從20世紀初到30年代的近三十年時間內，斯里弗（Vesto Melvin Slipher，1875-1969）、勒維特（Henrietta Swan Leavitt，1868-1921）、哈勃（Edwin Powell Hubble，1889-1953）等人的工作導致了一個重要的觀測發現：距離越遠的星系，退行速度越快，且二者幾乎成正比。用速度除以距離，得到的比例常數被稱為“哈勃常數”。

而就在哈勃得到這個觀測結果之前的2年，即1927年，勒梅特（Georges Lema?tre，1894-1966）就已從愛因斯坦（Albert Einstein，1879-1955）的廣義相對論出發，推導出一個結論：宇宙在膨脹，星系的退行速度與距離成正比。

哈勃的結果讓大多數天文學家相信，宇宙確實在膨脹，勒梅特的理論是正確的。

1、宇宙如何膨脹？

此后，天文學家開始考慮一個問題：宇宙的膨脹速度是如何變化的？理論上，宇宙可以勻速膨脹，可以加速膨脹，也可以減速膨脹。但因為宇宙中的物質之間的吸引力，天文學家普遍相信宇宙在減速膨脹。因此他們引入一個“減速因子”來描述宇宙減速。

但是，減速因子需要用觀測的結果來計算。必須知道足夠遠的星系的速度與距離。前者可以用光譜的“紅移”來確定，而后者呢？

在哈勃的時代，哈勃與同行用造父變星的“周期-光度關系”（周光關系）來確定含有造父變星的星系的距離。這個原理是勒維特發現的：光度變化周期越長的造父變星，其最亮與最暗時的光度越大，二者的對數符合簡單的一次函數關系。

造父變星因此成為“量天尺”。然而，造父變星雖然很亮，但在幾千萬觀念之外就很難被探測到。哪怕是當前最先進的望遠鏡，也只能找到大約1億光年（1光年約等于9.46億千米）之外的造父變星。因此這個方法，無法用來確定更遠的星系的距離。

2、Ia型超新星：更亮的距離測定器

“山重水復疑無路，柳暗花明又一村。”天文學家終于找到了另一個可以用來測量距離的強有力工具：Ia型超新星。

早在1938年，著名天文學家巴德（Walter Baade，1893-1960）就指出超新星的光度非常高，且最亮時的光度的分布范圍比較集中，因此可以用來測出其所在的星系的距離。

1941年，著名天文學家閔可夫斯基（Rudolph Minkowski，1895-1976）根據超新星的光譜將它們分類為I型與II型，前者缺乏氫，后者富含氫。

1960年，著名天文學家霍伊爾（Fred Hoyle，1915-2001）與福勒（William Alfred Fowler，1911-1995）指出，I型超新星可能由白矮星爆發形成。

1968年，天文學家科瓦爾（Charles Kowal，1940-2011）首次給出I型超新星可用于宇宙學中的證據，對應的論文成為超新星宇宙學的基礎。

1985-1990年之間，天文學家發現I型超新星有不同的起源，因此將來源于白矮星爆炸的歸類為Ia型超新星，將來源于大質量恒星爆炸的歸類為Ib與Ic型超新星。剔除掉Ib與Ic型超新星之后，剩下的Ia型超新星在最亮時的光度彼此間差異很小。

此后直到1990年中期，多個小組的研究都表明，Ia型超新星的亮度差異較小，經過適當修正之后，可作為標準燭光測量遙遠宇宙的距離，從而確定宇宙的膨脹模式。

3、從低紅移到高紅移：加速膨脹的宇宙

從1990年開始，多個針對Ia型超新星的巡天項目開始發展起來。其中最重要的有三個小組：Calán/Tololo超新星巡天（CT）、超新星宇宙學項目（SCP）與高紅移超新星搜尋團隊（HZT）。

CT搜尋低紅移的Ia型超新星。SCP與HZT搜尋高紅移的Ia型超新星，二者構成競爭關系。

3.1、Calán/Tololo超新星巡天

1990年6月到1993年11月，位于智利的 Cerro Tololo泛美天文臺（CTIO）的天文學家哈姆伊（Mario Hamuy）、菲利普斯（Mark Phillips）、森特澤夫（Nicholas Suntzeff）等人與位于智利大學的天文學家聯合執行了“Calán/Tololo超新星巡天”項目（CT），尋找紅移在0.01-0.1之間（距離1.3-13億光年）的Ia型超新星。

我們可以發現，即使其目標的距離的最低值（1.3億光年）也超過了造父變星可被發現的極限距離（約1億光年）。

圖：CT巡天使用的望遠鏡。最左邊白色圈子里是0.6米/0.9米施密特望遠鏡的圓頂。下方是0.9米望遠鏡，負責后續觀測；右上方一大一小兩個圓頂里面是4米Blanco望遠鏡與1.5米望遠鏡，負責觀測光譜，確定類型。圖源：Phillips, M. Calán/Tololo Supernova Survey. (https://www.slideserve.com/erica/the-cal-n-tololo-supernova-survey)

CT使用的望遠鏡是CTIO的柯蒂斯（Curtis）施密特望遠鏡，其修正鏡與球面鏡口徑分別為0.6米與0.9米，視場為26平方度，相當于130多個滿月區域。CT共發現49顆超新星，其中有36顆Ia型超新星，后者中的31顆是通過光譜觀測與研究確認的。

這些Ia型超新星為此后的研究奠定了重要的基礎，其中的28顆此后被“哈勃空間望遠鏡（HST）關鍵計劃”所使用，用于測量哈勃常數。此后SCP與HZT都使用了CT的數據作為低紅移樣本。

為了更精確的測出宇宙減速因子，需要利用高紅移Ia型超新星測量距離。因此，在CT巡天開始執行前后，針對高紅移超新星的兩個互相競爭的項目先后成立。第一個項目是1988年創立的“超新星宇宙學項目”（SCP），它由帕穆爾特（Saul Perlmutter）領銜。

3.2、超新星宇宙學項目（SCP）

超新星宇宙學項目（SCP）主要用CTIO的4米Blanco望遠鏡搜尋高紅移Ia型超新星。這個相機當時搭配了一個名為Big Throughout的相機，其4塊CCD的總像素為1700萬，視場為0.06平方度。

在發現超新星后，SCP用Blanco望遠鏡等執行后續的亮度觀測。對于1997-1998年被發現的一些超新星（如紅移為0.83的SN 1997ap），SCP團隊也用哈勃空間望遠鏡進行后續的亮度觀測。對于它們的光譜的觀測，SCP發團隊使用的是10米口徑的Keck I與II望遠鏡，以及ESO的3.6米望遠鏡。

1996年之前，帕穆爾特以個人名義發布了新發現的17顆超新星，他領銜的SCP項目以項目的名義發布了15顆超新星。1996-1998年，SCP每年發現的超新星的數目分別為9（年度第2）、48（年度第1）與24（年度第1）。

1998年，SCP將該項目發現的42顆高紅移Ia型超新星與CT發現的低紅移Ia超新星結合，得到宇宙加速膨脹的結論，相關論文于1998年被公開，1999年被出版。

3.3、高紅移超新星搜尋團隊（HZT）

SCP的競爭對手是“高紅移超新星搜尋團隊”（HZT），它由澳大利亞國立大學的施密特（Brian Schmidt）與CT核心成員之一的森特澤夫于1994年建立。后來，當時在加州大學伯克利分校天文系做博士后的里斯（Adam Riess）成為該小組的另一個核心人物。

HZT也使用Blanco望遠鏡尋找高紅移超新星。在發現超新星后，HZT也主要用Blanco望遠鏡等望遠鏡執行后續觀測。對于這些超新星的光譜確認，HZT使用的是Keck I與II望遠鏡、6.5米多鏡面望遠鏡與ESO的3.6米望遠鏡負責。

從1995年到1997年，HZT每年發現的超新星數目為2、29（年度第1）與40（年度第2）。

1998年，HZT小組將該項目發現的16顆高紅移超新星與CT巡天發現的低紅移Ia超新星，也得到了宇宙加速膨脹的結論。相關論文于1998年被公布，同年被發表。

在使用Blanco望遠鏡尋找高紅移超新星的同時，HZT項目組啟動并負責“Stromlo天文臺Abell星系團超新星搜尋” 項目。該項目使用Stromlo天文臺上1.3米口徑望遠鏡，搜尋紅移范圍在0.02-0.08的南天Abell星系團內的超新星。1996-1999年，該每年發現的超新星數目分別是8（年度第5）、16（年度第3）、22（年度第2）與2，累計數目為48。其中，15顆是由光譜研究確定出的Ia型超新星。

4、宇宙學常數與暗能量

SCP與HZT兩個互相競爭的小組幾乎同時獨立發現了宇宙加速膨脹，形成了互相的支持。為了擬合上數據，必須假設宇宙中存在一種起到排斥力作用的某種東西。

而早在1917年，愛因斯坦用自己創立的廣義相對論研究宇宙學時，為了讓宇宙保持靜止，就已提出“宇宙學常數”這個概念。愛因斯坦認為，宇宙學常數非常小，起到排斥力作用。

SCP與HZT的工作使宇宙學常數這個概念死灰復燃。但后續的計算表明，宇宙學常數并不能解釋這個神秘的排斥性力量。有人在1998年用“暗能量”（Dark energy）這個概念來命名這個神秘的排斥力。

SCP與HZT的研究表明，宇宙中的大多數物質是暗能量，它會加速宇宙的膨脹，最終在宇宙誕生幾十億年后戰勝了物質之間的相互吸引作用，使宇宙進入加速膨脹狀態，并加速膨脹至今。后來的宇宙學觀測表明，暗能量占宇宙物質總量的68.3%。

圖：當前宇宙中的物質分布。暗能量占68.3%，暗物質占26.8%，普通物質占4.9%。它們之中，暗能量其排斥作用，加速宇宙膨脹；暗物質與物質起吸引左右，減慢宇宙膨脹。圖片來源：Szczureq

人類還不知道暗能量的本質是什么。至少有幾十種模型被提出來，但至今尚無共識。雖然暗能量的本質還不清楚，但它的被確認卻依然是宇宙學與物理學的重大突破。

帕穆爾特、施密特與里斯因此分享了2011年的諾貝爾物理學獎。

圖：帕穆爾特、施密特與里斯分享了2011年的諾貝爾物理學獎。其中帕穆爾特獲得其中1/2，施密特與里斯分別獲得1/4。圖片來源：https://www.nobelprize.org/prizes/physics/2011/summary/

這個突破性的發現也使得Ia型超新星成為炙手可熱的研究對象。對Ia型超新星的更廣泛搜尋也直接帶動了對其他類型超新星的搜尋，因為超新星在被發現的那個時刻無法被確認光譜類型，只能通過后續的光譜觀測來確認類型，這使搜尋超新星的項目不可能只發現Ia型超新星。

5、精益求精

在確定宇宙加速膨脹之后，天文學家并未止步于此，而是繼續搜尋更多Ia型超新星，從而更好地限制了宇宙學參數。這方面有三個項目或望遠鏡做出了突出的貢獻。它們分別是近距離超新星工廠、ESSENCE與哈勃空間望遠鏡。

5.1、近距離超新星工廠

從2002年開始，SCP團隊啟動多個小組合作的近距離超新星工廠（NSNF）項目，致力于搜尋紅移介于0.03到0.08（距離介于4到11億光年）的近距離Ia型超新星。

NSNF用“近地小行星追蹤”（NEAT）項目使用的望遠鏡搜尋超新星。而NEAT 使用的望遠鏡中包括奧辛（Samuel Oschin）望遠鏡——它的修正鏡與球面鏡的口徑分別為1.22米/1.83米與“陸基深空光電深空監視”（GEODSS）位于夏威夷Haleakala的1臺望遠鏡。

NSNF團隊給GEODSS的那臺望遠鏡搭配了視場為2平方度的相機。奧辛望遠鏡則從2003年開始搭配8.7平方度視場的QUEST相機，從而成為NSNF發現超新星的主力。

2002-2003、2005-2008年，NSNF發現的超新星數目分別為37（年度第2）、45（年度第2）、26（年度第4）、72（年度第3）、145（年度第2）與155（年度第1），累計發現480顆超新星，其中200多顆為Ia型超新星。

5.2、ESSENCE

在SCP團隊啟動NSNF項目的同一年（2002年），HZT的天文學家們啟動了ESSENCE項目。該項目的全稱是“狀態方程：超新星追尋宇宙膨脹”（Equation of State: Supernovae trace Cosmic Expansion）。

與觀測紅移低于0.1的Ia型超新星為目標的NSNF不同，ESSENCE觀測紅移在0.2到0.8之間的Ia型超新星，用以更好地限制暗能量的精確性質。

ESSENCE執行周期為5年,它使用的是為發現暗能量立下赫赫戰功的Blanco望遠鏡，上面搭配的相機的視場為0.36平方度——接近2個滿月視面積。

2002-2004、2006-2007年，ESSENCE項目每年發現的Ia型超新星的數目分別為18（年度第5）、40（年度第3）、32（年度第3）、55（年度第4）與52（年度第4），總數為197。加上2008年的數據，ESSENCE發現并進行了后續觀測的Ia型超新星的總數達到213，略超過計劃中的200。這些超新星的紅移在0.1到0.81之間，與計劃中的范圍符合。

以上只是Ia型超新星的數字，其他類型的超新星未被計入。事實上，ESSENCE項目還發現了一些其他類型的超新星。例如，該項目在前兩年發現并通過光譜觀測確認了5顆其他類型超新星。

與ESSENCE項目幾乎同時啟動的是巴塞羅那大學等單位執行的“來自超新星的Omega與Lambda以及超新星爆發的物理學”項目。該項目用2.54米口徑牛頓望遠鏡執行，致力于尋找紅移在0.1-0.4的中等紅移的Ia型超新星，以填補這個紅移范圍內的空缺。該項目僅在2002年發現11個超新星（年度第10）。這個項目受到了ESSENCE的降維打擊，因為ESSENCE獲得更多得多的中等紅移的Ia型超新星。

5.3、哈勃空間望遠鏡

哈勃空間望遠鏡的主鏡面口徑為2.4米，但視場很小，如早期的第二代寬場與行星照相機（WFPC2）的視場僅為5.7平方角分，僅為滿月的130分之1。 “哈勃”上搭配的其他照相機的視場也普遍是滿月視面積的2%左右。因此，“哈勃”適合于后續觀測或針對遙遠星系逐個掃描。

圖：2009年，維修之后被重新放回太空的哈勃。圖片來源：NASA

由于“哈勃”在觀測高紅移超新星時的亮度時特別精確，它在此后被用于搜尋高紅移Ia型超新星。例如，2002-2005年，“哈勃”上面新裝的高級巡天相機（ACS）執行參與多個望遠鏡聯合的“大型天文臺宇宙起源深度巡天（GOODS）”項目，掃描指定天區。

GOODS項目的重要的副產品是發現超過60顆超新星（2002年發現32顆超新星，年度第3），其中大部分被確認為Ia型超新星，更有一部分的紅移超過1。這些高紅移Ia型超新星也支持了加速膨脹宇宙模型。1999-2016年，HST共發現115顆超新星。

圖：HST觀測到的高紅移超新星（橙色實心圓點）的紅移與距離模數的關系，進一步支持了加速膨脹的宇宙學模型。圖片來源：Riess et al. 2007， The Astrophysical Journal, 659，98

6、總結

在過去幾十年中，發現、確認、研究Ia型超新星并將其標準化，用來測量星系距離的系列項目獲得了重大成功。這些項目不僅導致了暗能量被發現、形成宇宙學與物理學的重大突破，也有力促進了各種超新星搜尋項目的發展。

將來人類將會在現在的基礎上，通過更強大的望遠鏡的觀測與更精深的理論研究來繼續深化這方面的認識，并有望最終破解宇宙的最重大秘密秘密之一——暗能量的本質。

來源: 科普中國-星空計劃（創作培育）

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