幾個(gè)世紀(jì)以來(lái)，天文學(xué)家一直在研究宇宙中的星系和大尺度結(jié)構(gòu)是如何形成的。在20世紀(jì)后半葉，宇宙學(xué)家發(fā)現(xiàn)這些過(guò)程有一個(gè)見(jiàn)證者，它就是溫度僅為幾K的宇宙微波背景輻射（cosmic microwave background，CMB）——大爆炸的余輝。恰恰在物質(zhì)形成結(jié)構(gòu)之前，CMB遍布滿了整個(gè)宇宙。大約10年前，科學(xué)家發(fā)現(xiàn)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后的演化提供了重要的線索。
         
    現(xiàn)在，另一個(gè)觀測(cè)證據(jù)顯示這些溫度上的差異始于在大爆炸之后大約40萬(wàn)年。使用位于南極的射電望遠(yuǎn)鏡，度角干涉儀（Degree Angular Scale Interferometer，DASI）合作項(xiàng)目的科學(xué)家測(cè)量了CMB角秒級(jí)的偏振，這些接收到的微波都穿越了高溫的等離子體——表征了當(dāng)時(shí)的動(dòng)力學(xué)特征。
         

    我們周圍的大多數(shù)光都不是偏振光。光線中不同的光波傳播時(shí)在各個(gè)不同的平面內(nèi)振動(dòng)。但是當(dāng)被散射或者反射之后，非偏振的光也會(huì)變成偏振光。這時(shí)，被散射的光的能量會(huì)集中在沿著傳播方向所在的平面內(nèi)，形成線偏振光。
         
    在宇宙的極早期，溫度非常得高，物質(zhì)都處于電離狀態(tài)，而且自由電子的密度也非常得高，因此光子會(huì)頻繁的與電子發(fā)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(huì)變得越來(lái)越低。此時(shí)，相對(duì)低能的光子已經(jīng)無(wú)法摧毀正逐漸增多的中性粒子，其中質(zhì)子、中子和電子組合成了這些粒子，主要是氫和氦。在這一“復(fù)合”期之后，宇宙出現(xiàn)了CMB。按照理論計(jì)算，在大約140億年前，CMB發(fā)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(cè)才發(fā)現(xiàn)了有關(guān)的證據(jù)。CMB的偏振對(duì)于檢驗(yàn)宇宙學(xué)模型以及對(duì)于研究鄰近的宇宙都具有重要的意義。由于源自宇宙背景輻射和電子之間的相互作用，CMB的偏振只可能是最后一次散射所造成的，因?yàn)樽阅且院缶筒淮嬖谧杂傻碾娮恿?。與溫度的漲落不同，偏振不會(huì)受到復(fù)合之后物質(zhì)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(diǎn)。第一，入射的、振蕩的電場(chǎng)也會(huì)使電子振蕩；此時(shí)后者可以看成電偶極輻射，且輻射的能量主要集中在垂直于振蕩的方向上。第二，在與電子相互作用之后，所產(chǎn)生的輻射長(zhǎng)會(huì)沿著入射方向發(fā)生偏振。這可以幫助我們理解為什么CMB應(yīng)該是線偏振的。
         
                               

     [圖片說(shuō)明]：光的魔術(shù)。（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），另一束垂直于視線方向（綠色）。散射之后，第一束光將變化到垂直于視線方向的平面中去，而無(wú)法被觀測(cè)到。只有第二分量（綠色）可以抵達(dá)觀測(cè)者，并且也呈現(xiàn)出與入射時(shí)一樣的線偏振形態(tài)。
         
    在復(fù)合期之前，輻射場(chǎng)都是非偏振的，對(duì)于非偏振的光，其橫向的電場(chǎng)可以分解到兩個(gè)方向去，且這兩個(gè)方向都垂直于光傳播的方向。垂直方向的電場(chǎng)分量也會(huì)使得電子垂直振蕩。因此，偶極輻射強(qiáng)度在水平的平面中達(dá)到最大。換一個(gè)角度來(lái)看，也就是說(shuō)，我們可以很容易的探測(cè)到這一分量。但是，如果入射的分量沿著我們視線的方向，那么我們就無(wú)法探測(cè)到它，因?yàn)檫@一分量會(huì)使得電子在我們視線方向上振蕩，并且電偶極輻射也將集中在與我們視線垂直的平面內(nèi)。所以，對(duì)我們而言，我們無(wú)法探測(cè)到這一輻射。因此，只有入射電場(chǎng)中垂直分量所引起的輻射才能被我們接收到。再來(lái)看第二點(diǎn)，散射后的輻射應(yīng)該有與入射光相同的偏振性。因此我們可以得出結(jié)論，觀測(cè)者只能觀測(cè)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(shí)上，打到電子上的光可能來(lái)自各個(gè)方向。因此，為了描述整個(gè)效應(yīng)，我們必須綜合所有方向上的貢獻(xiàn)。每一束入射光都會(huì)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，那么所產(chǎn)生的輻射將會(huì)是一個(gè)球?qū)ΨQ的形態(tài)，不發(fā)生偏振。
         
    但是CMB并不是完全各向同性的，它具有微小的“四極各向異性”，COBE衛(wèi)星首先發(fā)現(xiàn)了這一點(diǎn)。因此，從不同的角度來(lái)看，垂直分量對(duì)于最終輻射偏振的貢獻(xiàn)將有所不同?？茖W(xué)家相信這就是DASI為什么能觀測(cè)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(cè)器（Wilkinson Microwave Anisotropy Probe，WMAP）的最新觀測(cè)也證實(shí)了這一點(diǎn)。
         
    這里需要強(qiáng)調(diào)最后一點(diǎn)。在復(fù)合期之前，電離物質(zhì)、電子和輻射會(huì)形成流體。在這一流體中，大質(zhì)量核子提供慣性，輻射提供壓力。在小擾動(dòng)下，由于引力作用，物質(zhì)會(huì)具有成團(tuán)性，但是輻射壓會(huì)使之無(wú)法實(shí)現(xiàn)，于是導(dǎo)致了流體密度和局部速度的振蕩?，F(xiàn)在的偏振場(chǎng)就是復(fù)合時(shí)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(chǎng)所造成的多普勒效應(yīng)。這就是為什么我們確信，CMB的偏振反映了復(fù)合時(shí)期原始物質(zhì)的動(dòng)力學(xué)形態(tài)。
         
    但是，溫度各向異性中的偏振部分是非常微小的，因?yàn)橹挥性诮怦钸^(guò)程后期被散射的光子才具有足夠的四極距，才有可能在后面的相互作用中得已保存下來(lái)。原因是，產(chǎn)生偏振的散射也會(huì)破壞產(chǎn)生偏振的四極距。結(jié)果，溫度各向異性中的偏振部分不超過(guò)10%。因?yàn)闇囟鹊母黜?xiàng)異性是10^-5的數(shù)量級(jí)，因此偏振信號(hào)的量級(jí)預(yù)計(jì)是10^-6——是一個(gè)巨大的挑戰(zhàn)。
         
    由DASI和WMAP探測(cè)到的偏振度和廣為接受的和諧模型的結(jié)果進(jìn)行了比較，這一模型很好的與天體物理觀測(cè)結(jié)果相一致，其中宇宙包含了5%的普通物質(zhì)，22%的暗物質(zhì)，以及73%的暗能量——一個(gè)瘋狂的宇宙。在與和諧模型的預(yù)言比較之后，科學(xué)家相信他們對(duì)偏振的觀測(cè)具有95%的可信度。
                                        

    [圖片說(shuō)明]：運(yùn)動(dòng)的測(cè)量。DASI所測(cè)量的CMB強(qiáng)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(diǎn)的偏振以黑線表示。其中線的長(zhǎng)度表示偏振的強(qiáng)度；線的方向表示偏振的方向。左下角的白斑表示了觀測(cè)的分辨率。
         
    隨著越來(lái)越多各自獨(dú)立的觀測(cè)證實(shí)了這些發(fā)現(xiàn)，CMB的偏振將成為宇宙學(xué)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(kāi)。透過(guò)它，我們就能獲得宇宙基本參數(shù)的重要信息——甚至還有形成宇宙大尺度結(jié)構(gòu)的重要機(jī)制。