暗物质的性质是宇宙学、粒子物理学和引力的核心问题之一,它或许是由宇宙早期产生的不为人知的粒子所组成(针对这些粒子的探测以及相关技术的研发目前取得了长足的进步)。在下一个10年里,来自于直接探测、大型强子对撞机和γ射线大视场空间望远镜的探测结果,将开启人们真正了解暗物质的大门。
过去的10年间,通过对宇宙进行的精确观测,我们已经建立了一个惊人的宇宙学模型:普通物质(重子和电子)仅占宇宙能量密度的5%;其余的与光子不发生作用的部分组成了宇宙的“黑暗地带”。宇宙能量密度的25%在引力作用下聚集成团,形成了神秘的暗物质(它的存在已经通过星系和宇宙微波背景辐射(CMBR)的观测得到了证实)。此外,剩下的大约70%似乎以一种更为神奇的暗能量的形式存在(其压强为负,并促使宇宙的加速膨胀)。然而,我们还不了解暗物质的性质,对暗能量的性质也知之甚少。
我们知道暗物质是由非重子物质(重子是由质子和中子组成)组成的,这是从轻元素丰度和CM-BR的推断得出的(重子密度要比整个物质密度低很多)。这一结果已经通过观测行星尺度的晕族大质量致密天体(MACHO)得到了证实。现在更多的证据指出暗物质是“冷”的(即粒子在星系形成时是非相对论性的)。冷暗物质和暴涨、暗能量一起很好地解释了宇宙结构的形成,并与绝大多数观测相一致。
根据粒子物理和引力的观点,暗物质可能是证明“超越标准模型”的物理存在的最强有力证据。举个例子,我们知道标准模型成功地描述了强相互作用,但量子色动力学破坏了电荷宇称对称性,与实验严重不符。最完美地解决这个问题的办法是预言一种新的叫做“轴子”(Axion)的粒子的存在,它可以用来解释暗物质(银河系暗晕中的轴子能够通过磁场散射的虚光子被探测到)。
取决于轴子的质量,这些虚光子在频率为100MHz～100GHz范围内可以产生实光子。在低温下,通过激发这些光子在一个窄带共振腔中的共振,可以得到比放大器噪声水平略高的微弱信号。运用这种方法,轴子暗物质实验(ADMX)小组正在寻求对一般的轴子模型(KSVZ模型)中质量范围从2～2.2μeV/c2(c是光速)的轴子的宇宙学限制。在今后的两年里,该实验组计划探测的质量区间为1～10μeV/c2,然后通过基于无线电频率放大器的超导量子干涉仪,以提高包括其他轴子模型在内的实验灵敏度。然而,使用这种方式很难探测到质量更大的轴子(上限是1000μeV)。
弱相互作用大质量粒子(WIMP)是暗物质的又一类候选者。如果我们假设冷暗物质是由大质量粒子组成的,并且这些大质量粒子在宇宙的早期与普通物质处于热平衡,那么很自然的就会想到WIMP。但随着宇宙的膨胀和冷却,它们从热平衡中退耦,而退耦时其是非相对论性粒子。既然这样,其密度应当同相互作用率成反比。
为了解释暗物质,就需要它的相互作用率在弱电尺度上;相反地,极为成功的弱电统一亦是不稳定的。为了使它稳定,就需要在相同尺度下引入新的物理学,它可能是超对称、致密的,或者是弯曲的额外维,又或者是“小希格斯”粒子。引入的新粒子的最小质量通常是稳定的,并且能够在形成暗物质的尺度下发生相互作用。由于上述不同的原因,粒子物理和宇宙学同时产生了WIMP的概念。
因此,从我们银河系的暗晕中探测WIMP非常吸引人,例如通过测量在适当标靶上的弹性散射。实验的挑战性似乎是令人心悸的,预期的发生率大约在每周或每月每千克标靶物质发生一次粒子碰撞,这比在纯净物质中发生放射性事件的概率要小得多。另外,典型的核散射反冲能为15keV,也很小。因此我们需要极其敏感的探测技术,而且还要能够抵挡来自放射性背景的干扰。如果周围高速运动的中子能被充分的削减(通过氢化物以及深藏于地下),那么WIMP就是唯一能造成核反冲事件的粒子。
我们怎样知道观测到的是WIMP呢?除了核反冲以外,WIMP相互作用应该是单个的散射体,并均匀地分布在整个探测器中。相反,中子和γ射线对于密集的探测器而言只会散射几厘米。最后,通过散射的方向性(这要求低密度介质,因为在锗中反冲长度大约是10-5g/cm2或几百埃)和一年中信号的变化(需要几千个事件才能确定一个百分之几的效应)可以建立与银河系的关联。这里我们评述一下有望达到这些目的的技术。
第一代实验试图使用在77K下的锗和碘化钠(NaI),但其灵敏度缺乏抑制来自背景的干扰而受限。暗物质(DAMA)小组声称已经观测到NaI上WIMP随年的变化。然而,他们的结果不自洽,而且也没有被其他独立的实验所确认。
斯坦福大学的卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所参与CDMS实验
声子辅助探测器为在1千克标靶质量附近实现无背景干扰运转奠定了基础。如地下WIMP探测器(EDELWEISS)和超导温度计低温稀有事件探测(CRESST)的实验,通过高灵敏热敏电阻以测量在相互作用中产生的声子所造成的温度增加;而冷暗物质搜寻(CDMS)实验,则通过破坏超导薄膜中的库珀对来探测非热声子。除了高灵敏度外,这些实验通过综合声子测量和低电场下的离子测量以及闪烁,声子辅助探测器还能够区分电子反冲。而CDMSII的实验其灵敏度大致要比其他任何暗物质实验高出10倍,并且开始达到超对称所预言的散射截面的范围(现在正在进行的声子辅助实验使用大约5千克的标靶质量,灵敏度是目前的10倍)。在今后6年里,新的实验计划如SuperCDMS,将会使用质量为25千克的标靶,对于质量为60GeV/c2的WIMP来说,每个核子的探测精度可以达到10-45cm2。未来的挑战是将标靶质量加大到1000千克。
利用惰性液体(氖、氩、氙)来探测WIMP也取得了实质性的进步。通过对比闪烁和电离,能够区分核和电子的反冲(需放大电离信号),如在液体变成气体时通过抽取电子并使它们在强电场区域中发生闪烁。目前已有3个不同实验具备了信号放大技术,分别是液态惰性气体区域比例闪烁(ZEPLIN II)使用氙的XENON10和WIMP氩计划(WARP)。
最近取得的一个突破是发现Ne和Ar核反冲的脉冲波形与电子反冲的脉冲波形完全不同。于是可以考虑这样一个仅有闪烁的方案:一个由惰性液体填充的球,其内表面由大量的光电倍增管所覆盖。即一个免受外部放射性事件影响的基准区域可被定义为探测器的中心,进而脉冲波形的差异使得我们可以识别出核的反冲(这种方法已经被氖低温低能天体物理学和氙中微子质量探测器计划所采用),这些技术可以很好地测量大质量的标靶。然而,它所能达到的阈值还需要进一步考查。
另一种方案是气体探测器。在低压或高压下,如果有足够的分辨率就能探测反冲的方向。通常这些装置在时间投影室中可以让离子漂移很长的距离,但载流扩散必须受到限制。目前,追踪识别反冲方向(DRIFT)小组正在40托(真空度单位)的情况下测试了一个地下1立方米的原型机(167g的二硫化碳)。很显然,要达到所需的几百千克的质量,就需要拥有几千立方米的庞大投影室,其分辨率要达到1毫米109个像素。
LHC内部磁铁
亚稳系统也许能使探测器对核反冲而不是光子产生的高能密度更加敏感。为此可以使用氟里昂微滴或一个极为稳定的泡沫室。不幸的是,这样的装置对α相互作用和诸如尘埃等成核剂也非常灵敏。如果具有足够的纯度,那么应该制造一个廉价且只对WIMP敏感的大质量探测器。尽管这些探测器可以很快的达到感兴趣的上限,但仍缺乏证实一个信号所需要的冗余。
上述的这些实验还可以补充其他实验的不足,特别是计划在2008年开始运转的大型强子对撞机(LHC)。值得注意的是,LHC探测到的能量缺失并不能作为解释暗物质性质的充分证据。在LHC中产生的粒子可能是不稳定的,并且会衰变成无法直接探测的超WIMP(例如引力子)。
暗物质实验和LHC对WIMP的探测无疑将开启广袤的新领域研究,但是有一些理论认为只有一种技术适合WIMP的探测。在相似的时间尺度下,γ射线大视场空间望远镜(GLAST)卫星可以探测星系中WIMP湮灭所产生的γ射线(5年中可能可以探测到2～5次)。银河系中心WIMP湮灭中产生的γ射线也预期会被观测到,但对这个信号的解释也许并不唯一。
探究宇宙中暗物质的性质不但对天体物理学和宇宙学有着重要意义,而且对于粒子物理和引力理论也有着深远影响。最明确的结果可能会来自对银河系晕暗物质的直接探测。对于轴子和WIMP而言,目前的技术已经逐渐达到了宇宙学所感兴趣的灵敏度,而一些新的探测方案也处在研发之中。
WIMP探测的方向很清晰,即增加标靶的质量并且维持零背景干扰;而综合基于声子辅助传感器和惰性液体的探测,再加上几个不同实验之间相互的比对,也许可以达到这个目标。对每个核子10-45cm2的测量精度尤其令人感兴趣,而且在几年之内就能达到。届时LHC将会探测超对称性和额外维,而GLAST也会按计划发射上天。
如果我们运气好的话,我们可能真的会处于发现暗物质的边缘上。如果从测量反冲方向到银河系都有新的发现,那么就可以确信,我们观测的事件的确是由于暗物质所引起的。