“暗物质”和“暗能量”是什么？

伤我心太深

　　探寻宇宙的黑暗面
　　“暗物质”和“暗能量”是如今两个在科技文里很火的高频词。或许是因为二者都有一个“暗”字在里面，好像显得很神秘，加上一些媒体撰稿人有意无意的图文渲染，愈显得高深莫测。实际上，暗物质和暗能量究竟是不是一种物质和能量，目前尚有争议，况且，两者之间也不存在一般物质和能量所满足的爱因斯坦质能关系式。简言之，它们根本就是两个来自不同领域的不同概念。如果一定要说它们之间有什么关系，可以认为，在决定宇宙未来命运的“天平”上，暗物质和暗能量都是相当重量级的砝码。在这个近似的比喻中，“宇宙命运天平”的左侧始终有一个恒定且神秘的力量，它来自138亿年前的宇宙大爆炸。天文学家早已知晓，要平衡这支力量，天平的右侧需要大约100克砝码。重量不足的话，天平迟早会左偏，也就是引发所谓的大撕裂;重量过剩的话，天平迟早会右偏，也就是引发所谓的大坍缩。

          根据2009年5月14日升空的普朗克卫星发回的数据，天文学家证实，“宇宙命运天平”的右侧总共有三枚砝码：最大的一枚属于暗能量，有68.3克;第二重的砝码属于暗物质，有26.8克;另有一枚重4.9克的小砝码，属于正常物质，也就是哈勃空间望远镜所见的全部灿烂宇宙。三枚砝码加起来不多不少，刚刚好是100克。这当然不是巧合，而是暴胀理论的必然结果。据此看来，我们的宇宙在未来很长一段时间内仍将处于继续膨胀的边缘。这有点像杂技演员走钢丝，或者一根倒立的针尖，稍有扰动，便会倒向一侧。只是，如果这扰动永远不会到来，理论上讲，针尖真的能永远倒立下去!


　　下面，我们就试着拨开谣言的迷雾，顺着科学史追根溯源，看看当下的人类究竟对暗物质和暗能量了解几何。笔者承认，在这样的前沿领域中，未知总比已知多。然而，一种十分熟悉的感觉笼罩了如今的天体物理学界，依稀将人们带回100年前那个巨人辈出的传奇时代。就在2013年3月，欧洲核子研究中心宣布发现了希格斯玻色子存在的确凿证据，粒子物理学标准模型的最后一块拼图被找到。一时之间，整个物理界皆大欢喜。但是，在现有的标准模型中，我们却找不到占宇宙物质总量85%的暗物质的位置，连相近点都没有。回顾过往，100多年前，歐洲的科学家也曾齐聚一堂，共同迎接新世纪的到来。当晚，开尔文男爵发表了一篇著名的新年演说。他在回顾19世纪物理学取得的伟大成就时说，除了两朵小小的“乌云”，物理学的大厦已然落成，剩下的只是些修饰性工作。后来的科学史却表明，正是从这两朵小小的“乌云”中，分别脱胎出了相对论和量子理论，继而引发了20世纪物理学的革命。

　　历史总是惊人相似。暗物质与暗能量的本质是什么?这是悬在21世纪物理学大厦上的两朵“乌云”。没错，当下的我们又一次抵达了物理学革命的前夜。也许这一次，我们真的离宇宙的真相不远了。



　　何为暗物质

　　暗物质的历史可谓由来已久。早在19世纪80年代，就有部分天文学家察觉到，根据恒星围绕银河系中心的运动速度计算出的银河系的“动力学质量”，与天文观测统计出来的银河系的“发光物质质量”似乎总也对不上，前者普遍比后者大很多。1906年，法国数学家、物理学家亨利·庞加莱用银河系存在许多不发光的物质来解释这一现象，并且第一次使用了“暗物质”这个词。1933年，瑞士天文学家弗里茨·兹威基在研究后发座星系团时，也注意到了类似现象。当时，兹威基统计出了后发座星系团内各成员星系的亮度和数目，进而计算出了星系团内所有发光物质的总质量。之后，兹威基又测量了位于星系团边缘的成员星系的运动速度，并据此算出星系团的动力学质量。令兹威基感到惊讶的是，两者居然相差400倍之多!他只好承认，组成后发座星系团的绝大部分物质其实是不发光的。后来，人们发现兹威基当年对后发座星系团的暗物质总量估计有误，原因是兹威基使用了过时的哈勃常数，导致他得到了相对偏小的星系距离，进而低估了成员星系的本征亮度。即便如此，后发座星系团的动力学质量依旧是其可见物质质量的10倍之多。


　　1974年， 美国女天文学家薇拉·鲁宾在研究三角座星系M33的自转速度曲线时，意外地发现星系外侧恒星的旋转速度普遍比牛顿引力预期的要快，好像有一团看不见的物质晕正牵引着星系外侧的天体，使其不至于因离心力过大而分崩离析。20世纪70年代末发现的引力透镜现象同样向天文学家昭示了暗物质的存在。根据广义相对论的预言，时空会在大质量天体(如星系团)附近发生畸变，使光线在大质量天体附近发生弯曲。当大质量天体恰好处于地球和背景星系之间时，背景星系的影像便会发生扭曲。这就像是隔着一片哈哈镜观看目标一样。当然，引力透镜系统也有强、弱、微之分。简言之，能被人从照片上看出来的图像增亮或扭曲，都属于强引力透镜效应;而弱引力透镜对背景星系图像的影响仅限于朝某一个方向拉长一些而已。由于我们事先并不知道背景星系的形状，所以，此类影响一般不能直接看出，而是要借助统计学手段，经过一系列复杂的计算，从本应杂乱无章、各向同性的星系分布模式中，将弱引力透镜系统带来的各向异性的图像扭曲成分小心地剥离出来。目前，借助计算机程序，天文学家甚至能从一片天区的超深空图像里反向还原出透镜天体的质量分布情况。其中，既有像星系团这样的可见天体，也有许多不可见天体。那么，这些盘踞在宇宙深处的隐形透镜天体是什么?毫无疑问，暗物质团块是其中最可能的候选者。




　　暗物质是什么


　　暗物质究竟是什么类型的物质?起初，天文学家也曾将暗物质的组成寄希望于流浪在宇宙深处的、不发光的褐矮星、黑洞，或者暗星云、星系际尘埃等天体。然而，天文学家寻遍了所有电磁波段，都没有发现暗物质留下的踪迹。这意味着，构成暗物质的粒子不参与电磁相互作用，这就排除了暗星云和星系际尘埃的可能(准确地说，应该是星云和尘埃在暗物质中所占比例很低)。那么，流浪的褐矮星或者没有吸积盘的黑洞又如何呢?它们在天文界被统称为MACHO，是“大质量致密晕天体”的英文缩写，因为这类天体有个特点，就是体积很小，很致密。20世纪七十年代，天文学家也曾认真考虑过此类候选者。当时，来自英国的天文学家阿尔科克与波兰天文学家帕金斯基组成了两个独立的研究组，采用刚诞生不久的微引力透镜方法搜索银河系中的MACHO。他们的方法很巧妙，就是用望远镜持续观测大麦哲伦星系和银河系中心恒星密集的地方。如果银河系中存在大量看不见的MACHO，它们的微引力透镜效应会使得远处的恒星亮度发生短暂的、有特点的变化。两个项目确实发现了许多起恒星闪烁事件，但只有极少数符合MACHO给出的亮度变化曲线，余下的都是恒星的内禀闪烁，也就是变星。据此算出的MACHO质量远低于暗物质总量。换句话说，流浪的褐矮星或黑洞等天体在暗物质中所占的比例同样不高。






　　根据暗物质不参与电磁相互作用的特点，有天文学家猜测，暗物质的主要组成部分也许是在宇宙空间中高速飞行的中微子。这种猜测要想成立需要一个前提，就是中微子具有不为零的静止质量。中微子是否有静止质量一直是物理学家密切关注的问题，因为它涉及太阳中微子的失踪之谜。1968年至1988年， 美国物理学家戴维斯曾对太阳中微子进行过多次观测。他把所有测量结果做了平均，扣除掉宇宙线的影响后，发现每天记录到的中微子流量只有太阳标准模型预言的1/3。后来，位于日本神冈的研究組也得到了大体相同的结论。这样大的差异表明，一定有什么地方出了严重的问题。对此，理论物理学家给出过各种各样的说法，其中最引人注目的一种解释说，在标准粒子模型里，中微子有e、μ、τ三种质量本征态，随着时间推移，这三种成分的比例在不停地相互转化。这样，当产生于太阳的e 型中微子抵达地球时，就会有2/3变化为μ型和τ型。我们在地球上所能探测的仅仅是e型中微子，就当然只有总数的1/3。这便是大名鼎鼎的中微子振荡理论，它成立的前提依然是中微子具有不为零的静止质量。1998年，由日本物理学家小柴昌俊领导的超级神冈探测器以确凿的证据发现中微子振荡现象，这表明中微子有质量，而不是粒子物理标准模型中预言的零质量粒子。但是迄今，所有直接测量中微子静止质量的实验都只能给出一个上限值，而且，最近的一项研究带来了更加负面的消息：根据威尔金森微波各向异性探测器发回的数据，宇宙中所有中微子对宇宙物质密度的贡献上限约为千分之八。这意味着，中微子在暗物质中所占比例也很低。


　　据此看来，宇宙中暗物质的组成并不单一。按照目前天文学界的主流观点，暗物质可以分为两大类：重子暗物质和非重子暗物质。重子暗物质能参与电磁相互作用，本身可以发光，但在某些情况下缺乏发光条件，就变成了重子暗物质。前面提到的MACHO天体就划归此类，其成员包括流浪的褐矮星、黑洞、温度极低的白矮星等等。重子暗物质在全部暗物质中所占比例很小，宇宙中的暗物质主要是不参与电磁相互作用的非重子暗物质。组成非重子暗物质的粒子被称为WIMPs，即“有质量弱相互作用粒子”的英文缩写。WIMPs粒子之间，以及重子与WIMPs之间只有万有引力作用和弱相互作用。按照WIMPs粒子的物理性质，可将其粗略划分为热、温、冷三种。以中微子为代表的暗物质粒子候选者统称为热暗物质，它们的特点是静止质量小，与宇宙背景辐射发生退耦时的运动速度接近光速;与此相对应的是冷暗物质，其特点是质量大，退耦时的运动速度远小于光速;此外还有介于两者之间的温暗物质，其各方面的表现也介于二者之间。






　　冷暗物质模型异军突起

　　那么，真实宇宙中的暗物质属于哪种类型呢?这是个十分困难的问题。首先，由于暗物质只在星系尺度，甚至是宇宙尺度上体现可观的引力效应(例如星系自转曲线、弥散速度、引力透镜效应等)，不参与通常的电磁相互作用，因此，能研究暗物质性质的手段少之又少。时至今日，物理学家也不曾在地面实验中捕获到任何暗物质粒子，更遑论测量它们的速度了。但是天文学家发现，自宇宙大爆炸发生以后，热、温、冷三种类型的暗物质会很快与宇宙背景辐射发生退耦。退耦时的宇宙温度约为1000亿K。此时，三种类型的暗物质的随机运动速度大小会间接影响到宇宙结构的形成模式。何以如此呢?我们知道，宇宙在暴胀过程结束的时候，并非是完全均匀的一锅“热汤”，而是存在一定的原初物质涨落。这是不确定性原理的必然要求，也是宇宙从微观尺度暴胀至宏观尺度后保留下来的量子效应印记。正是这些微小的原初密度涨落的“种子”，演化出了如今观测到的各种宇宙结构。自20世纪90年代以来，随着计算机技术的蓬勃发展，传统的数值模拟技术突飞猛进，这其中就包括了以大型计算机为基础的超大规模宇宙学模拟。计算机的数值模拟表明，热暗物质发生退耦时的随机运动接近光速，这会“抹平”小尺度上的密度不均匀性，只保留大尺度上的物质不均。如此一来，宇宙结构的形成必然遵从“自上而下”的分裂模式，即先形成超大规模的星系团，之后是小星系团，最后才是星系。由冷暗物质主导的宇宙则相反，在宇宙结构的形成上遵循“自下而上”的合并模式。这是因为冷暗物质的随机运动太小，不足以抹平小尺度上的密度涨落，物质必然先从小尺度的团块开始，在万有引力的作用下逐步合并，最后形成今日所见的大尺度宇宙结构。相较前者，由冷暗物质模型主导的宇宙会在更短的时间内形成更丰富的宇宙纤维结构，与我们在实际观测中看到的图像符合得很好。因此，冷暗物质宇宙模型被认为是更成功的暗物质模型。


　　图片/本文来源：《飞碟探索》杂志