陳厚尊

“暗物質(zhì)”和“暗能量”是如今兩個在科技文里很火的高頻詞?；蛟S是因為二者都有一個“暗”字在里面，好像顯得很神秘，加上一些媒體撰稿人有意無意的圖文渲染，愈顯得高深莫測。實際上，暗物質(zhì)和暗能量究竟是不是一種物質(zhì)和能量，目前尚有爭議，況且，兩者之間也不存在一般物質(zhì)和能量所滿足的愛因斯坦質(zhì)能關(guān)系式。簡言之，它們根本就是兩個來自不同領(lǐng)域的不同概念。如果一定要說它們之間有什么關(guān)系，可以認為，在決定宇宙未來命運的“天平”上，暗物質(zhì)和暗能量都是相當(dāng)重量級的砝碼。在這個近似的比喻中，“宇宙命運天平”的左側(cè)始終有一個恒定且神秘的力量，它來自138億年前的宇宙大爆炸。天文學(xué)家早已知曉，要平衡這支力量，天平的右側(cè)需要大約100克砝碼。重量不足的話，天平遲早會左偏，也就是引發(fā)所謂的大撕裂；重量過剩的話，天平遲早會右偏，也就是引發(fā)所謂的大坍縮。根據(jù)2009年5月14日升空的普朗克衛(wèi)星發(fā)回的數(shù)據(jù)，天文學(xué)家證實，“宇宙命運天平”的右側(cè)總共有三枚砝碼：最大的一枚屬于暗能量，有68.3克；第二重的砝碼屬于暗物質(zhì)，有26.8克；另有一枚重4.9克的小砝碼，屬于正常物質(zhì)，也就是哈勃空間望遠鏡所見的全部燦爛宇宙。三枚砝碼加起來不多不少，剛剛好是100克。這當(dāng)然不是巧合，而是暴脹理論的必然結(jié)果。據(jù)此看來，我們的宇宙在未來很長一段時間內(nèi)仍將處于繼續(xù)膨脹的邊緣。這有點像雜技演員走鋼絲，或者一根倒立的針尖，稍有擾動，便會倒向一側(cè)。只是，如果這擾動永遠不會到來，理論上講，針尖真的能永遠倒立下去！

下面，我們就試著撥開謠言的迷霧，順著科學(xué)史追根溯源，看看當(dāng)下的人類究竟對暗物質(zhì)和暗能量了解幾何。筆者承認，在這樣的前沿領(lǐng)域中，未知總比已知多。然而，一種十分熟悉的感覺籠罩了如今的天體物理學(xué)界，依稀將人們帶回100年前那個巨人輩出的傳奇時代。就在2013年3月，歐洲核子研究中心宣布發(fā)現(xiàn)了希格斯玻色子存在的確鑿證據(jù)，粒子物理學(xué)標準模型的最后一塊拼圖被找到。一時之間，整個物理界皆大歡喜。但是，在現(xiàn)有的標準模型中，我們卻找不到占宇宙物質(zhì)總量85%的暗物質(zhì)的位置，連相近點都沒有?；仡欉^往，100多年前，歐洲的科學(xué)家也曾齊聚一堂，共同迎接新世紀的到來。當(dāng)晚，開爾文男爵發(fā)表了一篇著名的新年演說。他在回顧19世紀物理學(xué)取得的偉大成就時說，除了兩朵小小的“烏云”，物理學(xué)的大廈已然落成，剩下的只是些修飾性工作。后來的科學(xué)史卻表明，正是從這兩朵小小的“烏云”中，分別脫胎出了相對論和量子理論，繼而引發(fā)了20世紀物理學(xué)的革命。

歷史總是驚人相似。暗物質(zhì)與暗能量的本質(zhì)是什么？這是懸在21世紀物理學(xué)大廈上的兩朵“烏云”。沒錯，當(dāng)下的我們又一次抵達了物理學(xué)革命的前夜。也許這一次，我們真的離宇宙的真相不遠了。

何為暗物質(zhì)

暗物質(zhì)的歷史可謂由來已久。早在19世紀80年代，就有部分天文學(xué)家察覺到，根據(jù)恒星圍繞銀河系中心的運動速度計算出的銀河系的“動力學(xué)質(zhì)量”，與天文觀測統(tǒng)計出來的銀河系的“發(fā)光物質(zhì)質(zhì)量”似乎總也對不上，前者普遍比后者大很多。1906年，法國數(shù)學(xué)家、物理學(xué)家亨利·龐加萊用銀河系存在許多不發(fā)光的物質(zhì)來解釋這一現(xiàn)象，并且第一次使用了“暗物質(zhì)”這個詞。1933年，瑞士天文學(xué)家弗里茨·茲威基在研究后發(fā)座星系團時，也注意到了類似現(xiàn)象。當(dāng)時，茲威基統(tǒng)計出了后發(fā)座星系團內(nèi)各成員星系的亮度和數(shù)目，進而計算出了星系團內(nèi)所有發(fā)光物質(zhì)的總質(zhì)量。之后，茲威基又測量了位于星系團邊緣的成員星系的運動速度，并據(jù)此算出星系團的動力學(xué)質(zhì)量。令茲威基感到驚訝的是，兩者居然相差400倍之多！他只好承認，組成后發(fā)座星系團的絕大部分物質(zhì)其實是不發(fā)光的。后來，人們發(fā)現(xiàn)茲威基當(dāng)年對后發(fā)座星系團的暗物質(zhì)總量估計有誤，原因是茲威基使用了過時的哈勃常數(shù)，導(dǎo)致他得到了相對偏小的星系距離，進而低估了成員星系的本征亮度。即便如此，后發(fā)座星系團的動力學(xué)質(zhì)量依舊是其可見物質(zhì)質(zhì)量的10倍之多。

1974年， 美國女天文學(xué)家薇拉·魯賓在研究三角座星系M33的自轉(zhuǎn)速度曲線時，意外地發(fā)現(xiàn)星系外側(cè)恒星的旋轉(zhuǎn)速度普遍比牛頓引力預(yù)期的要快，好像有一團看不見的物質(zhì)暈正牽引著星系外側(cè)的天體，使其不至于因離心力過大而分崩離析。20世紀70年代末發(fā)現(xiàn)的引力透鏡現(xiàn)象同樣向天文學(xué)家昭示了暗物質(zhì)的存在。根據(jù)廣義相對論的預(yù)言，時空會在大質(zhì)量天體（如星系團）附近

發(fā)生畸變，使光線在大質(zhì)量天體附近發(fā)生彎曲。當(dāng)大質(zhì)量天體恰好處于地球和背景星系之間時，背景星系的影像便會發(fā)生扭曲。這就像是隔著一片哈哈鏡觀看目標一樣。當(dāng)然，引力透鏡系統(tǒng)也有強、弱、微之分。簡言之，能被人從照片上看出來的圖像增亮或扭曲，都屬于強引力透鏡效應(yīng)；而弱引力透鏡對背景星系圖像的影響僅限于朝某一個方向拉長一些而已。由于我們事先并不知道背景星系的形狀，所以，此類影響一般不能直接看出，而是要借助統(tǒng)計學(xué)手段，經(jīng)過一系列復(fù)雜的計算，從本應(yīng)雜亂無章、各向同性的星系分布模式中，將弱引力透鏡系統(tǒng)帶來的各向異性的圖像扭曲成分小心地剝離出來。目前，借助計算機程序，天文學(xué)家甚至能從一片天區(qū)的超深空圖像里反向還原出透鏡天體的質(zhì)量分布情況。其中，既有像星系團這樣的可見天體，也有許多不可見天體。那么，這些盤踞在宇宙深處的隱形透鏡天體是什么？毫無疑問，暗物質(zhì)團塊是其中最可能的候選者。

暗物質(zhì)是什么

暗物質(zhì)究竟是什么類型的物質(zhì)？起初，天文學(xué)家也曾將暗物質(zhì)的組成寄希望于流浪在宇宙深處的、不發(fā)光的褐矮星、黑洞，或者暗星云、星系際塵埃等天體。然而，天文學(xué)家尋遍了所有電磁波段，都沒有發(fā)現(xiàn)暗物質(zhì)留下的蹤跡。這意味著，構(gòu)成暗物質(zhì)的粒子不參與電磁相互作用，這就排除了暗星云和星系際塵埃的可能（準確地說，應(yīng)該是星云和塵埃在暗物質(zhì)中所占比例很低）。那么，流浪的褐矮星或者沒有吸積盤的黑洞又如何呢？它們在天文界被統(tǒng)稱為MACHO，是“大質(zhì)量致密暈天體”的英文縮寫，因為這類天體有個特點，就是體積很小，很致密。20世紀七十年代，天文學(xué)家也曾認真考慮過此類候選者。當(dāng)時，來自英國的天文學(xué)家阿爾科克與波蘭天文學(xué)家帕金斯基組成了兩個獨立的研究組，采用剛誕生不久的微引力透鏡方法搜索銀河系中的MACHO。他們的方法很巧妙，就是用望遠鏡持續(xù)觀測大麥哲倫星系和銀河系中心恒星密集的地方。如果銀河系中存在大量看不見的MACHO，它們的微引力透鏡效應(yīng)會使得遠處的恒星亮度發(fā)生短暫的、有特點的變化。兩個項目確實發(fā)現(xiàn)了許多起恒星閃爍事件，但只有極少數(shù)符合MACHO給出的亮度變化曲線，余下的都是恒星的內(nèi)稟閃爍，也就是變星。據(jù)此算出的MACHO質(zhì)量遠低于暗物質(zhì)總量。換句話說，流浪的褐矮星或黑洞等天體在暗物質(zhì)中所占的比例同樣不高。

根據(jù)暗物質(zhì)不參與電磁相互作用的特點，有天文學(xué)家猜測，暗物質(zhì)的主要組成部分也許是在宇宙空間中高速飛行的中微子。這種猜測要想成立需要一個前提，就是中微子具有不為零的靜止質(zhì)量。中微子是否有靜止質(zhì)量一直是物理學(xué)家密切關(guān)注的問題，因為它涉及太陽中微子的失蹤之謎。1968年至1988年， 美國物理學(xué)家戴維斯曾對太陽中微子進行過多次觀測。他把所有測量結(jié)果做了平均，扣除掉宇宙線的影響后，發(fā)現(xiàn)每天記錄到的中微子流量只有太陽標準模型預(yù)言的1/3。后來，位于日本神岡的研究組也得到了大體相同的結(jié)論。這樣大的差異表明，一定有什么地方出了嚴重的問題。對此，理論物理學(xué)家給出過各種各樣的說法，其中最引人注目的一種解釋說，在標準粒子模型里，中微子有e、μ、τ三種質(zhì)量本征態(tài)，隨著時間推移，這三種成分的比例在不停地相互轉(zhuǎn)化。這樣，當(dāng)產(chǎn)生于太陽的e 型中微子抵達地球時，就會有2/3變化為μ型和τ型。我們在地球上所能探測的僅僅是e型中微子，就當(dāng)然只有總數(shù)的1/3。這便是大名鼎鼎的中微子振蕩理論，它成立的前提依然是中微子具有不為零的靜止質(zhì)量。1998年，由日本物理學(xué)家小柴昌俊領(lǐng)導(dǎo)的超級神岡探測器以確鑿的證據(jù)發(fā)現(xiàn)中微子振蕩現(xiàn)象，這表明中微子有質(zhì)量，而不是粒子物理標準模型中預(yù)言的零質(zhì)量粒子。但是迄今，所有直接測量中微子靜止質(zhì)量的實驗都只能給出一個上限值，而且，最近的一項研究帶來了更加負面的消息：根據(jù)威爾金森微波各向異性探測器發(fā)回的數(shù)據(jù)，宇宙中所有中微子對宇宙物質(zhì)密度的貢獻上限約為千分之八。這意味著，中微子在暗物質(zhì)中所占比例也很低。

據(jù)此看來，宇宙中暗物質(zhì)的組成并不單一。按照目前天文學(xué)界的主流觀點，暗物質(zhì)可以分為兩大類：重子暗物質(zhì)和非重子暗物質(zhì)。重子暗物質(zhì)能參與電磁相互作用，本身可以發(fā)光，但在某些情況下缺乏發(fā)光條件，就變成了重子暗物質(zhì)。前面提到的MACHO天體就劃歸此類，其成員包括流浪的褐矮星、黑洞、溫度極低的白矮星等等。重子暗物質(zhì)在全部暗物質(zhì)中所占比例很小，宇宙中的暗物質(zhì)主要是不參與電磁相互作用的非重子暗物質(zhì)。組成非重子暗物質(zhì)的粒子被稱為WIMPs，即“有質(zhì)量弱相互作用粒子”的英文縮寫。WIMPs粒子之間，以及重子與WIMPs之間只有萬有引力作用和弱相互作用。按照WIMPs粒子的物理性質(zhì)，可將其粗略劃分為熱、溫、冷三種。以中微子為代表的暗物質(zhì)粒子候選者統(tǒng)稱為熱暗物質(zhì)，它們的特點是靜止質(zhì)量小，與宇宙背景輻射發(fā)生退耦時的運動速度接近光速；與此相對應(yīng)的是冷暗物質(zhì)，其特點是質(zhì)量大，退耦時的運動速度遠小于光速；此外還有介于兩者之間的溫暗物質(zhì)，其各方面的表現(xiàn)也介于二者之間。

冷暗物質(zhì)模型異軍突起

那么，真實宇宙中的暗物質(zhì)屬于哪種類型呢？這是個十分困難的問題。首先，由于暗物質(zhì)只在星系尺度，甚至是宇宙尺度上體現(xiàn)可觀的引力效應(yīng)（例如星系自轉(zhuǎn)曲線、彌散速度、引力透鏡效應(yīng)等），不參與通常的電磁相互作用，因此，能研究暗物質(zhì)性質(zhì)的手段少之又少。時至今日，物理學(xué)家也不曾在地面實驗中捕獲到任何暗物質(zhì)粒子，更遑論測量它們的速度了。但是天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)，自宇宙大爆炸發(fā)生以后，熱、溫、冷三種類型的暗物質(zhì)會很快與宇宙背景輻射發(fā)生退耦。退耦時的宇宙溫度約為1000億K。此時，三種類型的暗物質(zhì)的隨機運動速度大小會間接影響到宇宙結(jié)構(gòu)的形成模式。何以如此呢？我們知道，宇宙在暴脹過程結(jié)束的時候，并非是完全均勻的一鍋“熱湯”，而是存在一定的原初物質(zhì)漲落。這是不確定性原理的必然要求，也是宇宙從微觀尺度暴脹至宏觀尺度后保留下來的量子效應(yīng)印記。正是這些微小的原初密度漲落的“種子”，演化出了如今觀測到的各種宇宙結(jié)構(gòu)。自20世紀90年代以來，隨著計算機技術(shù)的蓬勃發(fā)展，傳統(tǒng)的數(shù)值模擬技術(shù)突飛猛進，這其中就包括了以大型計算機為基礎(chǔ)的超大規(guī)模宇宙學(xué)模擬。計算機的數(shù)值模擬表明，熱暗物質(zhì)發(fā)生退耦時的隨機運動接近光速，這會“抹平”小尺度上的密度不均勻性，只保留大尺度上的物質(zhì)不均。如此一來，宇宙結(jié)構(gòu)的形成必然遵從“自上而下”的分裂模式，即先形成超大規(guī)模的星系團，之后是小星系團，最后才是星系。由冷暗物質(zhì)主導(dǎo)的宇宙則相反，在宇宙結(jié)構(gòu)的形成上遵循“自下而上”的合并模式。這是因為冷暗物質(zhì)的隨機運動太小，不足以抹平小尺度上的密度漲落，物質(zhì)必然先從小尺度的團塊開始，在萬有引力的作用下逐步合并，最后形成今日所見的大尺度宇宙結(jié)構(gòu)。相較前者，由冷暗物質(zhì)模型主導(dǎo)的宇宙會在更短的時間內(nèi)形成更豐富的宇宙纖維結(jié)構(gòu)，與我們在實際觀測中看到的圖像符合得很好。因此，冷暗物質(zhì)宇宙模型被認為是更成功的暗物質(zhì)模型。（待續(xù)）