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我們能夠感知暗物質對浩瀚宇宙產生的巨大影響，卻捕捉不到它的行蹤。在物理學上，物質之間有四種作用力，而暗物質只通過引力與其他物質發(fā)生作用；暗物質占據著宇宙中22％的質量。25％的能量。而對于它何以有如此巨大的能耐卻無人知曉；暗物質的存在為構建宇宙大尺度結構發(fā)揮了重要作用，而在小尺度宇宙結構中它卻不露身影。那么，暗物質究竟是一種什么樣的物質呢?

“質量失蹤”之謎

天文學家通過天文觀測發(fā)現，星星密布的銀河系里看得見的天體(包括星星、塵埃和氣體)的質量加起來還不到銀河系的一半，而另一半質量不知去向。那么，銀河系失蹤的質量到哪里去了呢?

起初，天文學家以為一些躲在深空的暗星沒有被觀測到。但后來，大視場望遠鏡拍攝到天空很暗、很小(質量不到太陽一半)的M型矮星，天文學家通過計算得出結論：M型矮星只能提供銀河系失蹤質量的一半。那么還有一半哪里去了呢?一些學者認為。M型矮星是發(fā)光的。壽命有幾萬年，銀河系“質量失蹤”可能是因為許多小恒星燃燒發(fā)光，燃燒的“灰燼”填補了“失蹤”的另一半質量。

天外有天，河外有河。銀河系只是宇宙中的一個星系，還有數以億計的河外星系，這些星系一般不是單獨存在的，而有成團分布的傾向——100個星系以上組成一個星系團。1933年，瑞士天體物理學家弗里茲·茨威基在研究距離地球約3.5億光年的后發(fā)星系團

無法看見的暗物質

宇宙中存在一些不發(fā)光的物質，它們是黑的。不與電磁輻射起作用，所以人們無法看見它們。這樣的物質并不少見。在太陽系里，除太陽以外，行星、小行星、流星和像月亮那樣的衛(wèi)星以及彗星等都是不發(fā)光的物質。在我們人類周圍，不發(fā)光的物質也比比皆是。這些物質不是暗物質，只是不發(fā)光，應該叫做“不發(fā)光的物質”。

從物理學角度看，物質發(fā)不發(fā)光主要取決于所處的環(huán)境，原本不發(fā)光的物質在高溫高壓環(huán)境下也可能發(fā)光。在其他條件相同的情況下，發(fā)光體的溫度不同，還能發(fā)出不同波長或頻率的光線。這里所說的光線是廣義的，嚴格地說，應該叫做電磁波。

電磁波包括的波長(或頻率)范圍很寬，無線電波、微波、紅外光、可見光、紫外光、x射線以及高能伽瑪射線等都是電磁波。在這些光線中，只有可見光是看得見的，其余絕大多數是看不見的，發(fā)射這些看不見光線的物質也可稱為“暗物質”。不過，這些“暗物質”是由原子、質子、電子和中子等重子物質組成的，是普通的“暗物質”，而宇宙學家和天體物理學家所說的暗物質是一些特殊的物質：它們原則上不僅不發(fā)光，也不反射、折射或散射光線，即使在高溫高壓等極端條件下也是如此，它們對各種波長的光線來說是百分之百透明的。

現在，大多數科學家對暗物質的看法是。它們是由非原子、非質子、非電子和非中子組成的，叫做非重子暗物質。宇宙中絕大多數物質都是這種非重子暗物質，它們不含原子，不通過電磁力同正常物質作用?？茖W家推測，非重子暗物質是在大爆炸后約38萬年的宇宙暴漲時期產生的，對早期宇宙元素的形成沒有貢獻。所以只能通過引力揭示它的存在。

迄今為止，科學家只知暗物質具有以下性質：看不見，因而沒有強作用，沒有電磁作用。至多有原子核之間的弱作用，但具有引力作用；壽命長，其年齡至少可以和宇宙年齡——137億年相比擬。

不同的暗物質理論

根據宇宙大爆炸理論，在大爆炸后約38萬年時。宇宙進入暴漲時期，如今宇宙中的所有物質——太陽、月亮、恒星、星系、星系團等可見天體以及一切其他物質，包括我們人類。都是由這一時期核聚變反應生成的元素形成的。在生成宇宙可見物質的同時，也生成了暗物質。因此，暗物質同正常物質一樣，也是宇宙大爆炸的產物。科學家推測，根據生成暗物質的候選物質狀態(tài)不同，有三種不同的暗物質：接近光速的候選暗物質形成了熱暗物質，速度比光速低得多的候選暗物質形成了冷暗物質，速度在前兩種暗物質之間的候選暗物質形成了溫暖暗物質。

在關于宇宙是如何形成和演化的問題上。不同的暗物質理論的解釋是不同的。冷暗物質理論認為，宇宙的大尺度結構是分級增長的，其過程是：小天體先坍縮、瓦解，然后合并成大天體；熱暗物質理論則認為，宇宙的大尺度結構不是分級增長的。而是首先形成像我們銀河系那樣的平的、薄餅狀的“薄片”，然后“薄片”碎裂，成為一塊塊小碎片，小碎片再形成更小的碎片。這就是說，冷暗物質理論認為宇宙結構是“由小到大”形成的，而熱暗物質則認為宇宙結構是“由大到小”形成的。由于冷暗物質理論的預計結果與觀測一致，而熱暗物質理論則嚴重不符，因此冷暗物質理論目前最被看好。

難以發(fā)現的暗物質

在科學家提出的眾多可能組成暗物質的候選成分中，最熱門的當屬弱作用大質量粒子(簡稱WIMP)?？茖W家假設，WIMP粒子只通過引力、原子核之間的弱核力以及比弱核力更弱的力作用，因此粒子之間的相互作用很弱，這樣它們在宇宙誕生的最初萬億分之一秒內就處于熱平衡狀態(tài)。之后，由于湮滅，它們開始離開平衡，不久其能量密度就變成宇宙總能量密度的20％-30％。由于這一結論與觀測相符，WIMP被當作主要的冷暗物質候選物質。

我們如何才能知道WIMP的存在呢?科學家推測，WIMP)在通過太陽外圍時可以同太陽質子和阿爾法粒子發(fā)生作用并損失能量，成為太陽的“俘虜”。當越來越多的WIMP進入太陽內部并被加熱時，彼此之間就開始相互湮滅，形成包括高能中微子在內的各種粒子。這些粒子隨后來到地球，而安裝在地球上的中微子望遠鏡就能探測到其中的中微子。因此，WIMP的蹤跡可以通過探測太陽中微子來探尋。

還有一種候選的暗物購成成分是大質量致密暈天體(簡稱MACHO)。被稱為“天體”，意味著MACHO是由正常重子物質組成的。這種天體的特征是：在星際空間移動，與太陽系沒有聯系；很少發(fā)射或根本不發(fā)射輻射。這種遠離太陽系的沒有輻射的“黑”天體可能就是黑洞、中子星、白矮星和紅矮星。

所有的MACHO既不發(fā)光也不反射光線，任何照在它們“身”上的光線都將被吸收。對于這樣一些“黑”天體，我們又如何知道它們的存在呢?

觀測表明，在漩渦星系的外圍存在著大質量星系暈。漩渦星系指具有漩渦結構的河外星系(銀河系就是一個漩渦星系)，其中心是恒星密集的區(qū)域，被稱為星系核球；在核球周圍是扁平的圓盤，被稱為星系盤；星系盤外延到很遠的地方，被稱為星系暈。一些科學家相信，星系暈是由黑洞組成的。黑洞周圍有一個由氣體和塵埃組成的盤，被稱為吸積盤。由于吸積盤里的氣體和塵?？梢援a生向外噴射的噴流，所以我們可以通過觀測噴流來觀測星系周圍的黑洞。如果黑洞不是位于星系周圍，也沒有吸積盤，而僅僅是一個孤立的天體，則可以通過引力透鏡效應來觀測它。

引力透鏡效應是愛因斯坦廣義相對論所預言的一種

現象。由于在大質量天體附近時空會發(fā)生畸變。光線會發(fā)生彎曲。當一個大質量天體位于觀測者觀測遠方光源的視線上時，這個大質量天體就像是放在觀測者和天體之問的一塊透鏡，在光源的兩側形成兩個像，這種現象被稱為引力透鏡效應。在宇宙中，星系有時能起引力透鏡作用，使遠方的類星體或其他星系產生多重像。在銀河系中，當一個黑洞從一顆遙遠恒星的前面穿過，并使它的像短時間增亮時，那么就產生了小尺度的引力透鏡效應。這種引力透鏡效應被叫做微透鏡。

微透鏡在銀河系暗物質研究中發(fā)揮了重要作用。1993年，天文學家利用微透鏡在銀河系中觀測到了MACHO。還有研究小組利用微透鏡找到了許多0.5個太陽質量的MACHO，其質量足以組成20％的銀河系暗物質。微透鏡還否定了一個科學假設。該假設認為，0.5個太陽質量的MACHO可能來自于白矮星或類似質量的紅矮星。由于這兩種矮星不完全是黑的。能發(fā)射一些光線，所以科學家運用“哈勃空間望遠鏡”對它們進行了研究。結果表明，在銀河系里，由白矮星和紅矮星組成暗物質的可能性很小。

引力透鏡也是研究星系和星系團中暗物質的有力工具。當一個非常遙遠的明亮光源(如類星體)發(fā)出的光線在前往觀測者的途中，從4-大質量天體(如星系團)周圍穿過時，其光線將彎曲成為引力透鏡。2003年，加拿大科學家運用引力透鏡效應測出了UGC10214星系暈的大小和形狀，發(fā)現由暗物質構成的星系暈比可見的星系體積大5—8倍。UGC10214星系是天文學家發(fā)現的一個典型例子，有物質從其中心不停地向外流。但其外圍卻看不到有星系存在。科學家猜想，UGC10214星系旁邊可能存在“暗物質星系”，這些物質流就是在暗物質星系引辦作用下流出來的。

艱難的暗物質探測

盡管科學家在理論上對暗物質提出了非常有趣的假設，但迄今為止，沒有任何直接觀測證據可以證明暗物質的存在。也就是說，目前的暗物質理論是建立在沙丘之上的，一陣狂風吹過，就會沙塵飛揚。要使暗物質理論成為堅實的科學理論，必須經過觀測的檢驗。

如果銀河系的暗物質的確是由WIMP組成的，那么每秒鐘都會有大量的WIPM通過地球，而裝置在地球上的暗物質探測器就可以檢驗到WIMP的存在，從而驗證暗物質假設。

探測暗物質的方法主要分為兩類，一是直接探測，二是間接探測。用儀器直接探測暗物質的方法被稱為直接探測。由于暗物質的信息很微弱，用于直接探測的探測器必須很大，靈敏度必須很高。為了減少來自宇宙射線(宇宙射線指來自宇宙空間的各種粒子，如伽馬射線、x射線、中微子等，宇宙射線產生的原因很多，恒星、黑洞、超新星爆發(fā)等都能產生宇宙射線)的背景，暗物質探測器一般都被放在很深的地底下，比如廢棄的礦井中。美國明尼蘇達州東北部800米深的鐵礦井被建成了蘇當地下實驗室，加拿大安大略省克賴頓附近6000米深的鎳礦井被改造成了薩德伯里中微子和暗物質實驗室。意大利的格倫·薩索國家實驗室、英國的鮑爾璧地下實驗室、日本的超級神岡實驗室，以及美國南達科他州的地下科學與工程實驗室，都建在很深的礦井里。

直接探測實驗大多使用兩種探測設備：一是在接近絕對零度(-273℃)的溫度下工作的低溫探測器，它用來檢測粒子打擊晶體吸收體原子所產生的熱量；二是精良的液體探測器，主要設備是儲液池。儲液池體積很大。比如美國南達科他州地下科學與工程實驗室的儲液池的容積達到加立方米，池內儲存吸收粒子的溶液，溶液隨實驗不同而不同，有氯溶液、氙溶液、氬溶液等。暗物質粒子打在這些溶液上，發(fā)出閃爍的熒光。根據有沒有熒光閃爍和熒光閃爍的強弱，即可測定有沒有暗物質存在和暗物質的質量。

2009年12月，美國科學家宣布，明尼蘇達蘇當地下實驗室發(fā)現了一個高于背景20％的信號，被認為是直接探測到的暗物質標記。如果得到證實，將是第二個直接探測到的暗物質事件。

間接探測指通過探測其他物理量來探測暗物質的方法。前面所說的引力透鏡就是一種間接探測，其他諸如測量“星系轉動曲線”，確定“星系速度彌散度”，以及用光學、x射線和伽瑪射線望遠鏡進行相應的探測，都屬于間接探測范疇。

光學、x射線和伽瑪射線望遠鏡也在暗物質探測中助了一臂之力。在1999～2001年期間，天文學家將1億像素的數碼相機安裝在夏威夷天文臺的凱克望遠鏡上，對150多萬個遙遠星系被附近12萬個星系引力透鏡扭曲的形狀進行了研究。200eg，美國天文學家利用“錢德拉x射線望遠鏡”對星系團IE 0657-56進行觀測時，無意間觀測到星系碰撞的過程，碰撞非常猛烈，致使暗物質與正常物質分開。這是科學家直接探測到暗物質存在的第一個例子。

在過去幾十年里，科學家綜合以上兩種探測方法，收集到大量暗物質存在的間接測量證據。根據這些證據，天體物理學家相信，暗物質是宇宙的一個重要組成部分。但迄今為止，只有個別事件得到了直接探測的數據，而且還是似是而非的。

最近10余年來，科學家開始發(fā)展新的暗物質觀測方法，其中一種是測量WIMP的年調制效應。由于地球環(huán)繞太陽公轉。地球與WIMP相對速度會隨季節(jié)而變化，在每年6月份，地球可能通過較高的WIMP流強區(qū)，在12月份通過較低的WIMP流強區(qū)，漲落比會出現差異?？茖W家認為，年度調制效應有望將WIMP信息從本底中剝離出來。意大利格倫·薩索國家實驗室從1996年開始，利用放在1400米深的地底下的碘化鈉晶體陣列探測器進行測量(值得關注的是，我國也參加了這項實驗)。初步結果暗示，碘化鈉晶體中原子核與WIMP粒子的碰撞效應的確出現了微小的季節(jié)性變化，科學家由此推算出WIMP粒的質量至少比質子大50倍。這一探測引起了世界科學界的關注。英國也在北約克郡海岸博爾比的1100米深的地下鹽鉀堿礦中建立了英國暗物質實驗中心，該中心已于2003年4月28日正式啟動。

暗物質分布圖

70多位研究人員經過4年努力，在2007年1月繪制出一幅三維暗物質分布圖，勾勒出天空區(qū)域的暗物質輪廓。這是應用引力透鏡技術取得的。這張分布圖帶給我們許多有趣的信息：第一，暗物質并不是無所不在，它們只在一定的區(qū)域聚集成團，而對另一些區(qū)域卻不屑一顧。第二，將星系的圖片與暗物質圖疊在一起，星系與暗物質的位置基本吻合，即有暗物質的地方就有星系，沒有暗物質的地方則什么也沒有。也就是說，暗物質似乎相當于一個隱形的背景，星系在里面移動。第三，分布圖還為我們提供了一次真正的時光旅行。 分布圖上越遠的地方離開我們也越遠。我們見到的背景星的光線不是現在發(fā)射的，而是在以前某個時間從遙遠的天體上發(fā)射出來的。這段時間需用光年來計算(1光年約相當于10萬億千米)。因此，我們現在觀測到的宇宙結構應當是以前的結構。例如，我們在暗物質分布圖上看到25億—75億年前的暗物質，那么它們一定是25億～75億年前的宇宙的暗物質樣子。在這個異常遙遠的年代。暗物質看上去好像一碗面糊，離我們越近暗物質就越聚集在一起，密集得像一團團面包屑。

神奇的暗物質分布圖顯示，暗物質的形態(tài)是隨時間變化的，這為我們了解暗物質的現狀提供了線索。有科學家認為，上述“面包屑”自25億年以來改變不大，所以我們在分布圖上看到的暗物質既是25億年前的形狀，也是現在的形狀。由此可以推測，在這鍋“宇宙濃湯”中，我們找到了過去的歷史。 如果把初生的宇宙設想成一只盛湯的大碗，湯里含有暗物質和普通物質，那么在這只碗里出現了兩種對抗的現象，一種是膨脹，試圖把碗撐大；另一種是吸引，試圖使物質凝聚成團。兩種力量對抗的結果就是，宇宙中一些地方沒有暗物質和可見物質，而另一些地方兩種物質異常密集。眾多暗物質聚集在一起，星系便掛靠在暗物質上，就像掛在鉤子上的畫框。這，就是暗物質分布圖為我們描繪的宇宙圖像。

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