宇宙发生了什么
宇宙发生了什么
宇宙是有限的还是无限的？大爆炸中止于一场大坍缩吗？空间真的是弯曲的吗？宇宙中有多少物质？这些物质是以何种形式存在的？我们肯定希望科学的宇宙学能够成功地给出这些基本问题的答案。相关的答案依赖于一个至关重要的参数Ω（欧米加）。天文学家们一直设法利用对我们周围宇宙的观测结果来获取Ω值，但并未获得明显进展。目前新技术的迅速发展和应用使我们有可能在最近几年最终测定Ω的值。但是随之问题出现了。最近的观测表明，Ω也不能解决所有问题。然而，Ω的问题并不完全是一个观测的问题，因为这个量的精确值可以为掌握大爆炸早期状态和宇宙大尺度结构提供重要线索。为什么Ω如此重要而它的值又如此难以获得？
对Ω的探索
要想理解Ω在宇宙学中的角色，首先需要考虑爱因斯坦广义相对论中时－空的几何性质（如曲率和膨胀）与物理性质（如密度和运动状态）之间的关系。如我在第三章中讲到的，由于引入宇宙学原理，广义相对论在宇宙学中的应用大大简化。整个宇宙的演化于是可以由一个相对简化的方程来描述，这个方程就是我们所知的弗里德曼方程。
弗里德曼方程被看作宇宙整体能量守恒定律的表达式。在宇宙中能量有多种形式，但这里只涉及两种相对简单的形式。一个运动的物体如子弹带有的能量叫做动能，它的大小与其质量和速度有关。由于宇宙在膨胀，所有星系都在迅速远离。因此宇宙中显然有大量的动能。能量的另一种形式是势能，这在理解上稍有困难。当一个物体在运动且受到某些力的作用，它可能获得或失去某些势能。例如，设想将一个砝码拴在一根摇摆的绳子一端，做成一个简单的钟摆。提起砝码要克服引力做功，因此砝码获得势能。如果松开砝码，钟摆就开始摆动。砝码下落时获得动能并失去势能。在这过程中，能量在两种形式间进行了转换，系统的总能量保持不变。砝码沿着弧形路径摆动，当运动到弧的底部时，它没有势能而却仍继续运动。在开始另一次摆动前，它会回到弧的顶端短暂停留（瞬时地）。在顶端没有动能而只有最大势能。无论砝码的位置在何处，这个系统的能量是守恒的，这就是能量守恒定律。
在宇宙学中动能的大小依赖于膨胀速率，或换句话说依赖于哈勃常数Ho。势能依赖于宇宙密度大小，即宇宙的单位体积内有多少物质。遗憾的是我们并不精确地知道这个量：它比哈勃常数的值更不肯定。如果我们知道物质的平均密度和Ho的值，就可以计算出宇宙的总能量，它必须是不随时间发生变化的常量，才能满足能量守恒定律（在宇宙学中则是弗里德曼方程）的要求。
我们将广义相对论涉及的方法上的难题暂时搁置，用高中物理中大家所熟悉的例子来探讨宇宙的演化。例如，飞船从地球发射升空，它的地球引力势能是由其质量决定的。飞船动能由其动力火箭的功率所决定。如果飞船安装了中等功率的火箭，这样发射时它不会运动太快，所以它的动能比较小不足以逃逸地球的吸引。结果是飞船上升一段距离后再次回落到地面。从能量的角度说，就是火箭在启动的时候用尽了“昂贵”的动能，以偿付它达到一定高度所具有的势能。如果使用功率大些的火箭，在它在回落地面之前将达到更高的高度。最终我们能找到功率足够大的火箭以支持飞船完全逃离地球引力场。这个临界启动速度一般被称作逃逸速度：高于它，火箭将永远运动下去；而低于它，火箭将会落回地面。
在宇宙学中情况类似，只是临界量不是火箭的速度（它至少在理论上可类比于哈勃常数），而是地球的质量（或在宇宙学中是物质密度），因此考虑临界物质密度比临界速度更有用。如果真实的物质密度超过临界密度，宇宙最终将会收缩：引力的能量足以使宇宙膨胀变慢、停止，进而收缩。如果密度低于这个临界值，宇宙将一直膨胀下去，临界密度会非常小。它也取决于Ho值，但只是在每立方米一个氢原子的量级。大多数现代实验物理学家认为如此低密度非常接近于真空。
图16 弗里德曼模型。与弯曲的宇宙有多种形式一样，弗里德曼模型随时间演化也有多种形式。如果Ω大于1，膨胀最终终止，宇宙将收缩。如果小于1宇宙将永远膨胀。而两者之间Ω精确地等于1，就是处于平衡状态的平坦宇宙。
至此，我们可以引入Ω量：它是宇宙中实际物质密度与临界值的简单比值，而临界值是膨胀和最终收缩的分界线。Ω=1代表这条分界线：Ω<1表示了宇宙在膨胀，Ω>1表明宇宙将来会收缩直到大坍缩。但是不管Ω的精确值是多少，物质的作用总会使宇宙膨胀的速度减慢，所以这些模型都预测了宇宙减速的趋势，我们稍后对此做进一步论述。
但是宇宙膨胀的长期变化不是一个只靠Ω就能解决的问题。这些基于牛顿物理学的简单能量观点的论据并不完整。如第三章所描述的，在爱因斯坦的广义相对论中，物质的总能量密度决定了空间的曲率。一个负曲率的空间导出Ω小于1的模型。负曲率模型是开放的宇宙模型。如果Ω大于1则是正曲率模型（封闭的）。在两者之间，Ω精确地等于1，是经典的所谓“不列颠折衷”宇宙，它处在永远膨胀和最终收缩的中间状态。这种模型具有平坦几何，所有欧几里得理论都可以应用于其中。如果宇宙的形式是上述中最简单的，那我们将如释重负。
Ω的量决定了宇宙学尺度上的空间几何以及宇宙的最终命运，但需强调的是Ω的值在标准的大爆炸模型中是无法预测的。这可能看似是一个相当无用的理论，连围绕Ω的基本问题也无法回答，但事实上这样说不公平。如我所解释过的，大爆炸是一个模型而不是一个理论。作为模型，它在数学上以及相对观测而言是自恰的，但它并不完整。这也就意味着Ω在某种意义上与哈勃常数Ho同样是一个“自由”参数。换言之，大爆炸理论的数学方程描述了宇宙的演化，但是为了进行一个特定运算，需要一系列初始条件作为起点。由于模型的数学基础在最开始时失效，在理论上我们无法确定初始条件。无论Ho和Ω为任何值，弗里德曼方程都成立，但我们的宇宙的构建是基于这些量的特定数值组合。因此我们可做的就是使用观测数据推出宇宙学参数之间的关系：至少在现有的知识下和大爆炸的标准框架内，还不能单靠理论推导。另一方面，当今宇宙学的观测结果为我们提供了了解非常早期的宇宙的机会。
两个参数的探索
在宇宙学发展早期就已认识到确定宇宙学参数的重要性。事实上，杰出的天文学家阿兰·桑德奇，曾是哈勃的学生，写了一篇题为“宇宙学：两个参数的探索”的文章。20年后，我们仍然不知道这两个参数的值，为了搞清原因，我们必须了解那些能获知关于Ω信息的不同类型的观测，以及这些观测产生的结果。这些观测的类型很多，但可归为主要的四类。
第一类是传统的宇宙学测试。这种测试的思想是利用对非常遥远的天体进行观测来测量空间的曲率，或者宇宙膨胀的减速率。这些测试中最简单的方法是比较天体（特别是球状星团中的恒星）的年龄与宇宙学理论预测的年龄，我曾在第四章中讨论过。因为如果宇宙的膨胀不是减速的，预测年龄时对哈勃常数的依赖远大于对Ω的依赖，老恒星的年龄在任何情况下都不能很确定，所以这种测试目前不是判断Ω值的有效工具。另一类传统的测试是利用非常遥远的源的物理性质来直接探测减速率或宇宙的空间几何。这类技术中某些是哈勃开创的，后由桑德奇发展完善。在20世纪60年代和70年代，他们的声望受损，因为当时不仅认为宇宙在迅速膨胀，也认为宇宙中的物质也在迅速演化。因为测量很小的空间弯曲的几何效应也需要探测很大的距离，我们就必然要观测那些遥远的天体，而这些天体发出的光到达地球之前已经经历了长途跋涉。从时间上看光可能是在非常久远之前发出的。宇宙学观测表明，宇宙演化过程中超过80％的阶段都没有特别之处。我们不能保证所观测的遥远天体的亮度和大小与近邻天体性质相同，因为这些性质可能会随时间发生变化。实际上，传统的宇宙学测试现在主要用在研究性质的演化，而不是测试宇宙的基本情况。但是最近有一个重要的例外，就是利用超新星爆发作为标准烛光，得出的结果似乎证明宇宙并不是减速的。对此在本章的后一部分将更多论述。
下一个类型是基于核合成理论的观点。如我在第五章中所解释的，支持大爆炸理论的主要证据之一是观测和计算的一致性，即观测得到的元素丰度和对早期宇宙核聚变基于计算的预测是一致的。但是这种一致性只有当物质密度非常低的情况下才出现。空间平坦所需的临界密度仅为百分之几。这一点已知多年，乍一看它似乎对我提出的所有问题都给出了非常简单的答案，但是有一个重要的小附加命题。“百分之几”的限制只能应用到能参加核反应的物质上。宇宙可能充满惰性粒子构成的背景物质，这些惰性粒子不会影响轻元素的合成。这些背景物质构成物质的原子核，叫做重子物质，由质子和中子两种基本粒子组成。粒子物理学家认为除了中子外的其他类型的粒子可能产生于早期宇宙的沸腾炉中。其中至少有一些粒子一直存在了下来，可能组成了一部分的暗物质。至少宇宙的一些成分可能包含某些奇异的非重子粒子形式。构成生物的一般物质可能只是宇宙物质中的一小斑点，而宇宙物质的性质还没有被确定。这在哥白尼原理中增加了另一层面：我们不仅不在宇宙的中心，而且是由不同于宇宙中大多数物质的物质所构成。
第三类证据是基于天体物理的观点。在这些观点和上述的宇宙学测量之间的差别在于，它们考虑的是单个的物体而不是物质之间的空间的属性。实际上，人们试图通过逐个测量组成元素的重量来有效地确定宇宙的密度。例如，尝试使用星系内部动力学推导出其质量，前提是假设银盘的旋转是靠引力来维持的，类似于太阳的引力维持着地球围绕太阳的运动。从地球在轨道上绕太阳运动的速度来计算太阳质量是可能的，相似的计算可以用到星系：星系中恒星的轨道速度决定于拉拽它们的星系总质量。这个原理也可以扩展到星系团，甚至比这个更大的系统。这些研究绝大多数都指出星系中存在更多的物质，而不是只有像我们的太阳一样的恒星。这就是著名的暗物质，虽然我们看不到，但通过它的引力效应我们可以知道它的存在。
图17 后发星系团。这是富星系团的实例。除了单独恒星（如图中右边的一个），这张照片中的天体都是一个巨团中的星系。这样巨大的星系团相当少但质量极大，是太阳质量的100,000,000,000,000倍。
图18 X射线波段的后发星系团。除了前面照片中看到的几百个星系，类似后发团的星系团也包含非常热的气体，这可以从其X射线波段的辐射看出。这张照片是ROAST卫星拍摄的。
富星系团——巨大星系团块组成的尺度超过100万光年的系统——也包含着除内部星系外的其他物质。物质的确切数量是不清楚的，但是强有力的证据表明在富星系团中有足够多的物质，说明了Ω肯定至少为0.1，而且可能甚至大于0.3。来自更大结构（尺度为几亿光年的超星系团）的动力学试验性证据表明星系团之间的空间中可能潜藏着更多暗物质。这些动力学证据最近也已经得到检验和证实，验证是通过对星系团产生的引力透镜效应的独立观测，以及对遍及星系团的炽热的X射线发射气体的性质的测量来完成的。如果存在物质的临界密度，星系团中的重子物质的比例相对于星系团的总质量而言，似乎远大于核合成的允许值。这种所谓的重子灾难意味着，总物质密度远比临界值低，或者某些未知过程将星系团中的重子物质集中起来。
最后一类证据线索是基于对宇宙结构起源的尝试性探索：宇宙的成团性及不规则性是如何在宇宙学原理所要求的基本平滑的宇宙内发展形成的。解释它们在大爆炸模型中形成过程的思想在后一章中将详细论述。我相信理解基本原理相对容易，但是细节是难以置信地复杂且倾向于各种不确定性和偏向性。与Ω接近于1的现有数据似乎完全符合的模型能够且已经建立了起来。其他与Ω值远远小于1的数据符合的模型也建立了起来。其复杂程度听上去有点令人沮丧，但这种研究可能是最终成功地确定Ω的关键。如果能够对微波背景的特征进行更加仔细的测量，这些特征的属性将告诉我们物质密度是多少，同时也可确定哈勃常数，绕过了宇宙学距离测量的麻烦。我们只希望卫星能够在将来完成这项工作，MAP（美国航空航天局）和Planck Surveyor（欧空局）卫星将在最近几年内成功发射〔1〕。最近的气球试验已经证实了其可行性，这些将留到第七章中进一步讨论。
基于对这些证据分析总结，大多数宇宙学家可能认为Ω的值不可能小于0.2。尽管这个值如此之小，却要求宇宙中的大多数物质为暗物质。这也意味着，至少有一些物质不应该以质子和中子（重子）的形式存在，而重子构成了我们日常所熟悉的物质中的主要质量。换句话说，一定存在非重子的暗物质。许多宇宙学家倾向于Ω的值在0.3左右，看上去与大多数观测证据一致。有些人宣称有证据支持密度值接近临界值，所以Ω可以非常接近1。这部分上因为关于暗物质的天文证据越来越多，也因为在理论上认识到在大爆炸的非常高能态下可能产生非重子物质。(https://www.daowen.com)
图19 引力透镜。富星系团的重量测量可以通过观测来自背景星系的光线穿过星系团时产生的扭曲来实现。在Abell 2218的例子中，光从背景源聚焦成一个复杂的弧形图案，星系团就像一个巨大的透镜。这些特征揭示了星系团内所含的质量。
宇宙的钢丝绳
由于很难评估观测证据的可靠性和准确性（这些证据有时有冲突），这造成的意见分歧又在一定程度上引发了围绕Ω的大争论。倾向于较高Ω值（接近于1）的最有力证据是基于理论而不是观测结果。于是人们可能会认为这样的观点应被视为纯粹的偏见而不予考虑，但是它已经成为标准的大爆炸理论谜团不可分割的一部分，得到了宇宙学家们非常认真的对待。
为了理解谜团的本质，可以设想正站在一个密封的屋子外面。屋子里藏着什么东西你并不知道，只看到一扇小门下遮挡的一个小窗。你被告知可以随时打开这扇门，但只能是很短暂地打开一次。你同时被告知房间是空的，除了有一根悬挂在两米高空中的钢丝绳，一个人在过去不确定的某个时间开始在钢丝绳上走。你也知道如果他从钢丝绳上掉下来，他会呆在地板上直到你打开门。如果他掉不下来，就一直会在钢丝绳上走，直到你朝里望的那一刻。
打开门的时候你期望会看到什么？不管是期望看到那个人仍在钢丝绳上还是期望他站在地上，这都取决于你所不知道的信息。如果他是个马戏团的演员，他很可能能够在钢绳上来回连续走几个小时而不会跌落。反之，如果他（和我们大多数人一样）不是这个领域的行家，在钢丝绳上呆的时间就会相对很短。然而有一点很明显，如果他跌落下来，从钢丝绳掉到地面经历的时间会很短。我们很少能从窗口窥视到那个人从钢丝绳掉到地上的瞬间。在了解了这种情况后，当从窗口往屋里看时，期望看到那个人或者在绳上或者在地上是合理的，如果你看到他正在跌落的过程，就会认定怪异的事情正在发生。
这看上去似乎与Ω没有多大关系，但当意识到Ω不是一个不随时间变化的常数，它们的关系就明晰起来。在标准的弗里德曼模型中，Ω以一种非常特殊的方式变化着。在任意接近大爆炸的时刻，这些模型由Ω的值任意接近1来描述。换一种方式解释，我们来看图16。无论在以后的时间会怎样，三条曲线越在开始时越靠越近，特别是，它们都接近“平坦宇宙”的直线。随着时间推移，在早期Ω比1稍大的模型中，Ω的值越来越大，塌缩发生时Ω值已远远大于1。而初期Ω小于1的宇宙模型最终比平坦宇宙模型膨胀得快得多，Ω值逐渐接近于零。有更多证据表明Ω小于1，因此后一种情况更切题。在这种情况中，从Ω接近于1到Ω接近于零的变化是非常快的。
现在我们来看存在的问题。假设现在Ω的值等于0.3，在宇宙历史的早期，它是接近于1的，且仅比1稍小，事实上相差无几。例如在普朗克时间内（即大爆炸后10-43秒），Ω值仅比1小10-60数量级。随着时间的推移，Ω值一直处于临界状态附近，只是在不远的过去才开始快速远离临界值，在不久的将来将非常接近于零。这就好像我们捕捉到钢丝绳上的行者迅速跌落的瞬间是件非常令人吃惊的事。
这个矛盾就是众所周知的宇宙学平坦性问题，它是由标准大爆炸理论的不完整性引出的，如此大的问题使许多科学家相信需要一个大的解决方案。解决这个谜团的唯一方法似乎是，我们的宇宙必须是一个专业的杂技演员，这是最大可能地扩展这个比喻。很明显Ω不接近于零，因为有强有力的证据证明它的值的下限是在20％左右。这将人站在地上的选项排除了。这说明Ω值一定非常接近于1，且宇宙初期必定发生的某些事情才导致了这个值如此精确。
暴胀和平坦性
上文提到的宇宙初期发生的变化称作宇宙学暴胀，这最初是由阿兰·古斯（Alan Guth）1981年提出的，描述了大爆炸模型的最早期状态。暴胀包括物质性质在极高能态下的一种奇怪变化，这种变化被称为相变。
我们已经讲了关于相变的一个例子。它出现在大爆炸的百万分之一秒的标准模型中，包含了夸克之间的相互作用。在低温时，夸克被限制在强子中，而在高温时，它们形成了夸克－胶子等离子体。在这个过程中发生了一个相变。在许多统一理论中，在更高的温度下，可能会有很多不同的相变发生，标志着宇宙中物质和能量的性质和形式的变化。在特定的环境下，一个相变可能伴随着真空中能量的出现，这种能量叫真空能。如果出现了这个现象，宇宙的膨胀开始比标准弗里德曼模型中的膨胀更加迅速，这就是宇宙暴胀。
在过去的20年中，暴胀对宇宙学理论产生了巨大影响。关于暴胀需着重提出的是，过分膨胀的相（存在非常短）实际上逆转了Ω随时间变化的趋势。暴胀开始时，Ω被强烈地朝1拉动，而不是像上面描述的远离1。暴胀就像一个安全系带，将看上去要从钢丝绳上掉下来的行者拉回绳索上。利用Ω值和空间曲率之间已经建立的联系可以更容易理解这一切是怎么发生的。我们曾提到平坦的空间对应着临界密度，那么Ω值等于1。如果Ω不等于这个神奇的值，空间就可能弯曲了。如果某人拿一个曲度很大的气球，并将它吹到一个巨大的尺寸，大若地球的尺度，那么它的表面就显得很平坦。根据暴胀的宇宙学观点，气球最初远不足1厘米，最后可能膨胀到比整个可观测到的宇宙还大。如果暴胀理论正确，我们应该生活在一个非常平坦的宇宙中。另一方面，即使Ω非常接近于1，那也并不一定证明暴胀发生过。是与量子引力现象可能相关的一些其他机制将我们的宇宙训练得可在钢丝绳上行走。
这些理论思想是非常重要的，但是它们无法靠自身解决上述问题。最终，不管理论家愿意与否，我们不得不承认宇宙学是一门以实验为基础的科学，我们可以站在理论的角度去推测Ω是否应该非常接近于1，但是最终起决定作用的是实验结果。
问题焦点
所有问题的焦点是，如果Ω远远小于1，目前似乎是这样的，我们是否必须放弃暴胀？并不一定。首先在一些已经建立的暴胀模型中，宇宙是开放的、负弯曲的。许多宇宙学家不喜欢这类模型，因为看上去是相当人为的。更重要的是现在有许多证据表明，Ω和空间几何之间的联系，并不像以前想象的那么直接。沉寂多年后，我前面提到的传统的宇宙学测试再度兴起。两个国际天文学小组已经开始研究一种特定类型的爆发恒星，即Ia型超新星的性质。
一颗超新星的爆发标志着一个大质量恒星的生命终点。超新星是天文学中最重要的现象之一。它们比太阳亮10亿倍，且它们发出的光能够在几周的时间中照亮整个星系。超新星的观测贯穿了整个有记录的宇宙观测史，在1054年人们观测并记录了一颗超新星爆发，其产生的尘埃和碎块组成了蟹状星云，蟹状星云中有一个快速旋转的、被称之为脉冲星的恒星。伟大的丹麦天文学家第谷·布拉赫在1572年观测了一颗超新星的爆发。在我们的银河系中观测到的最近一次超新星爆发是在1604年，这颗星被命名为开普勒星。按照古代的记录，尽管在银河系中大约平均每1－2个世纪超新星会爆发一次，可是最近400年中还没有观测到。但是1987年在大麦哲伦云星系中爆发了一颗超新星，我们裸眼可以看到。
有两种不同的超新星，标记为类型I和类型II，光谱测量揭示出在II型超新星中含有氢元素，但在I型中是没有的。II型超新星被认为是大质量恒星爆炸后直接产生的，其中恒星的核塌缩成一种残骸，而外部的壳层抛射到空中。这种爆发的最后可能是形成一个中子星或者黑洞。II型超新星可能是不同质量恒星塌缩的结果，所以这些恒星的性质存在着相当大的不同。I型超新星按照它们光谱形状的细节被进一步分成Ia，Ib，Ic。Ia型超新星最值得关注。它们具有非常统一的峰值光度，于是被认为是同类恒星爆发的结果。描述这种爆发的常用模型是，白矮星通过吸积一个伴星获得质量。当白矮星的质量超过一个临界质量——钱德拉塞卡质量（大约是太阳质量的1.4倍），它的外部爆发而中间部分塌缩。由于爆发中所涉及的质量非常接近于临界值，这种天体往往被认为释放等量的能量。它们的规则性意味着，Ia型超新星非常有希望用于测试时－空的曲率和宇宙的减速率。
新技术使天文学家能够在红移约为1的星系中搜索（并发现）Ia型超新星。也就是说当光从超新星到达我们时，宇宙膨胀为光线发出时的2倍。通过比较遥远和近邻超新星观测到的亮度可以估计出它们到底有多远，同时还可以了解光从发出到到达我们的这段时间内宇宙减慢了多少。问题是，如果宇宙变慢，这些超新星将会比它们应该具有的亮度要暗。这说明宇宙根本没有减速而是加速的。
这类观测给了基于弗里德曼方程的标准宇宙学描述致命一击。所有弗里德曼模型都是减速模型。即使是弗里德曼系列中的低Ω模型也不应该是加速的，虽然低密度使得它减速很不明显。暴胀理论所选择的临近密度模型也应该是大减速的。这到底出了什么错？
爱因斯坦的最大困惑
前面提到的对超新星的观测仍然是有争议的，但它们表明宇宙学理论似乎需要进行大的改变。而另一方面我们有修正这个错误的现成方法，这个方法正是爱因斯坦提出的。第三章中提到，爱因斯坦通过引入宇宙学常数来修改他最初的引力理论。这样做的理由是他想要建立一套描述静态（即不膨胀的）宇宙的理论，尽管后来他对这样做表示了后悔。他的宇宙学常数改变了引力定律以阻止宇宙膨胀或收缩。在现代宇宙学理论中，可以引入宇宙常数使引力在大尺度上表现为排斥。如果这样做的话，引起加速膨胀的宇宙斥力将超过造成宇宙减速的物质间的引力。
这种解决方案首先要求人们承认宇宙学常数不是一个坏想法。现代理论也提供给我们一个新解释。在爱因斯坦的原创性理论中，宇宙学常数出现在描述了引力和时－空曲率的数学方程中。它是引力定律的修正。爱因斯坦可简捷地在方程的一侧加进宇宙常数这个项，由于这个方程是描写空时弯曲的几何性质（方程左侧）和物质能量动量分布（方程右侧）的关系，所以这个“声名不佳”的宇宙学常数具有真空能量密度的意义。真空具有能量听上去很奇怪，但是在本章前面我们已经涉及到了，它是引起暴胀所必需的。
在宇宙暴胀理论的早期版本中，原始相变释放的真空能在超爆结束后将消失。但是很可能现在仍存在少量的这种能量，正是这种能量使得引力是推而不是拉。这种真空能可能会引起宇宙加速的思想也可以使暴胀理论与Ω可能远小于1（如果空间平坦，Ω必为1）的证据一致起来。真空能使引力排斥而不是吸引，这虽然有悖常理，但是它至少能以与普通物质相同的方式来弯曲空间。如果我们的宇宙既有物质又有真空能，就拥有了一个平坦的空间而无需考虑弗里德曼模型要求的减速。
无论是否存在真空能，也无论Ω的值有多精确，我们仍然不能肯定地知道宇宙膨胀是否是加速的。但是这些思想最近几年已经在理论和实验方面都引起了强烈的反响。新一代的测量出现了，如果成功，将能回答前面的所有问题。对此将在下一章进行讲述。
注释
〔1〕MAP卫星已经发射、Planck Surveyor卫星2007年发射。
