丁肇中團隊用什麼儀器發現暗物質新證據

⑴ 請問什麼是反物質、暗物質概念

反物質是物質的鏡像。物質由原子組成,原子又由質子、中子和電子組成。質子帶正電,電子帶...通常物質中沒有發現過反物質,即使在實驗條件下,反質子也一瞬即逝。

當你照鏡子時，看一看在鏡子中的那個你，如果那個鏡子里的傢伙真的存在，並出現在你的面前，會怎麼樣呢？

科學家們已經考慮過這個問題，他們把鏡子中的那個你叫做「反你」。他們甚至想像很遠的地方有一個和我們現在的世界很象的世界，或者說是我們的世界在鏡子里的像。它將是一個由反恆星、反房子、反食物等所有的反物質構成的反世界。但是反物質是什麼，這一切又可能是真實的嗎？

對於「反物質是什麼」這個問題，並沒有惡作劇的意味。反物質正如你所想像的樣子——是一般物質的對立面，而一般物質就是構成宇宙的主要部分。直到最近，宇宙中反物質的存在還被認為是理論上的。在1928年，英國物理學家PaulA.M.Dirac修改了愛因斯坦著名的質能方程（E=mc2）。Dirac說愛因斯坦在質能方程中並沒有考慮「m」——質量——除了正的屬性外還有負屬性。Dirac的方程（E=+或者-mc2）允許宇宙中存在反粒子。而且科學家們也已經證明了幾種反粒子的存在。這些反粒子，顧名思義，是一般物質的鏡像。每種反粒子和與它相應的粒子有相同的質量，但是電荷相反。以下是20世紀發現的一些反粒子。

正電子——帶有一個負電荷而不是帶有一個正電荷的電子。由CarlAnderson在1932年發現，正電子是反物質存在的第一個證據。反核子——帶有一個負電荷而不是通常帶有一個正電荷的核子。由研究者們在1955年的伯克利質子加速器上產生了一個反質子。

反原子——正電子和反質子組合在一起，由CERN的科學家製造出第一個反質子（CERN是歐洲核子研究中心的簡稱）。共製造了九個反氫原子，每一個的生命只有40納秒。到1998年CERN的研究者把反氫原子的產量增加到了每小時2000個。當反物質和物質相遇的時候，這些等價但是相反的粒子碰撞產生爆炸，放射出純的射線，這些射線以光速穿過爆炸點。這些產生爆炸的粒子被完全消滅，只留下其它亞原子粒子。物質和反物質相遇所產生的爆炸把兩種粒子的質量轉換成能量。科學家們相信這種方法產生的能量比任何其它推進方法產生的能量強的多。所以，為什麼我們不能建一個物質——反物質反應機呢？建造反物質推進機的困難之處在於宇宙中反物質的缺乏。如果宇宙中存在相等數量的物質和反物質，我們將可能看到圍繞我們的這些反應。既然我們的周圍並不存在反物質，我們也不會看到物質和反物質碰撞所產生的光。

在大爆炸產生時粒子數超過反粒子數是可能的。如上所述，粒子和反粒子的碰撞把兩者都破壞掉了。並且因為開始的時候有更多的粒子存在，所以現在的粒子是所有留下來的那些。今天在我們的宇宙中可能已經沒有留下任何天然的反粒子。但是，在1977年科學家們發現在銀河系中心附近有一個可能的反物質源。如果那個地方真的存在，也意味著存在天然的反物質，所以我們將不再需要製造反物質。

但是目前，我們將不得不創造我們自己的反物質。幸運的是，通過使用高能粒子對撞機（也叫做離子加速器）這種技術製造反物質是可行的。離子加速器，象CERN，是沿很強的環繞的超磁場排列的一些巨大的隧道，超磁場可以使原子以接近光速的速度推進。當原子通過加速器出來時，它轟擊目標，創造出粒子。這些粒子中的一些就是用磁場分離的反粒子。這些高能離子加速器每年只能產生幾個毫微克的反核子。一毫微克是一克的十億分之一。所有一年之內在CERN產生的反核子只夠一個100瓦的電燈泡亮3秒鍾。如果要用反核子進行星際旅行將需要消耗幾噸才能實現。

Jeremiah P. Ostriker和Paul Steinhardt 著 Shea 譯】幾十年前，暗物質剛被提出來時僅僅是理論的產物，但是現在我們知道暗物質已經成為了宇宙的重要組成部分。暗物質的總質量是普通物質的6倍，在宇宙能量密度中佔了1/4，同時更重要的是，暗物質主導了宇宙結構的形成。暗物質的本質現在還是個謎，但是如果假設它是一種弱相互作用亞原子粒子的話，那麼由此形成的宇宙大尺度結構與觀測相一致。不過，最近對星系以及亞星系結構的分析顯示，這一假設和觀測結果之間存在著差異，這同時為多種可能的暗物質理論提供了用武之地。通過對小尺度結構密度、分布、演化以及其環境的研究可以區分這些潛在的暗物質模型，為暗物質本性的研究帶來新的曙光。

大約65年前，第一次發現了暗物質存在的證據。當時，弗里茲·扎維奇（Fritz Zwicky）發現，大型星系團中的星系具有極高的運動速度，除非星系團的質量是根據其中恆星數量計算所得到的值的100倍以上，否則星系團根本無法束縛住這些星系。之後幾十年的觀測分析證實了這一點。盡管對暗物質的性質仍然一無所知，但是到了80年代，占宇宙能量密度大約20%的暗物質以被廣為接受了。

[圖片說明]：普通中發光物質佔了宇宙總能量的0.4%，其他的普通物質佔了3.7%，暗物質佔了近23%，另外的73%是佔主導暗能量。

在引入宇宙暴漲理論之後，許多宇宙學家相信我們的宇宙是平直的，而且宇宙總能量密度必定是等於臨界值的（這一臨界值用於區分宇宙是封閉的還是開放的）。與此同時，宇宙學家們也傾向於一個簡單的宇宙，其中能量密度都以物質的形式出現，包括4%的普通物質和96%的暗物質。但事實上，觀測從來就沒有與此相符合過。雖然在總物質密度的估計上存在著比較大的誤差，但是這一誤差還沒有大到使物質的總量達到臨界值，而且這一觀測和理論模型之間的不一致也隨著時間變得越來越尖銳。

當意識到沒有足夠的物質能來解釋宇宙的結構及其特性時，暗能量出現了。暗能量和暗物質的唯一共同點是它們既不發光也不吸收光。從微觀上講，它們的組成是完全不同的。更重要的是，象普通的物質一樣，暗物質是引力自吸引的，而且與普通物質成團並形成星系。而暗能量是引力自相斥的，並且在宇宙中幾乎均勻的分布。所以，在統計星系的能量時會遺漏暗能量。因此，暗能量可以解釋觀測到的物質密度和由暴漲理論預言的臨界密度之間70-80%的差異。之後，兩個獨立的天文學家小組通過對超新星的觀測發現，宇宙正在加速膨脹。由此，暗能量佔主導的宇宙模型成為了一個和諧的宇宙模型。最近威爾金森宇宙微波背景輻射各向異性探測器（Wilkinson Microwave Anisotrope Probe，WMAP）的觀測也獨立的證實了暗能量的存在，並且使它成為了標准模型的一部分。

暗能量同時也改變了我們對暗物質在宇宙中所起作用的認識。按照愛因斯坦的廣義相對論，在一個僅含有物質的宇宙中，物質密度決定了宇宙的幾何，以及宇宙的過去和未來。加上暗能量的話，情況就完全不同了。首先，總能量密度（物質能量密度與暗能量密度之和）決定著宇宙的幾何特性。其次，宇宙已經從物質佔主導的時期過渡到了暗能量佔主導的時期。大約在"大爆炸"之後的幾十億年中暗物質佔了總能量密度的主導地位，但是這已成為了過去。現在我們宇宙的未來將由暗能量的特性所決定，它目前正時宇宙加速膨脹，而且除非暗能量會隨時間衰減或者改變狀態，否則這種加速膨脹態勢將持續下去。

不過，我們忽略了極為重要的一點，那就是正是暗物質促成了宇宙結構的形成，如果沒有暗物質就不會形成星系、恆星和行星，也就更談不上今天的人類了。宇宙盡管在極大的尺度上表現出均勻和各向同性，但是在小一些的尺度上則存在著恆星、星系、星系團、巨洞以及星系長城。而在大尺度上能過促使物質運動的力就只有引力了。但是均勻分布的物質不會產生引力，因此今天所有的宇宙結構必然源自於宇宙極早期物質分布的微小漲落，而這些漲落會在宇宙微波背景輻射（CMB）中留下痕跡。然而普通物質不可能通過其自身的漲落形成實質上的結構而又不在宇宙微波背景輻射中留下痕跡，因為那時普通物質還沒有從輻射中脫耦出來。

另一方面，不與輻射耦合的暗物質，其微小的漲落在普通物質脫耦之前就放大了許多倍。在普通物質脫耦之後，已經成團的暗物質就開始吸引普通物質，進而形成了我們現在觀測到的結構。因此這需要一個初始的漲落，但是它的振幅非常非常的小。這里需要的物質就是冷暗物質，由於它是無熱運動的非相對論性粒子因此得名。

在開始闡述這一模型的有效性之前，必須先交待一下其中最後一件重要的事情。對於先前提到的小擾動（漲落），為了預言其在不同波長上的引力效應，小擾動譜必須具有特殊的形態。為此，最初的密度漲落應該是標度無關的。也就是說，如果我們把能量分布分解成一系列不同波長的正弦波之和，那麼所有正弦波的振幅都應該是相同的。暴漲理論的成功之處就在於它提供了很好的動力學出發機制來形成這樣一個標度無關的小擾動譜（其譜指數n=1）。WMAP的觀測結果證實了這一預言，其觀測到的結果為n=0.99±0.04。

但是如果我們不了解暗物質的性質，就不能說我們已經了解了宇宙。現在已經知道了兩種暗物質--中微子和黑洞。但是它們對暗物質總量的貢獻是非常微小的，暗物質中的絕大部分現在還不清楚。這里我們將討論暗物質可能的候選者，由其導致的結構形成，以及我們如何綜合粒子探測器和天文觀測來揭示暗物質的性質。

最被看好的暗物質候選者

長久以來，最被看好的暗物質僅僅是假說中的基本粒子，它具有壽命長、溫度低、無碰撞的特性。壽命長意味著它的壽命必須與現今宇宙年齡相當，甚至更長。溫度低意味著在脫耦時它們是非相對論性粒子，只有這樣它們才能在引力作用下迅速成團。由於成團過程發生在比哈勃視界（宇宙年齡與光速的乘積）小的范圍內，而且這一視界相對現在的宇宙而言非常的小，因此最先形成的暗物質團塊或者暗物質暈比銀河系的尺度要小得多，質量也要小得多。隨著宇宙的膨脹和哈勃視界的增大，這些最先形成的小暗物質暈會合並形成較大尺度的結構，而這些較大尺度的結構之後又會合並形成更大尺度的結構。其結果就是形成不同體積和質量的結構體系，定性上這是與觀測相一致的。相反的，對於相對論性粒子，例如中微子，在物質引力成團的時期由於其運動速度過快而無法形成我們觀測到的結構。因此中微子對暗物質質量密度的貢獻是可以忽略的。在太陽中微子實驗中對中微子質量的測量結果也支持了這一點。無碰撞指的是暗物質粒子（與暗物質和普通物質）的相互作用截面在暗物質暈中小的可以忽略不計。這些粒子僅僅依靠引力來束縛住對方，並且在暗物質暈中以一個較寬的軌道偏心律譜無阻礙的作軌道運動。

低溫無碰撞暗物質（CCDM）被看好有幾方面的原因。第一，CCDM的結構形成數值模擬結果與觀測相一致。第二，作為一個特殊的亞類，弱相互作用大質量粒子（WIMP）可以很好的解釋其在宇宙中的豐度。如果粒子間相互作用很弱，那麼在宇宙最初的萬億分之一秒它們是處於熱平衡的。之後，由於湮滅它們開始脫離平衡。根據其相互作用截面估計，這些物質的能量密度大約佔了宇宙總能量密度的20-30%。這與觀測相符。CCDM被看好的第三個原因是，在一些理論模型中預言了一些非常有吸引力的候選粒子。

其中一個候選者就是中性子（neutralino），一種超對稱模型中提出的粒子。超對稱理論是超引力和超弦理論的基礎，它要求每一個已知的費米子都要有一個伴隨的玻色子（尚未觀測到），同時每一個玻色子也要有一個伴隨的費米子。如果超對稱依然保持到今天，伴隨粒子將都具有相同的質量。但是由於在宇宙的早期超對稱出現了自發的破缺，於是今天伴隨粒子的質量也出現了變化。而且，大部分超對稱伴隨粒子是不穩定的，在超對稱出現破缺之後不久就發生了衰變。但是，有一種最輕的伴隨粒子（質量在100GeV的數量級）由於其自身的對稱性避免了衰變的發生。在最簡單模型中，這些粒子是呈電中性且弱相互作用的--是WIMP的理想候選者。如果暗物質是由中性子組成的，那麼當地球穿過太陽附近的暗物質時，地下的探測器就能探測到這些粒子。另外有一點必須注意，這一探測並不能說明暗物質主要就是由WIMP構成的。現在的實驗還無法確定WIMP究竟是佔了暗物質的大部分還是僅僅只佔一小部分。

另一個候選者是軸子（axion），一種非常輕的中性粒子（其質量在1μeV的數量級上），它在大統一理論中起了重要的作用。軸子間通過極微小的力相互作用，由此它無法處於熱平衡狀態，因此不能很好的解釋它在宇宙中的豐度。在宇宙中，軸子處於低溫玻色子凝聚狀態，現在已經建造了軸子探測器，探測工作也正在進行。

CCDM存在的問題

由於綜合了CCDM，標准模型在數學上是特殊的，盡管其中的一些參數至今還沒有被精確的測定，但是我們依然可以在不同的尺度上檢驗這一理論。現在，能觀測到的最大尺度是CMB（上千個Mpc）。CMB的觀測顯示了原初的能量和物質分布，同時觀測也顯示這一分布幾近均勻而沒有結構。下一個尺度是星系的分布，從幾個Mpc到近1000個Mpc。在這些尺度上，理論和觀測符合的很好，這也使得天文學家有信心將這一模型拓展到所有的尺度上。

然而在小一些的尺度上，從1Mpc到星系的尺度（Kpc），就出現了不一致。幾年前這種不一致性就顯現出來了，而且它的出現直接導致了"現行的理論是否正確"這一至關重要的問題的提出。在很大程度上，理論工作者相信，不一致性更可能是由於我們對暗物質特性假設不當所造成的，而不太可能是標准模型本身固有的問題。首先，對於大尺度結構，引力是佔主導的，因此所有的計算都是基於牛頓和愛因斯坦的引力定律進行的。在小一些的尺度上，高溫高密物質的流體力學作用就必須被包括進去了。其次，在大尺度上的漲落是微小的，而且我們有精確的方法可以對此進行量化和計算。但是在星系的尺度上，普通物質和輻射間的相互作用卻極為復雜。在小尺度上的以下幾個主要問題。亞結構可能並沒有CCDM數值模擬預言的那樣普遍。暗物質暈的數量基本上和它的質量成反比，因此應該能觀測到許多的矮星系以及由小暗物質暈造成的引力透鏡效應，但是目前的觀測結果並沒有證實這一點。而且那些環繞銀河系或者其他星系的暗物質，當它們合並入星系之後會使原先較薄的星系盤變得比現在觀測到得更厚。

暗物質暈的密度分布應該在核區出現陡增，也就是說隨著到中心距離的減小，其密度應該急劇升高，但是這與我們觀測到的許多自引力系統的中心區域明顯不符。正如在引力透鏡研究中觀測到的，星系團的核心密度就要低於由大質量暗物質暈模型計算出來的結果。普通旋渦星系其核心區域的暗物質比預期的就更少了，同樣的情況也出現在一些低表面亮度星系中。矮星系，例如銀河系的伴星系玉夫星系和天龍星系，則具有與理論形成鮮明對比的均勻密度中心。流體動力學模擬出來的星系盤其尺度和角動量都小於觀測到的結果。在許多高表面亮度星系中都呈現出旋轉的棒狀結構，如果這一結構是穩定的，就要求其核心的密度要小於預期的值。

可以想像，解決這些日益增多的問題將取決於一些復雜的但卻是普通的天體物理過程。一些常規的解釋已經被提出來用以解釋先前提到的結構缺失現象。但是，總體上看，現在的觀測證據顯示，從巨型的星系團（質量大於1015個太陽質量）到最小的矮星系（質量小於109個太陽質量）都存在著理論預言的高密度和觀測到的低密度之間的矛盾。
參考資料：http://www.qiji.cn/news/scinews/2003/11/06/20031106221510.htm
回答者：famorby - 大魔法師 八級 12-31 16:57

--------------------------------------------------------------------------------

提問者對於答案的評價：
謝謝

其他回答 共 3 條

暗物質、暗能量」到底是怎麼回事？中科院的科學家做出如下解釋： 宇宙的起源和進化是物理學研究的最基本的問題之一。建立在廣義相對論和宇宙學原理（即在宇宙大尺度上，物質的分布是高度均勻各向同性的）之上的大爆炸宇宙模型告訴我們大約137億年前，大爆炸發生的那一刻，宇宙處於一個極緻密、極高溫的狀態，形成了空間和時間，宇宙隨之誕生，並經過膨脹、冷卻演化至今。在這個過程中，宇宙經歷了原初輕元素合成、光子退耦和中性原子形成、第一代恆星形成等幾個重要的時期，星系、地球、空氣、水和生命便在這個不斷膨脹的時空里逐漸形成。
二十世紀二十年代，天文學家哈勃從星系光譜的紅移的觀測中發現宇宙中所有的星系都在彼此遠離退行，距離越遠，退行速度越大，二者成正比，
這個比例系數被稱為哈勃常數，這個規律叫哈勃定律。在此基礎上，產生"膨脹宇宙"的概念和"大爆炸宇宙模型"。二十世紀大量的天文觀測和天體物理研究結果都證實這個模型。
去年威爾金森微波背景各向異性探測器(WMAP)和斯隆數字巡天(SDSS)天文觀測以其對宇宙學參數的精確測量，進一步強有力地支持了這一模型。這在人類探索宇宙奧秘和物質基本結構的道路上無疑是一個光輝的成就。WMAP的結果告訴我們，宇宙中普通物質只佔4%，23%的物質為暗物質，73%是暗能量, SDSS 也給出類似的結果。從物質基本結構的觀點出發，普通的物質，如樹木、桌子以及我們人類本身，是由分子、原子構成。然而分子、原子不是最基本的，目前已知的最基本的粒子是由粒子物理標准模型所描述的誇克和輕子以及傳遞相互作用的粒子（如光子，膠子等）。北京正負電子對撞機就是系統地研究其中的粲(charm)誇克和陶(tau)輕子。
什麼是暗物質呢？暗物質是不發光的，但是它有顯著的引力效應。比如，對於一個星系考慮距其中心遠處的天體的旋轉速度，如果物質存在的區域和光存在的區域是一樣的話，由牛頓引力定律可知，距離中心越遠，速度應該越小。
可是天文觀測事實不是這樣的，這就說明當中有看不見的暗物質。目前各種天文觀測和結構形成理論強有力地表明宇宙中有大約三分之一是暗物質。中微子是一種暗物質粒子，但WMAP和SDSS的結果說明，它的質量應當非常小，在暗物質中只能占微小的比例，絕大部分應是所謂的中性的弱作用重粒子。它們究竟是什麼目前還不清楚。理論物理學家猜測，它們可能是超對稱理論中的最輕的超對稱粒子，是穩定的，在宇宙演化過程中像微波背景光子一樣被遺留下來。目前世界各國科學家，例如中意科學家合作組DAMA實驗，丁肇中先生領導的AMS實驗，正在進行著各種加速器和非加速器實驗，試圖找到這種暗物質粒子。
暗能量是近年宇宙學研究的一個里程碑性的重大成果。支持暗能量的主要證據有兩個。一是對遙遠的超新星所進行的大量觀測表明，宇宙在加速膨脹，星系膨脹的速度不象哈勃定律描述的那樣，是恆定的，而是在不斷加速。按照愛因斯坦引力場方程，加速膨脹的現象推論出宇宙中存在著壓強為負的"暗能量"。另一個證據來自於近年對微波背景輻射的研究精確地測量出宇宙中物質的總密度。但是，我們知道所有的普通物質與暗物質加起來大約只佔其1/3左右，所以仍有約2/3的短缺。這一短缺的物質稱為暗能量，其基本特徵是具有負壓，在宇宙空間中幾乎均勻分布或完全不結團。最近WMAP數據顯示，暗能量在宇宙中占總物質的73％。值得注意的是，對於通常的能量（輻射）、重子和冷暗物質，壓強都是非負的，所以必定存在著一種未知的負壓物質主導今天的宇宙。然而現在物理學的基本理論還無法解釋觀測到的這一暗能量。暗能量是二十一世紀物理面臨的最大的挑戰。物理學對暗能量這種新類型物質的探索才剛剛開始。眾說紛紜，但僅僅是一些猜測和設想，遠沒有形成一個基本合理的解釋。科學家正在計劃發射新的探測衛星，對於宇宙大尺度空間進行更多更精確更系統的觀測，進一步研究宇宙加速膨脹的規律，確定暗能量的形式和物理特徵，不同的暗能量形式將導致非常不同的宇宙膨脹的規律。解決這一問題需要新的理論，這樣的理論一旦被找到，很可能是人們長期追求的包括引力在內的各種相互作用統一的量子理論。這將是一場重大的物理學革命。
綜上所述，研究暗物質、暗能量這些新的問題需要將描述微觀世界的粒子物理與描述宇觀世界的宇宙學結合起來。這一極大與極小的聯系是21世紀物理學和天文學研究的一個新特點