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）

科普

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）

科普

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）

科普

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）

科普

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）

科普

穿越时空的伽马射线

天上的星星数不清。虽然我们看到的夜空是黑暗的，那无数的星星正在不断地发出无数的光，其中只有微乎其微的光线能够到达地球。而星星发出的光也只有极少数被物质吸收。如果想像一下今天的宇宙已经有了100多亿年的历史，其中存在的光似乎是一个无法描述的浩瀚概念，连“天文数字”一词都显得苍白无力。

然而，今年11月1日，美国航空航天局（NASA）召开记者会宣布人类已经能够“看到”宇宙中全部的光，而且明确指出是宇宙创始以来“所有星星所发出过的所有的光”（the total amount of light from all of the stars that have ever shone）。

NASA采用的方法是接收来自宇宙深处的伽马射线，这些穿越了宇宙全部时空的信使不仅给我们带来所有光场的讯息，还带来了宇宙演化的历史记录，甚至还可能让我们得以窃探看不见的暗物质。

伽马射线和费米望远镜

伽马射线是上世纪初首先在镭原子的放射性实验中被发现的。科学家后来才知道那是一种能量非常高的光子，也是目前所知能量最高的光。因为其能量太高，伽马射线在介质中只能被吸收，不能像普通的光或电磁波那样发生折射和反射现象。能量比较低的伽马射线被吸收时会令原子电离产生光电效应，能量高的则会蜕变为正负电子对。它对人体有害，接触时需要用比较厚的重金属材料做保护。

除了放射性原子的衰变，伽马射线也会在大气层中因为闪电、雷雨或宇宙射线的激发产生。但其最大的来源还是天外的宇宙。好在地球的大气层是天然的屏障，来自天外的伽马射线基本上全在大气层中被吸收而不会损害地球生物的健康。

也正因为如此，观测宇宙射线中的伽马射线必须走出大气层，用高空气球或人造卫星转载专门的仪器测量。为此，NASA早在1991年便发射了一颗叫做“康普顿伽马射线观测站”的卫星，初步描绘出宇宙伽马射线来源的全景。2002年，NASA发射“费米伽马射线太空望远镜”卫星，携带更为先进的仪器取代已经失效坠毁的康普顿观测站。

“望远镜”只是一个俗称。因为伽马射线不能被反射或折射，也就不可能像望远镜那样聚焦。卫星上装载的两个探测仪都只是大面积的被动接收仪器，分别通过探测正负电子对和光电效应来辨别伽马射线，并能相当准确地还原射线的来源方向、时间和能量等参数。也正因为不需要定向聚集，它们可以同时接收大范围的信号。因此，该卫星每3小时绕行地球2周时便能将整个天幕扫描一次。这样不断地扫描的结果便能得到宇宙中几乎所有的伽马射线光源分布和它们随时间的演变。

宇宙中所有的光

自然，这个“望远镜”接收到的最亮的伽马射线来自我们地球所在的银河系，大部分产生于高能的带电宇宙射线与银河系中星际物质和光子的碰撞和作用。通过对这些伽马射线的分析可以得到那些星际物质、光和电磁场等分布的数据。

更有意思的是那些来自银河系之外遥远星空的伽马射线，从那里能够来到地球的伽马射线便少得多，带来的信息也尤其珍贵。在距离我们几十亿光年之外有着大量的星系，其中心是巨型黑洞。这些黑洞在吞噬其周围的星体物质时会向外发射以伽马射线为主的能量流。如果这个发射的方向正好对着地球，便能够被费米望远镜探测到。这样的黑洞在天文学上叫做“耀变体”（blazar）。虽然我们刚刚才接收到，这些伽马光子是在几十亿年前就已诞生，在那漫长的时间中穿越了浩瀚的距离才来到我们的门前。它们不仅仅带来了远古的信息，而且在征途上经历了宇宙几乎从初始到今天的种种变迁。

我们这个宇宙是在将近140亿年前的大爆炸中产生的。大爆炸4亿年后，早期的星球逐渐形成并开始发光。从那以后，越来越多的星球乃至星系不断地诞生和死亡，并不断地将自己的光线遍洒于宇宙空间。这些经过100多亿年间积累的光至今仍在浩茫的空间中徜徉，形成主要由可见光和紫外线构成所谓的“星系背景光”。因为地球附近星光环境的干扰，我们不可能直接观测到宇宙深处相对微弱的星系背景光。而那来自宇宙边缘耀变体的伽马射线便为我们提供了一个探测的途径。

伽马射线因为其高能量在宇宙空间几乎完全畅通无阻，所以能够来到地球附近。但它们之中的一些在途中也会偶尔与无处不在的星系背景光中的光子碰撞而衰变为一对正负电子，不再能抵达地球。NASA的研究计划锁定了150颗耀变体，长期跟踪它们向地球发射的伽马射线的强度。它们之中，距离地球比较近的耀变体的伽马射线强度较高，而那些真正处于宇宙边缘的遥远耀变体的伽马射线则需要精细测量才能辨识。这些数据的总和汇集了宇宙所有区域星系背景光的密度分布。也就是NASA所称的我们得以见识宇宙创生以来所有星星所发出过的所有的光。

图为NASA发布的整个宇宙伽马射线源分布图，中间明亮的部分是银河系射线源。绿色标明的那些点则是这项研究中采用的150个耀变体位置。

不仅如此，来自距离地球较近的伽马射线途中只穿过了近代宇宙所含有的背景光场，而来自遥远耀变体的射线则在那之前还经历了早期宇宙的背景光。通过对不同距离射线源数据的分析我们可以获得大爆炸后的宇宙早期星球及其发光的知识以及随时间而变的过程，为宇宙描绘出一份独特的演化历史。NASA科学家现在认为宇宙最初星球诞生的时间可能比以前所猜想的晚一些。而这些早期星球与现在的恒星也大为不同，它们主要有氢原子组成，比今天的星星更大、更热、更亮也更为短命。

暗物质

接近一个世纪以来，天文学家一直出于不同的原因怀疑宇宙中有我们看不见的物质存在。当代科学家根据现有的广义相对论计算得出的结论是我们现在所看到的星星、尘埃和气体等等只是宇宙中物质不到20%的部分，其余80%以上是尚未能观测到的所谓“暗物质”（Dark Matter）。暗物质有质量，能够影响星系的分布和运动，但本身不发光也不与光子发生作用，所以无法被人类观测到。

对暗物质的成分猜想很多，一个比较占主流的理论是它们由质量相对较大、但相互作用非常弱的某种粒子组成。这种粒子的英文名字有一个简单的缩写叫做“胆小鬼”（Weakly Interfacting Massive Particle——WIMP）。它们还有一点非常特别，就是它本身便是自己的反粒子。如果两个“胆小鬼”粒子相遇就会窝囊地自行湮灭，衰变为一对高能量的光子，即伽马射线。

如果这样发生的伽马射线不是极为罕见的话，费米卫星上的“望远镜”自然也应该能接收到其信号。的确，在对费米望远镜采集的数据分析中，科学家今年发现了一些异常、来路不明的伽马射线。但他们目前还没法确定这些信号是来自神秘的暗物质还是望远镜本身的故障。


2008年发射的费米望远镜设计寿命为5年，但希望能有10年的运行时间。目前它正值壮年，已经获得显著的新成果。而新一代的“望远镜”已经在设计之中，将能够直接观测星系背景光。更多的伽马射线探测资源也将加入对可能是暗物质射线源的研究。人类对宇宙的认识在继续推进着。

（2012年11月24日）


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