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2011-12-01從「星」看世界— 加速膨脹的宇宙 504 期

Author 作者 張慈錦、魏韻純/任職中研院天文所。
追求認識我們所在的宇宙——包括宇宙如何演變至現今的面貌、未來又將如何發展等問題——或許是歷世歷代最深邃又最迷人的奧祕之一。今年的諾貝爾物理獎頒給了索爾.波麥特(Saul Perlmutter)、布萊恩.施密特(Brian Schmidt)及亞當.李斯(Adam Riess)3 位博士,表揚他們發現宇宙加速膨脹的成就。這個透過觀測遙遠超新星而獲致的發現,不僅具有重大意義,也從此改變了人類對宇宙的看法。
索爾.波麥特
(Saul Perlmutter)
美國
美國柏克萊大學

(柏克萊大學提供)
布萊恩.施密特
(Brian Schmidt)
美裔澳籍
澳洲國立大學

(Dr. Tim Wetherell 提供)
亞當.李斯
(Adam Riess)
美國
美國約翰霍普金斯大學

翰霍普金斯大學提供)

二十世紀末宇宙大發現

1998 年關於「我們所在之宇宙正加速膨脹!」的發現,令專家都跌破眼鏡、大感意外。 在此之前,宇宙論學者普遍認為宇宙中物質本身的重力會把宇宙拉回來,所以宇宙的膨脹率將會隨著時間減緩——自1920 年代人們發現宇宙正在膨脹以來,宇宙的膨脹史一直是理解宇宙過程重要的一環。當時,有兩個天文學團隊利用遙遠的Ia型超新星(Type Ia supernova)測量宇宙膨脹率,試圖印證宇宙膨脹隨時間減緩的假設。其中一個團隊由波麥特博士領軍,在勞倫斯柏克萊國家實驗室(Lawrence Berkeley National Laboratory)執行「超新星宇宙學計畫(Supernova Cosmology Project)」;另一個是由施密特博士和李斯博士領軍的跨國團隊,進行「高紅移超新星搜尋(High-Z Supernova Search Team)」計畫;當時李斯博士是加州大學柏克萊分校榮獲Miller研究獎金的博士後研究員,與位於勞倫斯柏克萊萬有引力,便會經歷一次熱核的爆炸。爆炸的能量驚人,短期內超新星甚至比所在的星系更亮。由於爆炸的白矮星質量都相同,我們預期在全宇宙中,每次這類爆炸所釋放的能量是相同的,因此,釋放的光也相同。這是很重要的一個假設:Ia型超新星在理論上是好的「標準燭光」(standard candles),因為我們預計它們的內秉光度(intrinsic luminosity ,即本身的光度)是相同的。國家實驗室的波麥特博士只有咫尺之遙。Ia型超新星是少見的、激烈的白矮星爆炸的結果。如果白矮星恰巧處在兩顆星互繞旋轉的雙星系統內,而能逐漸吸取另一顆伴星的質量,當白矮星達1.38 倍太陽質量(即稱為Chandrasekhar limit 的臨界質量)後, 它的電子簡併壓力(electron degeneracy pressure)無法繼續支持本身之萬有引力,便會經歷一次熱核的爆炸。爆炸的能量驚人,短期內超新星甚至比所在的星系更亮。由於爆炸的白矮星質量都相同,我們預期在全宇宙中,每次這類爆炸所釋放的能量是相同的,因此,釋放的光也相同。這是很重要的一個假設:Ia型超新星在理論上是好的「標準燭光」(standard candles),因為我們預計它們的內秉光度(intrinsic luminosity ,即本身的光度)是相同的。
圖一:1572 年丹麥天文學家第谷首次觀測到的Ia 型超新星爆炸,現稱做第谷超新星,或SN 1572。此圖是由X射線和紅外線合成的觀測影像。(圖片來源:NASA)
 
根據此一假設,透過觀測超新星的視星等(apparent magnitudes ,即看起來有多亮),我們能根據亮度與距離平方成反比的規律,推算出超新星所在的距離。除了星等以外,也能觀測超新星發出的光因為宇宙膨脹而紅移了多少(紅移值可從超新星因宇宙膨脹而退行的速度導出)。測量超新星的距離,使我們知道它爆炸的時間;藉超新星光譜得的紅移值,指出宇宙從那次爆炸算起又膨脹了多少。如此,透過測量許多不同距離外的遙遠Ia 型超新星,我們就能推算出宇宙的膨脹歷史。
 

Ia 型超新星距離測量

波麥特博士自1988 年起率領「超新星宇宙學計畫」團隊尋找遙遠的Ia型超新星,測量不同時間的宇宙膨脹率,或者說,試圖確認假設中的宇宙減緩膨脹。1994 年,體認此搜尋工作的重要性,施密特博士與李斯博士為相同目的組成「高紅移超新星搜尋」團隊,當時李斯博士是哈佛大學的一名研究生,卻成為計畫中的重要人物。

尋找Ia 型超新星聽來像是相當簡單的任務,實際卻不然。Ia 型超新星是相當罕見的事件,預計每個星系在一千年內只會有一兩次爆炸,因此需要搜尋一大片天域才能找到。而且必須在同一片天域內很頻繁地搜尋,才能捕捉到僅持續數週的Ia 型超新星爆炸。不只如此,另一個關鍵是必須在爆炸後幾天內找到超新星,才能確認其最大亮度。雖然這些超新星爆炸能量強大,但要推算宇宙膨脹歷史,則須回溯到宇宙現在年齡的一半或更遠,因此需使用哈柏太空望遠鏡(Hubble Space Telescope)等世界級大型光學望遠鏡才能作進一步觀測。申請這些望遠鏡的觀測時間競爭激烈,不易取得。此外,還必須觀測大量的超新星,才能獲得具有統計意義的測量數據。

為達目標,這兩個互相競爭的團隊使用了很聰明的策略︰在新月(即夜空最黑時)之後不久,立即使用較低解析度的監測望遠鏡觀測一片天空,三週後再次觀測同一片天空。他們迅速分析數據,尋找所有可能在這
段期間內爆炸的Ia 型超新星,再使用事先取得的大型高解析望遠鏡觀測時間,測量所有可能的Ia 型超新星之光變曲線。光變曲線記錄了亮度隨時間的變化;通常Ia 型超新星在爆炸後數日內達到最大亮度,然後在幾週內逐漸變弱。準確測量光變曲線有助於確定最大亮度,也才能如前所述,確認超新星的距離。兩個團隊利用此方式測量遙遠超新星的光變曲線,有些最遠的超新星是在70 億光年外,在宇宙只有大約目前年齡的一半時爆炸的。執行這樣的搜尋計畫,不只需具備專業技能,還需要詳細的規劃與專注的努力。

 

Ia 型超新星爆發原因

天文學家對於Ia 型超新星爆發的原因,仍不是非常了解,因為這些天體在爆發之前,只是宇宙遙遠距離外的小光點,無法清楚地顯現到底是什麼原因觸發了爆發。其中一個理論認為:白矮星位在雙星系統內,不斷掠奪其伴星質量,直到熱核反應發生為止。另一版本則認為:Ia 型超新星與兩顆白矮星合併事件有關,如果此理論為真,則不應有伴星存在或伴星物質被吸走的證據。不過,兩種理論均預測白矮星在達到1.38 倍太陽質量時會爆炸。

加速膨脹的宇宙

經過多年的研究,兩個團隊終於收集到足夠數量、不同距離的Ia 型超新星數據,推算出宇宙的膨脹率。令他們驚奇的是,與宇宙內物質會使膨脹趨緩的預期相反,他們不約而同地發現這些超新星看起來比根據其紅移值推斷的亮度來得暗淡,代表宇宙正在加速膨脹!他們的研究成果指出宇宙處於低物質密度的狀態,而且需要一個數值不為零的宇宙常數。

「超新星宇宙學計畫」團隊首先發布消息,果然不出所料,這結果引起學術界震驚,也有人表示質疑;6 週後「高紅移超新星蒐尋」團隊根據另一組數據和測量結果宣布相同的結論。隨著時間演進,天文學家陸續取得更多的Ia 型超新星數據與更準確的測量結果,而宇宙加速膨脹的看法也逐漸立定根基。

此外, 1999 年宇宙微波背景波動的測量數據指出:宇宙的幾何形狀可能是平的。根據愛因斯坦的廣義相對論理論,宇宙的幾何形狀取決於它的質量能量密度(mass-energy density)。不過,當時能計算出的宇宙總質量(現在亦然),包括暗物質和普通物質在內,仍不足以使宇宙產生平的幾何形狀。為了解釋觀測到的幾何形狀,宇宙論者必須引進一種未知的能量形式,稱為「暗能量」。除此之外,我們對這奧祕的暗能量一無所知,只知它是一股排斥的力量,使宇宙分開,是宇宙加速膨脹的原因。

 

重子聲波振盪(Baryon Acoustic Oscillations, BAO)

重子聲波振盪連結了跨越約5 億光年的星系。這些振盪來自熾熱的宇宙初期,初始密度微擾如壓力波般在質子、電子、和光子組成的電漿中傳遞,稱為重子聲波振盪。當宇宙因膨脹而逐漸冷卻到一定程度時,光和物質分離,壓力波無法繼續傳遞,而在光和物質的分布上留下印記。這印記尺度是被當時宇宙大小所決定,即壓力波最遠能傳的距離(理論上計算出此距離約為5 億光年)。BAO使得宇宙中距5億光年的物質有群聚效應,這效應被記錄在宇宙微波背景輻射中,也在星系的大尺度結構上,時至今日仍能觀測到。宇宙學家利用此5億光年長的標準尺(standard ruler)來測量宇宙的幾何,了解光與物質分離之後的宇宙會如何膨脹。

 

未知的暗能量

以最簡單的形式,暗能量可以說是著名的宇宙常數;愛因斯坦一度認為提出這常數是他最大的錯誤。1916 年,在愛因斯坦發表他革命性的廣義相對論之後,他意識到他的理論預測宇宙不是靜止的——要不就膨脹,要不就收縮。但是回溯到20 世紀初,人們對宇宙的了解很少;當時對宇宙的主流看法是:宇宙完全由我們所在的銀河系組成,並且是靜止的。愛因斯坦於是勉為其難地決定增加一個常數——即宇宙常數,好使宇宙保持靜止。其後,數學家傅里德曼(Friedmann)指出這樣的宇宙終究是不穩定的︰就像要一支鉛筆站在筆尖上保持平衡一樣,因為根據數學運算,宇宙對任何擾動應該都很敏感,並且很容易失去平衡而開始膨脹或收縮。傅里德曼接著提出一個膨脹的宇宙模型,當今廣為接受的大霹靂理論就是從這模型發展出來的。

不久之後,天文學家艾德溫‧哈柏(Edwin Hubble)在1920 年代取得了驚人的發現︰他使用位於美國加州帕薩迪納威
爾遜山上、當時世界上最大的光學望遠鏡,對造父變星進行觀測,結果指出一些當時已知的類星雲物體,必須在我們的銀河系以外,並且它們本身就是星系!在一連串艱辛的觀測之後,哈柏於1929 年闡述星系距離和退行速度(紅移)之間的關係——即二個星系之間的距離越大,他們分離時的相對速度也越快。這眾所周知的哈柏定律,提供了宇宙膨脹的證據。在得知哈柏的發現之後,愛因斯坦很快地排除了他先前為保持宇宙靜止所提出的宇宙常數。宇宙常數後來被認為就是量子理論中的真空能量,是一種反重力的能量形式,其作用與重力相反,是推開而非吸引。有趣的是,現在科學家發現:宇宙常數恰可用來解釋宇宙平的幾何形狀及其加速膨脹。

結語

根據目前標準的宇宙論典範,暗能量構成70%以上的質量能量密度,然而我們很缺乏對暗能量特性的理解。自發現以來,暗能量即成為物理學和天文學上最重要和活躍的研究主題;據估計平均每天都有一篇探討暗能量的理論性論文。此外,也已經有一些專為測量暗能量特性而設計的實驗;這些實驗試圖回答的首要問題包括:「暗能量是否以宇宙常數的形式存在?若非,暗能量如何與宇宙常數不同?是否隨時間而變化?」。除了透過測量Ia 型超新星的光度與距離來研究宇宙的膨脹率之外,在觀測宇宙學上還有幾種用來研究暗能量的測量方式。其中最值得注意的是大尺度群聚效應——觀測重子聲波震盪(Baryon Acoustic Oscillations)在物質分布上的印記,以及大尺度結構導致的弱重力透鏡效應(weak-gravitational lensing effect)。這兩種方法透過不同的物理機制研究暗能量: 包括藉由角直徑距離(angular-diameter distance)來追蹤宇宙的幾何形狀,和量測宇宙後期結構成長。上述三種方法探究不同的物理機制,並有不同的系統效應和挑戰;因此將不同方法所獲得的研究結果相互校驗是很重要的。
圖二:一個高紅移超新星的光變曲線,取自「高紅移超新星搜尋」(High-Z Supernova Search Team)團隊1998 年發表的重要論文(Riess et al . 1998)。當超新星越亮的時候,y 軸的星等值就越小。圖形顯示這個超新星在爆炸後的幾天內(由x 軸表明)達到最大亮度,而「高紅移超新星搜尋」團隊透過10次的觀測數據(黑點及誤差棒),測量到它的最大亮度並畫出光變曲線。這個超新星在70 億多年前爆炸,紅移值為0.97 。
 

有趣的是,在諾貝爾物理獎宣布的當天,歐洲太空總署(EuropeanSpace Agency, ESA)也宣布致力於暗能量研究的歐幾里德(EUCLID)實驗計畫已獲選為下階段的太空任務,預計在2019 年發射。台灣方面,天文學家透過國際合作參與建造日本Subaru 望遠鏡上的主焦攝譜儀(Prime Focus Spectrograph, PFS),這儀器將能夠用來進行大規模且精密的星系普查,準確測量暗能量的特性。總之,全球天文學家和物理學家都孜孜不倦地辛勤研究,期望透過各項進行中或提案中的望遠鏡觀測計畫,揭開暗能量的神祕面紗。毋庸置疑,透過新型地面或太空望遠鏡的發展與普查,人們將能獲知更多關於宇宙及其奧祕成分的事。
圖三:1999年,「超新星宇宙學計畫」發表宇宙加速膨脹的證據。黑色小圓點是該團隊觀測到的42 個超新星,多數位於50 億光年外,顯示觀測到的星等(y 軸)與其紅移值(x軸)之間的關係。超新星看起來比根據其紅移值推斷的光度來得暗淡,表明宇宙正加速。
 
 

弱重力透鏡效應(weak-gravitational lensing effect)

根據廣義相對論,重力透鏡效應就是當背景光源發出的光在重力場(比如星系、星系團及黑洞)附近經過時,光線會像通過透鏡一樣發生彎曲。光線彎曲的程度主要取決於重力場的強弱。分析背景光源的扭曲,可以幫助研究中間做為「透鏡」的重力場的性質。根據強弱的不同,重力透鏡現象可以分為強重力透鏡效應和弱重力透鏡效應。弱重力透鏡被認為是現在宇宙學中最好的暗物質測量方法,藉由對大量背景源像的統計分析,可以估算大尺度範圍天體質量分布。

 

參考文獻

1. Riess, A. G. et al., Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe, The Astronomical Journal, vol. 116: 1009-1038, 1998.
2. Perlmutter, S. et al., Measurements of Omega and Lambda from 42 High-Redshift Supernovae, The Astrophysical Journal, vol. 517: 565-586, 1999.