暗物质：修订间差异

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{{unsolved|物理學|暗物質是甚麼？暗物質是怎樣生成的？暗物質是否與[[超對稱]]有關？}}
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[[File:Cosmological composition.jpg|thumb|290px|宇宙成分的推估中，有證據顯示一種[[暗物質]]佔極大部分，但是至今依然是理論和謎團。]]
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雖然人們已經對暗物質作了多天文觀測，其組成成份至今仍然未知。
早期暗物質的理論著重在一些隱藏起來的一般物質星體，例如：[[黑洞]]、[[中子星]]、衰老的[[白矮星]]、[[褐矮星]]等。
這些星體一般歸類為[[暈族大質量緻密天體]]（MAssive Compact Halo Objects，縮寫為：MACHOs）
然而多年來的天文觀測無法找到足夠量的MACHOs。
<ref>P. Tisserand et al., [http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/0607207 Limits on the Macho Content of the Galactic Halo from the EROS-2 Survey of the Magellanic Clouds], 2007, Astron. Astrophys. 469, 387–404</ref>
<ref> David Graff and Katherine Freese,
[http://arxiv.org/pdf/astro-ph/9507097], Analysis of a hubble space telescope search for red dwarfs: limits on baryonic matter in the galactic halo, Astrophys.J.456:L49,1996.</ref>
<ref>J. Najita, G. Tiede, and S. Carr, From Stars to Superplanets: The Low-Mass Initial Mass Function in the Young Cluster IC 348. The Astrophysical Journal 541, 1 (2000), 977–1003</ref>
一般認為，難以探測的[[重子]]物質（如MACHOs以及一些氣體）確實貢獻了部分的暗物質，但證據指出這類的物質只佔了其中一小部分。
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星系转动曲线、引力透镜、结构形成、星系团中重子成分和结合星系团丰度与重子密度证据表明了宇宙中85-90%的质量不带有电磁相互作用。这些暗物质只通过引力作用而显现它们的存在。以下是人们提出的一些不同类型的暗物质：
星系转动曲线、引力透镜、结构形成、星系团中重子成分和结合星系团丰度与重子密度证据表明了宇宙中85-90%的质量不带有电磁相互作用。这些暗物质只通过引力作用而显现它们的存在。以下是人们提出的一些不同类型的暗物质：

2011年8月2日 (二) 14:21的版本

早期宇宙
膨胀宇宙
结构形成
成分
时间表
实验
宇宙的終極命運
科学家

在宇宙学中，暗物质（dark matter）又稱為暗质，是指無法通過电磁波的觀測進行研究，也就是不與电磁力產生作用的物质。人们目前只能通过重力产生的效应得知，而且已經發现宇宙中有大量暗物质的存在。

现代天文学通过重力透镜、宇宙中大尺度结构的形成、微波背景辐射等研究表明：我们目前所认知的部分，即重子(加上電子)，大致占宇宙的4％，而暗物质則占了宇宙的23%，还有73%是一种导致宇宙加速膨胀的暗能量。暗物质的存在可以解决大爆炸理论中的不自洽性，对结构形成也非常地关键。暗物质很有可能是一种（或几种）粒子物理标准模型以外的新粒子所構成。对暗物质(和暗能量)的研究是现代宇宙学和粒子物理的重要课题。

暗物质存在的证据

星系自轉曲線

一般星系的自轉曲線：預測值(A)和觀測值(B)。暗物質的存在可以解釋為何在半徑較大時速度幾乎不變。

最早提出证据并推断暗物质存在的是1930年代荷蘭科學家Jan Oort與美国加州工学院的瑞士天文学家弗里茨·茲威基[1]等人。弗里茨·茲威基观测螺旋星系旋转速度時，發現星系外側的旋轉速度較牛頓重力預期的快，故推測必有數量龐大的質能拉住星系外側組成，以使其不致因過大的離心力而脫離星系[2][3]。

星系與星系團觀測

2006年，美国天文学家利用钱德拉X射线望远镜对星系团1E 0657-558进行观测，無意間觀測到星系碰撞的過程，星系團碰撞威力之猛，使得暗物質與正常物質分開，因此发现了暗物质存在的直接证据[4]。

虽然暗物质在宇宙中大量存在是一个普遍的看法，但是科学家们发现螺旋星系NGC 4736的旋转能完全依靠可见物质的引力来解释，也就是说这个星系没有暗物质或者暗物质很少[5]。

宇宙微波背景輻射

主条目：宇宙微波背景輻射

宇宙微波背景輻射（cosmic microwave background radiation，簡稱CMB）最初發現於1964年。 [6] 對於背景輻射的進一步觀測也支持這個理論，並給予了更多架構理論模型的條件。 這些觀測中最著名的當屬宇宙背景探測者（COBE）。COBE觀測到2.726 K的輻射溫度，以及在1992年第一次觀測到約十萬分之一的溫度起伏（各向異性）。 [7] 在未來的幾十年裡，許多地上或高空氣球實驗對CMB的各向異性作了更進一步的觀測。 這些實驗最初的目的是要去量測CMB譜密度的第一峰值，在之前COBE的量測並未給出足夠好的解析度。 在2000到2001年間，毫米波段氣球觀天計畫 [8] 藉由量測觀測CMB的各向異性，發現宇宙是接近平坦的空間結構。在1990年代，第一峰值的量測上不斷提高了敏感度。毫米波段氣球觀天計畫提出了報告指出最大的譜密度波動發生在尺度約為一度角時。 這些觀測足以排除宇宙弦作為宇宙結構形成的主因，而趨向於接受暴漲理論。

暗物质的组成及理论模型

未解決的物理學問題：暗物質是甚麼？暗物質是怎樣生成的？暗物質是否與超對稱有關？
宇宙成分的推估中，有證據顯示一種暗物質佔極大部分，但是至今依然是理論和謎團。

雖然人們已經對暗物質作了多天文觀測，其組成成份至今仍然未知。 早期暗物質的理論著重在一些隱藏起來的一般物質星體，例如：黑洞、中子星、衰老的白矮星、褐矮星等。 這些星體一般歸類為暈族大質量緻密天體（MAssive Compact Halo Objects，縮寫為：MACHOs） 然而多年來的天文觀測無法找到足夠量的MACHOs。 [9] [10] [11] 一般認為，難以探測的重子物質（如MACHOs以及一些氣體）確實貢獻了部分的暗物質，但證據指出這類的物質只佔了其中一小部分。 [12] [13]

星系转动曲线、引力透镜、结构形成、星系团中重子成分和结合星系团丰度与重子密度证据表明了宇宙中85-90%的质量不带有电磁相互作用。这些暗物质只通过引力作用而显现它们的存在。以下是人们提出的一些不同类型的暗物质：

在众多可能是组成暗物质的成分中，最热门的要属一种被称为大质量弱相互作用粒子（英文叫做Weakly Interacting Massive Particle，简称WIMP）的新粒子了。这种粒子与普通物质的作用非常微弱，以致于他们虽然存在于我们周围，却从来没有被探测到过。

还有一种被理论物理学家提出来解决强相互作用中CP问题，被称为軸子的新粒子，也很有可能是暗物质的成分之一。

惰性中微子（sterile neutrino）也有可能是组成暗物质的一种成分。

暗物质的探测

暗物质的探测在当代粒子物理及天体物理领域是一个很热门的研究领域。对于大质量弱相互作用粒子来说，物理学家可能通过放置在地下实验室，背景雜訊减少到极低的探测器直接探测WIMP，也可以通过地面或太空望远镜对这种粒子在星系中心，太阳中心或者地球中心湮灭产生的其他粒子来间接探测。人们也希望欧洲大型强子对撞器(LHC)或者未来的国际直线加速器中人工创造出这些新粒子来。

直接探測實驗

對於暗物質的直接探測實驗一般都這設置於地底深處，以排除宇宙射線的背景雜訊。這類的實驗室包括美國的Soudan mine和DUSE、加拿大的SNOLAB地下實驗室、義大利的大薩索國家實驗室（Gran Sasso National Laboratory）以及英國的Boulby mine。

目前大部分的實驗使用低溫探測器或惰性液體探測器。低溫探測器是在低於100mK的環境下探射粒子撞擊鍺這類的晶體接收器所產生的熱。惰性液體探測器則是探測液態氙或液態氬中粒子碰撞產生的閃爍。低溫探測實驗包括了CDMS、CRESST、EDEDWEISS及EURECA。惰性液體探測實驗包含了ZEPLIN、XENON、DEAP、ArDM、WARP和LUX。這兩種探測技術都能夠從其他粒子與電子對撞的雜訊中辨識出暗物質與核子的碰撞。其他種類的探測器實驗有SIMPLE和PICASSO。

DAMA/NaI、DAMA/LIBRA實驗探測到一年性的事件數變化[14]，並宣稱此現象是源自於暗物質。（隨著地球繞太陽公轉，探測器與暗物質的相對速度會做小幅度的變化。）目前這個說法並未受到證實，同時也很難與其他實驗的結果不相衝突[15]。

方向性的暗物質探測方式是運用太陽系繞行銀河系的運動。利用低壓TPC，我們可以得知反彈路徑的資訊，並藉此去瞭解WIMP與原子核的作用。從太陽行進方向入射的WIMP訊號可以從各向同性的背景雜訊中分離出來。這類的探測實驗包括有DMTPC、DRIFT、Newage和MIMAC。

2009年12月17日，CDMS的研究團隊發表了兩個可能的WIMP事件。他們估計這兩起事件來自已知背景訊號（中子、錯認的β射線或是伽馬射線）的可能性是23%，並作出了這樣的結論：「這個分析結果無法被視作WIMP的有力證據，但我們不能排除這兩起事件來自WIMP的可能性。」[16]

間接探測實驗

間接探測實驗探測暗物質的湮滅。假使暗物質是馬約拉那粒子，則兩個暗物質對撞會煙滅產生伽馬射線或正負粒子對。如此可能會在星系暈生成大量伽馬射線、反質子和正電子。然而在完全瞭解其他來源的背景雜訊以前，這類的探測不足以當作暗物質的決定性證據。

CoGeNT实验於2011年5月公布先前15个月的探测结果，显示粒子的碰撞率呈现周期性变化，夏天较高而冬天比较低，这可以看作是暗物质存在的证据之一。这个结果支持已经进行了13年的意大利的DAMA/LIBRA暗物质探测实验。CoGeNT的实验结果显示探测到的WIMP的质量是中子质量的5到10倍,这与其他的某些实验不符,但是其他实验对低能暗物质的探测精度没有CoGeNT高[17][18]。

替代理論

雖然暗物質是目前在解釋各種星系及星系團觀測結果上最熱門的理論，但目前仍沒有暗物質的直接觀測證據。有一些不包含大量不可探測物質（即暗物質）的替代理論也被提出來解釋這些現象。這些替代理論大致可分成重力理論的修正以及量子重力。兩者的區別在於重力理論的修正單純地只對星系或宇宙尺度的重力效應作出修正，而不考慮量子尺度的問題。然而兩者都主張牛頓或愛因斯坦的理論並不完備，重力在不同的尺度會有不一樣的行為。

重力理論修正

量子重力

主条目：量子重力

量子重力是一個熱門且廣泛的研究領域，有時它被稱作萬有理論。一般來說，它是指企圖統一重力以及量子力學的理論，這兩門物理至今未能被完全整合。迴圈量子重力、超弦理論以及其繼任的M理論皆屬於這類的理論。

參見

參考資料

  1. ^ 暗物質如腳手架 撐起宇宙星系
  2. ^ 暗物质研究的曙光
  3. ^ 关于暗物质我们究竟知道些什么
  4. ^ Clowe D, Bradac M; Gonzalez A H et al. A direct empirical proof of the existence of dark matter (PDF). Astrophys J Lett. 2006, (648): L109–L113 [2007-06-25]. 
  5. ^ Stephen Battersby. Galaxy without dark matter puzzles astronomers. NewScientist.com. 06 February 2008 [2008-02-07]. 
  6. ^ Penzias, A.A.; Wilson, R. W. A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s. Astrophysical Journal. 1965, 142: 419. Bibcode:1965ApJ...142..419P. doi:10.1086/148307. 
  7. ^ Boggess, N.W.; Mather, J. C.; Weiss, R.; Bennett, C. L.; Cheng, E. S.; Dwek, E.; Gulkis, S.; Hauser, M. G.; Janssen, M. A.; et al. The COBE Mission: Its Design and Performance Two Years after the launch. Astrophysical Journal. 1992, 397: 420. Bibcode:1992ApJ...397..420B. doi:10.1086/171797. 
  8. ^ Melchiorri, A.; et al.. A Measurement of Ω from the North American Test Flight of Boomerang. Astrophysical Journal. 2000, 536 (2): L63–L66. Bibcode:2000ApJ...536L..63M. arXiv:astro-ph/9911445 可免费查阅. doi:10.1086/312744. 
  9. ^ P. Tisserand et al., Limits on the Macho Content of the Galactic Halo from the EROS-2 Survey of the Magellanic Clouds, 2007, Astron. Astrophys. 469, 387–404
  10. ^ David Graff and Katherine Freese, [1], Analysis of a hubble space telescope search for red dwarfs: limits on baryonic matter in the galactic halo, Astrophys.J.456:L49,1996.
  11. ^ J. Najita, G. Tiede, and S. Carr, From Stars to Superplanets: The Low-Mass Initial Mass Function in the Young Cluster IC 348. The Astrophysical Journal 541, 1 (2000), 977–1003
  12. ^ Freese, Katherine. Death of Stellar Baryonic Dark Matter Candidates. Bibcode:2000astro.ph..7444F. arXiv:astro-ph/0007444 可免费查阅. 
  13. ^ Freese, Katherine. Death of Stellar Baryonic Dark Matter. Bibcode:2000fist.conf...18F. arXiv:astro-ph/0002058 可免费查阅. doi:10.1007/10719504_3. 
  14. ^ A. Drukier, K. Freese, and D. Spergel. Detecting Cold Dark Matter Candidates. Physical Review D. 1986, 33 (12): 3495–3508. Bibcode:1986PhRvD..33.3495D. doi:10.1103/PhysRevD.33.3495. 
  15. ^ R. Bernabei; et al. First results from DAMA/LIBRA and the combined results with DAMA/NaI. Eur. Phys. J. C. 2008, 56 (3): 333–355. arXiv:0804.2741 可免费查阅. doi:10.1140/epjc/s10052-008-0662-y. 
  16. ^ The CDMS Collaboration, Z. Ahmed; et al. Results from the Final Exposure of the CDMS II Experiment. 2009. Bibcode:2010Sci...327.1619C. arXiv:0912.3592 可免费查阅. doi:10.1126/science.1186112. 
  17. ^ 这周发生的暗物质实验争论
  18. ^ CoGeNT最新的暗物质结果

外部連結

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