 更精確的CMB測量需要在高海拔的地區進行，尤其是像山頂、南極或者太空這樣的干燥地區。因為地球大氣中的氧氣和水也會吸收并釋放微波，從而混淆CMB的信號。再者，從大氣中傳來的微波因方向而異，這使得在地面上進行的觀測無法分辨哪些溫度差異是來自于CMB自身，哪些只是因為受到了大氣的影響。地面觀測對于獲得清晰的CMB圖像非常有效，但它的缺點在于僅適用于天空中的某一小塊區域。很快，地面觀測在CMB溫度圖中發現了偶極。在天空的某個方向上，輻射具有更長的波長，而在相反的方向上，輻射的波長更短。我們所有人都在太空中以370公里/秒的速度移動，這其中包括了我們所處的結構（太陽系、銀河系、本星系群）相對于CMB本身的運動。宇宙背景探測器（COBE）是第一顆從太空中繪制出了整片微波天空的衛星，并且它還發現了一些微弱的不規則現象。我們目前所在的宇宙并不是完全均勻的?，F有的所有星系圖（例如由CfA紅移巡天、2度視場星系紅移巡天、斯隆數字化巡天等其他“紅移巡天”所繪制的星系圖）均顯示了宇宙中存在著“壁”和“巨洞”，這表明在這些區域中，星系要么特別集中，要么幾乎不存在。要形成這種局面，宇宙必須在更早期的時候就已經有些許不均勻了。圖7：2DF紅移巡天繪制了延伸到幾十億光年之外的星系分布，圖中顯示了測量的結果。根據哈勃定律可以較容易的測得，星系的紅移與它預期的距離成正比。從圖中可以看出星系的壁和巨洞。每一個像素都是一個星系。天空中的方向是由“赤經”坐標給出的，這個坐標的測量就像是24個小時一樣。有些方向的視野被我們的星系遮擋了。（圖/www.2dfgrs.net） 威爾金森微波各向異性探測器（WMAP）繪制出了一張更清晰的天空圖，它將COBE觀測到的那些漲落轉化成一種能精確測量宇宙性質的工具。而圖1所示的那張最清晰的CMB圖，是由歐洲空間局運行的普朗克衛星（Planck satellite）測量的。這三個衛星天文臺——COBE（1989-1993年）、WMAP（2001-2010年）和Planck（2009-2013年）在它們各自的時代，都繪制出了覆蓋整片天空的最佳CMB圖。圖8：三個專注于研究CMB的衛星天文臺的分辨率（區分小角度細節的能力）對比。（圖/美國國家航天局、噴氣推進實驗室、歐洲航天局） 在進行一些修正之前，CMB望遠鏡是無法看到像圖1這樣的畫面的。這是因為從望遠鏡中得到的直接圖像是CMB和前景微波的結合，而我們必須先將后者移除，才能看到CMB本身。微波前景來自于我們身處的銀河系，銀河系的大部分就像煎餅一樣平直，它并沒有覆蓋整片天空。在銀河系中，最常見的微波輻射源來自于塵埃和被磁場或其他帶電粒子加速的電子?，F在，有許多種不同的技術可以將銀道面附近的CMB從微波前景中分離出來。當科學家對圖1所示的那種CMB圖像進行分析時，他們并不會逐個像素的進行分析，而是會分析一個總結了圖像中的統計信息的功率譜。圖1顯示的是溫度高于或低于平均值的隨機重疊斑點。這些斑點的大小是趨近于1度左右？還是半度左右？（整片天空為360度）圖9所示的就是一個功率譜，它概括了圖像在每個可能角度上的變化。圖9：普朗克衛星觀測到的CMB溫度功率譜，帶有誤差條的紅點表示的是測量結果，藍線代表的是ΛCDM模型的預測。（圖/arXiv:1807.06205） 那么，CMB是如何揭示宇宙的秘密的呢？通過聆聽某樣東西發出來的聲音，我們就可以獲取這樣東西內部的許多信息。例如，如果想知道盒子里有什么，你可以通過晃動盒子來聽聲音猜測。我們常?？梢酝ㄟ^一個人的音高，來判斷這個人的身型大小（更深層的低音通常意味著更大的身型）。不同的樂器即使演奏相同的音符，聽起來也會不一樣。如果有人吸入氦氣，他們的聲音就會短暫地變得尖銳。我們也可以通過在CMB上留下了印記的聲音，探索宇宙在宇宙中的自由電子和質子結合成氫原子（復合時期）之前（宇宙誕生后的38萬年前）有些什么。這些聲波，或者說重子聲波振蕩（BAO），是由更早時期的原初漲落所產生的。根據CMB來看，這些漲落應該是絕熱的，這就意味著物質、暗物質和光子的密度會一同增加或減少。這些早期的漲落是由不同波長的波重疊構成的。在波密度額外高的地方，就會存在額外向外推的壓力。除了引力之外，暗物質對其他的力只有微弱的反應，因此它感受不到這股推力，從而能保持不變。光子和物質最終會一起遠離暗物質。光子被電子散射，帶負電的電子通過電力把帶正電的原子核拉在一起，這樣光子、電子和原子核的運動就會相互牽制。最終的結果是，在波密度額外高的區域，會有光子和物質構成的聲波以光速的60%的速度從暗物質向外擴散。在自由電子和質子復合成中性氫原子之前，光子和物質的波會來回震蕩。當物質和光子向外擴展時，壓力就會降低，而暗物質的引力會再次將它們往回拉。在復合時期（當CMB形成時），光子開始能夠自由地穿梭，在沒有了光子的情況下，物質也停止了來回震蕩。圖10：值得注意的是，還有其他方法能用來觀測引起聲學峰的振蕩。這里展示的是一種所謂的“同步標準”視角，即與暗物質一同移動。同步標準視角用于描述廣義相對論框架下的宇宙膨脹?！皦嚎s”和“稀疏”在“牛頓標準”中可能更好理解。波長與聲視界相匹配的波的密度被重子聲波振蕩放大。 在復合時，聲波能夠傳播到的最遠距離被稱為聲波視界。如果聲視界是漲落波長的一半的倍數，那么這一波長的原初漲落就會在CMB的功率譜上留下一個特別清晰的信號。這就是聲學峰，對應的是圖9中的凸起。在ΛCDM模型下，科學家可以通過一些方法，將峰的位置和強度用于測量宇宙的各個方面，例如他們可以：如果你的電腦上安裝有Flash，那么就可以在WMAP的網站上嘗試這樣一個簡化過的練習。下面是一個例子。圖11自上而下顯示了三種有著不同年齡和平直性的宇宙模型。當平直性為1時，意味著宇宙是完全平直的；當平直性小于1時則意味著宇宙是一個曲率為負的開宇宙；大于1則意味著宇宙是一個正曲率的閉宇宙。圖11中的（i）所示的餅狀圖顯示了宇宙中有多少能量是以普通物質（原子）、暗物質和暗能量的形式存在的。通過移動餅狀圖下方的三個“滑塊”，可以控制ΛCDM模型的輸入參數。（ii）顯示的是通過 WMAP（紅色）觀測到的CMB功率譜，以及在當前參數下形成的模型（藍色）的CMB功率譜。在功率譜下方的（iii），則顯示了如果這個模型為真，那么天空中的CMB看起來會是什么樣的。圖11：在CMB分析器中調節不同參數得到的宇宙模型。A：負曲率宇宙模型；B：正曲率宇宙模型；C：曲率為1的宇宙模型。（i)餅狀圖顯示宇宙中的總成分（物質+暗物質+暗能量）與臨界密度（黑色圓圈）之間的比較；（ii）功率漲落圖顯示模型預測的（藍色線條）與觀測到的（紅色線條）第一個聲波峰的出現角度的對比；（iii）在當前設定下CMB會呈現出的樣貌。（圖/https://wmap.gsfc./resources/camb_tool/index.html） 根據所選擇的物質和能量成分，當平直性為0.3時（一個開宇宙），第一個聲學峰出現在比1度還小的角度上。讓我們只改變一個輸入再試一次——將暗能量增加到臨界密度的100%。現在，平直性為1.26（一個閉宇宙），第一個聲學峰出現在比觀測峰還要大的角度上。當平直性為1時，平直幾何預測的第一個聲學峰應該出現的位置是在接近1度的地方。我們再看第三個例子就能發現，它的確剛好出現在那里了。為什么第一聲學峰是測量宇宙平直性的優異方法呢？CMB輻射中的峰應該被可以輕松計算的聲視界大小所區分。天空中的距離是如何轉化成角度的？同樣，在圖12中可以看出，在物理尺度上，相同的角度在閉合幾何中比在平直幾何中更小。換句話說，為了得到相同的物理尺寸，就需要閉合幾何中的角度更大。正如從我們的模型中可以看到的，一個閉合幾何預測的第一聲學峰（在已知的物理尺寸）出現在更接近于2度的地方，而不是如觀測所得的1度（與平直性一致）。圖12：在平直空間和閉合空間中，角度和距離的關系不同。 我們能通過功率譜測得的不僅只有平直性，它還以十分微妙的方式向我們透露了：觀測到的宇宙幾何如此接近完美的平直是對暴脹理論的重大確認。根據暴脹理論，宇宙在極早期的時候經歷了一次非?？焖俚呐蛎洠蠹s從宇宙誕生后的10?3?秒開始，持續到10?32秒，從而創造出了熱大爆炸！10?3?秒是個什么概念？如果你拿1秒與宇宙的年齡138億年相比，你會得到一個微乎其微的分數。而10?3?秒與1秒之間的比值，相當于用這個分數再乘以一次這個分數（比如?的?是?*?=?）。阿蘭·古斯（Alan Guth）和安德烈·林德（Andrei Linde）首先提出了暴脹來解釋為什么宇宙可能幾乎是平直的。極速膨脹的暴脹會使空間的任何曲率都變得平直。暴脹也可以解釋為什么CMB輻射那么的均勻，不然的話就無法有足夠的時間讓不同區域的溫度都相等了。暴脹也解釋了聲波改變的最早漲落：我們在微小距離和微小時間上的物理定律（量子力學），可以產生隨機的結果，而這些結果會通過膨脹被放大到更大的尺度。暴脹給出了一個簡單的數學猜想，描繪了在重子聲波振蕩之前，密度會如何在空間中漲落。那么，它與CMB數據有多吻合呢？雖然吻合得非常好，但并不完美！普朗克衛星的測量實際上排除了這個簡單的預測，但許多科學家認為暴脹或許比最簡單的模型更為復雜。暴脹理論是一個野心勃勃卻又充滿爭議的嘗試，它試圖理解的是宇宙在大爆炸后一秒之內發生的事情。那么我們還能在暴脹上取得哪些進展？其中一個方法便是通過偏振測量。無論是可見光還是微波，電磁輻射都攜帶有電場和磁場。因此這些電場和磁場就有了不同的可能方向，稱為偏振。當這些場在某些特定方向上更加普遍時，我們說該輻射發生了偏振。偏振有兩種，分別是E模和B模。B模式偏振可以由引力透鏡、引力波或宇宙塵埃引起。2015年9月，位于美國的激光干涉引力波天文臺（LIGO）探測器首次探測到了廣義相對論預測的引力波——它們是由大質量物體經歷大的加速而產生的。2014年，南極洲的宇宙泛星系偏振背景成像2代（BICEP-2）探測器團隊宣布，他們從引力波中發現了印記在CMB上的B模式偏振，但事實卻證明這一發現完全是由宇宙塵埃造成的。但來自原初引力波的B模式偏振將是一個令人興奮的發現，它能提高暴脹的成功預測，并能提供超越現有宇宙學圖景的線索。或許，我們還可以寄希望于BICEP-3或美國國家航天局的原初暴脹偏振探測器（PIPER）氣球天文臺，希望它們能從引力波中發現B模式偏振。ΛCDM模型假設的是，我們的宇宙是由暗能量、暗物質、光子、中微子和普通物質構成的。它有著由一系列的證據作為支撐，其中就包括CMB。它還假設廣義相對論是描述宇宙的正確理論。這個模型通常被稱為和諧宇宙模型，因為它的結果通常與我們從完全不同的課題（大爆炸后的前三分鐘形成的元素的豐度和紅移巡天中看到的星系）中所了解到的東西一致。當我們使用溫度漲落的分析方式來分析E模偏振的漲落時，也會得到相同的結果。這給予我們莫大的信心去使用模型和普朗克的CMB數據去測量許多宇宙奧秘：總之，對CMB的研究為科學家提供了一幅普遍認可的宇宙圖景，并用數值測量完整了這幅圖景。雖然面臨著一些非常令人困惑的意外，但我們對這幅圖景很有信心。
人們常說“天空是極限所在”，而研究天空中的微波余輝的天文學家正努力突破這一極限，因為一團厚重的“迷霧”在大爆炸的38萬年后，開始變得透明。#創作團隊：
撰文：布拉姆·布羅森（Bram Boroson） 設計：岳岳/雯雯
#圖片來源：
封面圖&首圖：新原理研究所
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