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  空间观测暗物质粒子
   
             作者:毕效军、常进      文章来源:《中国国家天文》2009年第8期      点击数:18671      更新时间:2011-03-09
   
 

宇宙中的暗物质分布(3D效果图)

(注:图片来自网络) 

暗物质在整个宇宙中所占的组分大约是22%,是研究宇宙中大尺度结构形成过程中必不可少的成分。据天文观测,暗物质应由非重子的冷暗物质构成,较为流行的暗物质候选者是弱相互作用重粒子(WIMP),由此建立的WIMP暗物质模型得到广泛的关注。为了解析暗物质的本质,目前,科学家主要采用三种方法探测暗物质粒子,已经取得众多进展。未来十年,将是暗物质探测的黄金时代。

  暗物质发现的历史
  自从牛顿发现了万有引力定律以来,人们就一直尝试用引力理论来解释各种天体的运动规律,在这个过程中,暗物质的概念很早就开始形成了。比如,对于天王星运动异常的解释导致法国天文学家U.Le Verrier和英国天文学家John Couch Adams猜测到海王星的存在,并最终于1846年由Galle发现了海王星。由行星运动异常从而猜测到另外一颗未发现的行星的存在,非常类似今天我们关于暗物质的认识。目前从星系到宇宙学尺度的观测都发现可观测物体运动的异常现象,这表明可能存在我们还没有看见的物质,即暗物质,它们通过引力效应影响了可见物体的运动。
  现代意义下的暗物质概念最早是由瑞士天文学家Fritz Zwicky提出的。1933Fritz Zwicky研究后发星系团中星系运动的速度弥散,他根据所测得的星系速度弥散并应用维理定理得到了后发星系团的质光比,发现其比太阳的质光比要大400倍左右。今天,天文学家有许多办法可以测定星系团的质量,如通过微引力透镜效应,通过团内热气体的X射线发射轮廓以及通过径向速度分布等。上个世纪七十年代,美国天文学家Vera Rebin在对旋涡星系的详细观测中,使得暗物质这个概念得到了科学界的认可。旋涡星系旋转曲线的测量是暗物质存在最直接的证据。通常测量的旋转曲线在距离星系中心很远的地方会变平,并且一直延伸到可见的星系盘边缘以外的地方很远都不会下降。如果没有暗物质存在,根据开普勒定律很容易得到:在距离很远的地方旋转速度会随距离下降。而测量到的旋转曲线明显和人们根据可见物质预期的结果不同。因此,平坦的旋转曲线就意味着星系中包含了更多的物质,这些还没有被直接看到而只是通过引力效应表现出来的物质就是暗物质。
  2006年钱德拉X射线望远镜观测到两个星系团的合并,发现星系团中发光的热气体(X射线像确定其位置)和两个星系团的质量中心(由引力透镜观测确定其位置)并不重合。这一现象被认为是暗物质存在的直接证据,这是因为可见的重子物质之间由于摩擦力而互相粘滞,但暗物质粒子可以相互通过,从而造成星系团中暗物质和重子热气体在空间上分离成两团。这个结果引起了学界的广泛关注,因为这可能排除通过修改引力理论来解释所观察到的异常现象。
  近年来由于WMAP卫星对微波背景(CMB)各向异性的精确测量,我们可能通过拟合WMAP的数据精确确定宇宙中暗物质的总量。目前拟合的结果给出暗物质在整个宇宙中所占的组分大约是22%。总之,自从暗物质的概念提出至今,人们在各种尺度的天文观测中都发现了暗物质存在的证据。目前,暗物质的存在已经被人们普遍接受,并且成为研究宇宙中大尺度结构形成过程中必不可少的成分。

  暗物质粒子和弱相互作用重粒子(WIMP)
  尽管暗物质在宇宙中存在的事实得到大部分天文学家的承认,但暗物质的本质是什么,它是由什么基本粒子组成的,这些基本问题却仍未得到解决。在微观领域,人类建立了关于基本粒子的标准物理模型。这一理论告诉我们,目前已知的基本粒子是三代的夸克和轻子以及传递相互作用的规范玻色子。这一理论能够精确描述目前对撞机上所有的实验现象。然而,暗物质粒子却不能被标准模型解释。因此,为了解释暗物质粒子,必须要引入超出基本粒子标准模型的新的物理理论。之所以天文观测会发现对撞机上无法发现的新粒子,可能的原因是:在宇宙的早期,宇宙要经历一个高温的阶段。这个时候的粒子能量要高于现在已有(甚至将来可能有的)一切对撞机的能量,这个时候新物理可能发生作用。因此我们可以认为早期宇宙是一个能量超出人类所能够达到的超高能对撞机,这个对撞机会撞出新的粒子并留下一些踪迹。暗物质有可能就是来自这样的新物理在经历了宇宙大爆炸后遗留下来的产物。因此,暗物质的认识对于人类认识物质的基本结构和基本相互作用可能起到非常关键的作用。
  暗物质问题是粒子物理和宇宙学的核心问题之一,目前世界各国都在集中人力、物力和财力研究这一问题。例如,美国国家研究委员会由19名权威物理学家和天文学家联合执笔的2002年的报告中列出了新世纪要解答的11个科学问题,什么是暗物质列在第一位。报告同时建议美国政府研究机构加强协调、集中资源为这些难题寻找答案。国际上许多进行精确宇宙学研究和探测暗物质、暗能量的地面和空间的实验正在计划和筹建中。
  目前我们已知的物质称为重子物质,但根据天文观测,暗物质应该由非重子的冷暗物质构成。所谓冷暗物质指暗物质粒子的运动速度非常慢,远远小于光速。较为流行的暗物质候选者是所谓弱相互作用重粒子,如超对称理论粒子或额外维度空间粒子等。弱相互作用重粒子被广泛关注的原因在于它可以在宇宙早期自然产生:早期宇宙温度非常高,WIMP可以和其它的粒子相互作用从而达到热平衡;随着宇宙温度的降低,当宇宙温度低于其暗物质粒子的质量时,WIMP的粒子数密度是指数压低的,这样其反应速率也大大下降;当WIMP反应的特征尺度已经和宇宙的视界相当时,WIMP粒子就很难再相互作用,我们称为其从宇宙背景中解耦了。如果WIMP的反应截面非常大,它可以保持热平衡的状态到很低的温度才解耦,那么它保留下来到今天的密度就非常低;相反,如果它的反应截面太小,它保留到今天的密度就很高。计算表明,今天宇宙中暗物质的密度和反应速率大致成反比的关系。正因为WIMP可以自然的在宇宙早期热产生,其在今天的贡献如同宇宙微波背景一样只是宇宙温度下降的热遗迹,所以WIMP暗物质模型得到广泛的关注。
  此外,从粒子物理出发,许多设法理解电弱对称破缺机制的所谓超出标准模型的新物理理论都提供了这样的WIMP粒子,比如超对称理论中最轻的超对称粒子(neutralino)。如果在对撞机上发现了某种新物理所预言的粒子(长寿命、中性),它很可能就是构成暗物质的粒子。反过来,如果暗物质粒子被探测到,其性质也会限制新物理模型。因此,从某种意义上来说,在暗物质问题上宇宙学、天文学和粒子物理是相通的。
  目前理论物理学家提出了很多暗物质粒子的模型,较为广泛研究的有轴子(axion)K-K粒子、超对称引力子(gravitino)等。轴子是在解决强相互作用中的电荷-空间(CP)破坏问题时引入的,目前它的质量范围被实验和天文观测限制在10-610-3eV之间,它可以通过非热产生并作为冷暗物质存在。K-K粒子是额外维度空间理论所预言的,其中最轻的粒子是稳定的并可以成为暗物质。超对称引力子指引力子的超对称伴子,由于其和普通物质的相互作用非常弱,也被称为超弱作用重粒子(SuperWIMP),其产生也要通过非热产生。
  总之,目前人们对于暗物质的本质仍然很不了解,而在理论上也提出了各种各样的模型。尽管像超对称粒子、K-K粒子、轴子等粒子都有非常明确的物理意义,都是暗物质粒子自然的候选者,但最终暗物质的性质还要取决于实验结果。

  暗物质粒子的探测方法
  由于暗物质粒子不与光作用,也不会发光,普通的光学观测无法发现它的踪迹。为了了解暗物质的本质,目前的探测方法大致可以总结为如下三种:
  首先是在加速器上将暗物质粒子创造出来,并研究其物理特性。由于暗物质粒子即使被创造出来,也不会被探测器发现,只能通过其它可以看见的粒子来推测出是否有这样的粒子产生。虽然暗物质粒子不能被直接观察到,但它一定会带走能量”(“创造暗物质粒子需要能量),因此从丢失的能量和分布可以推测暗物质的某些性质。欧洲核子中心(CERN)的大型强子对撞机(LHC)被认为很有可能创造出暗物质粒子。
  第二种方法是直接探测法。该方法是直接探测暗物质粒子和原子核碰撞所产生的信号。由于发生碰撞的概率很小,产生的信号也很微弱。为了降低本底,通常需要把探测器放置在很深的地下。暗物质直接探测实验是目前寻找暗物质粒子最重要的探测方式。目前的实验精度下,我们只可能探测到弱作用重粒子的信号,而更弱的信号,如轴子、超对称引力子是无法用这种方法探测的。目前我国科学家正在讨论在雅砻江锦屏山下建设一个大型地下暗物质粒子探测器。如能成功,将是世界上最大埋深的地下实验室。
  第三种办法称为暗物质的间接探测法。间接法是观测暗物质粒子衰变或相互作用后产生的稳定粒子如伽玛射线,正电子,反质子,中微子等。根据目前的理论模型,暗物质粒子衰变或相互作用后可能会产生稳定的高能粒子,如果我们能够精确测量这些粒子的能谱,可能会发现暗物质粒子留下的蛛丝马迹
  由于暗物质的湮灭率正比于暗物质密度的平方,因此暗物质湮灭主要发生在星系、星系团中心或者星体内部等暗物质密度非常高的地方。暗物质的间接探测涉及到许多复杂的成分,如需要知道暗物质的分布情况、暗物质间的湮灭截面的大小以及来自非暗物质湮灭过程的背景的大小和性质,因此间接探测涉及到粒子物理、天文、宇宙学等多方面的知识。
  由于高能伽玛射线不受宇宙空间磁场等其他因素的影响,可以直线传播,伽玛射线信号可以追溯到暗物质的,所以探测暗物质粒子湮灭产生的伽玛射线是非常重要的探测暗物质粒子的手段。伽玛射线实验可以分为卫星实验和地面实验两大类,其中卫星实验的优势是本底排除非常干净、阈能低、视场宽、观测有效时间长等,但其劣势则是由于探测器体积所限,其有效面积较小。地面实验可以分为大气契伦可夫光望远镜和大气簇射探测器,前者的优势在于可有效排除本底、非常大的有效观测面积和高角分辨率,劣势在于其视场窄而且观测时间受限,只能在晴朗无月的晚上观测;大气簇射探测器的优势包括大的有效面积、宽视场、几乎100%的观测时间,劣势则是无法区分本底宇宙线和伽玛射线信号,角分辨率一般,我国西藏羊八井的ASγARGO属于大气簇射探测实验。
  除了伽玛射线信号外,目前科学家还通过探测中微子,正电子和反质子等粒子来探测暗物质粒子湮灭信号。

  世界最新研究现状
  2008年,中意合作课题组(DAMA/LIBRA)宣布他们的地下实验发现了某种周期性变化现象,可能与暗物质粒子有关。但是并没有被其他更灵敏的实验证实。
  2008年空间间接法实验也取得了很大的进展。以中美科学家为主的ATIC探测器发表了宇宙高能电子观测结果。ATIC发现高能电子流量在300-800GeV能区间与理论模型相比高了将近3倍。该结果在低能部分被欧洲的PAMELA正电子实验证认。这些“超”可以被解释为暗物质粒子湮灭或衰变的产物。当然,目前的观测结果还不够精确,还不能排除附近天体的贡献。
  ATIC结果表明电子的观测科学意义重大,许多原初观测目的不是电子的探测器都开始进行电子测量。20095月世界最大空间伽玛射线望远镜FERMI公布了其半年的电子观测数据,尽管其结果与理论模型比较,在100GeV以上也有,但的大小比ATIC小得多。地面最大伽玛射线望远镜HESS的观测结果表明,高能电子能谱在TeV附近存在拐点,这与ATIC发现的现象类似。
  目前的观测结果表明,ATICPAMELAFERMI,HESS几个探测器的观测数据与理论模型相比都存在,但的大小并不一致。由于ATICFERMIHESS这三个探测器本来都不是用来观测电子的,在电子观测方面都存在弱点。ATIC是气球观测,无法扣除宇宙射线与大气产生的本底,另外探测器的有效面积很小,观测时间也很短,统计精度不高。FERMI的主要目的是伽玛射线天文,由于量能器厚度不够包含整个电磁级联蔟射,能量分辨本领很差。HESS是地面测量,本底抑制和能量分辨是其主要弱点,系统误差很大。所以现在下结论还为时过早。我们需要新型高分辨低本底大型空间探测器。

  2009年展望
  目前国际上,暗物质的探测实验正处在蓬勃发展的阶段,未来十年将是暗物质探测的黄金时代。2009年欧洲核子中心的大强子对撞机开始工作,将可能大大推进目前的暗物质研究。另外是非加速器实验,随着探测器的灵敏度大大提高,地下直接探测实验和空间间接观测实验也有可能产生新的突破。

 

毕效军:中国科学院高能物理所研究员

常 进:中国科学院紫金山天文台研究员

   
 
文章录入:张梅    责任编辑:刘学清    
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