明它本身很暗但距离比较近，还是说明它本身很亮但距离比较远呢？理想的情况是，你恨不得宇宙中的发光物质都是 100瓦电灯泡！你可以用望远镜读出每个光源上的100 瓦标签，这样就能知道它们本身的亮度。比较标签对应的亮度和它们的视亮度，你就能推断出每个灯泡距离我们有多远。呵呵，宇宙中并没有这么多贴着标签的灯泡随它一起膨胀。不过，你可以寻找一些绝对亮度恒定不变的天体（就像电灯泡一样）。通过观察它们的某些物理性质，例如亮度的变化率，就可以将它们认出来。这种作为参照标准的天体被天文学家们称为“标准烛光”。
地面望远镜和哈勃太空望远镜能够观测一种特殊类型恒星的爆发，叫做Ia型超新星，而且其中一些超新星距离我们非常遥远。利用这个方法，两个研究团队才得到了新的观测结果。Ia 型超新星是标准烛光的绝佳候选，因为人们认为这种超新星产生于某种特定的宇宙现象，并且是宇宙中最明亮的一群天体。＇6＇
如果恒星耗尽核燃料后，剩余的质量小于太阳质量的 1。4 倍，它就会在引力的作用下向内坍缩，最后变得跟地球差不多大，这时起支撑作用的是电子和原子挤在一起时所产生的抵抗性压强。＇7＇这种稳定的状态叫做白矮星，而这样的恒星尸体在宇宙中非常普遍。总有一天，死亡的痛苦会降临在我们的太阳上，最后产生一颗白矮星。
如果恒星残骸的质量大一些，在太阳质量的 1。4倍和 3倍之间，电子的抵抗性压强就无法和引力抗衡了，于是原子就会被压碎。电子会被压进原子核的质子里，变成一堆中子。中子不愿意挤在一起，只要恒星的质量没有超过太阳的 3倍，中子的抵抗性压强就能防止引力的进一步挤压，从而产生一颗稳定的中子星，直径只有区区几千米，密度却比钢铁还要大 100万亿倍。就像白矮星一样，宇宙中也有很多中子星，其中一些自转速度很快的中子星又叫脉冲星，它们自转时会周期性地向我们发出辐射，就像一座灯塔。但如果垂死恒星的质量超过太阳的3倍的话，就没有任何一种已知的自然力能够支撑它了。最终，大量物质将落入一个非常小的区域中，连光都无法逃出来。从外部的宇宙看不到其中仍在进行的坍缩过程：一个黑洞就形成了。
宇宙中大约有一半恒星是成对出现的，并且都在绕着一个公共的质心旋转。如果其中一颗恒星死亡后形成了一颗白矮星，它就会不断从伴星的外层区域汲取物质。最终，这种同类相食的行为会让白矮星的质量超过 1。4 倍太阳质量的极限，于是电子的压强就再也无法抵挡引力的挤压了。这颗白矮星会发生一次剧烈的热核爆炸（图12。1）。只要白矮星的质量一超过 1。4 倍太阳质量，爆炸就必然会发生，而且每颗白矮星爆炸时的峰值亮度都差不多，大约是太阳亮度的10亿倍——这时，一颗恒星变得像整个星系一样耀眼。在爆炸发生后的几个月中，它的亮度和颜色都会以一种典型的方式变暗。在爆炸发生后的前几天或前几个星期内，这种描述亮度随着时间减弱的“光变曲线”主要由镍元素的放射性衰变决定，然后由钴元素的放射性衰变决定。通过研究峰值亮度和光变曲线的下降速率之间的关系，这两个超新星观测团队算出了不同超新星与我们之间的距离，然后加以比较。
图12。1 当一颗白矮星从它的伴星那里吸积的物质达到一定程度时，就会变成一颗 Ia型超新星。此时，它的质量超过了钱德拉塞卡极限，白矮星无法再支撑自己产生的强大引力。于是白矮星猛烈收缩，随之而来的热核反应引发一场爆炸，我们就看到了一颗超新星
哈佛和伯克利的团队都用这种新的工具来确定超新星的距离，于是便扩大了我们对哈勃定律的测量范围。他们首先用强大的地面望远镜监测夜空的几百个区域，其中每个区域都包含了一千个左右的星系，监测要在新月的时候进行，因为那时的天空最暗。三周之后，他们又将望远镜对准同样的区域，而且观测得更加仔细，看看恒星的亮度有没有急剧增加，变成超新星。他们一般会找到约二十五颗亮度刚刚开始增加的超新星。然后，他们会用地面和太空望远镜来跟踪超新星的亮度变化，观察它的亮度达到峰值，然后回落到爆发前的水平，同时也在监测超新星颜色的变化（图12。2）。值得注意的是，他们看到的光变曲线形状跟地球附近相同类型超新星的光变曲线形状很相似，这就让观测者们充满了信心。他们相信，在可见宇宙的边缘发现的那些超新星在本质上是一样的，它们的亮度相对暗淡完全是因为它们太远了。
图12。2 Ia型超新星的光变曲线。超新星的视亮度先是达到最大，然后再缓缓回落到爆发之前的水平。在实践中，人们会追踪好几种颜色所对应的光变曲线
当他们把所有的数据放在一起时，两个小组就得到了同一个结论。哈勃定律的曲线，也就是描述遥远超新星的退行速度同它们的距离之间的变化关系的曲线向上弯了（图12。3）。宇宙在加速膨胀。随着观测数据的日益积累，两个小组用不同的分析技术对不同的数据进行了仔细的研究，又对于其中所有关于标准烛光及其传播空间的假设进行了细致入微的检查，最终这个发现于1998年1月发表，并成为天文学研究有史以来最火爆的热点。
图12。3 退行速度随距离变化的哈勃定律，其中包含了最近的超新星观测数据。这张图说明退行速度随距离变化规律的最佳拟合结果为，哈勃常数等于72千米每秒每百万秒差距
不合常理的宇宙
我们不得不学着理解这个毫无魅力的宇宙，因为我们别无选择……如果没有这么多事实摆在我的面前，你还要跟我讨论这种宇宙的话，要么我会问你是不是嗑过药了，要么我会叫你不要再胡扯了。
——约翰·巴赫恰勒（John Bahcall，1934～2005，美国天文学家）
超新星的观测结果棒极了。这是第一个关于宇宙加速膨胀的直接证据。它非常精确地验证了Lambda…CDM模型的预言，同时也证明了暴胀模型预言的宇宙最初时刻的反引力加速膨胀是可以存在的。关于观测到的加速膨胀，最简单的模型解释得非常成功。如果我们重新拾起爱因斯坦抛弃的宇宙学常数，作为一种产生反引力效应的机制，并假设宇宙的膨胀速率像暴胀所预言的那样，非常接近临界值的话，那么我们就得到了勒梅特曾经提出的一个模型（我们在图 3。13 中见过），而且这个模型与观测结果非常符合。
尽管向爱因斯坦方程组中引入一个小小的宇宙学常数就能出色地解释观测数据，宇宙学家还是觉得事情可能没这么简单。宇宙中可能存在一些反引力的奇异压力，比如那些被认为能够驱动宇宙早期发生暴胀的机制。因此，“暗能量”一词被用来描述这种神秘的能量来源。暗能量的密度可能保持不变（这时它就像宇宙学常数），也可能随着时间变化，最终产生的效应与真正的宇宙学常数在近期历史中的效应类似。值得注意的是，为了符合观测的结果，我们必须要求宇宙中 72％的能量以这种神秘的暗能量形式存在，另外28％的能量才以物质的形式存在。在28％的物质中，只有4％是普通物质，另外24％是某种不是原子物质的冷暗物质。人们还不确定暗物质究竟是什么，不过可能是一种新型的中微子，也许很快就会被欧洲核子研究中心的大型强子对撞机发现（图12。4）。
在过去的十几年中，随着众多间接证据的进一步发现，宇宙加速膨胀的结论得到了越来越多的支持，对驱动加速膨胀所需的暗能量在总能量中所占比例的估计也更为明确。关于遍布宇宙中的微波背景辐射中存在的微小涨落，也不断有各种卫星携带的和地面上的望远镜对此进行了更细致的观测。膨胀的加速会改变回望宇宙时所看到的几何形态（观察过去某个特定时刻的事物时，就会比你设想的更小），于是我们就需要根据观测结果来限制这种变化发生的程度。这也就限制了宇宙所能包含的暗能量和暗物质的总量。最近，第三个限制条件也被人们发现了。宇宙物质密度的涨落最终导致星系和星系团的形成，而在宇宙以辐射为主的时期，这种涨落就应该表现为强烈声波的形式。当宇宙的温度下降到大约三千度时，电子就不再跟辐射发生碰撞了，强烈声波的传播速度也就因此急剧下降。但这些声波还保留着它们刚产生时的尺寸。因此，宇宙中物质的结团模式也应该体现出一些微小的涟漪，在超过 120百万秒差距的尺度上存在一个额外的强烈特征，这就是声波的遗迹。这种效应被冠以一个不雅观的名字“重子声学振荡”（baryon acoustic oscillation，简称 BAO），因为普通物质的原子核是由质子和中子组成的（占总能量的5％），而重子就是这类物质的统称。当天文学观测对准过去某个特定时期的星系时，以上机制就会告诉我们关于星系尺寸的更多信息。如果将超新星、微波背景辐射和声学振荡的观测结果放在一起看，我们就会发现它们是惊人地一致。这些观测数据的不确定性和确定性恰巧可以相互弥补，所以综合考虑之后，这些观测结果就大大缩小了各种可能性的取值范围。图12。5所示意的结果很明确，其中不确定性的范围（每组数据中由大到小的三个椭圆分别表示正确结果落入其中的概率为99。7％、95％和68％）被不同数据的综合分析大大缩小了。
图12。4 宇宙各种物质成分的饼状图。参与引力相互作用的“暗能量”所占的比例最大，它导致宇宙最近开始加速膨胀。其余的部分是暗物质和发光物质。组成暗物质的很可能是某种新型的弱相互作用粒子，很像我们熟知的中微子，不过暗物质粒子的质量要大得多。我们希望在日内瓦运行的大型强子对撞机实验能够证实暗物质的存在，并且能够在地下探测器中直接探测到它们的到来
图12。5 图中显示了暗能量占宇宙总能量的比例ΩΛ和暗物质、发光物质等其他物质所占的比例Ωm。超新星的所有观测结果（SNe）、微波背景辐射的涨落（CMB）和物质分布的重子声学振荡效应（BAO）都对宇宙的组成施加了限制。三种明暗不同的区域分别表示 68％（最暗的）、95％（亮度居中的）和99。7％（最亮的）统计置信度。重叠的区域表示暗能量占宇宙总能量的72％，如图12。4所示
垂直的坐标轴表示宇宙中暗能量所占的比例，水平的坐标轴表示其他物质所占的比例。所有数据重叠的狭小区域，对应两种组分的比例分别大致为0。72和0。28。＇8＇同时，这些数据也集中在曲率接近零的平坦宇宙的范围里，而宇宙空间的平坦性正是我们期望从暴胀中得到的结果。
这个图景是基于一个假设，即暗能量就是爱因斯坦的宇宙学常数。这意味着暗能量的密度始终保持不变，垂直坐标轴则给出了暗能量密度占宇宙总能量密度的比例的可能取值范围。但是暗能量可能比我们预计的更奇特，就像其他形式的物质一样，它的密度会随着时间的流逝而略微有些变化。发生这种情况的条件是，暗能量的压强与其能量密度的比值＇9＇不等于…1。当这个比值w等于…1时，暗能量就恒定不变，与宇宙学常数的行为一模一样，如图 12。6所示。如果这个比值偏离了…1，暗能量就一定会随着时间缓慢变化。假设我们不排除这样的可能，并再一次利用我们全部的数据，看看所有数据在68％、95％和99。7％的置信度下的重叠区域。垂直坐标表示压强和密度的比值w，水平坐标表示除暗能量以外其他物质占宇宙总能量的比例。如果暗能量就是宇宙学常数的初始假设成立，所有数据都应该汇聚到w等于…1且物质比例为0。28的那一点上。
目前，人们对全部数据的最优估计是，暗能量的压强与能量的比值有 95％的概率位于…1。097和…0。986之间。最简单的情况是 w=…1的宇宙学常数模型，并且现有的数据非常有力地支持了这个模型。于是人们经常假设暗能量就是这种简单的常数。
从许多细节问题来看，我们今天所面临的处境都非常简单，但从总体上看又变得神秘莫测。可见宇宙，可能是无限的多重宇宙的一个无穷小部分，正在加速膨胀。它所遵循的演化路径正好符合乔治·勒梅特在1934年提出的简单模型。＇10＇空间的几何非常接近平坦的欧几里得几何，而且宇宙似乎正在驶向永远膨胀的结局。想要很好地描述加速膨胀，仅仅加入一个宇宙学常数就行了。爱因斯坦最先引入了宇宙学常数，后来又抛弃了它；然后在1934年，勒梅特又第一个将它重拾了起来。现在我们将宇宙学常数理解为宇宙的真空能。从数据中得到的最佳拟合结果是，宇宙能量密度的 72％是由这种产生排斥性引力的真空形式组成的，而剩下的 28％是由产生引力的暗物质和发光物质组成的。一个简单的数学公式可以描述宇宙的膨胀速率是如何随时间变化的。＇11＇我们在图3。13中见到过这种独特的形式。宇宙早期的膨胀行为不受真空能的影响，因为当时真空能的大小可以忽略不计。随着时间的推移，宇宙逐渐开始转型，当它的尺寸只有今天的 57％时，它就开始从减速膨胀变为加速膨胀。不久以后，其他物质的能量密度下降到比真空的能量密度还低，此时宇宙的尺寸大约是现在的73％，大概发生在45亿年前——非常接近地球形成的时间，尽管没有人指出这不应该仅仅是个巧合。＇12＇
图12。6 超新星观测数据（SN）、微波背景辐射的涨落（CMB）和重子声学振荡效应（BAO）对暗能量的压强与能量密度的比值w以及其他物质占宇宙总能量的比例Ωm所施加的限制
加速膨胀的宇宙将会迎来什么样的命运？这是其中最引人注目的一个问题。1986年，弗兰克·梯普勒和我证明，在未来某一天，无论是何种形式的计算机或“大脑”，任何信息的处理过程最终都会停下来。恒星和星