共动距离是宇宙学中的重要概念，它消除了宇宙膨胀的影响，描述了两个天体在“静止”的宇宙坐标系中的距离。要计算粒子视界，需考虑宇宙的膨胀历史。宇宙的尺度因子a(t)（a=1对应当前时刻）描述了时空随时间的膨胀，两点间的固有距离d(t)=a(t) \times \chi（\chi为共动距离）。光信号的传播满足类光测地线方程ds^2=0，在弗里德曼-勒梅特-罗伯逊-沃尔克（FLRW）度规下，可推导出共动距离的表达式：
\chi_p(t_0) = c \int_{0}^{t_0} \frac{dt}{a(t)}
由于宇宙膨胀速率由哈勃参数H(t)=\dot{a}/a决定，上式也可表示为：
\chi_p(t_0) = c \int_{0}^{a_0} \frac{da}{a^2 H(a)}
通过代入不同宇宙学时代的H(a)表达式（如辐射主导期、物质主导期、暗能量主导期），科学家计算出当前粒子视界的共动距离约为465亿光年（对应固有距离，因当前a_0=1）。这意味着，我们现在看到的138亿光年外的天体（如红移z≈11的GN-z11星系），其实际距离已因宇宙膨胀增至约320亿光年；而粒子视界边缘的天体（z≈1100，对应宇宙微波背景辐射CMB的发射时期）的实际距离正是465亿光年。
1.3 可观测宇宙与“整个宇宙”：有限与无限的哲学之辩
可观测宇宙只是整个宇宙的极小一部分。根据暴胀理论（Inflation Theory），宇宙在大爆炸后约10^{-36}秒至10^{-32}秒经历了指数级膨胀（尺度因子增长约10^{26}倍），这使得原本极小的区域（可能仅10^{-26}米）迅速扩展为如今可观测宇宙的大小。而暴胀前的“整个宇宙”可能远大于可观测部分，甚至可能是无限的。
这一推论的关键证据来自CMB的高度各向同性（温度涨落仅约10^{-5}K）。如果宇宙在暴胀前存在不均匀性，暴胀会将其拉伸到远超可观测范围的尺度，导致我们今天观测到的CMB几乎完全均匀。因此，暴胀理论预言整个宇宙可能是无限的，而可观测宇宙只是其中一个“泡泡”。
1.4 光锥：因果关系的时空枷锁
在相对论中，每个事件都有一个“过去光锥”（所有可能影响该事件的时空点）和“未来光锥”（所有可能被该事件影响的时空点）。对于地球上的观测者而言，过去光锥的顶点是大爆炸奇点，其边界即为粒子视界。这意味着，任何发生在粒子视界之外的事件，都无法通过因果关系影响地球；反之，地球发出的信号也无法到达视界之外的区域。
这种因果限制导致了可观测宇宙的“中心对称性”：每个观测者都会认为自己处于可观测宇宙的中心，因为光锥的结构在FLRW度规下是各向同性的。这并非宇宙有特殊中心，而是相对论性膨胀的必然结果——就像在膨胀的气球表面，每个点都认为自己是中心，而气球的“中心”其实不存在于表面。
第二章 从奇点到星系：138亿年的宇宙演化史诗
可观测宇宙的历史是一部从极热极密到低温低密、从简单到复杂的演化史。我们将其划分为六个关键阶段，每个阶段都伴随着基本物理规律的主导地位更迭。
2.1 普朗克时期（0～10^{-43}秒）：量子引力的混沌
大爆炸后10^{-43}秒（普朗克时间），宇宙的温度高达10^{32}K，密度超过10^{94}g/cm3。此时，广义相对论（描述宏观引力）与量子力学（描述微观世界）无法统一，现有的物理理论完全失效，被称为“普朗克时期”。
暴胀理论的提出试图解决这一难题。该理论认为，在普朗克时期之后（约10^{-36}秒），宇宙被一种特殊的标量场（暴胀子场）驱动，发生指数级膨胀。暴胀的作用包括：①抹平初始的不均匀性，解释CMB的各向同性；②产生原初密度涨落（后续结构形成的种子）；③将宇宙从高曲率变为平坦（当前宇宙曲率参数\Omega_k≈0，误差小于1%）。
2.2 大统一时期（10^{-43}～10^{-36}秒）：四种力的统一与分裂
在普朗克时期结束时，引力首先从其他基本力中分离出来。剩余的三种力（强核力、弱核力、电磁力）仍由单一的大统一规范场描述，称为“大统一时期”。
这一时期的关键事件是对称性自发破缺（Spontaneous Symmetry Breaking, SSB）。当宇宙冷却到约10^{28}K时，大统一场发生相变，导致强核力与电弱力分离（电弱统一时期开始）。理论上，这一过程可能产生磁单极子（孤立的北极或南极磁荷），但目前未观测到磁单极子，成为大统一理论的“磁单极子问题”，也成为暴胀理论的重要支持依据——暴胀会将磁单极子稀释到可观测宇宙之外。
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