摘要：在经典物理学中，引力具有普遍的吸引力。然而，在量子水平上，情况可能并非总是如此。如果大量的物质存在于一个无限小的体积中——例如，在黑洞的中心，或者在宇宙的最早时刻——时空就会在接近普朗克长度的尺度上弯曲。这是距离的基本量子单位，大约是 1020比质子小几倍。

第一道曙光宇宙微波背景，由欧洲航天局的普朗克任务拍摄。（图片由欧洲航天局和普朗克合作提供）

在经典物理学中，引力具有普遍的吸引力。然而，在量子水平上，情况可能并非总是如此。如果大量的物质存在于一个无限小的体积中——例如，在黑洞的中心，或者在宇宙的最早时刻——时空就会在接近普朗克长度的尺度上弯曲。这是距离的基本量子单位，大约是 1020比质子小几倍。

在这些极度弯曲的区域，经典的引力理论——爱因斯坦的广义相对论——崩溃了。然而，对环量子宇宙学的研究提供了一个可能的解决方案。它表明引力实际上变得排斥。因此，环量子宇宙学预测我们现在的宇宙始于所谓的“宇宙反弹”，而不是广义相对论预测的大爆炸奇点。

在最近发表在 EPL 上的一篇论文中，加拿大新不伦瑞克大学的数学物理学家爱德华·威尔逊-尤因 （Edward Wilson-Ewing） 探讨了环量子宇宙学与有时被描述为“大爆炸的回声”的现象——宇宙微波背景 （CMB） 之间的相互作用。这种背景辐射弥漫在整个可见宇宙中，它源于宇宙变得足够冷以形成中性原子的那一刻。此时，光突然能够在太空中传播，而不会被以前存在的电子等离子体和轻原子核不断散射。正是这种新释放的光构成了 CMB，因此研究它为早期宇宙提供了线索。

对 CMB 的观测表明，早期宇宙（即 CMB 形成时的宇宙）是极其均匀的，相对各向异性约为 10 分之一4。经典广义相对论很难单独解释这种均匀性，因为纯粹有吸引力的引力版本往往会将事物推向相反的方向。这是因为如果一个区域的密度高于周围区域的密度，那么根据广义相对论，该区域的密度会变得更大;该区域的质量更大，因此它周围的粒子会被吸引。事实上，这就是我们在 CMB 中看到的微小不均匀性如何随着时间的推移而发展成今天的恒星和星系。

在经典广义相对论中解决这个问题的主要方式是表明宇宙在其最早的时刻经历了一段超快速增长的时期。这种超快速增长被称为膨胀，它足以产生同质区域。然而，一般来说，这需要非常大量的膨胀（比大多数模型中通常认为的要多得多）。

或者，如果由于某种原因，在通货膨胀开始时恰好有一个区域是中等同质性的，那么这个区域的规模将呈指数级增长，同时也会进一步同质化。第二种可能性需要的通货膨胀量略多一点，但不会多得多。

我这项工作的目标是探索，如果引力在深量子体系中变得排斥（就像在环量子宇宙学中一样），这是否会倾向于稀释更高密度的区域，从而导致不均匀性被平滑。换句话说，这项工作的主要目标之一是找出量子引力是否可以成为在 CMB 中观察到的高度均匀性的来源。

在本文中，我研究了环量子宇宙学中耦合到尘埃（一种简单的物质模型）的球对称时空。这些时空被称为 Lemaître-Tolman-Bondi 时空，它们允许在径向上存在任意大的不均匀性。因此，它们为探索是否可以发生均质化提供了一个理想的舞台：它们足够简单，可以在数学上处理，同时仍然允许较大的不均匀性（通常很难处理）。

环量子宇宙学预测了几种前导量子效应。其中一种效应是，在量子水平上，时空是离散的：有几何的量子，就像有物质的量子一样。这对运动方程有影响，运动方程将时空的几何与其中的物质联系起来：如果我们考虑到量子几何的离散性质，我们就必须修改运动方程。

这些修改由所谓的有效方程捕获，在论文中，我针对广泛的初始条件对这些方程进行了数值求解。由此，我发现虽然均质化并非无处不在，但它总是发生在某些区域。然后，这些均质化区域可以通过膨胀被炸到宇宙学尺度（膨胀将进一步使它们均质化）。因此，这种量子引力均质化过程确实可以解释在 CMB 中观察到的均匀性。

将这项工作扩展到几个方向以检查环量子宇宙学中均质效应的稳健性非常重要。应该放宽对球对称性的限制，尽管从数学角度来看这将是具有挑战性的。超越尘埃作为物质的描述也很重要。尘埃的简单性使计算更容易，但并不是特别现实。

其他相关形式的物质包括辐射和所谓的膨胀场，这是一种可以导致膨胀发生的物质。也就是说，在宇宙学中，物理学在某种程度上独立于宇宙的物质含量，至少在定性层面上是这样。这是因为，虽然在膨胀的宇宙中，不同类型的物质含量可能比其他物质含量更快地稀释，并且宇宙可能会根据其物质含量以不同的速率膨胀，但广义相对论中宇宙动力学的主要特性（例如，膨胀的宇宙、初始奇点的出现等）与所考虑的特定物质无关。

因此，我认为可以合理地预期定量预测将取决于物质含量，但定性特征（特别是，小区域被量子引力同质化）将保持不变。尽管如此，还需要进一步的研究来检验这一预期。

来源：人工智能学家