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宇宙可能像他们说的那样大。但如果它不曾存在，就不会消失。
——皮特·海因（Piet Hein）
宇宙中所含有的暗物质比普通原子多得多，但它们足以使宇宙物质的实际密度达到“临界密度”，使 Ω 精确地等于均衡值1吗？按照目前的推断，星系和星系团内的暗物质不足以如此。不过，暗物质均匀地散布在宇宙中，并不会影响星系团内部的运动，也不会影响星系团造成的光线弯曲，这种弯曲会使非常遥远的星系的图像放大和变形。因此，这就使暗物质变得更加难以捉摸。不过，好在多出的物质会通过影响整体宇宙的膨胀过程来显露自己的存在。那么，我们能否发现膨胀率的变化呢？
从原则上来说，这当然是可能的。红移现象告诉我们，远处物体发出光时是如何运动的。通过观测遥远星系或任何其他类型的天体的红移和距离，我们就可以推断出宇宙在早期时代的膨胀率。通过比较当前宇宙的膨胀率，我们就能得知膨胀率的变化有多大（如果变化存在的话）。
然而，膨胀率的变化是极其缓慢的，只有在几十亿年后的“基线”上才能显现出来。所以，除非我们能观测到几十亿光年以外的物体，否则就没有希望探测到膨胀率的变化。不过，这现在已经不成为一个问题了，因为科学家正在用10米口径的超高性能望远镜探测宇宙早期的情况，其时间不超过当前宇宙年龄的1/10。重要的问题是，必须找到足够标准的遥远物体，并与附近的同类物体有本质上的区别，因为我们要观测它们极早期的演化阶段。
最容易探测到的高红移天体是“类星体”，即极度活跃的星系中心。它们远非“标准化的发光体”：红移相似，也就是说距离相似的类星体在视亮度上的变化幅度却很大。更糟的是，我们对它们所知甚少，不知道随着宇宙年龄的增长，它们的原有性质会发生怎样的变化。
在某种程度上，星系比类星体更容易理解，即便星系没有类星体那么明亮，并且星系也可以显现出相似的红移。不过，这里同样存在问题。举例来说，如果动物园里有不同类型的动物，动物就好分类，但现在的情况是，太空中有很多不同类型的星系，因为红移相似，我们很难对它们进行分类。并且，它们会随着年龄的增长不断演化。之所以如此，有几个原因：现有的恒星在演化和死亡，而新的恒星又从气体中形成，或者，有的恒星被引力拉入星系，因为星系在不断地捕获较小的邻居，这种现象被称为“星系吞噬”。
星系太复杂、太多样，而且我们对它们了解甚少，因此它们还不足以作为“标准烛光”。它们远不如单个恒星那么容易理解。然而，单个恒星的光又太过暗淡，在宇宙学的距离上是无法被探测到的：我们的望远镜是通过探测整个星系中数十亿颗恒星的光总量来观测该星系的。不过，有些恒星在濒临死亡之时会爆炸为超新星，并且会持续燃烧好几天，其亮度与包含数十亿颗普通恒星的整个星系一样明亮。
有一种特殊类型的超新星，其专业名称为“la型”。这种超新星会发生核爆炸：当一颗恒星的内核燃烧殆尽，质量达到一定的阈值，变得不稳定并濒临死亡时，其中心会突然发生核爆炸。实际上，这种超新星相当于一颗标准当量的核弹，我们对其物理学机制已经相当清楚，不必在此详述细节。重要的是，这种la型超新星可以被当作“标准烛光”，其亮度足以在远距离被探测到。根据它们的亮度，我们可以准确地测算出其距离，同时通过测量红移将其过去一个时期的膨胀速度和距离联系起来。宇宙学家希望这样的测量能够确定，宇宙膨胀减缓的速度究竟是小
还是大。如果像许多理论物理学家认为的那样，暗物质的含量超出我们的预料，有足够多的暗物质使宇宙物质的密度达到“临界密度”，使宇宙与最简单的理论模型相似，那么宇宙膨胀减缓的速度就会加快。
这些超新星显示了与其红移直接相关的另一趋势：与较近距离处的同类超新星相比，最遥远和红移最大的超新星变亮和变暗的速度要慢一些。这正是我们所预期的结果：一个远离我们而去的时钟会变慢。如果它发出周期性的“滴滴声”，之后发出的声音就要穿过更长的距离，到达地球的时间间隔就会变长。
超新星的变亮和变暗本身就像一个时钟，其“光变曲线”的减速与红移成正比，这正是当它们远离我们时所发生的情况。在一个静态的宇宙中，我们无法解释这一现象。对于任何怀疑红移是由于某种“光疲劳”效应造成的观点来说，这是最好的反证。
用社会学的说法来说，天文学是一门“大科学”：它需要庞大而昂贵的设备。一般而言，宇宙研究项目通常不需要工业化的团队合作，但在一些情况下，例如在实验室使用大型加速器来研究核内粒子时，这种团队合作是必须的。天文学家仍然可以单独作战，靠争取大型望远镜的几个晚上的使用权来独自研究，当然，他们也可以使用小型望远镜来开展一些创新性的研究，就像最先发现其他恒星周围存在行星的那些天文学家一样。不过，利用超新星进行宇宙学研究需要许多合作者之间的长期努力，并且需要使用好几架望远镜。这些天文学家面临的首要挑战是，捕获一些数十亿年前恒星爆炸时炸出的光子，也就是光的微弱痕迹。通过反复观测同一片天空，在遥远的星系中寻找偶然的瞬变光点，天文学家就可以找出遥远距离上的超新星。这些搜索是用中等大小的望远镜进行的，因为大型仪器有更多来自其他方面的需求，无法再分配给任何一个单独的项目。接下来，每一颗超新星都会被反复观测，以绘制出其“光变曲线”，并尽可能精确地测量其视亮度。这些工作最好使用10米口径的地面望远镜，或者哈勃太空望远镜。分析所有数据，并评估其可靠性，这也是一项精细的工作。
对于任何新的科学推断，尤其当它出乎人们的意料时，在得到独立证据的证实之前，自然都不会得到注重。在此之前，往往是令人沮丧的漫长等待。幸运的是，有两个独立的团队致力于开展“超新星宇宙学计划”。第一个真正进入这一领域的是索尔·珀尔马特（Saul Perlmutter），他曾是加利福尼亚州劳伦斯-伯克利实验室（Lawrence Berkeley Laboratory）的物理学家。也许因为他一开始在天文学方面没有什么背景，因此没有被困难吓倒，于1990年左右投入了研究。逐渐地，他吸引并激励了一群来自英国和美国的合作者，与他共同开展研究。第二个小组也是国际性的，只是形成较晚，这个小组的几位研究人员提出了一项新技术，可以对超新星进行更加标准化的二级分类，珀尔马特的团队后来也采用了该方法。
到了1998年，每个研究小组都发现了大约十几颗遥远的超新星，并且信心十足地宣布了他们的初步研究成果：宇宙膨胀速度的减慢程度比假定 Ω 等于均衡值1而推导出来的结果要小。在以往，理论上有一个很深的成见，即认为 Ω 刚好等于均衡值1时的宇宙会比较简单。尽管上述结果与这一成见相反，但这并不令人吃惊，毕竟没有足够的证据表明，宇宙中有足够多的暗物质使 Ω 的值超过0.3。然而，真正令人惊讶的是，宇宙膨胀的速度似乎根本没有减慢，而是在不断加快。《科学》杂志将这一发现评为1998年科学领域中的头号发现。
这些观测正好在现有望远镜所能达到的极限范围内。遥远的超新星非常暗淡，很难对它进行精确的测量。此外，一些天文学家担心，星际空间中的尘埃“雾”会减弱光线，使超新星看起来比实际距离更远。除此之外，这些“炸弹”可能还不够标准，例如，它们的发光量可能取决于原有恒星中碳等元素的含量。然而，在越是宇宙年轻时形成的天体中，换句话说，就是在那些我们观测到的红移最大的天体中，这些元素的含量越会系统性地降低。科学家正在进行交叉对比，每个月都会有更多超新星被加入样本清单中。
宇宙膨胀的加速意味着空间本身有一些不同寻常的重要属性，即宇宙中必然存在另外一种力，即使在真空中，它也会导致“宇宙斥力”。这种力在太阳系中无法被察觉，也不会对银河系产生任何影响。不过，在更为稀薄的星际空间中，它可以压倒引力。尽管暗物质之间具有引力作用，但实际上膨胀却在加速。然而，如果只有引力作用，就会导致膨胀逐渐减速。因此，我们必须在当前的关键数字中引入另一个数字，来描述这种“反引力”的强度。
我们通常认为真空是“虚无”的，但如果我们将星际空间某个区域中所包含的少量粒子全部移走，甚至将原来穿过它的辐射也屏蔽开来，并将它冷却到绝对零度，这样得到的空间仍然可能会有一些残留的力。爱因斯坦就曾推测过这一情况。早在1917年，在他提出广义相对论之后不久，他就开始思考如何将这个理论推广到整个宇宙。事实上，那时的天文学家只了解银河系，自然就认为宇宙是静止的，既不膨胀也不收缩。爱因斯坦发现，静态的宇宙会立即开始坍缩，因为其中的物质相互吸引，除非有一种额外的力能抵消引力，否则宇宙不可能保持静态。因此，他在自己的理论中增加了一个被称为“宇宙常数”的数字，用希腊字母 λ 表示。这样，爱因斯坦的方程式便能推导出一个静态的宇宙，只要取一个合适的 λ 值，其中的引力就会被一种宇宙斥力抵消。这个宇宙虽然是有限的，但没有边际：你所发出的任何一束光最终都会折返回来，照在你的后脑勺上。
1929年之后，这个所谓的“爱因斯坦宇宙”只是被当作了一件趣闻。因为那时天文学家已经意识到，银河系只不过是众多星系中的一个，而遥远的星系正在远离我们：宇宙不是静止的，而是在膨胀。此后，爱因斯坦也对 λ 失去了兴趣。事实上，乔治·伽莫夫在自传《我的世界线》（ My World Line ）中回忆了爱因斯坦去世前三年与他的一次谈话，爱因斯坦认为引入宇宙常数 λ 是自己一生中“最大的失误”。如果爱因斯坦没有引入这个常数，他的方程式将会毫无疑问地推导出：宇宙正在膨胀或坍缩。这样，爱因斯坦可能早于埃德温·哈勃预测到宇宙正在膨胀的现象。
虽然爱因斯坦引入宇宙常数
λ
的原因已经被遗忘了70年，但这个概念本身并未因此而失去人们的信赖。恰恰相反，
λ
现在不再像爱因斯坦认为的那样是臆想和刻意而为的结果。我们现在意识到，虚无的空间绝非那么简单，各种粒子都潜伏在其中。任何粒子及其反粒子都可以通过适当的能量聚集而被制造出来。在更小的尺度上，虚无的空间可能是一团翻腾纠缠着的弦，并且拥有更多维度的结构。从现代的角度来看，令人感到困扰的问题是：为什么
λ
这么小？为什么所有正在进行的复杂过程，即使在虚无的空间中，也不会产生更大的净效应呢？为什么空间的密度不像原子核或中子星的密度那样大
？甚至，为什么空间的密度不像宇宙诞生10
-35
秒时的密度一样大？事实上，空间的密度是极早期宇宙的密度的1/10
120
，这也许是整个科学界在量级估算中最糟糕的一次失败。
λ
的值可能不正好为零，但它肯定非常小，以至于只能与星际空间中极其微弱的引力相抗衡。
一些理论物理学家认为，宇宙空间中具有微型黑洞这类复杂的微观结构，它们可以自我调节以补偿真空中的任何其他能量，并促使 λ 恰好为零。如果宇宙膨胀的速度确实在加快， λ 也不等于零，那么这种论点将被推翻，同时也警告我们防止这样的想法：“因为某个事物非常小，所以必定存在某种深层次的原因能够表明，它恰好为零。”
在撰写本书时（1999年春季）， λ 非零的证据虽然很充分，但还不是决定性的。超新星的观测中可能存在一些未被正当认可的倾向或误差。不过，还存在其他的证据能够证明 λ 非零，它们虽然都属于技术性和间接的证据，但证实了宇宙正在加速膨胀的观点。宇宙微波背景辐射在太空中并不是完全均匀分布的，而是存在温度上的轻微起伏，这是由演化成星系和星系团的不均匀性造成的。最显著的不均匀区域的可能大小是可以计算出来的，它们在太空中的大小（例如，它们是一度见方还是二度见方）取决于视线范围内所有物质的引力聚焦的大小。这种测量直到20世纪90年代末才得以实现（测量地点在干燥的高山之巅、南极或者长时间飞行的飞艇之上），最终得出的结果否定了宇宙是一个低密度的简单宇宙。如果 Ω 真的为0.3，而且 λ 正好为零，那么星系团的种子就应该看起来比实际的要小。然而，真空中任何潜在的能量都会增强聚焦效果。如果 λ 为0.7左右，那就与这些测量结果一致，也与支持宇宙正在加速膨胀的超新星证据相符。
虽然引力是行星、恒星和星系中的主导力量，但在更大的宇宙尺度上，平均密度非常低，引力可能会被另一种力取代。宇宙常数 λ 描述了自然界中最微弱也最神秘的力，这种力似乎控制着宇宙的膨胀及其最终命运。爱因斯坦的“失误”可能最终被证明是一种成功的洞察力。如果真是这样，他的工作就会产生连他自己都始料未及的影响，而这样的例子并非个例。广义相对论最突出的一个预言是，预示了黑洞的存在。弗里曼·戴森（Freeman Dyson）这样总结了爱因斯坦自己对这个问题的看法：
爱因斯坦不仅对黑洞的概念持怀疑态度，而且还积极地反对它。他认为，黑洞的解是一个污点，需要用更好的数学公式从理论中剔除，而不是一个需要通过观测进行验证的结论。他从未表示过对黑洞的认同，无论是作为一个概念，还是作为一种物理实在。
如果 λ 不为零，我们就会面临这样一个问题：为什么它具有我们所观测到的值，而且这个值比它应该有的“自然”值小非常多。如果宇宙再小一些，就会大有不同（尽管下面将要讨论的长期预测会有所不同）。实际上，数值较大的 λ 值将会带来灾难性的后果： λ 将不会在星系形成之后才开始与引力竞争，而是在密度更大的早期阶段就会超过引力。如果 λ 在星系从膨胀的宇宙中聚集成形之前就开始占据主导地位，或者它提供了足够强大的斥力来扰乱星系，那么就不会有星系存在。不过，我们的存在说明， λ 值不应该太大。
地质学家根据岩石的地层推断出地球的历史，气候学家通过钻穿南极冰层推断出地球在过去100万年来的温度变化。同样，天文学家可以通过拍摄不同距离上星系的“快照”来研究宇宙的历史：那些离我们越远的星系（具有较大的红移）所代表的演化阶段越早。理论物理学家面临的挑战是了解星系及其演化过程，以便用计算机做出与现实相符的模拟（参见第8章）。
宇宙中的大多数星系已经进入了一个稳定的成熟期，一个新陈代谢减慢的平衡状态。星系中形成的新恒星越来越少，蓝色的恒星也越来越少。那么，遥远的未来将会变成什么样子呢？当宇宙增长至10倍大时，也就是宇宙的年龄是1 000亿年而不是100亿年，会发生什么呢？我以前喜欢的猜测（在很多相关证据出现之前）是：到那时，膨胀将停止，大坍缩接踵而至，宇宙重新陷入一场大危机，一切都将面临与落入黑洞的宇航员一样的命运。那时，宇宙存在的时间所剩无几，并坍缩成一团。不过，这种情况要求 Ω 的取值大于均衡值1，这与近年来获得的证据刚好相反。暗物质虽然确实存在，但似乎不足以使宇宙完全达到“临界密度”，因为 Ω 看来小于均衡值1。此外，宇宙常数 λ 描述的额外的宇宙斥力实际上使膨胀加速了。
宇宙似乎会无限期地膨胀下去。我们无法预测生命在100亿年或更长一段时间后将会怎样：一方面，它可能会灭绝，另一方面，它也可能会进化到可以影响整个宇宙的状态。不过，我们可以计算出无生命宇宙的最终命运：即使燃烧最慢的恒星最终也会死亡，我们所在星系群中的所有星系（银河系、仙女星系和几十个更小的星系）会合并成一个单一的系统。到那时，部分原始气体会在死亡恒星的遗骸中集结起来，其中有些可能是黑洞，有些可能是非常冷的中子星或白矮星。
从更长远的角度来看，一些现在难以觉察的极其缓慢的过程将会逐渐显现出来。在一个典型的星系中，恒星之间的碰撞是非常罕见的（这对太阳系来说是幸运的），但碰撞的次数会逐渐增加。银河系漫长的最终阶段偶尔会被强烈的耀斑照亮，每一次耀斑都表明有两颗已死亡的恒星发生碰撞。在相当长的一段时间里，由引力辐射造成的能量损失将会使所有恒星和行星的轨道开始压缩，这种作用在今天慢得几乎察觉不到。即使原子也不会永远存在。最终的结果便是，白矮星和中子星会因为其组成粒子的衰变而受到侵蚀。黑洞也会衰变，其表面会因量子效应变得模糊，并释放出辐射。在当前的宇宙中，除非存在原子大小的微型黑洞，否则这种效应太慢了，不会引起人们的兴趣。一颗恒星质量的黑洞的总衰变时间为10 66 年，而一个重达10亿个太阳质量的黑洞则需要10 93 年才会被侵蚀殆尽。
10 100 年之后，银河系所在的星系群中唯一幸存下来的遗迹将是一大团暗物质和一些电子与正电子。我们本星系群之外的所有星系都会经历同样的内部衰变，而且会一步步离我们远去。不过，它们远离的速度主要取决于 λ 的值。如果 λ 为零，原有的引力会使远离速度减慢。实际上，尽管星系会不可避免地远离，并且远离速度（和红移）会逐渐减小，但绝不会完全降低至零。如果我们遥远的后代有足够强大的望远镜来探测高红移的星系，即使这些星系距离他们越来越远，并且自身正在不断地衰变，但相比于今天的我们，他们实际上能够探测到的东西将会更多。1 000亿年之后，我们可以看到1 000亿光年以外的物体，因为现在远在我们视界之外的物体（因为它们的光还没有到达我们）到那时都会进入我们的视野。
然而，如果 λ 不为零，宇宙斥力将会推动星系以不断加快的速度彼此远离。这样，它们将会更快地从我们的视野里退出，因为它们的红移在增大而非减少。我们的视野范围将会受到一个视界的限定，这个视界很像黑洞里由内而外的视界。当物体落入黑洞时，它们会加速下落，并在接近黑洞“表面”时，红移越来越大，最后逐渐从视野中消失。在一个由 λ 控制的宇宙中，星系会加速远离我们，当它们接近视界时，会越来越接近光速。在以后的时间里，我们不会再比现在看得更远了。除了仙女星系和由引力卷入我们这个星系群的小星系之外，所有星系都注定会从我们的视野中消失，它们遥远的未来将会超出我们的视野，就像黑洞里发生的事件一样令我们不可企及。随着时间的推移，银河系之外的空间将以指数级的速度变得越来越空旷。