【關于暗物質我們究竟知道些什麼？】
作者: Shea
Liz Kruesi 文 Shea 編譯
神秘而不可見的物質維系著宇宙免于分崩離析，但它們到底是什麼？
宇宙並不遵循“所見即所得”的原則。
事實上，我們所看到的物質——恆星、氣體和塵埃——僅僅佔據了宇宙質量的10%。
這些可見的普通物質由質子、中子和電子組成。
科學家們把它們稱為“重子物質”，因為質子和中子在亞原子粒子中被稱為“重子”。
宇宙物質的其余90%則是“暗物質”，它們包圍著宇宙中的每一個星系。
暗物質不發射、吸收或者反射任何波長的光線。
因此這些神秘的物質是看不見的，但天文學家通過探測它們和普通物質之間的引力相互作用得知了它們的存在。
[圖片說明]︰大質量的星系團阿貝爾2218為科學家提供了暗物質存在的證據。
通過星系團周圍的弧線——背景星系扭曲的像，天文學家發現其中必定還含有更多看不見的物質。版權︰NASA/ESA/Richard Ellis (Caltech)/Jean-Paul Kneib (Observatoire Midi-Pyrenees, France) 。
在黑暗中搜尋
瑞士天體物理學家弗里茨‧茲維基（Fritz Zwiky）在1933年第一個提出了暗物質的存在。當他研究後發星系團的時候，發現星系間的引力太小無法維持住整個星系團。
有關暗物質的下一波證據則出現在20世紀70年代。天文學家測量了旋渦星系中不同恆星的速度，並且由此畫出了描述速度和它們到星系中心距離之間關系的“旋轉曲線”。
原先認為，速度會先增大達到一個峰值，然後隨著遠離星系中心而逐漸減小——但測量的結果卻並不是這麼回事。
觀測發現，速度確實會先增大達到一個峰值，但之後隨著距離的增大它卻基本保持不變，即平坦的旋轉曲線。
在星系的外邊緣恆星的速度之高使得它們早就該飛出了星系。但是它們卻沒有。
必定是科學家們沒有探測到物質維系住了這些恆星的軌道。
一個質量非常大的天體——例如，星系團——可以做為引力透鏡。
因此在一些星系團的周圍會出現許多“弧線”。
它們是背景的星系所發出的光被前方的星系團引力扭曲、放大後所產生的像。
通過研究這些弧線的大小和形狀，天文學家就可以確定出星系團的質量。
把計算出的質量和星系團中發光星系的總質量相比較，就能確定出星系團中存在多少暗物質。
[圖片說明]︰星系的旋轉曲線。
藍線為實際測量結果，紅線為理論計算結果。
從觀測結果可以看出，當恆星距離星系中心較遠時，它們的公轉速度幾乎相同。
暗物質的其他證據則來自星系團之間的踫撞。
子彈星系團是兩個星系團踫撞的產物。
當星系團踫撞時，星系團中的絕大多數星系會不受影響的彼此穿過，因為它們之間有相當大的間隙。
星系團中的高溫氣體佔據了重子物質總量的絕大部分，而普通物質之間會通過電磁力相互作用。
因此，當它們踫撞的時候，就會以輻射的形式損失能量——在子彈星系團中則是釋放出X射線輻射。
于是高溫氣體就會減速。
天文學家使用引力透鏡間接地探測了子彈星系團中不可見物質的分布，發現在踫撞的過程中它們也能不受影響地彼此穿過。
由此證明了暗物質的存在。
隨著新探測方法的涌現，有關的證據也正在不斷增加。
然而，探測暗物質的分布是一回事，了解這些神秘物質的性質又是另一回事。
與眾不同
多年來，天文學家們認為暗物質是由死亡的恆星、黑洞以及其他已知的不發光天體所組成的。
他們使用微引力透鏡來探測了這些物質。
這一方法和引力透鏡類似，唯一的不同是起到透鏡作用的引力體質量要小得多。
這一天體的引力除了會使得來自後方的光線被彎曲之外，它們還會放大光強。通過這一辦法天文學家確實發現了一些被稱為“暈族大質量致密天體”的物質，但它們不足以解釋宇宙中所有缺失的質量。
于是，如果暗物質並不是由普通天體所構成的，那麼它們極有可能就是由非重子粒子組成的，也就是說組成它們的並非是我們熟悉的普通物質（質子和中子）。
天文學家將非重子暗物質劃分成兩類︰熱的和冷的。雖然借用了這兩個詞，但是它們和溫度無關。
“熱”意味著在早期宇宙中這些粒子的運動速度極高——接近光速。“冷”則說明它們在早期宇宙中的速度要小得多。
那麼，粒子的運動速度又是如何和暗物質的成分扯上關系的呢？
宇宙中運動速度較慢的粒子會先聚集形成較小的結構。
這些較小的結構會踫撞和並合成更大的結構，最終形成我們今天觀測到的大質量超星系團。
天文學家相信我們宇宙中的結構正是這樣發育和演化的。
他們使用冷暗物質來模擬宇宙的演化，結果可以形成和今天我們觀測到相同的結構。
[圖片說明]︰子彈星系團是兩個星系團踫撞的產物。
其中普通物質——高溫氣體（粉色，X射線波段）——會踫撞、損失能量、運動速度變慢。
星系團中的暗物質（藍色，引力透鏡觀測）間相互作用很弱，可以彼此穿過。
版權︰X射線︰NASA/CXC/CfA/M.Markevitch；可見光以及引力透鏡︰NASA/STScI/Magellan/U.Arizona/D.Clowe/ESO/WFI。
那冷暗物質是什麼？
科學家們還不確定。
從粒子物理學出發有許多可供選擇的粒子，但沒有一種恰好符合暗物質的要求。
雖然並不是專門為暗物質而生的，但這些假想中的粒子具備暗物質所需的全部或者至少一部分的屬性（質量、豐度、壽命以及相互作用方式）。
數十年來，物理學家一直致力于統一引力、電磁力、弱相互作用力和強相互作用力。
在過去的30年左右的時間里，發展出了超對稱理論。
這一理論預言，每一種普通粒子都具有一種尚未被探測到的大質量“超對稱伙伴”粒子。
超對稱所預言的粒子是目前主導的暗物質候選粒子。
這些粒子具有質量和弱相互作用力，但它們不參與電磁作用。
由此這些弱相互作用大質量粒子（WIMP）可以和普通的原子核發生踫撞，並且在不發射和吸收輻射的情況下散射它們。最輕的WIMP被稱為“渺中子”（neutralino），是最有人氣的暗物質候選者。
另一種常見的冷暗物質候選者則是軸子。
它也是一種假想中的粒子，但並非來自超對稱理論。
軸子並不是一種“物質粒子”，而是一種力的載體，類似于傳播電磁力的光子。
它要比WIMP還輕得多——最多只有後者的十億分之一，因此為了構成暗物質宇宙會需要比WIMP多得多的軸子。
你也許會想，既然有那麼多的冷暗物質粒子，WIMP和軸子應該很容易被發現才是。
其實，由于它們不參與電磁相互作用，因此要想探測它們就必須要把現有的實驗推向極致。
如何捕捉冷暗物質
探測暗物質的方法取決于科學家想尋找它們中的哪一種（WIMP還是軸子）。
尋找WIMP的科學家試圖在探測器中通過直接觀測它們和普通物質的相互作用來捕捉它們。
WIMP和原子核之間的踫撞會導致原子核運動或者被散射。
另一種辦法則是間接探測暗物質。
WIMP的反粒子就是它本身，因此如果兩個WIMP相互作用就會湮滅產生一系列的次級粒子。
天體物理學家可以觀測到許多這些次級粒子，例如電子、正電子（電子的反粒子）、γ射線和中微子。
[圖片說明]︰渺中子湮滅產生次級粒子。
當兩個渺中子發生踫撞就會產生夸克、輕子和玻色子，它們又會通過低能光子、γ射線和衰變過程產生正電子、電子、中微子、反質子和質子。
版權︰Gregg Dinderman。
探測軸子的方法則和探測WIMP的完全不同。
當軸子從探測器的磁場中穿過的時候，它會轉變成光子。
除了探測冷暗物質粒子之外，一些科學家還試圖在實驗室里制造出這些粒子。
為此他們必須要擁有極高的能量，目前只有粒子加速器才可以做到這一點。
在2009年底世界上最大的粒子加速器大型強子對撞機重新投入使用之後，科學家們就應該可以借此來尋找這些構成暗物質的假想粒子。
追捕WIMP
天文學家相信，銀河系明亮銀盤的周圍有一個球形的冷暗物質暈（絕大多數其他的星系也是如此）。
當我們的太陽系在繞銀心轉動的時候，就會穿過暗物質的海洋。
此時，這些粒子並不是和地球踫撞的唯一物質，由普通物質組成的高能宇宙線也會不斷地轟擊地球。
來自太陽和其他遙遠天體的輻射也是如此。
為此，科學家們把用于尋找冷暗物質的探測器都置于地下，由此來阻隔宇宙線的干擾。
其關鍵是要能隔絕“背景噪音”並且能探測到暗物質粒子和普通物質的相互作用。
如果他們做不到第一點，那就必須要有辦法來區分噪音和WIMP。
一些科學家認為，在地球表面一平方米的面積中每秒鐘大約會有6億個WIMP穿過。
但是它們的相互作用非常微弱，那麼如何才能“看”到它們呢？
一旦WIMP和普通粒子發生了一次罕見的踫撞，它就會把一部分的能量轉移給探測器物質中的一個原子核，于是這個原子核就會發生運動——反沖。
反沖的大小則反映出了這個WIMP的能量。在現實中，可以用幾種不同的方法來探測這一反沖。
一類探測器會使用接近絕對零度（0.01開）的晶體。
晶體具有一定的結構，因此當一個WIMP撞上原子核的時候，原子核會反沖進周圍的結構中。
在這一踫撞中，反沖的原子核會將它的部分動能轉化成熱能造成晶體振動。
低溫的環境正是為了確保探測到的振動僅僅是由于入射粒子的相互作用而造成的。
當然，科學家們還會探測到除了WIMP以外的東西，因此絕大多數的探測器都會采用多種方法來確定這是暗物質粒子相互作用還是其他的東西。
[圖片說明]︰間接探測WIMP。
WIMP偶爾會撞上一個原子核。
這一踫撞會散射原子核，進而使之和周圍的原子核發生踫撞。由此科學家可以探測到這些相互作用所釋放出的熱量和閃光。版權︰CDMS。
另一種直接探測的方法則是使用氣泡室——一個盛放有特定液體的容器。
當WIMP擊中原子核的時候，就會產生一個微小的氣泡。隨後通過測量氣泡的變大過程，就能確定發生相互作用的是WIMP還是普通粒子。
如果WIMP的信號隨著時間有年的變化，那將會是確實探測到它的可靠依據。
這是因為地球在繞太陽轉動。
6月份，地球的運動方向和太陽系繞銀河系運動的方向相同，因此探測到的信號數量會上升。
12月份，地球的運動方向與之相反，探測到的信號數量就應該會有5%～10%的下降。
這一差別將幫助科學家從背景噪音中區分出WIMP，因為背景噪音終年不變而WIMP的信號則會有起伏。
幾年前以及2008年“暗物質”實驗的科學家小組宣布，通過測量這一起伏找到了WIMP存在的證據。
但不幸的是，他們僅僅使用了一種探測方法，因此很難區分背景噪音和WIMP的信號。
另外，其他的探測實驗沒有一個重復出了他們的結果。
在科學中，如果其他的小組無法重復出一項發現，那這極有可能是實驗的誤差。
WIMP的間接信號
到目前為止直接探測還沒有發現WIMP。
因此科學家們還在尋找來自暗物質候選者的間接信號，以此來補充直接探測。
渺中子湮滅會產生電子、正電子、γ射線、中微子和其他粒子。
科學家可以使用特殊的探測器來探測它的每一種產物。
為了能相互湮滅，渺中子（或者其他WIMP）必須要達到較高的密度，這一情況通常需要有大質量天體的參與才會出現。
太陽或者地球附近的一個WIMP可以和普通物質的原子核發生踫撞（類似于探測器中）。
WIMP會失去能量，進而它的速度會降低到小于太陽或者地球的逃逸速度。
如果這一現象發生，WIMP就會無法逃出天體引力場的束縛。
這個WIMP進而會繼續和其他的原子核踫撞，直到它落入太陽或者地球的中心。
在天體的核心處，WIMP的密度會非常之高，它們自身之間的踫撞會產生次級粒子和輻射。
一些地下的實驗裝置——例如日本的超神岡——就可以探測其中的中微子。
WIMP的踫撞並不是地球附近中微子的為一來源，太陽也會產生中微子。
但中微子探測器可以從太陽中微子中區別出WIMP湮滅產生的中微子，因為後者具有的能量更高。
此外，探測器越大，能探測到的中微子就越多。
下一代的中微子探測器“冰立方”目前正在南極興建，它會覆蓋一立方千米的巨大空間。
搜尋WIMP湮滅產生的γ射線也極具前景。
這一γ射線會具有特定的能譜，而這一能譜又取決于WIMP的質量。
費米γ射線空間望遠鏡將會探測到這一能譜並且為暗物質提供間接的觀測證據。
軸子在哪里？
WIMP目前也許在冷暗物質的候選者中處于領跑地位，但它並不是全部。軸子也具有很大的可能性。
軸子探測器通常包含有兩部分︰一個有磁場貫穿的空腔和一個放大天線。按照理論，當一個軸子穿過這個空腔的時候，它會轉變成一個微波光子。這個光子的頻率正比于軸子的質量。
然而，科學家們還無法確定軸子的質量到底是多少，這就意味著他們還無法確定應該在哪個頻率上進行尋找。
使用天線和放大器，科學家可以掃描整個微波波段，由此來尋找有別于背景噪音的信號。
探測器的靈敏度正在逐漸達到可以從背景噪音中探測出軸子和WIMP的程度。雖然還沒有探測到，但科學家們正在傾其所能來搜尋暗物質。
隨著在下一個十年更為先進的探測器投入使用，宇宙學家們一定會有一個驚喜——無論最終的探測結果是好還是壞。
（本文已刊載于《天文愛好者》2010年第3期）
引用：http://www.skylook.org/info/info-tw/info_1472.html
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