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暗物质研究的曙光
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Jeremiah P. Ostriker和Paul Ste 文 Shea 编译 |
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几十年前，暗物质刚被提出来时仅仅是理论的产物，但是现在我们知道暗物质已经成为了宇宙的重要组成部分。暗物质的总质量是普通物质的6倍，在宇宙能量密度中占了1/4，同时更重要的是，暗物质主导了宇宙结构的形成。暗物质的本质现在还是个谜，但是如果假设它是一种弱相互作用亚原子粒子的话，那么由此形成的宇宙大尺度结构与观测相一致。不过，最近对星系以及亚星系结构的分析显示，这一假设和观测结果之间存在着差异，这同时为多种可能的暗物质理论提供了用武之地。通过对小尺度结构密度、分布、演化以及其环境的研究可以区分这些潜在的暗物质模型，为暗物质本性的研究带来新的曙光。 大约65年前，第一次发现了暗物质存在的证据。当时，弗里兹·扎维奇（Fritz Zwicky）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。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%的暗物质以被广为接受了。  在引入宇宙暴涨理论之后，许多宇宙学家相信我们的宇宙是平直的，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。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。 当意识到没有足够的物质能来解释宇宙的结构及其特性时，暗能量出现了。暗能量和暗物质的唯一共同点是它们既不发光也不吸收光。从微观上讲，它们的组成是完全不同的。更重要的是，象普通的物质一样，暗物质是引力自吸引的，而且与普通物质成团并形成星系。而暗能量是引力自相斥的，并且在宇宙中几乎均匀的分布。所以，在统计星系的能量时会遗漏暗能量。因此，暗能量可以解释观测到的物质密度和由暴涨理论预言的临界密度之间70-80%的差异。之后，两个独立的天文学家小组通过对超新星的观测发现，宇宙正在加速膨胀。由此，暗能量占主导的宇宙模型成为了一个和谐的宇宙模型。最近威尔金森宇宙微波背景辐射各向异性探测器（Wilkinson Microwave Anisotrope Probe，WMAP）的观测也独立的证实了暗能量的存在，并且使它成为了标准模型的一部分。 暗能量同时也改变了我们对暗物质在宇宙中所起作用的认识。按照爱因斯坦的广义相对论，在一个仅含有物质的宇宙中，物质密度决定了宇宙的几何，以及宇宙的过去和未来。加上暗能量的话，情况就完全不同了。首先，总能量密度（物质能量密度与暗能量密度之和）决定着宇宙的几何特性。其次，宇宙已经从物质占主导的时期过渡到了暗能量占主导的时期。大约在“大爆炸”之后的几十亿年中暗物质占了总能量密度的主导地位，但是这已成为了过去。现在我们宇宙的未来将由暗能量的特性所决定，它目前正时宇宙加速膨胀，而且除非暗能量会随时间衰减或者改变状态，否则这种加速膨胀态势将持续下去。 不过，我们忽略了极为重要的一点，那就是正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，也就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、巨洞以及星系长城。而在大尺度上能过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辐射（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，进而形成了我们现在观测到的结构。因此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最后一件重要的事情。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。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，其观测到的结果为n=0.99±0.04。 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。现在已经知道了两种暗物质——中微子和黑洞。但是它们对暗物质总量的贡献是非常微小的，暗物质中的绝大部分现在还不清楚。这里我们将讨论暗物质可能的候选者，由其导致的结构形成，以及我们如何综合粒子探测器和天文观测来揭示暗物质的性质。 最被看好的暗物质候选者 长久以来，最被看好的暗物质仅仅是假说中的基本粒子，它具有寿命长、温度低、无碰撞的特性。寿命长意味着它的寿命必须与现今宇宙年龄相当，甚至更长。温度低意味着在脱耦时它们是非相对论性粒子，只有这样它们才能在引力作用下迅速成团。由于成团过程发生在比哈勃视界（宇宙年龄与光速的乘积）小的范围内，而且这一视界相对现在的宇宙而言非常的小，因此最先形成的暗物质团块或者暗物质晕比银河系的尺度要小得多，质量也要小得多。随着宇宙的膨胀和哈勃视界的增大，这些最先形成的小暗物质晕会合并形成较大尺度的结构，而这些较大尺度的结构之后又会合并形成更大尺度的结构。其结果就是形成不同体积和质量的结构体系，定性上这是与观测相一致的。相反的，对于相对论性粒子，例如中微子，在物质引力成团的时期由于其运动速度过快而无法形成我们观测到的结构。因此中微子对暗物质质量密度的贡献是可以忽略的。在太阳中微子实验中对中微子质量的测量结果也支持了这一点。无碰撞指的是暗物质粒子（与暗物质和普通物质）的相互作用截面在暗物质晕中小的可以忽略不计。这些粒子仅仅依靠引力来束缚住对方，并且在暗物质晕中以一个较宽的轨道偏心律谱无阻碍的作轨道运动。 低温无碰撞暗物质（CCDM）被看好有几方面的原因。第一，CCDM的结构形成数值模拟结果与观测相一致。第二，作为一个特殊的亚类，弱相互作用大质量粒子（WIMP）可以很好的解释其在宇宙中的丰度。如果粒子间相互作用很弱，那么在宇宙最初的万亿分之一秒它们是处于热平衡的。之后，由于湮灭它们开始脱离平衡。根据其相互作用截面估计，这些物质的能量密度大约占了宇宙总能量密度的20-30%。这与观测相符。CCDM被看好的第三个原因是，在一些理论模型中预言了一些非常有吸引力的候选粒子。 其中一个候选者就是neutralino，一种超对称模型中提出的粒子。超对称理论是超引力和超弦理论的基础，它要求每一个已知的费米子都要有一个伴随的玻色子（尚未观测到），同时每一个玻色子也要有一个伴随的费米子。如果超对称依然保持到今天，伴随粒子将都具有相同的质量。但是由于在宇宙的早期超对称出现了自发的破缺，于是今天伴随粒子的质量也出现了变化。而且，大部分超对称伴随粒子是不稳定的，在超对称出现破缺之后不久就发生了衰变。但是，有一种最轻的伴随粒子（质量在100GeV的数量级）由于其自身的对称性避免了衰变的发生。在最简单模型中，这些粒子是呈电中性且弱相互作用的——是WIMP的理想候选者。如果暗物质是由neutralino组成的，那么当地球穿过太阳附近的暗物质时，地下的探测器就能探测到这些粒子。另外有一点必须注意，这一探测并不能说明暗物质主要就是由WIMP构成的。现在的实验还无法确定WIMP究竟是占了暗物质的大部分还是仅仅只占一小部分。 另一个候选者是轴子（axion），一种非常轻的中性粒子（其质量在1μeV的数量级上），它在大统一理论中起了重要的作用。轴子间通过极微小的力相互作用，由此它无法处于热平衡状态，因此不能很好的解释它在宇宙中的丰度。在宇宙中，轴子处于低温玻色子凝聚状态，现在已经建造了轴子探测器，探测工作也正在进行。 CCDM存在的问题 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。现在，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。 然而在小一些的尺度上，从1Mpc到星系的尺度（Kpc），就出现了不一致。几年前这种不一致性就显现出来了，而且它的出现直接导致了“现行的理论是否正确”这一至关重要的问题的提出。在很大程度上，理论工作者相信，不一致性更可能是由于我们对暗物质特性假设不当所造成的，而不太可能是标准模型本身固有的问题。首先，对于大尺度结构，引力是占主导的，因此所有的计算都是基于牛顿和爱因斯坦的引力定律进行的。在小一些的尺度上，高温高密物质的流体力学作用就必须被包括进去了。其次，在大尺度上的涨落是微小的，而且我们有精确的方法可以对此进行量化和计算。但是在星系的尺度上，普通物质和辐射间的相互作用却极为复杂。在小尺度上的以下几个主要问题。亚结构可能并没有CCDM数值模拟预言的那样普遍。暗物质晕的数量基本上和它的质量成反比，因此应该能观测到许多的矮星系以及由小暗物质晕造成的引力透镜效应，但是目前的观测结果并没有证实这一点。而且那些环绕银河系或者其他星系的暗物质，当它们合并入星系之后会使原先较薄的星系盘变得比现在观测到得更厚。 暗物质晕的密度分布应该在核区出现陡增，也就是说随着到中心距离的减小，其密度应该急剧升高，但是这与我们观测到的许多自引力系统的中心区域明显不符。正如在引力透镜研究中观测到的，星系团的核心密度就要低于由大质量暗物质晕模型计算出来的结果。普通旋涡星系其核心区域的暗物质比预期的就更少了，同样的情况也出现在一些低表面亮度星系中。矮星系，例如银河系的伴星系玉夫星系和天龙星系，则具有与理论形成鲜明对比的均匀密度中心。流体动力学模拟出来的星系盘其尺度和角动量都小于观测到的结果。在许多高表面亮度星系中都呈现出旋转的棒状结构，如果这一结构是稳定的，就要求其核心的密度要小于预期的值。 可以想象，解决这些日益增多的问题将取决于一些复杂的但却是普通的天体物理过程。一些常规的解释已经被提出来用以解释先前提到的结构缺失现象。但是，总体上看，现在的观测证据显示，从巨型的星系团（质量大于1015个太阳质量）到最小的矮星系（质量小于109个太阳质量）都存在着理论预言的高密度和观测到的低密度之间的矛盾。 可能的冷暗物质 理论和观测之间的不一致，促使科学家又提出了新的暗物质模型。这些模型中的暗物质与CCDM相比有两个特点：（i）它可以解决前面出现的一些甚至是全部的问题，（ii）由它所导出的理论预言可以把它和其他模型区别开。以下就是可能的暗物质模型。 1.强相互作用暗物质（SIDM）。这类暗物质具有与核子-核子散射截面相当的自散射截面σ。在或大或小的暗物质晕中，当其中粒子的面密度乘以σ超过一定数量时，暗物质粒子间的碰撞将导致复杂的结构演化。在这一过程（其持续的时间大于现今宇宙的年龄）的初始阶段，由于暗物质粒子的散射，暗物质晕的中心密度就会出现下降。同时，散射也会从环绕大尺度结构的小型暗物质团块中剥离出暗物质晕，使得它们很容易受到潮汐引力的作用，进而减少它们的数量。 2.温暗物质（WDM）。这类暗物质可能一开始就具有很小的速度弥散（例如，通过衰变而获得速度），这使得它们现在具有大约100m/s的速度。如果回溯到早期，这一速度会增大，并且对小尺度结构产生影响，因为粒子的运动速度过快，使它们无法在较小的尺度内成团。因而小质量晕的数量会减少，而且每一个晕的中心密度也会减小。同时，由于大多数的小质量晕是由大尺度结构碎裂而成的，因此可以在高密度区域找到它们，而且与CCDM理论相比其在巨洞中的小质量晕会更少。 3.斥暗物质（RDM）。这种暗物质可能由大质量玻色子凝聚而成，而且具有短程的排斥势。因此暗物质晕的中心部分会处于类似超流的状态，其密度不会陡然上升。 4.模糊暗物质（FDM）。这类暗物质以极轻的标量粒子的形式出现，它的康谱顿波长（有效尺度）与星系核的尺度相当。因此，这类暗物质不可能在更小的尺度上成团，导致其核区的密度相对较低。 5.自湮灭暗物质（SADM）。这类暗物质在稠密区域可能会碰撞、湮灭并发出辐射。通过这种直接的方式去除粒子，其中心的密度就会降低，通过重新膨胀调整了中心的引力。 6.衰变暗物质（DDM）。如果早期的稠密暗物质晕衰变成了相对论性粒子，并且遗留下了小质量的团块，其核心密度就会降低，但这并不会对大尺度结构产生影响。 7.大质量黑洞（BH）。如果星系中的暗物质以大约1百万个太阳质量黑洞的形式出现，那么围绕着我们银河系的一些动力学神秘特性就能被解释了。在一般的星系种，黑洞和普通物质间的动力学摩擦会使得黑洞掉向中心，形成星系中心的超大质量黑洞，或者被抛出星系。 确定暗物质的性质 乍一看，CCDM的候选者如此之多，不可能对它们进行区分。但是，每一种可能的CCDM候选者都会对小尺度结构产生显著的影响。通过天文观测和数值模拟就可以检验这些模型正确与否。近域的宇宙是检测暗物质性质的理想实验室。 当相互作用率超过确定的阈值之后，SIDM、BH和SADM只会对晕产生影响。如果相互作用截面与速度无关，那么相互作用率将只取决于面密度。对于这些暗物质，由于其在宇宙年龄的时间内仅发生了少量的散射事件，因此它们相互作用的效果都呈现得很慢。WDM、RDM和FDM都有一个特征长度，在这个长度之下暗物质晕会受到影响。DDM则有一个特征时标，如果超过这个时标，那么在任何长度和面密度下，暗物质晕都会受到影响。 这些候选的暗物质也会改变结构形成的过程。SIDM虽然维持了原先结构形成的顺序，但是它会缓慢的改变高密度区域的暗物质分布。除了能够从高密度区域直接去处暗物质之外，SADM的性质也与此相似。取决于一些细节，RDM和FDM可能会也可能不会对结构形成的顺序产生影响，但是有一点可以肯定，它们会使小尺度天体具有较小的密度。由于会发生衰变，DDM在一个特征时间之后，会在所有的尺度上减少暗物质的数量，为了与观测到的星系团的质量相符，它必须具有极高的成团率。WDM则会推迟结构形成的时间，直到它们的温度降到足够低，可以在引力作用下成团。虽然其最初不允许小尺度结构的形成，但是通过之后大尺度结构的分裂还是可以形成一些小尺度的结构。最后，黑洞会导致1百万个太阳质量的非线性结构的形成，而不是从小涨落发展而成现有的结构。 由于存在这些不同之处，这些暗物质的候选者都面临着明确的限制和挑战。如相互作用截面过大，自相互作用或者自湮灭会导致星系团中暗物质晕的蒸发，这与观测是矛盾的。对于WDM，其结构形成的时间和标准模型相比有所推迟，这给早期星系和恒星的形成加了很强的限制。如果由WMAP发现的高电子散射光深（极早期恒星形成的指示器）得到确认，那么就不会给WDM的延迟作用留下任何余地。相似的，SADM会在小暗物质晕形成星系之前摧毁它们。对于DDM其面临的一大挑战是它要求在宇宙早期拥有比现今观测到的更多的大质量物质团块以在其衰变之后达到应有的物质分布。 利用它们性质上的差异，我们认为新的观测将有可能区分这些暗物质候选者。为了做定量的预言，详尽的数值模拟也是必须的。在进行了精确的计算之后，现在提出来的一些猜测和想法可能将会被证明并非是正确的。 首先，我们考虑了不同模型中不同质量的天体的形成时间。为了形成今天我们观测到的结构，对于给定质量的天体其在DDM、SADM和BH模型中形成的时间要早于标准CCDM模型和SIDM模型。至少在FDM和RDM模型中，小质量天体是稍候形成的。对于WDM模型，小质量天体是由大质量天体分裂形成的。宇宙早期小星系的质量甚至其存在性都将为区别潜在的暗物质模型提供有价值的信息。  [图片说明]：结构形成的历史。 接着，我们研究了近域宇宙中会存在多少大、小暗物质晕。根据WDM、FDM和RDM模型，它们所产生的小质量天体的数量明显少于CCDM、SIDM和SADM模型的计算结果。而对于BH模型则可能产生过多的小质量天体。WDM的计算显示，分裂产生天体的过程都出现在最近的一个时期，且停留在较低的水平上。这些小型的暗物质晕很难被直接观测到，因为它们无法长时间的维系住气体进而形成可以被观测到的星系。但是通过引力透镜或者其他的动力学相互作用过程，还是有望发现这些小暗物质晕的。  [图片说明]：暗物质统计分布。 暗物质晕的内部结构也可以为区别不同的模型提供一种方法。在CCDM模型中，当宇宙处于高密度时，小质量晕最先形成，因而其具有最高的密度。这一点很关键，因为暗物质晕的中心密度看来要远小于CCDM模型的预期值。在这里BH模型就显得较为复杂了。对于孤立的暗物质晕，它不包含普通物质，其动力学演化定性上与星团的演化很相似。一开始其中的密度较低，但之后由于引力不稳定它会坍缩。对于星系暗物质晕，即使最初的坍缩仅仅发生在质量最小的矮星系中，它也只会在矮星系中形成密度较低的核。在普通星系中，由于黑洞和普通恒星间的强相互作用，黑洞要么会被抛射出星系，要么会发生合并。  [图片说明]：暗物质晕内部结构。 最后，我们研究了不同天体所处的不同环境。在CCDM模型中，小质量晕的分布较大质量晕更为均匀，因此在大质量星系分布的巨洞中应该隐藏着小质量晕甚至还有小质量星系。时至今日，我们的观测还没有发现这些星系，而且我们也仍然不知道这是由于在巨洞中根本就没有小质量晕呢，还是因为其中的小质量晕无法形成星系所造成的。在WDM模型中，由于小质量晕由更大尺度的结构分裂而成，因此这些小质量晕通常都位于大尺度结构的附近。对于SIDM、SADM、FDM和RDM模型，在大质量结构的边缘小质量晕的数量会明显的下降。在SIDM模型中，通过直接的粒子-粒子碰撞，小质量晕会蒸发。在另外三个模型中，由于小质量晕的密度比较小，因此其在与较大质量晕的引力交会中很容易被对方的潮汐力瓦解。对于BH模型，巨洞中会拥有大量的小型暗物质系统，但是不一定会形成可以被观测的恒星系统。  [图片说明]：暗物质晕所处的环境。 结论 有许多证据都告诉我们，宇宙中的暗物质可能并不是简单的CCDM。尽管CCDM对大尺度结构的预言与我们的观测相符合，但是它预言在亚星系的尺度上应该有更多的暗物质。数值模拟显示所有的星系都应该有高密度的内核，但是绝大部分的观测都否定了这一点。我们需要更精确的模拟和观测来检验这种不一致性是否是真实的。如果是，那么有几种可能的模型可以来解释为什么缺少高密度内核，但更重要的是，由此导出的其他可观测的预言将最终决定这些暗物质模型的正确与否。这些可观测的预言包括暗物质晕形成的过程、小质量晕的分布、星系晕的质量分布以及不同天体所处的环境等。这里我们描绘出了几种对这些理论进行检验的天文方法，但是正如历史所告诉我们的，更重要的线索可能会来自令人吃惊的地方。就像在历史上无数次发生的那样，进一步的观测和计算会使我们认识到，最重要的线索可能就在我们的鼻子底下。 |
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出自：Science
发布日期：2003-06-20
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