藍色情懷

　　圍繞我們的宇宙，與表面上所看到的並不相同。所有恆星的質量加起來不到宇宙質量的1%；所有的稀 疏氣體和其他形式的普通物質，則不到5%。從這類可見物質的運動顯示，它們只不過像是在未知物質組成的不可見海洋上飄流的殘骸。我們對這片海洋所知甚少。 我們用來描述其成份的名詞——「暗物質」與「暗能量」，適足以顯示我們的無知。
　　70年來，天文學家持續收集到暗物質存在的間接證據，並且幾乎每一個人都相信它是真的存在。但間接證據無法令人滿意；它不能明確排除其他可能性，例如修正過後的物理定律（見《科學人》2002年10月號〈暗物質真的存在嗎？〉）， 而且對此假定物質的多數性質也無從揭示。基本上，我們只知道暗物質能凝集在一起，為星系和更大尺度的結構（如星系團），提供了重力支柱。幾乎可以肯定的 是，它是由一種迄今尚未發現的基本粒子所組成。至於暗能量，它的名字雖然類似而易產生混淆，但暗能量卻是另一種在1998年才出場的東西。暗能量均勻分佈 在整個空間，具有負壓力，並會使宇宙膨脹加速進行。
　　上述「暗成份」的細節，最終還是必須由粒子物理而非天文學來填補。過去八年來，這兩個學門 已集中資源，共同召開如「宇宙暗物質與暗能量之來源暨探測研討會」這樣的會議，下一次研討會將於2004年2月在美國加州馬力納德瑞舉辦。其目標是使用那 些在分析正子和微中子上已被證明是非常成功的技術，以找出偵測和研究暗物質的方法。與其透過觀察遙遠天體來推斷暗物質的存在，科學家寧可在地球上搜尋它。
　 　嘗試尋找暗物質粒子，是物理上最困難的實驗之一（尋找暗能量則更加無路可循，因而被擱置一旁，至少目前是如此）。在1994年2月召開的第一屆研討會 上，與會者對地球上實驗室內的粒子探測器能否記錄到暗物質，幾乎是全無信心。即使是當時最佳儀器的靈敏度，與測得假定的暗粒子所需的靈敏度相比，僅及 1/1000。但時至今日，探測器的靈敏度已提升了1000倍，而且儀器的建造者預期，不久之後，在最大努力下又可再提升1000倍。對偵測方法進行了長 達15年以上的研發後，如今終將取得成果，我們也許很快就可以知道宇宙的真實面貌。倘若無法證實暗物質的存在，那麼現代物理學所依據的理論便將面對嚴苛的 考驗。

暗物質候選者

　　暗物質可能是由哪一種粒子組成的呢？天文觀測和理論提供了幾條一般性的線索。它不可能是質子、中 子或一度由質子或中子組成的任何東西，比如已成為黑洞的大質量恆星。對大霹靂期間粒子合成的計算顯示，這類粒子的數目少到不足以組成暗物質。那些計算結果 已經由對宇宙最初階段氫、氦及鋰含量的觀測所確認。
　　暗物質最多只能有一小部份是微中子，這是一種質量很輕、可穿越太空而不被任何原子捕獲的粒 子。微中子一度是暗物質的主要候選者，而其角色也還有可議之處，但實驗發現它們的質量也許太輕了（見延伸閱讀1）。此外，它們還是「熾熱的」，亦即在宇宙 早期，它們以近乎光速的速度在運動著。熾熱粒子的腳步快到無法在我們觀測到的宇宙結構內安頓下來。
　　最符合天文觀測結果的，可說是「冷」暗物質了，這指的是某種尚未發現的粒子，當它形成時移動的速率很慢。雖然冷暗物質在解釋宇宙結構上也有它自身的問題（見《科學人》2002年8月號〈星系傳奇〉），但大多數宇宙學家認為，較諸其他假說所面對的困難，這些問題可說是次要的。現今的基本粒子標準模型內，並沒有任何粒子可以構成冷暗物質，但從標準模型加以推廣，則提供了許多可能的候選者，而推廣的理由則和天文學上的需求並沒有多少關聯。
　 　目前為止，這類推廣中研究最多的是「超對稱」（supersymmetry），所以我將集中論述這個理論。超對稱在解釋暗物質方面頗具吸引力，因為它假 設了一系列全新的粒子：每個已知的基本粒子都有一個「超伴子」（superpartner）。這些新粒子的質量都大於已知的粒子（因此行動也較為緩慢）， 其中有幾個是冷暗物質的恰當候選者。最引人注意的粒子是中性伴子（neutralino），它是下列粒子的超伴子的綜合體：光子（傳遞電磁力）、Z玻色子 （傳遞所謂的弱核力），也許還有其他類型的粒子。中性伴子這名詞多少有些不恰當，因為它的發音很像微中子（neutrino）；即便這兩個粒子確實有一些 共通的性質，但它們在其他方面是相當不同的。
　　雖然按一般標準，中性伴子的質量很大，但它是超對稱粒子中最輕的。這樣一來，它無疑是穩定的：假 如一個超對稱粒子不穩定，它必然會衰變成兩個更輕的超對稱粒子，而中性伴子已經是最輕的了。從中性伴子的命名可知，它的電荷為零，因而它不會受到電磁力 （比如光）的影響。中性伴子的質量、穩定性和電中性滿足了冷暗物質所要求的各種性質。
　　在宇宙熾熱的太初電漿中，對於中性伴子所能創生的數目， 大霹靂理論給出了一個預估值。太初電漿是一鍋由各種粒子組成的混沌湯，沒有一個粒子可存在很長的時間，它很快就會撞上另一個粒子，兩者同時湮滅，並產生新 的粒子；這些新粒子不久又與其他粒子相撞，它們就這樣在生生滅滅中循環。但是當宇宙冷卻且變得稀薄後，上述過程便逐漸停下來。各種粒子漸次凝結出來，從彼 此間碰撞次數較少的粒子依序到碰撞較頻繁的粒子。

生性靦腆但不孤僻

　　中性伴子特別「害羞」，不易與其他粒子相撞，所以它很早就冷卻出來了。宇宙當時的密度仍然非常 大，因而可產生大量的中性伴子。事實上，從中性伴子預估的質量及它不易碰撞的傾向可得出：中性伴子的總質量與我們推算宇宙中暗物質的質量幾乎完全相同。此 種一致性強烈顯示中性伴子就是暗物質。
　　要偵測暗物質，科學家必須知道它與普通物質如何作用。天文學家假設，暗物質僅參與重力交互作用，重力是 自然界中已知最弱的一種力。假如真是這樣的話，物理學家將別想偵測到它。但天文學家的假設也許僅是一種方便的近似而已，他們可以此來描述宇宙的結構，而不 需掛慮粒子的詳盡性質。
　　超對稱理論預言：中性伴子將藉著弱核力這種比重力更強的力，與其他物體作用。這與暴露微中子行蹤的交互作用是類似的（見延伸閱讀2）。絕大多數的中性伴子在穿過物體時不會與它作用，但偶爾會撞上原子核。這個不幸的粒子會把它的一小部份能量轉移給原子核。
　 　這個交互作用極低的發生率和極弱的強度，將因極大量的粒子數目而抵消掉，畢竟，銀河系被認為是由暗物質所支配。由於是「暗」物質，它從來不會因發出輻射 而折損能量，所以它不曾聚結成比星系還小的天體，例如恆星和行星；它反倒是像氣體那樣，依然瀰漫於星際之間。我們的太陽系以每秒220公里的速率繞銀河系 中心旋轉，所以我們以相當高的速率，從這些「氣體」之間擠身而過（見下頁圖示）。天文學家預估，每秒有10億個暗物質粒子穿過一平方公尺的面積。
　 　英國蘭卡斯特大學的羅茲科斯基（Leszek Roszkowski）及其團隊，近來對中性伴子與普通物質交互作用的比率進行了完整的計算。這個比率通常表示成每公斤的普通物質在一天內將發生的事件數 目。對不同的理論細節來說，每公斤物質在一天內的事件數量介於0.0001~0.1之間。目前的實驗足以探測到該範圍的上限值。
　　現在的難題已不再是探測器的靈敏度，而是探測器中的雜質。地球上所有的物質，包括用來建造探測器的金屬，都含有些許的放射性物質，比如鈾和釷。這些物質衰變時產生的粒子所造成的訊號，與暗物質可能帶來的非常相似。地球上放射性的典型強度，是假設的中性伴子訊號的10⁶倍以上；如果探測器置於地表的話，宇宙射線又將使情況再惡化10⁶倍。如果說要有把握地辨認出任何暗物質粒子，研究人員必須將前面兩種背景雜訊減少到只剩百萬分之一。

揪出中性伴子

　　因此，物理學家正面臨兩項挑戰：一方面要偵測暗物質與普通物質之間本來就很微弱的交互作用，另一 方面還要遮擋掉極惱人的雜訊。讓我們先面對第一項挑戰。有幾種物質的特性可用來記錄原子核被中性伴子撞擊後的反衝情形。所有方法中最簡單的，也許就是尋找 反衝原子核猛撞週遭物質並釋出其動能所造成的加熱現象，這將使物質的溫度略為上升。要探測此一加熱現象，物質原先的溫度必須非常低。這就是低溫探測器的原 理。
　　就好比說在「低溫暗物質搜尋」（CDMS）與「重粒子弱交互作用地底探測實驗」（Edelweiss）這兩項主要的搜尋計畫中，低溫探測 器就是用來測量物質中各個聲子（熱的量子）。這些探測器在絕對溫度25mK的溫度下運作，並且使用測溫電阻器來記錄儀器不同部位的升溫情況。每一個探測器 的質量為數百公克，而研究人員可以將大量的探測器堆疊起來，使其質量達到數公斤以上，因此使訊號增強。位於美國明尼蘇達州蘇旦礦井（Soudan Mine）的最新一代CDMS，已經從去年底開始採集數據。
　　探測器使用的第二種方法，是觀察反衝原子核的另一種效應：游離。原子核將周圍原子 的一些電子撞掉，因而形成名為「激生分子」（excimer）的受激離子。這些離子最終將重新捕獲一個電子而回到正常狀態。對某些物質來說（主要是液態惰 性氣體，比如氙），這個過程會發出閃爍光（scintillation light）。上述就是激生分子雷射（運用在眼科手術上）的運作原理。對液態氙而言，閃爍光非常強烈且可持續約10奈秒。光電倍增管可將此訊號放大到可偵 測的程度。
　　1990年代初，「液態惰性氣體區域比例閃爍」（ZEPLIN）計畫研發出一種「二相液態氙探測器」（two-phase liquid-xenon detector）；這個計畫是由加州大學洛杉磯分校的王漢國和我，以及在義大利托裡諾大學的皮契（Pio Picchi），所領導的兩個小組執行的。這些儀器利用一層為電場穿越的氣體來增強光：電子在受到反衝原子核撞離之後，再以電場加速，因而使少數電子發生 崩瀉（avalanche）效應。總有一天，人們可建造出重達10公噸的液態氙探測器，它的靈敏度將足以偵測中性伴子的存在，即使它們之間的交互作用非常 微弱。
　　氙並非一定要處於液態，有些探測器就使用了氣態氙。雖然氣體的密度比液體小，但氣體更易顯現反衝原子核留下的蹤跡，可用來追溯入射暗物質的方向，因而可進一步查證這是否由銀河中性伴子引起的。位於英國波爾比的地下實驗室正在研發這一型探測器。
　 　以氙來探測十分合適，因為它沒有壽命長的天然放射性同位素（因而能降低背景雜訊），而且它可以從大氣之中取得（不過必須事先純化以去除核彈試爆所殘留的 放射性元素氪）。但是氙並不是唯一具有閃爍現象的物質。義大利羅馬附近的巨石峰實驗室，正在進行的一項名為「暗物質」（DAMA）的實驗，就是使用了碘化 鈉來當做偵測物質。DAMA探測器的質量重達100公斤，是世界上最大的。

層層篩選暗物質蹤跡

　　為了應付另一項大挑戰，亦即克服來自天然放射性和宇宙射線的背景雜訊，研究人員通常採取三個步 驟：首先，將探測器置於地下深處，並遮覆特殊的屏蔽物以擋掉宇宙射線；其次，將建造探測器的物質純化，以減少輻射污染；第三，建造特殊的儀器，以尋找能區 別暗物質和其他粒子的種種跡象。
　　即使採取了前兩個步驟，仍然是不夠的。因此，新一代的暗物質探測器都採取了第三個步驟，以某種型式的事件來加 以區別。第一道關卡是尋找訊號的週年變化。在北半球，暗物質的流量在夏天（此時地球的軌道運動應和太陽系穿越銀河系的總體運動相加），應該比冬天（此時地 球的軌道運動應從太陽系的總體運動中扣除）時更大（見64頁〈暗風吹拂〉）。兩者訊號的差異可達到百分之幾。
　　最先進的計畫則增加一具副探測器 （secondary detector），它使用的技術不同於主探測器。這兩具探測器對不同粒子的響應方式將稍有不同。例如，背景粒子和一個與中性伴子碰撞而反衝的原子核相 比，前者將造成更多的游離。組合兩具探測器的數據，將可找出此一差異。
　　在1980年代末期，已經從上述的方法多管齊下，展開對暗物質訊號的搜 尋。但到目前為止，除了一組實驗之外，其餘的都沒得到什麼結果；不過這並不令人感到驚訝，因為一直到最近，它們才達到所需的靈敏度，並將雜訊降到可接受的 範圍。唯一的例外來自DAMA實驗。四年前，該小組報導說，其觀測結果存在週年變化，由此引起的興奮和懷疑可說難分軒輊（見延伸閱讀3）。問題在於： DAMA實驗並未使用多重探測器來區分訊號與雜訊。其他三組使用了多重探測器的實驗，後來都對DAMA宣稱的結果提出質疑。Edelweiss、 ZEPLIN I和CDMS I三個實驗組，在DAMA曾探查過的大部份的參數範圍內，都未觀測到相同結果。CDMS I實驗組宣稱，其結果的可信度可達到98%。假如其他獨立的實驗計畫繼續空手而回，則DAMA的研究人員就必須將他們測得的訊號，歸因於放射性過程或其他 雜訊。
　　下一代的探測器應該可以對中性伴子是否存在提供決定性的判據。假如它們觀測不到任何結果，那麼超對稱就不是自然界為暗物質問題所提供的 解答。理論學者必須求助於其他概念，即使它們現在看來是極端令人嫌惡的。但假如這些探測器確實記錄到一個訊號且確認無誤，則它將是21世紀最偉大的發現之 一。其中最重要的理由，自然是由於發現了宇宙25%的成份（就剩下暗能量還妾身未明了），而其他重要訊息也將接踵而至。假如探測器能辨認出暗物質粒子，則 粒子加速器（比如瑞士日內瓦近郊的歐洲核子研究組織的大強子對撞機）也許能將它們重新製造出來，並在受控條件下進行實驗。超對稱的證實意味著有大量的新粒 子等著被發現，而超對稱在弦論中扮演著不可或缺的角色，因此也就是對弦論提供了支持。現代天文物理學上最大的奧秘，或許就即將揭曉。 （本文出自SA 200303）