这是赛先生2017科普创作协同行动的第12篇文章。
近期，有文质疑宇宙大爆炸不曾发生过，并宣称原文来自美国普林斯顿大学的保罗•斯坦哈特（Paul Steinhardt）教授团队的作品。笔者有幸与该文原创作者中的安娜•伊尧什（AnnaIjjas）和保罗•斯坦哈特（Paul Steinhardt）在极早期宇宙学研究领域有过多年的合作交流，深入了解过该科研团队的工作细节，故在此抛砖引玉，浅谈一些关于宇宙大爆炸的碎碎念，希望启发普罗大众对这一领域的科学兴趣，亦可作茶余饭后谈罢房价工资以外的聊天话题。
撰文：蔡一夫、王子威（中国科学技术大学物理学院天文学系）、王东刚（荷兰莱顿大学）
餐前点：生活大爆炸
有关宇宙大爆炸的公众认知，如同大爆炸宇宙学的动力学本质一样，是随时间变化的。笔者记得，八年前去美帝开始人生的第一份打工生涯——去亚利桑那州立大学做博士后的时候，曾遭遇一桩趣事。
过海关时，面前一名五大山粗的山姆大叔凶神恶煞地质问：“来美帝有何公干？”八年前的笔者略有点弱不禁风，如实答道：“来贵国做科学研究，探讨宇宙大爆炸理论（The Big Bang Theory）”山姆大叔眼珠一转：“那你的工作跟谢耳朵（Sheldon）的研究相关咯？”那时候还未迷上美剧的笔者一头雾水，但还是抖了个机灵：“俺的研究跟霍金先生有关，这是他的博士论文研究主题，我还有幸跟霍大叔一起共进过晚餐呢！”山姆大叔随即意味深长地说道：“长点心吧，TBBT那是美帝排名第一的喜剧，斩落艾美奖无数，今天放你通行，回去好好补补课。”
自此之后，笔者便经历了多年美剧就着爆米花填饱肚子的冷暖自知的人生。直至三年前，祖国向我等海外游子递来了“青年千人”的橄榄枝，这才有幸加入到社会主义建设的革命队伍当中。
事实上，热大爆炸宇宙学是一门严肃的科学理论。它不仅影响了基础物理学在过去半个多世纪的发展，改变了人类对自身生存的宇宙的认知，也给日常生活带来了丰富的元素，其中包括时尚、娱乐、科技、乃至政治环境等。但这反而让人们困惑了：什么是宇宙大爆炸？到底宇宙大爆炸发生过没有？
前菜：大爆炸的前世今生
为了以正视听，笔者打算从宇宙学过去一个世纪的发展历史谈起。这就不可避免地要提及近一个世纪前的一场物理学大争论——稳恒态宇宙学说与热大爆炸宇宙学说之争。
现代宇宙学的建立，除了爱因斯坦于1915年提出的广义相对论所构建的理论框架，还基于一个极为简单却又意义深远的原理，即宇宙学原理：我们的宇宙在大尺度上各处均匀、各向同性。这一原理让大家倍感亲切，因为其简单明了的数学特点让物理学家们轻松写下了宇宙背景演化所满足的运动方程。前苏联物理学家亚历山大•弗里德曼（Alexander Friedmann）的一生简直是为这个发现所量身定做的，此君于1922年利用广义相对论与宇宙学原理推导出该运动方程，1924年提出了膨胀宇宙的理论假设，1925年便因感染伤寒去世。
然而，在这一历史阶段，人们对宇宙学的认知更多是基于哲学与数学的思考，由于观测水平有限导致物理证据匮乏，人们无法正确给出宇宙演化历史的动力学图像，这就导致了一个假定宇宙处于几乎静止的稳恒态宇宙学说与另一个膨胀宇宙学说两大理论分庭抗礼。所谓稳恒态，即为宇宙的状态不随时间变化，没有开始也没有终结。这一学说中，宇宙依然在膨胀，但同时也在不断产生新的物质，使得整个宇宙的密度维持不变。另一方面，弗里德曼等人直接通过假设宇宙中的物质与辐射比值，动力学地计算出宇宙的尺度随时间演化过程。随着宇宙的膨胀，物质与辐射的能量密度逐渐递减，反过来说，这就意味着宇宙在早期曾处于一个极高温、高压的状态。后一个图像便是热大爆炸宇宙学说的雏形。
关于宇宙演化的争论持续了整个二十世纪上半叶，许多著名的物理学家都为此表达了不同的学术观点，仔细品味这段历史，能从中寻觅出满满的八卦味儿。例如，英国物理学家弗雷德•霍伊尔爵士（Sir Fred Hoyle）这位稳恒态宇宙学说的先驱人物，却为推进他一生所反对的热大爆炸宇宙学说做出了相爱相杀的科学贡献。霍伊尔联同奥地利物理学家托马斯•戈尔德（Thomas Gold）和赫尔曼•邦迪（Hermann Bondi）一起创立了稳恒态宇宙模型，尽管在上世纪60年代，越来越多的证据令热大爆炸宇宙模型为世人广泛接受，但霍伊尔一直坚持自己的稳恒态宇宙模型，并在一次BBC的广播节目中首次使用了英文“大爆炸（Big Bang）”一词以嘲讽热大爆炸宇宙模型，自此该名称为世人所熟知。
1957年，霍伊尔和伯比奇夫妇、威廉•福勒四人提出了恒星元素合成理论，这为后来热大爆炸宇宙模型中解释轻元素形成的原初核合成理论打下了坚实的铺垫。1962年，霍伊尔在英国剑桥大学三一学院的办公室迎来了一位行动略僵硬吐字略缓慢却大脑思维如同闪电一般迅速的年轻人，即渐冻症早期的斯蒂芬•霍金（Stephen Hawking）。由于种种原因霍伊尔拒绝了霍金在其名下攻读博士的申请，然而几年后，霍金却在理论物理学界大放异彩，他基于罗杰•彭罗斯爵士（Sir Roger Penrose）的关于黑洞中时空奇点的研究工作，论证了热大爆炸宇宙模型描述的整个宇宙演化应该始于一个时空奇点。当然，对于真实的宇宙是否起源于一个时空奇点这一命题本身仍充满争议，然而，历史上阴差阳错之间，霍金站在了热大爆炸宇宙学说这一边。
20世纪60年代是人类历史上难以忘怀的一段时光，当时的地球上两大霸主正热火朝天地推行了各种太空计划将冷战进行到底，而东方世界也在热火朝天地砸锅卖铁、赶英超美。多么美好的旧时光呵！远在世界一角的英伦岛上，剑桥大学的三月春寒料峭，年度博士论文答辩如期举行。早在两年前被命运宣布了死刑的年轻人——霍金，却作为当年的博士毕业生奇迹般地站在了台前。
正餐1：始于大爆炸后第三分钟——原初核合成（BBN）
20世纪40年代，前苏联物理学家乔治·伽莫夫（George Gamow）、美国物理学家拉尔夫·阿尔菲（Ralph Asher Alpher）开展了宇宙原初时期的核合成研究工作，并拉进德国犹太裔物理学家汉斯·贝特（Hans Bethe）入伙一起发表了大爆炸元素合成的理论，即三人的名字凑成前三个希腊字母：αβγ理论。这一理论解释了轻元素如何在早期的宇宙中产生。之后，1948年，阿尔菲和伽莫夫还预言了宇宙微波背景辐射（CMB）的存在，但当时这个预言并没有引起很大关注。直到1964年，美国一帮物理学家们开始摩拳擦掌地酝酿对其进行实验探测之前，两位被上帝眷顾的年轻射电天文学家阿诺·彭齐亚斯（Arno Penzias）和罗伯特·威尔逊（Robert Wilson）无意间发现的背景天区各相同性的辐射，证实了他们的预言。与此同时，加拿大裔美国物理学家吉姆·皮布尔斯（Phillip James Edwin Peebles）成功利用核合成理论解释了宇宙中的氦元素丰度。这些宇宙学的重大发展都极大程度上宣告了稳恒态宇宙模型的死刑。
这一系列由热大爆炸宇宙学带来的辉煌胜利，向人类揭示了一个看似复杂却又十分简单的真相：如果我们的宇宙是稳恒静止的，那么我们将无法理解为何构成这个世界的物质成分中元素比例如当前所看到的。毕竟，仅仅依靠着宇宙中恒星内部的热核聚变过程，不足以形成宇宙中构成全部物质的原子，而星系间大多数空旷的区域却无比冰冷，对元素的形成毫无帮助。与之相反的是，如果宇宙在早期处于如热大爆炸模型所描述的极高温、高压、致密的环境当中，那么就可以完美解释当前测量到的氢和氦元素丰度。早期宇宙温度极高，粒子密度极大，能有效地进行聚变反应产生各类轻元素原子核。并且，这一曾经的高温致密的宇宙等离子体态也必然会产生一个完美的背景热辐射，如今，它的特征频率随着宇宙膨胀所导致的红移对应了一个109赫兹的黑体辐射，也就是宇宙微波背景辐射，本文会在之后详细介绍。
仔细打量一下热大爆炸宇宙模型的核心理念，不过就是宇宙从极高温度状态逐渐冷却到今天的过程。而要证实这一过程是否真的发生过，并不需要全程关注每个阶段所经历的演化。特别是，考虑到地球上的生命体在面对花费构建加速器来认知宇宙还是购买军火来毁灭世界的选择上都不具备足够高的智慧，我们通常选取一个经济实惠的办法，也就是只需检验宇宙所经历的一些特征过程并与实验观测比较是否吻合即可。原初核合成（Big Bang Nucleosynthesis）就是指向热大爆炸宇宙模型的确凿证据。
原初核合成始于大爆炸奇点发生之后的第三分钟，当宇宙温度降至足以形成稳定的氢原子核和中子的重子产生过程之后，大约持续二十分钟结束。这些微小粒子的相对丰度，只需要结合热力学规律和宇宙的尺度膨胀效应即可简单计算出来。例如，若跟宇宙膨胀导致的背景温度变化速率相比较，核反应达到热平衡的时间过长，那么这个元素丰度就会因为不稳定而随时间改变直至达到热平衡。
结合热力学和宇宙膨胀效益带来的变动，可以计算在宇宙早期的中子和氢核之间在数量上的相对比值。该数值明显倾向氢核，这是因为中子的质量较大，会导致中子以大约十分钟的半衰期蜕变成质子，也就是裸的氢核。（如果有些读者想了解什么是氢核的话，可以随便找家法式餐厅点一杯82年的一氧化二氢，保证喝到明白为止。）宇宙继续膨胀，温度也随之降低，而自由中子和质子的稳定性不如氦核（He-4），因此氢核与中子相互结合并有逐渐合成为氦核的趋向。然而形成氦核之前必然要经历形成中间产物氘核（D）的过程，当核合成发生时，当时的宇宙温度会让粒子的平均能量略高于氘核的束缚能，因此所有的氘核在合成之后又会立刻被拆散，这一现象被称为氘的形成瓶颈。因此，氦核的形成会被大大延迟至宇宙的温度足够低至氘核能够稳定之后，这一温度大约是在0.1百万电子伏特（讲人话就是换算成摄氏温标为109摄氏度），这时候宇宙中的元素会突然爆增。
图1: 宇宙中的原初核合成发生在大爆炸之后第三分钟到第二十分钟。
这一切发生在大爆炸后约第二十分钟就结束了。图1直观表现了宇宙在极早期的核合成以及甚早期的历史。在这一切发生之后，由于我们的宇宙太过清凉而使得进一步的核合成难以发生。因此，宇宙的元素丰度基本上被固定了下来，只有极少数原处核合成的放射性产物尚能继续蜕变，但贡献寥寥无几。无需调节热大爆炸理论模型的主要架构，我们就可以推论出，通过原初核合成所产生的元素在宇宙中以质量所表示的丰度大约为75%的氢H-1、25%的氦He-4、0.01%的氘、以及总量仅可供辨识的微量锂，并且没有其他的重元素。这一结果与我们的宇宙被观测到的轻元素丰度的实验数据高度一致性，被认为是热大爆炸宇宙学说最有力的证据之一。图2是每一位中学生都刻骨铭心的化学元素周期表，不同的颜色代表着该元素在宇宙中产生的主要机制。
图2: 元素周期表在宇宙中的产生分布。橙色为大爆炸后的原初核合成；蓝色为超新星爆发；黄色为大质量恒星；红色为小质量恒星；绿色为宇宙线。
正餐2: 大爆炸后第三十八万年——宇宙微波背景辐射（CMB）
原初核合成的英文缩写BBN，与吃货们喜爱的BBQ看上去很接近。认真说来，宇宙经历了BBN过程之后的温度，虽然不足以触发进一步的核合成，也还是极高温的。这就如同一个烤箱般烘焙着内部的各种物质，而这个温度则可以通过烤箱内部的热辐射得知。具体而言，就是大量的不同频率的光子辐射与核合成结束后宇宙中充斥着的自由电子、质子、以及氦核之间不断发生碰撞并交换着能量，这些光子辐射的频率分布，也是大家所熟知的黑体辐射谱，就是当时的宇宙存在温度的最好证据。
在这一历史时期，宇宙依然在膨胀，温度也依然在逐渐降低，宇宙中的粒子开始从辐射为主的状态演化到物质为主的状态。但此时的光子与带电粒子的散射依然频繁，这就导致了在宇宙初期由这些带电粒子所构成的、如同一锅浓粥一般的等离子体态中，光子始终走不远，就会被频繁地散射开来。每一次散射都会不断改变光子的信息。因此，人类无法通过光学手段测量这一阶段的宇宙信息。
随着宇宙进一步的冷却，到了大爆炸奇点发生过去38万年的这一历史时刻，我们的宇宙发生了大事件：自由电子与带电的氢离子形成了稳定的中性氢原子。就像圣经旧约里面的故事一样，上帝说：“要有光”。这一阶段宇宙中的光子在经历与电子最后一次散射之后，开始了自由穿梭的长路漫漫。于是，宇宙中的光子再也不用担心被任何带电粒子所约束，此刻的宇宙也顿时通透了。好事的宇宙学家们将这一历史时刻称为最后散射面。这些光子携带着与电子们的最后一次拥抱留下的物理信息，开始了长达138亿年的长途跋涉，一路上经历了宇宙膨胀导致的红移和物质分布带来的引力透镜偏移，最终被地球上的智慧生物悄然捕获。
这些风雨兼程的光子经历了宇宙膨胀的红移，尽管失去了与电子诀别时的频率，然而自认为能洞察一切的人类还是认出了它们沧桑的面容，即一个背景温度为2.725K的黑体辐射谱。这就是宇宙微波背景辐射（CMB）。这个CMB黑体谱被实验验证，如一记重拳狠狠地摧毁了稳恒宇宙论最后的希望——毕竟脑洞大开的物理学家们可以咆哮着假设说，宇宙中轻元素丰度只是来自上帝旨意的一个精细调节的结果，然而没有人能够质疑来自宇宙“微波炉”烘培完毕之后留下的热大爆炸余温。至于CMB的实验发现，以及之后所催生的天文观测技术的飞跃，则又是另一个高潮迭起的故事。
让我们再次回到那个令人激动万分的20世纪60年代。美国贝尔实验室的两位年轻的射电天文学家阿诺·彭齐亚斯（Arno Penzias）和罗伯特·威尔逊（Robert Wilson）意外地利用无线电波天线探测到了一个稳定且均匀的微波背景CMB信号，传闻中他们还清洗过天线上的鸽子窝和鸟粪以期排除这个实验“噪声”。
CMB的发现在天文学的发展史上留下了浓重的一笔，它给了热大爆炸宇宙学说一个强有力的证据，并且与类星体、脉冲星、星际有机分子等天文发现一道被称为上世纪60年代的天文学“四大发现”。这两位幸运儿也于1978年被授予诺贝尔物理学奖以表彰他们的重大发现。从此，在宇宙学的江湖上，各路英雄好汉纷纷摩拳擦掌开始了针对探测CMB的理论与实验技术。这里有必要提及一段很有意思但却被历史渐渐遗忘的插曲——真正意义上探测CMB的第一颗卫星实验，是前苏联于1983年发射的RELIKT-1卫星，它有效地验证了CMB黑体辐射谱并且探测到了大尺度范围可能存在一些各向异性的温度涨落。然而，随着前苏联的解体和冷战的结束，动荡不安的时局导致了后续的实验计划相继流产，前苏联的科学家们一向特立独行的科研风格也约束了该实验对国际宇宙学界产生影响。
真正第一次揭开CMB的神秘面纱的实验，是美国宇航局（NASA）于1989年发射升空的宇宙背景探测者（COBE）卫星。三年后，轰动全世界的事件发生了：该科学团队首次宣布，除了高度检验CMB满足黑体辐射谱的形状以外，还有存在一些各向异性的微小温度涨落。那时，还在小学一年级的笔者在全国人民最津津乐道的一项娱乐节目——新闻联播之中目睹了这一事件的播出，从此在笔者幼小的童年留下了不可磨灭的心理阴影，也为笔者后来踏上宇宙学研究的不归之途埋下了伏笔。
COBE卫星实验取得了前所未有的巨大成功，不仅高度验证了热大爆炸宇宙学说的正确性，还在人类认知宇宙的视野中更进一步，它在背景温度为2.725开氏度的黑体谱平滑的曲线上发现了涨落幅度大约为10－5开氏度的温度涨落。如果说原初核合成与2.725开氏度的CMB黑体谱一并证实了我们的宇宙在大爆炸奇点之后第三分钟到第38万年的童年时期，那么CMB谱上的这些微小的各向异性的温度涨落，则为我们认知宇宙在原初婴儿时代提供了一扇窗口。
在接下来的二十多年间，美国宇航局的威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）卫星和欧洲空间局的普朗克（Planck）卫星相继发射升空。它们作为CMB实验的第二代和第三代的旗帜，不仅令CMB天图分辨率显著提高，使得人类能够精确测量到这些温度涨落的多极矩阶数，而且使得人类有胆量去接近大爆炸奇点这个物理理论的“禁区”。2006年，因COBE卫星实验的巨大成功，该项目的两位领头的科学家乔治·斯穆特（George Smoot）和约翰·马瑟（John Mather），获得诺贝尔物理奖，以表扬他们精密测量CMB的工作。
图3: COBE、WMAP、Planck三代卫星实验的各向异性温度涨落CMB天图。
最终，在原初核合成与宇宙微波背景辐射等诸多高精度实验的检验之下，热大爆炸宇宙学说得以被验证，并成为了现代宇宙学的标准理论模型。宇宙学家通常所谈论的大爆炸观点为：我们的宇宙是在有限的时间之前由一个极高温度极致密的原初状态演化而来的，基于2013年欧空局的普朗克卫星所提供的观测数据，大爆炸距今已有约138亿年，这也往往被称为宇宙的年龄。
在这漫长岁月的洗礼之下，我们的宇宙从那个极高温的混沌状态，逐渐形成基本粒子、核子，然后经过原初核合成产生氢和氦的原子核；之后约38万年形成稳定的中性氢原子与宇宙微波背景辐射；原初密度涨落逐渐形成由宏观物质构建起来的大尺度结构的雏形，并在4亿年后形成第一代恒星；然后最初的星系和类星体诞生于大爆炸后十亿年，并从那以后大尺度结构（如星系团和超星系团）开始形成；最终逐渐演化到今天由暗能量驱动的加速膨胀状态。而在吃货的眼里，当前的宇宙这块大蛋糕的配方如下：70%的暗能量、25%的暗物质、4%的普通重子物质和不到1%的中微子和光子辐射等其他物质。
通过对CMB的细致研究，物理学家发现，那时产生的光子不仅仅携带着黑体谱和温度涨落的信息。由于和电子发生Thomson散射，这些光子还产生了偏振状态。如果我们考察CMB天图中不同光子所携带的偏振信息，会发现它们在天图中形成了两种截然不同的图样：电场型的E-模式和磁场型的B-模式（如图4所示）。通过对天图中不同光子偏振态进行统计分析，我们就可以寻找这些不同的偏振模式。
图4：CMB光子的两种偏振模式、Planck卫星观测到的偏振图样、以及梵高的星空。
针对CMB偏振信号的测量，其科学意义实在重大。宇宙学家在研究CMB的偏振涨落时，发现原初宇宙中的张量扰动（也就是原初引力波）可以直接导致CMB拥有B模式的偏振信号。这一发现正式打响了利用精确宇宙学实验进行探索和检验最原初时期的宇宙图景的发令枪。
宇宙学家们曾试图利用WMAP与Planck等卫星实验接近15年的数据，来重构出原初扰动甚至原初宇宙的模样。遗憾的是，截至目前CMB中的原初B模偏振仍然没有被直接观测到，因此人类对原初引力波的了解依然道阻且长。但人类不忘初心，不断投入到对CMB的B模偏振信号的苦苦搜寻，并且转向性价比更高的地面观测实验，例如南极的BICEP实验，以及中国科学院高能物理所主导的西藏阿里原初引力波望远镜。这些新一代的CMB实验，与传统的卫星实验相结合，能够从不同的侧面探测来自太空深处的CMB信号，向我们诉说关于热大爆炸宇宙的前世今生。
餐后回味: 触碰大爆炸奇点的灵魂——极早期宇宙
把热大爆炸宇宙学的来龙去脉交代清楚后，是时候聊一点儿有助消化的“轻松”话题了：一切的开端——大爆炸奇点真的存在吗？那个时候的宇宙又发生了什么？
此外，当人们在CMB那么优雅平滑的黑体谱上探测到上下起伏约10－5开氏度的各向异性温度涨落时，内心是矛盾的：如果说背景黑体谱高度验证了热大爆炸宇宙学说和宇宙学原理的正确性，那么这些微小的各向异性温度涨落意味着什么？为何会有这些各向异性的存在导致那么简洁的宇宙学原理变得不再完美？这些问题的解答跟我们目前对原初时期的那个婴儿宇宙的认识紧紧联系在一起。
如果我们把之前介绍的热大爆炸宇宙学图像随着时间流逝的方向逆向追溯，那么这个宇宙的温度会越来越高，物质密度也会越来越大。那么正如霍金所证明的那样，在微波背景辐射以及原初核合成发生之前，我们不可避免地会遭遇一个时空奇点。在那儿，宇宙的密度和时空曲率都会是无限大，这在当代的物理学家眼里是不可描述的，因为现有的物理理论会全部失效。然而，宇宙的故事并非看起来这么简洁明了，当我们反演宇宙演化到刚刚呱呱坠地的婴儿时期，热大爆炸学说本身就面临着初始条件选取的困难。
比如说，是什么导致了今天的宇宙在大尺度上均匀各向同性，而又具有各种星系、星系团等结构？对此，热大爆炸学说只能解释为，宇宙的初始状态曾经过一次极端精细地调节，使得它在百亿年的演化后恰好变成今天的模样。然而，这个解释实在是太牵强了，无法被有强迫症的物理学家们认同。因此，我们不得不开始思考超出热大爆炸学说的物理范畴，寻找新的理论来描述宇宙原初时期的演化。于是，极早期宇宙的研究领域就此诞生。
暴胀学说，就是一款为描述宇宙在原初时期动力学而量身打造的宇宙学图像。最早的暴胀模型可以追溯到物理学家艾拉斯特·格林纳（Erast Gliner）1965年的工作，但并未获得广泛重视。1980年，美国物理学家阿兰·古斯（Alan Guth）基于一阶相变理论提出了暴胀机制。他意识到，如果在宇宙极早期的热大爆炸奇点之后没多久存在一个加速膨胀的阶段，就可以自然地解释热大爆炸理论所面临的疑难。同时，他根据粒子物理的大统一理论提供了这个加速膨胀阶段的实现机制。同一年出现了至少其他三篇实现暴胀图像的文章，分别来自前苏联的阿列克谢·斯塔罗宾斯基（Alexei Starobinsky）、 日本的佐藤胜彦（Katsuhiko Sato）、中国的方励之。虽然后来发现一阶相变模型并不可行，但暴胀作为一个极早期宇宙图像在过去的近四十年间蓬勃地发展了起来。
暴胀学说刻画了极早期宇宙的空间以近乎指数增长的速率进行加速膨胀的过程。该时期大约发生在大爆炸初始奇点之后10－36秒，通常到10－32秒就结束了。这么短时间内，宇宙的单位空间体积可以被放大约1080倍，相当于瞬间把亚原子尺度的空间扩张到了太阳系尺度。这一急剧的加速膨胀抹平了原初宇宙可能存在的不均匀性，很自然地解释了我们今天看到的宇宙为何如此均匀。而在暴胀时期本该存在于微观世界的量子涨落也被拉扯到了宏观尺度上，形成了所谓的原初密度扰动，这为后来宇宙中大尺度结构的形成埋下了最原始的种子。
换句话说，从我们今天看到的CMB温度涨落，到星系、恒星、地球，乃至我们自己，都是由婴儿时期宇宙中的量子涨落演化而来。因此，我们不再需要为热大爆炸宇宙设定各种苛刻的初始条件，在暴胀学说中，今天宇宙的均匀性以及各种结构的形成，都可以得到十分自然的解释。
然而，随着对暴胀的深入理解，物理学家逐渐意识到，在这个学说中，大爆炸奇点依然是不可避免的。这意味着暴胀本身是不完整的理论，我们不知道暴胀是如何开始的，也不知道在暴胀之前又发生了什么。同时，人们也开始反思，暴胀是不是描述极早期宇宙的唯一可能性，是否存在其他机制来帮助我们理解甚至解决热大爆炸宇宙的一些固有难题。在这个背景下，一系列的替代图像应运而生，其中最具代表性的就是反弹宇宙学。
如暴胀学说存在各种各样的模型构造一样，反弹宇宙学也有着不同的实现机制。比如文章开头提及普林斯顿大学的保罗·斯坦哈特（Paul Steinhardt）教授，他与合作者于2001年提出了火劫学说；加拿大麦吉尔大学的罗伯特·布兰登伯格（Robert Brandenberger）教授与英国朴茨茅茨大学的大卫·万兹（David Wands）于1999年提出的物质反弹学说，中国的张新民教授与合作者于2007年提出的精灵反弹模型，以及笔者围绕这些学说耕耘多年的反弹宇宙学扰动理论。这些学说都同样可以解释热大爆炸宇宙学所面临的初始条件疑难。
更有意思的是，反弹宇宙学可以避免大爆炸奇点的存在。在这一类理论中，大爆炸之前的宇宙处于一个收缩过程，体积越来越小，直到某一时刻，宇宙收缩到了一个极小值，然后反弹进入标准的热大爆炸膨胀阶段。由此可见，反弹学说的提出，不仅没有否定热大爆炸宇宙学的正确性，反而让我们避免了热大爆炸宇宙学中的那个会让所有物理理论失效的时空奇点，推动了热大爆炸宇宙论更进一步的理论发展。
图5: 极早期宇宙图像：暴胀与反弹模型。
那么，我们的原初宇宙究竟经历的是哪一种过程呢：暴胀，反弹，抑或二者的结合？
这是一个问题。对于研究极早期宇宙的物理学家来说，一个至关重要的任务就是通过实验观测去辨别这些理论图景。具体来说，这些模型给出的理论预言会在原初密度扰动和原初引力波上存在差异，而这些正好可以通过对CMB的高精度测量来加以检验。幸运的是，借助着日新月异的实验技术和洞察秋毫的实验数据，我们愿意怀抱着梦想在不久的将来探测到这些差异，从而获得对大爆炸的本质和宇宙的创世纪更为深入的认知。梦想是要有的，万一哪天实现了呢？
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