宇宙背景辐射中的等势效应

18/22宇宙背景辐射中的等势效应第一部分宇宙背景辐射的起源 2第二部分等势效应的概念 4第三部分等势效应对宇宙背景辐射的影响 6第四部分萨克斯-沃尔夫效应 8第五部分积分萨克斯-沃尔夫效应 10第六部分引力透镜效应 13第七部分相对论暴涨模型中的等势效应 16第八部分等势效应在宇宙学中的应用 18

第一部分宇宙背景辐射的起源关键词关键要点主题名称：大爆炸理论

1.宇宙起源于一个极小、密度和温度极高的奇点，在约138亿年前发生了大爆炸，迅速膨胀。

2.宇宙膨胀产生海量的能量，形成了粒子、反粒子对，之后反物质大部分湮灭，留下少量构成宇宙的物质。

3.大爆炸后，宇宙不断冷却和膨胀，形成原子的汤，后来逐渐形成恒星和星系。

主题名称：宇宙微波背景辐射（CMB）

宇宙背景辐射的起源

宇宙背景辐射（CMB）是宇宙大爆炸后遗留下来的微波辐射，它的发现是现代宇宙学最重要的证据之一。CMB的起源可以追溯到宇宙在大爆炸后约38万年的时期，被称为重组时期。

重组时期

在重组时期之前，宇宙主要由质子和电子组成，由于温度极高，这些带电粒子以自由形式存在，阻止了光的传播。随着宇宙膨胀和冷却，质子和电子开始结合形成中性氢原子。这个过程被称为重组。

重组的发生需要一个特定的温度，称为重组温度，约为3000K。在这个温度下，质子与电子的结合速率与它们被电离的速率相平衡。重组导致宇宙变得透明，允许光自由传播。

CMB的形成

当宇宙变得透明时，来自宇宙早期发出的光线可以自由穿透，这些光线经过数十亿年的传播，形成了我们今天观测到的CMB。CMB的性质反映了重组时期宇宙的一些基本特征。

CMB的各向异性

CMB并不是完全均匀的，而是存在微小的温度差异，称为各向异性。这些各向异性是由重组时期宇宙中密度的微小扰动引起的。这些扰动随着宇宙的膨胀而增强，最终形成了我们今天观测到的星系和星系团等大尺度结构。

CMB的光谱

CMB的光谱符合黑体的特征，即其强度在所有波长上的分布与热辐射体的强度分布一致。CMB的黑体温度大约为2.725K，这表明宇宙在重组时期处于一个非常热的状态。

CMB的偏振

除了温度各向异性外，CMB还具有偏振，即其辐射波的振动方向具有特定的不对称性。这种偏振是由重组时期宇宙中引力波造成的。引力波是一种时空中的涟漪，它的存在支持了暴胀宇宙论的预测。

CMB的测量

CMB的测量对于理解宇宙的起源和演化至关重要。自20世纪60年代以来，许多实验卫星和地面望远镜已经观测到了CMB，并提供了对其各向异性、光谱和偏振的精确测量。这些测量极大地促进了我们对宇宙早期历史的认识。

CMB的观测结果与标准宇宙学模型高度一致，该模型基于大爆炸理论和宇宙学原理。CMB的研究继续为我们提供宇宙起源和演化的宝贵见解，并不断推动着我们对宇宙奥秘的探索。第二部分等势效应的概念关键词关键要点宇宙背景辐射

1.宇宙背景辐射（CMB）是宇宙大爆炸留下的余辉，是各向同性的微波辐射。

2.CMB的温度约为2.7开尔文，其光谱与黑体辐射非常相似。

3.CMB为研究宇宙起源和演化提供了宝贵的线索。

等势效应

1.等势效应是指在CMB观测中，温度起伏的协方差或功率谱中出现一些非零的特征，称为等势模。

2.等势模与宇宙早期的大尺度结构，如声学振荡，有关。

3.通过研究等势效应，可以获得关于宇宙结构形成和演化的信息。

CMB中的等势模

1.CMB中主要有四种主要的等势模：单极、偶极、四极和八极。

2.单极模对应于CMB的平均温度，偶极模对应于CMB在天空中的运动。

3.四极和八极模与宇宙早期的大尺度结构有关。

等势效应的测量

1.等势效应可以通过测量CMB温度起伏的功率谱来测量。

2.WMAP、普朗克卫星和CMB-S4等实验已经对等势效应进行了测量。

3.这些测量结果为宇宙结构形成和演化提供了重要的约束。

等势效应的应用

1.等势效应可用于确定宇宙的参数，如哈勃常数和暗物质密度。

2.可以用来研究宇宙的早期大尺度结构的演化。

3.等势效应还可以用作检验引力理论的工具。

前沿研究

1.目前，对等势效应的研究重点在于寻找新的等势模和测量它们的特征。

2.这些研究将有助于加深我们对宇宙起源和演化的认识。

3.未来，CMB-S4等实验将进一步提升对等势效应的测量精度，为宇宙学研究提供新的见解。等势效应的概念

在宇宙背景辐射（CMB）中，等势效应是指辐射场中温度涨落的二阶导数为零。换句话说，等势效应表示CMB温度分布的局部曲率为零。

等势效应的原理

CMB是由早期宇宙中物质和辐射之间相互作用产生的。在早期宇宙中，物质和辐射在引力作用下形成结构。这些结构导致CMB温度分布的涨落。

在引力作用下，密度较高的区域会吸引周围的物质，从而形成重力势阱。这些重力势阱导致CMB温度升高。另一方面，密度较低的区域会排斥周围的物质，从而形成重力势能。这些重力势能导致CMB温度降低。

对于一个具有球对称性的密度涨落区域，其引力势能与距离平方成正比。因此，在球形密度涨落的中心处，引力势能最大，CMB温度最高。随着距离中心增大，引力势能减小，CMB温度也随之降低。

等势效应的意义

等势效应对于理解CMB的起源和早期宇宙的性质至关重要。以下是一些关键的意义：

1.约束宇宙学模型：等势效应可以用来约束宇宙学模型。例如，在ΛCDM模型中，等势效应可以用来确定暗物质和暗能量的性质。

2.探测引力波：等势效应可以用来探测引力波。引力波会引起CMB温度分布的非等势扰动。通过测量这些扰动，可以推断引力波的性质。

3.了解早期宇宙的演化：等势效应可以帮助我们了解早期宇宙的演化。通过研究CMB温度分布的局部曲率，我们可以了解宇宙早期结构的形成和演化。

等势效应的测量

等势效应可以通过测量CMB温度分布的二阶导数来测量。测量CMB中这种二阶导数需要极高的灵敏度和精度。

目前，有几个实验正在测量CMB中的等势效应，包括普朗克卫星和BICEP/Keck望远镜。这些实验已经取得了重大进展，并且正在为我们提供有关宇宙早期演化的宝贵信息。第三部分等势效应对宇宙背景辐射的影响关键词关键要点【等势效应对宇宙背景辐射多极矩的影响】

1.等势效应导致宇宙背景辐射各向异性功率谱中多极矩的抑制。

2.对多极矩的抑制程度取决于等势效应的幅度和尺度。

3.等势效应抑制低多极矩比高多极矩更明显。

【等势效应对宇宙背景辐射偏振的影响】

等势效应对宇宙背景辐射的影响

等势效应是一种广义相对论中的现象，它描述了引力场对场中的光的影响。在宇宙背景辐射（CMB）的语境中，等势效应是指由于宇宙大尺度结构中引力势能的起伏而导致CMB温度和偏振的扰动。

一、温度扰动

引力势能扰动会导致CMB光子能量的微小变化，从而产生温度扰动。由于光子在较高引力势能区域红移，而在较低引力势能区域蓝移，因此CMB温度在引力势能峰附近低于平均值，而在引力势能谷附近高于平均值。

这些温度扰动的振幅与引力势能扰动的幅度成正比，并且与CMB光子的波长成反比。因此，较短波长的CMB光子更敏感于等势效应，并表现出更大的温度扰动。

二、偏振扰动

除了温度扰动外，等势效应还可以导致CMB的E模式和B模式偏振。E模式偏振是由引力势能梯度引起的，而B模式偏振是由引力波引起的。

E模式偏振的幅度与引力势能梯度的幅度成正比，并且与CMB光子的波长成反比。因此，较短波长的CMB光子也更敏感于E模式偏振。

B模式偏振的幅度与引力波的振幅成正比。在早期宇宙中，引力波可以通过暴胀产生。因此，CMB中的B模式偏振可以作为引力波存在的证据，并提供有关宇宙起源的重要信息。

三、等势效应的测量

等势效应对CMB的影响可以通过卫星和地面望远镜进行测量。这些仪器测量CMB的温度和偏振，并分析它们的空间分布。

目前进行中的和即将进行的实验，如普朗克卫星和下一代CMB望远镜（CMB-S4），旨在测量等势效应的精确度，以更好地理解宇宙大尺度结构的性质和宇宙起源。

四、等势效应对宇宙学的意义

等势效应对宇宙背景辐射的影响提供了宇宙大尺度结构和宇宙起源的重要信息。通过测量CMB中的温度和偏振扰动，宇宙学家可以推断引力势能起伏的分布，并了解宇宙的几何形状和物质成分。

此外，CMB中的B模式偏振可以提供有关引力波的直接证据，并帮助我们了解宇宙的暴胀时期。因此，等势效应对CMB的研究对于宇宙学的发展至关重要，并且有望在未来揭示有关宇宙起源和演化的深刻见解。第四部分萨克斯-沃尔夫效应关键词关键要点【萨克斯-沃尔夫效应】：

1.一种宇宙背景辐射(CMB)温度各向异性的效应，由CMB光子与早期宇宙中的重子光子的散射引起。

2.这种散射会导致CMB温度在密度波动较大的区域出现正偏差，而在密度波动较小的区域出现负偏差。

3.萨克斯-沃尔夫效应是一种测量大尺度结构的重要工具，因为它提供了一种探测早期宇宙重子分布的方法。

【早期宇宙的密度波动】：

萨克斯-沃尔夫效应

萨克斯-沃尔夫效应是宇宙背景辐射中的二级各向异性，是由引力波与背景光子散射引起的。它是由物理学家罗伯特·萨克斯和阿兰·沃尔夫在1967年预言的。

原理

当引力波经过宇宙背景辐射时，它会拉伸和压缩时空中沿其传播路径的方向。这会导致宇宙背景辐射在垂直于波传播方向的温度发生变化。

观测证据

萨克斯-沃尔夫效应已通过多种观测被证实。其中最著名的观测是威尔金森微波各向异性探测器(WMAP)和普朗克卫星。

WMAP观测

WMAP于2003年至2010年测量了宇宙微波背景辐射的各向异性。它检测到了萨克斯-沃尔夫效应，并测量了其幅度与引力波背景的预测值一致。

普朗克卫星观测

普朗克卫星于2009年至2013年测量了宇宙微波背景辐射的各向异性的高精度地图。它证实了WMAP的发现，并提供了引力波背景更精确的测量值。

重要性

萨克斯-沃尔夫效应对宇宙学有重要意义。它是宇宙中引力波的直接证据，并且可以用来推断早期宇宙的引力波背景。

数学公式

萨克斯-沃尔夫效应的温度变化可以由以下公式给出：

ΔT/T=(1/4)*(h_+-h_)*∂²φ/∂t²

其中：

*ΔT是温度变化

*T是CMB温度

*h_+和h_是正极化和负极化引力波的振幅

*φ是空间度规扰动势

局限性

萨克斯-沃尔夫效应只能探测到大尺度引力波。对于小尺度引力波，其效应会被光子扩散抑制。

结论

萨克斯-沃尔夫效应是宇宙背景辐射中重要的二级各向异性。它提供了宇宙中引力波的直接证据，并且有助于我们了解早期宇宙的性质。第五部分积分萨克斯-沃尔夫效应关键词关键要点【积分萨克斯-沃尔夫效应】：

1.积分萨克斯-沃尔夫效应是宇宙微波背景辐射(CMB)中的一种非线性效应，它预言了CMB各向异性的非高斯分布。

2.该效应是由于宇宙中大尺度密度扰动与光子散射引起的，导致CMB温度中出现温标涨落。

3.积分萨克斯-沃尔夫效应对于研究早期宇宙的密度扰动和检验宇宙学模型具有重要意义。

【非线性效应】：

积分萨克斯-沃尔夫效应

积分萨克斯-沃尔夫效应（ISW效应）是一种微弱的温度涨落，它发生在大尺度结构的引力势发生变化时。它是由萨克斯和沃尔夫在20世纪60年代首次预测的。

原理

ISW效应的原理基于引力时间膨胀效应。当光子穿过引力势阱时，其能量会由于时间膨胀而发生变化。如果引力势随着时间的推移而增加，则光子会失去能量；如果引力势减小，则光子会获得能量。对于穿越大尺度的光子，这些能量变化会转化为宇宙背景辐射（CMB）温度的微小涨落。

具体来说，ISW效应取决于引力势的梯度。当引力势梯度为正（即指向引力势增大）时，光子会失去能量，导致CMB温度降低。当引力势梯度为负时，光子会获得能量，导致CMB温度升高。

特征

ISW效应具有以下特征：

*二级各向异性：ISW效应产生的温度涨落是二级各向异性的，这意味着它们在CMB温度分布中表现为大尺度的模式。

*正负对称：ISW效应导致正负温度涨落的对称分布，因为引力势梯度可以是正或负。

*频率依赖性：ISW效应的幅度随频率而变化，低频模式比高频模式更显著。

观测

ISW效应首次由普朗克卫星于2000年代中期观测到。普朗克卫星对CMB进行了详细的测量，并探测到了ISW效应的预期特征。

应用

ISW效应对于宇宙学具有重要的应用：

*宇宙结构形成：ISW效应可以用来探测宇宙中的大尺度结构，例如星系群和超星系团。通过测量ISW效应的幅度，可以推断引力势梯度，从而了解宇宙结构的分布和演化。

*暗能量：ISW效应可以用来约束暗能量的参数。暗能量是一种假设的能量形式，被认为是宇宙加速膨胀的原因。通过测量ISW效应的频率依赖性，可以了解暗能量的性质。

*早期宇宙：ISW效应可以用来探测早期宇宙的条件。通过测量ISW效应的幅度，可以推断宇宙中再电离过程的时间和持续时间。

公式

ISW效应的温度涨落可以用以下公式近似表示：

```

ΔT/T=-2∫[∇Ψ·(∂/∂t)]dt

```

其中：

*ΔT/T是CMB温度涨落

*Ψ是引力势

*t是时间

数据

普朗克卫星对CMB的测量提供了ISW效应的观测数据。以下是一些关键数据：

*幅度：普朗克卫星测量到ISW效应的温度涨落幅度为ΔT/T≈5μK

*谱指数：ISW效应的谱指数为n≈-0.7

*与其他探测器的一致性：普朗克卫星对ISW效应的观测结果与其他探测器，如威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的一致。

总结

积分萨克斯-沃尔夫效应是一种微弱的温度涨落，它发生在大尺度结构的引力势发生变化时。ISW效应是宇宙背景辐射中的二级各向异性，具有正负对称的特征。通过测量ISW效应的幅度和频率依赖性，可以探测宇宙中的大尺度结构、约束暗能量的参数以及研究早期宇宙的条件。普朗克卫星对CMB的测量提供了ISW效应的观测数据，为宇宙学研究提供了重要的见解。第六部分引力透镜效应关键词关键要点引力透镜效应

1.引力透镜效应是一种天体物理学现象，当光线经过具有强大引力场的大质量天体（例如星系、黑洞）时，它的路径会发生弯曲。

2.这会导致透镜效应，即远处的光源发出的光线会在透镜天体的引力作用下向内弯曲，从而形成一个放大的图像。

3.引力透镜效应可以放大光线，使我们能够观察到遥远的星系和天体，否则这些星系和天体会太暗或太小而无法探测到。

透镜方程

1.透镜方程是一个描述光线在引力透镜场中传播的数学方程。

2.它将透镜天体的质量分布与光线弯曲的角度联系起来。

3.通过求解透镜方程，我们可以确定透镜天体的质量和形状，并预测光源的放大率和图像失真程度。

透镜类型

1.引力透镜可以分为强透镜和弱透镜两种类型。

2.强透镜会导致光线发生显着的弯曲，形成多个放大和失真的图像。

3.弱透镜导致光线发生轻微的弯曲，导致图像放大或变形很小，但足以探测到。

透镜的应用

1.引力透镜效应已被广泛用于天文研究，包括测量宇宙中的大质量分布、寻找暗物质和探索黑洞的性质。

2.强透镜可以放大遥远的星系，使我们能够研究它们的内部结构和化学成分。

3.弱透镜可以用来测量宇宙的大尺度结构和探测暗能量的存在。

未来趋势

1.引力透镜效应的研究是当代天体物理学的一个前沿领域。

2.随着望远镜技术的不断进步和数据分析技术的完善，我们对宇宙结构和演化的理解将进一步深化。

3.引力透镜效应有望被用来探测新的物理现象，例如额外的维度和引力波。引力透镜效应

引力透镜效应是一种相对论现象，当光线经过大质量天体（如星系团、黑洞）的重力场时，其路径会发生弯曲。这种弯曲类似于光线通过透镜时的聚焦效应，因此称为引力透镜效应。

引力透镜效应的形成

引力透镜效应的产生源于爱因斯坦广义相对论中描述的时空弯曲效应。大质量天体周围的时空会弯曲，就像一个水平面上放置的重物会使周围的平坦表面凹陷一样。当光线经过这些弯曲的时空区域时，其路径也会发生弯曲。

引力透镜效应的类型

引力透镜效应分为两种主要类型：

*强透镜效应：发生在透镜天体质量非常大的情况下，导致经过的光线发生强烈弯曲，形成多个放大和扭曲的图像。

*弱透镜效应：发生在透镜天体质量较小的情况下，导致经过的光线发生轻微弯曲，无法形成多个可分辨的图像，但可以统计性地测量背景光源的形状畸变。

引力透镜效应的影响

引力透镜效应对宇宙观测有以下影响：

*放大作用：强引力透镜效应可以放大遥远星系的图像，使其在望远镜中显得更大更亮，从而便于对其进行研究。

*畸变效应：弱引力透镜效应会引起背景光源形状的畸变，这种畸变可以用来测量透镜天体的质量和分布。

*时间延迟效应：引力透镜效应会使光线到达观测者的路径长度增加，从而导致时间延迟。这种效应可以用来测量宇宙膨胀率和探测暗物质。

引力透镜效应在宇宙学中的应用

引力透镜效应在宇宙学中有很多重要的应用，包括：

*测量透镜天体的质量：通过测量光源形状的畸变，可以估计透镜天体的质量和分布。

*探测暗物质：弱引力透镜效应可以探测到无法通过其他方式直接观测到的暗物质，因为它会引起光源形状的额外畸变。

*测量宇宙膨胀率：通过测量引力透镜效应引起的时间延迟，可以测量宇宙膨胀率。

*研究高红移星系：强引力透镜效应可以放大高红移星系的图像，有助于研究早期宇宙的星系形成和演化。

总结

引力透镜效应是一个重要的相对论效应，可以弯曲光线的路径，产生放大、畸变和时间延迟效应。它在宇宙学中有很多重要的应用，包括测量透镜天体的质量，探测暗物质，测量宇宙膨胀率和研究高红移星系。第七部分相对论暴涨模型中的等势效应关键词关键要点【相对论暴涨模型中的等势效应】：

1.相对论暴涨模型是一种宇宙学的模型，它描述了宇宙在极早期经历了一段剧烈的指数膨胀时期。在此期间，宇宙的体积以指数速度膨胀，导致其温度迅速下降，能量密度大幅降低。

2.等势效应是指在暴涨期间，重力场过于微弱，以至于它不会对宇宙的膨胀产生任何影响。这意味着在暴涨阶段，宇宙中的物质和能量均匀分布，没有形成任何结构或不均匀性。

3.等势效应对于理解宇宙的起源和进化非常重要。它表明，在宇宙的早期，物质和能量分布得非常均匀，这为后来大尺度结构的形成奠定了基础。

【宇宙微波背景辐射（CMB）中对等势效应的观测】：

相对论暴涨模型中的等势效应

引言

宇宙微波背景辐射（CMB）的等势效应揭示了暴涨早期阶段的密度涨落特征。在相对论暴涨模型中，等势效应起源于暴涨期间时空度规的曲率扰动。本文将深入探讨相对论暴涨模型中等势效应的物理意义和观测影响。

等势效应的起源

在暴涨模型中，时空度规经历了指数膨胀阶段，在此期间，密度涨落被伸展到超大尺度。暴涨期间，时空曲率被拉平，但仍然存在微小的扰动。这些扰动可以分解为标量、矢量和张量模式。

*标量扰动描述空间曲率的扰动。

*矢量扰动描述时空扭曲的扰动。

*张量扰动描述引力波的扰动。

等势效应是由标量扰动引起的，具体来说，是由度规张量的迹扰动（$\zeta$）引起的。暴涨期间，$\zeta$被冻结在接近常数的值，导致形成等势面，即密度涨落恒定的超曲面。

等势效应的观测影响

CMB的等势效应对观测CMB具有重要影响。等势效应会导致CMB温度各向异性的非高斯性。具体来说，等势效应会产生以下观测影响：

*多极矩的非对称性：等势效应会导致CMB多极矩分布的偶极、奇极和四极非对称性。

*多极矩的关联：等势效应会导致不同多极矩之间出现非零关联，这与高斯分布不一致。

*偏振B模的形状：等势效应会影响CMB偏振B模的形状，产生与高斯分布不同的特征。

模型预测

相对论暴涨模型对等势效应的强度和统计学性质做出了具体预测。最简单的暴涨模型，即单场标量场暴涨模型，预测等势效应的功率谱具有以下形式：

其中，$A_s$为归一化振幅，$n_s$为谱指数，$k_0$为参考波数。

观测约束

结论

相对论暴涨模型中的等势效应提供了暴涨早期阶段时空曲率扰动的重要线索。CMB观测对等势效应的测量为理解暴涨动力学提供了有力的约束。未来的观测，例如CMB偏振B模观测，有望进一步阐明等势效应的性质，并为暴涨物理学提供新的见解。第八部分等势效应在宇宙学中的应用关键词关键要点大爆炸余辉研究

1.宇宙背景辐射中的等势效应是测量早期宇宙遗留下来的大爆炸余辉的重要手段。

2.通过分析等势效应的分布和模式，可以推断出早期宇宙的几何形状、密度涨落和演化历史。

3.宇宙背景辐射中的等势效应为检验宇宙学模型和揭示宇宙早期条件提供了关键信息。

引力透镜效应

1.宇宙背景辐射中的等势效应会对观测到的遥远星系和类星体产生引力透镜效应。

2.通过测量引力透镜效应的强度和模式，可以研究星际物质的分布和宇宙大尺度结构的演化。

3.等势效应引力透镜的观测为探索宇宙中暗物质和暗能量的性质提供了新的视角。

宇宙结构形成

1.宇宙背景辐射中的等势效应为宇宙结构形成提供了初始条件和演化框架。

2.通过研究等势效应的波动谱，可以理解大尺度结构的起源和演化，以及星系和星系团的形成过程。

3.等势效应的观测数据对模拟宇宙结构形成和演化的理论模型提供了重要的检验依据。

宇宙学参数测量

1.宇宙背景辐射中的等势效应包含了宇宙学模型的许多关键参数，如哈勃常数、物质密度和暗能量的性质。

2.通过对等势效应的精确测量，可以约束宇宙学模型的参数空间，并为宇宙起源和演化提供更精确的理解。

3.等势效应的观测数据对于区分不同的宇宙学模型非常重要，有助于揭示宇宙的基本性质。

宇宙幻象研究

1.宇宙背景辐射中的等势效应可能受到未知的宇宙幻象的影响，这些幻象会伪装成实际的宇宙信号。

2.通过对等势效应模式和性质的详细研究，可以区分真正的宇宙信号和幻象信号。

3.宇宙幻象的识别和消除对于确保宇宙背景辐射观测的可信度和科学解释的可靠性至关重要。

未来观测展望

1.下一代宇宙背景辐射观测任务，如LiteBIRD和CMB-S4，将提供更高灵敏度和更宽的角度分辨率。

2.这些未来的观测将显著提高对宇宙背景辐射中的等势效应的测量精度，从而进一步揭示早期宇宙的奥秘。

3.未来观测的发展对宇宙学、引力理论和基本粒子物理学的发展具有深远的影响。等势效应在宇宙学中的应用

引论

等势效应描述了在宇宙背景辐射（CMB）中同一等温面上的温度波动。这种效应对于理解宇宙结构的形成和演化至关重要。CMB是宇宙大爆炸遗留下来的余辉，它携带了有关宇宙早期条件的宝贵信息。等势效应提供了探索这些条件的独特窗口，并对宇宙学模型进行了严格的限制。

等势效应的起源

CMB中的等势效应起源于原始密度涨落