最受歡迎的是第一種方式。假定宇宙在早期曾經歷一段加速膨脹的時期，稱為暴脹（inflation）。在這個階段之前，星系或其前身緊密地塞在一塊兒，因此得以輕易地協調它們的性質。在暴脹期間，由於光速趕不上激烈的膨脹，它們便失去聯絡。暴脹結束之後，膨脹開始減速，因此星系又逐漸恢復聯繫。

物理學家將暴脹所迸出的能量，歸因於大霹靂後約10-35秒，一個新的量子場「暴脹子」（inflaton）所儲存的位能。和靜止質量與動能相反，位能會使重力變成斥力。所以暴脹子會加速宇宙膨脹，而不像一般物質的重力會減緩膨脹。暴脹理論自從1981年提出以來，已經解釋了各式各樣的精確觀測結果（參見《科學人》2004年3月號〈解開宇宙命運之謎的四把鑰匙〉、延伸閱讀1）。不過，還有好些理論上潛在的問題尚待解決。首要的問題，就是到底暴脹子是什麼？還有如此巨大的初始位能是從何而來的？

第二種方式較不為人知，就是避開奇異點。假如時間不是從大霹靂開始，假如在目前的膨脹起始之前，宇宙就已存在一段很長的時期，物質便有充裕的時間平順地把自己整理好。因此，學者已開始重新檢視導出奇異點的推論過程。

其中，「相對論總是成立」這個假設是有問題的。靠近一般認定的奇異點時，量子效應應該已經很重要、甚至佔有主導地位了。標準的相對論並不考慮這些效應，因此，接受奇異點的必然性，不啻是過份信賴這個理論。為要了解當時到底發生了什麼事，物理學家得把相對論納入量子重力理論才行。這個任務讓愛因斯坦之後的理論物理學家傷透腦筋，而直到1980年代中期，還幾乎是毫無進展。

以弦論開啟宇宙之謎

到了今天，有兩個出色的說法出現了。第一個叫做「環圈量子重力」（loop quantum gravity），完整保留了愛因斯坦理論的精髓，不過卻改變了欲符合量子力學條件的程序（參見《科學人》2004年2月號〈時空原子〉）。在過去許多年間，環圈量子重力的專家已有長足的進步，並獲致了深刻的洞見；然而，要解決重力量子化的基本問題，這個理論的革命性也許還不夠。類似的問題在1934年也出現過，當時費米（Enrico Fermi）引進了他的弱核力有效理論，讓粒子物理學家傷透腦筋。所有要建構量子費米理論所做的努力，都悲慘地失敗了。結果真正需要的，並不是新的技巧，而是由格拉肖（Sheldon Glashow）、溫伯格（Steven Weinberg）與薩萊姆（Abdus Salam）在1960年代晚期的電弱理論所帶來的根本翻修。

第二個說法我覺得比較有前途，那就是「弦論」（string theory）。這是個真正對愛因斯坦理論的革命性改良，因此本文將聚焦於此；雖然環圈量子重力的支持者宣稱，他們也得出了許多相同的結論。

弦論萌生於1968年，那是我用來描述核子（如質子和中子）及其作用力的模型。儘管一開始騷動不小，這模型還是失敗了。幾年後，量子色動力學（quantum chromodynamics）大領風騷，它以更基本的夸克來描述核子，而弦論就被捨棄了。夸克局限於質子或中子之內，彼此就像用橡皮弦綁在一起一樣。回顧起來，當初原始的弦論，其實已經抓到了核子世界中弦的面向。沉寂一段時間之後，弦論又以結合廣義相對論和量子理論之姿，再度登場。

來自 http://sa.ylib.com/read/readsho...463&DocNo=741