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1989 年美国宇航局发射COBE卫星，在1992 年公布的强度与频率图中，第一次证明了宇宙微波背景辐射(cosmic microwave background radiation，简称CMB)随频率的变化精确地符合温度等于2.73 K的黑体辐射谱，因此证明了当今宇宙一定来源于一个高温高密的极早期态。这一成果使得COBE的领导人获得2006 年诺贝尔物理学奖，而史蒂芬·霍金称它为“20 世纪最重要的科学发现”。紧随其后，美国宇航局1999 年发射上天的威尔金森微波各向异性探测器(Wilkinson Microwave Anisotropy Probe，以下简称WMAP)则更加精确地测量了CMB在各个方向上的温度涨落，而此温度的各向异性图对于限制宇宙组分起到了关键作用。2003年，WMAP 研究组发布了第一年的结果，从而确定了标准宇宙学模型( ΛCDM模型，代表爱因斯坦宇宙学常数Λ 和冷暗物质“Cold-Dark-Matter”)和它的组分：70%左右的暗能量，25%左右的暗物质和不到5%左右的可见物质，并探究了130 多亿年前宇宙暴胀的物理学，这无疑是令人兴奋的科学进展。这一成果使得人类进入了精确宇宙学时代，同时也意味着宇宙中至少有95%的东西我们并不知其物理本质。普朗克卫星(以纪念德国物理学家Max Planck，简称Planck)则是步COBE、WMAP 后尘的第三代CMB 观测卫星。下面我们将简要介绍它的工作模式、数据压缩过程、以及究竟Planck 在测量什么信息；然后对Planck 2015 年2 月发布的结果(这是Planck 卫星最主要的数据和结果发布)进行仔细讨论，即研究它究竟捕捉到了什么样的来自遥远宇宙的微弱信号，这些信号揭开了哪些深层次的宇宙秘密；最后回顾宇宙学发展的过去、现在以及展望未来。
Planck 卫星如何工作2009 年5 月14 日，欧洲宇航局在圭亚那法属领地将Planck 发射上天，2009 年7 月抵达绕转日地系统的第二拉格朗日点的轨道上，在2009 年8月12日，高频(6个频段分别为875 GHz，545 GHz，353 GHz，217 GHz，143 GHz，100 GHz)与低频(3 个频段分别为70 GHZ，44 GHZ，30 GHz)两个探测器同时展开观测，15.5 个月之后已完成2.5 次全天空巡天。而到2012 年1 月，即开展工作后的29 个月已完成4.8 次全天空巡天。至此，高频段探测器的低温液体3He 已全部耗完，随后低频探测器又持续工作了21 个月，直到2013 年8 月整个卫星在完成工作以后完全失去控制电力。之后Planck便偏离了绕转第二拉格朗日点的轨道(不稳定轨道)，给未来的Euclid，JWST等卫星让出空间。
那么Planck 卫星是如何扫描整个天空的？上面提到的Planck 高频与低频的9 个频段的探测器位于一个聚焦平面上，而这个聚焦平面与卫星自转轴的夹角是85°。卫星绕自转轴每分钟扫描天空1 圈，基本上近于一个大圆。这样的扫描持续45—80 分钟，也就是说，大约每60 分钟重复扫描出接近大圆的一圈。但是为了补偿没有扫描过的(与大圆的)5°差3)，自转轴会有7.5°的进动(卫星反向喷气产生的动量，非引力产生)，而每6 个月自转轴的进动转完360°。同时由于地球绕太阳公转，该进动的中心轴在日地公转平面里大约每天绕动1°。所以，6 个月的时间内Planck完成一次全天空扫描。因此，2013年3月Planck发布的数据是基于15个月的扫描结果(2.5个全天空)，而2015 年的数据则是基于高频探测器29 个月(4.8个全天空)和低频探测器50 个月(8 个全天空)的扫描结果。更多的数据则会导致更大的信噪比，从而致使每一个参数的测量误差变小。
CMB 观测主要在测量什么？ 通过成分分离我们可以得到原初CMB 信号图，究竟这里面蕴含着什么信息？在宇宙的婴儿时期(即宇宙年龄小于38 万年，现在的宇宙年龄为138 亿年)，光子、电子以及原子核混合在一起，宇宙被这样的等离子体所充斥，那么宇宙密度的微小扰动传播的速度就非常接近于等离子体的传播速度，这个过程称为“重子声波震荡”(宇宙学中的重子物质包括原子核和电子)。由于宇宙越来越大，光子与电子的康普顿散射概率越来越低，以致于在宇宙38 万年之际，光子完全失去了和电子的相互作用，作为背景光子留下来，而电子与原子核结合为中性氢原子。因此这一时刻，即宇宙38 万年之际又称为“最后散射截面”，即光子统计上最后一次被电子所散射。由于在每一个时空点，重子—光子混合的等离子体都在38 万年的时间里传播了有限的一段距离，那么在这个距离上可以看到最后散射截面上的CMB光子具有的特征温度。这就好比在平静的湖面放入一颗石子会泛起涟漪，我们可以直接看到这个“泛起的涟漪”：在下图中可以明显地看到重子声波震荡效应。即在每一个热斑周围都会有一个特征冷环，而在每一个冷斑周围都会有一个特征热环。特征环对应的物理距离就是等离子体在宇宙38 万年间传播的距离，称为声学尺度。因此，观测CMB的温度和极化的各向异性主要测量的是重子声波震荡效应，它在天图上的分布记录了宇宙演化的诸多信息。 将CMB光子的强度与极化(Q参数)图在温度最低((a)，(b))与温度最高((c)，(d))处堆叠而成的图。角分辨率为30 角分。可以很清楚地看出声波震荡效应
2015 年主要宇宙学结果的讨论 再测宇宙学参数。Planck 最主要的任务是，利用它的温度场和极化功率谱来拟合宇宙学参数。由于2015年使用了4.8 个高频探测器全天空巡天结果，相当于比2013 年的2.5 个全天空巡天多了一倍数据，因此每个参数的误差棒(68%置信区间)近似于2013 年结果的1/ 2 。 (1) Ωbh2与Ωc h2分别是对重子物质密度、冷暗物质密度与哈勃常数平方的联合限制。Planck2015 年给出的结果是，重子物质、冷暗物质以及暗能量分别占宇宙密度的4.92%，26.47%以及68.44%。这三个数值加在一起非常接近于1，因此贡献于宇宙密度的空间曲率项就非常小。这说明宇宙3 维空间非常平坦，非常接近于欧式几何。 (2)θ* 为声学视界的角尺度，这个参数是CMB 角功率谱最敏感的一个参数，从拟合给出的中心值和误差棒来算，它测量的信噪比已经达到了3200 个标准偏差，而这个参数的精确测量标志着CMB 温度场的角功率谱在l<2000 已做到了宇宙方差极限。所以未来的CMB巡天无论噪音如何低也不会对Planck 温度场在这个区间内的测量有太大改进。
(3) H0是哈勃常数，是宇宙膨胀率的参数。宇宙膨胀最早由天文学家哈勃于1929 年通过观测星系的退行速度而发现5)，即v =H0d (d 是距离)，越远的星系退行速度越大。这意味着宇宙整体在膨胀，而每个星系之间的距离都在拉大。那么倒推回去，宇宙一定来源于一个高温高密的状态，这便是热大爆炸宇宙学的观念。随着WMAP和Planck 精确宇宙学时代的到来，H0的测量误差越来越小，Planck 2015年限制的误差已经达到了0.66 kms－1Mpc－1。 (4) As 是宇宙结构形成之始的密度扰动的平方，它是CMB的直接观测量，其开方就是原初密度扰动的大小，这个数约为10－5。按照结构形成理论可以推算出当今宇宙的密度涨落大小，这便是导出参量σ8 。它就是当今宇宙在8 个百万秒差距上(Mpc)的扰动大小。当然，也可以从观测星系等大尺度结构来直接测量σ8 ，事实上，通过观测弱引力透镜、星系团数目统计给出的σ8 却比CMB给出的数值低95%置信度左右，即σ8 约为0.79 。这也许意味着亮物质(星系和星系团)与暗物质之间的分布有某种尚未知晓的偏离。 (5) 在前面我们提到，宇宙年龄为38 万年时，光子失去了与电子的相互作用而“退耦”，而电子与原子核结合形成了中性氢原子。随着宇宙的演化到了1.5 到10 亿年之间的某个时期(尚未完全确定)，由于宇宙已经形成了第一代恒星，恒星内部温度很高的热核反应及其他高能量的天体物理过程会再次把中性氢电离为氢核和电子，这个过程称之为“再电离”。Planck 测定了再电离时刻的红移为zre = 10 ，即宇宙大爆炸之后4.7 亿年(要注意的是，当今宇宙红移为零，红移越大，时间越早，这里的红移反映的是宇宙的膨胀，而不是多普勒效应)。这里要注意，这个结果假设了宇宙从中性到电离性的过程是一步完成的，即依赖于“一步电离模型”。如果换另一个模型，此参数的测量值会不同。
(a)Planck 353 GHz 极化Q参数图；(b)Planck 353 GHz极化U参数图。小方框表示BICEP 观测视场。图中可见银河系的尘埃扩散到BICEP 观测区域里，因此极化尘埃效应不可忽略
(6) 宇宙的年龄为138.13 亿年。这并不来自于直接测量，而是通过CMB功率谱拟合暗物质和暗能量的密度从而推导出的年龄。 (7) 对于ns(原初扰动的谱指数)。 测量引力透镜
爱因斯坦的相对论预言了光线偏折效应，即大质量天体造成了周边时空的弯曲从而导致经过它的光线发生偏折，这种效应也是验证相对论的最早证据之一。对于宇宙学，暗物质组成的大尺度结构提供了引力势阱，使得经过它们的CMB光子路径发生偏转，因此称为“引力透镜”。利用CMB温度场的4 点相关函数，人们利用阿塔卡马宇宙望远镜(Atacama Cosmology Telescope，简称ACT，位于智利北部)第一次在4 个标准偏差( 4σ )的置信度上检测到了CMB的引力透镜效应。
随着CMB巡天的不断深入，对于引力透镜的测量还会越来越精确，今后会达到100σ 甚至200σ 置信度的测量。这将对于限制暗物质的成团性，尤其是限制中微子的总质量非常重要。
引力波之谜 位于南极的BICEP实验组在2014 年3 月17 日宣布发现了CMB光子的B-模式的极化。光子的极化可以分解为E-模式(有源无旋)和B-模式(有旋无源)两种。理论可以证明，大角度(低级矩)CMB的B-模式的极化只源于宇宙早期的张量扰动，而与密度扰动无关。而小角度上的B-模式极化则源于暗物质形成的引力透镜将一部分E-模式极化光子转化为B-模式极化。因此观测的总效应是，原初张量扰动和引力透镜产生的B-模式极化两部分之和。通过拟合数据，BICEP 2014 年3 月份给出的结果是宇宙原初扰动的张量与标量之比( r = P张量(k0)/P标量(k0) )，即“张标比”r=0.2。如果这个结果是正确的，那将强烈地意味着时空度规的张量扰动，即广义相对论预言的引力波被探测到。 但是问题在于，BICEP 实验组在天空视场范围内，由尘埃导致的光子极化是不可忽略的，若想真正检测到引力波，必须扣除这部分尘埃对于CMB光子极化的影响。将来CMB 实验的观测目标是那些极其微弱的信号，必须将其从星际尘埃、同步辐射、以及自由—自由发射等互相关联且复杂的前景信号中分离开才行，这依赖于可靠、精确和优化的数据分析技术。
检验宇宙暴胀模型 观测表明，在观测宇宙的范围内，宇宙空间看起来很平坦，而且各个方向上的密度涨落处于一个量级(各向同性)。如果将经典的宇宙大爆炸模型往前推，在宇宙早期，空间必须非常平坦才能使得今天宇宙的空间曲率很低，这样的对早期宇宙空间曲率的微调称之为“平坦性疑难”。另外，在CMB天图上以1.2°以上分离的两片区域回推到光子退耦时期应该没有任何因果联系，而在天图上我们看到温度场的分布十分均匀，起伏(即各向异性)只在10－5量级，即超视界的均匀性从何而来，这便是所谓的“视界疑难”。1980 年代以后，粒子物理学家们提出了暴胀过程，意在解释这些疑难，即在宇宙甚早期有一段剧烈膨胀过程，使得宇宙的尺度变得非常大，因此在我们观测宇宙的这个小区域内看上去很平坦。另外，我们当今观测宇宙在各个方向上的性质基本相同，是因为在暴胀之前它们本来处于同一个区域，而暴胀过程把它们之间的距离瞬间拉大，因而“看似”毫无因果联系。为了在更基本层次上解释暴胀机制，1980 年代以后粒子物理学家构造了很多不同的标量场模型。 下图显示了Planck 2015年对(r，ns)的联合限制，以及一些单场暴胀模型的预言比较。
Planck 2015 CMB数据对于r (张量与标量扰动幅度之比)与ns(标量扰动的谱指数)的联合限制。灰色区域是Planck 2015 年的4.8 个全天空温度场加上低级矩极化限制结果；红色区域是再加上BICEP+Keck+Planck 数据联合限制结果；蓝色区域是再加上大尺度结构的重子声波震荡数据限制结果。对于限制，深颜色代表68%置信区间，而浅颜色代表95%置信区间。各种颜色的线代表不同的早期宇宙暴胀模型预言。 检测暗能量 通过测量Ia 型超新星的光度曲线，1998 年美国的两个研究组宣布发现了宇宙在加速膨胀，即遥远的超新星不但距离我们远去，而且加速远去。这个重大发现随即于2011 年获得诺贝尔物理学奖。所谓暗能量，指的是驱动宇宙加速膨胀的一切(目前还不清楚的)物理机制，而它的物理本质一直以来被认为是物理学中最重要的未解之谜。各种解释暗能量的理论模型，预言了不同的暗能量的特征量，探究暗能量的物理性质，首要的是限制暗能量的状态方程参数。 CMB的温度和极化场的各向异性对于限制暗能量的状态方程参数提供了有用信息，这主要通过两种效应：一是因为不同的w(a)函数可以影响宇宙的膨胀，因此改变了观测者与最后散射截面之间的物理距离。因此，利用CMB的温度和极化的功率谱可以测定这样的物理距离大小，从而限制w(a)函数。另外，随着宇宙膨胀，暗物质逐渐被稀释掉，而暗能量的密度保持不变。因此尽管宇宙从1 万年左右一直到47 亿年期间的主要组分是暗物质，但47 亿年以后到今天(138 亿年)，暗能量的密度逐渐压倒暗物质。这样的相变过程导致引力势阱在47 亿年左右发生变化，因此一部分CMB光子掉进引力势阱中获得的动能，与爬出引力势阱所失掉的动能不一致，从而造成了光子波长的变化。
精确宇宙学的未来 究竟未来CMB研究的空间何在？
(1)进一步寻找原初张量扰动，即原初引力波，无疑是所有目前以及未来CMB项目的首要目的；
(2)对原初标量扰动谱指数的更强限制，对于排除和检验各种暴胀模型实为关键；
(3)进一步加强中微子质量的限制。下一阶段的CMB 观测将更精确地测量CMB 引力透镜、CMB 极化场的角功率谱，因此会进一步压低中微子质量的上限，有望区分中微子质量本征态的分布；
(4)进一步限制暗能量的状态方程参数和偏离爱因斯坦广义相对论的效应。星系巡天和21 cm 中性氢的测量也会大幅度提高暗能量模型的检验精度；
(5)再电离历史。目前的Planck 观测给出了即刻再电离模型的红移以及光学深度τ ，但再电离的具体物理过程尚未确定下来。未来的CMB观测与类星体吸收线的数据相结合，可探究具体的再电离过程；
(6)进一步寻找等曲率扰动模式(非绝热扰动)的大小；
(7)丢失的重子物质。Planck 给出了散落在暗物质晕之外的重子物质的信号，未来的角分辨率更强、信噪比更高，以及多频段的地面CMB观测将得到更精细的SZ效应图。这将对寻找那些未处于星系团之中的温热气体提供帮助。
回顾历史，宇宙学的发展走过了黄金十五年(1999—2014)。这十五年见证了宇宙加速膨胀的发现，见证了WMAP 和Planck 卫星给出宇宙学参数的越来越精确的测量，也见证了如斯隆数字巡天、CFHT 引力透镜巡天以及星系速度场等大尺度结构的观测迅猛发展。这些越来越精确的观测不仅基本确立了我们的宇宙是一个以暗物质和暗能量为主要物质组分的、各向同性的、加速膨胀的宇宙，而且可以逐渐地将宇宙的几何、原初扰动、中微子、大爆炸核合成、再电离过程、引力透镜、星系团热气体等更详尽的宇宙细节测定下来。这无疑是基础物理学的一大进步。
展望未来，宇宙学的观测变得越来越难，但也越来越精彩。难就难在容易测的已经都测量出来了，而未来实验必须捕捉更加微弱的信号。然而机遇也正在如此，因为这些极其微弱的信号可以带来比现在Planck 卫星多很多倍的宇宙学信息，可以揭示更深层次的宇宙秘密。因此，宇宙学的发展将强烈地依赖于更好的观测设备， 以及更加精准和优化的数据分析技术。发现宇宙奥秘的惊心动魄之旅，也许才刚刚开始。
马寅哲(英国曼彻斯特大学物理和天文系）本文节选自《物理》2015年第3期 |
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