澎湃新闻记者 虞涵棋
占到宇宙的近70%,推动宇宙加速膨胀，却又不知从何而来，是何形态。即使获得了2011年诺贝尔物理学奖的敲章认证，暗能量依然是天文物理学界最“玄”也最“悬”的概念之一。
当地时间3月5日，位于德国海德堡的马克斯·普朗克天文学研究所宣布，玛利亚·贝格曼（Maria Bergemann）领导的科学团队用更先进的模型调研了42颗恒星的光谱，从而分析出其中化学元素的含量。
具体的结论是，在过去130亿年内，银河系中锰与铁元素的相对比例保持恒定。而这个发现直接挑战了现有对暗能量、宇宙膨胀率（哈勃常数）的测量方式。
等等，星星的光谱怎么就牵扯到暗能量，甚至宇宙膨胀了？这中间的推理过程可谓是山路十八弯，涉及天文学许多不同领域的知识。
为了方便理解，先来一个简单的逻辑梳理：
2011年诺奖：Ia型超新星的亮度相同（即“标准烛光”概念）→对比“标准烛光”和实际看到的Ia 型超新星亮度就能反推出它们的距离→Ia型超新星正在加速远离地球→宇宙正在加速膨胀→存在推动宇宙加速膨胀的力量，就是暗能量
马普天文学：不同的超新星爆发会洒出不同比例的锰和铁元素→星系中的锰/铁元素比例大致恒定→如果要形成这样的元素比例，Ia型超新星爆发的方式必定不止一种→不同爆发方式的Ia型超新星的亮度不同→Ia型超新星的亮度不尽相同
事实上，近两年不断有新的探测数据并不兼容暗能量的存在。就在2个月前，韩国延世大学在美国天文学年会上报告称，Ia型超新星的亮度与恒星群年龄存在显著的相关性。把超新星因年龄导致的亮度演化考虑进去之后，就再也没有暗能量导致变化的空间了。
尽管切入角度和解释机制不同，德国与韩国的这两项研究都直指Ia型超新星并非此前认定的“标准烛光”。以它们为标杆计算宇宙膨胀，可能存在致命的错误前提。
超新星：天女散花
同是宇宙中的恒星，因质量不同、环境不同，宿命也不同。我们小小的太阳可能只会熄灭成一颗平庸的白矮星，但也有一些大质量的恒星会在末期剧烈爆炸，成为一颗短暂存在而极其明亮的“星”：超新星。
前文所述的Ia型超新星，通常是由一颗白矮星加上一颗普通的恒星形成的。白矮星不断从可怜的伙伴那里吸收外层的氢，自身质量随之增加，等达到一个“钱德拉塞卡极限”（约1.44倍太阳质量）时，根据物理学的基本定律，它一定会爆炸。
由于Ia型超新星都是在这个质量爆发的，亮度也就相同。在这个“标准烛光”假设上，天文学家很开心地计算出Ia型超新星的距离，并勾勒出宇宙膨胀和暗能量的故事。
超新星在宇宙演化还起到了天女散花的作用。宇宙大爆炸之初只有氢、氦元素，随后在恒星活动中逐渐聚变出碳等更重的元素。
但锰、铁这样量级的元素，必得超新星这样高能的“熔炉”才能炼成，随着爆炸散播到宇宙星云中，成为酝酿后代恒星的原料。
换句话说，锰、铁元素是由代代超新星爆炸累积出来的，越年轻的星系往往越富含金属元素。
锰/铁比例: 130亿年如一
问题就出在锰的含量上。
不同元素的原子因结构不同，会散发出不同的光谱。因此，从20世纪早期开始，天文学家们就会用恒星大气层中散发出的光谱，来分析其中到底包含了哪些化学元素。
不过，这些初期的模型比较粗糙，在很多细节问题上都简化处理了。随着多学科的发展，包括原子光谱精细结构、恒星热动力学、流体力学，甚至超算能力的进步，玛利亚·贝格曼团队所使用的的先进版光谱工具才成为可能。
有意思的是，有些元素，比如铁，用粗略版和现金版光谱分析的结果是差不多，而另一些元素，比如锰，差距就很大了。
贝格曼团队运用甚大望远镜和凯克望远镜追踪了42颗恒星（最古老的一颗形成于130亿年前）。根据这些恒星的相对年龄，研究人员得以还原出银河系中锰元素和铁元素含量的演化。
令人惊讶的是，在这130亿年内，银河系中和银河系周边的锰/铁元素的比例大致恒定，几乎是个常数。
“标准烛光”不标准了
由于不同形式的超新星爆炸会散播出不同比例的锰和铁元素，如果说Ia型超新星通常由一颗白矮星吸收伴星质量爆炸而成，那么这个比例就不对了。
根据贝格曼的计算，如果要让锰/铁元素比例保持在这样的常数，那么只有四分之一的Ia型超新星爆炸由上述经典模型诞生，其余四分之三都是另外的形式，例如两颗白矮星或两颗恒星。
这些形式达到爆炸条件的质量不同，因而形成的超新星亮度也不同。Ia型超新星就此失去了“标准烛光”的特殊性，也无法用于准确测量星系距离和宇宙膨胀。
贝格曼团队的这一结论固然会引起学界的反复推敲，但据马普天文所透露，加州理工学院的一个团队在数个矮星系中获得了相似的结果。
欧空局的GAIA太空望远镜将在2021年公开第三期探测数据，其中就可能涉及到不同种类的Ia型超新星。
无论如何，面对现有种种不符的证据，宇宙学家们或许要重新验算一遍哈勃常数和暗能量了。