暗物質是怎麼發現的？它到底是什麼？

暗物質是怎麼發現的？暗物質粒子是冷的還是溫的？天文學家如何給出答案？懸而未決的問題是什麼？

1933年，加州理工大學的瑞士天文學家茨威基在研究星系團時發現了奇怪的現象：星系相對於星系團中心的運動速度似乎太快了。星系團是星系的集合體，可以包含數百個明亮的星系，這些星系由共同的引力場束縛。茨威基研究的星系團被稱作「后髮座星系團」，距離銀河系3億光年。

茨威基的同事史密斯用當時世界上最好的望遠鏡收集了星系團中成員星系的速度。利用引力理論，天文學家可以通過星系的運動速度推斷星系團的總質量，星系的運動速度越快，說明束縛它們的引力場越強大，也就意味著星系團的總質量越大。

而茨威基通過星系速度推斷出星系團質量顯得太大了些，要比星系的質量多出幾百倍。茨威基一生從不缺乏命名新鮮事物的熱情和天才，他很快將星系團中隱藏的質量命名為「暗物質」。但由於缺乏其他的獨立觀測佐證，在之後的三十年里，暗物質的概念不時被人提起，卻又沒有人認真對待。

局面在1960年後發生了改變，這一次證據來自臨近宇宙中的漩渦星系。長縫光譜儀的發展使得天文學家可以一次拍攝河外星系不同區域的恆星軌道運動速度，也就是所謂的「星系旋轉曲線」。和星系團中的星系運動同理，星系中恆星的軌道運動越快，意味著星系質量越大。美國卡內基研究所的Vera Rubin和Kent Ford在此後的十年間系統地調查了近鄰星系的旋轉曲線。

他們的研究表明，所有的旋臂星系外圍的恆星似乎都轉得太快了，如果星系主要的質量來自發光物質，那麼這些星系外圍的恆星應該早已逃逸而去。這些近鄰的漩渦星系中至少應該包含比發光物質多6倍的暗物質，才能解釋觀測的旋轉曲線。

暗物質本質是什麼

宇宙中存在不發光的物質本身並沒有什麼了不起。人們早就知道宇宙中包含大量的不發光的氣體，這些氣體四分之三是氫元素，四分之一是氦元素，都是宇宙大爆炸初期合成的。由於自身的引力作用，氣體會慢慢聚集在一起形成氣體雲，並進一步密集，最終塌縮。當氣體雲中心的密度超過熱核反應的臨界密度，恆星就被點亮了。

但恆星遠沒有用盡宇宙中的氫氦元素，星系中可能存在大量這樣的氣體，不少人猜測也許它們的質量足以束縛星系外圍的恆星，使得它們老老實實地帶在星系中不逃離出去。

然而在七十年代，星系團的觀測有了新的進展。人們觀測到了星系團中的氣體。這些氣體的溫度非常高，達到了107度，這使得它們可以發出X-ray輻射。通過X-ray衛星觀測，人們就可以估計星系團中氣體的質量，而這一質量驚人地達到了恆星質量的5倍。但這些新發現的氣體卻並不能為消失的質量負全責。

事實上，熱氣體的發現反而加劇了質量缺失問題，因為這些氣體溫度太高了，如果沒有強大的引力勢阱束縛，這些氣體就會在很短的時間裡從星系團中逃逸殆盡。而束縛這些氣體所需要的物質量，又是這些熱氣體氣體質量的10倍左右。

星系團熱氣體的發現促使科學家們嚴肅考慮非重子的暗物質粒子。也就是說，這些看不見的物質也許並不是原子、分子這些構成我們世界的普通物質，而是另一種不在標準模型中的基本粒子。這種暗物質不發出電磁波，也不和可見物質進行相互作用。但天文學家仍然可以通過暗物質的引力效應觀測到它。利用廣義相對論預言的引力透鏡效應，人們甚至可以繪製暗物質在宇宙中的分布。

圖一是三種觀測疊加的圖像，顯示了著名的「子彈星系團」中物質分布的情況。其中，星系圖像是光學望遠鏡拍攝到的。這些星系構成了一個星系團。通過X-ray望遠鏡，人們可以觀測到星系團中熱氣體的分布，在圖片中顯示為紅色的氣體雲。而藍色的暈狀成分則顯示了由引力透鏡分析繪製出的暗物質分布情況。

讀者可以很容看到圖片右側的錐形氣體分布，這說明該星系團剛剛由兩個星系團合并而來。星系團A(右側)像子彈一樣打入了星系團B(左側)的內部。而最右邊的藍色暈，事實上是原本屬於星系團A的暗物質。在兩個星系團合并的過程中，暗物質因為不和普通物質發生相互作用，於是以更快的速度穿過了彼此，而熱氣體團塊因為受到相互之間的阻力，反而落在了暗物質後面。

那麼暗物質是什麼樣的粒子呢？在70年代暗物質存在被肯定的時候，科學家們一度認為中微子就是暗物質的真身。因為在大統一理論建立後，物理學家們意識到理論上中微子可以具有質量。而七十年代末的實驗測量更是顯示中微子質量可能在30eV左右。

這些測量在現在看來顯然是高估了中微子的質量，但卻在當時使得人們把中微子看做暗物質最可能的候選者。這樣質量很小的粒子，在宇宙早期具有極高的動能，因此被稱作「熱暗物質」。但與此相對的，理論學家也提出數種「冷」暗物質的候選者。 相比熱暗物質，冷暗物質粒子的質量要大的多，在宇宙早期的速度非常低。

暗物質：宇宙大尺度結構的啟示

如何區分這兩種不同的暗物質模型？研究者需要到宇宙的結構中去尋找答案。在大爆炸宇宙學框架下，宇宙的早期處於高溫高熱的狀態，物質密度處處相等，只存在微小的起伏。隨著宇宙膨脹，溫度降低，物質之間的引力開始推動宇宙中的結構形成。今天我們看到的星球、恆星、星系甚至星系團，都是演化而來。而考慮到暗物質的總質量是普通物質的數倍，這些隱藏的質量事實上主導了宇宙中的結構形成。

那麼熱暗物質宇宙中的結構形成是什麼樣的呢？俄羅斯天體物理學家澤爾多維奇(也是俄羅斯原子彈之父)指出，在熱暗物質主導的宇宙中，熱暗物質的動能可以在小尺度上抵抗引力的壓迫。在這樣的宇宙中，首先形成的是巨大的薄餅狀結構，之後「薄餅」會沿一個方向塌縮，變成巨大的絲狀結構。

這些巨大的結構由於引力的不穩定性，會從內部碎裂成更小尺度的結構。相對的，在冷暗物質主導的宇宙中，首先形成的是小質量的團塊。不同的團塊通過合并長大。這種結構形成模式被稱作「等級成團」 和熱暗物質自上而下的碎裂式結構形成截然不同。

宇宙的大尺度結構究竟是什麼樣的？1977年，哈佛-史密松森天文中心的年輕科學家Marc.Davis和他的三位同仁展開了一項偉大的星系觀測計劃，稱為CFA巡天計劃。這個項目對全天2400個星系的紅移進行了精確測量。第一期巡天在1982年完成，觀測到的星系中最暗的比人類肉眼極限還要暗上兩千多倍。

將這些星系畫在一張圖上，人們將可以粗略的畫出宇宙的一個切片的三維地圖。這個切片的縱深將達到前所未有的200兆秒差距，或者說是6億光年的距離。海量的圖像對天文學家來說是一筆巨大的財富。Marc.Davis說：「CFA巡天帶來了人類歷史上前所未見的圖像。」

在過去的研究中，因為不知道星系的距離，人們習慣將觀測到的星系位置畫在二維的天球坐標系中。也就是說，人們看到的是星系在垂直視線的表面上的投影。在這樣的圖中，星系分布看起來沒有什麼特別的規律，而這和當時的天文理論並無衝突。CFA巡天帶來了新的可能性。瑪格麗特·蓋勒，哈佛-史密松森天文中心的科學家，和她的兩位同事採取了新的繪圖方法。

她們增加了距離這一新的維度，立體的呈現了星系在一個6度厚，跨度130度的宇宙切片中的分布。這些星系被畫在一個扇形圖中，星繫到扇形頂點的長度代表了星系在視線方向的距離。在這張粗糙的宇宙地圖上，星系並不是均勻分布的，而是很明顯的聚集在巨大的纖維結構上，而纖維結構又似乎附著在巨大的泡狀空洞結構上。蓋勒和她的同事們很清楚如何令人印象深刻，她們甚至製作了一部一分鐘電影。

電影用立體效果顯示星系在宇宙中的分布。她們讓這個小小的宇宙切片緩慢的沿某個軸轉動，觀眾似乎是在世界的邊緣向里看，巨大的「泡泡」和纖維結構令他們摒住呼吸，激動不已。

巨大的「長城」是否宣告了「熱暗物質」的勝利？很多科學家已經這麼認為了，只是需要計算的證據支持。然而「長城」和「空洞」這樣的複雜結構的性質非常難以通過傳統的解析方法精確計算和描述。Marc.Davis和他的新合作者Simon.White以及Carlos.Frenk打算利用計算機來解決問題。

他們將採用一種被稱作「N體數值模擬」的數值計算方法。顧名思意，N體數值模擬跟蹤一大群虛擬粒子隨時間的演化。每個虛擬粒子代表宇宙中的一團物質，粒子相互之間由引力作用聯繫。在計算開始的時候，粒子近乎均勻的分部在虛擬空間的各處，隨著時間的演化，在引力的拉扯中聚集。

這類似於在計算機里建立一個小宇宙。如果採用了正確的模型，當計算結束的時候，虛擬粒子空間結構應該能很好的和真實宇宙的結構對應。

問題是即使使用計算機，N體數值模擬依然是非常複雜的課題。Davis、White和Frenk很長一段時間無法寫出能夠完美運算的程序。正當三個天文學家頭疼的時候，轉機突現。 Davis和White認識的一位英國理論物理學家，George Efstathiou改造了用於凝聚態物理的計算機程序，使其可以用於解決引力作用下的N體演化問題。經過溝通，四位科學家決定用這套程序來解決宇宙結構形成問題。

在這個特殊的時間點，熱暗物質(或者中微子)看上去太像是一切問題的答案。然而結果卻出乎科學家們意料。「長城」和「空洞」狀的結構確實形成了，但在這個宇宙中產生了太多的大尺度結構和巨型空洞。同時，因為熱暗物質的動能太高，相對小尺度的結構——星系，卻無法在模擬中生成。如果一定要通過調節計算參數使得星系形成，那麼星系的密集程度將遠遠超過觀測所見。

「也許我們應該試試冷暗物質模型，雖然也許它也無法解決問題。」Carlos Frenk提議。神奇的事情發生了，在計算機模擬的冷暗物質宇宙中，星系尺度的物質團塊率先形成，星系團、空洞、長城也都隨著時間演化顯現出來。這一次，科學家找到了正確的道路。在假設宇宙空間平坦的數值模擬中，計算出的大尺度結構分部看起來和星系巡天觀測十分相似。

數值模擬的結果發表在1983年到1988年的一系列文章中。DEFW四人組乾淨利落的解決了冷暗物質與熱暗物質之爭論，展示了在暗物質主導下的結構形成圖景。在此之後，計算機N體數值模擬成為了研究宇宙演化問題的標準理論工具。因為對宇宙結構演化理論的巨大貢獻，DEFW四人組平分了2011年度的Gruber宇宙學獎(50萬美元)。

冷暗物質是否是最終答案？

新的問題仍然在不斷浮現。例如，根據銀河系的動力學觀測，天文學家們推算，銀河系所在的暗暈大約是10000億太陽質量。1993年考夫曼等人詳細研究了星系的形成歷史，發現這樣的暗暈(其中包含銀河系這樣大的星系)中，應該至少存在100個質量大於100萬太陽質量的衛星星系。可實際上，我們卻只在銀河系中觀測到了10多個這樣的衛星星系。在隨後的一系列研究中，科學家們都得到了類似的結論。1999年，美國新墨西哥大學的Kylpin更是直接在文章標題中詰問「丟失的星繫到哪去了」？

這樣的詰問中隱含著潛台詞。大多數科學家們相信冷暗物質模型並沒有錯誤，問題在於我們對星系形成過程了解不夠。暗物質的結構形成僅僅由引力相互作用推動，可以用N體數值模擬來研究。但星系形成過程比暗物質暈的形成過程複雜的多，包含恆星形成，氣體冷卻，超星系爆發，星系中心超級黑洞吸積物質等一系列物理機制。這些過程很難再數值模擬中精確計算。科學家目前仍只能用一些經驗規律，或者引入簡單的假設來計算這些過程的影響。

而這些氣體物理過程對於子暗暈結構和衛星星系形成的影響也並未完全被搞清楚。例如宇宙紫外背景光子的存在可能會使得小暗暈中的恆星形成被抑制。而另一方面，超新星爆發則可能會把相當質量的氣體推出暗暈的核心區域，從而使得暗暈的物質分布發生改變，變得更容易被潮汐作用打散。這種種的物理機制都可能是造成「星系丟失」的真正原因。

但另一方面，也有少數人懷疑，也許宇宙中確實沒有形成那些小暗暈。理論上，有一些暗物質粒子的候選者，如惰性中微子，可能具有不那麼「冷」的特性。這樣的暗物質粒子在宇宙早期具有一定的動能，抑制小質量暗暈的形成，但又不至於破壞星系形成的大圖像。

這樣的暗物質被稱作「溫暗物質」。溫暗物質宇宙中的結構形成，在大尺度上和冷暗物質宇宙並無明顯差異，但在小尺度上卻能自然的解釋很多觀測現象。例如，溫暗物質宇宙中形成的小質量子結構數目會顯著少於冷暗物質宇宙。這也可能是「丟失星系問題」的真正答案。

冷暗物質和溫暗物質，究竟哪一種構成了我們的宇宙？要回答這個問題，天文學家需要真正去探測小質量的暗物質暈，而不僅僅是通過星系的亮度去推斷暗暈的質量。天文學家們需要找到10^7太陽質量的暗暈。如果能夠找到足夠多這樣的暗暈，溫暗物質模型的生存空降將會變得極為狹窄，反之，冷暗物質模型就面臨被排除的危險。如何尋找這樣的小暗暈？

人們寄望於兩個方法：1. 這些小暗暈可能會和銀河系中的星流相互作用，並在星流中留下軌跡。這些星流上的印記可以被下一代星系巡天LSST觀測到；2. 這些小暗暈可能會擾動強引力透鏡系統，在觀測的圖像中留下異常。利用VLBI射電干涉陣列，在未來的幾年內，引力透鏡專家們將具備探測這些小質量暗暈的能力。

無論如何，天文學家們正走在解開暗物質謎團的路上。在2016年初舉辦的「暗物質最小尺度問題」研討會上，Carlos Frenk說：「現在我們需要解決的問題已經很清晰，我將為第一個找到並測定一千萬個太陽質量暗暈的人買一瓶紅酒。」

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