原初密度扰动的自然起源

我们在此提出一种原初密度涨落成核的机制。我们指出，像暴胀结束时的再加热这样的过程，通过能量的局域扩散，即使在超视界尺度上也不可避免地会产生扰动。如果再加热温度处于大统一理论尺度量级，则半径为 $R$ 的球体在进入视界时的密度对比 $\delta_R$ 将约为 $10^{-5}$，这与 \texttt{WMAP} 测量的值一致。如果这是一个纯经典过程，则 $\delta_R^2$ 在视界外将按 $1/R^4$ 衰减，产生的原初密度功率谱为 $P(k) \propto k^n$，其中 $n=4$。然而，正如 Gabrielli 等人所示，量子扩散过程可以产生指数在 $0<n\leq 4$ 范围内的任意功率谱，包括接近观测值 $n=1$ 的指数（此时对于 $n<1$，$\delta_R^2$ 将 $\propto 1/R^{3+n}$；对于 $n>1$，则 $\propto 1/R^4$）。因此，决定现今结构外观的两个特征参数可能是该机制的自然结果。无论如何，如果宇宙因“假真空”衰变而迅速加热到大统一理论温度，这些就是必然形成的最小密度变化。那么，就没有先验的必要去假设“假真空”中存在额外的（且精细调谐的）量子涨落，也不需要假设存在暴胀前时期。考虑到触发一个令人满意的暴胀时期所需的极其严格的前提条件，总体而言，假设宇宙始于一个平坦且均匀膨胀的相似乎同样自然。