目前宇宙中热门的研究对象有哪些？

大龙山草

研究目的又是什么呢？
-----
本题来自知乎圆桌宇宙那么大，更多讨论欢迎关注。

爸证欢

作为一个Solar Guy，说说非常热门的研究对象：太阳。
以下是关于太阳的热门话题：
【0】日冕加热机制
日冕加热机制话题是太阳物理中最“热”的话题。位置相比于光球层更高的日冕相温度高达百万度，是什么加热了日冕这个话题应该是目前来讲太阳物理中最大的疑团了。关于日冕加热机制有非常多的猜想。
这些猜想总的归结起来有三种能量来源机制：


（1）在底层大气产生的高能粒子携带能量到高层日冕，这些粒子的能量在日冕中转化成热能。
（2）波动加热学说，日冕是个高温等离子体环境，存在各种等离子体波动，这些波也很有可能是加热日冕的源头。
（3）微耀斑直接加热，和我们通常所讲的发生在色球层的耀斑不同，微耀斑发生在日冕里，但是也是由磁场重联释放的能量。
目前关于这三种加热机制都有不少让人比较信服的研究结果，不过在缺少 in-situ (局地) 观测的情况下，这些结果还都不能给日冕加热机制这个问题画上一个句号。
【1】太阳风起源
这个问题起源于1958年，E.N Parker在30岁的时候提出著名的太阳风模型。几年之后太阳风被观测证实存在，从此太阳风开始被广泛的研究。
关于太阳风主要围绕两个话题进行：（1）从哪来；（2）为啥加速。
太阳风是弥漫于整个太阳系的高度离子流，当然地球也是浸没于这个分布广阔高速粒子流中的一个微小的天体。
知道19世纪90年代，人类对于太阳风的观测都是停留在黄道面上，也就是地球轨道附近，随着卫星观测的离子流速度以及X-Ray太阳成像观测，磁场成像观测等技术的成熟，我们开始太阳风的速度大概是几百km/s，到达地球速度方向大致在黄道面内，从太阳风速度的周期变化结合成像观测了解了冕洞部分出来的会快一些。后来的的Ulysses探测器飞行轨道离开了黄道面，并且测量了黄道面外的太阳风速度：


靠近太阳两极部分的太阳风速度相比于黄道面附近的太阳风速度要高得多。这个进一步认证了太阳风是来自于开放磁力线的。
随着科学家对于太阳风越来越了解，最开始的两个疑问也越来越强烈，太阳风来自于哪？也就是原初太阳风的来源问题，原初太阳风速度比较低（~10km/s）。以及是什么加热机制使得太阳风被加速到几百km/s。
不过对于这个问题，Parker Solar Probe （太阳探针）探测器将要飞到9个太阳半径的位置进行局地观测。应该会给太阳风问题提供至关重要的证据。

【2】太阳内部磁场起源
如果没有磁场，太阳将是一个没有任何细节的大白球。因为太阳是太阳系最大的天体，质量占整个太阳系的99.7%。所以太阳如果仅仅只有流体动力学过程的话，在很短时间内就会耗散殆尽，变成一个平静的大白球。而我们现在所看到的黑子，耀斑，日冕物质抛射等等这些和太阳相关的活动都和太阳磁场有非常紧密的联系，可是直到现在，我们对太阳磁场的起源仍然是知之甚少。
太阳磁场的起源问题从1908年Hale提出的太阳黑子和磁场有非常紧密的联系开始被人们注意到。这个问题也是被太阳物理的开山鼻祖 Parker 老爷子在1970年提过，但是直到现在还是没有一个确定的结论


对于因为太阳是宇宙中众多恒星中再普通不过的一个，而内部磁场在恒星中是一个普遍现象。所以了解太阳磁场起源会对天体演化过程有更加深刻的认识。因为太阳离我们最近，我们可以清晰的观测到太阳表面的磁场，可以说太阳是我们了解其他恒星磁场的一个捷径。
是什么产生了太阳磁场，太阳磁场如何维持，以及太阳磁场的翻转周期


这些都因为我们对于太阳内部结构知之甚少而无法了解。

【3】太阳射电辐射
太阳是一个非常强的射电源，即便是在太阳宁静时期也有几Jansky通量的射电辐射。
不同于白光辐射和X-Ray，射电辐射大多是由非热的高能电子产生的，这些高能电子往往是剧烈的太阳活动产生的。因此，太阳射电暴通常伴随着强的能量释放。了解太阳射电暴可以帮助我们更好的了解太阳活动过程中的能量释放过程。
观测上，太阳射电有两种主要的观测手段：（1）频谱观测（2）成像观测




其中频谱观测是研究太阳射电的经典方法，而射电成像观测因为射电波段波长长，收到杂波干扰大，所以对于太阳的射电成像知道今天还面临很多技术挑战。很多新建的干涉阵列（比如LOFAR）实现对于太阳的成像观测。
通过射电成像我们可以进一步的了解，高能粒子的产生以及能量释放的发生的位置以及触发机制。

【4】重联的触发和发生过程
磁场重联是在磁中性点发生的磁场拓扑结构的变化


这种磁场拓扑结构的变化伴随着磁场能的变化
太阳表面的磁场重联是一种非常重要的能量释放机制，磁重联被认为是太阳表面剧烈活动（比如日冕物质抛射）的驱动源。
有相当多的地面等离子体实验室试图通过地面试验重现空间磁重联过程，关于这部分也有很多磁重联模拟的工作试图解释观测到的太阳爆发现象。


研究重联过程可以让我们更好的了解太阳爆发的起源，让我们知道太阳爆发是因何而起，给空间天气预报提供理论支持。

参考:
[NASA] Without a magnetic field, the sun would be a bland star with no details, but for nearly 100 years, the origin of this field remains poorly known.
[Cosmos] Origins of the solar wind
[Wikipedia] Magnetic Re-connection
[Nature] A universal model for solar eruptions

螃蟹357

路过补充一下寻找系外行星的直接成像法。
现在直接成像法寻找行星主要是在近红外波段开展，目标主要是一些年轻的恒星（<~100Myr）。因为年轻的恒星周围的行星往往也刚形成不久，其本身的温度还非常高，所以就容易在红外波段捕捉到它们的辐射。上面@山醒用的数据库对直接成像法的发现的行星准入标准比较严格，对行星的质量、轨道半长轴等都有要求。如果根据不那么严格的exoplanet.eu的资料（2015.6.26查阅），现在通过直接成像法发现的系外行星一共有59颗。当然有一些质量过大，能否称为行星尚存在争议。剔除质量大于13个木星质量（一般认为这个质量是行星和褐矮星的界线）的，剩下还有26颗。
下面补充一下直接成像法探测行星的技术
因为行星的光芒相比恒星非常暗淡，所以要将系外行星直接拍下来并不容易。基本的观测仪器设计就是星冕仪，就是在视场中央加一个遮光盘，将来自恒星的光挡住，然后就能观测到恒星周围暗淡的恒星以及原行星盘。然后相应的观测技术也非常重要，大家比较熟悉的自适应光学技术（
https://zh.wikipedia.org/wiki/%E8%87%AA%E9%80%82%E5%BA%94%E5%85%89%E5%AD%A6）自不必说，在直接成像观测中还有一些技术来消除恒星的光的干扰，比如ADI（Angular Differential Imaging）技术：


（来源：
A short introduction to Angular Differential Imaging）
其基本原理是，地平式望远镜（现在地球上8米以上级别的望远镜都是地平式装置）在跟踪天体的时候，视场会绕着视场中心旋转（像场旋转），换言之恒星周围的行星也会跟着转，但因望远镜支架在观测过程中是不会旋转的，因此其造成的衍射纹等各种噪声也不会旋转（参见
为什么星星看起来是十字形的？ - 生活常识）。设想，因为衍射纹的位置和形状基本相同，而每张图片中行星的位置不同，如果我们将不同时刻得到的图像相减，就能消除中心恒星产生的噪声从而探测到靠近恒星的行星。当然实际应用的时候会用更复杂的算法来消除恒星产生的噪声，来得到行星的图像。


（来源：
A short introduction to Angular Differential Imaging）
这里给出了ADI数据处理的一种步骤，先根据观测的图像（Ai)得到一个平均的恒星噪声图B，然后从每张Ai上减去B得到Ci，然后将Ci经旋转抵消像场旋转后得到Di，最后合成行星的图像E。图中的红点表示行星的位置。
然后观测原行星盘通常会使用PDI（Polarimetric Differential Imaging）技术。这个技术的原理简单来说就是星光被原行星盘的尘埃散射后是偏振的，而直接来自恒星的光不是偏振的，因此可以通过偏振观测+后期处理得到原行星盘的像。
现在一般都会用一些专门设计的仪器来进行直接成像观测，比如Gemini望远镜的行星成像仪GPI，VLT的SPHERE，以及昴星团望远镜的HiCIAO等等。放几张图：


夏威夷昴星团望远镜拍摄的系外行星GJ 504b图像（Credit: NAOJ/Subaru）


欧洲南方天文台甚大望远镜VLT的行星成像仪SPHERE拍摄的HR 4796A周围的原行星盘，人称“索伦之眼”（Credit: ESO/J.-L. Beuzit et al./SPHERE Consortium）


夏威夷昴星团望远镜拍摄的SAO206462周围的原行星盘，可以看到它有非常明显的旋臂结构，可能是潜在的行星导致的（Credit: NAOJ/Subaru）
此外，近红外波段只能捕捉到原行星盘表面的尘埃分布，要研究原行星盘中的其他物质（比如气体，以及行星盘内部的尘埃），就需要借助其他波段，特别是射电观测。现在射电波段有一个利器ALMA，它可以获得和光学/红外波段相媲美的分辨率。那张著名的HL Tau的图就是它的杰作（有人放过了就不放了）。
然后再稍微说一说另一个热点：浮游行星（free-floating planet），不过IAU建议叫它们sub brown dwarfs 也就是亚褐矮星，也有叫Planetary Mass Object(PMO)就是行星质量天体。简单来说就是质量和行星相当，但是不围绕任何恒星公转的天体，有研究（Sumi et al., 2011）认为它们的数量可能有银河系恒星数目的两倍。已经发现的浮游行星有
CFBDSIR 2149-0403和
PSO J318.5-22等等。它们的形成一开始被认为是行星形成过程中从恒星边上甩出来的，不过现在有理论认为它们是自己从分子云塌缩形成的。现在有一批人就专注于在恒星形成区里寻找这样的天体来研究它们的形成，这项研究很可能改写我们对于恒星和行星形成的认知。

没想爱上你堑

我就不安利自己的研究内容了（其实我也没脸面说自己做的那些个东西是什么热点）；只好想到啥写啥，说些其他人没说过的了（好吧，我还确实有可能把第一代恒星的相关研究当成博士论文）……
超长预警！不过图片不多。
1. 第一代恒星（“星族 III”）的形成与演化
虽然上面已经有人提到了，但所述内容稍稍有些大。我来试试降解并具体化。
不管你赞不赞同奇性定理和大爆炸本身，在许许多多的证据面前，你也不得不承认，在极早期，宇宙是极端高温、高密度、对辐射不透明（或者干脆说，全宇宙都是亮的），且（相对而言）物质分布相当均匀的。那个时候，怎么可能会有恒星存在呢？
宇宙继续膨胀，温度和密度下降；辐射便得以在宇宙中自由穿行，而辐射本身变得黯淡的速度，比物质变得稀疏的速度，还要快得多。宇宙很快陷入一片黑暗——现在的研究者，喜欢管这叫宇宙的“黑暗时代”（Dark Age）。
但是，黑暗不可能永续，否则我们也不会有今日的亿万星河了。于是，总有一个时候，黑暗中，诞出了第一颗恒星，第二颗，第三…… 当然，也有可能是类星体（正在吃东西的大黑洞）划破了宇宙的黑暗，但那是另一个话题了——毕竟，恒星是人们认识这个宇宙的最基本单位之一。
那是一片与今日完全不同的星河。
这些恒星中，体型巨大者，应该不会少——至少，在那个时候，用于形成恒星的物质更加充足；再辅以其他诸多的原因，大家都认为，它们常常可以大如上百甚至几百个太阳质量。
比如，一个可能的原因是，那个时候的宇宙，除了氢和氦之外，更重的元素非常稀少。恒星想要形成，构成它的气体（一般叫做“分子云”——里头的氢绝大多数以氢分子的形式存在），是要一边塌缩一边通过辐射的方式损失热量的，否则这热量会使气体在达到足够点火的密度之前达到与引力的平衡，便也不能继续塌缩了，只好慢慢弥散。较小质量的分子云塌缩和冷却，受重元素缺失的影响更大，在宇宙早期也就更难形成；如是，人们便认为，第一代恒星，基本都是些巨无霸。
顺带一说，天文学家喜欢甭管他们是不是金属都管它们叫“金属”——记得有人考据过，原因是，仅重于氢氦的第三号元素锂，就是个金属。在天文学家眼里，这个宇宙中，数量（原子数和总质量）最多的“金属”，大概是碳和氧。当然，当物质密度比较高（比如在木星中央），直接把晶体的布里渊区挤得变形，电子便会从边界溢出来，造成非全满、非全控全空的布里渊区，那么甚至连氢都会变成真正的金属的；不过，这是另一个还算挺有热度的研究方向，算是我没能力胡诌的东西了。
大归大，却也肯定不会是无限大的——恒星的光度会随着质量的增加而快速增加；在大约二十倍太阳质量之下，光度与质量的 3.5 到 4 次方成正比；在二十倍太阳质量以上，则与质量本身成正比。如果有无穷大的恒星，我们就会看到无穷大的光芒——可是并没有。而且，两百倍以上太阳质量的恒星，如果长期存在，是会留下很多东西的；但我们并没有找到这些东西。
是什么决定了决定了第一代恒星的质量上限呢？
人们提出了这样一些猜测：

• 由于动力学因素，更大的恒星形成起来也会遇上困难。想提出这样的理论，要详细论证，究竟是何种机制或现象，使得更大的恒星反而变得更难形成了。
  
• 起初，形成的恒星的质量其实很大，可是，这些“超额”的恒星，通过各种途径（比如抛射物质，或者星风——跟太阳风基本一个意思）损失了很多质量，使它们在安定下来之后，稳定在一个相对小一些的质量上。这样的理论，必须给超级恒星损失质量的速度给出足够好的解释。
  
• 早期恒星极端缺乏金属，所以，对大质量恒星更为高效的一种燃烧氢的机制，是难以展开的。这种机制，称为“碳氮氧循环”；这个机制需要碳、氮和氧原子核，以此作为催化剂（严格地说，“催化剂”的说法是不正确的，因为碳氮氧循环并不保证反应前后碳氮氧的原子核数量不变）。如果质量大到一定程度，则这种机制的缺乏，会导致超大质量恒星无法产生足够的辐射以抗衡自身引力，然后它们要么炸了要么变黑洞了。
  

到底哪个是对的？或是，它们都对，亦或是都不对？
以及，这样的恒星，究竟以何种方式结束它们的生命——是超新星爆发后留下黑洞，还是直接炸个精光，亦或是根本不爆炸直接变黑洞？它们在生命的各个阶段生产重元素的效率有多高？重元素在核心附近产生后流散出来的机制又与后来的恒星有什么不同？
千千疑问，如是等等。
即将在“近期”（这个“近期”说了十几年了……）发射的 詹姆斯·韦伯空间望远镜（缩写为 JWST），就担负了从观测上探索第一代恒星的使命，而这也是许许多多对此感兴趣的天体物理理论工作者翘首以盼的——毕竟，实实在在的观测数据，比任何或天花乱坠或完美无瑕的理论都重要得多。

2. 超新星的爆发机制



这是 Fowler & Hoyle, 1964, ApJS, 9, 210 的题记；论文标题：《大质量恒星和超新星中的中微子过程和正负电子对产生》，超新星理论研究的开山之作之一。
稍有天文学常识的人都知道，质量足够大的恒星，都会以超新星爆发的方式，结束自己作为恒星的生命。这类超新星通常是 SN II（汉语读作“二型超新星”），也会有 SN Ib 和 Ic（读作“一 B 型超新星” 和 “一 C 型超新星”），它们被统称为“核塌缩型超新星”——顾名思义，人们认为，它们爆发的起点，是演化到晚期的恒星由于各种原因无法支撑自身重力，而开始塌缩，直至反弹爆发。
为啥塌缩反而会引起爆发？因为有一部分物质“塌陷”得更深——形成中子星或黑洞，而它们塌陷时释放的能量通过某些机制传递给塌陷得较浅的物质之后，后者便可以得到足够的能量“飞走”或者说“被炸掉”了。
除此之外，还有一种叫做 SN Ia （读作“一 A 型超新星”）的东西；它们爆发的原因大致是，简并物质的核燃烧是不稳定的——主序恒星中，如果核燃烧速率稍许增高，则温度的升高会使得星体内压强增加，进而星体膨胀使密度降低，由此制约核燃烧速率的进一步上升；但白矮星之类的简并星体，压强是与温度几乎无关的，因而缺乏了这种制约机制，使得稳定的核燃烧成为不可能，最后只好终结于一次巨大的爆炸。SN Ia 事实上被人们当做光度的标准，用来研究宇宙的演化历程（可以搜索“2011 年诺贝尔物理学奖”）。
下面专说 SN II。
在我们的宇宙中，超新星实在是太常见了，平均每个足够大的星系每大约一百年或几百年就会炸掉一颗。考虑到可观测宇宙中星系的庞大数目，我们每年都能找到上百个直至几百个超新星。
按理说，这么广泛地存在和发生着的现象，应当早就被人类搞清楚了吧？
很遗憾，其实，说极端点儿，没人真正明白，在核塌缩的过程开始之后，超新星里头到底发生了什么……
在早期，人们设想过各种各样的超新星爆发的机制。最主要的猜想之一是，爆发是由中微子引起的。在塌缩开始之后，恒心内核及附近被急剧压缩到一个极高的温度和密度；这时，物质对中微子不再透明。核心在此时释放大量中微子，以千钧之势，推开了核心附近的物质，同时造成了一个非常强烈的激波（差不多算是俗称的“冲击波”）；而这个激波，正是炸掉外壳的根源。
可是，人们发现，这个激波，在穿越物质高度致密的区域时，会在那里停滞。一个停滞的激波，至多只能减缓外围物质的流入，却绝不会把外壳给炸开。
在 1985 年，汉斯·贝特（1967 年诺贝尔奖得主，也在 乔治·伽莫夫 那篇关于宇宙大爆炸的文章中玩笑性地挂了个名）就与他的学生发表了一篇文章，指出了解决这个问题的可能途径：超新星爆发时，中微子是分两次释放的；其中，第二次释放，正是重新“激活”这个激波的关键。
这个故事比原先的复杂得多，于是受到不少质疑和争议：一个复杂的故事，总是不受欢迎的。
但在 1987 年，大麦哲伦星系中炸了个超新星：SN 1987 A。这兄弟自爆之后，炸出了三个环，跟烟圈儿似的：


（图片来自 wikimedia，应当是公共领域的图片，由欧洲南方天文台的 VLT 观测得到）
能见证 SN 1987A 的人们很幸运——俺就没有了，那时俺父母都还没结婚呢，俺大概还以分子形态散落在世界各地吧。彼时，全世界的天文学家和高能物理研究者（甚至包括少数搞凝聚态的——他们中有人对致密星体的物态方程和输运过程感兴趣），都像打了鸡血一般，疯狂地工作着。幸运的原因是，这个超新星离地球相当近，使得日本的超级神冈中微子探测器可以探测到它放出的中微子。结果，人们发现，这个超新星的中微子，是分两批到达的——这应该是 汉斯·贝特 的理论的一个重要验证吧。然后，理论研究者们开始跟进，试图在计算机上模拟（纸笔推导已经大大超出人类的能力范畴了），得出超新星的爆发过程，而且看上去进展颇丰。
看来是一片皆大欢喜的样子，似乎“超新星爆发的基本机制”这一问题，从此可以像主序恒星的基本结构那样，被归入“已经被解决的问题”之内了？
想得美。
2003 年，这样一篇文章，被发表在物理学界头号期刊《物理评论快报》上，标题是 Improved Models of Stellar Core Collapse and Still No Explosions: What Is Missing?，翻译成汉语大致是《改进的星体核塌缩模型，还是炸不掉：到底缺了啥？》
Phys. Rev. Lett. 90, 241101 (2003)

文章的作者来自德国的 马克斯·普朗克 研究所（大致相当于德国的国家科学院）；他们在国际上都是超新星模拟领域的头几号人物。这一群也许算得上所谓“权威”的人们，事实上是最早发表“成功的超新星爆发计算机模拟”之类结果的那批研究组中的一个。而发表该文章前的那一阵子，他们更换了更可靠、更接近真实情形的关于中微子传播的模型和算法，按理说，应该做得更接近真实才是？可是，这么一弄，“计算机里的超新星”反倒炸不开了，而且好像怎么弄，都死活炸不掉。
此文一出，整个天文界便像经历了一场地震，余震至今也未完全消除。
每次摆出这篇文章，都几乎一定会被这样反驳：“这篇文章太老啦，结构也被假定是二维的；况且，那些都是十几年之前的事儿了；超新星爆发的数值模拟，在那之后，肯定是取得了长足的进步的。”
确实，进步是有的；但我仍然听得许多相关人员说，为了让一颗“计算机中的超新星”炸开，许多参数——特别是与中微子输运有关的参数，仍然必须被相当精细地调节才行。如果一个模型拥有众多“自由参数”，却被用来描述一种几乎无比普适的现象，这至少是非常有悖于绝大多数自然科学研究者的价值乃至审美取向的。毕竟，冯·诺依曼 说过这么一句众所周知的话：“给我四个参数，我能拟合一头大象；再给我一个，我能让这货摇鼻子。”
然后人们就只好继续开脑洞，有把机制编写得越来越复杂的，有另辟蹊径、大开脑洞的（比如认为接过第一批中微子的接力棒的其实是光子；北大有一个研究组就此发过 ApJL，俺年轻的时候也在此掺和过一篇 MNRAS…… 咳咳，黑历史，不提了），可这些东西到底有多可靠，其实谁也说不清。
不仅是 SN II；“SN Ia 到底是怎么炸的”，至今也同样是一个研究热点——诚如楼上所说，原来设想的“吸积突破钱德拉塞卡质量上限”的机制，现在看来，并不是那么可靠。不过，SN Ia 又常常在宇宙学中充当“标准蜡烛”，所以这方面的研究，弄不好还会牵一发动全身，影响到宇宙学的某些结论。
SN Ib 和 Ic 又是另外的故事了，在此按下不表。
这些问题其实都不是坏事：从科学史来看，一个或一系列悬而未决的问题，往往更能引发和带动更深入的研究和思考，带给人们更多的惊喜。时至今日，几乎每一个开设天文/天体物理方向的主要学校或研究所里，都几乎一定有一个教授/研究员认真从事相关的理论或观测研究工作。
骚年，你也来炸一发不？

3. 黑洞
受到某些对广义相对论完全无知、对数值分析比无知就好那么一点的研究人员影响，有人会认为，“黑洞是否存在”，应当是个足够热门的研究课题——你看霍金他们不整天都在吵这个么？
哎，霍金和 Kip Thorne 他们吵的东西，与这些连电磁场的能量——动量张量都不知道怎么写然后声称辐射场没有引力效应、不明白事件视界定义然后硬把粒子视界当事件视界说事儿的人们吵吵的东西，根本就不是一个东西。
北师大的赵峥老师下课时与我们聊天，说道，在每一个还可以的大学的物理系，你都能找到许多懂得量子场论的人，而且很少有人就量子场论的事情发表奇怪意见，因为这些奇怪意见很快就会遭到懂行者的批驳乃至嘲笑；可是，广义相对论的境遇，就要差得太多，能反驳某些似是而非的奇谈怪论者，往往都是些嘴上无毛的学生——没办法，大部队都去干凝聚态了……
现在，靠谱的研究者们对黑洞的关注，其实集中或相近于更接近观测的方面。下面举三个例子，顺序大致是，更接近观测 --> 观测与理论交汇 --> 更纯粹的理论。

• 超大质量黑洞与宿主星系的关系。
  
  众所周知，星系中心，常常会有一个（少数情形下不止一个）超大质量黑洞。名字里带了个“超大质量”，质量自是不小；可它们比起宿主星系，却又实在是小得可怜——比如，银河系中心的黑洞质量是四百万倍太阳质量，而银河系的总质量是一万亿倍太阳质量。
  
  诡异的事儿来了：人们发现，这黑洞比起整个星系固然是小得可怜，但它却与整个星系的许多重要性质有明显关联。
  
  人们一度认为，星系的形成和演化的时间线上，充斥了各种各样的吞并。在许多次吞并过后，由于中心极限定理，起初并无关联的黑洞性质与星系整体性质，便会出现许多“关联”。可是，这个假说被观测推翻了：它所给出的宇宙历史上的活动星系核（简称 AGN，差不多就是星系中心那个黑洞正在吃东西时的样子）的光度的统计数据，与观测完全不符（呃，其实俺当时也参与了这事儿，只是那个项目最后烂尾了）。
  
  于是，人们便更倾向于认为，是活动星系核吃东西时那部分“落下”或者“吃不了吐掉”的“食物”，远离黑洞之后，对整个星系构成了影响——此所谓“AGN 反馈”。可这“反馈”的故事，也是越写越复杂，还得把黑洞本身长大的物理过程牵扯进来。人们在对此事充满兴趣时，也不得不留个心眼，免得理论研究者们哪天喝高了，又开出什么八竿子捅不着的脑洞来。
  
• 黑洞附近的时空几何对黑洞附近吸积流的影响。
  
  电影 Interstellar 中，那个巨大黑洞的样貌，随着电影一同深入人心。当然，这里纠正很多人的一个错误认识：那个黑洞的影像中，吸积盘是侧对我们的那个圆环，正对我们的圆环，是吸积盘发出的光在黑洞附近绕弯之后形成的像。
  
  黑洞吞吃周围物质（就是所谓“吸积”，吸引和积累）时，由于角动量守恒，这些物质只能耗散掉平行于角动量方向的运动，而最终形成一个盘状物，物质在盘上一边公转一边慢慢往里走（其实也有少量物质在慢慢往外走，在此按下不表），是谓“吸积盘”。吸积盘之中，在足够接近黑洞之处，会被辐射充盈；辐射在此有着传递能量和制造压强的作用，这都使得吸积盘有着自己独特的结构。
  
  但，既然在黑洞附近，光线所行走的时空，自是被黑洞严重弯曲过的（不太建议用“扭曲”，因为“扭”在数学上有其不同于“弯”的内涵，会蕴含着一个叫做“挠率”的东西；挠率的存在，又会导致很多其他的新奇现象，有人甚至提议用挠率模型替代暗物质模型，在此不表）。这种弯曲，会使得辐射的传递过程变得不同寻常。这会对我们目前对黑洞吸积盘的认识产生多大冲击？我所认识的几个大牛，已经一头扎了进去，想要弄出个所以然来。
  
• 黑洞信息问题。
  
  人们常说，黑洞只有“三根毛”：质量，角动量，电荷量；只需这三个量，应该就能描述这个黑洞了。而黑洞在蒸发时，放出的辐射，也是仅仅与这三个量有关系的，而不会携带任何其他信息。看来，物体掉入黑洞时，它所携带的信息，看样子全都丢失掉了。
  
  等等。不是说有 AdS-CFT 对偶么？这套理论说，正在蒸发的黑洞的时空结构，可以被在数学上一一对应地严格映射为另一种理论，而这“另一种理论”中，信息是严格守恒的。与此同时，蒸发的黑洞，可以是以某种特定状态吸积的黑洞的反演；如果正确量子引力理论是 CPT 不变的，则黑洞在吸积时，其本身也应该严格地使信息守恒（赵峥老师曾经试图从热力学非可逆过程来解决这个问题，但这应当是跑偏了）。
  
  这两点之间的矛盾，常被称为“黑洞信息佯谬”。（说错了不要揍我，以上内容都来自 Joseph Polchinski 来作报告时俺做的笔记，俺的知识太浅薄，只能将将听懂一点，可能会记错东西；况且，我自己也不是专门做这个的……）
  
  那么，在黑洞的事件视界（被视为黑洞的边界）处，是不是可以有什么“防火墙”，阻止黑洞内的信息外泄？或是，更激进地，我们关于时空的双曲性的假设存在问题？
  
  这些问题，大概得等着世界上最聪明的那些脑袋们来解决了。
  

4. 高能天体物理仪器
我们怎么看天上的东西？
答曰，废话，这还不简单，用望远镜呗。
呃，这还真不一定是个简单的问题。想做个 X 射线的望远镜，真是难上加难。
看官说了，我就知道地面上的 X 光机满大街的医院里头都是，你咋说 X 射线不容易看呢？
啊，X 光机所看的，不过是个影子而已；近处的东西，看个影子，当然能看个大概；可咱要是想给远处的东西照个相，靠影子可就不好使了。
想做望远镜，第一步，便是将光线（甭管他什么“光线”，无线电波也好，红外也好，可见光也好，紫外也好，X 射线也好）聚焦；而聚焦所需的事儿，是改变光线的方向。
这还不简单？凸透镜也行，凹面镜也行啊，初中物理课早都教过了嘛！
问题就出在这里了。对于几乎所有材料来说，X 射线在其中的折射率，都几乎是 1。这就意味着，X 射线基本不可能被任何常见材料折射。就算某些能量的 X 射线能在某些材料中被有效折射，可这种事儿往往发生在某些特殊的能量值附近，而且色散特别大——戴眼镜的、拍照的，大概都知道“色散太大”会是一种什么样的折磨，而这些色散在 X 射线在那些特定能量处所遭遇的色散完全不能比。
同时，靠反射也不行。X 射线——特别是能量比较高的 X 射线——能轻易穿透很多东西（否则也不会拿它做身体检查了）。而且，画过光路的人都知道，一个普通的凹面镜在对远处物体成像时，是会有入射角接近零度（或者说，掠射角——90 度减去入射角——接近 90 度）的时候的；然后我们来看看 X 射线反射率与掠射角的关系：


（图是从 Harvard CXC 网站上扒的）
掠射角还不到 60 角分（还不到一度！），反射率就基本上变成零了；这个凹面镜还咋做啊……
人们想到了替代的办法。你凹面镜的样子，不是差不多能算是抛物线（面）的底部么？反正抛物线对平行光的聚焦性质在各处是相同的，那我用抛物线的上头来做，这不就增大了入射角（减小了掠射角）么？对了，纯粹的抛物面，会导致离轴光线聚焦质量急剧下降，那我们再上个掠射的双区面来改正一下吧。整个东西看上去就像这样：


（图是从 STSCI 网站上偷的）
别急，事儿还没完。这个系统有好几个严重的麻烦：

• 有效面积太小。你做了个很大的反射体系，结果却只能收集到圆筒范围内的 X 射线的一小部分——您应该知道“投影”这个词是什么意思吧；
  
• 焦距太长（否则掠射角又得变小，先前的努力又白费了），这会导致望远镜的视野过小；
  
• 最重要的，X 射线+掠入射，对镜面的加工精密度和准确度都提出了变态的要求。想要良好成像，反射面所应有的最大不平整度，大致是正比于你想成像的波长的。射电望远镜的主“镜面”，可以粗糙成这样：
  
  
  这是 Arecibo 射电望远镜的“主镜面”——这连个面都不是，根本就是个架子嘛——射电波的波长够长，这个彻底够用了。我们日常所见的镜面，自是光可鉴人，可那个东西对 X 射线来说就跟砂纸一样。钱德拉 X 射线望远镜，主镜面直径 2.7 米，加工精密度：正负 1.3 微米。
  
  什么概念？正负一万个原子。
  

麻烦这么多，咱还是别玩儿了吧…… 可是，正在吸积的中子星、黑洞什么的，可一直在发射 X 射线呢，而且这些 X 射线揭示的都是最接近星体那部分区域的结构；难道就这么不看了？
这时候就轮到财大气粗的美帝出场了。钱德拉 X 射线望远镜，正面硬扛以上麻烦，大力出奇迹；造价：16.5 亿美元，1999 年币值。对了，地球大气还会把 X 射线挡个精光，你得把这玩意儿送上天，于是又花掉三亿美元发射费用；后续的运行、监控、给科学家拨款吃饭，还得再砸进去三个亿。

国内也很快要发射一个 X 射线调制望远镜（通过某种有点儿像“扫描”的特殊手段间接成像，避免以上部分困难）；你现在知道这有多不容易了吧。

钱德拉望远镜要是哪天坏了（这很有可能发生，前一阵子那台专门找太阳系外行星的开普勒望远镜就坏了），做 X 射线天文学的研究人员中，起码有三分之一会有饭碗问题。况且，就算是美帝，也会有揭不开锅的时候…… 怎么办呢？用廉价轻质材料，牺牲成像精密度，换取更有效的 X 射线光谱观测，这便是 NuStar 望远镜。

还有。了解射电天文学的人，大致都知道，射电天文中，有一个被称为“长基线干涉技术”的观测技术，通过组合相距较远的两台或多台射电望远镜的观测数据，等效地扩大望远镜口径以提高分辨率。University of Colorado at Boulder 的一帮大牛，打算把相近的技术，运用在 X 射线上：

http://casa.colorado.edu/~wcash/interf/Interfere.htm

这个东西，若是哪一天被扔上天了，一定是大快所有（搞 X 射线天文的）人心的大好事。

如果能量再上升，掠入射系统也会不好用了。这时，人们采用一种叫做“编码板”的技术。这大致是对小孔成像的拓展：编码板本身是一块儿有些地方透光有些地方挡光的板子；使用时，记录下编码板的影子，再与编码板本身的形状进行一种叫做“自相关”的数学运算，便可以大致得出天体的影像。所以，下面这个东西上，那个黑黑白白的“Coded Aperture Mask”，其实也是个望远镜的“镜”：


（这是 SWIFT 空间天文台的图片）

不得不说，这么做，实在是无奈之举。如果谁能发明一种对高能 X 射线真正更好成像的技术，相信我，他可以考虑买套礼服，等着斯德哥尔摩的电话了。

再往上加能量，便是所谓的“对产生望远镜”，通过对高能 gamma 射线光子产生的正负电子对的路径的记录，得到原本的 gamma 光子的信息，“代表作”是 Fermi LAT ：


（图片来自 http://stanford.edu）

可这个“望远镜”的分辨率就更是感人了…… 虽然也不耽误它做出许多重大发现。有没有更好的办法呢？人们也正在寻找……

继续往上加能量。此时，不管来者是光子、电子还是质子（其实质子最多），都会在地球大气里头引起切仑科夫辐射：


（来自 http://mpi-hd.mpg.de，马普的高能所的网站）

大致就是一个高能粒子打出一堆稀奇古怪乱七八糟的东西，然后这些东西里头的光子被“切伦科夫望远镜”——专门盯着这种东西看的望远镜——给看到了（图中还画了其他仪器，按下不表）。这是一套叫做 VERITAS 的切伦科夫望远镜：


说这几个望远镜整天在看空气，真是完全准确的——毕竟，切伦科夫光就是从空气里来的。

顺带一说，这些引起切伦科夫辐射的高能宇宙线的能量，不知比 LHC 高到哪里去了。那些整天阻止 LHC 说这要毁灭地球毁灭宇宙的家伙，真是无知至极：他们不知道，宇宙中无时无刻不在产生几百万到几亿倍于 LHC 能量的超级高能粒子。人类历史上记录过的最高能的粒子，被人们叫做“Oh-My-God 粒子”的那个质子，所携带的能量有 50 焦耳，等于一支能杀死人的高级气步枪的子弹出膛时的能量，是 LHC 能量的三亿倍。

现在，许多做高能物理实验的人，已经把目光转向天空了。



5. 宇宙的大尺度结构的形成和演化

哥白尼身后，留下了一个比“日心说”更为广泛的“哥白尼原理”：

宇宙中，不应该有特殊的方向，也不应该有特殊的位置。

这个说法对不对呢？在整个宇宙的尺度上，这个假定是正确的。但是，要是这个假定完全正确，那宇宙就不是我们看到的样子了：那样的宇宙，便不会有行星，不会有恒星，不会有星系，不会有星系团，不过是一锅均匀的汤而已。


许多人都知道微波背景辐射——它是弥漫在宇宙中的无处不在的微波辐射。它之所以被认证为“具有宇宙学的源头、是整个宇宙的性质”而非“某个天体发出的辐射”，乃是因为，这种辐射来自所有方向。当年，当这架架设在新泽西州普林斯顿市附近（所以他们不久就得到了普林斯顿的詹姆斯·皮博斯教授的指点，开始往宇宙学意义上考虑这件事儿）的天线第一次接收到这种无处不在的信号时，那两位后来得到诺贝尔奖的工程师还一度以为，这个信号是天线里筑巢的鸽子捣的鬼（它实在是太灵敏了），于是爬进去掏鸟窝，顺便当一回铲屎官（他们在论文中，也留下了关于“鸟类的白色排遗物”的记载）：


（图片摘自 Inflation, Dark Energy, And The Physics Of Spacetime [Starts With A Bang]）

而且，它在各个方向上显示出几乎相同的性质：辐射的强度和辐射谱的形状，都是几乎完美的黑体谱（所谓黑体谱，其实就是“标准”的热辐射）：




（图源：Wikipedia；版权属于公共领域）
但是，“几乎相同”，并不是“完全相同”；如果真是完全相同，那么，宇宙就不会有那么丰富多彩的结构。在各个方向上，微波背景辐射的强度（被对应于温度）有着微小但重要的起伏，起伏的幅度大致是万分之一到十万分之一。


人们在研究中发现，这起伏正是宇宙早期相当均匀时微小密度涨落的遗迹。如果这万分之一的起伏不存在，宇宙也便不会有今日多彩的结构。而了解这起伏的结构，便能揭示宇宙早期的结构，而这早期结构的信息，对研究宇宙的演化历程是非常重要的。


（图取自 Max Tegmark 的个人网页：
The Universes of Max Tegmark）这便是微波背景辐射涨落的全天图（是一个球面，映射为椭圆，就跟某些世界地图一样：
Aitoff projection），暖色表示温度高于平均，冷色则为低于平均。
与其计较这一堆密密麻麻的小点儿每个都是啥，不如研究它们的统计意义。如果对这个全天图做球谐函数展开（可以理解为求取这个全天图的“空间频率”下的谱，思路与通过傅里叶变换求取某个信号的谱是一样的，只是球面函数的正交基是球谐函数），就像你在电脑上用某些播放器听音乐时在播放器窗口里看到的声音的谱那样：


啊，上面这个是声音的谱，下面才是微波背景辐射的谱：


（图取自
LAMBDA - WMAP Images，作图者为 Hinshaw et al）图中最高的那个峰在 1 度附近，而这 1 度，便对应着宇宙在进入黑暗时代之前的“声波”所能传播的最远距离，除以那时的辐射传播到我们所走过的距离。在进入黑暗时代之前，整个宇宙几乎都是“亮的”；大量的辐射和物质紧密地结合在一起，辐射如弹簧，物质如小球，缺了其中一样，这种声波都出现不了。而在进入黑暗时代之后，甚至在宇宙重新被“点亮”之后，这个起伏的信号（那个最高的峰，以及后面大大小小的其他峰的位置和高度信息），便被原原本本地保留了下来，直至今天。


（图片取自
CMB Introduction）
但在此之后，辐射不再与物质紧密作用。这时，在大尺度上，物质便不能与自己的引力抗衡，要塌缩、团聚，形成各种各样的结构了。而上面提到的那些密度起伏，便是这塌缩与团聚的起点和“种子”。
这便是所谓“宇宙网”的来源——纠正楼下某个回答，这种东西早在七十年代就被预言，而且得到了非常认真的对待：Harvard 天文系在 1977 年便开始通过观测收集相应信息了。
人们又是怎么研究这些东西的凝聚呢？先做个类比（感谢机油 Emmanuel Schaan 提供思路和图片），摆一张城市夜晚灯光图：


这是由卫星拍摄的美国东北部地区夜晚的灯光。在图中，我们看到了人类的“塌缩和团聚”，可我们要怎么才能展示这塌缩和团聚的程度，以显示与下面澳大利亚的充满了蛮荒野性的卫星夜景的不同呢？


办法是，用一种叫做“相关函数”的东西。这“相关函数”说的是，在离某个光点距离某处时找到另一个光点的几率——请看下图左的红、蓝、绿圈与下图右的红、蓝、绿点的对应（感谢 Emmanuel Schaan 制图）：


我们注意到，以上图左圆心处的城市为中心，红圈事实上是这个城市自己，蓝圈上基本没啥东西，绿圈上则分布着许多其他城市。上图右中，红点附近的下降速度，显示出城市的典型大小；绿点处的峰值，便显示出近邻城市之间的典型间距：基于某些原因，城市之间的典型间距会是一个相对稳定的数值。
如果，一个光点就是一个星系，一个城市就是一个星系团，那么，用同样的办法，我们便能确定星系团的典型尺度，以及它们与近邻星系团的典型间距。如是，我们便能得到关于宇宙在比星系团更大的尺度上的信息，进而研究宇宙在这个尺度上的结构的形成与演化（因为，更远处的星系团们，给我们显现的，乃是宇宙在更早时候的样子）。


常说城市灯光是“星罗棋布”，现在看来，这个类比还真有意思，只是“星”要被换成“星系”了。上面那幅图中，就有着十万个这样的星系，于是我们便能看到有“空洞”和“团聚”的结构，也有了下面这张相关函数图：


（图片摘自
Astronomy 869 (Prof. Paul Martini, Winter 2011)）横坐标的“Comoving separation”就是消除了宇宙膨胀影响后的星系之间的距离。可以看出，相关函数的峰值在 100 Mpc/h 处（大致是四亿光年），而这就是星系团之间的“典型距离”。
这些东西还有什么作用呢？人们在研究中发现，随着宇宙的膨胀，这个“典型距离”在宇宙的不同“深度”（因为光速有限，这不同“深度”便对应着不同时期）处的数值不太一样。但是，如果我们通过一个变换，将宇宙膨胀的带来的影响消除掉，那么这个距离却应该在各处保持几乎不变——这个距离，大致就是刚才说的微波背景辐射的峰值所对应的那个距离。
在宇宙学中，一个“几乎不变”的东西，实在是太重要了——与“光度——周期关系几乎不变”的造父变星、“光度——光变曲线关系几乎不变”的 SN Ia 一样，这个典型距离，可以当成距离测量的标准，就像你可以通过看一把尺子在不同位置处看起来有多长来判断这个尺子的距离一样。这就是人们为什么费尽努力观测宇宙深处的星系——这个距离与宇宙学红移的关系，直接揭示了宇宙的演化历史。与此同时，这些观测还能给出其他方面的许多信息，这里就不详细论述了。
拖拉三天，终于写完了。放一张 SDSS（斯隆数字化巡天）所用望远镜的图片作结：

套顿各爱了

谢邀！
这真是个宏大的问题呢，作为一个新手，我只能聊聊自己有所了解的少数领域了。
1.系外行星（exoplanet）
系外行星的发现，对于现代天文学来说，如同开辟了新的大航海时代。虽然在1992年就有人用脉冲星自转的细微变化推算出两颗系外行星（后来增加到四颗），但真正掀起革命的还是1995年Michel Mayor利用高精度光谱仪的视向速度法（radial velocity，简称RV）发现的飞马座51b。这是人类第一次发展出实用而系统的探测系外行星的方法：利用行星对恒星位置的微扰产生的恒星光谱多普勒频移推算出行星/恒星的质量比。


这其实是天文光谱学发展的必然结果，只是大家之前都想着研究各种双星的光谱，没想到去研究频移小于100m/s的部分。目前最新的光谱仪已经能把视向速度的精度提高到1m/s的量级，这意味着即使你在光谱仪前来回走动，它都可以从你肤色的多普勒频移推算出你走路的速度！关于RV的最新卫星是ESO搞出的CODEX，这个计划装在“欧洲极大望远镜”（E-ELT，口径39.3米）的超高精度光谱仪计划使用光梳作为频标，达到变态的2cm/s的精度！这个精度意味着CODEX可以轻松探测到轨道和质量都和地球类似的行星（地球对太阳的视向速度扰动大约为0.1m/s）！


RV法虽好，但毕竟需要高精度光谱，对观测对象的亮度要求较高。但是视亮度高的恒星毕竟不多，而且大多数的实际亮度对于维持一个宜居系统来说都太高了，为了向发现第二个地球更进一步，人们又搞出了新的观测手段：凌星法。这种方法听起来非常简单粗暴：行星轨道若处于恒星视线附近就会产生遮挡，如果能探测出周期性的亮度变化就可以得到行星的周期（在排除其他可能性的情况下）和行星相对恒星的大小。如果有多颗行星，它们之间的微扰会导致凌星周期的变化，利用这一点在加上一些动力学计算/模拟，可以更好地约束它们的轨道参数，甚至推出未发现的行星。
很容易看出的是，凌星法需要长周期的持续观测，但地面上由于天气变化，很难提供一个稳定的亮度数据，所以最好的办法还是上太空。2009年，Kepler发射，目前为止，它一共给我们贡献了超过1000颗确认的系外行星！


这六年时间里，kepler在绕日轨道上始终指向天鹅座附近的天区。而在每个观测周期内（长达数月），kepler的指向精度是sub-pixel级别：每颗恒星始终位于同一颗像素上！直到2013年八月，三颗陀螺仪中有一颗故障，此后便转向其他目的的观测（例如星震）。


wiki上一副不错的统计图，绿色是凌星法发现的行星数量，蓝色是RV。当然，这里的日期并不是观测日期，而是数据经过分析后确认发布的日期。
2. 恒星形成
早期的恒星形成理论是比较孤立的，主要研究单个恒星的形成。目前的恒星形成理论/观测更加注重恒星形成过程对周围环境的影响（feedback）。早期恒星盘的喷流影响区域究竟多大？超新星爆发对于究竟是抑制还是促进新的恒星形成？星风又有着怎么样影响？


天文爱好者熟悉的猎户座大星云是研究恒星形成的热门天区。
而对超大质量恒星形成的研究则可以揭示宇宙极早期的演化路径：第一批恒星由于零金属丰度，质量普遍比现在的恒星要大很多，但直接观测他们的形成已经不可能。研究目前存在的大质量恒星形成则可以帮助我们摸索出早期超大质量恒星的演化规律。而这些恒星的演化对塑造我们现有的宇宙有着重大影响：重元素的合成，星风，超新星爆发，都可以直接影响到星系尺度上的演化。
3.原行星盘和行星形成
长期以来，天文学家研究的都是比较“干净”的对象：只包含着氢和氦的分子云的坍缩，之多增加一点氧作为“金属”。而大量系外行星系统的发现是的人们不得不考虑行星系统形成过程的“多样性”。而研究行星形成，必然会牵扯到更”脏“的物理。早期人们为解释黑洞吸积的吸积盘理论不得不考虑尘埃，石砾和微行星的影响。尘埃是如何成长成石砾的？结冰会影响石砾的大小分布吗？从米级的石块是如何聚成千米级的微行星的？那些位置的行星最早形成？
原行星刚刚形成的时候，气体盘依然存在，两者之间的相互作用是怎样的？行星此时靠引力可以吸积气体，吸积时放出的辐射会在多大程度上影响盘的演化？


右上角是ALMA（阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列）望远镜发现的金牛座HL星周围的行星盘，背景则是哈勃太空望远镜对该区域的成像。这是人类首次获得如此细致的形成盘图像。盘中这些较暗的环是如何形成的？是原行星同盘之间的相互作用吗？
4.极早期星系——宇宙尺度上的星系演化
随着高红移巡天观测的发展，越来越多的早期星系被发现。类似恒星的演化理论，以前人们主要在解释星系是如何演化成某种样子的，但现在关心的是，为什么有些星系会演化成某种形态，而另一些会是另一种样子？ 利用目前的星系演化模型，如何解释这些星系的形态分布？ 例如核球-盘的尺度比/亮度比，气体比例和分布，暗物质晕的分布，不同年龄/金属丰度的恒星分布等等。
5.宇宙孤星
比较流行的名字是超高速恒星。1988年Hills就在理论上预测了存在的可能性，直到2005年才被第一次观测到。这是一种游离于星系之外的恒星。为了形成恒星，我们需要足够的气体，而通常这些分子云只存在于星系之中。这些超高速恒星原本也在星系当中，但由于和中央大质量黑洞的引力相互作用被抛射出来，可以达到甚至超过星系的逃逸速度，相对星系的速度可以超过1000km/s。作为原本诞生于星系中央的星体，这些逃逸成功的幸运儿可以告诉我们很多关于中央黑洞的动力学信息。而“飞翔”在星系之外的恒星轨迹又可以告诉我们这些区域的物质分布，尤其是观测不到的暗物质晕。
6.棕矮星 （Brown Dwarf）
通常认为是由于质量太小无法正常进行聚变的“恒星”。从目前的观测看，这种天体比想象的还要罕见的多。如何界定棕矮星和超大质量行星本身就是一个有争议的话题。有些观点认为应当从形成过程来分，有着类似恒星形成历史的天体才能叫棕矮星，而那些可能从原行星盘中形成的只能算超大质量行星。但是形成历史本身就是一笔糊涂账，基本只能靠理论推算，用来分类观测结果有点一厢情愿。有人觉得经过根据内部的理化性质来分类，大型的气体行星，例如木星，内部的化学成分是分层的，温度梯度小，没有大结构的对流存在。而小质量恒星通常有贯穿整个恒星的对流结构，棕矮星应当也具有类似的结构。