暗物质是怎么被发现的？它与普通物质有什么不同？我们将如何揭开暗物质的谜底？中国科学家能在激烈竞争中胜出吗？
暗物质是21世纪粒子物理、天体物理和宇宙学研究的热点问题。WIMP 是一种流行的暗物质粒子候选者，即Weakly Interacting Massive Particles的缩写，译为“弱相互作用大质量粒子”。目前我国正在开展的锦屏地下暗物质粒子直接探测实验、卫星“悟空”间接探测实验以及计划中的大型对撞机上的暗物质研究都是围绕着WIMP开展的。本文将详细地阐述与WIMP暗物质相关的基本问题，例如“冷”或者“温”的WIMP暗物质及其探测。
1.宇宙中充斥着大量暗物质
茫茫宇宙，浩瀚无边。但人类从来都没有停止探寻宇宙的脚步。宇宙也慷慨地回应着勇于探索的人类，不断地向我们展现出其精彩绝伦却又令人匪夷所思的图景。暗物质就是其中一个典型的例子。
暗物质的概念很早便已萌生，其内涵随着人们观察宇宙的手段不断进步而发生着演变。早在1783年，约翰·米歇尔提出，如果某天体引力强到光都无法从其表面离开，那么我们将无法看到这样的天体。今天我们知道这种所谓的“暗星”便是宇宙中广泛存在的黑洞。从观测的角度，天文学家们常常使用动力学的办法，通过观测可见物质的运动来探索（当时）无法直接看见的物质。经典的例子是弗里德里希·贝塞尔根据天狼星波浪式的运动轨迹推测出其伴星的存在，以及约翰·柯西·亚当斯和乌尔班·勒维耶根据天王星轨道和理论计算的偏差推测出海王星的存在。到十九世纪末二十世纪初，这种通过比较引力测量的总质量和发光物质的质量来研究暗物质分布的方法已被广泛应用于探索宇宙中的物质组分。代表性的人物包括恩斯特·奥匹克、雅各布·卡普坦、詹姆士·金斯、贝蒂尔·林德布拉德、简·奥尔特等。他们的研究给出在太阳系附近区域，“暗物质”的量和可见星体质量相当。此时他们所指的“暗物质”是暗弱的恒星、星云以及小天体等，与普通物质并无实质性的区别。
1933年，瑞士天文学家弗雷德·茨威基（图1）从事了一项关于星系团中星系运动的研究。他发现后发星系团中的星系运动速度超乎寻常的快，而按照星系团看得见的质量计算的话，这个星系团早就该分崩离析了。茨威基不得不得出一个惊人的结论，后发星系团中的物质总量比可见物质多了几百倍，其绝大部分质量的物质是不可见的。1936年，辛克莱尔·史密斯对室女星系团的研究得到了同样的结论。尽管站在今天来看，茨威基和史密斯的定量结果“错”得比较离谱，他们使用了一个过大的哈勃常数，而且我们今天还知道星系团中大部分质量处于不发可见光的高温气体状态（它们在X射线波段异常明亮），但是他们的研究却奠定了我们今天所认识到的“暗”宇宙的基础。
图1. 加州理工大学教授、瑞士天文学家弗雷德·茨威基（Fritz Zwicky，1898-1974）
时至今日，大量的天文观测在各种尺度上几乎无一例外地给出宇宙中普遍存在着暗物质这样一个事实。典型的证据包括星系的旋转曲线、宇宙大尺度结构的演化、引力透镜观测、宇宙微波背景辐射、原初轻元素丰度等等。我们已经建立起一个标准的宇宙组分模型：其中恒星和气体等所谓的普通重子物质占约5%，暗物质占约27%，暗能量占约68%，见图2。而且，下面我们将谈到，暗物质并不是前面所提到的暗弱天体——它们仅仅是因为距离遥远或者发光暗淡而不可见——而是本质上不同于我们所熟知的重子物质的一种全新物质存在。
图2. PLANCK合作组给出的宇宙组分：暗物质约27%，暗能量约68%，普通物质仅占5%。（图片来源：ESA/PLANCK网站http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Planck/）
2.暗物质的天文属性
目前我们关于暗物质的信息仍然仅仅是来自于天文学观测，虽然间接但这却是唯一的途径。不妨看看天文观测告诉了我们什么。显而易见的结论是，暗物质稳定、电中性、不发光、和物质相互作用很弱。除此之外我们还能得到一些不那么显然的信息。
首先是宇宙的结构演化。理论上我们有两种截然相反的结构演化图像。一种是由小到大的增长模式，对应的暗物质称为“冷”暗物质；另一种是由大到小的碎裂模式，对应于“热”暗物质。这里的“冷”和“热”描述暗物质在形成结构的时候的速度快慢，如果很慢则称之为“冷”，反之则“热”。例如中微子质量很轻速度很快，它们形成的暗物质就是热暗物质。人们曾经一度认为暗物质就是中微子，因为中微子和物质相互作用很弱，表现得就跟暗物质一样。然而关于宇宙结构演化的观测却发现了相反的情形：结构是由小到大逐渐增长的。图3为一个称作“两度视场星系红移巡天”计划得到的宇宙三维结构演化图像，中心代表今天，越往外代表越早时期的宇宙。我们可以清楚地看出宇宙结构随时间增长的演化模式。因此大尺度结构的演化排除了中微子作为暗物质的可能，表明暗物质的属性应该是偏向于“冷”的。
图3. 扇形区域内星系随距离（红移）的分布，距离以十亿光年为单位，清晰地体现出宇宙结构由小到大的演化模式。（图片来源：2dF巡天项目网站http://www.2dfgrs.net/）。
然而故事并没有结束。虽然冷暗物质模型可以从整体上很好地描述宇宙结构的形成和演化，但是在亚星系尺度的一些新的观测却又提出了新的挑战。暗物质如果是“冷”的，我们将这样的暗物质属性输入计算机便可以模拟它们在宇宙一百多亿年时间内的演化。模拟结果在大尺度上和观测结果如出一辙，吻合很好。在亚星系尺度，仅含暗物质的数值模拟有两个重要预期：（1）每个大星系应该存在为数众多的卫星星系；（2）卫星星系的暗物质分布应该在其中心高度集中。然而我们对银河系和仙女星系的卫星星系的搜寻却只找到不足理论预期一成的卫星星系，并且对卫星星系暗物质分布测量表明实际分布在其中心也并不高度集中。新的观测让问题变得更加复杂，科学家们对此有不同的猜测：可能暗物质并不是很“冷”，而是介于“冷”和“热”之间的一种“温”的状态，或者是我们对星系形成中的气体过程的理解还不完善。
3.暗物质是由什么粒子构成的？
根据天文观测得到的暗物质属性，我们和已知的标准模型粒子进行逐一对比，发现没有一种粒子符合暗物质的特征。因此暗物质粒子必定是超出标准模型的新粒子，关于其本质的研究明确地指向新的物理理论。
那么暗物质究竟可能是什么样的粒子呢？理论物理学家们给出了林林总总的猜测，其中广为大家所看好的一类粒子是所谓的“弱相互作用大质量粒子”，简称WIMP。WIMP暗物质广受大家的推崇有这么几个考虑。
（1）就粒子物理而言，WIMP是一些流行的新理论（如超对称、额外维空间等理论模型）中一个自然的预言。大家知道，在过去的几十年内我们建立了粒子物理的标准模型，这一模型可以成功地描述现有对撞机的实验现象，取得了辉煌的成就，但人们认为它只是对低能微观现象的一种唯象描述，而在更高的能标应该还存在着更基本的理论，例如超对称理论、额外维空间理论等。为了使得这些新的理论模型不违反重子数守恒、轻子数守恒等，一般需要引入一些新的对称性，如超对称模型中的 R宇称。其结果使得模型中自然而然地给出了一种中性的而且是稳定的粒子，如最轻的中性伴随子。一般来说，中性伴随子质量大约在弱标度（100 GeV左右），具有弱相互作用，根据定义，它属于WIMP。
（2）就宇宙学而言，WIMP能自然地解释现在观测到的宇宙暗物质的密度。由于WIMP具有弱相互作用，在宇宙早期当温度很高时，WIMP与宇宙中的其它成分，如电子、中微子等快速反应并达到热平衡。然而随着宇宙膨胀温度下降，WIMP与其他粒子的反应速率也降低，当温度低于WIMP粒子的质量时，WIMP便无法再与宇宙中的其它成分保持热平衡状态，这一过程被称为WIMP暗物质的退耦。退耦时刻的早晚决定了剩下的WIMP有多少。物理上，这一过程可以通过求解WIMP暗物质粒子的玻尔兹曼方程来严格描述。通过理论计算得知，对于WIMP来说，它的剩余丰度与今天宇宙学观测所得到的暗物质密度一致，这被称为WIMP奇迹。
（3）就实验而言，WIMP的粒子性质，如质量和相互作用强度，可以在欧洲核子研究中心的大型强子对撞机以及我国正在计划的大型对撞机上来检验。我国现在运行的正负电子对撞机实验可以通过测量稀有衰变来探测轻的WIMP及其相关的粒子。WIMP作为暗物质粒子，由于与普通物质具有弱相互作用，具有可探测性。相比之下，对于许多其它模型中的暗物质，由于其与普通物质的相互作用更弱，在目前的实验水平下探测它们的可能性更小。
图4. 在星系尺度和宇宙大尺度结构中发现的暗物质很可能是由（极小的）基本粒子构成；这是宇宙极大和极小尺度的耦合的极佳例子。（图片来源：www.davidreneke.com/breakthroughs-in-dark-matter-mystery/）
总而言之，WIMP是理论物理学家“喜欢”的新物理理论中预言的新粒子，同时宇宙学家发现它正好给出宇宙中所需的暗物质密度，而在基于加速器和非加速器的实验上对于WIMP的探测都具有可行性。正因为如此，WIMP暗物质广受青睐（见图4）。人们相信对于WIMP暗物质的研究在不久的将来会有重大的突破。
上面描述的是WIMP暗物质的热产生机制，给出冷暗物质的基本属性。然而正如前面所谈，“冷”也许不是对暗物质属性的准确描述，暗物质可能是“温”的。1999年，本文（第二）作者等提出一种机制使得WIMP也可作为温暗物质。他们的思路是WIMP粒子由非热过程，例如更重的粒子衰变而产生，那么它们在产生时的速度可以较高，从而在形成结构时起到温暗物质的效果。温WIMP粒子既可以解释天文观测的暗物质属性，同时又具有和常规WIMP类似的可检验性，因此近年来引起了越来越多的关注和讨论。特别是非热产生的WIMP提供了暗物质间接探测中所需的“增强因子”，可以用来解释宇宙射线中一些反常现象，如正电子超出。
另一类温暗物质候选粒子被称为惰性中微子。惰性中微子是一种尚未得到实验证实的假想粒子，原本是为了理解中微子的质量而引入的。满足温暗物质的条件的惰性中微子质量约为数keV，比电子还要轻100倍左右。惰性中微子与物质作用很弱，探测非常困难。一种办法是通过探测惰性中微子衰变产生一个普通中微子和一个X射线光子的事件。这也很不容易，原因是在X射线波段有非常多的原子光谱线，难以辨识出惰性中微子衰变事件。
4.如何探测WIMP暗物质粒子？
探测WIMP暗物质粒子的方法大体上分为三类。第一类是直接探测WIMP粒子和普通物质（例如原子核）的碰撞。第二类是通过高能粒子对撞机产生WIMP粒子，称作对撞机探测。第三类是通过测量WIMP粒子湮灭或衰变产生的宇宙射线、伽马射线和中微子等，称为间接探测。三种探测方法原理示意图见图5。目前世界各国的科学家已经或者正在开展的WIMP探测实验有几十个，涵盖了三类探测手段。我国科学家经过多年的研究和讨论，仔细调研了国际上相关领域的现状和发展态势，结合我国实际情况在2008年提出了“上天、入地、到南极”的暗物质暗能量探测路线图。近年来，我国在暗物质探测方面取得了很大进展，地下实验和空间实验都陆续开展起来，大型对撞机实验也在推动之中。下面将详细介绍这三个方面国际和国内的进展。
图5. 三种探测WIMP暗物质粒子的原理示意图：（a）直接探测；（b）对撞机探测；（c）间接探测。
4.1 直接探测
由于地面存在大量的宇宙射线本底，直接探测实验需要到很深的地下实验室去做，利用山体岩石来滤掉宇宙射线。实验室越深，本底越低，对探测就越有利。全世界有数十家地下实验在开展WIMP暗物质探测。2008年一个称作DAMA的实验组报道了疑似WIMP粒子相互作用的结果。因为地球绕着太阳运动，而WIMP粒子并不跟随地球一起运动，因此地球相对于WIMP粒子的速度存在周年的变化，从而可以预计暗物质碰撞事例率也会存在类似的周年变化。DAMA实验恰好看到了这样一个效果。通过分析DAMA实验的数据可以得到WIMP粒子的质量和与物质相互作用强度，见图6的两个椭圆。不过别的很多实验均没有证实DAMA的结果，他们甚至排除掉了DAMA所划定的WIMP参数区间，意味着DAMA的结果可能是某种系统误差。
我国在四川锦屏山下建设了一个世界上最深的深地实验室，岩石覆盖厚度达到2.4公里，这是全球最好的深地实验平台。目前锦屏山实验室运行有两个暗物质直接探测实验：清华大学等合作单位开展的基于高纯锗探测器的CDEX实验，以及上海交通大学等合作单位开展的基于液氙探测器的PandaX实验。2016年7月PandaX实验和美国的LUX实验同时报道了世界上最灵敏的暗物质搜寻结果——略微遗憾，仍然是零结果。但可喜的是，他们给出对WIMP暗物质和核子相互作用截面最强的限制，见图6。
4.2 对撞机探测
高能粒子对撞时将可能有很小的几率产生一对WIMP粒子。因为WIMP粒子和普通物质相互作用很弱，通常是直接穿过探测器而不留下痕迹。如果在某次对撞中有WIMP粒子产生，表现出来的效果就是对撞后粒子能量的丢失。现在世界上最强有力的对撞机是欧洲核子中心的大型强子对撞机，在其数据中尚未发现有WIMP粒子存在的迹象。我国高能物理学界正在提议在中国建造大型“环形正负电子对撞机”以及“超级质子质子对撞机”，这样的超级对撞机将在WIMP粒子探测中起到非常关键的作用。
4.3 间接探测
间接探测是利用空间或地面宇宙射线探测器记录WIMP粒子湮灭或者衰变后所产生的宇宙射线或伽马射线事例。然而银河系中有大量的天体也可以产生宇宙射线和伽马射线，例如超新星爆炸后形成的遗迹和中子星、黑洞等致密星，它们将是探测WIMP暗物质的本底。为了和天文本底进行有效区分，我们需要寻找到属于WIMP粒子的特征信号。其中一种特征信号是单能伽马射线线谱。当能量足够高的时候，例如高于GeV，便没有已知的物理过程可以产生单能伽马射线线谱辐射了。因此看到这样的线谱结构将是WIMP粒子非常强有力的证据。另外一种办法就是去看伽马射线的方向分布。天文本底的方向分布应该沿着银盘高度聚集，与之相比暗物质产生的伽马射线则有明显的区别。图7所展示的是根据“冷”和“温”WIMP暗物质模型预言的伽马射线天图，相对于银心呈对称分布，并且点缀着一些来自于子结构的点源辐射，显著不同于天文本底。
图7. 冷（上图）和温（下图）WIMP模型预期的伽马射线辐射强度在天球上随方向的分布。图片来自Yuan et al., Physical Review D, 86卷, 103531页，2012年。
目前国际上主要的间接探测实验包括国际空间站上的阿尔法磁谱仪实验（AMS-02）和美国的费米伽马射线卫星实验。这两个实验发现了一些宇宙射线和伽马射线中的反常现象，有可能来源于WIMP粒子。图8展示的AMS-02实验五年数据测量得到的宇宙射线正电子能谱，在高于约5 GeV能量时实验数据明显高于天体物理本底模型预期（绿线），超出部分可能来自于WIMP暗物质的贡献(褐线)。值得注意的是解释这样的数据需要约1000倍左右的“增强因子”，它能由非热产生的WIMP模型给出。不过AMS-02看到的正电子反常是否真是来自于暗物质现阶段还下不了定论，因为天上有一些脉冲星之类的源也可能会产生类似的能谱。此外，费米卫星的数据中也看到了一些反常现象，如在银河中心方向看到了伽马射线超出预期本底的现象，有可能来自于WIMP暗物质粒子湮灭，但还需要更加精确的数据以及对天文本底的更好理解。
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