“绝境之中须用奇招”（Desperate times evidently call for desperate measures），这是英国著名物理学家、剑桥大学教授吉邦斯（G. W. Gibbons）在一篇关于新近宇宙学发展的论文中的精彩评述。自从20世纪90年代以来，随着技术的突飞猛进，人类对宇宙的探索达到了前所未有的水平。以哈勃太空望远镜为代表的新一代卫星探测器的发射，使人类第一次能够清晰的窥测宇宙深处的奥秘。同时，这种对宇宙的深入认识，也对传统的观念提出了强烈的挑战。上个世纪的最后几年里，在宇宙学中发生的一系列重大的发现，完全可以与哈勃在上个世纪初发现星系的退行相媲美。这些发现彻底改变了我们过去对宇宙演化的认识，把人类对自然的认知推到了一个新的起点。当然，与历史上任何重大发现一样，它们也给人类带来了深深地迷茫，让科学家们莫衷一是。

那么这些发现是什么呢？它们说明了什么呢？经过几年坚持不懈的努力，现在科学家们已经对这些发现进行了梳理、总结，并且得出了初步结论：我们的宇宙有三分之二的能量是源于一种特殊的物质——暗能量，它使我们现在的宇宙加速膨胀。这一重大发现曾被美国科学杂志评为1998年度十大科技进展之一。

暗能量是什么？它从哪里来？它又要到哪里去？它会伤害我们吗？美国著名物理学家、芝加哥大学教授特纳（M. S. Turner）对此进行了精彩的回答。

由索尔 · 帕尔马特（Saul Perlmuter）和布雷恩 · 施米特（Brain Schmidt）领导的两个小组，通过观测遥远的超新星的红移，发现了宇宙在加速膨胀，而不是过去我们所认为的减速膨胀。在这令人迷惘的时候，理论物理学家们需要站出来告诉大众，他们实际上对于这个发现期待已久，甚至曾经预言了它的存在。

宇宙加速膨胀的发现，也许是过去25年中所有科学领域中最重要的发现之一，它挽救了一个优美的理论——暴涨理论，并且给理论家们提出了一个奇妙的谜题——暗能量（推动宇宙加速膨胀的物质）。我们还能再奢求什么呢？

自从1980年以来，阿兰 · 古斯（Alan Guth）关于宇宙暴涨的想法一直是宇宙学的推进剂。它的核心内容是说在宇宙的早期，有一段飞速膨胀的时期，这个膨胀是由一种假想的称为膨胀子的场的势能推动的。在极短的时间内，宇宙的一小部分突然涨大到可以包容我们今天所看到的一切以及更多我们看不见的东西的尺度。空间的弯曲被抚平了，膨胀子场中的量子涨落也从亚原子尺度被放大到了天体物理的尺度。膨胀子的衰变产生了大爆炸的热，而其中的那些量子涨落则导致了物质的不均匀性，为宇宙中的各种结构（从星系到总星系，再到更大尺度的结构）的形成提供了种子。

暴涨不仅仅对现象进行了解释，而且它还给出了许多预言。预言包括一个空间平坦的宇宙，宇宙微波背景辐射中各向异性的特定模式（源于量子密度涨落以及引力波）；暴涨为非常成功的冷暗物质模型（CDM）中的结构形成提供了灵感。CDM模型建立在平坦宇宙基础上，暗物质由变化缓慢地基本粒子构成，而密度扰动则源于量子涨落。

从一开始，暴涨理论的标志性预言——平坦的宇宙——就遇到了麻烦。根据爱因斯坦的理论，宇宙的空间曲率是由平均能量密度ρ₀来决定的；因而，对于平坦的宇宙，它必须等于一个临界能量密度。用宇宙学的术语来说，就是要求Ω₀=1，其中Ω₀是所有物质的平均能量密度与临界能量密度的比值。在1980年，天文学家们对于Ω₀的测量表明，它的值大约为0.1左右。因此，暴涨理论学家就寄希望于日益增多的关于存在大量暗物质的证据上，这些暗物质把星系以及星团束缚在一起。而且它们比恒星的分布还要稀疏，从而很难估计出它们的总量。这样，Ω₀的估计值就提高了，而且，在一段时期内人们认为存在足够多的暗物质从而可以满足暴涨理论的预言。

宇宙学的困难

到了1990年，平坦宇宙的问题开始增多，对于暗物质数量的估测也更精确了。可是也发现它跟所需要的数量还相差甚远，并且大尺度结构的天文观测表明，CDM宇宙的物质密度是临界能量密度的三分之一，也就是说Ω_M=1/3。这时，我们中的一些人就小心翼翼地提出一个挽救暴涨理论的方案：引入一个宇宙学常数Λ来补充剩下的三分之二的临界能量密度，即Ω_Λ=2/3，从而使得Ω₀=Ω_M+Ω_Λ=1。因为暴涨理论预言的是平坦的宇宙，而不是要求Ω_M=1。

为了拯救一个优美的理论，理论家们情愿去考虑那些难以置信的，尽管不是不可能的东西。在宇宙学多变的发展史上，宇宙学常数当然是属于难以置信的一类。爱因斯坦用它去建立静态宇宙模型，赫尔曼 · 邦迪（Hermann Bondi）、托马斯 · 戈尔德（Thomas Gold）和弗里德 · 霍伊尔（Fred Hoyle）则用它去探讨宇宙回到大爆炸的时间比地球的年龄还短这一事实，而现在，它又被用来拯救暴涨理论了。

在90年代中期，Λ版的CDM理论的观测证据，包括从CMB各项异性测量所得到宇宙是平坦的初步证据，开始变得引人注目了，至少对于理论家们来说如此。但是，还是有一个问题：ΛCDM模型（包含有宇宙常数的CDM模型）也预言了宇宙的加速膨胀，而第一批超新星的观测数据并没有表明有这种加速膨胀。

然而，自从1998年发现宇宙加速膨胀之后，一切都迎刃而解：宇宙是平坦的，其中三分之一是物质，三分之二是宇宙学常数之类的东西。一夜之间，过去怀疑暴涨理论的天文学家都成了暴涨理论的信徒。更为神奇的是，宇宙的加速膨胀原来就是宇宙拼图中先前缺失的那一块。它挽救了暴涨理论，当然还是要小心你的期望不要过高。

根据牛顿的观点，引力总是吸引的，因为一个物体的引力强度只与它的质量有关。而爱因斯坦的理论则允许排斥的引力以及加速膨胀宇宙的存在，因为引力的强度在以ρ+3p为引力源时，也与压强p有关。一些非常有弹性的物质（即负压强p<-ρ/3）可以产生排斥的引力，而不是吸引的引力。

然而，压强与能量密度相当的物质是非常奇特的，即使是在太阳中心，物质的压强也比它的能量密度小好几个量级。因为压强与能量密度之比取决于物质内部速度的平方除以光速，所以暗能量本质上是相对论性的，而且更像能量而不是物质。即使排斥的引力听起来好像是玩笑，但是暗能量（就我们所知）不能被聚集起来产生一个具有反引力的物体。

量子力学为非常具有弹性的物质提供了一个候选者：填补在真空中的虚粒子对具有负压强。为了看清这一点，可以计算一个围绕着量子真空的活塞膨胀时所做的功pdV；你将会发现p_vac=-ρ_vac，其中ρ_vac是量子真空能量密度（见图）。因此，由于ρ+3p=-2ρ_vac，量子真空能是排斥的。从数学上讲，量子真空能等效于爱因斯坦那“声名狼藉”的宇宙学常数。

尽管爱因斯坦把宇宙学常数作为他个人所犯的重大错误而抛弃了，但是量子力学却使其成为必须要考虑的东西。不幸的是，即使是最好的量子“力学”，也没有能够合理的预言Λ的大小。零点能之和由于短波模态而发散，而人为的在一个能标（对于该能标以上，我们可以托辞说物理学对此还一无所知来搪塞）上截断求和，则会更清楚地凸现出这个问题的复杂性：对于一个100-GeV的截断，则会有Ω_Λ=10⁵⁵。而这一理论值与观测之间的抵触，是所有理论物理中最为令人尴尬的事情。

许多粒子物理学家相信，正确的计算将会表明Λ是零，因为得到一个比其自然数值大55个量级的数太难以置信了。如果量子虚无不重要，那么是什么导致了宇宙的加速呢？是暗能量！

更为神秘

我们了解暗能量什么呢？如何才能了解更多呢？暗能量大约是临界能量密度的三分之二，而且比物质的分布更加均匀。如果它结块，那我们将会在研究星团以及其他束缚体系的时候看到它的效应，但是我们没有发现这种效应。暗能量由其状态方程来表征，状态方程就是其压强与能量密度的比值w=p/ρ。尽管w（读作“dubya”）不一定是常数，但是为了简便，假定它为常数。

如果暗能量是真空能，那么w=-1（作为比较，非相对论性物质的w=0，辐射的w=1/3）。这个比值w决定了暗能量的能量密度在宇宙膨胀时的演化：ρ∝1/R^3（1+w），其中R是宇宙标度因子。负压强（w<0）导致了一个比物质密度减小的速度（ρ_M∝1/R³）更慢地能量密度。正因为这一事实，暗能量在过去相对次要，而会在未来变得越来越重要。然而，为什么暗能量在今天变得如此重要还尚待解释，我称这个问题为南希 · 柯里甘（Nancy Kerrigan）问题，即，为什么是我？为什么是现在？（译注：该问题也被称为巧合问题，cosmological coincidence）

暗能量在过去不重要，这一点很好：这个事实意味着暗能量的排斥引力不会干扰暗物质的吸引引力，而后者推动了宇宙结构的形成。此外，暗能量在过去不重要这一点也是宇宙加速膨胀的另外一个独立论据的基石。通过对CMB进行测量，我们得到宇宙是平坦的，而这就要求有一些“失缺”的能量作为物质的补充，而且这种能量在过去的影响并不重要。因为如果不是这样的话，那么均匀分布的暗能量将会干扰结构的形成。为了让这部分“失缺”的能量在过去不重要，我们需要w<-1/2，而这又意味着它具有排斥的引力。

富有想象力的理论家们提出了种种可能的暗能量。其中许多都涉及到了一个新的标量场，当这个标量场（古希腊人认为，世界是由水、土、火、空气以及quintessence组成，而quintessence则被称为第五元素——译注）朝着它的基态滚动时，我们就会经历一段温和的暴涨。因为第五元素和暴涨都涉及到宇宙的加速膨胀，而且它们的内在原因却远未被了解，所以人们曾经设想它们之间可能是密切相关的。迄今为止，第五元素导致了许多新的问题，而且也没有解决暗能量的问题。

被我们称为暗能量的东西，可能是全新的物理学的先兆，而不仅仅是一种新的类似于以太的物质。宇宙加速可能是爱因斯坦理论需要修正的一个信号，或许是由于看不到的额外空间维度的影响。非常有趣的是，一些弦理论家相信宇宙加速和弦理论（弦理论预言了额外维度）是不相容的。这对于那些不热衷于弦理论的人来说，倒是一个安慰。

宇宙的命运

有一点是非常清楚：暗能量使我们对宇宙命运的认识发生了变革。如果只有物质，那么宇宙的命运将只取决于其几何：闭宇宙将会再次坍缩，开宇宙或者平坦的宇宙将会永远的膨胀。如果暗能量是真空能，我们平坦的宇宙将会不断地加速到一个黯淡的宇宙——1000亿年以后，我们附近的几百个星系发出的光将几乎全部偏移到远红外，从而无法被看到。如果暗能量最终消散，那么宇宙将开始减速，并且有可能再次坍缩。

因为暗能量非常稀薄，宇宙学是唯一已知的探测它的方式，而w则是钓钩。暗能量的能量密度依赖于w并且会影响膨胀的速度。暗能量的各种模型之间的差异主要在于它们预言了不同的w，从而也就预言了不同的宇宙膨胀历史。遥远的超新星、星系团，以及引力透镜都可以用来确定宇宙过去的膨胀速度，从而确定w。而且，人们也对此有着极大的兴趣：两个新的研究中心——斯坦福大学的凯维力粒子天体物理和宇宙学研究所（Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology），以及芝加哥大学的宇宙物理NSF研究中心——都把对暗能量的研究列为科学上的头等大事。美国能源部正在筹备一个专门观测超新星的太空望远镜计划SNAP（Super Nova Acceleration Probe超新星加速探测）。美国宇航局也把探测暗能量作为其最新的爱因斯坦探测器的主要任务。美国自然科学基金会（NSF）也正在考虑建造一架直径8米的望远镜[Large-aperture Synoptic Survey Telescope（LSST），大孔径天气探测望远镜]来研究暗能量。

暗能量是所有科学中最深刻、最令人兴奋的难题之一。我们似乎需要一个疯狂的新想法来解释宇宙的加速以及宇宙学常数问题。当然这也并不是说每一个疯狂的想法都是一个解决方案。这一努力的回报将非常丰厚：我们将更深刻地了解物质、空间和时间的本质，也将对宇宙的命运更加清楚。

[Physics Today，2003年第4期]