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“天體偵探” 東蘇勃 | 探索者

2022/09/02
導(dǎo)讀
他喜歡選擇研究天文學(xué)中那些有著精確數(shù)學(xué)之美以及物理原理上簡(jiǎn)潔、純粹的問題
    9.2
知識(shí)分子The Intellectual

東蘇勃，北京大學(xué)科維理天文與天體物理研究所研究員，2020年 “科學(xué)探索獎(jiǎng)” 天文和地學(xué)領(lǐng)域獲獎(jiǎng)人。

獲獎(jiǎng)理由：肯定他在系外行星、超新星和微引力透鏡領(lǐng)域的成績(jī)，支持他用微引力透鏡方法搜尋孤立的恒星質(zhì)量黑洞和地球質(zhì)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(xué)中那些有著精確數(shù)學(xué)之美以及物理原理上簡(jiǎn)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(jiǎn)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(xué)家的世界圖像占有什么地位呢？它在描述各種關(guān)系時(shí)要求盡可能達(dá)到最高標(biāo)準(zhǔn)的嚴(yán)格精確性，這樣的標(biāo)準(zhǔn)只有用數(shù)學(xué)語言才能達(dá)到。”對(duì)天文觀測(cè)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(duì)理論的嚴(yán)格檢驗(yàn)，也興奮于觀測(cè)發(fā)現(xiàn)上的異常、跟預(yù)期的偏離，因?yàn)檫@常常意味著有 “不尋常的東西”，可能會(huì)有 “新的突破”。
自2013年回國(guó)，從熟悉的微引力透鏡、系外行星到開展超新星觀測(cè)，東蘇勃不斷拓寬他所 “偵察” 的天體范圍。


撰文 | 王珊

責(zé)編 | 陳曉雪


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圖1 自2013年回國(guó)，從熟悉的微引力透鏡、系外行星到開展超新星觀測(cè)，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(gè)模型可以 ‘預(yù)言’ 光變之后的走向。觀測(cè)結(jié)果表明，它的光變曲線確實(shí)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(duì)吧？是不是有點(diǎn)不可思議？所以我就迷上它了！”


2004年的秋天，從南京大學(xué)天文系本科畢業(yè)的東蘇勃，到美國(guó)俄亥俄州立大學(xué)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(yù)言的。

1936年，愛因斯坦發(fā)表了微引力透鏡效應(yīng)的預(yù)言：基于廣義相對(duì)論，來自背景恒星（源）的光線在經(jīng)過視線方向的一個(gè)天體（透鏡）附近時(shí)，在其引力作用下產(chǎn)生偏折而成像。如果觀測(cè)者、單點(diǎn)質(zhì)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(huì)匯成一個(gè)環(huán)狀像，也稱愛因斯坦環(huán)。在一般情況下，單點(diǎn)質(zhì)量的透鏡會(huì)在愛因斯坦環(huán)附近成兩個(gè)像。

在人類所處的銀河系中，某個(gè)方向上的恒星產(chǎn)生微引力透鏡效應(yīng)的幾率不超過百萬分之一的量級(jí)。在愛因斯坦所處的年代，很難想象觀測(cè)上能有機(jī)會(huì)捕捉到微引力透鏡現(xiàn)象，因此愛因斯坦認(rèn)為這篇論文沒什么價(jià)值。但是，他還是在一位叫做Mandl的科學(xué)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(xué)家們，成功地觀測(cè)到了這一現(xiàn)象。

1986年，美國(guó)普林斯頓大學(xué)的波蘭裔教授 Bohdan Paczyński 提出了針對(duì)微引力透鏡事件觀測(cè)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(gè)午后，在北京大學(xué)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(gè)觀測(cè)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(duì)運(yùn)動(dòng)時(shí)，放大率會(huì)隨時(shí)間變化，從而背景恒星的亮度會(huì)隨之發(fā)生變化，而亮度是可以觀測(cè)、記錄下來的。這個(gè)變化的形式非常漂亮，它是對(duì)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(gè)微引力透鏡事件發(fā)生了?！?/span>

近30年來，通過位于智利的OGLE（Optical Gravitational Lensing Experiment，光學(xué)引力透鏡實(shí)驗(yàn)）等寬視場(chǎng)巡天望遠(yuǎn)鏡，對(duì)銀河系核球等密集星場(chǎng)中數(shù)億顆恒星的亮度進(jìn)行不斷反復(fù)的監(jiān)測(cè)，一年可以觀測(cè)到上千個(gè)微引力透鏡事件。

“這是我們之前觀測(cè)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(shè)備有這顆星的觀測(cè)記錄，表明它亮度隨時(shí)間產(chǎn)生的變化跟通過數(shù)學(xué)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(gè)鏡頭。

“這個(gè)微引力透鏡事件的亮度之高大約是每十年一遇，觀測(cè)它需要的設(shè)備其實(shí)并不需要很高級(jí)，就是一個(gè)14厘米的尼康鏡頭?！?他指著鏡頭說，潛臺(tái)詞大概是：這么普通的設(shè)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(gè)模型可以 ‘預(yù)言’ 光變之后的走向。后來繼續(xù)觀測(cè)的結(jié)果表明，它確實(shí)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(duì)吧？是不是有點(diǎn)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(jí)（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(yuǎn)鏡所分辨，看到的效應(yīng)只是源的亮度被放大。

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

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

在《銀色馬》這個(gè)故事中，福爾摩斯發(fā)現(xiàn)，馬廄中的狗，在馬被人牽走時(shí)，卻沒有任何異常反應(yīng)；這一不尋常的細(xì)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(gè)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(yù)期相悖的東西，促進(jìn)探案或科研的發(fā)展。理論模型和觀測(cè)實(shí)驗(yàn)數(shù)據(jù)的比較碰撞，推動(dòng)天文學(xué)家對(duì)宇宙認(rèn)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(xué)家們觀測(cè)到與預(yù)期相悖的現(xiàn)象（熱木星），然后通過對(duì)這些有悖常理現(xiàn)象的研究，促進(jìn)了領(lǐng)域的發(fā)展。

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

飛馬座51b是一顆類木行星（最低質(zhì)量約為0.5倍木星質(zhì)量）。當(dāng)時(shí)流行的理論認(rèn)為，要形成木星質(zhì)量量級(jí)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(yuǎn)、溫度足夠低的 “雪線” 之外的地方。對(duì)于類日恒星來說，“雪線” 約為3個(gè)天文單位（日地距離），遠(yuǎn)高于飛馬座51b的軌道半徑——其軌道半長(zhǎng)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(gè)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(jīng)歷了 “軌道遷移”，大大縮短了軌道半長(zhǎng)軸，才從 “雪線” 之外達(dá)到了熱木星現(xiàn)今運(yùn)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(shí)代，飛馬座51b這個(gè)不尋常的發(fā)現(xiàn)開啟了系外行星發(fā)現(xiàn)的新紀(jì)元。此后，天文學(xué)家們用多種方法，發(fā)現(xiàn)了更多與太陽系行星的性質(zhì)和軌道構(gòu)架不同的行星系統(tǒng)。

觀測(cè)結(jié)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(gè)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(cè)的焦點(diǎn)上，這也就是高偏心率軌道。這種奇特的軌道可能是所謂動(dòng)力學(xué)演化導(dǎo)致的：起初多個(gè)行星的軌道是近圓形的，而它們之間有強(qiáng)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(yùn)行的軌道，成為 “流浪行星”。

視頻1
流浪行星產(chǎn)生銀河系微引力透鏡效應(yīng)的動(dòng)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(yīng)上，主要是利用這個(gè) “透鏡” 尋找太陽系外的遙遠(yuǎn)行星。這個(gè)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(gè)月，天文學(xué)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(yuǎn)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(huì)像一個(gè)小透鏡一樣，讓觀測(cè)到的背景恒星的總亮度發(fā)生變化。因?yàn)槲⒁ν哥R效應(yīng)不依賴于宿主恒星或行星的光、只與其質(zhì)量相關(guān)，這個(gè)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(shì)，而且它還可能發(fā)現(xiàn) “流浪行星”。

微引力透鏡法對(duì)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(gè)天文單位，接近 “雪線” 位置。所以，微引力透鏡法對(duì) “雪線” 附近以及遠(yuǎn)于 “雪線” 的 “冷” 行星尤為靈敏。

然而這并不是簡(jiǎn)單的事。

“一個(gè)恒星透鏡，事件持續(xù)的時(shí)間通常是幾個(gè)星期，但木星質(zhì)量的巨行星（的引力透鏡）產(chǎn)生的信號(hào)只有幾天，如果是地球質(zhì)量的行星，信號(hào)持續(xù)時(shí)間則只有幾小時(shí)。實(shí)現(xiàn)捕捉微引力透鏡行星信號(hào)，在技術(shù)和方法上經(jīng)歷了長(zhǎng)時(shí)間的發(fā)展。” 東蘇勃說。

上文提到的第一個(gè)有行星信號(hào)的微引力透鏡事件是OGLE探測(cè)到的，而發(fā)現(xiàn)時(shí)距OGLE項(xiàng)目開始運(yùn)行已超過10年。其實(shí)，在OGLE項(xiàng)目開啟前的1991年，當(dāng)時(shí)在普林斯頓大學(xué)讀博、目前在清華大學(xué)天文系的毛淑德教授，就和他的導(dǎo)師Bohdan Paczyński 一起開展計(jì)算，發(fā)現(xiàn)行星可以產(chǎn)生可觀測(cè)的微引力透鏡信號(hào)，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(dǎo)師的 Andy Gould 和他的合作者 Avi Loeb 進(jìn)行了更全面的計(jì)算，并提出了相應(yīng)的觀測(cè)策略。

圖2 2014年4月，東蘇勃在智利LCO天文臺(tái)與OGLE望遠(yuǎn)鏡的合影 | 受訪者供圖


然而，首個(gè)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(dāng)時(shí)棘手的問題。

Andy Gould 指導(dǎo)東蘇勃做的博士論文項(xiàng)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(shí)候峰值放大率可達(dá)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(cè)行星。他們組織了全球十幾臺(tái)望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行觀測(cè)；東蘇勃還開發(fā)了新的算法，克服了當(dāng)時(shí)面臨的高放大率事件行星建模的計(jì)算難題。

2009年，當(dāng)東蘇勃博士畢業(yè)時(shí)，通過微引力透鏡發(fā)現(xiàn)的行星已經(jīng)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(jīng)熟悉的自豪，他與這個(gè)領(lǐng)域是共同成長(zhǎng)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(cè)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(gè)量級(jí)的增長(zhǎng)，達(dá)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(chǎng)、高分辨率的空間望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行搜索，可數(shù)量級(jí)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(yuǎn)鏡（JWST）之后，美國(guó)計(jì)劃發(fā)射的下一個(gè)旗艦衛(wèi)星是南?！じ窭捉z·羅曼空間望遠(yuǎn)鏡（Nancy Grace Roman Space Telescope），它的一個(gè)主要科學(xué)目標(biāo)就是用微引力透鏡法搜索系外行星。而中國(guó)，則計(jì)劃在2024年發(fā)射空間站巡天望遠(yuǎn)鏡，它的巡天能力與羅曼相當(dāng)。目前，東蘇勃和同事正在籌劃利用中國(guó)空間站巡天望遠(yuǎn)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(jī)制

約百分之一的白矮星會(huì)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(guó)NASA資助的首屆卡爾·薩根學(xué)者，東蘇勃來到美國(guó)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(duì)行星動(dòng)力學(xué)的理解，事實(shí)上，他也的確沉迷其中。

首先是三體系統(tǒng)的 Lidov-Kozai 機(jī)制。這個(gè)理論講的是，雙體系統(tǒng)外很遠(yuǎn)的地方第三體的擾動(dòng)，會(huì)使得內(nèi)部軌道在非常大的時(shí)標(biāo)上產(chǎn)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(huì)對(duì)另外兩個(gè)星體運(yùn)行的軌道造成影響。在接近共面的軌道上，擾動(dòng)帶來的影響很??；但如果軌道傾角超過一個(gè)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(gè)三體系統(tǒng)，在長(zhǎng)時(shí)標(biāo)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(nèi)外軌道半長(zhǎng)軸的比值）不變，卻可以達(dá)到很高的偏心率。

“于是有天文學(xué)家推測(cè)，通過第三體攝動(dòng)（如Lidov-Kozai機(jī)制），可以使行星軌道達(dá)到很高偏心率，而后在過近星點(diǎn)時(shí)通過潮汐耗散丟失軌道能量、縮短軌道半長(zhǎng)軸，經(jīng)過這種動(dòng)力學(xué)軌道遷移機(jī)制在億年量級(jí)中達(dá)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(jì)算的。所以在普林斯頓的時(shí)候，有兩年時(shí)間我沉浸在這個(gè)理論里?！睎|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(shí) ，東蘇勃遇到了自己的另一個(gè) “偵探目標(biāo)”——超新星爆發(fā)機(jī)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(guó)有人類歷史上最早的關(guān)于超新星的記錄，即后漢書中關(guān)于 “南門客星” 的記載。

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

有賴于科技的發(fā)展，到20世紀(jì)末期，天文學(xué)家將視角投到更廣大的宇宙，越來越多轉(zhuǎn)向用自動(dòng)化的寬視場(chǎng)天文望遠(yuǎn)鏡和能生成數(shù)碼圖像的高靈敏度CCD探測(cè)器來尋找超新星。如今，人們已經(jīng)在銀河系之外發(fā)現(xiàn)了大量超新星，相關(guān)的領(lǐng)域有了長(zhǎng)足進(jìn)展，然而對(duì)于超新星本身的爆炸機(jī)制，學(xué)界卻依然沒有定論。

以最為人熟悉的 “標(biāo)準(zhǔn)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(gè)很好的經(jīng)驗(yàn)關(guān)系，天文學(xué)家們通過比較峰值亮度和利用經(jīng)驗(yàn)關(guān)系獲得的內(nèi)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(yuǎn)的地方探測(cè)到它的爆發(fā)。科學(xué)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(xué)家相信，Ia型超新星是白矮星熱核爆炸產(chǎn)生的。爆炸中會(huì)合成～0.1到～1倍太陽質(zhì)量的鎳-56同位素。鎳-56不穩(wěn)定，會(huì)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(cè)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(xué)上一樁未破的 “懸案”。

目前有多個(gè)理論模型，比如流行了幾十年的錢德拉塞卡質(zhì)量爆發(fā)機(jī)制，假設(shè)當(dāng)白矮星通過某種途徑增加質(zhì)量，如通過吸積密近伴星的物質(zhì)或者與另一個(gè)白矮星并合，超過錢德拉塞卡質(zhì)量極限后發(fā)生爆炸?？茖W(xué)家對(duì)錢德拉塞卡質(zhì)量爆發(fā)機(jī)制的數(shù)種模型進(jìn)行了大量的計(jì)算模擬，然而它們可否成功導(dǎo)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(shí)上，人們?cè)缇屯ㄟ^計(jì)算模擬發(fā)現(xiàn)，有一個(gè)模型里的白矮星是可以炸掉的，那就是雙白矮星對(duì)撞模型。比如兩個(gè)白矮星在極高偏心率軌道上，運(yùn)行到近心點(diǎn)附近時(shí)，對(duì)頭撞上了，對(duì)撞產(chǎn)生的激波就可以讓它炸掉。但學(xué)界長(zhǎng)久以來普遍認(rèn)為，兩個(gè)白矮星對(duì)撞的幾率實(shí)在太低了，遠(yuǎn)遠(yuǎn)小于所需的1%，這種模型對(duì)Ia型超新星的貢獻(xiàn)可以忽略不計(jì)。”

東蘇勃和在普林斯頓的博士后同事 Boaz Katz 通過對(duì) Lidov-Kozai 理論的深入研究，發(fā)現(xiàn)以往研究中被忽視的 “非長(zhǎng)期效應(yīng)” 可以使對(duì)撞幾率有數(shù)量級(jí)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(duì)撞。

“這個(gè)結(jié)果只涉及到三體動(dòng)力學(xué)，是可以在計(jì)算機(jī)中精確計(jì)算的。” 東蘇勃說。

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

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

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

計(jì)算結(jié)果發(fā)現(xiàn)，模擬不同質(zhì)量的白矮星碰撞，如果白矮星質(zhì)量在0.5到1倍太陽質(zhì)量范圍內(nèi)就會(huì)爆炸，產(chǎn)生的鎳-56質(zhì)量在0.1到1倍太陽質(zhì)量之間，恰好與觀測(cè)到的Ia型超新星相符。

由此，東蘇勃和同事推測(cè)，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(chǎn)生的呢？

他們?cè)谂d奮的同時(shí)，也有擔(dān)憂，這個(gè)理論看起來合理，但是它能不能做出 “預(yù)言”，經(jīng)得起觀測(cè)上進(jìn)一步的檢驗(yàn)?zāi)兀?/span>

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

視頻2 
雙白矮星碰撞模型的示意動(dòng)畫以及3D數(shù)值模擬結(jié)果 | 制作：Doron Kushnir
首先，兩顆白矮星接觸時(shí)，之間的速度達(dá)到數(shù)千公里每秒，產(chǎn)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(gè)點(diǎn)開始爆轟，爆轟產(chǎn)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(huì)在爆炸后很長(zhǎng)一段時(shí)間里自由膨脹，其組分之間的相對(duì)速度保持不變，相對(duì)距離一直在勻速擴(kuò)大。在一些碰撞模型中，合成的鎳-56會(huì)分成兩大塊，它們之間的相對(duì)速度是幾千公里每秒，由于多普勒效應(yīng)，就會(huì)呈現(xiàn)為有著雙峰結(jié)構(gòu)的譜線，也就是說這個(gè)預(yù)言可以被光譜觀測(cè)檢驗(yàn)。” 東蘇勃說。

隨后，他與同事開始著手檢驗(yàn)。 

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

當(dāng)時(shí)，Ia型超新星的光譜有幾千條，但能夠用于這一檢驗(yàn)的卻非常少。 

這是因?yàn)?，大部分的Ia型超新星光譜是亮度峰值附近拍攝的，在那個(gè)階段，超新星在剛發(fā)生爆炸不久時(shí)，拋出物的密度依舊很高，隨著時(shí)間的推移，密度不斷降低，觀測(cè)到的光譜所探測(cè)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(huì)越看越’深’，在峰值附近拍攝的光譜沒法反映拋出物中物質(zhì)的真實(shí)速度分布。但爆發(fā)幾個(gè)月之后，它膨脹到足夠大，密度足夠低，這時(shí)候看到的（晚期）光譜，就反映了真實(shí)的速度分布?！?/span>

這時(shí)，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(shí)已經(jīng)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(cè)速度分布的難度也提高了很多。

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

這個(gè)工作在2015年發(fā)表。

“直到現(xiàn)在，這仍然是唯一一個(gè)能解釋雙峰譜線的模型?！?東蘇勃非常喜歡這個(gè)理論，不止因?yàn)榭吹搅?“預(yù)言” 中的現(xiàn)象，更因?yàn)樗梢员蛔C偽：如果大部分的Ia型超新星確由白矮星對(duì)撞產(chǎn)生，通過大規(guī)模的數(shù)值模擬計(jì)算，就可以給譜線的統(tǒng)計(jì)分布做出確定性的預(yù)言，若與觀測(cè)不符，就可以排除這種可能性。

但是在2015年，文獻(xiàn)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(gè)團(tuán)隊(duì)出于不同目標(biāo)進(jìn)行觀測(cè)，沒有一致的選擇、采樣標(biāo)準(zhǔn)，無法進(jìn)行可靠的統(tǒng)計(jì)工作。想要做出更有力的觀測(cè)檢驗(yàn)，就必須要有數(shù)目更大的、統(tǒng)計(jì)性質(zhì)完備的高質(zhì)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(cè)。


4


網(wǎng)羅超新星
研究超新星，東蘇勃團(tuán)隊(duì)的目標(biāo)是，“一個(gè)都不能少”，即只要亮于既定的閾值，全部拍光譜。

回國(guó)入職北大后，東蘇勃開始著手收集統(tǒng)計(jì)完備的樣本。

他發(fā)起了一個(gè)稱之為 “100IAS” 的項(xiàng)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(gè)縮寫暗示了項(xiàng)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(guān)的工作，而且100IAS項(xiàng)目的主要成員之一 Juna Kollmeier 也是在普林斯頓高等研究院學(xué)術(shù)休假期間加入的100IAS項(xiàng)目。

當(dāng)時(shí) Juna Kollmeier 在美國(guó)卡內(nèi)基天文臺(tái)任職，東蘇勃與她合作，從卡內(nèi)基天文臺(tái)申請(qǐng)到了6.5米口徑麥哲倫望遠(yuǎn)鏡（Magellan telescopes）的觀測(cè)時(shí)間。由于超新星在晚期光度很低，即使對(duì)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(xué)望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)才能獲得高質(zhì)量的晚期光譜。東蘇勃還通過與智利、歐洲等地的天文學(xué)家合作，申請(qǐng)到了8.2米甚大望遠(yuǎn)鏡（VLT）和10.4米加那利大型望遠(yuǎn)鏡（GTC）等巨鏡的時(shí)間。

100IAS項(xiàng)目的目標(biāo)，是在幾年內(nèi)收集100顆Ia型超新星的高質(zhì)量晚期光譜，而在以前20年間，天文學(xué)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(cè)時(shí)間之外，還需要在幾年內(nèi)發(fā)現(xiàn)足夠多、并具有統(tǒng)計(jì)上一致性的Ia型超新星。

如果說哥倫布探索大海時(shí)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(dòng)超新星巡天項(xiàng)目（All-Sky Automated Survey for Supernovae，簡(jiǎn)稱ASAS-SN）。 

幾百年來，天文望遠(yuǎn)鏡的主要發(fā)展趨勢(shì)是口徑越來越大，能夠看到愈加遙遠(yuǎn)的、暗弱的天體。而以ASAS-SN為代表的設(shè)備則反其道而行之，每個(gè)望遠(yuǎn)鏡節(jié)點(diǎn)系統(tǒng)包含4臺(tái)口徑僅14厘米的小望遠(yuǎn)鏡。整個(gè)ASAS-SN系統(tǒng)由架設(shè)在全球的若干個(gè)望遠(yuǎn)鏡節(jié)點(diǎn)組成，使得ASAS-SN在每一、兩天內(nèi)就可以對(duì)整個(gè)可觀測(cè)天空掃描一遍。它是第一個(gè)不間斷地監(jiān)視整個(gè)夜空來搜索超新星的項(xiàng)目。

巡天系統(tǒng)通過反復(fù)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(rèn)它是否是超新星，并為其分類、進(jìn)一步研究它的物理性質(zhì)。

國(guó)際上有多個(gè)大口徑巡天系統(tǒng)，能夠比ASAS-SN在更加遙遠(yuǎn)的地方探測(cè)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(jì)。由于超新星候選體很多，然而能夠拍光譜的設(shè)備有限——東蘇勃稱之為超新星搜索領(lǐng)域的 “生產(chǎn)過?！?危機(jī)——僅有一小部分的候選體能被光譜證認(rèn)，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(huì)引入統(tǒng)計(jì)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(yán)格的分析?！?東蘇勃說，“ASAS-SN吸引我的地方是，它有潛力產(chǎn)出統(tǒng)計(jì)上完備的、‘干凈的’ 超新星樣本?！?/span>

他貫徹的策略是，“一個(gè)都不能少”，即只要這個(gè)超新星候選體亮度亮于既定的閾值，全部拍證認(rèn)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(yuǎn)鏡都可以拍攝證認(rèn)光譜。

幸運(yùn)的是，在國(guó)內(nèi)，東蘇勃有自己的團(tuán)隊(duì)，可以提供支持。

非常重要的一名 “隊(duì)員”，是他的博士研究生陳平。在北京大學(xué)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(shí)間。

“這是一項(xiàng)長(zhǎng)期的工作，不可能很快得到結(jié)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(jīng)在以色列魏茲曼科學(xué)研究所做博士后研究的陳平說，因?yàn)殡S時(shí)都可能接到超新星爆發(fā)的警報(bào)，而且 “早期的數(shù)據(jù)很關(guān)鍵”，他和導(dǎo)師東蘇勃需要全年全天候的快速反應(yīng)，以便盡可能早地開始數(shù)據(jù)的搜集。

“我們的目標(biāo)就是盡可能快地找到候選體，確認(rèn)它是不是符合我們的條件，然后盡快地安排觀測(cè)，就是這么一種模式。”

在整個(gè)團(tuán)隊(duì)合作中，東蘇勃的一個(gè)重要工作，就是協(xié)調(diào)全世界不同的望遠(yuǎn)鏡、天文臺(tái)觀測(cè)，并帶領(lǐng)陳平對(duì)不同的數(shù)據(jù)進(jìn)行分析，給觀測(cè)者反饋。

“他有非常出色的組織協(xié)調(diào)能力，無論是微引力透鏡的后續(xù)觀測(cè)還是超新星探測(cè)項(xiàng)目，都要和不同的觀測(cè)者，不同的望遠(yuǎn)鏡合作、進(jìn)行協(xié)調(diào)。充分利用所有的資源去對(duì)它（目標(biāo)）進(jìn)行觀測(cè)，讓大家保持合作，這是非常重要的一個(gè)能力?！?與東蘇勃有過合作的猶他大學(xué)物理和天文系教授鄭政說。

如今，東蘇勃領(lǐng)銜的團(tuán)隊(duì)已經(jīng)完成了近域宇宙中Ia超新星的完備樣本的收集，并對(duì)這些超新星進(jìn)行了細(xì)致的后續(xù)多波段成像觀測(cè)，對(duì)兩萬個(gè)圖像上的超新星亮度進(jìn)行了測(cè)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(jié)果。

與此同時(shí)，經(jīng)過四年時(shí)間，100IAS項(xiàng)目也完成了觀測(cè)，并終于得到了符合要求的一百個(gè)超新星的晚期光譜。對(duì)數(shù)據(jù)的分析還在進(jìn)行中，東蘇勃也很期待看到最終的結(jié)果與理論 “碰撞” 的那一刻。

由于“與眾不同”的觀測(cè)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)。


5


不尋常的發(fā)現(xiàn)
2015年7月1日，“我還記得當(dāng)時(shí)是北京時(shí)間凌晨?jī)牲c(diǎn)，” 東蘇勃收到了一封郵件，證實(shí)他發(fā)現(xiàn)了歷史上最亮的超新星，“我當(dāng)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(yuǎn)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(gè) “平平無奇”，甚至當(dāng)時(shí)不知道紅移、無法測(cè)算距離的星系。基于 “一個(gè)都不能少” 的原則，團(tuán)隊(duì)依然為其拍攝了光譜。

圖3 史上最強(qiáng)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(shí)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(xué)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(duì)應(yīng)。

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(yuǎn)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(cè)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(yuǎn)鏡（SALT）拍到了紅移為0.231的鎂雙線，與他之前的預(yù)言吻合。

有了紅移，就可以推算距離和光度。東蘇勃領(lǐng)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(qiáng)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(guó)際上有多個(gè)研究組發(fā)表了多種的超新星供能機(jī)制，甚至有論文提出它可能是一個(gè)特殊的超大質(zhì)量黑洞潮汐瓦解恒星事件的假說。

對(duì)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(huì)被進(jìn)一步的觀測(cè)檢驗(yàn)，科學(xué)前沿正是在觀測(cè)和理論間不斷碰撞的過程中推進(jìn)的。

還是本科生時(shí)，東蘇勃在南京大學(xué)聽過楊振寧先生的一個(gè)報(bào)告，至今仍印象深刻。

東蘇勃回憶道，“楊先生當(dāng)時(shí)說，剛開始進(jìn)入科研的年輕人，最好能跟領(lǐng)域一起成長(zhǎng)，就是說這不是一個(gè)特別成熟的領(lǐng)域，如果是特別成熟的領(lǐng)域，可能很難挖掘出新的發(fā)現(xiàn)。”

最重要的還在于，東蘇勃說，他當(dāng)時(shí)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(jīng)歷這個(gè)過程，對(duì)自己影響很深，跟著領(lǐng)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(gè)過程本身是一個(gè)非常好的學(xué)術(shù)訓(xùn)練?！?nbsp;


制版編輯 | 姜絲鴨



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