暗能量巡天观测

郝建纲　李新洲

最新的天文观测证据表明，宇宙中暗能量约占68%，暗物质约占27%，剩下的5%才是人们熟悉的通常物质。暗物质与暗能量的本质到底是什么？找寻这个问题的答案已成了如今天体物理、粒子物理以及天文学研究的核心热点。现在，一个名为暗能量巡天观测的项目，吹响了人类对暗能量、暗物质及更早期宇宙探索的号角。

何谓宇宙？宇宙从何处来？3L往何处去？宇宙是如何诞生的？又是如何演化的？宇宙的命运又是怎样的？自古以来，人类一直就对这些问题进行着不懈的探究。然而，在漫长的人类历史中，对于上述问题的思考，在大多数时间里都止于逻辑推理，而不是基于观测证据。20世纪自然科学的飞速发展，特别是物理学的革命性发展，使宇宙学不再囿于纯数学推理，而是使用观测数据进行论证。特别是最近的20多年里，技术的进步更将人类对宇宙的研究推进到“精确时代”。对于宇宙的组分、演化以及命运，人们已经可以用精确的观测数据来判定理论是否正确。由美国费米国家实验室和芝加哥大学的科学家发起的暗能量巡天观测（Dark Energy Survey，DES）项目就是精确观测宇宙的一个范例。目前，已有200多位国际学者加入到这个项目。

世纪之交的乌云

人们总喜欢在世纪之交时总结过去并展望未来。在19世纪末和20世纪交替之时，物理学家也对当时的物理理论进行了总结。开尔文勋爵（Lord Kelvin）在一次著名演讲中认为，基于牛顿力学和麦克斯韦电磁理论的物理学大厦已经接近完成。但是出于物理学家的严谨，他还是指出了存在着两个“不和谐”的因素：其一是迈克耳孙一莫雷实验（Michelson-Morley experiment）零的结果，其二是黑体辐射谱。这两个不和谐的因素也常常被称为两朵乌云，它们对应的是两个无法用牛顿力学和麦克斯韦理论合理解释的实验结果。熟悉20世纪物理学的人都知道，这两朵乌云后来引起了两场风暴，促成了相对论和量子论的诞生。这两个新理论导致了20世纪人类对自然认知的革命性飞跃。

历史并不会简单重复，却总是惊人的相似。在20世纪末21世纪到来之际，物理学的理论大厦又一次接近“完成”，只不过这次出现了两朵更大的乌云。这两朵乌云均来自人类对浩瀚宇宙的观测，其一称为暗物质。其二称为暗能量。神奇的宇宙和人们开了一个玩笑，它一方面给出信息，告诉人们如果要合理地解释天文观测结果，那么宇宙中必须有这两种“神奇”的物质组分。但是另一方面，它却不轻易告知这两种物质的本质究竟是什么。尽管人们对这两种物质的内在本质尚未了解，但是当引入这两个“暗箱”之后，现有的理论几乎可以很好地解释所观测到的所有现象。

通过大量的天文观测，人们对宇宙已有了相当了解。宇宙创生于大约138亿年前一次大爆炸（bigbang），紧接着经历了一段非常快速的加速膨胀，人们将其称为暴胀。暴胀结束后，宇宙继续膨胀。但是不再加速而是减速膨胀。随后，从大约100亿年前开始到现在，宇宙又开始加速膨胀。在已知的四种相互作用中，只有引力和电磁力是长程力，可以在大尺度上产生效应。但是电磁力必须作用于带电荷的物体而宇宙中的绝大部分物体都是电中性的，所以只有引力才是对宇宙的演化起到关键作用的力。

对于人们来说，引力并不陌生。从牛顿的苹果，到爱因斯坦的弯曲时空，人类对引力已经有了相当的了解。到目前为止，对于引力的最精确的描述是爱因斯坦提出的广义相对论。日常经验告诉人们，引力似乎总是导致物质之间相互吸引，以至于中文里把gravity直接泽为“引力”，即意为吸引的力。比如，地球把月亮“吸引”在周围，太阳把地球“吸引”在周围，地球把人吸附在大地上，如此等等。然而广义相对论指出，引力并不总是使物质相互吸引，它也可以使物质相互排斥。严格地说，基于广义相对论的等效原理，吸引和排斥的概念与时空弯曲的概念是无法区分的。这里，为了便于读者理解，采取了吸引性与排斥性这个相对比较好理解的方式来介绍。物质产生的引力是吸引性的还是排斥性的，取决于物质本身的特性。这里之所以讨论吸引性和排斥性，是因为宇宙时而加速膨胀时而减速膨胀。加速膨胀是因为物质彼此之间相互排斥，而减速膨胀则意味着物质之间相互吸引。所以，如果要在广义相对论的框架下解释宇宙的加速和减速膨胀，必须要有不同特性的物质在不同的时期占主导地位，从而在大尺度上产生吸引性或排斥性的引力。

什么物质产生吸引的引力而什么物质又产生排斥的引力呢？粒子物理标准模型中的所有粒子都产生吸引的引力。但是，通过对星系转动曲线的研究，天文学家发现，这些物质所产生的吸引作用是不够的。要解释观测结果，必须假定在星系里面有大量的，看不到的物质，这些物质可以产生非常强大的吸引性引力。同时，由于至今没有在实验室里观测到这种物质，这说明它们与通常物质几乎不发生相互作用，或者只有非常微弱的相互作用。现在将这种特殊的物质组分称为暗物质。然而，在更大的尺度上，观测结果表明宇宙在加速膨胀。因此，必须要有另外一种特殊的物质组分来产生排斥的引力。这种物质比暗物质更加神秘。人们对它的了解微乎其微，但是这并不影响观测到它的效应。现在称它为暗能量。最新的天文观测证据表明。宇宙中暗能量约占68%，暗物质约占27%，而剩下的5%则是人们熟悉的通常物质。

然而，暗物质与暗能量的本质到底是什么？找寻这个问题的答案已成了现今天体物理、粒子物理以及天文学研究的核心热点。

暗能量的三类证据

现有的天文观测结果都表明宇宙组分中大部分是暗能量，具体的观测证据分成三大类。

第一类证据源于超新星的红移和亮度的关系。超新星有很多种类，这里特指的是Ia型超新星。超新星是一种奇特的星体，当白矮星的质量达到钱德拉塞卡极限时，它会爆发而成为超新星。钱德拉塞卡极限是一个特定值，大约是1.4个太阳质量，所以天文学家认为超新星都是在这个临界质量上爆发的。因此，它们内在的亮度是一定的，从而天文学家将超新星作为标准烛光，根据它的表观亮度来确定它的距离。由于宇宙在膨胀，超新星距离地球越远，就意味着它在时间上也越早，所以亮度从某种程度上揭示了超新星爆发时间的早晚。而另外一方面，由于宇宙的膨胀，超新星发出的光谱会系统地向红端移动（红移）。红移的大小可以揭示自从该超新星爆发后宇宙的尺度膨胀了多少。因此，有了时间和膨胀尺度的度量，就可以计算宇宙膨胀的速度以及加（减）速度。1998年，两个由天体物理学家和天文学家组成的观测小组对这个关系进行了精确测量，发现了宇宙在加速膨胀。这一成果被授予了2011年度诺贝尔物理学奖。由于观测表明宇宙在加速膨胀，所以这意味着存在着暗能量，它可以在大尺度上产生排斥的引力。

第二类证据源于宇宙微波背景辐射。这个辐射是宇宙大爆炸后的残余辐射，宇宙在大尺度上的吸引和排斥作用导致了它在不同尺度上的能量分布。通过观测这个能量的分布，可以反过来确定宇宙中物质的组成。美国宇航局（NASA）的威尔金森微波各向异性探器（WMAP）和欧洲空间局（ESA）的普朗克（PLANCK）卫星对宇宙微波背景辐射的观测表明，只有假定宇宙中存在大量的暗能量，才能合理解释观测到的结果。宇宙微波背景辐射的发现和深入研究分别在1978年和2006年荣获诺贝尔奖。

第三类证据源于宇宙中大尺度结构的分布和成团特性。由于宇宙中吸引和排斥引力的大小直接决定了宇宙中大尺度结构的分布和成团的情况，因此可以通过研究大尺度结构的分布和成团特征反过来确定宇宙中吸引引力和排斥引力的大小，进而确定暗物质和暗能量的多少。要确定宇宙中大尺度结构的分布和成团特性，就需要对宇宙中的所有天体进行全面分析。

巡天的眼睛

“坐地日行八万里，巡天遥看一千河。”人们在晴朗的夜晚眺望整个星空，就是日常生活意义下的巡天。然而，科学意义上的巡天，是指用观测设备将各种天体的亮度和辐射频率记录下来。天文学史上第一个大规模的数码巡天项目是斯隆数字巡天观测（Sloan DigitalSky Survey，SDSS）。该项目利用位于美国新墨西哥州阿帕奇峰天文台（Apache Point Observatory）的一台直径2.5米的望远镜，从2000年开始巡天拍照。由于望远镜位于北半球，所以SDSS的拍照区域主要集中于北半天球。SDSS是天文学史上的一个划时代的项目，是人们第一次对宇宙进行的一个近乎全景而且精确的记录。到目前为止，该项目还在继续进行中。

用通俗的话来说，天文学家的巡天就是用相机把天空的每个区域都拍下来。这似乎不是一件难事。是的，如果只是把天空拍下来，这并不难。难的是如何才能将各种天体的亮度和颜色（光辐射的频率）精确地测量出来。位置和亮度是发光天体最明显的两个特征。光是波，又是粒子，即所谓的波粒二象性。组成光的粒子，称为光子。不同的发光体之间的差别，可以通过它们在单位时间里面发射出来的光子的数量以及这些光子的能量（频率）分布来度量。

在天文学上，传统的做法是用视星等（apparent magnitude）来描述在单位时间单位面积上接收到该天体发出的光子数量。由于光子数量通常是巨大的，所以在定义视星等的时候，应对光子数目取对数。至于光子的频率分布，则意味着需要知道在不同频率上的光子数目。在实际操作中，需要将频率分成多个区间，然后测量在这些区间内光子的数量。通晓微积分的人都知道，如果将连续的频率细分到足够小的区间里，就可以得到足够精确的频谱分布。然而，要实际做到这一点，需要通过光谱仪对每个天体进行长时间的测量。如果要以现有的技术测量所有的天体，花费的时间将远远大于一万年，这当然是不可行的。为此，天文学家采取了一个折中方案，也就是直接在相机镜头前加一个滤光片，这样只有在一定频率范围内的光子才能通过。通过添加不同波段的滤光片，可以得到一个相对粗略的能量分布。幸运的是，对于研究大尺度结构，这个粗略分布已经足够了。

下面来具体讨论如何精确确定一个给定频段的天体的亮度问题。

要精确确定天体的亮度，并非一件容易的事情。在相机发明之前，人类对天体也进行着长期的观测。当时。对于天体的亮度只能通过肉眼进行辨别和估测。由于每个个体对亮度的感觉有着较大的差异，难以得到天体亮度的客观精确记录。自从胶片相机发明以来，天文学家很快认识到，通过比较在相同曝光时间下各种天体在胶片上面的明暗程度，可以相对客观地标定天体的亮度。然而，这依然不够精确，因为胶片本身存在着一定的不确定性。胶片一般是通过溴化银在光的作用下的化学反应来记录光子多少的。然而溴化银对于光子数量的反应并不是一个线性的关系，况且在现实中也很难保证溴化银特性的稳定。此外，即使抛开胶片冲洗各个环节引入的不确定性，定量地比较照片的明暗程度，也是一件难以操作的事情。

半导体技术的飞速发展催生了电荷耦合器件（charge-coupled device，CCD），这也就是现在数码相机里面用来把光转换成电信号的器件。这一发明提供了新的记录光子的方式。在可见光波段，每个光子几乎可以确定地在CCD里面激发一个电子空穴对。所谓“几乎”，是指并不是每个光子，而是大部分光子都能激发一个电子空穴对。光子和它所激发的电子空穴对的比例，称为量子效率（quantum efficiency），CCD的品质决定了量子效率的大小。这是描述CCD器件性能的一个关键性指标。现在高品质CCD的量子效率一般可以达到95%。由于知道每个电子的带电量，所以可以通过电容器把电子的数目转化成可直接测量的电压。这样，通过测量电压，可以确定电子数目，进而根据量子效率，就确定了相应的光子数目。通过CCD，对光子数的记录已达到了几个光子的精度，这极大地提高了对天体亮度的测量精度。同时，半导体技术的发展已经可以很好地控制CCD的稳定性，而不再需要担心不同批次的CCD所导致的差异。CCD的发明，对记录光信号产生了革命性的影响，使得大规模的天文巡天拍照成为可行。CCD的发明者也于2009年荣获诺贝尔物理学奖。巡天的眼睛，也从肉眼进化到基于胶片相机的望远镜系统，最终到基于CCD数码相机的望远镜系统。

暗能量巡天

由于宇宙的膨胀，越早期的宇宙距离地球越远。距离越远的天体所发出的光到达地球时，它的光谱红移的幅度也就越大。所以，一个早期宇宙中的星系，它发出的可见光波段的光，到达地球时，就已经移动到了近红外波段。刚才提到了CCD的量子效率，但是并没有讨论不同频率光子对量子效率的影响。波长较长的光子更容易产生衍射从而难以激发电子空穴对。所以，波长越长，CCD的量子效率将会越低。要观测早期的宇宙，需要对红光更为敏感的CCD。可以通过增加CCD的厚度来增加光子激发电子空穴对的机会，也就是提高量子效率。SDSS项目所用到的CCD，在近红外波段，量子效率过低，这导致它对于高红移天体的亮度测量会有较大的误差。为了能对更早期的宇宙进行精确测量，需要有近红外波段量子效率更高的数码相机，这促成了DES项目的诞生。所以，DES可以看作是SDSS的2.0版，它将对更早期的宇宙进行精确测量。

上面着重介绍了精确测量天体亮度的一个必要的技术手段，即选用CCD作为记录光子的器件。但是在现实世界中，要精确测量天体亮度，尚需其他的条件。比如，要有一架性能卓越的天文望远镜，望远镜上方的大气层应当干燥而洁净，夜空环境还要没有光污染等等。在2005年左右，以美国费米国家实验室和芝加哥大学为主的一批科学家，得到了一条消息：位于智利的托洛洛山美洲天文台（CeYFo Tololo Inter-AmericanObservatory，CTIO）直径4米的布兰科（Blanco）望远镜，想要更换一架新的数码相机。同时，天文台开出了一个条件，即如果有谁可以提供一架新相机，那么天文台可以在连续五年的时间里每年提供大约三个半月的观测时间。换句话说，就是用相机换取观测时间。在天文学研究中，拥有大型望远镜的使用时间，就意味着掌握了通往新发现大门的钥匙。因此，大型望远镜使用时间的竞争，是抢占天文发现制高点的竞争，也是天文学家竞争的主战场。对于大多数天文学家来说，能得到观测时间，就像得到了与梦中情人相见的机会一样。机不可失，时不我待，科学家们开始积极寻求经费来研制相机。最终，在美国能源部和国家自然基金的支持下，DES应运而生。这个项目通过研制一个新的数码相机来换取在五年内每年大约三个半月的观测时间。DES主要通过超新星以及大尺度结构来对暗能量进行研究。具体来说，将通过超新星、引力透镜、星系团的数量及分布和重子声学振荡这四个探测手段来对暗能量进行研究。该项目已吸引了200多位来自美国、英国、西班牙、巴西与德国的科学家参与。

在高能物理和天体物理领域，高等院校在美国的科研构架体系中，主要以培养人才，进行偏理论性或者小规模实验的研究为主。如果要进行大规模的实验项目，那么一般由国家实验室牵头进行。理由很简单，高校通常难以聘用大量的非教学人员，而国家实验室拥有大量的工程师和技术人员，使得大规模的实验得以进行。美国费米国家实验室创立于1967年，是隶属于美国能源部的国家实验室。它一直以高能加速器闻名于世，并且曾经发现过底夸克（1977年）和顶夸克（1995年）。由于高能加速器实验的花费越来越高，从]990年代开始，美国政府对于高能加速器的投入开始逐步减少。在经费削减的大背景下，费米实验室也开始积极寻找其他的实验项目。

在1990年代，费米实验室参与了SDSS项目，并对该项目的最终实施起到了至关重要的作用。在DES中，费米实验室主导了项目核心的大型数码相机的研制。这个相机取名为暗能量相机（Dark Energy Camera，DECam），大约从2006年开始正式研发，一直到2011年完成，前后总共耗资3000多万美元。费米实验室主要负责相机的整体设计以及核心部件CCD成像仪的研制。这个成像仪的焦平面由62块2000x4000像素的成像CCD以及12块2000×2000像素的用于引导和聚焦的CCD构成。相机总共有5.7亿像素，每张照片的视场为3平方度。除了成像仪之外，相机的其他部件由其他合作机构负责研制，如镜头来自英国伦敦大学学院，快门来自德国邦恩大学，聚焦调节系统来自意大利的公司，滤光片由日本公司制造，滤光片更换系统由美国密歇根大学研制，软件系统由美国俄亥俄州立大学研制，如此等等。经过大量测试之后，各个部件于2011年11月运抵智利的CTIO。经过近10个月的紧张工作，相机安装完毕，并且于2012年9月12日迎来了第一次拍照。随后，进行了大约一年左右的调试和试运行，巡天拍照于2013年9月正式开始。取决于不同的频段，每次拍照的曝光时间大约是100秒左右。每张照片大约是1.2吉字节（GB），每晚大约拍照400多张。所有这些照片（大约每晚500GB的数据）都被传送到位于伊利诺伊州的美国国家超级计算中心（National Center for Supercomputing Application，NCSA）进行处理。

DES将用历时五年累计525个夜晚的观测时间对夜空进行拍照，将在g，r，i，z，Y五个波段覆盖5000多平方度的天空（占全部天空的1/8），巡天涵盖的星系直至24视星等，红移值直到1.2。巡天结束时，预计将拍摄3亿多个星系，4000多个超新星以及10万多个星系团。通过对这些数据的分析，预计最终可以把暗能量的状态方程参数的测量精度提高3-5倍，从而使人们能进一步了解暗能量的本质。此外，DES的大数据还将帮助人们更好地了解自己的银河系，了解更早期宇宙的星系演化等一系列重要的天文学和天体物理问题。

不是意外的意外发现

利用DES公布的第一年资料分析已得到了一个意外的发现。DES的数据表明存在8个新的围绕银河系运转的矮星系。由于矮星系中包含大量的暗物质，这次发现对天文学和物理学都有重大价值。

新发现的矮星系位于南半球星空，靠近大小麦哲伦星云，大小麦哲伦星云是银河系中最大也是最著名的矮星系。矮星系是宇宙中已知的最小星系，与包含数千亿颗恒星的银河系相比，最小的矮星系只包含5000颗恒星，因而极其暗淡。标准宇宙模型预测银河系周围存在数百个矮星系，但其亮度低、体积小，很难被找到。矮星系由99%的暗物质和1%的普通物质组成，它们被认为是研究暗物质的理想目标。看不见的暗物质占宇宙总物质与能量的27%，只有通过它的引力相互作用才能感受到它的存在。新发现的矮星系亮度只有银河系的十亿分之一，质量只有银河系的百万分之一。这些矮星系，离地球最近的约9.5万光年。正受到银河系巨大引力的牵扯；距离最远的约120万光年，位于银河系的边缘，将会被银河系吞噬。剑桥大学科波索夫（S.Koposov）教授说：“在如此小的天空区域内发现这么多的卫星星系，完全出乎我们的意料。”

DES项目是一个针对暗能量的巡天计划，却得到了暗物质的新证据。在科学史上种瓜得豆的事例并不罕见，然而意外发现的矮星系并不能算一个意外发现。更确切地说，DES不是仅仅对暗能量的巡天，而是对宇宙所有组分的巡天，所以DES的大数据会帮助人们更好地了解银河系。这次发现不过是DES项目小试牛刀罢了，DES项目已再一次吹响了人类对更早期宇宙探索的号角，也必将导致新一轮的天文大发现。

“放眼世界”这句话。说明了眼睛对人认识世界的重要性。望远镜则是人类认识宇宙的“眼睛”。当人们可以看得更远、更清晰的时候，将会发现更多的宇宙奥秘。正如人类在15世纪对地球进行过的探索历程那样，技术的进步，使得人们在21世纪可以在不同的电磁波段，从地面到太空，对宇宙进行前所未有的全景式的探索。人类的智慧，将不再停留于理解孕育自身的地球，而是去探究更加广袤、奥妙的宇宙。SDSS和DES仅仅是拉开了这一伟大探索的帷幕，计划中的大型综合巡天望远镜（Large Synoptic Survey Telescope，LSST）、宽视场红外巡天望远镜（Wide-Field Infrared SurveyTelescope，WFIRST）、韦伯太空望远镜（James WebbSpace Telescope，JWST）、三十米望远镜（Thirty MeterTelescope，TMT）、大麦哲伦望远镜（Giant MagellanTelescope，GMT）将成为宇宙大发现的主力军。

15世纪的地理大发现早已成为历史，再也没有第二个地球供人们去进行大发现。现在，历史的机遇再次摆到了我们面前，难道我们还能期待另外一个宇宙供我们去发现吗？有志于科学事业的青年，加入到宇宙学研究队伍中去，让我们一起拥抱宇宙吧！

关键词：暗能量巡天观测 宇宙 超新星 引力 电荷耦合器件 布兰科望远镜