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1 Credit: Perlmutter et al., The Supernova Cosmology Project |
2 Credit: Peter Garnavich, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, the High-z Supernova Search Team, and NASA |
3 Credit: W. Keel and R. White, III |
4 Credit: W. Keel and R. White, III |
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宇宙深處，一顆遙遠的超新星發生爆發。對於天文界來說，它可能是一個預言，也許可以預言宇宙的終極命運。宇宙會無休止的膨脹嗎？收縮嗎？也許沒有人可以確定，但現在，對於極度遙遠的空間，Ｉａ型超新星己被認為一把可靠的量天尺。一個天文學家小組就根據Ｉａ型超新星的初步觀測表明：宇宙將會無休止的膨脹。當然要確認目前的預言正確與否，還須不斷的觀測以作驗證。
以美國能源部歐內斯特．奧蘭多．勞倫斯．伯凱利國立實驗室為基地，一個由國際天體物理學家所組成的小組，在一項名為「超新星宇宙學計劃」的計劃中，研究了最遙遠的恆星爆發，結果顯示了宇宙將會無止境地膨脹。
伯凱利實驗室的索爾．珀爾梅特表示：遙遠的超新星提供了天然哩程指示器，它可以測量宇宙膨脹的趨勢。在他們的超新星觀測中，涉及了廣泛的距離，所有結果也暗示我們的宇宙將會無休止地膨脹。明顯地，宇宙間沒有足夠的質量可以使大爆炸後的膨脹減慢而停下來。
自計劃開始以來，大約有六十五顆超新星被發現，而經分析其中四十顆後，作出了上述結論。爆發恆星的內在光芒的光亮程度，可以橫跨半個可觀測到的宇宙。最遙遠的新星爆發後也要花上大約七十億年才被天文學家發現。
超新星星光經過長途旅程，漸漸變得暗淡，而其波長也隨著宇宙膨脹而被「拉長」。透過比較鄰近光亮的超新星，天體物理學家便可以測量遙遠超新星的光線走了多遠。
超新星的紅移與距離相配合可以提供宇宙膨脹史，從而測定宇宙膨脹速率的加速度或減速度。
這種根據超新星作為測量宇宙膨脹減速度的方法，基本上是依賴一種被稱為「Ｉａ型」（Type Ia）的特殊超新星爆發，它們能夠明顯地被預測。當一顆垂死的白矮星過分地吸取鄰近的紅巨星的氣體時，燃點了熱核反應，觸發起巨大的爆發，並把白矮星爆得支離破碎。
於伯凱利的加利福尼亞州大學兼伯凱利實驗室的格森．戈爾哈伯教授稱，一顆Ｉａ型超新星的光芒比整個星系還要光亮，但祇是維持一個月左右，之後，即使以最大的望遠鏡，對於在這些距離的光芒也顯得非常暗淡。縱然不是所有Ｉａ型超新星也是同樣光亮，但是它們異常的光度卻可以利用超新星淡出的速度而得以測定。
事實上，在鄰近星系所看到的Ｉａ型超新星是易於預測的，正如伯凱利實驗室的彼得．紐吉特所解釋，祇要觀察超新星的光譜，就可以知道爆發之時期，縱使對於現在最遙遠的超新星，天文學家也可以從正確的光譜中確認正確的爆發年代──它大約在現時宇宙年齡一半時爆發，一如現在所目睹的現象。
自從利用超新星作為哩程碑以來，天文學家都是以鄰近的超新星及遙遠的比較作為根據，現時的結果佔有著關鍵性的地位。假如宇宙年青時期的超新星特性與後期的不同，那麼在量度宇宙膨脹的變化方面將會造成混亂。
從地球上望上去，最遙遠的超新星爆發實在太暗淡了，所以它們往往是難於預知，況且所維持的時間也太短，因此超新星小組必須建立及實施一種嚴緊的規律化程序，動用全世界的望遠鏡及哈勃太空望遠鏡進行觀測。
小組成員格雷格．奧爾德寧稱，他們所研究的「宇宙煙花」會在數星期間漸漸淡出，所以他們必須行動迅速。當一部分小組成員在利用智利安第斯山脈的最巨型望遠鏡在勘測遙遠星系之際，另一部分則在伯凱利透過國際網絡得到資料，並進行分析，以找尋超新星。一旦發現似超新星的現象，他們以第一時間通知夏威夷方面的觀測員，以世界上最大的望遠鏡──凱克望遠鏡以確認超新星的身份及測量其紅移量。
與此同時，駐守在圖森市以外及位於大西洋東北部加那利群島的小組成員則作好準備，隨時候命，以測量超新星的淡出過程。
在去年聖誕至元旦期間，小組發現了更多的遙遠超新星，他們將會檢測其發現結果。ＨＳＴ曾在一星期間獲得了其中四個超新星現象的精確數據。伯凱利實驗室的羅拔．諾普在美國天文學會會議中表示，他們已發現超過十五個超新星，包括了經光譜證實為最遙遠的一個──爆發生在七十億年前。
現在這些工作都廣泛地受到大批天文台及望遠鏡所搜尋及測量，它們包括了位於智利的西羅．托洛洛的美洲天文台、基特峰的威斯康星─耶魯─ＮＯＡＯ望遠鏡、夏威夷的兩台十米直徑凱克望遠鏡、加那利群島的威廉．赫歇耳望遠鏡及艾薩克．牛頓望遠鏡，當然少不了哈勃太空望遠鏡。
附圖（圖一）為「超新星宇宙學計劃」所提供的偽色圖像，它是經分光證實的兩顆最遙遠的超新星之一。
左圖及中圖 由智利的西羅．托洛洛美洲天文台的四米望遠鏡所拍攝，分別顯示出一顆Ｉａ型超新星出現前和出現後的一小片天空，它大約於現時宇宙年齡一半時爆發。
右圖 由哈勃拍攝的同一顆超新星，比較清晰的圖片可容許天文學家更準確地測量其視亮度，也就可以得到其距離。因為這類超新星的本質性光度是可以預計的，所以它們有助於測定宇宙的減速率，也就可以預言宇宙最後的命運。
Credit: Perlmutter et al., The Supernova Cosmology Project。
對於極遙遠的Ｉａ超新星，它肩負起量天尺的責任。然而，要精確的測量，往往要地面望遠鏡及太空望遠鏡互相現合──首先由地面望遠鏡作了初步的挑選，再由哈勃太空望遠鏡作出跟進觀測。雖然，對於宇宙過去膨脹速率已有初步結論，但天文學家表示，他們仍要繼續以更多的超新星作為研究。
ＮＡＳＡ的哈勃太空望遠鏡往現時宇宙年齡一半時的空間（那時候我們的太陽還未誕生）去分析那些以爆發告終的恆星光芒，使天文學家們可以瞭解宇宙大爆炸的最初衝擊以來的變化，從而測定宇宙膨脹並沒有減慢下來，相信會繼續向宇宙外圍無止境地膨脹。
由馬利蘭州劍橋的哈佛─史密松寧天體物理中心（CfA）的比得．加納維奇所領導的天文學家小組所發表的初步觀測報告表示，宇宙中並沒有足夠物質可提供阻止宇宙無止境膨脹的引力。
如果這些初步結論是受到其他額外觀測所支持的話，那麼，自有宇宙初始條件以來，宇宙已缺乏任何明顯減速條件，亦意味著宇宙可能長達一百五十億多歲了！這便能清晰地確立宇宙真的是比最老的恆星還要老，從而解決了一個潛在的佯謬（由於早期偏向於認為宇宙是較年輕的估計而引起的）。
這些結果都是建基於極遙遠超新星爆發，達到史無前例的遙遠距離。因為它們確實是太遙遠，所以天文學家們可以利用它們作為確定原初宇宙是否以較快的速度膨脹。那最遙遠的可見超新星現象應該是發生在大爆炸到現今的中段時期，所以它也存在了約七十七億年之久。而在另外兩顆超新星，大約是在約五十億年前爆炸，或者剛在太陽系形成之前爆發。
加納維奇表示，他們不能單以我們一顆所見的最遠超新星而作為結論，但當他們把其他幾顆與之平均計算後，已有九成半的信心可以肯定物質的密度並不足以阻止宇宙的膨脹。
CfA 共同研究員羅拔．柯舒納說，他們可以用一百元與你五元打賭，肯定宇宙並不是由物質所規限，無論是黑暗物質、光亮物質、成團的物質或是疏散的物質。
由於超新星是宇宙中最光亮的現象，它們是用來量度大尺度宇宙空間最理想的候選量天尺。由ＨＳＴ研究的那顆超新星是屬於Ｉａ型，因為它們本質性的光度和爆發後的轉暗速度有直接的關係，所以這類型超新星被認定為可靠的距離指標。雖然這類型的超新星在一九五零年代被搜尋，但天文學家仍是要望穿秋水的等，直到清晰的ＨＳＴ影像出現，他們才可以分辨那些有足夠遙遠程度的天體以提供宇宙正在減速的證據。
因為哈勃的觀測需要有一個預先訂定的周詳計劃，所以夏威夷莫納克亞的 CFHT（加─法─夏望遠鏡）地面望遠鏡遂擔當起預選行動──預先進行了搜尋適合的超新星候選名單，而莫納克亞的凱克天文台亦肩負起分光觀測的責任。另外，在亞利桑那州霍普金斯山的ＭＭＴＯ（多鏡望遠鏡天文台，由史密松寧研究院─亞利桑那州立大學聯合測量）測量超新星紅移量，以確定它們與地球的相對距離。
隨後由太空望遠鏡科學院院長羅拔．威廉斯所提供的分散時間來作跟進觀測。首先揀選三個超新星，每顆也作了五次觀測，每次相隔一周，容許超新星有足夠時變暗，使天文學家們可以定出光變曲線。
雖然宇宙學家已花了近半世紀的光陰去搜尋「減速參數」，以估計宇宙的年齡和其終極命運，然而，研究員提示，他們的研究結果祇是處於初步階段，還需要找更多的超新星作進一步研究以提供有力的證據。他們現正計劃利用ＨＳＴ的新紅外觀測功能以研究更遙遠的超新星。
附圖（圖二）是哈勃太空望遠鏡為三顆數十億年前以爆發告終的遙遠超新星定位的影像。科學家們正使用這些遙遠的光源以估計遠古宇宙是否以較快的速度膨脹，與及現在的膨脹速度是否減慢了。
左圖為 SN 1997cj，中圖為 SN 1997ce，而右圖為 SN 1997ck，所有影像皆由哈勃望遠鏡的第二代廣角行星攝影機所拍，上行的圖片是以較廣角所拍攝的超新星。它們都是由 CFHT 於一九九七年四月的地面觀測中所發現。
這些超新星都是屬於Ｉａ型超新星，它們被認定為是可靠的距離指標。因為光的有限速度特性，使遠距離的觀測代表了回顧以往的時間。SN 1997ck 在現時宇宙年齡一半時（大約在七十七億年前）爆發，它是現時所發現的超新星中最遙遠的一顆（紅移約為0.97）。另外兩顆超新星大約在五十億年前爆發，SN 1997ce 及SN1997cj 的紅移量分別是0.44 及 0.50。SN 1997ck位於武仙座，SN1997ce在天貓座，剛在雙子座以北；而SN1997cj則位於大熊座，接近ＨＤＦ處。
自這些超新星被發現已來，一直都是用哈勃太空望遠鏡把它們從其寄存星系的星光中分辨出來。隨著超新星的漸趨暗淡，在九七年五至六月期間，ＨＳＴ為它們拍攝了一連串的影像。在五個連續星期的觀測中，ＨＳＴ分別為它們進行了六次觀測，連續性的觀測使科學家們得以量度其光度，並繪製出其光變曲線。科學家們繼而用這些光變曲線對超新星的距離作出較精確的估計。科學家結合了所估計的超新星距離和其寄存星系的運行速度以訂定宇宙在過去（五十至七十億年前）的膨脹速率，並與現時的膨脹速率所比較。
Credit: Peter Garnavich, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, the High-z Supernova Search Team, and NASA。
宇宙究竟有多少黑暗物質呢？它們躲在哪裡呢？星系中嗎？還是星系外圍呢？是如何分布的呢？對星系的透明度構成影響嗎？現在，天文學家正開始利用先進的望遠鏡及儀器，一步一步的為這堆疑團揭開面紗。
由一對軌道望遠鏡所提供的獨有影像，顯示了在星系間阻隔光線的塵埃物質，從宇宙間罕有的剪影去解決天文界在星系中塵埃的爭辯──究竟在星系中，塵埃所佔有的比率是多少呢？它們又躲在哪裡？在宇宙間，塵埃又佔有多少呢？
在美國天文學會會議中，位於圖斯卡洛薩的阿拉巴馬大學的威廉．基爾及雷蒙德．懷特三世利用哈勃太空望遠鏡及歐洲太空署（European Space Agency）近紅外空間天文台（Infrared Space Observatory, ISO ）的資料為遙遠星系提供最清晰的塵埃分布圖。
對於在典型星系裡，塵埃所佔的比例及其影響的爭論開始自一九九零年，那時候，一般認為星系基本上都是透明的，埃德溫．瓦倫丁的一篇論文中，卻利用星系分類的統計為證據，提出大部分星系都是明顯的不透明。隨後的統計分析表明，上述結論很受某些條件所影響，例如那些星系被選、從分類表中哪處開始及終結。為了避免上述不明確的定義，基爾及懷特選擇一個更直接的方案──對背景星系被前景星系部分覆蓋的少有個案進行監測。透過地面望遠鏡，他們從數千對星系中篩選了那些罕有的，有足夠對稱程度，並且可以在背景光芒中顯露塵埃的特性的星系，最後透過兩台空間望遠鏡所獲取的新資料卻是前所未見的。
會議中，研究人員提供了兩對由ＨＳＴ第二代廣角行星攝影機所拍下的碰撞星系對的影像。圖片中，前景是旋渦星系，而背景是順滑的橢圓星系。它們的確是太暗淡了，難以從耳熟能詳的ＮＧＣ星表中出現，現在卻首次在亞皮─馬多雷星表（ＡＭ星表，Arp-Madore catalog）中出現。AM1316-241位於長蛇座，距離我們四億光年，紅移量Ｚ達到0.033；而AM0500-620 則位於劍魚座，距離三億五千萬光年，紅移量Ｚ為0.028。影像的分辨能力達到一百五十至二百光年，素質比以前的超出了十倍。
事實上，天文學家看到他們所預期的東西，那些一團團一塊塊的，大量地沿著旋臂分布的塵埃。懷特認為最主要光源發生空間──旋臂擁有大量的吸收性塵埃，它們引致統計主的錯誤，最後也為旋臂的不透明性下了錯誤定論。與其他較早期的觀測，包括了在可見光波段及近紅外波段，透過不同濾鏡所得到的結果相比卻是一致的，可是卻與地面觀測相予盾──地面影像顯示了塵埃塊大團大團的存在，延伸數千光年。雖然這類影像並不會為天文界帶來驚訝（在很多最清晰的旋渦星系影像中也有），但是現時利用重疊星系的技術卻可以避免了很可無稜兩可的機率，而是單單的對單一星系中的塵埃實況進行實測。
新資料也帶來了驚喜──在哈勃圖像中，由於最少百分之二十的藍光，甚至更多的近紅外線可以穿透塵埃，所以最密集的團塊也不是十分暗黑，與我們從地球（銀河系側邊）望向旋臂所預期看到的似是有相違背。除外，研究人員也不能從塵埃旋臂中看到細緻的結構。塵埃塊的尺度約由五百光年，小至可測度為止。在哈勃影像中，縱然被觀測的兩對星系是屬同一類，它們的旋臂寬度及結構也有不同。
藉著塵埃所發出的遠紅外射線，ＩＳＯ紅外觀測就憑著它的穿透力，可以直往塵埃深處搜尋恆星形成的痕跡，與及測量塵埃的總值，正好補足了哈勃圖像的不足。配合哈勃的資料，在那難於看清的塵埃區域裡，並看不見有令人注目的恆星誕生活動，因此為這類星系中的活動情況引生更多限制。
在天體物理學中，對於廣泛的問題，塵埃的含量佔有重要性的地位。這次觀測結果給了天文學家一些暗示，正如在類星體生成方面，天文學家並沒有發現很多高紅移量的類星體，也許暗示干涉星系的塵埃吸收並不佔有重要地位；也許他們所看到的已早於類星體的生成年代。
往更接近中心深處，天文學家試圖平衡星系的能量流──恆星發出的與及塵埃所吸收而隨後輻射出來的紅外輻射，可是礙於天文學家並不掌握到塵埃的確實位置，塵埃與最亮最熱的恆星的關係。
基爾及懷特迅速指出，這些星系對祇是為提供它們的外圍信息──那兒的背景光最強；星系內部則充滿著豐富的重元素，又或者是更難偵測的塵埃。多個研究小組也會在哈勃太空望遠鏡的計劃中，利用安裝在上面的ＮＩＣＭＯＳ進行更深入仔細的偵測。
在最早期的旋渦星系照片中，天文學家往往明顯地看到在星光前面的吸收性物質，有天文學家就想：我們可否看透星系嗎？比埃德溫．哈勃建立其星系形態還要早的時期，力克天文台的詹姆士．基勒就已經著手為旋渦星系的塵埃結構進行詳細的比較。雖然如此，大部分天文學家均傾向四十年前埃里克．霍爾伯格的結果──總的來說，塵埃使星光減弱實際不算嚴重，所以在正常星系的測量中，塵埃並不佔有著重要地位。
直至一九九零年左右，這個使人信服的結論遭受到質疑，經英國加的夫的威爾斯大學多位天文學家的理論研究，與及歐洲南方天文台的埃德溫．瓦倫丁的統計分析，兩者的結論均表明旋渦星系是塵埃滿布的，也許把過半的星光吸收。結論也為一項投資很大的天文研究計劃帶來衝擊，計劃目的是要知道星系中有多少恆星？又有多少恆星被看到？旋渦星系是否高透明度，抑或黑暗物質造成星系高度不透明？星系中的恆星形成率、類星體的可觀性及宇宙間最遙遠的天體等等。
天文學家是從星系中總星數的光度的和以估計旋渦星系的「光度質量」，而每種典型恆星的典型質量則由銀河系的測量中獲得。事實上，旋渦星系的質量卻比觀測到的可見恆星及氣體的光度質量為大，這些額外的質量祇得從星系的引力效應中得到，同時也被稱為黑暗物質，它的本質也就成為天文學上最重要的不解之謎。如果旋渦星系對於本身的光線也真的造成不透明，那麼，天文學家可能確是低估了正常的恆星物質，也高估了黑暗物質的分量。
紅外望遠鏡，正如紅外天文衛星ＩＲＡＳ（Infrared Astronomical Satellite），也曾找到很多放射強烈遠紅外輻射的星系，天文學家相信這是猛烈的恆星誕生像徵。由於大部分恆星的誕生都是在塵埃雲深處的星際氣體中進行，所以星光的可見光波段不能被直接觀測，但年青恆星在卻把鄰近塵埃加熱，並以紅外波段輻射穿透塵埃雲，破繭而出。然而，如果塵埃雲廣泛分布，並厚厚的把星系籠罩著的話，把塵埃加熱的可能並不單祇限於年青恆星，所以被觀測到的紅外輻射不可以準確地用作測量恆星的誕生速率。基於恆星是由恆星際氣體所形成，澄清典型星系中的塵埃含量是有助於使天文學家對星系演化更為瞭解。
旋渦星系的透明度或不透明度限制了天文學家的看透能力。對於最遙遠的已知天體──類星體──充滿能量的星系核心，愈是往宇宙深處探測，愈是更多。可是，當到達某個距離，大約是可見的宇宙邊陲的百分之八十五處開始，再沒有類星體被觀測到。有天文學家認為愈是往深處看去，類星體的光線愈是受到前景星系所阻隔，似是前景星系把類星體「刪剪」一樣。然而，如果星系是高度透明，它們應該不會對類星體造成任何刪剪的。
在星際空間中布滿著星際微粒，它們在恆星接近晚期及恆星發生爆發時被拋射而出。它們相當細小，大約祇有數千分之一毫米，甚至更細小。一如在地球大氣層的塵埃顆粒中，紅光的穿透力較藍光為強，因而使紅光的通過量較藍光為多，最後使背景物體紅化。祇要有足夠分量的微粒就差不多可以完全地把遙遠天體的可見光阻擋。
圖三及四分別為 AM0500-620 及 AM1316-241 的哈勃影像。
Credit: W. Keel and R. White, III.
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