大约100年前，埃德温·哈勃发现宇宙正在膨胀：几乎所有星系都在远离我们银河系，遥远的星系后退得更快。这一发现意义深远，但随之而来的是1998年一个更加惊人的认识：膨胀正在加速。在20世纪的大部分时间里，科学家们一直期望随着时间的推移，引力会将星系相互拉近，从而减缓膨胀。然而，两组天文学家研究超新星——作为测量宇宙距离标记的爆炸恒星——发现宇宙的增长实际上正在加速。这一非凡的发现后来被其他观测证实，并于2011年获得诺贝尔物理学奖。但是，为什么宇宙在加速？这个谜团是科学领域最大的未解之谜之一。
为了解释它，宇宙学家提出了两种替代想法，其中任何一种都将彻底改变我们对自然规律的理解。一种是艾萨克·牛顿（以及最近的阿尔伯特·爱因斯坦）并没有在引力问题上拥有最终发言权：尽管引力在地球和太阳系中具有吸引力，但当涉及到星系际空间的广阔距离时，它可能会表现不同，变成一种排斥力。也许我们需要修改关于引力如何在宇宙尺度上运作的理论。
另一种想法是，宇宙中充满了某种看不见的东西——现在被称为暗能量——它抵消了引力，使物体相互排斥而不是相互吸引。宇宙学测量表明，如果暗能量存在，它目前占宇宙质量或能量的约70%（质量和能量是等效的，正如爱因斯坦在他的方程E = mc2中所示）。暗物质（与暗能量无关），一种看不见的物质形式，约占25%，而普通物质——由原子构成的物质，包括恒星、行星和人——仅贡献约5%。这个图景比引力在大尺度上以不同方式运作的观点更受关注，因为它巧妙地解释了宇宙中星系和更大结构的形成，并且与迄今为止的所有测量结果一致。
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但是我们如何才能确定暗能量是宇宙加速的罪魁祸首呢？如果是暗能量，那么这种东西的本质是什么？我们最近启动了一个名为暗能量调查（DES）的雄心勃勃的项目，以更好地理解宇宙似乎正在撕裂的原因。
该调查应通过收集宇宙膨胀140亿年历史的完整记录以及大规模结构（宇宙中散布的巨大星系群）增长率的空前精确度来提供答案。通过研究结构如何随时间聚集在一起，我们希望区分它们现在为何分离的各种可能性。
我在费米国家加速器实验室和芝加哥大学的同事，以及来自美国、西班牙、英国、巴西、德国和瑞士25个机构的300多名物理学家和天文学家，组成了DES合作组织，并共同构建、操作和分析来自暗能量相机的数据，暗能量相机是我们项目的硬件核心。
2012年，我们将这款相机安装在位于智利北部安第斯山脉高处的美国设施托洛洛山美洲天文台的一台四米直径的望远镜上。它于当年9月拍摄了第一批夜空快照，并在接下来的几个月里进行了调试。2013年8月31日，DES正式开始调查南天大片区域。该调查目前处于第三季，将在每年8月至次年2月运行五年，最终生成一张覆盖八分之一天空的约2亿个星系的深层、高分辨率地图，以及一个可用于追踪宇宙膨胀的恒星爆炸目录。该调查已经收集了大量新数据，目前正在分析中，并正在朝着解开宇宙膨胀之谜的方向前进。
相互竞争的假设
幸运的是，对于科学家来说，应该区分加速的修正引力和暗能量假设的相同证据也应该有助于阐明暗能量是什么，如果它存在的话。该调查将测试关于暗能量的两个主要想法。对其最简单的解释可能看起来违反直觉：它是空的空间的能量。假设你拿一个盒子，清空它里面的所有物质——所有的原子、辐射、暗物质等等——并且没有任何东西可以穿透它的壁。盒子的内部将是一个完美的真空。根据经典物理学，真空——空的空间——没有能量。但是量子理论认为，即使是空的空间也带有能量。物理学家认为这种能量来自“虚”粒子：在任何时候，一个粒子和它的反粒子都可以自发地瞬间出现，然后相互湮灭并消失回真空中。虚粒子以完全符合构成暗能量并导致宇宙加速膨胀的形式携带能量。
这个概念的唯一困难在于，量子物理学预测空间中真空能量的量应该比它似乎是暗能量时大120个数量级（10120）。如果你正在解决一个数学问题，很难犯这么大的错误。部分由于这种差异，宇宙学家提出了真空能量以外的其他暗能量解释。
一个想法——调查正在测试的第二个概念——是暗能量以一种迄今为止尚未被探测到的粒子的形式存在，这种粒子可能是最近发现的希格斯玻色子的远亲：它将具有希格斯粒子的一些性质，但会轻44个数量级。这种可能性有时被称为“精质”。人们可以将这种粒子想象成一个在空间中每个点沿着山坡滚动的球。滚动的球同时携带动能（由于其运动）和势能（由于其滚下的山坡的高度）；物体越高，其势能越大。当它滚下时，其势能下降，动能上升。如果精质粒子非常轻，质量小于约10-33电子伏特（例如，电子的质量相对较大，为511,000电子伏特），那么它今天将滚动得非常缓慢，相对而言动能与势能相比很小。在这种情况下，它对宇宙膨胀的影响将类似于但不等同于真空能量，并将导致加速，尽管大多数版本的精质想法预测加速将在宇宙历史中比真空能量是罪魁祸首时开始得更晚。
四种探测方法
为了区分宇宙加速的可能原因，暗能量调查——该调查由美国能源部和国家科学基金会资助，并得到参与机构和外国资助机构的额外支持——正在调查四种现象，这些现象对任何将宇宙拉开的东西都特别敏感。并且由于每种现象都涉及不同的可观测量，因此这四种探测方法不会都受到相同的测量误差的影响。
这四种现象是超新星、原始声波的特征、引力透镜（引力对光的弯曲）和星系团。它们共同告诉我们宇宙膨胀的速度以及在宇宙历史的不同时期，有多少物质聚集在一起形成大规模结构。在早期，直到大爆炸后大约几十亿年，引力与膨胀作斗争，并使大规模结构得以形成。但是，当宇宙大约有70亿年历史时，物质变得足够稀薄，以至于任何导致加速膨胀的东西——无论是暗能量还是修正引力——都变得优于引力并加速了膨胀，逐渐关闭了更大结构的进一步形成。真空能量、精质和修正引力将在宇宙膨胀率的历史和结构增长模式中留下独特的特征，我们可以通过这四种探测方法来梳理出这些印记。
超新星
Ia型超新星是一种独特的恒星爆炸类别，当一颗名为白矮星的小而致密的物体达到某个质量极限时就会发生这种爆炸。这些超新星具有非常特殊的品质——它们都达到几乎相同的峰值亮度。它们在我们看来有多亮的所有差异都仅仅来自它们的距离：看起来较暗的那些距离较远。这一特征使它们成为所谓的标准烛光，或良好的宇宙标尺。例如，我们知道，一颗亮度为另一颗百分之一的Ia型超新星的距离是另一颗的10倍。
DES将每隔几个晚上观察天空的同一小块区域，以测量附近和遥远宇宙中几千颗Ia型超新星的精确距离，几乎是1998年发现宇宙加速时使用的数量的100倍。我们还在使用其他望远镜来测量这些超新星的光线向可见光谱红色端的移动量。这种红移发生在任何远离观察者的物体上，并告诉我们宇宙膨胀在光线发射时到现在之间拉伸了多少光的波长。遥远超新星的红移直接揭示了当时宇宙相对于今天的大小。结合标准烛光距离测量到同一物体，DES将能够以极高的精度重建过去100亿年宇宙的膨胀历史。
这样的测量可以区分宇宙加速的不同理论，因为每种理论都会产生略有不同的膨胀历史。例如，如果精质在起作用，大多数模型表明，加速膨胀的开始时间会比真空能量情景晚一些，并且累积得更缓慢。因此，如果宇宙包含类似希格斯的精质粒子，则给定红移的超新星将显得更亮——将更近——而不是真空能量驱动膨胀的情况。反过来，如果引力的运作方式与我们认为的不同，则遥远超新星之间的模式将再次不同，尽管细节因研究人员对经典引力工作方式提出的具体修改而异。
这些测量中非常高的精度对于区分不同的模型是必要的，因为它们的预测仅略有不同。因此，我们希望知道距离与红移的关系达到大约百分之一的精度——暗能量相机应该首次能够实现这一壮举。
原始声波的特征
DES还将利用宇宙起源的遗迹来研究其膨胀历史。在早期宇宙中，引力将物质拉在一起，而宇宙中电磁辐射（光）的向外压力抵抗了这种压缩。这种竞争产生了一系列声波。在大爆炸后几十万年，当普通物质从最初的热状态冷却到足以从电离气体转变为原子时，原子和辐射分道扬镳（它们有效地停止了相互作用），这种竞争也停止了。声波到那时传播的距离，今天对应于大约4.8亿光年的尺度，最终以星系空间分布的形式印记下来，表现为星系对倾向于以该距离与其他距离隔开。
这种重子声波振荡（BAO）尺度为测量宇宙距离和膨胀历史提供了一个标准尺。也就是说，如果你知道标尺的物理尺寸（许多星系彼此之间4.8亿光年的距离），并且可以测量它看起来有多大（天空中这些星系之间的分离角度），那么你就可以知道它有多远。DES将测量大约2亿个星系的BAO特征，使我们能够像对超新星一样绘制它们的距离与红移的关系图。如果精质导致宇宙开始加速的时间晚于真空能量负责且加速开始的时间早的情况，则相同红移的星系将更近。如果没有暗能量，我们预计距离和红移之间的关系将与这两种情景中的任何一种都不同，尽管具体情况将再次取决于引力究竟是如何改变的。
引力透镜
这种方法侧重于爱因斯坦广义相对论预测的光的特征。来自遥远星系的光线路径在传播到地球的过程中，会被它们经过的物质的引力场弯曲。这种弯曲导致这些星系图像的扭曲，这种效应称为引力透镜。当弯曲效应很大时，产生的图像可能会非常引人注目：遥远的星系可能会呈现为细长的、非常延长的光弧，甚至可能会看到同一星系的多个图像。然而，大多数星系的光线仅被轻微弯曲，导致其形状发生非常小的扭曲，肉眼无法辨认：这就是弱引力透镜的范围。
天空中彼此靠近的等距星系的光线被弯曲的量几乎相同，因为它们穿过大致相同的介入物质。通过测量天空一小块区域中许多星系的形状，我们可以推断出图像已被扭曲的程度，从而推断出介入物质的团块程度，即使每个星系图像仅被轻微扭曲。因此，对天空不同部分的星系重复此测量可以揭示宇宙中物质的总体团块程度。这种团块程度随时间的演变，因为它反映了引力与暗能量之间的竞争，并且对引力的任何修改都很敏感，因此可以帮助我们了解是什么导致宇宙加速。
DES将测量2亿个星系的形状以观察这种效应，覆盖的星系数量是之前弱透镜研究的20倍以上，天空面积也更大。通过极其精确地测量这些星系在天空中不同距离处的形状，我们可以创建迄今为止最精确的物质分布图，这些分布图位于不同的距离——也就是说，位于不同的宇宙时间段，因为某物离地球越远，其光线到达我们所需的时间就越长。
该地图将因将宇宙拉开的东西而异。例如，精质在阻碍大规模结构增长方面的影响可能早于真空能量的影响在更早的宇宙时期开始。因为我们从测量中知道宇宙今天的团块程度，所以如果精质在起作用，我们预计当宇宙更年轻时，团块程度会比真空能量的情况更强。这种预测可能听起来违反直觉，因为暗能量会阻止团块形成，但为了使宇宙在数十亿年的膨胀后具有当前的结构，它必须在早期相对团块状。如果没有暗能量，修正引力将导致整个时间段内团块程度的不同模式——尽管早期团块程度相对较高还是较低，这取决于引力定律的不同制定方式。
星系团
最后，DES还将寻找星系团，以追踪宇宙团块随时间的变化。星系团的质量高达太阳质量的1015倍以上（1000万亿倍），是宇宙中最大的引力束缚物体，它们是在暗能量或修正引力的拉力下形成的。与之前仅限于较小天空区域的宇宙学星团调查不同，DES旨在发现数万个距离地球数十亿光年远的星团。
然后，科学家将比较他们看到的靠近地球的星团数量——对应于最近的时间——和遥远过去的星团数量。与弱引力透镜显示的物质团块程度的影响类似，我们预计如果精质在起作用，则早期宇宙中看到的星团数量会比真空能量塑造宇宙的情况更多（在所有其他条件相同的情况下），并且如果引力表现异常，我们将看到完全不同且更复杂的趋势。
最先进的仪器
我们项目的秘密武器是为研究这个问题而制造的最强大的相机。安装在维克托·M·布兰科望远镜上的暗能量相机旨在在尽可能短的时间内调查众多物体，包括星系、星团和超新星。超灵敏的5.7亿像素相机具有非常大的视野，由五个大型镜头实现，最适合一次性拍摄大片宇宙。
自2013年8月正式启动以来，该调查已覆盖近5000平方度的天空，获得了约1亿个星系的彩色图像。超新星调查迄今已发现1000多颗Ia型超新星。我们现在正在分析这些数据，以提取有关超新星距离的信息，以便与红移进行比较。我们还在测量星系形状以推断弱透镜信号，识别遥远的星系团并测量其特性，以及测量星系的空间分布以寻找重子声波振荡特征。大约一年后，第一阶段的分析应该完成，我们可以开始寻找揭示宇宙膨胀本质的线索。
与此同时，该实验取得了一些有趣的天体物理学发现，例如在银河系后院发现了16个超微弱矮星系候选者。这些非常附近的星系包含少至几十颗恒星，是宇宙中已知的暗物质主导物体之一。它们的黑暗使得它们非常难以探测，但它们作为像我们银河系这样的大型星系的构建块以及作为探测暗物质性质的潜在场所而受到关注。
更多的DES数据正在不断涌入。当您阅读本文时，科学家们正在分析这些观测结果，以寻找暗能量本质的线索。我们尚不知道DES是否会提供明确的答案——暗能量还是修正引力？真空能量还是精质？——但我们确实知道，它将为寻找暗能量和我们宇宙神秘加速膨胀的根本原因迈出下一个重要一步。