【空間觀測暗物質粒子】
作者: 畢效軍 常進 余超洋
宇宙中的暗物質分布（3D效果圖）
文/畢效軍 常進 余超洋
導語︰暗物質在整個宇宙中所佔的組分大約是22%，是研究宇宙中大尺度結構形成過程中必不可少的成分。
據天文觀測，暗物質應由非重子的冷暗物質構成，較為流行的暗物質候選者是弱相互作用重粒子(WIMP)，由此建立的WIMP暗物質模型得到廣泛的關注。
為了解析暗物質的本質，目前，科學家主要采用三種方法探測暗物質粒子，且取得眾多進展。
未來十年，將是暗物質探測的黃金時代。
暗物質發現的歷史
自從牛頓發現了萬有引力定律以來，人們就一直嘗試用引力理論來解釋各種天體的運動規律，在這個過程中，暗物質的概念很早就開始形成了。
比如，對于天王星運動異常的解釋導致法國天文學家U.Le Verrier和英國天文學家John Couch Adams猜測到海王星的存在，並最終于1846年由Galle發現了海王星。
由行星運動異常從而猜測到另外一顆未發現的行星的存在非常類似今天我們關于暗物質的認識。
目前從星系到宇宙學尺度的觀測都發現可觀測物體運動的異常現象，這表明可能存在我們還沒有“看見”的物質，既暗物質，它們通過引力效應影響了可見物體的運動。
現代意義下的暗物質概念最早是由瑞士天文學家Fritz Zwicky提出的。
1933年Fritz Zwicky研究後發星系團中星系運動的速度彌散，他根據所測得的星系速度彌散並應用維理定理得到了後發星系團的質光比，發現其比太陽的質光比要大400倍左右。
今天，天文學家有許多辦法可以測定星系團的質量，如通過弱引力透鏡效應，通過團內熱氣體的X射線發射輪廓以及通過徑向速度分布等。
上個世紀七十年代，美國天文學家Vera Rebin在對旋渦星系的詳細觀測中，使得“暗物質”這個概念得到了科學界的認可。
旋渦星系旋轉曲線的測量是暗物質存在最直接的證據。
通常測量的旋轉曲線在距離星系中心很遠的地方會變平，並且一直延伸到可見的星系盤邊緣以外的地方很遠都不會下降。
如果沒有暗物質存在，根據開普勒定律很容易得到在距離很遠的地方旋轉速度會隨距離下降。
而測量到的旋轉曲線明顯和人們根據可見物質預期的結果不同。
因此，平坦的旋轉曲線就意味著星系中包含了更多的物質，這些還沒有被直接看到而只是通過引力效應表現出來的物質就是暗物質。
2006年錢德拉X-射線望遠鏡觀測到兩個星系團的合並，發現星系團中發光的熱氣體(由X-射線像確定其位置)和兩個星系的質量中心(由引力透鏡觀測確定其位置)並不重合。
這一現象被認為是暗物質存在的直接證據，這是因為可見的重子物質之間由于摩擦力而互相粘滯，但暗物質粒子可以相互通過，從而造成星系團中暗物質和重子熱氣體在空間上分離成兩團。
這個結果引起了學界的廣泛關注，因為這可能排除通過修改引力理論來解釋所觀察到的異常現象。
近年來由于WMAP衛星對微波背景(CMB)各向異性的精確測量，我們可能通過擬合WMAP的數據精確確定宇宙中暗物質的總量。
目前擬合的結果給出暗物質在整個宇宙中所佔的組分大約是22%。
總之，自從暗物質的概念提出至今，人們在各種尺度的天文觀測中都發現了暗物質存在的證據。
目前，暗物質的存在已經被人們普遍接受，並且成為研究宇宙中大尺度結構形成過程中必不可少的成分。
暗物質粒子和弱相互作用重粒子(WIMP)
盡管暗物質在宇宙中存在的事實得到大部分天文學家的承認，但暗物質的本質是什麼，它是由什麼基本粒子組成的，這些基本問題卻仍未得到解決。
在微觀領域，人類建立了關于基本粒子的標準物理模型。
這一理論告訴我們，目前已知的基本粒子是三代的夸克和輕子以及傳遞相互作用的規範玻色子。
這一理論能夠精確描述目前對撞機上所有的實驗現象。
然而，暗物質粒子卻不能被標準模型解釋。
因此，為了解釋暗物質粒子，必須要引入超出基本粒子標準模型的新的物理理論。
之所以天文觀測會發現對撞機上無法發現的新粒子，可能的原因是︰
在宇宙的早期，宇宙要經歷一個高溫的階段。
這個時候的粒子能量要高于現在已有(甚至將來可能有的)一切對撞機的能量，這個時候新物理可能發生作用。
因此我們可以認為早期宇宙是一個能量超出人類所能夠達到的超高能對撞機，這個對撞機會撞出新的粒子並留下一些蹤跡。
暗物質有可能就是來自這樣的新物理在經歷了宇宙大爆炸後遺留下來的產物。
因此，暗物質的認識對于人類認識物質的基本結構和基本相互作用可能起到了非常關鍵的作用。
暗物質問題是粒子物理和宇宙學的核心問題之一，目前世界各國都在集中人力、物力和財力研究這一問題。
例如，美國國家研究委員會由19名權威物理學家和天文學家聯合執筆的2002年的報告中列出了新世紀要解答的11個科學問題︰“什麼是暗物質”列在第一位。
報告同時建議美國政府研究機構加強協調、集中資源為這些難題尋找答案。
國際上許多進行精確宇宙學研究和探測暗物質，暗能量的地面和空間的實驗正在計劃和籌建中。
目前我們已知的物質稱為重子物質，但根據天文觀測，暗物質應該由非重子的冷暗物質構成。
所謂冷暗物質指暗物質粒子的運動速度非常慢，遠遠小于光速。
較為流行的暗物質候選者是所謂弱相互作用重粒子，如超對稱理論粒子或額外維度空間粒子等。
弱相互作用重粒子被廣泛關注的原因在于它可以在宇宙早期自然產生︰
早期宇宙溫度非常高，WIMP可以和其它的粒子相互作用從而達到熱平衡；
隨著宇宙溫度的降低，當宇宙溫度低于其暗物質粒子的質量時，WIMP的粒子數密度是指數壓低的，這樣其反應速率也大大下降；
當WIMP反應的特征尺度已經和宇宙的視界相當時，WIMP粒子就很難再相互作用，我們稱為其從宇宙背景中解耦了。
如果WIMP的反應截面非常大，它可以保持熱平衡的狀態到很低的溫度才解耦，那麼它保留下來到今天的密度就非常低；
相反，如果它的反應截面太小，它保留到今天的密度就很高。
計算表明，今天宇宙中暗物質的密度和反應速率大致成反比的關系。
正因為WIMP可以自然的在宇宙早期熱產生，其在今天的貢獻如同宇宙微波背景一樣只是宇宙溫度下降的熱遺跡，所以WIMP暗物質模型得到廣泛的關注。
此外，從粒子物理出發，許多設法理解電弱對稱破缺機制的所謂超出標準模型的新物理理論都提供了這樣的WIMP粒子，比如超對稱理論中最輕的超對稱粒子(neutralino)。
如果在對撞機上發現了某種新物理所預言的粒子(長壽命、中性)，它很可能就是構成暗物質的粒子。
反過來，如果暗物質粒子被探測到，其性質也會限制新物理模型。
因此，從某種意義上來說，在暗物質問題上宇宙學、天文學和粒子物理是相通的。
目前理論物理學家提出了很多暗物質粒子的模型，較為廣泛研究的有軸子(axion)、KK粒子、超對稱引力子(gravitino)等。
軸子是在解決強相互作用中的電荷-空間(CP)破壞問題時引入的，目前它的質量範圍被實驗和天文觀測限制在10－6～10－3 eV之間，它可以通過非熱產生並作為冷暗物質存在。
KK粒子是額外維度空間理論所預言的，其中最輕的粒子是穩定的並可以成為暗物質。
超對稱引力子指引力子的超對稱伴子，由于其和普通物質的相互作用非常弱，也被稱為超弱作用重粒子(SuperWIMP)，其產生也要通過非熱產生。
總之，目前人們對于暗物質的本質仍然很不了解，而在理論上也提出了各種各樣的模型。
盡管像超對稱粒子、KK粒子、軸子等粒子都有非常明確的物理意義，都是暗物質粒子自然的候選者，但最終暗物質的性質還要取決于實驗結果。
暗物質粒子的探測方法
由于暗物質粒子不與光作用，也不會發光，普通的光學觀測無法發現它的蹤跡。
為了了解暗物質的本質，目前的探測方法大致可以總結為如下三種︰
首先是在加速器上將暗物質粒子“創造”出來，並研究其物理特性。
由于暗物質粒子即使被“創造”出來，也不會被探測器發現，只能通過其它可以看見的粒子來推測出是否有這樣的粒子產生。
雖然暗物質粒子不能被直接觀察到，但它一定會帶走“能量”(“創造”暗物質粒子需要能量)，因此從丟失的“能量”和分布可以推測暗物質的某些性質。
歐洲核子中心(CERN)的大型強子對撞機(LHC)被認為很有可能“創造”出暗物質粒子。
第二種方法是直接探測法。
該方法是直接探測暗物質粒子和原子核踫撞所產生的信號。
由于發生踫撞的概率很小，產生的信號也很“微弱”。
為了降低本底，通常需要把探測器放置在很深的地下。
暗物質直接探測實驗是目前尋找暗物質粒子最重要的探測方式。
目前的實驗精度下，我們只可能探測到弱作用重粒子的信號，而更弱的信號，如軸子、超對稱引力子是無法用這種方法探測的。
目前我國科學家正在討論在雅礱江錦屏山下建設一個大型地下暗物質粒子探測器。
如能成功，將是世界上最大埋深的地下實驗室。
第三種辦法稱為暗物質的間接探測法。
間接法是觀測暗物質粒子衰變或相互作用後產生的穩定粒子如伽瑪射線，正電子，反質子，中微子等。
根據目前的理論模型，暗物質粒子衰變或相互作用後可能會產生穩定的高能粒子，如果我們能夠精確測量這些粒子的能譜，可能會發現暗物質粒子留下的蛛絲馬跡。
由于暗物質的湮滅率正比于暗物質密度的平方，因此暗物質湮滅主要發生在星系、星系團中心或者星體內部等暗物質密度非常高的地方。
暗物質的間接探測涉及到許多復雜的成分，如需要知道暗物質的分布情況、暗物質間的湮滅截面的大小以及來自非暗物質湮滅過程的背景的大小和性質，因此間接探測涉及到粒子物理、天文、宇宙學等多方面的知識。
由于高能伽瑪射線不受宇宙空間磁場等其他因素的影響，可以直線傳播，伽瑪射線信號可以追溯到暗物質的“源”，所以探測暗物質粒子湮滅產生的伽瑪射線是非常重要的探測暗物質粒子的手段。
伽瑪射線實驗可以分為衛星實驗和地面實驗兩大類，其中衛星實驗的優勢是本底排除非常干淨、閾能低、視場寬、觀測有效時間長等，但其劣勢則是由于探測器體積所限，其有效面積較小。
地面實驗可以分為大氣契倫可夫光望遠鏡和大氣簇射探測器，前者的優勢在于可有效排除本底、非常大的有效觀測面積和高角分辨率，劣勢在于其視場窄而且觀測時間受限，只能在晴朗無月的晚上觀測；
大氣簇射探測器的優勢包括大的有效面積、寬視場、幾乎100%的觀測時間，劣勢則是無法區分本底宇宙線和伽瑪射線信號，角分辨率一般，我國西藏羊八井的ASγ和ARGO屬于大氣簇射探測實驗。
除了伽瑪射線信號外，目前科學家還通過探測中微子子，正電子和反質子等粒子來探測暗物質粒子湮滅信號。
世界最新研究現狀
2008年，中意合作課題組(DAMA/LIBRA)宣布他們的地下實驗發現了某種周期性變化現象，可能與暗物質粒子有關。
但是並沒有被其他更靈敏的實驗證實。
2008年空間間接法實驗也取得了很大的進展。
以中美科學家為主的ATIC探測器發表了宇宙高能電子觀測結果。
ATIC發現高能電子流量在300-800GeV能區間與理論模型相比高了將近3倍。
該結果在低能部分被歐洲的PAMELA正電子實驗證認。
這些超可以被解釋為暗物質粒子湮滅或衰變的產物。
當然，目前的觀測結果還不夠精確，還不能排除附近天體的貢獻。
ATIC結果表明電子的觀測科學意義重大，許多原初觀測目的不是電子的探測器都開始進行電子測量。
2009年5月世界最大空間伽瑪射線望遠鏡FERMI公布了其半年的電子觀測數據，盡管其結果與理論模型比較，在100GeV以上也有“超”，但“超”的大小比ATIC小得多。
地面最大伽瑪射線望遠鏡HESS的觀測結果表明，高能電子能譜在TeV附件存在拐點，這與ATIC發現的現象類似。
目前的觀測結果表明，ATIC，PAMELA，FERMI,HESS幾個探測器的觀測數據與理論模型相比都存在“超”，但“超”的大小並不一致。
由于ATIC、FERMI、HESS這三個探測器本來都不是用來觀測電子的，在電子觀測方面都存在弱點。
ATIC是氣球觀測，無法扣除宇宙射線與大氣產生的本底，另外探測器的有效面積很小，觀測時間也很短，統計精度不高。
FERMI的主要目的是伽瑪射線天文，由于量能器厚度不夠包含整個電磁級聯蔟射，能量分辨本領很差。
HESS是地面測量，本底抑制和能量分辨是其主要弱點，系統誤差很大。所以現在下結論還為時過早。
我們需要新型高分辨低本底大型空間探測器。
2009年展望
目前國際上，暗物質的探測實驗正處在蓬勃發展的階段，未來十年將是暗物質探測的黃金時代。
2009年歐洲核子中心的大強子對撞機開始工作，將可能大大推進目前的暗物質研究。
另外是非加速器實驗，隨著探測器的靈敏度大大提高，地下直接探測實驗和空間間接觀測實驗也有可能產生新的突破。
作者簡介
畢效軍 中國科學院高能物理研究所研究員
常進 中國科學院紫金山天文台研究員
余超洋 南京外國語學校學生
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