科學家搜索暗物質的新方法

左：即將發射的ATIC（圖片提供：T. G. Guzik）；右：PAMELA（圖片提供：PAMELA space mission）切倫科夫望遠鏡覆蓋的能段在費米的大視場望遠鏡之上，從幾十GeV到TeV。這類儀器的缺陷很大，首先是視場只有幾度，僅適於點源觀測；其次是使用時間受限，由於甚高能伽瑪光子誘發大氣粒子級聯簇射產生的切倫科夫光強度很弱，觀測只能在新月或殘月之夜進行，每年只能工作900小時；再次是宇宙線背景較空間伽瑪射線望遠鏡強得多，所以在暗物質搜索方面的貢獻沒有空間和氣球儀器來得大。至於中微子探測器，因為目前除了超新星1987A之外，還沒有接收到任何來自太陽系以外的中微子信號，所以這個問題按下不談。觀測結果如何呢？一句話，尚無定論。這是說現在沒有任何觀測數據明確支持或反對反物質的，只是給出了一種可能性；而且無定論並不意味著反物質間接信號還沒有被探測到，只是不能確定而已。一條重要的搜索渠道是尋找難以用傳統模型解釋的瀰漫伽瑪射線輻射譜流量增高，這其中又分河內與河外兩種。瀰漫非熱輻射的起源是宇宙線的產生與傳播。其中原子核與星際氣體發生非彈性碰撞會產生pi介子，pi介子衰變會伴隨伽瑪射線輻射；正負電子的軔致輻射與逆康普頓散射也會產生高能光子。同時在射電波段，帶電粒子在星際磁場中的運動會產生同步輻射，不過因為高能輻射不太容易被星際介質吸收，示蹤的效果更好。先說河內瀰漫輻射的問題。根據康普頓時代的數據，河內輻射在GeV能段存在顯著的流量增高，無法用基於鄰近宇宙線能譜得出的模型解釋，人們很快就想到了暗物質湮滅的可能性。因此在費米伽瑪射線太空望遠鏡升空後，檢驗康普頓的結論也就成了當務之急。

費米（紅色）與康普頓（藍色）給出的銀河系瀰漫輻射比較（圖片來源：Porter, Johnson & Graham 2011）費米並沒有發現顯著的流量增高，河內瀰漫輻射譜可以較好地用已知模型來解決（雖然實際流量略高），卻帶來了新的問題，也就是所謂的霧霾。早先WMAP曾經在微波波段發現了以銀心為中心的瀰漫輻射流量增強（WMAP霧霾），難以用塵埃、電離星際氣體以及宇宙線電子同步輻射來解決，成因可能要歸結於銀河系中心區域正負電子數量的增加，由此就牽扯到了可能的暗物質湮滅，不過因為並不存在偏振信號，用電子同步輻射來解釋也很牽強。費米發現的高能霧霾位置上與WMAP霧霾重合，但是現在人們也不清楚它們之間是否存在物理上的聯繫。暗物質之外，額外的輻射流量也可以用其他理論來解釋，包括扣除前景信號時使用的過度簡化模型，還有宇宙線傳播過程中的未知因素。至於康普頓的流量增高問題，現在看來更可能是儀器自身的校準問題所致。

費米的高能霧霾，左側兩圖為扣除前景之前的全天圖，右側兩圖為扣除前景之後的情形（圖片提供：Greg Dobler）那麼河外瀰漫輻射呢？由於伽瑪射線背景光的強度小於銀河系前景，其不確定性更大。首先這種所謂的河外背景輻射是不是真正起源於河外都是問題，因為如果銀暈延伸範圍足夠大（25千秒差距），其中的電子散射產物看起來與真正的河外瀰漫輻射沒有什麼區別。姑且認為觀測到的河外瀰漫輻射確實起源於河外，因為使用了較新的前景輻射模型，如本站前文所說，費米給出的輻射譜比康普頓時代更軟，且在2 GeV之上並不存在任何特徵。由此輻射譜給出的暗物質參數限制倒並不與現行理論矛盾。另一種暗物質搜索手段是以星系或星系團為中介。這裡的星系特指恆星質量相對總質量很少的矮橢球星系。恆星少意味著可能產生伽瑪射線輻射的天體如恆星形成區、毫秒脈衝星都很少，更有可能讓暗物質起源的輻射暴露出來。同時由於單個矮星系的視直徑不大，地面切倫科夫望遠鏡也有了用武之地。星系團則是尺度最大的暗物質主導結構，因為質量大，也是有希望的目標之一。星系團的問題在於干擾大，這主要是指其中的活動星系核。由於高能望遠鏡的解析度很有限，星系團本身的視直徑可能跟儀器的點擴散函數半寬相當，扣除活動星系核的影響並不容易。無論是矮星系還是星系團，目前都沒有確切的成協伽瑪射線輻射發現，只能給出對暗物質湮滅截面的限制，而且限制結果比瀰漫輻射更加寬泛。不過由於矮星系表面亮度很低，現在發現的很可能只是其中一小部分，一些身份未知的伽瑪射線點源也許就是尚未被發現的矮星系，但是人們並沒有在費米望遠鏡頭11個月的巡天數據中找到令人信服的矮星系候選對象。那麼伽瑪射線發射線呢？首先要明確的是，這條路並不好走，因為可以產生線輻射的暗物質湮滅/衰變反應只佔總反應數的很少一部分，樂觀估計不過十分之一，悲觀估計只有萬分之一，所以哪怕發射線確實存在，它的強度也是低於現有儀器探測閾值的。目前對高銀緯天區以及銀心的搜索都沒有找到發射線。說完伽瑪射線輻射，再說一說宇宙線粒子。第一個要提到的是前些年讓ATIC大紅大紫的高能電子流量激增事件（這裡的電子是正負電子的合稱，因為現在除了PAMELA以及尚未正式投入使用的阿爾法磁譜儀之外誰也沒有區分正反粒子的能力）。具體說來，是ATIC發現宇宙線電子譜在300到800 GeV能段的流量偏離了傳統模型給出的單一冪律譜形態，當時是將其歸結為暗物質湮滅導致的正電子數量增多。這一發現被同為氣球載荷的PPB-BETS所證實，但是卻與費米大視場望遠鏡的結果不符合。這倒不是說費米眼中的電子譜是無特徵的冪律，只是高能流量的增加沒有ATIC那麼明顯。

高能電子能譜，其中橙色數據點表示ATIC的觀測，灰色表示PPB-BETS的觀測，紅色表示費米大視場望遠鏡的觀測（圖片來源：Porter, Johnson & Graham 2011）宇宙線方面另一個重要的發現是PAMELA測量的正負電子數量比突增，這與先前阿爾法磁譜儀的測試運行測數據以及一些氣球觀測結果吻合。這樣的突增難以用傳統的宇宙線與星際介質相互作用理論來解釋。不過PAMELA給出的正負質子比例卻很好地符合了傳統模型的預言。

PAMELA觀測到的反質子與質子之比（左）以及正電子與電子之比（右）（圖片來源：Porter, Johnson & Graham 2011）這裡要明說的是，如果歸因於暗物質，無論是ATIC還是PAMELA的結果都存在明顯問題。如果要產生ATIC觀測到的電子流量增加，所需暗物質湮滅截面要比一般理論給出的大上數百甚至數千倍，雖然有人提出了一些可能的解決方案來增大截面，但是由此會引發新的麻煩。而能夠解釋PAMELA結果的模型都與沒有找到伽瑪射線發射線的事實矛盾。那麼這樣看來，更可能的原因一是對宇宙線產生和傳播模型的過度簡化，二是儀器自身的原因，後者特指PAMELA的熱量計無法將真正來自宇宙線的電子跟儀器上部重子相互作用產生的電子區分開來。那麼未來有望解決這些問題嗎？進一步完善宇宙線模型之外，業已安裝在國際空間站上的阿爾法磁譜儀能夠克服PAMELA熱量計的問題，有望解決正負電子比例問題。另外隨著時間的推移，費米等巡天望遠鏡會積累更多數據，可以給出更準確的伽瑪射線瀰漫輻射圖景，大型強子對撞機也有可能提供實驗上的線索。不管怎麼說，因為理論上的不確定性，暗物質搜索在未來很長一段時間內還需要摸索前行。
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