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一百年前的宇宙
1919年是動(dòng)蕩不定的一年：俄羅斯的紅軍和白軍在殊死戰(zhàn)斗；巴黎和會(huì)各國代表們?yōu)榱藸帄Z利益而縱橫捭闔。不過即便在這樣的時(shí)候，也有一些人把眼光投向了天空。這一年國際天文聯(lián)合會(huì)成立了，哈勃(Hubble)從軍隊(duì)退伍前往威爾遜山天文臺(tái)報(bào)到，而兩支英國天文學(xué)家的觀測隊(duì)伍則奔赴非洲和南美洲進(jìn)行日食觀測，這一觀測最終導(dǎo)致廣義相對(duì)論的新時(shí)空觀被接受。
圖：紀(jì)念國際天文聯(lián)合會(huì)成立一百周年系列活動(dòng)的口號(hào)和標(biāo)識(shí)
而宇宙中分布的物質(zhì)又如何呢？這方面的思辨其實(shí)也相當(dāng)困難。如果假定無窮的宇宙中均勻分布著恒星且恒星一直同樣發(fā)光，雖然單個(gè)恒星的亮度按距離平方反比減小，但一個(gè)球殼中恒星的數(shù)量則隨著球殼的半徑平方增加，最后的結(jié)果是我們朝天空任一方向看去天空的亮度將是無限大，這與夜空是黑的相矛盾，這就是所謂奧爾伯斯佯謬。當(dāng)然，這些物質(zhì)是如何保持彼此靜止的均勻分布同樣讓人困惑，萬有引力有使物質(zhì)彼此接近的趨勢，但另一方面如果一開始有無限大均勻分布的物質(zhì)，由對(duì)稱性可知，其中任何一點(diǎn)各個(gè)方向受的引力是相互抵消的因此將保持不動(dòng)。不過，如果物質(zhì)的分布有微小的不均勻性，那么這種不均勻性還是會(huì)打破對(duì)稱性，物質(zhì)將向附近空間中各個(gè)密度最大的地方聚集。也許，如康德和拉普拉斯所猜想的那樣，這就是太陽系形成的過程。但是，宇宙整體怎么樣呢？人們并沒有很清晰的答案，有人猜測也許除了萬有引力還存在萬有斥力使物質(zhì)達(dá)到平衡，但并無任何證據(jù)。
圖：奧爾伯斯佯謬示意圖（來自：http://ircamera.as.arizona.edu/）
如果說關(guān)于宇宙的哲學(xué)思辨遇到了種種困難，天文學(xué)觀測是否提供了什么實(shí)際的線索呢？人們知道太陽其實(shí)是一顆離我們最近的恒星，大量恒星分布在我們周圍，共同構(gòu)成了銀河系。但銀河系之外還有什么？一種旋渦狀的星云尤其引人注意：這些旋渦星云中看不到單個(gè)的恒星，有些人認(rèn)為它們其實(shí)是遙遠(yuǎn)的、與我們銀河系類似的、由大量恒星組成的系統(tǒng)，但在當(dāng)時(shí)這還是很有爭議的猜想。1920年，兩位天文學(xué)家柯蒂斯(Curtis)和沙普利 (Shapley)舉行了一場關(guān)于這一問題的辯論，雙方各有論據(jù)，尚難以說服彼此。不過，另一位天文學(xué)家斯萊弗(Slipher)發(fā)現(xiàn)了一個(gè)關(guān)于旋渦星云有趣而難以解釋的現(xiàn)象：他觀測了十五個(gè)旋渦星云光譜，根據(jù)譜線的多普勒效應(yīng)可以發(fā)現(xiàn)它們的運(yùn)動(dòng)速度達(dá)幾百到幾千千米每秒，遠(yuǎn)遠(yuǎn)高于幾十千米每秒的恒星運(yùn)動(dòng)典型值，而且絕大部分旋渦星云的光譜都向紅端移動(dòng)，顯示它們?cè)谶h(yuǎn)離我們。如果旋渦星云是隨機(jī)運(yùn)動(dòng)的，那么它們應(yīng)該有一半靠近一半遠(yuǎn)離，這些星云普遍離我們遠(yuǎn)去究竟說明了什么，頗讓當(dāng)時(shí)的學(xué)者們感到困惑。
圖：柯蒂斯和沙普利的辯論（來自：SlidePlayer）
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現(xiàn)代宇宙學(xué)的誕生
1919年的日食觀測結(jié)果證實(shí)了廣義相對(duì)論理論的預(yù)言。廣義相對(duì)論為研究時(shí)空與物質(zhì)提供了一個(gè)基本的理論框架：時(shí)空的幾何不是先驗(yàn)的，物質(zhì)的分布可以影響時(shí)空幾何，這樣就有可能在一些合理的假設(shè)下討論宇宙整體。愛因斯坦首先提出了有限靜止宇宙模型：他假定空間滿足正曲率的非歐幾何，這樣就可以避免空間無限性帶來的矛盾。但是，要獲得一個(gè)靜止解并不容易，牛頓萬有引力換了一種形式仍然繼續(xù)存在：由于物質(zhì)的影響，一開始處于靜止的有限空間將開始收縮并在有限時(shí)間內(nèi)縮成一點(diǎn)。愛因斯坦于是引入了一個(gè)“宇宙學(xué)常數(shù)”，也就是相對(duì)論形式下的“萬有斥力”，使它恰好與物質(zhì)產(chǎn)生的萬有引力相平衡。
此后，其他研究者開始用廣義相對(duì)論研究宇宙學(xué)問題。荷蘭天文學(xué)家德西特(de Sitter)研究了只包含宇宙學(xué)常數(shù)而沒有物質(zhì)的宇宙——物理上如果物質(zhì)密度遠(yuǎn)小于宇宙學(xué)常數(shù)就可以這樣近似，發(fā)現(xiàn)光在這種宇宙中會(huì)發(fā)生紅移，這一結(jié)果令他困惑。俄羅斯數(shù)學(xué)家弗里德曼(Friedmann)研究了僅包括物質(zhì)而沒有宇宙學(xué)常數(shù)的宇宙，他發(fā)現(xiàn)這種情況下宇宙無法保持靜止，而可以整體膨脹或收縮，并且物質(zhì)密度與膨脹率一起決定了宇宙的幾何：當(dāng)宇宙平均密度高于某個(gè)由膨脹率決定的臨界密度時(shí)宇宙空間曲率是正的（宇宙有限），如低于此則為負(fù)的，等于臨界密度則是平直的。稍后比利時(shí)天文學(xué)家勒梅特(Le Maitre)得到了類似結(jié)果，不過，宇宙膨脹的概念并不容易理解，例如愛因斯坦雖然了解弗里德曼和勒梅特的工作，卻一直認(rèn)為這只是數(shù)學(xué)解而沒有物理意義。
同一時(shí)期，哈勃在旋渦星云中發(fā)現(xiàn)了造父變星，此前女天文學(xué)家勒維特(Leavitt)已經(jīng)發(fā)現(xiàn)，造父變星的光變周期與絕對(duì)亮度有關(guān)，因此可以作為一種天然的“標(biāo)準(zhǔn)燭光”測定距離。哈勃測量了旋渦星云的距離，發(fā)現(xiàn)它們確實(shí)遠(yuǎn)在銀河系之外，后來這些被沙普利命名為星系。哈勃根據(jù)形狀將觀測到的星系分了類。他發(fā)現(xiàn)星系的紅移與距離成正比，他與胡馬森(Humason)測定了比例系數(shù)。勒梅特指出，如果宇宙膨脹則星系間距離不斷增大，人們將看到絕大部分星系光譜有紅移，且紅移量與距離成正比，從而為哈勃的觀測提供了物理解釋。此后人們普遍接受了宇宙膨脹的觀念。
圖：造父變星（左）與其亮度曲線（右）（來源：維基百科-Cepheid variable）
如果宇宙膨脹，那么回溯過去，現(xiàn)在彼此相距遙遠(yuǎn)的星系在過去的某個(gè)時(shí)刻都處在同一點(diǎn)上，因此將具有非常大的密度。而且，如果沒有其他熱4天文學(xué)百年專題源，氣體膨脹時(shí)溫度會(huì)降低，因此過去的宇宙溫度更高。勒梅特和伽莫夫等人認(rèn)為，宇宙就是這樣起源于一個(gè)原始火球。后來，這個(gè)理論被稱之為大爆炸理論。03
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大爆炸宇宙學(xué)理論
伽莫夫(Gamow)和他的學(xué)生阿爾弗(Alpher)、赫爾曼(Herman)等使用核物理理論推測宇宙大爆炸的過程。在早期宇宙溫度非常高的情況下，由多個(gè)核子組成的原子核無法存在，核子主要以自由質(zhì)子和中子的形式存在，可以通過核反應(yīng)相互轉(zhuǎn)化，二者的比例可用平衡態(tài)熱力學(xué)計(jì)算。但是，隨著溫度下降，中微子退耦，二者相互轉(zhuǎn)化的反應(yīng)較慢，比例關(guān)系就偏離了熱平衡值，中子數(shù)量“凍結(jié)”了，但自由中子仍可逐漸衰變?yōu)橘|(zhì)子。當(dāng)溫度進(jìn)一步下降時(shí)，通過核反應(yīng)可以形成由多個(gè)核子組成的原子核。首先形成的是由一個(gè)質(zhì)子和一個(gè)中子組成的氘核，此后通過一連串核反應(yīng)，逐步形成氚、氦3、氦4、鋰等更重的核素。伽莫夫等一開始希望能用這種方式生產(chǎn)自然界中存在的各種原子核，但后來發(fā)現(xiàn)只有較輕的原子核可以在大爆炸中產(chǎn)生，而比鋰更重的核素則是之后在恒星核燃燒或爆炸中產(chǎn)生的。這一理論很好的解釋了為什么氫和氦分別約占宇宙重子物質(zhì)的76%和24%，而其他所有核素所占比例很小。
圖：（從左到右）喬治·伽莫夫(George Gamow)，拉爾夫·阿爾弗(Ralph Alpher)以及羅伯特·赫爾曼(Robert Herman)（圖片來源：infograph: the Cosmic Microwave Background）
如果宇宙早期處在這種高溫的熱平衡狀態(tài)，那么除了核子與電子之外，宇宙早期也必然有大量光子，隨著宇宙膨脹和進(jìn)一步冷卻，大爆炸核合成過程中形成的氦和氫核會(huì)進(jìn)一步與自由電子復(fù)合成原子中性氣體，而早期存在的這些光子卻會(huì)一直存留下來，只是隨著宇宙膨脹不斷紅移。阿爾弗等人估計(jì)，這些光子今天將紅移到微波波段，形成一種宇宙微波背景輻射（CMB）。但是，在很長一段時(shí)間里，這一預(yù)言并未引起人們的重視。直到60年代初，迪克(Dicke)、威爾金森(Wilkinson)、皮伯斯(Peebles)等人才重新發(fā)現(xiàn)了這一點(diǎn)并開始試圖探測這種大爆炸的余暉，不過在他們的觀測開始之前，彭齊亞斯（Penzias）和威爾遜(Wilson)首先在測試貝爾實(shí)驗(yàn)室的一臺(tái)射電望遠(yuǎn)鏡時(shí)意外發(fā)現(xiàn)了一種天空中均勻分布的噪聲，從而給出了大爆炸理論最有力的證據(jù)。雖然此后大爆炸宇宙理論此后成為主流理論，霍伊爾還沒有完全認(rèn)輸，他指出，如果宇宙中分布著大量塵埃，而這些塵埃被宇宙中均勻分布的恒星星光加熱，它們也可以輻射出一種均勻的紅外輻射，再經(jīng)過紅移后形成溫度均勻的微波背景輻射。不過，1990年，宇宙微波背景探索者（COBE）衛(wèi)星的觀測表明，CMB的頻譜是幾乎完美的黑體輻射譜，這是塵埃熱輻射很難形成的，因此大爆炸理論得以進(jìn)一步的確立。
在探索宇宙起源的同時(shí)人們也繼續(xù)改進(jìn)對(duì)宇宙膨脹的測量。第二次世界大戰(zhàn)結(jié)束時(shí)，巴德(Baade)發(fā)現(xiàn)存在兩種重元素含量不同的星族，而兩種星族中造父變星的光變規(guī)律不同，哈勃原來在測量河外星系距離時(shí)不知道這一點(diǎn)，導(dǎo)致他給出的距離尺度過小，相應(yīng)的宇宙年齡也過短。做了這一改進(jìn)后。哈勃去世后，他的助手桑得奇(Sandage)使用新投入使用的帕洛瑪山5米望遠(yuǎn)鏡繼續(xù)改進(jìn)觀測，并提出了通過測量不同紅移星系的距離給出宇宙膨脹的哈勃常數(shù)和宇宙膨脹加速度的方法。原則上，根據(jù)這些測量數(shù)據(jù)和弗里德曼方程可以決定宇宙模型究竟是哪一種。
04
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星系形成和精確宇宙學(xué)
在宇宙學(xué)理論最初的研究中，人們常常假定宇宙是均勻且各向同性的，這個(gè)假定使理論研究大大簡化。但是顯然的是，宇宙并非完全均勻各向同性。星系內(nèi)部的密度顯然遠(yuǎn)遠(yuǎn)高于星系之間的空間的密度。星系的分布也不是完全均勻的，哈勃就已發(fā)現(xiàn)，星系的數(shù)密度呈現(xiàn)一種對(duì)數(shù)隨機(jī)分布。茲維基(Zwicky)和阿貝爾（Abell)都發(fā)現(xiàn)，有些地方的星系密度特別高，形成星系團(tuán)。1977年，第一個(gè)星系紅移巡天——CfA紅移巡天開始系統(tǒng)測量一個(gè)天區(qū)內(nèi)星系的紅移分布。根據(jù)哈勃定律，紅移越大，距離越遠(yuǎn)，因此紅移巡天可以給出星系的三維分布。在這種巡天中，人們發(fā)現(xiàn)星系會(huì)形成巨大的纖維狀結(jié)構(gòu)。為了定量描述星系的隨機(jī)分布，也測量了星系密度的相關(guān)函數(shù)和功率譜等統(tǒng)計(jì)量。
圖：SDSS 巡天觀測的大尺度結(jié)構(gòu)扇形圖（來源：Sloan Digital Sky Survey SDSS）
顯然，引力在結(jié)構(gòu)形成中起了非常重要的作用，理論上可以采用微擾論研究原初擾動(dòng)的演化。微擾論適用于相對(duì)密度擾動(dòng)δ?1的情況。這種情況下，擾動(dòng)的演化方程是線性的，可以被分解為不同尺度的傅里葉模，每個(gè)模各自獨(dú)立的演化。由于不同尺度的傅里葉模進(jìn)入視界的時(shí)間不同，而宇宙膨脹經(jīng)歷了從輻射為主到物質(zhì)為主的轉(zhuǎn)換，還有聲波振蕩、中微子自由傳播、光子自由傳播等尺度效應(yīng)，因此微波背景輻射在不同尺度上的漲落有明顯的不同，這些體現(xiàn)為角功率譜上的一些特征。當(dāng)擾動(dòng)增長得較大、非線性效應(yīng)不能忽略時(shí)，人們使用球形模型、澤多維奇（Zel′dovich)近似等方法獲得了一些物理上的理解，而高速的計(jì)算機(jī)出現(xiàn)之后，N體模擬、流體力學(xué)模擬等數(shù)值方法能夠處理更加真實(shí)的情況。
這些研究的結(jié)果表明，微小的原初擾動(dòng)在引力作用下持續(xù)增長,其中密度很高的區(qū)域，其宇宙膨脹將在局部引力作用下逆轉(zhuǎn)為收縮。這些坍縮的物質(zhì)最后形成由粒子速度彌散、氣體壓強(qiáng)或旋轉(zhuǎn)與引力平衡的穩(wěn)定天體，而其中的氣體如果能夠通過輻射冷卻損失能量，就會(huì)進(jìn)一步收縮，形成星系。星系內(nèi)高密度的氣體再進(jìn)一步收縮最終形成恒星。在這一過程中，相鄰的星系也有可能發(fā)生并和。人們基于原初擾動(dòng)的功率譜和恒星形成、演化與反饋的經(jīng)驗(yàn)規(guī)律可以構(gòu)建星系形成的模型。這些模型給出的預(yù)言可以與觀測數(shù)據(jù)進(jìn)行定量化的比較。
自20世紀(jì)90年代以來，隨著觀測技術(shù)的快速進(jìn)步，精確宇宙學(xué)的時(shí)代來臨了。在宇宙微波背景輻射方面，COBE，WMAP和普朗克(Planck)三代衛(wèi)星實(shí)驗(yàn)給出了非常精密的各向異性測量結(jié)果，在此之間還有一系列地面和氣球?qū)嶒?yàn)。除了宇宙微波背景輻射實(shí)驗(yàn)外，多光纖光譜測量技術(shù)大大提升了紅移巡天的效率。自2000年開始、并經(jīng)過多次升級(jí)的斯隆數(shù)字巡天(SDSS)給出了對(duì)視亮度極限星系、亮紅星系、發(fā)射線星系和類星體等樣本的相當(dāng)精確的測量結(jié)果。宇宙微波背景輻射及大尺度結(jié)構(gòu)的數(shù)據(jù)精度達(dá)到了百分之一的量級(jí)。這些理論與觀測多方面的、非平凡的符合不僅為標(biāo)準(zhǔn)宇宙學(xué)理論提供了堅(jiān)實(shí)的證據(jù)，而且也對(duì)宇宙學(xué)參數(shù)給出了很精確的測量結(jié)果。例如，根據(jù)宇宙微波背景輻射角功率譜中振蕩峰的位置，確定了宇宙的幾何是平直的。
圖：宇宙微波背景輻射角功率譜（來自：美國國家航空航天局官網(wǎng)）
絕大部分現(xiàn)有的觀測都能被宇宙學(xué)常數(shù)冷暗物質(zhì)模型LCDM很好地容納。當(dāng)然，在宇宙學(xué)研究中一直總是存在某些不同觀測之間的沖突。例如，在很多年里人們使用不同方法得到的哈勃參數(shù)有顯著的不同，其差異程度超過了這些測量名義上的統(tǒng)計(jì)誤差。這些沖突有時(shí)是由于觀測的系統(tǒng)誤差，隨著觀測的改進(jìn)，這些差異會(huì)減小或消失。在過去幾年里，哈勃常數(shù)測量的誤差顯著減小了，但使用距離階梯測得的值與宇宙微波背景輻射的擬合值之間的差異仍然持續(xù)存在，這仍是有待解決的問題。
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宇宙的起源和演化
宇宙學(xué)理論勾繪出了宇宙演化的歷史圖景。早期的宇宙處在很高的溫度和密度下，其狀態(tài)可以用現(xiàn)代粒子物理理論描述。隨著宇宙膨脹冷卻，形成了氫、氦等輕元素，但仍處于電離狀態(tài)。在經(jīng)過大約38萬年的演化后宇宙中的等離子體復(fù)合，宇宙微波背景輻射光子開始自由傳播，宇宙進(jìn)入所謂的黑暗時(shí)代。這時(shí)，隨著原初擾動(dòng)在引力作用下逐漸增長，開始形成最初的非均勻結(jié)構(gòu)。經(jīng)過大約一億年演化后，第一代恒星開始形成，宇宙進(jìn)入黎明時(shí)期。隨著越來越多的恒星和星系形成，它們發(fā)射的光子將宇宙中的氣體電離了。此后，更多的星系逐漸形成，同時(shí)一些星系也相互并和，直至演化為今日的宇宙。目前，人們已經(jīng)能夠通過望遠(yuǎn)鏡直接觀測到這一演化歷程中的晚期部分。新一代的望遠(yuǎn)鏡，如JWST，TMT等，試圖觀測宇宙早期的星系。同時(shí)，人們也正在開展實(shí)驗(yàn)，希望能探測到宇宙再電離、宇宙黎明甚至宇宙黑暗時(shí)代的中性氫產(chǎn)生的21cm信號(hào)。
盡管大爆炸理論得到了觀測的支持，但也存在一些令人困惑的問題。比如，按照弗里德曼方程，今天宇宙的密度與臨界密度是同一個(gè)數(shù)量級(jí)的，這意味著宇宙早期的密度與臨界密度的差別非常之小。為何如此？這就是所謂平坦問題。另外，廣義相對(duì)論允許非均勻的宇宙，但不同方向的宇宙微波背景輻射溫度相同，表明在宇宙早期這些不同點(diǎn)就很均勻了。在物理上，不同物體的相互作用可以使它們的壓強(qiáng)和溫度趨向相同，但是由于光速的限制，這種趨同的區(qū)域在宇宙早期應(yīng)該很小，而觀測卻表明全天都具有相同的CMB溫度。此外，在弱電相互作用統(tǒng)一理論建立之后，很多粒子物理學(xué)家開始考慮大統(tǒng)一理論。這些理論中往往預(yù)言存在著質(zhì)量很大的磁單極子，在熱大爆炸早期的高溫下很容易產(chǎn)生非常大量的磁單極子，但觀測中卻顯然并沒有這么多。盡管這些問題并不直接與大爆炸理論矛盾，但大爆炸理論卻無法給出合理的解釋。
圖：宇宙歷史（來源：美國國家航空航天局官網(wǎng)）
在有標(biāo)量場提供類似于形式類似宇宙學(xué)常數(shù)的真空能的情況下，宇宙可以加速膨脹。美國宇宙學(xué)家古思(Guth)首先意識(shí)到，如果宇宙極早期有一個(gè)他稱之為暴脹(inflation)的極為短促但劇烈的加速膨脹過程，然后再轉(zhuǎn)入通常的熱大爆炸模型，上述問題就可以得到合理的解釋：這時(shí)我們可觀測的整個(gè)宇宙在極早期都曾經(jīng)處在光速傳播可以達(dá)到的范圍之內(nèi)，因此可以達(dá)到相同的密度。此后在暴脹過程中，大片區(qū)域的膨脹速度超過光速，把這些區(qū)域拉到非常大的尺度上，使我們以為它們是光速傳播所不能達(dá)到的區(qū)域。在這一過程中宇宙的密度趨近臨界密度，而磁單極子如果存在的話也會(huì)被這一輪劇烈膨脹所稀釋。這一理論提出后很多宇宙學(xué)家迅速跟進(jìn)，提出改進(jìn)的理論。俄羅斯宇宙學(xué)家林德(Linde)認(rèn)為，宇宙的暴脹可以在標(biāo)量場的慢滾（slowroll)演化中實(shí)現(xiàn)，而如果標(biāo)量場在空間各點(diǎn)的初始值隨機(jī)分布，這些點(diǎn)就會(huì)形成持續(xù)時(shí)間長短不一的暴脹，這種“混沌暴脹”將形成一種在極大尺度上的分形，但我們可見的宇宙僅是其中一小部分，而其中的觀測者看到的是均勻各向同性分布。
暴脹理論也提供了一種產(chǎn)生原處擾動(dòng)的物理機(jī)制。在微小尺度上測不準(zhǔn)原理導(dǎo)致的量子擾動(dòng)隨著宇宙快速膨脹而固化下來，并被拉長到巨大的宏觀尺度。此前人們根據(jù)星系分布的統(tǒng)計(jì)特性，推測宇宙初始的密度擾動(dòng)近似服從哈里斯-澤多維奇(Harrison-Zel′dovich)分布，即其功率譜滿足冪律譜P(k)~kn，且n=1。而在通常的慢滾暴脹中產(chǎn)生的原初擾動(dòng)是近似滿足高斯分布的隨機(jī)擾動(dòng)，擾動(dòng)功率譜的指數(shù)接近但略小于1，這些都與現(xiàn)有的觀測符合。此外，暴脹理論也預(yù)測原處引力波的存在，這原則上可以通過分析宇宙微波背景輻射的極化探測到。
當(dāng)然，除了暴脹外，也有一些其他的宇宙起源模型，例如在火劫理論中，認(rèn)為宇宙起源于高維空間兩個(gè)“膜”的劇烈碰撞。或者，宇宙是循環(huán)的，多次發(fā)生膨脹、收縮，反彈等。由于觀測資料的限制，宇宙起源的研究仍有很大的難度。
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暗物質(zhì)、暗能量
20世紀(jì)30年代，在美國工作的瑞士天文學(xué)家茨維基（FritzZwicky）通過分析星系團(tuán)觀測數(shù)據(jù)，發(fā)現(xiàn)星系團(tuán)中存在著大量不發(fā)光的“暗物質(zhì)”。到了70年代，茹賓（VeraRubin）等又發(fā)現(xiàn)，星系的恒星盤之外有由不發(fā)光暗物質(zhì)組成的球形暈。人們很容易想到暗物質(zhì)可能是某些不發(fā)光的天體，如褐矮星、行星、小黑洞、碎石等。不過，通過各種觀測人們已排除了這些普通物質(zhì)組成的不發(fā)光天體作為暗物質(zhì)主要成分的可能性。
現(xiàn)在，人們猜想暗物質(zhì)可能是某些標(biāo)準(zhǔn)模型之外的未知粒子。不同的暗物質(zhì)粒子對(duì)宇宙的結(jié)構(gòu)形成有不同的影響。那些宇宙早期能夠以接近光速運(yùn)動(dòng)的暗物質(zhì)粒子被稱為熱暗物質(zhì)，它們將抹平星系尺度的原初擾動(dòng)，從而導(dǎo)致星系形成滯后。只有只有冷暗物質(zhì)模型和溫暗物質(zhì)模型還有可能（溫暗物質(zhì)是指暗物質(zhì)的運(yùn)動(dòng)速度遠(yuǎn)小于光速，但比冷暗物質(zhì)還是高一些，因此可以抹掉小于星系尺度的一些漲落）。一類質(zhì)量大于幾個(gè)質(zhì)子的質(zhì)量、只參與萬有引力和弱相互作用而不參與電磁相互作用和強(qiáng)相互作用的未知粒子可以很好的滿足目前大部分天文觀測，這被稱為弱相互作用重粒子（WIMP）。許多超越標(biāo)準(zhǔn)模型的粒子物理理論，最典型的如超對(duì)稱理論，可以自然地預(yù)言存在這樣的粒子。人們利用被厚厚的地層或山體屏蔽的實(shí)驗(yàn)室進(jìn)行WIMP搜尋實(shí)驗(yàn)，暗物質(zhì)應(yīng)該能夠輕松穿過這些其他粒子無法透過的屏障，與深藏其中的靈敏探測器相互作用。我國錦屏山地下實(shí)驗(yàn)室的暗物質(zhì)實(shí)驗(yàn)即是如此。這些實(shí)驗(yàn)已經(jīng)相當(dāng)靈敏，可以排除很多模型，但迄今為止，還沒有發(fā)現(xiàn)暗物質(zhì)。另一暗物質(zhì)的熱門候選者是軸子（axion）。這也是一種假想粒子，并不在粒子“標(biāo)準(zhǔn)模型”之中。它于20世紀(jì)70年代被提出，軸子與普通物質(zhì)的相互作用也非常弱，而其質(zhì)量要遠(yuǎn)低于WIMP。不過，軸子雖然很輕，但由于其產(chǎn)生時(shí)處于玻色-愛因斯坦凝聚狀態(tài)，因此其動(dòng)量很小，仍然是一種冷暗物質(zhì)。目前也有很多搜尋軸子的實(shí)驗(yàn)。同時(shí)，人們也繼續(xù)進(jìn)行精密的天文觀測，試圖根據(jù)暗物質(zhì)的分布推斷其性質(zhì)；或者探尋暗物質(zhì)可能的湮滅或衰變信號(hào)（例如悟空暗物質(zhì)衛(wèi)星實(shí)驗(yàn)）。
圖：宇宙組分（來源：福建數(shù)字科技館）
1998年，天文學(xué)家們發(fā)現(xiàn)宇宙的膨脹正在加速。一般我們所熟悉的物質(zhì)，其對(duì)時(shí)空的影響都是使宇宙膨脹減速，因此這意味著宇宙中存在一種性質(zhì)非常特殊的物質(zhì)，被稱之為暗能量。為了滿足觀測限制，暗能量也必須沒有與普通物質(zhì)以及光字的相互作用，或者這種作用非常微弱。暗能量比暗物質(zhì)更難以直接研究，人們通過精密地測量宇宙膨脹速度和大尺度結(jié)構(gòu)演化速度隨時(shí)間的變化來了解暗能量的性質(zhì)。
一些可能的暗能量模型包括愛因斯坦引入的宇宙學(xué)常數(shù)，或者某些性質(zhì)非常特殊的標(biāo)量場等。但是，為什么有這樣的暗能量、它在整個(gè)物理體系中的起源仍然是未知的。目前的觀測發(fā)現(xiàn)，普通的已知物質(zhì)只占宇宙總平均密度的4.7%左右，暗物質(zhì)約占25%，暗能量約占70%。因此，可以說宇宙95%以上的物質(zhì)組分仍然是未知的。目前，人們通過精密地進(jìn)行宇宙微波背景輻射、大尺度結(jié)構(gòu)、超新星、引力透鏡等各種觀測（未來可能還要加入引力波的測量），來進(jìn)一步改進(jìn)對(duì)宇宙模型參數(shù)的限制，并試圖檢驗(yàn)暗物質(zhì)和暗能量模型。
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總結(jié)和展望
在過去的一百年中，宇宙學(xué)的研究取得了巨大的進(jìn)步。在一百年之前，人們對(duì)于宇宙是什么樣子還幾乎毫無了解，更不清楚其演化的歷史。一些基于看似合理的假設(shè)做出的初步思考幾乎立刻就遇到理論上的矛盾，或者無法與觀測相調(diào)和。
經(jīng)過一百年的發(fā)展，我們已有充分的證據(jù)相信我們所處的可觀測宇宙起源于大約138億年前的大爆炸，并已建立了一個(gè)可以很好地描述其演化過程的理論模型，對(duì)于這一演化的大部分時(shí)段我們已有直接的觀測，并且正在發(fā)展研究其早期演化的觀測技術(shù)。我們?nèi)匀缓茈y回答最早的時(shí)刻、甚至在大爆炸之前的宇宙是什么樣子的，不過對(duì)大爆炸極早期我們已有了理論模型，能夠較為自然地解釋觀測到的宇宙和原初擾動(dòng)，但尚待進(jìn)一步的檢驗(yàn)。當(dāng)然，受限于可觀測的宇宙范圍，這一研究是相當(dāng)困難的。另外，在觀測中我們發(fā)現(xiàn)，宇宙中絕大部分物質(zhì)是我們?nèi)圆涣私獾陌滴镔|(zhì)和暗能量，宇宙的奧秘仍有待我們進(jìn)一步的探索和發(fā)現(xiàn)。
本文選自《現(xiàn)代物理知識(shí)》2019年第6期
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