宇宙为何如此：（六）空无之中

假设你能把一片空间里的东西全部搬走：先移走恒星和行星，再清除零散的原子、尘埃，连辐射也不留下。最后还剩下什么？

日常生活中的答案是“什么也没有”。但在现代物理学里，事情没这么简单。移走粒子，并不等于移走描述它们的量子场。这些场有各自的真空状态，而真空的能量怎样与引力发生联系，恰恰构成了理论物理中最难解的问题之一。

精细调节讨论中那些最惊人的数字，往往就出现在这里。你也许听过这样的说法：宇宙的精度达到了“一个后面跟着120个零的数分之一”，或者物理学曾经作出一个预测，结果错了整整120个数量级。这些话背后确实有一个严肃的难题，但数字越震撼，有时越容易让人忽略，我们究竟在比较什么。

要理解它，需要先分清三件事：天文学家观测到了什么，物理学家怎样描述这些观测，以及这种描述为什么让理论如此为难。

先从观测说起。20世纪90年代末，对遥远超新星的研究提供了证据：宇宙的膨胀正在加速。在足够大的尺度上，膨胀并没有像人们原先设想的那样，只是在物质引力的作用下逐渐减慢。这一发现推动了今天的标准宇宙学模型，其中需要加入一种成分，来解释加速膨胀。

我们把这种成分叫作“暗能量”。这个名称指出了它在模型中承担的作用，却没有告诉我们它究竟是什么。描述暗能量最简单的方式，是采用爱因斯坦引力方程中的宇宙学常数，通常用希腊字母Λ表示，读作“兰姆达”。

一个正的宇宙学常数，可以被理解为与空间本身相关、均匀分布的能量密度。物质会随着宇宙膨胀而变得稀薄，这种能量密度却保持不变。它还具有负压，在广义相对论中能促成加速膨胀。“压力也参与引力作用”听起来有些陌生，因为我们熟悉的牛顿引力图景里，没有完全对应的概念。

暂时不必钻进方程，先看后果就够了。随着宇宙不断膨胀，物质密度下降，而这份真空能量密度如果始终不变，就会变得越来越重要。一种早期并不占主导的成分，后来可以主导宇宙的大尺度膨胀。

但这与生命有什么关系？毕竟，我们不能生活在一个抽象的“平均宇宙”里。我们需要物质聚在具体的地方，形成星系、恒星和行星。

这种聚集需要时间。早期宇宙中，密度稍高的区域能够吸引更多物质，让原本微小的差异逐渐长大。如果一个足够大的正宇宙学常数过早占据主导，加速膨胀就会抑制这种增长。在其他条件相近的情况下，大量物质可能来不及聚成星系。

温伯格在1987年的一篇重要论文中研究过这个联系，那时加速膨胀还没有被发现。他把宇宙学常数的取值，与引力能否让物质形成束缚结构联系起来。不过，得出的限制依赖所采用的宇宙学条件，并不是一个脱离其他假设也能普遍成立的数字。

这里需要留意，我们讨论的不是今天的宇宙膨胀正在把原子或太阳系撕开，而是换一组宇宙条件后，物质起初还有没有机会聚集。一个结构能否形成，与形成以后能否继续存在，是不同的问题。

这就带来了第一层疑问：为什么宇宙学常数足够小，容许宇宙形成丰富的结构？第二层疑问，则来自我们尝试用量子物理理解它的数值。

在量子场论里，真空并不是一个所有物理量都归零的空盒子。量子场会对真空能量作出贡献；考虑引力时，这些能量又会进入实际起作用的宇宙学常数。

困难在于，常见的理论计算会涉及远大于观测所允许净值的贡献。我们可以选择引力理论中的一个参数，让各项合起来之后与观测相符。数学上，这样做并没有问题。真正没有解释的是：为什么最后剩下的总量，会比参与计算的那些贡献小那么多？

想象一份账单，收入巨大，支出也巨大，最后余额却只有几分钱。这样的结果当然可能，但如果不知道两边有什么联系，就会忍不住问：它们为什么能抵消得如此彻底？

这个比喻也有局限。理论计算中的各项，并不像银行账户那样都能独立测量；怎样把总量拆成不同部分，还可能取决于计算方法。真正需要解释的，是那个很小的总结果，以及我们能否用一套前后一致的理论把它说明白。

而且，计算做得更精细，问题并不会自动消失。加入新的量子修正以后，往往又需要调整参数，才能保住同样小的结果。物理学家把这种困难称为“辐射不稳定性”。这里的“不稳定”，说的是理论解释对修正很敏感，并不是说真空马上要爆炸。一套令人满意的解释，需要说明为什么考虑这些修正之后，小的结果仍然能够保持。

那么，著名的“120个零”究竟从哪里来？

一种常见估算，是把观测所对应的暗能量密度，与用普朗克尺度构造出的能量密度相比。普朗克尺度通常被认为是量子引力效应不可忽略的尺度。这种比较会产生大约120个数量级的差距，具体数字则随估算方式和约定而有所不同。

因此，不能把它简单说成“量子场论给出了一个唯一、明确的预测，结果准确地错了这么多”。采用不同的处理方法和物理尺度，估算会有所不同。但这一点也不会让根本困难消失：为什么实际起作用的真空能量如此之小，仍然极难解释。

同样重要的是，两个能量尺度之间的比值，并不会自动成为概率。“这个量与那个尺度相比非常小”，不等于“这样的宇宙出现的机会就是那个巨大数字的倒数”。要计算机会，我们仍然需要知道哪些数值可能出现，以及它们遵循怎样的概率分布。分母再大，也不能补上这一步。

因此，宇宙学常数把两个相关但不同的问题带到了一起：一是宇宙结构需要什么条件才能形成，二是理论怎样解释很小的净真空能量，而不必反复调整参数。回答了其中一个，并不意味着另一个也解决了。

观察者选择效应，提供了一种把两者联系起来的思路。假如现实包含许多区域，各处的宇宙学常数不同，那么观察者只能出现在适合自身存在的地方。星系能够形成这一要求，也许就能帮助解释，为什么观察者测到的数值落在某个范围内。

但这个设想还需要交代：那些区域从哪里来？它们的数值怎样分布？比较不同观察结果时，应当怎样计算权重？结构形成的限制提供了一个出发点，还不是完整的解释。

此外，还有一个不确定性不能略去：暗能量未必恰好就是宇宙学常数。DESI合作组在2025年公布的结果中发现，把其测量与某些其他观测结合后，数据更偏好随时间演化的暗能量；而单独使用DESI的数据，仍与标准的宇宙学常数模型相容。这些结果值得继续追踪，也提醒我们，暗能量的本质还没有定论。

即使将来确认存在一种演化中的暗能量，也不会自动解释，为什么其他真空能量贡献合起来之后，引力效应仍然这么小。它可能改变我们对加速膨胀的解释，同时留下核心的理论难题。

空无之处，就这样进入了生命的故事。恒星需要合适的核反应，行星需要这些反应制造的元素，而在这一切之前，宇宙还必须给物质聚集的时间。空间的大尺度行为，影响着那些较小尺度上的故事能否开始。

这是认真对待精细调节问题的一个充分理由，也提醒我们谨慎对待它的通俗说法。我们面对的是一个困难的理论问题、一种可以计算的结构形成约束，以及若干尚待检验的解释。我们还没有算出宇宙出现的可靠概率，也没有证明它为何恰好允许我们存在。

到现在，我们已经多次说到“生命所需的条件”。下一篇，该仔细看看这句话了：关于生命需要什么，我们究竟知道多少？又有多少判断，来自地球这唯一一个已知的例子？

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