天体物理学

弗兰çoise Combes : « Nous vivons une période palpitante pour l’astrophysique »

天体物理学家FrançoiseCombes于9月初获得了CNRS金牌。从星系的演化到暗物质再到黑洞,她都同意与我们分享她对研究领域的概述。

肖恩·拜伊(Sean Bailly)的访谈
弗兰çoise Combes médaille or cnrs

法兰索瓦·康比斯(FrançoiseCombes)是法兰西学院(Collègede 弗兰ce)的教授,自2014年以来一直担任该职位,并于2004年起担任科学院院士。她是世界著名的天体物理学研究人物。通过她的工作和合作,她为许多发现做出了贡献。弗朗索瓦·康布斯(FrançoiseCombes)还通过她的教学活动以及她为普通大众准备的许多书籍,文章和会议积极参与了思想的传播。在CNRS金牌之际,我们问她在她的研究领域(涵盖广阔的天体物理学和科学领域)的主要问题和旗舰项目有什么用?宇宙学。面试

自2014年以来,您一直担任法国学院(Collègede 弗兰ce)的星系和宇宙学教授。这些研究领域长期以来一直被认为是独立的。他们今天知道和解吗?

在过去的十五年中,研究人员已经认识到,只有通过考虑物质的巨大结构(细丝)才能理解星系的演化,细丝在宇宙学范围内延伸。相反,在宇宙历史上,星系起着至关重要的作用,尤其是在离子化时期。因此,星系的演化与宇宙的演化紧密相连。

我们对星系的理解是如何演变的?

从观察的角度来看,关键的一步是调查计划于2000年开始 SDSS(斯隆数字天空调查),已经发现了数百万个星系。在此之前,我们使用哈勃(Hubble)分类来根据星系的形态(螺旋形,椭圆形,双凸透镜等)来组织星系,但由于目录如此庞大,因此该方法不再适用。因此,我们根据星系的颜色和大小对其进行了分类。然后,我们发现有两个不同的族,即蓝色的恒星形成强烈,而红色的仅由旧恒星组成。在最初的十亿年间,一个银河系形成许多恒星。她是蓝色的。然后突然,一切都停止了;它切换为红色。没有回旋的余地。

什么机制导致这种突然转变?

天然气在这里起着关键作用。恒星在巨大的气体云中形成,但是如果缺乏气体,星系将不再产生新的恒星。天体物理学家最初认为是恒星本身将气体驱出银河系,例如当它们以超新星爆炸时。但是数值模型表明,在其引力场的作用下,被排出的气体最终会落回到星系中(较小的星系中,该场太弱了)。

然后,研究人员意识到有必要从更大的角度来看待。星系形成于宇宙最丰富的区域。这些是围绕着巨大的空宇宙域的细丝。在此之前,研究人员主要使用数值模拟来研究单个星系或描述星系碰撞。通过对星系和细丝之间的相互作用进行建模,他们发现后者不断向星系提供气体。问题:这个过程太有效了。这些模拟使星系的质量比所观察到的大10到100倍。

这个问题有什么解决方案?

解决方案来自位于星系中心的超大质量黑洞。当这些黑洞处于物质丰富的环境中时,它们会变得非常活跃,并且它们的射流会有效排斥细丝产生的气体。因此,一个星系从蓝色变为红色。但是,当黑洞不再通电时,它会平静下来,并且细丝中的气体开始再次进入银河系。这可能会再次变成蓝色,并且循环再次开始。但是,由于宇宙的膨胀,这种动力最终停止了。随着空间的扩大,细丝会伸展并最终变得太细而无法有效地喂食星系。他们肯定变成红色。

通过考虑宇宙尺度,我们发现星系的历史比我们想象的要丰富得多。

如果我们更好地了解星系的最终命运,那么第一个星系的诞生又如何呢?

近年来,得益于改进的技术和仪器,尤其是太空望远镜 哈勃,我们进一步研究了宇宙,因此我们扫描了宇宙,当时它还很年轻。第一批星系与我们所知道的完全不同。它们的气体非常丰富,并且没有像螺旋形或条形这样的规则结构。他们的记录还很不平衡。我们正在谈论 块状星系.

如果我们看一下星系中恒星形成的演变,我们会看到在宇宙当前年龄的一半(即138亿年)之前达到了最大值。在此期间之前,星系尚未积累足够的气体,此后,膨胀开始破坏细丝对材料的供应。

天体物理学家社区热切期待着地球的腾飞。 西南科技大学(詹姆斯·韦伯太空望远镜)。它已经推迟了好几次,计划于2021年底发射。这是太空望远镜的后继产品 哈勃 将会更有效率。后者给出了最远星系几个像素的图像, 西南科技大学 会有更好的分辨率。它也应该能够看到亮度要低得多的星系。实际上,与当前人口相比,原始星系的普查显示这些天体不足。

詹姆斯·韦伯望远镜JWST

太空望远镜的主镜 詹姆斯·韦伯 在2020年4月的组装测试中。

©诺斯罗普·格鲁曼/美国国家航空航天局(CC BY 2.0)

程序 西南科技大学 特别是因为它的寿命会很短,所以它特别容易装满。望远镜 哈勃 由于经历了几项更换相机,马达或陀螺仪(用于对其进行定向和稳定处理)的干预,该机的使用寿命非常长(自1990年以来一直投入使用)。但 哈勃 是海拔600公里的太空,因此它属于宇航员的任务范围。的 西南科技大学,它将定位在距地球150万公里的拉格朗日L2点附近。这种偏远位置的优势在于,仅需一个防护罩即可阻挡来自太阳和地球的辐射,这将有助于红外观测。另一方面,望远镜将距离太远,无法进行维护操作。因此,其使用寿命为5到10年。

西南科技大学 应该为我们提供有关原始星系和许多其他领域的大量信息。我们也期待惊喜。我们已经知道,在很小的宇宙中就有惊人的物体。例如,研究人员已经在大爆炸发生后不到2亿年的时候就发掘出了非常庞大的类星体(星系中活跃的中心黑洞)。

如何解释超大质量黑洞的迅速形成?

在经典情况下,当恒星寿命结束时坍塌时会形成黑洞。如果质量足够大,恒星的心脏就会变成黑洞。因此,这些“星状”黑洞的质量约为几个太阳质量。还假设黑洞可以形成二元系统,其中两个物体逐渐聚在一起并最终合并,从而产生更大的黑洞。重力波探测器已经证实了这种机制 利高处女座,他在2015年观察到两个黑洞合并的第一个信号。

这种连续合并方案的问题在于黑洞的增长非常缓慢!实际上,黑洞吸收的物质的数量与其质量成正比。因此,大的黑洞生长得更快。因此,面临的挑战是要解释我们如何拥有足够大的黑洞种子,以快速在年轻的宇宙中获得超大质量的黑洞。

有哪些线索?

原始的黑洞是由于物质密度的量子涨落而在宇宙的最初时刻形成的。但这不是唯一的。

一个有趣的想法涉及第一代恒星。它们不含金属(比氢和氦重的元素),可以达到1000太阳质量的数量级。这些巨人的寿命很短,可能已经完全坍塌,形成了1000个太阳质量的黑洞。从这么大的质量中,很容易在几亿年的时间内获得几个数量级。

另一个轨迹是球状星团。这些非常密集的结构将数十万颗恒星聚集在一起。通常,这是恒星发生碰撞的唯一可能性的唯一位置。在银河系中,恒星之间的距离非常大,几乎不可能发生碰撞。因此,在球状星团中,变成黑洞的恒星可以快速与邻居合并,然后与另一个合并,等等。而且它的质量可以快速增长。

对黑洞通过引力波合并的研究将为我们提供许多有关中等质量黑洞(通常介于100至100,000太阳质量之间)的形成的知识。它们很难直接检测出来,因为它们分散在整个星系中,不清楚在哪里寻找它们。

第一批星系的诞生与宇宙电离历史上的特定时期相对应。星系在其中扮演什么角色?

要了解电离,您必须先从大爆炸开始。众多观察结果支持这一理论,即宇宙以非常密集和非常热的状态开始,然后随着其膨胀而冷却。很快,空间中充满了等离子体,原子核,电子和光子的电离气体。在大爆炸之后的38万年,温度已经下降到足以使原子核和电子结合形成中性原子的程度。从与其他粒子的相互作用中释放出来的光子便能够在宇宙中自由扩散。至今仍观察到第一辐射:这是宇宙学上的漫射背景。重组后,宇宙充满了一种中性气体,不包含任何光源:它进入了所谓的“黑暗时代”。渐渐地,宇宙中布满了恒星,这些恒星开始点燃,加热并电离周围的气体。这是电离的开始。

普朗克宇宙扩散背景

卫星获得的宇宙扩散本底图 普朗克.

©ESA和普朗克合作

有没有观察到的电离线索?

当我们分析最遥远的类星体发出的光时,我们会发现它沿途或多或少地被吸收,特别是被中性原子形式的氢吸收,而被电离时则不吸收。该吸收对应于光谱中非常特殊的线,即120纳米处的莱曼-α线。但是随着宇宙的膨胀,类星体发出的辐射逐渐变成红色,吸收线移动到更长的波长。但是,沿途遇到的中性氢仍然吸收120纳米的光。因此,当我们测量类星体的辐射到达地球后的光谱时,我们会观察到一组线。他们的分析使我们可以追踪氢沿光路被离子化的位置和中性的位置。但是,我们看到,在大爆炸之后大约2亿年,我们开始看到再次电离的区域。但这并不是同时发生在所有地方。

在这段时间内,哪些物体主要促成了宇宙的电离?

发出大量X射线的类星体被认为已使周围的气体电离。但是他们太少了,无法使整个宇宙离子化。望远镜观测到的最古老的星系也是如此 哈勃。后者仅设法观测到了最大的星系,这些星系非常罕见,无法独自进行这种过渡。因此,更有可能所有的小星系都扮演了这个角色。的 西南科技大学 当他观察到宇宙中最遥远的区域时,他应该确认这种情况。其他项目,例如巨型射电望远镜 洛法SKA,将部分致力于研究黑暗时代和电离时期。这次的目的是通过其在21厘米波长处的基本线检测原子氢,该氢现在因在2米波长处的扩展而红移。到目前为止,由于前景发射的强度要高数千倍,因此尚无法在这些度量波长中检测到电离的信号。

洛法 这是最初的荷兰项目,已扩展到多个欧洲国家,并汇集了48个站点,其中包括法国Nançay的站点。在这个网站上, 洛法, NenuFar,也启动了一个非常有趣的程序来进行电离研究。 NenuFar 已经观察到大量的脉冲星。

这些脉冲星为何有趣?

脉冲星是快速旋转的中子星,发出非常规则的周期性电磁信号。这个想法是要定义一个脉冲星网络(在银河系中大约有20,000个 SKA),并精确跟踪其频率的任何变化。目的是检测被称为“原始”的引力波。

这些引力波与由 利高处女座 :它们的波长以光年为单位。他们的手臂只有几公里长, 利高 et 处女座 可以探测由中子星或几十个太阳质量的黑洞合并产生的“中等”波长的引力波。空间干涉仪 丽莎它的手臂将长达数百万公里,它将对超大质量黑洞的融合所发出的波敏感。有了一系列脉冲星,它们之间相距光年,我们将能够观察到原始的,很长波长的引力波。

如何使用脉冲星探测这些波? 

当原始引力波通过时,脉冲星发出的信号的频率将略有变化。但是,仅观察单个脉冲星是不够的,因为不可能排除其他可能的干扰源,也无法从单个测量点确定重力波的形状。

因此,该思想是同时观察大量脉冲星并使信号相关。脉冲星具有多个优点,因为它们相对众多,并且它们的空间分布与原始重力波的假定波长很好地对应。而且其信号的固有频率非常稳定。

这些原始引力波的来源是什么?

他们出生在宇宙的最初时刻,持续了很短的10个小时-32 第二,称为“通货膨胀”。然后,空间和距离扩大了10个数量级30。这种现象伴随着时空的突然扭曲以及相关的振动,引力波。随着膨胀,它们的波长以与空间相同的方式被拉伸。我们希望使用脉冲星探测它们。

了解通货膨胀是宇宙学的主要挑战。我们在哪 ?

大爆炸的模型具有最初的高温和致密宇宙,并且在其膨胀过程中处于冷却状态,这一现象已被众多观察结果证实,尤其是原始核合成,它可以准确地预测出最初数分钟内形成的轻元素的丰度。宇宙(氢,氘,氦,锂)和宇宙扩散背景的发现。但是后者也带来了困难。初步观察表明,这种辐射以及与之相关的温度在所有方向上都是相同的。随后通过卫星进行更精确的测量 WMAP普朗克 除其他外,已经表明,扩散背景的温度在平均值附近有很小的变化,但是变化很小:大约每100,000个1。扩散背景如何如此均匀?如果我们在宇宙的另一端拍摄天空中两个截然相反的区域,那么它们之间的距离就太远了,自宇宙历史开始以来就没有时间进行互动,因此没有因为它们处于完全相同的温度。

具体而言,我们充其量只能看到从138亿光年的距离发出的光子(如果不考虑宇宙的膨胀)。因此,我们面临着一个地平线,一个极限,我们无法看到宇宙中的极限。同样,我们可以在宇宙扩散背景图上定义约45,000个由视界界定的区域(每个区域对应于大约1°立体角),这些区域原则上不存在因果关系。 。但是,这些区域几乎都具有相同的温度。这称为“水平问题”。

在1980年代,为了解决这个问题,理论家提出了在宇宙诞生之初就处于通货膨胀阶段的想法。通过超快速膨胀,一个因果连接的空间能够覆盖整个天空,因此,通过 普朗克。这是一个很好的解决方案,但是对通货膨胀模型的约束很少,而且我们不知道如何决定之间存在许多差异。

原始引力波提供了一个测试通货膨胀模型的机会,因为它们并不都针对这些波动预测相同的特征,例如不同的振幅。但是,这些原始引力波必定使宇宙散射背景的光偏振了。这些称为B极化模式,如果存在,它们非常弱,因为 普朗克 没有检测到它们。 2014年,来自南极洲另一个实验的小组 BICEP2,被认为已检测到这些模式。但是很快就表明,该团队低估了银河尘埃的影响,这也使来自宇宙漫射背景的光偏振。

其他项目正在准备跟踪B模式,例如日本卫星的情况 LiteBIRD,这将在几年内起飞。但是考虑到银河系的前景仍然是一个挑战。因此,解决方案可能来自脉冲星。挑战在于精确跟踪足够的脉冲星以实现足够的灵敏度。

宇宙学的另一个巨大挑战是暗能量。研究人员对卫星寄予厚望 欧几里得 刺穿自然。这是关于什么的?

提醒一下,暗能量占宇宙总含量的近70%。它施加负压,加速宇宙膨胀。 1998年,研究超新星的两个团队发现了这种动态。这些恒星爆炸很有趣,因为它们充当“标准蜡烛”。它们非常明亮,因此可以从远处看到,它们的光度曲线非常有特色,这使得计算爆炸恒星的本征光度成为可能。然后,我们可以通过将其表观亮度与该固有亮度进行比较来推断其距离。

另一个独立的数据 红移后退光源的电磁频谱中的“红移”(或“红移”)可以访问这些超新星移动的速度。它与恒星的固有速度无关,而与宇宙膨胀的结果有关。将我们与超新星分开的距离会随着时间而增加。

欧几里德卫星

艺术家对未来卫星的印象 欧几里得.

©ESA(卫星);美国国家航空航天局/ ESA / CXC / C.马/ H。 Ebeling / E.Barrett /夏威夷大学和STScI

通过结合 红移 以及超新星的明显亮度,宇宙学家已经注意到,其中一些标准蜡烛比他们应该的距离更远。唯一可能的解释是,宇宙的膨胀正在加速!这是令人惊讶的,因为以前认为在重力作用下膨胀会相当缓慢。我们设想了一种施加负压的能量,即暗能量,作为这种加速的引擎。

数据表明,扩张首先像预期的那样放缓,然后在五十亿年前加速。但是测量的不确定性很大,并且不允许我们在宇宙常数或随时间演变的动态事物(例如精粹)之间对暗能量候选物的巨大差异进行分类。

卫星 欧几里得计划于2022年发射,它将精确地追踪宇宙膨胀的演变。我们希望对暗能量的性质施加严格的限制。

怎么办? 欧几里得 是否有助于确定扩张的故事?

为此,有必要再次回到宇宙散射背景。在原始血浆中,重子(原子核)聚集在一些密度更高的区域。但是在这些区域中,光子施加的压力与重子的集中运动相反。这两种拮抗作用在等离子体中产生声波。随着原子核和电子复合形成气体,光子作为扩散本底逸出,气体和从中出来的星系保留了这些声波的印记。 

它们的特征波长在原始气体密度过高区域产生的星系分布中得以体现。 欧几里得 将在不同时间提升近120亿个星系的位置。通过分析这些星系的分布,研究人员将能够追踪随着宇宙膨胀而增长的特征长度,尤其是观察其膨胀速度如何变化。该声明应足够精确,以根据暗能量的性质区分不同的扩展方案。

如果宇宙包含70%的暗能量,剩下的是什么?

重原子物质为5%,是由原子组成的普通物质。该值是间接获得的,因为矛盾的是,大部分重质物质丢失了。我们不知道它在宇宙中的位置。其中一些是非常热的星系间气体的形式。检测它的困难在于它非常分散。卫星 雅典娜计划于2030年发射的X光片应具有足够的X射线敏感性,以更好地识别这种缺失的常见材料。

最后25%?

这是暗物质。关于它的第一个线索可以追溯到1930年代天文学家弗里茨·兹维克(Fritz Zwicky)的工作,他观察到了昏迷星团的动力学过程,但根据牛顿动力学定律计算出的星系运动是不相容的他估计堆中包含的物质数量。这就是“质量缺失”问题的产生。 1970年代,维拉·鲁宾(Vera Rubin)等人发现旋涡星系中也存在类似的问题。与它们的宿主星系相比,外围的恒星旋转得太快。它们应该被弹出星际空间。但是,事实并非如此:因此,必须有一个看不见的质量贡献将星系中的恒星保持住。直到1980年代,它一直被认为是重质物质。

弗兰çoise Combes médaille or cnrs

弗兰çoise Combes devant la coupole de l'observatoire de Paris.

©FrédériquePlas / 的rma / CNRS图片库

但是在1985年,研究人员意识到Zwicky的“缺失质量”或“暗物质”,以其现代名称使用,由于宇宙学的原因,不可能是重子。特别是,当研究人员使用模拟从早期宇宙的条件中复制宇宙中的大型结构(星系和星系的簇)时,这些结构形成得太慢。解决此问题的方法是将引力势阱引入原始等离子体,以将重子集中在那里,当重子与光子解耦时,它们迅速形成星系。但是这些引力势阱必须由精确地不与光子相互作用的巨大成分产生,因此不能由普通物质产生。

在粒子物理学的标准模型中,只有中微子满足这些条件,但是它们太轻了,无法解决问题。因此,有必要在标准模型框架之外的场景中寻找候选人。其中一个很快成为了最爱, imp夫 (对于 弱相互作用的大颗粒)。仅对弱相互作用敏感,其质量约为质子的一百倍, imp夫 在早期宇宙中大量产生,并产生形成大型结构,满足其他宇宙学约束以及复制星系团和旋涡星系动力学所需的适量暗物质。

的 imp夫 尤其是由于超对称性(一种扩展标准模型的途径,该模型假定了费米子和玻色子之间自然的基本对称性)而产生的。他们还感兴趣打开一个完整的实验程序以进行检测。例如, imp夫 应该在粒子加速器中大量生产,例如 大型强子对撞机,是日内瓦附近CERN的大型强子对撞机。也有可能直接检测到它们,例如,用氙气填充大型水箱并跟踪 imp夫 氙气灯芯最后,作为 imp夫 是它自己的反粒子,它可以自行消灭并发射光子。因此,我们希望看到该地区的电磁辐射 先验 富含暗物质,例如银河系的中心,矮星系等。

我们看到这些了吗 imp夫 ?

关于直接检测,每年都在进行许多实验并提高其灵敏度。像这样的经历 XENON1T 对以下情况提出了很强的约束 imp夫。还有下一代 氙气灯, LUX-ZEPLIN 要么 熊猫X-4T 将会更加严重。卫星间接检测 费米,天文台 赫斯2 迄今为止,在纳米比亚和其他国家,没有显示出暗物质dark灭的证据。

但是我认为最关键的结果是在 大型强子对撞机。仍然可能存在非常奇特的超对称形式。但是现在排除了更自然的版本。我认为,这种负面结果排除了 imp夫 暗物质的潜在候选人。由于已经投入了所有精力,因此很难下结论。但是我们现在处于这个研究领域的转折点。我们必须重新考虑其他可能的候选人。

谁是其他候选人?

有很多。利用引力波探测几十个太阳质量的黑洞,引起了这样一个想法,即暗物质实际上可能是由原始的黑洞组成的。我们可以谈论轴-或更确切地说是ALP, 轴状颗粒,因为我们不太期待Roberto Peccei和Helen Quinn于1977年提出的解决轴心问题的方法,以解决与粒子物理学中的强相互作用有关的问题。在美国华盛顿大学正在建立直接检测这种ALP的实验,例如ADMX。在外壳中,我们跟踪ALP与强磁场的相互作用。约束也来自天体物理学。今年,我们与同事一起研究了这种轴离性暗物质如何破坏星系中恒星的动力学。我们已经表明,对ALP质量的约束非常严格。目前尚不清楚该候选人是否最终会幸免于难。

您还研究了另一条轨道,即重力修正。今天仍然有意义吗?

1983年,以色列魏兹曼研究所的物理学家Mordehai Milgrom建议修改牛顿定律,以正确再现维拉·鲁宾(Vera Rubin)观测到的星系动力学。我们谈论蒙德理论 (修改的牛顿动力学)。这种效应在引力场弱的区域表现出来,在星系的外围区域就是这种情况,那里与牛顿定律存在偏差。

另一方面,在星系团中,磁场太强,因此您必须添加第二种成分,例如大量的中微子,这不是很令人满意。在宇宙学中,它根本不起作用。重现宇宙漫射背景的特性非常困难,例如,因为修正的引力作用与重子有关,但是需要一个不与光子相互作用的组件才能正确地解释在宇宙尺度。

有整类的重力模型。特别是Mond的初始版本与狭义相对论不兼容。耶路撒冷大学的雅各布·贝肯斯坦(Jacob Bekenstein)于2004年用TeVeS理论解决了这个问题。但是对由两个中子星融合产生的引力波信号GW170817的观察破坏了这一理论。观测表明,电磁波和重力波以相同的速度传播。但是,TeVeS理论预测了不同的速度。 TeVeS的一般化可以解决这个难题。最近的工作还显示了这种改进的重力方法在宇宙学问题上的可能进展。但是我们离满足所有约束条件的模型还差得远。

荷兰阿姆斯特丹大学的埃里克·韦林德(Erik Verlinde)探索的一种途径也许就是探索的途径。在基础物理学中,最大的问题是如何调和爱因斯坦的广义相对论和量子力学。许多理论家对此进行了数十年的研究,但是所有标准方法都未能产生出无问题的量子引力理论。但是,在某些情况下,例如大爆炸的初始奇点或黑洞中心的奇点,这种引力的量子公式必不可少。

2010年,埃里克·韦林德(Erik Verlinde)提出,重力可能是与熵有关的新兴现象。因此,它不是基本力量,而是来自更基本的结构。它特别是基于信息量子位的纠缠形成一个扁平的网络,从而引起时空。 2016年,通过这种方法,埃里克·韦林德(Erik Verlinde)成功证明了自己获得了与蒙德相当的现象学。但是,在我们得出一个完整的理论之前,仍有许多工作要做。

您在谈论暗物质的转折点,但不是所有天体物理学和宇宙学最终都如此吗?

可以说,二十年来,这一领域的发现不断加速。我们已经讨论了宇宙膨胀和引力波加速的问题,但是探测太阳系外行星的情况也是如此。 1995年,日内瓦大学的Michel Mayor和Didier Queloz发现了围绕太阳型恒星的第一颗行星。今天,尤其要感谢望远镜 开普勒,我们知道几千。我们还可以唤起望远镜团队的黑洞阴影的第一张图像 活动视界 在2019年或财团观察银河系超大质量黑洞的吸积盘 重力 在2018年。

这些结果令人赞叹,并且对宇宙有了更深刻的理解。当然,仍然存在许多基本问题。但是新的,功能非常强大的仪器已经开始或即将出现。卫星就是这种情况 欧几里得詹姆斯·韦伯望远镜,来自天文台 薇拉·鲁宾(LSST) 或者超大望远镜,在智利,更不用说射电望远镜了 SKA 要么 阿尔玛,也在智利。我们很幸运能生活在这个时代,为宇宙的奥秘找到答案。

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