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1700902935 大家可能从我前面的语气中看出来，我对轴子不大感兴趣，虽然我们必须承认，它“可以”存在。我之所以对其不感兴趣，其中一个原因是，即便无形的轴子的确存在，我们恐怕也不可能探测到它。事实上，我只知道有一种认真的假设，告诉我们如何去搜索轴子。然而即便是这一提议，看上去也只是有成功的希望而已。
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1700902937 这一提议是建立在人们的一个希望上面，即通过探测轴子和电磁场之间极其微弱的相互作用来证实其存在。但是，这一希望，以及在可预见的将来探测轴子的现实可能性，都极其渺茫。尤其是当我们了解到，中微子已经是一种很少与其他东西发生相互作用的粒子，可是这种可能性已经是轴子相互作用可能性的100亿倍了，我们就更能体会为何探测轴子的希望如此渺茫了。尽管如此，相关理论仍然指出，轴子在极其偶然的情况下会与电磁场发生相互作用，产生一个光子，其波长取决于轴子的质量。而且由于存在（假如轴子存在的观念正确无误的话）大量的轴子，有朝一日我们就有可能发明相应的技术，探测到这种光子。可问题是，每100亿个轴子中才会有1个发生这种可探测到的相互作用，这就像探测单个中微子的概率一样小。
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1700902939 这件事情只存在一丝极其渺茫的希望。这是因为，所有光子的波长都极其近似。只不过，由于单个轴子穿过空间的动作所产生的蔓延，就像一束激光中的光子（只不过要弱许多许多），它们的影响会累积起来，产生可以测到的电磁波噪音，即在单一波长的频谱中，显示为一个凸起。这种探测器的原理是这样的：首先，我们需要一个金属盒子（物理学家称之为“空腔”），其大小正好让波长合适的光子在空腔中形成驻波——这与调整管风琴的声管使其发出某个音符的固定声波是同样的道理，只不过是应用在了电磁波上。这一腔体应该予以屏蔽，使其免受外界的干扰，而且要用液态氦冷却，使其接近绝对零度（-273℃），而且不能包含任何普通物质，只包含无法排除的中微子（好在这种粒子不会产生轴子所产生的那种信号）以及宇宙中存在的其他任何低温暗物质粒子，当然了，如果有轴子的话，也包含在内。用人类所能制造的最强的磁场充满盒子，调谐好灵敏的无线电探测器，收集轴子的信号。
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1700902941 如果空腔为立方体，边长1米，充满人类所能制造出的最强磁场后，预计轴子输出的功率也只不过有1瓦特的1亿亿亿分之1（10-24）。为了更好地理解这一点，物理学家劳伦斯·克劳斯假设轴子探测器的体积像太阳那么大，其输出功率也只相当于60瓦的灯泡。因此，大多数富有理性的人并不指望会看到轴子存在的证据，而只是希望能探测到某种暗物质，这也没什么奇怪的。
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1700902943 好在对于抱有我们这种想法的人来说，低温暗物质（CDM）有更出色的候选人，它可以自然地（事实是不可避免地）从超对称性的概念中推导出来，而且如果它存在的话，一定会在不久的将来被发现。正如我们在第二章所看到的那样，超对称性（SUSY）意味着存在各种各样的超对称伙伴，其中每一种都对应一种已知的粒子，但是只有最轻的超对称伙伴（LSP）才是稳定的。这马上让我们想到，超对称伙伴是宇宙学家所能找到的很好的低温暗物质候选人。
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1700902945 这里只有一个小小的不便之处：就我们目前对超对称的了解而言，我们并不知道超对称伙伴到底是什么。它可能是光微子（Photino，光子的超对称性伙伴），或引力微子（gravitino，引力子的超对称性伙伴），或其他的超对称性粒子。根据这一理论的某些版本，41它甚至可以是两种或多种粒子的混合物，就像中微子一样。中微子在空间传播的时候，就是实验中探测到的三种中微子的混合物。但有一件事我们确实知道，那就是超对称伙伴没有电荷，因为如果它有电荷，就会很容易被发现——甚至在天文学家感到有必要存在低温暗物质之前就已经被人发现了。因此，为了保证所有的选项都是可能的，超对称伙伴经常被称作是“中性伴随子”[neutralino——换言之，就是“中性超对称性小粒子”（littleneutralSUSYParticle）]。中性伴随子这个名字指的不是任何具体的粒子，而是一个涵盖了所有的超对称伙伴的通用名。
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1700902947 虽然，最初的超对称性理论认为，中性伴随子的质量只有几GeV（大家可能还记得1GeV大约相当于一个质子，或一个氢原子的质量）。可是在加速器实验中我们至今未能制造出这些粒子，这说明它们的质量事实上应该超过50GeV。在其质量尺度的另一端，我们还可以根据宇宙学理论为其质量设定极限值。正如我们在第五章所看到的，大爆炸中一些额外粒子的存在（例如更多类型的中微子）加力向外推动宇宙，使得宇宙膨胀得更快。中性伴随子也会起到相同的效用，而且如果每颗中性伴随子的质量超过大约3000GeV，宇宙就会膨胀得过快，我们也就无法存在并在这里研究这些概念了。这并不是一个限制性很强的极限值，但是某些超对称性（理论物理学家倾向于将其看作是经过改进的超对称性理论）理论表明其上限可能是这一极限的1/10，即大约300GeV，也就是氢原子质量的300倍左右。目前，人们最好的猜测是中性伴随子的质量大约在100GeV到300GeV之间（大约相当于地球上自然产生的最重的原子的质量；比如，铀原子核的质量就接近235GeV）。让我们感到欣慰的是，下一代的加速器实验正好可以探测这一范围的粒子。这种加速器可能能够直接探测到暗物质，使其从假想的范畴变成科学上实际存在的物质。
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1700902949 如果以低温暗物质形式存在的物质比重子多7倍，而且每个低温暗物质粒子的质量是140GeV，那么，由于重子的平均质量大约是1 GeV，宇宙中每20个重子就有一个中性伴随子。如果它们是均匀地分布在宇宙空间，那就意味着每4立方米空间里只有一个中性伴随子——但是，我们也已看到，它们也肯定像宇宙中发光的物质一样聚集在一起，因此穿过地球和我们的实验室（实际上也穿过了我们的身体）的中性伴随子应该比平均状态要多，应该能够被探测到。
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1700902951 如果中性伴随子的质量在我们预计的最低端，除了在大型强子对撞机（LHC）中通过粒子碰撞从能量中获取中性伴随子之外，我们还有两种办法可以在实验室里探测中性伴随子。这两种办法都取决于这样一个现象：要想让重子“注意到”中性伴随子的存在（不包括通过引力而发现），只有当中性伴随子与原子的原子核发生碰撞，并从上面弹开。对于和中性伴随子质量相当的原子来说，这种碰撞后的分散更像是两个桌球的碰撞效果，被撞击的原子核发生卷曲，而撞击的中性伴随子则沿新的方向运动。如果被撞击的原子是非常有序地排列成有规则的形状，那么这种事件就极有可能产生能被我们观测到的效应。为了最大限度降低这种晶格中原子的自然振动，我们需要将其降低到仅比绝对零度（-273℃）高一点的温度。而且为了减少其他的干扰（例如，宇宙射线），它还必须与外界屏蔽。所有这些要求都极难做到。不过一旦条件满足了，那么我们就可能可以开始讨论如何探测中性伴随子了。
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1700902953 如果中性伴随子和原子核的碰撞——基本上和桌球的碰撞一样——在超级冷冻且经过屏蔽的晶体中（比如硅或者锗）发生，那么，理论上讲，我们可能探测到两种效应。一种效应是原子卷曲可能会引起附近原子的振动，产生一波极小的涟漪，从晶体中传过，产生极微弱的声波。如果晶体材料上覆盖着一层超导材料，那么传递到超导体的声波就可以测量到。晶体的原子结构是由电磁力组织在一起的，就好像每个原子都是通过橡皮筋和身边的原子连在一起。大家可以想象，当声波穿过晶体的时候，这些橡皮筋都会发生振动。人们已经用特制的硅，使用“常规”的放射进行撞击证明了这一技术是有效的，但是尚未能用它来探测到中性伴随子。
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1700902955 还有一种办法来探测中性伴随子：使用普通的原子，将其构成的晶体进行超级冷冻，用来检测中性伴随子碰撞后温度的变化。因为中性伴随子的运动首先会让“目标”原子核发生卷曲，随后，这种能量通过原子之间的“橡皮筋”的振动，让它周围的原子发生不规则、无序的运动。通过这种方式释放的能量只有几KeV，因此一个中性伴随子撞击到一小片硅上引起的温度升高只有1度的几千分之一——不过如果目标样品的温度已经降低到了仅比绝对零度高千分之几度，那么这种温度变化将意味着晶体的温度会增加一倍！另外，测量如此精细温度变化的技术已经经过了验证，而且确实有效。并且，这一次已经有人宣称（不过是未经证实的）探测到了暗物质的“信号”。
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1700902957 人们曾经以为该实验发现了称作DAMA（是“暗物质”的英文单词DArk MAtter的各前两个字母组成的）的暗物质粒子。该实验是在意大利的格朗达·萨索（Grand Sasso）的一个矿山里进行的，它位于亚平宁山脉之中，与外界隔绝。根据21世纪初公布的数据，实验用的探测器围绕碘化钠的晶体建造，已经运行了数年，以显示因季节而产生的波动。之所以会有季节间的波动，一个可能的解释是，由于地球绕太阳转动，在太阳的一面，地球是迎着我们星系中的中性伴随子运行；而当运行到了太阳的另一方面，则是与中性伴随子同向运行。这就像是撞车一样，迎头相撞会产生更多的能量；而追尾产生的能量则较少，因此中性伴随子实验会显示出季节性的变化。DAMA小组宣称还探测到了中性伴随子的质量在45GeV到75GeV之间。可惜（或许是值得庆幸的，因为该实验测算的质量很低），其他本应和DAMA精度一样高的实验[其中包括一项称作“低温暗物质搜索”（theCold Dark MatterSearch，简称CDMS）]的实验，使用的是锗和硅，探测器安放在美国明尼苏达州的一个矿井中，却没有获得这样的效果。
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1700902959 在我看来，这种类型的探测器是最有可能找到低温暗物质粒子的，而且这一天已经为期不远了。其中，我比较看好的一个实验位于约克郡布尔拜（Boulby）的一个矿井中。既然我们有可能很快就探测到中性伴随子，看来还值得对其仔细描述一番。
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1700902961 由于这种暗物质的候选对象（中性伴随子）只具有微弱的相互作用，对于重达10千克的物质，其原子核与这样的一个粒子发生碰撞的概率在一天之中只有一次。虽然在我们周围重子构成的宇宙射线远远少于中性伴随子射线，但由于重子能更容易地与常规物质发生作用，因此会产生更多的碰撞。也正是由于这一原因，布尔拜的实验才放置在盐矿的深井中。这是欧洲最深的矿井，位于地下1.1千米处。来自太空的宇宙射线只有百万分之一的概率穿越矿井上面的岩层。但是对于地表上每秒钟十亿次左右的大质量弱相互作用粒子（WlMP）射线来说，只有三个会与矿井上方的岩层中的原子核发生碰撞，而且它们无法被完全阻挡，只能被减速。
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1700902963 即便是这样的“过滤”也不足以将背景噪音的水平（相当于听收音机中波时的静电噪音）降低到探测器中暗物质发生事件的相等水平，此外我们还必须考虑到岩层所具有的自然放射性带来的干扰。不过，这类放射中，有许多都能被包裹探测器的屏蔽材料所吸收——常规的铅、铜、石蜡或聚乙烯——或是把探测器置于200吨纯水中。这么多的水（仅仅为了起到屏蔽的作用）的容积是20万升，相当于奥林匹克标准游泳池容积的十分之一，或是第五章所提到的中微子探测器体积的一半。
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1700902965 即便在采取了所有上述措施后，系统中仍会存在背景噪音，因此，实验的最后一步是利用探测器以及统计学技术，将能够区分的由背景噪音以及原子卷曲造成的事件剥离出来，只留下中性伴随子碰撞造成的事件。此时，我们就可以使用上文所介绍的声波探测技术以及温度探测技术了。
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1700902967 虽然存在这么多的困难，布尔拜小组最关心的却不是他们的探测器也许会失败，而是大型强子对撞机（LHC）团队或许会先他们获得中性伴随子。根据其实际质量，中性伴随子可能能够在21世纪第一个十年结束之前，从欧洲原子核研究中心的对撞机所发出的质子流的碰撞中产生出来。但是，更重的粒子却很难制造。如果中性伴随子的质量像更受人欢迎的超对称性理论所预言的那样，那么布尔拜矿井中的探测器，或是世界其他地方的同类探测器，就有可能首先探测到它。
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1700902969 即便是布尔拜实验，或是其他的暗物质实验找到了行踪飘忽不定的中性伴随子，我们也只是知道了使宇宙平滑所需的所有物质的30%。到20世纪90年代中期，通过对比模拟星系集群与真正的宇宙图，我们已经弄清楚，聚集在一起形成像星系一样天体的物质，有可能不超过宇宙呈平坦状态所需密度的30%物质（重子或其他粒子），而且，宇宙暴涨理论也明确要求宇宙必须是平坦的。在任何一种情况下，正如我们在第三章所探讨的，许多宇宙学家长期以来就感到，宇宙必须是平坦的，因为任何偏离平坦的状态，都会随着宇宙在大爆炸之后出现指数级的膨胀。在20世纪60年代，我还是个学生的时候，这一论点令我印象尤其深刻。任何人，只要赞同这一看法，就不得不自动地承认，宇宙另外的其他百分之七十必须是一种拥有完全统一形式的不成团的东西，它对星系的形成没有什么大的影响，因为它没有“凹陷”，不过它确实对时空结构产生了影响。令这些宇宙学家高兴的是，爱因斯坦早在1917年就发现了完全符合这些条件的东西——尽管他是因为错误的原因而发现它的，而且他在后来又彻底放弃了这个发现。
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1700902971 爱因斯坦于1916年完成了广义相对论。这一理论描述的是空间和时间之间通过引力进行相互作用的问题。该理论一完成，他所做的第一件事就是用它来对涉及物质、空间和时间的最大对象——宇宙——进行数学描述。42这些都发生在1917年，当时许多科学家仍认为我们的银河系就是整个宇宙，而当时被称为星云的暗弱光斑还没有被确定为是银河系以外的其他星系。当时人们一致的看法是宇宙从根本上讲是静态的、不变的——个别的恒星可能会诞生，度过自身的生命周期然后死亡（如森林中的每一棵树），但银河系这整个“森林”将永远保持大致相同的整体外观。爱因斯坦立即就碰了钉子。广义相对论方程最简单的形式不允许有任何存在静态宇宙的可能性。广义相对论的方程所描述的是不断扩大的宇宙，在这个模型中，引力的作用是使扩张缓慢减速；此外，还有一个坍缩的宇宙模型，其中重力的作用是加速崩溃。但是这些方程无法描述处于这两个情景之间的“刀口之上”的宇宙。拥有这样一个稳态宇宙的惟一办法，是假设宇宙中存在一种对抗引力的力，这种力将抵消掉引力的作用，使宇宙中的一切都悬在那里，处于膨胀和坍缩之间的刀口之上。但是只需给方程中加入一个极微小的协调量（爱因斯坦称之为宇宙常数）就会使平衡变得可能。43虽然爱因斯坦从来没有这样说过，但宇宙常数实际上是一种反引力，或反引力场，充斥了整个宇宙。方程中显示的数字原则上讲可以是任何值，只要它不变就行，爱因斯坦用希腊字母拉姆“达”（λ）为其命名。但是要想让宇宙模型呈现为静态的，λ只能有一个特殊的值。
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1700902973 但是爱因斯坦为方程式加入宇宙常数还不到十年，美国天文学家埃德温·哈勃（Edwin Hubble）就已经证明在银河系之外还有其他的星系。到20世纪30年代初，哈勃与米尔顿·赫马森（Milton Humason）合作，根据这些河外星系的红移现象，发现宇宙在膨胀。很显然，宇宙不是静态的。爱因斯坦得知后立即就放弃了宇宙常数，不过从那以来，一直还有一些宇宙学家对数学而不是对数学方程式是否准确描述了我们生活在其中的宇宙这一事实更感兴趣。他们继续研究方程的不同变化形式。
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1700902975 像所有的场一样，λ场也具有能量，而能量和质量转换可以扭曲时空。因此，λ场有助于让时空变得平坦，同时还起到反引力的作用，或是让宇宙膨胀得更快。到20世纪90年代中期，科学家发现，为了使他们的模拟能与真正的宇宙相匹配，他们模型的构成需要满足这些条件：重子占4%，冷暗物质占26%，此外还有70%别的平坦的东西。此时，上述想法开始伺机而动。如果这所谓的“别的东西”是λ场，那么模拟结果就能完美匹配所观察的宇宙，此外一切也都能纳入广义相对论的框架。该模型被称为“λ冷暗物质模型”（λCDM），被认为是一个巨大的成功，至少专家们都是这么看的。对于重拾爱因斯坦已经抛弃的想法是否合适，有些人持有疑虑。另外，在酷爱模型的人之外，一些天文学家还不太确定模型的建立过程究竟有多精确。而且所有这一切还引出一个奇怪的，但有趣的预言——它奇怪之极，弄得很少有人讨论它。如果确实存在一个λ场充满了我们的宇宙，其总能量相当于重子和冷暗物质能量总和的两倍，那么它的斥力作用在可观测到的宇宙边缘应该有显著的效果——随着宇宙年龄增加，它应当使宇宙膨胀速度加快，因为其反引力效应应该开始超过引力，占主导地位。
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1700902977 问题是，宇宙常数就是这样——它是不变的。另外，它还非常小。但是，重力服从平方反比定律，距离越远，引力也越来越弱。当宇宙还年轻的时候，物质比现在更紧密地挤在一起，当时引力非常强大，超过了λ的力。但是，随着宇宙膨胀，密度变小，引力的作用稳步变弱，直到变得比λ力还弱。从那个时候开始，重力无法再减缓宇宙的膨胀，λ力开始起作用，加快宇宙的膨胀。但是，起初几乎没有人对λ冷暗物质模型的这一含义多加思考，而且对来自完全不同背景，以及钟爱不同星系模型的科学家来说，这一含义根本没有进入他们的头脑。20世纪90年代末，这些人都在试图测量极其遥远的超新星爆炸的距离。
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1700902979 试图通过测量宇宙中越来越遥远物体的距离来拓展整个宇宙的规模，这一光荣传统可追溯到哈勃本人。正是哈勃发现了某个星系发出的光产生的红移，与它跟我们之间的距离成正比——但是为了发现这一点，他需要使用各种其他技术，测量相对较近的星系的距离。对宇宙星际距离进行校准非常困难，因为更遥远的星系的光芒也更暗，研究起来很困难。该项目直到20世纪90年代末才真正完成，所观测的星系也远远超过了哈勃所能观测到的任何星系。而研究者所使用的工具则是以他的名字命名的“哈勃太空望远镜”。这里还存在另一微妙之处。所谓的“哈勃定律”的最简单的形式，只适用于以不到光速三分之一的速度离我们远去的星系，其相对的红移是0.3。
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1700902981 对于较小的红移，这种变化可以被看作是星系离开速度除以光速——因此红移值为0.1，也就意味着该星系是在以光速的十分之一远去。但是，红移为1并不意味着该星系是以光速在退离，因为红移关系实际上是非线性的。正如我们在前面提到的，哈勃没有注意到这一点，因为他的观测所能看到的红移现象，只相当于光速的百分之几。我们可以用广义相对论计算出红移与距离的确切关系（爱因斯坦在引入宇宙常数的时候，忽视了广义相对论的这一预言功能），这种计算可以考虑到两者之间存在的非线性关系。严格地说，非线性适用于所有的红移，但是对于较小的红移来说，需要做的更正极小，基本上无需考虑。依照非线性关系，红移为2对应的退离速度为光速的80%（而不是光速的两倍！），而红移为4对应的则“仅仅”是光速的92%。要想让退离速度达到光速，那么红移的值就必须是无限大。正如我们已经提到的，微波背景辐射的红移约为1000，这意味着从线性角度衡量，宇宙现在的尺寸比该辐射发出的时候（即大爆炸几十万年后）大1000倍。
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1700902983 测量那些距离可以用其他方式来确定的远距离物体的红移，成了科学家永无止境的追求。20世纪90年代，许多天文学研究小组开始利用最新的望远镜技术研究被称为超新星的恒星爆炸所发出的光。超新星是人们见过的普通恒星发出的最大规模的爆发。这一切发生在一些恒星的生命即将结束的时候，那时恒星会坍缩，释放出巨大的引力能，这种能力转换成光以及其他辐射，将恒星打碎。在一个短暂的时间内，一个单一的恒星以这种方式爆炸，释放出的能量相当于整个银河系内所有的恒星释放的能量（它所发出的光会超过一千亿颗太阳），因此，这些明亮的“灯塔”在宇宙很远的地方都能看到。超新星有几种不同类型，但是对附近星系的这些恒星爆炸（其距离已经众所周知）所作的研究表明，其中的一种称作SNiA（名字来自“SuPernovaiA”）的超新星的峰值亮度总是相同。这意味着，如果这类超新星爆发出现在一个非常遥远的星系，那么可以对比其目视亮度和本征亮度，计算出它的距离。然后，将这一直接测量出的距离与红移进行对比，校准非常遥远的天体的距离尺度——在这种情况下，“非常遥远”对应红移值大约为1的情况（当宇宙还只有其目前的一半大小的时候），不过，创纪录的星系的红移值是惊人的10。
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