《仰望星空》18 - 暗物质和暗能量
美国有一位女天文学家叫鲁宾（Rubin，1928年 - ），她选择了在天文学研究上不是那么热门的星系自转曲线。在鲁宾做研究的那个年代，天文观测设备已经取得了长足的进步，因而观测的精度也大大地提高。鲁宾也发现，银河系外侧的恒星绕银河系中心转动的速度，比用理论推算出的数值大了太多，如果要维持银河系目前的转动速度，又不让银河系分崩离析，银河系的总质量必须远远高于目前已经观测到的所有可见天体的质量。1980年，她和同事发表了一篇论文，详细描述了他们的发现。这是天文学史上第一篇有关暗物质的重量级论文，影响很大。也是从那时候开始，天文学家们蜂拥而至，纷纷开始研究这部分丢失了的质量到底是什么东西，提出了一个又一个的假说，好不热闹。
不过鲁宾的发现只能算作暗物质存在的间接证据，真正的第一份直接证据出现在2006年。那一年，以道格拉斯·克洛为首的一队美国天文学家，利用钱德拉X射线望远镜对星系团1E0657-558进行观测时，无意间观测到星系碰撞的过程。星系团碰撞威力之猛，使得暗物质与正常物质分开，因此发现了暗物质存在的直接证据。
那么暗物质到底是什么？目前在天文学界并没有一个令人信服的解释，至今依然是当今物理学界和天文学界共同研究的两个最大谜题之一。为了寻找到它的蛛丝马迹，各国的科学界都投入了巨大的人力物力去探寻，花费巨资建设了许多工程浩大的实验设施设备，我们国家也在2015年12月17日发射了一颗名为“悟空”的暗物质探测卫星。但暗物质直到目前依然是迷雾重重，等待着人类去揭开它的神秘面纱。
图 悟空暗物质探测卫星
根据目前最新的观测数据（主要来自欧空局普朗克卫星2015年发布的数据）计算表明，宇宙中的可见物质，也就是我们所有能观测到的物质，只占整个宇宙总质能的4.9%，暗物质占到了26.8%。那么，宇宙的另外68.3%又是什么呢？它就是当今天文学界另外一个不解之谜——暗能量。
暗能量
我们需要回到1917年。这一年，爱因斯坦最近却陷入了严重的焦虑，因为他在深入研究了广义相对论的方程式后发现，如果要让宇宙满足自己的这个方程式，就不可能是一个稳恒态的宇宙，只能是要么收缩要么膨胀，不可能固定大小。爱因斯坦被自己亲手得出的这个计算结果震惊了，晚上连觉都睡不着。
爱因斯坦怎么也无法接受这种结论，宇宙的博大和深邃的宁静深深地震撼着他的内心。于是，爱因斯坦拿起笔，在方程式中人为地增加了一个“常数”。有了这个人为添加进去的常数，宇宙就是一个稳态的宇宙了，既不会膨胀也不会收缩。爱因斯坦长舒了一口气，合上本子，终于可以美美地睡一觉，做一个好梦了。
但是，这毕竟是他自己人为添加进去的常数，爱因斯坦还是感到不踏实。于是，他给当时的一个著名物理学家德西特写了一封信，这封信的大意是说：广义相对论的方程式从数学上来说，是允许我添加一个宇宙学常数的，从而抵消宇宙的膨胀。但如果有一天，当人类拥有了足够的技术后，就可以对星体进行精确的测量，从而确定宇宙学常数到底是不是零。在信的结尾，爱因斯坦还说了这么一句：信念是一种很好的动机，但不是一种好的判断方法。
10多年后，哈勃的发现粉碎了爱因斯坦的信念。我们的宇宙正在膨胀，爱因斯坦那个用于抵消宇宙膨胀的常数看来是多余的。这并不奇怪，一个科学上的重大观念可不管你是不是什么盟主或权威，科学理论和发现要的是能够重复验证，你说你通过观测发现了什么，那么好呀，把这方法拿出来让全世界的科学家们都来验证就是了。经得起验证的结论自然就能被科学共同体所接受，反之，再大的权威也不顶事。而宇宙膨胀这个结论经受住了全世界的检验，哈勃定律经受住了考验，我们的宇宙确实在膨胀。
那么接下去很自然地就生出一个问题，我们的宇宙会不会一直这么膨胀下去呢？当时的天文学家一致认为，宇宙应当是减速膨胀的，因为万有引力的存在，所有天体都是互相吸引的，当然会把膨胀的速度一点点地拖慢嘛。但是，减速度不代表膨胀一定会停止，经过计算会发现：宇宙膨胀的减速度如果足够大，过了一个临界点，那么宇宙就会逐渐停止膨胀，然后掉头开始收缩，开始进入大塌缩纪元，相当于是大爆炸的反过程。但是，如果宇宙膨胀的减速度很微弱，达不到那个临界值，那么我们的宇宙就会像人类发射的空间探测器能脱离地球的引力束缚那般，一直膨胀下去，永远停不下来。因此，当时的天文学家全都同意，宇宙的命运取决于膨胀的减速度到底是多少。不过，这需要非常非常精确的测量才能解答这个问题，技术难度极高。
上世纪90年代，有两个各自独立的团队几乎同时向这个宇宙终极命运问题发起了冲击，其中一个团队由美国劳伦斯伯克利国家实验室的珀尔马特领衔，成员来自7个国家，总共31人，阵容强大；另一个团队则由哈佛大学的施密特领衔，也是一个由20多位来自世界各地的天文学家组成的豪华团队。这两个团队开始了暗中较劲，他们的目标一致，所采用的测量方法也几乎完全一样。
接下去的一个问题就是，如何才能测量出宇宙膨胀的减速度呢？原理非常简单，就是先测量出不同时期宇宙的膨胀速度，然后比较一下差异，稍加计算，就能算出减速率了。我们只要能测出遥远星系的距离，就相当于知道了宇宙气球上这个坐标点在时间轴上的坐标，如果再测量出这个坐标点的膨胀速率，就能画出一根宇宙随时间变化的膨胀速率曲线。看来，关键性的第一步是要找到测量遥远星系距离的方法。这个问题怎么破？我之前曾经讲过两种天文测距的方法，一种是三角视差法，一种是造父变星法。但是视差法最多只能测出几百光年的距离，而造父变星法虽比视差法的测距范围提高了一万倍，也无非提高到了百万光年的数量级，要测量动辄几十亿光年外的遥远星系的距离，这两种方法全都不管用了。好在，天文学家又发现了第三种方法，这就是超新星测量法。
我们在讲“恒星不恒”那段的时候曾经提到过超新星，就是一颗恒星由于某种原因突然爆炸，亮度会突然增加几亿倍，甚至能超过整个星系发出的亮度。超新星的种类有好几种，其中有一种被称之为Ia型（I是罗马数字一）超新星。虽然这种Ia型超新星比较罕见，一个典型星系中，大约平均要几百年才会出现一颗，或者换句话说，在几百个星系中，平均每年会出现一颗。但是宇宙中的星系数量超过1000亿，因此要寻找这种超新星不算太难，它们一旦爆发，会使得所在的星系亮度突然增加。一旦某个星系中诞生了这样一颗超新星，天文学家们就能测出这个星系与我们的距离。这是因为，Ia型超新星都是经过了同一个物理过程而爆发的，所以它们的真实亮度都一样，当我们观测到它们时，测量一下它们的视亮度，再根据亮度与距离的平方成反比的规律，就能算出它们的距离。这种方法也被称为“标准烛光法”。
珀尔马特团队的计划叫做超新星宇宙学计划，而施密特团队的计划叫做高红移超新星搜索队，两个计划名称中都含有超新星一词，那就是因为他们采用的天文测距都是通过这种Ia型超新星来完成的。
就这样，我们得到了星系坐标点的时间坐标，这个可以作为横坐标。那么，要完成宇宙膨胀速率的曲线图，还需要一个纵坐标，就是宇宙的膨胀速率值。如何才能得到这个数值呢？破解问题的关键就在于光的颜色。前面我们在“膨胀中的宇宙”那一节中曾经提到过星系的红移现象，这里要再次提到红移。