和大多数理论宇宙学家一样，当天文学家在1998年宣布宇宙膨胀似乎正在加速，并由一种他们称之为“暗能量”的不可见媒介驱动时，约书亚·弗里曼感到非常兴奋。
弗里曼和他的理论家同行们设想了宇宙加速的两种可能原因：暗能量可能是真空的量子抖动，一种随着空间膨胀而持续积累的“宇宙常数”，从而更有力地向外推。或者，一种尚未被探测到的力场可能弥漫宇宙，类似于科学家们认为在宇宙大爆炸期间为宇宙的指数膨胀提供动力的场。
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但科学家们也意识到，这两种选择将具有几乎相同的观测结果，并且任何一种理论都可能符合迄今为止的粗略测量。
为了区分它们，芝加哥大学天文与天体物理学教授，以及附近伊利诺伊州巴塔维亚费米国家加速器实验室（费米实验室）的高级科学家弗里曼共同创立了暗能量巡天（DES），这是一项耗资5000万美元、300人参与的实验。该项目的核心是暗能量相机或DECam，这是一个在费米实验室建造并于两年前安装在智利四米布兰科望远镜上的5.7亿像素光学和近红外CCD探测器。通过观测跨越100亿光年的3亿个星系，DES旨在比以往任何时候都更精确地跟踪宇宙加速，以期倾向于一种假设而非另一种。弗里曼和他的团队现在正在报告他们的初步结果。
Quanta 杂志在 8 月下旬 COSMO 2014 会议期间采访了弗里曼，他是该会议的组织者之一。这位科学家留着修剪整齐的灰色胡须，戴着玳瑁眼镜，穿着有机棉衬衫，与街对面 Eataly Chicago 用午餐的其他美食家相得益彰。在品尝意大利面之间，他解释了关于暗能量的已知和未知信息，以及 DES 将如何帮助推动理论家走向对其性质的两种截然不同的描述之一。以下是经过编辑和浓缩的采访版本。
QUANTA 杂志：您为什么 启动暗能量巡天？
约书亚·弗里曼：作为 1990 年代研究可能导致宇宙加速的理论思想的理论家，我得出的结论是，我们可以建立不同的模型并进行大量的理论推测，但在我们获得更好的数据之前，我们不会知道应该走哪条路。
因此，我们在伊利诺伊州的一些人开始讨论获取这些数据的可能性。恰好在那个时候，国家光学天文台宣布了一个机会，或多或少地说：“如果有人能为我们在智利运行的望远镜建造一个非常酷的仪器，我们将给你大量的望远镜时间。”那时我们成立了暗能量巡天合作组织，并提出了我们的相机设计。
理论家领导一项重大的天体物理学实验是否不寻常？
这有点不寻常，但宇宙学中理论和观测之间的界限变得模糊，我认为这是一个健康的发展。过去，像我这样的理论家会用笔和纸工作，然后观测者会外出获取数据并进行分析。但我们现在有了一个新模型，其中团队接受培训来分析和解释大型数据集，这并非纯粹的理论工作或纯粹的观测工作；它结合了两者的优点。
您如何想象像暗能量这样的不可见未知物？
思考暗能量的一种方式是将其视为流体，因为它可以用其密度和压力来描述。这两个属性告诉你它对宇宙膨胀的影响。暗能量越多——也就是说，它的密度越大——它的影响就越强。但关于暗能量真正关键的是，与我们所知的任何其他事物不同，它具有负压，这就是使其具有引力排斥力的原因。
为什么负压会使其具有排斥力？
爱因斯坦的理论认为，引力与能量密度加上三倍的压力成正比，因此压力本身实际上也会产生引力。这是我们不熟悉的，因为对于普通物质，压力只是密度的一小部分。但是，如果某物的压力是能量密度的相当大的一部分，并且如果该压力为负，那么我可以翻转引力的符号。引力不再是吸引力——而是排斥力。
到目前为止，暗能量的主要候选者是“宇宙常数”。那是什么？
阿尔伯特·爱因斯坦在 1917 年将宇宙常数引入引力方程，作为方程中的附加项。在爱因斯坦的理论中，引力是时空弯曲：你有一些能量和压力的来源，它们会弯曲时空，然后其他物质在这个弯曲的空间中移动。爱因斯坦的方程将时空的曲率与空间中任何事物的能量和压力联系起来。
爱因斯坦最初将宇宙常数放在方程的曲率侧，因为他想得到一个特定的解，但结果证明是错误的。但此后不久，比利时物理学家乔治·勒梅特意识到宇宙常数自然地存在于压力和能量密度中，并且它可以被解释为某种事物的能量密度和压力。方程的能量密度和压力侧已经包含了宇宙中的一切：暗物质、原子，等等。如果我移除所有这些东西，那么宇宙常数一定是真空的能量密度和压力。
真空如何拥有能量和压力？
在经典物理学中，真空不会有能量或压力。但即使那里没有真实粒子，量子效应也可以产生能量和压力。在量子理论中，你可以想象虚粒子在真空中进进出出，而这些总是被产生然后湮灭的虚粒子具有能量。因此，如果暗能量是宇宙常数，那么它可能是与这些虚粒子相关的能量。
你如何测量暗能量？
我们正在尝试做两件事，这两件事可以为我们提供对暗能量的约束：一是测量距离，这告诉我们宇宙膨胀的历史。二是测量宇宙中结构的增长。
对于后者，我们使用一种称为“弱引力透镜”的技术，该技术涉及非常精确地测量数亿个星系的形状，然后推断出这些形状是如何被扭曲的，因为来自这些星系的光线在传播到我们这里时会被引力弯曲。这种透镜效应非常微小，因此在 99% 的情况下，仅通过观察星系，您无法判断它是否已被透镜化。因此，我们必须在统计学上梳理出信号。
如果我们观察不太遥远的星系的形状与更遥远的星系的形状，那么形状的部分差异将归因于光线穿过了不同数量的团块结构。测量透镜信号将使我们能够衡量宇宙的团块性如何在宇宙时间尺度上演化，而这种团块性受到暗能量的影响。引力将物质拉入，使宇宙随着时间的推移变得越来越团块，但暗能量的作用却相反。它使事物彼此推开。因此，如果我们能够测量宇宙的团块性在宇宙时间尺度上发生了怎样的变化，我们就可以推断出关于暗能量的一些信息：有多少暗能量，以及它在不同时间点的性质是什么。
DES 将尝试计算暗能量的“状态方程”参数，w。w 代表什么？
参数 w 告诉我们暗能量的压力与其密度的比率。如果暗能量是宇宙常数，那么你可以证明，对于真空来说，唯一一致的 w 是压力恰好等于负能量密度的那个。所以 w 有一个非常具体的值：负一。
如果暗能量不是宇宙常数，那它还可能是什么？
最简单的替代方案，以及我在 1990 年代研究的方案，是受到“暴胀”的启发。在我们知道宇宙膨胀目前正在加速之前，我们有一个想法，即宇宙在大爆炸后最初的十分之一秒内正在加速。这种非常早期的宇宙加速的想法被称为暴胀。因此，最简单的事情是借用解释宇宙加速膨胀另一个时期的理论，这涉及到标量场。
标量场是一个在空间中每个地方都有值的实体。随着场演化，它可以像暗能量一样发挥作用：如果它演化得非常缓慢，它将具有负压，这将导致宇宙加速。最简单的原始暴胀模型表明，在某个时期，宇宙由这些标量场之一主导，并且它最终衰变并消失了。如果这是我们对大约 140 亿年前宇宙加速膨胀时发生的事情的最佳想法，我们应该考虑也许我们现在正在发生类似的事情。
如果你看看这些模型，它们倾向于预测 w，即压力与能量密度的比率，会略微不同于负一。我们想测试这个想法。
展望未来，DES 还将尝试确定 w 是否随时间变化。这将告诉我们什么？
在几乎任何不同于宇宙常数的暗能量模型中， w 都倾向于随时间演化。例如， w 可能在遥远的过去开始接近负一，然后随着标量场演化得越来越快， w 变得越来越远离负一。但也有其他理论表明相反的情况会发生。因此，如果我们不仅可以测量 w，还可以测量我们称之为 wa 的量—— w随时间变化的速度——那么我们就可以说，“我们生活在这种宇宙中，还是那种宇宙中？”
到目前为止，数据告诉我们关于 wa 的什么信息？
它们与没有演化—— wa 等于零——一致，但误差太大，以至于实际上没有任何有意义的信息。因此，我们希望通过 DES 做的一件事是进行足够的测量，以真正开始约束 wa。
如果你在平面上查看当前允许的 w0 和 wa 值，你会得到一个大致以椭圆为界的区域。我们的期望是，与过去几年相比，我们将能够将 w0-与-wa 平面中该椭圆的面积缩小三到五倍。目前，数据仍然与宇宙常数一致。但希望是，当我们开始缩小椭圆时，它可能会缩小到与宇宙常数不一致的某个事物周围。我们无法说这是否会发生，但如果发生，那将非常令人兴奋。
为什么您更喜欢像标量场这样的东西而不是宇宙常数？
因为这将揭示在我们没有真正期望的领域中存在一些新的物理学。而且，如果 w 不同于负一，我们将有希望了解一些关于暗能量物理学的知识。然而，如果它只是宇宙常数，那将很有趣，但将更难弄清楚下一步该往哪里走。
来自 DES 的最初几篇论文已在过去几个月发表。您报告了哪些结果？
这些结果来自我们称之为“科学验证”的时期，我们在望远镜上安装相机后不久进行了一个迷你版本的巡天，以测试它产生的数据质量。例如，在一项研究中，我们通过它们的引力透镜效应测量了四个星系团的质量。在另一项研究中，我们使用星系的颜色来估计它们的红移，这有效地告诉我们它们的距离。我们几乎所有关于暗能量的结果都将主要依赖于这种颜色红移技术。我们想让自己相信，我们可以足够精确地测量这些红移来进行暗能量测量，并且我们已经能够证明这一点。
在智利操作 DES 望远镜是什么感觉？
天文台位于一座海拔约 7,000 英尺的塞罗托洛洛山上。那里非常干燥，所以没有太多植被，但我发现它很美。该系统并非完全自动化，但即使像我这样的理论家也可以操作相机。我们有这个计算机程序，它会说：“好的，考虑到我们目前观察到的情况，考虑到月球的位置，考虑到现在的天气状况，在接下来的几分钟内将望远镜指向这里。”因此，在大多数情况下，你只是坐在控制台旁，检查以确保一切正常运行，并观看这些美丽的宇宙图像出现在屏幕上。这很有趣。
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