新浪科技訊北京時間10月8日晚間消息，瑞典皇家科學(xué)院剛剛宣布，2019年度諾貝爾物理學(xué)獎將獎勵“在增進(jìn)我們對宇宙演化，以及地球在宇宙中地位的理解方面所做出的貢獻(xiàn)”。其中一半獎金授予美國普林斯頓大學(xué)的James Peebles，獲獎理由是“對于物理宇宙學(xué)方面的理論發(fā)現(xiàn)?！绷硪话氇劷鹗谟枞鹗咳諆?nèi)瓦大學(xué)的Michel Mayor，以及瑞士日內(nèi)瓦大學(xué)/英國劍橋大學(xué)的Didier Queloz，獲獎理由是“發(fā)現(xiàn)了圍繞其他類太陽恒星運行的系外行星”。
第一部分：物理宇宙學(xué)
▲Peebles和Jer Yu論文中給出的平坦宇宙的功率譜，顯示了聲波峰值
現(xiàn)代宇宙學(xué)揭示了宇宙的歷史，以及宇宙中令人意想不到的物質(zhì)和能量組成部分。與此同時，人們發(fā)現(xiàn)太陽遠(yuǎn)不是銀河系中唯一具有行星的恒星。新的發(fā)現(xiàn)顯示，行星系統(tǒng)具有廣泛的多樣性。在過去的幾十年里，我們對宇宙的理解發(fā)生了深刻的變化，也改變了我們對地球在宇宙中所處地位的看法。今年的諾貝爾物理學(xué)獎關(guān)注的正是這些突破性的發(fā)現(xiàn)。
天文學(xué)家對宇宙微波背景（Cosmic Microwave Background，CMB）中溫度各向異性的測量越來越精確，對宇宙膨脹歷史的研究也更加深入，同時對宇宙大型結(jié)構(gòu)的天文觀測也越來越詳細(xì)，這一切都使宇宙學(xué)發(fā)展成為一門以精確性為標(biāo)志的科學(xué)。
如此令人興奮的發(fā)展之所以成為可能，要感謝過去半個世紀(jì)以來，物理學(xué)家們在宇宙學(xué)理論框架中的突破性發(fā)現(xiàn)。今年的諾貝爾獎得主James Peebles在這個領(lǐng)域做出了開創(chuàng)性的貢獻(xiàn)。他通過詳細(xì)的建模，并利用分析和數(shù)值方法，對宇宙的基本屬性進(jìn)行了探索，發(fā)現(xiàn)了意想不到的新物理學(xué)?，F(xiàn)在，我們有了一個統(tǒng)一的模型，能夠描述宇宙從最初的幾分之一秒到現(xiàn)在以及遙遠(yuǎn)未來的狀態(tài)變化。
▲普朗克衛(wèi)星測量的CMB溫度分布的各向異性情況，聲學(xué)峰值清晰可見
現(xiàn)代宇宙學(xué)建立在愛因斯坦廣義相對論的基礎(chǔ)上，假設(shè)了最初的“大爆炸”時期，當(dāng)時宇宙極其高溫和稠密。大爆炸后不到40萬年，宇宙溫度下降到3000K左右，電子與原子核得以結(jié)合成原子。由于沒有留下任何能輕易與光子相互作用的帶電粒子，當(dāng)時的宇宙對光是透明的。這種輻射現(xiàn)在以宇宙微波背景（CMB）的形式出現(xiàn)。由于宇宙學(xué)上的紅移，CMB的溫度目前只有2.7K——自物質(zhì)和輻射去耦（decoupling）以來，這一系數(shù)降低了約1100倍。在圖1中，CMB的來源可以看成一個屏幕，使我們無法輕易地回溯到大爆炸后幾百萬年以前的時間。
▲CMB中“點”的張角大小是由宇宙的幾何形狀決定的
美國恐怖小說作家埃德加·愛倫·坡是最早提出宇宙始于大爆炸這類觀點的人之一，他在他的散文詩《尤里卡》（Eureka）中描述稱，宇宙是有開端的，以此來解釋為什么夜晚的天空是黑暗的。這一問題后來被稱為奧伯斯佯謬，由德國天文學(xué)家海因里?！ねW伯斯（Heinrich Wilhelm Olbers）于1823年提出，指出若宇宙是穩(wěn)恒態(tài)且無限的話，那晚上應(yīng)該是光亮而不是黑暗的。在《尤里卡》中，愛倫·坡甚至提出宇宙最初是一個“原始粒子”，然后爆炸了。
1922年，俄羅斯數(shù)學(xué)家、宇宙學(xué)家亞歷山大·弗里德曼（Alexander Friedman）利用愛因斯坦新提出的廣義相對論，首次提出了宇宙膨脹的數(shù)學(xué)理論。他在1924年進(jìn)一步發(fā)展了自己的理論。1927年，這些觀點被比利時天主教神父和天文學(xué)家喬治·勒梅特（Georges Lemaitre）重新發(fā)現(xiàn)，他后來提出了“原始原子”的概念。勒梅特還認(rèn)為，星系之間正在相互遠(yuǎn)離，這一點可以用宇宙膨脹來解釋。1924年，瑞典天文學(xué)家克努特·倫德馬克（Knut Lundmark）獲得了類似的觀測結(jié)果，盡管嚴(yán)密性和精確性有所不足。隨著美國天文學(xué)家埃德溫·哈勃（Edwin Hubble）在1929年的觀測，人們普遍接受了宇宙實際上在膨脹的觀點。
通過天文觀測，我們了解到以核子形式存在于恒星、氣體云等結(jié)構(gòu)中的常規(guī)重子物質(zhì)的數(shù)量，不超過目前總能量密度的5%。此外，暗物質(zhì)占宇宙臨界密度的26%。我們也可以稱暗物質(zhì)為看不見的物質(zhì)，因為它既不發(fā)光也不吸收光。到目前為止，天文學(xué)家只能通過暗物質(zhì)的引力效應(yīng)來了解它。
宇宙中最重要的組成部分是宇宙學(xué)常數(shù)，它代表了不受膨脹影響的恒定能量密度。宇宙學(xué)常數(shù)是暗能量的兩種模型之一，“暗能量”一詞也說明了它隨時間和空間變化的可能性。也就是說，暗能量不一定是量子場論中引入的常數(shù)，也不一定與真空能量有關(guān)。觀測結(jié)果表明，暗能量約占宇宙臨界密度的69%。隨著物質(zhì)的其他成分被膨脹稀釋，暗能量將隨著時間變得越來越重要（除非它的能量密度開始下降）。
暗能量可以迫使星系加速遠(yuǎn)離彼此，這一點似乎并不直觀，但卻是暗能量不尋常屬性的直接后果。圖1的右半部分顯示了宇宙加速膨脹的階段，星系的數(shù)量逐漸稀疏。在圖1中，圖中間橘紅色的“火焰”顯示的是大爆炸時期，這暗示著在大爆炸之前，可能還存在一個準(zhǔn)備階段，如膨脹階段。天文學(xué)家假設(shè)存在一個快速加速的膨脹時期，這可以解釋宇宙的幾個特性，比如平坦性。
宇宙的基本組成部分，以及它們之間如何相互作用和演變的方程，構(gòu)成了大爆炸宇宙學(xué)中的索引模型，有時稱為ΛCDM（Λ-冷暗物質(zhì)模型）。其中Λ為宇宙學(xué)常數(shù)，是解釋當(dāng)前宇宙觀測到的加速膨脹的暗能量項；CDM即冷暗物質(zhì)的英文縮寫。這個模型是物理宇宙學(xué)的一次勝利，它系統(tǒng)地將物理定律應(yīng)用于宇宙的演化。該模型最重要的創(chuàng)始人之一便是James Peebles，他出版的三本教科書《物理宇宙學(xué)》（1971）、《宇宙的大尺度結(jié)構(gòu)》（1980）和《物理宇宙學(xué)原理》（1993）已經(jīng)成為該領(lǐng)域重要的參考文獻(xiàn)。
物理宇宙學(xué)的誕生
20世紀(jì)40年代末，拉爾夫·阿爾菲（Ralph Alpher）、羅伯特·赫爾曼（Robert Herman）和喬治·伽莫夫（George Gamow）建立了一個大爆炸的粗略模型。他們工作的一個主要目的是解釋元素的起源。葉夫根尼·利夫希茨（Evgeny Lifshitz）和伽莫夫也在早期嘗試了解星系的形成。伽莫夫使用了由英國物理學(xué)家詹姆斯·金斯（James Jeans）提出的“金斯長度”，這個長度決定了一個物體需要多大的半徑才會在引力作用下坍縮。1948年，伽莫夫提出，只有當(dāng)輻射的密度大致等于物質(zhì)的密度時，宇宙結(jié)構(gòu)才會開始形成，并發(fā)現(xiàn)這種情況應(yīng)該在幾千度的溫度下才會發(fā)生。同年，阿爾菲和赫爾曼提出，目前的宇宙溫度應(yīng)該在5K左右。當(dāng)時只有少數(shù)物理學(xué)家認(rèn)為由此產(chǎn)生的輻射可以被觀測到，安德烈·多羅什克維奇（Andrei Doroshkevich）和伊戈爾·諾維科夫（Igor Novikov）便是其中之二。
1965年春天，宇宙學(xué)發(fā)生了翻天覆地的變化。阿諾德·彭齊亞斯（Arnold Penzias）和羅伯特·威爾遜（Robert Wilson）在5月13日發(fā)表于《天體物理學(xué)快報》（Astrophysical Journal Letters）上的一篇論文中，描述了他們發(fā)現(xiàn)的宇宙背景輻射，后來他們因此獲得了1978年諾貝爾物理學(xué)獎。這一發(fā)現(xiàn)出乎很多人的意料。在與普林斯頓大學(xué)的團(tuán)隊（由Robert Dicke、Peebles、Peter Roll和David Wilkinson組成）聯(lián)系之后，彭齊亞斯和威爾遜才明白了其中的宇宙學(xué)解釋，并在同一卷雜志的另一篇論文（日期是5月7日）進(jìn)行了描述。史蒂文·溫伯格（Steven Weinberg）在《最初的三分鐘》（The First Three Minutes）一書中講述了彭齊亞斯和威爾遜在偶然間接觸到年輕的天體物理學(xué)家Peebles的過程。
雖然Robert Dicke的團(tuán)隊沒有第一個提出宇宙微波背景輻射的存在，但他們的論文更進(jìn)一步，討論了宇宙初始高溫狀態(tài)的原因，這可以解釋宇宙背景輻射。其中的關(guān)鍵在于溫度和物質(zhì)密度之間的聯(lián)系，這決定了氦的產(chǎn)量。物質(zhì)密度很重要，尤其是在溫度下降到足以破壞產(chǎn)生的氘時，并防止其變成氦的時候。宇宙密度越大，氦就越多。Peebles對這些觀點進(jìn)行了詳細(xì)闡述，并由其他作者跟進(jìn)。這種原始核合成理論與過去幾十年的工作有很大不同，當(dāng)時人們認(rèn)為大爆炸也可能產(chǎn)生較重的元素。
早在1965年發(fā)表的里程碑論文中，Peebles等人就基于觀測到的宇宙溫度，討論了宇宙中重子物質(zhì)（即由能參與元素形成的核子組成的物質(zhì)）數(shù)量的限制。這是大爆炸模型的支柱之一。作者們還指出，天文學(xué)家觀測到的實際物質(zhì)量要比預(yù)測的大得多，需要大量的外來物質(zhì)來填補(bǔ)這一空白。
其中一項重要貢獻(xiàn)是Peebles在同一年（1965）發(fā)表的另一篇論文。他于1965年3月8日將其提交給《天體物理學(xué)雜志》（The Astrophysical Journal），于6月1日進(jìn)行了修改，并于11月15日發(fā)表。論文摘要的第一句話寫道：“星系形成的一個關(guān)鍵因素可能是宇宙中黑體輻射的存在?！边@項工作，連同已故俄羅斯宇宙學(xué)家雅可夫·澤爾多維奇（Yakov Zeldovich）所做的貢獻(xiàn)，可以被視為物理宇宙學(xué)的起點。在這個新領(lǐng)域中，物理學(xué)定律適用于整個宇宙。從這一時刻開始，宇宙學(xué)成為了一門精確科學(xué)，而且是發(fā)現(xiàn)新物理學(xué)的工具。
物理宇宙學(xué)逐漸完整
第一個預(yù)測背景輻射各向異性的研究人員是賴納·薩克斯（Rainer Sachs）和阿瑟·沃爾夫（Arthur Wolfe）。他們的概念很簡單：引力勢的變化會影響觀測到的宇宙微波背景輻射的溫度。首先，當(dāng)光子爬出其引力勢時，密度過高的區(qū)域會使其降溫，從而導(dǎo)致溫度的相對下降。其次，當(dāng)我們回溯一個更早、更熱的宇宙時，光子在最后一個散射表面去耦時，發(fā)生了時間膨脹，導(dǎo)致了溫度升高。薩克斯和沃爾夫未能提出一個關(guān)于這些溫度波動如何產(chǎn)生的理論，但他們的工作啟發(fā)了后來者開發(fā)出了新的觀測技術(shù)，發(fā)現(xiàn)了這些變化——稱為薩克斯-沃爾夫效應(yīng)。
薩克斯-沃爾夫效應(yīng)決定了大尺度宇宙微波背景中各向異性的數(shù)量。在小尺度上，物理學(xué)變得更加復(fù)雜。密度的初始波動將導(dǎo)致“聲波”（重子物質(zhì)的規(guī)則周期性密度漲落）在耦合光子和重子的熱等離子體中傳播，從而在CMB中留下印記。Andrei Sakharov第一個討論了聲波的重要性，但只是在沒有光子的冷模型中。早期有類似想法的人還有Peebles和Zeldovich。Joseph Silk在1968年提出了一個重要的大概結(jié)果，當(dāng)時他意識到，CMB各向異性的振幅由于散射而在小尺度上受到了抑制。
通過Rashid Sunyaev和Yakov Zeldovich，以及Peebles和Jer Yu的研究，人們對聲波及其在微波背景輻射功率譜中產(chǎn)生的峰值有了突破性的認(rèn)識。Sunyaev和Zeldovich解釋了聲波峰值背后的物理現(xiàn)象及其周期性。Peebles和Jer Yu則有不同的關(guān)注點，他們使用數(shù)值方法來計算和預(yù)測可測量的參數(shù)。他們在論文中計算出了不同宇宙學(xué)參數(shù)下密度波動的功率譜。特別是，他們提出的聲波峰值曲線（圖3）與普朗克衛(wèi)星40多年后的實際測量（圖4）結(jié)果非常相似。
物理宇宙學(xué)漸趨成熟
研究人員很早就意識到宇宙中可能存在某種未知組成成分。最早的證據(jù)來自Lundmark對于星系中恒星運動的研究?；谒挠^測，他意識到有必要引入相當(dāng)數(shù)量的“Dunkle Materie”，這是德文，意思是“暗物質(zhì)”。數(shù)年后，F(xiàn)ritz Zwicky在研究后發(fā)座星系團(tuán)的運動時，也得到了相同的結(jié)論。
之后，Vera Rubin和Kent Ford以及其他人獲得了星系自轉(zhuǎn)運動曲線。對于這一領(lǐng)域的一項重要貢獻(xiàn)是由Jeremiah Ostriker和Peebles取得的，他們的研究發(fā)現(xiàn)，我們銀河系的銀暈內(nèi)必須含有大量暗物質(zhì)，才有可能確保扁平的銀盤能夠穩(wěn)定存在。這項發(fā)現(xiàn)對于后來的研究是一項重要啟迪。以中微子，或者其他弱相互作用粒子構(gòu)成的暗物質(zhì)幫助促進(jìn)了物質(zhì)的形成，使后者得以在連輻射都還沒有完全解耦的使其便開始聚集。
以光和快速移動中微子形式組成的熱暗物質(zhì)使得結(jié)構(gòu)最先在大尺度上開始形成。不幸的是，這一點與觀測結(jié)果并不吻合，這就導(dǎo)致物理學(xué)家們開始尋求探索其他更加奇異的可能性，并最終被歸類為“溫暗物質(zhì)”。在上世紀(jì)1980年代，宇宙學(xué)出現(xiàn)一次危機(jī)?；陂_放宇宙假說，宇宙密度按照低于臨界密度計算，得到的各向異性數(shù)據(jù)與觀測不符。如果宇宙的確是開放的，那么各向異性應(yīng)該已經(jīng)被發(fā)現(xiàn)了。但是卻并未看到任何這樣的跡象。另一方面，如果普通物質(zhì)的密度接近臨界密度，那么我們根本不可能觀測到我們今天所看到的那些星系，因為它們根本不可能形成。
除此之外，為了讓理論得到的輕元素預(yù)測值準(zhǔn)確，現(xiàn)存的普通物質(zhì)的量不可以超過已經(jīng)被發(fā)現(xiàn)的數(shù)量。Peebles在冷暗物質(zhì)方面的開創(chuàng)性工作就在于，他最早設(shè)想了非相對論性，也因此是冷的暗物質(zhì)，以及他在結(jié)構(gòu)形成方面的作用。通過引入非相對論性粒子構(gòu)成的冷暗物質(zhì)模型，他成功將CMB中的各向異性應(yīng)用于解釋宇宙中的大尺度結(jié)構(gòu)。尤其，在他1982年發(fā)表的文章里，Peebles對溫度各向異性做了預(yù)測，并在數(shù)年后得到了COBE衛(wèi)星的觀測證實。在1980年代中期，這一理論由其他科學(xué)家做了進(jìn)一步的發(fā)展和豐富。
1984年，Peebles采取了下一個關(guān)鍵步驟，他重新引入了此前已經(jīng)被拋棄的宇宙常數(shù)。在過去的半個世紀(jì)里，大多數(shù)理論學(xué)家都認(rèn)為這個參數(shù)是多余的，但Peebles認(rèn)為它在宇宙結(jié)構(gòu)形成方面是有意義的。當(dāng)時Peebles是受到了宇宙暴漲理論，以及該理論導(dǎo)出的宇宙臨界密度，以及平直性等相關(guān)思想的啟發(fā)。
由于實際測量到的物質(zhì)密度遠(yuǎn)小于宇宙達(dá)到平直性所需的門檻，宇宙常數(shù)的引入或許可以些許彌補(bǔ)這一赤字。盡管也有其他一些研究簡單提到了宇宙常數(shù)問題，但是只有當(dāng)該理論與Peebles在1984年引入的冷暗物質(zhì)理論相結(jié)合時，結(jié)構(gòu)形成問題才能得到很好的解釋。宇宙常數(shù)的引入將起到幫助作用的問題還有其他，比如說所謂的“年齡問題”，簡單說就是宇宙中一些恒星的年齡估算值超過宇宙年齡的現(xiàn)象。如果宇宙是平直的，那么它將會逐漸減速，幾乎是愛因斯坦靜態(tài)宇宙論的蒼白重復(fù)。
因此，假定將暗能量的問題忽略，那么宇宙的估算年齡將會更大。到1984年時，宇宙標(biāo)準(zhǔn)模型中所需的所有組成部分都已經(jīng)到齊了，其背后正是Peebles所發(fā)表的兩篇關(guān)鍵性論文的結(jié)合。他所取得的這些突破，比觀測宇宙學(xué)決定性地確認(rèn)宇宙存在加速膨脹現(xiàn)象早了10年以上，也比溫伯格基于人擇原理闡述的相關(guān)論述要早5年左右。
利用星系的存在這一事實作為約束條件，溫伯格認(rèn)為，宇宙常數(shù)的值最有可能和接近或小于來自其他物質(zhì)成分的貢獻(xiàn)。在1990年代中期，有必要引入宇宙常數(shù)的證據(jù)變得越來越強(qiáng)烈。1995年，Jeremiah Ostriker和Paul Steinhardt引入了“一致宇宙學(xué)”的概念，用于總結(jié)如何將宇宙學(xué)各部分的“拼版”組合到一起。當(dāng)時，在觀測宇宙學(xué)領(lǐng)域取得了兩項重要發(fā)現(xiàn)。
1992年，CMB中難以察覺的各向異性終于被COBE衛(wèi)星首次觀測到，也因此，John Mather和George Smoot兩人被授予了2006年諾貝爾物理學(xué)獎。1998年，宇宙加速膨脹現(xiàn)象被發(fā)現(xiàn)，當(dāng)時用的方法是利用亮熱核超新星作為距離測量標(biāo)定，也因此，Saul Perlmutter，Brian Schmidt和Adam Riess被授予了2011年的諾貝爾物理學(xué)獎。
更多觀測證據(jù)
大約是本世紀(jì)初，觀測宇宙學(xué)經(jīng)歷了一場深刻變革。地基和搭載在氣球上實施的實驗，比如TOCO，以及BOOMERanG，以及Maxima等實驗，在角分辨率上實現(xiàn)了大的提升，從而在CMB能譜中辨認(rèn)出首個聲學(xué)峰值，從而提供了宇宙平直性的首個觀測證據(jù)。
這些實驗觀測的僅僅是天空中的一小部分，直到2001年威爾金森各向異性探測器（WMAP）的發(fā)射，開始進(jìn)行對全天CMB各向異性的觀測。這項為期9年的觀測任務(wù)革命性的提升了對于早期宇宙的測量精度，也讓宇宙學(xué)標(biāo)準(zhǔn)模型經(jīng)受了一次嚴(yán)苛的檢驗。溫度強(qiáng)度分布圖和偏振測量被用于精確測算重子物質(zhì)，暗物質(zhì)以及暗能量各自所占的比重，以及宇宙的整體幾何學(xué)形狀。
除此之外，這些數(shù)據(jù)對于限定中微子總質(zhì)量，并且驗證了暴漲理論給出的，除了平直性之外的一項關(guān)鍵性預(yù)測，即大尺度上溫度震蕩要比小尺度上的相應(yīng)震蕩要稍稍更明顯一些。2009年升空的普朗克衛(wèi)星在太空持續(xù)運行了4.5年，它將觀測宇宙學(xué)的精度再次提升到了一個嶄新高度。普朗克衛(wèi)星有9個工作頻率，其角分辨率可以達(dá)到10角分，而溫度分辨率更是可以高達(dá)100萬分之一。這顆衛(wèi)星對宇宙標(biāo)準(zhǔn)模型中的所有參數(shù)都進(jìn)行了精度前所未有的測定。
這些精準(zhǔn)的數(shù)值是從圖4所示的能譜中提取出來的。比如說，我們現(xiàn)在知道宇宙的年齡大約是138億年，誤差小于1%。對于宇宙的成分密度，也進(jìn)行了精度相近的測量。當(dāng)將這些測量數(shù)據(jù)與超新星，以及大尺度結(jié)構(gòu)觀測結(jié)果相互結(jié)合相互印證時，暗能量隨時間演變的估算誤差將會被大大限定，也因此，宇宙常數(shù)Λ的測定是具有非常堅實的觀測基礎(chǔ)的。相似的，暗物質(zhì)的統(tǒng)計證據(jù)超過了100個標(biāo)準(zhǔn)差，這是物理宇宙學(xué)的一項重要勝利。
關(guān)于聲學(xué)峰值的物理學(xué)總結(jié)
在仔細(xì)審閱圖4中的聲學(xué)峰，尤其是前三個峰值之后，現(xiàn)代宇宙學(xué)的所有關(guān)鍵元素都將顯現(xiàn)。正如我們所見的那樣，這些峰值的結(jié)構(gòu)細(xì)節(jié)取決于組成宇宙的物理成分。這一結(jié)構(gòu)的張角大小，尤其是第一個峰值出現(xiàn)的位置，是由宇宙的幾何形狀決定的。正如圖5中所顯示的那樣，如果宇宙擁有正曲率，則CMB中的“點”看上去將會更大一些，類似一個球體，而如果曲率為負(fù)，那么看上去則會顯得小一些，類似一個馬鞍。而實際的觀測結(jié)果顯示，我們所處的宇宙似乎相當(dāng)平直，其密度參數(shù)接近臨界值。
第一個出現(xiàn)的峰值，以及所有異常峰值，都是重子物質(zhì)向引力勢井中跌落所產(chǎn)生的。偶數(shù)數(shù)量的峰值對應(yīng)于輻射被反彈回來時所產(chǎn)生的減壓效應(yīng)。重子物質(zhì)越多，其墜入引力勢井的深度就越深，相應(yīng)的，第一個峰值相較于第二個也就要愈發(fā)明顯得多。而第一個和第二個峰值之間差異程度暗示，重子物質(zhì)大約只占到宇宙密度的5%左右。較高的峰值對應(yīng)于更多的震蕩，也相當(dāng)于回溯到更早的時間，那時候輻射占據(jù)有更加關(guān)鍵的作用。
尤其是，第三個峰值對應(yīng)的是減壓之后的再次壓縮，緊隨其后的是另一次由光子-重子流體所導(dǎo)致的壓縮。暗物質(zhì)在第一次壓縮之后不會反彈回來，因為輻射不會對它產(chǎn)生影響。因此它可以為重子物質(zhì)的第二次墜落提供引力勢井。這就意味著暗物質(zhì)加強(qiáng)了第三個峰值。對其測量結(jié)果顯示，暗物質(zhì)大約占到宇宙的26%。
我們現(xiàn)在可以進(jìn)行一項簡單的計算來確定宇宙中暗能量的比重。第一個峰值告訴我們宇宙是接近平直的，因此計算的總和應(yīng)該是1。因此：ΩΛ= 1?0.05?0.26 = 0.69，這就是說，宇宙中有69%的成分是暗能量，這與經(jīng)由對宇宙膨脹的直接測量結(jié)果相吻合。
展望
除了在解釋宇宙結(jié)構(gòu)和演化方面所取得的巨大成功，精確的宇宙學(xué)同時也是發(fā)現(xiàn)新的物理學(xué)的一種工具。我們?nèi)匀簧形蠢斫庥钪娉?shù)背后的物理學(xué)。或許這一數(shù)值并非常數(shù)，也或許隨著時間而改變的暗能量在宇宙的演化過程中起到了關(guān)鍵性作用。Peebles已經(jīng)考慮到了這種可能性。
除此之外，我們對于暗物質(zhì)的本質(zhì)也同樣是一無所知。比較流行的理論包括認(rèn)為它是由一種全新粒子所構(gòu)成，比如某種已知粒子的超對稱粒子，或者干脆是某種此前完全未知的，理論上存在的粒子，比如所謂“軸子”（axion），這種設(shè)想中的粒子可以用來很好的解釋強(qiáng)核力現(xiàn)象。但是直到這樣一種粒子真的被找到之前，我們還無法確認(rèn)目前并存的幾種關(guān)于冷暗物質(zhì)本質(zhì)的理論中，究竟哪一種才是正確的。
他的理論與觀測的吻合程度令人震驚，并且其所用到的參數(shù)數(shù)量非常少。但是，到目前為止，仍然存在難以得到圓滿解釋的現(xiàn)象。比如對晚近宇宙中哈勃參數(shù)的測量結(jié)果，與根據(jù)宇宙微波背景輻射（CMB）理論給出的預(yù)測值之間并不完全吻合。這其中究竟存在什么問題？目前我們并不知曉。或許這是測量中產(chǎn)生的系統(tǒng)性誤差，但也可能新的物理學(xué)中仍然有隱藏著的，我們目前尚未可知的部分。物理宇宙學(xué)，游走于理論與觀測之間，構(gòu)成了一個極為成功的故事框架，在過去的50年間改變了我們對于宇宙的認(rèn)識。
曾幾何時，宇宙學(xué)是一門充斥著沒有堅實依據(jù)的猜想，數(shù)據(jù)也少得可憐。但今天，宇宙學(xué)已經(jīng)成長為一門精確的數(shù)學(xué)科學(xué)，愈發(fā)精確的觀測數(shù)據(jù)正發(fā)揮關(guān)鍵性作用。發(fā)現(xiàn)的時代并未終結(jié)。隨著測量精度越來越高，我們將有可能發(fā)現(xiàn)全新的，此前未能預(yù)料到的現(xiàn)象。物理宇宙學(xué)將為我們帶來更多驚喜，而Peebles正是那個將我們引向發(fā)現(xiàn)的領(lǐng)路人。
第二部分：一顆圍繞類太陽恒星運行的系外行星
自古以來，人類就一直在推測是否存在一些類似于我們所處的太陽系這樣的世界，而且?guī)浊昵熬捅磉_(dá)過一些極端的觀點。在現(xiàn)代，觀測圍繞太陽以外的恒星運行的行星的可能性早在50多年前就被提出，并且建立在恒星徑向速度的測量基礎(chǔ)上。然而，在1952年Otto Struve首次提出這個想法之后的幾十年里，艱巨的技術(shù)挑戰(zhàn)仍然是一個主要的障礙。
Struve無法找到令人信服的理由，為什么“基于假設(shè)的恒星行星”（hypothetical stellar planets）不能比太陽系中的情況更接近它們的母星。我們現(xiàn)在知道沒有這樣的原因，我們自己所處的太陽系可能根本不具典型性。
▲Elodie光譜儀工作示意圖
20世紀(jì)80年代初開始了幾次觀測活動，目的是觀測恒星伴星。在描述這一新的研究領(lǐng)域的出版物標(biāo)題中使用諸如“亞恒星伴”或“低質(zhì)量伴星”之類的詞語，反映了當(dāng)時對搜索系外行星作為高度優(yōu)先的科學(xué)目標(biāo)的某種懷疑。
利用多普勒效應(yīng)（Doppler effect）測量徑向速度的原理如圖1所示。如果傾角i為00，則軌道的平面與天空平行，“面對面”（face-on），這意味著地球上的觀測者看到的是面對面的軌道，而不會發(fā)生多普勒偏移。另一個極端是“邊緣”觀測（i=900），在這種情況下，行星質(zhì)量可以直接確定。通常，由于傾斜角度未知，因此只能確定MPlanet×sin（I），從而為行星的質(zhì)量設(shè)置了一個下限。
▲51 Pegasi的軌道相位。兩個峰值之間的距離給出了軌道周期，對應(yīng)于59m/s的半振幅給出了MJ/sin（I）信息
由于木星圍繞太陽的軌道運動，從遠(yuǎn)處監(jiān)視太陽系的人會觀察到太陽在12年內(nèi)的徑向速度變化為±13m/s。這給任何觀測儀器帶來了嚴(yán)峻的挑戰(zhàn)，尤其是要確保它在幾年內(nèi)非常穩(wěn)定，比如說≤2m/s。
選擇不同的策略來測量多普勒偏移。Gordon Walker和他的團(tuán)隊，包括加拿大溫哥華的不列顛哥倫比亞大學(xué)（UBC）的Bruce Campbell，咨詢了當(dāng)時加拿大（和世界）杰出的分子光譜學(xué)家：1971年諾貝爾化學(xué)獎得主Gerhard Herzberg和他的同事Alexander Douglas。他們推薦使用氟化氫（HF）氣體作為參考光譜的來源，以便與恒星光譜進(jìn)行比較。作為參考，HF是一個很好的選擇，但從實用的角度看就不那么好了。這種化合物有毒，腐蝕性很強(qiáng)。UBC小組在加拿大-法國-夏威夷望遠(yuǎn)鏡（CFHT）—一個3.6米的望遠(yuǎn)鏡—上進(jìn)行了星際伴侶的搜索。HF吸收池（absorption cell）被插入到Coudé光譜儀的狹縫前面，因此來自HF的吸收線可以疊加在恒星的光上。這種技術(shù)允許以13m/s的精度進(jìn)行徑向速度測量。
圖為已知系外行星的“軌道周期-質(zhì)量”（左圖）和“軌道周期-半徑”（右圖）分布情況。除徑向速度法和凌日法之外（大多數(shù)系外行星都是利用這兩種方法發(fā)現(xiàn)的），天文學(xué)家還采用了成像法和微引力透鏡法。利用徑向速度法發(fā)現(xiàn)的大多數(shù)系外行星都不會發(fā)生凌日現(xiàn)象，因此只知道它們的質(zhì)量、不清楚它們的半徑，利用凌日法發(fā)現(xiàn)的行星則剛好相反。但有些系外行星則兩種方法均適用，因此半徑和質(zhì)量都得以確定。位于左上角的系外行星被稱作“熱木星”，右上角的被稱作“溫木星”，下方的則是“超級地球”。
Geoffrey Marcy（加州大學(xué)伯克利分校）和Paul Butler（當(dāng)時是馬里蘭大學(xué)的博士生）使用了與UBC組類似的方法，但使用的是分子碘（I2）而不是HF的吸收池。在這個案例中，研究人員還咨詢了格哈德·赫茲伯格（Gerhard Herzberg）。I2的光譜通常被激光光譜儀用作參考。Marcy和Butler在加利福尼亞大學(xué)Lick天文臺的3米反射望遠(yuǎn)鏡上用梯級光譜儀進(jìn)行了觀察，該天文臺位于圣何塞以東的漢密爾頓山上（Mount Hamilton）。
日內(nèi)瓦大學(xué)的Michel Mayor和他的合作者一直在法國東南部的上普羅旺斯天文臺（Haute-Provence Observatory）研究恒星的多重性，當(dāng)時他們設(shè)計了一臺新的梯形光譜儀。與馬賽天文臺的AndréBaranne和上普羅旺斯天文臺的同事合作，他們建造了Elodie光譜儀，這是CORAVEL的更新版，后者已經(jīng)在上普羅旺斯天文臺使用了十多年。
為了調(diào)查不僅僅是非常明亮的恒星，Mayor和合作者選擇了一種不包括吸收池和狹縫的解決方案。取而代之的是，他們有一臺光纖饋送的梯形光譜儀，其明確的意圖是避免電池的缺點，對于這種電池，合適的對象僅限于太陽系附近的明亮恒星。使用Elodie的目的是擴(kuò)大可以應(yīng)用精密多普勒光譜學(xué)的對象的數(shù)量。
這張藝術(shù)概念圖描繪了一顆年輕的恒星被一圈由氣體（主要為氫氣和氦氣）和塵埃構(gòu)成的原行星盤所包圍的情景。在原行星盤中，行星的形成分為兩步：第一步，塵埃顆粒相互撞擊、形成微行星；第二步，最大的微行星通過礫石吸積逐漸增長，形成原行星。
1995年初的情況看起來并不是很有希望。十五年來的天空搜索一無所獲。只有一份關(guān)于圍繞脈沖星運行的行星的早期報告顯示出了希望，但這僅僅是因為脈沖星使行星更容易被探測。毫秒射電脈沖星PSR1257+12提供了一個“內(nèi)置”計時系統(tǒng)，用于推斷至少有兩個地球大小的天體正在圍繞中心天體運行。然而，這項技術(shù)不能用于類太陽恒星。
這次觀測是在波多黎各305米阿雷西博天文臺（Arecibo Observatory）射電望遠(yuǎn)鏡的微波區(qū)域進(jìn)行的。相比之下，研究人員一直在使用光學(xué)區(qū)域來搜索繞類太陽恒星運行的系外行星。圍繞脈沖星運行的行星可能是與快速旋轉(zhuǎn)的中子星（脈沖星）PSR1257+12的形成有關(guān)的超新星爆炸的結(jié)果，因此不能代表類太陽行星的形成。事實上，我們現(xiàn)在知道脈沖星周圍的行星形成可能是罕見的，因為在2000多顆已知的脈沖星中只有幾顆有行星系統(tǒng)。
Gordon Walker和他的合作者，包括1988年論文的合著者Stephenson Yang，在1995年8月的Icarus雜志上評論了這種情況。他們不僅回顧了過去12年中研究過的21顆明亮的類太陽恒星，還對木星質(zhì)量伴星（Jupiter-mass companion）進(jìn)行了其他搜索。他們的結(jié)論是，沒有探測到木星質(zhì)量或更大的行星圍繞類太陽恒星運行。他們在摘要中的最后一句話是，“這種缺失對行星形成的理論提出了一個有趣的挑戰(zhàn)?！?/p>
具有諷刺意味的是，由今年的獲獎?wù)?、Mayor和Didier Queloz撰寫的突破性論文于8月29日被《自然》雜志收到，即Walker和他的同事在Icarus上發(fā)表其評論的同一個月。Mayor和Queloz于10月6日在佛羅倫薩舉行的第九屆劍橋冷星、恒星系統(tǒng)和太陽研討會（Cambridge Workshop of Cool Stars，Stellar Systems and the Sun）上報告了他們的發(fā)現(xiàn)，他們的論文于10月31日被接受發(fā)表，并于11月23日發(fā)表。他們的變革性發(fā)現(xiàn)永遠(yuǎn)改變了我們對人類在宇宙中的地位的觀念。
發(fā)現(xiàn)
Elodie梯形光譜儀允許Mayor和Queloz策劃一個包括142顆恒星的觀測計劃，遠(yuǎn)遠(yuǎn)超過其他組織在早期活動中可能的觀測數(shù)量。早在1994年秋天，他們就發(fā)現(xiàn)飛馬座中51飛馬星（51 Pegasi）的徑向速度有大約四天的周期變化。
這是令人驚訝的，因為根據(jù)當(dāng)時唯一可用的數(shù)據(jù)點—我們自己的太陽系—木星質(zhì)量的伴星應(yīng)該有更長的時間。只需四天時間，意味著木星質(zhì)量伴星到51 Pegasi的距離僅為0.05天文單位（AU），是木星與太陽之間距離的百分之一。
另一方面，較短的周期給Mayor和Queloz提供了研究幾個完整周期的機(jī)會。具有非常短的時間的另一個優(yōu)點是，它可以被其他徑向速度組非?？焖俚貦z查和驗證。在突破性文件的修訂版中，獲獎成員感謝“一個在Lick天文臺工作的團(tuán)隊，以及來自High Altitude天文臺和哈佛-史密森天體物理中心的聯(lián)合團(tuán)隊”確認(rèn)了這一發(fā)現(xiàn)，他們是Marcy、Butler、R.Noyes、T.Kennelly和T.Brown。
第二年，Marcy和Butler發(fā)表了兩個木星質(zhì)量行星的發(fā)現(xiàn)，分別圍繞70 Virginis和47 Ursae Majoris軌道運行。對木星質(zhì)量伴星51 Pegasi b的確認(rèn)的完整描述在之后不久發(fā)表。
51 Pegasi b的軌道周期為4.23天，近似圓形，質(zhì)量為0.47×MJ/sin（I），其中MJ為木星的質(zhì)量。表面溫度估計為1300K（開爾文，熱力學(xué)溫度單位），而木星的溫度為130K。
第一顆圍繞類太陽恒星運行的系外行星的發(fā)現(xiàn)最初遇到了一些保留意見。眾所周知，恒星脈動和恒星斑（star spot）結(jié)合旋轉(zhuǎn)可能會導(dǎo)致誤報。木星質(zhì)量行星的軌道周期極短，也很難與我們太陽系的結(jié)構(gòu)相協(xié)調(diào)。
但是，Mayor和Queloz在他們的突破性論文中令人信服地反對這種恒星效應(yīng)，而其他小組的快速驗證也強(qiáng)化了他們的論據(jù)。其他研究人員很快意識到，51Pegasi b不可能是在0.05AU的距離上形成的，而是在距離宿主恒星更遠(yuǎn)的地方形成的，比如5AU。而且，遷移使它靠近宿主恒星。由于原行星盤和行星的相互作用，理論上已經(jīng)預(yù)測到了遷移，因此支持這一遷移的觀察結(jié)果并不完全令人驚訝。
在這一發(fā)現(xiàn)的五年后，當(dāng)?shù)谝黄u論“后51Pegasi”出現(xiàn)時，已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了34顆圍繞類太陽恒星運行的系外行星—所有的懷疑都早已消失。
系外行星——充滿活力的天體物理學(xué)新領(lǐng)域
51 Pegasi擁有一顆質(zhì)量與木星相當(dāng)?shù)陌樾牵?995年的這一發(fā)現(xiàn)標(biāo)志著一片全新的天體物理學(xué)領(lǐng)域就此開啟，即對系外行星與行星形成過程的研究。就對天文學(xué)界和新探索任務(wù)的影響而言，Mayor和Queloz做出的這一發(fā)現(xiàn)可以與Arno Penzias和Robert Wilson在1965年發(fā)現(xiàn)宇宙微波背景相媲美（該發(fā)現(xiàn)于1978年獲得了諾貝爾物理學(xué)獎）。
在系外行星研究開始的最初五年間，天文學(xué)家采用的主要方法為利用多普勒光譜法測定徑向速度。不過其它方法很快便應(yīng)運而生。從地球上看，當(dāng)一顆行星從宿主恒星前穿過時，恒星的部分光線會受到遮擋，導(dǎo)致地球上測量到的光子通量有所減少。這就是觀測凌日行星的基本原理。2000年初，天文學(xué)家首次報告稱觀察到了這一現(xiàn)象。歐空局2006年發(fā)射的對流旋轉(zhuǎn)和行星橫越任務(wù)衛(wèi)星（CoRoT）最早在太空中利用了這一方法，而2009年NASA發(fā)射開普勒衛(wèi)星之后，該方法開始進(jìn)入鼎盛時期。由于這兩顆衛(wèi)星穩(wěn)定性極高（這一點對凌日偵測法非常重要），在開普勒衛(wèi)星服役的9年間，觀測到的系外行星光度學(xué)數(shù)據(jù)庫迅速增加到了數(shù)千顆之多。
天文學(xué)家觀察到的這顆伴星質(zhì)量與木星相當(dāng)，軌道周期卻極短，這大大挑戰(zhàn)了人們對行星形成過程的常規(guī)認(rèn)知，并使行星早期遷移預(yù)測成為了研究人員關(guān)注的重點。圖4顯示了已知系外行星和太陽系行星的質(zhì)量、半徑、以及軌道周期分布情況。
在過去20多年間，得益于系外行星的發(fā)現(xiàn)，天文學(xué)家對行星形成的物理過程的了解取得了巨大進(jìn)展。但與此同時，該問題的復(fù)雜性也日益增加。
行星誕生于圍繞新生恒星旋轉(zhuǎn)的氣體（主要為氫氣和氦氣）和塵埃顆粒（非晶硅、碳化合物和冰）之中（見圖5）。塵埃顆粒在靜電作用下逐漸凝聚成更大的塊狀物。這一過程很大程度上取決于參與其中的碰撞能量，而碰撞能量又取決于氣體和塵埃盤的動蕩程度（天文學(xué)家對此還不甚了解）、以及在與氣體相互作用的過程中朝中央恒星發(fā)生的輻射遷移。體積更大的顆粒物形成后，它們會在引力作用下進(jìn)一步聚集、增長，進(jìn)而形成直徑從幾百米至100公里不等的“微行星”。微行星之間的相互碰撞可能會將其摧毀，也可能形成更大的微行星體。微行星增長到一定大小之后，“礫石吸積”（pebble accretion）便成了主導(dǎo)的增長機(jī)制，在此基礎(chǔ)上進(jìn)一步形成原行星、最終形成行星。但這一過程中還有許多細(xì)節(jié)尚不清楚。
現(xiàn)在與未來
不久前的2018年4月18日，NASA的凌日系外行星巡天衛(wèi)星（TESS）發(fā)射升空。在軌運行的兩年間，它將對85%的天空展開勘測，比開普勒衛(wèi)星的探測區(qū)域大400倍。TESS衛(wèi)星將著重尋找圍繞太陽系附近恒星運行的行星，而這些行星的特征將借由地面觀測手段予以確定。
如今，已經(jīng)有約3000個行星系中的4000多顆系外行星得到了確認(rèn)。凌日行星尤其適合開展大氣探測。早在2001年，天文學(xué)家就觀察到了證明大氣存在的首個“印記”：589.3納米的鈉共振雙線。自此之后，天文學(xué)家又相繼觀察到了以氣體形式存在的二氧化碳和水等分子?？茖W(xué)家觀測到的大氣層主要存在于氣態(tài)巨行星之上，但就在不久之前，研究人員在體積更小的非氣態(tài)行星上成功探測到了水的存在。
近年來，隨著天文學(xué)家觀測到了一些位于宜居帶中、表面能夠支持液態(tài)水存在的類地行星，自然有人提出疑問：這些行星上是否有生命存在？雖然目前尚未在系外行星上探測到生命，但未來的系外行星特征探測衛(wèi)星（CHEOPS）、詹姆斯·韋伯太空望遠(yuǎn)鏡、行星凌日和恒星振動任務(wù)（PLATO）、以及極大望遠(yuǎn)鏡（ELT）等地面任務(wù)都將配備先進(jìn)儀器，在類地行星大氣中尋找生命存在的跡象，如臭氧和甲烷等等。
最后，近期研究還提出了利用系外行星大氣層研究不同氣候系統(tǒng)的可能性。就像行星形成所涉及的物理原理一樣，系外行星的多樣性也為我們研究不同種類的大氣層、以及氣候的其它方面開拓了一片全新的疆域。觀測技術(shù)正在迅速推陳出新，將進(jìn)一步擴(kuò)展理論測試的參數(shù)空間。從長期來看，這片全新的研究領(lǐng)域?qū)椭覀兏玫亓私獾厍虼髿狻?/p>
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