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最新的天文观测证据表明，宇宙中暗能量约占68%，暗物质约占27%，剩下的5%才是人们熟悉的通常物质。暗物质与暗能量的本质到底是什么？找寻这个问题的答案已成了如今天体物理、粒子物理以及天文学研究的核心热点。现在，一个名为暗能量巡天观测的项目，吹响了人类对暗能量、暗物质及更早期宇宙探索的号角。
何谓宇宙？宇宙从何处来？3L往何处去？宇宙是如何诞生的？又是如何演化的？宇宙的命运又是怎样的？自古以来，人类一直就对这些问题进行着不懈的探究。然而，在漫长的人类历史中，对于上述问题的思考，在大多数时间里都止于逻辑推理，而不是基于观测证据。20世纪自然科学的飞速发展，特别是物理学的革命性发展，使宇宙学不再囿于纯数学推理，而是使用观测数据进行论证。特别是最近的20多年里，技术的进步更将人类对宇宙的研究推进到“精确时代”。对于宇宙的组分、演化以及命运，人们已经可以用精确的观测数据来判定理论是否正确。由美国费米国家实验室和芝加哥大学的科学家发起的暗能量巡天观测（Dark Energy Survey，DES）项目就是精确观测宇宙的一个范例。目前，已有200多位国际学者加入到这个项目。
世纪之交的乌云
人们总喜欢在世纪之交时总结过去并展望未来。在19世纪末和20世纪交替之时，物理学家也对当时的物理理论进行了总结。开尔文勋爵（Lord Kelvin）在一次著名演讲中认为，基于牛顿力学和麦克斯韦电磁理论的物理学大厦已经接近完成。但是出于物理学家的严谨，他还是指出了存在着两个“不和谐”的因素：其一是迈克耳孙一莫雷实验（Michelson-Morley experiment）零的结果，其二是黑体辐射谱。这两个不和谐的因素也常常被称为两朵乌云，它们对应的是两个无法用牛顿力学和麦克斯韦理论合理解释的实验结果。熟悉20世纪物理学的人都知道，这两朵乌云后来引起了两场风暴，促成了相对论和量子论的诞生。这两个新理论导致了20世纪人类对自然认知的革命性飞跃。
历史并不会简单重复，却总是惊人的相似。在20世纪末21世纪到来之际，物理学的理论大厦又一次接近“完成”，只不过这次出现了两朵更大的乌云。这两朵乌云均来自人类对浩瀚宇宙的观测，其一称为暗物质。其二称为暗能量。神奇的宇宙和人们开了一个玩笑，它一方面给出信息，告诉人们如果要合理地解释天文观测结果，那么宇宙中必须有这两种“神奇”的物质组分。但是另一方面，它却不轻易告知这两种物质的本质究竟是什么。尽管人们对这两种物质的内在本质尚未了解，但是当引入这两个“暗箱”之后，现有的理论几乎可以很好地解释所观测到的所有现象。
通过大量的天文观测，人们对宇宙已有了相当了解。宇宙创生于大约138亿年前一次大爆炸（bigbang），紧接着经历了一段非常快速的加速膨胀，人们将其称为暴胀。暴胀结束后，宇宙继续膨胀。但是不再加速而是减速膨胀。随后，从大约100亿年前开始到现在，宇宙又开始加速膨胀。在已知的四种相互作用中，只有引力和电磁力是长程力，可以在大尺度上产生效应。但是电磁力必须作用于带电荷的物体而宇宙中的绝大部分物体都是电中性的，所以只有引力才是对宇宙的演化起到关键作用的力。
对于人们来说，引力并不陌生。从牛顿的苹果，到爱因斯坦的弯曲时空，人类对引力已经有了相当的了解。到目前为止，对于引力的最精确的描述是爱因斯坦提出的广义相对论。日常经验告诉人们，引力似乎总是导致物质之间相互吸引，以至于中文里把gravity直接泽为“引力”，即意为吸引的力。比如，地球把月亮“吸引”在周围，太阳把地球“吸引”在周围，地球把人吸附在大地上，如此等等。然而广义相对论指出，引力并不总是使物质相互吸引，它也可以使物质相互排斥。严格地说，基于广义相对论的等效原理，吸引和排斥的概念与时空弯曲的概念是无法区分的。这里，为了便于读者理解，采取了吸引性与排斥性这个相对比较好理解的方式来介绍。物质产生的引力是吸引性的还是排斥性的，取决于物质本身的特性。这里之所以讨论吸引性和排斥性，是因为宇宙时而加速膨胀时而减速膨胀。加速膨胀是因为物质彼此之间相互排斥，而减速膨胀则意味着物质之间相互吸引。所以，如果要在广义相对论的框架下解释宇宙的加速和减速膨胀，必须要有不同特性的物质在不同的时期占主导地位，从而在大尺度上产生吸引性或排斥性的引力。
什么物质产生吸引的引力而什么物质又产生排斥的引力呢？粒子物理标准模型中的所有粒子都产生吸引的引力。但是，通过对星系转动曲线的研究，天文学家发现，这些物质所产生的吸引作用是不够的。要解释观测结果，必须假定在星系里面有大量的，看不到的物质，这些物质可以产生非常强大的吸引性引力。同时，由于至今没有在实验室里观测到这种物质，这说明它们与通常物质几乎不发生相互作用，或者只有非常微弱的相互作用。现在将这种特殊的物质组分称为暗物质。然而，在更大的尺度上，观测结果表明宇宙在加速膨胀。因此，必须要有另外一种特殊的物质组分来产生排斥的引力。这种物质比暗物质更加神秘。人们对它的了解微乎其微，但是这并不影响观测到它的效应。现在称它为暗能量。最新的天文观测证据表明。宇宙中暗能量约占68%，暗物质约占27%，而剩下的5%则是人们熟悉的通常物质。
然而，暗物质与暗能量的本质到底是什么？找寻这个问题的答案已成了现今天体物理、粒子物理以及天文学研究的核心热点。
暗能量的三类证据
现有的天文观测结果都表明宇宙组分中大部分是暗能量，具体的观测证据分成三大类。
第一类证据源于超新星的红移和亮度的关系。超新星有很多种类，这里特指的是Ia型超新星。超新星是一种奇特的星体，当白矮星的质量达到钱德拉塞卡极限时，它会爆发而成为超新星。钱德拉塞卡极限是一个特定值，大约是1.4个太阳质量，所以天文学家认为超新星都是在这个临界质量上爆发的。因此，它们内在的亮度是一定的，从而天文学家将超新星作为标准烛光，根据它的表观亮度来确定它的距离。由于宇宙在膨胀，超新星距离地球越远，就意味着它在时间上也越早，所以亮度从某种程度上揭示了超新星爆发时间的早晚。而另外一方面，由于宇宙的膨胀，超新星发出的光谱会系统地向红端移动（红移）。红移的大小可以揭示自从该超新星爆发后宇宙的尺度膨胀了多少。因此，有了时间和膨胀尺度的度量，就可以计算宇宙膨胀的速度以及加（减）速度。1998年，两个由天体物理学家和天文学家组成的观测小组对这个关系进行了精确测量，发现了宇宙在加速膨胀。这一成果被授予了2011年度诺贝尔物理学奖。由于观测表明宇宙在加速膨胀，所以这意味着存在着暗能量，它可以在大尺度上产生排斥的引力。 第二类证据源于宇宙微波背景辐射。这个辐射是宇宙大爆炸后的残余辐射，宇宙在大尺度上的吸引和排斥作用导致了它在不同尺度上的能量分布。通过观测这个能量的分布，可以反过来确定宇宙中物质的组成。美国宇航局（NASA）的威尔金森微波各向异性探器（WMAP）和欧洲空间局（ESA）的普朗克（PLANCK）卫星对宇宙微波背景辐射的观测表明，只有假定宇宙中存在大量的暗能量，才能合理解释观测到的结果。宇宙微波背景辐射的发现和深入研究分别在1978年和2006年荣获诺贝尔奖。
第三类证据源于宇宙中大尺度结构的分布和成团特性。由于宇宙中吸引和排斥引力的大小直接决定了宇宙中大尺度结构的分布和成团的情况，因此可以通过研究大尺度结构的分布和成团特征反过来确定宇宙中吸引引力和排斥引力的大小，进而确定暗物质和暗能量的多少。要确定宇宙中大尺度结构的分布和成团特性，就需要对宇宙中的所有天体进行全面分析。
巡天的眼睛
“坐地日行八万里，巡天遥看一千河。”人们在晴朗的夜晚眺望整个星空，就是日常生活意义下的巡天。然而，科学意义上的巡天，是指用观测设备将各种天体的亮度和辐射频率记录下来。天文学史上第一个大规模的数码巡天项目是斯隆数字巡天观测（Sloan DigitalSky Survey，SDSS）。该项目利用位于美国新墨西哥州阿帕奇峰天文台（Apache Point Observatory）的一台直径2.5米的望远镜，从2000年开始巡天拍照。由于望远镜位于北半球，所以SDSS的拍照区域主要集中于北半天球。SDSS是天文学史上的一个划时代的项目，是人们第一次对宇宙进行的一个近乎全景而且精确的记录。到目前为止，该项目还在继续进行中。
用通俗的话来说，天文学家的巡天就是用相机把天空的每个区域都拍下来。这似乎不是一件难事。是的，如果只是把天空拍下来，这并不难。难的是如何才能将各种天体的亮度和颜色（光辐射的频率）精确地测量出来。位置和亮度是发光天体最明显的两个特征。光是波，又是粒子，即所谓的波粒二象性。组成光的粒子，称为光子。不同的发光体之间的差别，可以通过它们在单位时间里面发射出来的光子的数量以及这些光子的能量（频率）分布来度量。
在天文学上，传统的做法是用视星等（apparent magnitude）来描述在单位时间单位面积上接收到该天体发出的光子数量。由于光子数量通常是巨大的，所以在定义视星等的时候，应对光子数目取对数。至于光子的频率分布，则意味着需要知道在不同频率上的光子数目。在实际操作中，需要将频率分成多个区间，然后测量在这些区间内光子的数量。通晓微积分的人都知道，如果将连续的频率细分到足够小的区间里，就可以得到足够精确的频谱分布。然而，要实际做到这一点，需要通过光谱仪对每个天体进行长时间的测量。如果要以现有的技术测量所有的天体，花费的时间将远远大于一万年，这当然是不可行的。为此，天文学家采取了一个折中方案，也就是直接在相机镜头前加一个滤光片，这样只有在一定频率范围内的光子才能通过。通过添加不同波段的滤光片，可以得到一个相对粗略的能量分布。幸运的是，对于研究大尺度结构，这个粗略分布已经足够了。
下面来具体讨论如何精确确定一个给定频段的天体的亮度问题。
要精确确定天体的亮度，并非一件容易的事情。在相机发明之前，人类对天体也进行着长期的观测。当时。对于天体的亮度只能通过肉眼进行辨别和估测。由于每个个体对亮度的感觉有着较大的差异，难以得到天体亮度的客观精确记录。自从胶片相机发明以来，天文学家很快认识到，通过比较在相同曝光时间下各种天体在胶片上面的明暗程度，可以相对客观地标定天体的亮度。然而，这依然不够精确，因为胶片本身存在着一定的不确定性。胶片一般是通过溴化银在光的作用下的化学反应来记录光子多少的。然而溴化银对于光子数量的反应并不是一个线性的关系，况且在现实中也很难保证溴化银特性的稳定。此外，即使抛开胶片冲洗各个环节引入的不确定性，定量地比较照片的明暗程度，也是一件难以操作的事情。
半导体技术的飞速发展催生了电荷耦合器件（charge-coupled device，CCD），这也就是现在数码相机里面用来把光转换成电信号的器件。这一发明提供了新的记录光子的方式。在可见光波段，每个光子几乎可以确定地在CCD里面激发一个电子空穴对。所谓“几乎”，是指并不是每个光子，而是大部分光子都能激发一个电子空穴对。光子和它所激发的电子空穴对的比例，称为量子效率（quantum efficiency），CCD的品质决定了量子效率的大小。这是描述CCD器件性能的一个关键性指标。现在高品质CCD的量子效率一般可以达到95%。由于知道每个电子的带电量，所以可以通过电容器把电子的数目转化成可直接测量的电压。这样，通过测量电压，可以确定电子数目，进而根据量子效率，就确定了相应的光子数目。通过CCD，对光子数的记录已达到了几个光子的精度，这极大地提高了对天体亮度的测量精度。同时，半导体技术的发展已经可以很好地控制CCD的稳定性，而不再需要担心不同批次的CCD所导致的差异。CCD的发明，对记录光信号产生了革命性的影响，使得大规模的天文巡天拍照成为可行。CCD的发明者也于2009年荣获诺贝尔物理学奖。巡天的眼睛，也从肉眼进化到基于胶片相机的望远镜系统，最终到基于CCD数码相机的望远镜系统。
暗能量巡天
由于宇宙的膨胀，越早期的宇宙距离地球越远。距离越远的天体所发出的光到达地球时，它的光谱红移的幅度也就越大。所以，一个早期宇宙中的星系，它发出的可见光波段的光，到达地球时，就已经移动到了近红外波段。刚才提到了CCD的量子效率，但是并没有讨论不同频率光子对量子效率的影响。波长较长的光子更容易产生衍射从而难以激发电子空穴对。所以，波长越长，CCD的量子效率将会越低。要观测早期的宇宙，需要对红光更为敏感的CCD。可以通过增加CCD的厚度来增加光子激发电子空穴对的机会，也就是提高量子效率。SDSS项目所用到的CCD，在近红外波段，量子效率过低，这导致它对于高红移天体的亮度测量会有较大的误差。为了能对更早期的宇宙进行精确测量，需要有近红外波段量子效率更高的数码相机，这促成了DES项目的诞生。所以，DES可以看作是SDSS的2.0版，它将对更早期的宇宙进行精确测量。
何谓宇宙？宇宙从何处来？3L往何处去？宇宙是如何诞生的？又是如何演化的？宇宙的命运又是怎样的？自古以来，人类一直就对这些问题进行着不懈的探究。然而，在漫长的人类历史中，对于上述问题的思考，在大多数时间里都止于逻辑推理，而不是基于观测证据。20世纪自然科学的飞速发展，特别是物理学的革命性发展，使宇宙学不再囿于纯数学推理，而是使用观测数据进行论证。特别是最近的20多年里，技术的进步更将人类对宇宙的研究推进到“精确时代”。对于宇宙的组分、演化以及命运，人们已经可以用精确的观测数据来判定理论是否正确。由美国费米国家实验室和芝加哥大学的科学家发起的暗能量巡天观测（Dark Energy Survey，DES）项目就是精确观测宇宙的一个范例。目前，已有200多位国际学者加入到这个项目。
世纪之交的乌云
人们总喜欢在世纪之交时总结过去并展望未来。在19世纪末和20世纪交替之时，物理学家也对当时的物理理论进行了总结。开尔文勋爵（Lord Kelvin）在一次著名演讲中认为，基于牛顿力学和麦克斯韦电磁理论的物理学大厦已经接近完成。但是出于物理学家的严谨，他还是指出了存在着两个“不和谐”的因素：其一是迈克耳孙一莫雷实验（Michelson-Morley experiment）零的结果，其二是黑体辐射谱。这两个不和谐的因素也常常被称为两朵乌云，它们对应的是两个无法用牛顿力学和麦克斯韦理论合理解释的实验结果。熟悉20世纪物理学的人都知道，这两朵乌云后来引起了两场风暴，促成了相对论和量子论的诞生。这两个新理论导致了20世纪人类对自然认知的革命性飞跃。
历史并不会简单重复，却总是惊人的相似。在20世纪末21世纪到来之际，物理学的理论大厦又一次接近“完成”，只不过这次出现了两朵更大的乌云。这两朵乌云均来自人类对浩瀚宇宙的观测，其一称为暗物质。其二称为暗能量。神奇的宇宙和人们开了一个玩笑，它一方面给出信息，告诉人们如果要合理地解释天文观测结果，那么宇宙中必须有这两种“神奇”的物质组分。但是另一方面，它却不轻易告知这两种物质的本质究竟是什么。尽管人们对这两种物质的内在本质尚未了解，但是当引入这两个“暗箱”之后，现有的理论几乎可以很好地解释所观测到的所有现象。
通过大量的天文观测，人们对宇宙已有了相当了解。宇宙创生于大约138亿年前一次大爆炸（bigbang），紧接着经历了一段非常快速的加速膨胀，人们将其称为暴胀。暴胀结束后，宇宙继续膨胀。但是不再加速而是减速膨胀。随后，从大约100亿年前开始到现在，宇宙又开始加速膨胀。在已知的四种相互作用中，只有引力和电磁力是长程力，可以在大尺度上产生效应。但是电磁力必须作用于带电荷的物体而宇宙中的绝大部分物体都是电中性的，所以只有引力才是对宇宙的演化起到关键作用的力。
对于人们来说，引力并不陌生。从牛顿的苹果，到爱因斯坦的弯曲时空，人类对引力已经有了相当的了解。到目前为止，对于引力的最精确的描述是爱因斯坦提出的广义相对论。日常经验告诉人们，引力似乎总是导致物质之间相互吸引，以至于中文里把gravity直接泽为“引力”，即意为吸引的力。比如，地球把月亮“吸引”在周围，太阳把地球“吸引”在周围，地球把人吸附在大地上，如此等等。然而广义相对论指出，引力并不总是使物质相互吸引，它也可以使物质相互排斥。严格地说，基于广义相对论的等效原理，吸引和排斥的概念与时空弯曲的概念是无法区分的。这里，为了便于读者理解，采取了吸引性与排斥性这个相对比较好理解的方式来介绍。物质产生的引力是吸引性的还是排斥性的，取决于物质本身的特性。这里之所以讨论吸引性和排斥性，是因为宇宙时而加速膨胀时而减速膨胀。加速膨胀是因为物质彼此之间相互排斥，而减速膨胀则意味着物质之间相互吸引。所以，如果要在广义相对论的框架下解释宇宙的加速和减速膨胀，必须要有不同特性的物质在不同的时期占主导地位，从而在大尺度上产生吸引性或排斥性的引力。
什么物质产生吸引的引力而什么物质又产生排斥的引力呢？粒子物理标准模型中的所有粒子都产生吸引的引力。但是，通过对星系转动曲线的研究，天文学家发现，这些物质所产生的吸引作用是不够的。要解释观测结果，必须假定在星系里面有大量的，看不到的物质，这些物质可以产生非常强大的吸引性引力。同时，由于至今没有在实验室里观测到这种物质，这说明它们与通常物质几乎不发生相互作用，或者只有非常微弱的相互作用。现在将这种特殊的物质组分称为暗物质。然而，在更大的尺度上，观测结果表明宇宙在加速膨胀。因此，必须要有另外一种特殊的物质组分来产生排斥的引力。这种物质比暗物质更加神秘。人们对它的了解微乎其微，但是这并不影响观测到它的效应。现在称它为暗能量。最新的天文观测证据表明。宇宙中暗能量约占68%，暗物质约占27%，而剩下的5%则是人们熟悉的通常物质。
然而，暗物质与暗能量的本质到底是什么？找寻这个问题的答案已成了现今天体物理、粒子物理以及天文学研究的核心热点。
暗能量的三类证据
现有的天文观测结果都表明宇宙组分中大部分是暗能量，具体的观测证据分成三大类。
第一类证据源于超新星的红移和亮度的关系。超新星有很多种类，这里特指的是Ia型超新星。超新星是一种奇特的星体，当白矮星的质量达到钱德拉塞卡极限时，它会爆发而成为超新星。钱德拉塞卡极限是一个特定值，大约是1.4个太阳质量，所以天文学家认为超新星都是在这个临界质量上爆发的。因此，它们内在的亮度是一定的，从而天文学家将超新星作为标准烛光，根据它的表观亮度来确定它的距离。由于宇宙在膨胀，超新星距离地球越远，就意味着它在时间上也越早，所以亮度从某种程度上揭示了超新星爆发时间的早晚。而另外一方面，由于宇宙的膨胀，超新星发出的光谱会系统地向红端移动（红移）。红移的大小可以揭示自从该超新星爆发后宇宙的尺度膨胀了多少。因此，有了时间和膨胀尺度的度量，就可以计算宇宙膨胀的速度以及加（减）速度。1998年，两个由天体物理学家和天文学家组成的观测小组对这个关系进行了精确测量，发现了宇宙在加速膨胀。这一成果被授予了2011年度诺贝尔物理学奖。由于观测表明宇宙在加速膨胀，所以这意味着存在着暗能量，它可以在大尺度上产生排斥的引力。 第二类证据源于宇宙微波背景辐射。这个辐射是宇宙大爆炸后的残余辐射，宇宙在大尺度上的吸引和排斥作用导致了它在不同尺度上的能量分布。通过观测这个能量的分布，可以反过来确定宇宙中物质的组成。美国宇航局（NASA）的威尔金森微波各向异性探器（WMAP）和欧洲空间局（ESA）的普朗克（PLANCK）卫星对宇宙微波背景辐射的观测表明，只有假定宇宙中存在大量的暗能量，才能合理解释观测到的结果。宇宙微波背景辐射的发现和深入研究分别在1978年和2006年荣获诺贝尔奖。
第三类证据源于宇宙中大尺度结构的分布和成团特性。由于宇宙中吸引和排斥引力的大小直接决定了宇宙中大尺度结构的分布和成团的情况，因此可以通过研究大尺度结构的分布和成团特征反过来确定宇宙中吸引引力和排斥引力的大小，进而确定暗物质和暗能量的多少。要确定宇宙中大尺度结构的分布和成团特性，就需要对宇宙中的所有天体进行全面分析。
巡天的眼睛
“坐地日行八万里，巡天遥看一千河。”人们在晴朗的夜晚眺望整个星空，就是日常生活意义下的巡天。然而，科学意义上的巡天，是指用观测设备将各种天体的亮度和辐射频率记录下来。天文学史上第一个大规模的数码巡天项目是斯隆数字巡天观测（Sloan DigitalSky Survey，SDSS）。该项目利用位于美国新墨西哥州阿帕奇峰天文台（Apache Point Observatory）的一台直径2.5米的望远镜，从2000年开始巡天拍照。由于望远镜位于北半球，所以SDSS的拍照区域主要集中于北半天球。SDSS是天文学史上的一个划时代的项目，是人们第一次对宇宙进行的一个近乎全景而且精确的记录。到目前为止，该项目还在继续进行中。
用通俗的话来说，天文学家的巡天就是用相机把天空的每个区域都拍下来。这似乎不是一件难事。是的，如果只是把天空拍下来，这并不难。难的是如何才能将各种天体的亮度和颜色（光辐射的频率）精确地测量出来。位置和亮度是发光天体最明显的两个特征。光是波，又是粒子，即所谓的波粒二象性。组成光的粒子，称为光子。不同的发光体之间的差别，可以通过它们在单位时间里面发射出来的光子的数量以及这些光子的能量（频率）分布来度量。
在天文学上，传统的做法是用视星等（apparent magnitude）来描述在单位时间单位面积上接收到该天体发出的光子数量。由于光子数量通常是巨大的，所以在定义视星等的时候，应对光子数目取对数。至于光子的频率分布，则意味着需要知道在不同频率上的光子数目。在实际操作中，需要将频率分成多个区间，然后测量在这些区间内光子的数量。通晓微积分的人都知道，如果将连续的频率细分到足够小的区间里，就可以得到足够精确的频谱分布。然而，要实际做到这一点，需要通过光谱仪对每个天体进行长时间的测量。如果要以现有的技术测量所有的天体，花费的时间将远远大于一万年，这当然是不可行的。为此，天文学家采取了一个折中方案，也就是直接在相机镜头前加一个滤光片，这样只有在一定频率范围内的光子才能通过。通过添加不同波段的滤光片，可以得到一个相对粗略的能量分布。幸运的是，对于研究大尺度结构，这个粗略分布已经足够了。
下面来具体讨论如何精确确定一个给定频段的天体的亮度问题。
要精确确定天体的亮度，并非一件容易的事情。在相机发明之前，人类对天体也进行着长期的观测。当时。对于天体的亮度只能通过肉眼进行辨别和估测。由于每个个体对亮度的感觉有着较大的差异，难以得到天体亮度的客观精确记录。自从胶片相机发明以来，天文学家很快认识到，通过比较在相同曝光时间下各种天体在胶片上面的明暗程度，可以相对客观地标定天体的亮度。然而，这依然不够精确，因为胶片本身存在着一定的不确定性。胶片一般是通过溴化银在光的作用下的化学反应来记录光子多少的。然而溴化银对于光子数量的反应并不是一个线性的关系，况且在现实中也很难保证溴化银特性的稳定。此外，即使抛开胶片冲洗各个环节引入的不确定性，定量地比较照片的明暗程度，也是一件难以操作的事情。
半导体技术的飞速发展催生了电荷耦合器件（charge-coupled device，CCD），这也就是现在数码相机里面用来把光转换成电信号的器件。这一发明提供了新的记录光子的方式。在可见光波段，每个光子几乎可以确定地在CCD里面激发一个电子空穴对。所谓“几乎”，是指并不是每个光子，而是大部分光子都能激发一个电子空穴对。光子和它所激发的电子空穴对的比例，称为量子效率（quantum efficiency），CCD的品质决定了量子效率的大小。这是描述CCD器件性能的一个关键性指标。现在高品质CCD的量子效率一般可以达到95%。由于知道每个电子的带电量，所以可以通过电容器把电子的数目转化成可直接测量的电压。这样，通过测量电压，可以确定电子数目，进而根据量子效率，就确定了相应的光子数目。通过CCD，对光子数的记录已达到了几个光子的精度，这极大地提高了对天体亮度的测量精度。同时，半导体技术的发展已经可以很好地控制CCD的稳定性，而不再需要担心不同批次的CCD所导致的差异。CCD的发明，对记录光信号产生了革命性的影响，使得大规模的天文巡天拍照成为可行。CCD的发明者也于2009年荣获诺贝尔物理学奖。巡天的眼睛，也从肉眼进化到基于胶片相机的望远镜系统，最终到基于CCD数码相机的望远镜系统。
暗能量巡天
由于宇宙的膨胀，越早期的宇宙距离地球越远。距离越远的天体所发出的光到达地球时，它的光谱红移的幅度也就越大。所以，一个早期宇宙中的星系，它发出的可见光波段的光，到达地球时，就已经移动到了近红外波段。刚才提到了CCD的量子效率，但是并没有讨论不同频率光子对量子效率的影响。波长较长的光子更容易产生衍射从而难以激发电子空穴对。所以，波长越长，CCD的量子效率将会越低。要观测早期的宇宙，需要对红光更为敏感的CCD。可以通过增加CCD的厚度来增加光子激发电子空穴对的机会，也就是提高量子效率。SDSS项目所用到的CCD，在近红外波段，量子效率过低，这导致它对于高红移天体的亮度测量会有较大的误差。为了能对更早期的宇宙进行精确测量，需要有近红外波段量子效率更高的数码相机，这促成了DES项目的诞生。所以，DES可以看作是SDSS的2.0版，它将对更早期的宇宙进行精确测量。