Monday, February 17, 2020

宇宙膨胀背后的故事(廿八):角逐遥远的超新星

1987年2月23日,卡内基科学研究院设立在智利高山上的天文台工作人员在大麦哲伦星云中看到了一颗超新星。大麦哲伦星云非常醒目,只是因为处于南半球的天穹,直到麦哲伦航海之后才被北半球的人知悉。它不属于银河系本身,而是银河系左邻的小岛屿星系之一,距离相当近。因此,这颗被命名为“1987A”——1987年第一颗——的超新星是开普勒之后383年来人类见到的最明亮的超新星。它在2月下旬已经肉眼可见,直到5月才达到最亮的峰值。

这个突如其来的宝贵机会让天文学界兴奋异常。与当年的开普勒、伽利略不同,他们不只是观察星光的变化,而是全方位地测量各种频率的辐射,探究超新星爆发的过程。地球上的中微子探测器也第一次接收到来自太阳系以外的信号。很快,他们知道这是II型超新星,源自一颗已知的蓝超巨星的内核坍缩。经过几十年不懈的探寻,天文学家迟至2019年才获得那颗超新星爆发之处遗留有坍缩的产物——中子星——的证据。


两年前的1985年6月,卡内基科学研究院终止了对威尔逊山天文台长达一个世纪的资助,将他们的资金集中使用于智利更现代的天文台。久负盛名的胡克望远镜随即终止了科研使命。威尔逊山天文台也逐渐转变成一个面向大众的博物馆。

帕洛玛山天文台那5.1米口径的海尔望远镜还在继续运作,却也早已不再独领风骚。伯克利与加州理工学院合作,正在夏威夷海拔4千多米的茂纳凯亚(Mauna Kea,夏威夷语中的“白山”)山巅修建两座10米口径的巨型望远镜。该项目的资金大部来自一位石油大亨,以他命名为“凯克天文台”(W. M. Keck Observatory)。

在其它地方,1980年代中期最时兴的还是更容易制造的8米口径望远镜。世界各地的天文台相继拥有这个新装备,都轻易地超越了帕洛玛山。同时,口径的大小也已经不再是天文望远镜的决定性因素,新的技术革命发生在望远镜的另一端。

19世纪出现的照相术是天文观测的一次革命性进步。从那时起天文学家不再需要像罗斯伯爵那样只能用手绘出星云的怪异形状。照相机的长期曝光可以积累微弱的光亮,捕捉到人眼无法看到的遥远星系。然而,即使一百年后的照相工艺有了长足的进步,其效率依然乏善可陈。虽然大型望远镜能将越来越多的光子输送到底片上,这些光子也只有1%能够参与成像反应。那些来自遥远星系的光——天文观测最宝贵的资源——的99%被白白浪费。

直到1960年代,半导体元件的出现再次为天文学带来新的技术突破。一个叫做“电荷耦合器”(charge-coupled device)的新发明取代了传统的照相底片,实现电子成像。它可以捕捉到几乎100%的入射光,将每一个光子都直接转换为电信号成像。而且它还可以同时捕捉大范围的光,使观测效率有了近百倍的提高。(电荷耦合器的发明人Willard Boyle和George Smith后来获得2009年诺贝尔物理学奖。现代的数字照相机、手机也都采用这个器件或其后代成像。)

传统的照相底片需要在暗室里很小心地手工显影、定影,然后才能看到拍摄的图像。将不同时间对同一个星系拍摄的照片比较,通过其中光点的变化可以发现可能的变星、新星、超新星等。这是当年哈佛后宫那些“计算机”每天枯燥繁重工作的主要部分。以后的几十年里,这个劳累的体力活没有太多变化,只是出现了一些辅助人工的简单机械装置。无论那些人肉计算机以及她们的后代如何勤劳刻苦,大量的照相底片还是堆积在资料室里来不及分析。由于超新星的出现是短暂的突发事件,这个传统操作模式显然不赶趟。

电荷耦合器的数字式照片从根本上改变了这一局面。拍摄的照片可以即刻用现代(真正的)计算机处理,自动与存档的照片对比。星光的任何变异可以在“第一时间”被发现。阿尔瓦雷茨的朋友高露洁就是设计了这样的一个全自动化的望远镜,每晚定时扫描、拍摄整个天穹,实时报告超新星。他当时只是孤军奋战,还没有取得实质性进展就半途而废了。


珀尔马特小时候没有玩过天文望远镜,对星空也没有好奇过。他从小在都是大学教授的父母影响下兴趣颇为广泛。当他在哈佛上大学时,志向是修物理、哲学双学位。很快,他发现大学的物理课程越来越难,难以为继而不得不做选择。要是专心研习哲学,他不可能继续学物理;反之,如果他主修物理,却还可以自己琢磨哲学。于是他选择了物理专业。

在伯克利,他终于能近乎二者兼顾:用Ia型超新星作为标准烛光可以确定宇宙的大小;如果进一步地再测量出宇宙膨胀的减速,能更好地预知世界的未来。这不仅仅是物理学的奥秘,更是人类永恒的哲学难题。

当他在1986年博士毕业时,那里的超新星项目正陷入困境。他们在1981年启动时曾豪迈地预测他们会以每年100颗的速度大规模发现超新星。但迟至1986年5月,他们才好歹找到第一颗。项目所花的钱远远超过预算,管理相当混乱。虽然珀尔马特只是一个刚刚毕业的博士后,他在整顿中临危受命成为这个几经易名后变成“超新星宇宙学计划”(Supernova Cosmology Project)的新负责人。

1992年,珀尔马特(左二)与团队成员讨论。右一是他的博士论文导师穆勒(Richard Muller)。

超新星的发现和测量其实是两个分开的过程。寻找新出现的超新星并不需要很强大的望远镜,但要求有比较大的视角,能同时拍摄大范围的区域,增加发现这种偶然事件的机会。在自动化搜索发现可能的超新星之后,再使用分辨率高的大型望远镜跟踪测量这颗星的光亮曲线。因为要确定超新星是否是需要的Ia型,必须从超新星尚未达到最亮时测量整条曲线,从找到疑似目标到跟踪观测的过程必须非常迅速,时不我待。

通常的天文观测是一个井井有条的过程。大型望远镜更是紧缺的共享资源。与科研经费类似,各个机构在几个月甚至几年前提交观测计划。然后,望远镜的使用时间由专家审核统筹安排,分配给指定的申请人。当获得批准的幸运儿在指定时间使用望远镜时,他们对自己要观测什么、如何观测早已成竹在胸,可以按部就班地进行——只要天气合作。

超新星却不会按照事先的计划出现。追踪超新星的天文学家只能盲目地定期预订望远镜。每次观测时间来临、甚至在人员已经在望远镜前就位时,他们还不知道这次应该往哪里看。他们需要担任筛选任务的队友及时提供目标指向,而后者往往还处于焦头烂额之中。

虽然计算机程序可以自动地比较不同时间的照片、辨识其中的新亮点,它还没有具备判断亮点本质的智能。也许那只是地球附近有卫星、陨石经过,也许是宇宙射线或大气层中的散射光斑,甚至还可能就是设备中的电子噪音以及程序错误等等。这些还需要有经验的天文学家人工鉴别。他们逐个审视计算机挑选出的疑似案例,快速地排除绝大部分假阳性结果,淘金般地找出可能真的是超新星的目标传送给队友去跟踪。在这道工序上,1980年代末的研究生、博士后所做的与一个世纪前哈佛后宫中的女性也没有太大不同。

当然,超新星也不会专门在他们预定好的观测时间中出现。更多的时候,他们有了目标却没有望远镜可以使用。这时,珀尔马特施展出他的独门绝技,拿起电话逐个拨通适合观测的望远镜控制室,苦口婆心不厌其烦,或央求或胁迫对方帮忙。几乎每一个做观测的天文学家都在某个时刻接到过珀尔马特的这个电话。他们反应不一,或垂头丧气或暴跳如雷。因为他们知道,接到这个电话就意味着他们要立即放弃自己争取、计划很久的工作,转而为珀尔马特义务打工。但他们更明白的是,出于科学发现的共同目标,他们无论多么不情愿也会在抱怨诅咒之余把望远镜转向珀尔马特需要的方向。

更残酷的是,他们的牺牲绝大多数没有回报:他们不过是在为珀尔马特证实那个目标并不是超新星。

1992年8月29日的晚上,珀尔马特又一次在电话上软硬兼施,恳求一个正在加那利群岛上以赫歇尔命名的4.2米口径望远镜观测的英国人。对方自然又一次回以数落,但也还是又一次让出了宝贵的时间。当晚,英国人兴奋地回话说,从测得的红移幅度看,那是一颗当时所知的最遥远的超新星。


1990年,哈佛天文系有了新的系主任。科什纳(Robert Kirshner)原来就是哈佛的毕业生,1975年在加州理工学院获得博士学位。在那里,他与晚年的兹威基有着相邻的办公室,因此成为与这个科技怪人有近距离接触的少数新生代天文学家之一。科什纳的博士课题是通过跟踪测量II型超新星外围气体的膨胀速度来估算其距离。1987A超新星出现时他躬逢其盛,成为领军人物。

作为超新星专家,科什纳也经常受邀为伯克利团队的资金申请书、论文等做同行评议。很多年来,他的意见都是负面的。他觉得这个项目过于超前,条件很不成熟:Ia型超新星是不是真的可以作为标准烛光,有没有可能发现足够的遥远超新星,能不能准确地测量它们的光强,等等等等,都还是悬而未决的问题。年轻的珀尔马特似乎对这些重要的细节不那么在乎,指望一蹴而就。科什纳觉得珀尔马特和他的团队都是物理学出身,不具备天文学的基础训练和经验,只会是成事不足败事有余。

礼尚往来,伯克利的人也把总是在寻隙挑刺、百般阻扰的科什纳当作他们的头号挡路石。他们隔着美国大陆,虽然也经常见面但互相很不以为然。

1994年3月,科什纳带着研究生里斯(Adam Riess)在进行一次常规观测时接到了珀尔马特的电话,于是只好放下手头的活帮忙。测量完毕后,他们意识到那又是一颗距离上创新记录的超新星。科什纳突然领悟,珀尔马特的蛮干也许并不那么离谱。至少,遥远的超新星是能够被发现的。

科什纳的另一位研究生施密特(Brian Schmidt)刚刚毕业,正开始博士后生涯。他的博士论文是推广导师当年的课题,更完整地研究II型超新星的光谱。这时候他既认识到Ia型超新星作为标准烛光更有前途,也希望能有一个属于自己的独立项目。于是,他与几个年轻人商议,与其坐视珀尔马特他们瞎折腾,不如自己也上场,好好地干。他很快召集上几个人,成立了一个“高红移超新星搜索队”(High-z Supernova Search Team)。科什纳也入了伙。

1993年,施密特(左)与导师科什纳讨论数据分析。

科什纳早已声名显赫,更是首屈一指的超新星专家。这个小团队也大都由他的研究生、博士后组成。所以,科什纳觉得他应是理所当然的队长。施密特却没有以老为尊。他们俩展开“竞选”,分别在队员中争取支持。最后,在一次两人都退场回避的会议上,队员们选择了施密特:初出茅庐的学生超越了老谋深算的导师。


白矮星整体爆炸的Ia型超新星是宇宙中可见的最明亮的星光,光度最强时超过太阳50亿倍。一般星系中的恒星数目也是几十亿,这一爆发的光能与整个星系的光相当,甚至超越。因此,在地球上可以捕捉到极其遥远的超新星爆发,即使它所在的星系本身只不过是天文照片中一个不显眼的亮点。

第谷、开普勒他们所看到的超新星之所以辉煌,还是因为它们来自银河系内部,距离非常近。遥远的超新星虽然能够通过望远镜观察到,却也只是茫茫星海中的一个亮点,其光度大约只是背景星光的1%。测量超新星的光强曲线,需要小心地从测量的光强中除去来自其星系以及附近星系的光。与发现超新星的过程相似,这个减除可以通过与过去还没有超新星时拍摄的照片比较进行。如果没有现成的背景照片,有时候就得等上一整年,当地球回到原来位置、超新星已经完全消失之后再测量那里的背景。珀尔马特和施密特都各自独立地编写了计算机程序执行这一减除运作。

超新星的光路也并非畅通无阻。它需要先逸出所在星系,然后穿过茫茫宇宙空间,再进入银河系到达地球。在这个长达几亿光年的旅途中,它会遭遇不同程度的宇宙尘埃,因为后者的吸收、散射而有一定损失。

宇宙尘埃对星光的干扰是天文学界的老问题。早在1930年代,天文学家就已经觉察到宇宙尘埃的存在并为之头疼不已。因为来到地球的光遭遇尘埃的损失是不可控制的,无法校准。不过,尘埃散射最强的是蓝光,会使通过的光线留有更多的红色——这正是地球上灿烂的朝霞、晚霞的来历。因此,通过光色的成分可以估算尘埃的影响,从而修正星光应有的光强。

这是从哈勃到桑德奇所有天文学家的必修功课。但即便如此,这样的估算存在相当大的误差,是几十年来宇宙距离、哈勃常数的测量无法准确的最大原因之一。天文学出身的科什纳深知这其中可能隐藏的陷阱,因此担心伯克利那些物理出身的年轻人在这些问题上的不知轻重。

的确,那时他们已经发现距离比较近的一些Ia型超新星的光强曲线互相并不完全一致,存在着微小但不可忽视的差异。Ia型超新星能否作为标准烛光也因之有了疑问。科什纳觉得在能够完全肯定这一点之前兴师动众地去寻找遥远的超新星是本末倒置。于是,他建议里斯以这个课题做博士论文。

里斯1992年在麻省理工学院物理系毕业时申请了哈佛的研究生院。他被天文系录取,但在他想去的物理系却只得了个候补。科什纳给他寄去一枚坐地铁用的硬币,邀请他来看看。在哈佛他见到施密特,觉得很投缘便接受了天文系的录取。

科什纳还招来一个瑞士人做博士后。莱本古特(Bruno Leibundgut)在他的博士论文里提出了分析Ia型超新星光强曲线的新方法,将当时已有的数据归纳成一个标准的同一形状。

里斯在钻研这些进展时意识到用电荷耦合器测量到的最新数据非常丰富,可以进行更为复杂精致的统计分析。与勒维特发现造父变星的亮度与周期相关类似,他发现观测到的Ia型超新星的最大光强与其衰减曲线也相关。在同系的普莱斯(Bill Press)教授(作为天文学家,普莱斯最著名的可能还是他出版的一套《数值食谱》(Numerical Recipes)书,是物理学生编写计算机程序进行数值计算的经典参考)帮助下,里斯发明了一个数据处理途径,可以排除宇宙尘埃和其它环境因素的影响,准确地还原Ia型超新星的内在光强。因为其突破性,他的博士论文后来赢得天文学一项年奖。(里斯与科什纳、普莱斯合写的论文中用了一个同事私下提供的尚未发表的数据验证他的方法,却未能如约等对方的论文发表之后再发表。他们各自的论文同时面世,闹得很不愉快。)

研究生期间的里斯(中)与他的两位博士导师在哈佛-史密森尼天体物理中心。左为普莱斯,右为科什纳。

里斯的论文证明了Ia型超新星果然是最好的标准烛光,可以放心地用它来测量宇宙距离。施密特这时也完成了寻找超新星所需要的计算机程序。哈佛的搜索队终于开始了他们对遥远超新星的搜寻。1995年4月,他们终于找到了第一颗,同时也在距离上破了纪录。但即便如此,他们也已经落后了伯克利团队至少3年。


超新星是罕见的天文事件。无论在何时何地发现了超新星,标准步骤是及时报告国际天文联合会,由他们统一通告全世界的天文学家。一天,那里的人接到珀尔马特的一个电话,告知他们两星期后会报告好几个超新星的出现,请他们提前做好准备。他们接听后大笑不止:不仅从来没有人能提前两星期预测超新星,更不可能会同时发现好几个!

两星期后,珀尔马特果然报上了一批新的超新星。从那之后,他更是一批又一批地连绵不断。

经过几年的“瞎折腾”,珀尔马特意识到他那种临时满世界求人帮忙的做法无法满足寻找超新星的要求。他想方设法要将这随机的突发事件变成可预测、可批量“生产”的工业化模式。

他们自己设计制作了一个“广角镜头”,装置在天文望远镜上可以大大地扩展视野。因为电荷耦合器的功能,他们由此能同时拍摄十几二十倍数目的星系。这样,每一张照片上就会有成千上万个星系。即使一个星系中每几百年才可能会有一个超新星出现,在每个晚上拍摄的批量照片里,他们可以肯定必定会有那么几颗。

当然,他们不只是要找到超新星,还要在它们亮度达到最高点之前发现。这时候,距离的遥远倒是一个有利条件。越远的星系正在以越快、越接近光速的速度远离我们而去。根据相对论,高速运动中物体的时钟在我们看来会变得慢很多。白矮星爆炸的过程不是很长,可观察的时间大约30天。但如果这一爆炸发生在几亿光年之外,在地球上看却有60天。

相应地,从爆发到最亮的过程也被拉长,给我们大约21天的时间。珀尔马特意识到这与月球的周期大致符合。天文观测的最佳日期是新月出现之前、夜空最黑暗的那个晚上。如果在那时拍上一系列照片做基准,然后等到下一个新月的夜晚再重复拍摄,两相比较,他们一定能找到刚刚出现、尚未达到亮度峰值的超新星。

当哈佛的搜索队发现他们的第一颗时,伯克利团队的手里已经有了多达11颗可用的Ia型超新星数据。而更重要的是,他们达到了超新星“随要随有”(on demand)的境界。


科什纳的科研小组会通常是他每星期带着博士后、研究生到饭馆聚餐,在那里大谈阔论各自的科研进展。他自嘲地感慨,为这顿饭买单是他能为科学事业做出的最大贡献。与其他盛名之下的专家一样,担任教授——尤其是系主任——之后,他忙于教学、行政、申请经费等等,已经没有什么时间能够专注于科研。

在天文领域,最珍贵的资源还不是大型望远镜的观测时间,而是个人可支配的科研时间。已经研究生毕业,可以独立科研又没有其它负担——除了需要找正式工作——的博士后可以说正处于黄金时段。与当年的古斯一样,他们经常发现自己站在最前沿,是观测、分析、研究的主力。

1996年,27岁的里斯博士毕业,得到伯克利的一份奖学金去那里做了博士后。虽然“深入敌后”,他依然是29岁的施密特麾下的搜索队成员,并在队中起着越来越重要的作用。在他身边,已经37岁的珀尔马特带着另一拨博士后、研究生也正在紧锣密鼓地分析超新星数据。这两个年轻气盛的队伍仍旧互相看不顺眼。除了偶尔的交流、合作,他们保持着激烈竞争的态势。

1990年代,竞争对手施密特(左)与珀尔马特在对峙中。

因为他们有着同一个目标:要抢先破译遥远的超新星带来的信息,测量宇宙膨胀的减慢并从而揭示宇宙的归宿。


(待续)




Monday, January 27, 2020

宇宙膨胀背后的故事(廿七):宇宙距离阶梯之超新星

当劳伦斯1930年代初在伯克利发明回旋加速器时,他大概没想到这个装置会大幅度地改变当地的科学面貌。在那之后的几十年里,伯克利在核物理领域一直出类拔萃,涌现了好几位诺贝尔物理、化学奖获得者。劳伦斯1958年去世时,他在那里创建的两个国家实验室都随即以他的名字命名。(著名的华裔物理学家吴健雄(Chien-Shiung Wu)也是劳伦斯的学生。)

那些诺贝尔奖中包括1968年物理奖获得者阿尔瓦雷茨(Luis Alvarez)。在加速器上取得出色成就之后,他逐渐移情别恋。1970年代中期,他偶然得知物理学家、“高露洁”牙膏公司的创始人后代高露洁(Stirling Colgate)在设计自动化的天文望远镜寻找超新星,立刻指示自己的学生关注。

阿尔瓦雷茨没有高露洁那得天独厚的遗产,但伯克利也不是穷地方。在1980年代初,高能物理与宇宙学的合流已然水到渠成。美国国家科学基金会专门在主持加速器的国家实验室资助两个研究宇宙学的新机构,一个建在芝加哥的费米实验室,另一个就在伯克利,名为“粒子天体物理中心”(Center for Particle Astrophysics)。阿尔瓦雷茨顺坡下驴,没有纠缠“粒子”这个限制词,直接便奔“天体物理”而去,在这个有钱的中心里设立了超新星项目。


在人类历史上,天空中突然出现平常没有的“新星”的记录能追溯到公元前的一些壁画、雕刻中。中国的古籍中有着相当多“客星”、“妖星”的踪影,能被现代观测佐证的有公元185年(东汉)、393年(东晋)、1006和1054年(北宋)等早期记载。

中国明朝(1414年)时编撰的古籍《历代名臣奏议》中有关1054年(宋仁宗至和二年)超新星出现的记录。

在西方影响比较大的是1572年的11月初的一颗新星。当时的天文学家第谷做了细致的观测,引以为据指出亚里士多德永恒不变的天球学说之谬误。那时中国已经是明朝,宰相张居正借这颗客星的出现督促新登基的万历皇帝自省修身。

30多年后的1604年10月初,又一颗明亮的新星出现。第谷已经去世,这次跟踪观测的是他的学生开普勒,还有伽利略等。

开普勒在1606年描绘的超新星。该超新星出现在蛇夫座的“蛇夫”右脚踝处(以字母N标记)。

当沙普利与柯蒂斯在1920年的大辩论中探讨星云是否银河一部分时,偶然出现的新星也是他们各自的论据之一。柯蒂斯认为星云中新星出现频繁,说明它们是远处独立的星系。沙普利则回应道,某些新星看起来非常明亮,距离我们应该不会太远。在这一点上,他们各执一词,谁也没法说服对方。

他们的这一争论直到1931年才初见分晓。兹威基与巴德在威尔逊山上通过系统观测确定新星并不整齐划一。有些新星确实会比其它的亮太多,最亮时甚至能盖过它所在的整个星系。因此沙普利的推论没有根据,新星的异常明亮并不是因为它们距离近。为了突显这一区别,兹威基和巴德创造了一个新名词:超新星。

他们为超新星做了光谱测量,结果很奇怪:光谱中几乎看不到宇宙中无所不在的氢元素的踪迹。

兹威基当时刚刚提出了暗物质概念。这时他又一次大胆设想,指出超新星爆发是普通恒星在核燃料耗尽之后内核急剧塌缩,成为中子星而释放出的巨大能量所致。两人在1934年初发表了两篇论文,并在美国物理学会的年会上宣讲。那时中子才刚刚被发现一年多,中子星的概念如同暗物质一样匪夷所思。所有人都只把它当作兹威基的又一疯言疯语。

兹威基没有气馁,自己设计了一座小型望远镜专门寻找超新星。那是帕洛玛山上的第一座天文望远镜。

同在威尔逊山上的闵可夫斯基在1940年又发现一颗超新星。与兹威基和巴德观测的相反,这颗星的光谱几乎完全由氢元素主宰。显然,超新星也存在不同的类别。闵可夫斯基按照罗马数字把原来不含氢元素的超新星叫做I型,而这新发现的充满氢元素的种类定为II型。


早在20世纪初,天文学家赫茨普龙和罗素根据哈佛天文台积累的光谱数据和与之相伴的“哦,做个好女孩,亲亲我”分类总结出恒星有三大类型:普通的“主序星”(main sequence)、比较亮的“巨星”(giant)和比较暗淡的“矮星”(dwalf)。它们之中根据光谱的色泽还可以再细分。

太阳就是一颗主序恒星,基本上完全由氢(75%)、氦(24%)两种最轻的元素构成。因为太阳的巨大,自身引力会将所有的质量吸引到中心而塌缩。好在这强劲的引力同时也在内部形成高温高压,导致氢原子发生核聚变而成为氦。这个核反应产生大量光子、中微子向外辐射,不仅给地球带来光和热,也同时为太阳提供了抗御引力塌缩的能量。太阳内部的核反应速度与其引力大小息息相关,正好达成一个动态的平衡,保持太阳的稳定。这个精巧的平衡态已经持续了46亿年,还会延续至少50亿年。

在那之后,太阳内部的氢将基本耗尽。因为不再有足够的能量抵御引力,太阳的内核会发生第一次塌缩。塌缩时短暂释放的能量将外围的炙热气体推开而膨胀,吞噬距离最近的水星、金星。这时,太阳变成一颗“红巨星”。如果地球尚未同时被毁灭,也已经不可能有任何生命能继续存活——如果那时地球上还有生命,而他们没能“带着地球去流浪”的话。

再往后,塌缩后的太阳内核压力更大,能继续以氦为燃料进行热核聚变,产生碳、氧。当氦燃料也被消耗殆尽,只剩下难以聚变的碳和氧时,太阳会再一次塌缩,成为一颗“白矮星”。

白矮星也是哈佛的皮克林和他的后宫管家弗莱明在1910年确认的。罗素对这种发白光却又昏暗的星体大惑不解。皮克林颇为骄傲地回应:正是这样的奇异会带来我们知识的进步。("It is just these exceptions that lead to an advance in our knowledge.")

他不可能想象到白矮星在人类对宇宙的认知中会起到的作用。


1930年7月31日,不满20岁的小伙子钱德拉塞卡(Subrahmanyan Chandrasekhar)在孟买登上特里斯蒂诺(Lloyd Triestino)号意大利邮轮。他两年前已经在英国王家学会会刊上发表了一篇物理论文。在获得印度政府一项奖学金后,他决定前往剑桥深造。

剑桥的爱丁顿和福勒(Ralph Fowler)那时都对白矮星的构造深感兴趣。福勒的学生狄拉克刚刚博士毕业。他推广费米的电子气理论,建立了针对量子力学中费米粒子的“费米-狄拉克统计”(Fermi–Dirac statistics)。福勒认识到那应该也正是白矮星的状态:因为白矮星在塌缩后密度非常高,剩下的碳和氧已经不再是完整的原子,而是被“压碎”成带正电的原子核与带负电的自由电子气。因为“泡利不相容原理”(Pauli exclusion principle),电子不能同时处于相同的能量态上,只能按照费米-狄拉克统计逐级占据越来越高的能量态。这相当于电子之间有源自量子力学的额外排斥力,可以与引力抗衡。二者的平衡决定了白矮星的大小。这个模型完美地解释了白矮星的存在和稳定性。

也是在钱德拉塞卡登船的两年前,著名的德国物理学家索末菲(Arnold Sommerfeld)到印度讲学。钱德拉塞卡擅自找到索末菲的房间拜访,两人讨论了一整晚。大师给好学的少年讲解了最前沿的费米-狄拉克统计和白矮星理论,还给他留下了论文资料。

于是钱德拉塞卡在特里斯蒂诺号邮轮上便没日没夜地研究论文。他很快发现了福勒的一个疏忽:他们只用了经典的量子理论。当众多的电子因为彼此不相容而被排斥到越来越高的能量态时,它们的速度会越来越大而接近光速,进入相对论范畴。钱德拉塞卡立刻在福勒的模型中加上狭义相对论修正,得出了更完整的结果。他还有了一个意外的发现:白矮星的大小会有一个确定的上限。如果星体的总质量超过这个极限,就不可能稳定。

到剑桥后,勤奋的钱德拉塞卡在福勒和爱丁顿的指导下只用了3年就获得了博士学位。期间他还应邀分别到量子力学的圣地哥廷根、哥本哈根访学,接受玻恩(Max Born)、玻尔的教诲。但他对白矮星模型的推广却一直无法得到导师的理解、首肯。

在剑桥时的钱德拉塞卡。

1935年1月,钱德拉塞卡终于得到英国王家天文学会邀请,在年会上宣读他的成果。不料,爱丁顿随后立即站出来指责钱德拉塞卡画蛇添足,把福勒原已解决的问题再度搅乱。如果质量太大的恒星最后不能变成白矮星,爱丁顿质问道,那还能成为什么?自然法则是不会让星球陷入荒诞的绝境的!

爱丁顿心目中的荒诞绝境便是当时已经有了理论概念的黑洞。他无法接受钱德拉塞卡为黑洞提供了一个可能的途径:如果过大的星球不能塌陷成白矮星,那势必会成为黑洞——他们也还没有顾及到大洋彼岸兹威基刚刚提出的中子星概念。

刚过24岁的钱德拉塞卡在爱丁顿的突然袭击面前手足无措。他后来辗转求助于泡利、玻尔、狄拉克等,希望他们能公道地助上一臂之力。然而,这些人虽然在私下里都肯定了他的理论,却没有一个人愿意公开与爱丁顿找别扭。(在苏联,朗道也独立地得出了与钱德拉塞卡相同的结论。但他却认为这只说明量子力学在白矮星的极端条件下不适用。)

爱丁顿后来还继续在国际学术会议上抨击钱德拉塞卡。因为他在天文学界的崇高威望,钱德拉塞卡这一发现随即被埋没了二十多年无人问津。钱德拉塞卡因此对剑桥、英国失望透顶(虽然钱德拉塞卡觉得爱丁顿对他的攻击含有种族歧视成分,他们还是保持了至少表面上的私交友谊。钱德拉塞卡后来曾在爱丁顿的葬礼上致辞,盛赞后者的品德),他后来又远渡重洋来到美国,在芝加哥大学任教。奥斯特里克就是他在那里培养的博士之一。

直到1950年代,钱德拉塞卡的白矮星结果才再度被学术界发现、接受,被称之为“钱德拉塞卡极限”(Chandrasekhar limit)。1983年,他因为这个半世纪前还是小青年时在特里斯蒂诺号邮轮上的推导而荣获诺贝尔奖。


即使在风格迥异的物理学家群体中,阿尔瓦雷茨也是一个独特的角色。他不仅在粒子物理上成绩显著,而且经常捞过界。当肯尼迪(John Kennedy)总统遇刺身亡、暗杀过程充满疑云时,阿尔瓦雷茨发挥他的光学专长,对现场照片进行精细分析,认可了官方单一子弹造成肯尼迪死亡的结论。他还曾组织团队利用宇宙射线对埃及金字塔进行穿透性检验,“证明”金字塔内没有隐藏的暗室。但最著名的还是他与作为地质学家的儿子一起提出恐龙的灭绝是因为一颗巨大的陨星轰击地球,毁灭了恐龙的生存环境。他们的这一观点得到很多地质考察的佐证。

阿尔瓦雷茨还不满足。他注意到历史上曾经出现过的几次生物大灭绝所间隔的时间比较确定:大约2千6百万年。巨大陨星与地球的碰撞是极其罕见的偶然事件,不应该存在周期规律。阿尔瓦雷茨便大胆设想太阳其实还有一颗伴星,二者因为引力的牵制互相绕行。每隔2千6百万年,两颗星的位置会趋近。那颗伴星的额外引力会将更多的彗星、陨石带进太阳系,为地球招来天外横祸。他们按照希腊神话为这颗星取了个名字:“涅墨西斯”(Nemesis),即“宿敌”。

当珀尔马特1981年从哈佛毕业到伯克利上研究生时,就被阿尔瓦雷茨抓差,让他以寻找涅墨西斯为论文题目。1986年,他顺利获得博士学位,涅墨西斯却依然没有踪影。

目前还没有证据表明太阳真的有这么一个宿敌。如果确实的话,太阳这样的孤星其实并不多见。在宇宙中,大约四分之三的恒星都会有至少一颗伴星。人类最早观察到的白矮星便是夜空中最明亮的天狼星(Sirius)的伴星。

珀尔马特毕业后留在伯克利做博士后,不是为了继续寻找涅墨西斯,而是回到他来这里的初衷:探索宇宙的秘密。在1980年代,超新星的价值逐渐被越来越多的天文学家认识,尤其是兹威基和巴德最初观察到的I型超新星——或更准确地,已经再被细分的Ia型超新星。


阴错阳差,兹威基在1930年代提出的恒星塌缩成中子星从而引爆超新星的理论大体并没错,只是并不适用于他与巴德发现的那些超新星。

因为钱德拉塞卡的发现,恒星内部的氢燃料消耗殆尽,内核塌缩时,接下来的过程与恒星的大小直接相关。如果恒星与太阳差不多,在钱德拉塞卡极限——约1.44个太阳质量——之下,恒星便会演变为红巨星并最终塌缩成白矮星。如果恒星质量超过这个极限,其内核的塌陷因为更大的压力会狂暴得多,因此会如同兹威基想象地那样成为中子星(在中子星内部,原子核也被“压碎”,质子与电子合并,整个星体完全由中子组成)。如果星体更大,内核也的确会像爱丁顿担心的那样直接塌陷成为黑洞。这个过程释放出强劲的冲击波,将外围大量的氢气以接近光速的高速抛出。那便是超新星爆发。只是这个过程的光谱完全以氢元素为主,属于闵可夫斯基后来才发现的II型超新星。

那兹威基、巴德先观察到的、光谱中不含氢元素的超新星又是怎么来的呢?

质量比较小的恒星塌缩成白矮星之后,虽然自身已经“死亡”,内部不再有核反应提供能量,它也并非静如止水。

绝大部分白矮星有着自己的伴星。当两颗星接近时,白矮星的引力会汲取其伴星外围的气体物质而自我增大。时不时地,这些氢气体会在白矮星的表面凝聚并发生“氢弹”爆炸,那就是我们在地球上能看到的新星。新星的出现比超新星更为频繁,但没有超新星明亮。

更为壮观的是,当一颗本来已经接近钱德拉塞卡极限的白矮星因为汲取伴星的物质而超越这个极限时,钱德拉塞卡发现的不稳定性便“发作”了,引发白矮星的整体核爆炸。这个剧烈的爆炸是毁灭性的,将整个白矮星炸成彻底的“碎片”。

这便是Ia型超新星。因为是白矮星本身不含氢,其光谱中也就没有氢元素成分。

白矮星(右)与伴星的艺术想象图。白矮星的引力在汲取伴星外层的物质。当白矮星的质量达到钱德拉塞卡极限后,就会爆炸成为Ia型超新星。

即使爆炸得如此彻底,其后果也不是无影无踪。爆炸碎片所形成的残骸在几百年、几千年后还能辨认。罗斯伯爵曾用他的望远镜观察一个星云的形状,将其命名为“蟹状星云”(Crab Nebula),后来被证实就是中国古籍中1054年那次超新星爆发的遗迹。

正是这样的遗骸佐证了历史上超新星的记载(同时也为古籍中的历史年代提供了科学的线索),也证实古代那些异常明亮的超新星都属于Ia型:白矮星的爆炸。

对于现代的天文学家来说,Ia型超新星更具备着非同小可的现实科学意义。因为白矮星的爆炸只会发生在其质量达到钱德拉塞卡极限之际,所有这类超新星都有着同样的质量、同样的大小。它们都发生了完全相同的爆炸,释放出一模一样的能量,也就发出了彼此毫无差异的光强。

也就是说,无论它们发生在宇宙的哪一个角落,无论它们相距我们多远,Ia型超新星的内在亮度都是已知的——它正是天文学家梦寐以求的标准烛光。在地球上我们能够测量出它们的视觉亮度,两相对比就可以准确地计算出它们的距离。

1908年,哈佛后宫中的勒维特发现造父变星的光强与周期关系,大大地延伸了测量宇宙距离的阶梯。她是用造父变星的周期来推算其内在亮度,从而计算距离。勒维特的周光关系是其后将近一个世纪天文学测量的基本定律,是哈勃等人发现宇宙膨胀的基石。

但造父变星有所局限。遥远的星系光亮暗淡,无法辨认其中的变星。因此,哈勃、桑德奇等人只好依赖一些没有根据的近似来估算距离,后来被廷斯利等否证。寻找宇宙新的标准烛光,宇宙距离阶梯的下一档,在20世纪末成为天文学迫在眉睫的难题。

Ia型超新星正好就是现成的答案。它们也就成为珀尔马特寻觅的目标。


第谷、开普勒分别见到的那两颗超新星明亮异常,即使白天也很容易看见。因为它们不仅是Ia型超新星,而且就发生在银河之中,距离我们相当地近。在那之后,人们曾戏谑,只有当人间出现巨星级的天文学家时,天上才会有那么明亮的新星出现。让赫歇尔、罗斯伯爵、哈勃等后来人气结的是,那样的辉煌却再也没能出现过:1604年的那颗“开普勒超新星”是迄今银河系中最后一颗肉眼可见的超新星。兹威基、巴德等后来都是通过天文望远镜才能搜寻到远处的超新星。

平均而言,超新星在每个星系中都是百年一遇的稀罕。但这难不倒天文学家,因为宇宙中星系的数量是同样的巨大。只要能充分运用现代的科技,同时观察大面积的天空,在视野内有大量的星系,它们之中都可能有出现超新星的机会。

更大的困难来自超新星的特性。造父变星是周期性的,找到后可以经年累月地反复测量,完全确定其光强变化曲线。超新星却只是一次性的偶然事件。如果没有在其爆发时及时地捕捉到,便永远地失去这个机会。更有甚者,要确定一颗超新星是否属于Ia型,还必须测量到完整的光强变化曲线,尤其是光强尚未到达最高点时的初始数据。这就要求天文学家必须在遥远的超新星尚未明显时就能辨认、跟踪观测。

阿尔瓦雷茨和珀尔马特在伯克利的团队接受了这一挑战。


(待续)


Sunday, January 5, 2020

宇宙膨胀背后的故事(廿六):爱因斯坦又错了吗?

1967年,桑德奇到德克萨斯大学做学术报告。在他走上讲台还未及开口之际,一位年轻女研究生突然站起来对其他听众宣布:你们将要听到的,全是错误的一派胡言。

那个时刻的桑德奇41岁,正值学术壮年。作为哈勃、胡马森、巴德那一代前辈的嫡系后代、帕洛玛天文台5.1米口径海尔望远镜的当然掌门人,他已经成为天文观测领域的不二权威。在这一突然袭击面前,他惊诧莫名。

1953年哈勃去世时,刚刚获得博士学位的桑德奇才27岁。

与喜欢英式制服、马裤的哈勃不同,桑德奇最中意的是二战期间流行的美国空军飞行员皮夹克。这种皮夹克内有电热功能,适合他在寒夜中整晚整晚地守卫在观测岗位上。他自夸天生一副“铁肾”,能连续坚持十几个小时不下来上厕所。他的学生与他通话时,经常会无聊地用两个玻璃杯来回倒水逗他。每次都惹得他在上面破口大骂。

年轻时的天文学家桑德奇。

哈勃证实宇宙是在膨胀后,天文学界逐渐形成一个共识:宇宙大爆炸——无论为什么、怎么爆炸了——之后,宇宙因为那原始的动能处于惯性的膨胀,不再有新的动力。唯一能影响膨胀速度的是星系之间的引力,它们会像牛顿早先就认识到的那样,造成宇宙的塌缩,或至少减缓其膨胀。

作为哈勃的继承人,桑德奇在1960年代发表了一篇影响很大的论文,提出天文学最大的任务就是要准确测量两个数值:确定宇宙膨胀速度的哈勃常数和减缓膨胀速度的宇宙质量密度。他为此奉献了一生,致力维护、发展哈勃遗留下的传奇。

然而,哈勃常数的测量从一开始就困难重重。因为远方星系的速度可以通过光谱红移相当准确地确定,但它们的距离却很难测准。对距离比较近的星系,哈勃利用的是勒维特发现的造父变星周光关系。但当他和胡马森看得越来越远时,即使是威尔逊山的2.5米口径胡克望远镜也无力分辨造父变星。于是哈勃只能随意地做出了一连串的近似:先是用星系中最亮的星星的亮度估算距离;在最亮的星星也无法分辨时,便用整个星系的亮度估算。

帕洛玛的海尔望远镜的口径比胡克大了一倍。但桑德奇依然无法分辨遥远星系中的造父变星,只能沿袭哈勃的方法,用星系的平均亮度估算距离。这本来是无奈之举,却也不是全无根据。哈勃等人认为,星系虽然大小有区别,但总体相差不大,而且整体上应该相当稳定,具有非常接近的内在亮度,所以可以通过地球上所观察到的视觉亮度来估算其距离。

桑德奇到德克萨斯大学要做的报告就是这方面的新进展。那不待他开口便给了他当头一棒的女研究生是廷斯利(Beatrice Tinsley)。

廷斯利出生于英国,在新西兰长大。硕士毕业后,她在1962年伴随丈夫(与鲁宾一样,“廷斯利”是她结婚后用的夫姓)来到美国,在达拉斯市做了教授家属。她对美国南方传统的种族、性别歧视很不适应,很快成为当地小有名气的一个惹事者。为了摆脱这个环境,她自己跑到300公里之外的德克萨斯大学攻读博士学位,每周两趟地往返奔波。

她研究的是星系内部的动力学。星系是一个庞杂的集合,时刻都在剧烈动荡:星星之间会发生碰撞、合并;新的恒星在诞生;旧的恒星在燃料耗尽后死亡并随之爆炸性地产生地球上可见的新星、超新星等等。这些在当时的天文学界还只是抽象的概念。廷斯利大胆地进行定量化研究,用当时还非常原始的计算机来模拟这些错综复杂的过程。

她得出的结论是星系的总体光亮会因为这些内部活动强烈地变化,也与星系本身的年龄等因素密切相关,因此不存在一个恒定、普适的内在光亮。哈勃、桑德奇用星系光亮来估算距离完全没有根据,由此而得出的哈勃常数更是不可信。


桑德奇也是兹威基眼中的球形混蛋。在他的学术历程中,只要有人对他的观点、研究有不同意见,他就毅然决然地与其断绝关系、不再往来。天文学界因此流传着一句话:“如果桑德奇还没有不理你,你就算不上是个人物。”

惊愕之余,桑德奇自然也没有把廷斯利看在眼里。后来廷斯利的毕业论文发表,星系演化随之成为天文学的一个新兴领域后,桑德奇也依然置若罔闻,视而不见。

但桑德奇无法逃避的是哈勃常数测量本身的争议。在诺贝尔委员会因为科比卫星的成就宣布天文学进入精确科学行列之前的几十年里,天文学界为了他们领域的这个最基本的数值伤透了脑筋。

哈勃自己在1930年代最早测得的数值相当的大,导致由此得出的宇宙年龄只有20亿年左右,小于已知的太阳系年龄。其后,桑德奇和其他天文学家发现了哈勃的一系列错误,逐渐将哈勃常数的数值降低了近十倍。相应地,由此推测的宇宙年龄也增长了近十倍,不再有宇宙比其中的星系更年轻的尴尬。

1930-1970年代间哈勃常数的数值(天文单位)变化。每个数据点(包括误差范围)是当时的测量结果,以论文作者名字标记。左上角是勒梅特、哈勃、胡马森的初始结果。右下角是桑德奇和其他人几十年后的新结论。

但直到1970年代后期,哈勃常数的数值依然存在重大争议,不同阵营所坚持的数值相差达到两倍以上。有意思的是,在这上面与桑德奇争执不下的主要人物之一正是廷斯利的导师德沃库勒尔(Gerard de Vaucouleur)。


虽然廷斯利的博士论文开创了一个星系动力学的崭新领域,她在1966年毕业后便进入失业状态。作为一个女性,她在天文学界——尤其是达拉斯附近——的机会寥寥无几。因为她与丈夫一直无法生育,他们先后领养了两个孩子。廷斯利对自己逐渐陷入相夫育子的主妇生活深恶痛绝,以她的叛逆个性在当地参加了一系列激进的社会活动。同时,她也没荒废事业,继续关注着学术界的进展。

她的工作引起了几个那时也刚刚毕业、正崭露头角的年轻人的注意和欣赏。他们为她争取到一些短期科研机会。1972年,廷斯利牵头与另外三个年轻人联名发表了一篇论文,继续挑战桑德奇的宇宙观。他们指出,宇宙中所有质量的总和远远不足以减缓宇宙的膨胀。因此,宇宙的膨胀并不会因为引力越来越慢,而是将继续、永远地膨胀下去。这一次,桑德奇自己在一年后也接受了这个结论。

在他们论文发表的两年后,奥斯特里克和皮布尔斯对宇宙的总质量也得出了同样的结论。但他们却更进一步地指出宇宙中的质量其实被严重低估,还存在着巨大的、隐藏的暗质量。

廷斯利丈夫所在的研究所在1969年与德克萨斯大学合并,成为后者的达拉斯分校。那里正要组建一个新的天文系。廷斯利毛遂自荐,没有被理睬。不过她这时已经名声在外,得到了远方芝加哥和耶鲁大学的青睐。1974年,她终于决定与丈夫离婚,只身出走远赴耶鲁,继续她的事业。那一年,她荣获了美国天文学会以哈佛“后宫”的坎农命名的大奖。

廷斯利在耶鲁大学的工作照。

1978年,廷斯利成为耶鲁有史以来第一位女性天文教授,同时却被诊断出患有皮肤癌。她在三年后去世,年仅40岁。她的最后一篇学术论文发表于逝世后的第十天。

作为纪念,美国天文学会从1986年起颁发两年一度的“廷斯利奖”,表彰在天文、天文物理领域中做出突出贡献的人(这个奖在1992年授予狄克)。


1970年代末,天文学家不得不又一次面对宇宙的年龄问题,因为新“发现”的暗物质彻底地颠覆了他们原有的宇宙观。

在那之前,判断宇宙的年龄很简单,就是哈勃常数的倒数。因为宇宙的膨胀是大爆炸之后速度恒定的惯性运动,宇宙的年龄便是爱丁顿想象那样把整个历史“倒带”回溯到初始的时间。宇宙中的质量之间的引力可能减缓膨胀速度。但像廷斯利等人所发现的那样,因为质量密度太小,效果微不足道。

然而,宇宙中还藏有十倍于寻常物质的暗物质,它们贡献的引力作用却不再能轻易地忽视。如果宇宙膨胀的速度因为引力的作用在逐渐变慢,那么早年的宇宙膨胀速度会比今天快得多。按照今天测量的宇宙膨胀速度来直接算宇宙的年龄不可靠,会大大地高估。如果考虑到膨胀的减速,宇宙的年龄估算起来又只有80亿年,再一次陷入比所知的星系更年轻的尴尬。

为了摆脱这个困境,一些天文学家想起了爱因斯坦的宇宙常数:Λ。


爱因斯坦自己从来没有说过当初引进那个无中生有的宇宙常数是他一辈子最大的失误。但他显然曾经十分懊悔,因为这个不必要的项破坏了他宇宙模型原有的简单性和美感。当他得知宇宙在膨胀、不是静态时,便不假思索地抛弃了这个累赘。

然而,他的同代人中有一些却很不以为然。

爱丁顿当时就认为宇宙常数可能含有更深远的意义,可能是宇宙膨胀的本因。爱因斯坦引进这一项是因为星体之间的引力会造成整个宇宙的塌缩,因此需要一个反向的对抗。爱丁顿觉得这个与引力相反的机制可以有现实的物理意义,甚至可能加速宇宙的膨胀。

年轻的勒梅特与爱因斯坦碰头的机会不多,但他们每次见面都会争论宇宙常数。两人的角色已经完全颠倒,勒梅特坚持宇宙常数项是广义相对论不可或缺的部分,让爱因斯坦不胜其烦。

爱丁顿和勒梅特都认为,既然广义相对论允许宇宙常数项的存在,就不应该无理由地人为宣布其不存在。就像后来狄克等人觉得宇宙质量密度Ω的数值等于1是一个不可思议的巧合一样,爱丁顿和勒梅特觉得Λ如果恰好等于0也会是相当地荒唐。

在那之后的近半个世纪,宇宙常数进入了一个很有意思、科学领域中少有的深度冷藏状态:它没有完全被遗忘,但也不再作为科学因素存在。宇宙学界发表的论文几乎都会在开篇时照本宣科地来上一句:“假设不存在宇宙常数项……”或者“在假设Λ为0的情况下……”

而时不时地,当宇宙中出现不好解释的观测现象时,也会有人提起那可能是Λ不等于0的表现。只是那些现象很快又都有了更好的解释,依然没能证明宇宙常数的必要。

古斯提出的暴胀理论中,最早期的宇宙曾经历过急剧的加速膨胀。那也可以被认为是宇宙常数在起作用的过程,虽然暴胀只是一个10-36秒那“一瞬间”的过程,对后来的宇宙膨胀毫无影响。在剑桥的纳菲尔德会议的最后总结中,宇宙常数被列为悬而未决的问题之一。当时也在会上的特纳嘲讽道,“宇宙常数是无赖宇宙学家的最后避难所——从爱因斯坦开始。”("The cosmological constant is the last refuge of scoundrel cosmologists, beginning with Einstein.")

不过,正是特纳自己在纳菲尔德会后便一头栽进了这个避难所。他与克劳斯等人合作发表了几篇论文,论证宇宙常数的必要性,认为那是解决宇宙年龄问题的最佳途径。如果宇宙常数的存在抵消了星体的引力作用,宇宙的膨胀不会减慢。按照今天的哈勃常数估算的宇宙年龄也就不会离谱。

皮布尔斯很快也加入了这个行列。

作为新一代的“无赖宇宙学家”,他们遭到了主流科学界的一致反对。在其后的近十年里,皮布尔斯到处宣讲这个观点,但每次都得到同样的批判。

直到1992年,科比卫星对宇宙微波背景辐射的精确测量才给他们的主张新的活力。科比无可置疑地确定了宇宙是平坦的,也就是宇宙的整体质量密度恰好是平坦宇宙需要的临界密度:Ω等于1。而在1990年代初,天文学家也开始确认宇宙的质量,即使加上看不见的暗物质,还远远达不到这个要求。


1993年,皮布尔斯出版了新著《物理宇宙原理》(Principles of Physical Cosmology),作为他1971年那本《物理宇宙学》的更新版。当年那只有282页的小册子这时已经暴胀为736页的大部头,见证着这个他主导开辟的新领域在20来年中的突飞猛进。

1996年夏天,特纳在普林斯顿的一次学术会议上提出了一个新的论点:宇宙的质量密度并不完全由“质量”组成,而是有相当一部分来自某种能量。根据相对论,质量与能量是等价的。

其实,早在爱因斯坦发表他那篇划时代的宇宙模型论文的一年后,奥地利物理学家薛定谔(Erwin Schrodinger)就曾指出,如果在场方程中引入一个“负压强”项,就可以不再需要引入那个宇宙常数项。爱因斯坦看到后莫名其妙:薛定谔不过是把他放在方程式中左边的Λ项挪到了右边并改了符号。那是初等代数的常识。

薛定谔当然不是不明白。爱因斯坦方程的左边是时空弯曲的程度,右边是“告诉时空如何弯曲”的质量、能量分布。如果把那个无中生有的宇宙常数项改放在右边,就出现了新的物理意义:宇宙中存在抵抗引力的能量——虽然薛定谔当时把它叫做负压强。

特纳指出,这个能量正好可以补上物体质量的不足,让Ω数值达到1。无独有偶,斯泰恩哈特与奥斯特里克也在那次会议上提出了同样的观点。

爱因斯坦在引进宇宙常数时并没有太多的考虑,在由此得到一个静止的宇宙之后没有去核查其稳定性便宣告了大功告成。他内心里始终排斥这个他不得不“无赖地”添加的附加项。因此在得知宇宙并不是静止的之后,更是不假思索地舍弃了这个常数,没有再多花一分钟去思索其背后的含义。

将近一个世纪之后,1990年代的天文学家却开始重新领悟到宇宙常数可能具备的重要性。

也许,爱因斯坦最大的失误并不在于引入宇宙常数项,而是他后来轻易地丢弃了这个广义相对论中也许不可或缺的组成部分。

只是这几个天文学家都还只是纸上谈兵的理论家。对宇宙常数的真实存在,对宇宙膨胀的速度是否恒定,还需要实际的观测数据。也正是在普林斯顿的那次会议上,伯克利的一位年轻物理学家珀尔马特(Saul Perlmutter)公布了最新的超新星测量结果,显示宇宙的膨胀的确是在引力的减速作用下放慢。

这个结果不啻于给那些兴致勃勃的理论家们当头一盆冷水。


(待续)



Sunday, December 22, 2019

宇宙膨胀背后的故事(廿五):新生宇宙的第一张照片

1964年,当狄克准备探索宇宙中的微波背景辐射时,他一边让皮布尔斯做理论上的推导,一边安排另外两位研究生罗尔(Peter Roll)和威尔金森(David Wilkinson)进行实际的测量。当狄克接到那个改变命运的电话时,他们已经在实验室的楼顶上建好了微波天线,基本准备就绪。

彭齐亚斯和威尔逊在贝尔实验室的那个天线原来是为了微波通讯设计的,只接收一个选定频率上的信号。虽然只是单一的频率点,他们收到的信号也已经足够让狄克和皮布尔斯肯定那就是他们想找的宇宙背景辐射。因为这个信号具备各个方向都没有区别——各向同性——的特征,并且通过信号强度估算的辐射温度与他们的理论模型相符。

这个估算的原理来自19世纪的基尔霍夫。他发现物体发光的颜色与其温度紧密相关。温度比较低的看起来呈红色,高温物体则有更醒目的蓝色、紫色。这就是打铁、烧窑工匠通过“看火色”来判断温度的科学根据。当然,物体所发的光并不是单一色调,而是含有各种颜色,只是相对强度不同。看到发红或发蓝便是它在红光或蓝光的频率上光强最大。基尔霍夫发现,把物体发光的强度依照频率画出来会是一条连续的曲线,便是该物体的光谱。所呈现的颜色对应于曲线峰值所在的频率。

基尔霍夫在1862年提出,如果设想物体能完全吸收外来的光、没有一点反射,而物体又是以与周围环境处于完全热平衡的方式发光,那么其光谱完全由它的温度决定,与物体的形状、材质等因素无关。因为这个理想化的模型完全吸收外来的光,他把它叫做黑体(黑体与后来的黑洞是两个不同的概念。黑洞只吸收,完全不发光,也就不会有光谱)。

黑体也是理论物理中“球形奶牛”式的简化,在现实中并不存在。实验物理学家只能用某些特殊情形——比如口子很小的火炉——来逼近。而理论家则可以由此进行便利的计算。因为麦克斯韦发现光是电磁波,他们可以用他的电磁理论结合热力学来严格推导这个理想情形的光谱曲线。不料,这个看起来简单的问题在世纪之交遭遇了巨大的麻烦:理论上的黑体辐射在频率高时会趋向无穷大,显然不符合物理规律。这就是颠覆经典物理的所谓“紫外灾难”(ultraviolet catastrophe)。为了绕开这个困难,德国的普朗克(Max Planck)不得不发明“能量子”这个新概念,几乎是无意地催生了20世纪初的量子力学革命。

无论是伽莫夫、阿尔弗、赫尔曼还是后来的狄克、皮布尔斯,他们都意识到如果宇宙来自一个很小的“宇宙蛋”,那个蛋就应该是理想的黑体——因为那已经是宇宙的全部,不存在外来的影响。如果我们能够看到整个宇宙的光,它应该具备标准的黑体辐射光谱。

宇宙在大爆炸发生的38万年之后才有了第一缕光。在其后的10多亿年里,这些光的温度逐渐冷却,成为今天微波频段的背景辐射。好在黑体辐射的理论是普适的,并不局限于可见光。随着温度的降低,黑体辐射的谱线也整个地向微波频率移动。只是它不再是“光谱”,而是更广义的频谱。

如果假设这个背景辐射来自一个标准的黑体,那么即使彭齐亚斯和威尔逊只测到了一个频率上的强度,也能大致估算辐射的温度。当然这只是一个假设。他们这个意外的发现是不是真的宇宙大爆炸所留下的遗迹,需要也存在一个明确的实际检验:看它是否符合理想黑体的频谱。


几个月后,罗尔和威尔金森用自己的天线在另一个频率上测量到了微波辐射,独立地验证了彭齐亚斯和威尔逊的结果。后者自然也放弃了他们原来普查银河系的初衷,专心探究这个背景辐射。在改装了他们的天线之后,他们测到了第三个频率上的信号。

一切都很顺利。这三个不同频率点的结果大致符合理想黑体辐射的预期。只是这三个点都集中在微波频率比较低的区域,并不能反映曲线的全貌。再继续下去困难就大了。因为高频率的微波太容易被水分子吸收(这正是微波炉的工作原理),无法穿透地球的大气层。

1973年,在麻省理工学院潜心发明探测引力波的干涉仪的年轻教授韦斯(Rainer Weiss,参看《捕捉引力波背后的故事(之四):聆听天籁之音的韦斯》)忙里偷闲,用改造的巨大军用气球将微波天线升到大气稀薄的高空,测到了背景辐射曲线高峰附近的第一个数据点。

届时,更多的物理学家加入了这场挑战。他们运用气球、火箭等各种工具突破大气层。伯克利的年轻博士后斯穆特(George Smoot)甚至动用了美国空军最宝贝的U-2高空侦察机。但他们都发现这样的测量在仪器、操作方面困难重重,结果的可靠性一直不如人意。

马瑟(John Mather)当时也在伯克利,是另一个研究组的研究生。他在参加了高空气球的测量后很是心灰意冷,觉得这个方向没有前途。博士毕业后,他来到纽约市,在设于哥伦比亚大学的一个航天研究所做博士后。那个研究所在街口的一座大楼上,底层是一间招牌醒目的小饭馆,后来因为在电视剧《宋飞传》(Seinfeld)中作为主要场景而闻名于世。正当马瑟忙于寻找新的课题时,他的导师看到美国航天局的一个广告,征求利用人造卫星进行科学实验的新建议,就鼓励他去试一试。如果能把测量微波的仪器安装到卫星上去测量,可以完全不受地球大气层的干扰。

马瑟和斯穆特都各自送交了提案。虽然他们都是初出茅庐、名不见经传的小青年,他们的提议在几千份申请中脱颖而出,得到了航天局的注意。航天局组织了一个由韦斯担任主席的委员会,进行可行性论证。

1982年,美国航天局批准了这个项目。他们将马瑟、斯穆特和另一个人的提案合并,要建造一个携带三种不同测量仪器的卫星,同时对宇宙微波背景辐射进行三个不同方式的测量。这个计划被命名为“宇宙背景探索者”(Cosmic Background Explorer),简称“科比”(COBE)。

那一年,霍金、古斯等人正在剑桥的纳斯菲尔德会议上从理论上论证了宇宙背景辐射中应该存在有微小的不均匀。他们悲观地预计在有生之年不可能看到现实的证据。


科比颇有点生不逢时。最初的计划是用大型运载火箭将卫星直接送上所需要的高轨道。但在1980年代,美国航天业奉行以航天飞机为主的方针。于是他们安排让科比坐航天飞机,待在航天飞机的低轨道释放后再用自己附加的推进器升入高轨道。等到科比改装完毕、一切就绪时,1986年1月28日“挑战者”号航天飞机在升空时发生爆炸事故,美国航天界蒙受重大损失。在航天飞机全面停飞后,他们不得不再次改建科比,终于在1989年11月18日用重量级的三角洲火箭(Delta)将它送入轨道。

1990年1月,美国天文学会在首都华盛顿郊区举行175届年会。13日的日程包括那刚刚升空不到两个月的科比的进展汇报。下午2点,马瑟最后一个走上讲台,开始他那限时只有10分钟的报告。他介绍了科比卫星入轨后的仪器调试,告诉大家一切正常,大概要一两年后才会有全面的数据……就在他准备结束之时,他似乎灵机一动,说道:其实现在也可以让你们先看看我们已经有的一点初始数据。说着,他从文件夹里取出一张透明胶片,不经意地置放到投影仪上。

大会场里坐着大约1000名天文学家,他们对马瑟例行公事的汇报没有怎么留神。当马瑟的图片出现在巨大的屏幕上时,会场四处一下子传出叽叽喳喳的交头接耳声。随后,有人开始稀稀拉拉地鼓掌。不一会儿,全场集体起立,欢声雷动。

除了马瑟和他的合作者,没有人看到过这张图片,没有人哪怕事先得到过只言片语的提示。他们都在毫无思想准备的情况下突然面对着一个历史性的突破。

1992年马瑟在记者招待会上讲解科比测得的宇宙微波背景辐射频谱。他展示的是1990年1月在美国天文学会大会上所用的同一张透明胶片。

马瑟展示的是一个非常简单的图:一条光滑的曲线上布满了密密麻麻的小方块。会场上的科学家不需要任何解释就立刻领悟了个中含义:那条曲线就是理想黑体的辐射频谱。它来自130年前基尔霍夫的创见,综合着100多年经典热力学和电磁学的理论,更蕴含了90年前普朗克的量子新思维。

而那些小方块则是科比测量出的宇宙微波背景辐射数据。它们一个个中规中矩地坐落在那条曲线上,看不出丝毫的偏差。

可能是历史第一次,物理学家真真切切地看到了一头过去只在理论中存在的球形奶牛。

在科比的眼里,微波背景辐射是人类所知的最标准的黑体辐射。它只能来自宇宙初生时的那第一缕光。


与皮布尔斯一样,威尔金森毕业后也顺理成章地成为普林斯顿大学的教授。他没有离开微波背景辐射领域,也是科比项目的重要角色之一。这天,他没有去参加天文学会的年会,而是在相距不远的地方给普林斯顿的几个物理学家同事看了同一幅图,也同样地赢得了一片掌声。但在座的奥斯特里克等人依然不满足,他们想知道科比上由斯穆特主持的另一个探测器的数据:微波辐射中是否存在有不均匀?

彭齐亚斯和威尔逊发现的这个来路不明的辐射因为其各向同性的特征而被认定是来自宇宙的初期。但如果这一辐射是理想的各向同性,那么我们这个宇宙便不可能有星星和星系。微波背景辐射在总体的各向同性之中,应该隐含着十万分之一尺度上的不均匀——各向异性。只是我们在地球上的测量不可能达到这个精度。科比怎么样?

威尔金森说,是的,他们也已经有了初步的数据:的确存在微小的各向异性。不仅如此,其程度与分布也与宇宙存在大量的冷暗物质的理论相符。

古斯更关心的是进一步的分析结果。由他最先提出、经过林德脱胎换骨的宇宙暴胀理论在纳斯菲尔德会议上在他与斯塔罗宾斯基、霍金、斯泰恩哈特的近距离切磋后已经对宇宙微波背景辐射中的各向异性分布有了非常定量的计算。科比的实际测量结果是否合乎他们的预测,对暴胀理论能否成立是一个非同小可的检验。

1992年3月,古斯在一个会议上撞见威尔金森时急忙打探内情。威尔金森笑而不语,只含糊地暗示他会有好消息。一星期后,斯穆特专门给古斯打了电话,给他透露了一些细节。

4月22日,古斯出席美国物理学会的一个年会,荣获了学会给他颁发的一项大奖。第二天,会议日程的重大看点是科比团队的报告。古斯来到会场时依然惴惴不安。他正好与斯泰恩哈特坐在一起。斯泰恩哈特手里倒已经有了一张来自科比团队的数据图。他递给古斯,耳语道:“这说明了一切。”("This says it all.")

1992年斯穆特发表的宇宙微波背景辐射中不均匀性的关联数据。图中灰色的带子是基于暴胀理论预测的范围,黑点是实际测量的数据及其误差范围。

旋即,斯穆特等6位科比团队成员依次走上讲台,介绍了他们的新成果。斯泰恩哈特给古斯看的那张图自然也在其中展示。图中,暴胀理论的预测与实际测量的数据点重叠在一起。虽然与马瑟的频谱曲线相比,这张图上无论是理论曲线还是测量的数据都有着更大的误差范围,但两者的高度吻合却是同样的毫无疑问。斯穆特更是信心满满地宣布:不用6个月,所有的人都会因此相信暴胀理论。

古斯如释重负。从纳斯菲尔德会议到这一时刻,才过了10年。


1993年1月,马瑟再次在美国天文学会上做报告,兑现了他两年前的承诺。当初他那张引起轰动的频谱图上的小方块是科比只用了9分钟测得的初步数据,约有百分之一的误差。误差范围正是图上那些小方块的大小。两年后,数据中的误差已经降到万分之三,小得无法再在图上标识出来。没有改变的是测量数据与理论上的那条光滑曲线的合丝合扣,分毫不差。宇宙背景辐射的温度也被精确地锁定在2.726度。

科比以难以想象的精度验证了宇宙背景辐射的理想黑体辐射特性。科比也证实了该辐射在总体上的各向同性,因而否定了伽莫夫、哥德尔曾经幻想过的宇宙整体的旋转(因为如果宇宙在旋转,必然会有一个旋转轴,因此会存在与其它方向不同的两个极点)。宇宙——至少是我们可以看到的这部分宇宙——没有在转动。

同时,科比也发现了背景辐射的各向同性之中所隐藏着的十万分之一不均匀性,定量地验证了暴胀理论,为宇宙及其大尺度结构的起源和冷暗物质的作用提供了详实的论据。

2006年,诺贝尔委员会在把当年的物理学奖颁发给马瑟和斯穆特时指出,科比的成就“可以说是宇宙学成为精确科学的起点”。


对学术界之外的大众来说,科比给人印象最深的是斯穆特发布的另一幅图。那是一张简单明了的彩色图片,乍看上去是熟悉的世界地图形状。但那个大椭圆不是地球而是整个宇宙。图上不同的颜色标志所在方向的微波背景辐射温度在十万分之一精度上存在的微小差异。那正是暴胀理论所预测的、来自量子力学的随机涨落。

斯穆特和他展示的宇宙微波背景辐射全景温度图。

宇宙微波背景辐射来自大爆炸后约38万年之时。在那之前,宇宙是一个完全不透明的混沌世界。今天所看到的微波辐射来自宇宙伊始的第一缕光。因此,这张图片是人类所能看到的宇宙初生时的第一张照片、第一幅肖像。

在那之后,宇宙空间这些微妙的不均匀会引起冷暗物质在其中的一些区域相对密集地集中,然后又通过它们的引力招来越来越多的暗物质和常规物质,慢慢地聚集长大为宇宙中的大尺度结构,其中会含有星系团、星系、银河、太阳系。同时,星球内的热核反应和星球之间的碰撞会产生出丰富多彩的化学元素。

斯穆特在讲解这张图片时颇为激动,曾脱口而出:“如果你信教,这就如同看着上帝”("If you're religious, it's like looking at God"。)。与把希格斯粒子称为“上帝粒子”(the God particle;莱德曼的本意是“上帝诅咒的粒子”:(the goddamn particle)的莱德曼(Leon Lederman)相似,作为物理学家的斯穆特很快就后悔了这个带有强烈误导性的描述。

科比卫星在轨道上运行了4年,于1993年完成其历史使命。因为它的辉煌建树,美国航天局几乎马不停蹄地开始了下一代计划。1995年,他们宣布了“微波各向异性探测器”(Microwave Anisotropy Probe)——简称“地图”(MAP)——的计划。作为科比的继承人,“地图”将用更精确的仪器描绘宇宙微波背景辐射的内在图景。


(待续)



Thursday, December 12, 2019

宇宙膨胀背后的故事(廿四):深藏不露的胆小鬼和猛男

1981年8月19日,美国民歌搭档西蒙(Paul Simon)和加芬克尔(Art Garfunkel)在纽约市的中央公园举办了一场免费的公益演唱会,现场有多达50多万的观众共囊盛举。那晚的压轴表演自然是他们十多年前创作的《寂静之声》(The Sound of Silence):“哈罗,黑暗,我的老朋友。我又来与你交谈啦……”

在那个年代,天文学家已经很不情愿地接受了暗物质,因为有越来越多的证据表明其存在。只是这个素未谋面的老朋友依然隐藏在黑暗之中,无从交谈。

兹威基之所以把他发现的“迷失物质”叫做暗物质,是因为它不发光,所以我们无法看见。在他的时代,借助望远镜用眼睛、相片看天体是天文观测的主要手段。1970年代的天文学家已经有了射电、微波、红外等不同电磁波段的探测途径,但他们仍然无法找到暗物质的踪影:暗物质不仅不发出可见光,而且没有发出任何电磁辐射。

当然,宇宙中有很多自己不发光的星体,比如地球在太阳系中的邻居月球、行星、卫星等。我们能够看到它们,是因为它们反射太阳光。

宇宙中也有完全不反射电磁波的星体,那就是黑洞。因为黑洞自身的引力非常大,即使以光速传播的电磁波也无法逃逸,完全被黑洞吸收而没有反射。2019年4月,天文学家采用大量望远镜协同观测、大数据分析的手段成功地组合了一张黑洞附近的“照片”,是迄今最接近“看到黑洞”的图像。除了邻近高速气体所发出的光,黑洞的所在是一片漆黑。因为黑洞不仅完全吸收了它周围的光,也吸收了来自它身后的星光。我们看不到它的背后。

与鲁宾和福特所测量的那些星系一样,我们的银河系周围也充斥着暗物质。但我们既没有看到近处暗物质的反光,也没有被暗物质遮天蔽日而看不到远方的群星。我们压根没有察觉到暗物质的存在。

所以暗物质这个名字并不贴切。它不是因为吸收了外来的光而显得黑暗。恰恰相反,暗物质对光或电磁波完全透明,既不发射、反射也不吸收。如果我们正对着暗物质,会清清楚楚地看到其背后的星光,仿佛暗物质穿着科幻小说中的隐身衣。事实上,世世代代的天文学家正是这样地凝望着远方的星系,而对星系与地球之间的暗物质视而不见。

当爱丁顿第一次听到量子力学中诡异的“测不准原理”(uncertainty principle)时,曾无可奈何地评论道:“某种未知的东西正在做着我们不知道的事”("Something unknown is doing we don't know what.")。他那时候还不知道暗物质,但这句话用在暗物质上更为贴切。


苏联的泽尔多维奇几乎立刻就意识到在基本粒子世界里有现成的不参与电磁作用,因而完全“透明”的粒子,那就是“中微子”(neutrino)。

还是在20世纪初,物理学家通过放射性衰变认识原子核内部的成份和结构时,他们对贝塔衰变尤其头疼。贝塔衰变时原子核内跑出来一个本不该有的电子,而且那个过程中似乎能量、动量、角动量都不守恒,违反了物理规律。泡利(Wolfgang Pauli)在1930年别出心裁地提出这个过程中可能还有一个未被觉察的“幽灵”粒子偷偷地带走了剩余的能量、动量和角动量。因为那粒子不带电,他当时把它命名为“中子”(neutron)。

那时,物理学家也在原子核碰撞试验中发现有不明的中性粒子出现。1930年刚到德国留学的中国研究生王淦昌向导师、著名核物理学家迈特纳(Lise Meitner)提议用云室探测该粒子,未被采纳。不久,英国的查德威克(James Chadwick)在1932年用类似的手段发现了中子。

中子的发现是核物理研究的一个里程碑,查德威克因此获得1935年的诺贝尔奖。在那之后,人们知道原子核由带正电的质子(proton)和不带电的中子组成。贝塔衰变是一个中子转化成质子的过程,同时释放出一个电子,外加泡利假想的粒子。但那个幽灵不是中子,因为它的质量比中子小得多。它遂被“降级”称为中微子(意大利语中的“微小的中子”)。只是它的存在与否依然是个谜。

因为中微子不参与电磁作用,它在离开原子核后会无拘无束,不再与世间任何物质发生纠葛,可以轻易地穿过整个地球而不为人所知。也因此几乎无法探测。

王淦昌在1933年底获得博士学位,1934年4月回国任教。1941年时他已经是浙江大学的教授,正随着该校师生在日渐深入的日本侵略军前不停地搬迁、逃难。在那个环境下,他依然写就一篇题为《一个探测中微子的建议》(A Suggestion on the Detection of the Neutrino)的论文,发表于次年美国的《物理评论》。他的提议唤醒了美国物理学家探测中微子的兴趣,立刻就有人按照他的设计做了实验,但没有成功。战乱中的王淦昌在1940年代连续在英国《自然》杂志上发表多篇学术论文,并在1947年再度在《物理评论》上发文,提出探测中微子的几个新方法。

王淦昌的想法主要是通过测量不同元素的原子核在贝塔衰变时的反弹,由此推断逸出的中微子的轨迹。那是间接发现中微子存在的办法。1956年,曾经在二战中参与原子弹研制的美国核物理专家科温(Clyde Cowan)和莱因斯(Frederick Reines)用更直接的方式终于证实了中微子的存在:他们让从核反应堆中出来的中微子与质子碰撞,产生出中子和正电子并捕捉到其后的特征伽玛射线辐射。这个过程利用了中微子会参与弱相互作用的特性,是贝塔衰变的逆向。

泡利在提出他的假说时没敢正式发表,只是用书信的形式告知同行。他私下对好朋友巴德承认:“今天我做了一件理论物理学家一辈子都绝对不该做的事:我预言了一个永远不可能被实验证实的东西!”巴德却颇为乐观,与泡利打赌中微子会被实验探测到。后来泡利认赌服输,给巴德送去了一箱香槟酒。莱因斯提起这事就暴跳如雷。因为那些酒都被欢庆的理论家们喝光了,他和科温一滴都没沾上。40年后,莱因斯获得1995年诺贝尔奖。不幸的是,科温届时已经去世,无法分享殊荣。

在我们的身边——甚至身体之中——也许正有着中微子在幽灵般地通过,我们却浑然不知。正因为如此,泽尔多维奇把它作为暗物质的首选。


天文学家虽然对暗物质基本上一无所知,却至少肯定一点:暗物质有质量,参与引力作用。正是它们提供的引力维系了旋转星系的稳定和速度分布,它们的质量也为宇宙的平坦做出不可或缺的贡献。

中微子被确定存在之后,它是否有质量却一直是个谜。因为中微子太难捕捉,无法确定其轨迹。它很可能是与光子一样,是一个没有质量的粒子。而即使有质量,也会名副其实:其质量微乎极微,没有仪器能够测量得出来。

泽尔多维奇只希望中微子能有一点点质量,无论多小。只要宇宙中存在有大量的中微子,其总和也就能解释暗物质的存在。于是,中微子的质量问题一度成为粒子物理学的大热点,尤其是在以苏联为统领的东方阵营。

1980年5月,苏联和美国都有人宣布了中微子有质量的证据。那时粒子物理学家已经知道,中微子其实有三种不同的类型。一个中微子可以在不同类型间转换,叫做“中微子振荡”(neutrino oscillation)。由于发生这种振荡的前提条件是中微子有质量,这个振荡现象便成为中微子质量的信号。美国的实验还是出自莱因斯,他发现了中微子振荡的迹象。(中微子振荡的问题直到后来的世纪之交才最后被证实。日本人梶田隆章(Takaaki Kajita)和加拿大人麦克唐纳(Arthur McDonald)因为他们各自的实验获得2015年诺贝尔奖。)

虽然仍然不知道中微子质量有多大,这个消息让泽尔多维奇等人欢欣鼓舞,仿佛就此解决了暗物质大难题。

皮布尔斯却大不以为然。

如果中微子没有质量,它会像光子一样以光速运动。即使中微子有质量,因为其质量之微小,它的速度也会非常接近光速。这样的粒子可以在宇宙空间中纵横驰骋,却无法被星系物质的引力束缚,构成星系旋转所需要的晕轮。要解释星系周围晕轮状分布的暗物质,中微子肯定不合适。那应该是与光速相比基本静止的物体或粒子。

因为热力学中速度快意味着动能大、温度高,中微子式的暗物质被称作“热暗物质”(hot dark matter)。与其对应,质量大、速度慢的未知物体便叫做“冷暗物质”(cold dark matter)。于是,物理学家不得不为他们这位老朋友的冷暖关怀备至。

皮布尔斯坚持冷暗物质。除了晕轮这个尚未被证实的概念之外,他还有另外的理由,那就是他一直倾心研究的宇宙大尺度结构。


当沙普利在1952年退休时,他曾志得意满地估算当时美国天文学的博士学位足足有一半是由他在哈佛的30多年中培养而出。遗憾的是,哈佛天文台的辉煌也在那时随着时代的变迁而结束。天文观测的圣地移向美国西部,由威尔逊山、帕洛玛山等大型高山天文台拔得头筹。1973年,哈佛天文台与邻近的史密森尼天文台合并,成立了今天的哈佛-史密森尼天体物理中心(Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics)。虽然名字很响亮,却再难吸引到首屈一指的教授。

1970年代后期,这个中心的几个年轻博士后、研究生自己动手,利用当时的新技术组装先进的测量仪器,可以用不是很大的望远镜同时拍摄大范围的星光光谱。他们由此开始了一个大规模的光谱红移普查(CfA Redshift Survey),试图覆盖整个宇宙。

在用计算机程序分析收集来的大量数据之后,他们发现宇宙的组成不仅超越自己的想象,也比皮布尔斯早先的分析更为复杂。在已知的星系团之外,他们发现还有更大的“超星系团”(supercluster)。无论在多大的尺度上,星体都没有呈现出均匀或随机的分布,而是聚集成尺度越来越大、形状各异的“纤维状结构”(filament)。在这些结构之间则是空无一物的“空洞”(void)区域。

1989年,这个团队还发现了一个巨大的纤维状结构,看起来像一个巨大的板块:长5至7亿光年、宽2亿光年、厚1千6百万光年。他们干脆把它命名为“长城”(Great Wall)。

哈佛-史密森尼天体物理中心发表的“宇宙一角”大尺度分布图之一,可以看出物质分布的“纤维状结构”和其间的“空洞”区域。中间横贯的那一长条便是“长城”。

在哈佛之外,也有另外的团队在进行类似的工作,在超大尺度上描绘、记录宇宙的真面目。随着数据的积累,他们不仅能够看到宇宙的全貌,更可以追溯这些大尺度结构的演变:因为光传播所需要的时间,距离我们越远的结构形成得越早,越接近宇宙之初。由远而近地观察星体分布的变化,便是在重放宇宙大尺度结构的形成、演变过程。

皮布尔斯明白,暗物质在宇宙大爆炸之初是热还是冷,在这一演变上会出现天壤之别。在1982年霍金主导的那菲尔德会议之后,天文学家已经有了共识:暴胀结束时的宇宙会因为量子力学的随机涨落而带有不均匀性。如果那时候的宇宙中充满了热暗物质,它们会以接近光速的速度到处流窜,会很快将这些细微的不均匀性抹平。宇宙随后的结构只能是先形成尺度非常大的板块,然后逐步分裂成为今天的星系。反之,如果暴胀之后的宇宙更多的是冷暗物质,它们没有能力四处奔跑,只能各自随着当地的不均匀而聚集。它们的引力又吸引常规物质来集结而形成最早期的小星系,然后逐渐积累、长大而成为今天的星系、星系团、超星系团、纤维状结构等等。

也就是说,热暗物质的宇宙中的结构是自大而小地分裂而成,冷暗物质的宇宙中的结构是自小而大地堆积而成。这两个截然相反的演变历程可以通过哈佛等团队的数据直接检验。由此,冷暗物质的理论很快取代中微子占据了上风。

然而,如果已知的不参与电磁相互作用的中微子不是暗物质的首选,那暗物质又是什么呢?


根据在1970年代已经成熟的基本粒子“标准模型”,质量大的粒子是由夸克组成:有三个夸克组成的“重子”(baryon),也有一个夸克和一个反夸克组成的“介子”(meson)。它们合称为“强子”(hadron)。因为夸克带有电荷,强子都会参与电磁作用,即使是总电荷为零的中子。它们似乎都不会是暗物质。

于是,在高能物理学界插手宇宙学、发明大爆炸、暴胀等新理论之后,宇宙学反过来为高能物理出了个新难题:你们能有不参与电磁作用的重粒子吗?

大统一理论的先驱格拉肖(Sheldon Glashow)毫不含糊:我们做粒子理论的,可以随意编造出各种粒子来。即使要填满整个宇宙也不在话下。

格拉肖的豪迈有着悠久的传统。早在1928年,狄拉克在统一量子力学和狭义相对论时曾发现他的新方程有着不符合物理规律的解。他没有怀疑自己的理论,反而预言物理世界中存在着很有悖情理的“反粒子”,后来居然被证实。

格拉肖、温伯格等统一弱电相互作用时,也理所当然地引入当时不存在的“中间玻色子”(intermediate bosons)。它们在1980年代初正在被实验发现。因此,理论家可以近乎随意地发明新的粒子,然后坐等实验团队在越来越强大的高能对撞机中找到它们的踪影。在规范场论中举足轻重的“希格斯粒子”更是著名的一例:它在1964年便被理论家预言,直到2012年才被实验证实。而曾经让古斯和戴自海绞尽脑汁的磁单极至今仍然是一个只在理论中存在的粒子。

恰恰也在1970年代后期,理论物理学家为了解释一个特定的对称破缺机制发明了一个名叫“轴子”(axion)的新粒子。于是,这个迄今尚无踪影的轴子便立刻成为暗物质的候选之一。

更多的人在热衷于一个“超对称”(supersymmertry)理论。我们认识的基本粒子根据本身的对称性分为两大类:玻色子(boson)和费米子(fermion)。超对称理论认为这两种粒子之间也存在对称性:每个玻色子有一个对应的费米子;每个费米子也有个对应的玻色子。只是这个对称性在宇宙初期很早就破缺了,所以我们今天只看到剩下的一半。也许,那另一半还在以某种未知形式在宇宙中幽灵般地存在着:暗物质。

比如,中微子所对应的是“超中性子”(neutralino)。它的物理性质与中微子类似,但质量大得多。如果中微子是可能的热暗物质,超中性子正好可以是冷暗物质。

至于我们为什么从没见过这些粒子,理论家有一个现成的回应:因为它们的质量太大,现有的加速器没有足够的能量通过碰撞产生它们。还需要修建更大、更威武的加速器、对撞机。


理论家的天花乱坠让天文学家莫衷一是,他们恨不能干脆把所有这些莫名其妙的粒子全叫做“暗子”(darkon)。芝加哥大学的特纳(Michael Turner)编造出一个新名字:“大质量弱相互作用粒子”(weakly interacting massive particles),准确地描述了作为冷暗物质的粒子的特性:既有较大的质量又只参与弱相互作用。不过,他的真实用意却是醉翁之意不在酒,而在调侃:这个又长又拗口的名字有一个简单上口的英文缩写:“胆小鬼”(WIMP)。

既然你说宇宙中可能存在胆小鬼,好事的天文学家争辩道,那也可以有“猛男”(MACHO)。这也是一个缩写,来自一个为与胆小鬼针锋相对而生造出的新名字:“大质量致密晕轮天体”(massive compact halo object)。与胆小鬼不同,这个名字强调的不是“粒子”,而是“晕轮”。它猜测宇宙中可能有某种未知的天体分布在星系周围,形成奥斯特里克和皮布尔斯发现的晕轮。它们才会是真正的暗物质。

心理学领域常用的胆小鬼与猛男示意图。

暗物质究竟是胆小鬼还是猛男,抑或是另外的一些应景而生新玩意,这成为20世纪末天文学家和物理学家面临的新挑战。而且,他们不仅需要探索暗物质是什么,还需要从头开始重新审视整个宇宙理论。

因为此前的宇宙模型,都没有包括暗物质的贡献、影响。


(待续)



Monday, November 18, 2019

宇宙膨胀背后的故事(廿三):揭开宇宙的黑暗一面

1973年的一天,普林斯顿大学的天文教授奥斯特里克(Jeremiah Ostriker)走进物理教授皮布尔斯的办公室,一脸困惑地表示他想不通银河是怎么回事。

奥斯特里克一直专注的是星球的旋转。处于高温高压气态的恒星在动力学上与一个液态的水滴相似:如果没有转动,星体会是一个标准的球形;如果在旋转的话,就会变扁。我们所在的地球因为自转也是一个扁球体:赤道处的半径稍大,两极则稍小。只是地球大致是固体,24小时一圈的自转也非常平缓,因而变形非常之小。

奥斯特里克钻研的是白矮星、中子星这些密度很大、自转又很快的星体,对各种处于旋转状态的外形很熟悉。这天他偶然瞥见一幅银河系的图像,突然觉得很不对劲。由众多恒星组成的星系的动力学本质上也与单个的星体、水滴类似。他知道,如果一个水滴或星球已经变得非常之扁,以至于基本上是一个二维的圆盘时,其转动会非常不稳定,或者被挤成一根细棍(bar shape)状,或者干脆分崩离析。

地球处于银河之内,没有人能够从外面看到她的全貌。但在1970年代,天文学家已经可以通过测量银河系内——尤其是边缘——星球的分布和速度构造出她的整体形状。与我们看到的银河之外的众多星系类似,银河像一个铁饼,中间微凸,四周则如平面的盘子。并在旋转着。

欧洲南方天文台2009年制作的银河“全景图”。

奥斯特里克一眼就能看出这么个形状的星系最多转一两圈就会分解。然而,根据已经掌握的数据,银河自从诞生后已经至少转了十几圈。在银河之外,天上有数不清的圆盘式的星系。有些星系的中心的确有细棍的形状,但都很小,与整个星系相比微不足道。其它星系则干脆没有一点细棍的迹象,是相当标准的椭圆。它们都好好地存在并旋转着。

皮布尔斯听后很感兴趣。他在洛斯阿拉莫斯编写的用来模拟大型星系团的小程序在这几年中已经在他和几位研究生手中有了很大长进,模拟的数据点从区区300个增加到2000。原来那每一个点代表着一个星系,因此整体地构成星系团。现在他很方便地把每个点改为代表一个恒星,这样就有了一个星系模型。他把群星的初始位置设为一个平面的圆盘状,再给每颗星以合适的速度让整个星系旋转起来。然后,他们俩便盯着计算机的打卡输出查看结果。

果然,程序没运行多久他们就看到代表星球的点四处乱跑,无法保持圆盘形状。两个年轻教授费尽心思,像程序员一样调试各种可能的条件变化,竭力让星系能稳定地旋转。最后,他们终于找到了一个诀窍:在平面的星系外再加上一个有质量的圆球壳,为中间的星系提供附加的引力。有了这么一层壳,他们的模型星系就进入了稳定的旋转状态。

他们把这个凭空添加的球壳叫做“晕轮”(halo)。因为它很像在地球上常见的“日晕”、“月晕”现象:太阳或月亮的外围似乎被笼罩上一圈光亮的圆轮。

尼泊尔喜马拉雅山区的一次日晕景象。

当然,日晕、月晕只是地球上看到的自然现象,是地球大气层中的冰晶对光线折射的结果。并不是太阳或月亮周围突然出现了新的光源。皮布尔斯和奥斯特里克在模型中引入的晕轮却必须是“实在”的,因为正是晕轮中的质量与星系质量之间的引力作用在维持星系的稳定。而且,晕轮中的质量也非同小可:它们至少需要与已知的星系的总质量相当,甚至更大。

问题是,所有天文观测中,没有任何直接证据表明星系周围存在着球形的质量分布。除非,鲁宾和福特等人发现的仙女星系旋转速度之谜可以用来作为一个证据:晕轮中存在的“额外”质量正好可以解释星系外围的旋转速度。

他们俩发表了这一模拟结果之后,再接再厉带上一位博士后对那时估算宇宙质量的方法、结果做了一番系统的普查,在1974年又发表了一篇题为《星系的大小和质量以及宇宙的质量》(The Size and Mass of Galaxies, and the Mass of the Universe)的论文。

这篇文章开篇第一句颇有点石破天惊:“现在有理由——在数量和质量上都越来越充分——相信星系的质量被低估了十倍或更多。由于宇宙的平均密度来自观测到的星系密度乘以星系的平均质量,整个宇宙的平均质量密度也因之被同样地低估了。”(There are reasons, increasing in number and quality, to believe that the masses of ordinary galaxies may have been underestimated by a factor of 10 or more. Since the mean density of the Universe is computed by multiplying the observed number density of galaxies by the typical mass per galaxy, the mean mass density of the Universe would have been underestimated by the same factor.)

也就是说,宇宙中我们不知道的质量不仅存在于晕轮中的加倍,还更多得多,多到已知质量的十倍以上。

论文发表后,天文界舆论大哗。这个奇葩的观点不仅被认为是天方夜谭,甚至被作为伪科学批驳。从古希腊到今天,一代又一代仰望星空的天文学家把视野越扩越广、越伸越远,终于在20世纪末看到了宇宙的开端和全貌。奥斯特里克和皮布尔斯却在此时当头棒喝:且慢,你们所看到的不过是宇宙的皮毛——不到十分之一的皮毛。宇宙中还存在着更多更多的物质,你们却一无所知。

这如何可能?


1976年4月,奥斯特里克应邀在美国科学院年会上介绍宇宙学的最新进展。他讲解了宇宙的质量之谜,包括仙女星系的旋转。讲演之后,一个老人在走廊里把他叫住,要跟他聊一聊。

自我介绍之后,奥斯特里克才知道对方其实并没那么老。那是63岁的天文界前辈巴布科克(Horace Babcock)。年轻时,巴布科克作为加州大学伯克利分校的研究生曾经在威尔逊山用胡克望远镜观测过仙女星系的旋转速度。他那时已经发现星系内接近边缘地方的速度比中心大,说明星系外围的质量比我们看到的要多得多。巴布科克当时认为这可能是星系中尘埃对光的散射相当强,所以我们看到星系外围的光强比实际的弱很多,因而低估了那里恒星的密度。

巴布科克给奥斯特里克看了他手里拿着的又大又厚的博士论文,里面记载了仙女星系旋转的最早数据。那是他在1937年的努力,这时已经完全被历史忽略、遗忘。奥斯特里克正是那年出生的。他对此一无所知,只能一连声地为在演讲和论文中没有能引述前辈的成果道歉。

即使早在1930年代,巴布科克也不是最先接触到宇宙中可能存在的质量异常的。他在威尔逊山天文台上的同事兹威基(Fritz Zwicky)的态度更为尖锐、明朗。

兹威基出生于保加利亚,但父母都是瑞士人。1922年,他在爱因斯坦的母校、瑞士的苏黎士联邦理工学院获得物理博士之后就远渡重洋来到美国的加州理工学院,在那里度过他的整个学术生涯。与理论界的伽莫夫类似,他在天文学界中是出名的头脑极度聪明、富有怪点子却又处事乖戾、脾气暴躁的角色。因为他与同行关系紧张,他总爱说大多数天文学家都是“球形的混蛋”(spherical bastards)。他这个球形不是出于模型简化的需要,而是因为——他解释道——无论从哪个角度看,他们都是同样的混蛋。

天文学界奇人兹威基。

威尔逊山上的哈勃自然是那群混蛋之一。因为哈勃的专制,兹威基没有使用2.5米口径胡克望远镜的资格。在哈勃和胡马森将人类的视野推向宇宙深处的同时,兹威基只能用另外口径小一半的望远镜观测距离比较近的星系。他却也从中看出了蹊跷。

那时已经有一些人相信宇宙中星系的分布不是均匀或随机的,而是存在大尺度上的结构。兹威基是其中最热忱的一个。他花了很多时间观测一个叫做“昏迷星团”(Coma Cluster)的大团伙,仔细研究其中星系的速度分布。

他的方法与30年后的鲁宾相似:先将各星系的速度随宇宙膨胀的部分剔除,再看剩余的成分。当然,他不是要寻找宇宙的旋转。在他看来,那些剩余的速度是星系在星系团中的随机“热运动”。从这些速度中他计算出星系的平均动能。同时,根据星系的质量和距离,他也可以估算它们之间引力作用的平均势能。这两者应该大致相等,否则系统不会稳定。(在热力学中,这是一个普适的“维里定理”(virial theorem)。)

他算出的数据却与这个预期完全不符:星系团中星系的平均动能远远大于平均势能。这样的话,这些星系的相对速度太大,互相之间的引力不足以约束它们。星系应该彼此飞散,无法维持星系团的结构。

兹威基大胆地提出,昏迷星团以及其它星系团之所以能够稳定地存在,是因为它们之中还存在有我们没观察到的物质。那些物质的质量提供了额外的引力势能,避免了星系的分离。因为我们看不到那部分物质所发的光,他把它们叫做“暗物质”(dark matter)。

在那个年代,大尺度的星系团是否是真实的存在尚未定论。兹威基的数据分析的可靠性也与后来的鲁宾一样未被信任。加上他本人不合群等诸多因素,他提出的暗物质概念与巴布科克发现的仙女星系旋转速度异常一样,在其后的几十年中逐渐被天文界主流遗忘。

直到1970年代,鲁宾和福特、奥斯特里克和皮布尔斯由不同途径重新发现这个宇宙中的惊天之谜。


1974年,就在奥斯特里克和皮布尔斯第二篇论文发表的几个月前,苏联爱沙尼亚(1991年苏联解体后成为独立国家)天文台的三位天文学家发表了一份内容非常相似的论文。

这两篇互相不知情的论文都综述了天文界测量、估算星系质量的各种方法,指出其中可能低估质量的因素,以及那些表明宇宙质量被严重低估的“越来越充分”的证据。他们还不约而同地提出一个新的论据。

在1970年代初,天文界已经倾向于同意宇宙在几何上是平坦的(虽然那时狄克尚未系统地提出这个平坦性是大爆炸理论的一个重大缺陷,从而催生古斯的暴胀理论)。但苏联的那三位作者和美国的奥斯特里克和皮布尔斯都发现,如果具体地计算当时所知的宇宙质量密度与广义相对论的临界密度之比(Ω),会得出大约为0.2左右的数值。这与平坦宇宙所要求的Ω等于1相差甚远。

而如果假设宇宙的质量被严重低估,其未知的质量比已知的还要多十倍的话,那么Ω便会更接近于1。

他们都没有使用兹威基的暗物质一词来描述这部分未知的质量。其实,宇宙中可能存在我们不知道的物体在天文学历史上司空见惯、历史悠久。传统上,它们被称作“迷失物质”(missing matter)。

在19世纪,当人们观察到天王星的运行轨道与预期有差异时,他们并没有立刻质疑牛顿的理论,而是推测那是出于另一颗尚未被发现的行星的引力干扰。后来那颗行星——海王星——果然在理论预测的位置被发现,凸显了经典力学的辉煌。后来,水星的近日点进动也被发现异常,人们同样地把它归咎为一颗未发现的行星,并预先命名为“祝融星”(Vulcan)。不过,这一次却是牛顿的经典力学有差错,需要爱因斯坦的广义相对论才得以完满地解释。太阳系中并不存在也不需要那个迷失的祝融。

所以,在1974年,这几位天文学家所指出的只是宇宙中还有更多的迷失物质。他们的论点之所以惊人,那是因为迷失的成分实在太大。


奥斯特里克和皮布尔斯的论文在论及仙女星系的旋转速度问题时只引用了射电信号测量的数据。他们不仅不知道巴布科克的早期数据,也没有引用鲁宾和福特的更近得多的结果。

即便如此,当鲁宾读到论文的第一句时便忍不住击节叫好。她听从了闵可夫斯基的忠告,在1970年就与福特一起发表了她们测量的仙女星云初步数据。不料,这个结果却未能引起预期的反响,甚至没能引起奥斯特里克和皮布尔斯的注意。但她对这两位年轻人在论文中直言不讳地道出宇宙中存在着大量未知质量的勇气大为赞赏。

鲁宾这时候也已经把视线再度转向大尺度的星系团。她和福特拍摄了大量星系的光谱照片,发现了一个奇异的现象:一些星系团在集体向某一个特定的方位漂移——似乎那里有更集中的“迷失质量”在吸引着它们。这个被称为“鲁宾-福特效应”(Rubin–Ford effect)的现象倒是在天文界引起轩然大波,争论莫衷一是。

在跟踪这些星系团的同时,鲁宾和福特也积累了大量星系内部的光谱。1970年代进入尾声时,他们相继发表了20多个星系的旋转数据。它们都呈现出与仙女星系一致的曲线:在远离星系中心的外缘,星系的旋转速度没有下降。

随着鲁宾和福特越来越多数据的发表,暗物质这个被遗弃的名称开始重新浮出水面。及至1970年代末,天文学界已经普遍接受了这一新的现实:宇宙中有未知的物质存在,它们远远多于我们所能看到的部分。


伽利略在17世纪初从自制的望远镜中看到人类肉眼从未见识到的、不可思议之多的繁星,为人类打开了新的视野:宇宙比当时所想象的更为宏大、更为深远。发光的星体比当时所知的更为丰富、更为璀璨。

在20世纪,天文学家的宇宙观在毫无思想准备之下经历了一场相似的震撼。在这个明亮的宇宙之中,还存在着一个未知的、看不见摸不着的、由暗物质组成的神秘世界。在一代又一代人孜孜不倦地完善越来越强大的望远镜,寻觅、收集宇宙深处、更深处那越来越微弱的星光时,他们没有意识到宇宙的奥秘也许并不尽在那光影之中,而更可能在其黑暗的另一面。


(待续)



Tuesday, November 5, 2019

宇宙膨胀背后的故事(廿二):涡旋星云中的秘密

1923年,沙普利在收到哈勃那封星云红移的来信,长叹一声“就这么一封信毁了我的宇宙”时,站在他身边的是研究生佩恩(Cecilia Payne)。佩恩是英国人,在剑桥大学毕业后,因为身为女性在英国没有深造的机会,飘洋过海到哈佛投奔沙普利。

沙普利接手皮克林的哈佛天文台时对那里“后宫”中效率极高又廉价的“计算机”兴奋不已。但他同时也于心不忍,希望能帮助默默无闻的女性创造更多的机会。因此,他创立研究生院时,开始招的都是女生,开了一个时代的先河。佩恩便是最早的两位女研究生之一。

佩恩首先意识到后宫前辈弗莱明、坎农等总结的“哦,做个好女孩,亲亲我”光谱分类背后的原理是恒星表面温度的差异,并由此发现恒星的组成与地球大为不同,主要成分是氢和氦。她这个不寻常的结论曾遭到包括罗素在内的天文界泰斗的否定,但最终被接受。佩恩不仅是哈佛天文台的第一个女博士,后来更成为哈佛大学的第一位女正教授、第一位女系主任。作为偶像,她激励了很多年轻女性成为天文学家,包括费曼的妹妹(Joan Feynman)。

20多年后,哈佛天文台依然是非常少有的接受女研究生的学院。所以,在1948年,当一位女生回信说因为刚刚结婚、不得不谢绝他们的录取时,负责招生、后来成为沙普利继任人的门泽尔(Donald Menzel)大为诧异,在她的来信上生气地批复:你们这些该死的女人。每次我好不容易发现一个出色的,却都跑去嫁人了。

那位女生名叫鲁宾(Vera Rubin,“鲁宾”便是她结婚后改用的夫姓)。

还是一个10岁的小女孩时,鲁宾最喜欢坐在房间的窗台上看外面的星空。她自己发现了“斗转星移”现象,好奇地觉得是整个宇宙在旋转。整晚整晚地,她坐在窗口跟踪记录星星的位置,还描绘出偶尔出现的流星的轨迹。后来,她懂得那不是宇宙的转动,而是地球的自转。

中学毕业时,无论是学校的指导老师还是大学来的招生顾问都一致劝说她不要执着于天文、科学,因为女孩子在那行业中不会有前途。一个顾问还好心地建议她选取她也非常喜欢的绘画,将来可以为天文事件、场景绘制艺术想象图,一举两得。鲁宾倔犟地拒绝,自己选中了一所女子大学,因为她记得读过的书中有一个作者是著名女天文学家,曾在那学院教书。只是斯人已逝时过境迁:那年新生中只有她一个人学天文。

1948年,大学期间的鲁宾。

在申请哈佛研究生之前,大学毕业的鲁宾已经在普林斯顿碰了个硬钉子:那里绝对不接受女研究生。她知道哈佛的名额来之不易,却也还是不假思索地回绝了。因为她的新婚丈夫是康奈尔大学的博士生(两人相识时,鲁宾问的第一个问题是“你真的是费曼的学生?”),按传统她只能放弃自己的机会。

好在康奈尔也接收了她成为硕士研究生。她得以听贝特、费曼等教授的课,跟随一个女天文学家做科研。一天,她丈夫给她看了伽莫夫在《自然》杂志上发表的一篇文章,设问宇宙作为一个整体是否在旋转。像他很多论文一样,这篇文章的命题属于大胆假设,在启发性之外并没有什么论据。

伽莫夫的论文勾起了鲁宾童年的憧憬。我们的地球在自转,因此有了她曾着迷的斗转星移;地球在绕太阳公转,整个太阳系在同样地旋转着;太阳系自身也在随着银河星系在旋转中。随时随地,宇宙内部充满了各种各样的旋转。那么,整个宇宙为什么不能也正像陀螺一样在旋转?

她随即选取了这个课题,并自己琢磨出一个研究途径:她收集了当时已知的100多个星系的距离、速度数据,先把它们随宇宙膨胀而远离的速度部分减除,然后将余下的、也就是膨胀以外星系之间的相对速度根据坐标描画出来,果然发现这些星系呈现出整体性的转动。

那是1950年,鲁宾年仅22岁。系主任建议在美国天文学会的年会上公布这个结果,但看到她怀着第一个孩子正临产,提出她自己去不合适,可以由他代劳,但条件是要以他自己的名义发表。鲁宾不假思索地一口回绝。

会议召开时,鲁宾的孩子已经出生了一个月。她父母专程在冰天雪地开车来接他们去开会。鲁宾处之泰然地一边哺乳、一边准备,顺利地在会上做了为时10分钟的演讲。但让她措手不及的是那一屋子专家强烈的反应。他们一致认为她这做法没有意义。星系距离的测量有相当大的误差,不足以像她这样做细致的推敲:她所谓的结果不过只是数据中的噪音。一片混乱中,好心的主持人不得不宣布暂时休会,让鲁宾逃离了现场。

她的报告引起了在场的《华盛顿邮报》记者的注意,发了一篇题为《年轻妈妈由星星的运动推论创世之中心》(Young Mother Figures Center of Creation by Star Motions)的报道。在猎奇般地强调她“年轻妈妈”身份的同时,记者还写错了她的姓名。


虽然她的成果遭到专家们的一致反对,鲁宾还是顺利地获取了硕士学位。她丈夫博士毕业后在首都华盛顿找了一个工作。鲁宾这时发现作为女性还真是很难在这一行找到机会,只好在家相夫育子,做起了那个年代典型的家庭妇女。她依然订阅着天文学刊,每期杂志来到时她都会边翻阅边暗自流泪。

直到有一天,她在家里意外地接到一个电话。听筒里传来的竟是伽莫夫的大嗓门。

鲁宾的丈夫上班后发现他与伽莫夫最出名的学生阿尔弗在同一个实验室,于是乘闲聊之机提到了他妻子的硕士论文。伽莫夫正好也应邀去那里演讲,便赶紧找到鲁宾要她的数据。当然,伽莫夫做演讲时,鲁宾无法出席旁听。因为实验室谢绝家属。

在1950年代遐想宇宙在旋转的还不只是伽莫夫。那时已经老年的爱因斯坦还经常去普林斯顿高等研究院“上班”。他说他不为别的,只是喜欢有机会与比他年轻很多的数学家、“不完备定理”(incompleteness theorems)发现者哥德尔(Kurt Godel)一起散步回家。

爱因斯坦70大寿时,哥德尔给他献上了一份别致的礼物:他在广义相对论中找到一个旋转着的宇宙的解。

早年的爱因斯坦笃信广义相对论中的宇宙模型应该是唯一的,曾经对德西特、弗里德曼、勒梅特等人接二连三找出不同的解火冒三丈。这时的爱因斯坦早已超脱泰然,笑纳了哥德尔这个出乎意料的寿礼。

然而,无论是伽莫夫还是哥德尔,他们只是好奇甚至促狭,并不是很认真。但伽莫夫对初出茅庐就被他引入歧途的鲁宾十分欣赏,鼓励她继续攻读博士学位。他所在的乔治华盛顿大学不招收女研究生——整个华府地区那时只有乔治城大学允许女研究生。于是伽莫夫做了安排,让鲁宾在乔治城大学挂名注册、上课。他们俩然后像单线联系的地下工作者一般频繁在某个图书馆中碰头、讨论。

伽莫夫是那种大而化之、不拘细节的天才。鲁宾后来回忆他对她的指导基本上就是刚开始时他问的一个问题:“宇宙中星系的分布会不会有一个长度标度?”(Is there a scaling length in the distribution of galaxies?)

差不多同时,一位天文学家在澳大利亚一直在钻研鲁宾的硕士论文并在不同的星系数据中发现了同样的旋转倾向,证实鲁宾的结果不是随机的噪音。他指出鲁宾只是做出了不正确的结论:她发现的不是宇宙整体的旋转,而是那些星系所组成的大星系团在旋转。

宇宙中星系的分布不是均匀或随机的,而是会组成不同大小的星系团。那正是伽莫夫凭空想象的“标度”。鲁宾再度发挥她数据分析的能力,针对哈佛天文台多年积累的恒星数据进行统计分析,揭示宇宙中星系的分布中有明显的大尺度涨落。她只用了两年时间便获得了博士学位。

这一次,她的结论没有招致反对,得到的反应却更令人失望:天文学界没有人注意到她的工作。倒是《华盛顿邮报》又发了一篇八卦式的报道:《25岁的两个孩子的妈妈获得天文博士学位》(Mother of 2 at 25 to Receive her Doctorate in Astronomy)。

宇宙的大尺度结构还要等几年之后由皮布尔斯再度提起。


还在她从自己房间窗户看星星的少年时代,鲁宾就曾经邮购了一副透镜、找了一个旧卷筒在工程师父亲帮助下制作了一个简陋的天文望远镜。她想给星星照相,却失望地发现用这望远镜没法跟踪星星位置的移动,不可能长时间曝光。

1965年的鲁宾已经是4个孩子的母亲,博士毕业后留在乔治城大学从事了10年的教学和科研。她却不再满足平淡的校园生活,想成为一个真正用望远镜观测星空的天文学家,圆她小时候的梦。于是她离开大学,在一家研究机构中争取到职位,成为那里的第一位女性科研人员。最令她兴奋的是她新的办公室室友,一个名叫福特(Kent Ford)的仪器工程师。

福特那时正好制成了一个新式的光谱测量仪。那是一个小巧的管子,通过光电效应将收集的稀疏光子放大为电子束,然后再拍摄电子的成像,甚至可以直接将数据引入计算机处理。管子可以连接在天文望远镜上进行光谱测量,所需要的曝光时间减少到原来的十分之一。

鲁宾当即决定与福特合作,利用她的天文知识协助福特扩大他这根管子的用途。他们先对当时最时髦的类星体做了测量,为皮布尔斯的大尺度结构研究提供了可用的数据。但鲁宾更为感兴趣的还是旋转。这时她要探究的,不是宇宙整体的旋转,也不是大尺度上星系群的旋转,而是邻近的、个体星系的旋转。


自从罗斯伯爵在19世纪描绘出他的利维坦望远镜中星云那骇人的涡旋形状时,天文学家一致确信那样的星云肯定是在旋转中。

在1920年那场“世纪天文大辩论”中,主张星云存在于银河系之内的沙普利曾放出一个杀手锏:他在威尔逊山天文台的同事玛纳恩(Adriaan van Maanen)在不同时间的星云照片比较中发现了转动的迹象。如果我们在地球上能够观察到星云的转动,它们离开我们就不可能太远,否则其转动速度会超过光速。柯蒂斯无法反驳,只能祈求更多的数据。

哈勃通过造父变星的距离测量证实星云远在银河之外后,对冯纳恩的这个反例也一直耿耿于怀。两人为此在威尔逊山上明争暗斗了好多年。尽管哈勃的专横跋扈与冯纳恩的温良恭俭让令同事们的同情多在后者,科学还是向着了哈勃:冯纳恩的结果不可重复,只是他自己的错觉。

星云——星系——的确是在转动中。它们的遥远让我们不可能在有生之年内直接看到它们位置的变化,我们却可以通过光谱观察它们的相对运动速度。(拍摄太阳光谱时,可以发现太阳一侧的光有轻度红移,另一侧轻度蓝移。这说明太阳的一侧在离我们远去另一侧在冲我们而来。这便是太阳的自转。太阳的自转也可以另外通过其表面黑点的移动观测。)

早在沙普利与科蒂斯辩论时,星云光谱测量的先驱斯里弗已经发现从不同角度拍摄的星云谱线存在不同的倾角,可以证明星云在转动。他当时拥有的设备只能勉强捕捉到整个星云的光谱,无法精确到星云的内部。

到鲁宾准备再仔细观察星系旋转的1960年代后期时,天文学家已经大致清楚星系的结构:它们看起来像是一个铁饼式的圆盘。中心处星光最密集,存在大量的恒星。从中心往外,星星们大致分布在一个平面上,密度越来越稀疏。到星系的外缘,星星逐渐消失。有些星系的边缘在各个方向不一致,会带着一些罗斯伯爵已经描绘出的“尾巴”。

当大多数天文学家把视线集中在星系明亮的中心时,鲁宾对星系的外缘、尾巴更感兴趣。那里几乎已经不再是星系的地盘,只有极少数孤独离群的恒星在徜徉。它们如何能跟上星系的步伐?它们周围是否也依然存在星系内部特有的气体、尘埃?她在乔治城大学教书期间曾经带着研究生探讨,但因为那里星星稀疏、光强极弱,很难获得可靠的数据。

鲁宾觉得这正是福特那根高灵敏度、高效率管子的用武之地。

1963年,鲁宾还在乔治城大学教书时,曾有机会参观帕洛玛天文台。她发现帕洛玛、威尔逊山等都没有一个女天文学家。询问时她被告知,山上只有一个厕所,没法合用。鲁宾便找来一张纸板,剪成一个穿裙子的女孩形状贴在厕所门上,宣布:问题解决了。

几年后,鲁宾成为帕洛玛天文台第一位操作望远镜的女性。

不过更多的时候,鲁宾和福特是在亚利桑那州的洛威尔天文台工作。在那里拍了一辈子星云光谱的斯里弗已经退休,天文台也有了威力更大的望远镜。他们将望远镜对准距离我们最近的仙女星系,一个点一个点地拍摄光谱、测算速度。借助于福特的管子,他们拍到了还从没有人拍出过的,星系最外缘、已经看不出星光的黑暗区域的光谱,发现即使在那里,也具备着与星系内部差不多的旋转速度。

1965年,鲁宾(左)与福特在洛威尔天文台观测。

如果一个铁饼在旋转,它上面每个点都有相同的转动角速度。所以,转动的线速度与所在的半径成正比。铁饼外缘会跑得很快,才能在相同时间跑完远得多的周长。

太阳系也是一个旋转的系统,但其速度分布与固体的铁饼相反。开普勒在研究行星运动规律时对他最后发现的那个第三定律最为得意:行星绕太阳公转的周期的平方与行星和与太阳距离的立方成正比。这个关系很拗口。如果不拘细节的话,它说的是距离太阳越远的行星绕太阳转一圈需要花的时间越长,或者说速度越慢。

牛顿的经典力学指出,这是由引力与距离平方成反比的规律所决定的,适用于任何同样的引力系统。当人们观察到土星周围存在有“环”时,物理学家立刻就推测土星环不可能是一个整体,因为内圈与外圈的不同速度会把环撕碎。年轻时的麦克斯韦还曾经以这个题目写出论文,赢得一个科学竞赛奖。

星系与太阳系又有所不同,质量并不像太阳那样集中在中心的一个点上,而是分布在大量的恒星中。但在星系的最外缘不再有恒星的地方,星系所有质量都在其半径之内,那里的旋转速度——如果依然有东西还在旋转的话——也同样会依照开普勒定律随距离减小。

鲁宾和福特的实际测量结果却与这个预期大相径庭:星系旋转的速度即使在外缘之外依然保持着恒定的数值。用牛顿的理论可以简单地推导,这意味着仙女星系的质量分布即使在星系“之外”也在与距离成正比地增长。而在那个区域,我们基本上看不到任何星星的存在。

当他们回到首都华盛顿时,鲁宾的一个老朋友听到风声赶来见面。他带来了一组他们用射电望远镜测得的结果,不仅在仙女星系的外缘与鲁宾的数据吻合,而且延伸了更远,在距离星系中心两倍远的地方仍然测到了同样的旋转速度。他们面面相觑,无法理解这是怎么一回事。

仙女星系与她的旋转速度。横坐标是与星系中心的距离(半径),纵坐标是当地的速度。圆形数据点来自鲁宾和福特的光学频谱测量;三角形数据点来自另外的射电信号测量。

或者我们熟悉的牛顿引力理论、动力学存在重大缺陷(在这个问题上广义相对论的修正并不重要),或者在这个星系的“黑暗”部分,存在着我们还没能觉察到的物质,它们的质量在维持着星系外缘的旋转速度。

1968年12月,鲁宾在美国天文学会会议上公布了他们初步的数据。这一次,会场上没有人站出来反驳,却也没有人响应,因为他们展示的速度曲线实在令人难以置信。

70多岁的著名天文学家闵可夫斯基(Rudolph Minkowski,他是爱因斯坦的老师、曾帮助后者创立相对论的数学家 Hermann Minkowski 的侄子)走上来,问鲁宾什么时候发表这个结果。鲁宾兴奋地答道,他们现在实在太忙。他们刚刚才测量了仙女星系的一个区域,还有很多其它的区域需要测量。还有那么多其它的星系……

闵可夫斯基却一点没有被鲁宾的热情感染。他固执地盯着她的眼睛强调:我认为你必须立即发表论文。


(待续)