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暗能量
一种只参与引力相互作用而不参与电磁相互作用，致使宇宙加速膨胀的能量成分 来自维基百科，自由的百科全书
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提示：此條目的主題不是暗物質。在物理宇宙學和天文學中，暗能量（英語：Dark energy）是一種基於觀測推論出的能量，它在大尺度上影響整個宇宙。其表現為一種均勻的負壓力，主要效應是推動宇宙加速膨脹，同時減緩宇宙大尺度結構的形成速率。[1]根據目前公認的ΛCDM模型，[2]暗能量占據著宇宙總質能的主導地位——在現今可觀測宇宙中，暗能量占比達68%，暗物質與可見（重子）物質分別占26%和5%，而中微子、光子等其他組分幾乎可以忽略不計。[3][4][5][6]暗能量具有極低的密度：僅7×10−30克/立方厘米（等效能量密度為6×10−10焦耳/立方米），遠低於星系中可見物質或暗物質的密度。但由於其在宇宙空間中均勻分布的特性，暗能量目前在宇宙的質量-能量構成中占比極大。[7]
暗能量存在的首個觀測證據源於對超新星的測量。Ia型超新星具有穩定的光度特性，這種特性使其成為精確的宇宙距離標尺。通過比對其光度距離與紅移值（反映超新星退行速度的物理量），科學家發現宇宙膨脹呈現加速趨勢。[8][9]在此觀測結果公布前，科學界普遍認為宇宙中物質與能量的引力作用將導致膨脹速率隨時間遞減。自加速膨脹現象確認以來，多個獨立研究證據相繼被發現，共同支持暗能量的存在。
暗能量的本質仍是未知的。現有兩種主流暗能量模型：宇宙學常數[10][11]（即一種均勻充滿空間的恆常能量密度）和純量場論（即一個能量密度隨時空變化的動力學場，如第五元素和模空間 (物理學)）。宇宙常數在物理上等價於真空能量。在空間上變化的純量場很難從宇宙常數中分離出來，因為變化太緩慢了。其他的候選包括可相互作用的暗能量理論，以及一些觀測效應。
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暗能量概念的歷史與背景
"宇宙學常數"是廣義相對論下愛因斯坦場方程中可引入的常數項。若將其視為場方程中的"源項"，則等效於真空空間的質量（其值在概念上可正可負），或稱"真空能量"。
愛因斯坦最初提出宇宙學常數（符號記為Λ）是為了利用暗能量來抵消引力，從而獲得引力場方程的靜態宇宙解。[13]他明確指出，這一常數要求"真空空間扮演散布於星際空間中的負質量引力源角色"。[14][15]
該機制是『參數微調』的典型案例，但後來學界發現愛因斯坦的靜態宇宙模型並不穩定：局部密度漲落最終將導致宇宙陷入失控膨脹或坍縮。平衡態本質上是脆弱的——若宇宙發生輕微膨脹，膨脹過程中會釋放更多真空能量，進而引發更大規模膨脹；同理，輕微收縮也將持續加劇。愛因斯坦認為"真空空間"本身具有能量，且該能量作為空間的內稟屬性不會因空間膨脹被稀釋。隨著空間膨脹，更多空間能量隨之產生，從而驅動加速膨脹。[16]由於宇宙物質分布的不均勻性，此類擾動不可避免。1929年愛德溫·哈勃的觀測進一步表明宇宙處於膨脹狀態而非靜態。愛因斯坦將之前堅持靜態宇宙觀點而未能預見到動態宇宙稱為其畢生最大失誤。[17]
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關於宇宙早期暴脹與暗能量關聯的研究可追溯至1980年。當時阿蘭·古斯與阿列克謝·斯塔羅賓斯基提出，類似於暗能量概念的負壓場可能在極早期宇宙中驅動了暴脹過程。該理論認為，某種與暗能量性質相似的排斥力導致了宇宙在誕生初期產生指數級膨脹——這一機制已成為當前多數大爆炸模型的核心要素。不過暴脹時期的能量密度遠高於現今觀測到的暗能量，且暴脹在宇宙年齡不足一秒時就已終結，兩者是否存在關聯至今仍是未解之謎。值得注意的是，即便暴脹模型被當時學界接納後，宇宙學常數仍被認為與當代宇宙無關。
絕大多數暴脹模型都預言宇宙總密度（物質+能量）應無限接近臨界密度。1980年代學界主要研究物質密度達臨界值的模型，通常設定為95%的冷暗物質（CDM）加5%普通物質（重子物質）。這類模型雖能成功模擬星系與星系團形成，但在80年代末顯露出缺陷：模型所需的哈勃常數低於觀測值，且對大尺度上星系聚集的預測與實測存在偏差。1992年宇宙背景探測者（COBE）衛星發現宇宙微波背景各向異性後，傳統冷暗物質模型面臨更大挑戰。至90年代中期，ΛCDM模型與冷熱混合暗物質模型等修正方案成為研究熱點。1998年兩個超新星觀測團隊（里斯團隊[18]與珀爾馬特團隊[19]）首次發現宇宙加速膨脹的直接證據，使ΛCDM模型脫穎而出。隨後多項獨立觀測持續佐證按能量的存在：2000年毫米波段氣球觀天計劃（BOOMERanG）與毫米波各向異性成像陣列實驗（Maxima）實驗測得宇宙微波背景輻射的第一聲學峰，證實總密度接近臨界值；2001年2度視場星系紅移巡天顯示物質密度約占臨界密度30%，二者巨大差值證明宇宙中存在均勻分布的暗能量來彌補兩者間的空缺。2003-2010年威爾金森微波各向異性探測器（WMAP）衛星的精密測量進一步鞏固了標準宇宙學模型，並提升了關鍵參數的測定精度。
要理解宇宙膨脹速率如何隨時間和空間變化，必須對其進行高精度測量。在廣義相對論框架下，宇宙膨脹速率的演化可通過宇宙曲率和宇宙學狀態方程（表徵空間任意區域內溫度、壓強與物質、能量及真空能量密度的相關關係）進行計算。當前觀測宇宙學最重要的研究方向之一，正是對暗能量狀態方程的測量。在標準FLRW度規中引入宇宙學常數（即暗能量）後形成的ΛCDM模型，因其與觀測數據的高度吻合，已被學界稱為"宇宙學標準模型"。
截至2013年，ΛCDM模型已通過包括普朗克衛星和超新星遺產巡天在內的一系列嚴格宇宙學觀測的驗證。超新星遺產巡天項目首批數據顯示，暗能量的平均特性（即狀態方程）與愛因斯坦提出的宇宙學常數的吻合精度達到10%。[20]哈勃太空望遠鏡高紅移團隊最新研究表明，暗能量在宇宙加速膨脹前就已存在，其存在時間至少跨越90億年宇宙史。
近期有一些觀測結果表明，暗能量可能隨著時間的推移在演化。2025年3月，暗能量光譜儀（DESI）的數據追蹤了宇宙膨脹過程中重子聲學振盪的變化，結合此前對宇宙微波背景、超新星和弱引力透鏡的觀測數據，研究發現暗能量密度有隨著時間的推移而降低的趨勢，即當前宇宙中的暗能量密度約比45億年前低10%左右，其結果顯著度處於2.8至4.2sigma區間。[21][22][23][24]該觀測仍然不足以完全排除暗能量密度為常數（也即宇宙學常數）的可能。
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暗能量的相關解釋
雖然暗能量存在的證據都來自於間接推測，但有三個主要證據支持：
- 根據遙遠星系距離與紅移量的觀測，顯示宇宙在它的演化過程後半段經歷過加速膨脹。
- 實際觀測的宇宙是平坦的，這顯示宇宙的物質密度應該近似等於大爆炸理論中的臨界密度。但是暗物質和通常物質的觀測總量加起來都遠遠不夠，需要有額外的物質貢獻質量。
- 宇宙大尺度質量密度的傅立葉譜支持暗能量存在的假設。
目前通常假設，暗能量在宇宙中各向同性，密度非常小，且不與通常物質發生任何除引力之外的已知的相互作用（即電磁，強，弱相互作用）。暗能量的密度又非常之小，大概10−29 g/cm3，因此地球上的實驗室應當很難直接發現它。但是因為暗能量應該充滿了所有的宇宙空間，因此它占宇宙質能總量的68%，這顯著地影響了宇宙整體的演化。目前的兩類暗物質理論——宇宙常數理論和基本純量場理論，都包含了暗能量的兩種重要性質——均勻和負壓。
根據廣義相對論，造成引力效應的時空彎曲不僅僅受物質的質量影響，也受到物質不同部分之間的應力的影響。其中，壓強是物質的應力的一種形式。物質的質量密度、動量密度和物質的應力張量共同組成了物質的能動張量，共同決定了時空曲率。因此，從廣義相對論推導出的弗里德曼-勒梅特-羅伯遜-沃爾克度規解中，能看出足夠強的負壓對宇宙演化的影響：當 時，如果宇宙已經在膨脹，負壓將使宇宙加速膨脹，而如果宇宙已經收縮，它又將使宇宙停止收縮重新膨脹。
該加速效應有時被稱作「引力排斥」，但負壓並不會造成個別物質之間的排斥作用，它們仍然是相互吸引的。但是，負壓充斥宇宙，卻會造成類似宇宙背景時空整體被吹漲的效應，結果是宇宙加速膨脹了。
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暗能量存在的具體觀測證據
關於暗能量的證據雖屬間接，但源自三個互相獨立的方面：
1998年，高紅移超新星搜索隊觀測組發表了Ia型超新星的觀測數據，顯示宇宙在加速膨脹。[26]隨之，1999年，超新星宇宙學計畫證實了該結果。[27]索爾·珀爾馬特，布賴恩·施密特和亞當·里斯因該項工作於2011年獲得諾貝爾物理學獎。
自那時起，多項獨立研究結果驗證了這些觀測發現。宇宙微波背景輻射測量、引力透鏡效應、宇宙大尺度結構研究以及改進的超新星觀測數據，均與ΛCDM模型相吻合。[28]有不同觀點認為，實際上暗能量存在的唯一依據來自於測量距離測量和紅移關聯性的觀測結果，而宇宙微波背景各向異性和重子聲學振盪僅能證明特定紅移對應的天體距離比傳統"塵埃態"弗里德曼-勒梅特宇宙模型預測值更大，且與本地測量的哈勃常數存在差異。[25]
超新星由於其作為優質標準燭光的特性成為宇宙學研究的重要工具。它們使研究人員能夠通過天體距離與紅移（反映天體遠離地球的退行速度）的對應關係來測算宇宙膨脹歷史。根據哈勃定律，這種關係近似於一種線性關係。紅移可以通過相對容易的光譜法測定，而天體距離的測量則更具挑戰性。天文學家通常採用標準燭光法——即利用擁有已知或可校準的本徵亮度（絕對星等）的天體進行測算，通過對比其實際觀測亮度（視星等）即可推算出距離。Ia型超新星憑藉其極高且穩定的光度，成為目前跨宇宙學尺度最精確的標準燭光。
最新超新星觀測數據顯示，若假設當前宇宙符合平坦ΛCDM模型，則目前宇宙中質能占比構成為66.6%的暗能量及33.4%的暗物質與重子物質組合。[29]
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無論是何種形式的暗能量，它都對宇宙空間大尺度曲率有貢獻。對宇宙微波背景的觀測，可以測量出宇宙目前的曲率，以及宇宙中暗物質和通常物質的含量。目前的觀測結果是，我們的宇宙接近平坦，因此宇宙的總物質量應該接近等於臨界密度。但宇宙微波背景測出的宇宙暗物質和通常物質的含量僅有該值的30%左右，則剩下的為暗能量。
威爾金森微波各向異性探測器（WMAP）衛星耗時七年，給出的數據是宇宙物質的72.8%是暗能量，22.7%是暗物質，4.5%是通常物質。2013年，普朗克衛星給出的數據是，68.3%的暗能量、26.8%的暗物質、及4.9%的通常物質[3][4][5][6]。
在早期宇宙光子退耦發生前，所有物質，包括光子，電子，重子等，都組成了一鍋均勻的「電漿體湯」。在其中，所有的粒子自由程都極短，走一點路程就會被其他粒子散射，所以這種電漿體內部的相互作用極強。當然，這種電漿體也不是完全均勻的，上面會有微小的密度漲落。由於暗物質退耦更早，因此那些密度稍大的部分含有更多的暗物質，這些部分吸引周圍的物質向其靠近。由於這種早期的電漿體內部相互作用非常強，因此在被吸往密度較大的核心的過程中，會聚集而造成局部壓力過大，因此會向周圍輻射一種「重子聲學振盪」，就如同在水中丟一顆石子，外圍產生一圈波紋一樣。由於暗物質早就退耦了，除了引力之外它不與電漿體相互作用，因此暗物質留在中心，而電漿體則形成了被暗物質吸引部分的一個核心，以及周圍包裹的壓力較大部分的一個殼狀密度較大區域，那是重子聲學振盪的波前。這個殼狀區域可以以光速的一半向外擴張。
之後，隨著宇宙膨脹，電漿溫度下降，光子退耦出去，形成了今天宇宙微波背景輻射的源頭，而組成殼狀區域的重子和電子物質結合生成原子核。由於失去了光子作為相互作用的傳遞媒介，重子之間的相互作用開始以引力為主，「殼狀區域」不再受波的傳播定律的制約，因而擴散停止，被固定住。由於早期宇宙溫度幾乎是均勻的，而溫度下降到某個值時，光子會突然「同時退耦」，因此所有的「殼狀區域」都會同時固定，繼而只受引力相互作用，只隨宇宙膨脹，而不繼續向外傳播，並且互相干涉，形成宇宙中今天看到的各種複雜結構。這些殼狀區域繼續不停地吸引落入的物質，形成各種星系，因此我們能在宇宙中觀測到各種大小几乎一致的空洞（~150兆秒差距），空洞的周圍是一群星系組成的殼。這種空洞也可以作為宇宙的「量天尺」。
2011年，WiggleZ計劃調查了銀河系附近200,000個星系，利用這些空洞作為標準尺校正周圍星系與地球的距離，再測量這些星系的紅移量，類似前述的超新星測量法，也得出了宇宙在大約70億年前開始加速膨脹的結論。同時，它給出了目前宇宙的漲落大約為1/10。
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我們目前觀測到的宇宙微波背景輻射的光子，在到達探測器之前，走過了很長一段距離。在這段距離上，光子必然受到其附近天體的引力場影響，被紅移或藍移。由於宇宙的物質並不可能完全均勻分布，因此光子經過的路程上將布滿很多引力勢阱或勢壘，這將造成不同方向的背景輻射光子溫度產生差異。當然，由於原始宇宙的量子漲落，微波背景輻射的光子本來就存在由此而來的各向異性，這貢獻了微波背景輻射各向異性的大部分。薩克斯-瓦福效應在此基礎上，進一步疊加了一部分各向異性。
宇宙如果加速膨脹，將改變光子運行路上的引力勢阱或勢壘的構造，因此在光子通過勢阱或勢壘的過程中，這種變化的信息就體現在光子中。因此微波背景輻射的各向異性，將有助於我們了解宇宙各個方向的情況。2008年，Ho et al.[30]以及Giannantonio et al.[31]兩個小組分別報道了他們的分析結論，顯示宇宙正在加速膨脹。
關於對暗能量進行理論解釋的嘗試
愛因斯坦的引力場方程並沒有禁止一個宇宙學常數項。愛因斯坦本人曾引入這一項，使得宇宙存在一個靜態解。雖然愛因斯坦本人宣稱這是他一生中最嚴重的錯誤，但是現在宇宙的加速膨脹效應似乎表明，引力場方程中應該有這麼一項，雖然它很小。
當然，這一項可以直接「手放」進引力場方程中，但是大家更希望給它一個解釋。宇宙學常數項可以等效於一種物質，它處處存在，且具有負壓強。描述粒子物理的量子場論預言了真空「不空」，它裡面充斥了各種虛粒子漲落，因此真空本身當然具有能量，稱為「真空能量」，這種量子效應導致的真空能即等效於一個宇宙學常數。不幸的是，多數粒子物理理論預言的真空能數值過大，通常比測出的暗能量密度（10−29 g/cm3）多出120個數量級，因此這也是粒子物理學理論中一個很嚴重的問題。
某些粒子物理學理論，比如超對稱理論，其中各項真空能項可以被抵消。但這樣又帶來一個問題，為何真實宇宙中的真空能又沒有被精確抵消，而殘留了這麼一點點呢？當然，超對稱必須破缺，因此真空能不可能嚴格為0。但另一方面，目前超對稱理論無法被實驗證明是否是正確的，就算它在短期內被加速器實驗證實，它仍然還不是一個有效理論，因為超對稱破缺的具體機制並不清楚，而這也會強烈影響真空能的大小。能否給出正確的暗能量數值，也將是檢驗超對稱理論的一個重要標準。
我們也可以在理論中直接引入一種純量場（可以被稱作「第五元素」），用以驅動宇宙進行加速膨脹。與前述的宇宙常數理論不同，純量場理論允許暗能量有一定的不均勻。為了避免不均勻的程度太大，這種純量場的質量（也就是它拉氏量中的二次項係數）必須很輕，這樣才能產生一個大的康普頓波長。
但是，如果認為任何場論都必須被量子化，這種純量場理論也必須被量子化。但是純量量子場論的質量並不是穩定的，也就是說，輻射修正不能保證純量場在重整化後的質量項仍然很小，這樣，理論面臨困難。
某些純量場理論能回答，「為何宇宙加速膨脹恰好能被我們觀測到？」這個問題。如果宇宙加速膨脹得稍微早一點，那麼在銀河系形成之前，物質就已經由於宇宙的加速膨脹而互相分離，不能再凝聚成任何星系系統，也就不能產生人類了。這些純量場理論具有一種稱為「tracker」的性質，「tracker」的意思類似追蹤，追蹤的對象是宇宙中的輻射。在宇宙早期輻射為主時期，這種純量場並不表現任何效應，也就是跟著「追蹤著輻射走」，當輻射逐漸被宇宙膨脹稀釋，密度降到物質密度以下，就觸發了這種純量場開始產生效應，推動宇宙逐漸加速膨脹。
對於宇宙加速膨脹歷史的考察，可以了解暗能量的狀態方程，進而定出它壓強和密度的關係。在自然單位制下，宇宙常數理論預言壓強的數值嚴格等於密度(w=-1)。2004年，一項研究似乎觀測到了一點偏離。
一些純量場理論被稱作幻能量，它們預言暗能量密度將隨時間的流逝而不斷增加，甚至能最終導致「大撕裂」。另一些理論則非常大膽地將純量場的動能項寫成負的。
暗能量的密度可能在宇宙的歷史中發生過變化。現代的觀測數據讓我們能夠估算出當前暗能量的密度。通過研究重子聲學振盪，我們可以探索暗能量在宇宙演化中的作用，並約束暗能量狀態方程的參數。為此，已經提出了多種模型。最為人熟知的一個模型是謝瓦利耶–波拉爾斯基–林德（CPL）模型。[32][33]
有一些觀測結果表明，暗能量可能隨著時間的推移在演化。來自暗能量光譜儀（DESI）的數據追蹤了宇宙膨脹過程中重子聲學振盪的變化，結合此前對宇宙微波背景、超新星和弱引力透鏡的觀測數據，研究發現暗能量密度有隨著時間的推移而降低的趨勢，[21]其結果顯著度處於2.8至4.2sigma區間。[22]
參見
參考文獻
外部連結
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