斑点理论

我们提出了一个简单的暴胀场景，可以在标准 ΛCDM 范式中产生任意大的球形欠密或过密区域，我们称之为气泡。我们分析了此类气泡对宇宙微波背景（CMB）的影响。对于最后散射面附近的超视界尺度气泡，通过 Sachs-Wolfe 效应和早期积分 Sachs-Wolfe（ISW）效应的组合，会在 CMB 上留下信号。在较低红移（物质主导时期及之后）的较小亚视界尺度气泡，可以通过 Rees-Sciama 效应、晚期 ISW 效应和 Ostriker-Vishniac 效应在 CMB 上留下次级各向异性。我们的场景（以及大多数类似的暴胀模型）产生的气泡在势能上是过密或欠密的：在密度上，此类气泡的特征是具有一个明显的壁，而内部保持宇宙平均密度。我们表明，此类模型只需中等程度的精细调节，就有可能解释多位作者在 Wilkinson 微波各向异性探测器（WMAP）数据中识别出的非高斯特征——冷斑。然而，需要与当前和未来的 CMB 数据进行更详细的比较，才能确认（或排除）这一场景。