近年来天文观测上的突破已经将我们带入了一个精确宇宙学的时代。Ia型超新星的观测首先预示了我们的宇宙在加速膨胀。这个加速膨胀被归因于宇宙中的一种神秘的成分一即所谓的暗能量。暗能量的存在被后来其他独立并互为补充的观测包括微波背景的观测和大尺度结构的观测所印证。这些观测的联合分析显示了这样的一个宇宙的图像：宇宙的72％都被神秘的暗能量占据。　　 暗能量不仅决定着我们的宇宙的命运，对基础物理也是一个挑战。随着宇宙学观测的积累，我们对暗能量性质的限制也越来越强，然而，暗能量背后的物理仍然是个迷。除了宇宙学常数外，很多其他的暗能量模型也被建议来解释宇宙的加速膨胀，其中包括标量场的暗能量模型和修改引力理论的暗能量模型。如果仅考虑与观测数据进行比对，宇宙学常数是最简单的暗能量候选者。它仅有一个参数待定。然而，如果考虑宇宙学常数的物理来源，我们则会碰到很严重的问题，即著名的宇宙学常数问题。　　 尽管宇宙学常数跟目前所有的观测数据都符合，但其他的很多暗能量模型在拟合数据上做得也很好。因此，对于理解暗能量背后的物理来说，通过观测对这些模型加以区分也就非常重要。在描述暗能量性质的参数当中，状态方程在区分暗能量模型上起着决定性的作用，也是我们这篇论文要研究的重点。　　 我们有许多不同的方法可以用来参数化暗能量的状态方程。对于宇宙学常数，状态方程已经被固定为-1。从宇宙学常数出发参数化暗能量状态方程的第一步很自然地就是引入一个常数可变的暗能量状态方程的参数。当然，这样的参数化不能反映暗能量状态方程可能的演化。而除了宇宙学常数外大部分暗能量模型的状态方程的是演化的。因此要检验这些模型我们就需要引入能反映暗能量状态方程演化的参数化形式。因为没有哪个暗能量模型绝对优于其他模型，我们又不了解暗能量背后的物理，一些用简单函数参数化方法在文献中被用来研究暗能量的演化，比如w(z)=wo+w’z和w(z)=wo+waz/(1+z)。然而用这种简单的函数进行参数化的方法极大地限制了暗能量状态方程演化的形式，其本身就相当于对暗能量演化行为的一个很强预先判断。由于目前我们事先没有关于暗能量物理的实质性的信息，这样在拟合数据前的预先判断应当尽量避免。　　 另外一种参数化的方法是红移分区间的方法。这种方法几乎模型无关，并且若有足够多的区间原则上可以趋近任何函数形式。因此这种参数化本身引入的预先判断较弱。在这种参数化中，红移被分为几个区间，在每个区间内都引入一个常数可变的状态方程参数。不同区间内的状态方程参数之间是互相关联的。我们可以通过一个变换重新定义一组不相关的状态方程参数。通过这些不相关的参数我们可以估计暗能量状态方程可能的演化。　　 用这种红移分区间的参数化方法来估计暗能量状态方程的演化，我们需要分布在整个红移段上的数据点。目前最主要的贡献来自于Ia型超新星。Ia型超新星的红移最高只能到1.7左右，因此不能提供红移大于1.7的宇宙的演化信息。而伽玛暴填充了这个空白。由于伽玛暴有更高的亮度，我们可以看到比超新星远得多的伽玛暴。不幸的是伽玛暴运用到宇宙学上有循环性问题。为了避免这个问题，我们采用了同时拟合伽玛暴的校准参数和宇宙学参数的方法。我们的结果跟宇宙学常数一致。通过加入伽玛暴数据我们在0.5()z()1.8红移段对暗能量状态方程的限制显著增强。在只有伽玛暴数据的高红移段，我们对暗能量状态方程的限制仍然还很弱，但在状态方程参数的几率分布图上我们可以看到在零附近有一个明显的截断，从此我们可以推断出暗能量和物质的能量密度比在红移1.8之上非常可能继续减小，这样我们有一个物质占主导的时代。　　 尽管我们从红移分区间参数化的方法得出的结果跟宇宙学常数一致，但在红移z()0.5处伽玛暴和Ia型超新星的数据似乎都倾向于一个大于-1的暗能量状态方程参数。考虑到我们现在的数据的局限性，这种对宇宙学常数小的偏离可能是由于某种我们不知道的系统误差造成的，也有可能来源于统计误差本身，而另外一个重要的可能是它反映的就是暗能量本身的性质。我们强调对于这样一个对宇宙学常数的小的偏离我们应该给予密切关注并在将来运用更多的观测数据来检验它来自暗能量本身的性质还是其他。　　 我们展示了将来数据限制暗能量状态方程的能力。下一代暗能量巡天得到的Ia型超新星数据和BAO数据将能够限制三个甚至更多个独立的暗能量状态方程参数。因此与用简单函数参数化的方法相比，红移分区间然后褪相关的参数化方法更加适合将来的观测数据。我们还发现除非找到更小弥散度的伽玛暴的光度关系，否则我们将很难运用伽玛暴对超新星红移之上的暗能量状态方程作出实质性的限制。然而在中等红移处(0.5