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暗物质

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在宇宙学中,暗物质(dark matter)又称为暗质,是指无法通过电磁波的观测进行研究,也就是不与电磁力产生作用的物质。人们目前只能通过引力产生的效应得知,而且已经发现宇宙中有大量暗物质的存在。


基本简介

  

在宇宙学中,暗物质(dark matter)又称为暗质,是指无法通过电磁波的观测进行研究,也就是不与电磁力产生作用的物质。人们目前只能通过引力产生的效应得知,而且已经发现宇宙中有大量暗物质的存在。

  现代天文学通过引力透镜、宇宙中大尺度结构的形成、微波背景辐射等研究表明:我们目前所认知的部分,即重子(加上电子),大致占宇宙的4%,而暗物质则占了宇宙的23%,还有73%是一种导致宇宙加速膨胀的暗能量。暗物质的存在可以解决大爆炸理论中的不自洽性,对结构形成也非常关键。暗物质很有可能是一种(或几种)粒子物理标准模型以外的新粒子所构成。对暗物质(和暗能量)的研究是现代宇宙学和粒子物理的重要课题。[2][1]

存在证据

  星系自转曲线

  最早提出证据并推断暗物质存在的是1930年代荷兰科学家Jan Oort与美国加州工学院的瑞士天文学家弗里茨·兹威基等人。弗里茨·兹威基观测螺旋星系旋转速度时,发现星系外侧的旋转速度较牛顿引力预期的快,故推测必有数量庞大的质能拉住星系外侧组成,以使其不致因过大的离心力而脱离星系。

  星系与星系团观测

  2006年,美国天文学家利用钱德拉X射线望远镜对星系团1E 0657-558进行观测,无意间观测到星系碰撞的过程,星系团碰撞威力之猛,使得暗物质与正常物质分开,因此发现了暗物质存在的直接证据。

  虽然暗物质在宇宙中大量存在是一个普遍的看法,但是科学家们发现螺旋星系NGC 4736的旋转能完全依靠可见物质的引力来解释,也就是说这个星系没有暗物质或者暗物质很少。

  宇宙微波背景辐射

  宇宙微波背景辐射(cosmic microwave background radiation,简称CMB)最初发现于1964年。[6]对于背景辐射的进一步观测也支持这个理论,并给予了更多架构理论模型的条件。这些观测中最著名的当属宇宙背景探测者(COBE)。COBE观测到2.726 K的辐射温度,以及在1992年第一次观测到约十万分之一的温度起伏(各向异性)。在随后的几十年里,许多地上或高空气球实验对CMB的各向异性作了更进一步的观测。这些实验最初的目的是要去量测CMB谱密度的第一峰值,在之前COBE的量测并未给出足够好的分辨率。在2000到2001年间,毫米波段气球观天计划[8]借由量测观测CMB的各向异性,发现宇宙是接近平坦的空间结构。在1990年代,第一峰值的量测上不断提高了敏感度。毫米波段气球观天计划提出了报告指出最大的谱密度波动发生在尺度约为一度角时。这些观测足以排除宇宙弦作为宇宙结构形成的主因,而趋向于接受暴胀理论。

基本组成

  虽然人们已经对暗物质作了许多天文观测,其组成成份至今仍未能全然了解。早期暗物质的理论著重在一些隐藏起来的一般物质星体,例如:黑洞、中子星、衰老的白矮星、褐矮星等。这些星体一般归类为晕族大质量致密天体 (MAssive Compact Halo Objects,缩写为:MACHOs)然而多年来的天文观测无法找到足够量的MACHOs。一般认为,难以探测的重子物质(如MACHOs以及一些气体)确实贡献了部分的暗物质,但证据指出这类的物质只占了其中一小部分。[12][13]而其余的部分称作“非重子暗物质”。此外,星系转速曲线、引力透镜、宇宙结构形成、重子在星系团中的比例以及星系团丰度(结合独立得到的重子密度证据)等观测数据也指出宇宙中85-90%的质量不参与电磁作用。这类“非重子暗物质”一般猜测是由一种或多种不同于一般物质(电子、质子、中子、中微子等)的基本粒子所构成。

  在众多可能是组成暗物质的成分中,最热门的要属一种被称为大质量弱相互作用粒子(英文叫做Weakly Interacting Massive Particle,简称WIMP)的新粒子了。这种粒子与普通物质的作用非常微弱,以致于他们虽然存在于我们周围,却从来没有被探测到过。还有一种被理论物理学家提出来解决强相互作用中CP问题,被称为轴子的新粒子,也很有可能是暗物质的成分之一。惰性中微子(sterile neutrino)也有可能是组成暗物质的一种成分。

  历史上,人们将可能的暗物质分为三个大类:冷暗物质、温暗物质、热暗物质。这个分类并非依照粒子的真实温度,而是依照其运动的速率。

探测方法

直接探测实验

  对于暗物质的直接探测实验一般都这设置于地底深处,以排除宇宙射线的背景噪声。这类的实验室包括美国的Soudan mine和DUSE、加拿大的SNOLAB地下实验室、意大利的大萨索国家实验室(Gran Sasso National Laboratory)、英国的Boulby mine以及中国四川省锦屏山地下2500米世界最深暗物质试验Pandax。

  目前大部分的实验使用低温探测器或惰性液体探测器。低温探测器是在低于100mK的环境下探射粒子撞击锗这类的晶体接收器所产生的热。惰性液体探测器则是探测液态氙或液态氩中粒子碰撞产生的闪烁。低温探测实验包括了CDMS、CRESST、EDEDWEISS及EURECA。惰性液体探测实验包含了ZEPLIN、XENON、DEAP、ArDM、WARP、LUX和最深的Pandax。这两种探测技术都能够从其他粒子与电子对撞的噪声中辨识出暗物质与核子的碰撞。其他种类的探测器实验有SIMPLE和PICASSO。

  DAMA/NaI、DAMA/LIBRA实验探测到一年性的事件数变化,并宣称此现象是源自于暗物质。(随着地球绕太阳公转,探测器与暗物质的相对速度会做小幅度的变化。)目前这个说法并未受到证实,同时也很难与其他实验的结果不相冲突。

  方向性的暗物质探测方式是运用太阳系绕行银河系的运动。利用低压TPC,我们可以得知反弹路径的资讯,并借此去了解WIMP与原子核的作用。从太阳行进方向入射的WIMP讯号可以从各向同性的背景噪声中分离出来。这类的探测实验包括有DMTPC、DRIFT、Newage和MIMAC。

  2009年12月17日,CDMS的研究团队发表了两个可能的WIMP事件。他们估计这两起事件来自已知背景讯号(中子、错认的β射线或是伽马射线)的可能性是23%,并作出了这样的结论:“这个分析结果无法被视作WIMP的有力证据,但我们不能排除这两起事件来自WIMP的可能性。”

  CoGeNT实验于2011年5月公布先前15个月的探测结果,显示粒子的碰撞率呈现周期性变化,夏天较高而冬天比较低,这可以看作是暗物质存在的证据之一。这个结果支持已经进行了13年的意大利的DAMA/LIBRA暗物质探测实验。CoGeNT的实验结果显示探测到的WIMP的质量是中子质量的5到10倍,这与其他的某些实验不符,但是其他实验对低能暗物质的探测精度没有CoGeNT高。

间接探测实验

  暗物质的间接探测主要是观测其两两湮灭时所产生的讯号。 由于其湮灭所产生的粒子与其暗物质的模型有关,有许多种类的实验被提出。 假使暗物质是马约拉那粒子,则两个暗物质对撞会湮灭产生伽马射线或正负粒子对。如此可能会在星系晕生成大量伽马射线、反质子和正电子。实验计划PAMELA便是探测这类的讯号。然而在完全了解其他来源的背景噪声以前,这类的探测不足以当作暗物质的决定性证据。

  EGRET伽马射线望远镜过去观测到了超出预期量的伽马射线,但科学家认为这多半是来自系统中的效应。自2008年6月11日开始启动的费米伽马射线太空望远镜则正在搜寻暗物质湮灭产生伽马射线的事件。在较高能量区间,地上的MAGIC伽马射线望远镜已经对矮椭球星系[27] 以及星系团[28]中的暗物质给予了某些限制。

替代理论

  引力理论修正

  引力理论修正(MOND)是对牛顿的万有引力公式修正,以解释星系自转曲线等问题而替代暗物质。

  量子引力

  量子引力是一个热门且广泛的研究领域,有时它被称作万有理论。一般来说,它是指企图统一引力以及量子力学的理论,这两门物理至今未能被完全整合。圈量子引力、超弦理论以及其继任的M理论皆属于这类的理论。

  量子真空

  物理学家Dragan Slavkov Hajdukovic 提出,量子真空中的虚引力偶极能被邻近重恒星与星系中的重子物质引力极化(gravitationally polarized)。当虚偶极排列时,它们能产生额外的引力场,能与恒星及星系所产生的引力场结合,在星系的旋转曲线上产生相同的“加速”效应[29][30]。

  电荷相对论

  最近提出的电荷相对论是认为电荷会造成时空漩涡,因此螺旋星系呈现漩涡状分布。此理论认为正电荷和负电荷产生的时空漩涡方向恰相反,若正电荷为顺时针漩涡,则负电荷为逆时针漩涡,若两电荷相接近,就会因为此两电荷间的时空排列关系产生吸引或排斥,此可解释为何同性相斥异性相吸。电荷相对论的数学形式即为法拉第张量Fuv=DuAv-DvAu,法拉第电磁张量可表示电场或磁场,此张量其实就是一种挠率张量(torsion tensor),而挠率张量便是漩涡的数学形式。 若螺旋星系的中心核心部份有因极强引力场而群聚的相同电荷,而若螺旋星系的周围环绕恒星们带相反电荷,根据库伦定律F=KQq/r^2产生的吸引力,虽质量不足但此螺旋星系因有足够电磁力,故仍能成为一共旋结构,此一理论亦可解释为何椭圆星系一般不需暗物质假定而一般螺旋星系则需暗物质假定。此理论认为暗物质不存在,其实是电荷相对论在作用。

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