暗能量与宇宙加速膨胀之谜的历史

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自从胎勃发现宇宙膨胀 以来，人们一直认为 ，由于星系之间通过万青引力E相吸引，宇宙 的膨胀会变得越来越慢。然而，天文学家通过观测噩远的超新星爆发 ，发现目前宇宙的膨胀 速度正变得越来越快 。这个发现令人震惊，宇宙为伺会加速膨胀呢 ？
哈勃发现了叫宇宙不是静 态的、一成不变的 ，它浩瀚的空间每分每秒都
在扩张 ，星系之间彼此远离。宇宙膨胀是 20 世纪伟大的科学发现之一，直接引导了大爆炸宇宙学的学 说。几乎所有人都认为宇宙的膨胀必 定是减速的，也就是 说，膨胀越来越慢 。这很容易理解 ，物质之间存在万有引 力，宇窗中所有物体都必定互相吸引，这必然导致宇宙的 膨胀越来越慢 。如果宇宙中总的物质密度超过某个临界 值（ 宇宙的临界密度），那么宇窗还会在未来的某个时刻 停止膨胀并开始收缩 ，最终把所有物质压缩到一个奇点
（ 被称为 “大挤压” 奇点）。如果宇窗中的总物质密度小于 或等于临界密度 ，宇窗还会继续膨胀下去 ，尽管膨胀越来 越慢。这是直至 20 世纪未人们对宇窗膨胀的理解 。
然而，出乎所有人意料，在 1998 年，有两个超新星 观测小组通过对遥远的超新星爆发的测量分别独立地 发现，字窗在当前竟然是加速膨胀的 。这与万有引力是吸 引力的经验事实明显不符。字窗力H速膨胀的发现震惊世 界。人们需要弄清楚 ，到底是何种神秘力量推动宇宙加 速膨胀的呢？
提出暗能量假说
如何解释宇宙的加速膨胀？很显然 ，需要宇宙中 存在一种能够产生排斥力的东西 ，当它主导宇宙的演化 时，即可推动字窗加速膨胀 。这昕起来似乎有点耸人昕 闻，有什么东西产生的万有引 力竟然会是排斥力呢？其 实，广义相对论中是允许排斥性引力存在的 。爱因斯坦 在写下著名的引力场方程时就意识到这一点 了，即场方 程中确实允许一个常数项存在，这一项等效于空间本身 具有的均匀的能量密度，它的引力即是排斥性的 。这个
张鑫：教授，东北大学理学院物理系，沈阳1108190
Zhang Xin: Professor, Department  of Physics, College of  Scienc
郎，Northeastern  University, Shenyang  110819.
常数就是著名的 “宇窗学常数” 。 也可以在广义相对论场方程中考虑类似于字审学常
数的引力源，只要这种场源产生的压强是负的 ，其万有引 力就是排斥性的。人们把这种可以产生负压强（ 或排斥 性引力） 的能量成分称为 “暗能量” 。可以定义其压强与 能量密度之比为状态方程参数 w。只要暗能量在宇宙中 占据主导地位，且 w< -1/3，它就可以推动宇宙加速膨胀 。
但暗能量假说引出了更多的问题。比如，暗能量到底 是不是宇宙学常数 ？如果是宇窗学常数，如何解释其理论 值大小与测量值大小 明显不符（ 相差了120 个数量级）？
宇宙学常数问题
宇窗学常数最初是爱因斯坦为 了得到一个静态宇宙 的模型而提出的。但宇宙并非静态的，而是膨胀的。爱因 斯坦本可以利用广义相对论场方程预言宇窗膨胀 ，但由于 他相信宇宙是静态的而错失了做出这一重大预言的机会。 爱因斯坦为此很懊恼 ，声称引人宇窗学常数是他一生中最 大的错误，并认为应该从场方程中抛弃这 一常数项。
但是 ，宇窗学常数是很难从爱因斯坦场方程中抛弃 的，因为并没有更深刻的物理学原理禁止字窗学常数出 现在场方程中。爱因斯坦之后，很多著名的物理学家都 花了很大力气研究如何从场方程中扔掉宇窗学常数 ，但 这些努力都以失败告终 。宇窗学常数的值显然没有静态 宇宙模型所要求的那么大 ，但它也不一定非要等于零 。
从量子理论的角度考虑 ，人们发现宇宙学常数等效 于真空能密度。量子理论认为“真空不空” 。量子力学的 不确定性原理告诉我们 ，没有什么东西是绝对静止的 、平 静的，所有的东西都有 “量子抖动” ，空间本身也不例外。 在越小的空间尺度下，这种 “量子抖动” （ 量子涨落） 越 剧烈。有一种形象的说法，说真空是 “沸腾” 的，就是说， 真空中充斥着大量的 “ 虚” 粒子对 （ 各种粒子与它的反 粒子），它们不断地产生并迅速理没 ，这些转瞬即逝的位
是所谓的 “宇窗巧合问题” 。 宇宙学常数问题非常困难 ，至今无解 。它说明当前
的物理学理论不能令人满意，还是不完备的 。这个问题 也反映了量子力学与广义相对论的不相容 ，并昭示着两 者必须统一起来才可能得到一个令人满意的物理学 。
眼下宇窗学常数问题之所以出现 ，可能是因为我们 不懂量子引力理论 。由于量子场论中不能考虑引力，利 用该理论算出来的真空能密度就可能严重偏离现实 。可 以想象，如果有了一个完整的量子引力理论，那么从中得 到的宇窗学常数的值就可能与观测值是完全一致的 。因 此，宇窗学常数问题折射出引 力的量子理论的重要性 。
子也携带着能量 ，而且在越小的空间尺度下 ，这一过程越 剧烈。将这些能量加起来，就得到了真空的能量 。
按照量子场论 ，可以算出真空能密度 ，其结果表明 ： ( 1 ） 真空能密度为常数 ，因此它与宇宙学常数完全等效 。 一个不随宇宙膨胀而稀释的常数能量密度 ，它的压强是 负的（ 按自然单位制 ，等于负的能量密度 ），因而产生排 斥性的万有引力。（ 2 ） 由于在越小的尺度下量子涨落越 剧烈，因此看起来真空能密度是发散的 。经过长时间思 考，物理学家一致认为空间存在一个最小的尺度 ，就是普 朗克尺度 （ 10-33 厘米），在这个尺度以下，空间没有定义 。 也就是说，普朗克尺度是空间的不可再分的体像素或终 极原子。将量子涨落的考虑截止在普朗克尺度，就可以 得到一个有限大小的真空能密度的值 。但是这个值非常 巨大。而宇窗加速膨胀的观测数据所要求的宇宙学常数 的值却非常小。两者相差了约 120 个数量级 ！这是科学 史中没有出现过的理论与实验的巨大差异 。
通常认为 ，空间中存在一个 “裸” 的宇窗学常数，真 空能密度与其相互抵消，得到一个很小的 、符合实际观测 结果的有效宇宙学常数 。但这个想法也存在困难：两个 大数相消得到一个小数需要精细调节 ，在当前情况 ，需要 两者在小数点后面 120 个位数上都精确相符 ，太不可思 议了。这个问题被称为宇窗学常数的 “精细调节问题” 。
还有另一个疑难问题 ，被称为 “宇宙巧合问题” 。宇 宙中的辐射 （ 相对论性粒子，主要是光子） 和物质（ 非相 对论性粒子，即冷暗物质、原子物质等）都随着宇宙的膨 胀而稀释 （ 辐射密度比物质密度稀释更快） ，但是宇宙学 常数 （ 或真空能密度） 不随宇窗膳胀而改变 。宇宙学常 数在早期完全不重要 ，与辐射密度或者物质密度相比都 相差至少几十个数量级 ，但刚好在今天 ，即宇宙中已形成 结构并出现智慧生命 （ 观测者） 时，宇宙学常数 （ 真空能 密度） 开始变得重要起来 ，与物质密度处于同一数量级
（ 在今天 ，辐射密度己几乎为零）。这看起来像是个巧合。 如果宁宙学常数略大一点 ，它产生的斥力就会足以阻止 宇宙结构的形成 。如果宇宙学常数略小一点 ，那么今天 它还是完全不重要的 ，也不会推动宇宙加速膨胀 。这就
暗能量与宇宙的最终命运
在有些人看来 ，宇宙学常数和暗能量是一个意思 。 原因主要有两点 ：（ 1） 爱因斯坦引力场方程中允许包含 宇宙学常数项 ，它可以自然地产生排斥性万有引 力，从而 可以解释宇窗的加速膨胀现象 。（ 2 ） 从现测的角度看 ， 在目前的观测精度下，看起来所有的观测数据都与字窗 学常数假设相符。但是，更主流的观点认为 ，宇宙学常 数只是暗能量的可能候选者之                       ，当然它是头号候选者。 正如前面已经讨论过的 ，人们至今无法从理论上理解宇 窗学常数为什么这么小 。这也正是人们试图寻找宇窗学 常数的替代方案的原因之一。
暗能量具有更广泛的涵义 。我们把宇宙中能够产 生负压强并由此推动字窗加速膨胀的能量成分称为 “暗 能量”。观测表明，当前暗能量占字窗总能量的 70% 左 右，因此暗能量正在主导宇宙的演化 。对于宇宙学常数 来说 ，暗能量的压强等于能量密度的负值 ，因此暗能量状 态方程参数 w=-1。这种能量成分在宇宙演化中始终保 持为常数 ，而其他物质都随宇宙膨胀而稀释 ，因此在未 来 ，在可观测宇宙中物质会被稀释殆尽 ，而字窗学常数会 完全主导宇窗的演化 。当宇宙中空无一物，只剩下宇窗 学常数 （ 真空能） 时，宇宙的演化会呈现指数膨胀的规 律，这样的时空被称为德西特时空 。
除了宇窗学常数之外，人们也在积极考虑暗能量的 其他候选者。暗能量也可能源于某种空间分布均匀的能 量场 （ 通常认为是标量场 ，也就是在空间的每一点只有 数值而没有方向的场）。如果暗能量是一种弥漫在整个 宇宙中的均句的场 ，那么它就不可能始终保持为一个常 数，而是随着宇宙的膨胀非常缓慢地发生变化 。通常来 讲，这种标量场的能量密度随字窗膨胀而稀释 ，但是稀释 得异常缓慢 ，因此在某种程度上也模拟了宇宙学常数的 效果。这种场被称为“精质” ，其 w 随宇宙演化而变化 ， 但始终保持 w>-1。
如果 w<-1，那么暗能量的密度不仅不稀释 ，反而会 变得越来越大 。这听起来让人觉得有点匪夷所思。有
宇宙演化的历史
人立刻会指出 ，暗能量这种东西明显违背了 能量守恒的 原则，因为不管是密度始终保持为常数 ，还是略微稀释 ， 甚至越变越大 ，都明显与人们熟知的能量守恒不相符合 。 但要知道 ，一旦考虑引力，这就一点都不奇怪了，因为引力 也是有能量的 ，而且引力的能量是负的 ，在整个宇宙中引 力的能量与其他形式的能量之和始终保持为零 。尽管如 此，这种 w<-1 的暗能量也够诡异的，它的物理实现机制 往往不太自然 ，而且也会带来一些难以理解的深层次问 题。这种暗能量被称为“幽灵” 。像暗能量这种世纪难 题，在问题被彻底解决之前 ，任何可能性都应以开放的态 度来对待。w 在演化中跨越 1 的可能性也被广泛讨论 ， 对应于这种情况的暗能量叫作 “精灵”。
在遥远的未来 ，宇审终将被暗能量完全统治 。如果 暗能量是宇宙学常数 （ w=-1) ，那么宇窗的最终命运就是 进入到德西特时空 ，并一直指数膨胀下去 。如果暗能量 的 w>-1，那么宇宙还是会永远膨胀下去 ，只是膨胀率会 低于指数膨胀的情况 。如果暗能量的w<-1，那么它的密 度会越来越大 ，产生的排斥力也越来越大 ，其最终结果令 人惊讶 ：它的斥力终将会大到不可思议的地步 ，会逐步撕 裂宇窗中的一切结构，不止于星系团 、星系、恒星 、行星这 样的天体，还会进一步撕裂分子 、原子、原子核，乃至一切 基本粒子，实际上它最终会撕裂时空本身。这就是“大撕 裂” 奇点。时间也会终止于“大撕裂” 奇点。如果真是 这样，那么宇宙就起始于 “大爆炸” ，终结于 “大撕裂” 。
总之，字窗的最终命运完全由暗能量的性质来决定 。
测量暗能量
暗能量的性质主要由状态方程参数 w 来刻画 ，因此 解决暗能量问题的一个关键步骤是精确测量 w。但这非 常困难 ，原因在于 w 不是直接的观测量 。
暗能量以一种间接的方式影响宇宙的膨胀历史 ，即 宇宙不同时期的膨胀速度 （ 即晗勃参数），但宇窗的膨胀 速度也很难直接测量 。光子在膨胀的宇宙中穿行，它们
所通过的距离跟宇宙的膨胀历 史密切相关，而距离是可 以想办法测量的。我们所看到的星星都是它们很久以前 的样子，这是因为光子从被星星发射到抵达我们的眼睛
（ 探测器） 已经旅行了很长时间。由于宇宙一直在膨胀， 光的波长被拉长了，其光谱向红光一端移动 。我们用红移 来描述光的披长相对来说被拉伸了 多少，它显示出光子 在被发射时宇窗相对于今天的大小 ，红移越大 ，代表光 子被发射时所对应的时期越古老 ，那时的宇窗相对于今 天来说也越小。所以，红移可以用来标记宇窗膳胀的不 同时期。如果能够测量不同红移的天体与我们之间的距 离，就可以建立起一个距离与红移的对应关系 ，这个关系 能够反映出宇宙的膨胀历史 ，因为不同的膨胀历史给出 不同的距离 红移关系。也就是说，利用距离 红移关系 的测量，可以间接地确定暗能量的 w。
怎么测量宇宙学距离呢？典型的方法包括利用所谓
的 “标准烛光” 和 “标准尺” 。la 型超新星被认为是一 种标准烛光，它们爆发时产生的发射性物质 总量都差不 多，因此它们的内禀亮度几乎是相同 的，我们所看到的视 亮度只跟每个超新星距离我们的远近相关 （ 距离越远， 越睛一些 ，反之亦然），利用这种标准烛光就可以测量距 离。重子声波振荡则提供了一种标准尺 。在极早期的原 始宇宙中产生的声波会以近光速传播 ，直至宇宙年龄为 38 万年时，宇宙的温度已足够低 ，原子开始形成 ，这时光 压和引力的竞争终止 ，声披也停止传播 。到这个时间点， 声波传播的距离相当于当前宇宙中的 4.8 亿光年 ，而这 种声波印记留存在了星系的空间分布中（ 其实也留存在 了宇宙微波背景光子分布中） ，星系之间略微地倾向于以 这个距离汇聚。因此，以某一星系为中心，在半径为 4.8 亿光年的球壳上分布着更多的星系 。从我们的视线方向 看过去，以这个尺度为半径的圆周上可以观察到更多的 星系。这样，这种星系分布中的声波印记就为我们测量 宇宙学距离提供 了一把标准尺 。利用标准烛光和标准尺 方法，可以有效地建立宇窗学的距离 红移关系。
暗能量不仅会影响宇宙的膨胀历史 ，还会影响宇宙 中物质聚集形成结构的历史。暗能量提供的排斥力会在一 定程度上阻碍物质聚集在一起 ，因此如果能够在宇宙演 化的不同时期测量出物质 的聚集度，就可以间接地了解暗 能量施加影响的信息。一种方法是利用引力透镜效应。从 遥远星系发出的光在其旅程中会被沿途所经过的大质 量 物体 （ 例如星系团） 的引力场所弯折，这使得该星系所成 的像会有一些扭曲。通过测量许多星系的形状 ，可以推测 出星系成像扭曲的程度，进而可以推断出宇宙中物质 的聚 集情况。还可以通过星系团计数的方法来追踪物质聚集 度的演化 。比较距离我们较近 （ 对应于宇宙近期） 和距离 我们较远 （ 对应于宇宙早期） 的星系团的数量，可以得知 物质聚集度如何演化。利用弱引力透镜和星系团计数的 方法，就可以从大尺度结构的角度推断暗能量的性质 。
宇宙学的理论模型中不仅仅只包含暗能量的 w 参 数，还包含一些其他的参数，这些参数需要通过观测数 据同时确定。一种观测方法只能提供某一种观测量，很 难同时精确确定所有参数的取值 ，而往往只能确定这些 参数的某种组合的值 。这种现象被称为宇宙学限制中的 参数简井。要想打破这种参数简井，确定所有参数的取 值，就需要把不同的观测方法联合起来。例如，探索暗 能量与宇宙加速膨胀的问题 ，最好把超新星 、重子声波 振荡 、弱引力透镜和星系团计数 （ 以及宇窗微披背景辐 射、哈勃常数测量等）的观测方法结合起来考虑。
到目前为止 ，多数观测数据所得到的 w 都与  1 是 相符的，观测误差不超过 10%，也就是说 ，当前的观测是 支持宇宙学常数的。但是，这并不是说其他的暗能量理
论方案都已被观测排除了。事实上，尚有诸多暗能量理 论模型在误差范围内仍与当前的观测数据是一致的 。而 且，对于宇宙学常数模型来说 ，一些不同的观测方法看 起来似乎有一些矛盾之处 ，这有可能是观测的系统误差 造成的，但也可能昭示着暗能量存在演化或者一些未知 的因素在理论中被遗漏了。
宇宙学家正在加倍努力工作 ，按照计划，可望在未来 十年间将暗能量的测量精度提高 100 倍。目前，暗能量 巡天 （ DES ） 项目已经启动，它已将四种暗能量观测方 法有效结合起来 ，有望大幅度改进当前的观测精度 。未 来十年内将启动的大型暗能量项目 还包括地面望远镜项 目一一大型综合巡天望远镜（ LSST ） 计划 、空间项目一一 美国国家航空与航天局 （ NASA ） 的广视场红外巡天望 远镜 （ WFIRST ） 计划和欧洲｜ 空间局 （ ESA ） 的欧几里 得空间计划 （ Euclid ）。这些暗能量探测计划有望在宇 宙加速膨胀的研究方面取得实质性进展 ，为我们彻底揭 开暗能量的谜团 ，并揭示宇宙的最终命运 。
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关键词：暗能量 宇宙加速膨胀 宇宙学常数

作者：一点资讯