暗物質究竟是由什麼組成的，這個問題至今還沒有答案。弱相互作用大質量粒子曾是最受歡迎的猜想，但隨着時間的流逝，對撞機實驗和直接粒子探測試驗的數據都顯得對它不利。現在，是時候讓我們重視起軸子和類軸子了。爲了驗證這類模型，科學家或許會把更多的精力投入到廣闊的宇宙空間中。

撰文|錢達·普雷斯科德-溫斯坦（Chanda Prescod-Weinstein）

翻譯|林宇根

審校|高宇

魯賓在20世紀60年代做出了足以傳世的成果。她在研究星系內的恆星時發現了一些奇怪的現象：星系外圍的恆星速度比預想的要快。她的工作與弗裏茨·茲威基（Fritz Zwicky）在20世紀30年代早期對星系團的研究結果相呼應，弗裏茨·茲威基的研究結果導致他提出存在“Dunkle Materie”，這在德語裏是“暗物質”的意思。整個70年代，魯賓和美國天文學家肯特·福特（Kent Ford）都在發表支持此結論的數據。而到了80年代早期，科學家已經普遍接受了物理學中存在一個暗物質問題。

大多數在實驗室中尋找暗物質的嘗試都可以分爲三類。第一類是“直接探測”實驗，以普通物質作爲靶粒子，比如氙元素，來尋找暗物質粒子與靶粒子之間的互動。第二類是對撞機實驗，例如在瑞士日內瓦附近的大型強子對撞機上，將兩個普通物質粒子加速對撞粉碎，希望以此產生暗物質粒子。第三類是“間接探測”實驗，通過暗物質與自身的相互作用產生出的可觀測粒子來尋找暗物質存在的證據。

到目前爲止，以上的策略都還尚未發現這些“缺失”的暗物質。我們也仍然不知道暗物質是否能在引力之外與普通物質相互作用。或許我們建造的加速器就不可能產生暗物質，我們組建的實驗也探測不到。因此，通過天文觀測在宇宙中尋找暗物質，是我們最大的希望之一。

儘管這種暗物質研究方法很有前景，但有時，天文學家和物理學家在觀念上會有分歧。物理學家傾向於重視對撞機和實驗室探測，並不總優先考慮暗物質與天體物理學工作的聯繫，這種觀念上的脫節在資金資助上也會有所體現。而天文學家這邊則傾向於把暗物質當作粒子物理學問題而不予考慮。到2022年，我們將有機會改變這一現狀。21世紀20年代初，粒子物理學界開始制定“斯諾馬斯”（Snow mass）團體發展規劃。這個規劃大約每十年進行一次，物理學家聚在一起，向一個美國國會授權的專家組解釋未來的科學項目，該專家組將決定這些科學問題的優先順序。暗物質的宇宙學探測則首次成爲了優先考慮的方向之一。

搜尋暗物質的4種方法。

“候選者宇宙”

儘管對暗物質仍知之甚少，但與魯賓在做相關研究的70和80年代相比，我們已經有了長足的進步。我們現在知道，有充分的證據表明每個星系都生活在自己的暗物質氣泡中，這被稱爲暗物質暈。在這些星系和暈組成的系統中，暗物質總量遠遠超過了恆星、行星和氣體中的普通物質。換句話說，我們在實驗室和對撞機中能夠識別的所有粒子，也就是粒子物理學標準模型中的那些粒子，只佔宇宙中正常引力物質的20%左右。如果還要考慮暗能量，那麼我們對宇宙的瞭解就只剩下大約4%了。

物理學家已經考慮了各色的暗物質候選者。大多數科學家傾向於“冷暗物質”，即由運動速度要比光速慢得多的非相對論性粒子組成的暗物質。在冷暗物質中，經典的模型之一是弱相互作用大質量粒子（weakly interacting massive particle，WIMP）。科學家們推測，在宇宙早期這種粒子可以自然地形成，並通過弱力與常規物質有一定的相互作用。最受歡迎的WIMP粒子是費米子，這是包含電子和夸克在內的一類粒子。

在很長一段時間裏，尤其是在美國，WIMP是最受歡迎的暗物質候選者。不過近年來，人們的看法發生了轉變，原因是大型強子對撞機以及其他任何直接、間接探測實驗都沒有發現WIMP存在的證據。

近期，粒子物理學界對軸子感到興奮不已，它是另一種假想的暗物質候選粒子。根據理論預測，軸子的質量比WIMP小，且不是費米子。相反，軸子是一種玻色子，光子也是一種玻色子。作爲玻色子，軸子與WIMP的性質有着本質上的不同，這爲它們可能形成的不同結構打開了一扇有趣的大門。最初正是受到軸子的吸引，我才進入暗物質研究領域的。

誘人的替代選項

2014年，我是麻省理工學院的馬丁·盧瑟·金（Martin Luther King Jr）博士後，先在卡弗裏天體物理研究所（KavliInstitute for Astrophysics），後在理論物理中心（Center for Theoretical Physics，CTP），負責尋找一些有興趣的研究課題。馬克·赫茨伯格（MarkHertzberg）當時也是理論物理中心的一名博士後，我和他談起物理學家之間爆發的一場辯論： 軸子能形成一種被原子物理學稱爲“玻色-愛因斯坦凝聚態”的奇特物質狀態嗎？

存在這種可能性的原因在於軸子是玻色子，而不是費米子。費米子（包括WIMP）必須遵守泡利不相容原理，意味着兩個費米子不能佔據全同的量子態。而另一方面，因爲軸子是玻色子，它們就可以佔據相同量子態。這意味着當我們充分冷卻軸子後，它們能進入相同的低能態，並像單個超粒子一樣進行集體運動，這就是玻色-愛因斯坦凝聚。

軸子，是由弗蘭克·維爾切克（Frank Wilczek）在20世紀70年代命名的，他是赫茨伯格在麻省理工學院的博士導師。維爾切克是最早意識到羅伯託·佩切伊（RobertoPeccei）和海倫·奎因（Helen Quinn）提出的模型結果的人之一，維爾切克以一種洗衣液品牌將這種粒子命名爲“軸子”（axion）。

傳統的軸子起源於對佩切伊-奎因對量子色動力學理論（QCD）的擴展。QCD描述了四種基本相互作用中的強相互作用力。儘管QCD模型非常成功，但它的一些預言現象我們從未在實驗室中觀測到。佩切伊和奎因的工作解決了這個矛盾，也提供了一種暗物質的產生機制。同時，另一種被稱爲弦理論的設想中，預言了一系列與傳統軸子有着相同數學架構的粒子，這些粒子被稱爲類軸子。通常認爲傳統的QCD軸子質量約爲10-40千克，大約比電子輕10個數量級，而弦理論中的類軸子則可以輕得多，輕到10-63 千克。

赫茨伯格、我以及我們博士後導師阿蘭·古思（Alan Guth）的合作研究對軸子如何能形成玻色愛因斯坦凝聚的這個熱門觀點開展了爭論。美國佛羅里達大學的皮埃爾·西基維（PierreSikivie）是一位傑出的物理學家，他在2009年提出QCD軸子會在宇宙極早期形成大型凝聚體的觀點，引起了極大的轟動。他的計算表明，這會導致星系中產生環狀的暗物質暈，而不是像大多數天文學家，以及WIMP模型所預測的那樣，形成球形的暈。假如此觀點成立，我們或可通過觀察暈的形狀來判斷暗物質的成分。

我們的論文發表的同一年，另一個小組也正在研究類軸子粒子的其他有趣現象。薛熙於在中國臺灣大學就職，他牽頭的團隊發表了常稱爲“超輕軸子”或“模糊暗物質”的類軸子計算機模擬結果。之所以這樣稱呼是因爲它們的質量非常低，因而行爲更像模糊的波而不像點粒子。他們的工作表明這些粒子可以形成波狀的暗物質暈，在其核心處存在玻色-愛因斯坦凝聚。薛熙於的論文使科學家對超輕軸子產生了新的興趣，並相信能通過天體物理觀測發現我們預期的波狀暈結構。

如今，軸子、類軸子與WIMP並列成爲了暗物質最佳的候選方案。而另一個逐漸獲得關注度的類型叫做自相互作用暗物質。這個觀點預言費米子暗物質粒子之間應存在一種引力之外的自相互作用。暗物質暈通常是平滑的球狀，這種自相互作用則能導致它產生更有趣的結構和形態。有趣的是，軸子之間也可以有自相互作用。

冷暗物質候選者。

在WIMP、軸子和自相互作用暗物質外，還有另一種可能的候選者：中微子。它只能解釋一小部分暗物質，我們稱之爲宇宙中微子背景。此外，理論上中微子在標準模型中還有一種假設的夥伴：惰性中微子。惰性中微子與中微子不同，它們主要通過引力相互作用，參與標準模型中相互作用的程度反倒非常低。並且，它們可能是最受歡迎的“溫暗物質”候選者——至少是介於熱與冷之間的暗物質候選者。

理論物理學家剛開始探討的另一個觀點是：暗物質或許不止是一種，而是一類粒子。也有可能暗物質是由傳統的軸子、類軸子、WIMP、惰性中微子和自相互作用暗物質一起組成的。甚至還有另外一種可能性，暗物質實際上是由在早期宇宙中形成的恆星級質量的黑洞組成的。自從2017年發現了引力波，表明這個質量級別的黑洞數量比以前設想的要多一些，這種觀點就更受歡迎了。

來自太空的線索

在天文學中，我們總是採用比較被動的觀測方式。雖然我們可以選擇儀器，但我們不能創造一個星系或者恆星來觀察它的演化過程。宇宙中，大多數過程的時間尺度對人類而言並不友好。星系形成需要數十億年，而釋放暗物質粒子的宇宙學過程也需要幾十到幾百年的時間。

即便如此，暗物質的天體物理學探測仍爲我們提供了豐富的信息。例如美國航空航天局（NASA）的費米伽馬射線空間望遠鏡（Fermi Gamma-ray Space Telescope）通過尋找只有暗物質才能發出的伽馬射線信號，就起到了暗物質實驗裝置的作用。

事實上，費米望遠鏡確實在銀河系中心看到了過量的伽馬射線。這激起了觀測家和理論家們的激烈爭論。一種解釋是，這就是暗物質相互碰撞的結果。另一種可能性是，信號來自銀河系中心附近的中子星，而中子星在其生命歷程中會發射伽馬射線。一些天體物理學家更傾向於中子星這種常規的解釋，而其他人則認爲信號是暗物質產生的。只有對更詳盡的觀測進行分析之後，才能夠說服大家去相信這個觀點。費米望遠鏡未來的觀測數據，以及NASA的全天中能段伽馬射線探測器（All-sky Medium Energy Gamma-ray Observatory eXplorer，簡稱爲AMEGO-X）等未來實驗提議將有可能終結這個爭論。

子彈星系團 ：錢德拉 X 射線太空望遠鏡（Chandra X-Ray Space telescope）獲取的圖像顯示了兩個星系團碰撞時正常物質所在的位置（粉紅色）。引力透鏡效應的研究則顯示大部分質量分佈的區域（藍色部分）與正常物質的分開了，這爲暗物質的存在提供了強有力的證據。

科學家們也曾利用費米望遠鏡來尋找軸子存在的證據。當軸子遇到磁場時，理論上有幾率衰變爲光子。我們希望通過長距離的觀測來發現這種光信號，從而證明軸子存在。而中子星雖然可能混雜了銀河系中心的信號，但它本身實際上也可以是尋找暗物質的好地方。一些理論認爲，高速旋轉的緻密中子星，星體核心處的質子和中子碰撞會產生軸子。這些軸子與光子相互轉化並逃離恆星時，或許能被我們觀測到。只要我們觀測的時間足夠長，隨着中子星在幾十到幾百年的時間裏釋放這些軸子，中子星就會以一種我們能夠測量的方式冷卻下來。目前另一個熱門研究課題是非軸子暗物質能否在中子星中聚集，從而影響星體的結構。

我們還可以通過研究宇宙微波背景（CMB）來更多地瞭解暗物質的本質，這是迄今爲止我們所掌握的暗物質存在的最好證據。事實證明，我們只有假設暗物質存在，才能解釋在宇宙微波背景中看到的圖案。這些數據中的圖案可以告訴我們暗物質在宇宙總能量中的佔比；它甚至有助於限制暗物質粒子可能的質量範圍。就在我寫這篇文章時，CMB-stage 4合作組正準備使用位於智利阿塔卡馬沙漠和南極的一系列望遠鏡，對宇宙微波背景進行迄今爲止最精密的測量。

可預期的未來

NASA的羅曼空間望遠鏡（Nancy Grace Roman Space Telescope）將於2025年發射，雖然它主要專注於研究宇宙加速膨脹（“暗能量問題”）和系外行星，但它也能加深我們對暗物質的瞭解。同時，位於阿塔卡馬沙漠的薇拉·C。魯賓天文臺也將繼續支持許多方面的研究，其中包括搜尋魯賓賴以成名的暗物質。

換句話說，未來數年將有許多事情值得期待。原因之一在於，幾乎任何大尺度天文觀測都能告訴我們一些暗物質的信息。例如，一個由阿爾瑪·X。岡薩雷斯-莫拉萊斯（AlmaX。 Gonzalez-Morales）和路易斯·阿圖羅·烏雷尼亞-洛佩斯（Luis Arturo Ureña-López）領導的墨西哥團隊證明，我們可以利用引力透鏡現象來限制模糊暗物質的質量。莫拉萊斯和洛佩斯積極參與了魯賓天文臺時空巡天曆史數據項目，他們從事引力透鏡的研究，也參加了暗物質工作組。實驗觀測將能捕獲到更詳細的暗物質暈信息，計算機也能對暗物質候選者進行模擬，我們正在工作組中討論如何對比二者的結果。同樣，羅曼望遠鏡對大尺度結構的巡天觀測也將爲暗物質在宇宙尺度上的行爲提供更多信息。

我將積極參與斯諾馬斯規劃活動，不僅作爲一名科學家，而是與亞歷克斯·德里克·瓦格納（Alex Drlica Wagner）和鬱海波一起，擔任宇宙學前沿中“暗物質：宇宙學的探測”方向的三位召集人。我們的任務是向資助方的決策者們闡明當前天體物理學在暗物質搜尋方面的熱度與機遇。

從事科學工作絕不僅是計算、觀測和實驗；它還涉及與他人開展合作，其中包括政策制定者。我們能取得多大的進展，一定程度上取決於我們從立法者那裏獲取的支持力度。想到這一點當然會給人很大壓力。好消息是整個宇宙都值得我們去探索，而嘗試理解暗物質是一種很不錯的消遣。