神秘而不可见的物质维系着宇宙免于分崩离析，但它们到底是什么？
宇宙并不遵循“所见即所得”的原则。事实上，我们所看到的物质——恒星、气体和尘埃——仅仅占据了宇宙质量的10%。这些可见的普通物质由质子、中子和电子组成。科学家们把它们称为“重子物质”，因为质子和中子在亚原子粒子中被称为“重子”。 宇宙物质的其余90%则是“暗物质”，它们包围着宇宙中的每一个星系。
暗物质不发射、吸收或者反射任何波长的光线。因此这些神秘的物质是看不见的，但天文学家通过探测它们和普通物质之间的引力相互作用得知了它们的存在。
[图片说明]：大质量的星系团阿贝尔2218为科学家提供了暗物质存在的证据。通过星系团周围的弧线——背景星系扭曲的像，天文学家发现其中必定还含有更多看不见的物质。版权：NASA/ESA/Richard Ellis (Caltech)/Jean-Paul Kneib (Observatoire Midi-Pyrenees, France) 。
在黑暗中搜寻
瑞士天体物理学家弗里茨·兹维基（Fritz Zwiky）在1933年第一个提出了暗物质的存在。当他研究后发星系团的时候，发现星系间的引力太小无法维持住整个星系团。
有关暗物质的下一波证据则出现在20世纪70年代。天文学家测量了旋涡星系中不同恒星的速度，并且由此画出了描述速度和它们到星系中心距离之间关系的“旋转曲线”。原先认为，速度会先增大达到一个峰值，然后随着远离星系中心而逐渐减小——但测量的结果却并不是这么回事。观测发现，速度确实会先增大达到一个峰值，但之后随着距离的增大它却基本保持不变，即平坦的旋转曲线。在星系的外边缘恒星的速度之高使得它们早就该飞出了星系。但是它们却没有。必定是科学家们没有探测到物质维系住了这些恒星的轨道。
一个质量非常大的天体——例如，星系团——可以做为引力透镜。因此在一些星系团的周围会出现许多“弧线”。它们是背景的星系所发出的光被前方的星系团引力扭曲、放大后所产生的像。通过研究这些弧线的大小和形状，天文学家就可以确定出星系团的质量。把计算出的质量和星系团中发光星系的总质量相比较，就能确定出星系团中存在多少暗物质。
[图片说明]：星系的旋转曲线。蓝线为实际测量结果，红线为理论计算结果。从观测结果可以看出，当恒星距离星系中心较远时，它们的公转速度几乎相同。
暗物质的其他证据则来自星系团之间的碰撞。子弹星系团是两个星系团碰撞的产物。当星系团碰撞时，星系团中的绝大多数星系会不受影响的彼此穿过，因为它们之间有相当大的间隙。星系团中的高温气体占据了重子物质总量的绝大部分，而普通物质之间会通过电磁力相互作用。因此，当它们碰撞的时候，就会以辐射的形式损失能量——在子弹星系团中则是释放出X射线辐射。于是高温气体就会减速。天文学家使用引力透镜间接地探测了子弹星系团中不可见物质的分布，发现在碰撞的过程中它们也能不受影响地彼此穿过。由此证明了暗物质的存在。
随着新探测方法的涌现，有关的证据也正在不断增加。然而，探测暗物质的分布是一回事，了解这些神秘物质的性质又是另一回事。
与众不同
多年来，天文学家们认为暗物质是由死亡的恒星、黑洞以及其他已知的不发光天体所组成的。他们使用微引力透镜来探测了这些物质。这一方法和引力透镜类似，唯一的不同是起到透镜作用的引力体质量要小得多。这一天体的引力除了会使得来自后方的光线被弯曲之外，它们还会放大光强。通过这一办法天文学家确实发现了一些被称为“晕族大质量致密天体”的物质，但它们不足以解释宇宙中所有缺失的质量。
于是，如果暗物质并不是由普通天体所构成的，那么它们极有可能就是由非重子粒子组成的，也就是说组成它们的并非是我们熟悉的普通物质（质子和中子）。天文学家将非重子暗物质划分成两类：热的和冷的。虽然借用了这两个词，但是它们和温度无关。“热”意味着在早期宇宙中这些粒子的运动速度极高——接近光速。“冷”则说明它们在早期宇宙中的速度要小得多。
那么，粒子的运动速度又是如何和暗物质的成分扯上关系的呢？宇宙中运动速度较慢的粒子会先聚集形成较小的结构。这些较小的结构会碰撞和并合成更大的结构，最终形成我们今天观测到的大质量超星系团。天文学家相信我们宇宙中的结构正是这样发育和演化的。他们使用冷暗物质来模拟宇宙的演化，结果可以形成和今天我们观测到相同的结构。
[图片说明]：子弹星系团是两个星系团碰撞的产物。其中普通物质——高温气体（粉色，X射线波段）——会碰撞、损失能量、运动速度变慢。星系团中的暗物质（蓝色，引力透镜观测）间相互作用很弱，可以彼此穿过。版权：X射线：NASA/CXC/CfA/M.Markevitch；可见光以及引力透镜：NASA/STScI/Magellan/U.Arizona/D.Clowe/ESO/WFI。
那冷暗物质是什么？科学家们还不确定。从粒子物理学出发有许多可供选择的粒子，但没有一种恰好符合暗物质的要求。虽然并不是专门为暗物质而生的，但这些假想中的粒子具备暗物质所需的全部或者至少一部分的属性（质量、丰度、寿命以及相互作用方式）。
数十年来，物理学家一直致力于统一引力、电磁力、弱相互作用力和强相互作用力。在过去的30年左右的时间里，发展出了超对称理论。这一理论预言，每一种普通粒子都具有一种尚未被探测到的大质量“超对称伙伴”粒子。
超对称所预言的粒子是目前主导的暗物质候选粒子。这些粒子具有质量和弱相互作用力，但它们不参与电磁作用。由此这些弱相互作用大质量粒子（WIMP）可以和普通的原子核发生碰撞，并且在不发射和吸收辐射的情况下散射它们。最轻的WIMP被称为“渺中子”（neutralino），是最有人气的暗物质候选者。
另一种常见的冷暗物质候选者则是轴子。它也是一种假想中的粒子，但并非来自超对称理论。轴子并不是一种“物质粒子”，而是一种力的载体，类似于传播电磁力的光子。它要比WIMP还轻得多——最多只有后者的十亿分之一，因此为了构成暗物质宇宙会需要比WIMP多得多的轴子。
你也许会想，既然有那么多的冷暗物质粒子，WIMP和轴子应该很容易被发现才是。其实，由于它们不参与电磁相互作用，因此要想探测它们就必须要把现有的实验推向极致。
如何捕捉冷暗物质
探测暗物质的方法取决于科学家想寻找它们中的哪一种（WIMP还是轴子）。寻找WIMP的科学家试图在探测器中通过直接观测它们和普通物质的相互作用来捕捉它们。WIMP和原子核之间的碰撞会导致原子核运动或者被散射。
另一种办法则是间接探测暗物质。WIMP的反粒子就是它本身，因此如果两个WIMP相互作用就会湮灭产生一系列的次级粒子。天体物理学家可以观测到许多这些次级粒子，例如电子、正电子（电子的反粒子）、γ射线和中微子。
[图片说明]：渺中子湮灭产生次级粒子。当两个渺中子发生碰撞就会产生夸克、轻子和玻色子，它们又会通过低能光子、γ射线和衰变过程产生正电子、电子、中微子、反质子和质子。版权：Gregg Dinderman。
探测轴子的方法则和探测WIMP的完全不同。当轴子从探测器的磁场中穿过的时候，它会转变成光子。
除了探测冷暗物质粒子之外，一些科学家还试图在实验室里制造出这些粒子。为此他们必须要拥有极高的能量，目前只有粒子加速器才可以做到这一点。在2009年底世界上最大的粒子加速器大型强子对撞机重新投入使用之后，科学家们就应该可以借此来寻找这些构成暗物质的假想粒子。
追捕WIMP
天文学家相信，银河系明亮银盘的周围有一个球形的冷暗物质晕（绝大多数其他的星系也是如此）。当我们的太阳系在绕银心转动的时候，就会穿过暗物质的海洋。此时，这些粒子并不是和地球碰撞的唯一物质，由普通物质组成的高能宇宙线也会不断地轰击地球。来自太阳和其他遥远天体的辐射也是如此。
为此，科学家们把用于寻找冷暗物质的探测器都置于地下，由此来阻隔宇宙线的干扰。其关键是要能隔绝“背景噪音”并且能探测到暗物质粒子和普通物质的相互作用。如果他们做不到第一点，那就必须要有办法来区分噪音和WIMP。
一些科学家认为，在地球表面一平方米的面积中每秒钟大约会有6亿个WIMP穿过。但是它们的相互作用非常微弱，那么如何才能“看”到它们呢？一旦WIMP和普通粒子发生了一次罕见的碰撞，它就会把一部分的能量转移给探测器物质中的一个原子核，于是这个原子核就会发生运动——反冲。反冲的大小则反映出了这个WIMP的能量。在现实中，可以用几种不同的方法来探测这一反冲。
一类探测器会使用接近绝对零度（0.01开）的晶体。晶体具有一定的结构，因此当一个WIMP撞上原子核的时候，原子核会反冲进周围的结构中。在这一碰撞中，反冲的原子核会将它的部分动能转化成热能造成晶体振动。低温的环境正是为了确保探测到的振动仅仅是由于入射粒子的相互作用而造成的。当然，科学家们还会探测到除了WIMP以外的东西，因此绝大多数的探测器都会采用多种方法来确定这是暗物质粒子相互作用还是其他的东西。
[图片说明]：间接探测WIMP。WIMP偶尔会撞上一个原子核。这一碰撞会散射原子核，进而使之和周围的原子核发生碰撞。由此科学家可以探测到这些相互作用所释放出的热量和闪光。版权：CDMS。
另一种直接探测的方法则是使用气泡室——一个盛放有特定液体的容器。当WIMP击中原子核的时候，就会产生一个微小的气泡。随后通过测量气泡的变大过程，就能确定发生相互作用的是WIMP还是普通粒子。
如果WIMP的信号随着时间有年的变化，那将会是确实探测到它的可靠依据。这是因为地球在绕太阳转动。6月份，地球的运动方向和太阳系绕银河系运动的方向相同，因此探测到的信号数量会上升。12月份，地球的运动方向与之相反，探测到的信号数量就应该会有5%～10%的下降。这一差别将帮助科学家从背景噪音中区分出WIMP，因为背景噪音终年不变而WIMP的信号则会有起伏。
几年前以及2008年“暗物质”实验的科学家小组宣布，通过测量这一起伏找到了WIMP存在的证据。但不幸的是，他们仅仅使用了一种探测方法，因此很难区分背景噪音和WIMP的信号。另外，其他的探测实验没有一个重复出了他们的结果。在科学中，如果其他的小组无法重复出一项发现，那这极有可能是实验的误差。
WIMP的间接信号
到目前为止直接探测还没有发现WIMP。因此科学家们还在寻找来自暗物质候选者的间接信号，以此来补充直接探测。渺中子湮灭会产生电子、正电子、γ射线、中微子和其他粒子。科学家可以使用特殊的探测器来探测它的每一种产物。
为了能相互湮灭，渺中子（或者其他WIMP）必须要达到较高的密度，这一情况通常需要有大质量天体的参与才会出现。
太阳或者地球附近的一个WIMP可以和普通物质的原子核发生碰撞（类似于探测器中）。WIMP会失去能量，进而它的速度会降低到小于太阳或者地球的逃逸速度。如果这一现象发生，WIMP就会无法逃出天体引力场的束缚。这个WIMP进而会继续和其他的原子核碰撞，直到它落入太阳或者地球的中心。
在天体的核心处，WIMP的密度会非常之高，它们自身之间的碰撞会产生次级粒子和辐射。一些地下的实验装置——例如日本的超神冈——就可以探测其中的中微子。WIMP的碰撞并不是地球附近中微子的为一来源，太阳也会产生中微子。但中微子探测器可以从太阳中微子中区别出WIMP湮灭产生的中微子，因为后者具有的能量更高。此外，探测器越大，能探测到的中微子就越多。下一代的中微子探测器“冰立方”目前正在南极兴建，它会覆盖一立方千米的巨大空间。
搜寻WIMP湮灭产生的γ射线也极具前景。这一γ射线会具有特定的能谱，而这一能谱又取决于WIMP的质量。费米γ射线空间望远镜将会探测到这一能谱并且为暗物质提供间接的观测证据。
轴子在哪里？
WIMP目前也许在冷暗物质的候选者中处于领跑地位，但它并不是全部。轴子也具有很大的可能性。
轴子探测器通常包含有两部分：一个有磁场贯穿的空腔和一个放大天线。按照理论，当一个轴子穿过这个空腔的时候，它会转变成一个微波光子。这个光子的频率正比于轴子的质量。然而，科学家们还无法确定轴子的质量到底是多少，这就意味着他们还无法确定应该在哪个频率上进行寻找。使用天线和放大器，科学家可以扫描整个微波波段，由此来寻找有别于背景噪音的信号。
探测器的灵敏度正在逐渐达到可以从背景噪音中探测出轴子和WIMP的程度。虽然还没有探测到，但科学家们正在倾其所能来搜寻暗物质。随着在下一个十年更为先进的探测器投入使用，宇宙学家们一定会有一个惊喜——无论最终的探测结果是好还是坏。
（本文已刊载于《天文爱好者》2010年第3期）
最近评论