互动科普

对于宇宙学家来说，目前的情况就好比本来是猛踩刹车，却觉得车速在攀升。这是一种兴奋又夹杂些许不安的情绪，因为事情似乎不大对劲。1998年，研究人员用望远镜测量宇宙膨胀放慢的速率，却意外地发现宇宙的膨胀原来在加快。这一结果后来被公认为当年最重要的科学发现。

自那以后，宇宙学家就一直紧紧抓住方向盘，生怕—松手就会有什么闪失。

对如此神秘深奥的加速现象，如果我们只接受这个结果而不去深究其原因，那么其他各种宇宙学问题就会迎刃而解。1998年以前，宇宙学家一直对宇宙的年龄、密度和宇宙中物质的团聚性等许多观测和理论相矛盾的现象大惑不解，而加速膨胀的发现令所有谜团豁然开朗。这一关键观念，加上高精度的观测和新颖的理论，把大爆炸模型提高到了一个新的层次。

大爆炸通常被认为是发生在很久以前的一次创造整个宇宙的臣大爆炸。事实上，这一理论并没有提到宇宙创生时的任何事情，那是量子力学（或形而上学）的任务。它只不过陈述了我们所能逆向推论的太古之初，宇宙便已处于不断膨胀、稀释与冷却过程中。大爆炸不应视作一个特异事件，而是一个从混沌向有序逐渐转化的持续过程。最近的观测结果，更赋予了这一图景前所未有的一致性。

有如地球上生命起源的过程一样，宇宙史始于暴胀。这是将宇宙的状态重新设定的过程，它将之前所有的东西清除，使宇宙成了一个没有结构也没有特征的世界。当时的宇宙没有具象的形态，仅存一片空寂。然后暴胀使宇宙充满了几乎完全均匀的辐射，但均匀中又带有细微的杂乱和变化。用数学术语来说，这种杂乱就是一种随机的表现。

渐渐地，宇宙开始产生了秩序。我们熟悉的物质粒子（如电子和质子）开始从辐射中凝结而成，正如水滴从雾气中成形一样。从杂乱无章的混沌中奔流而出的声波，决定出物质初步分布的情形。物质则一步一步地从辐射手中夺得了对宇宙的支配权。在暴胀后数十万年，物质取得最终胜利并彻底摆脱了辐射控制。天文学家现在已经通过对原始辐射的高精度观测，来检验这个与辐射脱钩的过程，以及它那戏剧性的尾声[参见本期《宇宙交响乐》一文]。

在随后的亿万年里，物质一点一滴地形成，并不断增大其结构：从亚星系尺度的块垒，扩增至壮观的星系、星系团，甚至星系长城。我们所知的宇宙散布着众多相距遥远的独立天体，中间隔着广袤的空间区域。从宇宙学的角度来说，这其实是宇宙在相当晚近的演化结果。这个广大的结构现正在有系统地记录成图[参见本期《解读宇宙的蓝图》一文]。从几十亿年前开始，物质便逐渐将宇宙演化的主导权交给了加速膨胀的机制。显然大爆炸在稍加喘息之后，又有死灰复燃之势，这对宇宙来说或许是件好事，但对我们来说却恰恰相反。越来越快的膨胀已经使大结构的形成停顿下来，如果这样的膨胀持续下去，很可能会撕裂星系，甚至使我们的地球分崩离析[参见本期《宇宙膨胀：从减速到加速》一文]。

在发展出目前这个具有一致性且可以用实验完善解释的宇宙历史的过程中，宇宙学家同时也停止了这个领域沸沸扬扬的诸多争端，例如大爆炸理论与稳态理论的老话题，或者暴胀理论与其他替代理论之间的争议。科学上没有什么东西是绝对确定的，但是研究人员现在认为，他们最好把时间花在更深层次的问题上.首当其冲的他是宇宙加速膨胀的起因问题。

虽然加速膨胀的发现堪称一项革命性的成果，但宇宙学家最初对此的反应却相当保守。他们翻出了爱因斯坦尘封已久的“宇宙常数”概念，来代表一种新形态的能量，这是一般被称为“暗能量”的一个例子。不过，许多物理学家认为，对干革命性的发现，应当配合以革命性的理论作为回应。或许万有引力定律作用干宇宙的巨大尺度时，与其作用干日常生活尺度的机制有所不同[参见本期《冲出黑暗》一文]。

正如核导弹必须两把钥匙同时转动才能发射一样，宇宙学所预期的爆炸性进展，也必须依赖许多观测与理论的同时突破。层出不穷的新观念是否会导致理论的混乱？理论建构的秩序是否会重新出现？宇宙是否必定如本专辑一位作者所说，是“荒谬反常”的？它会再次变得合乎情理吗？

——George Musser

[李斌/译 周松/校]

混沌初开，宇宙中便有光。在早期宇宙的极端条件下，电离物质释放出的辐射被紧紧地限制在这些物质的内部，就像陷在一团浓霉中的光一样。然而随着宇宙的不断膨胀和冷却，电子和质子开始结合形成中性的原子，物质也就失去了捕获光使之无法逸出的能力。140亿年后的今天，这次壮观的辐射释放出的光子就形成了所谓宇宙微波背景辐射（cosmic microwave background，缩写为CMB）。

你用电视遥控器选台时，电视屏上的静电雪花点有大约1%来自CMB。天文学家在搜寻天空中的这些微波辐射时，发现不论朝哪个方向观测，这些辐射几乎都完全相同。CMB无处不在，而且保持恒定，这说明它应该是起源于宇宙结构比较简单的一段远古时期，也就是说早在行星、恒星和星系之类的结构出现之前，CMB就已经问世既然CMB的来历如此简单，我们就能够以极高的精确度预测它的种种特性。过去几年间，宇宙学家把这些预测同气球和杭天器携带的微波望远镜所作的日益准确的观测结果进行了比较。这项研究使我们更加接近于揭开几个古老问题的谜底：宇宙是由哪些成份构成的？其年龄有多大？各种宇宙天体包括我们的地球家园究竟来自何方？

1965年，在探究射电天线中—种神秘背景噪声的起因时，美国电报电话公司贝尔实验室的Arno Penzias和Robert Wilson发现了CMB辐射。这一发现有力地证实了大爆炸理论，该理论认为早期宇宙是由带电粒子和光子组成的一团温度极高、密度极大的等离子体。从那时以来，CMB因宇宙的膨胀而不断冷却，到今天已经冷到了极低的温度，与一个温度为2.7开氏度的黑体所发出的辐射不相上下。但是在CMB最初发射出来时，它的温度曾接近3000开氏度（约为2727摄氏度）。

1990年，一颗名为“宇宙背景探测者”（COBE）的卫星测量了CMB辐射的能谱，证明它的形状与天文学家的预期完全吻合。然而，尽管这一成就令人瞩目，但它与COBE的另一项观测相比就黯然失色了——COBE探测到CMB的温度随天空位置的不同而有微小的波动，其波动幅度在10万分之一的水平上。此前天文学家竭力寻找这些波动已有20多年，因为它们是天文学家认识宇宙结构起源的关键，也就是弄清原始等离子体是如何演化成星系、恒星及行星的。

从那时以来，科学家就开始用日益复杂精巧的仪器来绘制CMB的温度波动分布图。此项工作在2001年达到了高潮：这一年威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）发射升空，在位于地球外侧的一条轨道上绕太阳运行，距地球约150万公里。WMAP的观测提示，CMB的温度波动符合宇宙学理论预测的一种独有模式：背景辐射中热斑和冷斑的大小正好就是理论预期的特征尺寸。而且，研究人员得以根据这些资料准确地估计出宇宙的年龄、组成及几何特性。这种做法无异于仅仅通过仔细倾听一件乐器的音调来确定其结构。然而宇宙交响乐是由一批非常古怪的“乐手”演奏的，还有若干更加离奇的巧合也急于需要得到解释。

我们对这些观测背后隐藏的物理学原理的基本认识，可以追溯到I960年代后期，当时美国普林斯顿大学的E. Peebles和研究生Jer Yu意识到，早期宇宙中应该有声波。几乎在同一时候，莫斯科应用数学研究所的Yakov B.Zel’ dovich和Rashid A.Sunyaev也得出了不谋而合的结论。当辐射仍然被物质紧紧困住时，由光子、电子和质子所组成的紧耦合系统的行为类似于一种气体，光子犹如子弹一样被电子所散射在空气中，气体密度的微小扰动将以声波的形式传播开来，这样就在空气中形成一连串交替出现的轻微压缩与膨胀区域。早期宇宙的情况与此相仿。压缩使气体变热，而膨胀则使气体冷却，因此早期宇宙中的任何扰动都将产生一种移动的温度涨落模式。

探寻宇宙声波的源头

在大爆炸发生后38万年、宇宙的尺度膨胀到现今大小的千分之一时，气体的温度已经下降到使质子能够捕获电子而形成原子。这一称为“复合”（recombination）的转变使整个形势大为改观。光子不再因撞上带电粒子而被散射，这样它们就第一次获得了基本上不受阻碍地在空间自由穿行的机会。从温度较高、密度较大的区域发射的光子其能量高于来自稀疏区域的光子，因而声波所产生的热斑和冷斑分布模式就固定在了CMB中。与此同时，物质也摆脱了辐射压力的作用，这种压力此前一直阻挡着

高密度团块的收缩。在引力的吸引作用下，密度较大的区域聚集成恒星与星系。事实上，天文学家所观测到的CMB涨落值（十万分之一）正好就是形成现今我们看到的大尺度结构所需要的涨落幅度[参见本期《解读宇宙的蓝图》一文]。

然而最初的推动力是什么呢？也就是说，激起声波的初始扰动起源于何处？这个问题颇为棘手。想象你自己是一位目击了大爆炸及其后的膨胀过程的观测者。在任一给定时刻，你只能看到一个大小相当于大爆炸发生以来光所穿过的距离的有限宇宙区域。宇宙学家称这一区域的边缘为“视界”（horizon），视界以外你是不可能看到的。这一有限宇宙区域一直在不断地增大，最后达到现今可观测宇宙的半径。由于信息的传递速度不能超过光速，因而视界就确定了任何一种物理机制的作用范围。当我们沿着时间倒退回去追溯具有一定物理尺度的结构之起源时，视界最终将变得比结构还小[参见下页图文]。因此，任何一种服从因果关系的物理过程都无法解释结构的起源。在宇宙学中这一怪圈被称为视界问题。

幸运的是，暴胀理论使视界问题迎刃而解。不仅如此，这个理论还提出了一种激发原始声波的物理机制，而且宇宙中所有结构的种子也在这个理论中找到了答案。暴胀理论设想存在一种新的能量形式，此能量由所谓“暴胀场”携带，它在大爆炸发生后的最初瞬间使宇宙的膨胀加速进行。因此，我们今天所看到的可观测宇宙仅仅是暴胀前的可观测宇宙的一小部分。此外，暴胀场的量子涨落经过快速膨胀的放大以后，就成了在所有各种尺度上都大致相等的初始扰动，也就是说，小区域受到的扰动幅度与较大区域受到的不相上下。这些扰动随后成为原始等离子体中随地点而异的能量密度涨落。

CMB中声波的详细情况提供了支持暴胀理论的证据。由干暴胀是在宇宙初创的几乎同一瞬间一下子产生了所有的密度扰动，因此所有声波的相位是同步的。这样所得的声谱，其泛音与乐器产生的泛音极为相似。设想你用力吹一根两端开口的笛子，笛子内所产生声音的基频对应着一列波（也称振动模式），它的空气位移幅度最大的地方在笛子两端，而位移幅度最小的地方则在笛子中央[参见32页上图]。基谐模式的波长匁笛子长度的两倍。然而该声音还包含一系列的泛音，这些泛音的波长为基谐波长的整数分之一，即依次为二分之一、三分之一、四分之一等等。换言之，泛音的频率依次为基频的两倍、三倍、四倍等等。安东尼奥.斯特拉迪瓦里制作的小提琴之所以出类拔萃，就是因为其泛音不同凡响。泛音使乐器发出的声音更加丰富多彩。

早期宇宙中的声波情况与此相仿，只是现在我们必须想象声波是随时间振荡而不是在空间中振荡[参见32页下图]。在做这种类比时，笛子的长度就相当干声波穿越原始等离子体所用的有限时间，这些声波始于暴胀，终止于38万年之后的复合。假定空间某一区域在暴胀时具有最大正位移（也就是具有最高温度）。随着声波的传播，该区域的密度也开始振荡，先是趋向于平均温度（最小位移），然后趋向于最低温度（最大负位移）。使这一区域恰好在复合时达到最大负位移的波就是早期宇宙的基波。而泛音的波长则依次为基波波长的整数分之一。该音的振动频率依次为基波的两倍、三倍乃至三倍以上，它们使较小的空间区域在复合时达到最大位移（可以是正位移，也可以是负位移）。

宇宙学家如何从CMB推导出这一图景的呢？他们通过一种称为功率谱的曲线图来描绘温度波动的幅度是如何随冷热斑的尺度变化的[参见35页图文1。结果表明，温度波动幅度最大的区域在天空中的大小约为1度，差不多是满月的两倍。（在复合时，这些区域的直径为100万光年左右，但由于从那时至今宇宙已膨胀了1000倍，因此每个区域现在的大小达到了10亿光年）。功率谱中的第一个（也是最高的一个）峰就是基波存在的证据，此波在复合的时刻把等离子体区域压缩和拉伸到最大程度。功率谱中的后面几个峰代表泛音所造成的温度波动。这一系列的峰有力地证明了暴胀在同一时间产生出所有声波的理论。如果这些声波是随着时间的推移陆续产生出来的，功率谱就不会如此和谐有序。我们再用笛子来作比喻，那就好比是在一根笛子上胡乱钻许多孔之后用力吹它，听到的将是一片不和谐的刺耳怪声。

暴胀理论还预测所有各种尺度上的声波具有差不多相同的振幅。然而，从功率谱上可以看出，在第3个峰之后，温度波动的幅度迅速下降。理论与观测之间的这一矛盾可以用下述事实来解释：波长较短的声波将会耗散掉。由于声波是通过气体或等离子体中粒子的碰撞而传播开来的，因此如果一列波的波长短于粒子在两次碰撞之间所穿越的平均距离，此波就不可能传播开。在空气中这一平均距离小得可以忽略不计（UP厘米）。但在即将发生复合之前的原始等离子体中，一个粒子平均要穿过大约1万光年的距离才会撞上另一个粒子（宇宙演化到这一阶段时，仅仅与现代宇宙相比才称得上比较稠密，因为现代宇宙的粒子密度比它要小10亿倍。）在宇宙暴胀1000倍之后的今天来测量，这一尺度已达到1000万光年左右。因此，在这一尺度的10倍以下，功率谱中的峰的振幅就衰减了。

一流的小提琴奏出的泛音非常丰富，有经验的乐师据此可把它同寻常的小提琴区分开来。类似地，宇宙学家可以通过考察原始声波的基谐频率以及泛音的强度来推断宇宙的形状和组成。CMB掲示了最强烈的温度波动的角尺度（angularsize，也就是这些热斑和冷斑在天空中占据多大的区域），而这一信息又使我们得以知道基谐声波的频率。宇宙学家能够准确地估计出在复合发生的时刻此波的实际尺度，因为他们知道声波在原始等离子体中的传播速度。同样，研究人员可以确定CMB光子在到达地球之前已穿行的距离——大约450亿光年。（虽然这些光子只走了140亿光年，但宇宙的膨胀拉长了它们的行程）。这样宇宙学家就掌握了有关声波所形成的三角形的完整信息，从而可以检查此三角形的三个内角之和是否等于180度（这是对空间曲率的经典检验方法）。宇宙学家以很高的精度进行了这项检验，结果证明，除了总的膨胀以外，宇宙服从欧几里得几何的法则，而且宇宙的空间必定极其接近平坦。此外，由于宇宙的几何特性取决于其能量密度，因此上述发现意味着宇宙的平均能量密度接近干所谓临界密度（约10-29克/立方厘米）。

宇宙学家想要知道的下一件事是宇宙的物质及能量的确切组成，泛音的振幅是解开这个谜的关键。通常的声波仅仅靠气体压力驱动，但早期的声波还要受到引力的作用。引力使较稠密区域中的气体受到压缩，井能够交替地增强或抑制声波的压缩和稀疏（究竞起何种作用要看声音的相位）。对声波所受的作用进行分析后，研究人员就可以得知引力的强度，而这一结果又可以揭示出声波介质的物质能量组成。

同现今宇宙的情况相仿，早期宇宙中的物质也分为两大类，即重子（包括质子与中子）和冷暗物质。重子是所谓常物质的主要成份，而暗物质则不与常物质和光发生任何显著的相互作用，因此它尽管也产生引力作用，

但却从未被直接观测到。常物质和暗物质都构成原始气体的质量，并增强引力的吸引作用，但只有常物质才存在声波形成的压缩区和稀疏区。在复合时，基谐波被固定在引力使它对较稠密气体区域的压缩作用受到增强的一个相位中[见36页图文]。但第一个泛音（即波长为基谐波长一半的二次谐波）则被固定在相反的相位中，也就是当气体压力正要使等离子体膨胀时引力却对其进行压缩。因此这一泛音所造成的温度波动不及基谐波所造成的温度波动显著。

这一效应可以解释为何功率谱中的第二个峰低于第一个峰。比较这两个峰的高度，宇宙学家可以估计出早期宇宙中引力与辐射压力的相对强度。测量结果表明，在复合发生之际重子的能量密度大致与光子相当，因此重子构成了现今宇宙的临界密度的5%左右，这一结果与天文学家研究早期宇宙中核反应合成轻元素的过程时所推导出的数值惊人地不谋而合。

然而，广义相对论告诉我们，物质和能量都会产生引力作用。那么早期宇宙中光子的引力是否也曾加强了温度的波动呢？事实上它的确起过这种作用，但另一种效应却抵消了它的影响。在复合发生之后，来自密度较大区域的光子所丧失的能量比来自密度较小区域的光子丧失的能量多，因为它们需要从更深的引力势阱中挣脱出来这一过程名为Sachs-Wolfe效应，它降低了CMB温度波动的幅度，而这正好抵消了光子的引力所起的增强作用。至于早期宇宙中那些大得不可能发生声振荡的区域（也就是在天空中的范围超过1度的区域）的温度波动，就纯粹是Sachs-Wolfe效应造成的结果。但令人费解的是，在这样的尺度上，CMB中的热斑代表的却是宇宙中密度较小的区域。

最后，宇宙学家可以利用CMB来测量宇宙中暗物质所占的比例。单靠重子的引力不可能对功率谱中第一个峰之后的温度波动产生大的作用。必须有众多的冷暗物质存在才能使引力势阱保持足够的深度。研究人W通过测量功率谱中头3个峰高度之比，Li经确定冷暗物质的密度约为重子密度的5倍左右。因此，暗物质应该占现今临界密度的25%。

暗物质与暗能量

遗憾的是，对现代宇宙的物质和能量进行这样一番计算之仍有大约70%的临界密度没有解决。为了填补这一空白，理论家们设想存在一种神秘的成份，称为“暗能量"，它的相对影响力随着宇宙的膨胀而与曰俱增[参见本期《冲出黑暗》一文]。这样我们就被一步步地引入了一个难以置信的结论；现今宇宙绝大部分是由看不见的暗物质和暗能量构成的。更糟的是，现今的暗物质和暗能量的能量密度碰巧比较相近，而在复合发生的时刻，前者曾远远超过后者。物理学家总是喜欢对巧合说不，他们热衷于用因果关系而不是傻瓜的运气来解释宇宙。此外，还有“暴胀”这样一种玄妙的成分统治着极早期的宇宙，埋下了现今宇宙结构最初的种子这个宇宙学模型看来极尽想象之能事，拼凑出3种费解的成分作为其理论支柱，那么我们为何还要相信这样一种模型呢？

原因之一在于，这3种成分为我们先前已经知道的许多事实找到了说法。有关暗物质的设想最初是在1930年代提出来的，当时是为了解释星系团中局部质量密度的测量结果。1917年，爱因斯坦将所谓宇宙常数塞进他的方程以抵消引力的影响，并提出了暗能量的概念。后来他否定了这个常数，但到1990年代，当遥远超新星的观测结果证明宇宙的膨胀正在加速以后，此常数又卷上重来[参见本期《宇宙膨胀：从减速到加速》一文]。根据CMB所测定的暗物质和暗能最的能量密度，与这些天文观测结果吻合得非常好。

其次，标准宇宙学模型具有预见能力。1968年，Joseph Silk（目前在牛津大学）预言，CMB中的小尺度声波峰应当以一种特定的、可计算出来的方式衰减。其结果是相应的辐射应当获得、种微弱但精确已知的偏振（偏振辐射的振荡集中在某一特定方向上）。人们可能以为CMB是无偏振的，因为光子在原始等离子体中的散射将会使它们的方向变得杂乱。但在发生衰减的小尺度上，光子的行进过程可能不会发生多少次散射，这样它们就保留了其方向信息，而这一信息以CMB偏振的形式被记录下来。由南极洲的阿蒙森-斯科特南极站管理的角尺度千涉仪（Degree Angular Scale Interferometer）测量了这一声偏振，而WMAP随后也测量了这个偏振值。测量结果与预测值不谋而合，其一致的程度令人叹服。WMAP同时还探测到了复合发生以后由CMB光子的散射所引起的更大尺度上的偏振[见上页图文]。

此外，关干存在暗能量的假说还预测了CMB的其他一些现象，而这些现象正在逐步被观测到。由于暗能量使宇宙的膨胀加速，因此它将削弱导致星系成团的引力势阱。穿越这样一个区域的光子在进入势阱时能量将增加，但由于当它挣脱势阱而重新跑到外面时势阱已变浅了一些，因此它失去的能量将少于它先前获取的能量。这一称为ISW效应（integrated Sachs-Wolfe effect）的现象引起CMB中的大尺度温度波动。不久前，观测专家把星系巡天观测找出的大尺度结构同WMAP数据进行了比较，发现了上述相关性的若干线索。产生大尺度温度波动所需的暗能量，与天文学家根据声波峰及遥远起新星观测所推断的暗能量十分吻合。在星系巡天观测的数据获得改进，而天文学家掌握了宇宙大尺度结构的其他示踪线索之后，ISW效应可能成为喑能量信息的一个重要来源。

引人入胜的前景

CMB也可能为解释大爆炸发生之后的最初时刻究竟出现了什么情况提供一些关键的新证据。宇宙学中最离奇的莫过于暴胀阶段了。宇宙是否真的发生过暴胀？如果的确发生过，那么暴胀场（即引起宇宙高速膨胀的理论上的场）的本质是什么？当前对CMB的测量结果有力地支持了最简单的暴胀模型。这类模型认为，初始密度涨落的大小在所有尺度上都是相同的。然而，如果更详尽的CMB观测揭示涨落的程度因尺度而异，那么简单的暴胀模型就可能遇到危机。此时我们或许需要用更新奇的理论甚或完全不同的新模型取而代之。

另一个激动人心的前景是，我们或许可以通过确定暴胀发生的能量尺度来了解暴胀的物理机制。例如，物理学家认为，弱核力和电磁力曾是宇宙温度高于1015开氏度时一种统一的力（电弱力）的不同方面。如果研究人员确定了暴胀发生在这一能量尺度下，那就有力地表明暴胀同电弱统一性存在某种关系。另一种可能是，暴胀或许发生在高得多的温度下，此时电弱力与强核力合并为一体。在这种情况下，暴胀极可能同基本力的大统一有关。

CMB的一个独有特征可能有助于研究人员解决这个问题。暴胀除了产生密度扰动以外，也引起时空结构本身的涨落。这些涨落形成了引力波，其波长可以跨越整个可观测宇宙。这些引力波的振幅与暴胀发生的能量尺度之平方成正比。暴胀发生在与大统一有关的极高能量下，那么这些效应或许就将表现在CMB的偏振中。

最后，对CMB的进一步观测或许能为暗能量的物理本质提供某些启示。正如爱因斯坦所猜测的那样，暗能量可能是某种形式的真空能量，但它的值必须比根据粒子物理学所预测的值小至少60个数量级，甚或小120个数量级。还有一个问题是，为什么现今（而且看来仅仅是现今）暗能量的密度与暗物质处于可比的水平上？为了回答这些问题，研究人员可以利用下述事实：CMB光子照射着整个可观测宇宙中的各个结构。CMB可以掲示宇宙史不同时刻的密度涨落的大小，从而使我们得以窥见物质与暗能量之间的拉锯战现象。

对两种CMB现象的测量可能特别有用处。第一种现象称为SZ效应（Sunyaev Zel’ dovich Effect），此效应是当CMB光子被星系团中的炽热电离气体散射时发生的。根据这一效应，可以鉴定出关键时期的星系团（关键时期指的是大约50亿年前暗能量开始使宇宙膨胀加速的那个时期），而星系团的数量又可以揭示这一时期中密度涨落的幅度。第二种现象是引力透镜效应。当CMB光子经过质量特别大的结构的旁边时，该结构将使光子的路径发生弯曲，从而改变温度及偏振变化的模式。引力透镜效应的强度揭示了与这类结构有关的质量密度波动的大小。

不过，为了对暴胀和暗能量进行上述研究，天文学家需要以新一代CMB望远镜作为工具。新型望远镜能够以更高的灵敏度和分辨率观察CMB辐射。欧洲空间局计划在2007年发射“普朗克探查者”（宇宙微波背景辐射探测器）。它的运行轨道与WMAP相同，能够测量出小至百万分之5开氏度的CMB温度差异，并探测出在天空中所张的角度小于十分之一度的热斑和冷斑。通过这样的测量，科学家将能够全面掌握CMB中的所有各种声振荡，从而获得对暴胀能谱的更加清晰的认识。此外还有一系列地面实验正在进行之中，以考察与当前这个加速膨胀阶段的结构有关的各种CMB效应。

标准宇宙学模型在对宇宙现象的描述方而看来硕果累累，然而为了进一步深化我们对宇宙各种未解之谜的认识，我们还需要等待上述实验的结果。显然，在未来的一段时期，宇宙交响乐将继续 令它的听众们如痴如醉 

[李斌/译 周松/校]