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05 宇宙学（第2页）

第一批利用Ia型超新星研究宇宙膨胀历史的结果在20世纪90年代末才开始出现。超新星宇宙学项目（SupernovaologyProject）和高红移超新星搜寻小组（High-ZSupeream）两个研究组都参与了这项工作，他们大约在同一时间发表了各自的结果。利用对超远距离的超新星（也就是几十亿年前爆发的超新星）的观测，他们有了一些令人惊讶的发现。他们确认了宇宙膨胀的速度并没有减慢，而是在加速。这一结果完全出乎意料，因为理论上在引力作用下相互远离的物体只会减速远离，整个物理学界都被震惊了。当然对于理解引力来说，这其实是非常迷人的结果。我们将在第6章仔细研究这些结果，现在让我们回到宇宙大尺度结构。

晚期宇宙

和恒星会聚集在一起形成星系一样，星系也会聚集在一起形成一种叫星系团（clusters）或超星系团（super-clusters）的结构。这就是宇宙学家们所说的大尺度结构（large-scalestructure）。大尺度结构研究也始于哈勃。正是哈勃第一次意识到天文学家们用望远镜看到的螺旋状的天体实际上是遥远的星系。在那之前，人们一直在问银河系是不是宇宙中唯一的星系，就像大海中的孤岛那样。利用上文提到的造父变星，哈勃发现那些螺旋状天体比我们看到的周围的恒星更加遥远。对此唯一的解释是，它们是由很多很多恒星组成的更大的天体。从那时起，人们开始描绘一张天图，它能表现我们周围的大尺度结构在空间上是如何分布的。

和观测宇宙学的很多分支一样，这一新领域一开始发展得非常缓慢，直到20世纪末期才开始加快步伐。其中一个标志性的观测项目是1977年到1995年的哈佛-史密松CfA巡天计划（HavardSmithsonianCfAsurvey）。CfA巡天计划测量了大约20000个星系的退行速度并记录了它们在天空中的位置。利用哈勃定律，人们把退行速度转化成了距离，于是描绘了宇宙中大尺度结构的“天图”。他们发现星系们成团地聚集在一起形成了跨越相当大范围的结构，其中最引人注目的是所谓的CfA2长（CfA2GreatWall）。这一结构是大量星系聚集的产物，它大到光从其中一端传播到另一端需要五亿年以上的时间。

最近的星系巡天发现了更大量的星系。2dF巡天利用南威尔士的盎格鲁-澳大利亚望远镜从1997年到2002年的观测了超过200000个星系。2000年开始，计划到2020年结束的斯隆数字巡天（SloaalSkySurvey，缩写为SDSS）到目前为止已经测量了几百万的星系。实际上现在人们已经有了浩如烟海的星系（以及其他类型的天体）图像，天文学家们不可能一个个去研究它们。计算机程序可以快速检阅星系，但和人眼（和大脑）比起来，它们对辨别星系的重要特征没那么拿手。一个聪明的办法是把这些图像都放到网上，并让公众参与进来辨认它们的身份——这一项目被称作“星系动物园（GalaxyZoo）”。

2dF和SDSS发现了更多大尺度结构，甚至比CfA巡天发现的更大。其中最大尺度的结构被称为斯隆长城（SloaWall），它大约是CfA2长城的两倍大。实际上斯隆长城的尺度大到如果把类似尺度的东西首尾相接排起来，整个可观测宇宙只能装下几十个这样的结构。它们实在是巨大无比，但你最好记住这仅仅是利用超新星和CMB研究的距离尺度的一小部分。还有更多的星系没有被发现，人们还在观测是否存在更大的结构（人们期望它们并不存在，不过期望的事情未必是真的）。

这些发现都非常令人印象深刻，现在让我们来看看它们对研究引力来说意味着什么。这些观测所发现的结构都是由引力造成的。CMB观测表明宇宙很早的时候看起来十分光滑。为了把光滑的宇宙变成像现在看到的那样充满各种网状结构，宇宙中的物质必须聚集在一起。物质聚集的形式在大尺度研究得很清楚，但小尺度上就会变得复杂起来。对于那些对引力感兴趣的人来说，这两个尺度上都包含了丰富的信息，所以我们要把它们分开考虑。

在大尺度下结构的生长比较容易预测。这主要是因为宇宙中大尺度成团的物体的运动速度和宇宙膨胀相比很慢。同时大尺度结构的生长对宇宙膨胀的准确速率非常敏感。宇宙膨胀开始由普通物质主导时，结构就会开始生长。这一生长先发生于小尺度，然后再到大尺度。现在，因为能从CMB里了解到生成宇宙结构的种子是什么样的，我们也能计算在大尺度下的宇宙结构是什么样子，然后和天文学家们实际上看到的做对比。其结果非常有意思。

首先，大尺度下结构的观测有力地表明了宇宙中有某种物质并不和光发生作用。其中的原因是，如果不存在这样的物质，那么在某些尺度下宇宙应该只有更少的结构。也就是说，如果所有的物质都和光发生作用，那么早期宇宙的大量辐射就会抑制宇宙大尺度结构的种子的生长，我们能够计算这一抑制。然而我们看到的辐射并没有抑制大尺度结构的种子的生长。符合逻辑的结论就是：宇宙中存在一些物质不和辐射发生作用，这些物质的引力激发了它们周围大尺度结构的生长。另外，存在于不同距离尺度下的结构可以提供珍贵的信息，我们可以利用它们研究极大距离下引力是如何作用的。

其次，宇宙的大尺度结构也可以被当成尺子，用来测量宇宙的大小以及它膨胀了多少。这是因为原初的波纹有一个特征长度。通过比较这些宇宙微波背景辐射中波纹的尺度和我们周围大尺度结构的尺度，我们就可以比较直接地弄清楚宇宙膨胀了多少（因为前者是后者的源头）。这导致了另一个惊人的结果。假设宇宙膨胀是由物质的引力场主导的话，宇宙好像膨胀得太多了。换句话说，晚期宇宙的尺子好像太长了。

现在让我们来考虑比上述的星系长城尺度小得多的情况。小尺度下的天体（如恒星和星系）的运动速度不见得比宇宙膨胀的速度慢。这些天体的运动和相互作用非常复杂，分析起来也困难得多。现在，研究这种情况的最好办法是利用电脑做超大型多体模拟。这些天体存在的空间，如爱因斯坦描述的那样在膨胀，但它们之间的相互作用还是可以很好地用牛顿引力来描述。这是牛顿理论的一个重要延伸，而且一般被认为是比较可靠的方法。让我们来看看这个尺度下人们如何研究引力。

首先我们可以记录星系的运动，以及它们形成的大尺度结构的形状。这是一项比较棘手的工作，因为人们很难把有关天体在宇宙中发生的所有物理过程的效应都包括进来。比如说，一颗超新星可能阻断结构的生长，而气体云却能增强它。然而人们还是可以给这些现象建立模型。21世纪以来，这项工作取得了大量成果。和以前的结果一样，人们越来越确定宇宙中存在一些无法直接观测的物质，它们的引力场造成了观测结果中星系和星系团的运动。

第二种方法是观察星系和星系团导致的光线偏折。你应该还记得太阳能够偏折靠近它的星光，爱丁顿当年正是利用它让世界相信爱因斯坦的理论是对的。这也适用于星系。我们可以看到来自遥远的星系的光是如何被近处的星系折弯的，这一过程被称为引力透镜（gravitationallensing）。这一效应一般来说比较微弱，想看到它们是一项巨大的挑战。然而，如果我们恰好看到了那些被引力场折弯的星系，或者收集了足够的数据，那我们就可以利用它们来确定存在于空间中的引力场的分布。人们再一次发现空间中的引力场比我们期望的要多——如果空间中只存在我们可以直接看到的天体的话。宇宙中似乎存在很多的质量，它们的引力场折弯了光线，但并不和光发生其他相互作用。折弯的具体程度可能同时也暗示了星系及星系团尺度下引力作用的性质。

对于更小尺度，我们可以观察单个星系的情况。早在20世纪70年代，人们就发现星系旋转的速度太快了。我的意思是，如果星系内引力的来源仅仅是可见物质（大部分是恒星和气体），那么我们就可以观察到周围星系旋转的速度快到把自己给撕裂。类比来说，就像你用两只手搓着一根蒲公英的茎让它转动，如果你搓得足够快，蒲公英的种子就会飞散开来，因为花托的拉力无法再和旋转产生的离心力抗衡。星系中的恒星和它情况相同。恒星并没有由于高速旋转而飞散开来，这表明星系中的引力场比我们一开始设想的要强。再一次，合乎逻辑的结论是星系中存在一些我们无法看到的物质，它们贡献了部分引力场。

协和模型

通过观测周围的宇宙中各种各样的物理过程，我们得到了令人惊讶的结论。我们从观测结果中计算出的引力场比望远镜里看到的物质的引力场要强。除此之外，如果宇宙中最大尺度的结构要演化成它们今天这个样子，以及它们的种子来源于CMB，那么那些新的物质就不允许和光发生相互作用（或者说，至多只能有非常弱的相互作用）。这意味着我们不仅不能直接看到它们，而且也不能通过其他物体的光观测它们，因为光能直接穿过它们。

这真是一件非常奇怪的事情。这种能产生引力场但不可见的物质，被称为暗物质（darkmatter）。为了解释观测结果，要预估的暗物质的量并不少——几乎是正常物质的五倍多。当大部分人第一次听到这个消息的时候，都会感觉什么地方肯定出现了非常严重的错误。大自然不可能这么奇怪。但是，关于暗物质的证据源自相当多不同的实验，人们实在是很难否认它的存在。如果仅有一个实验证据，那么你大可以努力去证明收集数据的人，或者做观测的人可能犯了错误。但要去证明上述那么多种不同类型的实验都有错则不太可能。很难想象人们犯了那么多错误，而这些错误都指向了同样的结果。所以我们只能得出结论：宇宙中大部分物质并不是我们熟悉的物质，而是一些新的、我们以前不知道的物质。

而且，还存在另外的惊人的事实。我们不仅需要额外的物质来提供足够的引力场，以解释大尺度结构的形成以及光线偏折的观测结果，还需要解释为什么宇宙膨胀的速度比我们想象中的快。回忆一下我们可以把宇宙膨胀理解为宇宙中的物体（例如星系）在引力的作用下远离对方。如果这是真的，如果引力总是相互的，那么我们会期望宇宙大尺度结构的膨胀应该总是在减速。也就是说，宇宙膨胀应该变得越来越慢。但是，上述很多天文观测都表明宇宙正在加速膨胀。我们的结论是，宇宙中应该存在一种排斥（repulsive）的力场——换句话说，我们看到的宇宙中似乎存在一种反引力（antigravity）在影响宇宙膨胀。人们需要这种反引力来迫使物体相互远离，而不是把它们拉到一起，这样的话宇宙膨胀才可能加速。这简直骇人听闻。这种排斥力的源头被科学家们称为暗能量（darkenergy，不要和暗物质混淆了）。为了解释我们测到的宇宙膨胀的加速度，宇宙中需要存在三倍于暗物质的暗能量。

因此，我们现在对于宇宙整体的图像如下：宇宙中大约只有5%的能量以普通物质的形式存在；剩下大约25%被认为是由暗物质组成，它们之间由引力相互吸引；另外70%则是产生排斥力的暗能量。这些成分的百分比可能稍微有些波动，但它们足以解释迄今为止的所有天文观测。所有三种能量形式加起来差不多恰好使宇宙平坦（而不是有正或者负的曲率，就像球面或者马鞍面，见图10）所需要的量。平坦宇宙模型中大部分物质和能量由暗能量和暗物质组成，它也经常被称为宇宙的协和模型（odel）。天文学家们已经达成共识：协和模型是和他们的数据符合得最好的宇宙模型。

推导出协和模型的观测数据以及协和模型本身无疑是21世纪物理学的重大突破。但是，无论是宇宙的历史、内容还是其中引力场，我们对它们的了解肯定不够全面。直截了当地说，统一模型有不少弊端。第一，它暗示着宇宙的形状一开始是非常特殊的。宇宙的空间十分平直，背景辐射和星系分布非常均匀，这说明宇宙早期的密度需要极度完美地趋于均匀。第二，我们看到的CMB上的一些波纹的尺度大于光从大爆炸到大火球那段时间内能走过的距离。在爱因斯坦的理论中，没有任何东西能比光还要快，所以这真的非常奇怪。第三，我们完全不清楚暗物质到底是什么。我们只知道它能产生引力，以及它不会和光相互作用。它不可能在粒子物理标准模型（它已经包括了所有其他已知种类的粒子）中存在，也没有在任何粒子物理实验中被发现。第四，暗能量的存在，以及它产生的排斥力场，似乎需要大量的微调以使其符合我们今天看到的现象。稍微多一点，星系就不可能形成；稍微少一点，它就不会引起我们的注意。

上述四个问题是物理学家们主要关注的对象。前两个的解决方案是：宇宙早期有一段非常剧烈的膨胀时期，也就是宇宙暴涨（iflation）。我将在第6章描述宇宙暴涨。第三个问题的解决方案有望通过往标准模型中添加新的粒子来解决，现在已经有了不少可能的解决方案。在笔者写作本书的时候，物理学家们提出暗物质粒子的性质可以利用大型强子对撞机（LargeHadronCollider，缩写LHC）作直接的研究。人们还不知道大自然是不是足够仁慈，让这些粒子的能量恰好落在LHC可以探测的范围内。这些问题中最后一个是最神秘的。一些物理学家在解释暗能量这件事上作出了非凡的努力。我将在第6章更加详细地解释它们。

当然，现在还有一些物理学家在质疑暗物质和暗能量到底是不是真的存在。他们认为在确定它们是什么之前，应该先搞清楚引力在宇宙的尺度下是怎么作用的。毕竟我们只能通过它们之间引力的相互作用来了解它们。如果我们误解了引力，就可能错误地理解暗物质和暗能量。未来的天文观测将会用来探索这些可能性，以及进一步研究暗物质和暗能量的性质。

预测科学的未来通常是荒唐的，但我们还是可以比较有把握地认为21世纪的宇宙学将会有极大的进展。我们已经知道了很多关于宇宙如何膨胀，以及宇宙中的结构如何形成的知识，但和将来几十年的观测比起来还是相形见绌。这些工作重要的动力是暗物质和暗能量。搜寻这些黑暗的东西将会让人们进一步理解引力。

让我们从CMB说起。到现在为止，CMB的大部分观测都集中于测量天空中不同方向的CMB温度，然后尝试还原早期宇宙的波纹形式。这一领域最尖端的研究项目是普朗克卫星。这个任务已经获得了巨大成功，而将来的空间项目几乎不可能比它做得更好。不过，人们还可以在地面上建立更大的望远镜。人们正在智利的阿塔卡马沙漠和南极进行这些工作。这两个地区是我们星球上湿度最低的两个区域，稀薄而干燥的空气使它们成为观测太空的理想地点。这些望远镜将非常精确地测量CMB在天空中的分布，以及告诉我们更多关于宇宙的结构故事。

除了温度以外，人们还可以观察CMB中的其他东西。比如，天文学家们能够测量CMB的偏振（polarization，也就是电磁波的振动方向，见图11）。背景辐射的偏振昭示了更多早期宇宙发生的事情。通过寻找偏振中的一些特殊的模式，天文学家们就可以推测早期宇宙的引力场是什么样子。

这些信息中的一部分与CMB温度告诉我们的东西相同，而其他部分是全新的。特别是，如果可以观察到CMB偏振中一类特殊的螺旋状的模式，人们就能够推测早期宇宙中是不是有引力波在传播。回忆一下第4章的内容，为了探测穿过地球的引力波，人们已经付出了巨大的努力。CMB偏振相当于是在完全不同的条件下做的类似的实验。

图11　（a）偏振光和（b）非偏振光示意图。非偏振光的振动方向是随机的，而偏振光的振动方向是一致的。箭头表示的是光的传播方向

2014年3月，在南极的BICEP2实验的科学家们宣布他们利用这种方法探测到了早期宇宙的引力波。但到本书写作的时候人们又发现，似乎全世界为这个宣告而激动，有点太早了。科学家们确实看到了CMB中的那种螺旋状的模式，但看起来它像是来自近处的东西，而不是引力波。当然，这并不意味着早期宇宙不存在引力波。将来的实验会在更多的频段，更加准确地测量背景辐射中的偏振。如果早期宇宙真的存在一定强度的引力波，那么我们在未来10年左右就可能看到它们。BICEP2的继承者已经在修建了，第一批数据马上就要问世。

另一个尖端的项目是下一代星系巡天。我们早先讨论过2dF和SDSS巡天，它们很有野心地试图记录我们周围的宇宙中所有星系的位置。将来的巡天项目将会更加庞大。其中最大的三个是正在智利修建的大型综合巡天望远镜（LargeSynopticSurveyTelescope，缩写为LSST）、2018年开工的平方千米阵（SquareKilometreArray，缩写为SKA）以及由欧洲空间局主持计划于2020年发射升空的欧几里得卫星望远镜。它们将会测量几十亿个天体，并为宇宙绘制迄今无法企及的巨大尺度的画卷。

[1]　一般被称为“哈勃常数”。

[2]　这一效应被称为积分萨克斯-沃尔夫效应（IedSac-Whoslfeeffect）。