Tuesday, April 28, 2020

宇宙膨胀背后的故事(卅四):天若有情天亦老

也是2300来年前,诗人屈原仰天长问:“遂古之初,谁传道之?上下未形,何由考之?”

无论是特莱恩、维伦金还是霍金,他们提出的宇宙起源说还都算不上真正的无中生有。因为他们依据的是我们今天所理解的真空涨落、四维时空等物理规律。他们能设想客观世界的有生自无,却无法解释这些自然法则来自何处。在大爆炸那一瞬间的“遂古之初”,谁传来了量子力学之“道”?

2017年2月,《科学美国人》杂志发表了一篇由斯泰恩哈特与人合著的文章,指出暴胀、多重宇宙等现代宇宙学概念无法实际检验,不存在证实或证伪的可能。因此,它已经逾越了科学的范畴,只是无谓的数学、哲学游戏。

几个月后,包括古斯、林德、维伦金、霍金、温伯格等33位著名物理学家联名撰文回应,捍卫暴胀理论。虽然学术界内部分歧从来不是什么秘密,科学家通过联署方式在大众刊物上论战科学问题却也不多见。这凸显了宇宙学擅入“上下未形”之境而遭遇的“何由考之”窘境。(霍金于2018年3月14日去世。他死后才发表的最后一篇学术论文题目是《能顺利地退出永恒暴胀吗?》(A Smooth Exit from Eternal Inflation?)。)

在没有实验可据的情况下,他们也只能依赖自己的直觉。2005年11月的一次学术会议上,主持人问起与会者对多重宇宙究竟能有多大信心。他们可以选择用自己的金鱼、宠物狗、性命打赌。夏玛的另一个学生、担任英国王家天文学家席位的芮斯(Martin Rees)说他勉强可以押上他的狗。林德则大义凛然地赌上了自己的性命。

温伯格知道后,在随后的一次会议上大方地表示他有足够的信心同时押上芮斯的狗和林德的命。


2014年3月的一天,斯坦福大学42岁的助理教授郭兆林(Chao-Lin Kuo)来到66岁、已经在斯坦福任教了20多年的林德的家。郭兆林是有备而来,身后跟着工作人员为这次拜访全程录像。林德夫妇开门时,显然对这个阵势有点惊讶。郭兆林开门见山:我是来给你们一个惊喜:“在0.2有5σ”。也是天文物理学家的林德夫人听到这句暗语式的行话,立刻颤颤巍巍地上前拥抱了郭兆林。林德在后面却颇为迟疑,要求郭兆林重复一遍,再重复一遍。

镜头一转,他们已经在桌前打开了一瓶庆贺的香槟酒。林德眼角含泪地感慨道,30年前订购的东西终于被送到了。但他依然难以置信,希望这确实是真的,而不是被耍了。因为他可能太愿意被耍,因为这会是如此地美丽……

随后的3月17日,郭兆林和他的同行们在哈佛大学举行了一场轰动全球的记者会,正式宣布他们在微波背景辐射中探测到了来自宇宙暴胀时期的引力波信号,第一次获得暴胀的直接证据。古斯、林德还有最早发现微波背景辐射的威尔逊均在前排就座。一时间,“宇宙暴胀”、“多重宇宙”等等科幻式的术语充斥了新闻标题。

2014年3月,古斯(右一)、林德(右二)、威尔逊(左三)与郭兆林(右三)等在记者会后合影。

然而,林德的担心竟一语成谶。他们的确是“被耍了”,郭兆林所在团队测得的信号后来被证明只是宇宙尘埃带来的假象,不真实。(这一事件更详细的来龙去脉,参阅《捕捉引力波背后的故事(十六):南极上空的乌龙》。)

虽然古斯、林德一再坚持宇宙平坦、视界问题的解决早已证实了暴胀。但在30多年后,它迄今依然是个理论,缺乏直接的观测证据。


2019年7月,100来位天文学家又一次在加州海滨聚会。49岁的里斯做了开场演讲。他展示一张图片,上面写着“哈勃常数麻烦?”,其中“麻烦”(tension)被划掉,改为“问题”(problem)。

里斯对这两个描述都不满意。他问听众中的格罗斯(David Gross)应该用哪个字眼。格罗斯回应:“我们不会称之为‘麻烦’或‘问题’,我们会把它叫做‘危机’(crisis)。”

里斯点头,“我们是处于危机之中。”

2019年7月,里斯在做关于哈勃常数测量的学术报告。

这个新的危机其实还是天文学的老大难:哈勃常数的数值。在发现宇宙加速膨胀而获得诺贝尔奖后,里斯又把眼光转到这个最基本的参数。他希望用21世纪的科技手段将测量误差降到百分之一以下,比芙莉德曼十年前的成就再提高一个数量级。

现代的天文学家已经有多种测量哈勃常数的途径。宇宙微波背景辐射中蕴藏着大量早期宇宙的信息可供发掘。普朗克卫星对它做了非常精确的测定。皮布尔斯、虞哲奘以及泽尔多维奇等人在1970年代初提出的一个用“重子声学振荡”(baryon acoustic oscillations)测量早期宇宙遗留大尺度结构方法也已经实现。二者结果高度符合,得出的哈勃常数用天文单位表示都是67.4。

可是,里斯他们对星体距离、速度的测量所得的数值却都在74左右。这两个数字相差只有百分之十。不过几十年前,天文学家还在为哈勃常数在不同的测量中相差两倍以上而伤透脑筋。但这是新的时代,是天文学作为精准科学的21世纪。这两组数据的差异超出了它们各自误差范围的五倍,因而是“麻烦”、“问题”,乃至“危机”。(就在那个会议上,芙莉德曼的团队公布了她们的新结果,哈勃常数是69.8,又差不多是在两组数据的中间。)


格罗斯不是宇宙学家。他研究的是基本粒子理论,也是诺贝尔奖获得者。在那个领域,他早已习惯极其精准的理论预测和验证。所以,他可以毫不留情地把一个百分之十的差异列为“危机”。

然而,在粒子物理与宇宙学合流的半个多世纪后,他们自己也有着一个更为显著的危机:作为暗能量的宇宙常数。

爱因斯坦引进宇宙常数时没有物理根据。他只知道场方程中的这么一个项是广义相对论对称性所允许的,并能让他获得一个恒定不变的宇宙。在宇宙膨胀被发现后,爱丁顿、勒梅特等人都曾劝告爱因斯坦不要轻易舍弃宇宙常数。勒梅特最为执着。他认为既然广义相对论允许该项存在,它应该就是真实的物理。(类似地,盖尔曼后来提出量子力学的“极权原则”(totalitarian principle):凡是不被禁止的都必然会存在。这个原则似乎正好是与“奥卡姆剃刀”(Occam's razor)唱反调。)

因为宇宙常数项在广义相对论中表现为空间本身的性质,与物质无关,勒梅特认为那其实就是量子力学中的真空零点能。的确,真空能与引力相反,表现为空间自身含有、向外扩展的张力。这与宇宙常数、暗能量合丝入扣。

泽尔多维奇在1960年代率先做了量子场论计算,结果大为震惊。量子力学的真空能作为Λ实在太大了,其数值是后来测定的Λ的10120倍!这是一个1后面跟着120个0的大数,是天文学家也没见过的天文数字。

这个“宇宙常数问题”(cosmological constant problem)大概是历史上理论与实际脱节的最糟糕案例。如果有宇宙有那么大的Λ,不仅是如温伯格后来计算的无法有人类生存,宇宙本身压根就不可能存在。

当然,人择原理告诉我们,宇宙并没有被如此巨大的暗能量撕裂。Λ其实很小。泽尔多维奇设想可能还存在尚未发现的物理作用,抵消了量子力学真空能的绝大部分。如果真是这样,这个超大数字上的抵消需要无比精确,才能恰好余下我们所观测的数值。那会是一个比宇宙平坦更为精致、更为惊人的巧合。


戴自海1980年在中国开会、探亲结束回到美国时,好朋友古斯业已功成名就,宇宙暴胀也成为最热火的研究领域。他选择了回避:“既然已经错过了这条船,不如再等下一条更大的船。”这一等就是20来年。其间他作为康奈尔大学的教授,已经成为一个超弦(superstring)理论专家。

大统一理论获得成功之后,物理学家在1980年代开始了新的探索。虽然叫做“大统一”,那个理论只是成功地统一了强、弱、电磁三个相互作用,还无法容纳引力。同时,大统一理论有着50多个无法解释的参数,只能通过与现实世界拟合设定。超弦理论试图弥补这两个大缺陷,完成所有相互作用的统一,并不含有任何可调参数。

那是爱因斯坦生前未能实现的梦想。他在追求统一场论时表示:“我感兴趣的是上帝有没有可能将世界创造成不同的样子。亦即,在必要的简洁逻辑限制下,是否还留有任何自由度?”(“What I am really interested in is whether God could have made the world in a different way; that is, whether the necessity of logical simplicity leaves any freedom at all.”)超弦追求的就是一个不给上帝留下任何自由发挥余地的理论,一个终极、完整、揽括全部客观世界的“万物理论”(theory of everything)。

然而,蹉跎十多年后,超弦理论在1990年代后期也开始异化。原来表达微观粒子的一维的“弦”变成了二维甚至更高维的“膜”(membrane,简称“brane”),所蕴含的自由度也越来越多。以这个模型描述宇宙,在所谓的“超弦景观”(string theory landscape)中能出现10500(1后面跟着500个0!)种不同的宇宙。那是一个超级庞杂的多重宇宙。我们处在、或能处在哪(些)个宇宙无法预测,只能再度诉诸于人择原理。

也是在这个背景下,戴自海在1998年提出宇宙来源于两个膜碰撞的“膜暴胀”(brane inflation)理论,登上了20年前错过的船。2011年,他从康奈尔退休,加盟香港科技大学。


与屈原大致同一时代,相传杞国曾有个人担忧天塌下来、日月星宿坠落而寝食不安。他的聪明朋友告诉他天体只是发光的气,不会掉下来。即使掉下来也砸不死人。于是他就安心了。

相隔半个地球,那时的希腊人也在琢磨天上的星球为什么不掉下来。他们得出的结论是恒星、行星分别固定在绕地球转动的不同球壳上,所以才不会掉下来。

牛顿却发现,天上的星星不掉下来与树上的苹果掉下来其实没有区别,遵从了同样的物理定律。与杞人的朋友、托勒密的天球不同,牛顿的动力学能够可靠地预测未来,故足以“考之”。我们不仅可以提前知道行星的位置、日食月食的发生,还能发现未知的行星。我们还可以从地球上发射飞行器,它们在航行十几年、几十亿公里后能准确无误地出现在天王星、海王星等地球远邻之所在,为我们传回那些天体的精彩照片。

如果杞人活到今天,他也许会欣慰地知道“天”不仅没塌下来,反而还离地越来越远地在升上去,直到会离开我们的视界而消失。

然而,他当初的忧虑也不是完全没有根据。在几乎所有的星系、星系团随着宇宙的加速膨胀远离的同时,与银河同属于“当地星系群”的仙女星系却与我们不离不弃,并因为相互引力的牵拉而逐渐靠近。如果杞人能够看到那个巨大的星系在携带着它那千亿颗恒星越来越快地向我们奔来时,他更会焦虑发狂:天到底还是要塌下来了。

根据模型演算,仙女、银河两大星系,以及近旁的附属小星系,在大约40亿年后会迎头碰撞、合并。无法预测的是那时候还会不会有人类,或其它未知形式的智慧生命体,能亲眼目睹这起身边的特大天文事件。

地球视角的仙女星系与银河碰撞的计算机模拟结果。左上,现在的银河系和仙女星座;右上,20亿年后,仙女星座趋近银河;其余依次:37.5亿年,仙女星座占据一半夜空;38.5亿年,星系碰撞,产生大量新的恒星;39亿年,新的恒星充满夜空;40亿年,两个星系因为互相引力而变形;51亿年,天空出现两个非常明亮的点,分别是两个星系的核心区域;70亿年后,两个星系完成合并,形成一个巨大的椭圆星系。夜空中只剩下一个核心区的明亮。

假如他们能在那场动荡中生存下来,他们会发现自己生活在一个崭新的世界。仙女、银河合并成一个巨大的星系,夜空会比只有银河时更明亮得多。然而,在那个星系之外,宇宙空空如也,一片漆黑。不再有任何其它星系存在,更没有什么背景辐射。

他们中的杞人会发出新的警告:下一轮浩劫又已迫在眉睫。太阳的寿命即将结束,其内核会塌缩而爆炸,地球将在瞬间灰飞烟灭。

也许,这些天文事件犹如森林中倒下的大树,届时已经不再有人能看到它们的壮观、听到它们的轰响。

温伯格在《最初三分钟》的结尾中写道:“宇宙越能被了解,就越显得毫无意义……人类为理解宇宙所作的努力是能让其无聊的生涯略显成就的极少亮点之一,却也赋之于悲剧色彩。”("The more the universe seems comprehensible, the more it also seems pointless.....The effort to understand the universe is one of the very few things that lifts human life a little above the level of farce, and gives it some of the grace of tragedy.")


1990年2月14日,已经在太空独自遨游了12年多的“旅行者1号”(Voyager 1)飞行器即将离开太阳系。它遵从来自地球的指令最后一次蓦然回首,从60亿公里之外为家乡拍摄了一组照片。它目光中的地球只是一个“淡蓝色小点”(pale blue dot,天文学家萨根(Carl Sagan)的描述)。

1990年2月14日,美国航天局宇宙飞船旅行者1号从60亿公里之外拍摄的地球照片。

在宇宙中这么一个不起眼的斑点上,生命还在顽强、旺盛地繁衍。那里曾出现过伽利略、牛顿、爱因斯坦,勒维特、鲁宾、廷斯利,伽莫夫、兹威基、霍伊尔,狄克、皮布尔斯、古斯、林德,勒梅特、哈勃、珀尔马特、里斯……

他们仰望星空,以不懈的努力和理性的逻辑认识、理解了宇宙,从而让我们,作为智慧人类,拥有了这个世界。

爱因斯坦曰,“这个世界永恒的神秘是它的可被认知性……它能够被认知这一事实就是一个奇迹。”(“The eternal mystery of the world is its comprehensibility…The fact that it is comprehensible is a miracle.”)



(完)



Tuesday, April 21, 2020

宇宙膨胀背后的故事(卅三):宇宙之有生于无

1969年,卡特和霍金的导师、剑桥大学宇宙学家夏玛(Dennis Sciama)在哥伦比亚大学讲学。在他话语停顿的间隙,有人突然迸出一句:“也许宇宙就是一个真空涨落(vacuum fluctuation)?”全场哄堂大笑。都是学物理的听众当即心领神会,因为那是一个只有内行才懂的幽默。

笑声中,那个冒失鬼颇为尴尬。他名叫特莱恩(Edward Tryon),是温伯格的学生。他博士毕业才两年,刚刚在哥伦比亚大学谋得助理教授职位。

其实,他是认真的。


在基本理解了宇宙自大爆炸以来的所作所为之后,科学家面临一个终极叩问:这个辉煌、浩瀚、深邃的宇宙是从哪里来的?如何出现的?这一切又都是为了什么,有啥意义?

早在1930年代初,爱丁顿在脑子里为宇宙的膨胀“倒带”,不寒而栗。他无法接受——因为他没法想象——宇宙万物,还有时间,会有一个起始点,一个来源。

勒梅特和伽莫夫将这个起点纳入了严格的理论体系。但无论是“原始原子”还是“伊伦”,他们都没能为宇宙的“原始火球”提供具体的模型和来历。这也是没办法。他们能说的只是最原始的宇宙没有大小,尺寸为零。而同时它的密度、温度、压力却都是无穷大。那是一个数学的奇点,所有物理理论都已经失效。

所以,霍伊尔为这个理论冠以俗气的“大爆炸”名号时,他的揶谕不是毫无来由。英国著名幽默作家普拉切特(Terry Pratchett)还曾在小说中模仿圣经的语气讲解这个宇宙起源:“起初,啥也没有,它爆炸了。”(“In the beginning there was nothing, which exploded.”)这个描述活灵活现,却也不失准确。

及至1980年代初,古斯也认为那时已经成熟、被广泛接受了的大爆炸理论只适用于爆炸之后的宇宙演变,却回避了根本性的三大问题:什么爆炸了?为什么爆炸了?爆炸之前发生了什么?(“What banged? Why did it bang? What happened before it banged?”)

自然,古斯觉得他发现的暴胀提供了答案:爆炸的是基于大统一理论的假真空;因为假真空只是一个亚稳态,具备一种与引力相反的强大能量,因此会导致宇宙指数式膨胀。不过,古斯的暴胀也还是大爆炸发生之后的事情。与勒梅特和伽莫夫一样,他无法描述作为奇点的时间起点。他只能逼近到10-37秒的时刻。那时候他的宇宙非常之小,只有质子的一千亿分之一。那一刻,宇宙的暴胀开始,并导致随后的大爆炸膨胀。

宇宙大爆炸过程示意图。横向是时间,纵向是大小。宇宙爆炸之后进入指数增长的暴胀,随后“缓慢”膨胀,直到“最近”宇宙搐动后进入加速膨胀(最右端的“喇叭口”)。图中还标记了微波背景辐射、黑暗时期、第一代恒星、星系等出现的大致时间。

那么,10-37秒之前,又发生了什么呢?

林德也曾以为他解决了这个难题。他的新暴胀理论几乎摒弃了古斯原有的全部概念,尤其是具备混沌式初始条件的永恒暴胀,不再要求宇宙有始有终。我们所谓的宇宙年龄只是我们视界这部分——这个特定的泡泡——的年龄,而不是多重宇宙本身的年龄。因为暴胀是永恒的,不断有新的泡泡在诞生、膨胀。在单个宇宙不断地诞生、消失之际,作为一个整体的多重宇宙却是永恒的,不需要有起点和终点。

然而这想法也很快像美丽的肥皂泡般破灭了。鲍德(Arvind Borde)、维伦金(Alex Vilenkin)与古斯一起从数学上证明,林德的这个永恒暴胀在时间上只适用于未来的方向。多重宇宙也许会走向永恒,却无法有永远的过去。将时间倒推回去,还是必须有一个起点。


无论哪个文化哪个部落,人类自古以来都有着神灵崇拜。每个种族都会朴素、直觉地认同这个世界是某个上帝为我们专门设计、创造的。古希腊圣贤把这归结为客观世界存在最根本的“第一因”(first cause)。中国的老子则称之为“道”:“道生一,一生二,二生三,三生万物。”

托勒密构造最早的宇宙模型时,在镶嵌着恒星的天球外安排了上帝与诸神存在的天域。他们在那里缓缓地推动天球转动,俯瞰人间沧桑。

在哥白尼、开普勒认识星体的运转规律之后,牛顿发现,太阳系中所有行星、卫星的轨道运动可以用他的引力和动力学理论完美地描述、预测,完全不需求助于神力。笃信宗教的他认为那简洁、优美的物理定律便是上帝的化身。但他无法解释这些星球最初始是如何运动起来的,只能设想上帝将太阳、行星、卫星像棋子一样布好,然后逐个推动了一下。在那之后,太阳系便永远地不再需要上帝。

这是一个非常实用的态度:在科学能够解释的自然世界中没有上帝存在的理由;遇到科学尚未能理解的领域时,也许可以拉上帝来充当一下龙套。无独有偶,现代科学家在人择原理上,表现如出一辙。

300多年后的科学家发现他们走到了同一条河边。宇宙从大爆炸之后就再也不需要上帝插手,可以优雅、有序地按照已经被理解的物理规律演变。可是大爆炸那一刻究竟发生了什么?是否需要上帝出手,按一下开关、点燃第一把火?


2500多年前,老子在《道德经》中还曾宣告:“天下万物生于有,有生于无。”他没有具体指出“无”是什么、又从何而来。它大体相当于普拉切特那个“啥也没有”(nothing)。如何从宇宙诞生之前的“无”转化为宇宙之“有”,一直都是哲学家、神学家乃至艺术家津津乐道的话题。

那也正是物理学家特莱恩所耿耿于怀的。因为在物理世界中,所谓的“无”便是真空。

经典物理中的真空是最简单的系统。想象一个强力抽气机将一个容器内部完全抽空,里面不再有任何分子、原子、粒子,没有任何辐射,没有任何能量。那便是真空,亦即空空如也、啥也没有。不存在任何物理。

然而,这个完全确定、能量永远为零的状态违反了量子力学的测不准原理,不可能存在。因此,量子世界中的真空不那么静寂,会时常发生随机的涨落事件。例如,真空中会突然冒出一个电子和一个正电子,它们很快又互相湮灭而消失。这个过程极其短暂,只经历大约10-21秒,因此无法被察觉。这些稍瞬即逝的粒子因此也叫做“虚粒子”(virtual particle)。伴随着这些虚粒子不断的产生、湮灭,真空具备一定的能量,叫做“零点能”(zero point energy)。

1940年代后期,荷兰物理学家、埃伦菲斯特的学生卡西米尔(Hendrik Casimir)在玻尔的启发下提出了一个直接测量真空涨落的途径:在真空中将两块平板靠近。因为平板不带电,没有电磁作用。它们之间的引力太小,可以忽略不计。但在靠得足够近时,它们之间的真空所存在的零点能会使两块板“没来由”地互相吸引。

这个“卡西米尔效应”(Casimir effect)直到1990年代才被精确的测量证实。但即使在1970年代,物理学家对真空能的存在早已深信不疑。

1974年,霍金在访问苏联时与泽尔多维奇和斯塔罗宾斯基交流后,提出黑洞不是全“黑”,会有一定辐射逸出的新思想。因为黑洞“表面”(专业的名称叫“事件视界”:event horizon)附近的真空涨落也会产生诸如电子与正电子的虚粒子对。它们其中之一可能随即被引力俘获而坠入黑洞。剩下的那一个便不再有机会与同伴湮灭,只能孤身逃逸成为可被观察到的实在粒子。这个尚未被证实的“霍金辐射”(Hawking radiation)也是真空涨落在现实、宏观世界的表现。

所以,当特莱恩在1969年脱口而出,提出宇宙可能来自真空中的随机涨落时,那不失为一个有趣的想法。然而,真空涨落也有颇多限制。其产生粒子的几率取决于粒子的质量,也就是产生它们所需要的能量。所需能量越大,产生的机会越小。如果出现,其寿命也会越短,会更快地重新湮灭而无迹可寻。因此,想象我们这浩瀚的宇宙如一颗微小粒子从真空中随机出现,并且历经100多亿年还风霜依旧,这不能不让特莱恩的同行们觉得那是一个无比机智的内行笑话。

那场哄笑让特莱恩很不自在,以至于随后他自己都不再记得那个场面。然而,宇宙来源于真空涨落这个念头却还一直在他的脑子里游荡,挥之不去。直到有一天,他偶遇爱因斯坦的助手伯格曼(Peter Bergmann)。伯格曼告诉了特莱恩一个有意思、却很少人注意到的物理事实:宇宙其实压根就没有能量。


最早意识到这个怪事的是德国物理学家、量子力学缔造者之一约丹(Pascual Jordan)。他在1920年代探究恒星的可能起源,意外地发现恒星的总能量为零,完全可以“无中生有”地出现而不违反能量守恒。

是的,恒星中充满了氢原子。它们的质量、动能都是能量,而且是相当巨大的正能量。但同时,这些氢原子的质量也产生同样巨大的引力场,其能量是负的,正好与那正能量抵消。所以,恒星没有净能量。

对普通物理有点了解的人都知道物体在引力场中会有势能。势能是一种相对的能量,本身无所谓正负,只取决于势能零点的选择。但这个势能只是物体在引力场中的能量,不是引力场本身的能量。

设想两个物体相距很远,因为引力而互相靠近。它们会跑得越来越快,动能在增加。同时,它们之间距离减小,互相之间的引力在变大,亦即它们共同的引力场在变大。因为动能永远是正数,那不断增大的引力场的能量必须是负的,才能抵消动能的增长,保证总能量的守恒。

(如果对引力场的高斯定律有一定了解,古斯对引力场是负能量还另有一个直观的解释:设想有一个理想对称的球壳。因为牛顿引力与距离平方成反比,简单的积分计算可以知道球壳内部引力互相抵消,不存在引力场。球壳外的引力场则等同于球壳所有的质量都集中在球心的引力场,与球壳的大小无关。然后,设想这个球壳在自身引力作用下收缩,变小了一圈。这时引力场唯一的变化是原来和现在两个球壳之间那个环状区域多出了原来没有引力场。因为球壳的收缩是引力做了功,多出来的引力场能量是负的。由此可见,所有引力场的能量都是负的。)

伽莫夫在自传中记录他一次与爱因斯坦步行回家时谈到约丹的论文。爱因斯坦听到后凛然一惊,竟在大街中间停下脚步,差点被来往的汽车撞倒。然而,善于营造场景的伽莫夫却没能后续描述爱因斯坦的具体反应。(与他声称爱因斯坦认为引入宇宙常数是他一辈子最大失误的说法一样,伽莫夫讲述的故事可靠性需要存疑。)

约丹只针对单个的恒星做了这个推演,但他的计算也适用于整个宇宙。加州理工学院的托尔曼(Richard Tolman)随后证明,在广义相对论中,宇宙物质正能量与引力场负能量的多寡取决于空间的曲率。在平坦的宇宙中,它们正好互相抵消,构成一个没有净能量的宇宙。

虽然托尔曼把这个结论写进了他在1934年出版的教科书,还是知者甚寡。特莱恩只是在与伯格曼的一番交谈之后才得知宇宙中还暗藏了这么一个奥秘。他如梦初醒:既然宇宙的总能量是零,那么它从真空涨落中出现便会非常容易,也可以持续存在,不违反能量守恒。

他兴致勃勃地重新梳理了这个几年来一直萦绕脑际的怪想法,写出专业论文,投寄给《物理评论快报》。很快,他收到杂志的退稿,理由是它过于匪夷所思,不切实际。特莱恩无奈,把稿件修改一番,删去了太专业的成分,改投给《自然》。他只是期望他们能以读者来信方式发表这个通俗版本,引起一点关注。不料,《自然》编辑慧眼识珠,不仅把它作为正式论文,还以头条的显著方式发表。这篇题为《宇宙是真空涨落吗?》(Is the Universe a Vacuum Fluctuation?)的论文随即在1973年12月14日问世。

特莱恩发表的《自然》论文。

即便如此,他的论文果然还是太匪夷所思,没能引起什么反响。特莱恩后来也没在哥伦比亚大学长呆,而是转到附近的亨特学院。在一辈子默默无闻的教学生涯后,他最近于2019年12月去世。


1980年代,当古斯的暴胀理论引起轰动时,托尔曼、特莱恩的研究才再度引起了注意。暴胀导致了一个平坦的宇宙,因此总能量为零。这解释了宇宙如何能暴胀、持续膨胀而不违反能量守恒。

维伦金在证明了永恒暴胀也有一个起点之后便开始琢磨起这个起点来。他发现,由真空涨落出现的宇宙泡泡因为过于微小,只能自我坍缩而消失,的确不可能发展今天的宇宙来。可那也只是经典物理的滞碍。在量子世界里,它们在短暂的存在期间有机会通过隧道效应突然变大,从而开启暴胀。(隧道效应便是当年伽莫夫解释原子核衰变、古斯原始的宇宙暴胀所采用过的机制。)

意外的是,他进一步发现,这个过程与初始宇宙的大小无关。即使是没有任何大小、完全是“啥也没有”的空虚,也可能通过隧道效应启动暴胀,成长为浩瀚的宇宙。

于是,宇宙的无中生有并不是天方夜谭。因为宇宙的净能量为零,它可以在真空涨落中涌现。那出现的微小、短命泡泡进入穿越量子隧道,暴胀、膨胀成为我们今天的宇宙。

而这一切,都不需要上帝、神灵的推动。如古斯所言:宇宙是终极的免费午餐(the ultimate free lunch)。


与维伦金同时,霍金在1980年代也提出了一个宇宙起源方案。他把他与哈特尔(James Hartle)合作而成的理论叫做“无边界”(no boundary condition)。他们认为整个宇宙可以在四维时空以一个量子力学的波函数(wavefunction of the universe)描述。与爱因斯坦最初的那个“有限无边”球形宇宙相似,这个波函数在时间维度上没有起始边界,也就没有起始之前的概念。当然,他们的宇宙本身并不是没有起点。只是在他们的模型中,不存在大爆炸之前的时间。

有意思的是,霍金是在1981年10月梵蒂冈举办的一次宇宙研讨会上第一次公开这个想法的。自从1950年代大爆炸的提出,天主教教皇对这个理论一直颇感兴趣。因为大爆炸、时间起点等等“显然”符合教义,是上帝存在的科学证明。

霍金事后庆幸他的演讲学术性很强,教皇没有听懂。因为教皇在会后指导说,可以研究宇宙大爆炸之后的演变,但不要涉足大爆炸那一时刻。那是神迹所在,非常人可即。(教会人士认为霍金可能误解或歪曲了教皇。教皇的正式讲话中只是强调宇宙起源可能超越科学所能解释,没有警告科学家回避的意思。)

而霍金的无边界方案恰恰是指出那一时刻并不存在,也就没有了上帝的可立足之地。


维伦金与霍金所提出的是两个截然不同的宇宙起源方式。孰是孰非,或两者都是一派胡言,却无法通过科学论证来定夺。因为宇宙无论从何而来、如何而来,都将经过暴胀。暴胀不仅“拉平”了宇宙空间的皱褶,给我们一个平坦的宇宙,也同时抹杀了其时间的历史。经历过暴胀的宇宙是“一个模子里出来”的。它平坦均匀,只存在暴胀结束时由量子涨落带来的些许涟漪。与多重宇宙中其它泡泡宇宙一样,暴胀前的宇宙超越我们的视线所能及。

因此,我们无法——至少基于目前的理解——科学地确证宇宙的渊源。但从理论上,我们能够设想存在有不只一种的可能性,它不需要劳驾上帝出手。

至于那个“为什么”,特莱恩在他的论文中轻描淡写地答道:【作为真空涨落,】我们的宇宙不过是随时都在发生的平常事件之一。(“In answer to the question of why it happened, I offer the modest proposal that our Universe is simply one of those things which happen from time to time.”)


(待续)



Sunday, April 12, 2020

宇宙膨胀背后的故事(卅二):我思,故我在…这个宇宙

我们正生活在一个非常特别的时代。

在21世纪到来之际,众多天文学家、物理学家相继发出由衷的感叹。是的,描述基本粒子、宇宙的两个标准模型的成功让他们欢欣鼓舞。但更为深刻的是,新的理论证明了一个他们早就意识到的事实:我们——作为人类,作为智慧生物——的确正生活在一个非常特别的时代。

相对于宇宙130多亿年的历史,这是一个宇宙膨胀的刹车和发动机碰巧旗鼓相当的时代。虽然暗能量以73比27的微弱优势占先,它与暗物质大致势均力敌。在这个时间段,它的膨胀和加速都非常缓慢,需要从哈勃到里斯无数人的不懈努力才被察觉。

假如我们晚了50亿年,生活在180亿年的宇宙,我们的认知会大相径庭。那时候宇宙中的物质密度因为膨胀变得非常小,丧失刹车功能。宇宙膨胀急剧加速,绝大部分星系离开我们的视线所能及。微波背景辐射也不再能被观察到。克劳斯根据ΛCDM理论研究发现,那时的智慧生物不再会有任何证据表明,也就不可能发现宇宙的大爆炸起源。

如果他们考古发现我们今天留下的记录,大概也只会把它认作远古的一个美丽而无根据的神话。


早在1960年代初,狄克就曾指出人类生活在宇宙100多亿年这一时刻不是随机的偶然。生命不是空中楼阁,需要有物质基础,尤其是构造我们身体的碳、氢、氧等元素。在这些元素普遍存在之前,不可能出现有机生命体。

伽莫夫在他们那篇αβγ论文中设想宇宙在大爆炸后的冷却期间会通过中子俘获的核合成过程逐步产生越来越大的原子。这样宇宙中很快就能充满丰富多彩的元素。然而,中子俘获链只适用于最轻的少数几个元素,到锂原子之后就不再能延续。

因此,大爆炸之后相当长时间的宇宙中只存在氢、氦、锂少数原子,当然不会有生命的迹象。二战前后,霍伊尔意识到更重的元素是在恒星内部的核反应中生成的。大概在大爆炸后几亿年时,宇宙中的氢原子在质量稍微密集的地方因为引力而聚集,形成第一代恒星。恒星的内部发生热核反应,在发光的同时聚变成更大更重的元素。

霍伊尔做了一系列计算重新构建起元素的生产链。他也很快遭遇到瓶颈:碳元素只能通过三个氦原子核的相继碰撞产生。可是这个反应的速度不够快,碳很快会再俘获一个氦原子变成氧而消失。为了摆脱这个困境,他意识到碳应该有一个特别的共振态,增快反应速度。

那是1953年,霍伊尔正在加州理工学院访问。他闯进核物理学家福勒(William Fowler)的实验室,给出他计算出的共振态能级数据,要求他们核实。一屋子的人很是诧异。他们不仅不知道这个态,也没有任何已知的物理、化学论据可以支持这个态的存在。但霍伊尔毫不含糊。他有一个“终极”理由:没有这个共振态,宇宙中不会有碳原子,也就不可能有碳基生物,不可能有生命,也就不可能有我们在这里争吵。

果然,福勒的研究生们很快通过实验找到那个共振态,保证了宇宙中生命的诞生。几年后,霍伊尔、福勒和天文学家伯比奇夫妇(Margaret Burbidge和Geoffrey Burbidge。在鲁宾成为第一个获准使用帕尔玛山天文望远镜的女性之前,Margaret Burbidge通过她当时还是男朋友的Geoffrey Burbidge关系偷偷使用过)共同发表了史称“B2FH”的论文,系统地阐述了重元素在恒星内部的产生过程。(福勒在1983获得诺贝尔奖。包括福勒自己在内的很多人认为霍伊尔更应该得这个奖,因为该工作实属霍伊尔首创。对霍伊尔未能获奖的原因有诸多猜测,是诺贝尔奖争议案例之一。)

虽然碳、氧等重元素能够在恒星内部的高压高温条件下产生,它们依然被恒星本身的重力禁锢,无法有所作为。要再过几亿、几十亿年后,第一代的恒星开始耗尽能源,以超新星爆发的方式走向死亡,也随之解放了已产生的重元素,将之遍洒宇宙。(在元素周期表中更为靠后的一些重金属元素还要等待中子星碰撞等剧烈天文事件的发生才得以问世。)

再后来,这些原子的一部分在引力作用下再次聚集,在新的第二代恒星周围形成不发光的行星。其中之一便是我们的地球,上面孕育了生命。

不仅是生命出现的时机不可能太早,生命能够存在的时段在宇宙的尺度上也是很短暂的。再过几十亿年,由于宇宙膨胀的加剧和物质密度的降低,氢原子聚集形成新恒星的机会越来越少。随着恒星的陆续死亡,宇宙将进入黑暗时期。除非智慧生物届时能以我们无法想象的方式继续生存,未来的宇宙不会再有生命。

为什么宇宙的年龄是100多亿年?狄克答曰,因为只有在这个年龄的宇宙中,才会有我们问这个问题。


从哥白尼推翻地球中心假想开始,人类已经认识到我们所在的地球和太阳系——无论以银河系还是整个宇宙而言——不是什么特殊的所在。我们为什么会栖息于这么个随机的地址?

答案很显然:只有太阳系的地球才具备生命存活的条件。

地球上具备充足的氧气、水、土壤等资源;地球离太阳不远不近,温度适宜;地球上的昼夜、四季鲜明而不极端,适合农作物生长;地球的大气层不仅保证生态循环,还与地磁场一起阻挡、分流了有害的宇宙射线……

的确,茫茫广宇中,地球是独一无二的世外桃源。人类竭尽全力,迄今也没能找到第二个这样的可居之地,更没能发现过任何外星生命的迹象。

放眼宇宙,20世纪的物理学家已经清楚地意识到大自然对生命的眷顾并不限于地球的生态。整个寰宇也似乎是为人类的存在而量身定制。

例如宇宙物质的基石是微观世界的粒子。粒子分重子和轻子两大类。作为重子的质子和中子的质量分别是作为轻子的电子的1836.15267343和1838.68366173倍。我们可以如此精确地测量出这两个数值,却无法明白它们为什么会是这么随意的数值。

中子比质子重约千分之一。也别小看这个微不足道的差异:它说明中子不是一个稳定态,会自发衰变成质子和电子。如果中子处在原子核外的自由状态,其寿命只有区区15分钟。原子核内的中子受强相互作用影响会稳定得多,但也有衰变的可能。那便是原子核贝塔衰变的来源。

假如中子比质子再重一点,不只是千分之一,那么它就会更不稳定,贝塔衰变会更为普遍。当原子核内的中子大量地衰变时,只剩下质子的原子核也不可能保持稳定,会分崩离析。唯一能稳定存在的是由单一质子组成的氢原子核。所以,如果中子比质子稍微更重一点,宇宙就会成为一个只有氢原子的世界。

反过来,如果是质子比中子重了这千分之一,那么不稳定的便会是质子。它会自发衰变成中子和正电子。这就更麻烦了。因为这样的话,连氢原子核也无法稳定存在,后面的元素生产链根本无从谈起。这样的宇宙中不可能有任何原子,而只是一个充斥中子和电磁辐射的死寂世界。(在我们现实的宇宙中,质子是否完全稳定尚未有定论。大统一理论认为质子应该也会衰变。但其寿命非常长,至今还没能在实验中得到验证。因此这不影响原子的存在。)

这颇为奇葩的例子其实既不极端也不罕见。恰恰相反,它几乎俯拾皆是。

我们这个世界中有四种相互作用力。它们各自的强度也像粒子质量一样地随机无规律。然而,它们的相对强度却也似乎是在精诚合作。比如,四种力中的弱相互作用最微不足道。它不仅微弱,而且只在贝塔衰变过程中出现,似乎可有可无。然而,恒星死亡时的超新星爆发过程却有赖于弱相互作用所产生的大量中微子。如果这个力的强度有所偏差,中微子就可能无法及时地冲开恒星外层的气体阻碍,导致星体内部的重元素无法逃逸。于是,宇宙中又不会有生命。

如果你笃信宗教,你大概已经看到了上帝的手在进行这一切操作,创造出一个正好适合地球生命的宇宙,或曰神迹。然而,向来更看重逻辑的物理学家却没能被打动。假如这真是上帝的杰作,那么上帝的设计能力实在让人不敢恭维。这样的一个世界在细节上需要太多、太繁杂的鬼斧神工精巧平衡,不具备简洁美感。


霍伊尔举起人类存在的大旗作碳原子必须有一个特定共振态的虎皮时,不过只是追求戏剧性效果。但他的“成功”启发了他在剑桥大学的同事、宇宙学家卡特(Brandon Carter)。卡特在1970年将霍伊尔、狄克等人朴素的想法“升华”到哲学高度,提出所谓宇宙学的“人择原理”(Anthropic Principle)。

这个名头很大的原理说出来却是非常地直截了当,似乎没多大的含金量:宇宙的自然法则、参数选取必须符合人类存在的条件。

或者反过来说,如果上帝没有弄对参数,整出来一个人类无法生存的宇宙,那肯定不会是我们所经历的这个宇宙。

然而,这个原理第一次旗帜鲜明地把原本是客观世界的宇宙与人类主观意识的活动联系起来不可分离,因此引发了莫大的争议。如果森林中一颗大树倒下,附近却没有人,它发生了吗?(anthropic的英文原意只是“与人类有关的”。中文翻译为“人择原理”不是十分恰当,强加了人类有意识地做了选择的含义。)

思考中的人类与宇宙。

也是在剑桥的霍金最先举起这面大旗,在1974年发表论文解释当时让天文学家困惑的宇宙平坦问题:我们的宇宙之所以在以非常接近临界密度的方式膨胀,唯一的可能解释来自狄克和卡特的建议:唯如此才可能有智慧生物存在。

霍金的时机比较糟糕。仅仅几年后,古斯提出宇宙暴胀,为宇宙平坦提供了更基于逻辑的解释。霍金也立刻放弃了人为、肤浅的人择原理解释,全身心地投入暴胀理论的研究。

特纳曾把宇宙常数讥讽为“无赖宇宙学家的最后避难所”。其实,人择原理才是他们更大的无赖。作为科学论据,人择原理无法预测未知的现象——除非硬拉上霍伊尔的例子——因此既无法被证实更无法被证伪。

然而,即使在暴胀理论解释了宇宙平坦、视界等几大难以置信的巧合之后,宇宙中依然存在着太多的碰巧事例。物理学家把这种现象叫做宇宙的“微调”(fine-tuning)。大统一理论中有50多个参数的数值需要根据实验的现实拟合而得。如同质子、中子的质量、弱相互作用的强度,它们分开来看没有任何道理,合在一起却恰好形成一个能够保障人类出现、生存的宇宙。

就连宇宙常数也是如此。早在1987年,在宇宙常数尚未被证实之前,温伯格就推算指出,Λ的数值不能太大,否则人类不可能在高速膨胀的宇宙中存在。幸好,基于超新星测量和宇宙平坦所拟合的Λ没有超出允许范围。

在更为严谨的理论能够解释这些微调数值的来源之前,人择原理依然会是一个无可奈何的选项。


1982年,当霍金、古斯等人在纳菲尔德会议上拼命演算,以求解决暴胀理论中宇宙在结束暴胀时会太均匀那个大漏洞时,这个理论的始作俑者林德却不为所动。他的注意力早已不在这些细节上。他的眼光投向更远,甚至超越地球人类目光所能及的视界。

古斯原始的旧暴胀理论中宇宙在相变时产生很多泡泡,却遭遇了泡泡互相之间越离越远,无法融合的困境。经过林德的脱胎换骨,新暴胀理论中的宇宙——严格来说,是我们的视界中的那部分宇宙——只是暴胀后的单一泡泡。

但林德不能忘怀在这一个泡泡之外,应该还有那些另外的泡泡。它们也会暴胀,也可能膨胀出自己的宇宙。因为量子力学的不确定性,这众多的泡泡不可能步调一致地同时暴胀,而会是各有先后,各有相异的途径,也就会发展出不同的宇宙。在这个他称作“混沌暴胀”(chaotic inflation)之后,会出现无数个千姿百态的宇宙。每个宇宙可能有自己的物理定律和参数。有些宇宙会和我们的一样,中子的质量稍微大于质子,有些则相反,质子的质量会大于中子……

不仅如此,林德在向会议提交的论文中指出,即使已经形成的宇宙泡泡自身也会随机地产生新的泡泡,激发新的暴胀,发展成自己的“子”宇宙。因此,宇宙暴胀并不是横空出世的一次偶然事件,而是无时无刻都在发生的寻常。只是它发生在不同的泡泡中,我们无从觉察。林德把这个更新的理论叫做“永恒暴胀”(eternal inflation)。

林德描绘的多重宇宙结构示意图。

只是——或幸亏——这些个体泡泡中的宇宙永远无法互相取得联络。因为他们在暴胀之后都已经处于彼此的视界之外,相隔着大于光速可能传播的距离。


统计科学在样本选取上有一个至关重要的概念,叫做“选择偏见”(selection bias)。如果有意无意地只选取了自己愿意看到或能看到的样本,得出的结果会有致命的偏差。

天文学家对这个概念尤其熟悉。他们甚至有自己的名称:“马姆奎斯特偏见”(Malmquist bias)。20世纪初,瑞典天文学家马姆奎斯特(Gunnar Malmquist)指出,天文学家应该格外小心,不要轻易根据自己的观测妄议宇宙。因为他们只能看到足够明亮的星星而会遗漏宇宙中大量不够亮、不发光的物体(那时,他不可能知道还会有暗物质)。这便会构成一个经典的选择偏见。

马姆奎斯特不是很出名,他这一警示的影响却很大。他之后的几代天文学家均战战兢兢,唯恐不小心掉进这个陷阱。但即便如此,他们还没想过宇宙——作为一个整体——居然也是马姆奎斯特偏见的实例。

英语和其它西方语言里的“宇宙”(universe)一词源自拉丁语,是“所有”、“全部”的意思。其词根“uni-”更是代表“唯一”。因此,宇宙自古以来都只有一个,揽括了全部的世界,并没有作选择的余地。

当然,在科幻世界中,人们早就在想象宇宙可以不唯一。他们通过替换词根很轻易地就生造出一个新词:“多重宇宙”(multiverse)。林德的新理论将这一假想概念堂而皇之地带进了科学殿堂,宇宙失去了其独一无二的特质。

林德认为,永恒暴胀也为哲学性的人择原理赋予科学的基础:宇宙不单一。我们只看到眼前这个宇宙,因为我们碰巧生活在这个宇宙中。这个宇宙中的物理法则和参数正好保证了我们能够生存。

于是,如果真的(曾经)有上帝存在,他也不是先知先觉地为人类精确设计、调整了这些法则、参数。他不过是一下子创造了几乎无穷多个宇宙,其中之一,或至少有一个,恰好适合人类生存。

这样,即使在创世之初,也并不需要有一个全能的上帝。


费曼曾经在一次讲学中夸张地大发感慨:“你知道吗?我今晚遇到了最奇异的事件。我来这里时走过那停车场。你没法相信发生了什么。我看到一辆车,车牌号码是‘ARW 357’。你能想象吗?这个州有着几百万块不同的车牌号码,我在这个晚上看到这一个号码的几率该会是多么地小?真是奇迹啊!”

当我们景仰这个宇宙,感叹大自然的造化、上帝的睿智时,我们所崇拜的,其实很可能只是费曼眼里那个平淡无奇的车牌号码。


(待续)



Monday, March 30, 2020

宇宙膨胀背后的故事(卅一):神秘可测的浩瀚宇宙

1995年,哈勃望远镜在执行繁忙的观测任务之际,抽空指向了一个不应该瞄准的方位。那里除了零星几颗星之外只是漆黑一片,是宇宙的荒漠,没有值得动用哈勃望远镜的目标。

这一别出心裁之举给天文学家带来莫大的惊喜。哈勃望远镜花了十天时间连续采集那块荒漠稀有的光,传回地球一张群星璀璨的照片。当然,照片上的亮点不是恒星,而是巨大的星系。这些星系离我们如此遥远,从来没有在地球上任何强大的望远镜中出现过。只有在突破大气层之后,人类才偷得这惊鸿一瞥。

这一片“新天地”被命名为“哈勃深空”(Hubble Deep Field)。那些光点在100亿光年之外,是迄今人类看到最远的星系。因为哈勃望远镜视角有限,哈勃深空只是天幕上极小的一个斑点,却也有着3000来个星系。

两年后,他们故地重游,再一次给哈勃深空拍了照。这次,他们发现了两个新的亮点,应该是那里出现的超新星,按照序号分别命名为SN1997ff和SN1997fg。

在那么遥远的距离上,超新星爆发的过程因为相对论效应会在时间上拉得很长,相对容易碰巧遇到。但哈勃深空的范围太小,3000个星系中随时发现超新星依然是个很小几率的事件。因为哈勃望远镜资源太宝贵,他们没敢下这个赌注,提前预定好跟踪测量的时间。真的发现超新星之后,也就只能看着照片叹气。

里斯这时已经在哈勃望远镜研究所工作。他对这个被错失的大好机会耿耿于怀却也无计可施。纠结了足足四年之后,他有一天突然脑洞大开。哈勃望远镜是共享资源,无数团队用它执行各种各样的观测任务。那段时间里虽然没有人专门去观测哈勃深空的超新星,也许会有人无意中拍得那里的照片?

在存档的数据库中一番查找之后,里斯发现他的运气还真是非同一般。哈勃望远镜在1997年装配过新成像设备,正好就用了哈勃深空那片没什么动静的地方做基准进行调试,拍了一系列照片。他打开一看,SN1977ff赫然就在其中。里斯如获至宝,立即发挥他的专长进行数据分析。

在2001年的一次学术会议上,里斯对近年超新星研究的进展做了系统回顾。他再一次拿出哈勃图上的那条象征宇宙恒速膨胀的直线,然后一个又一个地展示哈佛和伯克利两个团队相继发现的超新星。它们都规规矩矩地坐落在直线的一侧,形成一条光滑曲线。那便是1998年发现的宇宙加速膨胀。

最后,他把遮住图像最右端的纸片拉开,第一次向世界公开了他的最新发现:SN1977ff。那颗110亿光年之外,人类所知最遥远的超新星。

这颗星孤零零地出现在图中的一个角落。它既不在哈勃的直线上,也不在宇宙加速膨胀的曲线上。正相反,它单独地坐落在哈勃直线的另一侧,意味着宇宙的膨胀在减慢。

难道,珀尔马特因为一颗更新、更可靠的超新星数据否定以前几颗星既成结论的乌龙再现了吗?

然而,在场的天文学家却没有惊异。他们不约而同露出了欣喜、会心的笑容。这正是他们期望的结果。


1990年代是哈勃望远镜大放光彩的时代。天文学中曾争议几十年的一些老问题在它那强有力的镜片背后迎刃而解。天文界也如特纳所鼓吹的那样大踏步走进精确科学。

1994年,桑德奇的同事芙莉德曼(Wendy Freedman。通用的译名是“弗里德曼”,这里采用不同译法以与前面的Alexander Friedmann区分)宣布了又一个重大突破。她的团队用哈勃望远镜系统地测量了星系的距离和速度,再度证明哈勃定律,并获得历史上最精确的哈勃常数数值。

芙莉德曼是卡内基研究所的第一个女性正式成员。1990年代早已不是坎农、勒维特,甚至鲁宾、廷斯利所经历过的时代。虽然女性天文学家、物理学家依然不多见,却也不再是媒体专注猎奇的对象。

让媒体轰动的是她发表的数值。从勒梅特、哈勃、胡马森到桑德奇等,哈勃常数是天文学界横贯半个世纪的永恒争议。芙莉德曼公布的结果介于桑德奇和他的宿敌德沃库勒尔相差两倍的两个数值之间,不是桑德奇坚持的那么小。这样一来,哈勃常数的倒数表明宇宙的年龄又一次“只有”120亿年,比宇宙中最古老的恒星年轻。舆论因之大哗。

仅仅几年后,这个曾经让三代天文学家困惑的难题就自我消失了:宇宙年龄是哈勃常数的倒数只是在假设宇宙匀速膨胀的前提下倒推的结果。加速膨胀宇宙的年龄不再是简单的倒数。宇宙年龄会更大一些,比其中的恒星更古老。

当然,在天文学成为精确科学之际,最引人注目的是如何为那神秘的暗物质、暗能量精确定量。


21世纪初,150多位天文学家合作对天空一个区域进行了一次规模庞大的“人口普查”。这个叫做“宇宙演化普查”(Cosmic Evolution Survey,简称“宇宙”:COSMOS)的项目以哈勃望远镜为主,辅以地面上各个大型天文望远镜,为星系编撰详细的地图。他们还注重于寻找星系之间构成引力透镜的机遇,连续发现了500多个实例。这样,他们可以充分地研究作为透镜的那个星系或星系团:通过光强可以测量星系中发光体的多少;通过透镜折射的程度又可以推算出星系的总质量。两相比较,便可以计算出星系中暗物质的质量。

这样,他们对宇宙中的寻常和暗物质的总量和分布有了相当准确的把握。

这次普查还带来意外的惊喜。在一个引力透镜的实例中,作为透镜的不是一个寻常的星系团,而是两个正在碰撞之中的星系!其中较小的星系像子弹般穿过较大的星系,正在另一端露出弹头。这个被命名为“子弹星系团”(Bullet Cluster)的特例为天文学家提供了研究星系碰撞动态性质的宝贵机会。综合不同观测方式的数据,他们发现暗物质与寻常物质的分布不再大致重合,发生了相当程度的分离。似乎他们有着不同的动力学表现。

两个星系碰撞所组成的子弹星系团的假彩色合成照片。其中粉红色和蓝色分别是寻常物质和暗物质所在的区域。

这个子弹星系团的照片引人注目,随即成为暗物质的最直观的证据。


2001年6月30日,美国航天局又一颗科学卫星升空,接替十多年前的“科比”以更高精度探测宇宙微波背景辐射。这颗星原来叫做“微波各向异性探测器”(Microwave Anisotropy Probe),英文简称为“测绘”(MAP)。

这个探测器的主要倡导者之一便是狄克的学生、皮布尔斯的同学、同事威尔金森。当年如果不是被彭齐亚斯和威尔逊意外抢先,威尔金森应该会和狄克、皮布尔斯一起成为宇宙微波背景辐射的发现者。在那之后,他将整个学术生涯都倾注于这个宇宙宝藏。MAP上天一年后,威尔金森因病去世。作为纪念,卫星正式改名为“威尔金森微波各向异性探测器”(WMAP)。

这个探测器其实并不是地球卫星,因为它不在绕地球的卫星轨道上运行。它被送到一个距离地球150万公里的特殊所在,与地球一起绕太阳运行。那里,来自太阳和地球的引力“合作”得最好,能够保持探测器与太阳、地球步调一致,保持相对位置恒定不变。这样的“拉格朗日点”(Lagrangian point)一共有五个,WMAP所在的那个点保证它永远地躲在地球的阴影里,不受太阳光影响。

在那里,WMAP常年巡天,不间断地收集微波辐射信号,绘制这个宇宙背景的详细地图。它果然不负众望,仅两年后便开始传回宝贵的数据。在超新星测量发现宇宙加速膨胀仅仅五年后,《科学》杂志在2003年又一次将其年度“科学突破”授予宇宙学领域,表彰WMAP的发现。

它验证了芙莉德曼对哈勃常数的测量,并很精确地得出宇宙的年龄为137.72亿年,误差范围不到百分之一。但它的主要任务——正如它的名字——是要拍摄宇宙微波背景中的“各向异性”。

十年前的科比已经为宇宙背景辐射拍下第一张全景,那是出生宇宙的第一张肖像。科比证实微波背景不是光滑的一片,而是分隔成区域,其间有着微小的温度差异。这些差异是宇宙暴胀之后来自量子力学的随机涨落,也正是我们今天能有星系结构的本源。但科比所拍摄的照片还只是粗线条,区域的边界模糊不清。WMAP的任务就是要拍一张更清晰的照片,能辨识这些各向异性区域的边界。这对于认识宇宙的几何性质和暗能量有着非同小可的重要性。

19世纪初,德国大数学家高斯(Carl Gauss)负责他所在的汉诺威公国的地图测绘。他曾有一个宏大的构思,要在当地的三座高山顶上测量它们构成的三角形的夹角。在欧几里德几何学中,三角形的三个内角之和必定是180度。高斯想实际地验证一下,因为他已经怀疑可能有不符合欧几里德公理的几何存在。只是他那时的仪器不可能有足够的精度,结果只能不了了之。但不久之后,他的学生黎曼(Bernhard Riemann)在他的指导下发展出一套非欧几里德几何学,为后来爱因斯坦发展广义相对论提供了数学基础。

将近200年后,现代天文学家已经不再认同爱因斯坦那个“有限无边”的球形宇宙模型。他们有越来越多的证据表明宇宙其实“只”是平坦的欧几里德空间。为了确证这一点,最好的方法也是像高斯那样,在宇宙中画一个巨大的、宇宙尺度的三角形,测量其内角。

当然,要作这样的测量,三角形的一个点只能在地球上或附近。另外的两个点可以坐落在地球上能看到最遥远的所在:宇宙微波背景。

宇宙微波背景来自大爆炸之后30万年。那时候的宇宙中以光速传播的粒子最多只走了30万光年的距离。因此,在那个背景上,同样温度的区域的大小应该不会超过30万光年,否则它们互相之间无法取得联系而达到热平衡。这样,背景上那些不同温度的区域边界便可以用来作为三角形的一个边,具有已知的边长:30万光年。另两条边的边长也很固定,都是地球到背景的距离。当WMAP以其比科比更强的精度拍摄出不同区域鲜明的边界时,就为我们提供了无数这样的三角形,也就可以在宇宙尺度上实现高斯的设想,验证欧几里德的原理。

其实,在WMAP之前,科学家就已经通过高空气球对宇宙背景做了这样的测量。WMAP在太空的拍摄更把这一测量提高到几乎毋庸置疑的精度:在不到百分之一的误差下,宇宙尺度三角形的内角之和是180度,的确是一个平坦的欧几里德空间。

科比、WMAP和普朗克卫星(自上而下)分别拍摄的宇宙微波背景图。

WMAP在太空的工作延续了近十年,在2010年结束。但测量宇宙微波背景的使命并没有结束。欧洲航天局在2009年发射了“普朗克”卫星,以更高的精度接替WMAP。彭齐亚斯和威尔逊在1960年代初无意中发现的这个微波背景在新的世纪持续并越来越清晰地为人类展现宇宙的秘密。


爱因斯坦在广义相对论中引进的宇宙常数(Λ)是无中生有的人为参数。它的数值无法从物理原理中确定,只能通过与现实的宇宙拟合而得。对爱因斯坦来说,当时所知的宇宙是恒定不变的,Λ的数值便是通过得到这样一个宇宙解来确定。一旦哈勃的观测改变了对现实的理解,他立即放弃了宇宙常数。或者说,他用新的现实重新拟合了宇宙常数:Λ = 0。

早在1990年代初期,特纳、皮布尔斯等“无赖宇宙学家”就已经在理论上提出,宇宙中的寻常物质、暗物质和暗能量对宇宙质量密度的总贡献必须让它处于临界密度,亦即:Ω = 1,才能得到一个平坦的宇宙空间。在宇宙加速膨胀证明暗能量的存在、WMAP证实宇宙的平坦之后,他们的无赖已经转变为天文学的新现实。

通过引力透镜、普查,我们知道寻常物质、暗物质的数量和它们对Ω的贡献。如果宇宙中只有这些物质,Ω只有大约0.27。剩下的0.73只能靠暗能量来弥补。这样,宇宙平坦这个新发现的现实便提供了拟合Λ数值、确定暗能量数量的途径。而暗能量的成分远远多于物质,占了几乎四分之三。

在1970年代物理学家通过规范场论为基本粒子的微观世界建立完整的“标准模型”之后,天文学家在世纪之交也为最宏观世界的宇宙建立了标准模型:ΛCDM理论。其中Λ代表暗能量,CDM则是冷暗物质的英文缩写。这个理论完整自洽、并且能够精确定量地描述诸如宇宙的年龄、平坦、膨胀等等观测事实。

在这个理论中,暗物质和暗能量是两个影响宇宙膨胀速度的决定性因素。如果膨胀的宇宙是一辆奔驰中的列车,暗物质就是刹车,在减慢列车的速度;暗能量则是发动机,不断在加快宇宙的膨胀。列车如何运行,宇宙如何膨胀,取决于二者的角力。

在爱因斯坦的广义相对论场方程中,物质——无论是寻常物质还是暗物质——的质量和能量是以密度的形式出现。它的刹车效力取决于密度的大小。相对论中,质量和能量可以互相转化,但它们的总量守恒不变。因为宇宙膨胀体积变大,密度就会随时间变小。早期宇宙的质量能量密度比现在会大得多,刹车好使;随着宇宙的膨胀,刹车会越来越不灵。

另一方面,暗能量之所以叫做“宇宙常数”是因为它在场方程中是一个常数项。也就是说,暗能量的密度不会随宇宙膨胀而改变。这个发动机兢兢业业,始终如一地运转,推动着宇宙膨胀。

于是,ΛCDM理论中的宇宙膨胀既不会是匀速,也不会一直都在加速。它取决于刹车和发动机功能的此消彼长。早期的宇宙因为暗物质的刹车强过暗能量的推动,宇宙的膨胀会减速。然而随着膨胀的继续,刹车逐渐减弱而敌不过引擎。终于在某个时刻,暗能量的推动超越了暗物质的刹车,宇宙膨胀从减速变为加速。

我们只是凑巧生活于宇宙膨胀在加速的今天。

里斯分析的那颗最遥远的SN1997ff超新星出现在110亿年前,那时候的宇宙还处于减速膨胀阶段。因此,这一与其它超新星不同的个例不仅没有否定几年前的结论,还恰恰又一次证实了ΛCDM理论。(这颗星与其它星的相反表现也在很大程度上证明超新星的结果不是来自某种未被认识或妥善处理的系统误差。)

行驶中的列车如果从减速突然变为加速时会伴随着明显的震动。里斯把宇宙相应的那一刻形象地称作“宇宙搐动”(Cosmic Jerk)。他的超新星证明了的确有过那一时刻——在大约50亿年前。《纽约时报》记者立刻采写了新闻稿,以发现“宇宙搐动”作为醒目的大标题。

英语中的这个“搐动”做名词时是“混蛋”的意思。那个大标题因此也可以理解为终于找到了“宇宙级混蛋”。标题下面正是一幅里斯志得意满的肖像。


相对于宇宙接近140亿年的历史,人类文明不过寥寥几千年。在这期间,无数文人骚客曾经仰望星空,发出诸如“面对浩瀚的宇宙,人类是多么渺小”的感慨。他们不可能知道,宇宙的浩瀚其实还远远地超越他们的想象。

伽利略第一个举起望远镜,发现夜空中存在着大量肉眼看不见的星星。哈勃第一次系统地丈量了宇宙,不仅证实银河之外天外有天,还发现宇宙正变得越来越大。

哈勃望远镜在20世纪末再次为人类打开新的视野,看到更遥远的宇宙,欣赏到各种匪夷所思的星系美景。宇宙微波背景辐射更是让人类直接“看到”了宇宙的边缘和创世纪的遗迹。

然而,这所有的辉煌,却还只是宇宙的凤毛麟角。在ΛCDM标准模型中,所有星系的亮光所组成的视觉宇宙不过是宇宙整体的千分之四。在那之外还有不发光的物质,比如黑洞、星际尘埃和气体等等。它们与看得见的星系一起是宇宙的寻常物质部分,总体也不过只是宇宙的百分之四。

宇宙成分图。从大到小分别为暗能量、暗物质、不发光物体和发光物体。

那百分之九十六的宇宙主体,是直到1970和1990年代才分别被科学界主流接受的暗物质和暗能量。它们才是真正宇宙浩瀚之所在。

无怪乎有天文学家曾戏谑:我们和我们以为的宇宙,不过只是宇宙中的污染,微不足道。

我们依然不知道暗物质、暗能量是什么,但我们毕竟终于认识到它们的存在和份量。在21世纪初,暗物质和暗能量从“未知的未知”(unknown unknowns)进入“已知的未知”(known unknowns),让我们意识到一个更深邃更隐秘的宇宙。


(待续)

Monday, March 16, 2020

宇宙膨胀背后的故事(三十):称量星系的体重

1998年底,《科学》杂志将宇宙加速膨胀的发现评为该年度的科学突破,用了一个夸张的爱因斯坦漫画做封面。

1998年12月18日的《科学》杂志封面。

那个白发飘逸的爱因斯坦在烟斗里吹出一个个越来越大的“宇宙”,似乎在对他的创造满脸惊异。其实,把爱因斯坦抬出来作为宇宙加速膨胀的象征颇具讽刺含义。

爱因斯坦先是为了让宇宙既不膨胀也不收缩而在广义相对论场方程中无中生有地引进了一个宇宙常数项。随后,他在膨胀宇宙的事实面前承认犯错,立即并永远地摒弃了这个数学上不优美的累赘。他没想到这宇宙常数项会在几十年后死灰复燃,成为宇宙加速膨胀的动力,见证他的一错再错。

那年的10月4日,特纳和皮布尔斯在1920年沙普利和柯蒂斯“世纪大辩论”的同一个礼堂中做了一场新辩论。这是1990年代天文学家复活的一个新传统,不定期举办。那年原计划是由皮布尔斯与施拉姆(David Schramm)辩论宇宙常数存在的可能性。施拉姆不仅是大爆炸宇宙学家,还是个业余飞行员。1997年底,他在驾驶自己的飞机回家途中不幸坠机遇难。

作为施拉姆的同事和契友,特纳接替了他的角色。这场辩论也同时成为纪念施拉姆的仪式之一。只是在宇宙加速膨胀发现之后,宇宙常数的存在已经不再有辩论的必要。年方半百的特纳兴致勃勃,提出干脆辩论一个大问题:宇宙的本质已经被解决了吗?(The Nature of the Universe: Cosmology Solved?)

特纳曾经为神秘的暗物质编造出一个大名:“胆小鬼”。那年,他觉得“宇宙常数”这个名词太拗口且含义不清,再加上宇宙的加速膨胀是否就是因为爱因斯坦的宇宙常数也尚未定论,他提议干脆把这个新因素叫做“暗能量”(dark energy),与兹威基那能减慢宇宙膨胀的暗物质直接对应。作为一个在此之前毫无所知、看不见摸不着却又能推动宇宙加速膨胀的神秘力量的名字,暗能量简单上口名至实归,立即就被广泛接受。

对特纳来说,1998年是划时代的。广义相对论,加之暗物质和暗能量,已经能够完整地描述我们的宇宙。从这一年开始,宇宙学成为一门精确的定量科学,足以解答宇宙的本质——与当年柯蒂斯口口声声“需要更多的数据”形成鲜明的对比。

稳健、低调的皮布尔斯表现平平,只是指出不能过于乐观。善于演讲的特纳则意气风发。他尤其擅长的是用投影仪展出一系列自己手绘的图片,花里胡哨引人入胜。这场辩论基本上成了他一个人的表演。

当然,在做到精确定量之前,他们还面临着一个挑战:那神出鬼没的暗物质、暗能量究竟有多少、在哪里,又如何度量?


1936年春季的一天,一个陌生人走进《科学新闻快报》(Science News Letter)杂志编辑部,拿出一大摞手稿,要讨论他在广义相对论中的一个新发现。

编辑对这类不请自来的“民间科学家”早已司空见惯,礼貌地接待了他。那人英语很差,专门带了个朋友翻译。经过一番艰苦交谈,他们了解到这人名叫曼德尔(Rudi Mandl),出生于现在的捷克。他第一次世界大战时在奥地利军队服役,被俄国俘虏到西伯利亚当苦力。自己逃回来后,他在维也纳完成学业获得工程学位。后来他满世界颠沛流离,在南美、欧洲多个国家流浪。来美国后,他在一家餐馆打工谋生。

在餐馆洗盘子的曼德尔。

曼德尔的想法直截了当:爱丁顿的日全食观测证明光线会因为太阳的引力拐弯,就像光线被棱镜折射。这样,应该可以利用太阳的引力做透镜,聚集观测太阳后面的星星。杂志编辑对这个诡异的想法无法定夺。他们出钱给他买了张火车票,让他自己去普林斯顿找爱因斯坦讨论。

那年4月17日,全世界最著名的科学家在家里会见了这个餐馆伙计。他们直接以德语交流,倒是相谈甚欢。爱因斯坦没有觉得曼德尔的想法怪诞,因为他早在1912年就琢磨过这个叫做“引力透镜”(gravitational lensing)的问题,那时还没有广义相对论。

光线因为引力拐弯其实并不是因为广义相对论才有的。传说中伽利略曾在比萨斜塔上扔下来两个重量不同的球,以它们的同时落地证明亚里士多德的谬误。虽然这个传说没有根据,这个实验本身却并不离谱。因为在牛顿力学中,引力与质量成正比,而力所产生的加速度与质量成反比。这样,物体在引力场中的运动与其质量无关(这里姑且不追究所谓“引力质量”与“惯性质量”的概念区别)。

即使是没有质量的光,也可以被认为遵从同样的运动轨迹而被引力扭转方向。区别只在于光的速度非常大,它受引力影响偏离直线的幅度也就非常小。

在爱丁顿那次远征的五年前,爱因斯坦的助手、德国天文学家弗劳德里希(Erwin Finlay-Freundlich)就曾远赴俄国观测1914年8月21日的日全食,以验证星光受太阳的影响。他不幸赶上了随即爆发的第一次世界大战,被俄国人拘捕而错过机会。直到一战结束后,爱丁顿才在1919年得以成功拍摄日全食时的恒星位置,证实光线的弯曲。那时广义相对论已然问世,这个新理论预测的光线弯曲幅度比经典力学大一倍,更接近爱丁顿的观测结果。

无论是经典力学还是广义相对论,太阳对光线的“折射”都微乎其微,没法真的当透镜用。所以,即使在爱丁顿震惊世界之后,爱因斯坦也没再琢磨引力透镜问题。曼德尔来访时,他已经忘了20多年前做过这道题,又陪着来客一五一十地从头推导了一遍。

曼德尔回家后,他们还继续通信交流。只几个月后,爱因斯坦似乎又失去了兴趣,不再回复曼德尔的频繁探询。无奈,曼德尔再次向《科学新闻快报》求救,要他们去催一催。好奇的杂志社便去信询问。爱因斯坦很快回复:是的,是的,曼德尔的想法有点意思,我正准备发表论文。

随后,爱因斯坦给《科学》杂志提交了一篇不到一页篇幅的小稿件,发表在该刊的“讨论”栏目中。他没有把曼德尔列为共同作者,而是以第一人称和罕见的聊家常方式开篇:“不久前,曼德尔来看我,要求我发表一项我应他要求所做的计算结果。这份笔记兑现他的愿望。”在这篇短短的文章里,他详细描述了引力透镜的原理,但两次强调不可能真的观察到这一现象。

爱因斯坦还在投稿信上专门向编辑解释,“请让我感谢你们的合作,这篇小文是被曼德尔先生从我这里硬挤出来的。它没有什么价值,但会让那个可怜家伙高兴。”(``Let me also thank you for your cooperation with this little publication, which Mister Mandl squeezed out of me. It is of little value, but it makes the poor guy happy.")

毕竟是出自爱因斯坦,这篇“没有什么价值”的稿件在1936年12月4日的《科学》杂志上发表。

引力透镜的概念其实也早于爱因斯坦,在牛顿建立经典力学后不久就曾多次被提出。但还是因为曼德尔不依不饶的“硬挤”,它才得以堂而皇之地在著名学术期刊上面世。在那以后,凡是与引力透镜有关的介绍甚至术语都与爱因斯坦的大名相连。


锲而不舍的曼德尔自然不只是在爱因斯坦那里下功夫。他像其他“民科”一样广泛联系了众多的名家,但只有爱因斯坦把他当回事。他联系的人中还有美国无线电公司(Radio Corporation of America,简称RCA)的俄国工程师佐利金(Vladimir Zworykin)。佐利金正忙于发明电视机,好奇地把这个怪念头转告了他的朋友、天文学家兹威基。

兹威基自己就是以类似的怪点子著名,马上就领悟了其中的价值。爱因斯坦不是天文学家。他眼里只有太阳那样的恒星,不足以凸显引力透镜的效应。兹威基的眼光深远得多。他正在研究的星系由几亿、几十亿颗恒星组成,其引力比太阳便大了几亿倍。尤其是,星系中还有他刚刚发现、定义的暗物质提供更多的引力。

正是这个可能性激发了兹威基的兴趣。他意识到引力透镜的价值不在于观察遥远的星星,而是反过来观测“透镜”本身。如果能够观察到引力透镜效果并测量光线因之折射的程度,就能相当准确地推算出作为透镜的那个星系的总质量乃至内部的质量分布。与鲁宾和福特的星系旋转速度分布类似,这是一个精确测量星系质量更新、更好的方法。

就在爱因斯坦论证引力透镜不可能实现的一年后,兹威基就在他提出暗物质概念的那篇论文中同时指出利用引力透镜作为寻找暗物质的手段。当然,他没法将自己的创见付诸实践。与他另外提出的中子星、超新星等许多概念一样,他超前历史太多。


1979年,正是在暗物质概念逐渐被接受时,天文学家第一次在观测遥远的类星体时看到了引力透镜效应。这个几代天文学家和一个餐馆小工的想象由此进入实践领域。

要实现引力透镜的作用,不仅作为“透镜”的星体需要提供足够的引力,它与地球以及远方的发光体必须构成一条直线,让发出的光穿过透镜(掠过星体)来到地球。人类在地球上没有办法操纵恒星、星系的相对位置,只能被动地等待、寻找合适的时机。这是为什么弗劳德里希、爱丁顿等人必须等待日全食的机会。因为那时只能用太阳做透镜,只有在日全食月球挡住太阳本身的强光时才能观察到它折射的远方恒星的光。

严格来说,引力透镜并不真的是个透镜,或至少日常意义的透镜。普通的透镜是人们根据光学原理精心设计磨制的,可以把把远方到来的所有平行光束全部聚集在一个点——焦点——上,因此起到放大光强的作用。恒星、星系的引力对光线的偏折是天然的,并没有一个特定的焦点。或者说,光源与透镜构成的那条直线上处处都是焦点,分别聚集了穿过透镜不同区域的光线。这样,地球并不需要处于某个特定点时才能观察到引力透镜现象,只要与光源和透镜三点成一线时就有可能。而且,伴随着这三者几何关系的微妙差异,还能观察到不同的神奇图像。

爱丁顿寻找并证实的是被太阳遮挡的恒星位置在天幕上与没有太阳遮挡时相比有偏移。因为恒星的光线被太阳偏折,那往后延长的“视线”落到了天幕上略微不同的地方。他看到的是恒星光线从太阳的一侧通过时被偏折而形成的影像,比原来的恒星位置向远离太阳的方向挪开了一点。这对他来说已经足够了,因为他并没有去寻找引力透镜。

然而,恒星的光同时也可能从太阳的另一侧通过而来到地球。假如爱丁顿能同时拍摄到两边的光,他会看到同一个恒星的两个影像分别处于太阳的两侧。如果同时还拍摄到恒星从太阳上下通过的光线,就会看到上下左右四个影像。这个造型被称为引力透镜的“爱因斯坦十字”(Einstein cross)。

如果地球、太阳、恒星能形成最理想的对称形态,太阳周围各个方向都会传来该恒星被偏折的光,汇聚在地球这一个点上。这时能观察到的恒星影像是一个完美的圆环——“爱因斯坦环”(Einstein ring)。

太阳与地球的相对位置时刻在变化,日全食的机会又极少,这些理论上的推测与爱因斯坦对引力透镜的结论一样,不可能实现。但如果像兹威基那样把眼光放开到太阳系之外,以遥远的星系做透镜观察更遥远的星系,这样的可能性便不再渺茫。在哈勃望远镜强大的威力下,这些海市蜃楼般的天文奇观一个个地展示在人类眼前。

哈勃望远镜拍摄的“爱因斯坦十字”(左)、“爱因斯坦环”(中)和引力透镜的原理示意图。

如果兹威基还活着,令他欣慰的不只是这些幻境般的美图。果然如他所预料,引力透镜在1990年代成为探测暗物质的最重要手段。

1988年,美国天文学家泰森(Tony Tyson)在观测中看到一张壮观的照片。他拍摄的是一个距离地球约50亿光年的星系团,其中有着一万亿个星系。那些星系只是照片上的亮点。泰森注意到亮点之外还有一些不规则的影像。他意识到那不是来自该星系团本身,而是星系团背后另一个更远的星系的光。那个星系距离地球有100亿光年,它的光在经过前面的星系团时受到引力影响,形成了一个相当强大的引力透镜。

正如兹威基曾梦想的那样,泰森建立起计算机模型模拟星系团中的质量分布和对更远方的星光的引力影响,重构引力透镜的形状。通过与实际测量的效果对比,他推算出星系团的质量分布。

泰森发现的星系团引力透镜(左)和他推算出的星系团质量分布。

这个质量分布图看起来像中世纪的城堡。上面每一个尖峰是一个星系的所在,那里的质量最密集。但令人惊奇的是在尖峰之间——也就是星系之间——也有质量存在。那正是我们视觉宇宙中的完全黑暗之处,应该是空空如也的虚无,却依然有着相当的质量分布。

事实上,虽然那些地方的质量密度不如星系所在尖峰处那么高,它们占据的空间范围却大得多。因此,这些在星系之间散布的、看不见的质量在总体上是星系中可见的寻常质量的40倍。

在鲁宾和福特通过星系旋转速度证明星系中有暗物质之后,泰森的成果表明暗物质不仅存在于寻常物质所在的星系里,还“独自”弥漫于没有寻常物质的虚空中。这更让科学家相信暗物质是无所不在的。它此时此刻也正散布于我们的周围,甚至我们人体之中,而我们对它浑然不觉。

但我们现在不仅知道暗物质的存在,天文学家还有了探测它的工具。通过引力透镜,他们可以越来越精确地测定星系、星系团中的质量分布,无论其组成是发光的恒星或宇宙尘埃,还是看不见但属于“寻常物质”的黑洞,抑或是不寻常的暗物质。只要它们贡献、参与引力作用,都会在宇宙透镜中现身。

由此,天文学家终于有办法为星系称量体重,也就对宇宙中的质量分布有了更准确的认识。这也是特纳能有信心地宣布天文学进入精确定量科学的重要因素之一。


曼德尔在与爱因斯坦讨论引力透镜时,还提出过进一步的假想:也许过去某个时刻地球正好处于一个引力透镜的焦点上遭到来自天外的强烈辐射,引发地球上生物病变而发生大灭绝。也许那是恐龙末日的缘由。爱因斯坦没有买他这个真正“民科”式想法的帐。

他们俩后来没有再打过交道。爱因斯坦在《科学》上发表的那篇小文的确让这个“可怜家伙高兴”。曼德尔后来依然浪迹江湖,四处推销他的各种发明创造。每次他都会拿出那篇文章,摆出一副“兄弟当年与爱因斯坦合作科研”的派头。不过他还是没能混出名堂,去世时默默无名。

皮布尔斯和特纳的辩论结束时,担任主持的天文学家盖勒(Margaret Geller)回顾道,80来年前沙普利和柯蒂斯在这里辩论时,还没有宇宙大爆炸的概念。如果想象一下,80年后坐在这里的天文学家还会用我们今天的概念描述宇宙吗?她请在场的天文学家投票。结果超过半数举手认可那时候又会有一个崭新的、现在尚未认识到的宇宙模型。看来特纳的天花乱坠并没能说服自己的同行。

在新的模型到来之前,他们还必须构建、完善今天所认识的宇宙。一个含有暗物质、暗能量,并能精确定量地描述天道运行的理论。



(待续)



Wednesday, March 4, 2020

宇宙膨胀背后的故事(廿九):宇宙的膨胀在加速

1990年代是天文学又一个激动人心的年代。1990年4月24日,“发现”(Discovery)号航天飞机升空,在卫星轨道上装置了人类第一台遨游太空的天文望远镜,以现代最著名的天文学家命名为“哈勃太空望远镜”(Hubble Space Telescope)。

即使是在难得的晴空万里的黑夜,即使是在海拔数千米的高山之巅,地球上的望远镜都会受到大气层的影响。大气层不仅吸收了大量的星光(尤其是微波、红外、紫外等波段的电磁波),而且即便是微弱的气流搅动也会造成相片的模糊失焦。在现代化的镜片制作、电子成像工艺精益求精之后,天文望远镜的精度已经达到极限,大气层成为最大的障碍。

早在1920年代火箭技术刚刚起步时,就有人提出现代的运载火箭有一天能将天文望远镜送上太空,彻底摆脱大气层。1946年,年仅32岁的美国人斯皮策(Lyman Spitzer)发表论文,系统地阐述了太空望远镜的设计。一年后,他接替导师罗素担任普林斯顿天文台台长(他也是著名的普林斯顿受控热核聚变实验室的创始人)。其后几十年,他一直在美国航天局领衔推动这个梦想的实现。

与哈勃本人早年的经历相似,哈勃望远镜的亮相有过颇多磨难。1986年“挑战者”号的灾难迫使航天飞机整体停飞两年多,哈勃望远镜也不得不在仓库中被冷藏了四年。终于进入轨道后,它又被发现镜片制作不当,拍摄的照片散光、模糊,没达到设计要求。1993年,“奋进”(Endeavour)号航天飞机再度造访轨道上的哈勃望远镜。宇航员经过一番复杂的太空操作为它添加了一副矫正镜片。戴上眼镜之后的哈勃望远镜终于大放光彩,不仅在科学发现上屡建奇功,而且连年拍摄出大量丰富多彩的天文照片,令爱好科学的大众惊艳不已。

在太空轨道上傲视天穹的哈勃天文望远镜。

今天,人们提到“哈勃”时,他们指的大多是天外的那台望远镜,而不是近100年前威尔逊山上的那位少校。作为个人的哈勃早已悄悄地离开了这个世界,在地球上没有留下痕迹。但从1990年起,他的墓碑已经超脱地球的羁绊,独自在太空中翱翔;犹如他的魂灵,永恒地凝视着深邃的宇宙,捕捉、收集来自远方、来自远古的微弱星光。


1996年,普林斯顿借250周年校庆之机举办了一系列活动。夏天,他们邀请天文学家在那里济济一堂。特纳、皮布尔斯等新生代“无赖宇宙学家”接连发言,企图复活普林斯顿老前辈爱因斯坦当年那无中生有的宇宙常数。他们从理论上论证,宇宙中存在的物质、暗物质不足以解释宇宙的平坦,需要宇宙常数帮忙。

科什纳主持了特纳与其他理论家的一场辩论。之后,他转向珀尔马特,问他的看法。珀尔马特没有纠缠理论,表示他可以谈谈他们遥远超新星测量的结果。

作为天文学家的哈勃最著名的是他发表的星系速度与距离关系图,显示星系远离我们而去的速度与它们的距离的数据点构成一条直线,即成正比。虽然勒梅特曾更早地发现这个规律,这个图还是被称作“哈勃图”;正比关系即“哈勃定律”。那条直线的斜率便是“哈勃常数”——宇宙年龄的倒数。

哈勃那时的数据有限,误差也相当大。所以他那张图上数据点发散,与他画的直线之拟合颇为勉强。温伯格后来评论说哈勃发现正比关系其实是出自他本人的主观愿望。好在那之后的几十年里,桑德奇等一整代天文学家以越来越多的数据、在越来越远的距离上证实了哈勃定律。从1920年代哈勃、胡马森力所能及的几百万光年距离到1990年代珀尔马特追求的几亿光年外超新星,哈勃图上的直线不断地延伸,经受了历史的考验。

果然,珀尔马特在会上拿出的他们最初七颗超新星也都处在那条(再度伸长后的)直线上。皮布尔斯当即表示:如果这些数据成立,他们刚刚还正在鼓吹的宇宙常数理论就完结了。

哈勃定律的正比关系可以用一个膨胀中的气球形象地描述:在一个均匀膨胀中的气球表面,任何两点拉开的速度与它们之间的距离成正比。不过,宇宙还有一个气球式的日常经验不具备的因素:时间。

因为光速有限,我们抬头看到的太阳其实只是八分钟以前的太阳。同样,几亿光年之外超新星的亮光、红移给我们带来的并不是它们今天正在离开我们的速度,而是几亿年前它们所在之处的膨胀速度。当然,如果宇宙膨胀的速度像阳光一样恒定不变,这个时间差即使巨大也没有影响。

如果宇宙在大爆炸之后只是惯性地膨胀,其速度会保持恒定。如果宇宙中有足够的质量、暗质量以其引力拉后腿,宇宙的膨胀便可能减慢,甚至在将来某个时刻逆转为坍缩。而如果像特纳、皮布尔斯等人所主张,宇宙中还有一个宇宙常数项在起着与引力相反的作用,那么宇宙的膨胀也可能会加速。

要知道是哪种情形,我们可以比较遥远超新星所报告的远古时的速度与今天的数值。在哈勃图上,这表现在远方的数据点是否继续符合那条代表恒速的直线。如果宇宙的膨胀速度不恒定,那里的数据点会一致性地偏离直线。它们往哪一边偏离便告诉我们宇宙膨胀是在减慢还是在加快。

珀尔马特的七颗超新星基本上都在哈勃图的直线上。如果仔细计较,它们还稍微偏向宇宙膨胀减慢的一侧。他认为据此很难想象我们处在一个因为宇宙常数作用而在加速膨胀的宇宙。但他同时也指出,这些数据的误差太大,不足以下确切的结论。宇宙膨胀无论会是在减慢还是加快,其变化都会微乎其微。他们还需要找到更遥远、更古老的超新星,才能分辨出明显的差异。当然,他们也需要更精确的测量手段。

科什纳没有发表意见。他对珀尔马特的结果信心不大,却还拿不出自己的数据来。


因为需要运送到大气层之外,哈勃望远镜并不特别巨大。它的口径2.5米,与哈勃当年使用的胡克望远镜同样大小。由于不受大气层的屏蔽、干扰,也没有地球表面灯光的污染,哈勃望远镜拍摄出的照片依然让地球上几倍大口径的望远镜瞠乎其后。要更精确地测量遥远的超新星,哈勃望远镜似乎是不二之选。

1990年代的天文望远镜已经不再要求天文学家像哈勃、桑德奇那样整夜整夜地将自己关在小笼子里,强忍寒冷、尿急、孤单,手工操作保持目标的锁定。电子计算机控制的自动跟踪系统更完美地接替了这一重任。天文学家可以坐在舒适的办公室甚至自己家里通过互联网远程遥控望远镜。

远在天外的哈勃望远镜当然只能通过远程操作进行观测。

不过哈勃望远镜不是静止地坐落在高山上,而是“悬浮”在太空,并以每90分钟绕地球一圈的高速在运行着。不仅它锁定目标的操作异常复杂,还必须时刻注意瞬息万变的方位,避免被邻近的地球、月亮挡住视线,更要躲过太阳光的直射。为了防止意外,使用哈勃望远镜的天文学家需要在至少一个月前将观测计划提交给控制中心,由他们仔细审查、确认万无一失才能通过,并编写成计算机程序。地球上的控制中心每星期上传一次指令,给哈勃望远镜布置下一个星期的运作,非不得已绝不会临时更动。

这样,随机出现的超新星不可能在哈勃望远镜的计划之中。

珀尔马特却很有信心。他们已经完善了寻找超新星的“流水线”方式,不仅“随要随有”,还能“指哪打哪”。他们可以事先设定好哈勃望远镜便于观测的天域,然后在一个月前后分别进行两次观测,其中肯定会有超新星出现。

他的申请又一次撞到科什纳的枪口上。作为决定哈勃望远镜时间分配的权威之一,科什纳出言阻扰。他指出哈勃望远镜的使命是进行地面望远镜无法胜任的天文观测,没必要为超新星浪费、冒险。还好主持分配的负责人十分欣赏珀尔马特的创新精神。他几经斡旋,达成了一个折中方案:同时给伯克利和哈佛的团队提供时间,一碗水端平。科什纳也就不再反对动用哈勃望远镜观测超新星了。

只是两个团队之间的积怨又加深了一层。在学术会议上,几乎很难再看到科什纳与珀尔马特同时出现。


珀尔马特公布最初结果的那年,里斯还是哈佛的研究生,正在分析他们当时仅有的第一颗超新星数据。一天,导师科什纳领着来访的特纳和古斯走进他的办公室,鼓励他汇报一下最新进展。面对突然出现的三位学术名人,里斯惴惴不安。他的结果显然不靠谱:在哈勃图上,他的超新星不在那条直线上,也不在它应该在的一侧,而是落到了另一边。

特纳乐了,这个与珀尔马特相反的结果倒正是他希望看到的。研究生难为情地解释,这只是他们的第一次尝试,可能实验、计算上有错,也可能误差太大,总之不可靠。

伯克利那最初七颗超新星的论文在一年后的1997年7月正式发表。同时,使用哈勃望远镜的观测获得了预期的成功,给他们提供了从两颗新的超新星上获取的更高精度、可靠得多的数据。不妙的是,这两颗星与前面七颗星的表现不一致,在哈勃图上跑到了直线的另外一侧。

经过仔细核查,他们发现当初和新的超新星中各有一颗其实不是Ia型,应该去除。但剩下的那颗新的还是顽固地在与原来的六颗唱着反调。他们面临一个窘境:新的这颗星只是孤证,却是哈勃望远镜测量的结果,比原来的几颗的误差小得多。但是否为它推翻刚刚已经发表的另外六颗星的结论?

他们在10月初发表了这个尴尬的结果。因为用哈勃望远镜测量超新星本身就是一个重大突破,他们不能落到对手的后面。果然,哈佛的搜索队几乎同时也发表了论文。两篇论文都强调了哈勃望远镜的技术优势,反而对超新星的具体结果淡然处之,未下结论。


里斯毕业后来到伯克利的粒子天文学中心做博士后,继续他的数据处理。他已经把计算过程反复修改、更新了无数遍。虽然越来越自信,他的超新星总还是固执地处在哈勃图上不应该的那一侧。

以天文学家为主的哈佛搜索队十分松散,人员遍布世界各地的天文台。施密特结婚后伴随妻子搬去了澳大利亚,经常往智利的天文台奔波。他们团队的联系全靠日益成熟的电子邮件,辅之以时区混杂的越洋电话。里斯和施密特保持着密切的电邮、电话联系,每次完成一项计算都要交给对方进行独立核查。作为警示,他们在那一系列电邮中分别以“弗莱希曼”、“庞斯”署名。几年前,美国化学家弗莱希曼(Martin Fleischmann)和庞斯(Stanley Pons)大张旗鼓地宣布他们用简单的设备实现了室温下的核聚变(cold fusion),造成巨大轰动。但他们这个“历史性突破”很快被证明不可重复,成为科学界一桩丑闻。

施密特每次看到里斯的邮件都忧心忡忡。他知道里斯聪明绝顶,但觉得他还年轻、不够细致,才会一次次得出意外的结论。但他的疑虑随着一遍又一遍的验证逐渐消散。不仅是那第一颗,他们随后测量的几颗超新星的确都在哈勃图的“错误”一侧。同时,他们也得到珀尔马特那边的结论也在发生变化的消息。

同为年轻人,里斯在伯克利经常与珀尔马特那班人一起打球游乐,互相取笑对方在超新星项目上的不足。他知道在超新星的数量上他们不可能赶上对手超前的进度,但相信自己的计算方法略高一筹,可以在质量上取胜。但更迫切的是时间。他能够感受到双方都进入了最后的冲刺,终点已经在望。

在竞争压力之外,里斯还面临着另一个时限:他定在1998年1月10日结婚。1997年的年底,他把自己关在因为圣诞节假期而空无一人的办公室里,日日夜夜起草论文。1月4日,里斯把草稿寄给施密特审阅。8日,施密特回信道:“你好,宇宙常数!”。

施密特和里斯终于各自都有了强劲的自信:他们这个结论有99.7%的可能是正确的。宇宙的膨胀速度既不恒定,也没有因为引力减慢,而是在加速:因为他们测量的超新星都坐落在哈勃图中加速膨胀的那一侧。这只能用特纳、皮布尔斯等人复活的宇宙常数解释。

他们随即把起草好的论文转寄给全体成员征求意见。里斯忙里偷闲,回家乡举行了婚礼。他没有忘记天文学家的身份,把蜜月安排在夏威夷,可以“顺便”去那里的天文台帮忙。旅途中他们再度路过伯克利,他强拉着新娘又跑到办公室打开计算机查看邮件。信箱里已经塞满了大家对论文底稿的反应,支持和反对的几乎参半。

最直截了当的信件来自他们的导师科什纳。他在邮件中写道:你们内心里知道这是错的。但你们的脑子在告诉你们要发表……

科什纳对珀尔马特不得不更正才发表的结果毫不惊讶,他从来没有信任过伯克利那群物理出身而混迹天文的年轻人。他也清楚自己的门徒里斯和施密特为了避免重蹈弗莱希曼和庞斯的覆辙已经竭尽过全力。但他的内心还是不能够接受他们的结论。仅仅几年前,他为这个项目提交的资金申请书的副标题便是“利用Ia超新星……测量宇宙膨胀的减速”。

十来年前,科什纳在研究1987A超新星的来源时曾经犯过一个错,不得不事后纠正已发表的结果。他很不愿意重复那个经历,尤其是在宇宙常数这么一个举足轻重的历史性概念上。珀尔马特刚刚因为一颗超新星否定了前面六颗的结果,而他们手上才刚刚有四颗超新星,如果仓促发表了很快又要更正该如何是好?

在新婚妻子责怪的眼神下,里斯自顾自地坐下来写了一封长长的回信,再次论述他的信心。他回应科什纳说,既不要用心也不要用脑,应该用眼睛看这个结果。毕竟,他们都是天文学家。

信件发出后,他就伴随妻子度蜜月去了。当妻子抱怨地问道他们以后的日子是不是都会时常这样被他“重要的工作”搅乱时,里斯回答:不会,不会。只是这一次……真的是不一样。


施密特向里斯发出“你好,宇宙常数”电邮的那一天,珀尔马特正在美国天文学会的年会上作报告。他向在场的记者介绍,他们已经有了40多颗遥远超新星的数据。他骄傲地宣布,今后,如果要知道宇宙的归宿,你会去咨询实验天文学家而不是哲学家。

还不到40岁的珀尔马特应该很庆幸他大学时在物理与哲学之间所做过的选择。他更没忘了强调:重要的不是宇宙的归宿本身,而在于人类能够通过科学的手段认识宇宙的归宿。

在那几个月里,珀尔马特在各地做了多场学术报告。他展示的数据越来越多。与里斯看到的相同,他们后继的超新星也都跑到了哈勃图上的另一侧。但因为事关重大,他始终没能直截了当地揭开宇宙膨胀在加速这个惊天秘密。在那次年会上,伯克利和哈佛两个团队都只是提出宇宙的结局不会是坍缩,而是永远地膨胀下去。

2月22日,珀尔马特又在一次会议上作报告。曾经是他的队友但后来“叛变”到哈佛团队的菲利彭科(Alex Filippenko)坐在下面,紧张地聆听他的每一句话。这一次,珀尔马特还是只提到他们的数据中可能有宇宙常数存在的证据,依然没有明确其含义。菲利彭科如释重负。接下来便是他的演讲,而他来之前就已经得到了团队的授权。在展示数据之后,他不再含糊其辞,旗帜鲜明地表明地遥远超新星的测量结果意味着宇宙的膨胀在加速。

基于超新星测量的新“哈勃图”,远距离上的数据点明显偏离直线。图中的几条线是根据不同参数取值的理论预测。

虽然不及室温核聚变事件时的疯狂,宇宙膨胀在加速也是一起震惊科学界的重大发现,立刻引起了媒体的轰动。里斯、施密特、科什纳等一时都成为当地电视台追逐的明星。他们的感想在各大报刊中转载。引用最多的是施密特回忆他最初的反应:一半惊异一半恐惧。惊异在他压根没料到会得到这样一个结论;恐惧则因为他觉得天文学界不可能接受这么一个结论。

那个时刻,伯克利团队已经有了42颗超新星的数据,哈佛搜索队只有16颗。但哈佛数据中的误差只有伯克利的一半,因此具备更多的自信。用里斯的话说,他们这几只乌龟终于超越了珀尔马特那只兔子。伯克利的人很不服气,对《纽约时报》记者抱怨哈佛那几个人只是验证了他们的结果,却在公关游戏上赢得了先机。

科什纳也在《纽约时报》采访中表达了由衷的感概:你知道世界上最强大的力是啥?不是引力,而是嫉妒。

伯克利和哈佛的这两支队伍从一开始就处于互不相容、近乎你死我活的争斗之中。这个激烈的竞争是他们能在短短几年内克服无数困难、开创宇宙学新纪元最强大的动力。而有意思的是,他们互相隔绝、几乎完全不合作的运作方式也带来意外的收获。

施密特的恐惧不是空穴来风。除了那极少数“无赖天文学家”,天文学界的共识一直是宇宙膨胀速度恒定,只可能会因为引力作用有微不足道的减速。没有人认同宇宙常数的存在、宇宙膨胀会加速。与发现宇宙膨胀所依据的造父变星不同,超新星是一次性事件,其测量结果无法重复核对,因此更难取信于人。

但伯克利和哈佛这两个团队各自独立地寻找到不同的超新星,使用完全不同的测量和数据处理手段,互相之间从来没有因为交流而“作弊”过。他们却殊途同归,得出了同样的、事先都没有预料过的结论。这不能不令人信服。

珀尔马特说,两个团队的结果是“暴力的和睦”(“in violent agreement”)。


这两个团队之间的竞争也没有因为他们共同的成功而结束。在那之后的十来年里,他们为究竟是谁最早做出这一发现、谁最先公开发表等等在多个场合打了无数的笔墨官司——尤其是在国际性大奖的评比之际。

2011年,珀尔马特(左)、施密特(中)和里斯(右)领取诺贝尔奖。

直到2011年,已经不再那么年轻的珀尔马特和施密特、里斯因为这项历史性贡献分享了诺贝尔奖。


(待续)



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)