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物理科普文章.docx2011年诺贝尔物理奖--超新星与暗能量的发现
今年的诺贝尔物理奖授予了三位在发现宇宙加速膨胀的研究中做出杰出贡献的学者：Perlmutter, ，由于这项工作无可争辩的巨大重要性，几年来他们一直是获奖的热门人选。 但是，导致宇宙加速膨胀的暗能量是什么仍是一个未解决的问题，而相关的许多理论和观测还处在研究的 前沿，存在许多疑问和争论，诺贝尔奖评委会素有稳重、保守的传统，所以我原以为他们还要再过若干年 才会获奖。因此，作为一名宇宙学研究者，我为他们今年获得这项殊荣感到非常高兴。
Perlmutter, Schmidt和Riess是因为对超新星的研究而获奖的。超新星的概念是1934年由茨维基和 巴德提出的。他们猜测当•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，巴德和茨维基也观测到了一些超新星。后来发现，其实有两种不同的超新星，•种是茨维基最 早提岀的核塌缩超新星，另一种其爆炸机理不同，现在一般认为是白矮星（质量比较低的恒星比如太阳在 燃尽核燃料后就会变成白矮星）从其伴星中吸积物质，到一定程度后发生核爆炸。有趣的是，茨维基和巴 德最早观测到的超新星都是后面这种他们所未曾想到过的类型，被称为la型超新星。
图1：超新星遗迹Cas A]
由于超新星很亮，可以在宇宙中很远的地方看到，因此可用来研究宇宙学。特别是，白矮星有一个质量上 限，称为钱德拉塞卡质量，，白矮星发生超新星爆炸时大多都比较接近这个质量。 既然这时白矮星的质量都差不多，就有理由认为，其爆炸时的亮度可能也差不多。这样，la型超新星就有 可能作为''标准烛光"来使用：假定所有超新星的''绝对亮度"也就是本身的亮度相等，那么根据观测到的一 颗la超新星的视亮度，就可以推测它到我们的距离。另一方面，我们还可以观测到这些超新星的光谱，
从中测出超新星的''红移"。比如，一条原来在615纳米的谱线，经过红移后变为1230纳米，那么我们就 说这个超新星的红移z=l,因为观测到的谱线长度是原来的(1+z)倍。如果我们把测到的超新星的红移和 距离一一对应起来，我们就可以画出所谓哈勃图，不同的宇宙学模型的哈勃图是不一样的，因此用这种办 法，可以测出宇宙到底是什么样的。
24
22
(氐 i)
()
(1. 0)
CalanTFololo (Hamuy el alt AJ. 1996)
20
8
6
4
Supcniova Cosmology Project
(2, 0)
6 4 2 0-2


redshift z


图2:这是Perlmutter等人1998年发表的超新星哈勃图，横坐标是红移，上面一图的纵坐标是星等(越
暗星等越大),几条曲线是不同宇宙学理论的预言。下面图则是与理论的偏离。］
尽管上面叙述的这种办法原则上讲很简单，但实际做起来并不容易。首先是要发现超新星。尽管我们上面 说超新星非常亮，但放在浩瀚的宇宙之中，也只是微弱的•点。下面的图演示了一个超新星的发现图像：
你可以看到，它非常微弱而不起眼，经过两次放大之后也并不容易在图像上看出来。发现它的办法是，把 两个同一天区但在不同时刻拍摄的照片叠放在一起，用后…张减去前一张，从二者之差发现可能变亮的候 选目标。这样找到的候选者还不都是超新星，还有一些别的东西，比如星系中心的活动星系核有时会变亮, 太阳系中的小行星有时会正好飞到这里，等等。在进一步观测排除这些其它东西后，才能找到超新星。这 进一步的观测包括用多次不同时刻的观测得到超新星亮度随时间变化的曲线（光变曲线），以及拍摄超新 星的光谱以测定红移。光谱观测比照相观测更难，往往需要更大的望远镜，而 且需要在超新星最终变暗以 前进行。
Supernova Discovery
Supernova 1998ba Supernova Cosmology Project (Perlmutter Qtal., 1998)
(as sea from Hubble Space Telescope)
(as seen from
telescopes
on Earlh)
3 Weeks Before
Difference
图3: SCP组演示如何通过比较法找超新星的图］
1980年代中期，一些丹麦的天文学家开始试图寻找这些宇宙中的遥远超新星，经过长达2年的搜索，他 们才找到了第1颗超新星，后来他们又发现了 •颗，但终因发现的过少而放弃了。由于很难发现超新星, 再加上对超新星是否真是''标准烛光"持怀疑态度，许多天文学家当时对这类研究抱悲观态度。 也是在这一时期，