暗物质与暗能量新解
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笼罩 星 系团的暗物质
“ 热 " 光子 使暗能量现 身
现代天体物理 学家认 为 , 在宇宙成分 中 , 暗能量 约 占 73% ;
暗物质 占 23% ;发光物质 占 0 . 4 % (恒星 和发光气体 0 . 4 % ;辐射
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笼罩 星 系团的暗物质
“ 热 " 光子 使暗能量现 身
现代天体物理 学家认 为 , 在宇宙成分 中 , 暗能量 约 占 73% ;
暗物质 占 23% ;发光物质 占 0 . 4 % (恒星 和发光气体 0 . 4 % ;辐射
0 . 005 % ):不 可见 的普通 物质 占 3 .7% (星 系际气体 3 . 6% ;中微
子 0 . 1% :超重黑洞 0 04 % )。 宇宙暗能量提供斥力 , 可 解释宇宙
加速膨胀(在已知物理 中 , 只有万 有引力 , 没有相应 的斥力);同 时
也能解释宇宙年龄 困难 。
在《暗能量 , 走开》【本刊 2008年第 7 期 )一 文 中 , 笔者介绍
了几位天 文学家否定暗能量 的理 由 : 宇宙中物质 的不 均匀分布
导致人们曲解了对超新星 距 离的测定 , 使人 们误 以为这些遥远
超新星离开 地球 的速度比实际要快 。, 本文介绍的却是 由于 宇宙
中物质的不 均匀分布使我们观测到 了暗能量 ,,
为了 一 劳永逸地解决暗能量 问
, 哈瓦 那大学的施查普迪
(Istvan S zapudi)转而 考虑大爆炸遗 留下 来的辐射 , 宇宙微波
背景(C M B )的详细 天 图显 示 的热斑和冷斑反应 出早 期宇宙中物
质密度的变化 。 当暗能量 这 一 物理概念被提 出后 , 天 文学家们试
图说 明 C M B 图 中一 些温 度的隆起 ,之 所 以有如 此设想是 由于 光
子从 C M B 飞越宇宙空 间到达观 测者时 ,其能量 的变化有赖于 它
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与暗能量
,
新 解
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笼罩 着星 系团 、 把其 中的各个星 系维持在 一 起的暗物质
们是 穿过浓密物质的天 区还 是较稀疏的叫做空i~(void)的区城 ,
到达 的较高能量 的光子对应于 C M B 图上 的热斑 。
当 ~ 光子进入 一 引力较强的浓 密天 区 ,如星 系团 , 掉进该团
的引力阱时 , 它获得 了能量 ;当它离开 星 系 团时 , 一 定要利用所
获得 的能量 以便能爬 出星 系团的引力阱 。 因此 , 在 一 个没有暗能
量 的宇宙 , 一 个光子所获得的能量 实际上被其失去的能量所抵
消 ;而 在有暗能量 的宇宙 ,宇宙膨胀得足 够快地伸展 了星 系团的
引力阱 ,那 时光子仍陷在阱内,这 一 较浅的阱使光子易于爬 出 , 因
而 一 穿越星 系团的光子在进入 团 中所获得的能量 较之 离开 时失
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去的能量 为多 , 这 一 来 自 C M B 、 在飞 行途 中获得微 小能量 的光
子 ,体现在我们的眼 中便是 C M B 天 图 中的热斑 。 而 穿越宇宙中
空洞的光子则在 C M B 图中留下 了冷斑 。
上述 因受暗能量 的影响导致 C M B 天 图 中热斑温 度的轻微
隆起很有可 能被淹没在 C M B 中正 常的温 度起伏 内而难 以辨认
出来 。 为此 ,施查普迪小组特地将观测聚 焦于 50 多个超星 系 团
和 50 多个超级 空间洞 。 在这些 天 区将有望 发现 最大 的效应 ,观
测结果
明这些 天 区确实分别对应于 C M B 图 中加强 的热 斑和
冷斑 。 施查普迪说 , “ 他们 的计算表 明从对 C M B 图的分析 ,宇宙
中不存在暗能量或是什么其他别的东西的几 率约为二 十万 分之
二:
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,我们的工 作已显 示 出注入 在 C M B 中暗能量 的刻痕 ,在此 意
义 上 , 已拍摄到 了暗能量 的影像 。 ”
有趣 的是 , 英国天 体物理 学家赖哈夫(O F E R L ahav)不 相
信施查普迪小组 已证 明暗能量 的存在 , 但 同意他们的工 作是支
持暗能量 的存在的。
从 中性微子 引伸 出的暗物质粒子
早在 1937 年 , 美国科学家兹维基(F . Z w icky)指 出 , 大星
系团中的星 系速度太大 , 以致无 法将它们通过 引力束缚住 , 除非
它们的质量超过按星 系 团星 系总质量估算值的 100 倍 以上 。 这
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, 宇宙背景辐射的光谱
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图 A
图 B
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收缩
加速膨胀 的宇 宙
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137 亿年前 的宇宙地图
将C O B E 所 观测到 的宇宙
背景辐 射在 天 球 上 的分
布展开 为平面
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波长 f微米
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地球
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将W M A P 所观测到 的宇宙背景辐射
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137 亿年前的宇 宙
基本均 匀 仔细 看
可以 看 出 确 图 B 珂
显示构 起伏
天 文 卫 星获得的大爆炸证 据之 一
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2008. 1 1 69
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大爆炸的证 据 之 二 宇 宙背景辐射
是 暗示 大量 暗物质存在 的首次发现 。
现 代天体物理 学家认 为 , 如果 没 有暗
物质 , 就没 有足 够的时 间形 成今 天 宇
宙的结构 。 有了暗物质 , 结构就可 以在
复合期前在暗物质 中形 成增长 。 暗物
质不发光 , 却有引力。 宇宙中暗物质 比
可 见物质 多得 多。 暗物质粒子 的主要
性质有 :(1 )长 寿命(至 少与宇宙年龄
。 争
相仿 );(2 )主要 是 冷的(质量 大 );(3 )作 用很 弱 。 许 多科学家认
为 , 主要暗物质粒子不 可能是普通物质粒子 。
观 测显 示 , 宇宙主要 由神秘 的暗物质和暗能量 组成 , 有人 认
为假想 中的中性微子(neutralino , 也 有人 译 为 中性伴随子 )是 最
佳的暗物质候选者 。 果真是这样的0-57
中性微子原本不 是作为暗物质候选者被提 出来的 , 它是 超
对称理 论所预见 的粒子 。 粒子物理 学的
模型描述基本粒子
以及 它们之 间的相互 作用 , 尽 管该模型取 得 了较大的成功 , 但仍
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宇 宙在膨胀
有不 足 之 处 , 如 它不 能说 明 为什 么 弱核 力 比 引力强 34 个数量
级 。 一 个很有前景 的方法是 将 已经 在标准模型 中包含的对称群
进行扩展 , 例如 , 超 对称理 论 认 为 :构成物质基元 的费米子和传
递各种力的玻色子之 间存在着密切关系 , 这种新 的对称意义使
得 电弱 力和强 核力在理 论 和实验 两 方面 彼此统 一 起来 , 还 会产
生 与引力之 间的连接 。 超对称预言 了许 多新粒子 的存在 , 而 中性
微子被假设 为中微子 的玻色子对应物 ,在众 多的超对称粒子 中 ,
中性微子 是最轻 、 最稳定 、 不会衰 变产 生 更轻 的粒子 , 因而 被认
÷
为是暗物质 的最佳候选者 。
随着宇宙在大爆炸诞 生后冷却下 来 , 较重 的超对称粒子衰
变成较轻的超对称粒子 , 只剩下 一 种稳定的中性粒子 。 当物理 学
家们计算这种粒子的丰量 时 , 惊奇地发现 它们在早 期宇宙所形
成的物质具有的密度(也被称做 “ 遗物密度 ” )正 好是 暗物质的密
度 。 但超对称理 论也预见 :当宇宙在大爆炸后冷却下 来时 , 那些
较重 的超对称粒子可 能会坐 落到宇宙的不 同 “ 区 段 ” , 位于 我们
近 邻的幽暗的领城 。 但几 乎不 与我们发生任何相互 作用 。 美国加
洲大学的 J onathan F eng和 J ason K um ar曾认 为 , 某些 隐
匿着的区段 内的粒子极不 同于 中性微子 , 但它们也 能构成正 确
遗物密度的暗物质。 E eng和 K um ar考虑这种隐匿 的邻居是如
口
口
由
原 子
原 子核
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\ 毫子
一 切物质是 由原 子 构成 的 ,原 子 结构 示 意 图 , 科学家认
为暗物质不是 由这样的原 子所构成的物质
范围之 外 ,如设于美国 明尼苏达州废弃的苏丹矿井 中的
低温 暗物质探 索装置 (C D M S )就探测不 了预 期 质量 比中性微子
大得 多的暗物质粒子 。 计划中的新探测装置 有可 能探测到这些
暗粒子 ,但难度还是 不小的。 ”
但留心观察我们宇宙中的能暴露 内情的现 象便有可 能觉察
出这些较重 的暗物质粒子 , 如果这类粒子在宇宙某些 区城集聚
并互 相湮 灭 , 我们将会见 到 发射 出的高能 y 射线 和 宇宙线 。
M arch— R usse 说 ,“ 我们此刻要研 究的是 , 找准对天 空观测的
方向及仔细分析来 自天 空可疑的信号 。 ”
大约 65 年前 ,第 一 次发现 了暗物质存在的证据 。 当时 , 弗里
兹 ? 兹维基(F ritz Z w icky)发现 , 大型星 系 团中的星 系具 有极高
的运 动速度 , 除非星 系 团的质量是根据其 中恒星 数量计算所得
到的值 的 100 倍 以上 ,否则星 系团根本无法束缚住这些星 系 。 之
后几十年的观 测分析证实了这 一 点 。 尽管对暗物质的性质仍然
一 无所 知 , 但是 到 了 20 世 纪 80 年代 , 占宇宙能量 密度大约
20%的暗物质已被广 为接受了 。 赢
(责任编辑 李良 )
暗物质粒子 中性伴随子 示 意图
2008. 1 1 ≮ :-- L , I 鼻 7 1
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