互动科普

黑洞点亮宇宙？

大爆炸之光闪过后不久，宇宙陷入一片黑暗。大约十亿年后，宇宙又重返光明。

天文学家正在努力解开其中的秘密。

撰文 迈克尔 · D · 勒莫尼克（Michael D. Lemonick） 翻译 李时雨 审校 张同杰

大约在大爆炸之后40万年，膨胀的宇宙冷却至能够最终形成氢原子的状态——称为再复合时刻（recombination）。大爆炸之后的浓雾散去，宇宙持续降温，一切都迅速沉入黑暗之中。在超乎人类想象的绚烂的大爆炸之后，宇宙进入了天文学家称之为“宇宙黑暗时代”（dark ages）的时期。

当时的宇宙确实异常黑暗。即使当第一代恒星开始燃烧，依然毫无变化，因为恒星光谱中最明亮的部分是紫外光，这恰恰是新形成的氢原子气体最容易吸收的波段。宇宙从原初的明亮高温变得黑暗冰冷。

这场“大雾”终将消散，但关于它是如何消散的这一问题，在很长一段时间里都令天文学家百思不得其解。也许是由于后来形成的第一代恒星，它们发出强烈的光，逐渐将氢原子电离——这一过程称为“再电离”（reionization）；还有一种观点认为，热气体陷入巨大的黑洞中时会产生强烈的辐射，辐射中的能量激发了宇宙的再电离。

想要搞清楚再电离是如何发生以及何时发生的，勿庸置疑，关键是要找到宇宙中最古老的天体，并试着弄清楚它们的特性和起源。第一代恒星是什么时候开始形成的？它们是什么形态？单个的恒星是如何聚集形成星系的？为什么几乎每个星系的中心都有一个超大质量黑洞？这些超大质量黑洞又是如何形成的？在从恒星到星系，再到黑洞的形成过程中，再电离在什么时刻发生？这一过程是渐进的还是突然完成的？

自20世纪60年代以来，天体物理学家提出了许多这样的问题。但直到最近，望远镜和计算机模型发展得足够强大，才使我们能够借助它们寻找一些答案：利用计算机模型可以模拟宇宙中第一代恒星的诞生和演化，望远镜则是通过观测大爆炸之后不到五亿年的光——此时的第一代星系正处于婴儿时期——来寻找答案。

超大恒星

大约10年前，天文学家相信，对第一代恒星是怎样诞生的，他们已经有了较深入的了解。在再复合时刻之后不久，充斥在宇宙中的大部分氢原子均匀地散布在宇宙空间。与此相反，暗物质，也就是物理学家认为目前尚未证实的、不可见的粒子，已经开始聚集在一起，形成一团云（即所谓的晕），质量大约为10万个至100万个太阳质量。晕的引力作用吸引着氢原子气体。当气体变得越来越集中时，它们的温度升高，最终被点燃，发出光芒，诞生了宇宙中的第一代恒星。

理论上，第一代巨星——天文学家称之为星族III恒星，应该是能够 “撕碎”氢原子气体，使宇宙发生再电离的。但在很大程度上，这一事件能否发生取决于这些恒星的具体情况。如果它们的亮度不够，或者存在时间不够长，就可能无法完成这项任务。

这些恒星的情况如何，主要取决于它们的大小。10年前，天文学家认为，第一代恒星都是庞然大物，每颗恒星的质量大约是太阳质量的100倍。究其原因，是由于气体在引力的作用下坍缩，温度由此升高。高温会产生辐射压，其作用与引力作用正好相反，这意味着，除非恒星可以散发掉一部分热量，否则坍缩将会停止。第一代恒星大部分由氢元素组成，因此这很不利于热量的散

发。（像太阳这样的恒星含有少量但是很关键的元素，例如氧和碳，这些元素可以起到降温作用。）因此，早期宇宙中的原初恒星会不断积累氢原子气体，但过高的辐射压会阻止它形成致密的核，这就无法触发核聚变反应，无法将恒星周围的很多气体吹散到宇宙空间。因此，恒星只能狼吞虎咽，吸积越来越多的气体，直到形成一个大质量的、弥散的核。

然而，哈佛大学的博士后研究员托马斯·格雷夫（Thomas Greif）说，“事情看起来并非那么简单”。格雷夫构建出了最精密的模型，来模拟早期恒星的形成。最新的模拟不仅包含引力，还有描述当氢原子气体坍缩、受到的压力不断增大时，氢原子气体会有何种反应的方程。事实证明，氢原子气体在坍缩时可以表现出许多不同的方式。在某些情况下，第一代恒星可能是质量数百万倍于太阳的恒星；而在其他情况下，坍缩的氢原子气体也可能裂开，形成数颗质量仅为几十个太阳质量的恒星。

第一代恒星大小不同，寿命也会有很大的不同，因此也意味着再电离的发生时间也可能很不相同。质量在100个太阳以上的巨型恒星是天文学上的“摇滚歌手”：它们生活节奏快，但早早便夭折了。小质量恒星消耗核燃料的速度更慢，这意味着，如果再电离是由恒星引起的，那么这将是一个跨越数亿年的漫长过程。

耀眼的类星体

不论恒星有多大，它们都会在坍缩成黑洞之前，以超新星爆发的形式结束生命。相对于恒星，恒星爆发后产生的黑洞，也许会为再电离的发生提供更多的能量。

黑洞贪得无厌地吞噬着周围的气体，并且当气体落入黑洞之中，会被压缩并加热到数百万度。这个温度实在太高，以至于当大多数气体最终消失于黑洞之中时，还有一些会以喷流的形式回到宇宙空间。喷流会发出极其明亮的光芒，即使横跨半个宇宙仍然可以观测到——我们称这些犹如灯塔一样的天体为类星体（quasar）。

从20世纪60年代到90年代，类星体是探测早期宇宙的唯一“探针”。起初，天文学家根本不知道它们是什么。类星体看起来像邻近的恒星，但有着很大的红移（宇宙膨胀会使天体发出的光波被拉长，由于红光的波长比蓝光的长，因此光谱的谱线会朝红端移动一段距离，被称为红移。天体距离和红移数值之间有着粗略的关联性，红移数值越大，距离越远）。类星体的红移非常大，这表明类星体比我们能够探测到的任何单独的恒星都要远很多，并且超乎想象的明亮。第一个被发现的类星体是3C 273，红移为0.16，这意味着它所发出的光线在宇宙中穿行了20亿年才被我们探测到。

普林斯顿大学的天体物理学家迈克尔·A·施特劳斯（Michael A. Strauss）说，“在那以后，人们很快又发现了红移高达2的类星体”——它的存在时间可能超过100多亿年。1991年，马腾·施密特 （Maarten Schmidt）、詹姆斯·E·冈恩（James E. Gunn）和唐纳德·P·施奈德（Donald P. Schneider）在加利福尼亚州帕洛玛天文台一起发现了红移高达4.9的类星体，也就是说，这个类星体诞生于125亿年前——大爆炸之后的头10亿年。

然而，对红移为4.9的类星体进行分析之后，科学家并没有发现光线被中性氢吸收的证据。显然，在这个类星体的光开始传播之前，宇宙就已经完成了再电离过程了。

20世纪90年代的大部分时间里，人们都没能找到比红移4.9更远的类星体。这并不是因为缺乏强大的设备（哈勃望远镜和夏威夷莫纳克亚山的凯克望远镜在20世纪90年代初期都已投入使用，显著提高了天文学家深度观测宇宙的能力），而是因为类星体是非常罕见的。只有超大质量黑洞中质量最大的那一类才会爆发。从我们的角度来看，除非气体喷流的方向碰巧直接朝向我们，否则我们就探测不到类星体的光。

此外，只有当黑洞处于活跃地吞噬气体的状态时，这些喷流才会出现。对于大部分这类黑洞，其红移值大多位于2~3之间——那时，星系中的气体要比现在多。如果观测比这更早的宇宙，你会发现类星体的数量急剧下降。

直到2000年，斯隆数字巡天（Sloan Digital Sky Survey）项目开始用当时最大的数字探测器对全天大片区域进行巡天，该类星体的记录才真正被打破 （探测器仍由发现红移4.9类星体的冈恩设计，当时他在普林斯顿大学工作）。“斯隆在寻找遥远的类星体时，取得了令人难以置信的成功，”加州理工学院的天文学家理查德·埃利斯 （Richard Ellis）说，“他们发现了四五十个红移超过5.5的类星体。”

但斯隆数字巡天只找到了少数红移在6~6.4之间的类星体，无法探测到更远的类星体，即使红移到了6.4，也没有探测到任何中性氢的迹象。直到莫纳克亚山的UKIRT红外深度巡天（UKIRT Infrared Deep Sky Survey），才发现了一个红移为7.085的类星体，而天文学家也终于在这个类星体的光谱中，发现了氢原子阻碍类星体的光通过的迹象——虽然很少、但很明显的紫外吸收线。这个类星体被命名为ULAS J1120+0641，形成于大爆炸后约7.7亿年，它耀眼的光芒终于让天文学家看到了宇宙再电离过程的冰山一角，但也仅仅是冰山一角，因为即使这个类星体已经非常接近大爆炸的时刻，但在那时，大部分中性氢也已经被破坏了。

事实也可能不是这个样子。或许是因为这个类星体处于一个不寻常的、中性氢留存得很少的区域，而与它处于相似距离的其他类星体，大多数都被更多的中性氢笼罩着。还有一种可能是，类星体ULAS J1120+0641位于中性氢特别密集的区域，而再电离过程基本上已经完成了。如果没有更多的例子，天文学家也无法确定这个类星体处于怎样的一种情形，但要在这个距离找到足够的类星体做可靠的统计分析，几乎是很难实现的。

但不管怎样，对天文学家来说，类星体ULAS J1120+0641都可以告诉他们很多信息。首先，“类星体的数量随距离的增大而急剧减少，从这一点来说，大质量黑洞的辐射不大可能是宇宙再电离的主要能量来源。”另一方面，如果要产生这个类星体，那黑洞的质量得相当于10亿个太阳，才能产生足够强的能量，让我们在这么远的地方能够探测到。“宇宙才形成不久，在如此有限的时间内，这个黑洞是怎么形成并做到使宇宙再电离的，我们简直没办法理解，”埃利斯说。

然而它确实做到了。哈佛大学天文系主任亚伯拉罕·勒布（Abraham Loeb）指出，如果相当于100个太阳质量的第一代恒星在大爆炸之后数亿年坍缩成黑洞，再加上条件合适，它是可以在这个时间内形成类星体的。“但是，黑洞需要一直有‘食物供给’，”他说，很难想象这一点是如何做到的。“它们明亮万分，产生大量的能量把周围的气体吹走。”如果附近没有气体供给，类星体会暂时变暗，让气体再次凝聚，直到类星体再次发光复活——随后，再次吹走气体。“所以存在一个循环的概念，”勒布说，“黑洞只能在一小段时间里成长。”

然而，黑洞也可以相互合并，进而增大，这将加速它们的成长过程。此外，关于恒星大小的最新研究表明，那些最初的黑洞可能不是由100个太阳质量的恒星形成，而是由一百万个太阳质量的恒星形成——2003年，勒布与合作者共同撰写的一篇文章首次提出了这一想法。勒布说，“这已成为流行观点，”也得到了格雷夫等人所做的模拟研究的支持。“这些恒星几乎与整个银河系一样亮，所以原则上，你可以用詹姆斯·韦伯空间望远镜（James Webb Space Telescope）来观测它们，”詹姆斯·韦伯空间望远镜作为哈勃太空望远镜的接班望远镜，目前定于2018年发射。

搜寻遥远的星系

尽管搜寻遥远类星体的研究已经有所减少，但寻找大爆炸之后不久形成的星系开始活跃起来——星系形成时间距离大爆炸越近越好。这类搜寻工作之所以越来越多，最重要的原因可能与名为“哈勃深场”（Hubble Deep Field）的天文图像有关。这幅图像拍摄于1995年，时任空间望远镜科学研究所（Space Telescope Science Institute）所长的罗伯特·威廉姆斯（Robert Williams）利用其办公室特权——“所长自由支配时间”，把哈勃望远镜对准天空中一个明显的空白区域，连续观测了30个小时左右，以探测那里是否有人们未能观测到的暗弱天体。“一些非常严谨的天文学家告诉他，这是在浪费观测时间”，现任所长马特·莫顿（Matt Mountain）回忆说：“他们认为，威廉姆斯不会发现任何东西。”

事实上，哈勃望远镜拍摄到了几千个很小且很暗淡的星系，其中许多星系最后都被证明是我们能观测到的最遥远的星系。后续的深场图像是由哈勃望远镜的新红外宽视场相机3号（Wide Field Camera 3）拍摄的，这一相机是在2009年维修哈勃时安装的，效率是之前相机的35倍，因此它发现了更多的星系。亚利桑那大学的观测者、埃利斯的长期合作伙伴丹尼尔·斯塔克（Daniel Stark）说，“我们一开始找到了四五个红移在7以上的星系，到现在，已经观测到100多个。”埃利斯、斯塔克和几个合作者在2012年的论文中指出，其中一个星系的红移可能至少达到11.9，也就是说，这个星系是在大爆炸4亿年之内形成的。

与红移最高纪录保持者的类星体一样，这些“年轻”的星系可以告诉天文学家，在那段时间，氢原子气体在星际间是如何分布的。当观测者观测星系辐射出的紫外线时，你可能会发现很大一部分紫外线被周围的中性氢吸收掉了。星系形成的时间越晚，氢原子被吸收掉的紫外线就越少，直到在宇宙诞生后大约10亿年，宇宙变得完全透明，氢原子完全被电离，紫外线完全不能被吸收。

简而言之，早期星系的存在不仅为电离辐射提供了能量来源，它们还揭示了宇宙是如何从中性过渡到完全电离的。当科学家探测到这些星系辐射出的紫外线有所缺失时，就像侦探找到了一把还在冒烟的枪，可以推测一定会有一个受害者，科学家也可以推测出一定会有氢原子被电离。但是，这也存在一个问题。如果根据迄今为止发现的红移超过7的100多个星系，来推测整个宇宙的情况，就紫外辐射的总强度而言，其实并不足以电离所有的中性氢。在很短的时间内迅速形成一个超大质量黑洞非常困难，考虑到这一点，那么电离所需的能量也不可能来自黑洞。当然，答案可能并非那么复杂。这些存在于哈勃观测范围边缘的星系，在我们今天看来相当暗弱，但在宇宙初期，它们可能是最明亮的星系。在相同的距离上，必定还存在很多星系，只是因为它们太暗弱，以至于现在的望远镜根本探测不到。如果做出这个合理假设，埃利斯说，“我想大多数人都会认为，在宇宙再电离的过程中，星系确实起到了非常大的作用。”

引力透镜

至于第一代星系在刚刚诞生时是什么样子，以及它们从什么时候开始对氢原子实施电离，“我们还没研究到那一步，”斯塔克承认。“我们观测到的第一代星系相当小，与那些已经被详细研究过的、在大爆炸之后10亿～20亿年形成的星系相比，它们看起来年轻得多。”但这些星系已经拥有多达1亿颗恒星，而修正了红移效应导致的偏差之后，星系中恒星的平均红化程度，比一些非常年轻的星系更严重。斯塔克说，“这些星系中，恒星形成的时间似乎至少有1亿年了。哈勃望远镜已经把我们带到了接近了宇宙诞生之初的地方，让我们可以窥视第一代恒星，而詹姆斯·韦伯空间望远镜投入使用后，会让我们真正看到宇宙诞生之初的情景。”

不过，哈勃望远镜还没有到“退役”的地步。在不能进行长时间曝光的条件下，哈勃望远镜在观测暗弱天体方面确实会遇到极限。但是，宇宙却为我们提供了一个天然透镜，可以提升哈勃望远镜的观测能力。这就是所谓的引力透镜：大质量天体（如星系团）可以弯曲周围的时空，这种扭曲有时会对更远处的天体产生放大效应。

空间望远镜科学研究所的观测者马克·波斯特曼（Marc Postman）说，“特殊情况下，这些星系团可以将自己背后的、极为遥远的天体成倍放大，使其亮度达到放大前的10~20倍。”波斯特曼是哈勃星系团透镜和超新星巡天项目（Cluster Lensing and Supernova Survey with Hubble）的首席研究员，他所领导的项目组利用引力透镜效应，已经鉴别出250个红移在6~8之间的星系，其中一些星系的红移可能会达到11。到目前为止，他们所观测到的结果与其他各种深场巡天得到的结果是一致的。

现在，哈勃望远镜正在观测宇宙更深处：莫顿在他自己的“所长自由支配时间”里，一直致力于一个名为“前沿领域”（Frontier Fields）的新项目。在这个项目中，观测者要在6个超大质量星系团的后方，寻找遥远暗弱星系的放大影像。未来三年里，“我们要用大约140个哈勃轨道时间（每个轨道的有效观测时间约为45分钟）来观测每个星系，这将会让我们有机会探索更深处的宇宙，这是我们以前从未观测过的，”“前沿领域”项目的首席观测者珍妮弗·洛茨（Jennifer Lotz）说。

脉冲搜索

另一种“宇宙灯塔”——伽马射线暴（gamma-ray bursts，又称伽马暴），也可能帮助科学家更好地探索早期宇宙。伽马射线暴是一种在短时间内暴发的高频辐射，暴发方向是随机的。在20世纪60年代首次发现之时，伽马射线暴完全是一个迷。如今，天文学家认为，许多伽马射线暴往往产生于大质量恒星死亡之时：当恒星坍缩，形成黑洞时，它们就会向宇宙喷射伽马射线。

当喷出的伽马射线猛烈冲击周围的气体云时，会激起强烈的可见光和红外光，这种明亮的余辉连普通望远镜都可以探测到。观测的方法是，当轨道中的雨燕卫星（Swift Gamma-Ray Burst Mission，全称伽马射线暴快速反应探测器）探测到伽马射线的闪光后，会将自身搭载的望远镜指向那一点。同时，雨燕卫星会把闪光的位置坐标告知地面观测者。如果望远镜能在闪光消失之前对准这一点，天文学家就可以测量余辉的红移，从而得到伽马射线暴产生处的星系的年龄。

这种方法之所以很有用，是因为与伽马暴相比，宇宙中的其他天体非常暗弱。哈佛大学专门研究伽马射线暴的天体物理学家埃多·伯格（Edo Berger）说，“在最初的几个小时里，它们的光芒可能比星系亮100万倍，比类星体的亮度都要强10~100倍”。哈勃望远镜不需要曝光很长时间，就能够观测到它们。2009年，莫纳克亚山上的望远镜测量到了红移为8.2的伽马射线暴，大约产生于大爆炸之后的6亿年。

伯格说，伽马射线暴是如此明亮，以至于可以观察到红移达15，甚至20的伽马射线暴，也就是说，它们产生于大爆炸之后2亿年内，这个时间非常接近于与第一代恒星发光的时刻。这一推测是合理的，因为这些伽马射线暴，可能正是那些质量非常大的第一代恒星在死亡时产生的。伯格说，我们有理由认为，第一代恒星能够产生能量如此巨大、比迄今发现的其他“同类”都更明亮的伽马射线暴，即使它们的距离更远。

而且伽马射线暴还具有一项优势。类星体只能由存在超大质量黑洞的星系产生；哈勃望远镜能观测到星系，都是最亮的那一小部分星系。伽马射线暴则不同，小星系中也可以产生，并且与大星系产生的伽马射线暴一样强大。换句话说，对于特定时期的宇宙，伽马射线暴是更具代表性的研究样本。

伯格说，不利的一面是，99％的伽马射线暴都是朝向远离地球的方向暴发。其余的伽马射线暴，我们的卫星大概每天能观测到一个，但这些伽马射线暴中，只有一小部分具有较大幅度的红移。因此，想要找到红移较大的伽马射线暴，可能需要十年以上，“雨燕卫星可能无法工作那么长时间”，伯格说。他同时指出，理想情况下，应该要发射继任卫星，然后就可以将伽马射线暴的坐标发送给詹姆斯·韦伯望远镜，或者发送给3个直径在30米这一级别的地面望远镜——这些设备计划于下一个十年初开始运转。这些研究的申请，目前并没有获得美国航空航天局或者欧洲航天局的批准。

不论何种情况，一旦詹姆斯·韦伯望远镜和下一代巨型地面望远镜开始探测工作，类星体搜寻器、星系巡天器以及可在其他电磁波段搜寻伽马射线暴余辉的探测器，将能探测到大量更古老、更暗弱的天体。这些工作将有助于解答，极早期的宇宙到底发生了什么。

与此同时，射电天文学家期待能够利用一些更强大的探测设备，例如澳大利亚默奇森宽场阵列（Murchison Widefield Array）、南非探测再电离时代的精密阵列（Precision Array for Probing the Epoch of Reionization）、分列在这两个国家中的千米平方阵列 （Square Kilometer Array），以及天线分布于几个欧洲国家的低频阵列（Low Frequency Array）等，他们将利用这些设备，努力弄清楚在宇宙诞生10亿年内，中性氢云是如何慢慢消失的。

氢原子本身就会发射射电电波，因此在理论上，天文学家能够探测到不同时期的射线——与地球的距离越远，红移就越大。这样，我们就能获知，随着时间的流逝，氢云逐渐被高能辐射“吞噬”的情景。最后，天文学家还将使用智利沙漠中的大型毫米/亚毫米波阵列（Atacama Large Millimeter/submillimeter Array），搜寻一氧化碳等分子，这些分子代表着星际云的存在，而正是在这些星际云中，诞生了第二代恒星。

1965年，宇宙学家首次发现了来自大爆炸的电磁辐射余波，这让他们下决心去研究，宇宙是如何从诞生走到今天的。目前他们还没有完全弄清楚其中的奥秘，但我们有理由相信，到2025年，距首次发现大爆炸余波60周年之际，最后的空白，将会被我们填补。

本文译者 李时雨是北京师范大学天文系硕士研究生。

本文审校 张同杰是北京师范大学天文系教授，在中国科学院上海天文台获得天体物理学博士学位，研究方向为天体物理与宇宙学。