宇宙暗物质暗能量与超新星被发现

伤我心太深

作者：陈学雷
今年的诺贝尔物理奖授予了三位在发现宇宙加速膨胀的研究中做出杰出贡献的学者：Perlmutter, Schmidt和Riess. 应该说，由于这项工作无可争辩的巨大重要性，几年来他们一直是获奖的热门人选。但是，导致宇宙加速膨胀的暗能量是什么仍是一个未解决的问题，而相关的许多理论和观测还处在研究的前沿，存在许多疑问和争论，诺贝尔奖评委会素有稳重、保守的传统，所以我原以为他们还要再过若干年才会获奖。因此，作为一名宇宙学研究者，我为他们今年获得这项殊荣感到非常高兴。
Perlmutter, Schmidt 和 Riess 是因为对超新星的研究而获奖的。超新星的概念是1934年由茨维基和巴德提出的。他们猜测当一些恒星寿命结束时将会塌缩，然后发生爆炸，其亮度可达到十亿甚至百亿个太阳的亮度，巴德和茨维基也观测到了一些超新星。后来发现，其实有两种不同的超新星， 一种是茨维基最早提出的核塌缩超新星，另一种其爆炸机理不同，现在一般认为是白矮星（质量比较低的恒星比如太阳在燃尽核燃料后就会变成白矮星）从其伴星中吸积物质，到一定程度后发生核爆炸。有趣的是，茨维基和巴德最早观测到的超新星都是后面这种他们所未曾想到过的类型，被称为Ia型超新星。

[图1：超新星遗迹Cas A.]

由于超新星很亮，可以在宇宙中很远的地方看到，因此可用来研究宇宙学。特别是，白矮星有一个质量上限，称为钱德拉塞卡质量，大约是1.4个太阳质量，白矮星发生超新星爆炸时大多都比较接近这个质量。既然这时白矮星的质量都差不多，就有理由认为，其爆炸时的亮度可能也差不多。这样，Ia型超新星就有可能作为“标准烛光”来使用：假定所有超新星的“绝对亮度”也就是本身的亮度相等，那么根据观测到的一颗Ia超新星的视亮度，就可以推测它到我们的距离。另一方面，我们还可以观测到这些超新星的光谱，从中测出超新星的“红移”。比如，一条原来在615纳米的谱线，经过红移后变为1230纳米，那么我们就说这个超新星的红移z=1,因为观测到的谱线长度是原来的(1+z)倍。如果我们把测到的超新星的红移和距离一一对应起来，我们就可以画出所谓哈勃图，不同的宇宙学模型的哈勃图是不一样的，因此用这种办法，可以测出宇宙到底是什么样的。

[图2：这是Perlmutter 等人1998年发表的超新星哈勃图，横坐标是红移，上面一图的纵坐标是星等（越暗星等越大），几条曲线是不同宇宙学理论的预言。下面图则是与理论的偏离。]

尽管上面叙述的这种办法原则上讲很简单，但实际做起来并不容易。首先是要发现超新星。尽管我们上面说超新星非常亮，但放在浩瀚的宇宙之中，也只是微弱的一点。下面的图演示了一个超新星的发现图像：你可以看到，它非常微弱而不起眼，经过两次放大之后也并不容易在图像上看出来。发现它的办法是，把两个同一天区但在不同时刻拍摄的照片叠放在一起，用后一张减去前一张，从二者之差发现可能变亮的候选目标。这样找到的候选者还不都是超新星，还有一些别的东西，比如星系中心的活动星系核有时会变亮，太阳系中的小行星有时会正好飞到这里，等等。在进一步观测排除这些其它东西后，才能找到超新星。这进一步的观测包括用多次不同时刻的观测得到超新星亮度随时间变化的曲线（光变曲线），以及拍摄超新星的光谱以测定红移。光谱观测比照相观测更难，往往需要更大的望远镜，而且需要在超新星最终变暗以前进行。

[图3：SCP组演示如何通过比较法找超新星的图]

1980年代中期，一些丹麦的天文学家开始试图寻找这些宇宙中的遥远超新星，经过长达2年的搜索，他们才找到了第1颗超新星，后来他们又发现了一颗，但终因发现的过少而放弃了。由于很难发现超新星，再加上对超新星是否真是“标准烛光”持怀疑态度，许多天文学家当时对这类研究抱悲观态度。
也是在这一时期，劳伦斯伯克利实验室(LBL)的一组物理学家开始对搜寻超新星产生了兴趣。这一小组的传奇的创始人Luis Alvarez兴趣广泛。他本人因为高能物理实验（气泡室）方面的工作获得诺贝尔奖，但他更为公众所知是因为提出小行星撞击地球导致恐龙灭绝的理论。这一小组中的Carl Pennypacker 和Rich Muller开始进行超新星研究，发展了一套在图像中自动搜索超新星候选者的软件。他们利用澳大利亚的3.9米望远镜进行了一段时间的搜寻，但是一开始他们失败了，并未找到任何超新星。后来，Pennypacker 转而从事科普，而Rich Muller 本人受Alvarez关于恐龙灭绝研究的影响，转向研究气候变化和全球变暖问题——其实他关于超新星搜寻的工作也是与寻找“复仇之星”（Nemesis)相结合的。古生物学家发现历史上的生物大规模灭绝存在周期性，Muller 认为可能是由于太阳有一颗红矮星或褐矮星伴星即复仇之星，当它沿周期轨道接近太阳时，其对小行星轨道的扰动就容易导致小行星撞击地球。 Muller 的弟子Perlmutter的研究一开始就是寻找这颗复仇之星。后来，Perlmutter接掌了超新星项目。有趣的是，尽管Rich Muller本人在宇宙学领域工作的时间不长就离开了，但他有两个弟子后来因为宇宙学研究得到了诺贝尔奖：研究CMB的George Smoot 2006年获奖，Perlmutter今年获奖。
Perlmutter 接掌这项工作正是在项目最困难的时期：他们未取得任何成果，连一颗超新星都没能发现，而与澳大利亚人的合作也到期结束了。这一项目是否还能进行下去？伯克利以及美国的资助机构在认真的评估后决定继续予以资助。Perlmutter工作专注，被认为是可以挽救这一项目的人选。他们还是得到了经费，造了一台CCD相机安放在西班牙加纳利群岛的一台望远镜上，作为交换他们可以使用这一望远镜进行超新星搜索。Perlmutter也很努力，为了对发现的候选超新星进行后续观测，Perlmutter 会给全世界各处天文台的望远镜打电话，恳求正在使用望远镜的人帮助他进行观测。
早期超新星研究的一大困难在于如何保证找到超新星并拍摄到其光谱。这里除了技术上的困难外，还有获得望远镜观测时间的困难。现代的天文望远镜都是由许多天文学家共用的。一位或一组天文学家要用望远镜，需要写一份建议书，说明自己的科学目标和观测方法，经过同行评议后，由望远镜时间分配委员会根据评议结果决定分配多少时间。这样，大型望远镜的观测时间表一般早就提前一年或半年定下来了。而在发现超新星之前，人们很难预先申请到这些观测时间，发现超新星后往往只好临时借用别人的观测时间进行后续观测，这很难保证获得大量数据。Perlmutter 发展了一套“批处理”的方法：他们每隔一个月，用观测条件最好的无月夜拍摄大片的星空，并立即与以往的观测进行比较，找出可能的超新星候选者，这样第2天他们就可以获得一批超新星候选者样本，然后再用Keck 10米望远镜等大望远镜进行后续光谱观测。恰好超新星的光变周期是几个月，因此这一方法非常有效。由于一次可以得到多个超新星候选者，也就可以申请到大望远镜的观测时间。用这种办法，Perlmutter领导的研究小组（称为超新星宇宙学计划Supernova Cosmology Project, SCP)开始发现大量的超新星。
伯克利的SCP小组由物理学家组成，他们一开始对于超新星天文学中的许多困难并不完全了解，“无知者无畏”可能是他们在大多数天文学家对超新星观测感到悲观时勇于进行这项研究的部分原因。然而，随着他们逐渐接近成功，天文学家们也开始看到希望并准备参加竞争。哈佛大学的Bob Kirshner （Adam Riess的导师）等人也想进行超新星观测，但问题是，SCP小组曾花费几年时间才研制出自动化超新星搜寻软件，别人能否在短期内研制出这样的软件呢？如果没有，要进行竞争是困难的。Brian Schmidt 只用了一个月就开发出了这样一套软件，他没有象SCP小组那样完全新写一套软件，而是通过组合一些现成的天文软件而实现了这一目标。这样，由Kirshner, Schmidt, Riess, Suntzeff, Filippenko 等人组成的High-z 小组以出人意料的高速加入了竞争的行列。
现在找超新星的问题解决了，但Ia型超新星是否真是标准烛光呢？遗憾的是，并非完全如此。渐渐地人们发现Ia型彼此并非完全相同，有的超新星光度的变化速度更快一些，有些则更慢一些。不过，Mark Philips 通过研究发现，那些绝对亮度更大的超新星，其变化速度也往往更慢。因此利用光变曲线可以修正超新星绝对亮度的变化。
此外，对于实际观测的超新星，还需要考虑好几个其它问题。星际空间存在着尘埃，这些尘埃会吸收光子，使超新星变暗。好在这一效应还是可以修正补偿的。尘埃吸收除了使目标变暗外，还会更多吸收蓝光而导致目标变红，因此根据其变红的程度进行修正。问题是，每颗超新星其本身的颜色其实也并不完全相同。最后，即使本身光谱完全相同的超新星，当它位于不同红移时，用给定波长的滤光片组进行观测时，得到的颜色也是不一样的，还需要对这一效应进行改正。好在这几个效应虽然复杂，但有规律可循。哈佛大学的研究生Adam Riess 发展了一套数学方法，他发现，利用多个滤光片拍摄的光变曲线数据，经过改正后，Ia型超新星还是可以作为近似的标准烛光的，因此用Ia型超新星进行宇宙学研究是有希望的。实际上，即使到了今天，人们也还是不完全理解为什么Ia型超新星经过修正后可以作为这么好的标准烛光。人们很容易想到各种因素，使得Ia型超新星偏离标准烛光，这也是一开始很多天文学家对超新星宇宙学感到悲观的原因。然而数据显示Ia型超新星经过修正后确实还是不错的标准烛光，这是大自然给我们的一个惊喜。当然，研究者们仍在探究这其中的原因。
SCP和High-z这两个小组的竞争非常激烈。到了1997年下半年，他们开始发现，高红移的超新星比他们原来预期的要暗。根据哈勃图，这表明宇宙的膨胀在加速而不是减速。这是否是由于观测或数据处理上的错误造成的呢？或者，尘埃吸收等因素考虑得不够周全？经过反复检查，1998年1月，两个小组几乎同时公布了自己的观测结果，SCP组有42颗超新星数据，High-z 组只有16颗超新星数据，但每颗的误差要小一些。总之，他们一致的结论是宇宙的膨胀在加速。这一结果轰动了世界。
按照广义相对论理论，如果宇宙由一般的“物质”（包括所谓“暗物质”）组成，其膨胀会逐渐减速，这是万有引力的作用。那么如何解释观测到的宇宙膨胀加速呢？目前主流的解释是引入“暗能量”的概念。暗能量(dark energy)一词是美国宇宙学家Mike Turner 引入的。它实际上也是物质的一种形式，但具有很奇特的性质。比如，它的有效“压强”小于0，这些压强项使时空的弯曲与一般物质造成的时空弯曲相反，因此可以理解成是与万有引力相对的“斥力”，可以导致宇宙加速膨胀。根据现在对宇宙微波背景辐射、超新星等实验数据的拟合表明，宇宙中大约百分之七十五左右是暗能量，此外还有百分之二十一左右是不发光的暗物质，而我们熟悉的普通物质仅占百分之四多一点。

[图4：宇宙的组分]

也有人认为不需要引入新的物质形式“暗能量”，而是万有引力的规律与我们一般所假定的广义相对论理论有所不同造成。不过，这种修改引力理论往往比暗能量理论更为复杂。广义地说，这也可以算暗能量模型。
还有少数学者怀疑超新星的观测或数据分析有错误，宇宙并未加速膨胀。但是，13年来人们又观测了许多超新星，目前总数有几百颗，对其分析也更加深入，虽然还存在很多疑点（比如Ia型超新星爆炸的机理到底是什么？），但数据本身经过许多不同的天文学家用不同方法的分析，迄今并未发现大问题。其次，有人曾提出Ia型超新星的光在传播中会由于与一种被称为“轴子”的假想粒子的相互作用而变暗，导致其被误认为是宇宙加速膨胀。但是，这种假设与观测的拟合并不好。特别是，有的高红移超新星测量结果表明，宇宙的膨胀并非一直加速，而是先减速再加速，这用上述假说不容易解释，而却正是暗能量理论的预言。
暗能量的存在也有一些其它方面的证据。例如，早在SCP和High-z 小组公布他们的超新星观测之前，有一些科学家（例如Turner & Krauss, Ostriker & Steinhardt等）根据宇宙年龄、物质密度和功率谱等因素考虑，就认为宇宙可能含有暗能量。此后，宇宙微波背景辐射、重子声波振荡等其它观测也支持宇宙中存在暗能量的理论。目前，也有少部分观测，例如强引力透镜的数量，与根据暗能量理论做出的预言符合得不好，但这些观测目前其可靠性本身是比较低的，因此暗能量是为大多数人所接收的模型。
宇宙的加速膨胀是一个惊人的重大发现，因此其发现者获得诺贝尔奖也是意料之中的。但是，暗能量的本质仍是一个还未解决的问题。对这一问题的研究，也很可能是未来基础物理学发展的突破口。国外有许多计划中的实验项目，而我国目前除了提出多种暗能量的理论模型外，一些天文学家也结合我国实际，提出了一些未来的暗能量实验观测计划。例如，在南极冰穹A(那里的观测条件好）建造大型光学望远镜，在我国天宫空间站上装设光学望远镜，在南美建造大型的光谱巡天望远镜等，以及参与一些国外重大实验项目的合作。笔者本人目前也正在推动开展“天籁计划”研究，这是一项在国内地面进行的实验，研制专用射电望远镜阵列进行巡天观测，利用宇宙大尺度结构中的重子声波振荡特征精密研究暗能量的性质。希望未来我国在这一方面的研究中也能做出重大的发现。
从今年获诺贝尔物理奖的研究工作中，我们能受到什么启发呢？我觉得，Schmidt 和 Riess 等人能够凭借自己的研究积累，抓住战机，在激烈的竞争中一举冲入研究的最前沿，其能力和敏锐令人钦佩。但更值得思索和借鉴的是Perlmutter等人的顽强坚持。作为研究者，要有信心和勇气在困难时坚持下去，正是这种信心和勇气，使Perlmutter等人在人们大多对超新星宇宙学感到悲观时能够坚持下去。而美国的资助机构能够宽容失败，看出这一项目的科学价值和团队人员的能力，保持对这一项目的资助，也是非常有眼光的。有重大创新的科研常常有很大的风险，很难保证完全实现计划的成果。这时应该怎么办？我国现在口头上也常常说支持探索、宽容失败，但实际上有风险的研究计划很难得到支持，更不用提对失败的理解和宽容了。这恐怕是我们所应该深思的。