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)




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)