基本介紹
- 中文名：暗能
- 類型：不發射任何光及電磁輻射的物質
- 密度：占宇宙的4％
- 分類：科學
簡介,出現,作用,前提,最被看好的暗物質候選者,被看好原因,中性子,軸子,CCDM存在的問題,
簡介
幾十年前，暗物質剛被提出來時僅僅是理論的產物，但是現在我們知道暗物質已經成為了宇宙的重要組成部分。暗物質的總質量是普通物質的6倍，在宇宙能量密度中占了1/4，同時更重要的是，暗物質主導了宇宙結構的形成。暗物質的本質現在還是個謎，但是如果假設它是一種弱相互作用亞原子粒子的話，那么由此形成的宇宙大尺度結構與觀測相一致。不過，最近對星系以及亞星繫結構的分析顯示，這一假設和觀測結果之間存在著差異，這同時為多種可能的暗物質理論提供了用武之地。通過對小尺度結構密度、分布、演化以及其環境的研究可以區分這些潛在的暗物質模型，為暗物質本性的研究帶來新的曙光。
大約65年前，第一次發現了暗物質存在的證據。當時，弗里茲·扎維奇（Fritz Zwicky）發現，大型星系團中的星系具有極高的運動速度，除非星系團的質量是根據其中恆星數量計算所得到的值的100倍以上，否則星系團根本無法束縛住這些星系。之後幾十年的觀測分析證實了這一點。儘管對暗物質的性質仍然一無所知，但是到了80年代，占宇宙能量密度大約20%的暗物質以被廣為接受了。
[圖片說明]：普通中發光物質占了宇宙總能量的0.4%，其他的普通物質占了3.7%，暗物質占了近23%，另外的73%是占主導暗能量。
在引入宇宙暴漲理論之後，許多宇宙學家相信我們的宇宙是平直的，而且宇宙總能量密度必定是等於臨界值的（這一臨界值用於區分宇宙是封閉的還是開放的）。與此同時，宇宙學家們也傾向於一個簡單的宇宙，其中能量密度都以物質的形式出現，包括4%的普通物質和96%的暗物質。但事實上，觀測從來就沒有與此相符合過。雖然在總物質密度的估計上存在著比較大的誤差，但是這一誤差還沒有大到使物質的總量達到臨界值，而且這一觀測和理論模型之間的不一致也隨著時間變得越來越尖銳。
出現
當意識到沒有足夠的物質能來解釋宇宙的結構及其特性時，暗能量出現了。暗能量和暗物質的唯一共同點是它們既不發光也不吸收光。從微觀上講，它們的組成是完全不同的。更重要的是，象普通的物質一樣，暗物質是引力自吸引的，而且與普通物質成團並形成星系。而暗能量是引力自相斥的，並且在宇宙中幾乎均勻的分布。所以，在統計星系的能量時會遺漏暗能量。因此，暗能量可以解釋觀測到的物質密度和由暴漲理論預言的臨界密度之間70-80%的差異。之後，兩個獨立的天文學家小組通過對超新星的觀測發現，宇宙正在加速膨脹。由此，暗能量占主導的宇宙模型成為了一個和諧的宇宙模型。最近威爾金森宇宙微波背景輻射各向異性探測器（Wilkinson Microwave Anisotrope Probe，WMAP）的觀測也獨立的證實了暗能量的存在，並且使它成為了標準模型的一部分。
作用
不過，我們忽略了極為重要的一點，那就是正是暗物質促成了宇宙結構的形成，如果沒有暗物質就不會形成星系、恆星和行星，也就更談不上今天的人類了。宇宙儘管在極大的尺度上表現出均勻和各向同性，但是在小一些的尺度上則存在著恆星、星系、星系團、巨洞以及星系長城。而在大尺度上能過促使物質運動的力就只有引力了。但是均勻分布的物質不會產生引力，因此今天所有的宇宙結構必然源自於宇宙極早期物質分布的微小漲落，而這些漲落會在宇宙微波背景輻射（CMB）中留下痕跡。然而普通物質不可能通過其自身的漲落形成實質上的結構而又不在宇宙微波背景輻射中留下痕跡，因為那時普通物質還沒有從輻射中脫耦出來。
另一方面，不與輻射耦合的暗物質，其微小的漲落在普通物質脫耦之前就放大了許多倍。在普通物質脫耦之後，已經成團的暗物質就開始吸引普通物質，進而形成了我們現在觀測到的結構。因此這需要一個初始的漲落，但是它的振幅非常非常的小。這裡需要的物質就是冷暗物質，由於它是無熱運動的非相對論性粒子因此得名。
前提
在開始闡述這一模型的有效性之前，必須先交待一下其中最後一件重要的事情。對於先前提到的小擾動（漲落），為了預言其在不同波長上的引力效應，小擾動譜必須具有特殊的形態。為此，最初的密度漲落應該是標度無關的。也就是說，如果我們把能量分布分解成一系列不同波長的正弦波之和，那么所有正弦波的振幅都應該是相同的。暴漲理論的成功之處就在於它提供了很好的動力學出發機制來形成這樣一個標度無關的小擾動譜（其譜指數n=1）。WMAP的觀測結果證實了這一預言，其觀測到的結果為n=0.99±0.04。
但是如果我們不了解暗物質的性質，就不能說我們已經了解了宇宙。現在已經知道了兩種暗物質--中微子和黑洞。但是它們對暗物質總量的貢獻是非常微小的，暗物質中的絕大部分現在還不清楚。這裡我們將討論暗物質可能的候選者，由其導致的結構形成，以及我們如何綜合粒子探測器和天文觀測來揭示暗物質的性質。
最被看好的暗物質候選者
長久以來，最被看好的暗物質僅僅是假說中的基本粒子，它具有壽命長、溫度低、無碰撞的特性。壽命長意味著它的壽命必須與現今宇宙年齡相當，甚至更長。溫度低意味著在脫耦時它們是非相對論性粒子，只有這樣它們才能在引力作用下迅速成團。由於成團過程發生在比哈勃視界（宇宙年齡與光速的乘積）小的範圍內，而且這一視界相對現在的宇宙而言非常的小，因此最先形成的暗物質團塊或者暗物質暈比銀河系的尺度要小得多，質量也要小得多。隨著宇宙的膨脹和哈勃視界的增大，這些最先形成的小暗物質暈會合併形成較大尺度的結構，而這些較大尺度的結構之後又會合併形成更大尺度的結構。其結果就是形成不同體積和質量的結構體系，定性上這是與觀測相一致的。相反的，對於相對論性粒子，例如中微子，在物質引力成團的時期由於其運動速度過快而無法形成我們觀測到的結構。因此中微子對暗物質質量密度的貢獻是可以忽略的。在太陽中微子實驗中對中微子質量的測量結果也支持了這一點。無碰撞指的是暗物質粒子（與暗物質和普通物質）的相互作用截面在暗物質暈中小的可以忽略不計。這些粒子僅僅依靠引力來束縛住對方，並且在暗物質暈中以一個較寬的軌道偏心律譜無阻礙的作軌道運動。
被看好原因
第一，CCDM的結構形成數值模擬結果與觀測相一致。
第二，作為一個特殊的亞類，弱相互作用大質量粒子（WIMP）可以很好的解釋其在宇宙中的豐度。如果粒子間相互作用很弱，那么在宇宙最初的萬億分之一秒它們是處於熱平衡的。之後，由於湮滅它們開始脫離平衡。根據其相互作用截面估計，這些物質的能量密度大約占了宇宙總能量密度的20-30%。這與觀測相符。
第三，在一些理論模型中預言了一些非常有吸引力的候選粒子。
中性子
其中一個候選者就是中性子（neutralino），一種超對稱模型中提出的粒子。超對稱理論是超引力和超弦理論的基礎，它要求每一個已知的費米子都要有一個伴隨的玻色子（尚未觀測到），同時每一個玻色子也要有一個伴隨的費米子。如果超對稱依然保持到今天，伴隨粒子將都具有相同的質量。但是由於在宇宙的早期超對稱出現了自發的破缺，於是今天伴隨粒子的質量也出現了變化。而且，大部分超對稱伴隨粒子是不穩定的，在超對稱出現破缺之後不久就發生了衰變。但是，有一種最輕的伴隨粒子（質量在100GeV的數量級）由於其自身的對稱性避免了衰變的發生。在最簡單模型中，這些粒子是呈電中性且弱相互作用的--是WIMP的理想候選者。如果暗物質是由中性子組成的，那么當地球穿過太陽附近的暗物質時，地下的探測器就能探測到這些粒子。另外有一點必須注意，這一探測並不能說明暗物質主要就是由WIMP構成的。現在的實驗還無法確定WIMP究竟是占了暗物質的大部分還是僅僅只占一小部分。
軸子
另一個候選者是軸子（axion），一種非常輕的中性粒子（其質量在1μeV的數量級上），它在大統一理論中起了重要的作用。軸子間通過極微小的力相互作用，由此它無法處於熱平衡狀態，因此不能很好的解釋它在宇宙中的豐度。在宇宙中，軸子處於低溫玻色子凝聚狀態，現在已經建造了軸子探測器，探測工作也正在進行。
CCDM存在的問題
由於綜合了CCDM，標準模型在數學上是特殊的，儘管其中的一些參數至今還沒有被精確的測定，但是我們依然可以在不同的尺度上檢驗這一理論。現在，能觀測到的最大尺度是CMB（上千個Mpc）。CMB的觀測顯示了原初的能量和物質分布，同時觀測也顯示這一分布幾近均勻而沒有結構。下一個尺度是星系的分布，從幾個Mpc到近1000個Mpc。在這些尺度上，理論和觀測符合的很好，這也使得天文學家有信心將這一模型拓展到所有的尺度上。
然而在小一些的尺度上，從1Mpc到星系的尺度（Kpc），就出現了不一致。幾年前這種不一致性就顯現出來了，而且它的出現直接導致了"現行的理論是否正確"這一至關重要的問題的提出。在很大程度上，理論工作者相信，不一致性更可能是由於我們對暗物質特性假設不當所造成的，而不太可能是標準模型本身固有的問題。首先，對於大尺度結構，引力是占主導的，因此所有的計算都是基於牛頓和愛因斯坦的引力定律進行的。在小一些的尺度上，高溫高密物質的流體力學作用就必須被包括進去了。其次，在大尺度上的漲落是微小的，而且我們有精確的方法可以對此進行量化和計算。但是在星系的尺度上，普通物質和輻射間的相互作用卻極為複雜。在小尺度上的以下幾個主要問題。亞結構可能並沒有CCDM數值模擬預言的那樣普遍。暗物質暈的數量基本上和它的質量成反比，因此應該能觀測到許多的矮星系以及由小暗物質暈造成的引力透鏡效應，但是目前的觀測結果並沒有證實這一點。而且那些環繞銀河系或者其他星系的暗物質，當它們合併入星系之後會使原先較薄的星系盤變得比現在觀測到得更厚。
