浅谈黑暗物质
评分：
课程名称：《天文知识选讲》
（上课时间：第 周至第 周 上午1-4节）
学号：
姓名：
专业：
班级：
浅谈黑暗物质
关键词：黑暗物质，冷暗物质，非重子暗物质,测量,宇宙
摘要：
暗物质问题由来已久，这最早可以追溯到20世纪 30年代，不过由于观测资料的匮乏，当时此问题并没有引起足够的重视。直到上世纪七八十年代，新的而且是相当明确的证据越来越多，此问题才成为学术界的热门话题。此文章将在众多科学家的研究结果上初步探讨黑暗物质。
一 . 暗物质问题的提出
最早提供暗物质存在证据的是瑞士天文学家弗里茨?兹威基（Fritz Zwicky），1933年，在美国加州理工学院工作的他，在研究后发星系团时，得到了可能存在不可见物质的证据。弗里茨?兹威基利用后发星系团边缘星系的运动估计出星系团的总质量，然后与根据后发星系团星系数量和总亮度估计出的星系团总质量进行对比，发现前者是后者的大约400倍。星系团中可见星系所提供的引力远远不足以提供足够的向心力，以拉住边缘星系极快的运动速度。由此，弗里茨?兹威基推测必然存在着大量的不可见物质，它们和已知的可见星系一起提供了足够的引力。 暗物质存在的主要证据来自于对星系运动的研究。根据维里定理，总动能应该等于总（引力）势能的一半，不过，观测得到的动能要大的多。或者说，远离星系中心的恒星绕星系中心转动的速度远远大于根据维里定理计算得到的结果。这里计算中使用的引力势能是依据星系所有的可见物质。 暗物质存在的另一证据来自于引力透镜。引力透镜对后面背景星系光线的弯曲程度取决于形成透镜星系团的质量，由此得到的星系团质量远大于根据星系团亮度得到的质量。例如，位于室女座Abell 1689星系团就是很好的一个例子。 弗里茨?兹威基虽然最早提出了暗物质的存在，但他的观点在当时并没有得到重视，而他自己的主要贡献也和暗物质没有多大关系。特别的，在弗里茨?兹威基的最早观测之后的大约40年间，并没有新的证据支持他的观点。 1960年代末1970年代初，华盛顿卡内基研究所地磁学部的（the Department of Terrestrial Magnetism at the Carnegie Institution of Washington）Vera Rubin利用一种新的灵敏光谱仪，发明了一个可以用于测量漩涡星系外围恒星旋转曲线的新方法，大大提高了测量精度。Rubin在美国天文学会的1975年会上公布了他的新发现：漩涡星系中的大部分恒星以大约相同的速度绕星系中心转动。从星系中心向外，由于星系中心高密度的恒星数量，一开始引力势能会很快增加，为了不掉入星系中心，恒星需要更快的运动速度，所以曲线一开始会很快上升。按照早先的观点，星系外围恒星密度大大降低，距离的增加占了上风，恒星的运动速度应该减少，即曲线上升到了一定程度后应该开始下降。但观测表明曲线在急速上升到一定程度后，开始变得几乎平直。恒星几乎相同的运动速度表明星系外围具有和星系核心几乎相同的物质密度。 当然类似于天王星的情况，也可以认为引力定律在星系乃至更大尺度上需要进行修改，不过，或许因为海王星的例子告诫科学家们要相信理论，大部分科学家选择相信理论而认为有未知物质的存在：星系中超过一半的物质存在于相对黑暗的银晕中。虽然受到了一些天文学家的质疑，但Rubin相信自己观测结果的正确性，而后来其他天文学家的工作也确实证实了他的结果。这自然形成下面的观点：大部分星系实际上是由暗物质支配的。 至此，暗物质的存在得到了大部分天文学家的承认，但是，它到底是什么？以什么形式存在？新的问题摆在了天文学家乃至物理学家的面前。
二 . 暗物质是什么
在暗物质问题刚开始被提出来时，天文学家首先想到了难以观测到的天体，如黑洞、中子星、暗淡的老年白矮星、褐矮星，这些都是暗物质可能的候选者，它们一起被天文学家起了一个有意思的绰号：大孩子（不知道有没有这个提法，个人意译的），或马乔天体（MACHOs）。但是，天文学家无法找到足够多的马乔天体以合理地解释观测数据。虽然被归为暗物质，但马乔天体本质上和可见物质是一样的，从粒子物理角度，它们同样由质子、中子和电子组成，属于重子物质。难以探测的重子物质，包括马乔天体、以及星际气体等，肯定贡献了一部分暗物质，但近年来的研究表明，在对暗物质的贡献方面，它们只能提供很小的比例。2000年，三位美国天文学家的文章基本上宣判了天体形式重子暗物质的死刑。
既然重子物质无法提供足够的暗物质以解释观测结果，寻找非重子暗物质就是必然的选择。实际上，早在重子暗物质被宣判死刑之前，科学界已经开始考虑非重子暗物质，其中有名的候选者是中微子。 于上世纪六七十年代建立的粒子物理标准模型，认为中微子的质量为零。一种粒子的质量是否为零乃至质量多大，需要试验来回答。现在已经知道，中微子的质量非常小，以当时的实验条件是不可能得出中微子是否有质量这个结论的，所以标准模型在中微子质量为零的假设性建立起来。这样做的一个理由，或者合理性是因为即使中微子有质量，在标准模型中加入中微子的质量并不困难，并且不会对整个理论产生多大影响。 因为暗物质问题的存在，就有人猜测，如果中微子有质量，即使非常小，而因为中微子在宇宙中的大量存在，也能给出可观的引力效应，从而解释观测结果。虽然后来的实验结果确实表明中微子有质量，但同时，新的观测结果以及理论研究也排除了中微子作为暗物质主要候选者的可能性：中微子肯定组成了一部分暗物质，但和重子物质类似，最多只占很小的比例。 到了上世纪末本世纪初，特别是近几年WMAP（威尔金斯微波各向异性探测器，Wilkinson Macrowave Anisotropy Probe）的观测结果，表明暗物质主要是冷暗物质（CDM，Cold Dark Matter），特别的，宇宙中重子物质（普通物质）占4.6%，冷暗物质占23%，暗能量占72%。也就是说，宇宙中的大部分物质是我们现在对其性质还知之甚少的冷暗物质。
三 . 银河系中暗物质的分布
暗物质的明确证据大部分来自于漩涡星系，所以对暗物质的直接探测更加容易在漩涡星系中进行，而我们就生活在一个漩涡星系里：银河系。 坏消息是：银河系的旋转曲线并没有得到很精确的测量，因为天文学界测量旋转曲线是从河外星系开始的，虽然对河外星系的测量已经积累了大量数据，但我们自己的银河系至今没有精确的数据。所以现在我们还不能确定暗物质在银河系中的分布，甚至不能确定银河系是否有暗物质统治。 不过，一般认为，银河系和其他河外漩涡星系一样，被一个暗晕包围，并且暗晕的质量超过可见部分的10倍。这个观点一方面来源于哥白尼原理。另外，宇宙学告诉我们，有足够的理由相信宇宙的大部分物质（质量）是由冷暗物质组成的。所以暗物质必然和星系联系在一起，随着引力塌缩星系形成，应该形成一个球状的暗物质晕。而且，根据一个尚有争议的观点，为了稳定星系盘，需要暗晕的存在。 更为直接的，虽然还有很大的误差，但一些动力学上的证据也表明我们的银河系存在暗晕，这些包括对临近银河系的矮星系（如Leo Ⅰ）运动的研究，对本星系群的研究等。另外，根据银河系旋转曲线尚不完整的数据，表明从4kpc到18kpc，旋转曲线变的平直。总而言之，我们有理由相信，我们的银河系确实存在暗晕。 银河系暗晕的存在被广泛接受，不过对暗物质的直接探测而言，更重要的的参数是当地暗物质密度，即太阳轨道（绕银心）附近暗物质的分布情况。资料上基本上全部是在讲两个重要参数的获得：当地暗物质密度和速度弥散。总体结论是虽然迄今为止学术界对此已经做了大量的工作，但是这两个参数仍然有很大的不确定度，如当地暗物质密度值大约为0.23~0.43GeV/cm3，还有研究给出超过这个范围的。 地基暗物质的直接探测，数据分析需要考虑地球所在空间的暗物质分布，所以当地暗物质密度的不确定也带来暗物质直接探测的不确定，不知道CDMS等试验在处理数据时是怎么处理这种不确定的，但可以肯定的是，相关研究还有很长的路要走。 关于这方面的研究，主要是现在数据的缺乏，结论的不确定，可能有人会感到费解。解释起来一句诗很恰当：不识庐山真面目，只缘身在此山中。我们在银河系里面，对相关数据的测量，主要是旋转曲线，相比而言比河外星系更加困难，有更大的误差，特别是对距银心较远的地方。
四. 暗物质的理论研究、计算：暗物质与宇宙演化、残留密度
关于这方面的研究可以追溯到1965年，当时认识到如果存在一种新的、稳定的粒子，可以称其为K，现在它应该在宇宙中大量存在。 思路很简单。宇宙早期，温度比较高，在温度高于K的质量时，K和较轻粒子（统称为L）间通过湮灭转化会存在一个热平衡，这个过程中，K和K的反粒子碰撞湮灭为L及其反粒子，反正，L及其反粒子也可以碰撞湮灭为K和K的反粒子，这个过程存在一个平衡，而K粒子会有一个平衡丰度。 当宇宙逐渐膨胀冷却，直到宇宙的温度低于K的质量时，K的平衡丰度开始以指数下降，直到K及其反粒子湮灭为较轻粒子的速率降到低于宇宙膨胀速率，这时，获得热平衡的反应就会被冻结，而K粒子获得稳定的宇宙学残留密度。 1970年代末，上述观点在被遗忘多年后被重新提及，用于计算限制中微子的质量，并且同时相关计算表明暗物质应该由WIMPs构成。此后，残留密度的计算就成为暗物质模型研究的标准程序。当前，WMAP已经给出了暗物质在宇宙中分布密度相当精确的数据，任何暗物质模型首要的要求就是必须能够得到与WMAP数据相符的残留密度。 热宇宙学理论可以给出K粒子的残留密度和K粒子及其反粒子碰撞湮灭的散射截面（K及其反粒子湮灭为较轻粒子的概率）之间的相互关系，所以暗物质模型研究的第一步几乎是一个很程序化的工作：计算暗物质湮灭为所有较轻粒子的散射截面（实际上，一般并不会算出所有的过程，只会算出贡献较大的过程），然后结合宇宙学残留密度的公式，看模型参数是否能满足WMAP的数据。
五.暗物质的理论研究、计算：暗物质的直接探测 如果银河系晕中含有WIMPs，那么地球表面每平方厘米在每一秒钟都会有数百乃至数千个WIMPs穿过，所以，探测这些WIMPs是暗物质存在最有说服力的证据。WIMPs在穿过地球时，有一定的概率与地球上的原子发生弹性碰撞，从而引起原子的反冲，地基试验可以探测这种反冲信号，进而确认WIMPs的存在。但是，因为WIMPs与普通物质的相互作用极弱，想要获得这种信号非常困难。 地基探测试验设备都被深埋在底下，从而可以最大程度地降低宇宙线等其他粒子与原子碰撞作用信号的干扰。当前主要的探测技术有两种：低温探测器，工作在100mK一下的探测器，探测WIMPs碰撞晶体如锗等时产生的热量；诺布尔液体（Noble liquid）探测器，探测WIMPs碰撞液态氙或氩引起的闪光。前者包括CDMS试验（Cryogenic Dark Matter Searching），后者包括XENON等。 直接探测试验能给出WIMPs和原子核弹性碰撞散射截面的上限，从而可以限定暗物质模型的参数，它的结果可以宣判一个模型的死刑或者给予模型继续存活的机会。
目前暗物质问题研究还存在着一个巨大的问题：即对它的存在我们只有间接的证据，以及大量的理论模型，而迄今仍然缺乏直接的证据。或者说，我们到现在为止仍然不能100%地说暗物质是一定存在的，特别是完全无法说清楚暗物质到底是什么。
参考文献： 1.Supersymmetric Dark Matter，G. Jungman等，Physics Reports 267（1996）195-373
2.维基百科
3.新发现
浅谈黑暗物质.doc
