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“天體偵探” 東蘇勃 | 探索者

2022/09/02
導讀
他喜歡選擇研究天文學中那些有著精確數(shù)學之美以及物理原理上簡潔、純粹的問題
    9.2
知識分子The Intellectual

東蘇勃，北京大學科維理天文與天體物理研究所研究員，2020年 “科學探索獎” 天文和地學領域獲獎人。

獲獎理由：肯定他在系外行星、超新星和微引力透鏡領域的成績，支持他用微引力透鏡方法搜尋孤立的恒星質量黑洞和地球質量的流浪行星。


編者按

東蘇勃不止一次談到，他喜歡選擇研究天文學中那些有著精確數(shù)學之美以及物理原理上簡潔、純粹的問題。

愛因斯坦在一次發(fā)言中曾講到：“人們總想以最適合于他自己的方式，畫出一幅簡單的和可理解的世界圖像……在所有可能的圖像中，理論物理學家的世界圖像占有什么地位呢？它在描述各種關系時要求盡可能達到最高標準的嚴格精確性，這樣的標準只有用數(shù)學語言才能達到?！?/span>對天文觀測和理論都有著濃厚興趣的東蘇勃，將自己的工作與 “福爾摩斯” 的探案相比較：既熱衷于對理論的嚴格檢驗，也興奮于觀測發(fā)現(xiàn)上的異常、跟預期的偏離，因為這常常意味著有 “不尋常的東西”，可能會有 “新的突破”。
自2013年回國，從熟悉的微引力透鏡、系外行星到開展超新星觀測，東蘇勃不斷拓寬他所 “偵察” 的天體范圍。


撰文 | 王珊

責編 | 陳曉雪


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圖1 自2013年回國，從熟悉的微引力透鏡、系外行星到開展超新星觀測，東蘇勃不斷拓寬他所 “偵察” 的天體范圍 | 受訪者供圖



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迷上微引力透鏡

“這個模型可以 ‘預言’ 光變之后的走向。觀測結果表明，它的光變曲線確實就是精確地像理論推演的那樣變化！你能想象這有多開心，對吧？是不是有點不可思議？所以我就迷上它了！”


2004年的秋天，從南京大學天文系本科畢業(yè)的東蘇勃，到美國俄亥俄州立大學讀博，并開始研究微引力透鏡，“一見鐘情”。

微引力透鏡這一現(xiàn)象，最初是愛因斯坦預言的。

1936年，愛因斯坦發(fā)表了微引力透鏡效應的預言：基于廣義相對論，來自背景恒星（源）的光線在經過視線方向的一個天體（透鏡）附近時，在其引力作用下產生偏折而成像。如果觀測者、單點質量的透鏡天體和源三者恰好完美地處在一條直線上，光線就會匯成一個環(huán)狀像，也稱愛因斯坦環(huán)。在一般情況下，單點質量的透鏡會在愛因斯坦環(huán)附近成兩個像。

在人類所處的銀河系中，某個方向上的恒星產生微引力透鏡效應的幾率不超過百萬分之一的量級。在愛因斯坦所處的年代，很難想象觀測上能有機會捕捉到微引力透鏡現(xiàn)象，因此愛因斯坦認為這篇論文沒什么價值。但是，他還是在一位叫做Mandl的科學愛好者的催促之下，把論文寄了出去，并在給發(fā)表論文的期刊編輯的信中抱怨說：“It is of little value, but it makes the poor guy（Mandl）happy.”

愛因斯坦可能想不到，后來的天文學家們，成功地觀測到了這一現(xiàn)象。

1986年，美國普林斯頓大學的波蘭裔教授 Bohdan Paczyński 提出了針對微引力透鏡事件觀測幾率低的解決方案——盯著成百萬上億顆恒星看，事件就有可能被發(fā)現(xiàn)了。

2021年年底的一個午后，在北京大學科維理天文與天體物理研究所的辦公室，東蘇勃向我們展示他電腦上的一個觀測畫面，并解釋說：

“在微引力透鏡事件中，源和透鏡天體之間角距離越近，放大率就越高，它們相對運動時，放大率會隨時間變化，從而背景恒星的亮度會隨之發(fā)生變化，而亮度是可以觀測、記錄下來的。這個變化的形式非常漂亮，它是對稱的、可解析的，可以畫出一條光滑的曲線、寫出精確的公式?？吹竭@樣的光變形式，就知道，哦，一個微引力透鏡事件發(fā)生了。”

近30年來，通過位于智利的OGLE（Optical Gravitational Lensing Experiment，光學引力透鏡實驗）等寬視場巡天望遠鏡，對銀河系核球等密集星場中數(shù)億顆恒星的亮度進行不斷反復的監(jiān)測，一年可以觀測到上千個微引力透鏡事件。

“這是我們之前觀測到的一次事件，是一位日本天文愛好者小嶋正首先注意到一顆恒星變得很亮，我們的設備有這顆星的觀測記錄，表明它亮度隨時間產生的變化跟通過數(shù)學模型畫出的曲線符合得非常好。” 說著，東蘇勃從辦公室窗下的金屬箱子里拿出一個鏡頭。

“這個微引力透鏡事件的亮度之高大約是每十年一遇，觀測它需要的設備其實并不需要很高級，就是一個14厘米的尼康鏡頭。” 他指著鏡頭說，潛臺詞大概是：這么普通的設備卻能做到愛因斯坦都覺得困難的事，是不是很神奇？

“而且這個模型可以 ‘預言’ 光變之后的走向。后來繼續(xù)觀測的結果表明，它確實就是精確地像理論曲線那樣變化的！你能想象這有多開心，對吧？是不是有點不可思議？所以我就迷上它了！”

由于銀河系中恒星微引力透鏡的愛因斯坦環(huán)角大小在毫角秒量級（一毫角秒等于三百六十萬分之一度），愛因斯坦在文中指出，所成的像無法被望遠鏡所分辨，看到的效應只是源的亮度被放大。

在2019年發(fā)表的工作中，東蘇勃領銜的團隊用一組巨型望遠鏡組成的陣列（甚大望遠鏡干涉陣，Very Large Telescope Interferometer，縮寫為VLTI），第一次把恒星微引力透鏡產生的像分辨開了，還精確測出了愛因斯坦環(huán)的角大小。

“這又實現(xiàn)了一個愛因斯坦說 ‘不可能’ 的事情！” 說到這個研究，東蘇勃不禁笑了起來。他指出，這樣把像分開的觀測能為測量透鏡天體的質量提供關鍵信息，他和合作者正在用這個新工具搜尋銀河系中孤立的恒星質量量級的黑洞。


2


尋找系外行星

“你讀過福爾摩斯系列里《銀色馬》的故事嗎？”

東蘇勃突然問了我這個問題。

在《銀色馬》這個故事中，福爾摩斯發(fā)現(xiàn)，馬廄中的狗，在馬被人牽走時，卻沒有任何異常反應；這一不尋常的細節(jié)，讓他據(jù)此得出狗與來人相熟的推論，最終破案。

“我覺得偵探這個職業(yè)跟我們做科研很類似，” 東蘇勃解釋說，“我們都是通過發(fā)現(xiàn)不尋常、與預期相悖的東西，促進探案或科研的發(fā)展。理論模型和觀測實驗數(shù)據(jù)的比較碰撞，推動天文學家對宇宙認知的發(fā)展?！?/span>

飛馬座51b的發(fā)現(xiàn)，在東蘇勃看來，就像是《銀色馬》故事中，科學家們觀測到與預期相悖的現(xiàn)象（熱木星），然后通過對這些有悖常理現(xiàn)象的研究，促進了領域的發(fā)展。

1995年，天文學家用視向速度法探測到類日恒星周圍的第一個系外行星——飛馬座51b。

飛馬座51b是一顆類木行星（最低質量約為0.5倍木星質量）。當時流行的理論認為，要形成木星質量量級的氣態(tài)巨行星，要在圍繞恒星的原行星盤中距離恒星足夠遠、溫度足夠低的 “雪線” 之外的地方。對于類日恒星來說，“雪線” 約為3個天文單位（日地距離），遠高于飛馬座51b的軌道半徑——其軌道半長軸僅有約0.05天文單位，有效溫度超過1000℃，因此它也被稱為“熱木星”，是個非常出人意料之外的發(fā)現(xiàn)。此后人們發(fā)展了新理論，提出類木行星可能在形成之后經歷了 “軌道遷移”，大大縮短了軌道半長軸，才從 “雪線” 之外達到了熱木星現(xiàn)今運行的軌道之上。

就如同哥倫布發(fā)現(xiàn)的 “新大陸” 開啟了航海大發(fā)現(xiàn)時代，飛馬座51b這個不尋常的發(fā)現(xiàn)開啟了系外行星發(fā)現(xiàn)的新紀元。此后，天文學家們用多種方法，發(fā)現(xiàn)了更多與太陽系行星的性質和軌道構架不同的行星系統(tǒng)。

觀測結果表明，有不少系統(tǒng)的行星軌道，并不是類似太陽系這樣一個近圓的形狀，恒星居于接近圓心的位置，而是有較高的偏心率，恒星居于橢圓形軌道一側的焦點上，這也就是高偏心率軌道。這種奇特的軌道可能是所謂動力學演化導致的：起初多個行星的軌道是近圓形的，而它們之間有強烈的引力相互作用，把一些行星軌道的偏心率激發(fā)得很高，甚至還有些行星最終被 “拋” 出了繞恒星運行的軌道，成為 “流浪行星”。

視頻1
流浪行星產生銀河系微引力透鏡效應的動畫演示
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視頻來源：astrouw.edu.pl Credit: Jan Skowron / Astronomical Observatory, University of Warsaw.

東蘇勃在博士期間的工作聚焦在微引力透鏡效應上，主要是利用這個 “透鏡” 尋找太陽系外的遙遠行星。這個過程，猶如拿著放大鏡 “大海撈針”。

2004年4月，在東蘇勃赴美讀博前的幾個月，天文學家們首次公布了利用 “微引力透鏡” 法發(fā)現(xiàn)的太陽系外的遙遠行星（OGLE-2003-BLG-235Lb）。

東蘇勃解釋說，這一方法搜尋系外行星的原理是，如果透鏡恒星周圍有行星，那么行星也會像一個小透鏡一樣，讓觀測到的背景恒星的總亮度發(fā)生變化。因為微引力透鏡效應不依賴于宿主恒星或行星的光、只與其質量相關，這個方法不限于發(fā)現(xiàn)太陽近鄰的亮恒星周圍的行星，非常有優(yōu)勢，而且它還可能發(fā)現(xiàn) “流浪行星”。

微引力透鏡法對愛因斯坦環(huán)周圍的行星最為敏感，而銀河系中恒星透鏡的愛因斯坦環(huán)在透鏡平面的投影大小為幾個天文單位，接近 “雪線” 位置。所以，微引力透鏡法對 “雪線” 附近以及遠于 “雪線” 的 “冷” 行星尤為靈敏。

然而這并不是簡單的事。

“一個恒星透鏡，事件持續(xù)的時間通常是幾個星期，但木星質量的巨行星（的引力透鏡）產生的信號只有幾天，如果是地球質量的行星，信號持續(xù)時間則只有幾小時。實現(xiàn)捕捉微引力透鏡行星信號，在技術和方法上經歷了長時間的發(fā)展?！?東蘇勃說。

上文提到的第一個有行星信號的微引力透鏡事件是OGLE探測到的，而發(fā)現(xiàn)時距OGLE項目開始運行已超過10年。其實，在OGLE項目開啟前的1991年，當時在普林斯頓大學讀博、目前在清華大學天文系的毛淑德教授，就和他的導師Bohdan Paczyński 一起開展計算，發(fā)現(xiàn)行星可以產生可觀測的微引力透鏡信號，甚至提出微引力透鏡法有可能發(fā)現(xiàn)第一顆系外行星。1992年，后來成為東蘇勃博士生導師的 Andy Gould 和他的合作者 Avi Loeb 進行了更全面的計算，并提出了相應的觀測策略。

圖2 2014年4月，東蘇勃在智利LCO天文臺與OGLE望遠鏡的合影 | 受訪者供圖


然而，首個微引力透鏡行星發(fā)現(xiàn)卻姍姍來遲，如何能以高效率發(fā)現(xiàn)行星是當時棘手的問題。

Andy Gould 指導東蘇勃做的博士論文項目，是利用所謂的高放大率微引力透鏡事件來搜尋行星，這種事件在最亮的時候峰值放大率可達幾十倍、上百甚至數(shù)千倍，一旦捕捉到，就能夠非常有效地探測行星。他們組織了全球十幾臺望遠鏡進行觀測；東蘇勃還開發(fā)了新的算法，克服了當時面臨的高放大率事件行星建模的計算難題。

2009年，當東蘇勃博士畢業(yè)時，通過微引力透鏡發(fā)現(xiàn)的行星已經有十幾顆。

“其中大半都是我們發(fā)現(xiàn)的。” 東蘇勃語氣里又帶著我已經熟悉的自豪，他與這個領域是共同成長的。利用他讀博期間發(fā)現(xiàn)的微引力透鏡行星樣本，他們第一次測量到了 “雪線” 外巨行星的出現(xiàn)率。

過去10年里，微引力透鏡的行星發(fā)現(xiàn)數(shù)量又有了一個量級的增長，達到了一百多顆。

“微引力透鏡行星發(fā)現(xiàn)的未來突破口是利用寬視場、高分辨率的空間望遠鏡進行搜索，可數(shù)量級地拓寬行星的發(fā)現(xiàn)空間，并有望發(fā)現(xiàn)大量的流浪行星”，東蘇勃說。

在雄心勃勃的詹姆斯·韋布望遠鏡（JWST）之后，美國計劃發(fā)射的下一個旗艦衛(wèi)星是南?！じ窭捉z·羅曼空間望遠鏡（Nancy Grace Roman Space Telescope），它的一個主要科學目標就是用微引力透鏡法搜索系外行星。而中國，則計劃在2024年發(fā)射空間站巡天望遠鏡，它的巡天能力與羅曼相當。目前，東蘇勃和同事正在籌劃利用中國空間站巡天望遠鏡開展微引力透鏡巡天搜索，期待開拓行星發(fā)現(xiàn)的 “新大陸”。



3


探究Ia型超新星爆發(fā)機制

約百分之一的白矮星會發(fā)生熱核爆炸形成Ia型超新星。但白矮星究竟是如何被 “引爆” 的呢？

2009年，作為美國NASA資助的首屆卡爾·薩根學者，東蘇勃來到美國普林斯頓高等研究院從事博士后研究。

普林斯頓高等研究院是理論研究的 “重地”，也是愛因斯坦工作過20多年的地方，他就是在那里發(fā)表了引力透鏡的開山之作。

初入普林斯頓，東蘇勃希望在這里加深對行星動力學的理解，事實上，他也的確沉迷其中。

首先是三體系統(tǒng)的 Lidov-Kozai 機制。這個理論講的是，雙體系統(tǒng)外很遠的地方第三體的擾動，會使得內部軌道在非常大的時標上產生偏心率和軌道傾角的周期震蕩。

“由于引力作用，第三體的存在會對另外兩個星體運行的軌道造成影響。在接近共面的軌道上，擾動帶來的影響很?。坏绻壍纼A角超過一個閾值，偏心率就可以被激發(fā)到很高；如果軌道傾角可以接近90度，偏心率甚至可以接近1?！?東蘇勃解釋說。

他介紹，這個三體系統(tǒng)，在長時標下平均而言，三體之間沒有軌道能量交換，它們的軌道軸比（內外軌道半長軸的比值）不變，卻可以達到很高的偏心率。

“于是有天文學家推測，通過第三體攝動（如Lidov-Kozai機制），可以使行星軌道達到很高偏心率，而后在過近星點時通過潮汐耗散丟失軌道能量、縮短軌道半長軸，經過這種動力學軌道遷移機制在億年量級中達到最終距離恒星很近的軌道、演化成一顆熱木星。 ”

“Lidov-Kozai理論太美妙了，而且它是可以精確計算的。所以在普林斯頓的時候，有兩年時間我沉浸在這個理論里。”東蘇勃興奮地說。

而在茫茫宇宙之海中探尋系外行星 “新大陸” 時 ，東蘇勃遇到了自己的另一個 “偵探目標”——超新星爆發(fā)機制。

超新星并非新星，而是一種更加劇烈的恒星爆發(fā)現(xiàn)象。中國有人類歷史上最早的關于超新星的記錄，即后漢書中關于 “南門客星” 的記載。

然而，自1604年開普勒觀測到最后一顆銀河系內超新星之后，直到現(xiàn)在，我們再也沒有觀測到一顆銀河系內的超新星爆發(fā)。有天文學家戲言，“或許她（上天）覺得現(xiàn)在的天文學家不配擁有河內超新星?！?/span>

有賴于科技的發(fā)展，到20世紀末期，天文學家將視角投到更廣大的宇宙，越來越多轉向用自動化的寬視場天文望遠鏡和能生成數(shù)碼圖像的高靈敏度CCD探測器來尋找超新星。如今，人們已經在銀河系之外發(fā)現(xiàn)了大量超新星，相關的領域有了長足進展，然而對于超新星本身的爆炸機制，學界卻依然沒有定論。

以最為人熟悉的 “標準燭光” Ia型超新星為例：Ia超新星爆發(fā)后的峰值光度和峰值后光度的下降速率之間有一個很好的經驗關系，天文學家們通過比較峰值亮度和利用經驗關系獲得的內秉光度，即可推算出它的距離。加之其光度很高，因此可在非常遙遠的地方探測到它的爆發(fā)。科學家通過這一特性，得到了包括宇宙正在加速膨脹等重大的發(fā)現(xiàn)。

現(xiàn)在的天文學家相信，Ia型超新星是白矮星熱核爆炸產生的。爆炸中會合成～0.1到～1倍太陽質量的鎳-56同位素。鎳-56不穩(wěn)定，會放射性衰變成鈷-56、鐵-56，這為超新星發(fā)光提供了能量；合成的鎳-56越多，超新星也就越明亮。根據(jù)觀測到的Ia型超新星爆發(fā)的出現(xiàn)率，則需要約1%的白矮星發(fā)生爆炸。

問題是，這些白矮星究竟是如何 “被引爆” 的呢？

這還是科學上一樁未破的 “懸案”。

目前有多個理論模型，比如流行了幾十年的錢德拉塞卡質量爆發(fā)機制，假設當白矮星通過某種途徑增加質量，如通過吸積密近伴星的物質或者與另一個白矮星并合，超過錢德拉塞卡質量極限后發(fā)生爆炸?？茖W家對錢德拉塞卡質量爆發(fā)機制的數(shù)種模型進行了大量的計算模擬，然而它們可否成功導致Ia型超新星所需的白矮星爆炸，仍是懸而未解的難題。

“事實上，人們早就通過計算模擬發(fā)現(xiàn)，有一個模型里的白矮星是可以炸掉的，那就是雙白矮星對撞模型。比如兩個白矮星在極高偏心率軌道上，運行到近心點附近時，對頭撞上了，對撞產生的激波就可以讓它炸掉。但學界長久以來普遍認為，兩個白矮星對撞的幾率實在太低了，遠遠小于所需的1%，這種模型對Ia型超新星的貢獻可以忽略不計。”

東蘇勃和在普林斯頓的博士后同事 Boaz Katz 通過對 Lidov-Kozai 理論的深入研究，發(fā)現(xiàn)以往研究中被忽視的 “非長期效應” 可以使對撞幾率有數(shù)量級的提升。他們發(fā)現(xiàn)，如果有約30%的白矮星存在于合適的三體系統(tǒng)中，就有1%的白矮星可以發(fā)生對撞。

“這個結果只涉及到三體動力學，是可以在計算機中精確計算的。” 東蘇勃說。

通過研究三體動力學，他們作出了一個新的假設，如果假設成立，那么白矮星對撞的幾率就可與Ia型超新星爆發(fā)率相當。

“這讓我們覺得對雙白矮星對撞模型的深入研究是有意義的?！?東蘇勃進一步解釋說。

恰好，在當時的普林斯頓，他們還有一位博士后同事 Doron Kushnir 能做對撞模型的數(shù)值模擬。

計算結果發(fā)現(xiàn)，模擬不同質量的白矮星碰撞，如果白矮星質量在0.5到1倍太陽質量范圍內就會爆炸，產生的鎳-56質量在0.1到1倍太陽質量之間，恰好與觀測到的Ia型超新星相符。

由此，東蘇勃和同事推測，有沒有可能大部分Ia型超新星都是由白矮星碰撞后爆炸產生的呢？

他們在興奮的同時，也有擔憂，這個理論看起來合理，但是它能不能做出 “預言”，經得起觀測上進一步的檢驗呢？

在北大的辦公室，東蘇勃打開一個演示文檔：屏幕上出現(xiàn)兩個球體，其中一個繞著另一個在很高偏心率的軌道上運行著。兩個球體在距離最近的時候相撞后，畫面轉化為數(shù)值模擬的結果，展示著之后的變化。

視頻2 
雙白矮星碰撞模型的示意動畫以及3D數(shù)值模擬結果 | 制作：Doron Kushnir
首先，兩顆白矮星接觸時，之間的速度達到數(shù)千公里每秒，產生激波；

接下來，激波向白矮星傳遞，星體的溫度等開始發(fā)生變化，在某個點開始爆轟，爆轟產生鎳-56；

爆炸之后的拋出物逐漸膨脹，就成為了我們看到的超新星。

“就好似在太空中放煙花一般，拋出物會在爆炸后很長一段時間里自由膨脹，其組分之間的相對速度保持不變，相對距離一直在勻速擴大。在一些碰撞模型中，合成的鎳-56會分成兩大塊，它們之間的相對速度是幾千公里每秒，由于多普勒效應，就會呈現(xiàn)為有著雙峰結構的譜線，也就是說這個預言可以被光譜觀測檢驗?！?東蘇勃說。

隨后，他與同事開始著手檢驗。 

那時，東蘇勃并沒有開展對超新星觀測，他從搜集文獻里的數(shù)據(jù)開始。

當時，Ia型超新星的光譜有幾千條，但能夠用于這一檢驗的卻非常少。 

這是因為，大部分的Ia型超新星光譜是亮度峰值附近拍攝的，在那個階段，超新星在剛發(fā)生爆炸不久時，拋出物的密度依舊很高，隨著時間的推移，密度不斷降低，觀測到的光譜所探測的拋出物的 “深度” 也在變大。

“就像我們現(xiàn)在看太陽，看到的光是最表層發(fā)出來的”，東蘇勃解釋道，“隨著超新星不斷膨脹，會越看越’深’，在峰值附近拍攝的光譜沒法反映拋出物中物質的真實速度分布。但爆發(fā)幾個月之后，它膨脹到足夠大，密度足夠低，這時候看到的（晚期）光譜，就反映了真實的速度分布?！?/span>

這時，通過分析 “干凈” 的鈷元素的譜線，就可以推得拋出物中鎳-56的速度分布。然而，由于此時已經是爆發(fā)后的晚期，超新星的亮度比峰值暗了一百倍以上，因而通過拍攝光譜來探測速度分布的難度也提高了很多。

東蘇勃搜集了全世界文獻中的光譜數(shù)據(jù)，拍攝的時間跨度超過20年。在搜集到的數(shù)千道光譜中，只有18個超新星有滿足要求的晚期光譜、可用來對理論進行檢驗。在其中3個超新星的晚期光譜中，東蘇勃看到了某些白矮星對撞模型所預期的呈雙峰的鈷線；并且隨著時間推移，由于鈷衰變成為鐵，光譜中可以看到二者比例產生變化。

這個工作在2015年發(fā)表。

“直到現(xiàn)在，這仍然是唯一一個能解釋雙峰譜線的模型?！?東蘇勃非常喜歡這個理論，不止因為看到了 “預言” 中的現(xiàn)象，更因為它可以被證偽：如果大部分的Ia型超新星確由白矮星對撞產生，通過大規(guī)模的數(shù)值模擬計算，就可以給譜線的統(tǒng)計分布做出確定性的預言，若與觀測不符，就可以排除這種可能性。

但是在2015年，文獻中已有的樣本數(shù)量較小，而且這些晚期光譜來源混雜、由多個團隊出于不同目標進行觀測，沒有一致的選擇、采樣標準，無法進行可靠的統(tǒng)計工作。想要做出更有力的觀測檢驗，就必須要有數(shù)目更大的、統(tǒng)計性質完備的高質量光譜樣本。

沒有現(xiàn)成的樣本，東蘇勃下定決心，要自己著手促成所需的觀測。


4


網羅超新星
研究超新星，東蘇勃團隊的目標是，“一個都不能少”，即只要亮于既定的閾值，全部拍光譜。

回國入職北大后，東蘇勃開始著手收集統(tǒng)計完備的樣本。

他發(fā)起了一個稱之為 “100IAS” 的項目，即 “the nebular spectra from 100 supernovae IA Survey”，要收集100顆Ia型超新星的晚期光譜的完備樣本。

有趣的是，IAS也是普林斯頓高等研究院（Institute for Advanced Study）的英文首字母縮寫。這個縮寫暗示了項目與普林斯頓高等研究院的“緣份”，不僅東蘇勃和 Boaz Katz、Doron Kushnir 兩位同事是在那里開啟了相關的工作，而且100IAS項目的主要成員之一 Juna Kollmeier 也是在普林斯頓高等研究院學術休假期間加入的100IAS項目。

當時 Juna Kollmeier 在美國卡內基天文臺任職，東蘇勃與她合作，從卡內基天文臺申請到了6.5米口徑麥哲倫望遠鏡（Magellan telescopes）的觀測時間。由于超新星在晚期光度很低，即使對于鄰近星系中爆發(fā)的超新星，也必須用像麥哲倫這樣的巨型光學望遠鏡觀測才能獲得高質量的晚期光譜。東蘇勃還通過與智利、歐洲等地的天文學家合作，申請到了8.2米甚大望遠鏡（VLT）和10.4米加那利大型望遠鏡（GTC）等巨鏡的時間。

100IAS項目的目標，是在幾年內收集100顆Ia型超新星的高質量晚期光譜，而在以前20年間，天文學家才為不到20顆拍攝了這樣的數(shù)據(jù)。除了要有大量巨鏡的觀測時間之外，還需要在幾年內發(fā)現(xiàn)足夠多、并具有統(tǒng)計上一致性的Ia型超新星。

如果說哥倫布探索大海時依靠指南針，那么東蘇勃的“指南針”之一就是他參與的全天自動超新星巡天項目（All-Sky Automated Survey for Supernovae，簡稱ASAS-SN）。 

幾百年來，天文望遠鏡的主要發(fā)展趨勢是口徑越來越大，能夠看到愈加遙遠的、暗弱的天體。而以ASAS-SN為代表的設備則反其道而行之，每個望遠鏡節(jié)點系統(tǒng)包含4臺口徑僅14厘米的小望遠鏡。整個ASAS-SN系統(tǒng)由架設在全球的若干個望遠鏡節(jié)點組成，使得ASAS-SN在每一、兩天內就可以對整個可觀測天空掃描一遍。它是第一個不間斷地監(jiān)視整個夜空來搜索超新星的項目。

巡天系統(tǒng)通過反復拍照，在圖像上尋找到疑似超新星的候選體，這只是發(fā)現(xiàn)和研究超新星的第一步；科研人員通常需要為其在亮度峰值附近拍光譜，通過光譜分析，才能證認它是否是超新星，并為其分類、進一步研究它的物理性質。

國際上有多個大口徑巡天系統(tǒng)，能夠比ASAS-SN在更加遙遠的地方探測到更多暗弱的超新星，現(xiàn)在每年發(fā)現(xiàn)的超新星候選體數(shù)以萬計。由于超新星候選體很多，然而能夠拍光譜的設備有限——東蘇勃稱之為超新星搜索領域的 “生產過?！?危機——僅有一小部分的候選體能被光譜證認，不同的研究人員常根據(jù)多種因素選擇超新星候選體拍光譜。

“混雜的人為因素會引入統(tǒng)計偏差，這就使得樣本的均一性受到影響，很難加以改正來做嚴格的分析?！?東蘇勃說，“ASAS-SN吸引我的地方是，它有潛力產出統(tǒng)計上完備的、‘干凈的’ 超新星樣本?！?/span>

他貫徹的策略是，“一個都不能少”，即只要這個超新星候選體亮度亮于既定的閾值，全部拍證認光譜。由于ASAS-SN鏡頭很小，發(fā)現(xiàn)的超新星候選體都很亮，所以即使1、2米口徑的中小口徑望遠鏡都可以拍攝證認光譜。

幸運的是，在國內，東蘇勃有自己的團隊，可以提供支持。

非常重要的一名 “隊員”，是他的博士研究生陳平。在北京大學讀博六年，陳平搜集Ia超新星的完備樣本就花了四年多的時間。

“這是一項長期的工作，不可能很快得到結果，陳平完全投入在里面?！?東蘇勃說。

回憶起搜集這些超新星樣本的過程，2022年7月，已經在以色列魏茲曼科學研究所做博士后研究的陳平說，因為隨時都可能接到超新星爆發(fā)的警報，而且 “早期的數(shù)據(jù)很關鍵”，他和導師東蘇勃需要全年全天候的快速反應，以便盡可能早地開始數(shù)據(jù)的搜集。

“我們的目標就是盡可能快地找到候選體，確認它是不是符合我們的條件，然后盡快地安排觀測，就是這么一種模式?！?/span>

在整個團隊合作中，東蘇勃的一個重要工作，就是協(xié)調全世界不同的望遠鏡、天文臺觀測，并帶領陳平對不同的數(shù)據(jù)進行分析，給觀測者反饋。

“他有非常出色的組織協(xié)調能力，無論是微引力透鏡的后續(xù)觀測還是超新星探測項目，都要和不同的觀測者，不同的望遠鏡合作、進行協(xié)調。充分利用所有的資源去對它（目標）進行觀測，讓大家保持合作，這是非常重要的一個能力?！?與東蘇勃有過合作的猶他大學物理和天文系教授鄭政說。

如今，東蘇勃領銜的團隊已經完成了近域宇宙中Ia超新星的完備樣本的收集，并對這些超新星進行了細致的后續(xù)多波段成像觀測，對兩萬個圖像上的超新星亮度進行了測量，在今年以陳平為第一作者發(fā)表了第一批數(shù)據(jù)和分析結果。

與此同時，經過四年時間，100IAS項目也完成了觀測，并終于得到了符合要求的一百個超新星的晚期光譜。對數(shù)據(jù)的分析還在進行中，東蘇勃也很期待看到最終的結果與理論 “碰撞” 的那一刻。

由于“與眾不同”的觀測策略，東蘇勃在收集完備樣本過程中還有了意想不到的新發(fā)現(xiàn)。


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不尋常的發(fā)現(xiàn)
2015年7月1日，“我還記得當時是北京時間凌晨兩點，” 東蘇勃收到了一封郵件，證實他發(fā)現(xiàn)了歷史上最亮的超新星，“我當天晚上就睡不著覺了！”

2015年6月21日，東蘇勃的合作者利用位于智利的2.5米杜邦望遠鏡拍攝到了超新星候選體ASASSN-15lh的第一條譜線。

ASASSN-15lh位于一個 “平平無奇”，甚至當時不知道紅移、無法測算距離的星系?；?“一個都不能少” 的原則，團隊依然為其拍攝了光譜。

圖3 史上最強超新星爆發(fā)ASASSN-15lh的想像圖。該圖示意了從超新星宿主星系中一顆距離ASASSN-15lh約1萬光年的行星上觀看ASASSN-15lh爆發(fā)的情景（圖片制作：北京天文館馬勁）| 圖源：pku.edu.cn


然而這顆超新星的光譜卻讓他們非常意外，它與已知常見的超新星光譜很不相同。

受到與合作者討論的啟發(fā)，東蘇勃意識到ASASSN-15lh可能屬于一類罕見的 “貧氫超亮超新星”，他發(fā)現(xiàn)2010年加州理工學院發(fā)表的一顆超亮超新星的譜線，與ASASSN-15lh的譜線特征相似。如果ASASSN-15lh所在星系的紅移為0.23，那兩條譜線就有很好的對應。

為了確定ASASSN-15lh所在星系的紅移數(shù)值，東蘇勃希望能找到具有較為明顯特征（雙線）的鎂吸收線，然而已有的杜邦望遠鏡光譜并沒有覆蓋到鎂線所在區(qū)域，于是在接下來的幾天，東蘇勃和同事們向“全世界要光譜”，可惜數(shù)次觀測都由于各種原因功虧一簣。直到十天之后，合作者通過南非大型望遠鏡（SALT）拍到了紅移為0.231的鎂雙線，與他之前的預言吻合。

有了紅移，就可以推算距離和光度。東蘇勃領銜的這一發(fā)現(xiàn)于2016年發(fā)表：ASASSN-15lh距離地球38億光年，其爆發(fā)強度超過了Ia型超新星約兩百倍，光度是之前保持記錄的超亮超新星的兩倍以上。

ASASSN-15lh如此之高的輻射能量的來源，至今還沒有定論，國際上有多個研究組發(fā)表了多種的超新星供能機制，甚至有論文提出它可能是一個特殊的超大質量黑洞潮汐瓦解恒星事件的假說。

對此，東蘇勃表示，不尋常的發(fā)現(xiàn) “刺激” 理論的發(fā)展，理論則會被進一步的觀測檢驗，科學前沿正是在觀測和理論間不斷碰撞的過程中推進的。

還是本科生時，東蘇勃在南京大學聽過楊振寧先生的一個報告，至今仍印象深刻。

東蘇勃回憶道，“楊先生當時說，剛開始進入科研的年輕人，最好能跟領域一起成長，就是說這不是一個特別成熟的領域，如果是特別成熟的領域，可能很難挖掘出新的發(fā)現(xiàn)?！?/span>

最重要的還在于，東蘇勃說，他當時被微引力透鏡的方法吸引了，而它正好也處于發(fā)展的過程中。

“經歷這個過程，對自己影響很深，跟著領域一起發(fā)展，不光知道它里邊成功的地方，也知道它失敗的地方，這個過程本身是一個非常好的學術訓練?！?nbsp;


制版編輯 | 姜絲鴨



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