捕獲暗物質：宇宙中的神秘幽靈｜賽先生天文
暗物質是怎麼被發現的？它與普通物質有什麼不同？我們將如何揭開暗物質的謎底？中國科學家能在激烈競爭中勝出嗎？
暗物質是21世紀粒子物理、天體物理和宇宙學研究的熱點問題。WIMP 是一種流行的暗物質粒子候選者，即Weakly Interacting Massive Particles的縮寫，譯為「弱相互作用大質量粒子」。目前我國正在開展的錦屏地下暗物質粒子直接探測實驗、衛星「悟空」間接探測實驗以及計劃中的大型對撞機上的暗物質研究都是圍繞著WIMP開展的。本文將詳細地闡述與WIMP暗物質相關的基本問題，例如「冷」或者「溫」的WIMP暗物質及其探測。
1.宇宙中充斥著大量暗物質
茫茫宇宙，浩瀚無邊。但人類從來都沒有停止探尋宇宙的腳步。宇宙也慷慨地回應著勇於探索的人類，不斷地向我們展現出其精彩絕倫卻又令人匪夷所思的圖景。暗物質就是其中一個典型的例子。
暗物質的概念很早便已萌生，其內涵隨著人們觀察宇宙的手段不斷進步而發生著演變。早在1783年，約翰·米歇爾提出，如果某天體引力強到光都無法從其表面離開，那麼我們將無法看到這樣的天體。今天我們知道這種所謂的「暗星」便是宇宙中廣泛存在的黑洞。從觀測的角度，天文學家們常常使用動力學的辦法，通過觀測可見物質的運動來探索（當時）無法直接看見的物質。經典的例子是弗里德里希·貝塞爾根據天狼星波浪式的運動軌跡推測出其伴星的存在，以及約翰·柯西·亞當斯和烏爾班·勒維耶根據天王星軌道和理論計算的偏差推測出海王星的存在。到十九世紀末二十世紀初，這種通過比較引力測量的總質量和發光物質的質量來研究暗物質分布的方法已被廣泛應用於探索宇宙中的物質組分。代表性的人物包括恩斯特·奧匹克、雅各布·卡普坦、詹姆士·金斯、貝蒂爾·林德布拉德、簡·奧爾特等。他們的研究給出在太陽系附近區域，「暗物質」的量和可見星體質量相當。此時他們所指的「暗物質」是暗弱的恆星、星雲以及小天體等，與普通物質並無實質性的區別。
1933年，瑞士天文學家弗雷德·茨威基（圖1）從事了一項關於星系團中星系運動的研究。他發現后髮星系團中的星系運動速度超乎尋常的快，而按照星系團看得見的質量計算的話，這個星系團早就該分崩離析了。茨威基不得不得出一個驚人的結論，后髮星系團中的物質總量比可見物質多了幾百倍，其絕大部分質量的物質是不可見的。1936年，辛克萊爾·史密斯對室女星系團的研究得到了同樣的結論。儘管站在今天來看，茨威基和史密斯的定量結果「錯」得比較離譜，他們使用了一個過大的哈勃常數，而且我們今天還知道星系團中大部分質量處於不發可見光的高溫氣體狀態（它們在X射線波段異常明亮），但是他們的研究卻奠定了我們今天所認識到的「暗」宇宙的基礎。
圖1. 加州理工大學教授、瑞士天文學家弗雷德·茨威基（Fritz Zwicky，1898-1974）
時至今日，大量的天文觀測在各種尺度上幾乎無一例外地給出宇宙中普遍存在著暗物質這樣一個事實。典型的證據包括星系的旋轉曲線、宇宙大尺度結構的演化、引力透鏡觀測、宇宙微波背景輻射、原初輕元素丰度等等。我們已經建立起一個標準的宇宙組分模型：其中恆星和氣體等所謂的普通重子物質占約5%，暗物質占約27%，暗能量占約68%，見圖2。而且，下面我們將談到，暗物質並不是前面所提到的暗弱天體——它們僅僅是因為距離遙遠或者發光暗淡而不可見——而是本質上不同於我們所熟知的重子物質的一種全新物質存在。
2.暗物質的天文屬性
目前我們關於暗物質的信息仍然僅僅是來自於天文學觀測，雖然間接但這卻是唯一的途徑。不妨看看天文觀測告訴了我們什麼。顯而易見的結論是，暗物質穩定、電中性、不發光、和物質相互作用很弱。除此之外我們還能得到一些不那麼顯然的信息。
首先是宇宙的結構演化。理論上我們有兩種截然相反的結構演化圖像。一種是由小到大的增長模式，對應的暗物質稱為「冷」暗物質；另一種是由大到小的碎裂模式，對應於「熱」暗物質。這裡的「冷」和「熱」描述暗物質在形成結構的時候的速度快慢，如果很慢則稱之為「冷」，反之則「熱」。例如中微子質量很輕速度很快，它們形成的暗物質就是熱暗物質。人們曾經一度認為暗物質就是中微子，因為中微子和物質相互作用很弱，表現得就跟暗物質一樣。然而關於宇宙結構演化的觀測卻發現了相反的情形：結構是由小到大逐漸增長的。圖3為一個稱作「兩度視場星系紅移巡天」計劃得到的宇宙三維結構演化圖像，中心代表今天，越往外代表越早時期的宇宙。我們可以清楚地看出宇宙結構隨時間增長的演化模式。因此大尺度結構的演化排除了中微子作為暗物質的可能，表明暗物質的屬性應該是偏向於「冷」的。
然而故事並沒有結束。雖然冷暗物質模型可以從整體上很好地描述宇宙結構的形成和演化，但是在亞星系尺度的一些新的觀測卻又提出了新的挑戰。暗物質如果是「冷」的，我們將這樣的暗物質屬性輸入計算機便可以模擬它們在宇宙一百多億年時間內的演化。模擬結果在大尺度上和觀測結果如出一轍，吻合很好。在亞星系尺度，僅含暗物質的數值模擬有兩個重要預期：（1）每個大星系應該存在為數眾多的衛星星系；（2）衛星星系的暗物質分布應該在其中心高度集中。然而我們對銀河系和仙女星系的衛星星系的搜尋卻只找到不足理論預期一成的衛星星系，並且對衛星星系暗物質分布測量表明實際分布在其中心也並不高度集中。新的觀測讓問題變得更加複雜，科學家們對此有不同的猜測：可能暗物質並不是很「冷」，而是介於「冷」和「熱」之間的一種「溫」的狀態，或者是我們對星系形成中的氣體過程的理解還不完善。
3.暗物質是由什麼粒子構成的？
根據天文觀測得到的暗物質屬性，我們和已知的標準模型粒子進行逐一對比，發現沒有一種粒子符合暗物質的特徵。因此暗物質粒子必定是超出標準模型的新粒子，關於其本質的研究明確地指向新的物理理論。
那麼暗物質究竟可能是什麼樣的粒子呢？理論物理學家們給出了林林總總的猜測，其中廣為大家所看好的一類粒子是所謂的「弱相互作用大質量粒子」，簡稱WIMP。WIMP暗物質廣受大家的推崇有這麼幾個考慮。
（1）就粒子物理而言，WIMP是一些流行的新理論（如超對稱、額外維空間等理論模型）中一個自然的預言。大家知道，在過去的幾十年內我們建立了粒子物理的標準模型，這一模型可以成功地描述現有對撞機的實驗現象，取得了輝煌的成就，但人們認為它只是對低能微觀現象的一種唯象描述，而在更高的能標應該還存在著更基本的理論，例如超對稱理論、額外維空間理論等。為了使得這些新的理論模型不違反重子數守恆、輕子數守恆等，一般需要引入一些新的對稱性，如超對稱模型中的 R宇稱。其結果使得模型中自然而然地給出了一種中性的而且是穩定的粒子，如最輕的中性伴隨子。一般來說，中性伴隨子質量大約在弱標度（100 GeV左右），具有弱相互作用，根據定義，它屬於WIMP。
（2）就宇宙學而言，WIMP能自然地解釋現在觀測到的宇宙暗物質的密度。由於WIMP具有弱相互作用，在宇宙早期當溫度很高時，WIMP與宇宙中的其它成分，如電子、中微子等快速反應並達到熱平衡。然而隨著宇宙膨脹溫度下降，WIMP與其他粒子的反應速率也降低，當溫度低於WIMP粒子的質量時，WIMP便無法再與宇宙中的其它成分保持熱平衡狀態，這一過程被稱為WIMP暗物質的退耦。退耦時刻的早晚決定了剩下的WIMP有多少。物理上，這一過程可以通過求解WIMP暗物質粒子的玻爾茲曼方程來嚴格描述。通過理論計算得知，對於WIMP來說，它的剩餘丰度與今天宇宙學觀測所得到的暗物質密度一致，這被稱為WIMP奇蹟。
（3）就實驗而言，WIMP的粒子性質，如質量和相互作用強度，可以在歐洲核子研究中心的大型強子對撞機以及我國正在計劃的大型對撞機上來檢驗。我國現在運行的正負電子對撞機實驗可以通過測量稀有衰變來探測輕的WIMP及其相關的粒子。WIMP作為暗物質粒子，由於與普通物質具有弱相互作用，具有可探測性。相比之下，對於許多其它模型中的暗物質，由於其與普通物質的相互作用更弱，在目前的實驗水平下探測它們的可能性更小。
總而言之，WIMP是理論物理學家「喜歡」的新物理理論中預言的新粒子，同時宇宙學家發現它正好給出宇宙中所需的暗物質密度，而在基於加速器和非加速器的實驗上對於WIMP的探測都具有可行性。正因為如此，WIMP暗物質廣受青睞（見圖4）。人們相信對於WIMP暗物質的研究在不久的將來會有重大的突破。
上面描述的是WIMP暗物質的熱產生機制，給出冷暗物質的基本屬性。然而正如前面所談，「冷」也許不是對暗物質屬性的準確描述，暗物質可能是「溫」的。1999年，本文（第二）作者等提出一種機制使得WIMP也可作為溫暗物質。他們的思路是WIMP粒子由非熱過程，例如更重的粒子衰變而產生，那麼它們在產生時的速度可以較高，從而在形成結構時起到溫暗物質的效果。溫WIMP粒子既可以解釋天文觀測的暗物質屬性，同時又具有和常規WIMP類似的可檢驗性，因此近年來引起了越來越多的關注和討論。特別是非熱產生的WIMP提供了暗物質間接探測中所需的「增強因子」，可以用來解釋宇宙射線中一些反常現象，如正電子超出。
另一類溫暗物質候選粒子被稱為惰性中微子。惰性中微子是一種尚未得到實驗證實的假想粒子，原本是為了理解中微子的質量而引入的。滿足溫暗物質的條件的惰性中微子質量約為數keV，比電子還要輕100倍左右。惰性中微子與物質作用很弱，探測非常困難。一種辦法是通過探測惰性中微子衰變產生一個普通中微子和一個X射線光子的事件。這也很不容易，原因是在X射線波段有非常多的原子光譜線，難以辨識出惰性中微子衰變事件。
4.如何探測WIMP暗物質粒子？
探測WIMP暗物質粒子的方法大體上分為三類。第一類是直接探測WIMP粒子和普通物質（例如原子核）的碰撞。第二類是通過高能粒子對撞機產生WIMP粒子，稱作對撞機探測。第三類是通過測量WIMP粒子湮滅或衰變產生的宇宙射線、伽馬射線和中微子等，稱為間接探測。三種探測方法原理示意圖見圖5。目前世界各國的科學家已經或者正在開展的WIMP探測實驗有幾十個，涵蓋了三類探測手段。我國科學家經過多年的研究和討論，仔細調研了國際上相關領域的現狀和發展態勢，結合我國實際情況在2008年提出了「上天、入地、到南極」的暗物質暗能量探測路線圖。近年來，我國在暗物質探測方面取得了很大進展，地下實驗和空間實驗都陸續開展起來，大型對撞機實驗也在推動之中。下面將詳細介紹這三個方面國際和國內的進展。
圖5. 三種探測WIMP暗物質粒子的原理示意圖：（a）直接探測；（b）對撞機探測；（c）間接探測。
4.1 直接探測
由於地面存在大量的宇宙射線本底，直接探測實驗需要到很深的地下實驗室去做，利用山體岩石來濾掉宇宙射線。實驗室越深，本底越低，對探測就越有利。全世界有數十家地下實驗在開展WIMP暗物質探測。2008年一個稱作DAMA的實驗組報道了疑似WIMP粒子相互作用的結果。因為地球繞著太陽運動，而WIMP粒子並不跟隨地球一起運動，因此地球相對於WIMP粒子的速度存在周年的變化，從而可以預計暗物質碰撞事例率也會存在類似的周年變化。DAMA實驗恰好看到了這樣一個效果。通過分析DAMA實驗的數據可以得到WIMP粒子的質量和與物質相互作用強度，見圖6的兩個橢圓。不過別的很多實驗均沒有證實DAMA的結果，他們甚至排除掉了DAMA所劃定的WIMP參數區間，意味著DAMA的結果可能是某種系統誤差。
我國在四川錦屏山下建設了一個世界上最深的深地實驗室，岩石覆蓋厚度達到2.4公里，這是全球最好的深地實驗平台。目前錦屏山實驗室運行有兩個暗物質直接探測實驗：清華大學等合作單位開展的基於高純鍺探測器的CDEX實驗，以及上海交通大學等合作單位開展的基於液氙探測器的PandaX實驗。2016年7月PandaX實驗和美國的LUX實驗同時報道了世界上最靈敏的暗物質搜尋結果——略微遺憾，仍然是零結果。但可喜的是，他們給出對WIMP暗物質和核子相互作用截面最強的限制，見圖6。
4.2 對撞機探測
高能粒子對撞時將可能有很小的幾率產生一對WIMP粒子。因為WIMP粒子和普通物質相互作用很弱，通常是直接穿過探測器而不留下痕迹。如果在某次對撞中有WIMP粒子產生，表現出來的效果就是對撞後粒子能量的丟失。現在世界上最強有力的對撞機是歐洲核子中心的大型強子對撞機，在其數據中尚未發現有WIMP粒子存在的跡象。我國高能物理學界正在提議在中國建造大型「環形正負電子對撞機」以及「超級質子質子對撞機」，這樣的超級對撞機將在WIMP粒子探測中起到非常關鍵的作用。
4.3 間接探測
間接探測是利用空間或地面宇宙射線探測器記錄WIMP粒子湮滅或者衰變後所產生的宇宙射線或伽馬射線事例。然而銀河系中有大量的天體也可以產生宇宙射線和伽馬射線，例如超新星爆炸後形成的遺迹和中子星、黑洞等緻密星，它們將是探測WIMP暗物質的本底。為了和天文本底進行有效區分，我們需要尋找到屬於WIMP粒子的特徵信號。其中一種特徵信號是單能伽馬射線線譜。當能量足夠高的時候，例如高於GeV，便沒有已知的物理過程可以產生單能伽馬射線線譜輻射了。因此看到這樣的線譜結構將是WIMP粒子非常強有力的證據。另外一種辦法就是去看伽馬射線的方向分布。天文本底的方向分布應該沿著銀盤高度聚集，與之相比暗物質產生的伽馬射線則有明顯的區別。圖7所展示的是根據「冷」和「溫」WIMP暗物質模型預言的伽馬射線天圖，相對於銀心呈對稱分布，並且點綴著一些來自於子結構的點源輻射，顯著不同於天文本底。
目前國際上主要的間接探測實驗包括國際空間站上的阿爾法磁譜儀實驗（AMS-02）和美國的費米伽馬射線衛星實驗。這兩個實驗發現了一些宇宙射線和伽馬射線中的反常現象，有可能來源於WIMP粒子。圖8展示的AMS-02實驗五年數據測量得到的宇宙射線正電子能譜，在高於約5 GeV能量時實驗數據明顯高於天體物理本底模型預期（綠線），超出部分可能來自於WIMP暗物質的貢獻(褐線)。值得注意的是解釋這樣的數據需要約1000倍左右的「增強因子」，它能由非熱產生的WIMP模型給出。不過AMS-02看到的正電子反常是否真是來自於暗物質現階段還下不了定論，因為天上有一些脈衝星之類的源也可能會產生類似的能譜。此外，費米衛星的數據中也看到了一些反常現象，如在銀河中心方向看到了伽馬射線超出預期本底的現象，有可能來自於WIMP暗物質粒子湮滅，但還需要更加精確的數據以及對天文本底的更好理解。
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