几十年来，人们将描述早期宇宙的炙手可热的大爆炸与一个奇点混为一谈：这个“大爆炸”是空间和时间的诞生。
然而，在年代初期，一种称为宇宙暴胀的新理论出现了，它表明在热大爆炸之前，宇宙的行为非常不同，将任何假设的奇点都推得很远。
本世纪初，一些非常有力的证据表明，在大爆炸之前有一个宇宙，这表明大爆炸并不是这一切的真正开始。
大爆炸的概念可以追溯到近年前，当时出现了宇宙膨胀的第一个证据。如果宇宙今天正在膨胀和冷却，那就意味着过去更小、更密集、更热。在我们的想象中，我们可以推断出任意小的尺寸，高密度和高温：一直到奇点，宇宙的所有物质和能量都凝聚在一个点上。几十年来，大爆炸的这两个概念——描述早期宇宙的热致密状态和最初的奇点——是不可分割的。
但从年代开始，科学家们开始发现围绕大爆炸的一些谜题，注意到宇宙的几个特性在这两个概念的背景下无法同时解释。当宇宙暴胀在年代初首次提出和发展时，它分离了大爆炸的两个定义，提出早期的热，密集状态从未达到这些奇异的条件，而是在它之前出现了一个新的暴胀状态。在炽热的大爆炸之前确实有一个宇宙，21世纪的一些非常有力的证据确实证明了它确实如此。
我们的整个宇宙历史在理论上是很好的理解，但只是因为我们理解了它背后的引力理论，也因为我们知道宇宙目前的膨胀率和能量组成。我们可以精确地追溯宇宙的时间线，尽管围绕宇宙的起源存在不确定性和未知数。从宇宙暴胀到今天的暗能量统治，我们整个宇宙历史的广泛意义是众所周知的。
学分：妮可·拉格·富勒/美国国家科学基金会
虽然我们确信我们可以将早期的宇宙描述为炽热，密集，快速膨胀，充满物质和辐射-即通过热大爆炸-但这个问题是否真的是宇宙的开始是一个可以用证据回答的问题。一个以热大爆炸开始的宇宙和一个在热大爆炸之前和建立暴胀阶段的宇宙之间的差异是微妙的，但非常重要。毕竟，如果我们想知道宇宙的起源是什么，我们需要从宇宙本身寻找证据。
在我们一直推断到奇点的热大爆炸中，宇宙实现了任意的热温度和高能量。虽然宇宙将有一个“平均”的密度和温度，但整个宇宙都会有缺陷：过度密集的区域和密度不足的区域。随着宇宙的膨胀和冷却，它也会被吸引，这意味着过度密集的区域将吸引更多的物质和能量进入它们，随着时间的推移而增长，而密度不足的区域将优先放弃它们的物质和能量进入更密集的周围区域，为最终的宇宙结构网络创造种子。
宇宙不仅均匀膨胀，而且内部有微小的密度缺陷，这使我们能够随着时间的推移形成恒星、星系和星系团。在均匀背景之上添加密度不均匀性是理解当今宇宙样子的起点。
图片来源：E.M.Huff，SDSS-III/南极望远镜，ZosiaRostomian。
但是，宇宙网络中将要出现的细节是更早确定的，因为大规模结构的“种子”在早期宇宙中就已经烙印了。今天的恒星、星系、星系团和最大规模的丝状结构可以追溯到宇宙中性原子首次形成时的密度缺陷，因为这些“种子”将在数亿甚至数十亿年的时间里成长为我们今天看到的丰富的宇宙结构。这些种子存在于整个宇宙中，即使在今天，它们仍然是大爆炸剩余光芒中的温度缺陷：宇宙微波背景。
根据WMAP卫星在年代及其继任者普朗克卫星在年代的测量，观察到这些温度波动出现在所有尺度上，它们对应于早期宇宙的密度波动。这种联系是因为引力，以及在广义相对论中，物质和能量的存在和浓度决定了空间的曲率。光必须从它起源的空间区域传播到观察者的“眼睛”，这意味着：
过度密集的区域，物质和能量比平均水平多，看起来比平均水平更冷，因为光必须“爬出”更大的引力势井，
密度不足的区域，物质和能量比平均水平少，看起来比平均水平更热，因为光的引力势比平均水平要浅，可以爬出来，
并且平均密度区域将显示为平均温度：宇宙微波背景的平均温度。
当我们在CMB中看到一个热点，一个冷点或平均温度区域时，我们看到的温度差异通常对应于CMB发射时的密度不足，过度密集或平均密度区域：大爆炸后仅万年。这是萨克斯-沃尔夫效应的结果。然而，其他后期效应也会导致温度波动。
学分：E.Siegel/BeyondtheGalaxy
但是，这些缺陷最初从何而来？我们在大爆炸剩余的光芒中观察到的这些温度缺陷来自一个已经是热大爆炸开始38万年的时代，这意味着它们已经经历了38万年的宇宙演化。故事完全不同，这取决于你转向哪种解释。
根据“奇异”的大爆炸解释，宇宙只是“诞生”了一组原始的缺陷，这些缺陷根据引力坍缩，粒子相互作用和辐射与物质相互作用的规则（包括正常物质和暗物质之间的差异）生长和演变。
然而，根据暴胀起源理论，热大爆炸只在宇宙暴胀时期之后出现，这些缺陷是由量子涨落播种的——也就是说，由于量子物理学中固有的能量-时间不确定性关系而产生的波动——发生在暴胀时期：当宇宙呈指数级膨胀时。这些在最小尺度上产生的量子涨落被暴胀拉伸到更大的尺度，而较新的、较晚的波动则在它们上面拉伸，在所有距离尺度上形成这些波动的叠加。
暴胀期间发生的量子涨落确实会延伸到整个宇宙，后来，较小尺度的涨落叠加在较旧的、规模较大的涨落之上。从理论上讲，这也应该在比宇宙视界更大的尺度上产生波动：超视界涨落。这些场波动导致早期宇宙的密度不完美，从而导致我们在宇宙微波背景中测量的温度波动。
学分：E.Siegel/BeyondtheGalaxy
这两张图片在概念上是不同的，但天体物理学家对它们感兴趣的原因是，每张图片都会导致我们观察到的特征类型的潜在可观测差异。在“奇异”的大爆炸图片中，我们期望看到的波动类型将受到光速的限制：如果信号以光速移动，那么信号-引力或其他方式-将被允许传播的距离通过膨胀的宇宙，这个宇宙始于一个被称为大爆炸的奇异事件。
但在一个在热大爆炸开始前经历了一段膨胀期的宇宙中，我们预计所有尺度上都会有密度波动，包括比热大爆炸爆发以来信号传播速度更大的尺度。由于膨胀基本上使宇宙在所有三个维度上的大小都“翻了一番”，每过一分之一秒，几百分之一秒前发生的波动已经扩展到比目前可观测的宇宙更大的尺度。
虽然后来的波动叠加在较旧的、更早的、更大规模的波动之上，但暴胀使我们能够以超大规模的波动开始宇宙，如果宇宙始于没有暴胀的大爆炸奇点，宇宙中就不应该存在这种波动。
在宇宙暴胀期间，空间固有的量子涨落横跨宇宙，产生了印在宇宙微波背景中的密度波动，这反过来又产生了当今宇宙中的恒星、星系和其他大型结构。这是我们对整个宇宙如何表现的最佳描述，暴胀先于大爆炸并设置大爆炸。
学分：E.西格尔;欧空局/普朗克和美国能源部/美国宇航局/NSFCMB研究机构间工作组
换言之，人们可以进行的最大考验是检查宇宙的所有血腥细节，并寻找这一关键特征的存在或不存在：宇宙学家所说的超视界波动。在宇宙历史上的任何时刻，自热大爆炸开始以来以光速传播的信号可能传播的距离都是有限的，而这个尺度决定了所谓的宇宙视界。
小于地平线的尺度，称为亚视界尺度，可能会受到自热大爆炸开始以来发生的物理学的影响。
等于地平线的尺度，称为地平线尺度，是自热大爆炸开始以来可能受到物理信号影响的上限。
大于视界的尺度，被称为超地平线尺度，超出了在热大爆炸开始时或自热大爆炸开始以来产生的物理信号可能引起的极限。
换句话说，如果我们能在宇宙中搜索出现在超视界尺度上的信号，这是区分一个以单一的热大爆炸开始的非膨胀宇宙（根本不应该有它们）和一个在热大爆炸之前有膨胀期的膨胀宇宙（应该有这些超视界波动）的好方法。
大爆炸的剩余辉光，即CMB，并不均匀，但有微小的缺陷和几百微开尔文星等的温度波动。这些波动是由一系列过程产生的，但温度数据本身无法确定超视界波动是否存在。
图片来源：ESA和普朗克合作
不幸的是，仅仅看宇宙微波背景的温度波动图本身并不足以区分这两种情况。宇宙微波背景的温度图可以分解成不同的组成部分，其中一些占据天空中的大角度尺度，一些占据小角度尺度，以及介于两者之间的一切。
问题在于，最大规模的波动有两个可能的原因。当然，它们可能是从膨胀时期出现的波动中产生的。但它们也可以简单地通过晚期宇宙中结构的引力增长而产生，该宇宙的宇宙视界比早期宇宙大得多。
例如，如果你所拥有的只是一个引力势井，让光子爬出，那么爬出那个井会消耗光子能量;这在物理学中被称为萨克斯-沃尔夫效应，发生在光子首次发射点的宇宙微波背景中。
然而，如果你的光子沿途落入引力势，它会获得能量，然后当它在向你走来的路上再次爬回去时，它就会失去能量。如果引力缺陷随着时间的推移而增长或缩小，在充满暗能量的引力宇宙中以多种方式进行，那么基于其中密度缺陷的增长（或收缩），空间的各个区域可能看起来比平均水平更热或更冷。这被称为综合萨克斯-沃尔夫效应。
在后期，光子落入引力结构，如丰富的星团或稀疏的空隙，然后再次离开。然而，物质可以流入或流出这些结构，宇宙的膨胀可以在光子穿过它的时候改变这种势的强度，由于所谓的综合萨克斯-沃尔夫效应而产生相对红移或蓝移。
图片来源：B.R.Granett等人，ApJ，
因此，当我们观察宇宙微波背景中的温度缺陷时，我们在这些大宇宙尺度上看到它们，那里没有足够的信息本身来知道是否：
它们是由萨克斯-沃尔夫效应产生的，是由于膨胀，
它们是由综合萨克斯-沃尔夫效应产生的，并且是由于前景结构的增长/收缩，
或者它们是由于两者的某种结合。
然而，幸运的是，观察宇宙微波背景的温度并不是我们获得宇宙信息的唯一途径;我们还可以查看来自该背景的光的偏振数据。
当光穿过宇宙时，它会与宇宙中的物质相互作用，特别是与电子相互作用。（记住，光是一种电磁波！如果光以径向对称的方式偏振，这就是E模式（电）偏振的一个例子;如果光以顺时针或逆时针方式偏振，这就是B模式（磁）偏振的一个例子。然而，仅检测偏振本身并不足以显示超视界波动的存在。
这张地图显示了年普朗克卫星测量的CMB偏振信号。顶部和底部插图分别显示了在5度和1/3度的特定角度尺度上过滤数据之间的差异。
学分：欧空局和普朗克合作，
你需要做的是进行相关性分析：在偏振光和宇宙微波背景中的温度波动之间，并将它们在相同的角度尺度上相互关联。这就是事情变得非常有趣的地方，因为在这里，通过观察宇宙，我们可以分辨出“没有暴胀的奇异大爆炸”和“导致热大爆炸的暴胀状态”场景！
在这两种情况下，我们都希望看到宇宙微波背景中的E模极化与宇宙微波背景中的温度波动之间的正负相关性。
在这两种情况下，我们预计在宇宙视界的尺度上，对应于大约1度的角度尺度（以及大约l=到的多极矩），这些相关性将为零。
然而，在超视界尺度上，“奇异大爆炸”情景将只具有E模极化与宇宙微波背景中温度波动之间的相关性的大正“昙花一现”，对应于恒星大量形成并重新电离星系际介质。另一方面，“暴胀大爆炸”情景包括这一点，但也包括E模极化与超视界尺度或约1至5度之间的温度波动（或从l=30到l=的多极矩）之间的温度波动之间的一系列负相关。
这篇3年WMAP出版物是第一篇展示温度极化相关（TE互相关）光谱中超视界波动证据的科学论文。实线而不是虚线位于带注释的绿色虚线左侧，这一事实很难被忽视。
图片来源：A.Kogut等人，ApJS，3年;E.西格尔的注释
你看到的，上面，是WMAP团队在3年发表的第一张图表，整整20年前，显示了宇宙学家所说的TE互相关光谱：我们在所有角度尺度上看到的E模偏振和宇宙微波背景温度波动之间的相关性。在绿色中，我添加了宇宙视界的比例，以及表示亚视界和超视界尺度的箭头。正如你所看到的，在亚视界尺度上，正相关性和负相关性都存在，但在超视界尺度上，数据中显然出现了巨大的“下降”，同意通货膨胀（实线）预测，并且绝对不同意非通货膨胀，奇异大爆炸（虚线）预测。
当然，那是20年前，WMAP卫星被普朗克卫星取代，普朗克卫星在许多方面都更胜一筹：它在更多的波段中观察宇宙，它下降到更小的角度尺度，它拥有更高的温度灵敏度，它包括一个专用的偏振仪，它对整个天空进行了更多的采样，进一步减少错误和不确定性。当我们查看下面的最终（年代）普朗克TE互相关数据时，结果令人叹为观止。
如果想要研究可观测宇宙中的信号以获得超视界波动的明确证据，则需要在超视界尺度上查看CMB的TE互相关谱。随着最终（年）普朗克数据的出现，支持它们存在的证据是压倒性的。
信用：欧空局和普朗克合作;E.西格尔的注释
正如你清楚地看到的，毫无疑问，宇宙中确实存在超视界波动，因为这个信号的重要性是压倒性的。我们看到超视界波动的事实，而且我们看到它们不仅来自再电离，而且被预测为从暴胀中存在，这是一个灌篮：非暴胀的、奇异的大爆炸模型与我们观察到的宇宙不匹配。相反，我们了解到，我们只能在热大爆炸的背景下将宇宙推断回某个分界点，而在此之前，暴胀状态一定在热大爆炸之前。
我们很想说更多关于宇宙的信息，但不幸的是，这些是可观察到的极限：更大尺度上的波动和印记不会对我们能看到的宇宙产生影响。我们还可以寻找其他暴胀测试：纯绝热波动的几乎尺度不变的光谱，热大爆炸最高温度的截止，从完美平坦度到宇宙学曲率的轻微偏离以及其中的原始引力波谱。然而，超视界波动测试很容易执行，而且非常稳健。
就其本身而言，这足以告诉我们，宇宙不是从热的大爆炸开始的，而是在它之前有一个暴胀状态并建立了它。虽然通常不会用这样的术语来谈论，但这一发现本身很容易成为诺贝尔奖的成就。
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