标准宇宙学模型尽管可以很好地解释宇宙的演化历史及宇宙微波背景辐射等
问题，但是它却无法解释宇宙的平坦性、视界及磁单极等问题。要解释这些标准宇
宙学中的问题，宇宙需要在早于原初核合成时期的极早期经历一个短暂的加速膨胀
时期，也称为暴涨时期 [1] 。暴涨模型不仅可以解决标准模型中的问题，而且还可以
解释构成宇宙大尺度结构的种子的原初密度扰动和原初引力波 [2] 等问题。
原初引力波是度规的张量扰动，也称为张量模，它会在宇宙微波背景辐射极化
中产生有涡度的信号，即 B 模图案。而度规的标量扰动产生的密度扰动在极化场
中形成一个无旋的分量，即 E 模图案。由于引力子在低于普朗克能标时便从热平
衡中退耦出来，残余引力子记录下了退耦后的宇宙膨胀历史，所以原初引力波记录
的关于宇宙状态的信息要远远早于光子所记录关于温度各项异性的信息，从而可以
用来探测极早期的宇宙。由于暴涨的能标和引力波的幅度有关，原初引力波谱也为
我们提供了暴涨的信息。
张量模产生幅度相当的 E 模和 B 模，所以 E 模和 B 模原则上可以提供关于引
力波和暴涨模型的信息，但是实际上密度扰动对 E 模的贡献远远大于引力波的贡
献，所以实践中 E 模不能用来提供关于引力波的信息。在线性近似下，密度扰动
不会产生 B 模，所以探测到 B 模则证实了原初引力波的存在，同时也提供了关于
暴涨能标的信息，从而可以用来区分不同的暴涨模型。当然一阶标量度规扰动可以
通过模耦合在二阶近似下产生引力波的宇宙背景。宇宙微波背景辐射测量温度、极
化的 E 模和 B 模以及温度和极化的交叉相关性，但是由于 B 极化信号太小，所以
对于 B 极化的测量对于天文学家来说是一个挑战。威尔金森微波各向异性观测
(WMAP) [3~5] 和普朗克卫星 [6] 便是用来测量 B 极化的。尽管引力波可以通过微波背
景辐射在大尺度探测，由于它的幅度太小，在小尺度上引力波很难用相干实验如
LIGO [7] , VIRGO [8] 等直接观测。
张量模的幅度一般用张量对标量比 r 来量化，这里 r 是四极子张量和标量温度
各向异性的期望值之比。所以不同的暴涨模型通常用标量功率谱的幅度、谱指数及
谱指数的跑动、张量谱的谱指数及 r 来区分。WMAP 五年的数据告诉我们在 95%
的置信度下，r < 0.43 [ 5 ] 。