为了介绍美国天文astro2010 十年调研中关于暗能量的白皮书，这里先简介一下有关的知识。

暗能量与一般物质间除万有引力之外的相互作用非常弱，再加上其密度很低（在整个宇宙尺度上暗能量的密度比普通物质和暗物质都高，但与地球上的物质密度相比就太低了），很难在实验室内测到，因此主要依靠天文观测来探测其对于宇宙演化的影响。具体说来，主要的效应有二。

（1）暗能量可以影响宇宙的膨胀。暗能量的压强与密度之间存在的关系称为状态方程,在自然单位制下可写为p=wρ, 这里p是压强，ρ是密度，w称为暗能量的状态方程参数，暗能量的特点是w<0。对于最简单的暗能量即宇宙学常数而言，w= -1. 对于其它暗能量模型来说，w 一般不是一个固定的常数，各种不同模型预言的w 有所不同。由于这些w不同，导致暗能量密度随时间的演化有所不同，因而宇宙不同红移处的膨胀率 H（z) 也不同，进而导致今天观测到的不同红移处到我们的距离也不同。利用这些效应可以测量w, 从而确定暗能量的性质。

（2）暗能量可以影响宇宙的结构增长率。宇宙不是完全均匀的，各处密度有所不同，密度高的地方万有引力强，会吸引更多的物质，导致密度进一步提高，这就是引力的不稳定性。这种不稳定性是导致星系以及由星系构成的大尺度结构形成的原因。因此，宇宙不同时期其不均匀性是不同的，如果我们测量不同红移处物质分布的不均匀性大小与，就可以确定结构增长因子，这也是鉴别暗能量理论的一个重要方法。有些不同物理机制的暗能量模型所导致的宇宙膨胀历史可以是完全相同的，特别是有些人认为，所谓暗能量并不是一种新的物质成分，而是由于引力理论在宇宙尺度上偏离爱因斯坦理论造成的。这种修改的引力理论仅用（1）的方法还无法与普通的暗能量理论相区别。但是，由于其引力与爱因斯坦理论不同，结构的增长速度受到影响，因此如果能够确定结构增长率就可以区分开了。

关于暗能量的探测，2006年由一些有关的专家组成的暗能量特遣组（Dark Energy Task Force，DETF)曾完成了一份很有影响的报告书（arXiv:astro-ph/0609591)，指出了四种主要的天文探测方式，即Ia型超新星(SNIa)，弱引力透镜(WL)，重子声波振荡(BAO)，星系团(CL)。这几种观测的原理大致如下： 

（1）Ia型超新星：超新星爆炸时其峰值亮度可与整个星系相比，因此用望远镜可观测到宇宙中远处的超新星。其中，Ia型超新星经修正后可以作为标准烛光（即绝对亮度相同），因此根据其视亮度可以测定不同红移处的光度距离, 据此确定宇宙的膨胀历史。

(2) 弱引力透镜：由于物质的分布不均匀，宇宙远处星系发出的光在传播过程中会由于引力作用而发生偏折，这有点类似于普通的透镜造成的光线的偏折，由于这一效应，我们看到的远处的星系的形状会发生些微的扭曲，故称弱引力透镜。对于单个星系来说，我们并不知道其本来的形状，因此也无法确定到底扭曲了多少，但是对于多个星系，可以用统计方法求出引力造成的扭曲。这一扭曲既取决于宇宙的膨胀历史，也取决于物质分布的不均匀性，通过观测与理论预言的比较可以测定暗能量的性质。

（3）重子声学振荡：在宇宙早期，物质密度的不均匀性会引起声波振荡，这一振荡在物质和光子退耦后停止。这一振荡在物质的分布上留下遗迹，在某些特定的尺度（大致相当于光子退耦时宇宙的年龄乘以声速）上不均匀性会略有增强（峰）或减弱（谷）。通过观测星系分布的不均匀性，具体地说是星系密度分布的功率谱，可以找到这些峰和谷，这可以作为一种测定宇宙距离和膨胀率的标准尺度。

（4）星系团：宇宙中某些高密度的区域会形成多个星系构成的星系团，星系团的多少会随着红移而改变，这是两个因素造成的：首先，如果宇宙的膨胀历史不同，那么单位立体角和红移间隔内对应的体积是不同的，显然在单位体积内个数不变的情况下，体积越大其中的星系团会越多；其次，单位体积内星系团的个数也取决于结构增长的速度，这也与暗能量模型有关。因此通过观测星系团并与理论模型比较也可以测量暗能量。

这四种探测方式优于其它探测方式的主要之处在于它们都可以获得大量的数据，且对暗能量比较敏感。 超新星的观测主要在光学或近红外，但其它几种观测也可以用其它波段实现。特别是，利用射电观测红移过的中性氢发射的21厘米的谱线，可以方便地观测重子声学振荡。而星系团可以用X-射线或微波观测。

超新星和弱引力透镜观测都主要依赖光学和近红外的多色测光巡天。天文观测可以大致分为两种，一种是观测特定目标的观测，另一种是没有特定的观测目标，而是观测某个天区，这后一种观测称为巡天。测光巡天是指对天区照像并且比较精确地测定其中天体的视亮度。天体的颜色含有重要的信息，因此现在的测光巡天一般是多色的，即分别用几个不同的滤光片拍摄同一区域，然后合成为彩色天图。巡天的主要参数是天区面积、极限星等和角分辨率。 显然，观测的天区面积大，才有代表性，对其中的天体进行定量测量时也才能够压低统计误差。极限星等越高，表明能看到比较暗的天体，这样才能探测到过去的、高红移的宇宙。角分辨率高，才能区分出相距比较近的天体，以及准确地测定天体的形状，这对超新星和引力透镜观测都是重要的。

进行大天区面积的巡天所需要的望远镜与观测特定天体的望远镜有所不同，后者的视场通常比较小，也就是只能观测到比较小的一块天空，不适合进行大面积的巡天。大面积巡天的望远镜的视场比较大（类似于照相机的广角镜头）。不过，为了增大视场，其构造上有些特殊之处，因此一般说来口径比较小，对于在巡天中发现的天体如果感兴趣可以用更大的望远镜进一步观测。比如，目前最大的地面望远镜口径是10米左右（如美国的Keck 望远镜），但用于巡天的则有澳大利亚的4米镜和美国的2米SDSS望远镜. 未来的计划也是如此，目前30米级的地面光学望远镜已在计划中（如欧洲的ELT, 美国的TMT和GMT），但巡天的则为8米的LSST和由4架1.8米望远镜构成的Pan-Starrs. 空间的望远镜也类似：将要接替哈勃望远镜的是6米的James-Webb Space Telescope, 而计划用于暗能量巡天的JDEM（美国）或Euclid（欧洲）只有1－2米。 

除了成像观测外，为了精确测定天体的红移，还要把这些天体每一个的光谱测出来。当然，如果不测光谱，也可以通过其颜色粗略的估计其红移（称为测光红移）。对于引力透镜观测来说，也许这已经够了，但对于超新星和重子声学振荡来说，最好能获得精确的红移，为此需要测量光谱。特别是，对于重子声学振荡来说，需要测量大量星系的红移。


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