宇宙的终极命运究竟如何？先解开暗能量的谜团

宇宙 · 2017-2-8 10:02:03

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来源：科学人微信公众号　　太长不看：　　人们原以为宇宙的膨胀一定是减速的，然而，这货竟然是在加速膨胀。　　只有在一个宇宙学常数足够小的宇宙中，星系等结构才得以形成，人类才可能出现，人类才有机会发现我们处于这样的一个宇宙中。　　宇宙的最终命运由暗能量的性质来决定。　　暗能量性质主要由状态方程参数w来刻画，因此解决暗能量问题的一个关键步骤是精确测量w。　　暗能量探测计划有望在宇宙加速膨胀的研究方面取得实质性进展，为我们彻底揭开暗能量的谜团，并揭示宇宙的最终命运。　　发现宇宙加速膨胀　　20世纪20年代，哈勃发现了宇宙膨胀。宇宙不是静态的、一成不变的，它的浩瀚的空间每分每秒都在扩张，星系之间彼此远离而去。宇宙膨胀是20世纪最伟大的科学发现之一，直接引导出了大爆炸宇宙学的学说。几乎所有人都认为宇宙的膨胀必定是减速的，也就是说，膨胀越来越慢。这很容易理解，物质之间存在万有引力，宇宙中所有物体都必定互相吸引，这必然导致宇宙的膨胀越来越慢。如果宇宙中总的物质密度超过某个临界值（宇宙的临界密度），那么宇宙还会在未来的某个时刻停止膨胀并开始收缩，最终把所有物质压缩到一个奇点（被称为“大挤压”奇点）。如果宇宙中的总物质密度小于或等于临界密度，宇宙还是会永远膨胀下去，尽管膨胀越来越慢。这是直至20世纪末人们对宇宙膨胀的理解。　　然而，出乎所有人意料，在1998年，有两个超新星观测小组通过对遥远的超新星爆发的测量分别独立地发现，宇宙在当前竟然是加速膨胀的。也就是说，宇宙的膨胀在当前是越来越快，而不是越来越慢。这与万有引力是吸引力的经验事实明显不符。宇宙加速膨胀的发现震惊世界。人们需要弄清楚，到底是何种神秘力量推动宇宙加速膨胀的呢？

1998年，两个超新星观测小组通过测量Ia型超新星的距离-红移关系，分别独立地发现宇宙当前的膨胀正在加速。这一发现震惊世界。人们立刻意识到，爱因斯坦在1917年提出的宇宙学常数Λ有可能就是宇宙加速膨胀的幕后推手。这一发现在1998年被Science杂志选为当年的年度科学突破，图为Science杂志1998年12月8日刊封面。图片来源：Science。　　提出暗能量假说　　如何解释宇宙的加速膨胀？很显然，需要宇宙中存在一种能够产生排斥力的东西，当它主导宇宙的演化时，即可推动宇宙加速膨胀。这听起来似乎有点耸人听闻，有什么东西产生的万有引力竟然会是排斥力呢？其实，广义相对论中是可以允许排斥性引力存在的。早在爱因斯坦刚写下著名的引力场方程时就意识到这一点了，即场方程中确实允许一个常数项存在，这一项等效于空间本身具有的均匀的能量密度，它的引力即是排斥性的。这个常数就是著名的“宇宙学常数”。　　也可以在广义相对论场方程中考虑类似于宇宙学常数的引力源，只要这种场源产生的压强是负的，其万有引力就是排斥性的。人们把这种可以产生负压强（或排斥性引力）的能量成分称为“暗能量”。可以定义其压强与能量密度之比为状态方程参数w。只要暗能量在宇宙中占据主导地位，且w<-1/3，它就可以推动宇宙加速膨胀。　　但暗能量假说引出了更多的问题。比如，暗能量到底是不是宇宙学常数？如果是宇宙学常数，如何解释其理论值大小与测量值大小明显不符（相差了120个数量级）？　　宇宙学常数问题　　宇宙学常数最初是爱因斯坦为了得到一个静态宇宙的模型而提出的。但宇宙并非静态的，而是膨胀的。爱因斯坦本可以利用广义相对论场方程预言宇宙膨胀，但由于他相信宇宙是静态的而错失了做出这一重大预言的机会。爱因斯坦为此很懊恼，声称引入宇宙学常数是他一生中最大的错误，并认为应该从场方程中抛弃这一常数项。

爱因斯坦（AlbertEinstein， 1879-1955）。爱因斯坦为了构造一个静态的宇宙模型而在广义相对论的引力场方程中引入了宇宙学常数项，他也因此错失了预言宇宙膨胀的重要机会。宇宙学常数引出了非常深刻的物理问题，至今仍困扰着理论物理学家。目前，宇宙学常数是暗能量的头号候选者。图片来源：Science。　　但是，宇宙学常数是很难从爱因斯坦场方程中抛弃的，因为并没有更深刻的物理学原理禁止宇宙学常数出现在场方程中。抛弃这一项需要深刻的道理。没有在已知的物理学理论中找到这个道理。爱因斯坦之后，很多著名的物理学家都花了很大力气研究如何从场方程中扔掉宇宙学常数，但这些努力都以失败告终。宇宙学常数的值显然没有静态宇宙模型所要求的那么大，但它也不一定非要等于零。　　从量子理论的角度考虑，人们发现宇宙学常数等效于真空能密度。量子理论认为“真空不空”。量子力学的测不准原理告诉我们，没有什么东西是绝对静止的、平静的，所有的东西都有“量子抖动”，空间本身也不例外。在越小的空间尺度下，这种“量子抖动”（量子涨落）越剧烈。有一种形象的说法，说真空是“沸腾”的，就是说，真空中充斥着大量的“虚”粒子对（各种粒子与它的反粒子），它们不断地产生并迅速湮灭，这些转瞬即逝的粒子也携带着能量，而且在越小的空间尺度下，这一过程越剧烈。将这些能量加起来，就得到了真空的能量。　　按照量子场论，可以算出真空能密度，其结果表明：（1）真空能密度为常数，因此它与宇宙学常数完全等效。一个不随宇宙膨胀而稀释的常数能量密度，它的压强是负的（按自然单位制，等于负的能量密度），因而产生排斥性的万有引力。（2）由于在越小的尺度下量子涨落越剧烈，因此看起来真空能密度是发散的。经过长时间思考，物理学家一致认为空间存在一个最小的尺度，就是普朗克尺度（10^-33厘米），在这个尺度以下，空间没有定义。也就是说，普朗克尺度是空间的不可再分的体像素或终极原子。将量子涨落的考虑截止在普朗克尺度，就可以得到一个有限大小的真空能密度的值。但是这个值非常巨大。而宇宙加速膨胀的观测数据所要求的宇宙学常数的值却非常小。二者相差了约120个数量级！这是科学史中没有出现过的理论与实验的巨大差异。　　通常认为，空间中存在一个“裸”的宇宙学常数，真空能密度与其相互抵消，得到一个很小的、符合实际观测结果的有效宇宙学常数。但这个想法也存在困难：两个大数相消得到一个小数需要精细调节，在当前情况，需要二者在小数点后面120个位数上都精确相符，太难以思议。这个问题被称为宇宙学常数的“精细调节问题”。　　还有另一个疑难问题，被称为“宇宙巧合问题”。宇宙中的辐射（相对论性粒子，主要是光子）和物质（非相对论性粒子，即冷暗物质、原子物质等）都随着宇宙的膨胀而稀释（辐射密度比物质密度稀释更快），但是宇宙学常数（或真空能密度）不随宇宙膨胀而改变。宇宙学常数在早期完全不重要，与辐射密度或者物质密度相比都相差至少几十个数量级，但刚好在今天，即宇宙中已形成结构并出现智慧生命（观测者）时，宇宙学常数（真空能密度）开始变得重要起来，与物质密度处于同一数量级（在今天，辐射密度已几乎为零）。这看起来像是个巧合。如果宇宙学常数略大一点，它产生的斥力就会足以阻止宇宙结构的形成，因此也就不会产生人类观测者。如果宇宙学常数略小一点，那么今天它还是完全不重要，也不会推动宇宙加速膨胀。这就是所谓的“宇宙巧合问题”。　　宇宙学常数问题非常困难，至今无解。它说明当前的物理学理论不能令人满意，还是不完备的。这个问题也反映了量子力学与广义相对论的不相容，并昭示着二者必须统一起来才可能得到一个令人满意的物理学。　　眼下宇宙学常数问题之所以出现，可能是因为我们不懂量子引力理论。由于量子场论中不能考虑引力，利用该理论算出来的真空能密度就可能严重偏离现实。可以想象，如果有了一个完整的量子引力理论，那么从中得到的宇宙学常数的值就可能与观测值是完全一致的。因此，宇宙学常数问题折射出引力的量子理论的重要性。　　多重宇宙与人择原理　　宇宙很大。宇宙可能比我们想象的还要大。很有可能类似于我们这样的可观测宇宙还有很多很多。在这些各式各样的“可观测宇宙”中，物理的基本常数可能都是不同的。这里，物理基本常数是指不是由物理学基本定律决定的量，比如，宇宙学常数就是基本常数之一。这些基本常数在这个巨大的宇宙系统中有一个分布，在不同的可观测宇宙中有不同的值。这就是多重宇宙的绘景。　　在多重宇宙中，每个宇宙中有不同的宇宙学常数。如果在一个宇宙中，宇宙学常数很大，那么它的更大的排斥力会过早地导致宇宙加速膨胀，以至于星系、星系团等宇宙结构没有足够时间形成，当然就不会有像人类这样的智慧生命出现。宇宙中没有人类（智慧生命），就不会有人问宇宙学常数有多大这样的问题。只有在一个宇宙学常数足够小的宇宙中，星系等结构才得以形成，人类才可能出现，我们才有机会发现我们处于这样的一个宇宙中。这就是人择原理。　　早在宇宙加速膨胀被发现之前，诺贝尔奖得主、美国著名理论物理学家Steven Weinberg就利用人择原理进行推理，得到了宇宙学常数的一个合理的上限值，与目前的观测值是一致的（人择推理上限值是观测值的约100倍，这已经比量子场论的计算结果好太多）。当然，很多人非常不赞同利用人择原理进行推理的方式，认为这绝不能算是研究科学的方法。这种争论一直在延续。　　人择原理得以应用的前提是多重宇宙绘景的存在。多重宇宙这一图景在宇宙学中是非常迷人的，它可以在暴胀理论中以一种很自然的方式产生出来。暴胀描述的是宇宙刚诞生时发生的一个极短暂的过程，在不到10^-30秒的时间内，宇宙的尺寸被这一过程从极度微观的尺度拉伸到宏观尺度（约为厘米尺度）。在暴胀过程中，由于量子力学施加影响，在整个宇宙中产生了各种尺度的原始的密度扰动和引力波。这种原始的密度扰动就成为后来宇宙中各种结构形成的种子。目前为止，暴胀理论与宇宙学的各种观测都是一致的（但如果想以确定的方式验证该理论则需要探测到原初引力波）。在暴胀宇宙学中有一类模型叫做“永恒暴胀”，它是说宇宙的暴胀一直在持续中，某些区域暴胀停止了，形成类似于我们宇宙的“可观测宇宙”，但大部分区域一直在持续暴胀，这个永恒持续的暴胀过程产生了无数的大大小小、各式各样的可观测宇宙，它们中的物理学基本常数可能是不同的，这些宇宙组成了一个规模巨大的宇宙系统，即多重宇宙（被称为“暴胀多重宇宙”）。其实，在超弦理论中也可以得到多重宇宙的图景。超弦理论的研究发现，存在数量巨大的不同的真空态（数量多达惊人的10^500之巨），每一个真空态对应于一个可观测宇宙，也形成了一个多重宇宙系统。

永恒暴胀模型产生多重宇宙绘景。这类模型说宇宙的暴胀一直在持续中，某些区域暴胀停止了，形成类似于我们宇宙的“可观测宇宙”，但大部分区域一直在持续暴胀，这个永恒持续的暴胀过程产生了无数的大大小小、各式各样的可观测宇宙，它们中的物理学基本常数可能是不同的，这些宇宙组成了一个规模巨大的宇宙系统，即多重宇宙（被称为“暴胀多重宇宙”）。图片来源：见图片注释。　　但问题是，如何利用观测来验证这样的多重宇宙图景？多年来，人们一直在试图寻找多重宇宙的观测证据，认为它或许可以在宇宙微波背景或大尺度结构中留下某种特定的痕迹。这种努力一直在继续，希望有一天观测能够证实或证伪多重宇宙。这将是人类对“天外有天”的深刻认识，是宇宙学的重大突破，也对人择原理的宇宙学应用提供巨大支持。　　暗能量与宇宙的最终命运　　在有些人看来，宇宙学常数和暗能量是一个意思。原因主要有两点：（1）爱因斯坦引力场方程中允许包含宇宙学常数项，它可以自然地产生排斥性万有引力，从而可以解释宇宙的加速膨胀现象。（2）从观测的角度讲，在目前的观测精度下，看起来所有的观测数据都与宇宙学常数假设是相符的。但是，更主流的观点认为，宇宙学常数只是暗能量的可能候选者之一，当然它是头号候选者。正如前面已经讨论过的，人们至今无法从理论上理解宇宙学常数为什么这么小。这也正是人们试图寻找宇宙学常数的替代方案的原因之一。　　暗能量具有更广泛的涵义。我们把宇宙中能够产生负压强并由此推动宇宙加速膨胀的能量成分称为“暗能量”。观测表明，当前暗能量占宇宙总能量的约70%左右，因此暗能量正在主导宇宙的演化。用w来表示暗能量压强与密度之比，称为暗能量状态方程参数，它是一个负值（在自然单位制下，压强与密度量纲相同，因此w是一个无量纲的量）。只有在暗能量主导宇宙的演化且w小于-1/3的情况下，宇宙的膨胀才可能发生加速。对于宇宙学常数来说，它的压强等于能量密度的负值，因此有w=-1。这种能量成分在宇宙演化中始终保持为常数，而其他物质都随宇宙膨胀而稀释，因此在未来，在可观测宇宙中物质会被稀释殆尽，而宇宙学常数会完全主导宇宙的演化。当宇宙中空无一物，只剩下宇宙学常数（真空能）时，宇宙的演化会呈现指数膨胀的规律，这样的时空被称为德西特时空。　　除了宇宙学常数之外，人们也在积极考虑暗能量的其他候选者。暗能量也可能源于某种空间分布均匀的能量场（通常认为是标量场，也就是在空间的每一点只有数值而没有方向的场）。如果暗能量是一种弥漫在整个宇宙中的均匀的场，那么它就不可能始终保持为一个常数，而是随着宇宙的膨胀非常缓慢地发生变化。通常来讲，这种标量场的能量密度随宇宙膨胀而稀释，但是稀释得异常缓慢，因此在某种程度上也模拟了宇宙学常数的效果。这种场被称为“精质”，其w随宇宙演化而变化，但始终保持w>-1。　　如果w<-1，那么暗能量的密度不仅不稀释，反而会变得越来越大。这听起来让人觉得有点匪夷所思。有人立刻会指出，暗能量这种东西明显违背了能量守恒的原则，因为不管是密度始终保持为常数，还是略微稀释，更甚至于越变越大，都明显与我们熟知的能量守恒不相符合。但要知道，一旦我们考虑引力，这就一点都不奇怪了，因为引力也是有能量的，而且引力的能量是负的，在整个宇宙中引力的能量与其他形式的能量之和始终保持为零。尽管如此，这种w<-1的暗能量也够诡异的，它的物理实现机制往往不太自然，而且也会带来一些难以理解的深层次问题。这种暗能量被称为“幽灵”。虽然很多人讨厌它，但是物理学家的头脑始终是开放的，在历史上不乏这样的案例：一些物理概念或理论一时令人难以接受，但后来它们却被证明是真实的物理。像暗能量这种世纪难题，在问题被彻底解决之前，任何可能性都应以开放的态度来对待。w在演化中跨越-1的可能性也被广泛讨论，对应于这种情况的暗能量叫做“精灵”。　　在遥远的未来，宇宙终将被暗能量完全统治。如果暗能量是宇宙学常数（w=-1），那么宇宙的最终命运就是进入到德西特时空，并一直指数膨胀下去。如果暗能量的w大于-1，那么宇宙还是会永远膨胀下去，只是膨胀率会低于指数膨胀的情况。如果暗能量的w<-1，那么它的密度越来越大，产生的排斥力也越来越大，其最终结果令人惊讶不已：它的斥力终将会大到不可思议的地步，会逐步撕裂宇宙中的一切结构，不止于星系团、星系、恒星、行星这样的天体，还会进一步撕裂分子、原子、原子核，乃至一切基本粒子，实际上它最终会撕裂时空本身。这就是“大撕裂”奇点。时间也会终止于“大撕裂”奇点。如果真是这样，那么宇宙就起始于“大爆炸”，终结于“大撕裂”。　　总之，宇宙的最终命运完全由暗能量的性质来决定。

暗能量的性质决定了宇宙的最终命运。图片来源：NASA。　　修改爱因斯坦引力　　宇宙加速膨胀已被多种观测证实（超新星、大尺度结构、宇宙微波背景辐射、重子声学振荡等），这一重大发现也已被授予2011年度的诺贝尔物理学奖。宇宙为何会加速膨胀呢？主流的观点认为是暗能量推动了宇宙加速膨胀。这种观点隐含的前提条件是爱因斯坦的广义相对论在宇宙的各个尺度上都是正确的，因而需要在宇宙中考虑额外的暗能量这种神秘力量。还有一种更加激进的观点，也非常有吸引力，就是爱因斯坦的引力理论有可能在宇宙学尺度上变得不再正确，需要一定程度的修正才能符合真实情况。也就是说，爱因斯坦的引力理论（广义相对论）可能是不完备的，不适用于宇宙学尺度。我们需要探索一个更加完备的、超越爱因斯坦的、能够描述宇宙大尺度情况的新的引力理论。　　在目前情况下，并没有更加深刻的物理学原理来引导我们对爱因斯坦引力理论进行进一步推广，只能依据宇宙加速膨胀相关的观测数据构造一些具体的修改引力模型。已经构造出了很多这样的模型，其中一些确实可以在不需要引入暗能量的情况下得到加速膨胀的宇宙。这些模型不仅需要满足宇宙学观测的限制，还要满足太阳系观测的限制，毕竟在小尺度下（比如太阳系）广义相对论是精确成立的。　　对于修改引力模型，从某种角度上看，可以认为是广义相对论所描述的引力叠加上了某种额外的力。这种额外的神秘相互作用被称为“第五种力”。回想一下，自然界的已知的四种基本相互作用分别为：引力、电磁力、强核力和弱核力。有没有超出这四种相互作用的第五种基本相互作用呢？这是一个十分重要的基本问题，因此寻找“第五种力”也是人们感兴趣的课题之一。按照流行的修改引力模型，物质之间除了正常的由广义相对论所描述的万有引力之外，还存在由某种神秘的标量粒子所携带的额外的力。这就导致，在这些模型中，宇宙物质结构增长方式与广义相对论的情况有所不同。这里，所谓物质结构增长就是指宇宙中的物质汇聚在一起形成诸如星系团之类的大尺度结构。在广义相对论中（其中包括暗能量），宇宙的不同尺度上的物质的汇聚模式是相同的。但是在修改引力理论中，在不同的尺度上，物质聚集成团的方式会出现一些差异。　　探索广义相对论的可能的修改方式，或者说，探索一个更加完备的引力理论，是非常重要的课题。宇宙加速膨胀为此提供了很好的线索。 　　测量暗能量　　暗能量的性质主要由状态方程参数w来刻画，因此解决暗能量问题的一个关键步骤是精确测量w。但这非常困难，原因在于w不是直接的观测量。　　暗能量以一种间接的方式影响宇宙的膨胀历史，即宇宙不同时期的膨胀速度（即哈勃参数），但宇宙的膨胀速度也很难直接测量。光子在膨胀的宇宙中穿行，它们所通过的距离跟宇宙的膨胀历史密切相关，而距离是可以想办法测量的。我们所看到的星星都是它们很久以前的样子，这是因为光子从被星星发射到抵达我们的眼睛（探测器）已经旅行了很长时间。由于宇宙一直在膨胀，光的波长被拉长了，其光谱向红光一端移动。我们用红移来描述光的波长相对来说被拉伸了多少，它显示出光子在被发射时宇宙相对于今天的大小，红移越大，代表光子被发射时所对应的时期越古老，那时的宇宙相对于今天来说也越小。所以，红移可以用来标记宇宙膨胀的不同时期。如果能够测量不同红移的天体与我们之间的距离，就可以建立起一个距离与红移的对应关系，这个关系能够反映出宇宙的膨胀历史，因为不同的膨胀历史给出不同的距离-红移关系。也就是说，利用距离-红移关系的测量，可以间接地确定暗能量的w。　　怎么测量宇宙学距离呢？典型的方法包括利用所谓的“标准烛光”和“标准尺”。Ia型超新星被认为是一种标准烛光，它们爆发时产生的放射性物质总量都差不多，因此它们的内禀亮度几乎是相同的，我们所看到的视亮度只跟每个超新星距离我们的远近相关（距离越远，越暗一些，反之亦然），利用这种标准烛光就可以测量距离。重子声波振荡则提供了一种标准尺。在极早期的原始宇宙中产生的声波会以近光速传播，直至宇宙年龄为38万年时，宇宙的温度已足够低，原子开始形成，这时光压和引力的竞争终止，声波也停止传播。到这个时间点，声波传播的距离相当于当前宇宙中的4.8亿光年，而这种声波印记留存在了星系的空间分布中（其实也留存在了宇宙微波背景光子分布中），星系之间略微地倾向于以这个距离汇聚。因此，以某一星系为中心，在半径为4.8亿光年的球壳上分布着更多的星系。从我们的视线方向看过去，以这个尺度为半径的圆周上可以观察到更多的星系。这样，这种星系分布中的声波印记就为我们测量宇宙学距离提供了一把标准尺。利用标准烛光和标准尺方法，可以有效地建立宇宙学的距离-红移关系。

Ia型超新星被认为是一种标准烛光，它们的内禀亮度几乎是相同的，因此测量其视亮度即可推断出它们的相对距离，从而可有效建立起宇宙学的距离-红移关系（这代表了宇宙的膨胀历史）。通过测量宇宙的膨胀历史可以推断暗能量的性质。图片来源：Nature。　　暗能量不仅会影响宇宙的膨胀历史，还会影响宇宙中物质聚集形成结构的历史。暗能量提供的排斥力会在一定程度上阻碍物质聚集在一起，因此如果能够在宇宙演化的不同时期测量出物质的聚集度，就可以间接地了解暗能量施加影响的信息。一种方法是利用引力透镜效应。从遥远星系发出的光在其旅程中会被沿途所经过的大质量物体（例如星系团）的引力场所弯折，这使得该星系所成的像会有一些扭曲。通过测量许多星系的形状，可以推测出星系成像扭曲的程度，进而可以推断出宇宙中物质的聚集情况。还可以通过星系团计数的方法来追踪物质聚集度的演化。比较距离我们较近（对应于宇宙近期）和距离我们较远（对应于宇宙早期）的星系团的数量，可以得知物质聚集度如何演化。利用弱引力透镜和星系团计数的方法，就可以从大尺度结构的角度推断暗能量的性质。而且，物质聚集度的演化还对引力理论的修改非常敏感，因此这一类观测可以帮助我们判断爱因斯坦引力理论是否在大尺度上被修改。　　宇宙学的理论模型中不仅仅只包含暗能量的w参数，还包含一些其他的参数，这些参数需要通过观测数据同时确定。一种观测方法只能提供某一种观测量，很难同时精确确定所有参数的取值，而往往只能确定这些参数的某种组合的值。这种现象被称为宇宙学限制中的参数简并。要想打破这种参数简并，确定所有参数的取值，就需要把不同的观测方法联合起来。例如，探索暗能量与宇宙加速膨胀的问题，最好把超新星、重子声波振荡、弱引力透镜和星系团计数（以及宇宙微波背景辐射、哈勃常数测量等）的观测方法结合起来考虑。　　到目前为止，多数观测数据所得到的w都与-1是相符的，观测误差不超过10%，也就是说，当前的观测是支持宇宙学常数的。但是，这并不是说其他的暗能量理论方案都已被观测排除了。事实上，尚有诸多暗能量理论模型在误差范围内仍与当前的观测数据是一致的。而且，对于宇宙学常数模型来说，一些不同的观测方法看起来似乎有一些矛盾之处，这有可能是观测的系统误差造成的，但也可能昭示着暗能量存在演化或者一些未知的因素在理论中被遗漏了。　　宇宙学家们正在加倍努力工作，按照计划，可望在未来十年间将暗能量的测量精度提高100倍。目前，暗能量巡天（DES）项目已经启动，它已将四种暗能量观测方法有效结合起来，有望大幅度改进当前的观测精度。未来十年内将启动的大型暗能量项目还包括地面望远镜项目——大型综合巡天望远镜（LSST），以及空间项目——美国宇航局（NASA）的广视场红外巡天望远镜（WFIRST）和欧洲空间局（ESA）的欧几里得空间计划（Euclid）。这些暗能量探测计划有望在宇宙加速膨胀的研究方面取得实质性进展，为我们彻底揭开暗能量的谜团，并揭示宇宙的最终命运。

Saul Perlmutter、Brian P。 Schmidt和Adam G。 Riess，他们因发现宇宙加速膨胀而获得2011年诺贝尔物理学奖。图片来源：见图片注释。

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