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1、窥探宇宙的黑暗时期 翻译谢懿 仰视星空的时候，我经常想，我们人类是不是太专注于自己了?与地球相比，宇宙须要得到更多的关注。作为一个天体物理学家，我的工作就是去思索这些问题，它让我看透了许多事。有些事情本该困扰着我例如，死亡。每个人都会死，但当我纵览宇宙的时候，却感受到了永生。正是因为面对着宇宙宏大的场景，我不再过分关切我个人的命运。 宇宙学家正致力于解决哲学家思索了几个世纪的基本问题，只是我们的探讨是以系统观测和定量方法为基础的。在刚刚过去的那个世纪中，宇宙学家最大的成功或许就是，建立了一个得到大量观测数据支持的宇宙模型。有时，我们并没有正确估量这个模型对社会的价值。当我每天早晨习惯性地翻开报
2、纸，常常会看到为了边疆、领土或者自由而战的长篇累牍的报道，但今日的新闻通常过几天就会被遗忘。但是当你翻开那些长期以来震憾人们心灵的经典，例如圣经，在开篇的章节中会看到什么?你会看到宇宙中的事物光、恒星还有生命，是如何被创建出来的。可见，虽然人类经常专注于世俗的鸡毛蒜皮，但他们对这样的宏观问题也颇感爱好。第一代光源是如何形成的?生命是如何形成的?这浩瀚的宇宙中，我们是不是惟一的智能生物?作为宇宙的公民，尽管我们无法操纵这些过程，但我们仍旧对这些问题特别新奇。要解答这些问题，21世纪的天文学家有着得天独厚的优势。 现代宇宙学之所以是一门实证科学，是因为我们可以精确地看到宇宙的过去。当你站在1米开外
3、，看到镜中反射的影像时，看到的其实是自己6纳秒之前的样子，这6纳秒是光线来回于镜子和你之间的时间。类似地，宇宙学家也不必费心揣测宇宙是怎样演化的，我们通过望远镜就能看到宇宙的历史。从统计学意义上讲，不论朝哪个方向看，宇宙都是完全相同的，所以我们看到的几十亿光年之外的景象，几乎就与那里几十亿年前的样子差不多。 观测宇宙学(observational cosmology)的终极目标是记录宇宙的整个历史，供应宇宙从无形的亚原子粒子到今日的完整图像。我们已经有了宇宙大爆炸之后40万年的快照宇宙微波背景辐射，我们还拍摄到了宇宙诞生10亿年之后单个星系的影像。到2022年前后，美国航空航天局(NASA)安
4、排放射新一代空间望远镜詹姆斯韦伯空间望远镜(JWST)，它可以捕获第一代星系发出的光。理论学家预料，这些星系形成于宇宙诞生之后几亿年。 即使如此，观测到的宇宙历史中还是存在一段空白。在产生微波背景到发出第一缕星光之间，宇宙经验了一段黑暗时期(dark age)，微波背景辐射也无法再标识出此时宇宙中物质的分布。看上去，这是一段冷清而黯淡的时间，一个大爆炸和现今宇宙之间的过场。然而，正是在这个黑暗时期发生了一件重要的事原初的物质演化成现今我们看到的各种各样的天体。在那片无尽的黑暗中，引力正在装配宇宙中的天体。 天文学家面对的状况有点类似于某人的私人相册中只保存了他(或她)还在母亲腹中时的超声波图像
5、，以及一些青少年和成年时期的照片。假如你试图通过这些照片来揣测他(或她)幼年的样子，很有可能谬之千里。儿童并不是胎儿的简洁放大，也不是成人的微缩版本。星系也是如此，它们并不是由微波背景上清楚可辨的物质团块干脆聚集、发育、演化而成的。观测预示，在宇宙的黑暗时期，它经验了一次重大的转变。 目前，天文学家们正在找寻宇宙相册中缺失的照片。这些照片会告知我们，婴儿时期的宇宙是怎样演化的、宇宙中的星系又是如何形成的。10年前，当我起先涉足这一领域时，感爱好的人寥寥无几。现在，它却催生出将来众多的观测安排，并且有望在将来10年中，成为宇宙学最激烈人心的前沿之一。 从离子到离子 宇宙最初是一锅离子汤，冷却之后
6、，质子和电子结合成氢原子，黑暗时期随之驾临。等到黑暗时期即将结束的时候，原子又被拆分成质子和电子。是谁主导着这段从离子到离子的过程? 根据大爆炸理论，早期宇宙充斥着高温等离子体一大锅质子、电子和光子，还有少量其他粒子。自由运动的电子通过被称为“汤姆孙散射”(Thomson scatteringprocess，早期宇宙中充斥的物质在收发辐射之间，得到和失去的能量会变更粒子的状态)的过程与光子相互作用，使物质和辐射紧紧地耦合(couple)在一起。随着宇宙的膨胀，它也渐渐冷却，温度下降到3,000 K时，质子和电子就会组合形成中性氢原子。汤姆孙散射过程到此结束，光子也摆脱了与物质的剧烈纠缠，在宇宙
7、中自由穿梭，变成了微波背景。宇宙膨胀会接着冷却气体，因此，你或许会认为，直到现在，宇宙中的气体依旧是低温柔中性的(这里的中性指的是电中性，例如电子携带负电，质子携带正电，只有两者结合成氢原子时，才是中性的)。 令人惊异的是，事实并非如此。尽管我们四周的世界由原子组成，但在今日的宇宙中，绝大部分一般物质却以等离子体的形式，存在于星系之间的茫茫深空中。对已知最遥远的(因此也是最年老的)类星体、星系以及射线暴所作的光谱观测表明，充满在宇宙中的氢原子在宇宙10亿岁时就被完全电离。3年前，一条激烈人心的线索出现了：当时威尔金森微波各向异性探测器(WMAP)证明，微波背景辐射的确存在些许偏振。中性氢无法使
8、辐射偏振，只有电离的氢才能实现。偏振的程度显示，气体早在大爆炸之后几亿年就被电离了。因此，在黑暗时期结束的时候，原子必定又被打回“原形”，电离成质子和电子。 绝大多数科学家把这一再电离(reionization)的过程与第一代恒星联系起来。电离一个氢原子须要136电子伏特的能量，与一个紫外线光子携带的能量相当。简洁换算一下，电离每千克氢须要大约109焦耳的能量，而相同质量的氢通过核聚变能释放出1015焦耳的能量，看来绰绰有余。假如宇宙中仅有一百零一万分之一的气体在恒星内部发生聚变反应，那么它们产生的能量就足以电离其他全部的气体。另外一些科学家则猜想，掉入黑洞的物质释放出了再电离所需的能量。掉入
9、黑洞的物质每千克能释放出1016焦耳的能量，因此宇宙中只要有十万分之一的气体掉入黑洞，就足以电离其余的氢了。 恒星和黑洞都形成于星系之中，因此，在再电离发生之前，星系必定已经形成。尽管大多数人以为星系就是恒星的集合，但宇宙学家只会简洁地把它们看成巨大的物质团块，而恒星只是其中较晚出现的天体。事实上，星系的绝大部分是由暗物质构成的这是一种看不见的物质，至今人们都不知道它究竟是什么东西。科学家认为，假如宇宙中某个区域的密度略高于四周的平均密度，其中的物质就会在自身的引力作用下聚集起来。尽管这一区域也随着宇宙一起膨胀，但是额外的引力会使膨胀减速、停止，转而坍缩形成一个被引力束缚的天体星系。 根据目前
10、的模型，宇宙1亿岁的时候，矮星系就起先 形成了。随着时间的推移，它们会并合组建成更大的星系。现在的星系，例如我们的银河系，须要101万个这样的矮星系并合而成。在这些初期的星系中，气体冷却、碎裂形成恒星。恒星发出的紫外线进入星系际空间，剥离原子的核外电子，形成一个膨胀的电离气体泡。随着新星系不断形成，越来越多的电离气体泡涌现出来，星系际气体看上去就像一块瑞士奶酪。这些气泡渐渐重叠，最终充溢整个空间。 尽管这些情节看上去特别可信，但仅仅停留在理论学家的脑海中。务实的宇宙学家更希望能在给教科书增加新的章节之前，找到再电离时期的干脆证据。另外，也只有观测才能告知我们，原委是恒星还是黑洞引发了再电离，暗
11、物质究竟有什么性质。但是，假如黑暗时期一片漆黑(至少一起先是黑暗的)，该如何观测这个时期呢? 在黑暗中守望 气体冷却的速度很快，虽然总是有各种过程在其中传递能量，试图维持氢原子温度与背景温度的平衡，但是只要温度稍有差异，人们就能从背景中分辨出气体的位置和状态。 幸运的是，即使低温的氢原子，也可以发出某种形式的光。亚原子粒子具有一种固有的指向，称为“自旋”(spin)，在“上”和“下”两个方向中必居其一。氢原子中，电子和质子的自旋要么指向相同的方向(平行)，要么方向相反(反平行)。在自旋反平行的状况下，原子具有的能量较低。举例来说，假如电子和质子的自旋起先都指向“上”方，然后电子的自旋发生反转指
12、向“下”方，那么原子的能态就会降低，释放出一个波长为21厘米的光子。相反，假如这个原子再汲取一个波长为21厘米的光子，也会使电子自旋向“上”反转。 21厘米光子的能量远小于电子在轨道间跃迁所发出光子的能量。正因为如此，即使在没有恒星发光的状况下，自旋反转过程也能发生。来自微波背景辐射的能量和原子间碰撞的能量足以使电子反转，使氢原子发出微弱的光线。自旋平行原子和反平行原子的相对数量，被定义成气体的自旋温度。自旋温度越高就代表自旋平行的原子越多。 因此，理论表明，黑暗时期可以用3个不同的温度来描述：自旋温度(描述不同自旋态原子的相对数量)、传统意义上的动力学温度(描述原子的运动)以及辐射温度(描述
13、背景光子的能量)。在不同的物理过程中，这3个温度可以互不相同。 在这种奇妙的三足鼎立之下，自旋温度首先和动力学温度保持一样，然后再与辐射温度平衡，最终又再度与动力学温度达到平衡(见73页插图)。当空间膨胀的时候，气体和辐射都会冷却。由于自身的缘由，气体冷却得更快，但是刚起先，形成氢原子时余下的自由电子会抵制这一趋势。这些电子扮演着中间人的角色，把能量从微波背景传递到原子，维持着3个温度的平衡。然而，到大爆炸之后1,000万年，这些电子“失业”了，因为微波背景变得太微弱了。这打破了气体和辐射之间的平衡，气体起先快速冷却。原子碰撞接着促使动力学温度和自旋温度一样。在这个阶段，氢变成了21厘米光子的
14、净汲取体(即汲取的量多过放射的量)，从微波背景中吸取能量，不过这些能量根本不足以复原平衡。 于宙时间线显示 于宙时间线显示 如何在黑暗中观测 在大爆炸之后1亿年，出现了其次次转变。宇宙膨胀使气体密度下跌到肯定的程度，连原子碰撞的频率也下降了，无法维持自旋温度和动力学温度的平衡。于是，自旋试着从微波背景中提取能量。当自旋温度重新和辐射温度相平衡的时候，氢既不是21厘米光子的净汲取体，也不是净放射体。在这个阶段，人们无法从微波背景中甄别出气体。 当第一代恒星和黑洞起先发光时，就发生了第三次转变。恒星和黑洞释放的x射线使动力学温度上升，它们的紫外辐射则会被氢汲取，然后再辐射出来。这样的汲取和再辐射过
15、程会使电子在原子轨道间跃迁，从而平衡自旋温度和动力学温度。当自旋温度上升超过微波背景温度时，氢就会比微波背景更高，因而突显出来。电子自旋方向反转所需的能量远小于电离氢原子所需的能量，因此，在被星系彻底电离之前，氢原子就能发出21厘米辐射。最终当氢被电离时，它会以不同的方式发光，而星系际21厘米辐射则会褪去。 原初断层扫描 世界各地有不少天线阵瞄准了这个时代。探究黑暗时期的宇宙，将帮助科学家进一步了解星系形成的过程。甚至黑洞的隐私。 由于这3种温度此消彼长，所以随着时间和地点的不同，和微波背景相比，21厘厘米辐射也会或明或暗。观测者须要考虑的另一个现象是，宇宙膨胀会拉伸光子的波长。自黑暗时期起先
16、以来，宇宙的尺度已经膨胀了1,000倍，因此那时发出的21厘米光子到达地球时，波长就变成了210米，而黑暗时期结束时发出的光子，波长则会被拉长1米2米，差不多和一个人的身高相当。 这一范围的波长落在电磁波谱的射电波段。运用与电视和无线电通讯类似的低频天线阵，就可以收集这些辐射信号。几个小组正在建立这样的天线阵。澳大利亚西部的密劳拉大视场天线阵(MWA)将在方圆15千米的范围内安置8,000个天线。这个天线阵可以灵敏地接收波长在1米37米的电磁辐射，它的角辨别率精确到几个角分，相当于黑暗时期300万光年的物理尺度。(角辨别率是希望远镜能够辨别的最小角度，1个角分相当于肉眼所见满月直径的130。)
17、还有其他天线阵，比如低频阵(LOFAR)、原始结构望远镜(PaST)以及平方千米天线阵(SKA)。 通过扫描不同的波段，这些天线阵会探测到宇宙历史不同时期的21厘米辐射。综合不同波段的图像，天文学家可以建立一幅中性氢的三维分布图。从这张图上，天文学家可以看到微波背景中只有十万分之一的密度涨落即不同区域的密度差异仅有十万分之一，渐渐增大几个数量级的整个过程。在密度最高的地方，星系就会形成，制造出电离氢气泡。这些气泡将渐渐增大，相互合并，最终清空星系际空间的中性氢(见下页图表)。气泡边缘是清楚还是模糊，这一信息会告知我们，再电离究竟是大质量恒星的贡献还是黑洞的杰作。大质量恒星所释放的能量主要集中在
18、紫外波段，很简单被星系之间的氢原子汲取；而黑洞产生的主要是x射线，可以穿透到气体的深处，因此黑洞产生的气泡边界更为模糊。 21厘米辐射的观测结果所能供应的信息，可能比其他的宇宙学巡天观测，甚至比宇宙微波背景辐射供应的信息更多。首先，由于微波背景辐射产生于某个时间点(宇宙冷却到3,000K时)，所以它的影像是二维的。而上文已经交待过，21厘米辐射的观测结果是三维的。其次，由于宇宙各处的温度存在微小的差异，微波背景辐射在各处的产生先后有别。此时的宇宙经验了一个既不完全透亮，又不完全不透亮的过渡时期，就像一团渐渐散去的雾气在微波背景辐射产生之前，光子与物质牢牢绑在一起，寸步难行，此时的宇宙是完全不透
19、亮的；而在背景辐射产生之后，背景光子就能自由穿行，此时的宇宙是完全透亮的。在这个阶段，先产生的背景辐射会在一小片透亮区域中充满 开来，充分混合匀称，如此一来，精细的结构就从微波背景中被抹去了。简言之，微波背景经验过某种“模糊”处理。相反，当氢原子发出21厘米辐射时，没有什么东西能够阻挡这些光子在空间中的传播，因此21厘米辐射能精确无误地标示出气体的分布。其次，微波背景中只携带了有关物质密度涨落的信息，也就是星系孕育地点的信息，而21厘米辐射的观测结果不但珍藏着星系种子(宇宙初期的小型物质团块)的信息，还包含了星系一旦形成之后，对其四周环境影响的信息。 为了探测21厘米的信号，观测天文学家必需攻
20、克很多难题不仅必需过滤地球上的低频无线电广播，更麻烦的是要应付来自于银河系的前景射电辐射，它的强度是再电离时期信号的1万倍。幸运的是，银河系的射电噪音在略有不同的波段上几乎是相同的，而我们要找的是随着波长改变而涨落的信号，它正好反映了电离气泡的空间结构。这一差异使得抽取信号成为可能。天文学家会对比2l厘米辐射和其他设备(例如JWST)的观测结果。在红外波段中看到的星系，应当会和中性氢中的电离气泡有所关联。 除了上述观测挑战以外，还有很多问题等着理论学家来解决。最重要的是，他们须要进行更大规模的数值模拟，在一个足够大的空间中(直径10亿光年)跟踪物理过程，以获得一个可以从统计学上代表我们宇宙的样
21、本，而且，数值模拟还必需具备足够的精度，来追踪矮星系的形成。另外，数值模拟还必需能够追踪星系发出的致电离辐射在四周气体中的传播，目前，对这一过程的模拟还非常粗陋。或许，在理论学家预言出再电离过程是个什么模样之前，观测天文学家就会先一步观测到它。 观测和理论的结合，有助于解开很多有关星系形成的难解之谜。星系中心的超大质量黑洞就是其中之一。过去10多年来，天文学家意识到，现今宇宙中几乎每个星系(包括我们的银河系)中心都有一个超大质量黑洞。人们认为，星系的并合触发气体间歇式地落向黑洞，从而令黑洞强壮成长。在黑洞的成长时期，吸积气体发出的光亮远远超过星系的其他部分，这就形成了类星体。斯隆数字巡天(SD
22、SS)已经发觉，在宇宙仅有10亿岁时，一些类星体的核心就已经拥有了质量超过10亿个太阳的黑洞。为什么这些超大质量黑洞会出现得如此之早?为什么它们会停止生长? 另一道难题是星系的尺度分布。理论学家信任，再电离时期矮星系产生的紫外辐射会加热宇宙中的气体，进而抑制新的低质量星系的形成。这一抑制过程是如何随着时间消逝而发挥作用的?今日我们观测到的矮星系中，有哪些是在宇宙早期形成的?探讨黑暗时期，我们就能解答包括上述问题在内的许多宇宙谜题。 第13页 共13页第 13 页 共 13 页第 13 页 共 13 页第 13 页 共 13 页第 13 页 共 13 页第 13 页 共 13 页第 13 页 共 13 页第 13 页 共 13 页第 13 页 共 13 页第 13 页 共 13 页第 13 页 共 13 页