快速射電暴：宇宙學中的“標準琶音”_風聞
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撰文 | 張驥國、張鑫
01
這是最好的時代，這是“最壞”的時代
當前宇宙學正處於黃金時代。人們已經對宇宙有了一定的認識，能夠回答許多基本而重要的問題。例如，宇宙起源於138億年前的一次大爆炸，其幾何結構接近平直，目前的組成包括約68% 的暗能量、27% 的暗物質以及5% 的普通物質等。
這些成就得益於天文觀測技術的發展，特別是對宇宙微波背景（CMB）的觀測。形象地説，CMB 是一張宇宙年齡為38萬年時的“嬰兒照”。近30年來，三代衞星相繼發射升空，並隨着技術的不斷迭代，這張天圖越拍越清晰。2018年，歐洲航天局的 Planck 衞星清晰描繪了 CMB 天圖中極為微小（約十萬分之一）的温度起伏。通過分析其功率譜，可以從統計上篩選出最符合觀測的宇宙學模型。結果表明，最受 CMB 青睞的是一個叫宇宙學常數-冷暗物質（ΛCDM）的模型。該模型的6個基本參數中有5個的限制精度在 1%以內，這標誌着人們進入了精確宇宙學時代[1]。該模型還與絕大多數天文觀測都符合得很好，因此被廣泛認為是宇宙學的標準模型。
然而，繁榮之下亦有隱憂。CMB 是對早期宇宙的觀測，研究晚期宇宙“專業”不對口。在晚期宇宙中，暗能量是最大的謎團之一。暗能量主導着當前宇宙的演化，以一種排斥性的引力驅動宇宙加速膨脹。要揭示宇宙的最終命運，就必須對暗能量的狀態方程參數（後文簡稱暗能量參數）進行精確測量，以深入理解其本質。通過對晚期宇宙的觀測，尤其是大型光學星系巡天探測，可以提取宇宙大尺度結構中的重子聲學振盪（BAO）信息，並觀測大部分 Ia 型超新星（SNe）。這些觀測可作為 CMB 在晚期宇宙的“安全護欄”。將三者的數據組合起來（CMB+BAO+SNe）能有效提高參數限制精度。最新研究表明，該組合可以將暗能量參數限制到 2.5%的水平（考慮最簡單的動力學演化模型） [2]，已是當今翹楚，卻仍不足以揭示暗能量的本質。
一波未平一波又起。近十多年來，隨着觀測精度的提高，還出現了早期宇宙與晚期宇宙的不一致問題。比如哈勃常數的測量就出現了分歧。哈勃常數是當前宇宙的膨脹速率，直接決定了宇宙的大小和年齡，是宇宙學中非常重要的基本參數。根據早期宇宙的 CMB 以及晚期宇宙的 SNe（造父變星-超新星距離階梯）兩組觀測，人們測得哈勃常數分別約為67和73 km s-1 Mpc-1。這兩者的測量誤差都很小，只有 1%左右。排除測錯的可能性外，這説明現有理論對宇宙的理解存在偏差，引發了新的宇宙學危機，被稱為“哈勃危機”。
總之，現代宇宙學取得了前所未有的突破和進展，但同時也亟需解決現有理論中的一些謎團和矛盾。人們喜憂參半，這是最好的時代，這是“最壞”的時代……
02
路漫漫其修遠兮，吾將上下而求索
對於宇宙學中這兩大“宇宙級”難題：暗能量問題和“哈勃危機”，僅憑藉傳統觀測數據（如CMB、BAO和SNe）可能難以解決（見圖2）。我們需要另闢蹊徑，廣泛尋找新的、有潛力的宇宙學工具，並期待能夠獨立並精確地測量暗能量參數和哈勃常數。
中性氫原子的21釐米輻射打開了射電觀測宇宙的窗口。這種輻射由氫原子基態電子自旋翻轉躍遷產生，其波長為21釐米。雖然單個信號非常微弱且難以產生，但宇宙中不計其數的氫原子的累積效應使得其可以被觀測。在宇宙最初的十億年中，21釐米信號幾乎是探索宇宙唯一的手段，可用於研究星系的形成與演化等結構起源問題。此後，中性氫幾乎只存在星系內，我們可以通過觀測其21釐米譜線進行星系巡天，並利用“強度映射”（測量大尺度上眾多星系的總體輻射強度）的方法高效地探測大尺度結構，提取其中 BAO 信號，從而有效測量暗能量參數，為解決暗能量問題提供了方案[5]。
引力波（GW）打開了電磁波以外探測宇宙的窗口。當緻密的雙星旋進併合時會產生引力波，這是一種時空的“漣漪”。這使得人們從傳統的“看”宇宙（接受各個波段的電磁信號）轉變為“聽”宇宙（測量激光干涉儀臂長的變化）。人們首次在2015年探測到引力波，並在2017年探測到其與電磁波的關聯事件。實際上，宇宙中不同的引力波源可以產生頻率範圍非常寬廣（跨越20多個數量級）的引力波，為宇宙學等研究提供了非常肥沃的土壤[6]。比如説，未來的引力波觀測有望精確測定哈勃常數，為解決“哈勃危機”提供獨特的見解[7]。
由此可見，中性氫21釐米和引力波探測都為宇宙學研究打開了新的觀測窗口。特別是對於研究晚期宇宙，可藉助引力波與射電天文學打造探索晚期宇宙的精確探針[8]。那麼，以上觀測數據（光學巡天、射電與引力波）是如何用來研究宇宙學的呢？
在宇宙學研究中，對距離的測量非常重要。無論進行何種觀測，都需要提供足夠遠的距離信息。1929年和1998年對宇宙膨脹和宇宙加速膨脹的重大發現都依賴於這種宇宙尺度距離的測量。為此，人們發展了幾種標準的測距方法，例如“標準尺”、“標準燭光”和“標準汽笛”，用以測量我們與遙遠天體之間的距離。
下面筆者對這些方法進行簡要介紹。
標準尺：我們已知星系的特徵結團尺度，就可以通過這個尺度相對於我們的張角有多大，計算出對應的角直徑距離，從而知道該星系有多遠。這個方法可用於從巡天數據中提取 BAO 信號。
標準燭光：我們已知 SNe 爆發的特徵亮度，就可以通過它們看起來有多亮，計算出對應的光度距離，從而知道該 SNe 有多遠。
標準汽笛：我們已知 GW 的理論波形，就可以通過探測到的波形的相關信息，計算出對應的絕對光度距離，從而知道該 GW 源有多遠。
這樣，知道了距離信息，再通過光學望遠鏡分別得到這些天體的紅移（由於宇宙膨脹，天體發出的電磁波在到達地球前波長會被持續拉長，這一效應可以用紅移來衡量），就能構建距離-紅移關係式，從而推測宇宙的膨脹歷史。
“路漫漫其修遠兮，吾將上下而求索。”在漫長且充滿挑戰的宇宙學的研究中，要上下通盤考慮早期和晚期宇宙，特別是需要大力發展精確的晚期宇宙學探針（見表1），才能更加深刻地認識宇宙演化的規律，破解宇宙學的重大難題。
03
你若盛開，清風自來；你若慷慨，真理自來
在晚期宇宙中，還有一種非常有潛力的宇宙學探針——快速射電暴（FRB）。
FRB 是一種神秘的射電脈衝信號，於2007年首次發現[1]。其特徵包括：
（1）持續時間短，僅毫秒量級，眨眼間就能爆發上百次；
（2）距離遠，觀測到的大多來自宇宙深處，其中最遠的離地球約80億光年 [9]；
（3）能量高，每次爆發的能量足以驅動人類社會上萬億年的發展[10]；
（4）事件率高，全宇宙每天約有至少12萬例爆發[11]。
綜上，這一詭異的電波已突破了現有物理和天文學的認知。至今，FRB 觀測和理論的進展十分迅速（見圖3）。2023年，有“東方諾獎”之稱的邵逸夫天文學獎授予了該領域做出突出貢獻的科學家們。儘管人們對 FRB 的瞭解已經大大增加，但其起源及輻射機制仍是開放性的問題。然而，這並不妨礙我們將其信號應用於宇宙學研究之中，只要我們能確定信號源的距離和紅移。
如何確定 FRB 源的距離呢？可以從其色散現象入手。由於光在介質中傳播時，不同頻率的光速會出現差異，這種差異隨着距離的增加而累積形成色散量。因此，色散量和距離密切相關。2015年，Kiyoshi Masui 教授在《物理評論快報》上提出了使用 FRB 的色散量作為宇宙學距離指示器，並稱之為“standard pings”，其中“pings”可理解為“時間延遲” [13]。借鑑聲學中的概念，筆者將這種方法意譯為“標準琶音”。在樂器學中，琶音是音階從高到低（或從低到高）依次快速彈奏的一段旋律。類似地，若把 FRB 信號通過無線通訊技術轉換為人耳可感知的聲音，就會聽到同一個爆發的高頻先至，低頻後達，像是宇宙彈奏的一段優美的琶音（見圖1）。通過測量 FRB 高低頻間的時間延遲，可以得到對應的色散量，進而推斷出 FRB 源離我們的距離。這為宇宙學中的距離測量提供了一種新方法。
如何確定 FRB 源的紅移呢？一般來説，先通過射電干涉陣列精確定位，再通過光學望遠鏡跟蹤觀測或利用光學巡天數據，從星系目錄中獲取 FRB 宿主星系及其紅移。如此便可以構建出 FRB 的色散（即距離）-紅移關係，也被稱作 Macquart 關係，對一些關鍵的宇宙學參數進行限制（見圖4）。
那麼，通過 Macquart 關係能有效限制我們關心的暗能量參數和哈勃常數嗎？早在 FRB 被發現之初，這個問題就隱約有了答案。在2007年首次發現 FRB 的文章就前瞻性地指出：“類似事件每天可能有數百起，若能被探測到，可作為宇宙學探針[1]。”這對 FRB 宇宙學有深刻的啓示，涉及到兩方面的探測：一是宇宙大尺度結構（通過測量重子平均密度），二是宇宙的膨脹歷史（通過測量距離）。
測量重子平均密度是個更為直接的應用。由於 FRB 光子在傳播時會直接與沿途重子物質發生相互作用，所以它對重子密度參數的測量異常敏感。長期以來，宇宙學家們一直在努力解決一個難題：星系際介質中到底有多少重子？儘管通過光學觀測對晚期宇宙的重子進行多次“人口普查”，但相比早期宇宙給出的結果，仍有約 30%的重子物質沒有“登記在案”，這被稱為“丟失重子問題”。2013年，正式命名 FRB 的文章中指出：“這種信號將決定宇宙的重子成分[14]。”就在七年後，這個預言實現了。僅利用5例精確定位的 FRB 數據，科學家們測量了宇宙中的重子密度。結果顯示找到了那 30%的丟失重子 [15]。“找到了！好像一切都找到了！”這是 FRB 作為宇宙學探針第一次大顯身手的時候。重子測量“首戰告捷”，但還不能高興太早，因為挑戰還在後面。
相比之下，測量距離實際要困難得多。打個比方，你出去旅遊，沿途看過的風景（好比重子物質）更容易被記住，而走了多遠的路只能估計個大概距離。由於 FRB對距離不如物質那麼敏感，且測量距離時系統效應較多，FRB “標準琶音”這把“尺子”似乎不那麼精確。理論上，有兩種方法可以改善這個問題。一是聯合其他宇宙學觀測數據（如 CMB、BAO、SNe 和 GW）進行分析，全面考慮早期宇宙和晚期宇宙的探針；二是增加 FRB 樣本數量，從統計上降低距離測量的系統誤差，從而更有效地限制暗能量和哈勃常數等參數。那麼，具體需要多少 FRB 才能有效限制呢？能限制到什麼程度呢？這些都需要進一步研究。
理論模擬研究表明，當我們觀測到約一萬例可定位的 FRB 時，就可以有效限制宇宙學參數。CMB+FRB 數據組合對宇宙學參數的限制要顯著好於 CMB+BAO 數據組合[16]。如果更加激進一點呢？當觀測到約一百萬例可定位的FRB時，單獨利用 FRB 就可精確限制宇宙學參數。此時，暗能量參數的測量精度可達到約 2%；FRB+GW 數據組合可將哈勃常數測量精度提高到 1%以內[17]（見圖5）。
幸運的是，觀測竟然能滿足理論所需的樣本數量。全球各地的天文台正廣泛開展各種觀測實驗，目前收集到不少的 FRB 樣本，未來將顯著增加（見圖6）。
目前，人們已經確認了近千個 FRB 源，並記錄了近萬起爆發事件。例如，加拿大氫強度測繪實驗（CHIME）憑藉其大視場發現了上百個 FRB 源；“中國天眼”（FAST）憑藉對活躍重複暴的深度監測和精確測量，推動 FRB 研究領域進入大樣本統計研究時代。未來，在新疆將建成“多波束巡天陣列射電望遠鏡”，用於對 FRB 的搜尋和精確定位，與 FAST 的觀測形成互補和聯合；“宇宙觸角”計算相場望遠鏡將實現超大天區實時觀測，助力發現上萬個 FRB 源[19]；平方公里陣列（SKA）建成後，將成為世界最大的射電望遠鏡。藉助其探路者（ASKAP）的技術發展，SKA 將探測並定位十萬到百萬量級的 FRB 樣本，有望在解決暗能量等宇宙學問題上取得突破（見圖7）。
總而言之，FRB 憑藉其高探測率（可通過大樣本獲得較為精確的距離信息）和精確的定位（可獲得紅移信息），在宇宙學研究中展現出巨大潛力。具體來説：
（1）當可定位 FRB 的數目上萬時，FRB 在宇宙學研究中將發揮重要作用；
（2）在 SKA 時代，可定位FRB 的數量可達到十萬至百萬的量級，單獨利用 FRB 即有望成為晚期宇宙（特別是暗能量）的獨立探針；
（3）前面沒有提到的是，FRB 作為瞬變源，若能找到約10個強透鏡化的 FRB，通過精確測量透鏡像的時間延遲，可為哈勃常數提供極為精確的測量 [20]；
（4）在大量可定位 FRB 樣本中，若存在強透鏡化事件並進行聯合分析，還能進一步提升哈勃常數的精度[21]。
總之，未來大量的 FRB 觀測將成為獨立且精確的晚期宇宙學探針，為暗能量和“哈勃危機”等問題的解決提供新見解。
“你若盛開，清風自來。”你若慷慨，真理自來。宇宙若如此慷慨地提供大量FRB 供人們研究，很多難題有望迎刃而解。同中性氫21釐米和引力波標準汽笛一樣，快速射電暴“標準琶音”觀測有希望成為探索晚期宇宙的重要工具。
04
結 語
1915年，愛因斯坦提出了廣義相對論，成功預言了黑洞和引力波的存在。如今，上帝讓我們窺探到了宇宙的這番熱鬧，需要我們反過來摸索背後的道理。對快速射電暴的觀測將帶來巨大的科學機遇，我們有望對電動力學、天體輻射機制等科學理論踵事增華，作進一步的拓展。科學探索在路上，未來一定還會看到我們未曾見過的奇妙現象，未曾涉足的理論領域……這一切，都藴藏在這神秘的時空之中。
參考文獻
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作者簡介
張驥國，東北大學博士研究生，主要研究方向為快速射電暴宇宙學，同時也關注強引力透鏡、引力波、中性氫21釐米在宇宙學中的應用。
張鑫，東北大學教授，教育部長江學者特聘教授，遼寧省宇宙學與天體物理重點實驗室主任，中國物理學會引力與相對論天體物理分會副主任。研究領域為引力、宇宙學與天體物理，在暗能量、暗物質、引力波、中微子、黑洞、早期宇宙、大尺度結構、21釐米宇宙學等多個方向長期開展研究工作。
本文經授權轉載自微信公眾號“中國科學院國家天文台”，主編：李菂；審查：何嘉；審核：田斌；審批：陸燁。
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