圖源：pixabay.com

編者按

自古以來，人類從未停止過探索宇宙的腳步。每當(dāng)抬頭望向那片令康德“震撼心靈的燦爛星空”時(shí)，總能勾起人們對(duì)她的各種思索，這些閃爍著的繁星到底離我們有多遠(yuǎn)(天有多高)？浩瀚的宇宙有多大？如何運(yùn)動(dòng)？幾何形狀又如何？人類在宇宙中又處于一個(gè)怎樣的位置？這些帶有濃厚哲學(xué)色彩的自然科學(xué)問題數(shù)千年來一直吸引著無數(shù)智慧為之灑下汗水，在歡慶“精確宇宙學(xué)”時(shí)代的輝煌成就的今天，卻又驚現(xiàn)“哈勃常數(shù)危機(jī)”的突兀挑戰(zhàn)。實(shí)驗(yàn)物理學(xué)史上從來沒有一個(gè)常數(shù)的測(cè)量像哈勃常數(shù)這樣用時(shí)之長(zhǎng)、困難之大、如此跌宕起伏且挑戰(zhàn)著物理學(xué)大廈的基礎(chǔ)。光學(xué)干涉這一高精度測(cè)量工具乍現(xiàn)或許帶來距離測(cè)量的曙光與新希望，它會(huì)揭示宇宙動(dòng)力學(xué)背后的基本物理嗎？讓我們翹首以盼。

撰文?|?宋盛雨央、上官晉沂、王建民

責(zé)編 | 韓越揚(yáng) 呂浩然

天體距離測(cè)量：宇宙膨脹與加速膨脹

天體距離測(cè)量是天文學(xué)中一項(xiàng)最基本和最難測(cè)量的任務(wù)。在1920年代，雄心勃勃的年輕天文學(xué)家哈勃使用2米口徑的望遠(yuǎn)鏡以造父變星作為“量天尺”，證認(rèn)了銀河系以外的星系，定量詮釋了“天外有天”這個(gè)哲學(xué)色彩濃重的樸素信念，使人類的視野終于跨出自身居住的“銀河系”，也使之成為有堅(jiān)實(shí)科學(xué)觀測(cè)基礎(chǔ)的真理；更令人震撼的是，他還發(fā)現(xiàn)了幾乎所有的星系都正在遠(yuǎn)離我們而去，且遠(yuǎn)離速度和距離成正比，整個(gè)宇宙由此看起來正在膨脹[1]。現(xiàn)稱之為哈勃定律。人類從此終于踏上了探索宇宙的旅程，這一史詩(shī)般壯麗的進(jìn)展被認(rèn)為是上世紀(jì)最偉大的天文發(fā)現(xiàn)。

利用造父變星測(cè)量河外星系距離已歷經(jīng)了長(zhǎng)達(dá)90年之久，其中經(jīng)歷了對(duì)造父變星觀測(cè)性質(zhì)分類、不同波段性質(zhì)差異以及對(duì)金屬豐度的依賴等重要因素的長(zhǎng)期艱苦研究，才使得消光與紅化等若干修正得以不斷提高[2]。著名的“哈勃空間望遠(yuǎn)鏡”其主要任務(wù)就是通過造父變星確定有巨大爭(zhēng)議的“哈勃常數(shù)”。美國(guó)天文學(xué)家W. Freedman領(lǐng)導(dǎo)的團(tuán)隊(duì)經(jīng)過近十年的努力，花費(fèi)了哈勃望遠(yuǎn)鏡大量觀測(cè)時(shí)間，測(cè)量出這個(gè)常數(shù)大約為72kms^-1Mpc^-1(為方便以下敘述省略哈勃常數(shù)單位)，許多悖論得以解釋，使?fàn)幷撻L(zhǎng)達(dá)半個(gè)世紀(jì)之久的難題得以平息。

為了測(cè)量更遙遠(yuǎn)的距離，天文學(xué)家很早就認(rèn)識(shí)到光度更高的Ia型超新星可作為標(biāo)準(zhǔn)燭光，但是成為可靠的測(cè)距工具則歸功于M. Phillips，他于1993年發(fā)現(xiàn)按照光變曲線形狀標(biāo)準(zhǔn)化的經(jīng)驗(yàn)關(guān)系后才使測(cè)量更加遙遠(yuǎn)的宇宙成為可能。終于在1998/1999年天文學(xué)家取得令人驚嘆的觀測(cè)結(jié)果：宇宙正在加速而非減速膨脹！這表明宇宙中存在著某種未知的斥力，現(xiàn)稱之為“暗能量”，推動(dòng)宇宙加速運(yùn)動(dòng)。雖然哈勃定律使愛因斯坦認(rèn)識(shí)到自己“一生中最大的錯(cuò)誤”，但半個(gè)多世紀(jì)后它卻全勝回歸宇宙學(xué)方程，這反映出百年前愛因斯坦對(duì)宇宙的深邃思考。這一重大發(fā)現(xiàn)在13年后獲得了諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)。然而距離測(cè)量因?yàn)樾枰斫獍的芰课锢矶兊酶悠惹?#xff0c;此時(shí)超新星能力有限已難于勝任[3]。哈勃常數(shù)危機(jī)：宇宙學(xué)新紀(jì)元的開始？描述宇宙動(dòng)力學(xué)基本參量是宇宙膨脹率即哈勃常數(shù)H₀，始于哈勃這個(gè)可以通過測(cè)量星系的退行速度與距離之比直接得到。從最初的高達(dá)500，到現(xiàn)在的大約70左右，不同的測(cè)距方法得到有所不同的值。2017年，W. Freedman團(tuán)隊(duì)使用造父變星紅外性質(zhì)測(cè)量精度達(dá)到了空前的2%，人們才相信得到了可靠的測(cè)量。但同時(shí)它又隱約令人不安地感到這個(gè)結(jié)果與微波背景測(cè)量似乎有明顯差別[2]，特別是最近，Riess等[4,5]利用哈勃望遠(yuǎn)鏡測(cè)量了70個(gè)造父變星得到了H₀=74.22±1.82，使之變?yōu)橐粓?chǎng)硝煙彌漫的危機(jī)。

圖1:?左圖著名觀測(cè)宇宙學(xué)家W. Freedman與哈勃常數(shù)測(cè)量(左1、2)[2]。2017年就已出現(xiàn)令人不安的端倪，在隨后兩年突兀成為“哈勃常數(shù)危機(jī)”(右1,2，取自[4])，兩條不同的觀測(cè)宇宙學(xué)之路無緣搭建過河之橋，凸顯測(cè)量基礎(chǔ)的深刻缺陷。然而貫通宇宙之路十分艱難。右圖A. Riess，2011諾獎(jiǎng)獲得者。

?宇宙大爆炸之后殘留輻射形成了如今溫度大約3K的微波背景輻射，它記錄了宇宙從大爆炸僅38萬年之后到現(xiàn)在的整個(gè)演化過程，通過分析宇宙微波背景輻射間接導(dǎo)出H₀。對(duì)宇宙背景輻射近乎完美的測(cè)量使宇宙學(xué)家樂觀地相信已進(jìn)入到“精確宇宙學(xué)時(shí)代”。從90年代的COBE衛(wèi)星、本世紀(jì)初的WMAP，現(xiàn)已收斂到最新的Planck衛(wèi)星[6]測(cè)量結(jié)果H₀=67.4±0.5。令人驚詫的是，它與造父變星測(cè)量結(jié)果相差竟高達(dá)測(cè)量誤差的4.4倍，稱之為“哈勃常數(shù)危機(jī)”[5]！它表明高紅移宇宙演化到本地時(shí)的描述與本地測(cè)量難于一致，立刻成為宇宙學(xué)研究的焦點(diǎn)疑難。這可能是由于測(cè)量時(shí)存在未知的干擾因素，也可能是標(biāo)準(zhǔn)宇宙學(xué)模型以外某些未知物理過程而致，或者經(jīng)典測(cè)距工具難于避免的系統(tǒng)誤差所致，大量研究論文因此井噴式涌現(xiàn)，似乎新物理正在忽隱忽現(xiàn)。“哈勃常數(shù)危機(jī)”與“暗能量本質(zhì)”兩大問題可能有本質(zhì)的聯(lián)系。在這個(gè)危機(jī)時(shí)刻，新“量天尺”應(yīng)該既不依賴于傳統(tǒng)工具需要的消光改正、標(biāo)準(zhǔn)化修正和距離階梯，也不依賴于標(biāo)準(zhǔn)宇宙學(xué)模型，能夠把高低紅移兩端的宇宙膨脹率光滑連在一起。回想起在量子概念誕生之前，德國(guó)物理學(xué)家Kirchhoff等對(duì)黑體輻射曲線的測(cè)量達(dá)到了足夠精確的程度，才使Planck頓生奇想，把輻射兩端和峰值統(tǒng)一解釋，“量子”概念躍然而出。然而，解決“哈勃常數(shù)危機(jī)”的新“量天尺”又在哪里？類星體光學(xué)干涉測(cè)量：精確宇宙學(xué)的迫切呼喚在眾多新的測(cè)距方法中，幾何方法是最直接的，不依賴于望遠(yuǎn)鏡接收到的光子數(shù)，因此無須經(jīng)典方法中的各種修改。如圖2所示簡(jiǎn)單幾何原理，如果我們能夠同時(shí)測(cè)量遙遠(yuǎn)天體的線尺度(ΔR)和張角(ΔΘ)，兩者相除就能直接得到距離D_A=ΔR/ΔΘ。然而，最困難的是找到在宇宙學(xué)尺度上角徑和物理尺度的均可同時(shí)測(cè)量的天體。大角徑的天體，容易測(cè)量角徑但是難以測(cè)量物理尺度；容易測(cè)量物理尺度的天體，現(xiàn)有傳統(tǒng)設(shè)備的空間分辨率難以測(cè)量角徑。在現(xiàn)有已知的天體中，只有類星體最有可能滿足兩方面的要求，ΔR可以在數(shù)月至年的時(shí)間段里通過監(jiān)測(cè)寬發(fā)射線光變而測(cè)量，而隨著具有高空間分辨的光學(xué)干涉測(cè)量技術(shù)成功實(shí)現(xiàn)測(cè)量ΔΘ，使得幾何方法直接測(cè)量宇宙學(xué)距離成為可能。這種方法不需要借助任何已有的距離階梯進(jìn)行絕對(duì)距離定標(biāo)從而又避免一大項(xiàng)誤差，可簡(jiǎn)潔實(shí)現(xiàn)宇宙學(xué)距離的幾何測(cè)量。由于天體紅移(z)十分容易測(cè)量且精度很高，只要測(cè)得D_A，即可從z-D_A關(guān)系實(shí)現(xiàn)揭示宇宙膨脹歷史、測(cè)量膨脹動(dòng)力學(xué)等重大目標(biāo)。?

圖2，左圖：幾何方法測(cè)量距離示意圖。高空間分辨率設(shè)備測(cè)量出ΔΘ，對(duì)應(yīng)的幾何尺度ΔR由反響映射觀測(cè)獨(dú)立測(cè)量。ΔΘ僅能由世界上最大的望遠(yuǎn)鏡VLTI/GRAVITY測(cè)量，ΔR由小望遠(yuǎn)鏡即可方便測(cè)量。因此，這套測(cè)距方案是大-小望遠(yuǎn)鏡的絕妙結(jié)合。正在進(jìn)行中的SARM(SpectroAstrometry Reverberation Mapping)合作就是采用這套測(cè)距方案。右圖：Euclid (c.330-270BC)與幾何學(xué)。

?在過去的十年中，歐洲南方天文臺(tái)和德國(guó)馬克思·普朗克研究所等多家單位耗資近億歐元完成了終端儀器GRAVITY[7]，裝配在甚大望遠(yuǎn)鏡干涉陣(VLTI)上。在近紅外波段實(shí)現(xiàn)了高達(dá)10微角秒的空間分辨率。其首要科學(xué)目標(biāo)是觀測(cè)銀河系中心的超大質(zhì)量黑洞附近的恒星運(yùn)動(dòng)以精確檢驗(yàn)廣義相對(duì)論，已獲得十分豐富的科學(xué)成果。更令人欣慰的是，GRAVITY的科學(xué)能力已超出設(shè)計(jì)者的原定科學(xué)目標(biāo)，將在精確宇宙學(xué)測(cè)量和低頻引力波源物理觀測(cè)中發(fā)揮不可替代的作用。GRAVITY將來自四臺(tái)八米望遠(yuǎn)鏡的光兩兩進(jìn)行干涉，可以同時(shí)得到6個(gè)“基線”的近紅外(2.0至2.5微米)干涉數(shù)據(jù)。當(dāng)兩臺(tái)望遠(yuǎn)鏡將同一天體的光引到一處進(jìn)行干涉時(shí)，在探測(cè)器上會(huì)出現(xiàn)干涉條紋。這是因?yàn)檫b遠(yuǎn)天體的光進(jìn)入兩臺(tái)望遠(yuǎn)鏡到達(dá)探測(cè)器上時(shí)走過的路程不同，即存在光程差。如果光源有一個(gè)微小的位移，干涉條紋也會(huì)在探測(cè)器上移動(dòng)，我們稱為相位變化(0到360度)。如果在探測(cè)器上放一把“尺子”，用它測(cè)量干涉條紋的相位變化，就能計(jì)算光源的微小位移。而干涉條紋對(duì)光源位移的敏感程度，取決于光的波長(zhǎng)和兩臺(tái)望遠(yuǎn)鏡的距離(即基線長(zhǎng)度)。實(shí)際觀測(cè)時(shí)，通過調(diào)整兩臺(tái)望遠(yuǎn)鏡之間的光路補(bǔ)償，可以使得望遠(yuǎn)鏡任意指向的中心處光程差(即相位)為零度，這就標(biāo)定了“尺子”的零點(diǎn)。如果觀測(cè)的天體的相位偏離零度，我們就能計(jì)算出它相對(duì)望遠(yuǎn)鏡指向中心的距離，從而得到天體的準(zhǔn)確位置。在實(shí)際觀測(cè)中，由于大氣的抖動(dòng)和折射，來自天體的光在進(jìn)入兩臺(tái)望遠(yuǎn)鏡之前走的路程就已經(jīng)不同了，而這額外的光程差還會(huì)隨著大氣抖動(dòng)在不斷變化。這就會(huì)導(dǎo)致我們探測(cè)到的干涉條紋在探測(cè)器上快速移動(dòng)。以往的光學(xué)干涉觀測(cè)只能通過快速曝光的方法，在干涉條紋顯著移動(dòng)之前完成一次測(cè)量。大氣抖動(dòng)使干涉條紋顯著移動(dòng)的特征時(shí)常稱為相干時(shí)標(biāo)。波長(zhǎng)越長(zhǎng)的光對(duì)大氣抖動(dòng)越不敏感，相干時(shí)標(biāo)越長(zhǎng)。在可見光波段，相干時(shí)標(biāo)一般短于10毫秒，而在近紅外波段一般短于百毫秒。考慮到天光背景和探測(cè)效率等各種技術(shù)問題，近紅外2.2微米左右是進(jìn)行干涉觀測(cè)的理想波段。對(duì)于明亮的天體，單次曝光時(shí)間短于相干時(shí)標(biāo)就能得到干涉條紋。另一方面，由于探測(cè)器存在噪聲，短暫的曝光限制了測(cè)量那些遙遠(yuǎn)暗弱天體的干涉條紋。

圖3:?德國(guó)馬普地外所著名天文學(xué)家R. Genzel積極倡導(dǎo)建造干涉設(shè)備GRAVITY。中圖為由多臺(tái)望遠(yuǎn)鏡組成的歐洲南方天文臺(tái)VLTI(Very Large Telescope Interferometry)，右圖為測(cè)量較差位相原理。類星體寬線區(qū)的不同云塊產(chǎn)生相位差，因此可測(cè)量電離氣體空間分布和動(dòng)力學(xué)。

由于成功實(shí)現(xiàn)了條紋追蹤技術(shù)，GRAVITY可以快速改正大氣抖動(dòng)造成的光程差，將曝光時(shí)間延長(zhǎng)到了分鐘量級(jí)，從而大大擴(kuò)展了光學(xué)干涉的研究范圍。具體來講，GRAVITY的觀測(cè)需要被研究天體附近有一個(gè)亮星。GRAVITY上的條紋追蹤器對(duì)亮星進(jìn)行快速曝光(比如每毫秒一次)，測(cè)量干涉條紋的位置，估計(jì)出每個(gè)基線上由于大氣抖動(dòng)造成的光程差反饋給儀器，從而使得目標(biāo)天體的干涉條紋在探測(cè)器上得到穩(wěn)定的測(cè)量。由于穩(wěn)定的曝光時(shí)間從百毫秒量級(jí)提高到了分鐘量級(jí)，GRAVITY能測(cè)量比以往設(shè)備暗幾個(gè)數(shù)量級(jí)的天體。條紋追蹤技術(shù)目前要求觀測(cè)對(duì)象與亮星的距離在兩角秒以內(nèi)。在類星體附近通常沒有這樣的亮星，所以觀測(cè)只能使用類星體自己進(jìn)行條紋追蹤。而遙遠(yuǎn)的類星體，即便是最近、最亮的那些也是相對(duì)暗弱的。這就要求觀測(cè)時(shí)的大氣穩(wěn)定性遠(yuǎn)好于甚大望遠(yuǎn)鏡干涉陣觀測(cè)的平均狀況。這樣在觀測(cè)時(shí)，望遠(yuǎn)鏡的自適應(yīng)光學(xué)技術(shù)能將盡可能多的光匯聚到GRAVITY的探測(cè)器上，實(shí)現(xiàn)穩(wěn)定的條紋追蹤。

圖4：左圖為GRAVITY團(tuán)隊(duì)負(fù)責(zé)人馬普地外物理研究所F. Eisenhauer博士，中為動(dòng)畫圖顯示了光源在天上的位置變化反映在探測(cè)器上干涉條紋的移動(dòng)，即相位變化。右動(dòng)圖顯示了大氣抖動(dòng)造成探測(cè)器上相位的快速變化，導(dǎo)致了光學(xué)干涉難以在地面觀測(cè)中實(shí)現(xiàn)。

?在2017—2018年，GRAVITY團(tuán)隊(duì)對(duì)類星體3C 273進(jìn)行了四次觀測(cè)，并成功測(cè)得它的寬線區(qū)張角為46微角秒[8]，這個(gè)尺度相當(dāng)于在地球上看月亮上放著的一個(gè)茶杯！在假設(shè)宇宙學(xué)距離的情況下，GRAVITY團(tuán)隊(duì)根據(jù)測(cè)量的氣體動(dòng)力學(xué)獲得了黑洞質(zhì)量。3C 273是人類發(fā)現(xiàn)的第一顆類星體，在天文學(xué)史上具有令人激動(dòng)的里程碑式重要意義。它是美國(guó)天文學(xué)家M. Schmidt于1963年在Wilson山天文臺(tái)Palomar5米望遠(yuǎn)鏡上完成的[9]。類星體是一類處于劇烈活動(dòng)狀態(tài)的遙遠(yuǎn)星系核心區(qū)域，能譜輻射覆蓋從射電到射線波段，以寬達(dá)數(shù)千公里每秒的輪廓為發(fā)射線特征。標(biāo)準(zhǔn)解釋是，中心處有一個(gè)超大質(zhì)量的黑洞，因吸積周圍的氣體而輻射出巨大的能量，功率達(dá)到10¹⁰-10¹³倍太陽(yáng)光度，輻射分布在各電磁波段。黑洞附近的氣體被其強(qiáng)大的引力勢(shì)控制，圍繞黑洞快速旋轉(zhuǎn)，它們同時(shí)被黑洞吸積釋放的輻射照亮產(chǎn)生發(fā)射線。由于氣體云塊運(yùn)動(dòng)產(chǎn)生的多普勒效應(yīng)，這些發(fā)射線在朝我們的視線方向運(yùn)動(dòng)時(shí)波長(zhǎng)變短(藍(lán)移)，而遠(yuǎn)離我們運(yùn)動(dòng)時(shí)波長(zhǎng)變長(zhǎng)(紅移)。如果在無窮遠(yuǎn)處觀測(cè)輻射區(qū)就出現(xiàn)光譜的寬發(fā)射線。GRAVITY通過干涉能夠測(cè)量不同波長(zhǎng)的光的相位，因而能夠分辨出偏紅云塊和偏藍(lán)云塊在空間上的微小差別，測(cè)出整個(gè)區(qū)域的張角。寬發(fā)射線是所有類星體的共同特征，反響映射容易測(cè)量寬發(fā)射線物理尺度，因而可以幾何法測(cè)量距離。

圖5:?左圖動(dòng)態(tài)顯示了處在黑洞附近寬線區(qū)運(yùn)動(dòng)中的云塊由于多普勒效應(yīng)被觀測(cè)到的譜線會(huì)偏紅或偏藍(lán)。干涉測(cè)量到相位隨波長(zhǎng)變化就可得到寬線區(qū)的角徑(ΔΘ)。右圖是GRAVITY/VLTI實(shí)際測(cè)量結(jié)果[10]。

黑洞吸積的輻射變化較為劇烈，這引起周圍氣體的譜線強(qiáng)度也會(huì)隨之而變。但由于光從黑洞附近傳到周圍氣體需要一定時(shí)間，發(fā)射線光子到達(dá)觀測(cè)者路徑不同與電離源，發(fā)射線的強(qiáng)度變化總是比黑洞吸積輻射連續(xù)譜的變化晚一些。從這一時(shí)間延遲出發(fā)，利用光速不變，就能估計(jì)黑洞到周圍氣體的距離，同時(shí)得到發(fā)射線區(qū)域的動(dòng)力學(xué)和幾何結(jié)構(gòu)。這類通過光譜監(jiān)測(cè)獲得發(fā)射線區(qū)域幾何和動(dòng)力學(xué)方法稱為反響映射[10]。從1980年代開始，天文學(xué)家就開始了對(duì)類星體和鄰近活動(dòng)星系核(AGN)的光譜監(jiān)測(cè)研究，但是由于需要大量觀測(cè)時(shí)間和相對(duì)均勻采樣，在到2013年為止的大約30時(shí)間里，總共成功監(jiān)測(cè)過41個(gè)類星體和活動(dòng)星系核，其中大約10個(gè)左右的目標(biāo)源有較好數(shù)據(jù)，可以得到發(fā)射線區(qū)域的動(dòng)力學(xué)和幾何結(jié)構(gòu)。人們發(fā)現(xiàn)，大部分活動(dòng)星系核具有盤狀結(jié)構(gòu)和維里化動(dòng)力學(xué)的穩(wěn)態(tài)寬線區(qū)，盤狀結(jié)構(gòu)是由于電離氣體具有角動(dòng)量，而其動(dòng)力學(xué)是由于黑洞引力場(chǎng)所控制。由此得到的黑洞質(zhì)量與星系動(dòng)力學(xué)測(cè)量相當(dāng)一致，人們普遍相信反響映射觀測(cè)的確獲得了黑洞周圍物理環(huán)境。對(duì)于光滑對(duì)稱的寬發(fā)射線AGN無論幾何還是結(jié)構(gòu)都較為規(guī)則，處于亞Eddington吸積狀態(tài)時(shí)，寬線區(qū)尺度滿足與光學(xué)光度平方根的標(biāo)度關(guān)系，由此可以方便估計(jì)黑洞質(zhì)量研究黑洞的宇宙學(xué)演化。已由此獲知黑洞質(zhì)量主要是由于吸積。更令人驚喜的是，反向映射與干涉數(shù)據(jù)聯(lián)合在一起可以實(shí)現(xiàn)對(duì)宇宙學(xué)哈勃常數(shù)的精確測(cè)量。事實(shí)上，類星體和活動(dòng)星系核的寬發(fā)射線區(qū)域的大小正好是角徑和物理尺度在現(xiàn)有能力下均可測(cè)量的研究對(duì)象，是實(shí)現(xiàn)幾何測(cè)量宇宙學(xué)的絕好選擇。

圖6:?左上圖，麗江2.4米望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)3C273，通過反響映射測(cè)量寬發(fā)射線輻射區(qū)域物理尺度(ΔR)。輻射區(qū)由大量云塊組成，云塊被中心區(qū)域的光源電離，產(chǎn)生發(fā)射線。由于發(fā)射線光子和連續(xù)譜路徑不同，導(dǎo)致時(shí)間延遲。中小型望遠(yuǎn)鏡非常適合完成這一測(cè)量。右上圖，麗江觀測(cè)3C273光譜。左下麗江2.4米和美國(guó)Bok2.3米望遠(yuǎn)鏡10年監(jiān)測(cè)光變曲線和擬合結(jié)果。右下為黑洞質(zhì)量和距離測(cè)量結(jié)果。

?中國(guó)科學(xué)院云南天文臺(tái)麗江2.4米望遠(yuǎn)鏡于2012年完成光譜儀裝配，之后立即開始對(duì)超Eddington吸積大質(zhì)量黑洞進(jìn)行長(zhǎng)期反響映射觀測(cè)，8年來獲得了大量數(shù)據(jù)發(fā)表了長(zhǎng)篇系列論文，以中國(guó)科學(xué)院高能物理研究所團(tuán)隊(duì)為主獨(dú)立完成了從數(shù)據(jù)處理、物理模型和大規(guī)模模擬計(jì)算的所需軟件。從2009到2018年，麗江2.4米和美國(guó)Arizona大學(xué)Steward天文臺(tái)的Bok 2.3米望遠(yuǎn)鏡對(duì)3C 273進(jìn)行了合計(jì)連續(xù)十年的反響映射觀測(cè)，獲得了氫發(fā)射線和V波段連續(xù)譜的高質(zhì)量光變曲線，并測(cè)得兩者間的延遲為146天，即寬線區(qū)的大小為146光天(0.4光年)[11]。中國(guó)科學(xué)院高能物理研究所團(tuán)隊(duì)隨即提出利用GRAVITY和兩米望遠(yuǎn)鏡測(cè)量?jī)烧邇?yōu)勢(shì)互補(bǔ)的特點(diǎn)，綜合兩套獨(dú)立數(shù)據(jù)聯(lián)合可以有效消除了某些物理量間的簡(jiǎn)并，例如傾角與輻射盤的厚度之間等，使黑洞質(zhì)量測(cè)量精度大幅提高，同時(shí)實(shí)現(xiàn)高質(zhì)量可靠的幾何距離測(cè)量[12]。這是一個(gè)將大小望遠(yuǎn)鏡優(yōu)勢(shì)珠聯(lián)璧合的測(cè)量方案，可謂一箭雙雕。隨后在天津國(guó)家超算中心的巨型計(jì)算機(jī)天河II上進(jìn)行了大規(guī)模計(jì)算，最終測(cè)得3C 273的角距離約為18億光年，黑洞質(zhì)量為6億倍太陽(yáng)質(zhì)量，哈勃常數(shù)為71.5。僅僅借助單個(gè)類星體的觀測(cè)數(shù)據(jù)，哈勃常數(shù)的測(cè)量精度就達(dá)到了16%。這一精度主要受限于GRAVITY位相觀測(cè)，與當(dāng)時(shí)觀測(cè)時(shí)刻的天氣條件密切相關(guān)。如果對(duì)個(gè)類星體使用類似的幾何方法進(jìn)行距離測(cè)量，H₀測(cè)量精度將達(dá)到??。目前大樣本造父變星對(duì)的測(cè)量精度約~2%，根據(jù)GRAVITY現(xiàn)有的觀測(cè)能力，大約有50個(gè)活動(dòng)星系核可以作為GRAVITY—反響映射協(xié)同觀測(cè)目標(biāo)，測(cè)量精度有望好于造父變星樣本測(cè)量。寬發(fā)射線區(qū)域的空間非均勻性對(duì)測(cè)量有一定的影響，但是可以通過檢驗(yàn)RMS譜(Root Mean Square)獲得信息，選擇那些RMS和平均譜相近的類星體即可消除這種影響。目前澳大利亞國(guó)立大學(xué)正與我們合作觀測(cè)南天的GRAVITY目標(biāo)源，在未來幾年內(nèi)有望將哈勃常數(shù)的測(cè)量精度提高到2%左右，為解決“哈勃常數(shù)危機(jī)”將提供獨(dú)立的精確測(cè)量。展望受觀測(cè)成功的鼓舞，GRAVITY團(tuán)隊(duì)正雄心勃勃地進(jìn)行設(shè)備升級(jí)。通過對(duì)甚大望遠(yuǎn)鏡干涉陣的自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)、其探測(cè)器及條紋追蹤器的升級(jí)，GRAVITY+的性能有望實(shí)現(xiàn)兩個(gè)數(shù)量級(jí)的提升。GRAVITY+將會(huì)在四臺(tái)望遠(yuǎn)鏡上實(shí)現(xiàn)對(duì)激光導(dǎo)星的條紋追蹤，將不再要求被觀測(cè)天體附近有亮星或其自身很亮。對(duì)于紅移2-3(500億光年外)的類星體的觀測(cè)將是GRAVITY+的主要目標(biāo)。屆時(shí)，高精度的黑洞質(zhì)量測(cè)量將加神對(duì)超大質(zhì)量黑洞的形成與演化的認(rèn)識(shí)；更重要的是，我們將能對(duì)這些類星體的距離進(jìn)行測(cè)量，建立寬紅移范圍的關(guān)系，直接測(cè)量哈勃參量和宇宙膨歷史，檢驗(yàn)宇宙學(xué)模型(見注)，對(duì)宇宙的幾何結(jié)構(gòu)、暗物質(zhì)和暗能量物理性質(zhì)等都將有突破性認(rèn)識(shí)。這是一個(gè)充滿困惑的“精確宇宙學(xué)”時(shí)代，也是一個(gè)令人著迷和滿懷希望的時(shí)代。正如古希臘的天文學(xué)家埃拉托斯特尼(Eratosthenes)雖未離開過地中海的一角，卻通過太陽(yáng)高度的變化丈量了地球的尺度。我們雖然仍困在太陽(yáng)系的一角，但只要找到合適的方法，洞察微弱的信號(hào)，就能在有限的人生時(shí)間里丈量整個(gè)宇宙，實(shí)現(xiàn)愛因斯坦“宇宙最不可理解之處在于它是可理解的”的宏偉設(shè)想，讓我們樂觀以待。

注：

近年來，還涌現(xiàn)出了其它兩個(gè)很有希望的新工具。利用強(qiáng)引力透鏡的幾何方法測(cè)量了哈勃常數(shù)，但偏離背景輻射測(cè)量更大；此外，引力波的“標(biāo)準(zhǔn)汽笛”方法也有了初步結(jié)果，但面臨一些物理參量簡(jiǎn)并和信號(hào)微弱等困難。期望未來不斷積累事例逐漸縮小其測(cè)量誤差。注意到對(duì)宇宙學(xué)和廣義相對(duì)論的獨(dú)立檢驗(yàn)將極大加深對(duì)宇宙結(jié)構(gòu)形成和演化的認(rèn)知。

參考文獻(xiàn)

[1]Hubble, E. 1929, PNAS, 15, 168

[2]Freedman, W. 2017, Nature Astronomy, 1, 169

[3]Astier, P. et al. 2014, A&A 572, A80

[4]Riess, A. et al. 2019, ApJ, 876, 85

[5]Riess, A., 2019,?Nature?Physics Review, 2, 10,

[6]Planck collaboration, 2018, A&A, arXiv180706209.

[7]GRAVITY Collaboration, et al. 2017, A&A, ?602, A94

[8]GRAVITY?Collaboration,?et al. 2018, Nature, 563, 657

[9]Schmidt, M. 1963, Nature, 197, 1040

[10]Peterson, B. M. 1993, PASP, 105, 247

[11]Zhang, Z.-X. et al. 2019, ApJ, 876, 49

[12]Wang, J.-M.,?et al. 2020, Nature Astronomy, 9,?DOI:?10.1038/s41550-019-0979-5

賽先生

啟蒙·探索·創(chuàng)造如果你擁有一顆好奇心如果你渴求知識(shí)如果你相信世界是可以理解的歡迎關(guān)注我們投稿、授權(quán)等請(qǐng)聯(lián)系saixiansheng@zhishifenzi.com

總結(jié)

以上是生活随笔為你收集整理的科大奥锐干涉法测微小量实验的数据_光学干涉观测精确丈量宇宙 | 赛先生天文...的全部?jī)?nèi)容，希望文章能夠幫你解決所遇到的問題。

如果覺得生活随笔網(wǎng)站內(nèi)容還不錯(cuò)，歡迎將生活随笔推薦給好友。