你想问的大概是原初引力波？我们确实可以通过原初引力波信号探测到暴胀时期（宇宙诞生后 \sim10^{-30} 秒）的物理信息。这种原初引力波的产生机制和天体合并产生的引力波非常不同，可以说它起源于极早期宇宙的量子扰动。接下来具体说说。
一、原初引力波是怎么产生的？
引力波，顾名思义就是引力场的波动，或者说是引力场度规的扰动。在极早期宇宙中，能量标度很高，引力的量子效应不可忽略，所以引力场和其他物质场一样会有量子扰动，也就是说极早期宇宙中引力场存在扰动是很自然的事。但需要说明的是，由于引力波是经典效应不是量子效应，所以引力场的这种量子扰动还不能看作是引力波，它只能算是引力波的「种子」。后来这粒种子随着宇宙暴胀而生长放大，波长被拉长至远大于当时宇宙视界的尺度，它就被经典化，成为了充斥着全宇宙的原初引力波。
那么它是怎么生长放大的呢？理解这件事需要亿点点的数学基础。从宇宙学扰动理论出发可以推导出引力场度规张量扰动 h
的方程：
\ddot h+2\frac{\dot a}{a}\dot h+k^2h=0
其中 a
是宇宙的尺度因子，k是扰动的动量模式， \cdot\equiv d/d\tau
是对
共形时间
的导数。可以通过重定义将其转化为一个变频谐振子方程：
\ddot{\tilde h}+\left(k^2-\frac{\ddot a}{a}\right)\tilde h=0
我们会发现，如果宇宙是在暴胀的，即 a\sim-1/\tau
，那么方程将有如下形式的解：
\tilde h=\frac{e^{-ik\tau}}{\sqrt{2k}}\left[1+\frac{i}{k}aH_I\right]
可以看到解的虚部正比于宇宙的尺度 a
. 换回最初定义的扰动 h
，由于扰动 h
的能量密度 \rho\sim|虚部|^2/a^2
，且总能量 E\sim\rho a^3
，可知引力波的总量会随暴胀期间宇宙尺度 a
的急剧增大而快速增多，这就是原初引力波产生的方式。
注：这里只是定性讨论，不太严格。如果严格讨论的话应该把场做量子化然后解它的模函数（即量子扰动的演化），能量那里也应该考虑所有k构成的谱然后对它积分得到总的能量密度。
二、怎么通过原初引力波来判断极早期宇宙的物理信息？
极早期宇宙的物理信息主要是指宇宙暴胀的具体物理机制。不同的机制形成的原初引力波不尽相同，因此我们可以通过观测原初引力波的特征来判断极早期宇宙的暴胀是如何发生的。具体来说，原初引力波有一个参数叫做 张标比 r ，即原初张量扰动与原初标量扰动强度之比。通常不同的暴胀机制会预言不同的张标比 r ，只要我们将来探测到原初引力波，获得了张标比 r （以及另外一个参数谱指数 n_s ）的具体数值，就可以去判断宇宙究竟是在什么物理机制的推动下发生暴胀的。
虽然当前的观测尚未捕捉到原初引力波的踪迹，但目前的观测结果已将张标比 r 限制在了0.036以下。下面这张图蓝色的区域就是对原初引力波可能参数的限制，可以看到蓝色区域外的橘色的幂次暴胀模型和紫色的自然暴胀模型已被观测完全排除。蓝色区域里面现在还有许多可能的暴胀机制候选者，比如Starobinsky模型、hilltop模型、α-attractors、DBI等。目前的观测结果还不能对它们成立与否进行判断，所以只能期待下一代实验能有所发现。
三、怎么观测原初引力波？
再说说观测原初引力波的具体方案吧，原则上我们无法通过探测天体合并引力波那样去探测原初引力波，因为原初引力波的波长极长，远低于任何激光干涉仪的灵敏度极限。但是，原初引力波会在宇宙微波背景辐射(CMB)上留下印记，即所谓的B偏振模式。现在寻找原初引力波的实验都是在对CMB进行观测，以期待找到这个B模式的信号。
目前相关的实验主要是位于南极的BICEP/Keck合作组在做，上面那张图就是他们今年刚刚发布的实验结果。我国也在西藏阿里地区搭建了观测站来寻找这个CMB B模式，目前刚刚起步，还没有出结果。这两个实验将来如果可以联合的话，有希望把实验精度提高到 r\sim0.001 的数量级，这样一来就可以对Starobinsky、hilltop等暴胀模型进行检验。我正在做的Weyl R²模型预言的 r 值也在这个精度可检验的范围内，看下一代实验能不能给出一个定论吧。
