先给你一个数字：宇宙的平均密度，大约是每立方米六个氢原子。实验室里能造出的超高真空，每立方厘米就有一百万个粒子，换算下来比宇宙平均密度还“稠”上千亿倍。可就是这个近乎空无一物的数字，决定了宇宙会永远膨胀下去，还是终有一天坍缩回来。
一把叫密度参数的尺子
宇宙学里衡量这件事的量叫密度参数，通常写作 Ω。一句话说，它是“宇宙的实际密度”除以“临界密度”得到的比值。
临界密度是什么？你可以把它想成和面时那个刚刚好的水量：水多了，面团摊成一滩；水少了，面团干裂散开；只有水量刚好，才能揉成一个不塌不散的面团。宇宙也一样：膨胀的劲头和自身引力拉扯的劲头恰好打平，对应的密度就是临界密度，数值约为 9.5×10⁻²⁷ 千克每立方米。换算成粒子数，就是开头那六个氢原子。
比值大于一、小于一，结局不同
在广义相对论的框架里，这个比值只有三种走向。大于 1，引力最终胜出，膨胀会停下并反转；小于 1，膨胀一路赢下去，宇宙越拉越开；等于 1，两者精确打平，空间保持平坦，膨胀逐渐放缓但永不回头。
这有点像扔球：以逃逸速度抛出，球刚好飞向无穷远；扔慢了会落回来；扔快了则一去不返。区别在于，宇宙没有“外面”可以落回去，收缩表现为空间本身往回缩。
理论上，Ω 等于 1 是个极不稳定的状态：稍微偏一点，偏差就会被放大。所以要么宇宙的初始条件被精细调过，要么有别的机制把它“按”在 1 附近。暴胀理论（宇宙极早期一次极短、极剧烈的加速膨胀）正是试图解释这件事的候选方案。
量出来的结果：恰好接近一
这不是猜的。普朗克卫星对宇宙微波背景辐射的观测，配合超新星与重子声波振荡的数据，给出目前最精确的一批数字：物质贡献的密度参数约 0.315，暗能量约 0.685，两者相加约 1.000。换句话说，我们的宇宙在空间上几乎是平坦的。
0.315 里，普通物质（恒星、气体、你和我）只占约 0.05，剩下约 0.27 是暗物质。比例悬殊得让人不太舒服：我们熟悉的整个世界，只占这个比值的一小角。
再换个参照感受一下临界密度有多稀：把整个地球的质量，均匀摊进一个半径约 12 光年的球体里，差不多就是这个密度。而地球到比邻星，才 4.2 光年。
剩下的 0.685 是什么
1998 年，两组团队通过观测遥远的 Ia 型超新星发现，宇宙膨胀正在加速。推动加速的东西被命名为暗能量，占了比值的大头。它的本质至今不清楚——是真空能，还是某种随时间演化的场？目前尚无定论。
还有一个麻烦：用微波背景推算出的膨胀速率，和用近邻宇宙的造父变星、超新星测出的数值，相差大约 8%。这个“哈勃张力”是否意味着现有模型需要修补，目前尚无定论。
回到那六个氢原子
从每立方米六个氢原子出发，我们量出一个几乎精确等于 1 的密度参数，而其中大部分成分，是我们看不见、也还不理解的东西。如果暗能量的强度并非恒定，而是随着时间悄悄变化，这个“刚刚好”的比值，还会一直保持下去吗？
延伸阅读
- 书籍：《宇宙的琴弦》之外，可读史蒂文·温伯格的《最初三分钟》，讲早期宇宙与密度的关系。
- 纪录片：BBC《宇宙的奇迹》（Wonders of the Universe），第二集涉及宇宙膨胀与暗能量。
- 机构网站：欧洲空间局普朗克任务页面（esa.int/Planck），可查宇宙学参数官方数值。