自1922年天文學家雅各布·卡普坦（Jacobus Kapteyn）首次提出星系中可能存在不可見的物質以來，人類對暗物質的探索已經度過了近一百個春秋，卻依舊沒能揪住這詭秘物質的一丁點尾巴。暗物質研究領域中總是流傳著這樣的冷笑話——暗物質確實是回事兒！（Dark matter is matter。）然而玩笑背后，這樣一種看不見摸不著，只能憑借引力感受的物質也著實讓科學家們抓破了頭。

　　捉摸不定，從未現身

　　由于不會輻射電磁波，同時也不吸收和反射電磁波，同重子物質之間也僅存在引力相互作用，暗物質的存在直到近代才逐步被發(fā)現和確認。最初弗里茨·茲威基（Fritz Zwicky）與揚·奧爾特（Oort，Jan Hendrik）分別敏銳地發(fā)覺，星系中應當存在更多看不到的物質（茨威格從后發(fā)星系團出發(fā)，而奧爾特從銀河系出發(fā)），這些物質的存在直到薇拉·魯賓（Vera Cooper Rubin）開始觀測星系的自轉曲線才初見端倪。

　　如果只有重子物質存在，星系自轉曲線應當同紅線一般在星系外圍迅速衰減，然而實際的觀測卻發(fā)現并非如此，這意味著星系外圍有著大量“看不到”的物質存在。率先發(fā)現這一現象的科學家之一便是杰出的女性科學家薇拉·魯賓

　　星系被包裹在巨大的暗物質團塊當中，這些團塊我們稱之為暗物質暈。如果只有那些可以發(fā)光的重子物質，星系外圍的自轉曲線本應符合牛頓力學和開普勒定律，很快地在星系外側削減為零，但實際上由于暗物質暈的存在，它們呈現出平坦的圖形，這同只有重子物質存在的星系自轉曲線是截然不同的。

　　除此之外，由于存在引力作用，恒星或者星云的光在經過暗物質暈的時候會被扭曲，從而形成引力透鏡現象。因為暗物質本身不發(fā)光，所以暗物質作為引力透鏡是極為理想的。借助于這一工具，我們甚至能探測到星系碰撞時暗物質暈同中間的星系發(fā)生分離的子彈星系團現象。然而以上探測方法都屬于間接測量，暗物質的屬性是如此捉摸不定，時至今日，科學家仍未能直接（在粒子物理層面上）探測到暗物質的存在。

　　暗物質的候選物浮出水面??

　　最初天文學家們認為所謂的暗物質，正是那些在宇宙中不發(fā)光的天體的總和——黑洞、褐矮星、行星等天體，它們被稱為暈族大質量高密度天體（Massive Astrophysical Compact Halo Objects，簡稱：MACHOs）。雖然這些天體不發(fā)光或者發(fā)光極其微弱，但我們依然可以通過微引力透鏡效應（當質量較小的透鏡天體經過背景天體前方時引起的持續(xù)時間較短的亮度暫時上升現象）來觀測到它們。

　　發(fā)生碰撞的星系X射線波段觀測（紅色）與通過引力透鏡計算出的暗物質團塊（藍色）位置分布的圖像，由于暗物質同重子物質不發(fā)生碰撞，因此在子彈星系團中會先超過星系，從而發(fā)生星系和暗物質暈中心錯位的現象。版權/NASA

　　波蘭天文學家波丹·巴欽斯基（Bohdan Paczynski）在20世紀80年代發(fā)起了對麥哲倫星云的MACHO巡天計劃，對大小麥哲倫星云進行了多次長時間觀測，以尋找其中的微引力透鏡事件。然而巡天項目結果表明，至少在大小麥哲倫星云中，MACHOs的數量遠遠無法滿足暗物質的存在所需要的質量，因此這一假說很快便被否定了，因此科學家們只好向基本粒子尋求解答。

　　無法形成小結構的熱暗物質??

　　中微子和一些輕子是最先進入科學家視角的基本粒子，它們質量很小，呈電中性，同時可以在宇宙中大量存在。只不過中微子質量極小，在宇宙中甚至可以接近光速運動，這就意味著它們在宇宙早期冷卻下來的時間較晚，甚至比重子物質還要更晚。這些粒子被作為熱暗物質（Hot Dark Matter，簡稱HDM）的候選物。

　　暗物質模型被提出的時候恰逢計算機技術興起，多體模擬得以在計算機中實現，因此科學家們就能夠以這些粒子的性質作為變量，使用計算機來對于宇宙的演化進行數值模擬，熱暗物質粒子是最先被丟進這類模擬當中的。但在數值模擬之下，熱暗物質模型也是最先被踢出暗物質候選者陣營的。

　　這是由于熱暗物質模型中，暗物質粒子是一些能量極高的輕粒子，它們速度很快，在宇宙演化中要很晚才能冷卻減速依附在星系周圍形成暗物質暈。然而依據宇宙微波背景的觀測結果，宇宙是從一個高度均勻的狀態(tài)開始膨脹的，在這個前提下，熱暗物質粒子無法在數值模擬中形成星系這樣“小尺度”（在宇宙之中，星系的尺度的確小的可憐）的團塊，然而在宇宙中我們已經能夠觀測到低于熱暗物質閾值的小尺度結構，所以這一模型很難對現有的小尺度結構進行解釋，自然就被從候選者中排除了。

　　似乎完美的冷暗物質??

　　有了熱暗物質作為參考，冷暗物質（Cold Dark Matter，簡稱CDM）模型也便應運而生，這類模型是對那些質量較大的，速度更小的粒子的統稱，它們被稱為弱相互作用大質量粒子（Weakly Interacting Massive Particles，簡稱WIMPs）。弱相互作用大質量粒子是質量和相互作用強度都在電弱相互作用量級的基本粒子，不參與電磁和強相互作用。由于WIMPs本身的物理性質極其不活潑，因此很難直接尋找到它們，不過基于這種猜想，眾多物理實驗得以建立起來。

　　同時，基于冷暗物質模型的宇宙學模擬也如火如荼地進行起來，天體物理學家詹姆斯·皮爾布斯（James Peebles， 因為其在宇宙學領域的諸多貢獻，2019年被授予了諾貝爾物理學獎）率先利用多體模擬技術實現了對冷暗物質宇宙模型的數值模擬?？茖W家們驚奇的發(fā)現，這種暗物質模型幾乎完美地再現了整個可觀測宇宙的現況。

　　雖然粒子物理學家還沒能抓住一顆暗物質粒子，不過計算宇宙學的科研人員們已經在硬盤中模擬出了整個宇宙隨著暗物質和重子物質共同演化的過程。冷暗物質模型對于宇宙的還原是如此貼切，時至今日仍舊是暗物質候選者中的大熱門。無碰撞的冷暗物質模型能夠很好地符合如今的觀測結果——在大部分時候，事實上，在數值模擬中可以使用的粒子數與計算機的數據處理速度都大幅提升后，科學家們發(fā)現：它也并非完美。

　　首先出現的是尖頂&內核問題（cusp and core proplem）。冷暗物質模型的密度分布符合NFW密度曲線（Navarro，Frenk & White density profile， 這一密度分布形式以構建它的三名科學家命名），這意味著在冷暗物質模型的中心，物質密度將會是發(fā)散的，也就是說暗物質暈的中心存在一個密度極高，甚至是無窮大的區(qū)域。而實際上這樣無窮大的區(qū)域并不存在，雖然星系的中心往往存在超大質量黑洞，但是冷暗物質模型中的高密度中心的尺度比超大質量黑洞要大得多，所以兩者無法一概而論。

　　數值模擬中，熱（左）、溫（中）、冷（右）暗物質模型，在宇宙早期（上）以及現在（下）階段宇宙中的物質分布結構，隨著暗物質“溫度”逐漸降低，能夠形成的小尺度結構就越密集。版權/蘇黎世大學

　　除了尖頂與內核問題，在冷暗物質模擬當中出現的另一個問題也很快凸顯出來，冷暗物質模擬的結果顯示了大量的小尺度結構——比熱暗物質多得多。就像人們所說的，旱的旱死，澇的澇死，冷暗物質宇宙在模擬下出現的眾多精細結構完全沒有被現有觀測手段所觀測到——但這倒也在情理之中。

　　由于冷暗物質宇宙當中，暗物質粒子比重子物質更早冷卻下來，形成暗物質暈，然后重子物質再逐漸落入其中形成星系團和星系。因此對于那些很小的暗物質暈，將只會有很少的重子物質落入其中，甚至有些更小的暗物質暈中將沒有任何重子物質。在人類現有的探測能力下，這些暗物質子結構本身就很難被發(fā)現，更不必說統計他們的數量了。

　　不過敏感的科學家們很快就意識到，如果稍微改變模型，無論是尖頂與內核問題，還是過多的子結構問題都將得到解決，溫暗物質（Warm Dark Matter，簡稱：WDM）模型應運而生。

　　探索暗物質暈的極限??

　　暗物質的屬性決定了我們很難直接接觸并研究這種物質，不過好在它的諸多性質還是能夠進行間接測量。

　　科學家們真的有辦法直接找到暗物質暈嗎？有可能。暗物質暈本身不發(fā)光的特性使得它們成為了絕佳的引力透鏡天體，利用引力透鏡效應，我們可以“輕松”找到這些暗物質暈。只不過宇宙是如此浩瀚，即便星辰遍布天穹，暗物質暈大量存在，暗物質暈恰好位于恒星之前的概率依舊非常低。

　　哈勃望遠鏡對超暗矮星系Leo IV的光學波段觀測，里面真的什么都看不著。版權/NASA

　　而暗物質的數值模擬之路也尚未到頭。宇宙級別的演化所需要的計算量遠遠超出現有人類所有的計算機，但我們可以通過逐級放大的方法將這偌大的宇宙逐漸放大，最終得到足夠“微觀”的宇宙結果。對各種暗物質模型的深入研究，正吸引著大批科研工作者。雖然冷暗物質模型目前為廣大天文學者所認同，但這一模型中仍舊存在諸多問題暫時無法得到合理的解釋。

　　暗物質的本質究竟為何？也許再過幾年——或者幾十年，我們終將揭開暗物質的神秘面紗；也或許，如同可控核聚變那樣，我們距離暗物質的真相永遠還差50年。

　　作者簡介

　　劉孜銘，筆名貓又，國家天文臺博士在讀，順便用天眼看看仙女座大星云。

　　來源：中國國家天文


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