Anisotropies and Inhomogeneities

各向异性和不均匀性

物质的分布和轻微的温差影响结构的形成

近乎均匀的宇宙中的宇宙变化

观测表明我们的宇宙极其 制服 规模很大，但并非完美。小 各向异性 （方向差异）和 不均匀性 早期宇宙中的空间密度变化是所有宇宙结构生长的必要种子。没有它们，物质将保持均匀分布，从而阻止星系、星团和宇宙网的形成。这些微小的波动可以通过以下方式探测：

  1. 宇宙微波背景辐射（CMB） 各向异性：温度和极化变化在 10-5。
  2. 大型结构：反映原始种子引力生长的星系分布、细丝和空洞。

通过分析这些不均匀性——无论是在复合时期（通过宇宙微波背景辐射）还是在后期时期（通过星系团聚集），宇宙学家都能对暗物质、暗能量以及涨落的膨胀起源获得关键见解。下文将介绍这些各向异性是如何产生的，如何测量它们，以及它们如何驱动结构的形成。

2. 理论背景：从量子种子到宇宙结构

2.1 通货膨胀波动的根源

主要解释 原始不均匀性 是 通货膨胀，这是指数膨胀的早期阶段。在暴胀期间，标量场（暴胀子）和度规的量子涨落被拉伸到宏观尺度，最终冻结为经典的密度扰动。这些涨落表现出近乎标度不变性（谱指数n秒 ≈ 1) 和高斯统计，正如在 CMB 中观察到的那样。一旦暴胀结束，宇宙就会重新加热，这些扰动会留在所有物质（重子物质 + 暗物质）上 [1,2]。

2.2 随时间演变

随着宇宙膨胀，如果暗物质和重子流体的扰动大于金斯尺度（在后复合时期），它们就会在引力作用下不断增长。在高温的复合前时期，与重子紧密耦合的光子会阻碍早期的增长。分离后，暗物质（无需碰撞）可以进一步聚集。线性增长会导致密度波动的特征功率谱。最终，在非线性区域，密度过高的区域周围会形成晕，从而形成星系和星团，而密度过低的区域则会变成宇宙空洞。

3. 宇宙微波背景各向异性

3.1 温度波动

这 中子束 在 z ∼ 1100 处非常均匀（ΔT/T ∼ 10-5)，但出现细微的变化，如 各向异性。这些反映了光子-重子流体在复合前发生的声学振荡，以及早期物质不均匀性造成的引力势阱/盈余。COBE 在 20 世纪 90 年代首次发现了它们；WMAP 和普朗克对其进行了改进，测量了多个 声峰 在角功率谱中[3]。这些峰值的位置和高度决定了关键参数（Ωb h²，Ω米 h²等），并证实了原始涨落的近似尺度不变性。

3.2 角功率谱和声学峰值

绘制功率 Cℓ 与多极子ℓ相比，出现了“峰值”。第一个峰值源于光子-重子流体复合时的基模，接下来的峰值反映了高次谐波。这种模式强烈支持了暴胀的初始条件和近乎平坦的几何结构。微小的温度各向异性加上E模极化构成了现代宇宙学参数估计的主要观测基础。

3.3 极化和B模式

CMB极化进一步完善了对不均匀性的认识。标量（密度）扰动产生 E模式，而张量（引力波）扰动可以产生 B模式探测大尺度的原始B模式将证实暴胀引力波的存在。迄今为止，限制条件严格，但尚未在暴胀中探测到明确的B模式。无论如何，现有的温度和E模式数据证实了早期非均匀性的尺度不变性和绝热性。

4. 大尺度结构：反映早期种子的星系分布

4.1 宇宙网和功率谱

这 宇宙网 的 细丝， 集群， 和 空隙 源于这些初始不均匀性的引力增长。红移巡天（e.g.、SDSS、2dF、DESI）测量了数百万个星系的位置，揭示了数十至数百百万秒差距尺度的星系三维结构。从统计学上讲，大尺度上的星系功率谱P(k)与线性微扰理论预测的形状相符，初始条件为暴胀，受约100至150百万秒差距尺度的重子声学振荡（BAO）的调制。

4.2 层次化增长

随着不均匀性的崩塌，较小的晕首先形成，并合并成更大的晕，最终形成星系、星系群和星系团。这种层级结构与 ΛCDM 从具有近乎标度不变功率的随机高斯涨落开始的模拟。观测到的星团质量分布、空洞大小和星系相关性都证实了宇宙始于一个随着宇宙时间而不断膨胀的小振幅密度对比。

5. 暗物质和暗能量的作用

5.1 暗物质在结构形成中的主导作用

因为 暗物质 由于暗物质不会碰撞，也不会与光子相互作用，它可以更早地引发引力坍缩。这有助于产生势阱，重子在复合后会落入势阱中。暗物质与重子接近5:1的比例确保了暗物质能够塑造宇宙网。在宇宙微波背景（CMB）尺度上观测到的不均匀性加上大尺度结构约束，将暗物质密度固定在总能量密度的约26%。

5.2 暗能量的后期影响

虽然早期的不均匀性和结构生长主要由物质决定，但在过去几十亿年里， 暗能量 （约占宇宙的 70%）开始主导膨胀，减缓了进一步的结构增长。观测 e.g……星团丰度与红移或宇宙剪切增长率的关系可以证实或挑战标准ΛCDM模型。到目前为止，数据仍然与近乎恒定的暗能量保持一致，但如果暗能量演化，未来的测量可能会检测到细微的偏差。

6. 测量不均匀性：方法和观察

6.1 CMB实验

从宇宙探测者（COBE，1990 年代）到威尔金森五极点（WMAP，2000 年代）再到普朗克（Planck，2010 年代），测量温度各向异性和极化的分辨率（角分）和灵敏度（几 μK）都得到了显著提升。这确定了原初功率谱的振幅（~10-5) 和光谱倾斜 n秒 ≈ 0.965。ACT、SPT 等其他地面望远镜则研究小尺度各向异性、透镜效应和次生效应，进一步细化物质功率谱。

6.2 红移巡天

大型星系巡天（SDSS、DESI、eBOSS、欧几里得）测量星系的三维分布，捕捉其当前的结构。通过将其与CMB初始条件的线性预测进行比较，宇宙学家可以确认ΛCDM或寻找偏差。重子声学振荡也表现为关联函数中的细微凸起或功率谱中的摆动，将这些不均匀性与复合时留下的声学尺度联系起来。

6.3 弱透镜效应

弱引力透镜效应 大尺度物质对遥远星系的影响提供了另一种直接测量不均匀性幅度的方法（σ8）及其随时间的增长。DES、KiDS、HSC 等巡天以及未来的任务（欧几里得、罗曼）测量宇宙剪切力，从而能够重建物质分布。它们为红移巡天和宇宙微波背景辐射提供了补充约束。

7. 悬而未决的问题和紧张局势

7.1 哈勃张力

基于 CMB 的推断与 ΛCDM 相结合得到 H0 ≈ 67–68 公里/秒/百万秒差距，而局部距离阶梯法（涉及超新星校准）发现约为 73–74 公里/秒/百万秒差距。这些测量取决于不均匀性的幅度和膨胀历史。如果不均匀性或初始条件偏离标准假设，则可能会改变导出的参数。目前正在研究新物理（早期暗能量、额外中微子）或系统性理论能否解决这一矛盾。

7.2 低ℓ异常，大规模比对

宇宙微波背景各向异性中的一些大尺度异常（冷点、四极子排列）可能是统计上的偶然现象，也可能是宇宙拓扑结构的暗示。观测尚未证实任何超出标准暴胀种子的现象，但对非高斯性、拓扑特征或异常的探索仍在继续。

7.3 中微子质量及超越

较小的中微子质量（~0.06–0.2 eV）抑制了尺度结构的增长 &小于100 Mpc，在物质分布中留下痕迹。将宇宙微波背景各向异性与大尺度结构测量（如BAO、透镜效应）相结合，可以探测或限制中微子质量总和。此外，不均匀性可能显示出暖暗物质或自相互作用暗物质的微小特征。到目前为止，具有最小中微子质量的冷暗物质模型仍然保持一致。

八、未来展望与使命

8.1 下一代宇宙微波背景辐射

CMB-S4 是一个计划中的地面望远镜阵列，将以极高的精度测量温度/偏振各向异性，包括小尺度透镜信号。这可能揭示膨胀种子或中微子质量的非常微妙的特征。 轻鸟 日本宇宙航空研究开发机构（JAXA）旨在进行大规模B模式搜索，有望探测到由暴胀引发的原始引力波。如果成功，它将证实各向异性的量子起源。

8.2 大尺度结构三维测绘

调查结果如下 德西， 欧几里得，以及 罗马 望远镜将覆盖数千万个红移，捕捉到 z ∼ 2–3 的物质分布。它们将改进 σ8，Ω米，并详细测量宇宙网，将早期宇宙的不均匀性与现在的结构联系起来。21厘米强度映射来自类似阵列 斯卡 可能会追踪更高红移、再电离前后时代的不均匀性，提供结构形成的连续故事。

8.3 寻找非高斯性

暴胀通常预测近似高斯的初始波动。但多场或非最小暴胀可能会产生小的局部或等边非高斯性。宇宙微波背景辐射和大规模结构数据正在将这些约束推得更严格（f荷兰 （少数）。检测到显著的非高斯性将重塑我们对通货膨胀本质的认识。到目前为止，尚未出现强有力的证据。

9. 结论

宇宙的 各向异性 和 不均匀性— 来自微小的 ΔT/T 变化 中子束 到大尺度星系分布——是结构形成的关键种子和表现。最初（可能）是由量子涨落引起的 通货膨胀这些小振幅的扰动在引力作用下持续数十亿年不断增长，最终形成了我们今天所见的宇宙星团、细丝和空洞网络。对这些不均匀性的精确测量——宇宙微波背景各向异性， 红移巡天 星系， 弱透镜 宇宙剪切——提供对宇宙成分的深刻洞察（Ω米，ΩΛ)、通货膨胀条件以及暗能量在后期加速中的作用。

尽管 ΛCDM 模型在解释不均匀性模式方面取得了巨大成功，但仍存在一些悬而未决的难题： 哈勃张力、轻微的结构增长差异，或中微子质量的潜在信号。随着新的巡天观测不断突破观测极限，我们或许能够更加坚定地证实标准的暴胀加ΛCDM范式，又或许能够探测到指向暴胀、暗能量或暗区相互作用等新物理的细微异常。无论哪种情况，对各向异性和不均匀性的研究仍将是天体物理学的驱动力，将早期量子尺度的涨落与横跨数十亿光年的宏大宇宙结构联系起来。

参考文献及延伸阅读

  1. Mukhanov，V.（2005）。 宇宙学的物理基础。 剑桥大学出版社。
  2. 鲍曼，D.（2009 年）。 “TASI关于通货膨胀的讲座。” arXiv:0907.5424。
  3. Smoot, GF 等人（1992 年）。 “COBE 差分微波辐射计第一年地图的结构。” 天体物理学杂志快报， 396，L1–L5。
  4. 爱森斯坦，DJ 等。 （2005）。 “在 SDSS 明亮红色星系的大尺度相关函数中探测重子声学峰。” 《天体物理学杂志》， 633，560–574。
  5. 普朗克合作组织（2018 年）。 “普朗克2018结果。VI. 宇宙学参数。” 天文学 &天体物理学， 641，A6。

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