Dark Energy Surveys

暗能量调查

知识方舟 · 观测宇宙

追踪
宇宙的
加速暗能量巡天

一颗爆炸的恒星、一座被微弱拉伸的星系、遍布数百万个星系的图样：每一种都携带着关于宇宙如何膨胀的不同线索。它们结合起来，帮助我们探究一个至今仍未理解的原因。

距离几何学结构增长
Four ways to investigate cosmic acceleration Supernova brightness and redshift constrain relative distances. The apparent scale of the baryon acoustic pattern constrains geometry and expansion. Gravitational lensing uses correlated galaxy-shape distortions to study mass and geometry. Cluster counts and calibrated masses constrain the growth of structure. These schematic symbols are a guide to the methods, not survey measurements or a time sequence. FOUR SIGNALS IN THE SKY SupernovaeAcoustic pattern · BAOGravitational lensingGalaxy clusters Brightness + redshift → distancesPattern scale → cosmic geometryShape distortions → mass + geometryCounts + masses → structure growth Schematic guide · No measured data shown
四种互补的观测方法。BAO符号表示一种统计意义上的间隔尺度，而非星系组成的真实环状结构。[1][2]
空间是如何膨胀的？

距离和红移约束着宇宙的膨胀历史。

物质是如何聚集起来的？

引力透镜和星系团揭示了宇宙结构如何发展。

一个模型能否吻合？

这些测量必须对宇宙的同一套描述相互一致。[3]

解读微弱差异

如何研究一种无法拍摄的事物？

暗能量巡天观测恒星、星系以及在它们之间传播的光。其目的是找出哪种宇宙加速膨胀的解释能够说明所有这些观测结果。

这些方法结合起来最为有力，因为每种方法测量的对象不同，面临的误差来源也不同。本指南将沿着这些测量，从望远镜一直追踪到科学结论；巡天状态和结果已核查至2026年9月8日。

01

科学问题

我们观测到了加速膨胀。其成因仍是一个开放问题。

1998年，两个独立的超新星研究团队发现了宇宙膨胀正在加速的证据。在当时检验的膨胀减速模型中，遥远的Ia型超新星比预期更暗，这意味着在给定红移下它们距离更远。具有里程碑意义的论文发表于1998年和1999年。[4][5]

在广义相对论中，压强足够负的成分可以推动加速膨胀。最简单的候选者是宇宙学常数Λ，其能量密度保持不变。ΛCDM模型将它与冷暗物质及宇宙的其他成分结合起来。[3]

可能的替代解释包括不断变化的能量成分或修正引力。各类巡天观测会测量这些理论所预言的后果，但尚未分离出一种暗能量物质。[3]

如需了解更广泛的物理图景，请继续阅读暗能量：加速膨胀。

02

作为距离指标的光

超新星：跨越时间的校准闪光

Ia 型超新星是涉及白矮星的热核爆炸。它们的峰值亮度并不完全相同。天文学家利用涉及光变曲线形状、颜色和宿主星系性质的关系对它们进行标准化。这样一来，它们就成为有用的距离指标。[7]

测量光线

重复观测记录爆炸在不同波段中变亮和变暗的过程。

测量红移

光谱波长的伸长提供了超新星或其宿主星系的红移。

比较距离

标准化的亮度和红移构成哈勃图：距离—红移关系。[7]

距离反映的是光在传播过程中的膨胀，而不是某一瞬间的膨胀速率。绝对尺度同样需要校准：图表的形状可以约束膨胀历史，但无法独立确定今天的哈勃常数。[3]

困难之处在于保持一致性。尘埃、校准偏差、选择效应以及观测到的超新星群体变化，都可能使推断出的距离发生偏移。爆炸数量更多的样本，只有在充分理解这些效应的情况下才有同等价值。[7]

03

继承自早期宇宙的图样

BAO：铭刻在星系聚集中的标尺

在原子形成之前，压力波穿过由普通物质和辐射组成的炽热混合物。它们留下的痕迹表现为物质之间倾向于以某一特定尺度分离。如今，这种统计图样可以在大规模星系样本中测量。这些就是重子声学振荡，简称 BAO。[2]

天文学家比较这一图样在天空中以及沿红移方向的表观大小。这两项测量约束了相对于标尺尺度的宇宙距离和膨胀速率。重要的是整体图样，而不是每一对相邻星系之间都有固定间距。[8]

这就是为什么像 DESI 这样的星系红移巡天项目处于暗能量研究的核心。更多内容请阅读重子声学振荡和红移巡天与宇宙测绘。

04

引力改变观测视角

引力透镜效应将质量与几何联系起来。

视线方向上的物质会使光线传播路径发生弯曲。在弱引力透镜中，单个星系影像的形变通常太小，无法与其自然形状区分开来。通过研究大量星系之间的相关形变，天文学家可以提取出一种称为宇宙剪切的统计信号。[6]

信号同时取决于物质的分布，以及观测者、透镜和源之间的距离。按照红移将源星系分组，可以提供视线方向上不同深度的信息。这样一来，引力透镜既能检验宇宙几何，也能检验结构的增长。[9]

测量挑战

一幅拉伸的影像可能有多种成因。

望远镜光学系统、探测器以及星系之间的自然排列，都可能模仿或改变信号。这些影响必须纳入模型，同时还要考虑星系红移的不确定性。[6]

强引力透镜

一个源。多个到达时间。

一个受到强引力透镜作用的可变源可能会呈现多个影像，而这些影像的亮度变化会在不同时间到达。测得的时间延迟与透镜及其环境的模型结合起来，可以约束距离和哈勃常数。关于透镜质量的假设仍然十分重要。[10]

如需了解这一更广泛的现象，请阅读引力透镜：天然的宇宙望远镜。

05

大尺度结构的增长

星系团：先数出来，再称重。

星系团是由引力束缚的巨大系统，包含暗物质、高温气体和星系。它们的丰度随质量和红移的变化，取决于物质涨落的增长情况，也取决于所巡测宇宙区域的体积。[11]

X射线辐射

星系团内的高温气体会使星系团在X射线波段可见。

SZ效应

高温电子会散射宇宙微波背景光子，改变辐射的光谱。

星系聚集

光学和红外巡天会识别出可能属于同一系统的星系群。[11]

亮度、气体信号和星系数量都是推断质量的有用线索，但没有一种是完美的标尺。研究人员必须校准这些关系，并建立模型来确定巡天会探测到哪些天体、又会遗漏哪些天体。弱引力透镜通过星系团对背景星系产生的影响，帮助估算星系团的质量。[11]

一个例子：2024年一项eROSITA宇宙学分析使用了5,259个星系团，弱引力透镜信息帮助校准了它们的质量。在所测试的模型中，其结果与宇宙学常数一致。这检验了宇宙学图景的一部分；但并不能确定暗能量的物理本质。[12]

06

观测全景 · 2026年9月

不同的仪器。互补的视角。

调查的观测期、公开数据发布和宇宙学论文是彼此独立的里程碑。最后一次观测结束后，还可能需要多年进行校准和分析。

五个主要项目及其贡献
项目 主要贡献 截至本次更新的状态
DES 超新星、星系聚集、引力透镜和星系团，使用来自智利的成像数据。 观测于 2013 年至 2019 年进行。最终的六年星系聚集与引力透镜分析于 2026 年 1 月发布。[1][13]
DESI 通过光谱测绘研究重子声学振荡（BAO）和结构增长。 于 2026 年 4 月完成计划中的五年观测；观测仍在继续。首批完整的五年宇宙学研究结果预计于 2027 年公布。[14]
Euclid 通过弱引力透镜和星系聚集开展空间成像与光谱观测。 在太空中运行。在此前发布的基础上，DR1 Foundation 计划于 2026 年 11 月发布；完整 DR1 计划于 2027 年年中发布。[15]
Rubin / LSST 重复进行大视场成像，用于发现瞬变源、测量星系形状和星系聚集。 十年期遗产巡天（Legacy Survey of Space and Time）于 2026 年 6 月开始。[16]
Roman 计划开展的红外巡天，用于引力透镜、星系测绘和超新星距离测量。 于 2026 年 8 月 30 日发射，目前正在进行调试。其科学巡天尚未开始。[17][18]

计划中的发布日期和观测安排可能会变化。公开图像发布不一定意味着已发布可用于暗能量推断的测量数据。

为什么重复观测很重要

单张图像记录物体的位置及其看起来有多亮。重新观测同一视场可以发现变化：超新星变亮后逐渐变暗，或信号源随时间发生变化。Roman 计划开展的高纬度时域巡天采用这种重复观测方式，并与其大面积测绘相互补充。[18]

探测或警报的数量，并不等于可用于宇宙学距离测量的数量。信号源仍需进行分类、获得足够的观测数据并通过质量检查。[7]

07

证据正在逐步形成

暗能量在变化吗？

星系测绘、超新星距离和宇宙微波背景的多种组合，倾向于支持暗能量会演化的模型。这种偏好程度会随数据集和分析方法而变化。这些是需要后续研究的重要问题，但尚不能据此确认新物理。[20]

状态方程

w = −1

参数 w 是压强与能量密度之比。宇宙学常数的 w = −1。接近该值的测量结果与 Λ 一致；但这并不能证明 Λ 是其根本原因。[22]

允许随时间变化

更多自由度会改变问题。

一种常用模型为 w(a) = w0 + wa(1 − a)，其中 a 是宇宙尺度因子，今天的值等于 1。Λ 对应于 w0 = −1 和 wa = 0。这是一个有用的测试模型，而不是完整的物理理论。[22]

标题之间有什么变化？

  • DESI 的 2025 年结果：仅 BAO 测量与平坦 ΛCDM 一致。将其与微波背景及特定的超新星汇编结合后，对演化暗能量的偏好更强。所选择的组合很重要。[8]
  • 超新星重新校准：一项修订后的 DES 分析将其指定的“超新星 + DESI + 微波背景”组合中广为引用的偏好从 4.2 个标准差降至 3.2 个标准差。这是校准改变解读的一个具体例子。[19]
  • DES 的其他测量：2026 年 5 月，一项结合 DES 透镜、聚类、BAO 和重新校准的超新星数据的分析发现，仅使用 DES 测量时，对演化的偏好较为温和。但这一结果仍取决于所检验的演化暗能量模型。[22]
  • 2026 年 7 月 DESI 的新信息：一项对遥远类星体光谱中氢吸收的分析增加了一项不同的几何约束。这项新测量更接近 ΛCDM，而一些联合拟合仍然支持演化。证据并不会随着每个新数据集的加入而简单增强。[20]

一个非常近期的交叉检验：2026 年 9 月 4 日发布的一篇预印本，将 Pantheon+ 和 DES 超新星数据结合起来，并对校准和选择效应进行了统一处理。在加入 BAO 和微波背景信息后，作者报告称，支持演化的贝叶斯偏好仅为弱偏好。[21]

因此，不存在一个脱离语境的单一答案，例如“w 已知到百分之一”。将 w 固定为常数、允许其随时间演化，以及加入其他测量，都是不同的统计问题。DES 的六年结果说明，仅在巡天数据上拟合与进行指定的联合分析时，不确定性会有多大差异。[13]

08

将精度转化为可信度

什么会让这个答案令人信服？

最有力的结果应当能够同时解释距离和结构增长，在合理的分析选择下保持稳定，并经受住新观测的检验。每种探针都会在这一检验中带来不同的脆弱点。

小误差可能出现的环节
方法 一个关键的不确定性 研究人员检查的内容
超新星 亮度校准、尘埃和选择效应。 不同样本在经过统一校正后是否给出一致的距离。[19]
BAO 标尺校准以及对观测到的图样的解读。 对早期宇宙假设和宇宙学模型的依赖。[8]
弱引力透镜 图像失真、内禀对齐和红移。 相同的剪切信号是否在采用其他校准和建模选择后仍然存在。[9]
星系团 质量估计和巡天完备性。 与透镜校准以及探测过程模型的一致性。[12]

综合证据必须考虑共享数据。

两个目录可能包含部分相同的超新星。透镜测量和星系聚类测量可能使用同一片天空和同一批星系。若将这些测量视为完全独立，就会夸大可用信息；联合分析必须考虑共享的不确定性和相关性。[21][13]

偏好某个理论并不等于该理论为真的概率。

所引用的标准差数值描述的是通过特定统计程序和模型进行的比较。贝叶斯模型比较提出的是相关但不同的问题，并且取决于事先允许的可能性范围。两者都不是暗能量发生演化的直接概率百分比。[19][21]

强透镜距离测量也将这项研究与哈勃张力联系起来，即对当前膨胀速率的分歧。这是一个相关问题，但暗能量可能发生变化的迹象并不会自动解决这一问题。[10]

把天空作为实验

每种方法都会增加一次检验。

宇宙加速膨胀的发现始于亮度出乎意料地暗淡的超新星。如今，这项研究已扩展到星系图、畸变光线、大质量星系团以及早期宇宙遗留下来的图样。

下一步进展可能会强化最简单的解释，也可能迫使我们接受更复杂的解释。关键在于，当宇宙以另一种方式被测量时，同一套解释是否仍然有效。

跟随证据

来源与延伸阅读

原始论文、合作组分析和官方任务更新。近期预印本已作标识；预测和发布计划与已完成的测量结果有所区分。

  1. NOIRLab 天文数据实验室. 暗能量巡天.巡天方法、观测时期和归档成像。
  2. Eisenstein 等 · 2005. SDSS 高光度星系中重子声学峰的探测.声学特征作为星系聚类中的统计尺度。
  3. Weinberg 和 White · 粒子数据组 · 2025. 暗能量.膨胀、结构增长以及观测与宇宙学模型之间的关系。
  4. Riess 等 · 1998. 来自超新星的宇宙加速膨胀和宇宙学常数观测证据.高红移超新星搜索团队关于宇宙加速膨胀的最初证据。
  5. Perlmutter 等 · 1999. 来自 42 颗高红移超新星的 Omega 和 Lambda 测量.超新星宇宙学项目的独立证据。
  6. Euclid 联盟 · 2023. 用引力弱透镜映射暗宇宙.相关性畸变、物质映射和观测污染因素。
  7. DES 合作组 · 2024. 暗能量巡天：完整五年超新星样本的宇宙学结果.标准化距离、样本选择与系统不确定性。
  8. DESI 合作组 · 2025 年. DESI DR2 结果 II：BAO 测量与宇宙学约束.三年的距离测量与依赖数据集的暗能量比较。
  9. Bartelmann 与 Schneider · 2001 年. 弱引力透镜.透镜宇宙学的物理与统计框架。
  10. TDCOSMO 合作组 · 2025 年. 来自强引力透镜时间延迟的宇宙学约束.距离推断与透镜质量建模的重要性。
  11. Allen、Evrard 与 Mantz · 2011 年. 来自星系团观测的宇宙学参数.星系团探测、质量校准、选择与宇宙学解释。
  12. Ghirardini 等 · 2024 年. SRG/eROSITA 全天巡天：来自星系团丰度的宇宙学约束.5259 个星系团的分析与弱透镜质量校准。
  13. DES 合作组 · 2026 年. 暗能量巡天第六年：星系聚类与弱引力透镜宇宙学.最终六年的测量结果与依赖模型的联合约束。
  14. 伯克利实验室 · 2026 年 4 月 15 日. DESI 完成计划中的宇宙三维地图并继续探索.完成计划中的观测及预期的完整巡天分析。
  15. IPAC 的 Euclid NASA 科学中心 · 更新于 2026 年 8 月. Euclid 数据发布计划.修订后的 Foundation 计划与完整 DR1 时间表。
  16. 鲁宾天文台 · 2026 年 6 月 30 日. 鲁宾天文台开始开展遗产时空巡天.为期十年的观测计划启动。
  17. NASA · 2026 年 8 月 30 日. 南希·格蕾丝·罗曼空间望远镜发射.发射与调试状态。
  18. NASA 戈达德航天中心 · 2025 年. 罗曼核心巡天.计划中的大面积与时域观测策略。
  19. Popovic 等 / DES 合作组 · 2026 年. DES-Dovekie：采用更新后的超新星校准重新分析.校准变化及其对推断暗能量演化的影响。
  20. DESI 合作组 · 2026 年 7 月预印本. DESI DR2 结果 IV：来自莱曼-α森林的 Alcock–Paczyński 测量.额外的几何信息与修订后的联合约束。
  21. Camilleri 等 · 2026 年 9 月 4 日预印本. 超新星联合分析：结合 Pantheon+ 与 DES-SN5YR.一致建模的联合样本与不同的统计比较。
  22. DES 合作组 · 2026 年 5 月预印本. 基于完整暗能量巡天的多重探针对动态暗能量的约束.演化状态方程模型与 DES 联合测量。
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