互动科普

宇宙的最新地图囊括了巡天观测发现的数十万个星系，而成团的星系是从于由的原始涨落中发展起来的。

 直到1970年代，宇宙学还是一个充满各种猜测却找不到几件过硬事实的科学领域。然而过去20年，涌现的新观测结果和理论，已使其面貌大为改观。宇宙学已经发展成为天体物理学一个严谨的定量研究分支，拥有建立在大量事实基础之上的牢固理论根基。大爆炸模型认为，宇宙是在将近140亿年以前从一种密度极大、温度极髙的状态中膨胀起来的，此模型可以解释一系列的观测结果，包括星系的运动、氢和氨的丰度、宇宙微波背景辐射（CMB）的性质、正在膨胀并冷却的气体的残热等等。

宇宙学家现在可以迈向下一个台阶，把认识宇宙中各种结构的形成作为新目标。若干宇宙测绘工程，例如目前正在进行的斯隆数字化巡天观测（SDSS），绘出了星系的大尺度分布图，而天文学家对这一分布的测量结果同理论预测吻合得非常好。我们现在已经有了一个完整的模型，能够有条理地描述宇宙如何从初期的微弱密度振荡发展成如今这样灿烂多彩的星空。

我们周围的宇宙展示出各种尺度的结构。恒星并不是均匀地散布在空间中，而是成团地聚集成星系。银河系就是一个直径约10万光年的高度扁平的盘状星系，我们的太阳只是银河系数千亿颗恒星中的一员。银河系本身又是无数星系中的一个（可观测到的宇宙中分布着数百亿个星系）。与银河系相邻的大星系中，离我们最近的也在200万光年以外。但星系并不像松饼上的葡萄干那样无规律地随机散布在空间中。大约有5-10%的星系聚集成团，这些星系团在直径为数百万光年的一个区域内可以容纳多达1000个星系。

大多数天文学家以前认为星系团是最大的相关结构。恒星隶属于星系，许多星系隶属于星系团，但星系团似乎没有聚集成更大的天体。这种情况同理论家对大爆炸的认识完全吻合。当爱因斯坦首次把他的广义相对论应用于宇宙时，他曾做了一个引人注目的简化假设：宇宙总的说来是均质的（即不存在大的团块），而且是各向同性的（即在所有方向上看起来全是一样）。他称这一假设为宇宙学原理，这项原理是当代所有科学的宇宙模型的基础。

发现巨大结构

检验上述原理在星系团以外是否适用需要一定的深度感觉。当你把望远镜瞄向夜空时，从目镜中可以看到恒星、行星和星系等。但如果没有其他信息的帮助，你将不能辨别哪些是小而近的天体，哪些是大而远的天休。所幸的是，望远镜可以提供这方面的信息。对于星系来说，关键在于我们生活在一个不断膨胀的宇宙中。星系彼此离开对方而退行；一个星系距我们越远，它离开我们的速度就越快。这一运动表现为星系光谱的红移。星系发出的光子的能量将下降（也就是其波长从蓝端向红端移动），降低的幅度取决于该星系到银河系的距离。研究人员在对距离已知的天体证明了这种关系之后，便可以用它来研究距离未知的天体。他们首先摄取星系的光谱，然后确定其光谱的红移并推算出它们距银河系有多远。

到1970年代后期，望远镜和探测器技术取得的进展，使天文学家能够对星系进行大范围的红移巡天观测，从而绘制出局部宇宙的3维图。我在读大学三年级时，看到了A. Gregory和A. Thompson在Scientific American上发表的一篇文章[参见本刊1982年第7期《超星系团和星系分布中的空洞》一文]，详细介绍了这些最早的3维图中的一部分。作者们提到，若干线索表明爱因斯坦的宇宙学原则可能有错：天文学家发现了远远大于单个星系的相关结构以及直径达好几千万光年的巨大空洞。我被深深地迷住了。我觉得，这种发现宇宙中全新结构的宇宙绘图工作是科学界最诱人的事情之一，而我正是在它的指引之下，开始了今天的研究生涯。

1986年，哈佛-史密森天体物理研究中心（CfA）的Valerie de Lapparent， Margaret J. Geller以及John P. Huchra公布了一幅显示1900个星系的分布图。他们的工作最终发展成一项嚢括1.8万余个星系的巡天观测，这项巡天工程证实，巨大结构不但种类繁多，而且无处不在。同时它还揭示星系的分布呈现出十分明显的泡沫状，也就是星系沿着细丝分布，其间留下了巨大的空洞。星系分布图最显著的特征之一是一种被称为“长城”的结构，该结构从巡天观测区域的一端边缘延伸到另一端边缘，跨越达7亿光年之远。由于这幅图没有显示出“长城”的尽头，因此我们不知道整个结构究竟有多大。

存在着“长城”这样的结构，而且我们还拿不准它有多大，这就使天文学家越发怀疑宇宙学原理可能并不正确，因而膨胀宇宙的根本理论基础或许是有问题的。爱因斯坦错了吗？宇宙总的说来是否并非均质？显然，要想弄清这些问题，我们需要对更大范围的空间区域进行巡天观测。

大爆炸模型认为，现今我们在星系分布中所看到的结构，是从存在于几乎完全平滑的早期宇宙中的微小波动发展起来的。这些初期涨落非常细微，对宇宙微波背景辐射的温度进行的测鼋表明，早期宇宙各个区域之间密度的差异通常只有10万分之一[参见本期《宇宙交响乐》一文]。如果某一空间区域的密度高于平均值，那么它产生的引力就比较大，这样它周围的物质就被吸引到这个区域中来。类似地，一个密度略低于平均值的空间区域将随着时间的推移而逐渐失去其物质。这种引力诱发的失衡过程造成的结果是密度较大的区域最终变成了我们今天观察到的超星系团，而密度较小的区域则变成了巨大的空洞。

冷热暗物质之争

就在早期的红移巡天观测大功告成之际，天文学家意识到他们遇上了一个意想不到的转折：我们在星系中观测到的恒星和气体仅占宇宙所有物质的一个零头（约2%）。其余的物质是通过引力作用间接地暴露出它们的存在的。天文学家提出了各种各样的模甩来描述这些看不见的暗物质。这些模型可以分为两大类，即冷暗物质模型和热暗物质模型，它们的差别对结构的演化至关重要。

冷暗物质模型是美国普林斯顿大学的P. James E. Peebles和其他一些研究人员提出来的。该模型认为，最早形成的结构是星系和星系片断之类的较小天体，随着时间的推移，引力使这些天体聚集起来，形成越来越大的结构。根据这一模型，“长城”形成于比较晚近的时期。俄罗斯国立莫斯科大学的Yakov B. Eel’ dovich及其同事提出的热暗物质说则认为，早期宇宙中暗物质运动得相当快，足以把小尺度上发生的任何成团聚集完全抹平。最早形成的天体是延伸达数千万乃至数亿光年的巨大片状及丝状结构，只是到后来这些结构才解体而形成星系。换句话说，“长城”的年龄相当古老。

因此，下一代巡天观测的任务，不仅是要检验爱因斯坦的宇宙学原理并认证宇宙中的最大结构，而且还要探索暗物质的本质。华盛顿卡内基学会的Stephen A. Shectman及其合作者在1988-1994年曾利用智利拉斯坎帕纳斯天文台的2.5米望远镜进行过这样一次巡天观测[参见本刊1999年第9期《绘制宇宙图》一文]。这次巡天得出了26418个星系红移数据，覆盖的区域远远大于当初CfA的巡天。正如CfA巡天小组的成员Robert P. Kirshner所说，拉斯坎帕纳斯的巡天观测找到了“大的尽头”。这次巡天发现的星系分布与CfA巡天的结果差不多，但是没有探测到比“长城”大得多的结构。爱因斯坦的宇宙学原理看来还是站得住脚：在极其巨大的距离上宇宙是均质的，而且各向同性。

然而，拉斯坎帕纳斯的巡天观测覆盖的范围仍然不够大，不足以得出定论。对于跨越10-20亿光年的空间区域中所发生的情况，这次巡天观测没有为我们提供任何信息。正是在这些最大的尺度上，星系聚集成团的现象最容易从理论上找到解释，但却又最难进行观测与测量。在这样大的空间范围内，星系数目的差异不容易察觉，稍不注意观测样本就会出现误差，选择过程所造成的假象有可能被误认为是星系成团的证据。

例如，天文学家在为某项红移巡天观测挑选星系时，通常会把亮度超过某一给定值的所有星系纳人观测范围。如果他们把天空中某一区域的星系亮度估计得过高，那么观测样本中属于该区域的星系就会过多，造成一种星系聚集成团的假象。因此。决定性的巡天观测不但必须覆盖巨大的空间范围，而且必须经过精细的校准。

晴朗夜空观测忙

1980年代后期，普林斯顿大学的E. Gunn、芝加哥大学的G. Kron和G. York以及其他一些学者开始进行一项合作研究以解决上面提出的问题。也就是说，他们打算测鼉星系在最大的空间区域内的分布情况，同时仔细地控制校准。10年以后，SDSS工程正式上马，这是一项耗资8000万美元、有200余位天文学家参加的合作项目。SDSS拥有一台主镜宽度为2.5米的专用望远镜，该望远镜有两种运行方式。在天空最晴朗的夜晚，它通过一台宽场照相机在5个宽波段上拍下经过仔细校准的夜空照片。此照相机使用电荷耦合器件（CCD），这是一种极为灵敏的电子探测器，其响应的校准精度可以达到1%。

在有月光或少量云层覆盖的夜晚，该望远镜使用两台分光摄像仪来拍摄光谱（从而获得红移数据），一次可同时观测608个天体。它也拍摄32个空白天区的光谱以作为参照。传统望远镜的使用方法是把晚上的时间分成许多段，每段时间里望远镜由一个科研项目支配，但SDSS望远镜则不同，它是专供这个巡天项目使用的，5年的时间里每夜都如此。此次巡天的最终目标是测量100万个星系和类星体红移，目前已差不多进行了一半。作为这个项目的中期报告的内容，我和我的同事不久前完成了对首批20万个有红移的星系的分析。

来自澳大利亚和英国的一批天文学家开展了一个与SDSS齐头并进的巡天项目。他们为3.9米的英澳望远镜建造了一台分光摄像仪，一次可同时测量每边宽两度的视场内的400个天体的光谱（因此这一项目被称为2dF，即“两度视场”）。2dF团队借助于星系表开展巡天观测，而星系表的资料来自已有的经过仔细校准、且经过电子扫描的指影星图。这个历时5年的巡天项目现在已经完成，总共测量了221414个星系的红移。

我们的巡天观测描述了星系的分布。这些观测没有看到构成宇宙质量主体的暗物质。研究人员没有任何理由认为星系的分布与暗物质的分布相同。例如，星系可能多半只在那些暗物质密度高于平均值的区域中形成，天文学家把这一现象称为“偏向”（biasing）。

我和我的同事在分析了先前几代红移巡天资料以后，证明星系和暗物质的分布是密切相关的，但是我们未能把简单的偏向模型与无偏向的情形区別开来。不久前，美国宾夕法尼亚大学的Lida Verde及其同事利用2dF星系红移巡天的资料测量了若千三个一组的星系。结果证明，这些“星系三人帮”的数目与总质量有关（包括暗物质的质量）。研究人员发现，星系的分布实质上是无偏向的，星系的密度场与暗物质的密度场相同，这就意味着星系巡天观测准确地反映了宇宙中物质的总布局。

功率谱的作用

把这番提醒的话说在前头之后，宇宙学家就可以解读星系图了。描述星系成团现象的最有用的统计学工具之一是功率谱。想象你把许多具有一定直径（比如4000万光年）的球随机地摆放在宇宙中，然后统计每个球内的星系数目。由于星系是成团的，因此各个球内的星系数目可能相差悬殊。星系数目的差异可以作为衡量某一尺度上（本例中就是4000万光年）星系分布成团性的一个指标。宇宙学家对各种半径的球重复进行统计和分析，以确定不同尺度上星系分布的成团性。

一个类似的例子是把复杂的声音用各个不同波长的声波分量表示出来。家庭音响系统上的图示均衡器就具有这一功能：它可以显示出波长极长的最低音以及波长较短的最高音等各种成份的音量。一位具有很高音乐修养的人在音乐会现场可以轻易辨别短笛和巴松管的声音。宇宙学家对星系分布所作的分析，与此异曲同工。大尺度和小尺度上结构的相对数量，是宇宙学研究中一项强有力的探索工具。

2dF和SDSS均对功率谱进行了测量，所得结果不谋而合。人们最先注意到的一点是尺度越大，涨落便越弱[见43页图文]。涨落较弱意味着星系的分布非常接近于均匀，这正好是爱因斯坦的宇宙学原理所要求的^

其次，如果把功率谱用对数尺度绘出来，那么它们不呈一条直线。偏离直线证明宇宙的动态特性已随时间而改变。根据其他的观测结果，天文学家断定宇宙的能量密度由物质及一种神秘成分（暗能量）所支配。光子的能量因宇宙膨胀而不断减弱，现在它们对能量密度所起的作用可以忽略不计。然而，如果随时间倒推回去，当宇宙年龄小于7。5万年时，光子曾占据主导地位。在光子大行其道的时候，引力并没有使涨落像今天这样随时间而增强。而这又使得功率谱在最大尺度上（超过120亿光年）表现出不同的特性。

我们可以用这种偏离的确切程度来衡量宇宙中的总物质密度，其结果约为2.5x10-27千克/立方米，与其他测量所得出的数值相吻合。最后，把这些结果综合起来，就有力地表明暗物质全都属于冷暗型。热暗物质将使较小尺度上星系分布的涨落被抹掉，但天文学家并没有观察到这种情况。

我们在大尺度星系分布中所观察到的涨落应该只是早期宇宙涨落的放大版。这些早期涨落直接体现在CMB中，因此我们可以直接比较CMB和星系功率谱。引人入胜的是，这两种方法得出了一致的答案。在接近10亿光年的尺度上，星系密度的涨落幅度为10万分之一，这一结果在外推到现代后，与上述数值惊人地吻合。这使我们有理由相信我们的宇宙学理论（包括大爆炸、引力不稳定性及其他）实际上都是正确的。

大尺度结构研究的前景

SDSS星系巡天工程的主要工作是探查从1亿光年到超过10亿光年等各个尺度上宇宙的结构。为了探查更大尺度上的结构，SDSS准备了另一个辅助的星系样本，由延伸到50亿光年以外的极端明亮星系组成。还有一个样本用于探查遥远类星体光谱中的吸收谱线，这些吸收谱线是类星体的光穿过尚未形成星系的稠密氢气云团后产生的。

借助于这些数据，宇宙学家正在努力使现今以及不太遥远的过去所观测到的宇宙结构，与探查极早期宇宙结构的CMB之间建立起更紧密的联系。特别是，微波背景辐射的功率谱显示出一系列与众不同的峰，它们反映了暗物质和常物质的相对数量。研究人员希望在现今宇宙结构的功率谱中也能找到与之相当的峰。如果他们获得成功，那将进一步证实现今我们所观察到的涨落是直接从早期宇宙的涨落中演化出来的。

跟踪宇宙结构如何随时间演化的另一条途径，是探查更遥远的星系的分布（考察的距离越大，相当于在时间上回溯得越远）。宇宙早期暗物质的成团现象应该比较弱，因为引力不稳定性还没有很多时间来产生作用。但是天文学家用欧洲南方天文台的甚大望远镜（夏威夷）所进行的巡天观测表明，极其遥远的星系的成团程度与现今的星系相比毫不逊色，而且它们也排列成细丝状的泡沫结构，与近邻星系的结构如出一辙。这就有点奇怪了。现今的星系倾向于跟着暗物质。而这些早期的星系则不同，它们的成团现象必定比基础的暗物质显著得多。这种情况为我们了解星系如何形成提供了重要线索。

研究人员现在距完全弄清宇宙结构的演化过程已是近在咫尺了。他们即将洞察宇宙如何从原始等离子体的微小涨落发展成今天我们所看到的明亮星系团。虽说如此，在未来的岁月中他们的工作并不轻松，仍有一大堆问题等着他们去搞清楚。产生微波背景辐射初始涨落的机制究竟是什么？星系究竟是如何形成的？星系为何具有这样的性质？其他途径是否行得通——我们能否想象一个初始涨落幅度比现在这个宇宙大得多或小得多的宇宙？我希望有一位髙中生或者大学生读了本文后会受到启发，立志在将来去攻克这些问题，以及诸如此类的其他重大问题。

[李斌/译 曾少立/校]