1917 年，阿爾伯特·愛因斯坦在試圖調和他的新引力理論——廣義相對論與當時對宇宙的有限理解時，面臨著一個令人困惑的問題。 與他的大多數同時代人一樣，愛因斯坦確信宇宙一定是靜態的——既不膨脹也不收縮——但這種理想狀態與他的引力方程不一致。絕望之下，愛因斯坦在他的方程中添加了一個額外的、臨時的宇宙項，以抵消引力並允許靜態解。
然而，十二年後，美國天文學家埃德溫·哈勃發現宇宙遠非靜態。他發現遙遠的星系正以與其距離成正比的速度迅速遠離我們自己的星系。不需要宇宙項來解釋膨脹的宇宙，因此愛因斯坦放棄了這個概念。俄裔美國物理學家喬治·伽莫夫在他的自傳中宣稱，當我和愛因斯坦討論宇宙學問題時，他評論說，引入宇宙項是他一生中犯下的最大錯誤。
然而，在過去的七年中，宇宙項——現在稱為宇宙常數——重新出現，在 21 世紀的物理學中發揮著核心作用。但這種復興的動機實際上與愛因斯坦最初的想法截然不同；這個術語的新版本來自最近對加速宇宙的觀測，並且具有諷刺意味的是，來自量子力學原理，量子力學是愛因斯坦如此著名的憎惡的物理學分支。現在，許多物理學家期望宇宙項能夠為超越愛因斯坦的理論，更深入地理解空間、時間和引力，甚至可能是將引力與自然界其他基本力統一起來的量子理論提供關鍵。現在斷言最終的解決方案是什麼還為時過早，但它很可能會改變我們對宇宙的圖景。
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常數的誕生
廣義相對論源於愛因斯坦在 1907 年對引力和加速運動等效性的關鍵觀察之後，進行了長達十年的努力。正如愛因斯坦著名的思想實驗所表達的那樣，在強度為 g 的均勻引力場中靜止的電梯內部的物理學，與在空曠空間中以 g 的均勻加速度飛馳的電梯內部的物理學完全相同。
愛因斯坦還深受奧地利物理學家恩斯特·馬赫的哲學思想的影響，後者拒絕了時空絕對參考系的想法。在牛頓物理學中，慣性是指物體以恆定速度運動的趨勢，除非受到力的作用。恆定速度的概念需要一個慣性（即不加速）參考系。但是相對於什麼不加速呢？牛頓假設絕對空間的存在，這是一個不可移動的參考系，它定義了所有區域性慣性系。然而，馬赫提出宇宙中物質的分佈定義了慣性系，並且在很大程度上，愛因斯坦的廣義相對論體現了這種概念。
愛因斯坦的理論是第一個有望提供整個宇宙自洽圖景的引力概念。它不僅允許描述物體如何在空間和時間中運動，而且允許描述空間和時間本身如何動態演化。在使用他的新理論來嘗試描述宇宙時，愛因斯坦尋求一個有限的、靜態的並且遵守馬赫原理的解決方案（例如，物質的有限分佈拖入空虛似乎不符合馬赫關於物質對於定義空間是必要的概念）。這三種偏見導致愛因斯坦引入宇宙項，以構建一個靜態解決方案，該解決方案是有限的，但沒有邊界——他的宇宙像氣球表面一樣向自身彎曲 [參見第 70 頁的方框]。從物理學角度來看，宇宙項在我們的太陽系尺度上是不可觀測的，但它會在更大的尺度上產生宇宙排斥，這將抵消遙遠物體的引力吸引力。
然而，愛因斯坦對宇宙項的熱情開始迅速消退。 1917 年，荷蘭宇宙學家威廉·德西特證明，即使在沒有物質的情況下，他也可以產生具有宇宙項的時空解——這是一個非常非馬赫的結果。後來證明該模型是非靜態的。 1922 年，俄羅斯物理學家亞歷山大·弗裡德曼構建了不需要宇宙項的膨脹和收縮宇宙模型。 1930 年，英國天體物理學家亞瑟·愛丁頓表明，愛因斯坦的宇宙並非真正靜態：由於引力和宇宙項如此不穩定地平衡，微小的擾動會導致失控的收縮或膨脹。到 1931 年，隨著哈勃牢固地確立了宇宙的膨脹，愛因斯坦正式放棄了宇宙項，認為它在理論上無論如何都不能令人滿意。
哈勃的發現消除了宇宙項抵消引力的需要；在膨脹的宇宙中，引力只是減緩了膨脹。然後問題就變成了，引力是否足夠強大，最終阻止膨脹並導致宇宙坍縮，或者宇宙是否會永遠膨脹？在弗裡德曼模型中，答案與物質的平均密度有關：高密度宇宙會坍縮，而低密度宇宙會永遠膨脹。分界點是臨界密度宇宙，它雖然以不斷降低的速度永遠膨脹。因為，根據愛因斯坦的理論，宇宙的平均曲率與其平均密度有關，所以幾何學和命運是聯絡在一起的。高密度宇宙像氣球表面一樣呈正彎曲，低密度宇宙像馬鞍表面一樣呈負彎曲，臨界密度宇宙在空間上是平坦的。因此，宇宙學家開始相信，確定宇宙的幾何形狀將揭示其最終命運。
虛無的能量
在接下來的六十年裡，宇宙項被宇宙學所摒棄（除了在 1940 年代後期提出的穩態宇宙理論中短暫地重新出現，但在 1960 年代被果斷地排除）。但關於這個術語最令人驚訝的事情也許是，即使愛因斯坦在發展廣義相對論後匆忙困惑地引入了它，我們現在也意識到它的存在似乎是不可避免的。在其當前的化身中，宇宙項並非來自相對論（相對論支配著最大尺度上的自然），而是來自量子力學（最小尺度上的物理學）。
宇宙項的這個新概念與愛因斯坦引入的概念截然不同。他最初的場方程，G = 8GT，將空間的曲率 G與物質和能量的分佈 T聯絡起來，其中 G 是表徵引力強度的牛頓常數。當愛因斯坦新增宇宙項時，他將其放在方程的左側，表明它是空間本身的屬性 [參見右側的方框]。但是，如果將宇宙項移到右側，它將呈現出一種全新的含義，即它今天的含義。它現在代表一種奇異的新形式的能量密度，即使宇宙膨脹，這種能量密度也保持不變，並且其引力是排斥性的而不是吸引性的。
洛倫茲不變性是與狹義相對論和廣義相對論相關的基本對稱性，這意味著只有空的空間才能具有這種能量密度。從這個角度來看，宇宙項似乎更加奇怪。如果被問及空空間的能量是多少，大多數人會說一無所有。畢竟，這是唯一直觀合理的值。
唉，量子力學一點也不直觀。在量子效應變得重要的非常小的尺度上，即使是空的空間也不是真正空的。相反，虛粒子-反粒子對從真空中彈出，短距離傳播，然後在如此短暫的時間尺度上再次消失，以至於無法直接觀察到它們。然而，它們的間接影響非常重要，並且可以測量。例如，虛粒子以可計算的方式影響氫的光譜，這已透過測量得到證實。
一旦我們接受了這個前提，我們就應該準備好考慮這些虛粒子可能賦予空的空間一些非零能量的可能性。因此，量子力學使對愛因斯坦宇宙項的考慮成為必然，而不是可選的。它不能被視為在理論上不能令人滿意而被駁回。然而，問題是，對空空間能量大小的所有計算和估計都導致了荒謬的巨大值——從比可觀測宇宙中所有物質和輻射的能量大 55 到 120 個數量級不等。如果真空能量密度真的那麼高，宇宙中的所有物質都會瞬間飛散。
這個問題至少困擾了理論家 30 年。原則上，早在 1930 年代首次進行虛粒子效應計算時就應該認識到這個問題。但是在與引力相關的物理學以外的所有領域中，系統的絕對能量都是無關緊要的；重要的是狀態之間的能量差（例如，原子基態與其激發態之間的能量差）。如果在所有能量值上都新增一個常數，它將從這些計算中消失，從而很容易被忽略。此外，當時很少有物理學家足夠認真地對待宇宙學，以至於擔心將量子理論應用於宇宙學。
但是廣義相對論意味著所有形式的能量，即使是虛無的能量，都充當引力的來源。俄羅斯物理學家雅科夫·鮑裡索維奇·澤爾多維奇在 1960 年代後期意識到了這個問題的意義，當時他對真空的能量密度進行了首次估計。從那時起，理論家們一直在試圖弄清楚為什麼他們的計算會產生如此荒謬的巨大值。他們推斷，某種未被發現的機制必須抵消大部分真空能量，即使不是全部。事實上，他們認為能量密度最合理的值是零——即使量子虛無也應該沒有重量。
只要理論家們在他們的腦海深處相信可能存在這種抵消機制，他們就可以將宇宙項問題放在次要位置。雖然它很吸引人，但可以忽略它。然而，自然已經介入。
捲土重來
第一個確鑿的證據表明事情出了問題來自對宇宙膨脹速度減緩的測量。回想一下，哈勃發現遙遠星系的相對速度與其到我們星系的距離成正比。從廣義相對論的角度來看，這種關係源於空間本身的膨脹，由於引力吸引力，隨著時間的推移，空間本身的膨脹應該會減慢。並且由於非常遙遠的星系被視為數十億年前的樣子，因此膨脹的減緩應導致原本線性的哈勃關係彎曲——最遙遠的星系應該比哈勃定律預測的速度更快地後退。然而，訣竅是準確確定非常遙遠星系的距離和速度。
此類測量依賴於尋找標準燭光——亮度已知且足夠明亮以至於可以在整個宇宙中看到的天體。 1990 年代，Ia 型超新星的校準取得了突破，據信 Ia 型超新星是質量約為太陽 1.4 倍的白矮星的熱核爆炸。兩個團隊——由勞倫斯伯克利國家實驗室的索爾·珀爾馬特領導的超新星宇宙學專案和由芒特斯特羅姆洛和賽丁泉天文臺的布萊恩·施密特領導的 High-z 超新星搜尋團隊——著手使用這種型別的超新星測量宇宙膨脹的減速。 1998 年初，兩個小組都做出了同樣驚人的發現：在過去的 50 億年中，膨脹一直在加速，而不是減速 [參見勞倫斯·M·克勞斯的宇宙反引力；《大眾科學》，1999 年 1 月]。從那時起，宇宙加速的證據變得更加有力，不僅揭示了當前的加速階段，還揭示了早期的減速時期 [參見亞當·G·里斯和邁克爾·S·特納的從減速到加速；《大眾科學》，2004 年 2 月]。
然而，超新星資料並不是指向某種驅動宇宙膨脹的新形式能量存在的唯一證據。我們對早期宇宙的最佳圖景來自對宇宙微波背景 (CMB) 的觀測，宇宙微波背景是來自大爆炸的殘餘輻射，揭示了大約 40 萬年前宇宙的特徵。 2000 年，對 CMB 在天空中變化的角度大小的測量足夠好，研究人員可以確定宇宙的幾何形狀是平坦的。這一發現得到了一個名為威爾金森微波各向異性探測器的 CMB 觀測航天器和其他實驗的證實。
空間平坦的幾何形狀要求宇宙的平均密度必須等於臨界密度。但是對所有形式物質的許多不同測量——包括冷暗物質，一種假定的緩慢移動的粒子海洋，它們不發光但確實施加吸引力——表明物質僅貢獻了大約 30% 的臨界密度。因此，平坦宇宙需要某種其他形式的平滑分佈的能量，這種能量對區域性聚類沒有可觀察的影響，但可以解釋 70% 的臨界密度。真空能量，或非常像真空能量的東西，將產生完全期望的效果。
此外，第三條推理線索表明，宇宙加速是宇宙學難題中缺失的一塊。二十年來，暴脹加冷暗物質正規化一直是宇宙結構的主要解釋。暴脹理論認為，在宇宙的最初時刻，宇宙經歷了巨大的膨脹爆發，使其幾何形狀變得平滑和扁平，並將能量密度中的量子漲落從亞原子尺度擴大到宇宙尺度。這一事件產生了物質的輕微不均勻分佈，導致了 CMB 中觀察到的變化以及今天宇宙中觀察到的結構。遠超普通物質的冷暗物質的引力控制著這些結構的形成。
然而，到 1990 年代中期，這種正規化受到了觀測資料的嚴重挑戰。預測的物質聚類水平與正在測量的水平不同。更糟糕的是，預測的宇宙年齡似乎比最古老恆星的年齡還要年輕。 1995 年，我們兩人指出，如果真空能量佔臨界密度的三分之二左右，這些矛盾就會消失。（該模型與愛因斯坦的閉合宇宙非常不同，在愛因斯坦的閉合宇宙中，宇宙項的密度是物質密度的一半。）鑑於真空能量的曲折歷史，我們的提議至少是具有挑釁性的。
然而，十年後，一切都吻合了。除了可以解釋當前的宇宙加速和早期的減速時期外，復活的宇宙項還將宇宙的年齡推到了近 140 億年（遠高於最古老恆星的年齡），並增加了恰好足夠的能量使宇宙達到臨界密度。但物理學家仍然不知道這種能量是否真的來自量子真空。發現宇宙加速的原因的重要性為量化真空能量的努力帶來了全新的緊迫性。確定虛無重量的問題再也不能為後代擱置了。而現在，這個難題似乎比物理學家試圖設計一種可以抵消真空能量的理論時更加令人困惑。現在理論家們必須解釋為什麼真空能量可能不是零，而是如此之小，以至於它對宇宙的影響在幾十億年前才變得相關。
當然，對於科學家來說，沒有什麼比這種規模、豐富性和重要性的難題更令人興奮的了。正如愛因斯坦透過考慮狹義相對論和牛頓引力理論的不相容性而得出廣義相對論一樣，今天的物理學家認為愛因斯坦的理論是不完整的，因為它不能一致地包含量子力學定律。但宇宙學觀測可能會從根本上闡明引力與量子力學之間的關係。正是加速框架和引力的等效性為愛因斯坦指明瞭方向；也許另一種加速度，宇宙加速，今天會指明方向。理論家們已經概述了一些關於如何進行的想法。
超世界
弦理論，現在通常稱為 M 理論，被許多物理學家視為將量子力學與引力結合起來的一種有希望的方法。該理論的基本思想之一稱為超對稱性，或 SUSY。 SUSY 是自旋為半整數的粒子（例如夸克和輕子等費米子）和自旋為全整數的粒子（例如光子、膠子和其他力載體等玻色子）之間的對稱性。在 SUSY 完全顯現的世界中，粒子及其超對稱夥伴將具有相同的質量；例如，超對稱電子（稱為超電子）將與電子一樣輕，依此類推。在這個超世界中，此外，可以證明量子虛無將沒有重量，並且真空將具有零能量。
然而，在現實世界中，我們知道不可能存在像電子一樣輕的超電子，因為物理學家已經在粒子加速器中檢測到它。（理論家推測，超對稱夥伴粒子的質量是電子質量的數百萬倍，因此如果沒有更強大的加速器的幫助，就無法找到它們。）因此，SUSY 必定是一種破缺的對稱性，這表明量子虛無可能有一些重量。
物理學家已經提出了破缺超對稱性的模型，產生的真空能量密度比之前做出的荒謬的巨大估計值小了許多數量級。但即使是這種理論密度也遠大於宇宙學觀測表明的密度。然而，最近，研究人員已經認識到，M 理論似乎允許幾乎無限數量的不同解決方案。儘管幾乎所有這些可能的解決方案實際上都會導致真空能量過高，但有些解決方案可能會產生與宇宙學家觀察到的真空能量一樣低的真空能量 [參見拉斐爾·布索和約瑟夫·波爾欽斯基的弦理論景觀，第 40 頁]。
弦理論的另一個標誌是假設存在額外的維度。當前理論在通常的三個空間維度之外增加了六個或七個空間維度，所有這些維度都隱藏起來了。這種構造為解釋宇宙加速提供了另一種方法。紐約大學的喬治·德瓦利和他的合作者提出，額外維度的影響可能會作為愛因斯坦場方程中的一個附加項出現，從而導致宇宙加速膨脹 [參見喬治·德瓦利的走出黑暗；《大眾科學》，2004 年 2 月]。這種方法與長期以來的預期背道而馳：幾十年來，人們一直認為，尋找廣義相對論及其後繼理論之間差異的地方應該是在短距離，而不是宇宙距離。德瓦利的計劃與這種智慧背道而馳——如果他是正確的，那麼對宇宙新理解的第一個預兆將是在最遠的距離，而不是最小的距離。
宇宙加速的解釋可能與解決宇宙項為何如此之小的謎團或愛因斯坦的理論如何擴充套件以包含量子力學無關。廣義相對論規定，物體的引力與其能量密度加上其內部壓力的三倍成正比。因此，任何具有大的負壓力的能量形式——負壓力像橡皮片一樣向內拉，而不是像氣體球一樣向外推——都將具有排斥引力。因此，宇宙加速可能僅僅揭示了一種不尋常的能量形式的存在，這種能量形式被稱為暗能量，量子力學或弦理論都沒有預測到。
幾何學與命運
無論如何，宇宙加速的發現永遠改變了我們對未來的思考。命運不再與幾何學聯絡在一起。一旦我們允許真空能量或類似物質的存在，一切皆有可能。由正真空能量主導的平坦宇宙將以不斷增加的速度永遠膨脹 [參見第 66 頁的插圖]，而由負真空能量主導的宇宙將坍縮。如果暗能量根本不是真空能量，那麼它對宇宙膨脹的未來影響是不確定的。暗能量的密度可能會隨著時間的推移而上升或下降，這是有可能的。如果密度上升，宇宙加速將增加，在有限的時間後，按順序撕裂星系、太陽系、行星和原子。但是，如果密度下降，加速度可能會停止。如果密度變為負值，宇宙可能會坍縮。我們兩人已經證明，在不瞭解當前驅動膨脹的能量的詳細來源的情況下，任何一組宇宙學觀測都無法確定宇宙的最終命運。
為了解決這個難題，我們可能需要一個基本理論，使我們能夠預測和分類每種可能的真空空間能量貢獻對引力的影響。換句話說，虛無的物理學將決定我們宇宙的命運！找到解決方案可能需要對宇宙膨脹和其中形成的結構進行新的測量，以便為理論家提供方向。幸運的是，許多實驗正在計劃中，包括一個專門用於觀測遙遠超新星的空間望遠鏡，以及地面和太空中的新型望遠鏡，以探測暗能量對其對大規模結構發展的影響。
我們對物理世界的認識通常在創造性混亂的氣氛中發展。未知的迷霧導致愛因斯坦將宇宙項視為構建靜態的、馬赫宇宙的絕望解決方案。今天，我們對宇宙加速的困惑正在推動物理學家探索每一種可能的途徑，以瞭解驅動加速的能量的本質。好訊息是，儘管許多道路可能通向死衚衕，但這個深刻而令人困惑的謎團的解決最終可能會幫助我們將引力與自然界的其他力統一起來，這正是愛因斯坦最美好的願望。
作者
勞倫斯·M·克勞斯 和 邁克爾·S·特納 是最早論證宇宙受宇宙項支配的宇宙學家之一，該宇宙項與愛因斯坦引入然後否定的宇宙項截然不同。他們 1995 年對宇宙加速的預測在三年後被天文觀測證實。克勞斯是凱斯西儲大學宇宙學和天體物理學教育與研究中心主任，還撰寫了七本暢銷書，包括 2005 年 10 月出版的《隱藏在鏡子中：額外維度的神秘魅力》。特納是芝加哥大學勞納傑出服務教授，現任國家科學基金會數學和物理科學助理主任。