撰文／刘湘，陈学雷

博主按：本文主要由上海交大物理系的刘湘研究员撰写，其中少数内容采用了我过去写的一点东西，发表在Newton 科学世界2011年第3期上，责任编辑朱新娜。杂志版有很多插图我这里没有，即使有些与这里看上去相同的图，杂志社采用的版本质量也远高于此。

20世纪30年代，弗里兹·兹威基极富幻象的提出了宇宙中存在“暗物质”的假设，尽管当时不被人接受，但越来越多的证据都指向它真的存在。70多年过去了，地球上建起十几个寻找暗物质的实验室，科学家们大海捞针似的撒网，暗物质依然悬念重重。我们不得不感叹“宇宙太深奥了，不肯将‘秘密’一下子泄露给我们。”

20世纪初以来，越来越多的科学观测证据表明，在宇宙中，我们已知的物质只占有5％，剩下约25％来自暗物质，而约70％来自暗能量。可以说，暗物质和暗能量是21世纪最大的科学谜团。

虚线示意在只有可见物质情况下星系中恒星的速度，实线示意观测到的恒星速度，横轴是恒星距离星系中心的距离。

 

之所以称为“暗”物质，是因为我们只能通过引力“感觉”到它，而“看”不到它。70多年前，瑞士天文学家弗里兹·兹威基（Fritz Zwicky）通过观测星系团最早发现的暗物质。兹威基研究了距离我们约两亿光年的COMA星系团，他先测量了星系团中各个星系的亮度，通过已知的亮度和质量的关系，得出了可以看见的星系团质量。接下来，他又测量了各个星系的公转速度以及他们到星系团中心的距离，通过牛顿引力定律计算出了星系团的总质量。这就类似于通过人造卫星的高度和公转速度可以计算出地球的质量。兹威基通过比较发现，引力质量比可见质量大了100倍。由于星系团中的星系具有极高的运动速度，其总的可见质量不足以约束住星系成员。星系团的总质量必须是可见质量的100倍以上。也就是说，99%以上的质量是看不见的，我们只能通过引力“感觉”到它们的存在，兹威基就将这些质量称为暗物质。对其他星系团的观测也给出了类似的结果。

 

尽管兹威基的结果在刚发表时许多人并不相信，但此后越来越多的、来自不同实验观测的结果都间接证实了暗物质的存在。比如，和兹威基观测星系团同样的原理，通过观测星系中恒星的公转速度，也确认了星系中有大量暗物质存在。我们的银河系中暗物质总质量是可见物质（包括发光的恒星和不发光的星际气体物质等）的20倍。此外，还有引力透镜、星系碰撞和宇宙微波背景辐射等等的观测都间接证实了暗物质的存在。

 

到了今天，众多的观测结果对暗物质的候选对象有了一定的限制，但至于它到底是什么还是个谜。我们知道它只参与引力作用，它不是我们今天已知的任何一种粒子，它即不发光，我们看不到它（不参与电磁相互作用），它的运动速度不能太快（是“冷”的暗物质），它甚至是不是粒子也还没有最终定论。关于暗物质究竟是什么， 研究者曾对这种物质可能的形态做过很多理论上的猜测。就目前而言，被研究得最多也是最被看好的暗物质模型是所谓弱相互作用重粒子（Weakly Interacting Massive Particle，WIMP）。这种粒子的特点是虽然没有电磁相互作用和强相互作用，但是参予弱相互作用，同时质量比质子和中子大。WIMP之所以成为暗物质的热门候选者主要有3个原因： 首先，WIMP具有“冷暗物质”的各种性质，而基于冷暗物质的宇宙学模型与观测符合得比较好。其次，在粒子物理理论中比较容易构造出符合WIMP 特点的粒子。例如，流行的超对称理论就预言可能存在最轻超对称粒子，这种粒子如果不带电就很容易符合WIMP的特性。也就是说，WIMP不是我们单单为解释暗物质凭空想象出来的，它有很强的理论背景，目前位于欧洲原子能中心（CERN）的大型强子对撞机（LHC）已经开始运行，它的一个重要目的就是要找这种WIMP。最后，WIMP具有弱相互作用截面，而按照统计物理的粒子退耦理论计算，WIMP的数量也刚好和暗物质密度的观测值同一个数量级。即WIMP可以很好地放入我们今天的宇宙理论模型里。 因此，目前大部分暗物质探测实验是针对WIMP设计的。

中心螺旋状是我们所在的银河系，红蓝绿代表银河系中暗物质晕的分布。

 

寻找暗物质困难重重

怎样寻找WIMP呢？有很多方法，可以在加速器上“制造”出来，也可以在天上寻找WIMP湮灭后产生的高能粒子。目前认为最可靠的一种方法是“直接”探测实验，即用一些高度灵敏的探测器来探测WIMP和探测器中原子核碰撞后的信号。暗物质粒子有弱相互作用，它就有一定的几率与探测器内的原子核碰撞。由于WIMP粒子相当重，又以每秒几百公里的速度在银河系的暗物质晕中运动，因此在这一碰撞中，便可以传递一定的能量（几十千电子伏特，keV）给被碰的原子，导致原子被电离、激发或产生晶格振动。形象些说，就是碰撞后会产生能用普通办法观测到的3种类型的信号：光、电和热。高灵敏的探测器就是要探测这些信号。碰撞事例的多少取决于暗物质的密度、质量、碰撞截面和探测器工作介质的质量。

 

直接探测实验非常困难，是一项非常有挑战性的工作，主要有两个原因，一个是信号太微弱，需要非常灵敏的探测器。另一个是WIMP信号太少，而其他噪声信号又太多，需要大海捞针似的把WIMP信号从噪声中挑出来。

 

信号太微弱，是因为WIMP和原子核碰撞传递的能量只有几十个keV。而一般的傻瓜相机拍一张照片，需要大约10^12keV的光能量。也就是说，我们要造出比一般相机灵敏度高一千亿倍的“照相机”，才能“拍到”WIMP碰撞信号。

 

WIMP信号太少，是因为WIMP只有弱相互作用，此时的引力相互作用可以忽略不计，只有在星系宏观尺度上才会被“感觉”到。它只和探测器中的原子核碰撞，而且碰撞机率非常小。用一个形象的比喻，我们要用渔网捕鱼，可是渔网编织得太“稀”了，网线有1毫米粗，而网眼却有1米。碘化纳、锗、液氙等探测器物质中原子核的半径只有原子半径的千分之一，对于只和原子核碰撞的WIMP粒子确实是太稀了。更糟糕的是，要捕捞的“鱼”比1毫米还小，我们只能期望鱼碰巧撞在网结上！根据目前银河系中暗物质粒子分布的间接观测结果，我们地球附近每升空气内大概有1个WIMP粒子，而每升空气中约有3x10^22个原子！它们相对于太阳系的速度大约每秒230公里。如果我们有一个一百公斤的探测器，每天有大概2x10^11（2千亿）个WIMP粒子穿过，可是和探测器内的原子核发生碰撞的不超过10个。同时，如果探测器摆在地面上，每天会有约一百万个宇宙射线粒子（主要是其次级粒子μ子）穿过并发生反应。同时，还有同样量级的来自自然环境放射性的粒子（主要是光子和中子）。我们需要从这上百万的事例中来寻找不超过10个的WIMP信号。为了屏蔽宇宙射线，需要将探测器放入地下实验室，而且实验室越深，屏蔽宇宙射线的效果越好，实验灵敏度就越高。为了屏蔽自然环境放射性的粒子，我们就需要放射性低的实验室，同时需要用低放射性的重金属（铜、铅等）和聚乙烯塑料等把探测器包裹起来。重金属可以屏蔽外界光子，聚乙烯塑料则屏蔽外界中子。同样，屏蔽效果越好，实验灵敏度越高。暗物质粒子由于只有弱相互作用，可以轻易地穿过屏蔽，WIMP事例率不会受到影响。

 

XENON100实验安装过程中

 

 

暗物质探测如火如荼

为了克服上述这些困难，国际前沿的暗物质实验都研发了各自的绝活。更为激动人心的是，有好几个实验都宣称看到了疑似信号。也许暗物质的直接探测离 我们已经不远了。当然，也存在着另外的可能，就是暗物质并非WIMP，那么这种类型的实验就探测不到。

 

目前处于领先地位的有DAMA、CRESST等实验，它们都有各自的高灵敏度探测器。DAMA实验位于意大利的GRAN SASSO地下实验室，选取碘化钠晶体做探测器，使用了非常灵敏的光电管来探测碰撞后产生的光信号，光电管可以探测到一个光子（肉眼在白天每秒会看到1016个光子）。中科院高能所有几位科学家是该实验组成员。DAMA经过了十几年的观测，宣布发现了WIMP的年调制信号，所谓年调制， 是指WIMP相对于太阳的速度是一定的，而地球在围绕太阳公转，因此，WIMP相对于地球的速度在冬天和夏天稍有不同，WIMP信号的事例率也会有周期一年的起伏。不过这一结果没有得到其它实验组的证实。

 

同样位于GRAN SASSO的CRESST实验使用钨酸钙（CaWO4）晶体作为探测器，位于美国SOUDAN地下实验室的CDMS实验使用硅晶体和锗晶体作为探测器。它们将晶体冷却到零下273度，只比绝对零度高0.05度。WIMP碰撞的热信号会造成晶体温度升高0.01度，再通过高灵敏度的“温度计”来测量温度变化。CRESST一期结果已经发表，没有找到暗物质，二期结果正在分析之中。CDMS经过一年多的观测，在2009年底发表了测量结果，宣布找到了两例疑似WIMP信号事例。尽管有一定的可能性是噪声事例，还是引起了科学界的极大关注。

 

美国的CoGeNT实验使用高纯锗探测器来观测WIMP碰撞产生的电信号，也发现了疑似信号事例，还有待于进一步证实。位于GRAN SASSO地下实验室的XENON100实验是目前灵敏度最高的实验之一，上海交通大学是参加实验单位之一。

 

XENON100使用了165公斤的液氙作为探测器，能够探测光信号和电信号，通过两者之间的比例关系，可以更有效地区分WIMP信号和外界普通粒子引起的信号，从而大大提高了实验灵敏度。在2010年初发表了1个月的观测结果，并没有看到暗物质粒子。目前该实验已经采集了一年的数据，正在紧张的进行数据分析。是否会发现暗物质粒子，大家都拭目以待。另外还有位于韩国襄阳（ Yangyang）地下实验室的KIMS实验， 使用碘化铯晶体，清华大学是其合作单位。

CRESST实验的一个CaWO4探测器晶体。

 

 

如上所述，地下实验室是暗物质实验一个必不可少的条件。目前，国际上的地下实验室有十几个，为了避免专门挖掘地下实验室的高成本，它们都是利用已有的土建设施，基本分为两类，一类是利用废弃的矿井，比如位于加拿大Sudbury 的2000米深的SNO地下实验室，美国的700米深SOUDAN地下实验室，在建的DUSEL 地下实验室有几百米到2400米深的多个实验厅。 另一种是利用隧道，在隧道里横向挖出实验大厅。最著名的有意大利的GRAN SASSO 地下实验室，入口建在一条10公里长高速路隧道的中部，上方有1700米岩石覆盖，实验室内有3个各100米长，20米宽，20米高的实验大厅和众多的较小的实验厅和通道，内容积目前世界第一。相比矿井而言，隧道在使用上要方便得多，可以直接开车运输探测器，同时，相对于竖井的尺寸，通常隧道直径要大的多，减少了对探测器大小的限制。但是，隧道的深度受到山高的限制，对于比较短的隧道而言，还要考虑从山侧穿入的宇宙线。因此，要找到大埋深的长隧道并不是那么容易的事。

加拿大SNO地下实验室和SNO太阳中微子实验

 

意大利GRAN SASSO地下实验室的A厅

 

 

锦屏地下实验室具备世界最好条件
在我国四川西昌地区的锦屏山有条件极好的隧道。 为了利用雅砻江的水能资源，二滩水电公司正在锦屏山附近修建水电站。雅砻江在这里有一个U字形的大转弯，长达二百多公里，然而直线距离不过二十多公里。填充U字形中心的是海拔四千多米、相对高差两千五百多米的锦屏山。为了方便水电工程建设，二滩公司在这里钻了两条长 17.5公里的交通隧道，供施工车辆通行，其中一条已经投入使用。这条隧道上方覆盖着2.5公里厚的岩层，是世界第二深的隧道。经过清华大学的沟通和协助，二滩公司经过3个多月的努力，在隧道正中横向挖出了一个实验大厅。此后，清华大学组织完成了实验室的土建、电力、安全、监控、网络等的安装，在大厅墙壁上涂了防氡漆， 以尽量阻断岩体释放有放射性的氡气。还计划建立空气洁净系统，排除灰尘和汽车尾气等杂质微粒。总之，要尽量排除环境对实验的干扰。

 

锦屏地下实验室示意图 

2010年12月，中国锦屏极深地下暗物质实验室正式挂牌。该地下实验室有一个40米长，6.5米宽，8.5米高的实验大厅，尽管目前大厅总容积不是很大，但它是目前世界上条件最好的地下实验室：首先，它是当前世界上最深的地下实验室，上方有2.5公里岩层覆盖，宇宙射线通量最少，每平方米每周只有一个μ子通过，比意大利GRAN SASSO实验室小300倍。其次，地下实验室所在处不是花岗岩，而是大理岩，其自然放射性相当低，实验检测发现其天然放射性比洞外的岩石都低，和意大利GRAN SASSO的岩石相比，放射性元素铀的含量低了3倍。这些都为暗物质直接探测实验提供了非常好的条件。目前地下实验室的各个物理参数，包括宇宙射线通量、光子和中子的通量，都在测量之中。

 

CDEX实验所用的超低能量域高纯锗探测器

 

该实验室内目前计划有两个暗物质实验。CDEX（China Dark matter Experiment）实验组由来自清华大学、四川大学、原子能院和台湾中央研究院等高校和科研机构的物理学家组成，第一步计划使用10公斤的超低能量域高纯锗点接触探测器来寻找轻质量的WIMP粒子，周围的屏蔽体由1米厚聚乙烯，20厘米厚铅，20厘米厚含硼聚乙烯和10厘米厚铜组成，将绝大部分外界光子和中子“拒之门外”。目前该实验已经在试运行阶段。另一个实验PANDAX（Particle AND Astroparticle Xenon observatory）由上海交通大学、山东大学和上海应用物理研究所以及北京大学组成，第一步计划使用300公斤的液氙探测器来寻找质量较重的WIMP粒子。目前正在紧张的设计制造之中，也会用到60厘米厚的聚乙烯，20厘米厚铅和10厘米厚铜做屏蔽体。预计2011年3月开始搭建。这两个暗物质实验组都具有国际一流的科研实力。同时，中科院高能物理研究所也正在开展地下暗物质实验的研究。所有这些都标志着，中国物理学界为进入世界一流暗物质实验行列，已经迈出了坚实的第一步。

 

虽然从目前来看，我们还不能看出暗物质或暗能量的直接应用价值是什么，但是，这二者加起来占了宇宙总密度的95%，这说明它们是极其普遍的现象。此外，这二者的存在对整个科学理论都是挑战。因此，对暗物质暗能量的研究是极有意义的。这很像20世纪初的“两朵乌云”（以太说和黑体辐射）推翻了经典物理理论，催生了量子力学和相对论，当时的科学家并不知道量子力学和相对论会有什么实际的作用，但今天它们对人们的日常生活有很大影响。现在，暗物质和暗能量这两朵新的乌云，又会带来什么样的翻天覆地的变化，让我们拭目以待。

 

PANDAX实验设计的探测器和屏蔽体

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