遥远的超新星和加速膨胀的宇宙

陶嘉琳

（法国科学院马赛粒子物理中心，清华大学天体物理中心，北京 100084）

遥远的超新星和加速膨胀的宇宙

陶嘉琳

（法国科学院马赛粒子物理中心，清华大学天体物理中心，北京 100084）

2011年度诺贝尔物理学奖已颁发给Saul Perlmutter，Adam Riess和Brian Schmidt三人，以表彰他们“通过观测遥远的超新星发现宇宙加速膨胀”的科学贡献。本文介绍这一重大科学发现的背景、意义及其所开辟的新方向.

超新星；加速膨胀；宇宙学；暗能量

1 超新星和宇宙学中距离的测量

超新星分为许多种类，通常是根据光谱中有无氢线来进行分类，见图1.

超新星的传统分类尚未反映出当前人们对超新星爆发机制的理解.目前普遍认为，Ⅱ型超新星和Ⅰb、Ⅰc型超新星的爆发都是由于大质量恒星（其质量为太阳质量的许多倍）耗尽所有的核燃料之后，发生核坍缩造成的，而Ⅰa型超新星则是由于质量较轻的白矮星吸积其伴星，最终导致超新星爆发.

像宇宙中的许多事物，包括我们人类一样，我们观测的样本越多，则会发现越多的多样性.超新星的一个重要的观测量，是它们的光变曲线的形状，也就是说，光度随时间的变化（见图2）.

图2 在静止坐标系下观测到的超新星的光变曲线

白矮星之所以能够避免被自身强大的引力场所压垮，靠的是电子简并压.白矮星在到达1.38个太阳质量的钱德拉塞卡质量上限之前是很稳定的.（1983年的诺贝尔物理学奖授予天文学家钱德拉塞卡，部分原因是他计算出了钱德拉塞卡极限）当白矮星的质量达到1.38倍太阳质量之后就开始坍缩，但是坍缩的压力点燃了爆炸性的碳反应，最终导致整个白矮星的爆炸，并遗留下中子星或黑洞这样的遗迹.

光的输出主要来自爆炸中产生的放射性镍和钴的衰减所发出的能量.观测到的光能量与钱德拉塞卡极限有关，这在所有的Ⅰa型超新星爆发中基本一致.这使20世纪30年代之后的许多科学家 （如 Zwicky， Baade， Sandage， Kowal，Tammann等等）建议用Ⅰa型超新星作“标准烛光”来测量宇宙中的距离.

事实上，Ⅰa型超新星并非精确的“标准烛光”.观测到的Ⅰa型超新星的峰值光度存在1个星等（也就是2.5倍亮度）左右的弥散，如图3所示.图3中还展示了不同Ⅰa型超新星的光变曲线.

图3

Pskovskii［7］，Phillips［8］，Goldhaber 等 人［9］以及Perlmutter等人［10］提出，Ⅰa型超新星峰值处的光度与光变曲线的下降率有关：低光度超新星的光度衰减较快，高光度超新星衰减较慢.

经过这种光变曲线的改正后，Ⅰa型超新星的相对光度的误差可控制在20%以内.因此，将Ⅰa型超新星称作误差范围为20%的“标准烛光”更为准确，这一改正被称作标准化.随后，人们又对超新星进行了颜色效应的改正，因而，相对于早期的工作，超新星的标准化已不断得到完善.Ⅰa型超新星的标准化究竟能够改进到何种程度？这是宇宙学的一个热门话题，因为它决定了我们能够在多大程度上改进超新星宇宙学.读者可参考李宗伟和王晓峰关于超新星方面的中文综述［7］.

2 超新星宇宙学项目组（SCP）和高红移超新星搜寻项目组（High－z Supernovae）简介

20世纪70年代，气泡室项目结束之后，诺贝尔奖获得者Luis Alvarez带领的一组科学家对天体物理产生了浓厚的兴趣.Rich Muller和Georges Smoot及其他人一起开展了研制宇宙微波背景辐射（CMB）探测器的工作，这导致了CMB偶极不对称性的发现，后来Smoot参与了COBE的项目，并最终获得了2006年的诺贝尔物理学奖.

Stirling Colgate等人［8］在1975年建议利用计算机自动搜寻超新星.Rich Muller和Carl Pennipacker在伯克利建立起了第一个项目组，Gerson Goldhaber，Saul Perlmutter和 Heidi Marvin也参与到其中.他们制作了一个镜头和一个大视场CCD相机，并将它们安装在英澳天文台的3.9m望远镜上.尽管有澳大利亚天文学家Brian Boyle和 Warrick Couch的帮助，但是观测时的坏天气使得他们3年来一颗超新星都未能找到.

首次成功搜寻到遥远超新星是在20世纪80年代后期，利用位于智利的丹麦1.5m望远镜发现的.Norgaard－Nielsen等人［4］观测到了两个源，不过当它们被发现时已经过了光极大值.

随后几年，Saul Perlmutter发展了“批量搜寻超新星”的技术.在新月刚刚过后拍摄参考天图，然后在下一个新月之前成批拍摄“发现”图.接下来对获得的数据进行自动分析处理，从可能发现超新星的图片中减去参考天图，将可能的超新星候选者标记出来.

得到超新星候选者的位置后，利用世界上的大型望远镜进行观测和光谱分析，就可能认证出超新星.宇宙射线和热像素可以通过叠加相隔几分钟的两张图像去除掉.这项搜寻工作还发现了小行星，活动星系核（AGN）以及许多其他变源.

1996年左右，SCP项目组终于发现了数颗超新星，这使得负责分配望远镜时间的委员会决定，给予SCP项目组更多的望远镜观测时间.当时参加SCP项目的王力帆，目前是中国南极天文研究课题的项目负责人.

与此同时，委员会成员之一的Bob Kirshner意识到这一课题的重大意义.他决定与他的学生及博士后 Brian Schmidt，Adam Riess，Nick Suntzeff尝试进行独立研究，于是成立了高红移超新星项目组.不久后，哈勃空间望远镜也发现了Ⅰa型超新星，地面望远镜也进行了测光.1997年1月召开的美国天文学会（AAS）大会上，发布了利用3颗超新星数据得出的非零的宇宙学常数的结果！然而，这一初步结果却与当时同样在会上宣布的SCP组的结果相矛盾.SCP组的结果来自对28个Ⅰa型超新星样本中的7颗超新星的数据分析.

然而事后不久，Gerson Goldhaber［10］证实了SCP组最初所用的7颗超新星事实上是很特别的.而高红移超新星小组似乎比较幸运，他们选择的3颗超新星使他们更接近正确的轨道，他们的结果在接下来的一年中被另外的7颗超新星的数据所证实.

经过10年的寻找超新星的艰苦努力和失败，Saul Perlmutter和他的同事们终于在1998年底成功得到了42颗高红移的Ⅰa型超新星.与他们最初试图利用高红移超新星去测量宇宙膨胀的减速因子的期望恰恰相反，这42颗超新星的数据，并结合Calan Tololo对近邻Ⅰa型超新星的观测数据，表明宇宙的膨胀似乎是在不断加速的（图4）！

图4

高红移超新星［5］和超新星宇宙学（SCP）［6］这两个独立的、彼此竞争的项目组所发表的结果互为佐证，使暗能量的证据更为可靠.

Gerson Goldhaber于2008年告诉了我们超新星宇宙学小组的故事以及许多科学家所做的贡献［10］.可惜的是 Gerson Goldhaber于2010年辞世，否则他可能会与Saul Perlmutter共同获得2011年的诺贝尔物理学奖.而R.Kirshner在《奢侈的宇宙：爆炸的恒星、暗能量和加速膨胀的宇宙》（2002年）中给我们精彩地讲述了高红移超新星小组的故事，以及两个研究小组之间的竞争.

宇宙的加速膨胀是很令人惊奇的，因为如果宇宙中只有物质，膨胀将会减速，因此必须有其他的东西存在来解释宇宙的加速膨胀.这一类似“万有斥力”的效应可能源自爱因斯坦的宇宙学常数，也不排除其他更复杂的理论.

在得到多组数据的证实后，诺贝尔奖评选委员会决定对物理学奖授予这一重要发现.随着更先进的技术、更精确的定标、更好的“标准化”，这一发现被随后的数百颗高红移Ⅰa型超新星的观测结果（包括SNLS、ESSENCE、SDSS等项目）和近邻超新星（SNFactory，CfA）的数据所证实.2011年的三位诺贝尔物理学奖获得者在这些方面做出了巨大贡献（最新的超新星观测结果及参考文献请参阅文献［14］）.

宇宙的加速膨胀无疑是一个非凡之谜.很遗憾的是，虽然这些成果是团队共同完成的，但是诺贝尔奖只颁发给项目的首席科学家.诺贝尔奖评选委员会还面临一个难题，那就是两个研究小组最初所发表的论文的说服力太弱.即便将两个组的样本合在一起，其1997至1998年所发表的结论也只是“2σ”的结果，也就是说，是不具备足够说服力的.

3 通向精确宇宙学之路

加速膨胀的宇宙学模型也得到了其他独立的宇宙学探针的交叉佐证，包括宇宙微波背景辐射、重子声波震荡、弱引力透镜、强引力透镜等.在这些宇宙学探针的帮助下，人们成功构建起了被称为宇宙学的标准模型的精确宇宙学模型.这一模型中的主要成分是广义相对论中的宇宙学常数，以及另一个神秘的组分——暗物质.

如今我们却面临着一个“悖论”：我们可以用“百分之几”的高精度，来测量我们对宇宙的“无知度”——因为我们仅仅知道今天宇宙组分中的4%！（参见图5：构成今天宇宙各个组分的饼图），而其中的主导成分导致了宇宙的加速膨胀.目前人们对这种神秘的宇宙组分几乎一无所知，所以它被称作暗能量.

图11 构成今天宇宙的各个组分的饼图

4 宇宙加速膨胀的早期线索

本篇综述若不提及Tinsley和Gunn在1975年的工作［15］就有些有失公平了，他们对球状星团年龄问题的分析得到了宇宙加速膨胀最早的线索.但是他们的结论被使用100km/s/Mpc这一过大的哈勃参数值给破坏了.Fliche和Souriau利用类星体数量演化以及分析独立的哈勃－勒梅特参数得到了对于非平坦宇宙的一个正的宇宙学参数（1.19±0.13），还得到了一个很低的物质密度，事实上他们所得到的物质密度相当于现在测量到的重子密度（0.05～0.06）.这篇文章当时是在法国发表的［16］，可能因此也没能得到广泛的传播，尽管总结部分是用英语写的.

其他关于正宇宙学常数较早的线索来自G.Paál等人［17］对于 1990年 Broadhurst等 人［18］发表的“pencil beam巡天”的星系异常分布的数据的重新挖掘.利用这些数据，Paál等人发现，在一些宇宙学模型中，这些所谓的异常会变为正常.在这些模型中，需要引入宇宙学常数，即暗能量.两年后在另一篇论文［19］中，他们得出ΩΛ大约等于2/3.这一数值被后来的Ⅰa型超新星的测量（以及其他测量）所证实.但是他们的工作直到最近才被人们注意到.

另外，出于一些理论上的考虑，也有必要引入宇宙学常数.暴涨模型倾向于宇宙是平坦的，即宇宙的总密度恰好等于临界密度，宇宙的几何处在开放与闭合之间的临界状态——平坦的宇宙.对星系团的测量表明，宇宙中所有物质组分对宇宙平均密度的贡献为0.3，所以需要某种新的组分，来贡献其余的0.7，正如Ostriker和Steinhardt［20］在1995年所提出的.因此在1997年就流传着宇宙学常数这一想法.这也是为什么尽管当初超新星数据得到的证据还比较弱的时候，人们就欣然接受宇宙学常数的原因之一.利用超新星证实宇宙的加速膨胀确是人类的一个重大的发现，尽管我们目前仅仅是观测到了这一现象，而并不能理解其物理本质.

5 宇宙学常数还是暗能量？

爱因斯坦最早在他著名的广义相对论方程中引入了宇宙学常数，用来使宇宙维持恒定不变.当哈勃及其同事通过对星系的距离—速度的测量，证实宇宙是在不断膨胀的时候，爱因斯坦便认为没有必要引入宇宙学常数.

然而宇宙学常数的概念一直留到了今天，但它的物理诠释，正如Zeldovich［21］最先提出的是真空的量子涨落，却给出比实际观测高出120个数量级的预言.而且，让它在全部宇宙历史中都保持一个常数，似乎也不可能，除非我们生活在一个空的de Sitter宇宙中.因此，理论家更倾向于宇宙学常数为零，是由于超对称效应的相互抵消造成的.有关宇宙学常数和量子涨落关系的全面讨论，参见 M.Maggiore［22］近期的论文.

鉴于目前测到的宇宙学常数不但不为零，反而主导了宇宙的动力学，我们亟需对其进行仔细测量，以使我们理解暗能量的本质：到底它就是宇宙学常数，还是一种标量场，比如quintessence？亦或是修改引力理论的假象，亦或是负质量，负能量，不均匀宇宙，或是我们的宇宙存在绕率……？现在已有太多的理论模型，我们在此不能一一枚举.参考文献［23］给了一个很好的综述，它介绍了到目前为止的许多有趣的研究进展，以及现在的观测给我们提供的暗能量的信息.

我们需要结合多种宇宙学探针，进行不断改进的观测，以使我们理解暗能量和暗物质的本质.其中最值得期待的是欧空局计划于2018年之后发射的EUCLID卫星［http：//sci.esa.int/science－e/www/object/index.cfm？fobjectid＝42266］，以及未来的平方公里射电望远镜阵列SKA这一国际项目（http：//www.skatelescope.org/）.另一个重要的项目是十年内将建在南极最高点冰穹A的中国的2.4米望远镜KDUST，它将得到澳大利亚、法国和美国等国天文学家的国际支持（参见http：//www.kdust.org/KDUST/KDUST.html）.

致谢感谢李时雨和陈俊丞提供本文的中文版本，感谢Roland Triay提醒我Fliche和Souriau的文章.

［1］ S.Chandrasekhar，The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs，Ap J.74（1931），81～82

［2］ W.Baade and F.Zwicky.On Super－Novae，Proc.Natl Ac.of Sciences 20（5）：254（1934）

［3］ Hamuy et al.，AJ 106，239（1993）

［4］ Y.P.Pskovskii，Soviet Astronomy 28，658（1984）

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［6］ G.Goldhaber，et al.and S.Perlmutter，et al.，NATO Advanced Study Inst.on Thermonuclear Supernovae，Aiguablava，Spain，20－30June 1995

［7］ Z.W.Li and X.F.Wang in Progress in Physics in Chinese，Volume 3，Issue 30，pp.247－279（2010）

［8］ S.A.Colgate，E.P.Moore，and R.Carlson，PASP87，565（1975）

［9］ H.U.Norgaard－Nielsen，L.Hansen，H.E.Jorgensen，A.Aragon Salamanca，and R.S.Ellis，Nature 339，523（1989）

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［11］ A.G.Riess，et al.，AJ 116，1009（1998）

［12］ S.Perlmutter，et al.，ApJ 517，565（1999）

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［18］ Broadhurst，T.J.et al，Nature 343：726728

［19］ Holba，A.et al.，Astrophysics and Space Science 222：65（1994）

［20］ J.Ostriker ＆P.Steinhardt，Nature，377，600（1995）

［21］ Ya B Zel’dovich Sov.Phys.Usp.11381（1968）

［22］ M.Maggiore，Physical Review D，vol.83，Issue 6，id.063514（2011）

［23］ R.Durrer，invited talk at the meeting“Cosmological Tests of General Relativity”at the Kavli Royal Society Center for the Advancement of Science organized by Rachel Bean，Pedro Ferreira and Andy Taylor.in Phil.Trans.R.Soc.A （2011）

［24］ Reviews on Dark Energy projects in second decade of Cosmology in China 21st century，Scientia Sinica Physica，Mechanica ＆ Astronomica，Volume 41，Issue 12（2011）

DISTANT SUPERNOVAE AND THE ACCELERATION OF THE UNIVERSE

Tao Charling
（CPPM/IN2P/CNRS France，and Tsinghua Center for Astrophysics，Tsinghua University，Beijing 100084）

The Nobel Prize 2011in Physics has been awarded to Saul Perlmutter，Adam Riess and Brian Schmidt for their contributions to the“Discovery of the accelerating expansion of the Universe through observations of distant supernovae”.This article gives some background on the importance of such a discovery and the research path it is opening.

supernovae；acceleration；cosmology；dark energy

2011－12－16）