宇宙中的暗物質

喬慶鵬，張向丹

(1.河南教育學院理論物理重點學科組，河南鄭州450046;2.新鄉學院物理系，河南新鄉453003)

1 冷熱暗物質

1934年瑞士天文學家弗里茲·茲威基在研究星系團中星系的軌道速度時，為了解釋“缺失的物質”問題而提出了暗物質的概念.但當時并沒引起太多的關注，直到40年后，人們在研究星系中恒星的運動時遇到類似的困難:人們發現如果僅考慮可見(發光)物體彼此之間的相互吸引力，那么各式各樣的發光天體(包括恒星、恒星團、氣狀星云，或整個星系)運動的速度要比人們預想的快一些.星系的轉動曲線測量是一個不錯的例子，一個離星系中心半徑為r軌道上的天體旋轉速度可表示為，這里M(r)是半徑為r的球體內所包含物質的總質量.換言之，如果星系的質量主要集中在發光區內的話，則發光區外的軌道上物體的運行速度，也就是說v應該與成反比關系.

但是，旋渦星系轉動曲線測量的天文學觀測數據卻顯示，v并不隨著r的增大而降低，在人們所能觀測到的最大范圍之內，v近似于常量.以銀河系為例，在太陽系內v?220 km/s，即使把半徑擴大到人們觀測到的最大的極限，這個速度的變化也非常小.這說明星系發光區外存在有質量密度為ρ(r)∝1/r2的暗暈，即M(r)∝r.大量星系觀測數據表明，轉動曲線通常會平坦地延伸到發光區半徑外的3～10倍.也就是說，把暗暈物質的貢獻考慮在內的話，星系總質量會比只考慮發光物質要增加3～10倍.這表明星系內不發光物質占主要組分，也表明暗物質的質量密度有一個下限:ΩDM≥0.1(對平坦的宇宙來說，Ωtot=Ω0=1).此外，雖然更遠處的氣體密度稀薄以至于特征譜線不能再被觀測到，但是轉動曲線平坦延伸的范圍或許還會更遠，也就是說ΩDM極有可能會更大些.星系中恒星團的觀測則給出了一個更大的數值:ΩDM?0.2～0.3.

2003年，Wilkinson微波背景各向異性探測(WMAP)、Sloan數字巡天(SDSS)和最近的超新星(SN)等天文觀測以其對宇宙學參數的精確測量，進一步有力地證實了暗物質的存在.這在人類探索宇宙奧秘和物質基本結構的道路上無疑是一個光輝的成就.最新數據顯示，在宇宙能量構成中，暗能量占72%，暗物質占23%，重子類物質只占了5%左右.

在地基實驗上，科學家們已做了大量實驗來搜尋暗物質粒子.2009年12月，科學家安裝在美國明尼蘇達州的一個深埋在地下700 m的暗物質探測器——CDMS探測器中探測到了暗物質存在的直接信號.該探測器被巖石、塑料、鉛、銅等物質所包圍，這樣可以把與暗物質相混淆的其他粒子以及宇宙射線排除在外.研究人員已確認有兩個信號可能與暗物質有關.這也為暗物質的存在提供了新的實驗依據.

圖1 美國波士頓Lowell天文臺給出的星系轉動曲線Fig.1 Galaxy rotating curve givenly Boston Lowell Observatory，USA

暗物質的自然本質目前尚未明朗.宇宙大爆炸理論告訴我們，NB/Nγ的允許范圍為10－10～10－9(NB為核子的數密度，Nγ為光子的數密度)，其對應的重子密度Ωbaryon為0.01～0.1(把h0的不確定性也考慮進去，這里h0=0.7±0.1，而哈勃常數的當前值H0=100 h0kms－1Mpc－1).另一方面實驗得到的總物質密度ρm≥5×10－27kg m－3，轉換下可以得到Ωm≥0.3.因此，僅僅靠重子類型的暗物質是不能解釋丟失的全部質量.這說明同時有非重子形式的其他類型的暗物質存在.

暴漲理論預言宇宙密度Ω0=1，密度局域測量給出的宇宙密度Ω0?0.2，而原初核合成理論得到的ΩB僅在0.04左右.這意味著非重子是暗物質的主要組分.從另外一個角度來看，如果宇宙中只有重子物質，從宇宙結構形成的要求而言是來不及形成如今的大量星系的，這和事實明顯不相符.

非重子暗物質概念出現后展現出旺盛的生命力，現在更多的人認為，暗物質主要由“大質量弱相互作用粒子”(WIMP)組成，這種重粒子不發光，并且和常規物質幾乎不發生相互作用.研究表明，非重子物質占宇宙總密度的23%左右.

在宇宙演化的初始階段，不管某種粒子是否穩定，它都有曾經大量存在過的可能性.隨著時間的推移，宇宙的溫度也在冷卻，不穩定粒子通過衰變從宇宙中消失了.但是穩定的(或壽命極長的)粒子，即使失去了熱碰撞產生的機會(即退耦)，也仍然會存活到現在.所以從宇宙演化的觀點分析，今天宇宙中有殘留的WIMP粒子并不意外.

人們把非重子暗物質的候選者分為了兩類:熱暗物質和冷暗物質.如果某種粒子的質量很輕，譬如中微子，它的靜止質量遠小于1 MeV，退耦則發生在T=1 MeV前后.因此它退耦的時候是輻射粒子，退耦時留下的粒子數密度也較大.考慮到它在退耦時熱運動速度接近光速(即很熱)，因此我們把此類退耦溫度Tdec?M的粒子稱之為熱暗物質.

在熱暗物質占主要組分的模型里，熱暗物質僅負責形成超團尺度上的暗暈;而后由重子物質在超團形成以后通過逐級碎裂而演變為星系團和星系.宇宙結構的形成是從大到小來完成的.這個模型可以很好地解釋大尺度的天體分布，此外它和從天文觀測得到的圖像也符合得很好，并成功地解釋了用局域方法測量總密度時結果小(Ω0=0.2)的現象.

在以熱暗物質為主的模型中，由于擾動率開始增長幅度過大，在描述較小尺度上出現了不可避免的缺陷，中、小尺度的演化要落后于實際觀測.但如果把中小尺度上的結構演化和實際的宇宙相符合，大尺度那部分又會出現演化程度的明顯超前.于是，越來越多的人把視線對準了以冷暗物質為主的模型.

冷暗物質是目前人們研究相對較多的一個模型，它的引入最開始是由于研究宇宙結構形成的需要.冷暗物質指的是M?Tdec重質量的穩定粒子，它在退耦的時候已是實物形式，熱運動速度遠小于光速.當宇宙中的溫度T高于M時，以輻射組分存在的它大多在退耦前已經和對應的反粒子成對地湮滅了.因此其殘留粒子數密度相對較低，這也是冷暗物質的共同特點.

在以冷暗物質為主的模型中，亞星系和星系標度下的小擾動首先增加，物質開始結團.然后中、大尺度上的擾動也隨之增強.換言之，星系相互靠近然后形成星系團，星系團進一步結合再形成超團.在冷暗物質模型下，宇宙的形成是從小到大完成的.這和熱暗物質正好相反.冷暗物質的概念有助于形成與實際相符合的中小尺度結構.所以它占非重子暗物質中的比例要遠多于熱暗物質，而后者的貢獻基本上可以被忽略.

除了冷熱暗物質外，也有可能某種暗物質候選者的質量和其退耦溫度接近，這種粒子稱之為溫暗物質.有人也進行了相關研究，這里就不再詳述了.

2 暗物質的探測

暗物質是穩定的，在宇宙演化過程中像微波背景光子一樣被遺留了下來.目前世界各國的科學家、多個合作組，正在進行著各種加速器和非加速器實驗，試圖找到暗物質粒子.

暗物質的探測可以分為如下3種方法.

第一種是在高能對撞機上將暗物質粒子“創造”出來，并研究其物理性質.隨著歐洲核子中心的大型強子對撞機(LHC)的投入運行，暗物質的候選者很有希望在繼標準模型中的Higgs之后在LHC上產生并被探測到.

第二種方法稱為直接探測法.該方法是探測暗物質粒子和探測器中物質的原子核碰撞所產生的信號.目前世界上大約有20家暗物質直接探測的實驗，譬如國外的CDMS、XENON以及中國四川錦屏山(CJPL)實驗等.

第三種方法是間接探測法.該方法是觀測暗物質粒子衰變或相互作用后產生的穩定可見粒子的信號.例如γ射線、中微子、正電子、反質子等信號.國內的西藏羊八井宇宙線實驗基地可進行這方面的探測.

圖2 中國西藏羊八井宇宙線實驗基地Fig.2 Yangbajing cosmic rays experimental base in Tibet，China

3 結論

綜合上述，暗物質是當前高能物理和宇宙學研究的前沿和熱點.我們在先前的工作中對其進行了相關的研究［1－2］.本文對暗物質的相關特點做了綜述性的介紹，以期對相關領域初學者和愛好者提供幫助，更詳細的介紹可以參看文獻［3］.

［1］ QIAO QINGPENG，XU BIN.Associated production of a photon with dark matter pair at the ILC within the Littlest Higgs Model with T－parity［J］.Commun Theor Phys，2012，58:718－722.

［2］ 喬慶鵬，張向丹，趙先林.初始條件對小Higgs模型下暗物質殘留密度影響的研究［J］.河南教育學院學報:自然科學版，2010，19(2):13－15.

［3］ 俞允強.物理宇宙學講義［M］.北京:北京大學出版社，2002:142.