暗物質之直接偵測

更新日期:101 6 23
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暗物質存在之證據

自第一篇討論宇宙間存在暗物質(Dark MatterDM)的科學文章於一九三三年發表至今,七十五年來科學家們所掌握的所有暗物質存在之證據均僅為天文學上的觀測結果。

在一九三○年代初期 F. Zwicky 等人透過測量數個星系群(cluster of galaxies)中各星系的總質量以及發光物體(luminous object)的質量發現「提供足以將一星系群中各星系聚集在一起所需重力之質量應遠大於該星系群中發光物體質量之總和」。由此觀測結果 Zwicky 等人做出「在星系群的各星系之間應有無法以傳統天文學觀測方式『看見』的物質存在」的結論。

到了一九七○年代,V. C. Rubin 等人測量了包含仙女座大星系(與本銀河系同為螺旋星系)在內的多個螺旋星系的旋轉曲線(rotation curve of spiral galaxy,星系旋轉速度與至中心距離之關係)。他們的測量結果顯示,「螺旋星系的旋轉速度在距離星系中心很遠、僅有少量可見物體聚集在星系平盤上之處,並未如古典重力理論所預測的急遽減慢,反而維持在一固定值、甚至有加速的傾向」。這項觀測結果顯示,「在包含本銀河系在內的(大部分)螺漩星系的可見物質周圍,應有不吸收、放射電磁波,卻具有質量,因而可以提供維持旋轉速度所需重力的物質存在,且呈(近似)球狀的分佈」。

同時,由美國航空暨太空總署(National Aeronautics and Space AdministrationNASA)於二○○一年所發射的 WMAPWilkinson Microwave Anisotropy Probe)衛星所觀測到的微波背景輻射(Cosmic Microwave Background radiationCMB radiationCBR)數據,配合如對 Ia 型超新星(supernova type Ia)之遠離速度等的觀測數據推算,宇宙中物質(matter)的百分之八十以上應為「非重子(non-baryonic)」粒子。

此外,由D. Clowe 等人於二○○六、○七年所發表的數篇利用重力透鏡(gravitational lensing)效應對編號為 1E 0657-56 的「子彈星系群(bullet cluster)」—實際上乃是由兩個星系群正向對撞所產生—所做的觀測顯示,「在兩星系群碰撞、穿透的過程中,重子(baryon)因彼此之間的交互作用互相牽制而聚集在一起,然而利用重力透鏡效應所推算出來的兩個星系群質量的中心則彼此遠離」,此觀測結果可用「應存在某種不可見物質,其巨大質量所產生之重力效應造成兩星系群之中心」來解釋,而他們「彼此間(幾乎)沒有交互作用」的現象亦為暗物質的一個重要性質。

在一九九○年代以前,天文學家還會懷疑「是否真的有所謂『暗物質』存在」。如今,透過以上各項天文學上的觀測結果,科學家們已有足夠的證據相信暗物質是確實存在的。


暗物質之性質

如前所述,七十五年來科學家們所掌握的所有關於暗物質存在的證據均僅為天文學上的觀測結果;更準確地說,至今我們僅能透過暗物質的重力效應來「感受」到其存在。儘管如此,我們仍可歸納出一些暗物質應具有的性質,以作為理論預測及實驗偵測暗物質粒子時的依據。

暗物質最基本的一個特性就是「不吸收、不放射電磁波」,亦即「不參與電磁交互作用」,這正是它們被稱為「暗」物質的原因,也因此至今我們無法以傳統天文學的觀測方法「看」到它們。

暗物質粒子必須為「非重子」。根據至今宇宙學的測量結果,宇宙中可見的發光物體僅佔總能量密度(energy density)的百分之一,而估計重子應佔總能量密度的百分之四到五,也就是說有百分之八十(以上)的重子為至今仍未被發現的「失蹤的重子(missing baryon)」。此外,宇宙總能量密度中仍有百分之二十左右為非重子的粒子(另外有約百分之七十五為暗能量(Dark EnergyDE))。

暗物質粒子必須是「非相對論性的(non-relativistic)」,亦被稱為冷的(cold)。也就是說,在宇宙開始形成之初,這些粒子的運動速度必須夠緩慢。因為根據大尺度結構模擬(Large Structure SimulationLSS)的結果,現今宇宙的形成應為「由下而上(from the bottom up)」地「由星系大小的物體透過碰撞、凝聚過程形成如星系群等更大尺度地結構」。相對地,(具質量的)微中子((massive) neutrinos)則因其(近乎)為零的質量而具有相對論性的運動速度,也因此僅能「由上而下(from the top down)」地以「先形成極大尺度的結構後再分裂成星系大小的物體」來建構宇宙,這類暗物質粒子亦被稱為熱暗物質(Hot Dark MatterHDM)。

暗物質必須是「幾乎不和其它粒子發生交互作用的(collisionless)」。然而,暗物質粒子卻仍然需要具有極小、但不為零的成對毀滅(pair annihilation)機率,否則在現今的宇宙中,暗物質在總能量密度中所佔的比例將會遠高於或低於實際的觀測值。這也是在建立新理論、預測可能為暗物質的粒子時一項非常重要的要求。


粒子物理學標準模型之擴展

另一方面,粒子物理學的標準模型(Standard Model of particle physics)亦出現不夠完備的現象。例如,一直被認為是電中性、不具有質量的微中子被觀察到似乎具有極輕、但並不為零的質量。同時,為了將重力也併入描述其他三種交互作用的共同理論體系之中,多年來許多理論物理學家試圖在標準模型的架構下提出不同的擴充理論。超對稱(Supersymmetry)模型即為其中發展得最完整的一支。

在標準模型中共有三十七顆基本粒子:六種夸克(quark)和他們的反粒子(anti-particle)、六種輕子(lepton,分別為電子、渺子(muon)、陶子(tauon)以及相對應的三種微中子)和他們的反粒子、以及三種交互作用的規範玻色子(gauge boson,分別為光子、W^± Z^0 玻色子、膠子(gluon)),還有一顆仍未被發現的希格斯粒子(Higgs)。在超對稱理論中,所有的費米子(fermion)和玻色子都有一個相對應的玻色子或費米子作為它的超對稱伴侶(supersymmetric partner),重力子(graviton)亦被併入其中。此外,在標準模型中為電中性的希格斯粒子也在超對稱理論中被擴展為五顆(其中三顆為電中性,另外兩顆各帶有+1-1個單位電荷)。

由於在超對稱的理論架構下,「基本粒子」的數目迅速增加至約八十個,其中包括標準模型所預測的一顆希格斯粒子在內的過半數粒子均未被發現。因此,從粒子物理學的角度而言,我們應該(甚或必須)能夠再發現一些新的粒子。其中,如微中子的對應超對稱粒子 sneutrinos、重力子的對應粒子 gravitino 等在理論上(在某些條件下)均具有前述的暗物質粒子的性質。


暗物質直接偵測實驗

即使今日科學家們已有足夠的證據相信暗物質的存在,但是對於「暗物質到底是什麼?」這個問題卻很難有具體的答案。

在數個可能為暗物質的粒子中,重質量弱交互作用粒子(WIMP),如超對稱模型中最輕的 neutralino —光子、Z^0 玻色子及兩顆電中性希格斯粒子之超對稱對應粒子的線性組合—是目前被研究得最多、也為較多理論物理學家視為最有可能為暗物質的粒子。而暗物質的直接偵測(direct detection)實驗即是利用測量 WIMP 粒子與探測器原子核間發生彈性散射(elastic scattering)後傳遞給原子核的反衝能量(recoil energy)來偵測暗物質粒子的存在。

由於 WIMP 粒子和原子核的散射截面非常小—概括來說,理論預測值為 10^(-2) pb10^(-38) cm^2)甚或更小,目前實驗也已將 10^(-1) pb 以上排除—發生這種彈性散射的機率約為每年每一百公斤的探測器材料可以偵測到數十個甚至僅有數個事件。然而,相對於 WIMP 引發的彈性散射,由實驗室周圍環境與內部儀器、甚至探測材料本身所帶有的放射性物質、由宇宙射線(cosmic ray)中渺子或渺子衰變產生的中子所引發的背景事件卻以每年百萬件計。因此,將探測器置於地下深處或高山之下以利用上方岩石層屏蔽宇宙射線、極佳的背景事件篩選技術等乃是實驗進行中相當重要的一環。

此外,由於彈性散射後所傳遞出的反衝能量極小(僅數個至十個 keV),極低的探測器低限能量(threshold energy)對提高偵測到的事件數亦相當重要。同時,對許多利用探測器材料被激發至受激態後再掉回基態的過程中放射出的閃光來測量能量的探測器(scintillator detector),由於僅有百分之十至三十左右的能量能以閃光的形式被測量到(其餘能量則以聲子(phonon)的形式釋放給探測器材料)—此比例被稱為 quenching factor —對降低低限能量的要求更形重要。

另一方面,相對於每年所能偵測到的「至多為數十個」的 WIMP 事件(總質量數百公斤級的探測器),各種不同來源的背景信號則可達每年上百萬件(平均每天每公斤材料約發生 5 10 個背景事件)。對當今較先進的直接偵測實驗探測器之設計而言,除了在探測器外圍有針對不同背景信號源的不同「被動式(passive)屏蔽措施」外—僅能減低如宇宙射線中的渺子等非暗物質粒子進入探測器中的機率,更會在多個探測器所排成的陣列中間有對不同背景信號源的不同「主動式(active)偵測設施」,如此才能對發生在探測器空間內之不同背景信號的發生頻率等做更精確地測量。如果能再輔以對 WIMP 及不同背景信號特徵,如:為單一(single hit)或多次(multiple hit)事件信號、同一事件所釋放出不同形式能量—閃光(scintillation)、游離電荷(ionization)、熱(heat)—間比值的測量,更可對測量到的信號逐一進行檢驗篩選( event-by-event discrimination )。


單中林(Chung-Lin Shan

延伸閱讀

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