超大規模望遠鏡下的自然常數
2020年12月02日08:36
銀河系超大質量黑洞內的瘋狂活動
銀河系超大質量黑洞內的瘋狂活動

  12月2日消息,據國外媒體報導,2020年的諾貝爾物理學獎頒給了三位研究人員。他們證實了愛因斯坦的廣義相對論可以預測黑洞,並確認銀河系的中心是一個超大質量黑洞——體積相對雖小,但質量卻相當於400萬個太陽質量。超大質量黑洞周圍的強大引力場,除了可以增加我們對黑洞的理解,也是我們在極端條件下研究自然的實驗室。今年的諾貝爾獎得主、來自UCLA的安德里亞·蓋茲和其他研究人員,已經測量了強大引力是如何改變精細結構常數的。精細結構常數,是定義物理宇宙(以及宇宙中生命)的自然常數之一。這項研究也延伸了其他正在進行中的工作,從而去理解這些常數,以及去弄清楚它們是否會隨時間和空間而改變。研究人員希望通過這些研究,找到基本粒子標準模型和當前宇宙學中種種問題的解決線索。

2020年諾貝爾物理學獎得主安德里亞·蓋茲
2020年諾貝爾物理學獎得主安德里亞·蓋茲

  和蓋茲分享2020年諾貝爾物理學獎的,還有劍橋大學的羅傑·彭羅斯(他的研究加深了我們對黑洞的理論理解)和德國加爾興馬克斯·普朗克地外物理研究所的賴因哈德·根策爾。蓋茲和根策爾展開了相似但獨立的觀察與分析研究,並各自推斷出我們的銀河系中心存在一個超大質量黑洞。從2.7萬光年之外,獲取高質量的數據需要使用大型望遠鏡。蓋茲與夏威夷莫納克亞山上的凱克天文台合作;而根策爾則使用了位於智利的甚大望遠鏡(VLT)。蓋茲和根策爾都發現,他們觀測到的恒星運動皆因銀河系中心的巨大質量所致。他們也獲得了相同的數據:差不多太陽系大小的區域,有著400萬個太陽質量的質量。顯然,這是一個超大質量黑洞。

  蓋茲在凱克天文台的研究也讓她成為今年發表的一篇論文的共同作者。在這篇論文中,巴黎天文台的奧雷里昂·希斯和13位國際同事展示了銀河系超大質量黑洞附近的精細結構常數結果。蓋茲的研究,不僅摘得諾貝爾獎,也為該論文提供了數據支援。更值得注意的是,蓋茲的研究在觀察超大質量黑洞附近的恒星運動時,將當今理論和天文技術,與約翰內斯·開普勒和艾薩克·牛頓時期的思想相結合。這再一次佐證了牛頓在1675年,就科學發展表達的見解,他說:“如果說我看得比別人更遠,那是因為我站在巨人的肩膀上。”

  德國天文學家開普勒就是這樣一位巨人。他在1609年提出的行星運動定律改變了科學。他率先證明,行星並不是繞著太陽做完美的圓周運動。根據開普勒定律,行星沿橢圓軌道環繞太陽,而太陽則位於橢圓的一個焦點中。(橢圓有兩個焦點,這兩個點相對橢圓中心對稱分佈,並定義該橢圓的形狀。)開普勒還發現了行星軌道大小與行星繞太陽公轉週期之間的數學關係。

  1687年,牛頓為開普勒定律給出了更深入、更清晰的物理根據。牛頓的萬有引力定律,以物體間的相互吸引為基礎,證明環繞某一物體運動的天體,它的運動軌跡呈橢圓形,且橢圓軌道大小取決於該物體的質量。學過天文學基礎的對這條定律都不會陌生,而這條定律也是蓋茲計算出超大黑洞質量的依據。她多年的精心觀測數據,準確地描繪了環繞銀河系中心運動的恒星橢圓軌道;然後蓋茲利用牛頓的理論計算出位於銀河系中心位置的物體質量(牛頓定律的理論基礎如今已被廣義相對論所取代。廣義相對論雖然預言了黑洞,但牛頓的理論用於計算繞超大質量黑洞運動的恒星軌道已足夠準確。)瞭解這些軌道,對於測量超大質量黑洞附近強大引力中的精細結構常數,至關重要。該常數與引力的關係,或許可以為我們提供一些線索,以便修改標準模型或廣義相對論,從而解決當代物理學中的兩大難題:暗物質和暗能量。

  這種特殊的研究正契合我們對自然基本常數的更大範圍的長期研究。這其中的每一個自然基本常數都可以告訴我們一些關於最深層理論的範圍或尺度的信息。和其他常數一起,精細結構常數(以希臘字母α表示)出現在隸屬基本粒子量子場論範疇的標準模型中。α的數值,定義了光子和帶電粒子之間電磁力相互作用的強度;而電磁力則為宇宙基本力之一,其他宇宙基本力還包括引力、強核力和弱核力。電磁力決定了質子之間的排斥程度以及電子在原子中的行為。如果α的值與我們所知的值相差很大,那麼這會影響恒星內部的聚變是否會產生碳元素、或者原子是否可以形成穩定的複雜分子。這兩者都對生命至關重要,也側面說明了α的重要性。

  其他常數則代表了其他主要的物理理論:真空中的光速(表示為“c”),對相對論至關重要;馬克斯·普朗克推導出的常數(“h-bar”或ħ = h/2π)描述了極小的量子效應;以及牛頓理論和廣義相對論中的引力常數“G”,決定了天體之間的相互作用。1899年,普朗克僅以這三個常數,定義了一個僅基於自然屬性、不涉及任何人造屬性的通用測量系統。普朗克寫道,該系統對於“任何時代、所有文明——無論是外星文明還是非人類文明”,都將是相同的。

  普朗克根據c、ħ和G推導出長度、時間和質量的自然單位:Lp = 1.6 x(10的-35次方)米、Tp = 5.4 x(10的-44次方)秒,以及Mp= 2.2 x(10的-8次方)千克。雖然這些單位因量級太小而在實際中鮮有應用,但它們卻有概念上的意義。在當今的宇宙中,基本粒子間的引力相互作用太微弱而無法影響它們的量子行為。但是,只需將物體分開一點點的普朗克長度Lp(小於基本粒子的直徑),它們之間的引力相互作用就會變得足夠強,足以匹敵量子效應。這定義了大爆炸之後10的-44次方秒的“普朗克時期”。這段時期,引力效應和量子效應強度相當,因此我們需要一個綜合的量子引力理論,而我們當前使用的獨立的量子理論和引力理論則不適用。

  但是,對一些物理學家來說,c、ħ和G並非真正的基礎,因為它們仍取決於測量的單位。比如,在公製單位中,c為299792千米/秒;而在英製單位中,c為186282英里/秒。這說明,物理單位有文化的差異,而非自然界固有的。(1999年,NASA的火星氣候探測者號墜毀,原因就是兩組科學家團隊忘記檢查另一個團隊使用的是哪一個測量系統。)但是,純數字的常數可以在不同文化之間完美轉換,甚至跟外星人的測量單位也可以完美轉換。

  精細結構常數α因其所具備的純數字性而受到關注。1916年,在計算氫原子中單個電子在量子能級躍遷時釋放或吸收的光波長時,研究人員引入精細結構常數。尼爾斯·玻爾的早期量子理論預測到了主要波長,但光譜還顯示了其他特徵。為瞭解釋這些特徵,德國理論物理學家阿諾爾德·索末菲在氫原子的量子理論中加入相對論。 他的計算依賴一個被他稱為精細結構常數的數字。該數字包括ħ、c,以及基本電荷e(另一個自然常數);還有真空電容率ε0。值得注意的是,在這個組合中,物理單位竟全部抵消,僅留下純數值0.0072973525693。

艾薩克·牛頓
艾薩克·牛頓

  索末菲只是將α用作一個參數。但是精細結構常數真正受到關注,要等到二十世紀的二十年代。當時,法國物理學家保羅·狄拉克在相對論量子力學的高級研究中再次引入精細結構常數。接著,該常數又出現在英國天文學家亞瑟·愛丁頓的萬有理論中。他希望將量子理論與相對論相結合,以推導出宇宙的屬性,如宇宙中的基本粒子和各種常數,其中就包括α。

  愛丁頓所用方法的一個特別之處在於,他考慮的是1/α,而非α本身。因為他的分析表明,1/α必然是一個整數,且是一個純數字。這與現代測量結果一致,1/α的值等於137.1,非常接近137。而愛丁頓計算得出的結果是136,數值之接近足以引起人們的興趣。但是,進一步的測量證實1/α的值等於137.036。愛丁頓試圖解釋這其中的差別,但結果並不能令人信服。又因為或這或那的原因,愛丁頓的理論終究未能存續下來。

  但是α和數字“137”之間的聯繫保留了下來。也因此,理查德·費曼將“137”稱為“神奇數字”。當然他說的神奇數字,跟數字命理學毫無瓜葛。事實上,α的神奇之處在於,我們雖然知道如何測量α的值,但卻不知道如何從已知的任何理論中推導出α的值。儘管如此,α的值在量子電動力學(電磁量子理論)中至關重要。

  所以,大家一致認可,α是一個重要的自然常數。現在,既然我們已經知道了這些常數的值,那麼物理學家們又要問了,這些常數的值,真的永遠不變嗎?1937年,狄拉克在思考宇宙基本力的時候,猜測α和G的值將隨著宇宙年齡的增長而改變。另一個更古老的猜測是,這些常數是否在整個宇宙中有變化。

  變化的“常數”,不僅會改變基於這些常數的標準模型和宇宙論,也會改變廣義相對論。這些理論等等都無法解釋暗物質和暗能量。在“我們的宇宙是經過了’微調’,從而孕育生命”這樣的觀念中加入α的角色,以及相關的想法——如在眾多宇宙中,我們存在的那個宇宙具有最完美的α值等等,這一切都激發了人們對自然常數的研究,其中大部分研究都集中於精細結構常數α。

  地球上的測量幾乎可以肯定α的值是固定不變的。一個更具挑戰性的項目是在天文距離上測量α的值。這也決定了宇宙早期時候的α值:因為數十億光年外的光需要花很長時間,才能從年輕的宇宙到達現在的我們這裏。自從1999年以來,澳州新南威爾士大學的約翰·韋伯和他的同事就一直在收集來自被稱為“類星體”的遙遠星系核心的光,以測量α的值。類星體中心的黑洞會吸收發光的塵埃。這些來自類星體的光穿過星際雲,然後原子特徵波長在氣體雲中被吸收。分析該波長可以得出遙遠位置的α值,道理和我們在地球上用氫波長首先確定α一樣。

  韋伯的早期研究結果顯示,在過去60億年或更長時間里,α增加了0.0006%,並且這個增加的值取決於測量位置相對於地球的距離。2020年發佈的研究結果顯示,現在的α和130億年前(那時宇宙的年齡不過8億歲)的α相比,有微小的變化。種種研究結果還表明,α也隨空間方向的不同而改變。但總體而言,實驗誤差太大,任何測量到的α值的變化,其準確性有待商榷。但可以肯定的是,這些變化非常微小。

  現在,我們可以測量強引力場中的α值。理論上來看,強引力場中的α值應該會改變。已知最強的引力場來自黑洞;宇宙飛船隻有在達到無法企及的光速時才有可能逃離黑洞。白矮星的周圍也伴有強大的引力場。2013年,新南威爾士大學的J.C。布倫格特和韋伯等人一起分析了來自一顆白矮星的光譜數據,得到的α值相比地球的α值,存在0.004%的變化。

  但是,一直到今年,希斯和蓋茲等人發佈共同研究之前,從未有人測量過超大質量黑洞附近的α值。蓋茲在凱克天文台的觀測數據協助研究人員選擇了五顆特殊的恒星。它們的軌道會使其接近超大質量黑洞,從而最大化該超大質量黑洞的引力作用。另外,由於周圍的恒星大氣,這幾顆恒星的光譜顯示出強吸收特性。這有助於研究人員針對每一顆恒星,從吸收波長中,推導出α的值。最終的復合結果再次表明,超大質量黑洞附近的α值,與地球上的α值相比,存在僅0.001%甚至更小的變化。

  雖然測得的α值變化很微小,但針對超大質量黑洞周圍引力場中不同位置的五顆恒星的研究,帶來了新的結果;該研究也對理論預測做了早期測試,即α的變化,與引力勢的變化,成正比。(引力勢即引力場中存儲的能量。)

  就目前而言,在時間、空間和引力下,測得的α值的變化仍太小或存在不確定性,因而無法指導物理學家轉向新的理論,甚至都不足以激發新的猜測,比如宇宙深處或黑洞附近是否有生命存在。

  不過,知道在一個不斷變化的宇宙中,這個特別的自然常數可以保持穩定,興許也是一種安慰。但是,如果在銀河系的超大質量黑洞周圍觀測到α值的更大變化,這或許將標誌著新物理學的起點。希斯在他的郵件採訪中寫道,如今,他的目標是更深入地研究黑洞的引力場。他計劃在2021年進行一項新的優化測量,以“觀察與黑洞距離更近的恒星,因為距離更近,這些恒星也將經曆更強的引力勢……但是利用當前的技術,對於十分靠近黑洞的恒星,我們很難獲得較好的光譜觀察數據”。但希斯仍舊相信,他可以將測量誤差減少10倍。

  蓋茲那獲得諾貝爾獎的研究,很大程度上仰仗於觀測技術和光譜技術的巨大進步。可以肯定的是,以這個成功項目為基礎的技術改進,將繼續加深我們對超大質量黑洞的研究。(勻琳)

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