暗物质(Dark Matter)是一种因存在现有理论无法解释的现象而假想出的物质,比电子和光子还要小的物质,不带电荷,不与电子发生干扰,能够穿越电磁波和引力场,是宇宙的重要组成部分。暗物质的密度非常小,但是数量庞大,因此它的总质量很大,它们代表了宇宙中26%的物质含量,其中人类可见的只占宇宙总物质量的5%不到(约4.9%)。暗物质无法直接观测得到,但它能干扰星体发出的光波或引力,其存在能被明显地感受到。

暗物质存在的最早证据来源于对矮椭球星系旋转速度的观测。现代天文学通过引力透镜、宇宙中大尺度结构形成、天文观测和膨胀宇宙论研究表明:宇宙的密度可能由约68.3%的暗能量,4.9%的重子物质,26.8%暗物质组成。

美国航空航天局的钱德拉X射线天文台的数据显示,以特定能量发出的超量X射线令图表上出现一个隆起。众所周知,X射线谱线能揭示暗物质的存在。暗物质是一种未知的物质,科学家认为宇宙绝大部分由其构成。

发现证据

1915年,爱因斯坦根据他的相对论得出推论:宇宙的形状取决于宇宙质量的多少。他认为:宇宙是有限封闭的。如果是这样,宇宙中物质的平均密度必须达到每立方厘米5×10的负30次方克。但是,迄今可观测到的宇宙的密度,却比这个值小100倍。也就是说,宇宙中的大多数物质“失踪”了,科学家将这种“失踪”的物质叫“暗物质”。

最早提出证据并推断暗物质存在的是20世纪30年代荷兰科学家Jan Oort与美国加州理工学院的瑞士天文学家弗里兹·扎维奇等人。

1932年,美国加州工学院的瑞士天文学家弗里兹·扎维奇最早提出证据并推断暗物质的存在。弗里兹·扎维奇观测螺旋星系旋转速度时,发现星系外侧的旋转速度较牛顿重力预期的快,故推测必有数量庞大的质能拉住星系外侧组成,以使其不致因过大的离心力而脱离星系。

弗里兹·扎维奇发现,大型星系团中的星系具有极高的运动速度,除非星系团的质量是根据其中恒星数量计算所得到的值的100倍以上,否则星系团根本无法束缚住这些星系。

暗物质(dark matter)刚被提出来时仅仅是理论的产物,之后几十年的观测分析证实了这一点。尽管对暗物质的性质仍然一无所知,但是到了80年代,占宇宙能量密度大约20%的暗物质已被广为接受了。

在引入宇宙膨胀理论之后,许多宇宙学家相信我们的宇宙是一个平行的空间,而且宇宙总能量密度必定是等于临界值的(这一临界值用于区分宇宙是封闭的还是开放的)。与此同时,宇宙学家们也倾向于一个简单的宇宙,其中能量密度都以物质的形式出现,包括4%的普通物质和96%的暗物质与暗能量。但事实上,观测从来就没有与此相符合过。虽然在总物质密度的估计上存在着比较大的误差,但是这一误差还没有大到使物质的总量达到临界值,而且这一观测和理论模型之间的不一致也随着时间变得越来越尖锐。

不过,我们忽略了极为重要的一点,那就是暗物质促成了宇宙结构的形成,如果没有暗物质就不会形成星系、恒星和行星,更谈不上今天的人类了。宇宙尽管在极大的尺度上表现出均匀和各向同性,但是在小一些的尺度上则存在着恒星、星系、星系团以及星系长城。而在大尺度上能够促使物质运动的力就只有引力了。但是均匀分布的物质不会产生引力,因此今天所有的宇宙结构必然源自于宇宙极早期物质分布的微小涨落,而这些涨落会在宇宙微波背景(CMB)中留下痕迹。然而普通物质不可能通过其自身的涨落形成实质上的结构而又不在宇宙微波背景辐射中留下痕迹,因为那时普通物质还没有从辐射中脱耦出来。

另一方面,不与辐射耦合的暗物质,其微小的涨落在普通物质脱耦之前就放大了许多倍。在普通物质脱耦之后,已经成团的暗物质就开始吸引普通物质,进而形成了我们观测到的结构。这需要一个初始的涨落,但是它的振幅非常非常的小。这里需要的物质就是冷暗物质,由于它是无热运动的非相对论性粒子因此得名。

在开始阐述这一模型的有效性之前,必须先交待一下其中一件重要的事情。对于先前提到的小扰动(涨落),为了预言其在不同波长上的引力效应,小扰动谱必须具有特殊的形态。为此,最初的密度涨落应该是标度无关的。也就是说,如果我们把能量分布分解成一系列不同波长的正弦波之和,那么所有正弦波的振幅都应该是相同的。“大爆炸”初期暴涨理论的成功之处就在于它提供了很好的动力学出发机制来形成这样一个标度无关的小扰动谱(其谱指数n=1)。WMAP的观测结果证实了这一预言。

但是如果我们不了解暗物质的性质,就不能说我们已经了解了宇宙。我们还不清楚暗物质的特性,甚至还没有一种理论说有某个备选粒子可能是暗物质的基础离子。

主要构成

虽然人们已经对暗物质作了许多天文观测,其组成成份至21世纪初仍未能全然了解。早期暗物质的理论著重在一些隐藏起来的一般物质星体,例如:黑洞、中子星、衰老的白矮星、褐矮星等。这些星体一般归类为晕族大质量致密天体(MAssive Compact Halo Objects,缩写为:MACHOs)然而多年来的天文观测无法找到足够量的MACHOs。

一般认为,难以探测的重子物质(如MACHOs以及一些气体)确实贡献了部分的暗物质,但证据指出这类的物质只占了其中一小部分。而其余的部分称作“非重子暗物质”。此外,星系转速曲线、引力透镜、宇宙结构形成、重子在星系团中的比例以及星系团丰度(结合独立得到的重子密度证据)等观测数据也指出宇宙中85-90%的质量不参与电磁作用。这类“非重子暗物质”一般猜测是由一种或多种不同于一般物质(电子、质子、中子、中微子等)的基本粒子所构成。

在众多可能是组成暗物质的成分中,最热门的要属一种被称为大质量弱相互作用粒子(英文叫做Weakly Interacting Massive Particle,简称WIMP)的新粒子了。这种粒子与普通物质的作用非常微弱,以致于他们虽然存在于我们周围,却从来没有被探测到过。还有一种被理论物理学家提出来解决强相互作用中CP问题,被称为轴子的新粒子,也很有可能是暗物质的成分之一。惰性中微子(sterile neutrino)也有可能是组成暗物质的一种成分。2014年6月22日,台大天文物理所阙志鸿研究团队发表论文主张,暗物质也可能是一种称为Ψ暗物质的极轻型粒子,其质量为电子的10-28倍,波长约为一千光年,而密度则为液态水的一百万倍。

探测方法

直接探测

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。对于暗物质的直接探测实验一般都这设置于地底深处,以排除宇宙射线的背景噪声。这类的实验室包括美国的Soudan mine和DUSE、加拿大的SNOLAB地下实验室、意大利的大萨索国家实验室(Gran Sasso National Laboratory)以及英国的Boulby mine。

2011年,大部分的实验使用低温探测器或惰性液体探测器。低温探测器是在低于100mK的环境下探射粒子撞击锗这类的晶体接收器所产生的热。惰性液体探测器则是探测液态氙或液态氩中粒子碰撞产生的闪烁。低温探测实验包括了CDMS、CRESST、EDEDWEISS及EURECA。惰性液体探测实验包含了ZEPLIN、XENON、DEAP、ArDM、WARP和LUX。这两种探测技术都能够从其他粒子与电子对撞的噪声中辨识出暗物质与核子的碰撞。其他种类的探测器实验有SIMPLE和PICASSO。

方向性的暗物质探测方式是运用太阳系绕行银河系的运动。利用低压TPC,我们可以得知反弹路径的资讯,并借此去了解WIMP与原子核的作用。从太阳行进方向入射的WIMP讯号可以从各向同性的背景噪声中分离出来。这类的探测实验包括有DMTPC、DRIFT、Newage和MIMAC。

2009年12月17日,CDMS的研究团队发表了两个可能的WIMP事件。他们估计这两起事件来自已知背景讯号(中子、错认的β射线或是伽马射线)的可能性是23%,并作出了这样的结论:“这个分析结果无法被视作WIMP的有力证据,但我们不能排除这两起事件来自WIMP的可能性。”

2011年5月,CoGeNT实验公布先前15个月的探测结果,显示粒子的碰撞率呈现周期性变化,夏天较高而冬天比较低,这可以看作是暗物质存在的证据之一。这个结果支持已经进行了13年的意大利的DAMA/LIBRA暗物质探测实验。CoGeNT的实验结果显示,探测到的WIMP的质量是中子质量的5到10倍,这与某些其他的实验结果不符,但是其他实验对低能暗物质的探测精度没有CoGeNT高。

间接探测

暗物质的间接探测主要是观测其两两湮灭时所产生的讯号。 由于其湮灭所产生的粒子与其暗物质的模型有关,有许多种类的实验被提出。 假使暗物质是马约拉那粒子,则两个暗物质对撞会湮灭产生伽马射线或正负粒子对。如此可能会在星系晕生成大量伽马射线、反质子和正电子。然而在完全了解其他来源的背景噪声以前,这类的探测不足以当作暗物质的决定性证据。

EGRET伽马射线望远镜过去观测到了超出预期量的伽马射线,但科学家认为这多半是来自系统中的效应。自2008年6月11日开始启动的费米伽马射线太空望远镜则正在搜寻暗物质湮灭产生伽马射线的事件。在较高能量区间,地上的MAGIC伽马射线望远镜已经对矮椭球星系以及星系团中的暗物质给予了某些限制。

探测项目

CDMS

低温暗物质搜寻项目(CDMS),旨在使用探测器探测粒子间的互动,找到暗物质粒子引起的运动。美国科学家在位于加利福尼亚大学校园的隧道里的实验室2009年检测到了两种可能来自于暗物质粒子的信号。但他们同时表示,这些信号与暗物质粒子的相似度不高。他们在明尼苏达州的Souden煤矿地下约714米处安装更高级的实验室设备,以进行二期低温暗物质搜寻项目(CDMSⅡ)。暗物质现象会被进入地球的宇宙射线干扰,要减少宇宙射线μ介子粒子的背景信号影响,唯一的办法是到地底深处,这样才有把握确认暗物质的构成。

AMS

AMS也被称为反物质磁谱仪,配备了超导磁铁和超高精度探测器,主要目的是探测宇宙中的反物质和暗物质,第一台AMS-01在1998年进入轨道。科学家认为阿尔法磁谱仪探测到的数据已经打开了一个全新世界的大门,这台价值20亿美元的仪器将揭开宇宙中的暗物质之谜,初步估计几个月内将公布重大的发现。宇宙的暗物质被认为只产生引力效应,不参与电磁力作用,我们可见的宇宙物质仅为4%,暗物质则占了23%,其余的为暗能量。暗物质的充斥着整个宇宙空间,将星系包围,科学家已经察觉到暗物质的存在,但是从来没直接观测到它的存在。

丁肇中团队使用的阿尔法磁谱仪(AMS),是安置于太空中的精密粒子探测装置,是至2013年以来灵敏度最高,也是最复杂、最昂贵的一台暗物质探测设备,代表了当今科学实验的最高技术手段,由16个国家和地区的600余名科学家历时近18年完成,耗资21亿美元,实验过程可能持续15至20年。

CCDM

由于综合了CCDM,标准模型在数学上是特殊的,尽管其中的一些参数至今还没有被精确的测定,但是我们依然可以在不同的尺度上检验这一理论。能观测到的最大尺度是CMB(上千个Mpc)。CMB的观测显示了原初的能量和物质分布,同时观测也显示这一分布几近均匀而没有结构。下一个尺度是星系的分布,从几个Mpc到近1000个Mpc。在这些尺度上,理论和观测符合的很好,这也使得天文学家有信心将这一模型拓展到所有的尺度上。

替代理论

虽然暗物质是目前在解释各种星系及星系团观测结果上最热门的理论,但目前仍没有暗物质的直接观测证据。有一些不包含大量不可探测物质(即暗物质)的替代理论也被提出来解释这些现象。这些替代理论大致可分成引力理论的修正以及量子引力。两者的区别在于引力理论的修正单纯地只对星系或宇宙尺度的引力效应作出修正,而不考虑量子尺度的问题。然而两者都主张牛顿或爱因斯坦的理论并不完备,引力在不同的尺度会有不一样的行为。

引力理论修正

引力理论修正(MOND)是对牛顿的万有引力公式修正,以解释星系自转曲线等问题而替代暗物质。

量子引力

量子引力是一个热门且广泛的研究领域,有时它被称作万有理论。一般来说,它是指企图统一引力以及量子力学的理论,这两门物理至今未能被完全整合。圈量子引力、超弦理论以及其继任的M理论皆属于这类的理论。

量子真空

物理学家Dragan Slavkov Hajdukovic提出,量子真空中的虚引力偶极能被邻近重恒星与星系中的重子物质引力极化(gravitationally polarized)。当虚偶极排列时,它们能产生额外的引力场,能与恒星及星系所产生的引力场结合,在星系的旋转曲线上产生相同的“加速”效应。

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