在科學領域，最偉大的革命往往是由最小的差異引發的。在16世紀，哥白尼根據許多同時代人認為深奧的天體運動細節，提出地球實際上並非宇宙的中心。在我們自己的時代，另一場革命在11年前隨著宇宙加速膨脹的發現而開始展開。爆炸恆星亮度的微小偏差使天文學家得出結論，他們不知道宇宙中70%的物質是什麼。他們只能說，空間中充滿了與其他任何物質都不同的物質，這種物質推動著宇宙的膨脹，而不是阻止它。這種物質被稱為暗能量。
現在已經過去十年多了，暗能量的存在仍然令人困惑，以至於一些宇宙學家正在重新審視導致他們推斷出暗能量存在的基本假設。其中之一是早期革命的產物：哥白尼原則，即地球在宇宙中不是中心位置或任何特殊位置。如果我們拋棄這個基本原則，對於可以解釋觀測結果的因素，就會出現一個令人驚訝的不同畫面。
我們大多數人都非常熟悉這樣的觀點：我們的星球只不過是一個圍繞著一顆普通恆星執行的小斑點，位於一個平淡無奇的星系邊緣的某個地方。在由數十億個星系組成的宇宙中，這些星系延伸到我們的宇宙視界，我們被引導相信我們的位置沒有什麼特別或獨特之處。但是，這種宇宙謙遜的證據是什麼？我們又如何才能分辨出我們是否處於一個特殊的位置呢？天文學家通常會忽略這些問題，認為我們自身的普通性已經足夠明顯，不需要進一步討論。對於許多人來說，認為我們可能實際上在宇宙中有一個特殊位置的想法是不可思議的。然而，這正是世界各地一些小規模的物理學家小組最近一直在考慮的問題。
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具有諷刺意味的是，假設我們自己微不足道，這賦予了宇宙學家巨大的解釋力。這使我們能夠從我們在自己的宇宙鄰域中看到的情況推斷到整個宇宙。人們在構建基於宇宙學原理（哥白尼原則的推廣，該原理指出，在任何時刻，空間中的所有點和方向看起來都相同）的最新宇宙模型方面做出了巨大努力。結合我們對空間、時間和物質的現代理解，宇宙學原理暗示空間正在膨脹，宇宙正在變得更冷，並且宇宙中充滿了來自其熾熱開端的遺蹟——這些預測都得到了觀測的證實。
例如，天文學家發現，來自遙遠星系的光比來自附近星系的光更紅。這種被稱為紅移的現象可以很好地解釋為空間膨脹對光波的拉伸。此外，微波探測器揭示了來自極早時期的幾乎完美光滑的輻射幕簾：宇宙微波背景，這是原始火球的遺蹟。可以公平地說，這些成功在一定程度上是我們自身謙遜的結果——我們對自身重要性的假設越少，我們對宇宙的瞭解就越多。
黑暗逼近 那麼，為什麼要打破現狀呢？如果宇宙學原理如此成功，我們為什麼要質疑它呢？問題在於，最近的天文觀測產生了一些非常奇怪的結果。在過去的十年中，天文學家發現，對於給定的紅移，遙遠的超新星爆炸看起來比預期的要暗淡。紅移測量的是空間膨脹的程度。透過測量來自遙遠超新星的光發生了多少紅移，宇宙學家可以推斷出宇宙在爆炸發生時比今天的尺寸小多少。紅移越大，超新星發生時宇宙就越小，因此宇宙從那時到現在膨脹得越多。
超新星的觀測亮度提供了其與我們距離的衡量標準，反過來又揭示了自其發生以來經過了多長時間。如果一顆具有給定紅移的超新星看起來比預期的要暗淡，那麼這顆超新星一定比天文學家認為的要遠。它的光線到達我們這裡需要更長的時間，因此宇宙一定需要更長的時間才能增長到目前的尺寸 [要檢視相關側邊欄，請購買數字版]。因此，宇宙的膨脹速度一定比之前預期的要慢。事實上，遙遠的超新星足夠暗淡，以至於宇宙的膨脹一定已經加速，才能趕上目前的膨脹速度[參見“用超新星測量時空”，作者：克雷格·J·霍根、羅伯特·P·基什納和尼古拉斯·B·桑澤夫；《大眾科學》，1999年1月]。
這種加速膨脹是引發當前宇宙學革命的重大驚喜。宇宙中的物質應該拉扯時空結構，減緩膨脹，但超新星資料表明情況並非如此。如果宇宙學家接受宇宙學原理，並假設這種加速發生在任何地方，我們就會得出結論，宇宙一定充滿了奇異形式的能量，即暗能量，它施加排斥力。
在物理學家的基本粒子和力的標準模型中，沒有出現任何符合暗能量描述的東西。它是一種尚未被直接測量的物質，具有與我們見過的任何物質都不同的性質，並且其能量密度比我們可能天真地預期的要小約 10120 倍。物理學家對它可能是什麼有一些想法，但它們仍然是推測性的[參見“典型的宇宙”，作者：耶利米·P·奧斯特里克和保羅·J·斯坦哈特；《大眾科學》，2001年1月]。簡而言之，我們對暗能量非常茫然。研究人員正在進行一些雄心勃勃且耗資巨大的地面和太空任務，以尋找和表徵暗能量，無論它可能是什麼。對許多人來說，這是現代宇宙學面臨的最大挑戰。
更輕的選擇 面對如此奇怪和看似如此不可能的事情，一些研究人員正在重新審視導致他們得出結論的推理。他們質疑的主要假設之一是我們是否生活在宇宙的代表性部分。如果我們拋棄宇宙學原理，暗能量的證據是否可以用其他方式來解釋？
在傳統的圖景中，我們談論的是整個宇宙的膨脹。這很像我們談論氣球膨脹時：我們討論的是整個氣球變得有多大，而不是氣球的每個單獨部分膨脹了多少。但是我們都有過那些令人討厭的派對氣球膨脹不均勻的經歷。一個環迅速伸展，而末端需要一段時間才能趕上。在宇宙的另一種觀點中，即拋棄宇宙學原理的觀點中，空間也膨脹不均勻。宇宙的圖景變得更加複雜。
考慮以下情景，該情景最初由南非開普敦大學的喬治·埃利斯、查爾斯·海拉比和納齊姆·穆斯塔法提出，隨後由法國巴黎-默東天文臺的瑪麗-諾埃爾·克萊里爾跟進。假設膨脹速度在任何地方都在減速，因為物質拉扯時空並減緩其速度。進一步假設，我們生活在一個巨大的宇宙空洞中——不是完全空曠的區域，而是一個物質的平均密度僅為其他地方密度的一半或可能三分之一的區域。空間區域越空曠，它包含的減緩空間膨脹的物質就越少；因此，空洞內的區域性膨脹速度比其他地方快。膨脹速度在空洞的最中心最快，並向邊緣減小，在那裡，較高密度的外部開始發揮作用。在任何給定時間，空間的不同部分將以不同的速度膨脹，就像不均勻膨脹的派對氣球一樣。
現在想象一下超新星在這個不均勻的宇宙的不同部分爆炸，一些靠近空洞的中心，另一些靠近邊緣，還有一些在空洞之外。如果我們靠近空洞的中心，而超新星更遠，那麼我們附近的宇宙膨脹速度比超新星位置的宇宙膨脹速度快。當來自超新星的光向我們傳播時，它會穿過以越來越快的速度膨脹的區域。每個區域在光線穿過時都會將其拉伸一定量，累積效應會產生我們觀察到的紅移。在這樣一個宇宙中，光線傳播給定的距離所發生的紅移小於整個宇宙以我們當地的速度膨脹時所發生的紅移。相反，為了在這樣一個宇宙中實現一定的紅移，光線必須傳播比在均勻膨脹的宇宙中更遠的距離，在這種情況下，超新星必須更遠，因此看起來更暗淡。
另一種說法是，膨脹速度隨位置的變化模仿了時間的變化。透過這種方式，宇宙學家可以在不求助於暗能量的情況下解釋意想不到的超新星觀測結果。為了使這種替代解釋奏效，我們必須生活在一個真正具有宇宙比例的空洞中。超新星觀測延伸到數十億光年之外，佔整個可觀測宇宙的很大一部分。一個空洞必須具有相似的大小。以（幾乎）任何人的標準來看，都是巨大的。
一個牽強的可能性 那麼，這個宇宙空洞有多麼古怪呢？乍一看，非常古怪。它似乎與宇宙微波背景相悖，宇宙微波背景的均勻度為十萬分之一，更不用說星系的明顯均勻分佈了[參見“解讀創世藍圖”，作者：邁克爾·A·施特勞斯；《大眾科學》，2004年2月]。然而，仔細觀察，這個證據可能並不那麼具有決定性。
遺蹟輻射的均勻性僅僅要求宇宙在每個方向上看起來幾乎相同。如果一個空洞大致呈球形，並且我們位於離其中心相當近的位置，那麼這些觀測結果不一定排除它。此外，宇宙微波背景有一些異常特徵，這些特徵可能可以透過大規模的不均勻性來解釋 [要檢視相關側邊欄，請購買數字版]。
至於星系分佈，現有的巡天調查並沒有延伸到足以排除可以模仿暗能量大小的空洞。它們識別出較小的空洞、物質絲狀結構和其他數億光年大小的結構，但假定的空洞要大一個數量級。目前，天文學界正在就星系巡天調查是否證實了宇宙學原理展開激烈的辯論。紐約大學的大衛·霍格及其合作者的最新分析表明，宇宙中最大的結構大約有 2 億光年大小；在更大的尺度上，物質似乎均勻分佈，符合該原理。但羅馬恩里科·費米中心的弗朗切斯科·西洛斯·拉比尼及其同事認為，迄今為止發現的最大結構僅受發現它們的星系巡天調查大小的限制。更大的結構可能會超出巡天調查的範圍。
打個比方，假設你有一張顯示 10 英里寬區域的地圖，地圖上有一條道路從一側延伸到另一側。如果因此得出結論，最長的道路是 10 英里長，那就錯了。要確定最長道路的長度，你需要一張清楚顯示所有道路端點的地圖，這樣你才能知道它們的完整長度。同樣，天文學家需要一個比宇宙中最大結構更大的星系巡天調查，如果他們要證明宇宙學原理的話。巡天調查是否已經足夠大，這是辯論的主題。
對於理論家來說，一個巨大的空洞也難以接受。所有可用的證據都表明，星系和更大的結構（如絲狀結構和空洞）是從微觀量子種子發展而來的，宇宙膨脹將這些種子擴大到天文比例，宇宙學理論對應該存在多少具有一定尺寸的結構做出了確定的預測。結構越大，它就應該越稀有。大到足以模仿暗能量的空洞的機率小於十萬億分之一。巨型空洞可能確實存在於那裡，但我們發現在可觀測宇宙中存在一個巨型空洞的機會似乎微乎其微。
不過，還是有一個可能的漏洞。在 20 世紀 90 年代初期，早期宇宙標準模型的作者之一安德烈·林德及其在斯坦福大學的合作者表明，儘管巨型空洞很稀有，但它們早期膨脹得更快，並開始主導宇宙的體積。觀測者發現自己處於這種結構中的機率可能並非如此微小。這個結果表明，宇宙學原理（我們不生活在一個特殊的地方）並不總是與平庸原理（我們是典型的觀測者）相同。看起來，一個人既可以是典型的，又可以生活在一個特殊的地方。
測試空洞 哪些觀測結果可以告訴我們宇宙的膨脹是由暗能量驅動的，還是我們生活在一個特殊的地方，例如位於一個巨型空洞的中心？為了測試是否存在空洞，宇宙學家需要一個關於空間、時間和物質在其附近應該如何表現的工作模型。早在 1933 年，阿貝·喬治·勒梅特就制定了這樣一個模型，理查德·托爾曼在一年後獨立地重新發現了該模型，赫爾曼·邦迪在二戰後進一步發展了該模型。他們設想的宇宙具有不僅取決於時間，而且還取決於與特定點的距離的膨脹速度，正如我們現在假設的那樣。
有了勒梅特-托爾曼-邦迪模型，宇宙學家可以對一系列可觀測的量進行預測。首先，考慮最初導致推斷出暗能量的超新星。天文學家觀測到的超新星越多，他們就能越準確地重建宇宙的膨脹歷史。嚴格來說，這些觀測結果永遠無法排除空洞模型，因為宇宙學家可以透過選擇形狀合適的空洞來重新建立任何一組超新星資料。然而，為了使空洞與暗能量完全無法區分，它必須具有一些非常奇怪的特性。
原因是假定的加速膨脹一直持續到目前。為了使空洞完全模仿它，膨脹速度必須從我們這裡開始並在每個方向上急劇下降。因此，物質和能量的密度必須從我們這裡開始並在每個方向上急劇增加。密度剖面必須看起來像一個倒置的女巫帽，其尖端對應於我們居住的地方。這樣的剖面將與我們對宇宙中結構外觀的所有經驗相悖：它們通常是平滑的，而不是尖的。更糟糕的是，當時都在康奈爾大學的阿里·範德維爾德和安娜·弗拉納根表明，帽子的尖端（我們居住的地方）必須是一個奇點，就像黑洞中心的超高密度區域一樣。
然而，如果空洞具有更真實的、平滑的密度剖面，那麼就會呈現出獨特的觀測特徵。平滑的空洞仍然會產生可能被誤認為是加速的觀測結果，但它們缺乏尖銳性意味著它們不能完全重現與暗能量相同的結果。特別是，明顯的加速率隨紅移以一種明顯的模式變化。在一篇與當時在牛津大學的凱特·蘭德合寫的論文中，我們表明，在目前已有的數百顆超新星的基礎上，再增加數百顆新的超新星就足以解決這個問題。超新星觀測任務很有可能很快實現這個目標。
超新星並非唯一可用的觀測物件。普林斯頓大學的傑里米·古德曼在 1995 年提出了另一項可能的測試，即使用微波背景輻射。當時，暗能量的最佳證據尚未出現，古德曼並非在尋求對任何無法解釋的現象的解釋，而是在尋求哥白尼原則本身的證明。他的想法是利用遙遠的星系團作為鏡子，從不同的位置觀察宇宙，就像一個天上的更衣室。星系團會反射一小部分照射到它們的微波輻射。透過仔細測量這種輻射的光譜，宇宙學家可以推斷出如果從其中一個星系團觀察宇宙，宇宙會是什麼樣子的一些方面。如果視點的變化改變了宇宙的外觀，那將是空洞或類似結構的有力證據。
最近，兩組宇宙學家對這個想法進行了測試。達特茅斯學院的羅伯特·考德威爾和伊利諾伊州巴達維亞費米國家加速器實驗室的艾伯特·斯特賓斯研究了微波背景中畸變的精確測量結果，馬德里自治大學的胡安·加西亞-貝利多和丹麥奧胡斯大學的特羅爾斯·豪格博萊直接觀察了單個星系團。兩個小組都沒有探測到空洞；研究人員所能做的最好的事情是縮小此類空洞可能具有的特性。計劃於本月發射的普朗克巡天衛星應該能夠對空洞特性施加更強的限制，並可能完全排除空洞。
開普敦大學的布魯斯·巴塞特、克里斯·克拉克森和特蕾莎·盧提倡的第三種方法是對不同位置的膨脹速度進行獨立測量。天文學家通常用紅移來測量膨脹速度，紅移是天體和我們之間所有空間區域膨脹的累積效應。透過將所有這些區域 lumped 在一起，紅移無法區分空間中膨脹速度的變化與時間的變化。最好在特定的空間位置測量膨脹速度，將其他位置的膨脹效應分離出來。但這很困難，而且尚未完成。一種可能性是觀察結構在不同位置的形成方式。星系和星系團的形成和演化在很大程度上取決於當地的膨脹速度。透過研究不同位置的這些天體，並考慮在它們演化中起作用的其他效應，天文學家或許能夠繪製出膨脹速度的細微差異。
一個並非如此特殊的地方 我們生活在一個巨大的宇宙空洞中間的可能性是對宇宙學原理的極端否定，但也存在更溫和的可能性。宇宙可能在大尺度上遵守宇宙學原理，但星系巡天調查發現的較小空洞和絲狀結構可能共同模仿暗能量的效果。麥吉爾大學的蒂爾塔比爾·比斯瓦斯和阿萊西奧·諾塔裡，以及當時在義大利帕多瓦大學和芝加哥大學的瓦萊里奧·馬拉及其合作者，都研究過這個想法。在他們的模型中，宇宙看起來像瑞士乳酪——整體上均勻，但佈滿了孔洞。因此，膨脹速度因地而異，略有不同。遙遠超新星發出的光線在到達我們之前會穿過許多這些小空洞，膨脹速度的變化會調整它們的亮度和紅移。然而，到目前為止，這個想法看起來不太有希望。我們中的一位（克利夫頓）最近與牛津大學的約瑟夫·宗茨一起表明，要重現暗能量的效果，需要大量的低密度空洞，並且以特殊的方式分佈。
另一種可能性是暗能量是宇宙學家經常使用的數學近似的人工產物。為了計算宇宙膨脹速度，我們通常計算出一個空間區域包含多少物質，除以該區域的體積，然後得出平均能量密度。然後，我們將這個平均密度代入愛因斯坦的引力方程，並確定宇宙的平均膨脹速度。儘管密度因地而異，但我們將這種散射視為圍繞總體平均值的微小波動。
問題在於，求解平均物質分佈的愛因斯坦方程與求解真實物質分佈，然後再對結果幾何圖形求平均值是不同的。換句話說，我們先求平均值，然後再求解，而實際上我們應該先求解，然後再求平均值。
為任何甚至粗略地近似真實宇宙的事物求解完整的方程組是難以想象的困難，因此我們大多數人求助於更簡單的途徑。法國里昂大學的托馬斯·布歇特已經承擔了確定這種近似到底有多好的任務。他在宇宙學方程中引入了一組額外的項，以解釋在求解之前求平均值所引入的誤差。如果這些項被證明很小，那麼近似是好的；如果它們很大，則不好。到目前為止，結果尚無定論。一些研究人員認為，額外的項可能足以完全解釋暗能量，而另一些研究人員則聲稱它們微不足道。
旨在區分暗能量和空洞模型的觀測測試即將在不久的將來進行。由巴黎大學的皮埃爾·阿斯蒂耶領導的超新星遺產巡天調查和目前正在開發的聯合暗能量任務應該能夠精確確定宇宙的膨脹歷史。普朗克巡天衛星以及各種地面和氣球載儀器將以更高的精度繪製微波背景圖。計劃於 2020 年建造的平方公里陣列射電望遠鏡將為我們提供可觀測視界內所有星系的巡天調查。這場宇宙學革命始於十年前，而且遠未結束。