宇宙学哲学（三）

2.5宇宙差异

由于宇宙的独特性，关于统计数据在宇宙学中使用统计数字的形式不足。为了将宇宙与SM的统计预测进行比较，我们将其概念化为可能宇宙家族的一种实现，并将我们实际衡量的内容与假设模型集合中预测发生的情况进行比较。当它们显着不同时，关键问题是：这些只是我们可以忽略的统计波动吗？还是需要解释的严重异常？

这个问题在几种具体案例中出现：

相对于SM所预测的，在高和角度尺度上存在低CMB各向异性功率（Schwarz等，2016; Knight＆Knox 2017）

存在很大尺寸的CMB冷点（Zhang＆Huterer 2010； Schwarz等，2016）。

一方面直接在局部区域中测量的哈勃参数的值，另一方面是由CMB各向异性推论的（Luković等，2016; Bernal等人，2016）。

我们如何决定？这将取决于特定的测量（例如，参见Kamionkowski＆Loeb 1997; Marra etal。2013），但总的来说，由于宇宙的独特性，我们不知道这些潜在的异常是否是真实的，指的是严重的问题有了模型，还是不是真实的 - 只是统计的漏洞，模型家族与我们手头的一个实例（实际上存在的独特宇宙）的方式有所不同。在所有物理科学中，这是宇宙学的独特问题。[29]

3。宇宙的起源

宇宙学在考虑宇宙的起源时面临着独特的挑战。在大多数其他物理分支中，系统的初始或边界条件不呼吁理论解释。他们可能会反映出环境的影响，或者是关于何时切断感兴趣子系统的描述的任意选择。但是在宇宙学中，关于“初始状态的理论”应采取什么形式以及它应该有助于我们对宇宙的理解有什么贡献。关于起源理论的目标性质的这个基本问题对宇宙学研究的各种研究有重大影响。

3.1初始状态

当代宇宙学至少对起源理论有一个明确的目标：SM将宇宙描述为从许多物理数量差异的初始状态中扩展和进化了超过137亿年。在FLRW模型中，可以通过从宇宙的“起源”到当前时代的“原点”沿着基本观察者的全球经过的总正确时间来衡量宇宙时间t。从现在向后推断，各种数量差异为宇宙时间t→0-例如r（t）→0，物质密度为无穷大。[30]观察者的世界无法任意扩展到过去。尽管没有“第一个时刻”，因为时间的概念是t→0，所以宇宙的年龄是这些世界平局的最大长度。

3.2奇异定理

在60年代证明的奇异定理（特别是参见Hawking＆Ellis 1973）表明，在广泛的宇宙学模型中，宇宙对过去是有限的。过去的奇异性是由具有有界长度的不可延伸的地理学信号信号，必须存在于具有许多合理特征的模型中。 （测量学是通过弯曲的时空的极端长度的曲线，并且自由落下的身体跟随定时的大地测量。通常，通常没有一个唯一定义的“宇宙时间”，但是这些曲线的最大长度反映了宇宙的有限时代。奇异定理合理地适用于所观察到的宇宙，在一般相对论的适用性之内。细节上有各种相关的定理，但是一种常见的成分是假设存在足够的物质和能量以确保我们过去的光锥重新关注。[31]仅CMB的能量密度就足以证明这一假设是合理的。定理还需要一个能量条件：对模型中存在的物质类型的限制，确保重力导致附近的大地测量学的关注。 （在上文等级（2）中，如果ρgrav＞0和λ=0；例如，可以避免具有非零宇宙常数的奇异性，抵消这种聚焦效果。）

奇点的预测通常被认为是Gr的深处[32]奇点的一个潜在问题是，它们可能导致确定性失败，因为法律在某种意义上“崩溃”。但是，这种担忧仅适用于某些奇异性。全球双曲线的相对论空间具有cauchy表面，并且在此类表面上放置的适当初始数据在整个时空中修复了独特的解决方案。全球双曲线不排除奇异之处的存在，尤其是尽管存在初始奇异性，但FLRW模型在全球双曲线上都是双曲线的。因此，对确定论的威胁更为有资格：即使随后的进化是完全确定性的，法律也不适用“奇异本身”，并且有些类型的奇异之处对确定性构成更严重的威胁。

另一个普遍的说法是，奇异性的存在确定GR是不完整的，因为它未能描述“在奇异性”。[33]如果没有当地的奇异性分析，这将很难完全阐明，这将为谈论“接近”或“接近”奇异性具有精确的含义。在任何情况下，很明显，宇宙学模型中奇异性的存在表明，如GR所述，时空无法通过奇异性扩展时空，而无需违反数学条件可以保证字段方程定义明确。对“大爆炸之前”的物理条件的任何描述都必须基于取代GR的理论，并允许通过奇异性扩展。

关于我们可以根据奇异定理的宇宙起源了解的知识有两个局限性。首先，尽管这些结果确定了初始奇点的存在，但它们并没有为其结构提供太多的指导。 “通用”初始奇点附近的时空结构尚未完全表征。为限制类别的解决方案建立了部分结果；例如，数值模拟和许多定理支持BKL猜想，该猜想认为各向同性，不均匀模型表现出复杂的混乱，振荡行为。最初奇异性方法的结果图片与FLRW模型中的图片截然不同。[34]也有可能具有非量表奇点（Ellis＆King 1974）。

其次，经典的一般相对性不包括量子效应，随着奇异性的接近，预期会相关。一旦考虑到量子效应，对奇异定理的关键假设可能无法保持。标准能量条件不适合量子场，该量子场可能具有负能量密度。这打开了包括量子场在内的模型可能表现出“弹跳”而不是崩溃的可能性。从根本上讲，GR的古典时空描述可能无法近似量子重力理论提供的描述。根据最近将循环量子重力应用于宇宙学的工作，时空倒塌的大小最小，而不是达到真正的奇异性（Ashtekar＆Singh 2011; Bojowald 2011）。因此，GR无法在反弹区域提供良好的近似值，并且明显的奇异性是伪影。经典的时空“出现”从熟悉的时空概念不适用的状态。有几个关于早期宇宙的说法，是出于弦理论和其他方法的动机，类似地避免了由于量子重力效应而引起的初始奇异性。

3.3初始状态的令人困惑的特征

实际上，宇宙学家通常将物理状态处于GR的适用性领域的预期边界，作为“初始状态”。 （例如，这可以将其视为在很早的宇宙时间上在空间超表面上指定的状态。但是，鉴于关于量子重力的不确定性，GR的适用性范围尚不清楚。导致初始状态具有三个令人困惑的特征：[35]

均匀性：FLRW模型具有有限的粒子范围，比我们观察到CMB的尺度小得多。[36]然而，CMB的各向同性除其他观察结果表明，宇宙的遥远区域具有统一的物理特性。

平坦度：靠近“平坦”模型的FLRW模型，如果λ= 0和ρ+3p＞0，则在某些早期时间的临界密度几乎临界密度迅速驱动到FLRW动力学下的临界密度。给出后来的观察结果，初始状态必须非常接近平坦模型（或等效地，非常接近临界密度，ω= 1）。[37]

扰动：SM包含密度扰动，这些扰动在大尺度上是连贯的，并且具有特定的振幅，受观测的约束。动态解释这两个属性是一项挑战。在标准的FLRW模型中，扰动必须在早期比哈勃半径大得多的尺度上相干。[38]

在一种更现象的方法上，可以简单地选择最初状态的自由度的引力程度以适应以后的观察，但是许多提出的“初始条件理论”旨在根据新的物理原理来考虑这些特征。下面讨论的通货膨胀理论旨在解释这些问题。

3.4初始状态的理论

自60年代后期以来，宇宙学家以不同的形式追求了最初状态的理论的三种主要方法。通货膨胀宇宙学尤其是对初始条件理论的期望。通货膨胀提供了上一节中强调的初始状态的三个令人困惑的特征的自然记载。在通货膨胀之前，这些特征被视为“谜”（Dicke＆Peebles 1979），但是在通货膨胀之后，考虑这些特征的核算已成为任何提出的早期宇宙理论的资格要求。

第一种方法旨在通过引入吸引力动力学阶段来减少对特殊初始条件的依赖。动态演化的这一阶段“冲走”了早期状态的痕迹，从某种意义上说，在初始状态上分配的概率分布会收敛于平衡分布。 Misner（1968）介绍了这种方法的一种版本（他的“混乱宇宙学计划”），并提出自由流式中微子可以在最初的各向异性状态中各向同性。通货膨胀宇宙学最初是出于类似思想的动机：普朗克时间的“通用”或“随机”初始状态预计将是“混乱”的，远非纯FLRW模型。在通货膨胀阶段，据称任意初始状态会趋向于上述三个特征的状态。

第二种方法将初始状态视为极其特殊而不是通用。彭罗斯（Penrose）尤其认为，最初的状态必须非常特别才能解释时间的箭头。通常的方法未能认真对待引力自由在早期宇宙中并不像其他人一样兴奋（Penrose 2016）。 Penrose（1979）将第二定律视为源于对宇宙初始状态的法律构成，要求其熵较低。与其引入随后的动力学演化阶段，消除初始状态的烙印，而是要旨在制定一个占特殊特征的“初始条件理论”。彭罗斯（Penrose）的猜想是，随着初始奇异性，Weyl曲率张量接近零。他的假设是明确的时间不对称的，这意味着早期的宇宙接近了FLRW解决方案。 （但是，它没有说明观察到的扰动。）后来，他提出了保形循环宇宙学的想法，在一个扩展时期开始时，这种特殊的初始状态是先前时期扩张的结果，几乎全部消失了物质和辐射的早期痕迹（Penrose 2016）。

第三种方法拒绝了其他两种提议所接受的框架，并将“初始状态”视为用词不当：它应该被视为我们的袖珍宇宙与更大的多元宇宙分离的“分支点”。 （当然，关于多元宇宙系综的初始状态仍然存在问题，如果存在的话。）我们将在下面的第 5 节中回到这种方法。

动力学方法即使成功地描述了宇宙演化的一个阶段，也可以说无法为初始条件问题提供完整的解决方案：它会崩溃为其他两种方法之一。例如，如果暴胀场和几何形状在足够大的区域内均匀，则暴胀阶段只能在时空区域开始，从而应力-能量张量由势项主导（意味着导数项很小） ）且引力熵很小。对于暴胀场的初始状态还有其他与模型相关的约束。一种回应方法是采用彭罗斯的观点，即这反映了需要选择一个特殊的初始状态，或者从之前的扩展阶段导出一个初始状态。大多数从事暴胀宇宙学研究的人转而求助于第三种方法：我们不应该将暴胀视为单个宇宙中标准大爆炸演化的补充，而应该将观测到的宇宙视为多元宇宙的一部分，如下所述。但即便如此，也必须有一个初始条件理论。

3.5 科学的局限性

宇宙学引发了关于科学解释局限性的问题，因为它缺乏物理学其他领域中存在的许多特征。物理定律通常被认为捕获了在某些变化下保持不变的一类系统的特征，并且通常通过将特定事件置于更大的背景中来进行解释。初始状态的理论不能诉诸任何一种观点：我们只能接触到一个宇宙，并且在解释其属性时没有更大的背景可以诉诸。宇宙学和其他物理学领域可用的解释类型之间的这种对比常常导致不满（例如，参见 Unger & Smolin 2014）。至少，宇宙学迫使我们重新考虑有关模式的基本问题，以及科学解释的构成。

建立初始状态理论的一个挑战完全是认知上的。正如第 2.4 节所强调的，我们缺乏相关尺度上的独立物理实验探索，因此上述核心理论的扩展只能通过它们对宇宙学的影响来间接测试。这种限制反映了关于宇宙的偶然事实，即早期宇宙的能量尺度与我们可理解的能量尺度之间的对比，并且并不源于宇宙本身的独特性。然而，这种限制并不意味着不可能制定法律。物理学史上有一些案例，例如天体力学，对理论定律的信心主要基于在不断提高的精度标准下的成功应用。

进一步的概念挑战是在宇宙学中寻求“规律”是否有意义（Munitz 1962；Ellis 2007）。定律通常用于涵盖某种类型现象或对象族的多个实例。对于一个独特的物体（整个宇宙）或一个独特的事件（它的起源）来说，“法则”意味着什么？

对自然法则的相互竞争的哲学分析对宇宙法则的可能性做出了不同的判断。宇宙学定律，如果可能的话，在很多方面都不同于局部物理定律——它们不适用于宇宙的子系统，它们缺乏多个实例，等等。对定律的哲学解释认为不同的特征对于定律而言是必不可少的。例如，有影响力的米尔-拉姆齐-刘易斯帐户将定律视为演绎系统的公理，捕捉了一些物理知识，从而最佳地平衡了强度（派生主张的范围）和简单性（公理的数量）（参见例如，洛尔 1996）。因此，对初始状态的约束（例如彭罗斯的外尔曲率假设）很可能被视为一条定律。相比之下，那些将其他特征（例如控制进化）视为重要特征的说法却得出了相反的结论。

最后，关于什么才算是对宇宙起源的充分“解释”，存在许多概念上的陷阱。这种解释的目的是什么？可以用什么来解释？目标可能是基于 SM 的推断可信时最早定义的状态。挑战在于，这种状态需要用物理理论（量子引力）来解释，而量子引力的基本概念对我们来说仍然很模糊。这是物理学中常见的挑战，通常需要大量工作来阐明新理论如何修改中心概念（例如空间和时间）。在第一种意义上对起源的解释将解释经典时空是如何从量子引力体系中出现的。虽然任何此类提议仍然相当推测，但解释的形式与物理学中的其他情况相似：解释的是某个领域内较旧的、不太基础的理论的适用性。这样的解释并没有解决关于宇宙为何存在的终极问题——相反，这些问题被后退了一步，进入了量子引力体系。

许多关于起源的讨论都追求一个更雄心勃勃的目标：它们旨在解释宇宙“从无到有”的创造。 [39]目标是真正的初始状态，而不仅仅是SM适用的边界。据推测，随后对起源进行了解释，但没有提出进化的早期阶段。据推测，这可以通过例如将宇宙的起源视为远离真空状态的波动来实现。但显然真空状态并非什么都没有：它存在于时空中，并且具有多种重要的性质。如果认为这种解释直接解决了为什么有东西而不是无的形而上学问题，那是错误的。 [40]

4. 人择推理和多元宇宙

4.1 人择推理

我们生存所必需的物理条件对我们所观察到的事物施加了选择效应。迪克对狄拉克推测性“大数假说”的批评体现了这一点对于宇宙学理论的重要性。 Dirac (1937) 指出，在原子物理学中用基本常数表示的宇宙年龄是一个非常大的数字（大约 1039），这与用基本常数定义的其他大的、无量纲的数字相一致。受这一巧合的启发，他提出，大数的变化是为了维持这个数量级的一致性，这意味着（例如）引力“常数”G 是宇宙时间的函数。迪克（1961）指出，像我们这样的生物，由早期红巨星产生的碳组成，并由主序恒星的光和热维持，只能存在于有限的宇宙时间间隔内，狄拉克的巧合成立在此间隔内进行的观察。确定巧合在随机选择的 t 上成立将支持狄拉克的假设，无论多么轻微，但迪克的论点表明我们的证据并不这样做。

迪克的推理说明了如何考虑选择效应可以减轻意外，并削弱狄拉克指出的事实的明显含义（参见 Roush 2003）。这些事实反映了我们现有证据的偏见，而不是支持他的假设。同样明显的是，迪克的论点仅在非常有限的意义上是“人择的”：他的论点并不依赖于人类观察者的详细描述。重要的是我们可以存在于受恒星演化时间尺度限制的宇宙时间中。

如何在确认理论的特定方法中解释选择效应是人择推理讨论的核心问题。这个问题与其他更加混乱和有争议的问题交织在一起。宇宙学家之间关于“人择原理”的争论在 70 年代引发，因为有人认为宇宙的微调特征——例如宇宙的各向同性（Collins & Hawking 1973）——可以解释为观察者存在的必要条件。 [41] 最近，许多宇宙学家认为，应该根据对“典型”观察者期望看到的内容的预测来评估宇宙学理论。这些想法与形式认识论的工作相吻合。例如，许多哲学家已经发展了贝叶斯主义的扩展来解释“自定位”证据。 [42]此类证据包括表征特工对其身份和位置的信念的索引信息。目前这一领域的工作尚未达成共识，我们将简要概述在这些辩论中引发不同立场的一些考虑因素。

在宇宙学中，“人择预测”最著名的例子是 Weinberg (1987) 对 Λ 的预测。[43]温伯格的论点的一部分与迪克的相似：他认为 Λ 存在人择界限，因为它对结构形成的影响。只有当 Λ 落在一定范围内时，诸如星系之类的大型受引力束缚的结构才有可能存在。温伯格比迪克更进一步，考虑了“典型观察者”应该看到的 Λ 的值。他假设观察者在多元宇宙中占据不同的位置，并且 Λ 的值在不同的区域中有所不同。温伯格进一步认为，分配给不同 Λ 值的先验概率在人择范围内应该是一致的。典型的观察者应该期望看到一个接近人择界限平均值的值，从而得出温伯格对 Λ 的预测。

温伯格论点的本质是诉诸冷漠原则，并将其应用于一类观察者。 [44]我们应该计算我们期望观察到的内容，也就是说，就好像我们是所有可能的观察者中的“随机选择”一样。 [45] Bostrom（2002）认为，冷漠式推理对于应对“怪异观察者”的问题是必要的。正如博斯特罗姆所阐述的那样，问题在于，在无限的宇宙中，任何观察 O 对于某个观察者来说都是正确的（即使仅对于从真空中波动到存在的观察者而言）。他的回应是，我们评估理论时不应基于某些观察者看到 O 的主张，而应基于索引主张：也就是说，我们将观察结果设为 O。他假设我们是可能观察者类别中的“随机”选择（如何证明这样一个强有力的主张是对这个思路的一个重大挑战。）如果我们承认这个假设，那么我们就可以为“怪胎”观察者的观察分配低概率，并恢复 O 的证据价值。

关于该提案存在三个直接问题。第一个称为“参考类”问题。事件概率的分配需要指定它们如何组合在一起。[46]显然，一个参考类的典型特征对于另一个参考类来说并不典型（例如，将“有意识的观察者”与“碳基生命”进行比较）。其次，冷漠原则在其他情况下被彻底批评为概率的正当性；在这种情况下，有什么理由采取冷漠态度？为什么我们应该将自己视为“随机选择”的适当参考类别中的一个？第三个问题反映了这些想法的预期应用：博斯特罗姆和这一领域的其他作者特别关注可能占据无限宇宙的观测。没有证据表明宇宙实际上是无限的。对于那些认为冷漠原则对于宇宙学预测至关重要的人来说，这些都是紧迫的问题。