在黑暗中探寻

寻找暗物质是一段充满荆棘的旅程。

布朗大学的理查德·盖茨夏尔教授（Richard Gaitshell）是暗物质探测实验LUX（the Large Underground Xenon Detectro，大型地下氙探测器）项目的理论研究员和联合发言人。他于2013年12月在哈佛大学做过一次报告，台下众多全神贯注的听众来自哈佛大学物理系。他高兴地谈及，他及合作者们还没有发现暗物质。其实验的成功之处在于，他们已经排除掉很多暗物质候选者，其中包括一大类模型，甚至还得到了一些目前来看不可信的实验结果。尽管现在让人有些失望的是，还没有暗物质被实验发现的物理学新闻，但盖茨夏尔教授的高兴却并不是毫无理由的。他们设计并进行了极具挑战性的实验，实验按照他们当初的期望正常运行着。没有发现暗物质并不是盖茨夏尔教授和他同事的错，而是大自然不合作：大自然没有提供一个粒子质量足够大并相互作用足够强的暗物质候选者，以便让他们的仪器观测到。

这只不过是LUX实验公布的第一组实验结果。科学家们会继续通过LUX实验来收集更多数据，而这些新数据会超过之前结果的涉猎范围，而且一些设计更加巧妙的新实验设备也将投入使用。盖茨夏尔教授和他的合作者们创立了一个非常干净的环境，这个环境保证了实验的最初结果就足够令人信服，并取代了以前其他仪器的结果。在暗物质探测试验中，如果一个粗心的实验物理学家不小心留下了指纹，这个指纹所造成的放射性信号的强度会是暗物质粒子辐射信号的10亿倍，而盖茨夏尔教授的实验在避免污染方面做得非常出色。这些仪器得到的纯净又可靠的数据，反映了他们所设计出的仪器精确地按照设计初衷工作着，既以极高的敏感度探寻暗物质信号，又能可信地排除任何一种误导信号。

许多数据都是通过当今最先进的技术收集到的，而这些在当今人们的消费领域中是看不到的。今天数据的积累会给粒子物理学、天体物理学、宇宙学以及其他科学领域带来长足的进步。尽管目前为止没有试验确定地发现了暗物质，但很多实验都得出了令人兴奋的结果。有时候，类似于盖茨夏尔教授等人的实验能排除的许多模型的可能性，这是以前的设备所无法做到的。盖茨夏尔教授的实验和其他先进的实验会继续搜索暗物质，并期望在不久的将来寻找到足够可信的暗物质信号。

寻找暗物质是一段充满荆棘的旅程。由于引力是一种非常弱的作用力，寻找组成暗物质的粒子需要准确地发现暗物质固有的相互作用，而对此，我们却一无所知。

如果暗物质只通过引力相互作用，或者普通物质无法感受到的新相互作用，传统的暗物质探测方法是永远也不会找到它的。即使标准模型的力也作用于暗物质粒子，我们依然无法确定这种作用是否强到可以被当今的仪器探测到。

如今的暗物质探测实验都依赖一个冒险的假设：尽管暗物质几乎是不可见的，但与其相关的相互作用可以被由普通物质制造的探测器捕捉到。这个假设算是一种一厢情愿，这种乐观也来自我们前文所讨论的弱相互作用大质量粒子模型的一些暗示。大部分弱相互作用大质量粒子暗物质候选者应该与标准模型中的粒子存在微小的相互作用，虽然小，至少存在被当今的精确实验器材观测到的可能。现在的探测已经到达了一个临界点，超过这个临界点，要么绝大部分弱相互作用大质量粒子模型被排除，要么这些模型的粒子被观测到。我们在等待着这些实验的最终结果。

在第16章中，我们研究不同的暗物质模型，按理说这里我应该展示这些模型彼此不同的观测特性。但在本章，我只专注弱相互作用大质量粒子暗物质模型，以及现在比较流行的三种观测方法（见图17-1）。暗物质很难被捕获，但实验物理学家们利用他们的实验器材，无所畏惧地寻找着这些微小的可观测信号。

第一类搜寻弱相互作用大质量粒子的实验被归类到暗物质的直接探测实验中。直接探测暗物质的实验主要是应用地球上巨大但极其敏感的人造仪器。之所以要建设巨大的实验设备，是为了补偿暗物质极小的相互作用强度。这类实验的基本想法是，暗物质在穿过实验器材时，会与其原子核产生微弱的相互作用。这种相互作用会产生碰撞的热量或能量，理论上可以被观测到。当然，观测仪器的温度要非常低，或者建设观测仪器的材料要非常敏感，这样暗物质与原子核相互作用产生的能量才会被吸收或者记录下来。如果暗物质粒子穿过直接探测的实验器材，并被探测器的原子核轻轻弹开，那么实验器材就会记录下这个微小的能量变化。这个微小的能量变化可能是暗物质通过的唯一可观测证据。尽管这种相互作用发生的概率很低，但加大器材尺度和提高敏感度可以提高这一概率，这也是为什么这类器材都建得非常巨大的原因。

图17-1

寻找弱相互作用大质量粒子的三种主要方法。地下探测器主要寻找直接撞击靶核的暗物质。在大型强子对撞机中进行的实验主要寻找由大型强子对撞机产生的暗物质。卫星和望远镜则通过观测暗物质湮灭所产生的可见物质，来间接寻找暗物质粒子。

低温探测器（Cryogenic detectors）是由温度非常低的结晶吸收体（例如锗元素）构建而成。它们会通过仪器内部的超导量子干涉仪（superconducting quantum interference devices, SQUIDs）来对极少的热量作出反应。这种接收器的工作原理是，只要暗物质与原子核碰撞产生的极小热量接触到探测器，探测器中的极低温超导体就会失去超导性，从而把这一可能的信号记录下来。这类实验器材包括低温暗物质搜寻（Cryogenic Dark Matter Search, CDMS）、低温罕见事件探测器（Cryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometers, CRESST）、地下弱相互作用大质量粒子探测站（法语：Expérience pour Détecter Les Wimps en Site Souterrain，即Experiment to Detect WIMPS in an Underground Site, EDELWEISS）。

低温探测器并不是暗物质直接探测的唯一方式。另一种方式要用到一种非常昂贵的液体，这种方式现在变得越来越重要。尽管暗物质与光不直接作用，但暗物质与氙或者氩相互作用所产生的附加能量，有可能会产生一种特性明显的闪烁。这类实验包括氙基暗物质探测实验XENON100和大型地下氙探测器LUX。这里所提到的实验同样存在氩基版本的探测器，分别被叫作ZEPLIN、DEAP、WARP、DArkSide和ArDM。

XENON和LUX在接下来的几年里都会有一个尺度和精度上的升级，它们被称作XENON1T和LUX-ZEPLIN合作项目。为了表明升级带来的进步，前面提到的“100”以千克为单位，而升级后的1T则表示1吨。LUX-ZEPLIN的升级会更加明显，届时探测器中的液体体积将达到5吨。

低温探测器和惰性气体探测器都是为了记录暗物质与其原子核相互作用而可能产生的微小能量。尽管这种信号的存在令人印象深刻，但是探测到如此小的信号并不足以说明暗物质粒子确实在此通过。实验物理学家们还需要确定他们所记录的信号不是来自背景辐射。因为，这些背景辐射同样可以产生类似于暗物质与试验物质相互作用而产生的微小能量。而且，背景辐射与实验物质的作用要比暗物质还要强。

这种情况就比较棘手了。扰乱高灵敏度暗物质探测器的辐射到处都是。宇宙线中的μ子是电子较重的“兄弟”，可以打到岩石上并产生其他粒子，其中包括一些中微子^[35]可以产生类似于暗物质的行为。就算对暗物质粒子的质量与相互作用强度作出乐观假设，背景电磁事件依然主导着信号，并且这一信号的强度是暗物质信号的1 000倍都不止。而且，这一估计还没算上所有的原始效应，大气中存在的人造辐射污染，环境以及探测器本身等。

设计这些实验器材的科学家对这些背景噪音非常了解。天体物理学家和暗物质实验物理学家管这个游戏叫作“遮挡和鉴别”（shielding and discrimination）。为了防止仪器受到危险辐射的影响并分辨出潜在的暗物质信号，实验物理学家们把探测器建在很深的矿井中或者大山之下。这样，宇宙射线就会打到周围的石头而不是探测器本身。这样，大部分背景辐射都会被屏蔽掉，而暗物质与其他物质的极弱相互作用就会无阻挡地作用到探测器上。

幸运的是，大部分为商业目的而建造的矿井和隧道都能够容纳这些实验设备。矿井存在的部分原因（如前面提到的一样）是寻找向地心沉积的重元素，但某些重元素偶尔也会上升而储存到地下的矿石中。DAMA实验是XENON10的延伸项目，并且比XENON100还要大，甚至达到CRESST的尺度。DAMA实验主要使用钨，隶属于格兰萨索国家实验室（Gran Sasso National Laboratory），被建造在意大利1 400米深的地下隧道内。

LUX实验位于一个1 500米深的洞穴中，位于南达科他州的霍姆斯特克矿井（Homestake），这个矿井最初是为了挖掘黄金而建造的。霍姆斯特克矿井在物理圈非常著名，因为另外一个著名的探测器也建设于此：该探测器是用于探测太阳中微子的，正是这个实验为人类揭示了中微子的非零质量。低温暗物质搜寻实验则建在位于地下750米地下的苏丹（Soudan）矿井中。还有位于加拿大安大略的萨德伯里矿井，它最初用于挖掘20亿年前撞击地球的一个小行星中的矿物质，这个矿井里面也有几个暗物质直接探测器。

并不是所有矿井和隧道上的石头都能够保证对探测器的零辐射影响。实验物理学家们会尝试不同的方法来保护探测器不受外界辐射影响。我所知道的最有趣的防护屏障是一种古老的铅，这些铅来自一艘已经沉没于海底的法国大帆船。铅是一种致密的吸收性材料，年代久远的铅则已经没有了自身的辐射，所以它能有效吸收外来辐射，而不产生自己的新辐射。

另外，随着更先进的屏蔽措施不断出现，例如，聚乙烯会因为有相互作用而发光，这些相互作用因为过强而不可能来自暗物质。在惰性液体探测器中，例如氙基探测器，容器本身就是一个屏障。这些探测器的吸收区域非常之大，以至于实验物理学家们可以忽略来自探测器外部的信号。其实，这些外部的氙就是用来屏蔽背景辐射的。

鉴别实验结果也很重要，粒子物理学家称其为粒子识别码（particle ID）。与屏蔽过程相反的鉴别过程，主要是区分信号中属于暗物质事件的部分和背景噪音的部分。通过测量电离和固有闪烁，实验物理学家们可以确定哪些信号是来自背景的。

闪烁暗物质探测实验DAMA的负责团组已经声称发现了一些暗物质事件的可能信号。但这个实验缺少背景信号和事件信号的鉴别过程，只有“信号”出现的时间信息，加上其他人的实验并不能重复DAMA实验的结果，大部分物理学家对其结果的真实性持怀疑态度。

其他实验也记录了一些潜在的信号，但次数极少，并且都是在低能标区域（人们当然也有足够的理由怀疑这些结果）。这些探测器主要是测量反弹时的能标变化。如果能标过低甚至低于探测设备的敏感度极限，探测器将无法记录这些事件。这些事件的最低能标已经非常接近低能标探测的极限。所以对低能标信号的怀疑是合理的，只有更多的数据或其他实验对某一结果作出双重确认，人们才会相信这些信号来自暗物质。

直接寻找穿过地球的暗物质实验可能会成功，并发现暗物质粒子。其他一些可行的暗物质探测方法也开始兴起，比如基于暗物质粒子湮灭的间接探测（相同种类的粒子可以发生湮灭）。这些湮灭可以将暗物质粒子的能量转化成其他形式的能量或物质，我们希望这些能量或物质是可见的。暗物质湮灭也许不会发生得非常频繁，因为宇宙中暗物质的分布非常稀薄。这并不意味着暗物质完全不会湮灭，湮灭概率取决于暗物质粒子的自身性质。

当暗物质湮灭发生时，地球上或者太空中的实验器材也许会发现湮灭过程中所产生的粒子，这一过程被称作间接探测。这种探测寻找的是暗物质粒子湮灭消失过程中所创造出来的粒子。如果我们足够幸运的话，这些新创生的粒子中可能包含标准模型框架下的粒子和反粒子，例如电子和它的反粒子，即正电子。或者，湮灭的过程可以产生光子对，而这些光子有可能被地球上或太空中的探测器所捕捉到。反粒子和光子信号是暗物质间接探测中最有希望的搜寻目标，因为反粒子在宇宙中非常稀少，所以暗物质湮灭所创生出的反物质会很容易被观测到。湮灭过程产生的光子信号也非常有用，因为这些源自暗物质湮灭的光子，会和天体物理学中的其他过程产生的光子具有不同的能量和空间分布。

大部分用于寻找暗物质湮灭所产生标准模型粒子的探测器，一开始并不是为暗物质探测而专门设计的。地球上或太空中用于暗物质间接探测的望远镜和探测器，最早主要用于记录太空中的天体所发射的光信号或者粒子信号。目标天体都是我们目前比较熟悉的恒星、脉冲星或其他天体，而这些天体所发射出的信号对于搜寻暗物质的实验物理学家们来说，都是背景或噪音，这些信号甚至还有可能给出假的暗物质间接探测信号。

从另一个角度来说，由于天体物理学的背景源和假定的暗物质湮灭过程，都能发出相似的粒子辐射，所以现有的望远镜同样有可能告诉我们有关暗物质的信息。如果天体物理学家能够很好地理解传统源的粒子辐射，他们就可以通过扣除已知辐射，来计算暗物质湮灭所产生的多出来的粒子辐射信号。尽管还有一些模糊不清的解释，但如果传统源已经完全搞清楚并能确保它们可以完全被排除出去，那么暗物质间接探测就算成功了。

有一个暗物质间接探测装置位于国际空间站上。来自麻省理工学院的诺贝尔奖获得者丁肇中有一个聪明的点子：人们可以在国际空间站上安装一个寻找正电子和反质子的探测器。这个被称作阿尔法磁谱仪（Alpha Magnetic Spectrometer, AMS）的粒子探测器被最终发射到太空中。它的科学目的是继续一个原来由意大利负责的PAMELA卫星的科学任务。PAMELA卫星于2013年发布了第一份科学报告，而现在它的使命已经完成了。

尽管一些实验数据在一开始看起来非常有趣，但源自暗物质的可能似乎不太大，因为PAMELA和AMS的信号要求宇宙极早期有大量的暗物质，而这些暗物质对宇宙微波背景辐射的扰动应该能够被普朗克卫星探测到。目前来看，一开始令人惊讶的结果应该是由于天体物理学家对类似脉冲星这类天体的理解不透彻。如果传统天体可以给出这些信号的合理解释，那么这些信号是不足以证明暗物质的存在的。

暗物质也有可能湮灭成夸克和反夸克，或者直接变成胶子，而胶子是可以直接参与强相互作用力的。事实上，大部分弱相互作用大质量粒子类的模型预言，这一湮灭过程所释放出的信号是标准模型框架下最有可能观测到的信号。天体物理学领域里最明显的目标应该是反质子，而那些低能量的反氘原子却十分稀少。因为，反质子和反中子会非常微弱地束缚在一起。实验有可能通过暗物质湮灭到这些低能态所放出的能量，寻找暗物质。一个建在气球上的暗物质探测设备GAPS将于2019年在南极大陆升空，用来寻找此类数据。

不带电的中微子通过弱相互作用力也可以帮助人们实现暗物质的间接探测。假设暗物质也许会被束缚在太阳或者地球的中心，这些暗物质的密度要比宇宙中暗物质的典型密度高出很多，从而大大提高了湮灭概率。在这一湮灭过程中，唯一可以逃离并可能被探测到的粒子便是中微子，因为中微子和其他粒子最大的不同就是，中微子与其他粒子的极弱相互作用无法阻止其逃逸。一些建设在地下的大型探测器，例如AMANDA、IceCube和ANTARES，就是用来寻找这些高能标中微子的。

还有一些探测器，人们用它们寻找高能光子、电子以及正电子。高能全息系统（the High Energy Stereoscopic System, HESS）位于纳米比亚，高能辐射成像望远镜阵列系统（the Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System, VERITAS）位于亚利桑那，它们都是建在地球上为寻找星系中心的高能光子而建造的。下一代高能伽马射线观测站，契伦科夫望远镜阵列（Cherenkov Telescope Array），灵敏度会更高。

在过去几十年里，最重要的暗物质间接探测仪器可能要数费米伽马射线太空望远镜，常被简称为费米，其命名是为了纪念已故意大利物理学家恩利克·费米，费米子也是以他的名字命名的。费米天文台放置在一个卫星上，它于2008年初发射，轨道高度是550公里，绕地球一周为95分钟。地球上光子探测器的最大优点是，人们可以把设备做得很大。但是费米卫星上的精确设备具有更好的能量分辨率和定位信息，对低能光子更加敏感，并具有更大的视场。

费米卫星一直被认为是诸多暗物质有趣推断的源头。自从费米卫星开始工作以来，有几次看上去比较真实的暗物质间接探测的信号出现过，但没有一个是决定性的证据。然而，所有这些数据都可能帮助我们了解暗物质到底是什么。最强的信号报告来自费米国家加速器实验室（FNAL）的物理学家丹·胡珀（Dan Hooper），这个实验室位于伊利诺伊州的巴达维亚，离芝加哥很近。丹·胡珀和他的合作者通过仔细的观测和数据处理发现，银河系中心的弥散光子辐射要超出天体物理学家给出的预言。

和先前令人惊讶的正电子结果一样，观测数据确实表明与理论预言的不符。问题再次变成：这些未被观测到的物质到底是一些被忽略的天体物理源，还是真正的暗物质？天文学家们还在为寻找答案而努力着。目前为止，并没有一种完全直接或令人信服的解释。

另一个信号是一个几电子伏的X射线发射线，大约只有电子携带能量的1%，然而目前看来，并没有传统的天体物理源可以产生这类信号。观测表明这个X射线信号是一个发射线，也就是说，那些高出理论预言的光子来自一个特定的能量区间，并且区间很窄。另外提醒一下读者，在原子和分子级别的辐射过程中，不同能级的跃迁辐射可以给出类似的发射线，但信号通常都不会非常强，所以我们还不知道这是不是一个关于暗物质的重大发现。由于可信证据的匮乏，基于轴子或衰变暗物质源的研究也未停止。在进一步的数据和理论研究表明这个信号确实是一个扰动，或是背景，或是真正发现了一些新东西之前，我们什么也不知道。

我要提的最后一个推测信号是一个具有130Gev能量的光子信号，这是一个费米望远镜所能观测到的信号量级。这个信号着实非常有趣，它和希格斯玻色子的质量相当（希格斯玻色子的质量大约是125GeV）。由于缺少合理的天体物理辐射源的解释，一些天文学家认为，这个信号可能来自暗物质湮灭。

我过去认为这些先前的证据都经不起时间的考验（或者说新数据的考验），现在看来都是错的。在尝试解释这些信号可能来源的过程中，我的同事马特·里斯、范吉吉（JiJi Fan）、安德雷·卡茨（Andrey Katz）刚刚完成了一类有趣模型的研究，这类模型为我们展示了以前从未被发现的其他方面。经过很多科学性的发展，这类模型变成了一个超越其初始动机的模型，我会很快对这一模型加以解释。

尽管目前看来弱相互作用大质量粒子是暗物质的可能性越来越小了，但它们依然有可能出现在大型强子对撞机中。大型强子对撞机是位于法国和瑞士交界处的日内瓦附近的环状巨型粒子加速器。两束质子流会以相反方向环绕周长约为27公里的环形粒子加速器，并最终以极高的能量相互碰撞。大型强子对撞机跨越了很大的能量范围，其中包括希格斯玻色子创生与发现的能量段。也许大型强子对撞机还可以产生其他假设的粒子，例如稳定的弱相互作用大质量粒子。如果这是可能的，那么弱相互作用大质量粒子和标准模型中粒子的相互作用，也许会在大型强子对撞机中得以发现。

就算大型强子对撞机发现了新的粒子，人们依然需要其他实验设备的辅助，来确定这些新创造出来的粒子就是暗物质。例如，我们需要其他地下或者太空中的暗物质探测器来对新粒子的性质进行反复确认。不管怎样，在大型强子对撞机实验中发现弱相互作用大质量粒子都将是一项重大发现。我们也许还会发现暗物质粒子的其他性质，而对这些性质的研究，是其他探测方法很难实现的。

暗物质粒子与质子的相互作用就算在大型强子对撞机的高能碰撞条件下，依然很弱，因为其碰撞截面实在是太小了。尽管如此，其他粒子却可能通过衰变转化成暗物质粒子。这样，问题就变成了，如何确定大型强子对撞机已经创造出了暗物质。因为暗物质不会与探测器相互作用，因此也无法产生相应的可观测证据。

带电粒子的衰变是一个值得关注的点。带电粒子在衰变时不会简单地变成中性的暗物质粒子，因为这样的衰变过程是电量不守恒的。通过搜寻衰变后的带电粒子，人们可能发现，最终被发现的粒子所携带的能量与开始时的不一样了。这是由于暗物质可能带走了一部分能量和动量，一类微弱相互作用粒子可能由此被发现。

暗物质产生的征兆是，除了和预言的事件发生率以及数据中的信号一致之外，能量无法准确地等同于实验装置探测到的能量。除非这一过程中存在的物理定律与已知物理定律有着根本不同，否则丢失的能量以及角动量的唯一解释是，这一过程创造出了没有探测到的未知粒子，而这种粒子有可能就是我们说的暗物质。

尽管弱相互作用大质量粒子与普通物质的相互作用极弱，它们还是可以直接被成对地创造出来。两个碰撞的质子很有可能制造出两个弱相互作用大质量粒子。这个过程是两个弱相互作用大质量粒子湮灭产生普通物质的逆过程，而关于弱相互作用大质量粒子湮灭的计算，则能给出宇宙已知残余物质丰度的结果。质子碰撞生成弱相互作用大质量粒子的发生概率，在不同模型下会非常不同，毕竟弱相互作用大质量粒子不是必须湮灭成质子，所以这个逆过程也无法保证质子碰撞就产生这类粒子。但对于很多模型来说，这一逆过程是寻找暗物质粒子的一个有效途径。

重申一遍，实验物理学家们需要解决的，不是探测暗物质粒子本身，只有在生成暗物质过程中所产生的伴随粒子可以被观测到。但实验物理学家们可以观察产生暗物质粒子过程中伴随生成的光子或胶子（一种联系夸克间强相互作用力的粒子）的行为。而且，理论物理学家们也指出，这种观测策略可能得到足够强的观测信号。

目前为止，大型强子对撞机的研究结果中并没有发现有关暗物质产生的信号。物理学家们不确定，是不是因为机器的能标过低，或者因为理论上值得关注的伴随粒子会在这一能标区间被发现的预言，是一种误导。但在大型强子对撞机的能标区间内寻找因碰撞而产生的伴随粒子，是非常可能的。而这些粒子也许有一种正是暗物质。

与“绝地武士”欧比旺·克诺比（Obi-Wan Kenobi）不同，弱相互作用大质量粒子不是我们唯一的希望，尽管目前所有的探测方法都喜欢寻找这类粒子，它们却只是我们众多选择中最好的一个。暗物质直接探测可行的基础，是暗物质与标准模型粒子之间存在着相互作用，而弱相互作用大质量粒子模型确保了这种可能。另外，热产生保证了暗物质粒子与反暗物质粒子（或者说暗物质粒子就是它自己的反粒子）的总量相等，这样暗物质湮灭理论是完全可能的。但我们如何寻找其他模型预言的暗物质呢？

然而，其他还没被排除的暗物质候选者好像比弱相互作用大质量粒子更加难以探测。针对不同的模型，人们要选择特定的探测策略。有些探测策略的可行性甚至超出了人类目前的技术极限。也许我们比较幸运，暗物质不是完全透明的，它只是非常透明，基于目前标准模型相互作用的乐观假设还无法发现它。但根据既有的不确定性，我的观点是：是时候更多地关注一下如何用引力寻找暗物质了。暗物质与自身以及其他不可见物质的相互作用也许不会直接呈现在我们面前，但我们可以通过宇宙中物质的分布来寻找这些物质的相互作用，而这些相互作用会让暗物质自己呈现在我们的面前。