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宇宙传记 第六章 什么使宇宙结合在一起？
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宇宙学家最初意识到宇宙中除了眼睛能看见的物质之外还有其他物质，甚至是加上黑暗的重子物质之外仍无法解释宇宙中所有物质的总量时，他们自然而然想到的第一个假设，是宇宙中肯定还存在非重子形式的物质，以某种奇怪的粒子或粒子团的形式，飘荡在可视的恒星和星系之间。随着此后对宇宙的观测不断深入，这一假定渐渐确立，强烈表明宇宙中确实存在一种奇怪的暗物质。但是，这些观测同样表明，即便把这些重子和奇怪的粒子的最大值加在一起，仍无法使宇宙呈扁平状，因此宇宙中肯定还存在第三种东西，那就是暗能量。我们已经说过，把宇宙中包括重子和其他奇怪的粒子的所有物质都加起来，也仅仅达到了使宇宙保持扁平所需物质的百分之三十。尽管如此，奇怪的暗物质仍然对宇宙得以构成起到了重要的作用（其作用比重子所起的作用强6～7倍），因此，我们要首先讨论一下暗物质，然后再去讨论暗能量。
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在这些暗物质的总质量中，除了中微子占去了微不足道的一小部分，其余的肯定都是低温物质，也就是说它们的运动速度比光速低很多。研究者一般按照其属性将其称作“低温暗物质”（cold dark matter，缩写为CDM）。不过有些天文学家特别喜欢新造首字母缩写词，这些人将其称作WlMP，意思是“弱相互作用有质量粒子”（WeaklylnteractingMassiveParticles）。39这两个术语指的是同一种东西。不过虽然我们希望CDM能够简单一点，由同一种物质构成就好了，可实际的观测结果告诉我们，没有任何证据表明我们的愿望能够实现。我们现在所能了解的一切告诉我们，有可能存在多种不同的弱相互作用有质量粒子，只要它们的质量总和加起来能达到宇宙呈扁平状所需的16%。事实上，物理学家目前能够想到的，只有两种有可能是其所说的CDM粒子。这可能是由于他们的想象力太不够，不过这也避免了让CDM粒子的局面变得过于复杂。CDM可能由这两种粒子中的任意一种，或是两者混合构成，只要其总质量能达到关键的临界比例：26%。大家已经发现，现在我们已经进入了我们以为自己所了解的领域，而不再是我们所了解的领域，而且，随着我们开始讨论暗能量，情况会变得更加捉摸不定。
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冷暗物质的第一种可能是所谓的轴子（axion）。这个名字很恰当，因为这种粒子的存在（假如它确实存在的话）与粒子的自旋这一属性有关。我们可以将其想象成小球绕自身的轴旋转，不过这种想象和量子世界的所有其他类比一样，只能说明部分问题，而非全部实情。凑巧的是，美国有一种洗衣粉的商标也是Axion，提出Axion的物理学家正是从这种洗衣粉获得了灵感，想出了这么一个名字。可见，在给新发现的物质起名字的时候，像孩子一样兴奋莫名的，并不只是天文学家。
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物理学家最初是在20世纪70年代末发现有必要引入Axion的概念，当时他们正竭尽全力试图搞清楚“量子色动力学”（QCD）的含义。该学说指出，某种粒子衰变违背了时间对称性的原则——换言之，该粒子衰变只能在单一时间方向上有效。这引起了物理学家的警觉，因为理论物理学最重要的基石之一，就是认为这样的相互作用从时间上将不论是“前进”还是“后退”都是一样的，就像是看一个球体滚动的录像，不论是正着放还是反着放，我们看不出区别。为了使该相互作用重新具有时间对称性，40理论学家必须建立新的场论；正如量子世界里的所有场一样，这种场也必须和一种粒子建立联系——这里的粒子就是“轴子”。
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这一模型的早期版本提出，轴子的质量相对而言较大，而且用不了几年，就能在加速器实验中测出来。可失败随之接踵而来。刚开始，人们想尽了各种办法，却无论如何也找不到轴子。到了20世纪80年代，QCD学说又引入了“大统一理论”（the Grand Unified Theories，缩写为GUTs），新的理论模型要求轴子的质量应该比预想的小得多，这又使得它变得越发的轻而难以直接测量到。有人将其戏称作“看不见的”轴子，许多物理学家则把它当作笑谈。为了解释一点点对称性破缺而发明这么一种轻得测都测不到的粒子，有什么意义吗？况且，无论如何，对称性破缺都是实际存在的。但是，当宇宙学家意识到需要存在暗物质时，轴子恰好是一种现成的粒子，填补了这一空缺。而且，后来人们发现，应用弦理论可以自然推导出存在有轴子。
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弦理论的各个不同版本都预言，轴子还有另外一个关键属性，那就是，除了其质量极其微小之外，由于它是粒子相互作用而产生的，这些相互作用决定了它的速度比光速低许多。如果这些想法都正确无误，那么大爆炸中会产生大量的轴子，其产生时间大约与夸克被压缩形成质子和中子处于同一时期，但是轴子确实会成为低温暗物质粒子。因此，在早期宇宙中，轴子并不像中微子那样传遍整个空间并将早期结构抹平，而是会在其自身引力的作用下汇集成团，造成凹陷，使得重子物质陷落进去。这两种粒子可能是共同构成了所有的低温暗物质。
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人们发现，测量单个轴子质量的最好办法，是通过天体物理学进行，而非粒子物理学。因为轴子只与重子发生微弱的相互作用，像中微子一样，它们可以轻而易举地穿越恒星的中心进入外部空间，不受任何阻碍。轴子脱离可以将能量带走，使恒星内核冷却。轴子越重，这种冷却过程就越有效（中微子的效用可以忽略不计）。如果每个轴子的质量超过0.01电子伏特（0.01eV），就会影响到恒星的外观以及某些古老恒星的爆发方式，使其像超新星那样产生可以被我们观测到的爆发。由于这些效应尚未从恒星中实际观测到，因此轴子的质量必然小于0.01电子伏特，或是电子质量的百万分之0.002。理论模型则指出，其质量可能还要小，小于0.0001电子伏特。因此，直到现在，在地球上的加速器实验中都没有找到轴子这一现实其实一点都不令人奇怪！
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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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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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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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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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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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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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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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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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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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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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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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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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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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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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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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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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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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