宇宙学哲学（二）

第三组也是最后一组悬而未决的问题涉及可能的观察结果，这些观察结果表明 SM 基本上是错误的。任何科学理论都应该与至少某些观察结果不相容，SM 就是这种情况。在相对论宇宙学的早期，宇宙被认为比某些恒星或球状星团更年轻。这种冲突是由于哈勃常数的错误值引起的。目前 SM 不存在这样的年龄问题，但显然发现一个超过 13.7 Gyr 的天体将迫使对当前宇宙学模型进行重大重新评估。另一个例子是，如果物质数计数中不存在与 CMB 偶极子一致的偶极子（Ellis & Baldwin 1984）。

1.5 宇宙学中局部与全局的相互作用

尽管宇宙学通常被认为符合一切事物都以自下而上的方式决定的一般物理范式，如上面的讨论所示，但还有另一种传统认为宇宙学中全局对局部的影响。

此类传统问题（Bondi 1960；Ellis & Sciama 1972；Ellis 2002）是

马赫原理：惯性起源是由于宇宙中非常遥远的物质造成的观点（Barbour & Pfister 1995），现在被理解为由于目前宇宙的涡度 ω 非常低（可以否则）；

奥尔伯悖论：为什么夜间天空是黑暗的问题（Harrison 1984），通过宇宙的演化以及自上次散射表面以来约 1000 的红移因子（这决定了夜空的温度是除了一小部分被恒星和星系覆盖的天空外，各处都有 2.73K 的 CMB）

时间之箭：如果基础物理是时间对称的，那么时间之箭从何而来？这一定是由于宇宙开始时的特殊初始条件所致（Ellis 2007）。这与索末菲出射辐射条件和彭罗斯外尔曲率假说有关（Penrose 2016）。

在每种情况下，全局边界条件对局部物理都有重要影响。最近的一些涉及

核合成，其中核反应的过程由宇宙演化控制的 T(t) 关系决定（Steigman 2007）（温度 T 是一个粗粒度变量，其演化由宇宙中物质的平均密度 ρ 决定，通过弗里德曼方程）

由于引力不稳定而形成的结构（Mukhanov et al. 1992），它受到宇宙膨胀的严重影响，这将不均匀性的指数增长（在静态宇宙中）转变为幂律增长。正是由于这种效应，对 BAO 和 CMB 各向异性等结构的研究给了我们对背景模型参数的严格限制（Ade et al. 2016）。

下面讨论的人择原理（§4.1），宇宙中的大尺度条件（例如宇宙学常数的值和早期宇宙中不均匀性的初始幅度）提供了适合生命形成的局部条件。

与这一切相关的是“有效视界”的概念：对地球上存在的结构有直接影响的域，大约 1 Mpc 联动球体，参见 Ellis & Stoeger 2009。这是宇宙中实际上存在的部分。对我们的历史产生了重大影响。

2. 不确定性

许多哲学家认为证据不足以决定我们应该选择哪种科学理论。科学理论对自然世界的主张远远超出了通过观察或实验可以直接确定的范围。竞争对手的理论可能在某些数据方面表现同样出色，但对世界的描述却截然不同。哲学家通常认为此类竞争对手的存在是不可避免的：对于给定的理论，总是有可能构建与现有数据“同样良好契合”的竞争理论。杜昂（Duhem，1914 [1954]）对建立物理理论的困难做出了有影响力的描述，半个世纪后，蒯因提出了一个惊人的一般版本的不充分决定论（例如，蒯因 1970）。这种证据对理论的不充分确定的性质以及对其的适当回应一直是科学哲学的中心主题（Stanford 2009 [2016]）。尽管哲学家们已经确定了不确定性的各种不同含义，但他们普遍认为，不确定性对证明科学理论的合理性提出了挑战。

这与科学家之间关于不确定性的讨论形成鲜明对比，他们经常强调构建令人信服的竞争理论的巨大困难。 [16]这种对比反映了关于如何表征理论的经验内容的分歧。假设理论的经验内容由理论隐含的一组观察主张组成。然后，哲学家们就会认为竞争理论的存在是很简单的。例如，范·弗拉森（Van Fraassen，1980）将一种理论定义为“经验充分的”，如果它对可观察现象的描述是正确的，并认为对于任何成功的理论，都存在与理论主张不同的竞争理论。如果我们在这个意义上要求更多的理论而不是经验充分性，那么就有可能在哲学家认为是不确定的理论之间进行区分。此外，即使科学家确实面临在相互竞争的理论中进行选择，他们也几乎从来都不是哲学家意义上的竞争对手。相反，它们在很多方面有所不同：预期的适用范围、解释范围、特定问题的重要性等等。

科学家们对所谓的不确定性威胁相对不屑一顾的态度可能是基于对经验成功的更严格的概念。 [17]科学家对他们的理论的要求不仅仅是与某些观察主张的兼容性：它们必须符合更大的解释方案，并与其他成功的理论兼容。鉴于更严格的经验成功说明，找到竞争对手理论更具挑战性。 （我们在下面的§5中返回此问题。）

不确定的一个方面（斯坦福大学2006年强调）与科学辩论更直接相关：即使继任理论对其他领域做出了不同的预测，但在受限制的领域中，当前理论与后继理论相关。这就提出了一个问题，即我们可以依靠将理论推到新领域的多远。例如，尽管它成功地描述了在弱重力场中以低相对速度移动的对象，但它几乎与一般相对性无法区分，但牛顿引力不适用于其他方案。那么，我们可以依靠一个理论来扩展我们的影响力多远？做出这种可靠的推论的障碍反映了特定询问领域的特定细节。下面，由于宇宙的结构和我们对现象的有限访问，我们将重点关注宇宙学中回答理论问题的障碍。

2.1宇宙学不确定

鉴于宇宙学的宏伟范围，人们可能会期望许多问题必须保持尚未解决。 SM的基本特征对宇宙理论的野心施加了两个基本限制。首先，光速的限制确保我们在宇宙上的观察窗口有限，这是由于视觉范围的存在，代表了我们可以通过电磁辐射接收和信息的最遥远的物质，而代表粒子层，代表了粒子地平线我们可能存在任何因果关系的最遥远的物质（直至该距离可能会影响我们在视觉范围内看到的东西）。最近的工作已经精确地表征了可以通过理想化的天文观测来确定的，这些观察值，关于我们过去的光锥内部或外部的时空几何形状（可观察到的区域）。其次，除了SM中经过良好测试的物理学的大量外推外，宇宙学家还探索了物理学中的投机思想，这些思想只能通过它们对宇宙学的影响进行测试。涉及的能量太高，无法由地球上的任何加速器测试。埃利斯（Ellis，2007）将宇宙学的这些投机性方面描述为落在“物理视野”的另一侧。我们将简要讨论第二种类型的地平线如何为宇宙理论提出限制。在这两种情况下，所产生的不确定类型与哲学文献中讨论的类型不同。

2.2全球结构

观察可以在多大程度上直接决定宇宙的时空几何形状？该问题可以更精确地提出，从原则上讲，在时空p中的一个位置，观察者可以访问该问题 - 该点的因果过去J-（p）。该集合包括所有时空区域，从光速下或低于光速的信号可以达到p。假设GR有效，可以揭示出J-（P）本身以及时空的其余时间的时空几何形状，可以限制在J-（P）上的观测值？

观察宇宙学计划（Kristian＆Sachs 1966; Ellis等人1985）阐明了一组理想观察值可以直接用最小的宇宙学假设来确定时空几何形状的程度。 （相比之下，标准方法首先假设背景宇宙学模型，然后找到最佳参数拟合。）粗略地说，理想的数据集由一组可以用作标准蜡烛和标准统治者的天体物理对象组成。如果给出了各种来源的固有特性和演变，则观察值可以直接确定源的面积（或光度）距离，而遥远图像的失真决定了镜头效应。因此，这些观察结果直接限制了过去光锥（P）的时空几何形状。离散源的数量计数（例如星系或簇）可用于推断最终的重重量，再次批准了各种假设。 Ellis等。 （1985年）证明了一个显着的结果，即如果我们授予EFE持有，则适当的理想数据集足以充分修复过去的光锥（P），从而充分修复物质的分布和分布，在观测点的j-（p）的因果关系中[18]显然，观察者无法访问理想数据集之类的任何东西，并且在实践中，宇宙学家在理解来源的性质及其演变方面面临挑战，可以充分清楚地表明它们可用于确定时空的几何形状，因此这是理想的情况。

J-（p）关于时空的其余部分揭示了什么？在古典GR中，我们不会期望J-（P）上的物理状态确定其他时空的其他区域的物理状态，即使是Point的因果关系，也只是第1页的未来。[19]在某些模型中，J-（P）确实揭示了更多：“小宇宙”模型是封闭的模型，其在各个方向上的最大长度都比视觉范围小（Ellis＆Schreiber 1986）。这种模型中的观察者将能够在各个方向“环顾宇宙”，并通过直接观察建立一些全球属性，因为他们能够看到存在的所有物质。[20]

除非是这种情况，否则单个观察者的因果过去，甚至是因果关系的集合，都对时空的全局特性放置了非常弱的约束。时空的全局特性表征了其因果结构，例如存在或不存在奇异性。[21]一般相对性可以容忍各种全局特性，因为EFE仅对时空几何形状施加了局部约束。确切的问题的一种方法是考虑是否存在如下构建的空间共享的任何全局属性。对于给定的时空，构建一个难以区分的对应物，其中包括因原始时空中所有点的因果过去{J-（p）}的集合。构造的时空与第一个时期是无法区分的，因为对于第一个时空中的任何观察者来说，它们在对应物中都有其因果过去的“副本”。但是，有可能构建与原始时空相同的全局属性的对应物。例如，拥有cauchy表面的特性不必由难以区分的对应物共享。[22]更一般而言，唯一保证对不可分割的属性保证的属性是可以基于单个点的因果过去确定的属性。这项工作确定（某些）全球属性无法在观察上建立，并提出了是否有其他理由的问题。

2.3建立FLRW几何形状？

正如哲学家所讨论的那样，全球时空几何形状的案例并不是证据不确定理论的典型实例（参见Manchak 2009，Norton 2011，Butterfield 2014）。首先，整个讨论都假定古典GR的成立。这个问题指的是在给定理论的模型之间进行区分，而不是在竞争理论之间进行选择。其次，这些结果表明，与给定时空兼容的所有观察结果，具有一些吸引人的全球财产，与其无法区分的对应物同样兼容。但是，正如从更平淡的归纳问题的例子中所熟悉的那样，过去事件的证据与许多可能的未来相似。归纳推理的标准说明旨在证明对未来的一些期望是更合理的，例如基于延长过去统一性的期望。在这种情况下，挑战是要阐明归纳推断的描述，这证明接受一个时空在其难以区分的同类过程中是合理的。

作为这一挑战的特定实例，请考虑宇宙学原理的状态，即在FLRW模型的推导中假定的全局对称性。上面的结果表明，我们可获得的所有证据与宇宙原理所拥有或不存在的模型同样兼容。一个人可能以先验性或作为宇宙理论的前提（Beisbart 2009）为基础。最近的一项工作旨在通过与均匀性和各向同性相关的定理诉诸较弱的一般原则来证明FLRW模型的合理性。每个点围绕的全球各向同性意味着全球同质性，自然而然地寻求类似的定理，其先决性较弱，以可观察的数量为单位。 Ehlers-Geren-Sachs定理（Ehlers等，1968）表明，如果扩展模型中的所有测量基本观察者都会发现，自由传播背景辐射完全相同，那么它们的时空是FLRW模型。如果我们的因果过去是“典型的”，那么沿着我们的世界线的观察将限制其他观察者应该看到的。这通常称为哥白尼原理 - 即，任何时空对称性或缺乏的Q都没有区分P与其他点Q区分开（没有“特殊位置”）。有一些间接的方法可以从经验上测试此原理：Sunyaev-Zel’Dovich效应可用于间接测量CBR的各向同性，如遥远的点所观察到的。其他测试是具有足够好的标准蜡烛的直接测试，以及基于宇宙红移的时间漂移​​的间接测试。这项工作提供了一种经验论证，即观察到的宇宙被FLRW模型好x氧化，从而将该假设从基于哲学的起点转变为经过观察到的基础。

2.4物理视野

粒子物理和经典GR的标准模型为SM提供了结构和框架。但是，宇宙学家提出了各种各样的问题，这些问题超出了这些核心理论。在这些领域中，宇宙学家面临不确定的形式：是否应该通过扩展核心理论或改变物理或天体物理假设来解释现象？

苏联物理学家Yakov Zel’Dovich令人难忘地将早期的宇宙称为“穷人的加速器”，因为对早期宇宙的相对较便宜的观察可能会揭示高能物理学的特征，即使是最丰富的地球结合加速器也超出了范围。对于基本物理学的许多方面，包括量子重力，宇宙学提供了评估竞争思想的唯一可行方法。作为新物理学的唯一测试基础，这种雄心勃勃的宇宙学概念范围超出了粒子物理的标准模型（通常认为这是不完整的，即使没有观察到与之矛盾的观察结果）。例如，大爆炸核合成是对早期宇宙进行经过良好测试的核物理学的应用，其散射横截面和陆地实验固定的物理学的其他相关特征。在确定核物理如何详细应用需要大量努力的同时，关于基础物理学的不确定性几乎没有。相比之下，在某些领域中，宇宙学家现在旨在解释宇宙的历史，同时评估用于构建它的新物理学。

可以用“物理范围”来阐明这种对比（Ellis 2007），该对比界定了陆地实验和观察的物理状态，大致在与不同相互作用相关的能量尺度上大致。可以通过指定可以通过实验和观测直接测试的参数空间区域来更精确地表征地平线。[23]宇宙学理论的各个方面无法通过非化学实验或观察来独立测试范围。评估这些思想的唯一经验途径是它们对宇宙学的影响。 （这并不是要否认可能有强大的理论理由来偏爱特定的建议，作为核心理论的扩展。）

由于缺乏独立的相关证据线，宇宙物理学扩展到物理视野的范围超出了物理范围。暗物质的情况说明了这种独立证据的价值。首先提出了暗物质，以说明星系簇和星系的动态行为，这不能使用牛顿引力理论来解释，只有观察到的发光物质。暗物质在结构形成的帐户中也起着至关重要的作用，因为它提供了重结块所必需的脚手架，而不会与CMB的均匀性冲突。[24]对暗物质的存在的两种推论都取决于引力物理学，这提出了一个问题，即我们是否应该以这些现象为证据表明我们的引力理论失败了，而不是作为新型物质的证据。有一个主动研究计划（用于修改的牛顿动力学），该计划致力于通过修改重力来考虑相关现象。无论一个人对Mond vs.暗物质的相对优点的立场（显然需要扩展到相对论理论），直接证据表明存在暗物质，或通过衰减产品间接证据，肯定会重塑辩论。通过与弱力介导的探测器的直接相互作用，已经进行了一段时间以找到暗物质颗粒。这些实验的积极结果将提供不依赖重力理论的暗物质存在的证据。[25]

这种独立的证据不能用于两个宇宙学发现的新物理学的重要例子。在结构形成的研究中引入了“暗能量”，该研究采用非零宇宙常数来拟合观察性约束（λCDM模型）。随后使用超新星（类型IA）作为标准蜡烛对红移距离关系的观察结果，发现宇宙的扩张正在加速。[26] （为了

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> 0在FLRW模型中，必须在等式中出现贡献。 （2）就像正λ术语一样。）许多宇宙学家并没有简单地将这些观察结果视为简单地确定参数的值，而是开发了导致有效λ的“暗能量”的现象学模型。然而，与暗物质不同，暗能量的特性确保任何非化学检测的尝试都是徒劳的：能量密度是如此之小且均匀，以至于对其性质的任何局部实验研究实际上都是不可能的。此外，这些模型并非基于良好的物理学：它们具有“保存现象”的性质，因为它们是根据曲线拟合量身定制的。[27]

通货膨胀宇宙学最初承诺对粒子物理学和宇宙学有强大的统一。最早的通货膨胀模型探讨了粒子物理学中引入的特定标量场的后果（当时是强烈相互作用的Higgs场）。然而，理论很快就转移到将负责通货膨胀的标量领域视为“流动性”领域，使其与粒子物理学的关系未解决，并且统一的承诺未实现。如果充气场的特性不受限制，则通货膨胀宇宙学非常灵活。可以构建与早期宇宙中任何选择的进化历史相匹配的通货膨胀模型。[28]通货膨胀的特定模型在指定驱动通货膨胀及其初始状态的领域或领域的特征时，确实具有预测性内容。原则上，宇宙学观察结果可以确定充气场的某些特性，因此在其中选择（Martin等，2014）。然后，这可能对其他各种实验或观察有影响。然而，实际上，在大多数可行的通货膨胀模型中，充气领域的特征保证了在其他政权中无法检测到的特征。一个例外是，是否是在LHC上检测到的Electroweak Higgs粒子（Ellis＆Uzan 2014）。这仍然是一个可行的充气候选者，因此测试是否确实是加拉顿是一项重要的任务（Bezrukov＆Gorbunov 2012）。

物理视野构成了挑战，因为一种特别有力的证据（直接实验检测或观察，不依赖宇宙学假设），对于最早相关的物理学（在通货膨胀之前，甚至在通货膨胀后的baryosynthessis）来说，这是不可用的。然而，这并不意味着竞争理论（例如暗物质与修改后的重力）应具有同等的信任。有利于暗物质的案例借鉴了各种现象，并且很难产生与GR一致的引人注目的修改后的重力理论，该理论捕获了各种现象作为暗物质的替代品。宇宙学通常需要对背景假设进行更复杂的评估以及不同检验的独立性，以评估核心理论的拟议扩展。然而，在下面的§5中，该证据可能仍然足够强大，以证明新物理学是合理的。