這是一個瘋狂的宇宙

幾個世紀以來，天文學家一直在研究宇宙中的星系和大尺度結構是如何形成的。在20世紀後半葉，宇宙學家發現這些過程有一個見證者，它就是溫度僅為幾K的宇宙微波背景輻射（cosmic microwave background，CMB）——大爆炸的餘輝。恰恰在物質形成結構之前，CMB遍布滿了整個宇宙。大約10年前，科學家發現了CMB的有效溫度存在著微小的變化，這為星系的早期形成以及之後的演化提供了重要的線索。

現在，另一個觀測證據顯示這些溫度上的差異始於在大爆炸之後大約40萬年。使用位於南極的射電望遠鏡，度角干涉儀（Degree Angular Scale Interferometer，DASI）合作項目的科學家測量了CMB角秒級的偏振，這些接收到的微波都穿越了高溫的等離子體——表徵了當時的動力學特徵。

我們周圍的大多數光都不是偏振光。光線中不同的光波傳播時在各個不同的平面內振動。但是當被散射或者反射之後，非偏振的光也會變成偏振光。這時，被散射的光的能量會集中在沿著傳播方向所在的平面內，形成線偏振光。

在宇宙的極早期，溫度非常得高，物質都處於電離狀態，而且自由電子的密度也非常得高，因此光子會頻繁的與電子發生碰撞而不能自由傳播。但隨著宇宙的膨脹，以及溫度的降低，碰撞的頻率也會變得越來越低。此時，相對低能的光子已經無法摧毀正逐漸增多的中性粒子，其中質子、中子和電子組合成了這些粒子，主要是氫和氦。在這一「複合」期之後，宇宙出現了CMB。按照理論計算，在大約140億年前，CMB發生了偏振。

35年前，里斯（Rees）第一次提出了CMB存在偏振。但是，直到去年DASI的觀測才發現了有關的證據。CMB的偏振對於檢驗宇宙學模型以及對於研究鄰近的宇宙都具有重要的意義。由於源自宇宙背景輻射和電子之間的相互作用，CMB的偏振只可能是最後一次散射所造成的，因為自那以後就不存在自由的電子了。與溫度的漲落不同，偏振不會受到複合之後物質分布不均勻的影響。

為了理解CMB是如何被偏振的，必須弄清楚兩點。第一，入射的、振蕩的電場也會使電子振蕩；此時後者可以看成電偶極輻射，且輻射的能量主要集中在垂直於振蕩的方向上。第二，在與電子相互作用之後，所產生的輻射長會沿著入射方向發生偏振。這可以幫助我們理解為什麼CMB應該是線偏振的。

[圖片說明]：光的魔術。（右）非偏振光可以分解成兩束線偏振光，一束沿著視線方向（粉色），另一束垂直於視線方向（綠色）。散射之後，第一束光將變化到垂直於視線方向的平面中去，而無法被觀測到。只有第二分量（綠色）可以抵達觀測者，並且也呈現出與入射時一樣的線偏振形態。

在複合期之前，輻射場都是非偏振的，對於非偏振的光，其橫向的電場可以分解到兩個方向去，且這兩個方向都垂直於光傳播的方向。垂直方向的電場分量也會使得電子垂直振蕩。因此，偶極輻射強度在水平的平面中達到最大。換一個角度來看，也就是說，我們可以很容易的探測到這一分量。但是，如果入射的分量沿著我們視線的方向，那麼我們就無法探測到它，因為這一分量會使得電子在我們視線方向上振蕩，並且電偶極輻射也將集中在與我們視線垂直的平面內。所以，對我們而言，我們無法探測到這一輻射。因此，只有入射電場中垂直分量所引起的輻射才能被我們接收到。再來看第二點，散射後的輻射應該有與入射光相同的偏振性。因此我們可以得出結論，觀測者只能觀測到入射光中的一部分，而且這一部分是線偏振光。

但是到目前為止，我們所討論的都是理論模型。事實上，打到電子上的光可能來自各個方向。因此，為了描述整個效應，我們必須綜合所有方向上的貢獻。每一束入射光都會以線偏振光的形式被散射，但是每一束都有各自不同的方向。如果入射的輻射是完全各向同性的，那麼所產生的輻射將會是一個球對稱的形態，不發生偏振。

但是CMB並不是完全各向同性的，它具有微小的「四極各向異性」，COBE衛星首先發現了這一點。因此，從不同的角度來看，垂直分量對於最終輻射偏振的貢獻將有所不同。科學家相信這就是DASI為什麼能觀測到CMB偏振的原因，而且威爾金森微波背景輻射各向異性探測器（Wilkinson Microwave Anisotropy Probe，WMAP）的最新觀測也證實了這一點。

這裡需要強調最後一點。在複合期之前，電離物質、電子和輻射會形成流體。在這一流體中，大質量核子提供慣性，輻射提供壓力。在小擾動下，由於引力作用，物質會具有成團性，但是輻射壓會使之無法實現，於是導致了流體密度和局部速度的振蕩。現在的偏振場就是複合時期局部四極距的反映，而且這一四極距主要源自等離子速度場所造成的多普勒效應。這就是為什麼我們確信，CMB的偏振反映了複合時期原始物質的動力學形態。

但是，溫度各向異性中的偏振部分是非常微小的，因為只有在解耦過程後期被散射的光子才具有足夠的四極距，才有可能在後面的相互作用中得已保存下來。原因是，產生偏振的散射也會破壞產生偏振的四極距。結果，溫度各向異性中的偏振部分不超過10%。因為溫度的各項異性是10^-5的數量級，因此偏振信號的量級預計是10^-6——是一個巨大的挑戰。

由DASI和WMAP探測到的偏振度和廣為接受的和諧模型的結果進行了比較，這一模型很好的與天體物理觀測結果相一致，其中宇宙包含了5%的普通物質，22%的暗物質，以及73%的暗能量——一個瘋狂的宇宙。在與和諧模型的預言比較之後，科學家相信他們對偏振的觀測具有95%的可信度。

[圖片說明]：運動的測量。DASI所測量的CMB強度和偏振度。圖中CMB溫度微小的變化以偽色彩表示，黃色代表高溫，紅色代表低溫。圖中每點的偏振以黑線表示。其中線的長度表示偏振的強度；線的方向表示偏振的方向。左下角的白斑表示了觀測的解析度。

隨著越來越多各自獨立的觀測證實了這些發現，CMB的偏振將成為宇宙學的又一寶藏。在我們面前，一扇研究宇宙早期物理的窗戶正在徐徐打開。透過它，我們就能獲得宇宙基本參數的重要信息——甚至還有形成宇宙大尺度結構的重要機制。

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