暗能量巡天觀測

郝建綱　李新洲

最新的天文觀測證據(jù)表明，宇宙中暗能量約占68%，暗物質約占27%，剩下的5%才是人們熟悉的通常物質。暗物質與暗能量的本質到底是什么？找尋這個問題的答案已成了如今天體物理、粒子物理以及天文學研究的核心熱點?，F(xiàn)在，一個名為暗能量巡天觀測的項目，吹響了人類對暗能量、暗物質及更早期宇宙探索的號角。

何謂宇宙？宇宙從何處來？3L往何處去？宇宙是如何誕生的？又是如何演化的？宇宙的命運又是怎樣的？自古以來，人類一直就對這些問題進行著不懈的探究。然而，在漫長的人類歷史中，對于上述問題的思考，在大多數(shù)時間里都止于邏輯推理，而不是基于觀測證據(jù)。20世紀自然科學的飛速發(fā)展，特別是物理學的革命性發(fā)展，使宇宙學不再囿于純數(shù)學推理，而是使用觀測數(shù)據(jù)進行論證。特別是最近的20多年里，技術的進步更將人類對宇宙的研究推進到“精確時代”。對于宇宙的組分、演化以及命運，人們已經(jīng)可以用精確的觀測數(shù)據(jù)來判定理論是否正確。由美國費米國家實驗室和芝加哥大學的科學家發(fā)起的暗能量巡天觀測（Dark Energy Survey，DES）項目就是精確觀測宇宙的一個范例。目前，已有200多位國際學者加入到這個項目。

世紀之交的烏云

人們總喜歡在世紀之交時總結過去并展望未來。在19世紀末和20世紀交替之時，物理學家也對當時的物理理論進行了總結。開爾文勛爵（Lord Kelvin）在一次著名演講中認為，基于牛頓力學和麥克斯韋電磁理論的物理學大廈已經(jīng)接近完成。但是出于物理學家的嚴謹，他還是指出了存在著兩個“不和諧”的因素：其一是邁克耳孫一莫雷實驗（Michelson-Morley experiment）零的結果，其二是黑體輻射譜。這兩個不和諧的因素也常常被稱為兩朵烏云，它們對應的是兩個無法用牛頓力學和麥克斯韋理論合理解釋的實驗結果。熟悉20世紀物理學的人都知道，這兩朵烏云后來引起了兩場風暴，促成了相對論和量子論的誕生。這兩個新理論導致了20世紀人類對自然認知的革命性飛躍。

歷史并不會簡單重復，卻總是驚人的相似。在20世紀末21世紀到來之際，物理學的理論大廈又一次接近“完成”，只不過這次出現(xiàn)了兩朵更大的烏云。這兩朵烏云均來自人類對浩瀚宇宙的觀測，其一稱為暗物質。其二稱為暗能量。神奇的宇宙和人們開了一個玩笑，它一方面給出信息，告訴人們如果要合理地解釋天文觀測結果，那么宇宙中必須有這兩種“神奇”的物質組分。但是另一方面，它卻不輕易告知這兩種物質的本質究竟是什么。盡管人們對這兩種物質的內在本質尚未了解，但是當引入這兩個“暗箱”之后，現(xiàn)有的理論幾乎可以很好地解釋所觀測到的所有現(xiàn)象。

通過大量的天文觀測，人們對宇宙已有了相當了解。宇宙創(chuàng)生于大約138億年前一次大爆炸（bigbang），緊接著經(jīng)歷了一段非?？焖俚募铀倥蛎洠藗儗⑵浞Q為暴脹。暴脹結束后，宇宙繼續(xù)膨脹。但是不再加速而是減速膨脹。隨后，從大約100億年前開始到現(xiàn)在，宇宙又開始加速膨脹。在已知的四種相互作用中，只有引力和電磁力是長程力，可以在大尺度上產生效應。但是電磁力必須作用于帶電荷的物體而宇宙中的絕大部分物體都是電中性的，所以只有引力才是對宇宙的演化起到關鍵作用的力。

對于人們來說，引力并不陌生。從牛頓的蘋果，到愛因斯坦的彎曲時空，人類對引力已經(jīng)有了相當?shù)牧私狻５侥壳盀橹?，對于引力的最精確的描述是愛因斯坦提出的廣義相對論。日常經(jīng)驗告訴人們，引力似乎總是導致物質之間相互吸引，以至于中文里把gravity直接澤為“引力”，即意為吸引的力。比如，地球把月亮“吸引”在周圍，太陽把地球“吸引”在周圍，地球把人吸附在大地上，如此等等。然而廣義相對論指出，引力并不總是使物質相互吸引，它也可以使物質相互排斥。嚴格地說，基于廣義相對論的等效原理，吸引和排斥的概念與時空彎曲的概念是無法區(qū)分的。這里，為了便于讀者理解，采取了吸引性與排斥性這個相對比較好理解的方式來介紹。物質產生的引力是吸引性的還是排斥性的，取決于物質本身的特性。這里之所以討論吸引性和排斥性，是因為宇宙時而加速膨脹時而減速膨脹。加速膨脹是因為物質彼此之間相互排斥，而減速膨脹則意味著物質之間相互吸引。所以，如果要在廣義相對論的框架下解釋宇宙的加速和減速膨脹，必須要有不同特性的物質在不同的時期占主導地位，從而在大尺度上產生吸引性或排斥性的引力。

什么物質產生吸引的引力而什么物質又產生排斥的引力呢？粒子物理標準模型中的所有粒子都產生吸引的引力。但是，通過對星系轉動曲線的研究，天文學家發(fā)現(xiàn)，這些物質所產生的吸引作用是不夠的。要解釋觀測結果，必須假定在星系里面有大量的，看不到的物質，這些物質可以產生非常強大的吸引性引力。同時，由于至今沒有在實驗室里觀測到這種物質，這說明它們與通常物質幾乎不發(fā)生相互作用，或者只有非常微弱的相互作用?，F(xiàn)在將這種特殊的物質組分稱為暗物質。然而，在更大的尺度上，觀測結果表明宇宙在加速膨脹。因此，必須要有另外一種特殊的物質組分來產生排斥的引力。這種物質比暗物質更加神秘。人們對它的了解微乎其微，但是這并不影響觀測到它的效應?，F(xiàn)在稱它為暗能量。最新的天文觀測證據(jù)表明。宇宙中暗能量約占68%，暗物質約占27%，而剩下的5%則是人們熟悉的通常物質。

然而，暗物質與暗能量的本質到底是什么？找尋這個問題的答案已成了現(xiàn)今天體物理、粒子物理以及天文學研究的核心熱點。

暗能量的三類證據(jù)

現(xiàn)有的天文觀測結果都表明宇宙組分中大部分是暗能量，具體的觀測證據(jù)分成三大類。

第一類證據(jù)源于超新星的紅移和亮度的關系。超新星有很多種類，這里特指的是Ia型超新星。超新星是一種奇特的星體，當白矮星的質量達到錢德拉塞卡極限時，它會爆發(fā)而成為超新星。錢德拉塞卡極限是一個特定值，大約是1.4個太陽質量，所以天文學家認為超新星都是在這個臨界質量上爆發(fā)的。因此，它們內在的亮度是一定的，從而天文學家將超新星作為標準燭光，根據(jù)它的表觀亮度來確定它的距離。由于宇宙在膨脹，超新星距離地球越遠，就意味著它在時間上也越早，所以亮度從某種程度上揭示了超新星爆發(fā)時間的早晚。而另外一方面，由于宇宙的膨脹，超新星發(fā)出的光譜會系統(tǒng)地向紅端移動（紅移）。紅移的大小可以揭示自從該超新星爆發(fā)后宇宙的尺度膨脹了多少。因此，有了時間和膨脹尺度的度量，就可以計算宇宙膨脹的速度以及加（減）速度。1998年，兩個由天體物理學家和天文學家組成的觀測小組對這個關系進行了精確測量，發(fā)現(xiàn)了宇宙在加速膨脹。這一成果被授予了2011年度諾貝爾物理學獎。由于觀測表明宇宙在加速膨脹，所以這意味著存在著暗能量，它可以在大尺度上產生排斥的引力。

第二類證據(jù)源于宇宙微波背景輻射。這個輻射是宇宙大爆炸后的殘余輻射，宇宙在大尺度上的吸引和排斥作用導致了它在不同尺度上的能量分布。通過觀測這個能量的分布，可以反過來確定宇宙中物質的組成。美國宇航局（NASA）的威爾金森微波各向異性探器（WMAP）和歐洲空間局（ESA）的普朗克（PLANCK）衛(wèi)星對宇宙微波背景輻射的觀測表明，只有假定宇宙中存在大量的暗能量，才能合理解釋觀測到的結果。宇宙微波背景輻射的發(fā)現(xiàn)和深入研究分別在1978年和2006年榮獲諾貝爾獎。

第三類證據(jù)源于宇宙中大尺度結構的分布和成團特性。由于宇宙中吸引和排斥引力的大小直接決定了宇宙中大尺度結構的分布和成團的情況，因此可以通過研究大尺度結構的分布和成團特征反過來確定宇宙中吸引引力和排斥引力的大小，進而確定暗物質和暗能量的多少。要確定宇宙中大尺度結構的分布和成團特性，就需要對宇宙中的所有天體進行全面分析。

巡天的眼睛

“坐地日行八萬里，巡天遙看一千河?！比藗冊谇缋实囊雇硖魍麄€星空，就是日常生活意義下的巡天。然而，科學意義上的巡天，是指用觀測設備將各種天體的亮度和輻射頻率記錄下來。天文學史上第一個大規(guī)模的數(shù)碼巡天項目是斯隆數(shù)字巡天觀測（Sloan DigitalSky Survey，SDSS）。該項目利用位于美國新墨西哥州阿帕奇峰天文臺（Apache Point Observatory）的一臺直徑2.5米的望遠鏡，從2000年開始巡天拍照。由于望遠鏡位于北半球，所以SDSS的拍照區(qū)域主要集中于北半天球。SDSS是天文學史上的一個劃時代的項目，是人們第一次對宇宙進行的一個近乎全景而且精確的記錄。到目前為止，該項目還在繼續(xù)進行中。

用通俗的話來說，天文學家的巡天就是用相機把天空的每個區(qū)域都拍下來。這似乎不是一件難事。是的，如果只是把天空拍下來，這并不難。難的是如何才能將各種天體的亮度和顏色（光輻射的頻率）精確地測量出來。位置和亮度是發(fā)光天體最明顯的兩個特征。光是波，又是粒子，即所謂的波粒二象性。組成光的粒子，稱為光子。不同的發(fā)光體之間的差別，可以通過它們在單位時間里面發(fā)射出來的光子的數(shù)量以及這些光子的能量（頻率）分布來度量。

在天文學上，傳統(tǒng)的做法是用視星等（apparent magnitude）來描述在單位時間單位面積上接收到該天體發(fā)出的光子數(shù)量。由于光子數(shù)量通常是巨大的，所以在定義視星等的時候，應對光子數(shù)目取對數(shù)。至于光子的頻率分布，則意味著需要知道在不同頻率上的光子數(shù)目。在實際操作中，需要將頻率分成多個區(qū)間，然后測量在這些區(qū)間內光子的數(shù)量。通曉微積分的人都知道，如果將連續(xù)的頻率細分到足夠小的區(qū)間里，就可以得到足夠精確的頻譜分布。然而，要實際做到這一點，需要通過光譜儀對每個天體進行長時間的測量。如果要以現(xiàn)有的技術測量所有的天體，花費的時間將遠遠大于一萬年，這當然是不可行的。為此，天文學家采取了一個折中方案，也就是直接在相機鏡頭前加一個濾光片，這樣只有在一定頻率范圍內的光子才能通過。通過添加不同波段的濾光片，可以得到一個相對粗略的能量分布。幸運的是，對于研究大尺度結構，這個粗略分布已經(jīng)足夠了。

下面來具體討論如何精確確定一個給定頻段的天體的亮度問題。

要精確確定天體的亮度，并非一件容易的事情。在相機發(fā)明之前，人類對天體也進行著長期的觀測。當時。對于天體的亮度只能通過肉眼進行辨別和估測。由于每個個體對亮度的感覺有著較大的差異，難以得到天體亮度的客觀精確記錄。自從膠片相機發(fā)明以來，天文學家很快認識到，通過比較在相同曝光時間下各種天體在膠片上面的明暗程度，可以相對客觀地標定天體的亮度。然而，這依然不夠精確，因為膠片本身存在著一定的不確定性。膠片一般是通過溴化銀在光的作用下的化學反應來記錄光子多少的。然而溴化銀對于光子數(shù)量的反應并不是一個線性的關系，況且在現(xiàn)實中也很難保證溴化銀特性的穩(wěn)定。此外，即使拋開膠片沖洗各個環(huán)節(jié)引入的不確定性，定量地比較照片的明暗程度，也是一件難以操作的事情。

半導體技術的飛速發(fā)展催生了電荷耦合器件（charge-coupled device，CCD），這也就是現(xiàn)在數(shù)碼相機里面用來把光轉換成電信號的器件。這一發(fā)明提供了新的記錄光子的方式。在可見光波段，每個光子幾乎可以確定地在CCD里面激發(fā)一個電子空穴對。所謂“幾乎”，是指并不是每個光子，而是大部分光子都能激發(fā)一個電子空穴對。光子和它所激發(fā)的電子空穴對的比例，稱為量子效率（quantum efficiency），CCD的品質決定了量子效率的大小。這是描述CCD器件性能的一個關鍵性指標?，F(xiàn)在高品質CCD的量子效率一般可以達到95%。由于知道每個電子的帶電量，所以可以通過電容器把電子的數(shù)目轉化成可直接測量的電壓。這樣，通過測量電壓，可以確定電子數(shù)目，進而根據(jù)量子效率，就確定了相應的光子數(shù)目。通過CCD，對光子數(shù)的記錄已達到了幾個光子的精度，這極大地提高了對天體亮度的測量精度。同時，半導體技術的發(fā)展已經(jīng)可以很好地控制CCD的穩(wěn)定性，而不再需要擔心不同批次的CCD所導致的差異。CCD的發(fā)明，對記錄光信號產生了革命性的影響，使得大規(guī)模的天文巡天拍照成為可行。CCD的發(fā)明者也于2009年榮獲諾貝爾物理學獎。巡天的眼睛，也從肉眼進化到基于膠片相機的望遠鏡系統(tǒng)，最終到基于CCD數(shù)碼相機的望遠鏡系統(tǒng)。

暗能量巡天

由于宇宙的膨脹，越早期的宇宙距離地球越遠。距離越遠的天體所發(fā)出的光到達地球時，它的光譜紅移的幅度也就越大。所以，一個早期宇宙中的星系，它發(fā)出的可見光波段的光，到達地球時，就已經(jīng)移動到了近紅外波段。剛才提到了CCD的量子效率，但是并沒有討論不同頻率光子對量子效率的影響。波長較長的光子更容易產生衍射從而難以激發(fā)電子空穴對。所以，波長越長，CCD的量子效率將會越低。要觀測早期的宇宙，需要對紅光更為敏感的CCD?？梢酝ㄟ^增加CCD的厚度來增加光子激發(fā)電子空穴對的機會，也就是提高量子效率。SDSS項目所用到的CCD，在近紅外波段，量子效率過低，這導致它對于高紅移天體的亮度測量會有較大的誤差。為了能對更早期的宇宙進行精確測量，需要有近紅外波段量子效率更高的數(shù)碼相機，這促成了DES項目的誕生。所以，DES可以看作是SDSS的2.0版，它將對更早期的宇宙進行精確測量。

上面著重介紹了精確測量天體亮度的一個必要的技術手段，即選用CCD作為記錄光子的器件。但是在現(xiàn)實世界中，要精確測量天體亮度，尚需其他的條件。比如，要有一架性能卓越的天文望遠鏡，望遠鏡上方的大氣層應當干燥而潔凈，夜空環(huán)境還要沒有光污染等等。在2005年左右，以美國費米國家實驗室和芝加哥大學為主的一批科學家，得到了一條消息：位于智利的托洛洛山美洲天文臺（CeYFo Tololo Inter-AmericanObservatory，CTIO）直徑4米的布蘭科（Blanco）望遠鏡，想要更換一架新的數(shù)碼相機。同時，天文臺開出了一個條件，即如果有誰可以提供一架新相機，那么天文臺可以在連續(xù)五年的時間里每年提供大約三個半月的觀測時間。換句話說，就是用相機換取觀測時間。在天文學研究中，擁有大型望遠鏡的使用時間，就意味著掌握了通往新發(fā)現(xiàn)大門的鑰匙。因此，大型望遠鏡使用時間的競爭，是搶占天文發(fā)現(xiàn)制高點的競爭，也是天文學家競爭的主戰(zhàn)場。對于大多數(shù)天文學家來說，能得到觀測時間，就像得到了與夢中情人相見的機會一樣。機不可失，時不我待，科學家們開始積極尋求經(jīng)費來研制相機。最終，在美國能源部和國家自然基金的支持下，DES應運而生。這個項目通過研制一個新的數(shù)碼相機來換取在五年內每年大約三個半月的觀測時間。DES主要通過超新星以及大尺度結構來對暗能量進行研究。具體來說，將通過超新星、引力透鏡、星系團的數(shù)量及分布和重子聲學振蕩這四個探測手段來對暗能量進行研究。該項目已吸引了200多位來自美國、英國、西班牙、巴西與德國的科學家參與。

在高能物理和天體物理領域，高等院校在美國的科研構架體系中，主要以培養(yǎng)人才，進行偏理論性或者小規(guī)模實驗的研究為主。如果要進行大規(guī)模的實驗項目，那么一般由國家實驗室牽頭進行。理由很簡單，高校通常難以聘用大量的非教學人員，而國家實驗室擁有大量的工程師和技術人員，使得大規(guī)模的實驗得以進行。美國費米國家實驗室創(chuàng)立于1967年，是隸屬于美國能源部的國家實驗室。它一直以高能加速器聞名于世，并且曾經(jīng)發(fā)現(xiàn)過底夸克（1977年）和頂夸克（1995年）。由于高能加速器實驗的花費越來越高，從]990年代開始，美國政府對于高能加速器的投入開始逐步減少。在經(jīng)費削減的大背景下，費米實驗室也開始積極尋找其他的實驗項目。

在1990年代，費米實驗室參與了SDSS項目，并對該項目的最終實施起到了至關重要的作用。在DES中，費米實驗室主導了項目核心的大型數(shù)碼相機的研制。這個相機取名為暗能量相機（Dark Energy Camera，DECam），大約從2006年開始正式研發(fā)，一直到2011年完成，前后總共耗資3000多萬美元。費米實驗室主要負責相機的整體設計以及核心部件CCD成像儀的研制。這個成像儀的焦平面由62塊2000x4000像素的成像CCD以及12塊2000×2000像素的用于引導和聚焦的CCD構成。相機總共有5.7億像素，每張照片的視場為3平方度。除了成像儀之外，相機的其他部件由其他合作機構負責研制，如鏡頭來自英國倫敦大學學院，快門來自德國邦恩大學，聚焦調節(jié)系統(tǒng)來自意大利的公司，濾光片由日本公司制造，濾光片更換系統(tǒng)由美國密歇根大學研制，軟件系統(tǒng)由美國俄亥俄州立大學研制，如此等等。經(jīng)過大量測試之后，各個部件于2011年11月運抵智利的CTIO。經(jīng)過近10個月的緊張工作，相機安裝完畢，并且于2012年9月12日迎來了第一次拍照。隨后，進行了大約一年左右的調試和試運行，巡天拍照于2013年9月正式開始。取決于不同的頻段，每次拍照的曝光時間大約是100秒左右。每張照片大約是1.2吉字節(jié)（GB），每晚大約拍照400多張。所有這些照片（大約每晚500GB的數(shù)據(jù)）都被傳送到位于伊利諾伊州的美國國家超級計算中心（National Center for Supercomputing Application，NCSA）進行處理。

DES將用歷時五年累計525個夜晚的觀測時間對夜空進行拍照，將在g，r，i，z，Y五個波段覆蓋5000多平方度的天空（占全部天空的1/8），巡天涵蓋的星系直至24視星等，紅移值直到1.2。巡天結束時，預計將拍攝3億多個星系，4000多個超新星以及10萬多個星系團。通過對這些數(shù)據(jù)的分析，預計最終可以把暗能量的狀態(tài)方程參數(shù)的測量精度提高3-5倍，從而使人們能進一步了解暗能量的本質。此外，DES的大數(shù)據(jù)還將幫助人們更好地了解自己的銀河系，了解更早期宇宙的星系演化等一系列重要的天文學和天體物理問題。

不是意外的意外發(fā)現(xiàn)

利用DES公布的第一年資料分析已得到了一個意外的發(fā)現(xiàn)。DES的數(shù)據(jù)表明存在8個新的圍繞銀河系運轉的矮星系。由于矮星系中包含大量的暗物質，這次發(fā)現(xiàn)對天文學和物理學都有重大價值。

新發(fā)現(xiàn)的矮星系位于南半球星空，靠近大小麥哲倫星云，大小麥哲倫星云是銀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，與包含數(shù)千億顆恒星的銀河系相比，最小的矮星系只包含5000顆恒星，因而極其暗淡。標準宇宙模型預測銀河系周圍存在數(shù)百個矮星系，但其亮度低、體積小，很難被找到。矮星系由99%的暗物質和1%的普通物質組成，它們被認為是研究暗物質的理想目標?？床灰姷陌滴镔|占宇宙總物質與能量的27%，只有通過它的引力相互作用才能感受到它的存在。新發(fā)現(xiàn)的矮星系亮度只有銀河系的十億分之一，質量只有銀河系的百萬分之一。這些矮星系，離地球最近的約9.5萬光年。正受到銀河系巨大引力的牽扯；距離最遠的約120萬光年，位于銀河系的邊緣，將會被銀河系吞噬。劍橋大學科波索夫（S.Koposov）教授說：“在如此小的天空區(qū)域內發(fā)現(xiàn)這么多的衛(wèi)星星系，完全出乎我們的意料。”

DES項目是一個針對暗能量的巡天計劃，卻得到了暗物質的新證據(jù)。在科學史上種瓜得豆的事例并不罕見，然而意外發(fā)現(xiàn)的矮星系并不能算一個意外發(fā)現(xiàn)。更確切地說，DES不是僅僅對暗能量的巡天，而是對宇宙所有組分的巡天，所以DES的大數(shù)據(jù)會幫助人們更好地了解銀河系。這次發(fā)現(xiàn)不過是DES項目小試牛刀罷了，DES項目已再一次吹響了人類對更早期宇宙探索的號角，也必將導致新一輪的天文大發(fā)現(xiàn)。

“放眼世界”這句話。說明了眼睛對人認識世界的重要性。望遠鏡則是人類認識宇宙的“眼睛”。當人們可以看得更遠、更清晰的時候，將會發(fā)現(xiàn)更多的宇宙奧秘。正如人類在15世紀對地球進行過的探索歷程那樣，技術的進步，使得人們在21世紀可以在不同的電磁波段，從地面到太空，對宇宙進行前所未有的全景式的探索。人類的智慧，將不再停留于理解孕育自身的地球，而是去探究更加廣袤、奧妙的宇宙。SDSS和DES僅僅是拉開了這一偉大探索的帷幕，計劃中的大型綜合巡天望遠鏡（Large Synoptic Survey Telescope，LSST）、寬視場紅外巡天望遠鏡（Wide-Field Infrared SurveyTelescope，WFIRST）、韋伯太空望遠鏡（James WebbSpace Telescope，JWST）、三十米望遠鏡（Thirty MeterTelescope，TMT）、大麥哲倫望遠鏡（Giant MagellanTelescope，GMT）將成為宇宙大發(fā)現(xiàn)的主力軍。

15世紀的地理大發(fā)現(xiàn)早已成為歷史，再也沒有第二個地球供人們去進行大發(fā)現(xiàn)?，F(xiàn)在，歷史的機遇再次擺到了我們面前，難道我們還能期待另外一個宇宙供我們去發(fā)現(xiàn)嗎？有志于科學事業(yè)的青年，加入到宇宙學研究隊伍中去，讓我們一起擁抱宇宙吧！

關鍵詞：暗能量巡天觀測 宇宙 超新星 引力 電荷耦合器件 布蘭科望遠鏡