说完了杂事，现在来谈点科学方面的东西。上周的会议，我主要听了关于南极天文的部分。南极由于其独特的地理优势，现在已经是天文观测的圣地了，尤其是美国人，经过几十年的经营，在南极点建立的基地相当庞大，按照澳大利亚人John Storey教授的说法，现在那里几乎每个月都有热点论文出来，影响力相当大。其中，我比较感兴趣的研究，一个是宇宙微波背景辐射（CMB）－－南极由于其大气干燥、低温，很适合CMB的观测，美国在那里进行了一系列的实验；另一个是中微子／宇宙线／暗物质探测，这是利用南极厚达两千米、高度纯净、透明的冰作为探测器。可惜的是，由于与媒体面对面活动时间安排冲突，我没有能听到后者的内容，这里说说前者。

全天的宇宙微波背景温度分布图（WMAP)

宇宙微波背景辐射是现代宇宙学中很重要的观测对象。由于来源于宇宙大爆炸，CMB本身非常均匀，但也有很小的扰动（约十万分之一量级），打个比方的话，这就象地球的海平面可以近似为半径六千四百公里的球形或者椭球形，但也有米级的波浪。这些不均匀性是随机的，数学上可以用角功率谱等统计量描述其性质，表征在不同大小的角度上涨落幅度的大小。CMB的角功率谱很有意思，它本身也有一些波纹，也就是说在有些尺度上涨落较大，而另一些尺度上涨落较小。我们还用海浪打比方：虽然各种波长的海浪都存在，但如果我们去海滨渡假时留意一下，就会发现比较大的浪往往都是波长几十米的——也就是说，在某些特定的尺度上其起伏更大一些。在CMB中，也有同样的现象。这些功率谱中的峰是宇宙大爆炸时的声波振荡造成的：宇宙大爆炸持续的时间是有限的，而且结束的相当突然，因此当大爆炸结束时，有些波长的振荡正处在峰上，有些波长的振荡正处在谷上，在这些尺度上不均匀性就表现的特别强烈。2000年，美国回旋镖（Boomerang） 气球实验组根据他们1997年在南极McMurdo站放飞的气球载探测器得到的观测数据，首次准确地探测到了功率谱第一峰的位置，从而以三角测量法证明了宇宙的空间是平直的。此后的一系列不同的CMB实验观测，又进一步提高了测量精度。在本次会议开幕式上颁发的Gruber 宇宙学奖，就是给领导WMAP卫星小组进行精密CMB观测的Charles Bennett 教授。

Charles Bennett 教授

 

当然，南极的观测条件再好也比不上直接在太空中观测。不过，在WMAP卫星已工作了十多年，Planck卫星也已工作了两年的情况下，南极的CMB实验也还大有可为，并且看起来相当活跃。太空的观测条件虽好，但严酷的环境也使其运行成本高、研制周期长。相比之下，美国的南极基地现在后勤支持已很方便，长年有人驻守，因此有好几个CMB实验组，在那里不断改进技术进行系列实验。在这些实验所用的望远镜中，口径最大的是十米的SPT。望远镜的角分辨率与天线大小有关，由于放在地面上，SPT的天线可以做得比卫星上的大，因此角分辨率也更高一些，因此这一实验可以用比WMAP和Planck更高的角分辨率观测宇宙微波背景辐射。这个实验已经取得了许多成果。不过，在讲这些成果之前，先说一下其它几个实验。

极光下的南极CMB望远镜：位于照片右侧房顶上的天线是BICEP，左侧的天线是SPT

在美国的南极站，除了SPT外还有一系列实验，例如BICEP／BICEP2, POLAR,QuaD等。由于WMAP，Planck 卫星等实验已经能相当精确地测量CMB的温度，而SPT又着重测量高角分辨率的不均匀性，因此这些实验现在的主要目标是测量CMB的极化（即偏振），特别是所谓B-型极化。

球面上的极化矢量场可以分解为旋量为0的部分和散度为0的部分，在电磁学中静电场(E)是无旋的，磁场（B)是无散的，因此作为类比，将前者称为E-型极化，后者称为B-型极化。为免读者误解，我想在这里强调一下，电磁波的极化都是由电场方向定义的，上面所说的E-型和B-型极化都是对应电场方向（不是对应磁场方向），只是它们的数学性质分别类似静电场和磁场。1997年，几位学者（其中也包括我的博士导师Marc Kamionkowski)指出，宇宙中一般的密度不均匀性只能引起CMB的E-型极化，而B-型极化则来自引力波，因此如果能探测到B-型极化，就意味着能探测到宇宙极早期暴胀时产生的引力波，从而在一定程度上证实或者证伪暴胀理论。不过，B-型极化是比较弱的，因此要探测并不容易，更复杂的是，光子在传播中会受到非均匀分布的物质的引力透镜作用，导致部分E-型极化矢量转化为B-型。好在当尺度较大时，物质的引力透镜作用比较弱，因此还是有希望探测到这些原始的B-型极化的。目前，这些实验还没有探测到B-型极化，但实验家们正在不断改进实验，误差正在逐步减少，也许再过几年，这些测量将为我们提供更多关于宇宙起源的信息。

WMAP和SPT测量的CMB 角功率谱，可看到振荡峰和衰减段 （Keisler et al. 2011)

现在回到SPT做出的发现上。我们刚才说过，CMB有一定的不均匀性，而且在某些尺度（对应宇宙大爆炸时声波传播的距离）上这种不均匀性特别强。不过，在小一点的尺度上，在宇宙大爆炸期间，已经发生了几次振荡，而这种振荡是有耗散的，因此振荡会衰减，而CMB温度会变得均匀，因此角功率谱就会衰减下来。现在，SPT已经漂亮地测出了这些衰减的曲线。遗憾的是，不知为什么，IAU大会不把报告上网，这里贴一个SPT组去年发表的图，可以清晰地看到这些振荡峰和振荡衰减，与大爆炸理论的预言完全一致。

在更小的尺度上，温度不均匀性又会上升。这些其实已不是宇宙大爆炸时期的原初不均匀性，而是一些星系团中存在的热电子在CMB光子传播的途径中对它们散射产生的Sunyaev-Zeldovich (SZ)效应。利用这些不均匀性，还可以找到宇宙中远处的星系团。几天前，新闻中有报导美国研究者发现了迄今为止最大的星系团－凤凰座星系团(Phoenix cluster)，就是最初用SPT观测发现的。不过，后来又用X-射线对这一星系团进行了观测并得到了证实。

凤凰座星系团

宇宙微波背景辐射是大爆炸宇宙学的一个非常强有力的证据。我们知道，历史上，正是由于宇宙大爆炸理论预言的CMB被观测发现，大爆炸理论才被广泛接受。不仅如此，大爆炸理论还可以对CMB的不均匀性做出很精细的预言。上面提到的这些功率谱中的峰、谷、衰减、SZ效应等，早在60年代末、70年代初就已被当时的宇宙学家预言存在了，不过那时很难想象有一天实验的精度能如此之高而最终测出这些效应。到了80－90年代，随着实验技术的发展，人们开始看到一线曙光，理论研究者们也开始发展更精确迅速的计算方法。今天，这些理论模型的预言可以与观测进行细致的比较，从而非常精确地测量宇宙学模型的各种参数，而一旦某个参数偏离人们的预期，就会引起人们的关注。

在SPT的观测数据中，一个异常“迹象”是“有效相对论自由度”，有时也叫“有效中微子个数”。在粒子物理中，已知的中微子有三种，分别对应电子、缪子、tau子。那么，自然界中是否还存在别的中微子或者比较轻的粒子？由于这样的粒子不带电，因此要在实验室中探测它们也并不容易。出人意外的是，天文观测数据可以告诉我们答案，因为如果有这样的粒子，它们在宇宙大爆炸时期以接近光速运动，就会影响宇宙膨胀的速度。早在80年代，宇宙学家们就根据观测到的宇宙中氦的丰度，推断自然界只有三种中微子：如果有更多的中微子，它们就会影响到氦的丰度。然而，现在根据宇宙微波背景辐射，又可以用一种新的方法测量这个量。如上所述，经典值是3，如果考虑某些修正，标准值是3.046. 但是有趣的是，SPT测量的中微子数量是N=3.85±0.62， 这比标准值明显要高。当然，这可能是实验误差造成的，但也有可能是中微子或别的什么东西异常（比如早期暗能量）引起的，无论如何，这是一个很值得关注的动向。

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