（续上期）
暗物质、Ω和最初的一微秒
再过50亿年左右，太阳连同我们的地球就要灭亡了。大约在同一时间（前后可能相差10亿年）仙女座星系也要和我们的银河系相撞。但是，宇宙会永远膨胀下去吗？如果不会，它最终会塌缩成一个新的奇点，而万物都将遭受到和不小心坠入黑洞的宇航员一样的命运吗？
问题的答案取决于无处不在的引力到底能对宇宙的膨胀产生多大的负面作用。直接计算的结果表明，如果宇宙的平均密度大于每立方米5个重子（即所谓的临界密度），那么，它最终将收缩成最初的状态（重子是质子和中子的总称，所有原子都含有重子）。听起来，这个临界密度好像并不大。但是如果拆除所有的星系，并把其中的恒星和气体均匀地散布在太空中，那么得到的物质密度要比临界密度小得多，每10立方米大约只有一个重子。算上弥散在星系之间的那些气态物质，得到的物质密度也只不过才每立方米0.2个重子。
这要比临界密度小25倍！初看起来，宇宙似乎要永远膨胀下去。但实际情况并没有这么简单。天文学家已经发现，对于各个星系甚至整个星系簇，它们所受到的引力比我们实际看到的物质所产生的引力大5到10倍，否则，它们早就解体了。这就是著名的“暗物质”之谜。
暗物质是什么呢？目前有许多候选者。人们最初认为它们是非常微弱的恒星（比如“褐矮星”），或者是大质量恒星的碎片。然而，大多数宇宙学家都怀疑，暗物质主要是大爆炸遗留下来的奇异粒子，而且它们根本不是由重子组成的。
人们之所以这么认为，主要是由于以下两个方面的原因。第一，氦和氘产生于大爆炸，根据我们的计算，它们的比例对重子的密度非常敏感，如果重子的密度在每立方米1到2个之间（只是随便说说）而不是先前所说的每立方米0.2个，那么计算出的氦和氘的比例就与观测结果不一致。然而，如果由奇异粒子组成的暗物质不参与核反应，那么它将不会改变重子的密度，也就不会导致前面所说的理论计算和观测结果之间的不一致了。
第二，如果暗物质是由重子组成的，那么星系的形成就很难理解了。在宇宙早期，非重子物质可以更有效地聚集在一起，因为它感受不到辐射压力的排斥作用。微波背景辐射的各向异性暗示着宇宙原始涨落的幅度是很小的，但是宇宙目前却呈现出一种高度有序的结构。倘若宇宙完全是由重子型物质组成的，那么它将很难协调这一对矛盾。
从三个方面解开“暗物质”之谜
直接观测 目前，已经有人在利用地面上的高灵敏度探测器寻找暗物质的候选者，包括重中性粒子和轴子。
粒子物理学的进展 如果我们能够更多地了解有哪些类型的粒子可以在超早期宇宙中存在，那么，我们就可以计算出在大爆炸的最初一微秒之后，有多少奇异粒子保留下来，它们对暗物质的贡献又有多大。
对星系的形成以及大尺度结构进行模拟 星系是什么时候、以什么方式形成的？决定星系簇的形态的主要因素又是什么？我们可以先假设暗物质的组成，然后根据这种假设，在计算机上模拟星系的形成。如果根据某种假设，能模拟出与实际观测值十分接近的结果，那么，这至少可以说明，这种假设比别的假设更能反映实际情况。
宇宙学家把实际密度与临界密度的比值记为Ω。当然还应当存在足够的暗物质使Ω=0.2。直到最近，我们仍不能把处于星系簇之间的比这一数量多几倍的物质（对于临界密度，Ω=1）排除在外。但是现在看来，原子和暗物质对临界密度的总体贡献不会超过30%。
我们永远不能确定，我们观测不到的区域所遵循的新物理学是否有可能与我们能够看到的这部分宇宙所遵循的物理学不同。但是，附带着这些条件，如果两者之间存在着差别，那么宇宙将很有可能永远膨胀下去，星系将会慢慢地消散开来。当内部的恒星全部死亡，物质被古老的白矮星、中子星和黑洞吸收之后，它们也就消失了。
而且有证据表明，在宇宙的尺度上，还存在着克服引力的额外排斥力。对远处超新星的红移和亮度所进行的研究提示人们，星系消散的速度可能在加快。科学界把这一发现当作是1998年各个领域中的最重要发现（或许还嫌早了点）。如果这项工作得到了证实，那么可以断定宇宙的密度会比原先所认为的更小。在我们所在星系群之外的所有星系都将加速远离我们而去，当它们的红移呈指数式地接近无穷大时，它们就从我们的视野中完全消失了。
在宇宙的大尺度结构上存在着斥力，这一思想可以追溯到1917年。那时，爱因斯坦在他的场方程中引入了一个特殊的项，他称之为宇宙学常数。他引入这一项的目的，是要求出宇宙的一个静态解。在静态的宇宙中，斥力与引力相互抵消了。后来，哈勃发现宇宙实际上是在膨胀的，所以爱因斯坦放弃了这一思想，并认为这是他犯下的“最大错误”。然而，根据我们现在的看法，宇宙学常数可以被视为潜伏在真空中的暗能。它将导致一种排斥作用，因为根据爱因斯坦方程，引力不仅决定于物质的密度，它还跟压力有关，如果压力是负的，并且足够大，那么净效应就是排斥的。
宇宙学常数对应于真空能，它不随宇宙的膨胀而发生变化。宇宙学家近来暗示，可能还存在着其他形式的暗能，在那种形式下，负压可以逐渐衰减。
根据超新星的红移和亮度，我们可以推断宇宙中存在着某种暗能，它使得宇宙在加速膨胀。除此之外，还存在另外一个线索。大爆炸理论告诉我们，那些微波背景辐射发生微小起伏的方位对映着可见宇宙的最远距离处。但是，它的角度大小还取决于宇宙的几何性质。
现在，实验工作者已经把这个多普勒峰的角度大小大致确定了下来，测量误差小于10%。测量的结果与“平坦”宇宙相一致。与此相反，如果除了重子和暗物质（它们对Ω的贡献在0.2到0.3之间）之外，没有其他质能，那么这个角度的大小将只有测量值的二分之一。但是倘若把暗能计算在内，两者之间的差别是完全可以消除的。既然宇宙是平坦的，我们就只能认为这种占主导地位的暗能是确实存在的，而且正是它驱使着宇宙在加速膨胀。从1998年到现在，仅仅经过两年的时间，人们就成功地对这几个从表面上看来并没有太大关系的观测结果进行了解释，并且还确定了一个描述我们宇宙的关键参数。看来我们的宇宙是平坦的，重子提供了4%的质能，暗物质提供了20%到30%，剩下的都是由暗能提供的，为66%到76%。宇宙的平坦性，证实了“暴涨理论”（后面将要讨论）的预言。宇宙加速膨胀的原因是，提供负压的暗能在宇宙中占据主要地位。但是，看来好像没有什么自然而然的机制能把这三种成份分开。
这些数字怎么解释呢？基于精确的均匀性和各向同性的简单宇宙学模型为什么会与观测结果符合得这么好呢？初看起来，宇宙更有可能是完全混乱和无序的。如果这些问题真的有答案的话，那么答案必定存在于宇宙历史的最初一瞬。
20年前，宇宙学家们就怀疑宇宙的这种均匀性来自于在宇宙极早期发生的一次不同寻常的事件。他们认为，那时发生了一次剧烈的宇宙排斥运动，它大大地加速了宇宙膨胀的进程。
在宇宙诞生之初的10-35秒内，宇宙由一个微小的时空点呈指数式地向外膨胀开来，在这个过程中，宇宙被抹匀了。
我们的宇宙是从一个极小的时空点膨胀而来的，这一思想格外吸引人。现在，我们不把膨胀看作是初始条件，而单从物理的角度来考察。初看起来，宇宙诞生的过程就像“无中生有”一样，但实际上并不是这样。因为，在某种程度上，我们可以认为宇宙的净能量为零。我们知道，每个原子都具有质量，所以它们都是有能量的（爱因斯坦的质能关系：E=mc2）。但是因为存在着引力，所以它还具有负能。比如，我们在地球表面上所具有的能量就比在太空中所具有的低。由于其他物体的作用，我们会带有负的势能。而且这部分势能会因抵消掉我们剩下的质能。因此，宇宙在膨胀过程中实际上并没有消耗任何东西来增加质量和能量。
1981年，阿兰 · 古斯（Alan Guth）在别人工作的基础上提出了暴涨的概念。虽然这个思想涉及到某些极端的没有经过检验的物理学，因而仍然缺少令人信服的物理基础，但是它并不只是形而上学。观测的结果证实了它的一个预言（即，宇宙将会被拉平）。况且在原则上，观测的结果可以加固它的理论基础。比如，我们知道宇宙早期的微小波纹是形成星系和星系簇的种子，它可能是一种量子涨落；当整个宇宙处在微观尺度的时候，还留有它的烙印，但是没过多久它就被暴涨给抹平了。在某种程度上可以断定，目前宇宙的不均匀性取决于暴涨的过程，所以，通过观测，我们将可以探测到这一极端的物理过程。或许，它还会帮助我们理解暴涨产生的原因。
根据暴涨宇宙的某些变量，可以认为，我们的宇宙大爆炸并不是唯一的。安德烈 · 林德（Andrei Linde）、埃里克斯 · 维林金（Alex Vilenkin）还有其他一些人都支持这样的观点。这个稀奇古怪的想法戏剧性地扩大了我们的本体概念。我们宇宙的整个历史可能不过是一段小插曲而已。现在炙手可热的超弦理论可能会向我们提供另外一些令人着迷的方案来。
我们才开始了解的宇宙
宇宙学家不会再为缺少数据而发愁了，宇宙学的当前进展在很大程度上要归功于天文观察者和实验物理学家，而不是手扶着椅子的理论家。目前，虽然我们的物理探测器还没有到过太阳系以外的地方，但是，望远镜和其他技术的应用，已经大大地扩展了我们的视野。利用这些工具，我们就可以对遥远的星系进行研究了，虽然这些星系的光线经过了几十亿甚至上百亿年的时间才到达我们的地球。
我们正在逐渐理解我们所看到的各种天文现象。每个恒星都会从诞生走向死亡，它们的主要特征现在已经了解得很清楚了。然而，我们对星系的了解却还不多。但是，通过对临近的星系以及对非常遥远的而又正在形成的星系进行观测，最终我们会了解它们的。
我们正处在一个宇宙大发现的时代。而且可以肯定，在未来的十年内仍然会像现在这样，各种发现层出不穷。在几个重要的前沿领域，我们都或多或少地获得了突破性的成果：
· 由于技术的发展，实验仪器的灵敏度已经变得越来越高。现在，我们已经有能力对微波背景辐射的涨落进行深入而细致的研究了。
· 现在，哈勃太空望远镜（HST）已经在注视着遥远的太空；新型天文望远镜的口径已经达到8至10米；太空X-射线望远镜已经全部建成；在地面上，人们还建立了许多灵敏度极高的无线电接收装置。从现在起，再过十年，肯定还会出现一些新型的太空望远镜。到那时，我们就可以做一些HST目前还不能做的事情了。
· 我们已经对宇宙大尺度结构的动力学进行了深入的研究，而且还对星系进行了大范围的观测。通过这些研究，我们将能够对众多关于宇宙结构的形成理论进行检验，并挑选出其中的正确理论。
· 计算机技术的巨大进步，将使我们能够越来越详细地模拟宇宙的形成和演化。现在，我们除了能够模拟引力以外，还能够把真实气体的动力学也考虑进来一起进行模拟。
· 我们在基础物理学方面也取得了新的进展。这将会帮助我们进一步弄清超早期宇宙的实际情况。
我们在几个前沿领域同时取得进展，这在某种程度上确实是一种巧合——一种技术、资金和人类理性发展方式的巧妙结合。
现在，某些争论已经得到了平息，某些较古老的论点，再也不会引起争议了。但是随着研究的逐步深入，人们又在争论着许多以前从未提及的新问题。这些新问题包括：我们宇宙中的重子型物质和暗物质为什么会呈现这样的比例呢？是什么导致了我们的宇宙是如此偏爱物质而不是反物质呢？暗物质是由大爆炸遗留下来的中性粒子组成的吗？它是不是一种更奇异的东西呢？暗物质是不是在宇宙还很小的时候所出现的量子涨落而遗留下来的产物呢？让我们的宇宙变得如此平坦的暗能是什么，它和暴涨又有什么关系呢？
要了解宇宙最初的情形可能还会遇到相当大的困难。这需要有一个新的理论来统一宇宙和微观世界。或许，这个新的理论就是超弦理论。持乐观态度的人希望很快就能够取得突破。但是，宇宙学和天文学的目标就是要弄清楚——我们的宇宙是怎样由一个简单的火球，经过120亿年的演化变成我们目前所看到的这么复杂的形态。把基本物理规律在宇宙历史各阶段的表现形式搞清楚，是人类在新千年所面临的一项极其艰巨的任务。
天体物理及宇宙学千年大事表
十一世纪
1054年中国天文学家发现了一颗“客星”，这颗“客星”遗留下的残骸就是现在我们所知的巨蟹座星云。
阿拉伯和波斯的天文学处于旺盛时期。他们对恒星进行了命名和分类，并且对行星的运动以及其他天文现象进行了记录。
十六世纪
1543年尼古拉斯 · 哥白尼（Nicolaus Copernicus）提出“日心说”。
十七世纪
1608年汉斯 · 里普什（Hans Lippershey）制造出了第一架望远镜，它最初用于军事目的。两年后，加里内奥 · 伽利略（Galileo Galilei）用他自制的望远镜发现了木星的卫星、土星的“手柄”、金星的月相和太阳黑斑。
1668年艾萨克 · 牛顿（Isaac Newton）设计和制造了第一架反射式望远镜。
1687年艾萨克 · 牛顿发表了他的《（自然哲学的）数学原理》。他在文中给出了运动定律、万有引力定律和一般的科学方法。
十八世纪
1755年依马利 · 康德（Immanuel Kant）提出观点，认为太阳系由星云演变而成的。18世纪晚期，皮埃尔 · 西蒙 · 德 · 拉普拉斯（Pierre-Simon de Laplace）进一步发展了这一理论——提出了恒星演化的力学理论。
1781年查尔斯 · 莫西尔（Charles Messier）在寻找彗星的过程中，对太空中的物体进行了分类。他的分类结果跟现在的不一样。
1789年威廉 · 赫谢耳（William Herschel）建造了一架49英寸口径的望远镜。利用这架望远镜，他可以区分不同星系里的恒星。
十九世纪
1802年威廉 · 沃拉斯顿（William Wollaston）发现了太阳光谱中的暗线。12年后，约瑟夫 · 冯 · 费琅霍夫（Joseph Von Fraunhofer）意识到这种谱线可以用于光谱学研究。
1838年弗利德里希 · 贝塞尔（Friedrich Bessel）第一次公布了一颗恒星（天鹅座61号）的距离。
1842年克里斯蒂安 · 多普勒（Christian Doppler）发现了一种波长变化的效应。后来，这个效应被命名为多普勒效应。
1859年伽斯塔夫 · 克奇霍夫（Gustav Kirchhoff）和罗伯特 · 邦森（Robert Bunsen）把光谱学引进到化学中，并应用光谱来鉴别太阳中的元素。
二十世纪
1904年威尔森山天文台建成，这标志着人类进入了大规模天文观测的时代。
1905年艾尔伯特 · 爱因斯坦（Albert Einstein）发表狭义相对论。他认为，物理学规律在所有惯性系中的形式都是一样的，而真空中的光速是一个普适常数。
1916年爱因斯坦发表广义相对论，在弯曲时空的背景下解释了引力。
1917年爱因斯坦把“宇宙学常数”加进他的引力场方程。
1918年哈洛 · 夏普莱（Harlow Shapley）提出他的星系结构模型。
1920年维斯托 · 斯利弗（Vesto Slipher）发现星系光谱的红移。
1924年艾德温 · 哈勃（Edwin Hubble）证实银河系外存在别的星系。
1924年亚历山大 · 弗里德曼（Aleksandr Friedmann）得到爱因斯坦方程的第一个“大爆炸”解。
1927年乔治斯 · 莱麦垂（Georges Lemaître）提出假设，认为我们的宇宙来源于一次创世事件，宇宙是膨胀的，并且服从爱因斯坦场方程。
1929年爱德温 · 哈勃利用红移及星系的距离等数据，证实宇宙是膨胀的。
1931年卡尔 · 詹斯基（Karl Jansky）发现宇宙射线波，人类进入射电天文学时代。
1937年格罗特 · 瑞伯尔（Grote Reber）建造了第一架射电望远镜，它的直径为9.4米。
1948年瑞尔夫 · 爱尔弗（Ralph Alpher）、汉斯 · 贝思（Hans Bethe）和乔治 · 伽莫夫（George Gamow）研究了快速膨胀宇宙中的元素合成问题。
1948年弗瑞德 · 赫利（Fred Hoyle）、托马斯 · 戈尔德（Thomas Gold）和赫曼 · 邦迪（Hermann Bondi）提出稳态宇宙假说。
1958年詹姆斯 · 冯 · 艾伦（James Van Allen）开创了利用卫星进行研究的先河。他利用“探险家”4号宇宙飞船上的粒子计数器得到了一些关于地球磁场的数据，从而发现了地球的磁气圈。
1958年马丁 · 瑞耳（Martin Ryle）提供了一个强有力的证据，证明以前比现在有更多的射电星系，从而表明宇宙并不处于一个稳定的状态中。
1960年人类进入了伟大的行星探测时代；人造宇宙探测器最终将拜访太阳系中所有比月球大的物体。
1963年罗易 · 科尔（Roy Kerr）发现了爱因斯坦方程的一个解，它表示一个塌缩的旋转物体。
1963年马登 · 施米特（Maarten Schmidt）最早发现了类星体。
1965年阿诺 · 彭齐亚斯（Arno Penzias）和罗伯特 · 威尔森（Robert Wilson）发现宇宙背景辐射，为大爆炸理论提供了有力的证据。
1967年安东尼 · 休威士（Anthony Hewish）和杰斯林 · 贝尔（Jocelyn Bell）发现了第一颗射电脉冲星。
二十世纪七十年代
开始利用卫星进行X-射线、紫外线以及光谱的其他不可见区域的研究。
1974年暗物质（最早由弗立茨 · 兹维奇（Fritz Zwicky）在30年代提出）得到了广泛接受。
二十世纪八十年代
阿兰 · 古斯（Alan Guth）首次明确地提出了暴涨的概念，为宇宙的尺度和膨胀提供了一种解释。大量粒子物理学家涌入宇宙学领域，刺激了对超早期宇宙的研究。
二十世纪九十年代
人类进入了计算机模拟星系形成的时代。
1990年“发现”号航天飞机上的宇航员把哈勃太空望远镜送入轨道。3年后，另一批航天飞机上的宇航员矫正了哈勃望远镜的光学系统。
1990至1994年从美国宇航局的宇宙背景探测卫星上收集到的数据表明，宇宙背景辐射谱服从某种“黑体”或者热学定律，其精度为一万分之一。而且数据还显示，背景辐射的温度是不均匀的，相对差别为十万分之一。
1992年亚历山大 · 威尔斯茨坎（Alexander Wolszczan）和戴尔 · 弗瑞耳（Dale Frail）发现了第一颗太阳系外行星，它绕着一颗脉冲星运动。
1994年第一架凯克天文望远镜投入使用，开辟了对高红移宇宙进行研究的新时代。
1995年迈克尔 · 梅耳（Michel Mayor）和狄迪尔 · 奎罗兹（Didier Queloz）发现了第一颗绕着普通恒星（飞马座51号）运动的行星。人类正式进入了发现太阳系外行星的时代。
1998至2000年看来所有证据都会聚于一组描述我们宇宙的特殊参数上。
[Science，2000年12月8日]
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马丁J·瑞斯（Martin J. Rees）是英国皇家学会会员, 剑桥国王学院教授, 英国皇家天文学会特别会员。他以前是苏萨克斯大学教授, 剑桥天文研究所所长。他除了在高能天体物理和宇宙学领域进行过广泛的研究之外, 还定期撰写一些针对普通读者的科普著作。