如前所述， 一个非零的宇宙学常数代表了宇宙物质的一种十分奇特的组成部分[注一]。 因此在下面的两部分中我们先来简单回顾一下天文学家们对宇宙物质组成的研究。 我们将会看到， 最新的观测和理论为什么要求宇宙物质中有这样一种奇特的组成部分。
宇宙中最显而易见的组成部分当然是天空中那些晶莹闪烁的星星以及美丽多姿的星云星系等， 在宇宙学上这些被统称为可见物质。 在过去， 人们曾经很自然地把可见物质作为宇宙物质的主要组成部分。 但是到了近代， 尤其是二十世纪八十年代， 这种观点却遭到了来自观测和理论的双重挑战。
在观测上， 人们发现宇宙中的某些运动学现象 - 比如星系旋转速率的分布 - 无法完全用可见物质形成的引力场来解释。 换句话说， 为了解释某些观测现象， 必须假定宇宙中除了可见物质外， 还存在某种不可见的物质， 这种物质被形象地称为暗物质 (Dark Matter)。 定量的研究还表明这些暗物质的存在绝不是点缀性的， 它们对宇宙物质的贡献要比可见物质还大一个数量级左右。
对暗物质的另一类支持来自于对宇宙动力学的理论研究。 现代宇宙学假定宇宙在大尺度上是均匀及各向同性的 (这被称为宇宙学原理)， 在这一基本假定下宇宙的几何结构由所谓的 Robertson-Walker 度规描述。 根据宇宙物质密度的不同， 由 Robertson-Walker 度规描述的宇宙有三种基本类型： 如果宇宙中的物质密度大于一个临界密度 ρc (其数值为 3H02/8πG， 其中 H0 为当前的 Hubble 常数 - 在宇宙学中下标 0 通常表示一个量的当前数值)， 则宇宙的空间曲率为正， 这样的宇宙是封闭的； 如果宇宙中的物质密度等于临界密度， 则宇宙的空间曲率为零， 这样的宇宙是开放的； 如果宇宙中的物质密度小于临界密度， 则宇宙的空间曲率为负， 这样的宇宙也是开放的。 宇宙学上通常用 Ω 表示宇宙物质密度与临界密度之比， 因此上述三种情形分别对应于 Ω>1、 Ω=1 及 Ω<1。
那么这三种情形究竟哪一种适合于我们的宇宙呢？ 这原本是一个应该交由观测来裁决的问题， 但理论学家们研究了一下宇宙的动力学演化， 却发现了一条重要的思路。 理论学家们发现 Ω 满足这样一个关系式 (下标 0 表示当前值)：
(Ω - 1)/(Ω0 - 1) = (R/R0)α
其中 R 为描述宇宙线度的物理量， α 是一个取值为正的指数， 其数值取决于宇宙中是幅射还是物质占主导， 如果是幅射占主导 (这是宇宙早期的情形)， 则 a=2， 如果是物质占主导 (当前的情形)， 则 a=1[注二]。 从这一关系式可以看到， 宇宙尺度越小 Ω 与 1 就越接近。 虽然我们对于 Ω 的了解还很不精确， 但却已经可以确定其当前值 (即 Ω0) 的数量级在 1 附近。 由于今天宇宙的尺度达 1026 米， 由此天文学家推算出在宇宙的极早期 (尺度为 10-35 米 - Planck 长度 - 时) 的 Ω-1 约为 10-60 或更小。 也就是说宇宙极早期的 Ω 约为：
Ω = 1.000000000000000000000000000000000000000000000000000000000001
虽然谁也不能说大自然就一定不会采用这样一个极度接近于 1 却又偏偏不等于 1 的数值， 但是当一个计算结果出现这样一种数值时， 我们显然有理由要求一个合理的解释。 我们需要有一个理论来解释为什么在我们宇宙的初始条件中会出现一个如此接近于 1 的 Ω， 或者说为什么我们宇宙的初始空间曲率会如此地接近于零 - 这在宇宙学上被称为平直性问题 (Flatness Problem)。 这样的一个理论由 Guth 和 Linde 等人于二十世纪八十年代初所提出， 被称为暴胀宇宙论 (Inflationary Cosmology)， 现在已是标准宇宙论的一个重要的组成部分[注三]。 暴胀宇宙论不仅解释了宇宙早期 Ω 与 1 之间异乎寻常的接近， 还进一步预言今天的 Ω (即 Ω0) 也非常接近于 1。 按照前面所说， Ω=1 表明宇宙的物质密度等于临界密度。 因此暴胀宇宙论对 Ω0 的预言也可以表述为目前宇宙的物质密度非常接近于临界密度。 但即使考虑到对宇宙物质密度及临界密度的观测都存在很大的误差， 我们所观测到的可见物质密度也远远达不到临界密度， 两者的差距在一到两个数量级之间。 暗物质很自然地被用来填补这一差距。
因此在二十世纪八十年代左右， 无论是观测还是理论都倾向于认为宇宙的主人不是天空中那些充满诗情画意的星座， 而是一些看不见摸不着的神秘来宾 - 暗物质。 至于暗物质究竟是由什么组成的， 天文学家们众说纷纭。 有人认为是有质量的中微子， 有人认为是目前尚未观测到的超对称粒子， 也有人认为是不发光的普通物质， 甚至可能是大量的黑洞等。 无论具体的猜测是什么， 有一个看法是比较一致的， 那就是暗物质的能量动量性质 (从而其引力效应) 与普通物质是一样的， 这一点在暗物质的探测中扮演着重要的作用。
宇宙中最显而易见的组成部分当然是天空中那些晶莹闪烁的星星以及美丽多姿的星云星系等， 在宇宙学上这些被统称为可见物质。 在过去， 人们曾经很自然地把可见物质作为宇宙物质的主要组成部分。 但是到了近代， 尤其是二十世纪八十年代， 这种观点却遭到了来自观测和理论的双重挑战。
在观测上， 人们发现宇宙中的某些运动学现象 - 比如星系旋转速率的分布 - 无法完全用可见物质形成的引力场来解释。 换句话说， 为了解释某些观测现象， 必须假定宇宙中除了可见物质外， 还存在某种不可见的物质， 这种物质被形象地称为暗物质 (Dark Matter)。 定量的研究还表明这些暗物质的存在绝不是点缀性的， 它们对宇宙物质的贡献要比可见物质还大一个数量级左右。
对暗物质的另一类支持来自于对宇宙动力学的理论研究。 现代宇宙学假定宇宙在大尺度上是均匀及各向同性的 (这被称为宇宙学原理)， 在这一基本假定下宇宙的几何结构由所谓的 Robertson-Walker 度规描述。 根据宇宙物质密度的不同， 由 Robertson-Walker 度规描述的宇宙有三种基本类型： 如果宇宙中的物质密度大于一个临界密度 ρc (其数值为 3H02/8πG， 其中 H0 为当前的 Hubble 常数 - 在宇宙学中下标 0 通常表示一个量的当前数值)， 则宇宙的空间曲率为正， 这样的宇宙是封闭的； 如果宇宙中的物质密度等于临界密度， 则宇宙的空间曲率为零， 这样的宇宙是开放的； 如果宇宙中的物质密度小于临界密度， 则宇宙的空间曲率为负， 这样的宇宙也是开放的。 宇宙学上通常用 Ω 表示宇宙物质密度与临界密度之比， 因此上述三种情形分别对应于 Ω>1、 Ω=1 及 Ω<1。
那么这三种情形究竟哪一种适合于我们的宇宙呢？ 这原本是一个应该交由观测来裁决的问题， 但理论学家们研究了一下宇宙的动力学演化， 却发现了一条重要的思路。 理论学家们发现 Ω 满足这样一个关系式 (下标 0 表示当前值)：
(Ω - 1)/(Ω0 - 1) = (R/R0)α
其中 R 为描述宇宙线度的物理量， α 是一个取值为正的指数， 其数值取决于宇宙中是幅射还是物质占主导， 如果是幅射占主导 (这是宇宙早期的情形)， 则 a=2， 如果是物质占主导 (当前的情形)， 则 a=1[注二]。 从这一关系式可以看到， 宇宙尺度越小 Ω 与 1 就越接近。 虽然我们对于 Ω 的了解还很不精确， 但却已经可以确定其当前值 (即 Ω0) 的数量级在 1 附近。 由于今天宇宙的尺度达 1026 米， 由此天文学家推算出在宇宙的极早期 (尺度为 10-35 米 - Planck 长度 - 时) 的 Ω-1 约为 10-60 或更小。 也就是说宇宙极早期的 Ω 约为：
Ω = 1.000000000000000000000000000000000000000000000000000000000001
虽然谁也不能说大自然就一定不会采用这样一个极度接近于 1 却又偏偏不等于 1 的数值， 但是当一个计算结果出现这样一种数值时， 我们显然有理由要求一个合理的解释。 我们需要有一个理论来解释为什么在我们宇宙的初始条件中会出现一个如此接近于 1 的 Ω， 或者说为什么我们宇宙的初始空间曲率会如此地接近于零 - 这在宇宙学上被称为平直性问题 (Flatness Problem)。 这样的一个理论由 Guth 和 Linde 等人于二十世纪八十年代初所提出， 被称为暴胀宇宙论 (Inflationary Cosmology)， 现在已是标准宇宙论的一个重要的组成部分[注三]。 暴胀宇宙论不仅解释了宇宙早期 Ω 与 1 之间异乎寻常的接近， 还进一步预言今天的 Ω (即 Ω0) 也非常接近于 1。 按照前面所说， Ω=1 表明宇宙的物质密度等于临界密度。 因此暴胀宇宙论对 Ω0 的预言也可以表述为目前宇宙的物质密度非常接近于临界密度。 但即使考虑到对宇宙物质密度及临界密度的观测都存在很大的误差， 我们所观测到的可见物质密度也远远达不到临界密度， 两者的差距在一到两个数量级之间。 暗物质很自然地被用来填补这一差距。
因此在二十世纪八十年代左右， 无论是观测还是理论都倾向于认为宇宙的主人不是天空中那些充满诗情画意的星座， 而是一些看不见摸不着的神秘来宾 - 暗物质。 至于暗物质究竟是由什么组成的， 天文学家们众说纷纭。 有人认为是有质量的中微子， 有人认为是目前尚未观测到的超对称粒子， 也有人认为是不发光的普通物质， 甚至可能是大量的黑洞等。 无论具体的猜测是什么， 有一个看法是比较一致的， 那就是暗物质的能量动量性质 (从而其引力效应) 与普通物质是一样的， 这一点在暗物质的探测中扮演着重要的作用。
月朗星稀
