论宇宙学与暗能量

宇宙暗能量的发现是近年来宇宙学中最重要的进展。在这之前，宇宙学已经历了大爆炸宇宙学和暴胀宇宙学两个阶段，暗能量的发现使得它发展到了精确宇宙学（或和谐宇宙学）的新阶段。

从大尺度观测来看，宇宙非常均匀，因此，宇宙几乎可以看作把星系当作“分子”的均匀气体。这个事实大大简化了原本十分复杂的宇宙学问题。大家知道，支 配宇宙的力是早在300多年前由牛顿发现的万有引力。然而，无论宇宙是有限的还是无限的，牛顿力学体系都无法描述它。直到1915年爱因斯坦创建的广义相 对论才为宇宙学提供了一个现代意义下的科学的研究框架。两年后，爱因斯坦发表了第一篇在广义相对论基础上建立的静态宇宙学。五年后，弗里德曼 （A.Friedmann）又将爱因斯坦的宇宙学推广到动态，为现代宇宙学奠定了理论基础。

大爆炸宇宙学

1929年，哈勃（E. Hubble）发现远处星系谱线的波长变长，即光显得偏红，而且这种红移（波长变长的相对增量）正比于星系离我们的距离。根据多普勒效应，这个红移表明星 系在离我们远去，而且愈远的星系离我们远去的退行速度愈大，这表明宇宙正在膨胀。这是天文学头等重大的发现。这个发现支持了弗里德曼动态宇宙学的观点。

这个发现表明，追溯过去，宇宙在越早期温度越高，密度也越大。宇宙正是从一个高温、高密状态膨胀演化而来。这一发现引发伽莫夫（G. Gamow）在1946年提出了大爆炸宇宙学。

从今天看到的宇宙几乎可以看作以星系为“分子”的均匀气体，追溯到密度很高的宇宙早期，那时的宇宙便可认为是真正的粒子均匀气体。因此，早期宇宙应该是真正简单的物理体系。可以预期，研究早期宇宙会得到比较可靠的成果。

有了这个框架，人们就可以清晰地了解，随着宇宙的膨胀，宇宙的物质密度、温度（因而粒子的热运动能量）逐渐下降，宇宙经历了从高能到低能的极为丰富的物理过程，粒子物理、核物理、等离子体、原子、分子乃至流体力学等各种过程在宇宙演化的各个阶段相继扮演了重要角色。

当宇宙因膨胀而降温到约109 开时(相当于宇宙年龄仅为3分钟)，核合成过程便有效地进行。这个过程所产生的轻核素中有四种是稳定的，即4He、3He、2D、7Li，这些核素一直留 存到今天。当宇宙因继续膨胀而降温到约3×103 开时（相当于宇宙年龄为38万年），随着原子核与电子复合成为中性原子而与光子脱离热耦合，光子便成为自由光子遗留下来，成为宇宙的一种背景辐射。那时， 背景光子处于3×103 开的黑体辐射状态。此后，宇宙继续膨胀，光子的波长也跟着变长，到今天，就成了相当于温度为2.725开的微波背景辐射，但仍保持了极好的黑体辐射谱形。 原初核合成和微波背景辐射便是宇宙大爆炸学说的两个可供观测检验的重要预言。

核合成的观测数据不仅与理论预言符合得很好，而且还可以据此定出宇宙的重子物质密度。1964—1965年，彭齐亚斯（A. A. Penzias）和威尔逊（R. W. Wilson）在研究他们的微波天线性能时，无意中发现了一种噪声性辐射，它其实就是宇宙微波背景辐射。但是，彭齐亚斯和威尔逊当初只测量了一个点，且误 差有±1开之巨。1989年发射升空的宇宙背景探测器（COBE）等仪器的测量十分精确，且覆盖了整个谱。这两个观测成果强有力地支持了大爆炸宇宙学，彭 齐亚斯和威尔逊因此于1978年获得诺贝尔物理学奖。马瑟（J. Mather）也由于所领导的COBE卫星精确测定了黑体谱，于2006年获得诺贝尔物理学奖。

在大爆炸宇宙学取得重大成果的过程中，人们也同时意识到，除了地球上熟知的重子物质以外，还应存在一种量更多而看不见的暗物质。早在1937年，兹维 基（F. Zwicky）就注意到，大星系团中的星系速度太大，以致无法将它们通过引力束缚住，除非它们的质量超过按星系团星系总质量估算值的100倍以上。这个事 实首次显示了大量暗物质的存在。以后，人们用光度方法和力学方法测量了许多天体的质量，发现力学测定的质量总是比光度测定的要大得多，表明确实存在大量暗 物质。这种物质还能在星系形成过程中起重要作用，但要求暗物质粒子的速度小（质量大）。

暗物质应当具有如下性质：（1）由于暗物质是看不见的，因而不具有强作用，也没有电磁作用，至多可以有弱作用，但它具有万有引力作用，并在宇宙大尺度物质结构的形成中起着极为重要的作用；（2）寿命长（至少可以与宇宙年龄相比拟）；（3）冷（即质量大）。

迄今为止已经发现的数百种粒子中，没有一种同时具有这三个性质。可能的候选者也许是中微子的超对称对应粒子［中性微子（neutralino）］，或 者是一种特别的粒子［轴子（axion）］，它虽不重，但脱耦时速度已经降到非相对论速度。但这两种粒子至今尚未发现。事实上，超对称理论预言的所有粒子 至今均还没有发现。

暴 胀 宇 宙 学

虽然大爆炸宇宙学非常成功，但在进一步细致研究时却遇到了一些重要的困难。

从观测看，宇宙在大尺度上呈现均匀性，表明宇宙各处间必曾有过相互作用，有过因果联系，特别是微波背景辐射的高度各向同性，表明在宇宙年龄约为38万 年时宇宙物质在空间上的分布是高度均匀的。这里有两个距离量很重要：一是视界，即宇宙从诞生到t时刻光传播所能达到的最大范围（即可以有因果联系的最大范 围），距离超过视界的两点间不可能有因果联系；另一是宇宙尺度［R（t）］，在宇宙较早期（辐射为主时），这一尺度因膨胀而随t的平方根增长，即 R（t）∝t1/2，而在宇宙较晚期（物质为主时），则为R（t）∝t2/3。

但不论以辐射为主还是以物质为主，宇宙尺度的膨胀速度总比视界增长得慢，即今天宇宙均匀的范围在宇宙早期应远大于视界。如在宇宙刚诞生的普朗克时代 （tPlanck≈10－43秒），因果联系所能达到的范围比当时的宇宙尺度要小约28个量级。因此，可以保持均匀的只是视界大小的一个一个小区，不同小 区间没有因果联系，它们的密度没有理由取同样的值。因此，微波背景辐射的高度各向同性，以及今天观测到的宇宙大尺度物质分布，均无法得到解释，这称为视界 疑难。

此外，广义相对论中有一个动力学关系式（1－1/Ω）＝3kc2/8πGρR2，其中Ω ＝ ρ/ρc，表示宇宙无量纲的平均密度，即宇宙物质总的平均密度与临界密度之比。k只能取三个值，即＋1，0，－1，分别对应于封闭（有限）、平直（无限） 和开放（无限）宇宙。临界密度ρc划分了宇宙有限与无限的分界线： ρ＞ ρc时，宇宙是封闭的； ρ＜ ρc时，宇宙是开放的。这里，ρc≡3H02/8πG∝10－29克/厘米3，其中H0为哈勃常数。辐射为主时， ρ∝R－４；物质为主时，ρ∝R－3。因此，随着宇宙膨胀，上述动力学关系式右边将按R的一次方或二次方增长。反推到宇宙早期，如在普朗克时代，此式右边 应十分微小，１／Ω≈１±0（１０－５８）。为什么宇宙早期的物质密度竟会如此碰巧地接近于临界密度？什么因素会如此精确地将宇宙的几何性质正好调节到平 直？这也是一个难题，称为平直性疑难。

1981年，古思（A. H. Guth）利用当时粒子物理领域正在研究的真空破缺、真空相变等概念，设想宇宙在极早期的大统一时代（宇宙年龄约为10－35秒），曾短暂停留（持续约 10－33秒）在一个亚稳真空态，随后发生相变而转为基态真空，并释放大量能量，导致大量粒子生成，这个过程称作宇宙早期的再加热过程。重要的是，亚稳真 空态对应的宇宙密度应是一个常数，与辐射为主和物质为主均不同，它会导致猛烈的暴胀，使宇宙尺度猛增约43个量级，远远超过上述视界与宇宙尺度之间约28 个量级的差别。这样，今天观测到的宇宙尺度实际上来自大统一时代远小于视界的一个极小区域，因此看到的宇宙保持均匀并不违背因果律。古思的这个设想后来经 很多人改进和修正，但细节尚无定论。

暴胀的存在也能解释平直性疑难。由于暴胀期内宇宙处于亚稳真空态，宇宙密度应是常数，｜1－1/Ω ｜∝1/R－2要猛增43×2=86个量级。因此，｜1－1/Ω ｜从今天反推到普朗克时代总效果不是缩小，而是增大了28个量级，不再要求宇宙早期高度平直，平直性疑难便不复存在。

从宇宙早期演化到今天，如果包括暴胀， ｜1－1/Ω ｜便会缩小28个量级，只要宇宙早期并不特殊，今天的｜1－1/Ω ｜便会十分接近于0。可见，暴胀理论不仅排除了视界和平直性等疑难，而且还给出了极强的预言：今天宇宙总的平均密度Ω 0应几乎精确地等于1，宇宙的三维空间几何是高度平直的。这一点其实可直观地来理解：由于体积极快地增长，任何弯曲几何都会变得非常平，正如把气球吹得很 大，球面的几何会变得很平一样。这是十分明确且可供观测检验的极强的预言，它预言了今天宇宙总的物质密度应等于临界密度，而临界密度可据哈勃常数的观测值 直接算出来。

宇宙学研究经历了大爆炸宇宙学和暴胀宇宙学两个阶段，取得了很大成功。大爆炸宇宙学几乎没有引入什么特殊的假设，却获得了原初核合成和微波背景辐射那 样精确的观测检验。暴胀宇宙学虽然引入了尚未直接检验的暴胀假设，但产出却极为丰富。它不仅解释了视界、平直性等重大疑难，还作出了今天宇宙几乎精确平直 等极强的预言。虽然暴胀假设不那么自然，却能与高能粒子物理相印证，而且暴胀只发生在宇宙极早期仅10－33秒的短暂时间内，暴胀后的再加热过程与大爆炸 宇宙学自然接轨。暴胀假设好比对大爆炸宇宙学动了一次只有局部“微创”（只影响10－33秒的短暂时间）而获得极大成功的手术。

虽然大爆炸宇宙学和暴胀宇宙学非常成功，但还有一些重要问题尚待澄清。比如，观测得到的可见物质密度与暗物质密度之和远小于临界密度，这似乎与暴胀宇 宙学不符。难道还有第三种怪物质填补这个空缺？又比如，宇宙膨胀早已是不争的事实，但万有引力的存在使宇宙膨胀只能减速，不能加速。人们花了几十年时间试 图测出宇宙膨胀的减速因子，却分歧极大，得不到协调的结果。再比如，宇宙年龄的测定也出现问题。通常，把球状星团（年龄最大的天体）的年龄看作宇宙年龄的 下限，而把哈勃年龄（即按等速膨胀外推而定出的年龄）看作宇宙年龄的上限。然而，有一段时间在观测上竟出现了上下限倒置的情形，即宇宙的年龄似乎小于球状 星团的年龄，这实属荒唐。这些问题在暗能量被发现以后均得到了满意的解决。

精 确 宇 宙 学

1998年，珀尔马特（S. Perlmutter）等人的超新星宇宙学课题组（SCP）和里斯（A. G. Riess）等人的高红移超新星课题组（HSST）用Ia型超新星经过诸多校正后作为标准烛光光源进行观测，几乎同时发现那些远的Ia型超新星的亮度比按 宇宙减速膨胀预期的要暗（即更远），从而发现了宇宙不是在减速膨胀，而是在加速膨胀。这是一个令人震惊的发现。所谓万有引力自然是只有引力，没有斥力，因 此宇宙膨胀只可能减速。加速膨胀的发现意味着宇宙中存在斥力，而且，宇宙整体上看应当以斥力为主。这就意味着要修改万有引力定律，或者至少要增加一种新的 力（斥力）。

回顾历史可以看到，早在1917年爱因斯坦首次发表现代宇宙学奠基论文时，为了获得静态宇宙而曾引入代表斥力的宇宙常数Λ。1929年哈勃发现宇宙膨 胀后，宇宙已不再被认为是静态，因此，爱因斯坦就放弃了这个常数。有趣的是，在天体物理研究领域，这个常数曾三起三落。如今发现了加速膨胀，人们再一次领 悟到，这个常数也许就是解读此谜的一把钥匙。

宇宙常数Λ相当于真空能量密度ρΛ＝Λc2/8πG。人们称这种真空介质为暗能量，其主要特征是压强P＝－ ρc2，即压强是负的。按照广义相对论，宇宙膨胀加速度可表述为Ｒ＝－（4πG/3）（ρ+3P/c2）Ｒ，式中压强项的存在是广义相对论所特有，牛顿定 律所没有的。值得注意的是，只要P＜－ ρc2/3，Ｒ就会是正的，宇宙就会加速膨胀。可是，对于通常的重子物质和暗物质，ρ和P均为正。如果把物态方程写成P＝w ρc2，那么，w只可能取0与＋1/3之间的值，因此，两者产生的均为引力，不可能导致加速膨胀。爱因斯坦的宇宙常数Λ所对应的介质为w＝－1，满足 w＜－1/3，可以产生斥力而常被首选为暗能量模型。这样，宇宙物质就有了三种成分，即重子物质、暗物质和暗能量。它们各占多少？三者之和是否按暴胀模型 所预言的那样为1？这要用观测来确定和检验。

COBE卫星不仅测出了宇宙微波背景辐射满足高度热平衡的黑体谱，而且测出了温度扰动微小的各向异性。2003年发表了2001年发射的威尔金森 （Wilkinson）微波各向异性探测器（WMAP卫星）的首年观测结果，2006年又发表了三年观测结果。这些结果与暴胀宇宙学的预言一致。微波背景 辐射微小各向异性的精确测定对于暗能量存在的确认以及宇宙学中不少基本问题的澄清也极为重要。

微波背景辐射高度各向同性的特征强烈支持了宇宙学原理和大爆炸宇宙学。在这高度各向同性的背景上，微小各向异性的发现为人们显示了今天宇宙大尺度结构 （星系、恒星形成）的起源之所在。微波背景辐射实际上是人们能够直接看到的最远，也就是最早的信号。它的各向异性展示的实际上是最远，也就是最早的宇宙图 像，它们应当是今天宇宙大尺度结构的种子。因发现宇宙微波背景辐射的各向异性而与马瑟共同分享2006年度诺贝尔物理学奖的斯穆特（G. Smoot）把这个成就比作“看到了上帝的脸”。所以，微波背景辐射包含了非常丰富的宇宙信息。可以预期，人们还能从中挖掘出许多宝贝来。

长期以来，天文学所研究的是恒星和星系。虽然均匀分布的物质可通过引力不稳定性［即金斯（J. H. Jeans）机制］形成恒星和星系，但怎样在合理的宇宙年龄范围内形成今天观测到的恒星和星系？这个问题却很难。1980年代初，苏联的泽利多维奇（Y. B. Zeldovich）就把宇宙大尺度结构问题看作宇宙学晴朗天空中的一朵乌云。暴胀理论曾缓解了这个困难。在暴胀期内，以前的起伏不均匀性会被衰减掉，有 效的非均匀性种子将由暴胀后的量子起伏来提供，由它们成长为微波背景辐射的各向异性，进而形成今天的大尺度结构。

最近，WMAP测出的宇宙微波背景偏振信息图进一步包含了宇宙复合时期以及其后的再电离时期的重要信息。事实上，微波背景辐射的偏振主要由两个原因造 成：一个来自复合时期（宇宙年龄约为38万年）的最后散射面；另一个来自第一代恒星（宇宙年龄约为4亿年）再电离产生的电子上的散射。正是偏振观测改进了 非均匀谱的测量精度，对暴胀理论提供了进一步支持。

宇宙学已经取得了辉煌的成就，但并不是说，宇宙学已经完全成熟。近几年来，暴胀观点的几个惊人的预言得到了很好的检验，但是，暴胀的起因却仍是个谜！ 人们已提出了许多暴胀模型，但依然停留在“玩具模型”的水平上。暗能量的发现更加惊人，它冲击着作为物理学基石之一的万有引力定律。如今，人们已提出了许 多理论模型试图来描述暗能量，其中最自然的当推爱因斯坦的宇宙常数Λ（也可看作真空能量），对应的状态方程系数为w＝－1。此外，人们还提出了动力学的观 点等许多其他模型，有的w＞－1，有的w＜－1，有的还可能不是常数。现今WMAP等的观测检验较好地支持了w接近于－1的观点。但即使观测结果支持宇宙 常数Λ的观点，也只表示暗能量密度ρΛ∝10－29克/厘米3，比据量子的观点算出的真空能量密度理论值仍然要小120个量级。可见待研究的空间还相当 大。这些状况使普林斯顿大学的斯坦哈特（P. Steinhardt）感慨地说：现今宇宙学正处于一个重大的革命时期，正如哥白尼的发现所带来的状况一样。

宇宙早期的暴胀和近期的加速膨胀很可能由真空能量引起，与真空量子数一致的只能是标量场。因此，这两次加速膨胀很可能均由标量场引起，但它们的规模却 十分不同。直至今天，在粒子物理中最有名的标量粒子希格斯（Higgs）粒子，人们已经找了几十年，仍还没有找到。这些标量场的神秘性质真是发人深思。

美国芝加哥大学天体物理学家特纳（M.Turner）说：“虽然我们还不知道暗能量是什么，但可以肯定地说，弄清楚暗能量将会对统一宇宙间的力和粒子提供至关重要的线索，而弄清楚它的途径要的是望远镜而不是加速器。”

在一个世纪以前，开尔文（L. Kelvin）从当时物理学的晴朗天空中敏锐地看到了两朵乌云：一朵是以太问题，另一朵是黑体谱问题，前者导致爱因斯坦创立了狭义相对论，后者导致普朗克 提出了量子概念。这两朵乌云引发了20世纪物理学两大革命。以太是什么？没有人知道。暗能量是什么？也没有人知道。两者均属于真空，均神秘莫测。暗能量这 朵乌云是否也会引发21世纪的物理学革命？人们正拭目以待。