9.2
知识分子
The Intellectual
东苏勃 ，北京大学科维理天文与天体物理研究所研究员，2020年 “科学探索奖” 天文和地学领域获奖人。
获奖理由： 肯定他在系外行星、超新星和微引力透镜领域的成绩，支持他用微引力透镜方法搜寻孤立的恒星质量黑洞和地球质量的流浪行星。
编者按
东苏勃不止一次谈到，他喜欢选择研究天文学中那些有着精确数学之美以及物理原理上简洁、纯粹的问题。
爱因斯坦在一次发言中曾讲到：“人们总想以最适合于他自己的方式，画出一幅简单的和可理解的世界图像……在所有可能的图像中，理论物理学家的世界图像占有什么地位呢？它在描述各种关系时要求尽可能达到最高标准的严格精确性，这样的标准只有用数学语言才能达到。”
对天文观测和理论都有着浓厚兴趣的东苏勃，将自己的工作与 “福尔摩斯” 的探案相比较：既热衷于对理论的严格检验，也兴奋于观测发现上的异常、跟预期的偏离，因为这常常意味着有 “不寻常的东西”，可能会有 “新的突破”。
自2013年回国，从熟悉的微引力透镜、系外行星到开展超新星观测，东苏勃不断拓宽他所 “侦察” 的天体范围。
撰文 | 王珊
责编 | 陈晓雪
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图1 自2013年回国，从熟悉的微引力透镜、系外行星到开展超新星观测，东苏勃不断拓宽他所 “侦察” 的天体范围 | 受访者供图
1
迷上微引力透镜
“这个模型可以 ‘预言’ 光变之后的走向。观测结果表明，它的光变曲线确实就是精确地像理论推演的那样变化！你能想象这有多开心，对吧？是不是有点不可思议？所以我就迷上它了！”
2004年的秋天，从*京大南**学天文系本科毕业的东苏勃，到美国俄亥俄州立大学读博，并开始研究微引力透镜，“一见钟情”。
微引力透镜这一现象，最初是爱因斯坦预言的。
1936年，爱因斯坦发表了微引力透镜效应的预言：基于广义相对论，来自背景恒星 （源） 的光线在经过视线方向的一个天体 （透镜） 附近时，在其引力作用下产生偏折而成像。如果观测者、单点质量的透镜天体和源三者恰好完美地处在一条直线上，光线就会汇成一个环状像，也称爱因斯坦环。在一般情况下，单点质量的透镜会在爱因斯坦环附近成两个像。
在人类所处的银河系中，某个方向上的恒星产生微引力透镜效应的几率不超过百万分之一的量级。在爱因斯坦所处的年代，很难想象观测上能有机会捕捉到微引力透镜现象，因此爱因斯坦认为这篇论文没什么价值。但是，他还是在一位叫做Mandl的科学爱好者的催促之下，把论文寄了出去，并在给发表论文的期刊编辑的信中抱怨说：“It is of little value, but it makes the poor guy （Mandl） happy.”
爱因斯坦可能想不到，后来的天文学家们，成功地观测到了这一现象。
1986年，美国普林斯顿大学的波兰裔教授 Bohdan Paczyński 提出了针对微引力透镜事件观测几率低的解决方案——盯着成百万上亿颗恒星看，事件就有可能被发现了。
2021年年底的一个午后，在北京大学科维理天文与天体物理研究所的办公室，东苏勃向我们展示他电脑上的一个观测画面，并解释说：
“在微引力透镜事件中，源和透镜天体之间角距离越近，放大率就越高，它们相对运动时，放大率会随时间变化，从而背景恒星的亮度会随之发生变化，而亮度是可以观测、记录下来的。这个变化的形式非常漂亮，它是对称的、可解析的，可以画出一条光滑的曲线、写出精确的公式。看到这样的光变形式，就知道，哦，一个微引力透镜事件发生了。”
近30年来，通过位于智利的OGLE （Optical Gravitational Lensing Experiment，光学引力透镜实验） 等宽视场巡天望远镜，对银河系核球等密集星场中数亿颗恒星的亮度进行不断反复的监测，一年可以观测到上千个微引力透镜事件。
“这是我们之前观测到的一次事件，是一位日本天文爱好者小嶋正首先注意到一颗恒星变得很亮，我们的设备有这颗星的观测记录，表明它亮度随时间产生的变化跟通过数学模型画出的曲线符合得非常好。” 说着，东苏勃从办公室窗下的金属箱子里拿出一个镜头。
“这个微引力透镜事件的亮度之高大约是每十年一遇，观测它需要的设备其实并不需要很高级，就是一个14厘米的尼康镜头。” 他指着镜头说，潜台词大概是：这么普通的设备却能做到爱因斯坦都觉得困难的事，是不是很神奇？
“而且这个模型可以 ‘预言’ 光变之后的走向。后来继续观测的结果表明，它确实就是精确地像理论曲线那样变化的！你能想象这有多开心，对吧？是不是有点不可思议？所以我就迷上它了！”
由于银河系中恒星微引力透镜的爱因斯坦环角大小在毫角秒量级 （一毫角秒等于三百六十万分之一度） ，爱因斯坦在文中指出，所成的像无法被望远镜所分辨，看到的效应只是源的亮度被放大。
在2019年发表的工作中，东苏勃领衔的团队用一组巨型望远镜组成的阵列 （甚大望远镜干涉阵，Very Large Telescope Interferometer，缩写为VLTI） ，第一次把恒星微引力透镜产生的像分辨开了，还精确测出了爱因斯坦环的角大小。
“这又实现了一个爱因斯坦说 ‘不可能’ 的事情！” 说到这个研究，东苏勃不禁笑了起来。他指出，这样把像分开的观测能为测量透镜天体的质量提供关键信息，他和合作者正在用这个新工具搜寻银河系中孤立的恒星质量量级的黑洞。
2
寻找系外行星
“你读过福尔摩斯系列里《银色马》的故事吗？”
东苏勃突然问了我这个问题。
在《银色马》这个故事中，福尔摩斯发现，马厩中的狗，在马被人牵走时，却没有任何异常反应；这一不寻常的细节，让他据此得出狗与来人相熟的推论，最终破案。
“我觉得侦探这个职业跟我们做科研很类似，” 东苏勃解释说，“我们都是通过发现不寻常、与预期相悖的东西，促进探案或科研的发展。理论模型和观测实验数据的比较碰撞，推动天文学家对宇宙认知的发展。”
飞马座51b的发现，在东苏勃看来，就像是《银色马》故事中，科学家们观测到与预期相悖的现象 （热木星） ，然后通过对这些有悖常理现象的研究，促进了领域的发展。
1995年，天文学家用视向速度法探测到类日恒星周围的第一个系外行星——飞马座51b。
飞马座51b是一颗类木行星 （最低质量约为0.5倍木星质量） 。当时流行的理论认为，要形成木星质量量级的气态巨行星，要在围绕恒星的原行星盘中距离恒星足够远、温度足够低的 “雪线” 之外的地方。对于类日恒星来说，“雪线” 约为3个天文单位 （日地距离） ，远高于飞马座51b的轨道半径——其轨道半长轴仅有约0.05天文单位，有效温度超过1000℃，因此它也被称为“热木星”，是个非常出人意料之外的发现。此后人们发展了新理论，提出类木行星可能在形成之后经历了 “轨道迁移”，大大缩短了轨道半长轴，才从 “雪线” 之外达到了热木星现今运行的轨道之上。
就如同哥伦布发现的 “新大陆” 开启了航海大发现时代，飞马座51b这个不寻常的发现开启了系外行星发现的新纪元。此后，天文学家们用多种方法，发现了更多与太阳系行星的性质和轨道构架不同的行星系统。
观测结果表明，有不少系统的行星轨道，并不是类似太阳系这样一个近圆的形状，恒星居于接近圆心的位置，而是有较高的偏心率，恒星居于椭圆形轨道一侧的焦点上，这也就是高偏心率轨道。这种奇特的轨道可能是所谓动力学演化导致的：起初多个行星的轨道是近圆形的，而它们之间有强烈的引力相互作用，把一些行星轨道的偏心率激发得很高，甚至还有些行星最终被 “拋” 出了绕恒星运行的轨道，成为 “流浪行星”。
东苏勃在博士期间的工作聚焦在微引力透镜效应上，主要是利用这个 “透镜” 寻找太阳系外的遥远行星。这个过程，犹如拿着放大镜 “大海捞针”。
2004年4月，在东苏勃赴美读博前的几个月，天文学家们首次公布了利用 “微引力透镜” 法发现的太阳系外的遥远行星 （OGLE-2003-BLG-235Lb） 。
东苏勃解释说，这一方法搜寻系外行星的原理是，如果透镜恒星周围有行星，那么行星也会像一个小透镜一样，让观测到的背景恒星的总亮度发生变化。因为微引力透镜效应不依赖于宿主恒星或行星的光、只与其质量相关，这个方法不限于发现太阳近邻的亮恒星周围的行星，非常有优势，而且它还可能发现 “流浪行星”。
微引力透镜法对爱因斯坦环周围的行星最为敏感，而银河系中恒星透镜的爱因斯坦环在透镜平面的投影大小为几个天文单位，接近 “雪线” 位置。所以，微引力透镜法对 “雪线” 附近以及远于 “雪线” 的 “冷” 行星尤为灵敏。
然而这并不是简单的事。
“一个恒星透镜，事件持续的时间通常是几个星期，但木星质量的巨行星 （的引力透镜） 产生的信号只有几天，如果是地球质量的行星，信号持续时间则只有几小时。实现捕捉微引力透镜行星信号，在技术和方法上经历了长时间的发展。” 东苏勃说。
上文提到的第一个有行星信号的微引力透镜事件是OGLE探测到的，而发现时距OGLE项目开始运行已超过10年。其实，在OGLE项目开启前的1991年，当时在普林斯顿大学读博、目前在清华大学天文系的毛淑德教授，就和他的导师Bohdan Paczyński 一起开展计算，发现行星可以产生可观测的微引力透镜信号，甚至提出微引力透镜法有可能发现第一颗系外行星。1992年，后来成为东苏勃博士生导师的 Andy Gould 和他的合作者 Avi Loeb 进行了更全面的计算，并提出了相应的观测策略。
图2 2014年4月，东苏勃在智利LCO天文台与OGLE望远镜的合影 | 受访者供图
然而，首个微引力透镜行星发现却姗姗来迟，如何能以高效率发现行星是当时棘手的问题。
Andy Gould 指导东苏勃做的博士论文项目，是利用所谓的高放大率微引力透镜事件来搜寻行星，这种事件在最亮的时候峰值放大率可达几十倍、上百甚至数千倍，一旦捕捉到，就能够非常有效地探测行星。他们组织了全球十几台望远镜进行观测；东苏勃还开发了新的算法，克服了当时面临的高放大率事件行星建模的计算难题。
2009年，当东苏勃博士毕业时，通过微引力透镜发现的行星已经有十几颗。
“其中大半都是我们发现的。” 东苏勃语气里又带着我已经熟悉的自豪，他与这个领域是共同成长的。利用他读博期间发现的微引力透镜行星样本，他们第一次测量到了 “雪线” 外巨行星的出现率。
过去10年里，微引力透镜的行星发现数量又有了一个量级的增长，达到了一百多颗。
“微引力透镜行星发现的未来突破口是利用宽视场、高分辨率的空间望远镜进行搜索，可数量级地拓宽行星的发现空间，并有望发现大量的流浪行星”，东苏勃说。
在雄心勃勃的詹姆斯·韦布望远镜 （JWST） 之后，美国计划发射的下一个旗舰卫星是南希·格雷丝·罗曼空间望远镜 （Nancy Grace Roman Space Telescope） ，它的一个主要科学目标就是用微引力透镜法搜索系外行星。而中国，则计划在2024年发射空间站巡天望远镜，它的巡天能力与罗曼相当。目前，东苏勃和同事正在筹划利用中国空间站巡天望远镜开展微引力透镜巡天搜索，期待开拓行星发现的 “新大陆”。
3
探究Ia型超新星爆发机制
约百分之一的白矮星会发生热核爆炸形成Ia型超新星。但白矮星究竟是如何被 “引爆” 的呢？
2009年，作为美国NASA资助的首届卡尔·萨根学者，东苏勃来到美国普林斯顿高等研究院从事博士后研究。
普林斯顿高等研究院是理论研究的 “重地”，也是爱因斯坦工作过20多年的地方，他就是在那里发表了引力透镜的开山之作。
初入普林斯顿，东苏勃希望在这里加深对行星动力学的理解，事实上，他也的确沉迷其中。
首先是三体系统的 Lidov-Kozai 机制。这个理论讲的是，双体系统外很远的地方第三体的扰动，会使得内部轨道在非常大的时标上产生偏心率和轨道倾角的周期震荡。
“由于引力作用，第三体的存在会对另外两个星体运行的轨道造成影响。在接近共面的轨道上，扰动带来的影响很小；但如果轨道倾角超过一个阈值，偏心率就可以被激发到很高；如果轨道倾角可以接近90度，偏心率甚至可以接近1。” 东苏勃解释说。
他介绍，这个三体系统，在长时标下平均而言，三体之间没有轨道能量交换，它们的轨道轴比 （内外轨道半长轴的比值） 不变，却可以达到很高的偏心率。
“于是有天文学家推测，通过第三体摄动 （如Lidov-Kozai机制） ，可以使行星轨道达到很高偏心率，而后在过近星点时通过潮汐耗散丢失轨道能量、缩短轨道半长轴，经过这种动力学轨道迁移机制在亿年量级中达到最终距离恒星很近的轨道、演化成一颗热木星。 ”
“Lidov-Kozai理论太美妙了，而且它是可以精确计算的。所以在普林斯顿的时候，有两年时间我沉浸在这个理论里。”东苏勃兴奋地说。
而在茫茫宇宙之海中探寻系外行星 “新大陆” 时 ，东苏勃遇到了自己的另一个 “侦探目标”——超新星爆发机制。
超新星并非新星，而是一种更加剧烈的恒星爆发现象。中国有人类历史上最早的关于超新星的记录，即后汉书中关于 “南门客星” 的记载。
然而，自1604年开普勒观测到最后一颗银河系内超新星之后，直到现在，我们再也没有观测到一颗银河系内的超新星爆发。有天文学家戏言，“或许她 （上天）觉 得现在的天文学家不配拥有河内超新星。”
有赖于科技的发展，到20世纪末期，天文学家将视角投到更广大的宇宙，越来越多转向用自动化的宽视场天文望远镜和能生成数码图像的高灵敏度CCD探测器来寻找超新星。如今，人们已经在银河系之外发现了大量超新星，相关的领域有了长足进展，然而对于超新星本身的爆炸机制，学界却依然没有定论。
以最为人熟悉的 “标准烛光” Ia型超新星为例：Ia超新星爆发后的峰值光度和峰值后光度的下降速率之间有一个很好的经验关系，天文学家们通过比较峰值亮度和利用经验关系获得的内秉光度，即可推算出它的距离。加之其光度很高，因此可在非常遥远的地方探测到它的爆发。科学家通过这一特性，得到了包括宇宙正在加速膨胀等重大的发现。
现在的天文学家相信，Ia型超新星是白矮星热核爆炸产生的。爆炸中会合成～0.1到～1倍太阳质量的镍-56同位素。镍-56不稳定，会放射性衰变成钴-56、铁-56，这为超新星发光提供了能量；合成的镍-56越多，超新星也就越明亮。根据观测到的Ia型超新星爆发的出现率，则需要约1%的白矮星发生爆炸。
问题是，这些白矮星究竟是如何 “被引爆” 的呢？
这还是科学上一桩未破的 “悬案”。
目前有多个理论模型，比如流行了几十年的钱德拉塞卡质量爆发机制，假设当白矮星通过某种途径增加质量，如通过吸积密近伴星的物质或者与另一个白矮星并合，超过钱德拉塞卡质量极限后发生爆炸。科学家对钱德拉塞卡质量爆发机制的数种模型进行了大量的计算模拟，然而它们可否成功导致Ia型超新星所需的白矮星爆炸，仍是悬而未解的难题。
“事实上，人们早就通过计算模拟发现，有一个模型里的白矮星是可以炸掉的，那就是双白矮星对撞模型。比如两个白矮星在极高偏心率轨道上，运行到近心点附近时，对头撞上了，对撞产生的激波就可以让它炸掉。但学界长久以来普遍认为，两个白矮星对撞的几率实在太低了，远远小于所需的1%，这种模型对Ia型超新星的贡献可以忽略不计。”
东苏勃和在普林斯顿的博士后同事 Boaz Katz 通过对 Lidov-Kozai 理论的深入研究，发现以往研究中被忽视的 “非长期效应” 可以使对撞几率有数量级的提升。他们发现，如果有约30%的白矮星存在于合适的三体系统中，就有1%的白矮星可以发生对撞。
“这个结果只涉及到三体动力学，是可以在计算机中精确计算的。” 东苏勃说。
通过研究三体动力学，他们作出了一个新的假设，如果假设成立，那么白矮星对撞的几率就可与Ia型超新星爆发率相当。
“这让我们觉得对双白矮星对撞模型的深入研究是有意义的。” 东苏勃进一步解释说。
恰好，在当时的普林斯顿，他们还有一位博士后同事 Doron Kushnir 能做对撞模型的数值模拟。
计算结果发现，模拟不同质量的白矮星碰撞，如果白矮星质量在0.5到1倍太阳质量范围内就会爆炸，产生的镍-56质量在0.1到1倍太阳质量之间，恰好与观测到的Ia型超新星相符。
由此，东苏勃和同事推测，有没有可能大部分Ia型超新星都是由白矮星碰撞后爆炸产生的呢？
他们在兴奋的同时，也有担忧，这个理论看起来合理，但是它能不能做出 “预言”，经得起观测上进一步的检验呢？
在北大的办公室，东苏勃打开一个演示文档：屏幕上出现两个球体，其中一个绕着另一个在很高偏心率的轨道上运行着。两个球体在距离最近的时候相撞后，画面转化为数值模拟的结果，展示着之后的变化。
首先，两颗白矮星接触时，之间的速度达到数千公里每秒，产生激波；
接下来，激波向白矮星传递，星体的温度等开始发生变化，在某个点开始爆轰，爆轰产生镍-56；
爆炸之后的抛出物逐渐膨胀，就成为了我们看到的超新星。
“就好似在太空中放烟花一般，抛出物会在爆炸后很长一段时间里自由膨胀，其组分之间的相对速度保持不变，相对距离一直在匀速扩大。在一些碰撞模型中，合成的镍-56会分成两大块，它们之间的相对速度是几千公里每秒，由于多普勒效应，就会呈现为有着双峰结构的谱线，也就是说这个预言可以被光谱观测检验。” 东苏勃说。
随后，他与同事开始着手检验。
那时，东苏勃并没有开展对超新星观测，他从搜集文献里的数据开始。
当时，Ia型超新星的光谱有几千条，但能够用于这一检验的却非常少。
这是因为，大部分的Ia型超新星光谱是亮度峰值附近拍摄的，在那个阶段，超新星在刚发生爆炸不久时，抛出物的密度依旧很高，随着时间的推移，密度不断降低，观测到的光谱所探测的抛出物的 “深度” 也在变大。
“就像我们现在看太阳，看到的光是最表层发出来的”，东苏勃解释道，“随着超新星不断膨胀，会越看越’深’，在峰值附近拍摄的光谱没法反映抛出物中物质的真实速度分布。但爆发几个月之后，它膨胀到足够大，密度足够低，这时候看到的 （晚期） 光谱，就反映了真实的速度分布。”
这时，通过分析 “干净” 的钴元素的谱线，就可以推得抛出物中镍-56的速度分布。然而，由于此时已经是爆发后的晚期，超新星的亮度比峰值暗了一百倍以上，因而通过拍摄光谱来探测速度分布的难度也提高了很多。
东苏勃搜集了全世界文献中的光谱数据，拍摄的时间跨度超过20年。在搜集到的数千道光谱中，只有18个超新星有满足要求的晚期光谱、可用来对理论进行检验。在其中3个超新星的晚期光谱中，东苏勃看到了某些白矮星对撞模型所预期的呈双峰的钴线；并且随着时间推移，由于钴衰变成为铁，光谱中可以看到二者比例产生变化。
这个工作在2015年发表。
“直到现在，这仍然是唯一一个能解释双峰谱线的模型。” 东苏勃非常喜欢这个理论，不止因为看到了 “预言” 中的现象，更因为它可以被证伪：如果大部分的Ia型超新星确由白矮星对撞产生，通过大规模的数值模拟计算，就可以给谱线的统计分布做出确定性的预言，若与观测不符，就可以排除这种可能性。
但是在2015年，文献中已有的样本数量较小，而且这些晚期光谱来源混杂、由多个团队出于不同目标进行观测，没有一致的选择、采样标准，无法进行可靠的统计工作。想要做出更有力的观测检验，就必须要有数目更大的、统计性质完备的高质量光谱样本。
没有现成的样本，东苏勃下定决心，要自己着手促成所需的观测。
4
网罗超新星
研究超新星，东苏勃团队的目标是，“一个都不能少”，即只要亮于既定的阈值，全部拍光谱。
回国入职北大后，东苏勃开始着手收集统计完备的样本。
他发起了一个称之为 “100IAS” 的项目，即 “the nebular spectra from 100 supernovae IA Survey”，要收集100颗Ia型超新星的晚期光谱的完备样本。
有趣的是，IAS也是普林斯顿高等研究院 （Institute for Advanced Study） 的英文首字母缩写。这个缩写暗示了项目与普林斯顿高等研究院的“缘份”，不仅东苏勃和 Boaz Katz、Doron Kushnir 两位同事是在那里开启了相关的工作，而且100IAS项目的主要成员之一 Juna Kollmeier 也是在普林斯顿高等研究院学术休假期间加入的100IAS项目。
当时 Juna Kollmeier 在美国卡内基天文台任职，东苏勃与她合作，从卡内基天文台申请到了6.5米口径麦哲伦望远镜 （Magellan telescopes） 的观测时间。由于超新星在晚期光度很低，即使对于邻近星系中爆发的超新星，也必须用像麦哲伦这样的巨型光学望远镜观测才能获得高质量的晚期光谱。东苏勃还通过与智利、欧洲等地的天文学家合作，申请到了8.2米甚大望远镜 （VLT） 和10.4米加那利大型望远镜 （GTC） 等巨镜的时间。
100IAS项目的目标，是在几年内收集100颗Ia型超新星的高质量晚期光谱，而在以前20年间，天文学家才为不到20颗拍摄了这样的数据。除了要有大量巨镜的观测时间之外，还需要在几年内发现足够多、并具有统计上一致性的Ia型超新星。
如果说哥伦布探索大海时依靠指南针，那么东苏勃的“指南针”之一就是他参与的全天自动超新星巡天项目 （All-Sky Automated Survey for Supernovae，简称ASAS-SN） 。
几百年来，天文望远镜的主要发展趋势是口径越来越大，能够看到愈加遥远的、暗弱的天体。而以ASAS-SN为代表的设备则反其道而行之，每个望远镜节点系统包含4台口径仅14厘米的小望远镜。整个ASAS-SN系统由架设在全球的若干个望远镜节点组成，使得ASAS-SN在每一、两天内就可以对整个可观测天空扫描一遍。它是第一个不间断地监视整个夜空来搜索超新星的项目。
巡天系统通过反复拍照，在图像上寻找到疑似超新星的候选体，这只是发现和研究超新星的第一步；科研人员通常需要为其在亮度峰值附近拍光谱，通过光谱分析，才能证认它是否是超新星，并为其分类、进一步研究它的物理性质。
国际上有多个大口径巡天系统，能够比ASAS-SN在更加遥远的地方探测到更多暗弱的超新星，现在每年发现的超新星候选体数以万计。由于超新星候选体很多，然而能够拍光谱的设备有限——东苏勃称之为超新星搜索领域的 “生产过剩” 危机——仅有一小部分的候选体能被光谱证认，不同的研究人员常根据多种因素选择超新星候选体拍光谱。
“混杂的人为因素会引入统计偏差，这就使得样本的均一性受到影响，很难加以改正来做严格的分析。” 东苏勃说，“ASAS-SN吸引我的地方是，它有潜力产出统计上完备的、‘干净的’ 超新星样本。”
他贯彻的策略是，“一个都不能少”，即只要这个超新星候选体亮度亮于既定的阈值，全部拍证认光谱。由于ASAS-SN镜头很小，发现的超新星候选体都很亮，所以即使1、2米口径的中小口径望远镜都可以拍摄证认光谱。
幸运的是，在国内，东苏勃有自己的团队，可以提供支持。
非常重要的一名 “队员”，是他的博士研究生陈平。在北京大学读博六年，陈平搜集Ia超新星的完备样本就花了四年多的时间。
“这是一项长期的工作，不可能很快得到结果，陈平完全投入在里面。” 东苏勃说。
回忆起搜集这些超新星样本的过程，2022年7月，已经在以色列魏兹曼科学研究所做博士后研究的陈平说，因为随时都可能接到超新星爆发的警报，而且 “早期的数据很关键”，他和导师东苏勃需要全年全天候的快速反应，以便尽可能早地开始数据的搜集。
“我们的目标就是尽可能快地找到候选体，确认它是不是符合我们的条件，然后尽快地安排观测，就是这么一种模式。”
在整个团队合作中，东苏勃的一个重要工作，就是协调全世界不同的望远镜、天文台观测，并带领陈平对不同的数据进行分析，给观测者反馈。
“他有非常出色的组织协调能力，无论是微引力透镜的后续观测还是超新星探测项目，都要和不同的观测者，不同的望远镜合作、进行协调。充分利用所有的资源去对它 （目标） 进行观测，让大家保持合作，这是非常重要的一个能力。” 与东苏勃有过合作的犹他大学物理和天文系教授郑政说。
如今，东苏勃领衔的团队已经完成了近域宇宙中Ia超新星的完备样本的收集，并对这些超新星进行了细致的后续多波段成像观测，对两万个图像上的超新星亮度进行了测量，在今年以陈平为第一作者发表了第一批数据和分析结果。
与此同时，经过四年时间，100IAS项目也完成了观测，并终于得到了符合要求的一百个超新星的晚期光谱。对数据的分析还在进行中，东苏勃也很期待看到最终的结果与理论 “碰撞” 的那一刻。
由于“与众不同”的观测策略，东苏勃在收集完备样本过程中还有了意想不到的新发现。
5
不寻常的发现
2015年7月1日，“我还记得当时是北京时间凌晨两点，” 东苏勃收到了一封邮件，证实他发现了历史上最亮的超新星，“我当天晚上就睡不着觉了！”
2015年6月21日，东苏勃的合作者利用位于智利的2.5米杜邦望远镜拍摄到了超新星候选体ASASSN-15lh的第一条谱线。
ASASSN-15lh位于一个 “平平无奇”，甚至当时不知道红移、无法测算距离的星系。基于 “一个都不能少” 的原则，团队依然为其拍摄了光谱。
图3 史上最强超新星爆发ASASSN-15lh的想像图。该图示意了从超新星宿主星系中一颗距离ASASSN-15lh约1万光年的行星上观看ASASSN-15lh爆发的情景（图片制作：北京天文馆马劲） | 图源：pku.edu.cn
然而这颗超新星的光谱却让他们非常意外，它与已知常见的超新星光谱很不相同。
受到与合作者讨论的启发，东苏勃意识到ASASSN-15lh可能属于一类罕见的 “贫氢超亮超新星”，他发现2010年加州理工学院发表的一颗超亮超新星的谱线，与ASASSN-15lh的谱线特征相似。如果ASASSN-15lh所在星系的红移为0.23，那两条谱线就有很好的对应。
为了确定ASASSN-15lh所在星系的红移数值，东苏勃希望能找到具有较为明显特征 （双线） 的镁吸收线，然而已有的杜邦望远镜光谱并没有覆盖到镁线所在区域，于是在接下来的几天，东苏勃和同事们向“全世界要光谱”，可惜数次观测都由于各种原因功亏一篑。直到十天之后，合作者通过南非大型望远镜 （SALT） 拍到了红移为0.231的镁双线，与他之前的预言吻合。
有了红移，就可以推算距离和光度。东苏勃领衔的这一发现于2016年发表：ASASSN-15lh距离地球38亿光年，其爆发强度超过了Ia型超新星约两百倍，光度是之前保持记录的超亮超新星的两倍以上。
ASASSN-15lh如此之高的辐射能量的来源，至今还没有定论，国际上有多个研究组发表了多种的超新星供能机制，甚至有论文提出它可能是一个特殊的超大质量黑洞潮汐瓦解恒星事件的假说。
对此，东苏勃表示，不寻常的发现 “刺激” 理论的发展，理论则会被进一步的观测检验，科学前沿正是在观测和理论间不断碰撞的过程中推进的。
还是本科生时，东苏勃在*京大南**学听过杨振宁先生的一个报告，至今仍印象深刻。
东苏勃回忆道，“杨先生当时说，刚开始进入科研的年轻人，最好能跟领域一起成长，就是说这不是一个特别成熟的领域，如果是特别成熟的领域，可能很难挖掘出新的发现。”
最重要的还在于，东苏勃说，他当时被微引力透镜的方法吸引了，而它正好也处于发展的过程中。
“经历这个过程，对自己影响很深，跟着领域一起发展，不光知道它里边成功的地方，也知道它失败的地方，这个过程本身是一个非常好的学术训练。”
制版编辑 | 姜丝鸭