暗物质简介

何　钰，吴　平，张　晓

(西南交通大学 物理科学与技术学院，四川 成都　610031)



暗物质简介

何钰，吴平，张晓

(西南交通大学 物理科学与技术学院，四川 成都610031)

暗物质是当代物理学和天文学面临的一大挑战．文章介绍了暗物质的发现历史，暗物质存在的观测证据，以及已知的暗物质的基本性质．还介绍了广受关注的暗物质的候选者，以及目前暗物质探测实验的进展．

暗物质；中微子；弱相互作用重粒子；直接探测；间接探测

20世纪初，相对论和量子论的诞生拨开了物理学上空漂浮的两朵乌云(以太漂移和黑体辐射问题)．经过一个世纪的发展，以相对论和量子论为基础的现代物理学取得了巨大的进展．人类对物质结构的认识由原子、分子层次深入到了夸克和轻子层次．物质世界的基本成员及其相互作用规律被统一在粒子物理标准模型中．这一标准模型很好地解释了所有已知的基本粒子的性质，同时也为其他理论的发展奠定了坚实的基础．

然而在20 世纪末，人们发现，物理学的天空中又漂浮了两朵新的乌云，这就是暗物质和暗能量问题．天文观测告诉我们，今天宇宙的基本组成中粒子物理标准模型所描述的普通物质只占4.6%,大约71.4%是暗能量，24%是暗物质.宇宙正是在暗能量的推动下加速膨胀着．暗能量的一种可能性是宇宙学常数，或真空能；也可能是随时间变化的动力学场的能量．而暗物质不属于我们已知的粒子(如电子、质子、中子等)中任何一种，是一种尚未被认识的新物质．暗物质和暗能量在宇宙的形成和演化中扮演着极其重要的角色，但我们无法用已知的物理学知识加以解释，对其本质几乎一无所知．这是否预示着新的物理学革命?是否会促使我们找到比粒子物理标准模型更基本、更深刻的物理理论?因此暗物质和暗能量不仅受到宇宙学研究者的强烈关注，也受到理论物理及粒子物理研究者的强烈关注．在这里我们将主要介绍暗物质的相关科学问题．

1　暗物质的存在

暗物质的存在是Zwicky在1937年观测Coma星系团时所做出的预言．Zwicky发现Coma星系团的动力学质量为4.5×1010M⊙，而光度质量仅为8.5×107M⊙，质光比γ(即动力学质量与光度之比)约为500．这与当时理论预言的星系团的质光比γ～3差异巨大．这说明对于星系团质量来说，发光的重子物质贡献很少．据此，Zwicky预言在星系团中应当存在大量不发光的物质，即暗物质(dark matter)，正是暗物质对星系团质量贡献了绝大部分．上世纪30年代末至70年代，天文学家通过对星系旋转曲线、气体X-射线观测也证实了暗物质的存在；1973年天文学家用数值模拟表明，要形成稳定的星系盘，就必须存在球状暗物质晕(dark matter halo，暗晕)．随着观测和理论研究的不断发展，到上世纪80年代初，绝大多数天文学家都确信了暗物质的存在．

图1　涡旋星系NGC3198的旋转曲线

精确的X射线数据也表明，在星系团中存在大量的暗物质．可以通过测星系团内热气体的X射线发射轮廓图，推断出约束这些热气体的引力势分布，进而得到星系团中物质的分布．结果分析表明，高温的热气体要被约束在星系团内部，就必须存在大量的暗物质.

暗物质的存在也可以通过引力效应显现出来，主要利用强引力透镜方法、弱引力透镜方法．根据广义相对论，光线经过大质量天体附近时会由于强引力场而弯曲．如果从遥远星系发出的光线经过暗物质聚集区域到达地球，观测者将会观测到光源的多重像，也可能发现光源的视轮廓及视亮度发生改变，从而观测到的星系图像发生改变，这种现象就称为引力透镜效应．如图2所示，那些密集的大量小光弧就是远处背景星系的畸变图，是Abell2218星系团中暗物质团的引力透镜作用而形成[2]．引力透镜效应证实了在宇宙中有大量的暗物质．

图2　哈勃空间望远镜拍摄的Abell2218星系团产生的引力透镜现象

此外，宇宙大尺度结构形成理论揭示，要形成今天我们所观测到的各种宇宙结构，仅有重子物质是远远不够的．必须有大量暗物质聚集才能形成巨大的引力势阱，使得重子气体掉入到这些势阱里，重子扰动大大增强，才能最终形成现在的各种宇宙结构．暗物质的空间分布，决定了宇宙结构形成的位置、尺度和形态等．

大爆炸宇宙学说可以准确预言轻元素在宇宙中的丰度．当宇宙的温度下降到核反应的温度时，可以应用成熟的核物理理论来计算各轻元素的丰度．通过原初核合成模型，根据观测到的几种轻元素的丰度及比例确定出宇宙中重子物质密度为：0.017<ΩBh2<0.025；而暴胀模型预言宇宙中Ωm+ΩΛ=1；星系团动力学方法得到总物质密度Ωm≥0.2．结合这些理论分析和观测事实，可以得到一个重要的结论：宇宙中的暗物质不可能是重子，且这种非重子暗物质占了很大比例．

2　暗物质性质的限定

虽然暗物质的存在已经得到了天文观测的证实，也被众多科学家所接受，但我们从粒子物理角度对于暗物质的性质却几乎一无所知．目前，所有关于暗物质性质的信息都来自天文学．其中最大的信息是来自于宇宙中暗物质密度和不同宇宙尺度下暗物质的空间分布观测，这也成了对建立暗物质模型的最大约束．除此以外，我们对暗物质的粒子结构、暗物质本质还是知之甚少．这是因为大部分天文观测都是基于暗物质的引力效应.我们知道，引力作用只依赖于质量的大小，无法区分物质间属性的不同．

1) 暗物质的密度比例：精确宇宙学测量结果要求，宇宙暗物质的丰度不超过现在测量的暗物质的剩余丰度，即要满足ΩDMh2=0.1123±0.0035．

2) 暗物质的寿命：为了构成现在宇宙物质的组分，暗物质的寿命τDM需要足够长，即长于宇宙年龄t0(约136亿年)，τDM>t0≈4.3×1017s．所以，一个自然的暗物质模型应该可以提供足够好的对称性保护暗物质的稳定性，即暗物质不衰变或衰变非常缓慢．

3) 具有引力作用：在宇宙中，暗物质粒子与其他粒子之间主要是引力作用，也可能存在弱作用．在宇宙中，暗物质是主要引力源.

4) 不参与电磁作用：对于暗物质的电磁特性，科学家给出了很严格的限制．如果暗物质有很小的电量和很小的电(磁)偶极矩，将改变温度功率谱和物质功率谱的形状，与观测不符．因此暗物质应该是电中性的．

3　暗物质的候选者

既然暗物质不可能是重子物质，那么暗物质究竟是什么粒子呢？为此，人们提出了不同的暗物质候选者，建立了不同的暗物质模型．我们简单介绍一些热门的暗物质候选者，也包括著名的落选者——中微子．

3．1落选者——中微子(neutrino)

根据暗物质的性质:不带电、稳定、没有强相互作用，人们最初想到的暗物质候选者是中微子．因为在粒子物理标准模型中只有中微子满足所有这些限制，如果它有质量就可以是暗物质．由于中微子参与弱相互作用，其退耦温度在MeV量级，远高于它的质量，因此它退耦时是相对论运动的，这样的暗物质被称为热暗物质．由于热暗物质运动速度非常快，在约40 Mpc以下的扰动被中微子的运动抹平．这也表明了以中微子主导的宇宙中的结构形成是自上而下的，即大尺度结构先形成．而观测事实表明，我们银河系比其本地星系群更先形成．也就意味着今天的星系尺度的结构在这样的暗物质模型中根本无法形成．另外中微子在宇宙中只占很小的比例．由WMAP-9以及其它观测(BOSS的重子振荡BAO，6dF LSS数据等)结果的分析得到[3-5]，3种中微子质量之和的上限估计为∑mν<0.23 eV(95%C.L.)，故所有中微子对宇宙密度参数的贡献只有Ων<0.005．所以中微子不可能是暗物质的主要组分．

3．2热门候选者

中微子的落选明确告诉我们，暗物质的候选者不可能从粒子物理标准模型中找到，必须对粒子物理标准模型加以修改和扩充．

有意思的是，物理学家为了解决标准模型中的规范等级问题、宇称破缺问题、强CP问题等，构造了很多所谓超出标准模型的新物理模型(new physics beyond the Standard Model of particle physics)，例如：额外维模型、轴子模型、超对称模型等．如同“买一送一”，新模型中往往包含一种稳定的、中性的新粒子可以作为暗物质候选者．一般情况下，只要物理模型中具有一个分立对称性，那么在该对称性下荷为奇数的最轻的粒子肯定是稳定粒子．如果该粒子不带电荷、色荷，那么它就满足暗物质候选者要求．下面就介绍5种新物理模型所提供的广受关注的暗物质候选者．

1) 惰性中微子(sterile neutrino)

在超出标准模型新物理里，Dodelson&Widrow[6]提出了惰性中微子，也称为右手中微子(right-handed neutrino)，可通过中微子非共振振荡(non-resonant oscillation)产生．如果其产生率一直低于宇宙膨胀率，惰性中微子就不会处于热平衡，就可以产生足够的惰性中微子从而符合对于物质密度的观测．惰性中微子的质量～keV．惰性中微子是目前预言的温暗物质主要代表．

2) 轴子(axion)

轴子是粒子物理学家为解决QCD中的强CP破坏问题而引入的．轴子质量很小，目前它的质量范围被限制在10-6～10-3eV之间．轴子产生机制有很多不同的模型．关于轴子物理的讨论请参阅Kolb等的文献[7,8]．通过非热产生的轴子被视为冷暗物质．

3) KK 粒子

在超出标准模型新物理中，额外维(extra dimensions)模型也可以提供暗物质的候选者[9]．额外维模型假设真实的时空并非3+1维，而是具有更高的维度．额外维模型能解释标准模型的规范等级问题，也解释了引力作用强度为什么比其它3种力小．普遍的额外维模型(universal extra dimensions，UED)假设了平坦的额外维，所有的标准模型粒子都在所有的维度传播．标准模型粒子在额外维中传播可能带有动量，于是在四维膜上表现为新的重粒子，即Kaluza-Klein(KK)激发态，对应的粒子就称为额外维空间粒子，或KK粒子．KK粒子是额外维空间理论所预言的，其中最轻的粒子是稳定的并可以成为暗物质候选者．

特别值得提及是，超出标准模型新物理里的超对称模型所提供的超对称粒子[10,11]，也可以作为暗物质的候选者．所谓超对称，是不同自旋粒子间的对称性．如果这一对称性存在，则每个已知粒子都有超对称伴子(super-partners of the Standard Model particles, 也称为sparticles)．标准模型粒子和它们的超对称伴子具有不同的R-宇称，因此不能相互转化．具有最小质量的超对称粒子可以稳定存在．如果这个粒子是中性的, 就可以作为暗物质候选者．下面介绍其中最强劲的候选者：超对称引力子和弱相互作用重粒子．

4) 超对称引力子(gravitino)

在将超对称从全局推广至局域时导致超引力(supergravity)，从而出现超对称引力子，即引力子(gravition)的超对称伴子[12]．超对称引力子的质量范围为：几个ev～Tev.其质量依赖于超对称破缺尺度，即质量m3/2是Λsusy/MPL的量级，这里Λsusy是超对称破缺的尺度，MPL是普朗克质量．如果Λsusy>106GeV，就是冷暗物质；如果Λsusy≤106GeV，就是最轻超对称粒子(Lightest Supersymmetric Particle, LSP)．轻质量的超对称引力子的质量范围为：10-6eV～keV，可以视为温暗物质．

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是超对称理论中最轻的超对称伴子，即中性伴随子(neutralino)，是Higgs玻色子的超对称伴子、光子的超对称伴子、Z-规范玻色子的超对称伴子的量子力学线性叠加态，这就是所谓的中性超对称粒子[7]．作为暗物质候选者，WIMP粒子具有极大优势：它只参与弱作用和引力作用；其质量在超对称破缺能标(TeV)附近；退耦时为非相对论运动，被视为冷暗物质．一般认为其质量范围为10 GeV～1 TeV．对于WIMP粒子, 在宇宙早期其密度由热平衡决定．当H～n〈σAv〉时(n是粒子数密度，σA是粒子湮没截面，v是速度，尖括号表示热平均)，即暗物质粒子相互作用的速度与宇宙的膨胀速度相当时，其粒子数目不再发生变化，这样Ωh2≈3×10-27cm3·s-1/〈σAv〉， 对于弱相互作用来说，这样的暗物质密度恰好与观测值是同一个数量级，即ΩDMh2≈0.11．这种巧合被称为WIMP奇迹(WIMP miracle)．所以，WIMP粒子成为了暗物质的强劲的候选者，而且被视为冷暗物质．WIMP粒子也成为了目前广泛接受的标准冷暗物质宇宙学模型的重要组成部分．

4　暗物质的探测

虽然通过观测暗物质密度和暗物质空间分布，我们可以推测暗物质的基本性质；但物理学家更希望能探测到暗物质粒子．实现暗物质的探测，是了解暗物质本质的最直接、最有力的方法．常用的探测方法有3种：加速器探测、非加速器直接探测、非加速器间接探测．随着实验的开展，在未来5～10年我们有可能会探测到暗物质粒子，也有可能彻底排除暗物质的存在[13,14]．以下介绍的实验，大多是针对WIMP粒子设计的．

4．1加速器实验

在加速器上直接捕获到暗物质粒子，是揭开暗物质之谜的最具说服力的方法．2007 年10月开始运行的欧洲核子中心的大型强子对撞机(Large Hadron Collider，LHC)给了人们希望．LHC是当今世界上能量最高的对撞机，其首要目标是寻找希格斯粒子、超出标准模型的新粒子和新物理现象．LHC将产生7 TeV高能质子束，总能量可达14 TeV．R-宇称守恒下，质子-质子对撞后超对称粒子成对产生，并发生连续衰变，衰变的末态产物包含大量的高能量的喷注，有大量的横能量丢失(Missing Transverse Energy，MET)，可能会包含一个或多个轻子．这是与标准模型粒子最大的差别,超对称粒子衰变末态包含很大的横能量丢失.通过LHC的通用粒子探测器ATLAS，能测出MET分布以及Meff分布(Meff即有效质量，是衰变末态中喷注及轻子的横动量的标量和)，从而找出超对称粒子的贡献，发现超对称粒子．

如果暗物质粒子具有弱相互作用，质量小于3～5 TeV，就可以在LHC产生．通过加速器实验，我们或许能找到所预言的质量约为10 GeV～1 TeV的中性伴随子．

4．2非加速器实验——暗物质的直接探测

暗物质的直接探测，就是测量暗物质粒子与靶粒子(即标准模型粒子) 之间的反冲．目前世界大多数直接探测实验都是设计用来寻找WIMP粒子的．WIMP粒子的剩余丰度，强烈暗示WIMP粒子可以被探测．比较著名的有意大利的DAMA实验、美国的CDMS、法国的Edelweiss、Xenon、CoGENT等实验．

如果暗物质是WIMP粒子，暗物质粒子与标准模型粒子总有可能发生散射，即总有一定的散射截面，尽管非常小．如果利用高灵敏、低背景的探测器仍可测得标准模型粒子的反冲能．当然暗物质粒子打在探测器上的事例很少，如果加大探测器，可以做到一年探测到几个事例．目前除了DAMA 实验正面探测到了暗物质粒子的信号以外(但这个结果争议很大)，其他所有实验均未得到正结果．

4．3非加速器实验——暗物质的间接探测

暗物质如果是WIMP粒子，即暗物质粒子之间可以有弱相互作用，就可能相互湮没．WIMP粒子的剩余丰度表明其在宇宙早期发生湮没，那现在仍可能相互湮没从而产生普通物质，如正负电子对、夸克-反夸克、高能X-射线、γ射线、 高能中微子等．暗物质的间接探测就是去探测暗物质湮没所产生的次级粒子．暗物质湮没产物的流强正比于暗物质数密度的平方，所以最有可能探测到这些次级粒子的地方就是暗物质密度最大的地方，如星系的中心，或亚星系的中心，甚至太阳中心和地球中心．

随着实验探测手段的发展, 目前已经有了不少暗物质间接探测实验观察到了宇宙射线的反常，例如PAMELA、ATIC、Fermi/LAT等实验．

5　结语

天文观测表明在宇宙中存在大量的暗物质，各种宇宙结构的形成和演化也需要暗物质．建立暗物质模型要求建立超出标准模型的新物理模型．在众多的暗物质的候选者中，其中最热门的就是弱相互作用重粒子WIMPs．科学家设计了大量的实验来探测WIMP粒子．如果能将加速器实验与非加速器实验结合起来，将直接探测与探测实验结合起来，那么所给出的参数空间会有重合，可以给出更强的限制从而实现暗物质探测．随着新的实验不断投入运行，我们终会揭开暗物质之谜．我们期待着新理论的建立能够拨开物理学上空的这一朵乌云．

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

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[14]Bergström 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

中央高校基本科研业务费专项资金科技创新项目(2682015CX063)、国家自然科学基金项目(11503021)资助

何钰(1976—)，女，四川成都人，西南交通大学讲师，博士，主要从事大学物理教学，研究方向：理论物理、宇宙学.

专题介绍

O 412.1

A

1000- 0712(2016)02- 0032- 05