袁強

稱量天體系統(tǒng)的質(zhì)量

測量遙遠天體的質(zhì)量是一件不容易的事。19世紀以來，天文學(xué)家們一直在做著這方面的嘗試，所基于的原理是牛頓萬有引力定律和牛頓第二定律，即通過觀察天體的運動來推斷天體的質(zhì)量。

海王星的發(fā)現(xiàn)就是一個著名的例子。在19世紀前期，人們知道太陽系有七大行星，行星繞著太陽做橢圓軌道運動，根據(jù)牛頓引力定律，我們可以精確地計算出每個行星如何運動，包括行星之間的相互影響。對行星運動的觀測也達到了相當精確的程度，而且觀測和理論預(yù)期相當符合，一切事情看起來都很合理。然而，最外圍的行星——天王星，它的運動軌跡似乎有點不那么完美，和理論預(yù)期相比較總有一些偏差。人們提出猜測，在天王星外圍可能還存在一顆行星，它的引力影響了天王星的運動。1845-1846年，英國天文學(xué)家約翰·柯西·亞當斯和法國天文學(xué)家烏爾班·勒維耶根據(jù)天王星的軌道計算出了這顆未知行星的軌道。隨即，德國天文學(xué)家約翰·加勒果然在他們預(yù)計的位置發(fā)現(xiàn)這顆新行星——海王星。

海王星的發(fā)現(xiàn)是牛頓力學(xué)的一次偉大勝利，而通過天體運動來觀測未知天體并稱量它們的質(zhì)量也成為一種標準的做法。19世紀末至20世紀初，天文學(xué)家廣泛使用這種辦法來估量銀河系星體的質(zhì)量。這些天文學(xué)家的代表人物包括恩斯特·奧匹克、雅各布·卡普坦、詹姆士·金斯、貝蒂爾·林德布拉德和簡·奧爾特等。

暗物質(zhì)的提出

早在1884年，威廉·湯姆森（也就是開爾文勛爵）根據(jù)銀河系中心的恒星運動速度估計出銀河系的天體質(zhì)量后發(fā)現(xiàn)，這一質(zhì)量比可見的恒星能夠提供的質(zhì)量要多，于是他提出很多星體可能是“暗星體”這樣的概念。通過測量恒星運動速度的辦法，雅各布·卡普坦在1922年以及簡·奧爾特在1932年也得到銀河系中存在比可見星體質(zhì)量更多的“暗物質(zhì)”。這個時期，所謂的“暗物質(zhì)”是指暗弱的恒星、星云和小天體等星體，由于發(fā)光很弱不能被人所見而已。這些早年的工作從科學(xué)史上來看無疑是先驅(qū)性的，但由于觀測技術(shù)所限，測量不夠準確，結(jié)果卻也存在一些疑問。而且今天我們已經(jīng)知道了很多天體除了發(fā)射可見光，還可能發(fā)射從射電、紅外、紫外、X射線、伽馬射線等不同波段的電磁波譜，它們在當年是不可見的，今天借助于一些儀器而成為“可見”的天體了。

關(guān)鍵的證據(jù)

瑞士天文學(xué)家弗雷德·茨威基邁出了關(guān)鍵的第一步。1933年，他在研究后發(fā)座星系團的成員星系的運動時，發(fā)現(xiàn)這些星系的運動速度超乎尋常的大。這使他不得不給出一個讓人吃驚的結(jié)論：后發(fā)星座系團中暗物質(zhì)比可見成員星系加起來的質(zhì)量大了數(shù)百倍，也就是說其絕大部分質(zhì)量是“不可見”的。1936年，辛克萊爾·史密斯在研究室女星系團時也得到了同樣的結(jié)論。盡管站在今天來看，茨威基和史密斯的定量結(jié)果“錯”得比較離譜，他們使用了一個過大的哈勃常數(shù)，而且我們今天還知道星系團中大部分質(zhì)量處于不發(fā)出可見光的高溫氣體狀態(tài)（它們在X射線波段異常明亮），但是他們的研究卻奠定了我們今天所認識到的“暗”宇宙的基礎(chǔ)。

星系旋轉(zhuǎn)曲線

星系的旋轉(zhuǎn)曲線指星系在不同位置時天體繞星系中心旋轉(zhuǎn)速度的分布所構(gòu)成的曲線。例如在太陽系中，通過將各大行星繞太陽旋轉(zhuǎn)的速度隨其軌道半徑的關(guān)系畫成圖，可以得到太陽系的旋轉(zhuǎn)曲線（圖2上圖）。根據(jù)萬有引力定律和牛頓第二定律，我們知道旋轉(zhuǎn)速度應(yīng)該按照反比于根號半徑的方式下降。實際測量結(jié)果也非常精確地驗證了這個關(guān)系。自然地，到星系層面時大家也會有類似的預(yù)期。早在20世紀的上半葉，天文學(xué)家就開始進行關(guān)于星系轉(zhuǎn)動速度的測量，然而半個多世紀以來，結(jié)論總是模棱兩可，含糊不清。革命性的突破發(fā)生在20世紀70年代，新的光譜觀測技術(shù)使得測量精度大幅提高，以肯特·福德、維拉·魯賓、肯·弗里曼等為代表的天文學(xué)家通過對多個星系的旋轉(zhuǎn)曲線的測量，逐漸明晰地表明：大多數(shù)星系的旋轉(zhuǎn)曲線在很大半徑處依然平坦延伸，與根據(jù)其恒星分布推斷出來的結(jié)果迥異（見圖2下圖）。這意味著星系中普遍存在著質(zhì)量可觀的暗物質(zhì)，其質(zhì)量往往比發(fā)光物質(zhì)更大，延伸范圍也更遠。從20世紀80年代起，暗物質(zhì)的概念已經(jīng)廣泛為人們所接受了。

宇宙的組分

宇宙作為一個整體，它的演化行為由其組分決定。因此通過觀測宇宙的演化行為，我們可以推測宇宙的組成成分。其中一種辦法是通過超新星這樣的天體來測量宇宙的膨脹速率。所用的天體是超新星的一個子類，稱為“Ia型超新星”。這類超新星有一個巨大的優(yōu)點，它們的總輻射光度都差不多，天文學(xué)家將其形象地稱作“標準燭光”。那么實際測量到的超新星的亮度其實就反映了它們的距離，也對應(yīng)于超新星爆發(fā)的時間。另外，通過超新星的光譜線的波長，我們還可以定出它們的紅移（指物體的電磁輻射由于某種原因波長增加的現(xiàn)象，反映的是宇宙的大?。８鶕?jù)這個距離-紅移的關(guān)系，我們便可以得到宇宙在不同時刻的膨脹速率，從而得到宇宙的組分。觀測超新星的最重大的成就是發(fā)現(xiàn)了宇宙的加速膨脹，而宇宙加速膨脹需要一種現(xiàn)在稱作暗能量的東西來驅(qū)動。進行該項研究的3位領(lǐng)銜科學(xué)家——索爾·珀爾馬特、布萊恩·施密特和亞當·里斯因此獲得了2011年諾貝爾物理學(xué)獎。除了超新星，還有很多的宇宙演化測量手段，包括微波背景輻射的各向異性分布、大尺度結(jié)構(gòu)的演化、重子聲學(xué)振蕩、微引力透鏡效應(yīng)等。迄今多種宇宙學(xué)觀測的結(jié)果一致描繪出了一個標準的宇宙圖景，即“LCDM”，意為“宇宙學(xué)常數(shù)（也稱暗能量）+冷暗物質(zhì)”的宇宙模型。

2013年3月21日，歐洲普朗克宇宙探測器團隊發(fā)布了新的全宇宙微波背景圖。圖像表明，宇宙的年齡比研究人員之前的推測稍微古老一些。這張宇宙的“嬰兒照”將細微的溫度變化鐫刻在深空中。鐫刻下的印記反應(yīng)出宇宙在初始時期“泛起的漣漪”，這些“漣漪”帶來了由目前星系團和暗物質(zhì)組成的廣袤的宇宙網(wǎng)絡(luò)。該團隊推算，宇宙的年齡為137.98±0.37 億歲，由4.9%的普通物質(zhì)、26.8%的暗物質(zhì)和68.3%的暗能量組成（見圖3）。

在這些天文證據(jù)的面前，暗物質(zhì)的面目逐漸清晰起來。