baryon catastrophe 重子災難，星系團熱氣體數量研究中遇到的難題。這些研究表明，宇宙中的重子對暗物質的比例太大，使得所有類型物質加起來的數量，不可能正好符合暴漲理論最簡單版本的預言和使時空平坦（見宇宙模型）。
基本介紹
- 中文名：重子災難
- 外文名：Baryon disaster
宇宙的大部分物質存在於某種不可見的形態中，這已得到可靠證明。但是，當理論家愉快地以加進了冷暗物質、熱暗物質、WIMP和混合暗物質等稀罕之物的各種數學模型自娛時，觀察家卻在慢慢揭示一個可厭的真理。儘管宇宙中確實有一些暗物質，卻可能不如某些受到偏愛的模型暗示的那么多。
標準熱大爆炸模型（摻進了暴漲理論要求宇宙存在的最初瞬間有一個極快膨脹階段的概念）認為，宇宙中的物質應該很接近於既能使時空平坦、又正好防止它永遠膨脹所需要的“臨界”數量。但是，早期宇宙中輕元素如何形成的理論（見核合成）限制普通重子物質（質子、中子及類似粒子）的密度只有這一數值的大約1/20,其餘的宇宙絕大部分則(根據標準圖景)由某種奇異粒子如軸子組成。這些粒子的存在雖然由標準粒子物理學理論所預言，但從未被直接觀測到。在人們喜愛的冷暗物質（CDM）宇宙模型中，暗粒子對亮物質的引力影響導致了各種結構的產生，先是小尺度的，隨著宇宙演化，尺度越來越大。
暗物質的證據來自各種不同的尺度上的觀測。在我們銀河系內，不可見物質至少同可見的物質一樣多。但對麥哲倫雲中恆星的引力透鏡效應觀測表明，暗物質的這一特定成分可能是重子物質，既可以是大行星，也可以是叫做褐矮星的黯淡小質量恆星。根據恆星和氣體雲繞盤狀星系外圍運動的速率，也得到了存在更廣延暗物質暈的證據，但這眼於單個的星系時，確實完全沒有必要乞靈於CDM。
然而，沒有理由認為星系的內含物能夠代表整個宇宙。當一個原星系開始坍縮時，它應該已經含有了一般的重子物質混合物（熱電離氣體形態）再加上暗物質。暗物質是“冷”的，就是說它的個別粒子的運動與光速相比是慢的，但與重子物質一樣具有足夠能量產生壓力，將它們擴散到一個大空間中。重子因輻射電磁波而損失能量，所以它們很快冷卻；氣體雲的重子成分失去熱的支持，便下沉到原星系暈的中央，形成了我們今天看到的星系。這就使得不能冷卻的暗物質（因為不輻射電磁波）擴散到一個大得多的範圍。
因此，要找到更具代表性的混合物質，我們必須考察更大的、更晚形成且冷卻作用比較小的結構。這就是星系團。
一個典型的富星系團可能包含1000個星系，支持它們對抗引力的是它們的無規速率。利用星系運動引起的都卜勒效應，測出無規速率可超過1000公里每秒。都卜勒效應使得星系波譜中的特徵不是向藍端就是向紅端位移（這與宇宙膨脹產生的紅移無關，後者必須從這些測量中扣除）。令星系的動能等於它們的引力勢能，就可以估計出星系團的總質量。這樣的計算最早是弗里茨·茲威基在1930年代完成的，他得出了當時令人驚奇的結論：星系只占總質量的很小部分。這個結論太不可思議了，致使許多天文學家將茲威基的發現忽略了幾十年之久。
在當時既沒有粒子物理學實驗背景，又缺少今天已知的宇宙模型的情況下，天文學家如果熱心於試圖通過觀測將這種失蹤物質證認為熱氣體的話，應該說是情理之中。然而卻沒有人這么做，這也許是因為氣體的物理條件使它不能用任何當時的手段探測到。氣體粒子的運動速率與星系的相近，這相當於氣體溫度約1億度——足以從原子核剝去除束縛最牢固的以外的全部電子，留下帶正電荷的離子。這種電離氣體的輻射主要在可被地球大氣吸收掉的X射線波段。直到1970年代發射了X射線衛星天文台，才發現星系團是非常明亮的X射線源，人們終於認識到，熱氣體，或星系團內物質（ICM），是不能忽略的（見X射線天文學）。
現在已經知道，ICM是星系團的一個很重要的成分。它不單是含有比星系更多的物質，它的溫度和空間分布還可用來查找引力勢，因而能夠以比單用星系高得多的精度算出星系團的總質量。要得到氣體的總質量，需要考察輻射速率。這一輻射是相反電荷粒子（離子和電子）之間的碰撞產生的，因而依賴於氣體密度的平方。我們觀測到的是投射發射，就是假設星系團是球對稱的並被壓扁在天空平面上，這樣比較容易進行換算以求出密度如何隨著離星系團中心的距離而變化。結果發現氣體延伸範圍比星系寬廣得多，在有些情況下可追蹤到離星系團中心幾百萬光年之處。星系不過是星系團核心部位占支配地位，而在作為整體的星系團內，氣體的數量至少是星系形態物質的3倍，而且可能還要多得多（不可靠的已經不是氣體的質量，而是星系的質量了）。但是，甚至氣體和星系加在一起的質量也比星系團的總質量少，說明還應該存在大量暗物質。支撐熱氣體對抗星系團內引力坍縮的是氣體的壓力梯度。要從觀測中唯一地推導它，我們需要知道溫度如何隨著到星系團中心的距離而變。可惜用現有的X射線望遠鏡還做不到這點（雖然日本的ASCA——宇宙學和天天物理學高能衛星——帶來了這種可能性），因而必須規定一些簡化假設。通常認為，氣體是等溫的——在整個星系團範圍內溫度處處相同。這與觀測結果、與證明星系團內星系無規速率和氣體溫度都很少變化的數字模擬結果均相符。氣體溫度當然可能在星系團外圍部分下降——不過這種情況傾向於減小總質量的估計值。
劍橋天文研究所的大衛·懷特和安迪·法比安在1995年發表的一項研究中，檢驗了愛因斯坦衛星得到的19個亮星系團的數據。他們將氣體質量與星系團總質量進行比較，得出氣體占10%~20%，平均值約15%。如果加上星系的質量，這些數據還要增加（總質量的）1%~5%。所以，星系團的總重子含量遠遠大於平坦宇宙標準CDM模型預言的5%。仍然需要某種暗物質（這會使粒子物理學家高興），但現在只要重子物質的5倍，而不是20倍了。由於大爆炸模型仍然認為只有臨界密度的5%可以採取重子形態，這就意味著，如果星系團中的物質分布對這個宇宙具有代表性的話，那么即使將暗物質包括進去，總共也只能有臨界密度的30%左右。要想保持密度參數的高數值，就必須允許宇宙總質量中有比5%多得多的物質存在於重子之中，可是這又被原始核合成規則所禁止。
怎樣解決這個問題呢？模型本身就有很多不確定性（比如，氣體可能結成團塊或者不是等溫的），但這未必能使結論改變很多。然而有一個比較大的不確定性，就是星系團的距離，而星系團的距離又決定於自大爆炸以來宇宙膨脹到目前的速率，也就是所謂的哈勃常數。到現在為止，我們一直假定哈勃常數是50公里每秒每百萬秒差距，這接近可接受範圍的低端，對應一個大而年老的宇宙。這表示，一個位於1百萬秒差距外（離我們100萬秒差距或326萬光年）的星系，由於宇宙膨脹，正以50公里每秒的速率離開我們，等等。
在宇宙模型中，當哈勃常數變小時，計算的重子份額將增加，但來自原始核合成的重子份額的預言值甚至增加得更快，從而使兩者之間的差異縮小。讓哈勃常數取足夠小的值，就能使兩者達到一致，然而遠在達到一致之前，重子份額早就等於1了。既然不可能有大於100%的宇宙質量取重子形態，這種一致就可以反過來給哈勃常數規定一個絕對下限，這個下限值約等於14，單位如常。很少天文學家會讚賞如此極端的數值。不過值得指出，有一個估計哈勃常數的新方法（根據蘇尼亞耶夫-澤爾多維奇效應），就是測量星系團熱氣體對通過它的背景輻射的影響，來決定宇宙膨脹有多快。這個方法剛剛起步，但首批結果業已得出小的哈勃常數值，甚至可能小於50。
因此，標準模型的某個主要基礎看來必須放棄。這些基礎中，最不重要的是暗物質必須是“冷”的。由產生於大爆炸並以接近光速運動的粒子（如中微子）構成的熱暗物質，因其粒子高速無規則運動而不能有效聚集成團。乍看起來，你也許會猜測有大量熱暗物質充滿星系團之間的空間，致使星系團也不能代表宇宙物質的分布。但是，熱暗物質不能超過暗物質總量的1/3，因為熱暗物質之間和普通重子物質之間的相互作用，將減緩星系和星系團這類結構的發展，使它們形成推遲；而這卻又與觀測到的遙遠年老射電星系和類星體的數量相矛盾。
我們肯定無法讓已經發現的重子物質退出舞台，而且它們的數量可能比我們估計的還要多。如果對星系團周圍更大範圍進行同樣的分析，大概會得出更大質量份額是在氣體中，因為星系本身團聚在星系團的中心。在有些情況下，熱氣體形態的物質多達星系團質量的一半。一般來說，氣體的加熱傾向於將它從星系團趕走，這進一步加劇了重子矛盾——如果星系團之外還有冷重子物質，那么普通物質甚至比觀測到的物質更多。有人認為，星系團可以含有多餘的重子，因為它們處在宇宙大規模爆發產生的巨大空穴邊緣，由掃蕩到那裡的氣體團形成的。但遺憾的是，這樣的模型看來已經被排除了，因為它們將在宇宙微波背景輻射中引起過度的畸變。
還有人拋出來了非標準核合成觀念：比方讓重子豐度隨地點而變。這可以在一定程度上放寬重子份額的上限，但這些模型的人為性太明顯，而且無論怎樣努力也不如標準模型成功。
剩下的是最簡單的解釋，也是大多數宇宙學家最不願意接受的解釋，那就是宇宙質量密度大大小於臨界密度。如果“你看到就是你擁有的”，那么宇宙含有物質的總密度約為臨界密度的30%，其中多達25%是重子物質。其餘75%的宇宙物質應該主要是冷暗物質，也許還有少量熱暗物質。而哈勃常數，也可能如某些新近觀測表明的那樣，比50高出很多。
不管這個問題的最終解決為何，它無疑將導致宇宙學思想的根本改造。這種情況確實正在發生，因為有些宇宙學家已經開始尋找重新塑造他們鐘愛的暴漲概念的途徑，希望得到一個密度參數在整個可觀測空間可取0到1之間任意數值的宇宙。
補充讀物：約翰·格里賓和馬丁·里斯著《宇宙的原料》。
