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超新星与宇宙未来

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发表于 2019-1-10 10:52 | 显示全部楼层 |阅读模式
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本帖最后由 zhangms 于 2019-1-10 11:03 编辑

李 良   中科院高能所

作者:李良  北京天文馆
来源:《现代物理知识》



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从爱因斯坦到哈勃

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早在17世纪时,伟大的科学家牛顿在宇宙学研究中把空间、时间和物质割裂开来,分别加以研究,他认为三者是各自独立的或者说是绝对的。在这种时空观和万有引力理论的基础上,牛顿建立了一种宇宙总体是稳定的、无限的宇宙模型,其局部区域可以因不稳定性而形成天体。但这种模型无法解释后来的德国学者奥尔伯斯提出的“夜空为什么是黑的”问题,即著名的“奥尔伯斯佯谬”(无限的宇宙布满无数恒星,夜空必然是亮的而不是黑的)。20世纪初,科学大师爱因斯坦先后创立狭义相对论和广义相对论,提出时间和空间不是各自独立的,而都是跟物质和运动密切联系在一起的物质时空。根据现代宇宙学理论,我们的宇宙演化遵从广义相对论场方程。

1917年,爱因斯坦根据广义相对论,得到宇宙不是膨胀就是坍缩的结论。为了得到一个静态的宇宙模型,爱因斯坦引入了宇宙学常数项(用希腊字母Λ表示)。加入该常数项之后,引力场方程就同时包含了引力和斥力,能够让宇宙达到一种平衡状态,可让宇宙稳定下来。由此,爱因斯坦得到了一个静态的宇宙学模型。

所谓造父变星属于恒星中一类高光度周期性脉动变星,即它的亮度随时间呈周期性变化。因其典型星是仙王座δ星而得名。仙王座δ星最亮时为3.7星等,最暗时只有4.4星等,这种变化很有规律,周期为5天8小时47分28秒,这称作光变周期。这类星的光变周期有长有短,但大多在1至50天之间,而且以5至6天为最多。由于我国古代将仙王座δ星称作“造父一”,所以天文学家便把此类脉动变星统称为造父变星。美国女天文学家勒维特,在20世纪初研究了上千颗造父变星,结果发现了一种测量遥远恒星距离的方法。

勒维特在研究中发现,越明亮的造父变星,脉动的周期也越长;而且这些脉动变星的亮度变化与它们变化的周期存在着一种确定的关系,光变周期越长,亮度变化越大。利用观测到的恒星信息,勒维特能够计算出造父变星自身的亮度。考虑到只要有一颗造父变星的距离是已知的,其他造父变星的距离就可以推算出来——恒星的光显得越暗,它的距离就越远。一种最初的、而且可靠的标准烛光就这样诞生了。人们后来把这个发现叫做周光关系,并得到了周光关系曲线。以后在测量不知距离的星团、星系时,只要能观测到其中的造父变星,利用周光关系就可以将星团、星系的距离确定出来。因此,造父变星被人们誉为“量天尺”。利用这些造父变星,天文学家后来就得出结论:银河系只是宇宙中许许多多的星系之一。

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美国天文学家哈勃和著名英国科学家詹姆斯• 金斯坐在威尔逊山天文台口径2.5 米的胡克望远镜的观测室里。伴随天体照像技术的进步,天文学家可揭示肉眼无法看到的暗弱天体,通过延长曝光时间可显现出越来越多的天体。

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哈勃用胡克望远镜拍摄了这张仙女座星系(M31)的底片。在此底片上,哈勃首次在旋涡星云中发现了造父变星。它最初在右上角标注了一个“N”,表示新星,后来他意识到这是一颗“变星”,于是又标注了“VAR”

著名的美国天文学家埃德温• 哈勃在1929年发现遥远的河外星系的谱线均有红移,而且距离越远的星系红移越大,于是得出了一个重要结论:星系看起来都在远离我们而去,距离越远的星系远离我们的速度越快。哈勃的这一发现提供了宇宙膨胀的证据,揭开了大爆炸宇宙理论的序幕。

其实,早在20世纪初,美国天文学家斯莱弗就观测发现,一些旋涡星云有光谱红移现象(多普勒效应引起远离我们而去的恒星发出光线的光谱将向红端移动)。虽然他的观测证实了大多数旋涡星云正在远离地球,不过他并没有因此联想到这对宇宙学意味着什么,也不认为发现的星云其实是银河系外的其他星系。哈勃正是在斯莱弗的基础上,对遥远星系的距离与红移开展了大量扎实的观测,终于在1929年得出了突破性的伟大天文发现。后来,爱因斯坦在获悉哈勃发现宇宙膨胀之后,放弃了他以前的观点,并认为加入宇宙学常数项是他一生中最大的错误。


从SN 2011fe 超新星说起

2011年8月24日,美国加利福尼亚州劳伦斯伯克利国家实验室的天文学家在M101星系中发现了一颗明亮的Ⅰa型超新星,其正式编号为SN 2011fe。这颗超新星是利用帕洛玛天文台口径1.2米施密特望远镜发现的,该天文望远镜的极限星等约20.6等,近年来积极投入亮度变化快速的瞬变事件搜寻工作, 即所谓的Palomar TransientFacility,简称PTF 搜寻。PTF于8月23日晚间观测影像中尚未见到M101中有任何超新星,却在隔天24日晚间的观测图像中出现,因此推测这颗超新星是在23日望远镜收工后几个小时内就开始爆发,原始编号为PTF11 kly,位于M101 星系中心以西59角秒、以南271角秒之处。最初观测到的亮度约为17.2等,但这颗超新星亮度变化相当快速,在8月25日达13.8等,27日达12.4等,30日达11.5等,到了31日已达10.8等。

根据后续光谱观测结果,SN 2011fe光谱中的谱线很宽,且有蓝移现象,从钙离子和硅离子谱线的宽度,推测爆发后的物质正以每秒14500~16500千米的速度向外膨胀着,但这颗超新星光谱中没有氢谱线。这是Ⅰa型超新星的光谱特征。美国加利福尼亚州劳伦斯伯克利国家实验室的研究人员纽金特说:“我们观测到这颗超新星仅爆炸后11小时的情景,因此我们能够在20分钟之内精确计算出超新星的爆炸时间。”超新星具有较多的构成地球和其他恒星的元素,例如:超新星是宇宙中铁元素的主要来源,因此地球的形成需要大量的超新星爆炸残骸物质。SN 2011fe 爆炸的光谱显示其中包含着碳和氧,因此可以掌握
Ⅰa类型超新星以碳氧白矮星开始爆炸的第一直接证据。

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M101 中的超新星(SN 2011fe)爆发前后对比以及彩色特写照片(图中箭头指处)

Ⅰa型超新星原是双星系统,其中一颗为白矮星,当主要成分为碳和氧的白矮星不断吸取伴星物质,并会形成一个盘状螺旋,最后导致一场猛烈的超新星爆发,即当它的总质量超过1.4倍太阳质量(钱德拉塞卡极限)时会引起恒星瓦解性大爆炸。爆炸时的亮度比10亿颗太阳还亮。对天文学家而言,从未见过像SN 2011fe 这样在爆发极早的增亮时期就被观测到,且如此明亮的Ⅰa型超新星,因此意义相当重大。这项研究报告发表在2011年12月15日出版的《自然》杂志上。

事实上,Ⅰa型超新星早在20世纪末就已引起天文学家的高度重视了。1998年以前,天体物理学界一直认为宇宙在减速膨胀,直到美国天文学家珀尔马特等人对Ⅰa型超新星的观测研究才取得突破性进展。索尔• 珀尔马特与布赖恩• 施密、特亚当• 里斯获得2011年诺贝尔物理学奖。

Ⅰa 型超新星

“超新星”概念是1934年美国天文学家兹维基和巴德提出来的。他们研究认为,当一些恒星寿命结束时将会塌缩,然后发生爆炸,其亮度可达到十亿甚至百亿个太阳的亮度,巴德和茨维基生前观测到了一些超新星。

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Ia 型超新星模型示意图,白矮星吸取其伴星的物质时会形成一个螺旋,随着该白矮星的质量达到一个极限(即超过1.4 倍太阳质量),最后导致恒星瓦解性爆炸——即猛烈的超新星爆发。

天文学家们后来认识到,其实有两种不同的超新星,一种是兹维基最早提出的核塌缩超新星,另一种其爆炸机理不同,现在一般认为是白矮星从其伴星中吸积物质,到一定程度后发生核爆炸。这里涉及关于恒星演化的著名的赫茨普龙- 罗素图,简称赫-罗图,它是丹麦天文学家赫茨普龙及由美国天文学家罗素分别于1911年和1913年各自独立提出的。赫-罗图是研究恒星演化的重要工具。该图绘出了恒星的表面温度与亮度的关系,即不同类型(由恒星的光谱型来划分)的恒星表面温度差别很大。

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赫茨龙- 罗素图。图中绘出了恒星的温度与亮度的关系。处于对角线上的恒星都处于将氢转变为氦的演化阶段,或称为主序星阶段。当恒星的热核反应无法持续的时候,它将最终演变为白矮星,或者以超新星的形式发生大爆炸。恒星演化的最终结果主要取决于它的质量以及它是否存在于双星体系之中。图的顶部标示了从O到M的字母,表示恒星的光谱类型

一般来说,恒星的大小变化很大,从300倍于太阳的超级巨星到比地球还小的白矮星或直径只有20千米左右的中子星;有些恒星的年龄只有几百万年,有的却和宇宙一样古老。天文学家可通过赫-罗图对恒星进行分类。银河系中,大多数恒星在赫-罗图上密集于由左上方(高温、强光度)至右下方(低温、弱光度)沿对角线的主星序内,主序星的光谱类型范围很广,从O型到M型。太阳是G2型的主序星。主序星的光度随着表面温度的增高而增大。主序星的质量从约百分之几到约60倍太阳质量,光度从约10万分之一到10万倍太阳光度,半径从比太阳小一个数量级到太阳的20倍左右。主序星的能量来源于内部氢燃烧
变为氦的热核反应。进行热核反应的阶段正是恒星演化的中期阶段,恒星在这个阶段停留的时间最长,占其寿命中90%的时间。

恒星在赫-罗图上的位置可提供该星体所处演化阶段和质量的重要信息;处于对角线上的恒星都处于将氢转变为氦的演化阶段,或称为主序星阶段。当恒星的热核反应无法持续的时候,它将最终演变为白矮星,或者以超新星的形式发生大爆炸。白矮星是一种低光度、高密度、高温度的恒星。它的颜色呈白色、体积比较矮小,亮度低,但质量大、密度极高,著名的天狼星伴星是最早被发现的白矮星。一般认为,白矮星是在红巨星的中心形成的。白矮星体积和地球相当,但质量却和太阳差不多,它的密度在1000万吨/立方米左右。

白矮星形成于主序星演化结束的阶段,在漫长的恒星生命期间,它也许已经远离了最初诞生的地区。在成为Ⅰa超新星之前,一对靠近的双星系统可能耗费了数百万年的时间进行质量的传输(可能形成持续性的新星爆发)。Ⅰa型超新星属于变星分类中的一种,系由白矮星产生剧烈爆炸结果的激变变星。不同于其他类型的超新星,Ⅰa超新星普遍出现在包括椭圆星系等各种不同类型星系中。

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Ia 型超新星图示之一:白矮星会通过引力,从它的伴星身上窃取气体

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Ⅰa型超新星图示之二,当白矮星超过1.4倍太阳质量,它就会爆炸,变成一颗超新星

白矮星演变成为超新星有一个特殊的条件限制——其质量相当于太阳质量的1.4倍,这就是天文学上著名的“钱德拉塞卡质量极限”,由印裔美国天文学家钱德拉塞卡最早提出的。天文学家曾经几乎都认为白矮星阶段是一切恒星演化过程的最终阶段,白矮星会一直冷却和衰落下去,直至熄灭。但是钱德拉塞卡的计算表明,当白矮星接近1.4倍太阳质量这个质量限制时,其状况将符合白矮星在热核爆炸中引爆条件,这种核灾变会使白矮星彻底瓦解,爆发时物质大约以每秒上万千米的速度喷出来,在很多年后形成我们今天看到的超新星遗迹。

发现宇宙在加速膨胀

2011 年诺贝尔物理学奖授予三位在发现宇宙加速膨胀的研究中作出杰出贡献的学者:美国的珀尔马特、里斯和施密特。

珀尔马特领导的超新星宇宙学计划(SCP)小组一开始对于超新星观测研究中的许多困难并不完全了解,随着他们逐渐接近成功,天文学家们也开始看到前途并准备参加竞争。这其中就包括澳大利亚国立大学的施密特和美国约翰• 霍普金斯大学的里斯等人。施密特1967年出生于美国,他在哈佛大学读博期间便与著名天文学家罗伯特• 科什纳一起用超新星测距。里斯1969年出生于华盛顿,同样师从科什那,同样做的是用超新星测距的工作。

搜寻超新星所面对的问题是,SCP小组曾花费几年时间才研制出自动化超新星搜寻软件。能否在短期内研制出这样的软件呢?如果没有,要进行竞争显然是困难的。结果施密特仅用了一个月就开发出了这样一套软件,他没有像SCP 小组那样完全新做一套软件,而是通过组合一些现成的天文软件并实现了预期的目的。这样,高红移(High-z)超新星观测小组就以出人意料的高速、高效率加入了竞争者的行列。

大约在138亿年前,我们的宇宙在一次大爆炸中诞生,然后一直膨胀到今天。对于宇宙的未来,科学家们一般认为有三种可能性:一是膨胀会慢慢停止,然后整个宇宙再缩回去;一是宇宙会加速膨胀下去,变得越来越大,越来越冷,越来越空;最多的人认为,膨胀会减速,但介于以上二者之间。珀尔马特、施密特和里斯当时也是这样认为的。

据说SCP和High-z这两个小组的竞争非常激烈。这两个研究团队通过寻找遥远空间中爆发的超新星,展开了绘制我们的宇宙“地图”的竞赛。通过确定这些超新星的距离和它们远离我们而去的速度,科学家希望能够揭开宇宙的最终命运。最初,珀尔马特和施密特各自领导的研究小组也以为会发现宇宙膨胀正在减速的迹象,这种减速将决定宇宙会终结于烈火还是寒冰。但到了1997年下半年,这两个相互竞争的研究小组均发现:高红移的超新星比他们原来预期的要暗。如果宇宙膨胀越来越慢的话,超新星应该显得更亮才对。根据哈勃图,这表明宇宙的膨胀是在加速而不是减速。观测结果完全出乎他们的意料,连他们自己一开始都怀疑自己收集的数据。

在科学上,有比较才有鉴别。经过反复检查,1998年1月,两个小组几乎同时公布了自己的观测结果,珀尔马特等人发现了42颗高红移量的Ⅰa型超新星,而施密特等人只观测到16颗,但每颗Ⅰa型超新星的误差要小一些。最终,他们一致得出结论:那些远的Ⅰa型超新星的亮度比按宇宙减速膨胀预期的要暗(即更远),这意味着遥远超新星所在的星系正在以越来越快的速度远离我们,也就是说,宇宙不是在减速膨胀,而是在加速膨胀!

当时担任约翰斯• 霍普金斯大学教授的里斯属于High-z研究团队。里斯从哈佛毕业后,曾经差一点去了珀尔马特的团队做博士后。里斯对媒体说:“这项发现涉及宇宙在加速膨胀,并暗示暗能量存在。我参与到其中,是一场令人难以置信的探险。能够在卓越的研究机构与优秀的同事合作,我感到非常幸运。”布赖恩• 施密特生于美国,现居住在澳大利亚堪培拉,在澳大利亚国立大学主持超新星搜寻小组。他承认,知道获诺贝尔奖消息最初半个小时,自己“确实激动,两腿膝盖发软,一定程度上因为这种(获奖)情形而吃惊。”施密特说他是当晚8时之后才知道消息,电话那头传来的瑞典口音十分真诚。“有点像我第一个孩子出生时的感觉,是一种生命改变的体验。”施密特在接受媒体采访时表示,宇宙加速膨胀的理论一开始受到了不少谨慎的怀疑。“(大家都觉得)引力会减缓宇宙的膨胀,当我们发现相反的事情正在发生时,那真是令人大吃一惊。但是我们越是观察,现象就越明显。”

宇宙加速膨胀这一重要结论一经发表就被美国Science 杂志评选为当年最具突破性的科学发现,很快轰动了科学界!这项成果揭示了暗能量的存在,动摇了宇宙学理论的根基,为人类从整体上研究宇宙提供了新视角,堪称宇宙探索道路上的里程碑。科学家们认为,这是现代宇宙学研究的一项重大突破,甚至由此导致物理学家重新审视物理学的基本概念和原理。鉴于珀尔马特、施密特以及里斯等人对人类认识宇宙的贡献,他们于2006年分享了具有“东方诺贝尔奖”美誉的香港邵逸夫天文学奖;四年后,瑞典皇家科学院将2011年诺贝尔物理学奖授予了他们这三位发现宇宙加速膨胀的学者。

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由超新星的观测发现我们的宇宙在加速膨胀示意图。观测发现那些Ⅰa型超新星的亮度比按宇宙减速膨胀预期的要暗(即更远),这意味着遥远的超新星所在星系正在以越来越快的速度远离我们,也就是说,宇宙是在加速膨胀。

宇宙加速膨胀与暗能量

我们的宇宙在加速膨胀,这是一个令科学界震惊的发现。按照广义相对论理论,如果宇宙由一般的“物质”(包括所谓暗物质)组成,其膨胀会逐渐减速,这是万有引力的作用。但如何解释观测到的宇宙膨胀加速呢?如果只考虑引力,不可能观察到宇宙加速膨胀的现象。科学家认为,宇宙中应存在一种人们现在还不清楚的物质形态,这种物质形态具有负的压强,这种负压强的物质形态能解释我们观测到的这一类超新星以越来越快的速度在远离我们,这种物质形态被称之为暗能量。

暗能量一词据说是美国宇宙学家迈克• 特纳引入的。它实际上也是物质的一种形式,但具有很奇特的性质。比如,它的有效“压强”小于零,这些压强项使时空的弯曲与一般物质造成的时空弯曲相反,因此可以理解成是与万有引力相对的“斥力”,可以导致宇宙加速膨胀。根据对宇宙微波背景辐射以及超新星等实验数据的拟合表明,宇宙中大约69%左右是暗能量,此外还有26%左右是不发光的暗物质,而人们熟悉的普通物质仅占5%。由此可见宇宙学未来研究的重点是目前未知的暗能量和暗物质。就这样,科学家推论出暗能量应当存在。这不仅是天文学,而且是物理学的一个新突破!

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宇宙中的暗能量与暗物质的比例示意图。今天的宇宙由69%的暗能量、26%的暗物质和5%的普通物质组成;我们的身体、我们所用到的一切,我们看到的天上所有的星星,都只属于那5%的宇宙。


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近年曾有科学家提出理论认为,由河外星系超新星观测推测,暗能量的拉力与暗物质的推力之间的竞争始于90亿年前,最终,暗能量逐渐占上风并促使宇宙加速膨胀。

宇宙的膨胀始于138亿年前的大爆炸,但在最初的几十亿年里,宇宙膨胀的速度越来越慢,即减速膨胀。此后,它开始加速膨胀。这种加速被认为是由暗能量驱动的,暗能量起初只占宇宙的一小部分。但是,随着物质在宇宙的膨胀过程中逐渐稀释,暗能量变得越来越显著。宇宙的组成成分,除了暗能量以及人类所处地球这样普通物质以外,还有一个组成部分是暗物质。暗物质是宇宙中另一个迄今未解的谜题。与暗能量一样,暗物质也是不可见的。对于这两种物质,我们只知道它们所发挥的作用(一个是“推”,另一个是“拉”)。名字前面的“暗”字,是它们唯一的共同特征。

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宇宙在加速膨胀示意图

暗能量是近年宇宙学研究的一个里程碑性的重大成果。目前支持暗能量的主要证据有两个。一个就是上述的对遥远的超新星所进行的大量观测表明宇宙在加速膨胀,即星系膨胀的速度并非像哈勃定律描述的那样恒定,而是在不断加速。按照爱因斯坦引力场方程,加速膨胀的现象推论出宇宙中存在着压强为负的“暗能量”。另一个证据来自于近年对微波背景辐射的研究精确地测量出宇宙中物质的总密度。但是,我们知道所有的普通物质与暗物质加起来大约只占其1/3左右,所以仍有约2/3的短缺。这一短缺的物质称为暗能量,其基本特征是具有负压,在宇宙空间中几乎均匀分布或完全不结团。

近年来,尽管宇宙学者在广义相对论框架内,为解释宇宙加速膨胀通常会引入具有负压的暗能量。但是,关于暗能量的研究实际上仍处于起步阶段,其理论模型很多,其中最佳宇宙学常数的冷暗物质模型似乎是最易被人们接受的一种,然而由于其自身面临的一些困难,它距成为一种确定性的暗能量理论还差得很远。

虽然说Ⅰa型超新星的观测揭示了宇宙在加速膨胀,但科学家对于我们的宇宙在很大程度上依然充满未知。人们对暗能量这种新类型物质的探索实际上才刚刚开始。其多种研究理论仅仅是一些猜测和设想,远未形成一个基本合理的解释。科学家们期盼发射新的探测卫星,对于宇宙大尺度空间进行更精确更系统的观测,进一步研究宇宙加速膨胀的规律,确定暗能量的形式和物理特征,不同的暗能量形式将导致非常不同的宇宙膨胀的规律。暗能量对于整个宇宙学乃至物理学而言,无疑将是一场重大的物理学革命。

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在暗能量作用下,宇宙未来的三种命运走向示意图,即其密度随着时间推移而降低,或维持不变,或者增加。总之,在存在暗能量的情况下,宇宙未来命运取决于暗能量的密度和性质,其最终命运可能是无限膨胀,渐缓膨胀趋于稳定,或者是与大爆炸相对的一个“大坍缩大挤压”;或者也可能膨胀不断加速,称为“大撕裂”,即宇宙尺度在有限的时间内膨胀至无限大,物质连接物、原子、分子甚至亚原子粒子都将被撕裂。据有的研究认为此情形可能在未来宇宙年龄220亿年内发生。目前,由于对暗能量的性质缺乏了解,还难以对宇宙的命运做出肯定的预言。

本文选自《现代物理知识》2015年第4期  时光摘编

 楼主| 发表于 2019-1-11 09:36 | 显示全部楼层
本文作者李良教授是中国科普作家协会会员、中国天文学学会会员、北京天文馆《天文爱好者》杂志副编审。
 楼主| 发表于 2019-1-11 09:55 | 显示全部楼层
图片中和哈勃在一起观测的詹姆斯• 金斯须得提一提,他是英国著名物理学家、数学家和天文学家。曾任剑桥大学和美国普林斯顿大学应用数学教授;1907年任皇家学会会员,历任该会秘书、副会长和皇家天文学会会长;1935年起主持皇家学院天文学讲座。金斯早年从事数学和物理学研究,在气体动力学和辐射理论方面有重要贡献。1905年,他修订了英国物理学家J.W.S.瑞利提出的黑体辐射能量随波长分布的公式,后人称之为瑞利-金斯公式。

1914年以后,他的兴趣转向天文学,从理论上发现了著名的金斯不稳定性。在恒星形成过程中,当分子云的热压力不足以抵抗引力时,会在引力的作用下发生塌缩,这一现象称为金斯不稳定性,这个不稳定性判据称为金斯判据。塌缩的临界尺度或最小波长称为金斯波长,对应的由引力不稳定性引起增长扰动的最小质量称为金斯质量,还有金斯密度等。


金斯的著作:
《气体动力学理论》(1904)
《电和磁的数学理论》(1908)
《天体演化学和恒星动力学问题》(1919)
《天文学和天体演化学》(1928)
《环绕我们的宇宙》(1929)
《物理学和哲学》(1942)等



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