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暗物质是怎么发现的？暗物质粒子是冷的还是温的？天文学家如何给出答案？悬而未决的问题是什么？
1933年，加州理工大学的瑞士天文学家茨威基在研究星系团时发现了奇怪的现象：星系相对于星系团中心的运动速度似乎太快了。星系团是星系的集合体，可以包含数百个明亮的星系，这些星系由共同的引力场束缚。茨威基研究的星系团被称作“后发座星系团(Coma cluster)”，距离银河系3亿光年。茨威基的同事史密斯(Sinclair Smith)用当时世界上最好的望远镜收集了星系团中成员星系的速度。利用引力理论，天文学家可以通过星系的运动速度推断星系团的总质量，星系的运动速度越快，说明束缚它们的引力场越强大，也就意味着星系团的总质量越大。而茨威基通过星系速度推断出星系团质量显得太大了些，要比星系的质量多出几百倍。茨威基一生从不缺乏命名新鲜事物的热情和天才，他很快将星系团中隐藏的质量命名为“暗物质”。但由于缺乏其他的独立观测佐证，在之后的三十年里，暗物质的概念不时被人提起，却又没有人认真对待。 局面在1960年后发生了改变，这一次证据来自临近宇宙中的漩涡星系。长缝光谱仪的发展使得天文学家可以一次拍摄河外星系不同区域的恒星轨道运动速度，也就是所谓的“星系旋转曲线”。和星系团中的星系运动同理，星系中恒星的轨道运动越快，意味着星系质量越大。美国卡内基研究所的Vera Rubin和Kent Ford在此后的十年间系统地调查了近邻星系的旋转曲线。他们的研究表明，所有的旋臂星系外围的恒星似乎都转得太快了，如果星系主要的质量来自发光物质，那么这些星系外围的恒星应该早已逃逸而去。这些近邻的漩涡星系中至少应该包含比发光物质多6倍的暗物质，才能解释观测的旋转曲线。 宇宙中存在不发光的物质本身并没有什么了不起。人们早就知道宇宙中包含大量的不发光的气体，这些气体四分之三是氢元素，四分之一是氦元素，都是宇宙大爆炸初期合成的。由于自身的引力作用，气体会慢慢聚集在一起形成气体云，并进一步密集，最终塌缩。当气体云中心的密度超过热核反应的临界密度，恒星就被点亮了。但恒星远没有用尽宇宙中的氢氦元素，星系中可能存在大量这样的气体，不少人猜测也许它们的质量足以束缚星系外围的恒星，使得它们老老实实地带在星系中不逃离出去。 然而在七十年代，星系团的观测有了新的进展。人们观测到了星系团中的气体。这些气体的温度非常高，达到了107度，这使得它们可以发出X-ray辐射。通过X-ray卫星观测，人们就可以估计星系团中气体的质量，而这一质量惊人地达到了恒星质量的5倍。但这些新发现的气体却并不能为消失的质量负全责。事实上，热气体的发现反而加剧了质量缺失问题，因为这些气体温度太高了，如果没有强大的引力势阱束缚，这些气体就会在很短的时间里从星系团中逃逸殆尽。而束缚这些气体所需要的物质量，又是这些热气体气体质量的10倍左右。 星系团热气体的发现促使科学家们严肃考虑非重子的暗物质粒子。也就是说，这些看不见的物质也许并不是原子、分子这些构成我们世界的普通物质，而是另一种不在标准模型中的基本粒子。这种暗物质不发出电磁波，也不和可见物质进行相互作用。但天文学家仍然可以通过暗物质的引力效应观测到它。利用广义相对论预言的引力透镜效应，人们甚至可以绘制暗物质在宇宙中的分布。图一是三种观测叠加的图像，显示了著名的“子弹星系团（bullet cluster）”中物质分布的情况。其中，星系图像是光学望远镜拍摄到的。这些星系构成了一个星系团。通过X-ray望远镜，人们可以观测到星系团中热气体的分布，在图片中显示为红色的气体云。而蓝色的晕状成分则显示了由引力透镜分析绘制出的暗物质分布情况。读者可以很容看到图片右侧的锥形气体分布，这说明该星系团刚刚由两个星系团合并而来。星系团A(右侧)像子弹一样打入了星系团B（左侧）的内部。而最右边的蓝色晕，事实上是原本属于星系团A的暗物质。在两个星系团合并的过程中，暗物质因为不和普通物质发生相互作用，于是以更快的速度穿过了彼此，而热气体团块因为受到相互之间的阻力，反而落在了暗物质后面。
（摘自Astronomy picture of the day. 图像合成者: X-ray图像: NASA/CXC/CfA/ M.Markevitch etal.; 引力透镜图像: NASA/STScI; ESO WFI; Magellan/U.Arizona/ D.Clowe et al. 光学图像: NASA/STScI; Magellan/U.Arizona/D.Clowe et al.） 那么暗物质是什么样的粒子呢？在70年代暗物质存在被肯定的时候，科学家们一度认为中微子就是暗物质的真身。因为在大统一理论建立后，物理学家们意识到理论上中微子可以具有质量。而七十年代末的实验测量更是显示中微子质量可能在30eV左右。这些测量在现在看来显然是高估了中微子的质量，但却在当时使得人们把中微子看做暗物质最可能的候选者。这样质量很小的粒子，在宇宙早期具有极高的动能，因此被称作“热暗物质”。但与此相对的，理论学家也提出数种“冷”暗物质的候选者。 相比热暗物质，冷暗物质粒子的质量要大的多，在宇宙早期的速度非常低。 如何区分这两种不同的暗物质模型？研究者需要到宇宙的结构中去寻找答案。在大爆炸宇宙学框架下，宇宙的早期处于高温高热的状态，物质密度处处相等，只存在微小的起伏。随着宇宙膨胀，温度降低，物质之间的引力开始推动宇宙中的结构形成。今天我们看到的星球、恒星、星系甚至星系团，都是演化而来。而考虑到暗物质的总质量是普通物质的数倍，这些隐藏的质量事实上主导了宇宙中的结构形成。 那么热暗物质宇宙中的结构形成是什么样的呢？俄罗斯天体物理学家泽尔多维奇（也是俄罗斯原子弹之父）指出，在热暗物质主导的宇宙中，热暗物质的动能可以在小尺度上抵抗引力的压迫。在这样的宇宙中，首先形成的是巨大的薄饼状结构，之后“薄饼”会沿一个方向塌缩，变成巨大的丝状结构。这些巨大的结构由于引力的不稳定性，会从内部碎裂成更小尺度的结构。相对的，在冷暗物质主导的宇宙中，首先形成的是小质量的团块。不同的团块通过合并长大。这种结构形成模式被称作“等级成团” 和热暗物质自上而下的碎裂式结构形成截然不同。 宇宙的大尺度结构究竟是什么样的？1977年，哈佛-史密松森天文中心的年轻科学家Marc.Davis和他的三位同仁展开了一项伟大的星系观测计划，称为CFA巡天计划。这个项目对全天2400个星系的红移进行了精确测量。第一期巡天在1982年完成，观测到的星系中最暗的比人类肉眼极限还要暗上两千多倍。将这些星系画在一张图上，人们将可以粗略的画出宇宙的一个切片的三维地图。这个切片的纵深将达到前所未有的200兆秒差距，或者说是6亿光年的距离。海量的图像对天文学家来说是一笔巨大的财富。Marc.Davis说：“CFA巡天带来了人类历史上前所未见的图像。” 在过去的研究中，因为不知道星系的距离，人们习惯将观测到的星系位置画在二维的天球坐标系中。也就是说，人们看到的是星系在垂直视线的表面上的投影。在这样的图中，星系分布看起来没有什么特别的规律，而这和当时的天文理论并无冲突。CFA巡天带来了新的可能性。玛格丽特·盖勒，哈佛-史密松森天文中心的科学家，和她的两位同事采取了新的绘图方法。她们增加了距离这一新的维度，立体的呈现了星系在一个6度厚，跨度130度的宇宙切片中的分布。这些星系被画在一个扇形图中，星系到扇形顶点的长度代表了星系在视线方向的距离。在这张粗糙的宇宙地图上，星系并不是均匀分布的，而是很明显的聚集在巨大的纤维结构上，而纤维结构又似乎附着在巨大的泡状空洞结构上。盖勒和她的同事们很清楚如何令人印象深刻，她们甚至制作了一部一分钟电影。电影用立体效果显示星系在宇宙中的分布。她们让这个小小的宇宙切片缓慢的沿某个轴转动，观众似乎是在世界的边缘向里看，巨大的“泡泡”和纤维结构令他们摒住呼吸，激动不已。 巨大的“长城”是否宣告了“热暗物质”的胜利？很多科学家已经这么认为了，只是需要计算的证据支持。然而“长城”和“空洞”这样的复杂结构的性质非常难以通过传统的解析方法精确计算和描述。Marc.Davis和他的新合作者Simon.White以及Carlos.Frenk打算利用计算机来解决问题。他们将采用一种被称作“N体数值模拟”的数值计算方法。顾名思意，N体数值模拟跟踪一大群虚拟粒子随时间的演化。每个虚拟粒子代表宇宙中的一团物质，粒子相互之间由引力作用联系。在计算开始的时候，粒子近乎均匀的分部在虚拟空间的各处，随着时间的演化，在引力的拉扯中聚集。这类似于在计算机里建立一个小宇宙。如果采用了正确的模型，当计算结束的时候，虚拟粒子空间结构应该能很好的和真实宇宙的结构对应。 问题是即使使用计算机，N体数值模拟依然是非常复杂的课题。Davis、White和Frenk很长一段时间无法写出能够完美运算的程序。正当三个天文学家头疼的时候，转机突现。 Davis和White认识的一位英国理论物理学家，George Efstathiou改造了用于凝聚态物理的计算机程序，使其可以用于解决引力作用下的N体演化问题。经过沟通，四位科学家决定用这套程序来解决宇宙结构形成问题。 在这个特殊的时间点，热暗物质（或者中微子）看上去太像是一切问题的答案。然而结果却出乎科学家们意料。“长城”和“空洞”状的结构确实形成了，但在这个宇宙中产生了太多的大尺度结构和巨型空洞。同时，因为热暗物质的动能太高，相对小尺度的结构——星系，却无法在模拟中生成。如果一定要通过调节计算参数使得星系形成，那么星系的密集程度将远远超过观测所见。“也许我们应该试试冷暗物质模型，虽然也许它也无法解决问题。”Carlos Frenk提议。神奇的事情发生了，在计算机模拟的冷暗物质宇宙中，星系尺度的物质团块率先形成，星系团、空洞、长城也都随着时间演化显现出来。这一次，科学家找到了正确的道路。在假设宇宙空间平坦的数值模拟中，计算出的大尺度结构分部看起来和星系巡天观测十分相似。
数值模拟的结果发表在1983年到1988年的一系列文章中。DEFW四人组干净利落的解决了冷暗物质与热暗物质之争论，展示了在暗物质主导下的结构形成图景。在此之后，计算机N体数值模拟成为了研究宇宙演化问题的标准理论工具。因为对宇宙结构演化理论的巨大贡献，DEFW四人组平分了2011年度的Gruber宇宙学奖（50万美元）。 新的问题仍然在不断浮现。例如，根据银河系的动力学观测，天文学家们推算，银河系所在的暗晕大约是10000亿太阳质量。1993年考夫曼等人详细研究了星系的形成历史，发现这样的暗晕（其中包含银河系这样大的星系）中，应该至少存在100个质量大于100万太阳质量的卫星星系。可实际上，我们却只在银河系中观测到了10多个这样的卫星星系。在随后的一系列研究中，科学家们都得到了类似的结论。1999年，美国新墨西哥大学的Kylpin更是直接在文章标题中诘问“丢失的星系到哪去了”？这样的诘问中隐含着潜台词。大多数科学家们相信冷暗物质模型并没有错误，问题在于我们对星系形成过程了解不够。暗物质的结构形成仅仅由引力相互作用推动，可以用N体数值模拟来研究。但星系形成过程比暗物质晕的形成过程复杂的多，包含恒星形成，气体冷却，超星系爆发，星系中心超级黑洞吸积物质等一系列物理机制。这些过程很难再数值模拟中精确计算。科学家目前仍只能用一些经验规律，或者引入简单的假设来计算这些过程的影响。而这些气体物理过程对于子暗晕结构和卫星星系形成的影响也并未完全被搞清楚。例如宇宙紫外背景光子的存在可能会使得小暗晕中的恒星形成被抑制。而另一方面，超新星爆发则可能会把相当质量的气体推出暗晕的核心区域，从而使得暗晕的物质分布发生改变，变得更容易被潮汐作用打散。这种种的物理机制都可能是造成“星系丢失”的真正原因。 但另一方面，也有少数人怀疑，也许宇宙中确实没有形成那些小暗晕。理论上，有一些暗物质粒子的候选者，如惰性中微子，可能具有不那么“冷”的特性。这样的暗物质粒子在宇宙早期具有一定的动能，抑制小质量暗晕的形成，但又不至于破坏星系形成的大图像。这样的暗物质被称作“温暗物质”。温暗物质宇宙中的结构形成，在大尺度上和冷暗物质宇宙并无明显差异，但在小尺度上却能自然的解释很多观测现象。例如，温暗物质宇宙中形成的小质量子结构数目会显著少于冷暗物质宇宙。这也可能是“丢失星系问题”的真正答案。
冷暗物质和温暗物质，究竟哪一种构成了我们的宇宙？要回答这个问题，天文学家需要真正去探测小质量的暗物质晕，而不仅仅是通过星系的亮度去推断暗晕的质量。天文学家们需要找到10^7太阳质量的暗晕。如果能够找到足够多这样的暗晕，温暗物质模型的生存空降将会变得极为狭窄，反之，冷暗物质模型就面临被排除的危险。如何寻找这样的小暗晕？人们寄望于两个方法：1. 这些小暗晕可能会和银河系中的星流相互作用，并在星流中留下轨迹。这些星流上的印记可以被下一代星系巡天LSST观测到；2. 这些小暗晕可能会扰动强引力透镜系统，在观测的图像中留下异常。利用VLBI射电干涉阵列，在未来的几年内，引力透镜专家们将具备探测这些小质量暗晕的能力。 无论如何，天文学家们正走在解开暗物质谜团的路上。在2016年初举办的“暗物质最小尺度问题”研讨会上，Carlos Frenk说：“现在我们需要解决的问题已经很清晰， 我将为第一个找到并测定一千万个太阳质量暗晕的人买一瓶红酒。” 作者简介 |
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