大約100年前，埃德溫·哈勃發現宇宙正在膨脹：幾乎所有星系都在遠離我們銀河系，遙遠的星系後退得更快。這一發現意義深遠，但隨之而來的是1998年一個更加驚人的認識：膨脹正在加速。在20世紀的大部分時間裡，科學家們一直期望隨著時間的推移，引力會將星系相互拉近，從而減緩膨脹。然而，兩組天文學家研究超新星——作為測量宇宙距離標記的爆炸恆星——發現宇宙的增長實際上正在加速。這一非凡的發現後來被其他觀測證實，並於2011年獲得諾貝爾物理學獎。但是，為什麼宇宙在加速？這個謎團是科學領域最大的未解之謎之一。
為了解釋它，宇宙學家提出了兩種替代想法，其中任何一種都將徹底改變我們對自然規律的理解。一種是艾薩克·牛頓（以及最近的阿爾伯特·愛因斯坦）並沒有在引力問題上擁有最終發言權：儘管引力在地球和太陽系中具有吸引力，但當涉及到星系際空間的廣闊距離時，它可能會表現不同，變成一種排斥力。也許我們需要修改關於引力如何在宇宙尺度上運作的理論。
另一種想法是，宇宙中充滿了某種看不見的東西——現在被稱為暗能量——它抵消了引力，使物體相互排斥而不是相互吸引。宇宙學測量表明，如果暗能量存在，它目前佔宇宙質量或能量的約70%（質量和能量是等效的，正如愛因斯坦在他的方程E = mc2中所示）。暗物質（與暗能量無關），一種看不見的物質形式，約佔25%，而普通物質——由原子構成的物質，包括恆星、行星和人——僅貢獻約5%。這個圖景比引力在大尺度上以不同方式運作的觀點更受關注，因為它巧妙地解釋了宇宙中星系和更大結構的形成，並且與迄今為止的所有測量結果一致。
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但是我們如何才能確定暗能量是宇宙加速的罪魁禍首呢？如果是暗能量，那麼這種東西的本質是什麼？我們最近啟動了一個名為暗能量調查（DES）的雄心勃勃的專案，以更好地理解宇宙似乎正在撕裂的原因。
該調查應透過收集宇宙膨脹140億年曆史的完整記錄以及大規模結構（宇宙中散佈的巨大星系群）增長率的空前精確度來提供答案。透過研究結構如何隨時間聚集在一起，我們希望區分它們現在為何分離的各種可能性。
我在費米國家加速器實驗室和芝加哥大學的同事，以及來自美國、西班牙、英國、巴西、德國和瑞士25個機構的300多名物理學家和天文學家，組成了DES合作組織，並共同構建、操作和分析來自暗能量相機的資料，暗能量相機是我們專案的硬體核心。
2012年，我們將這款相機安裝在位於智利北部安第斯山脈高處的美國設施託洛洛山美洲天文臺的一臺四米直徑的望遠鏡上。它於當年9月拍攝了第一批夜空快照，並在接下來的幾個月裡進行了除錯。2013年8月31日，DES正式開始調查南天大片區域。該調查目前處於第三季，將在每年8月至次年2月執行五年，最終生成一張覆蓋八分之一天空的約2億個星系的深層、高解析度地圖，以及一個可用於追蹤宇宙膨脹的恆星爆炸目錄。該調查已經收集了大量新資料，目前正在分析中，並正在朝著解開宇宙膨脹之謎的方向前進。
相互競爭的假設
幸運的是，對於科學家來說，應該區分加速的修正引力和暗能量假設的相同證據也應該有助於闡明暗能量是什麼，如果它存在的話。該調查將測試關於暗能量的兩個主要想法。對其最簡單的解釋可能看起來違反直覺：它是空的空間的能量。假設你拿一個盒子，清空它裡面的所有物質——所有的原子、輻射、暗物質等等——並且沒有任何東西可以穿透它的壁。盒子的內部將是一個完美的真空。根據經典物理學，真空——空的空間——沒有能量。但是量子理論認為，即使是空的空間也帶有能量。物理學家認為這種能量來自“虛”粒子：在任何時候，一個粒子和它的反粒子都可以自發地瞬間出現，然後相互湮滅並消失回真空中。虛粒子以完全符合構成暗能量並導致宇宙加速膨脹的形式攜帶能量。
這個概念的唯一困難在於，量子物理學預測空間中真空能量的量應該比它似乎是暗能量時大120個數量級（10120）。如果你正在解決一個數學問題，很難犯這麼大的錯誤。部分由於這種差異，宇宙學家提出了真空能量以外的其他暗能量解釋。
一個想法——調查正在測試的第二個概念——是暗能量以一種迄今為止尚未被探測到的粒子的形式存在，這種粒子可能是最近發現的希格斯玻色子的遠親：它將具有希格斯粒子的一些性質，但會輕44個數量級。這種可能性有時被稱為“精質”。人們可以將這種粒子想象成一個在空間中每個點沿著山坡滾動的球。滾動的球同時攜帶動能（由於其運動）和勢能（由於其滾下的山坡的高度）；物體越高，其勢能越大。當它滾下時，其勢能下降，動能上升。如果精質粒子非常輕，質量小於約10-33電子伏特（例如，電子的質量相對較大，為511,000電子伏特），那麼它今天將滾動得非常緩慢，相對而言動能與勢能相比很小。在這種情況下，它對宇宙膨脹的影響將類似於但不等同於真空能量，並將導致加速，儘管大多數版本的精質想法預測加速將在宇宙歷史中比真空能量是罪魁禍首時開始得更晚。
四種探測方法
為了區分宇宙加速的可能原因，暗能量調查——該調查由美國能源部和國家科學基金會資助，並得到參與機構和外國資助機構的額外支援——正在調查四種現象，這些現象對任何將宇宙拉開的東西都特別敏感。並且由於每種現象都涉及不同的可觀測量，因此這四種探測方法不會都受到相同的測量誤差的影響。
這四種現象是超新星、原始聲波的特徵、引力透鏡（引力對光的彎曲）和星系團。它們共同告訴我們宇宙膨脹的速度以及在宇宙歷史的不同時期，有多少物質聚集在一起形成大規模結構。在早期，直到大爆炸後大約幾十億年，引力與膨脹作鬥爭，並使大規模結構得以形成。但是，當宇宙大約有70億年曆史時，物質變得足夠稀薄，以至於任何導致加速膨脹的東西——無論是暗能量還是修正引力——都變得優於引力並加速了膨脹，逐漸關閉了更大結構的進一步形成。真空能量、精質和修正引力將在宇宙膨脹率的歷史和結構增長模式中留下獨特的特徵，我們可以透過這四種探測方法來梳理出這些印記。
超新星
Ia型超新星是一種獨特的恆星爆炸類別，當一顆名為白矮星的小而緻密的物體達到某個質量極限時就會發生這種爆炸。這些超新星具有非常特殊的品質——它們都達到幾乎相同的峰值亮度。它們在我們看來有多亮的所有差異都僅僅來自它們的距離：看起來較暗的那些距離較遠。這一特徵使它們成為所謂的標準燭光，或良好的宇宙標尺。例如，我們知道，一顆亮度為另一顆百分之一的Ia型超新星的距離是另一顆的10倍。
DES將每隔幾個晚上觀察天空的同一小塊區域，以測量附近和遙遠宇宙中幾千顆Ia型超新星的精確距離，幾乎是1998年發現宇宙加速時使用的數量的100倍。我們還在使用其他望遠鏡來測量這些超新星的光線向可見光譜紅色端的移動量。這種紅移發生在任何遠離觀察者的物體上，並告訴我們宇宙膨脹在光線發射時到現在之間拉伸了多少光的波長。遙遠超新星的紅移直接揭示了當時宇宙相對於今天的大小。結合標準燭光距離測量到同一物體，DES將能夠以極高的精度重建過去100億年宇宙的膨脹歷史。
這樣的測量可以區分宇宙加速的不同理論，因為每種理論都會產生略有不同的膨脹歷史。例如，如果精質在起作用，大多數模型表明，加速膨脹的開始時間會比真空能量情景晚一些，並且累積得更緩慢。因此，如果宇宙包含類似希格斯的精質粒子，則給定紅移的超新星將顯得更亮——將更近——而不是真空能量驅動膨脹的情況。反過來，如果引力的運作方式與我們認為的不同，則遙遠超新星之間的模式將再次不同，儘管細節因研究人員對經典引力工作方式提出的具體修改而異。
這些測量中非常高的精度對於區分不同的模型是必要的，因為它們的預測僅略有不同。因此，我們希望知道距離與紅移的關係達到大約百分之一的精度——暗能量相機應該首次能夠實現這一壯舉。
原始聲波的特徵
DES還將利用宇宙起源的遺蹟來研究其膨脹歷史。在早期宇宙中，引力將物質拉在一起，而宇宙中電磁輻射（光）的向外壓力抵抗了這種壓縮。這種競爭產生了一系列聲波。在大爆炸後幾十萬年，當普通物質從最初的熱狀態冷卻到足以從電離氣體轉變為原子時，原子和輻射分道揚鑣（它們有效地停止了相互作用），這種競爭也停止了。聲波到那時傳播的距離，今天對應於大約4.8億光年的尺度，最終以星系空間分佈的形式印記下來，表現為星系對傾向於以該距離與其他距離隔開。
這種重子聲波振盪（BAO）尺度為測量宇宙距離和膨脹歷史提供了一個標準尺。也就是說，如果你知道標尺的物理尺寸（許多星系彼此之間4.8億光年的距離），並且可以測量它看起來有多大（天空中這些星系之間的分離角度），那麼你就可以知道它有多遠。DES將測量大約2億個星系的BAO特徵，使我們能夠像對超新星一樣繪製它們的距離與紅移的關係圖。如果精質導致宇宙開始加速的時間晚於真空能量負責且加速開始的時間早的情況，則相同紅移的星系將更近。如果沒有暗能量，我們預計距離和紅移之間的關係將與這兩種情景中的任何一種都不同，儘管具體情況將再次取決於引力究竟是如何改變的。
引力透鏡
這種方法側重於愛因斯坦廣義相對論預測的光的特徵。來自遙遠星系的光線路徑在傳播到地球的過程中，會被它們經過的物質的引力場彎曲。這種彎曲導致這些星系影像的扭曲，這種效應稱為引力透鏡。當彎曲效應很大時，產生的影像可能會非常引人注目：遙遠的星系可能會呈現為細長的、非常延長的光弧，甚至可能會看到同一星系的多個影像。然而，大多數星系的光線僅被輕微彎曲，導致其形狀發生非常小的扭曲，肉眼無法辨認：這就是弱引力透鏡的範圍。
天空中彼此靠近的等距星系的光線被彎曲的量幾乎相同，因為它們穿過大致相同的介入物質。透過測量天空一小塊區域中許多星系的形狀，我們可以推斷出影像已被扭曲的程度，從而推斷出介入物質的團塊程度，即使每個星系影像僅被輕微扭曲。因此，對天空不同部分的星系重複此測量可以揭示宇宙中物質的總體團塊程度。這種團塊程度隨時間的演變，因為它反映了引力與暗能量之間的競爭，並且對引力的任何修改都很敏感，因此可以幫助我們瞭解是什麼導致宇宙加速。
DES將測量2億個星系的形狀以觀察這種效應，覆蓋的星系數量是之前弱透鏡研究的20倍以上，天空面積也更大。透過極其精確地測量這些星系在天空中不同距離處的形狀，我們可以建立迄今為止最精確的物質分佈圖，這些分佈圖位於不同的距離——也就是說，位於不同的宇宙時間段，因為某物離地球越遠，其光線到達我們所需的時間就越長。
該地圖將因將宇宙拉開的東西而異。例如，精質在阻礙大規模結構增長方面的影響可能早於真空能量的影響在更早的宇宙時期開始。因為我們從測量中知道宇宙今天的團塊程度，所以如果精質在起作用，我們預計當宇宙更年輕時，團塊程度會比真空能量的情況更強。這種預測可能聽起來違反直覺，因為暗能量會阻止團塊形成，但為了使宇宙在數十億年的膨脹後具有當前的結構，它必須在早期相對團塊狀。如果沒有暗能量，修正引力將導致整個時間段內團塊程度的不同模式——儘管早期團塊程度相對較高還是較低，這取決於引力定律的不同制定方式。
星系團
最後，DES還將尋找星系團，以追蹤宇宙團塊隨時間的變化。星系團的質量高達太陽質量的1015倍以上（1000萬億倍），是宇宙中最大的引力束縛物體，它們是在暗能量或修正引力的拉力下形成的。與之前僅限於較小天空區域的宇宙學星團調查不同，DES旨在發現數萬個距離地球數十億光年遠的星團。
然後，科學家將比較他們看到的靠近地球的星團數量——對應於最近的時間——和遙遠過去的星團數量。與弱引力透鏡顯示的物質團塊程度的影響類似，我們預計如果精質在起作用，則早期宇宙中看到的星團數量會比真空能量塑造宇宙的情況更多（在所有其他條件相同的情況下），並且如果引力表現異常，我們將看到完全不同且更復雜的趨勢。
最先進的儀器
我們專案的秘密武器是為研究這個問題而製造的最強大的相機。安裝在維克托·M·布蘭科望遠鏡上的暗能量相機旨在在儘可能短的時間內調查眾多物體，包括星系、星團和超新星。超靈敏的5.7億畫素相機具有非常大的視野，由五個大型鏡頭實現，最適合一次性拍攝大片宇宙。
自2013年8月正式啟動以來，該調查已覆蓋近5000平方度的天空，獲得了約1億個星系的彩色影像。超新星調查迄今已發現1000多顆Ia型超新星。我們現在正在分析這些資料，以提取有關超新星距離的資訊，以便與紅移進行比較。我們還在測量星系形狀以推斷弱透鏡訊號，識別遙遠的星系團並測量其特性，以及測量星系的空間分佈以尋找重子聲波振盪特徵。大約一年後，第一階段的分析應該完成，我們可以開始尋找揭示宇宙膨脹本質的線索。
與此同時，該實驗取得了一些有趣的天體物理學發現，例如在銀河系後院發現了16個超微弱矮星系候選者。這些非常附近的星系包含少至幾十顆恆星，是宇宙中已知的暗物質主導物體之一。它們的黑暗使得它們非常難以探測，但它們作為像我們銀河系這樣的大型星系的構建塊以及作為探測暗物質性質的潛在場所而受到關注。
更多的DES資料正在不斷湧入。當您閱讀本文時，科學家們正在分析這些觀測結果，以尋找暗能量本質的線索。我們尚不知道DES是否會提供明確的答案——暗能量還是修正引力？真空能量還是精質？——但我們確實知道，它將為尋找暗能量和我們宇宙神秘加速膨脹的根本原因邁出下一個重要一步。