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最畅销的宇宙
神志正常的人认为自己不被所谓“终极问题”所困扰，而对日常柴米油盐更关心。他们为自己的这种能力感到骄傲，并且称之为分清主次，或者脚踏实地……
——希丽亚·格林（英国心理学家）＇2＇
1996年夏天，作为建校250周年庆祝活动的一部分，一场盛大的宇宙学会议在新泽西州的普林斯顿大学召开了。＇3＇当时的天气状况糟透了，又湿又热，还有夹杂着雷电的暴风雨。人们汗流浃背，却发现老式学生宿舍里的空调不过是个摆设而已，起不了什么作用。只有走进大会堂时人们才会得到解脱。这次会议的一个创新之处是，其中不仅举办常规的学术报告，还可以请两个或三个主讲人同台亮相，像政治竞选一样，相互竞争，各自向观众“兜售”自己看好的某个宇宙模型。他们说完自己的广告词以后，就进入了一个关键的辩论环节，观众也可以参加。
总的来说，当时的宇宙学家都对暴胀宇宙模型非常满意。他们不太考虑混沌或永恒的暴胀，多重宇宙这个词还没有收入他们的字典，尽管从以前的人择原理的角度来看，这种观念大家都很熟悉了。会议中讨论最多的议题是一些精确观测的问题，如宇宙的膨胀速率、宇宙的年龄、星系能否及时形成、物质和辐射所体现出来的不均匀性是否能脱胎于某种类型的暴胀在宇宙甚早期所产生的不规则性等。
每一个宇宙学主讲人都要尽可能地证明，他的模型中关于宇宙物质组成和宇宙膨胀行为的描述，与所有的观测结果都吻合得天衣无缝。其中脱颖而出的是麦克·特纳（Michael Turner）的模型，这种宇宙的膨胀速率几乎达到了临界值，这正是暴胀预言的结果，但其中还存在一个取值很小、符号为正的众所周知的宇宙学常数。爱因斯坦首先提出了宇宙学常数，不久之后又抛弃了这种想法。这种宇宙学常数会产生排斥性的引力，导致今天的宇宙加速膨胀。特纳指出，这种模型能够胜出一点也不意外，因为它的大部分内容都与其他竞争对手极为相似，只是多了一个有点儿别扭的物理量（宇宙学常数），这个常数使得它与观测结果符合得更紧密一些。
这个夺得桂冠的模型叫做“Lambda…CDM”模型，其中Lambda（拉姆达）是指宇宙学常数，而CDM是“冷暗物质”（cold dark matter）的缩写。无论从哪个方面来说，宇宙中都应该存在暗物质，因为产生星系和星系团之间强大引力所需的物质比观测到的发光物质的总量大十倍，必须存在许多暗物质才能解释这个矛盾。暗物质非常特殊，只参与引力相互作用，可能还参与弱相互作用；不然的话，宇宙最初三分钟时所产生的氘核就会减少，与观测结果矛盾。这意味着暗物质最可能的候选者是参与弱相互作用的中微子，或者跟中微子很像的新型粒子。然而，当时已知的各种中微子并不符合要求。1985年，人们第一次用大型计算机模拟了类似中微子的暗物质对宇宙膨胀历史的影响，结果发现它们的质量太小了，所引发的星系结团行为不符合观测的结果。＇4＇
为了符合所有的观测结果，类似中微子的粒子必须比质子还重得多，这样才会变得很慢，所以是“冷”的——温度只不过是我们给气体分子的平均速度所起的名字。在计算机模拟中，这种慢吞吞的粒子会导致星系的小尺度结团行为有一个显著的特点，与观测结果非常符合。加上了一个新的参数拉姆达后，Lambda…CDM模型的得分就遥遥领先。但是没有人对Lambda…CDM模型的成功而感到欢欣鼓舞，就连模型的提出者也没有。这个模型看起来人工雕琢的痕迹太重了，老实说，很难看。
这个最佳宇宙模型跟勒梅特六十多年前提出的模型很是相像。就像爱因斯坦一样，当时的宇宙学家已经对宇宙学常数失去了兴趣。要想在最佳的宇宙模型中发挥作用，它的数量级必须极其微小（10…120）。这个数实在太小了，以至于许多物理学家都认为，宇宙学常数的真正取值应该是零：物理学中存在一种有待发现的深层机制，能让宇宙学常数的大小正好等于零。总有一天，我们会发现这种新的对称性机制。在此之前就先把宇宙学常数抛在脑后吧。这种态度在粒子物理学家当中很常见。同时，天文学家总是对自己的观测数据不太放心。拉姆达所依赖的基础并不牢固，很有可能会逐渐消失，或者变得比我们起初设想的更不靠谱。甚至连认真考虑Lambda…CDM模型的人都显得格外小心，因为没有找到宇宙学常数存在的直接证据。我们并没有直接看到今天的宇宙在加速膨胀，而是从其他有关宇宙演化的观测结果中找到了一丝迹象。
1998年，戏剧性的转机出现了。由世界顶级天文学家领导的两个大型研究团队分别发现了第一个直接证据：宇宙正在加速膨胀。令人们感到惊讶的是，哈佛大学的亚当·里斯领导的高红移超新星计划和加州大学伯克利分校的劳伦斯伯克利国家实验室的萨尔·波尔马特领导的超新星宇宙学计划都发现了令人惊叹的新证据：从几十亿年之前开始，宇宙就开始加速膨胀了。＇5＇首先，你需要将哈勃定律扩展到比以往更遥远的距离上，这样才能在很大的范围内比较膨胀速度随距离的变化，看看它究竟像哈勃定律说的那样是速度与距离呈正比，还是速度比距离增长得更快一些。如果曲线向上弯曲，就标志着加速膨胀。
想要精确测定速度的大小其实很简单，只要知道光线的红移量就可以了。但是问题在于如何才能确定你测出的速度所对应的遥远光源的距离。如果一个光源看起来不亮也不暗，这是说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�