超新星最新研究进展和

超新星最新研究进展和“宇宙暗能量”问题质疑 彭秋和 (南京大学天文系) 乛、引言：问题的提出 “宇宙暗能量”问题是自1998年以来天文学(主要是宇宙学分支)和物理学(主要是粒子物理学分支)最为火热的研究课题之一。近十余年来，有关的学术研究论文己超过1万篇。粒子物理学家至今不仅未弄清楚“暗能量”的规律，甚至连这种来自虚无渺茫的“真空”的 “暗能量”究竟是什么 也未明白。这就使得它成为被新闻媒体炒作得几乎人人皆之的自然科学热门话题之一。“物理学新规律”成为某些学者在科学普及讲座中最常用的口头禅。“宇宙暗能量”的这股热浪排山倒海地压倒了科学界与新闻媒体界。可以说，在宇宙学研究中它占据了主导的潮流。 其实，早在1998年以前，在宇宙学研究中就出现了一些难以解释的矛盾。 例如：1）对银河系內某些最年老的恒星，天文学家测定或估算的年龄似乎大于测定的宇宙年龄。有人提出，如果宇宙现阶段是加速膨胀的话，因而，人们通过现有的宇宙膨胀速度计算出来的宇宙年龄就小于宇宙的真实年龄。这样就可以自然地消除了这个矛盾；2）在利用WMAP（Wilkinson Microwave Anisotropy Probe 的缩写）研究宇宙微波背景辐射的各向异性分布（相差的量级为10-5-10-6）时，当人们利用多个理论参量来拟合观测时，存在着一些棘手的困难，于是有人曾提出过如果假设宇宙现阶段正在加速膨胀，资料的拟合似乎较好。 不过，上述两方面研究中提出的设想仅仅是理论上的一种猜想而己。导致 “宇宙加速膨胀”推论的直接关键观测证据是从1998年开始的对于于Ia型超新星(简写为SNIa)的系统观测研究发现的。这直接导致了存在 “宇宙暗能量”的推论。对这个问题感兴趣的朋友可以在网上（网址www.cambridge.org/9780521516006）查询2010年发表的关于“宇宙暗能量”问题的专著: < Dark Energy – Theory and Observations> ，作者为Luca Amendola & Shinji Tsujikawa。 “宇宙暗能量”问题是从 “宇宙现阶段正在加速膨胀”的所谓天文观测现象直接推衍出来的物理结论。这本专著中作者列举了有关于“宇宙加速膨胀”的5种观测证据:1)宇宙年龄同最老的恒星年龄的比较;2)超新星的观测分析;3)宇宙微波背景（CMB）辐射的各向异性分布的分析研究; 4）宇宙早期重子声振荡（BAO）的研究；5）宇宙大尺度结构(LSS)的观测研究。 所谓第一种“证据”只能当作是一个尚未知晓的矛盾。后三种 “证据”都是建立在相当复杂的理论模型基础上，引进了一些拟合参量。而且也利用了某些数值拟合关系式，这必然存在拟合误差。在利用WMAP的观测来拟合这些参量时，这种间接证据的可靠性与误差分析需要严格认真地分析。关于“宇宙加速膨胀”的最严格、可靠的直接的观测证据被认为是Ia型超新星的观测（证据3））。其它的间接证据是难以同它相比较。 本文是根据2009-2010年间Ia型超新星观测和理论研究的最新进展来论证这个所谓 “最严格、可靠的直接的观测证据”是不可靠的。由此出发，“宇宙现阶段正在加速膨胀”和“宇宙暗能量”问题是值得质疑的。 为了分析Ia型超新星观测所推论的“宇宙加速膨胀”的不可靠性，我们首先从遥远天体（包括星系）距离测量的方法与 “标准烛光”说起。 二、标准的距离标：经典造父变星 1912，哈佛大学年轻漂亮的天文观测员Leavitt小姐在整理小麦哲伦(星)云的(7颗)经典造父变星的观测资料时,按它们亮度变化周期(Π) (从长到短)的次序排到时，意外地发现它们的亮度也同样地(从亮到暗)的次序排列，由此她发现了著名的经典造父变星的亮度变化周期和光度之间的关系(简称周光关系)。近年来人们采用的造父变星的周光关系为 (1), 其中, Πd 为造父变星的(视)亮度变化周期(以天为单位。L 为造父变星的光度, L⊙ 为太阳光度(3.81026 焦耳/秒)。后来, 人们通过对遥远距离的星系中的造父变星进行光度测光的细心观测，并利用这个造父变星的周光关系来测定遥远星系的距离。其原理如下： 只要进行的细心测光(现在利用先进的CCD观测)研究，测定造父变星在亮度极大时的视星等（m）就可以利用 M = m + 5 – 5log D(pc) – A + K            (2) 来计算它的在光极大时的绝对星等(M)。式中A为星际(或星系际)消光改正，K为星系红移改正值。 不过，人们通常利用不同的光学波段的滤光片来测定不同颜色的视星等(现在较先进的多色测光是U(紫外星等)、B(兰星等)、V(仿视星等)、R(红)、I(近红外)),然后通过较为复杂的方式求出热改正, 归算到绝对热星等(M热)。只有通过绝对热星等才能从简单关系 来计算恒星的光度。 为了较精确地确定上述经典造父变星周光关系的零点值((1)式右端第二项，现在确定为2.47),人们首先对于一些距离相当近的(银河系内的)经典造父变星,通过利用 “三角视差”方法来高精度地测定它们的距离(近年来Hipparcos 卫星可以相当精确地测定太阳附近几个Kpc内恒星的三角视差，精度高于110-3 角秒)。并通过上述测光方法来确定它们的绝对热星等和光度。再将这些经典造父变星的光变周期和它们的光度进行统计分析，较准确地给出周光关系的斜率和零点。 在这个较精确的周光关系基础上,只要遥远星系中观测发现了这种经典造父变星,就可以根据它的光变周期计算它的光度(和绝对热星等)。反过来，再通过多色测光测定不同颜色的视星等，结合热改正的研究来推算它(以及它的寄宿星系)的距离。正因为如此，经典造父变星曾经被誉为 “量天尺”。 1924年, Hubble 由此观测发现 仙女座大星云(M31)等等都是离我们非常遥远的河外星系。1929年, Hubble惊奇地发现:除了最近的少数几个河外星系外，几乎所有较遥远的河外星系的光谱线全部都呈现向红端位移的现象，而且，距离愈遥远的星系，谱线红移量(z)愈大，几乎与它们的距离成正比。星系光谱线的红移反映了它们正在远离我们运动。所有遥远的河外星系的光谱线全部都在远离我们而运动，而且距离愈远的星系，远离速度愈快 ------ 这表明了宇宙正在膨胀。也就是说，宇宙膨胀是Hubble观测发现的星系距离-星系光谱线红移关系式的这个重大发现的直接天文观测证据。 不过，实际的测光工作是相当复杂的。100年来, 随着天文观测技术的进步，周光关系的零点经历了多次不断地改进, 现在的周光关系零点的数值为2.47。每当周光关系零点值有较大的改进时，所有用此方法测定的河外星系距离也就有较大的变化。例如，在20世纪七十年代以前，人们确定的仙女座大星云(M31)的距离为75万光年。而在七十年代,由于造父变星周光关系零点值的改进,它距离为150万光年,而后再次经过改进，仙女座大星云距离的最新值为220万光年。 此外，经过天文学家在几十年间反复的细心研究，对于在不同方向、不同距离天体位置处的星际和星系际空间的上述消光(主要由星际尘埃与气体造成的)改正已经充分了研究。但是，人们发现在不同光学波段上星际消光改正观测值不同,甚至相差很大。特别是星系际空间,在通常的光学波段上，星系际消光非常严重，甚至可达60%-80% 。只有波长大于2.2μm 的远红外波区，星系际消光低于10%。也就是说，只有远红外波段的观测才相当精确)。 人们普遍认为,对于不是太遥远(红移远低于0.1)星系,只要发现了经典造父变星,是可以利用这个方法较精确地测定星系的距离。精度可达千分之一角秒。可是,由于经典造父变星亮度极大时的绝对星等只有-6m,因而对于红移超过于0.1的极遥远星系, 造父变星难以观测，即使发现，其观测误差也太大，无法由它定距离。由于Ia型超新星光极大时的绝对星等可达-20m 左右, 亮度远远超过了造父变星。于是人们自然地联想到，利用极遥远星系中的Ia型超新星观测来确定这些星系的距离。 三、Ia型超新星作为宇宙“标准烛光”和 “宇宙加速膨胀”的发现 “宇宙暗能量”问题的天文来源的逻辑关系如下: “宇宙暗能量” “宇宙加速膨胀” 遥远(高红移)星系的SNIa观测 + SNIa光极大为标准烛光(关键假设) 我们简短地来讨论这个关键假设。大量的关于Ia型超新星观测资料表明:绝大多数SNIa光极大的绝对星等都相当接近，大约在-20.0 m 到-20.5 m 范围内。于是,人们根据下述SNIa 的 “标准” 爆发图象,猜测并假设所有的Ia型超新星在爆发光极大时的光度(绝对星等)都相同。 SNIa 的 “标准” 爆发图象为:在密近双星系统中，当吸积的白矮星质量增长达到Chandrashkar 极限质量 时, 广义相对论效应(引力明显超过牛顿引力)引起吸积白矮星坍缩。在白矮星坍缩过程中，密度、温度急剧上升。当温度上升到2108K以上时，点燃极其猛烈的爆炸性核燃烧，导致热核爆炸型超新星(SNIa )爆发。基本上整个星体热核爆炸, 全部炸光。中心不遗留致密残骸。爆炸抛射物(最高的初始速度达到(1-2)104 公里/秒)向外扩张逐渐形成星云状的超新星遗迹。SNIa 是宇宙中规模最大的热核爆炸。 天体物理学家迄今也仍然无法从理论上模拟出Ia型超新星和II型超新星的真实爆发过程。虽然如此，由于它的爆发发生在当吸积的白矮星质量增长达到Chandrashkar 极限质量 (1.38M⊙),(按照爱因斯坦的质量-能量关系式)它所具有的总能量为Mchc2 是一个固定值，它爆发时产生的总光学辐射能量和光极大时的光度也很可能是一个常数值。从能量角度来看,这个假设似乎是合理的。直钊2010年夏天以前，上述的“标准” 爆发图象却几乎是天文学界一致共识的。 既然Ia型超新星在爆发的光极大时的光度(绝对热星等)数值是一个固定值，人们只要测定它在光极大时的视亮度(视星等),就可以按照(2)式来计算它的距离。因此，对于极其遥远的高红移星系，人们就把Ia型超新星当作 “标准烛光”、对星系中出现的SNIa进行细致的观测来确定它的寄主星系的距离。 虽然在实际天文观测上,不同的SNIa 在光极大时的绝对星等可以相差(0.5m -1.0m) 以上，人们不顾这个差异，往往采用1993年Philips提出的半经验公式将具体观测到的Ia型超新星光极大时的绝对星等归一化到 “标准烛光”。Phillips 的半经验关系式为 (3) 式中m15 是SNIa 光极大后15天内亮度下降的幅度(视星等的差值)。a和b是两个由统计相关分析确定的参数，由低红移的Ia型超新星定出。这就是超新星中的所谓 “内禀关系”。这个关系只是一种猜测或模型假设，在理论上并未被证明。 1993年Philips的原始论文中只利用了9颗(观测资料比较好的) 低红移(近距离)Ia型超新星的观测来进行统计分析研究。由于这些超新星的寄主星系内没有可以利用的经典造父变星，他只能利用著名的Tully-Fisher统计关系式（旋涡星系面亮度同星系旋转曲线具有良好的统计相关性质, 其误差为±0.3m ）来估计SNIa的寄主星系的距离。 按照Phillips 的半经验关系式,只要先后测量Ia型超新星在光极大时刻和光极大后15天时刻的视星等, 人们就可以由(3)式计算它的峰值(即光极大)的光度。 正是利用这个关系, Riess et al. (1998)和Perlmutter et al. (1999)对高红移的Ia型超新星进行了观测研究，发现宇宙正在加速膨胀，表明宇宙的大量能量以暗能量的形式存在。为了进一步证实他们的惊人发现的真实性, 美国天文学家首先用4m望远镜监测发现超新星。一旦发现，立即用Keck的两个10m反射望远镜精细观测并拍摄它的光谱。可以发现和精细观测非常遥远(Z= 0.3 – 2.0)星系中爆发的SNIa。 由上述方法校准光度并测定距离后，就可以测定宇宙的膨胀是否正在加速。2001-2002年, 美国几个特大型地面望远镜对30多个SNIa (在光极大前开始)进行探测，测定它们的距离，发现目前宇宙正处于加速膨胀阶段。 天文观测发现了宇宙正在加速膨胀, 加速膨胀的能量是什么？从何而来?不知道!没有人能够正面回答这个问题。粒子物理学家猜测它可能是来自谁也说不清楚的 “真空不空”所蕴藏的某种 “暗能量”(Dark energy)。它可能对应于早年(在Hubble红移发现之前)爱因斯坦为了描述一个既不膨胀也不坍塌的和谐宇宙而引入的代表宇宙斥力时宇宙常数项(但其数值太小同现代宇宙学相矛盾)。根据上述的观测数据，人们推算整个现在的宇宙暗能量占70%,而物质所占据的能量只占30%。但物质中可见物质(包括质子、中子、电子组成的所有物质以及辐射场(光子)和中微子)只占15%-20%, 而80%-85%的物质是不可见的、至今仍然不清楚究竟是什么的暗物质。 于是，这项天文观测发现以及 “宇宙暗能量”问题立即成为国际上最为引人注目的爆炸性科学新闻。 附图1就是当年的观测结果。请读者关注附图的下图。图中横坐标为宇宙红移值，纵坐标为距离模数(参阅(2)式)的误差。图中对每个Ia型超新星都标出了误差棒。图中的上、中、下三条曲线分别对应于宇宙加速膨胀、匀速膨胀和减速膨胀。 从该图上可以看出，在所观测的宇宙红移范围内, 宇宙加速膨胀和宇宙匀速膨胀曲线之间距离模数的误差间隔小于0.5m。因此只有当观测的Ia型超新星所确定的距离模数的误差小于0.5m, 上述观测的结果才是可信的。本文后半部分将专门来分析与讨论这个问题。 四、 Ia型超新星研究的最新进展— “标准烛光”的否定 前面描述的有关Ia型超新星爆发图象的标准模型的一个较有力的证据是Riuz-Lapuente 等人在2004年杂志上发表的一篇天文观测论文。这篇论文认为作者们己经找到了1572年爆发的第谷(Tycho)超新星(它是一颗Ia型超新星)爆炸前密近双星系统中的光学主星—Tycho G。作者们根据如下三条理由论证了Tycho G 这个恒星是己经爆炸了白矮星的伴星：1) 它位于Tycho 1572 超新星的遗迹(星云)区域内; 2)它的空间运动速度较高。这可能是当伴星白矮星爆炸导致双星系统解体的反冲使得Tycho G的空间运动速度增高; 3) 光谱观测与分析显示了Tycho G这颗恒星大气中的重金属元素丰度高于一般正常的恒星。很自然的解释是其白矮星伴星在爆炸性核燃烧过程中产生了大量重金属元素,其中一部分流入距离非常近的光学主星上去。 可是，由于近年来天文观测技术和精度的大幅度提高，自2008年以来，情况急剧地出现了意想不到的变化。2008-2009年人们对银河系内最为年轻的两个超新星遗迹Tych(1572)超新星(SNIa)遗迹和Keple(1604)超新星(SNII)遗迹进行了非常细致的观测研究。人们用最先进的微波技术观测发现了这两个超新星爆发的激波在星周物质产生的辐射的回波。再根据超新星遗迹的这种回波来推断超新星爆发的准确地点。 人们在Tych超新星(SNIa)遗迹区域内检查每一颗恒星的空间速度(视向速度与空间自行速度),试图来寻找该SNIa的吸积白矮星的光学伴星。首先，最新的观测发现Tycho G这颗恒星的空间运动速度方向并不来自超新星的爆发地点, 由此排除了Tycho G这颗恒星作为Tych超新星的前身白矮星的伴星。虽然高能物理所卢方军研究员同旅居美国的王青德等人合作，观测发现了伴星外围气体层存在的证据。但是他们仍未能证认出伴星。可以说, 迄今（2011年）尚未成功。 直接否定Ia型超新星爆发图象的标准模型的一个最有力的观测证据是直接测量Tycho超新星的遗迹星云(气体加尘埃)的总质量所获得的意外结果。 当超新星爆发的准确地点确定以后, 可以通过星云物质的膨胀速度来判断它们是否属于这个超新星遗迹。由此, 人们可以测定该星云物质的总质量。如果这个膨胀的星云是SNIa在爆发时由吸积的白矮星爆炸产生的，它们的总质量不应该超过1.38 M⊙。可是，最近天文学家对Tycho超新星遗迹星云的总质量进行了测定,得出了令人惊奇的结果: MSNR>1.8 M⊙。（其实,早在2006年就己经有关于MSNR=1.6 M⊙的报道)。 天文学是以天文观测为主的学科。这个观测结果迫使人们不得不放弃上述的Ia型超新星爆发图象的标准模型，重点转向于“SNIa起源于两个密近白矮星的融合(merge)”的研究。 在本文作者参量的2010年7月19-23日在德国Heidelberg召开的第11届 < Nuclei in the Cosmos > 学术会议上，几个有关的学术报告明确地表达了人们现在对于SNIa起源的看法: 1）SNIa起源于两个密近白矮星的融合 (可能性占70%)；2)白矮星和红巨星组成的共生星(可能性占25%)；3)吸积的单白矮星的爆炸(以前的“标准模型”,可能性只占5%)。 上述SNIa 以及它们的超新星遗迹(SNR)研究的最新进展的必然结论: “SNIa光极大为标准烛光”的假设是没有天体物理根据的，因而是不可靠的。由此，Philips半经验公式将具体观测到的光极大时的绝对星等归一化到 “标准烛光”的方法是靠不住的(它的理论支柱不成立)。建立在Philips半经验公式基础上，导致“宇宙加速膨胀”的遥远(高红移)星系的SNIa观测资料至少需要重新处理与分析，它丧失了“SNIa光极大为标准烛光”的物理基础，因而“宇宙暗能量”问题丧失了直接的天文观测基础。 五、进一步误差分析 有人在辩解中说：我们可以把Philips半经验公式当作是一个数学模型，仍然可以用于实际天文研究。为了进一步探讨这种建立在Philips半经验公式基础上的高红移的SNIa观测研究所推断的“宇宙加速膨胀”的结论是否可靠，有必要进一步进行有关的误差分析。 在高红移处，建立在Philips半经验关系式基础上 (通过确定SNIa超新星极大光度)来推测SNIa超新星距离的方法,它最后(距离模数)的观测总误差至少应该由下述各种测量误差之和组成: （4） 式中mD是(在Philips方法时需要)建立距离标时的误差。不同的距离标方法，其误差不同。例如，利用旋涡星系Tully-Fisher方法来当作距离标时，mD=0.3m, 只有利用造父变星观测束当作距离标(“造父视差”)时，mD 0.06m 。遗憾的是,至少对于红移大于0.1的遥远星系，人们几乎无法利用这种优良的距离标。 这里我要特别强调指出, 最近,在2011年1月13日 发布的科学新闻上(网址:)，刊载了美国的一个研究小组,最近利用NASA 的Spitzer Space Telescope (重点对远红外波段进行观测)观测发现, 一些典型的经典造父变星也正在大量抛射物质，质量损失率较大，因此提出, 由于这种质量演化效应，使得经典造父变星不能作为测定遥远星系距离的标准烛光。因而，该文提出“Cosmoligy Stansard Candle Not So Standard After All”)。这增强了我们的信念：利用经典造父变星作为距离标来推断距离与光度的Ia型超新星是不能完全作为宇宙的标准烛光, 它导致的误差至少mD >0.1m。 式中Mmax(ph) 是指利用Philips方法来获求SNIa在光极大时的绝对星等时所造成的误差。Philips半经验关系式(3)可改写为 (3a) (式中a、b 同(3)式中a、b 的数值相关)。它的观测误差为 (5) 其中，(Δm15)是SNIa超新星在光极大时刻以及15天后两次CCD测光确定的视星等变化时的误差。至少为两次视星等测量误差之和。由于不同的SNIa超新星性质可能不同，而且SNIa超新星的亮度随时间迅速降低，每次视星等的测量误差不可能太小。此外，高红移处的SNIa超新星视星等仍然较暗，视星等的测量误差远大于低红移处的误差。 在高红移处 SNIa超新星的(Δm15)难以低于0.1m。近几年的大量观测与分析工作几乎主要集中在如何降低(Δm15), 力图使它(在I-R波段上)低于0.1m (例如，某个波段上观测误差可能降低到0. 06m) (5)式中的a、b 是利用Philips半经验关系式(3a)对大量近距离(低红移)的Ia型超新星的观测资料进行统计分析来寻求拟合确定参量a、b时带来的误差。 另一个重要问题是热改正的寻求: 对SNIa超新星的观测是利用不同的波段上进行的。现在较为先进的方法是至少利用U,B,V,R,I多色测光观测来确定它们的光变曲线,来测定光极大后15天内亮度下降的视星等Δm15 。因此,在不同波段上, 由Philips半经验公式(3a) 求出的Mmax只是相应波段的绝对星等。而光度对应于绝对热星等, 它们之间的差称为热改正。最近几年的大量观测与分析工作也主要集中在探讨如何利用不同波段的观测来寻求相应的热改正。 它必然也带来观测误差ΔMth。目前，这个问题仍在探讨之中。一般来说,它的误差可能达到0.03m - 0.05m。 Philips假设是说:<大多数SNIa在光极大时刻的绝对星等都相近,可以作为 “标准烛光” >, 认为这是大量SNIa观测资料的统计结论。这里,我们姑且把Philips半经验公式当作一种纯数学模型。但是，既然是大量SNIa观测资料的统计结果，它必然存在内禀的误差M内禀(见(4)式右端第一项)。我们可以用下述方法来寻求这个内禀的误差: 以SNIa在光极大时刻的绝对星等(光度)为横坐标，以具有这个光极大的SNIa超新星数目为纵坐标, 寻求SNIa超新星数目—光极大时刻绝对星等(光度)的统计分布关系图(见附图2)。其峰值为光极大时刻SNIa超新星的最可几光度(绝对星等)。分布曲线的弥散宽度就是Philips半经验关系方法的内禀误差ΔMph。任何建立在Philips半经验关系式基础上来推断SNIa超新星极大光度的方法的最后结果都必须加上这种内禀误差ΔM內禀。