宇宙的加速膨胀

当时的困境

宇宙在膨胀，这件事 1929 年就定下了。剩下的问题是：它慢下来得有多快。

引力是吸引的。宇宙里物质越多，膨胀被拉住得越厉害，所以「减速有多快」这一个数，同时回答了另外两个问题——宇宙里有多少物质，以及宇宙将来会怎样。物质够多，膨胀终会停下、翻转，一切落回一次大挤压；不够，就永远稀薄下去。这个数叫减速参数 $q_0$，在一个只有物质的宇宙里，它等于物质密度的一半：

$q_0 = \frac{\Omega_M}{2}$

要量它，就得看很远的地方——只有几十亿光年外的光，才带着早年膨胀率的记录。办法是找一支「标准烛光」：一类本身亮度固定的天体，看上去有多暗，就说明有多远。

六十年里没人做成。最亮的星系试过，败在演化上：远处的星系同时也是年轻的星系，谁也不知道它们年轻时本身有多亮。

1990 年代初，三件事凑到了一起。

第一件是理论上的底气：Ia 型超新星是白矮星吸积到钱德拉塞卡极限后被整个点燃的热核爆炸。触发条件几乎一样，爆发的能量也就几乎一样，峰值亮度约四十亿个太阳——在几十亿光年外仍然看得见。

第二件是校准。这类超新星其实并不完全相同。1993 年菲利普斯发现，它们的峰值亮度与光变曲线的衰减快慢有关：亮得越久的越亮。这条经验关系把弥散压了下去。智利的卡兰-托洛洛巡天随后测出了几十条低红移的光变曲线，第一次给了这支烛光一个像样的标定样本。

第三件是硬件。大视场 CCD 相机加上图像相减的软件，让人可以一夜之间搜过几千个星系，把那些埋在宿主星系亮光里的新亮点挑出来。

于是两支队伍先后上路。1988 年，伯克利的珀尔马特与彭尼帕克提出用新造的宽视场相机去找高红移超新星，这就是超新星宇宙学计划；1994 年 9 月，施密特与孙采夫在智利托洛洛山定下另一套方案，取名高红移超新星搜索队。两队都要解决同一个要命的工程问题：大望远镜的时间要提前几个月申请，而超新星什么时候爆没人能预约。最后两边都学会了「成批发现」——在预定的日期交出一整批还在变亮的超新星，这样跟进观测才排得上队。

两队都以为自己在量宇宙减速得有多快。

洞见时刻

1997 年秋天，高红移队的里斯把手上的数据算完，在笔记本上写下一个结果：$\Omega_M = -0.36 \pm 0.18$。

负的质量密度没有意义。这个数的意思只能是：上面那条公式的方向反了，宇宙不是在减速，而是在加速。把爱因斯坦的宇宙学常数请回来，公式变成

$q_0 = \frac{\Omega_M}{2} - \Omega_\Lambda$

数据立刻自洽了，代价是宇宙里七成的东西必须是那个 $\Lambda$。

他花了两星期找自己的错：尘埃会不会把远处的超新星调暗？年轻宇宙里的超新星会不会本来就不一样？会不会只是人总更容易发现亮的那些？一条条排除之后，他先把结果发给施密特。1998 年 1 月初，施密特回信说，他算出来的一样。施密特对媒体的说法是：我自己的反应介于惊奇与惊恐之间。

那几天队内的邮件今天读起来仍然好看。柯什纳写：我很担心，你心里知道宇宙学常数是错的，虽然你的脑子告诉你别管、只报告观测。菲利普斯写：作为严肃负责的科学家（哈），我们都知道现在下结论为时过早。孙采夫写：如果你真的确定它不是零——天哪，赶紧把它发出去，你这辈子大概不会再遇上更让人兴奋的结果了。

里斯在婚礼前夜回了一封，末尾那句后来成了这件事的注脚：不要用你的心，也不要用你的脑去面对这些结果，用你的眼睛——我们毕竟是观测者。

同一时间，另一支队伍正在算 42 颗超新星。珀尔马特那边的处境更微妙：两年前，他们用最早的七颗得到的倾向正好相反——宇宙学常数接近零、物质密度很高。数据加到 42 颗，结论翻了过来。

1998 年 1 月 8 日，美国天文学会年会上，两队在同一场会上报告了同一个方向的结果。《科学》杂志当月就写了报道，标题叫《爆炸的恒星指向一种普遍的排斥力》。3 月 13 日里斯投出高红移队的论文，5 月 6 日被接受；珀尔马特那边的论文当年 9 月投出，1999 年 6 月刊出。年底，《科学》把这件事评为 1998 年度突破。

关键不在哪一队先，而在两队互不通气、用不同的超新星样本、不同的光变曲线拟合方法、不同的尘埃改正，做出了同一个结论。这是它一年之内就被接受的原因。

涟漪效应

爱因斯坦 1917 年为了让宇宙保持静止加进方程、后来又亲手划掉的那一项，就这样回来了——而且不是一个小修正，它占了宇宙总能量的三分之二。

它回来得正是时候。微波背景的观测说空间是平的，总密度必须等于临界密度；星系团与巡天数得到的物质只有三成。缺口早就在那儿摆着，加速膨胀给出了补上它的东西。三条完全独立的证据第一次对上，六参数的 $\Lambda$CDM 模型由此成型。1998 年，特纳等人开始用「暗能量」称呼这一项，名字沿用至今。

物理学随即多了一道最难看的账。如果暗能量就是真空的零点能，量子场论算出来的数比观测值大出上百个数量级——这是理论与观测之间差距最悬殊的一次。二十多年过去，它仍然没有解释。

观测这一侧则一路推到了更远。2001 年，里斯等人在哈勃深场的旧数据里翻出一颗红移 1.7 的超新星，看到那时的宇宙还在减速。这一条很要紧：如果远处的超新星只是被尘埃调暗，或者年轻的超新星本来就暗，效应应该随距离一直加深，不会在某个时刻掉头。宇宙先减速、后加速，加速只是最近几十亿年的事。

2011 年的诺贝尔物理学奖发给珀尔马特、施密特与里斯，一半与两个四分之一。突破奖随后发给了两个团队的全体成员——三百多人。

此后二十多年，暗能量成了一门专门的观测学科：暗能量巡天、欧几里得卫星、罗曼太空望远镜、DESI，都是冲着一个问题去的——它的强度是不是恒定的。2024 年 DESI 的重子声学振荡测量与超新星、微波背景联合拟合时，出现了「随时间变化」的偏好，显著性在二到四个标准差之间，取决于用哪套超新星样本。还不到定论，但这是这个模型二十多年来第一道像样的裂缝。

如果没有它

没有 1998 年这两组数据，宇宙学会在一个自相矛盾的地方卡很久。

当时的主流假设是物质密度等于临界密度。在那个模型里，用观测到的膨胀率反推，宇宙的年龄约九十亿年——比球状星团里最老的恒星还年轻。这个「年龄危机」一直被归咎于测量误差，实际上它是模型缺了一项的信号。加上暗能量，年龄变成一百三十八亿年，矛盾消失了。

更要紧的是，如果没有人去量那个减速率，物理学会少掉眼下最大的一个问题。暗物质至少还有粒子物理的候选者可以去抓；暗能量连问题都还没问清楚——它究竟是真空的一种性质，是一种新的场，还是广义相对论在最大尺度上本来就需要修改。今天所有关于宇宙命运的说法，都建立在 1998 年那批暗得不该那么暗的超新星上。