暗物質(zhì)簡介

何　鈺，吳　平，張　曉

(西南交通大學(xué) 物理科學(xué)與技術(shù)學(xué)院，四川 成都　610031)

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暗物質(zhì)簡介

何鈺，吳平，張曉

(西南交通大學(xué) 物理科學(xué)與技術(shù)學(xué)院，四川 成都610031)

暗物質(zhì)是當代物理學(xué)和天文學(xué)面臨的一大挑戰(zhàn)．文章介紹了暗物質(zhì)的發(fā)現(xiàn)歷史，暗物質(zhì)存在的觀測證據(jù)，以及已知的暗物質(zhì)的基本性質(zhì)．還介紹了廣受關(guān)注的暗物質(zhì)的候選者，以及目前暗物質(zhì)探測實驗的進展．

暗物質(zhì)；中微子；弱相互作用重粒子；直接探測；間接探測

20世紀初，相對論和量子論的誕生撥開了物理學(xué)上空漂浮的兩朵烏云(以太漂移和黑體輻射問題)．經(jīng)過一個世紀的發(fā)展，以相對論和量子論為基礎(chǔ)的現(xiàn)代物理學(xué)取得了巨大的進展．人類對物質(zhì)結(jié)構(gòu)的認識由原子、分子層次深入到了夸克和輕子層次．物質(zhì)世界的基本成員及其相互作用規(guī)律被統(tǒng)一在粒子物理標準模型中．這一標準模型很好地解釋了所有已知的基本粒子的性質(zhì)，同時也為其他理論的發(fā)展奠定了堅實的基礎(chǔ)．

然而在20 世紀末，人們發(fā)現(xiàn)，物理學(xué)的天空中又漂浮了兩朵新的烏云，這就是暗物質(zhì)和暗能量問題．天文觀測告訴我們，今天宇宙的基本組成中粒子物理標準模型所描述的普通物質(zhì)只占4.6%,大約71.4%是暗能量，24%是暗物質(zhì).宇宙正是在暗能量的推動下加速膨脹著．暗能量的一種可能性是宇宙學(xué)常數(shù)，或真空能；也可能是隨時間變化的動力學(xué)場的能量．而暗物質(zhì)不屬于我們已知的粒子(如電子、質(zhì)子、中子等)中任何一種，是一種尚未被認識的新物質(zhì)．暗物質(zhì)和暗能量在宇宙的形成和演化中扮演著極其重要的角色，但我們無法用已知的物理學(xué)知識加以解釋，對其本質(zhì)幾乎一無所知．這是否預(yù)示著新的物理學(xué)革命?是否會促使我們找到比粒子物理標準模型更基本、更深刻的物理理論?因此暗物質(zhì)和暗能量不僅受到宇宙學(xué)研究者的強烈關(guān)注，也受到理論物理及粒子物理研究者的強烈關(guān)注．在這里我們將主要介紹暗物質(zhì)的相關(guān)科學(xué)問題．

1　暗物質(zhì)的存在

暗物質(zhì)的存在是Zwicky在1937年觀測Coma星系團時所做出的預(yù)言．Zwicky發(fā)現(xiàn)Coma星系團的動力學(xué)質(zhì)量為4.5×1010M⊙，而光度質(zhì)量僅為8.5×107M⊙，質(zhì)光比γ(即動力學(xué)質(zhì)量與光度之比)約為500．這與當時理論預(yù)言的星系團的質(zhì)光比γ～3差異巨大．這說明對于星系團質(zhì)量來說，發(fā)光的重子物質(zhì)貢獻很少．據(jù)此，Zwicky預(yù)言在星系團中應(yīng)當存在大量不發(fā)光的物質(zhì)，即暗物質(zhì)(dark matter)，正是暗物質(zhì)對星系團質(zhì)量貢獻了絕大部分．上世紀30年代末至70年代，天文學(xué)家通過對星系旋轉(zhuǎn)曲線、氣體X-射線觀測也證實了暗物質(zhì)的存在；1973年天文學(xué)家用數(shù)值模擬表明，要形成穩(wěn)定的星系盤，就必須存在球狀暗物質(zhì)暈(dark matter halo，暗暈)．隨著觀測和理論研究的不斷發(fā)展，到上世紀80年代初，絕大多數(shù)天文學(xué)家都確信了暗物質(zhì)的存在．

圖1　渦旋星系NGC3198的旋轉(zhuǎn)曲線

精確的X射線數(shù)據(jù)也表明，在星系團中存在大量的暗物質(zhì)．可以通過測星系團內(nèi)熱氣體的X射線發(fā)射輪廓圖，推斷出約束這些熱氣體的引力勢分布，進而得到星系團中物質(zhì)的分布．結(jié)果分析表明，高溫的熱氣體要被約束在星系團內(nèi)部，就必須存在大量的暗物質(zhì).

暗物質(zhì)的存在也可以通過引力效應(yīng)顯現(xiàn)出來，主要利用強引力透鏡方法、弱引力透鏡方法．根據(jù)廣義相對論，光線經(jīng)過大質(zhì)量天體附近時會由于強引力場而彎曲．如果從遙遠星系發(fā)出的光線經(jīng)過暗物質(zhì)聚集區(qū)域到達地球，觀測者將會觀測到光源的多重像，也可能發(fā)現(xiàn)光源的視輪廓及視亮度發(fā)生改變，從而觀測到的星系圖像發(fā)生改變，這種現(xiàn)象就稱為引力透鏡效應(yīng)．如圖2所示，那些密集的大量小光弧就是遠處背景星系的畸變圖，是Abell2218星系團中暗物質(zhì)團的引力透鏡作用而形成[2]．引力透鏡效應(yīng)證實了在宇宙中有大量的暗物質(zhì)．

圖2　哈勃空間望遠鏡拍攝的Abell2218星系團產(chǎn)生的引力透鏡現(xiàn)象

此外，宇宙大尺度結(jié)構(gòu)形成理論揭示，要形成今天我們所觀測到的各種宇宙結(jié)構(gòu)，僅有重子物質(zhì)是遠遠不夠的．必須有大量暗物質(zhì)聚集才能形成巨大的引力勢阱，使得重子氣體掉入到這些勢阱里，重子擾動大大增強，才能最終形成現(xiàn)在的各種宇宙結(jié)構(gòu)．暗物質(zhì)的空間分布，決定了宇宙結(jié)構(gòu)形成的位置、尺度和形態(tài)等．

大爆炸宇宙學(xué)說可以準確預(yù)言輕元素在宇宙中的豐度．當宇宙的溫度下降到核反應(yīng)的溫度時，可以應(yīng)用成熟的核物理理論來計算各輕元素的豐度．通過原初核合成模型，根據(jù)觀測到的幾種輕元素的豐度及比例確定出宇宙中重子物質(zhì)密度為：0.017<ΩBh2<0.025；而暴脹模型預(yù)言宇宙中Ωm+ΩΛ=1；星系團動力學(xué)方法得到總物質(zhì)密度Ωm≥0.2．結(jié)合這些理論分析和觀測事實，可以得到一個重要的結(jié)論：宇宙中的暗物質(zhì)不可能是重子，且這種非重子暗物質(zhì)占了很大比例．

2　暗物質(zhì)性質(zhì)的限定

雖然暗物質(zhì)的存在已經(jīng)得到了天文觀測的證實，也被眾多科學(xué)家所接受，但我們從粒子物理角度對于暗物質(zhì)的性質(zhì)卻幾乎一無所知．目前，所有關(guān)于暗物質(zhì)性質(zhì)的信息都來自天文學(xué)．其中最大的信息是來自于宇宙中暗物質(zhì)密度和不同宇宙尺度下暗物質(zhì)的空間分布觀測，這也成了對建立暗物質(zhì)模型的最大約束．除此以外，我們對暗物質(zhì)的粒子結(jié)構(gòu)、暗物質(zhì)本質(zhì)還是知之甚少．這是因為大部分天文觀測都是基于暗物質(zhì)的引力效應(yīng).我們知道，引力作用只依賴于質(zhì)量的大小，無法區(qū)分物質(zhì)間屬性的不同．

1) 暗物質(zhì)的密度比例：精確宇宙學(xué)測量結(jié)果要求，宇宙暗物質(zhì)的豐度不超過現(xiàn)在測量的暗物質(zhì)的剩余豐度，即要滿足ΩDMh2=0.1123±0.0035．

2) 暗物質(zhì)的壽命：為了構(gòu)成現(xiàn)在宇宙物質(zhì)的組分，暗物質(zhì)的壽命τDM需要足夠長，即長于宇宙年齡t0(約136億年)，τDM>t0≈4.3×1017s．所以，一個自然的暗物質(zhì)模型應(yīng)該可以提供足夠好的對稱性保護暗物質(zhì)的穩(wěn)定性，即暗物質(zhì)不衰變或衰變非常緩慢．

3) 具有引力作用：在宇宙中，暗物質(zhì)粒子與其他粒子之間主要是引力作用，也可能存在弱作用．在宇宙中，暗物質(zhì)是主要引力源.

4) 不參與電磁作用：對于暗物質(zhì)的電磁特性，科學(xué)家給出了很嚴格的限制．如果暗物質(zhì)有很小的電量和很小的電(磁)偶極矩，將改變溫度功率譜和物質(zhì)功率譜的形狀，與觀測不符．因此暗物質(zhì)應(yīng)該是電中性的．

3　暗物質(zhì)的候選者

既然暗物質(zhì)不可能是重子物質(zhì)，那么暗物質(zhì)究竟是什么粒子呢？為此，人們提出了不同的暗物質(zhì)候選者，建立了不同的暗物質(zhì)模型．我們簡單介紹一些熱門的暗物質(zhì)候選者，也包括著名的落選者——中微子．

3．1落選者——中微子(neutrino)

根據(jù)暗物質(zhì)的性質(zhì):不帶電、穩(wěn)定、沒有強相互作用，人們最初想到的暗物質(zhì)候選者是中微子．因為在粒子物理標準模型中只有中微子滿足所有這些限制，如果它有質(zhì)量就可以是暗物質(zhì)．由于中微子參與弱相互作用，其退耦溫度在MeV量級，遠高于它的質(zhì)量，因此它退耦時是相對論運動的，這樣的暗物質(zhì)被稱為熱暗物質(zhì)．由于熱暗物質(zhì)運動速度非?？?，在約40 Mpc以下的擾動被中微子的運動抹平．這也表明了以中微子主導(dǎo)的宇宙中的結(jié)構(gòu)形成是自上而下的，即大尺度結(jié)構(gòu)先形成．而觀測事實表明，我們銀河系比其本地星系群更先形成．也就意味著今天的星系尺度的結(jié)構(gòu)在這樣的暗物質(zhì)模型中根本無法形成．另外中微子在宇宙中只占很小的比例．由WMAP-9以及其它觀測(BOSS的重子振蕩BAO，6dF LSS數(shù)據(jù)等)結(jié)果的分析得到[3-5]，3種中微子質(zhì)量之和的上限估計為∑mν<0.23 eV(95%C.L.)，故所有中微子對宇宙密度參數(shù)的貢獻只有Ων<0.005．所以中微子不可能是暗物質(zhì)的主要組分．

3．2熱門候選者

中微子的落選明確告訴我們，暗物質(zhì)的候選者不可能從粒子物理標準模型中找到，必須對粒子物理標準模型加以修改和擴充．

有意思的是，物理學(xué)家為了解決標準模型中的規(guī)范等級問題、宇稱破缺問題、強CP問題等，構(gòu)造了很多所謂超出標準模型的新物理模型(new physics beyond the Standard Model of particle physics)，例如：額外維模型、軸子模型、超對稱模型等．如同“買一送一”，新模型中往往包含一種穩(wěn)定的、中性的新粒子可以作為暗物質(zhì)候選者．一般情況下，只要物理模型中具有一個分立對稱性，那么在該對稱性下荷為奇數(shù)的最輕的粒子肯定是穩(wěn)定粒子．如果該粒子不帶電荷、色荷，那么它就滿足暗物質(zhì)候選者要求．下面就介紹5種新物理模型所提供的廣受關(guān)注的暗物質(zhì)候選者．

1) 惰性中微子(sterile neutrino)

在超出標準模型新物理里，Dodelson&Widrow[6]提出了惰性中微子，也稱為右手中微子(right-handed neutrino)，可通過中微子非共振振蕩(non-resonant oscillation)產(chǎn)生．如果其產(chǎn)生率一直低于宇宙膨脹率，惰性中微子就不會處于熱平衡，就可以產(chǎn)生足夠的惰性中微子從而符合對于物質(zhì)密度的觀測．惰性中微子的質(zhì)量～keV．惰性中微子是目前預(yù)言的溫暗物質(zhì)主要代表．

2) 軸子(axion)

軸子是粒子物理學(xué)家為解決QCD中的強CP破壞問題而引入的．軸子質(zhì)量很小，目前它的質(zhì)量范圍被限制在10-6～10-3eV之間．軸子產(chǎn)生機制有很多不同的模型．關(guān)于軸子物理的討論請參閱Kolb等的文獻[7,8]．通過非熱產(chǎn)生的軸子被視為冷暗物質(zhì)．

3) KK 粒子

在超出標準模型新物理中，額外維(extra dimensions)模型也可以提供暗物質(zhì)的候選者[9]．額外維模型假設(shè)真實的時空并非3+1維，而是具有更高的維度．額外維模型能解釋標準模型的規(guī)范等級問題，也解釋了引力作用強度為什么比其它3種力?。毡榈念~外維模型(universal extra dimensions，UED)假設(shè)了平坦的額外維，所有的標準模型粒子都在所有的維度傳播．標準模型粒子在額外維中傳播可能帶有動量，于是在四維膜上表現(xiàn)為新的重粒子，即Kaluza-Klein(KK)激發(fā)態(tài)，對應(yīng)的粒子就稱為額外維空間粒子，或KK粒子．KK粒子是額外維空間理論所預(yù)言的，其中最輕的粒子是穩(wěn)定的并可以成為暗物質(zhì)候選者．

特別值得提及是，超出標準模型新物理里的超對稱模型所提供的超對稱粒子[10,11]，也可以作為暗物質(zhì)的候選者．所謂超對稱，是不同自旋粒子間的對稱性．如果這一對稱性存在，則每個已知粒子都有超對稱伴子(super-partners of the Standard Model particles, 也稱為sparticles)．標準模型粒子和它們的超對稱伴子具有不同的R-宇稱，因此不能相互轉(zhuǎn)化．具有最小質(zhì)量的超對稱粒子可以穩(wěn)定存在．如果這個粒子是中性的, 就可以作為暗物質(zhì)候選者．下面介紹其中最強勁的候選者：超對稱引力子和弱相互作用重粒子．

4) 超對稱引力子(gravitino)

在將超對稱從全局推廣至局域時導(dǎo)致超引力(supergravity)，從而出現(xiàn)超對稱引力子，即引力子(gravition)的超對稱伴子[12]．超對稱引力子的質(zhì)量范圍為：幾個ev～Tev.其質(zhì)量依賴于超對稱破缺尺度，即質(zhì)量m3/2是Λsusy/MPL的量級，這里Λsusy是超對稱破缺的尺度，MPL是普朗克質(zhì)量．如果Λsusy>106GeV，就是冷暗物質(zhì)；如果Λsusy≤106GeV，就是最輕超對稱粒子(Lightest Supersymmetric Particle, LSP)．輕質(zhì)量的超對稱引力子的質(zhì)量范圍為：10-6eV～keV，可以視為溫暗物質(zhì)．

5) 弱相互作用重粒子(Weakly Interacting Massive Particles，WIMPs)

著名的弱相互作用重粒子WIMPs是超對稱理論中最輕的超對稱伴子，即中性伴隨子(neutralino)，是Higgs玻色子的超對稱伴子、光子的超對稱伴子、Z-規(guī)范玻色子的超對稱伴子的量子力學(xué)線性疊加態(tài)，這就是所謂的中性超對稱粒子[7]．作為暗物質(zhì)候選者，WIMP粒子具有極大優(yōu)勢：它只參與弱作用和引力作用；其質(zhì)量在超對稱破缺能標(TeV)附近；退耦時為非相對論運動，被視為冷暗物質(zhì)．一般認為其質(zhì)量范圍為10 GeV～1 TeV．對于WIMP粒子, 在宇宙早期其密度由熱平衡決定．當H～n〈σAv〉時(n是粒子數(shù)密度，σA是粒子湮沒截面，v是速度，尖括號表示熱平均)，即暗物質(zhì)粒子相互作用的速度與宇宙的膨脹速度相當時，其粒子數(shù)目不再發(fā)生變化，這樣Ωh2≈3×10-27cm3·s-1/〈σAv〉， 對于弱相互作用來說，這樣的暗物質(zhì)密度恰好與觀測值是同一個數(shù)量級，即ΩDMh2≈0.11．這種巧合被稱為WIMP奇跡(WIMP miracle)．所以，WIMP粒子成為了暗物質(zhì)的強勁的候選者，而且被視為冷暗物質(zhì)．WIMP粒子也成為了目前廣泛接受的標準冷暗物質(zhì)宇宙學(xué)模型的重要組成部分．

4　暗物質(zhì)的探測

雖然通過觀測暗物質(zhì)密度和暗物質(zhì)空間分布，我們可以推測暗物質(zhì)的基本性質(zhì)；但物理學(xué)家更希望能探測到暗物質(zhì)粒子．實現(xiàn)暗物質(zhì)的探測，是了解暗物質(zhì)本質(zhì)的最直接、最有力的方法．常用的探測方法有3種：加速器探測、非加速器直接探測、非加速器間接探測．隨著實驗的開展，在未來5～10年我們有可能會探測到暗物質(zhì)粒子，也有可能徹底排除暗物質(zhì)的存在[13,14]．以下介紹的實驗，大多是針對WIMP粒子設(shè)計的．

4．1加速器實驗

在加速器上直接捕獲到暗物質(zhì)粒子，是揭開暗物質(zhì)之謎的最具說服力的方法．2007 年10月開始運行的歐洲核子中心的大型強子對撞機(Large Hadron Collider，LHC)給了人們希望．LHC是當今世界上能量最高的對撞機，其首要目標是尋找希格斯粒子、超出標準模型的新粒子和新物理現(xiàn)象．LHC將產(chǎn)生7 TeV高能質(zhì)子束，總能量可達14 TeV．R-宇稱守恒下，質(zhì)子-質(zhì)子對撞后超對稱粒子成對產(chǎn)生，并發(fā)生連續(xù)衰變，衰變的末態(tài)產(chǎn)物包含大量的高能量的噴注，有大量的橫能量丟失(Missing Transverse Energy，MET)，可能會包含一個或多個輕子．這是與標準模型粒子最大的差別,超對稱粒子衰變末態(tài)包含很大的橫能量丟失.通過LHC的通用粒子探測器ATLAS，能測出MET分布以及Meff分布(Meff即有效質(zhì)量，是衰變末態(tài)中噴注及輕子的橫動量的標量和)，從而找出超對稱粒子的貢獻，發(fā)現(xiàn)超對稱粒子．

如果暗物質(zhì)粒子具有弱相互作用，質(zhì)量小于3～5 TeV，就可以在LHC產(chǎn)生．通過加速器實驗，我們或許能找到所預(yù)言的質(zhì)量約為10 GeV～1 TeV的中性伴隨子．

4．2非加速器實驗——暗物質(zhì)的直接探測

暗物質(zhì)的直接探測，就是測量暗物質(zhì)粒子與靶粒子(即標準模型粒子) 之間的反沖．目前世界大多數(shù)直接探測實驗都是設(shè)計用來尋找WIMP粒子的．WIMP粒子的剩余豐度，強烈暗示W(wǎng)IMP粒子可以被探測．比較著名的有意大利的DAMA實驗、美國的CDMS、法國的Edelweiss、Xenon、CoGENT等實驗．

如果暗物質(zhì)是WIMP粒子，暗物質(zhì)粒子與標準模型粒子總有可能發(fā)生散射，即總有一定的散射截面，盡管非常?。绻酶哽`敏、低背景的探測器仍可測得標準模型粒子的反沖能．當然暗物質(zhì)粒子打在探測器上的事例很少，如果加大探測器，可以做到一年探測到幾個事例．目前除了DAMA 實驗正面探測到了暗物質(zhì)粒子的信號以外(但這個結(jié)果爭議很大)，其他所有實驗均未得到正結(jié)果．

4．3非加速器實驗——暗物質(zhì)的間接探測

暗物質(zhì)如果是WIMP粒子，即暗物質(zhì)粒子之間可以有弱相互作用，就可能相互湮沒．WIMP粒子的剩余豐度表明其在宇宙早期發(fā)生湮沒，那現(xiàn)在仍可能相互湮沒從而產(chǎn)生普通物質(zhì)，如正負電子對、夸克-反夸克、高能X-射線、γ射線、 高能中微子等．暗物質(zhì)的間接探測就是去探測暗物質(zhì)湮沒所產(chǎn)生的次級粒子．暗物質(zhì)湮沒產(chǎn)物的流強正比于暗物質(zhì)數(shù)密度的平方，所以最有可能探測到這些次級粒子的地方就是暗物質(zhì)密度最大的地方，如星系的中心，或亞星系的中心，甚至太陽中心和地球中心．

隨著實驗探測手段的發(fā)展, 目前已經(jīng)有了不少暗物質(zhì)間接探測實驗觀察到了宇宙射線的反常，例如PAMELA、ATIC、Fermi/LAT等實驗．

5　結(jié)語

天文觀測表明在宇宙中存在大量的暗物質(zhì)，各種宇宙結(jié)構(gòu)的形成和演化也需要暗物質(zhì)．建立暗物質(zhì)模型要求建立超出標準模型的新物理模型．在眾多的暗物質(zhì)的候選者中，其中最熱門的就是弱相互作用重粒子WIMPs．科學(xué)家設(shè)計了大量的實驗來探測WIMP粒子．如果能將加速器實驗與非加速器實驗結(jié)合起來，將直接探測與探測實驗結(jié)合起來，那么所給出的參數(shù)空間會有重合，可以給出更強的限制從而實現(xiàn)暗物質(zhì)探測．隨著新的實驗不斷投入運行，我們終會揭開暗物質(zhì)之謎．我們期待著新理論的建立能夠撥開物理學(xué)上空的這一朵烏云．

[1]Fuchs B. Constraints on the Decomposition of the Rotation Curves of Spiral Galaxies. 2002 contributed talk at the IDM2002 conference, in York, England, 2002. (arXiv: astro-ph/0212485).

[2]圖來自Couch W, Ellis R, NASA, 1998．(http://www.spacetelescope.org/images/heic0113c/).

[3]Dunkley J.,et al. Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Likelihoods and Parameters from the WMAP data [J]. Astrophys J Suppl, 2009, 180: 306-329.

[4]Abazajian K N，et al. Inflation Physics from the Cosmic Microwave Background and Large Scale Structure.Report from the "Dark Energy and CMB" working group,2013.(arXiv:1309.5381)

[5]Planck Collaboration:P. A. R. Ade,et al.Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters [J]. Matches version to appear in Astronomy & Astrophysics, 2014. (arXiv: 1303.5076).

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[14]Bergstr?m L. Invited talk at the Nobel Symposium on LHC Physics, Krusenberg, Sweden, May 13-17, 2013. (arXiv: 1309.7267).

A brief introduction to dark matter

HE Yu, WU Ping, ZHANG Xiao

(School of Physical Science and Technology, Southwest Jiaotong University, Chengdu, Sichuan 610031)

Dark matter is a big challenge to the physics and astronomy nowadays. We briefly review the history of the discovery of dark matter, the evidence of its existence from observation, and its basic properties. We introduce some prominent candidates for dark matter and the progress in this detection.

dark matter; neutrino; weakly interacting massive particles; direct detection; indirect detection

2015-08-06；

2015-10-07

中央高?；究蒲袠I(yè)務(wù)費專項資金科技創(chuàng)新項目(2682015CX063)、國家自然科學(xué)基金項目(11503021)資助

何鈺(1976—)，女，四川成都人，西南交通大學(xué)講師，博士，主要從事大學(xué)物理教學(xué)，研究方向：理論物理、宇宙學(xué).

專題介紹

O 412.1

A

1000- 0712(2016)02- 0032- 05