轴子：暗物质新可能

（配合此bgm。）

撰文  Leslie Rosenberg

    宇宙的绝大部分其实是由我们看不到的某种物质组成的。20世纪30年代开始，天文学家通过观察星系团得出了这个结论，星系团中的星系运动得太快了，如果没有“暗物质”的约束，这些星系团就会分崩离析。到了20世纪70年代，科学家更加重视这个问题，因为他们在研究星系旋转速度时发现了同样的问题。很快，他们就意识到，这种暗物质不可能由普通物质或辐射构成。目前看来确定无疑的是，宇宙中那些通过万有引力汇聚在一起的天体中，有90%的成分是由一些奇怪的物质构成，这些物质可能是大爆炸遗留下来的一种新粒子。

    很长时间以来，某些理论提出的弱相互作用大质量粒子（WIMP）是最受青睐的暗物质候选者。WIMP完美契合超对称模型，后者广受物理学家喜爱，但在很大程度上仍只是理论推测。不过，经过了数十年的探索，至今地球上所有的WIMP探测实验都没有发现这类粒子的信号。当然现在给WIMP盖棺定论还为时尚早，但一无所获的实验结果催生出了一些非WIMP的暗物质候选者。   

    另一个名气没那么大的候选者是轴子，轴子也是理论预言的一种粒子，它比WIMP要轻得多，但同样很少与普通物质相互作用。如果暗物质是由轴子构成的，那么它将无处不在，在你周围每立方厘米的范围内都会有数十万亿甚至数百万亿的轴子飘来飘去。它们只能通过万有引力对宇宙中的其他物质施加作用，但它们聚集起来的质量已经足以改变星系中恒星的轨道和星系团中各个星系的轨道。

    二十多年来，我一直在参与搜寻该粒子的轴子暗物质实验（ADMX）。尽管到目前为止依然没有发现它们，但我们一直在改进自己的技术。2016年，ADMX又开始了新一期的探测。ADMX已经有了足够高的灵敏度，能在未来的5~10年内探测到轴子或是排除绝大多数可能的轴子模型。我们正处在一个重要的转折点上，无论如何，激动人心的结果很快就会出现。

精彩速览

科学家正在搜索可以解释“暗物质”的不可见粒子，这些物质通过引力对宇宙中的其他物质施加作用。

轴子是一种在竞争中原本处于下风的暗物质候选者，它是理论预言的一种粒子，既可以解释暗物质，也可以解决与束缚原子核的强相互作用有关的一个难题。

最近，轴子暗物质实验的灵敏度已经足够高，可以验证那些最为可行的轴子模型，或是干脆排除掉它们。

轴子的起源

    轴子是物理学家在20世纪80年代提出的，源于量子色动力学（QCD）中的一个问题，那时我还是个研究生。QCD理论解释的是把原子核结合在一起的强相互作用，它与实验结果完美一致，但在解释强相互作用CP问题时遇到了麻烦（CP表示“电荷-宇称”）。QCD告诉我们，如果你把一个粒子的电荷-宇称翻转，也就是说倒转电性，并从镜子里观察这个粒子的话，它便不再遵循相同的物理规律。但研究者没有发现支持这一论断的证据。这个理论与实验的矛盾导致了一个严重的问题——让最完美的粒子物理模型出现了裂痕。这个裂痕就是强相互作用CP问题，这表明我们一定是忽略了什么，而且是很关键的部分。

    1977年，斯坦福大学的物理学家海伦·奎因（HelenQuinn ）和罗伯托·佩切伊（Roberto Peccei）意识到，通过引入对称破缺的方法可以简单且完美地解决强相互作用CP问题。这其实是一个在物理领域经常会用到的概念，有时候自然并非像我们所期望的那样是对称的。举个例子来说，当你把铅笔立起来，它向任意方向倒下去的可能性是相同的，这就存在一个旋转对称性。但如果它总是往一个方向倒呢，那么我们就会说自然做出了选择，破坏了这个对称性。当这种情况发生在粒子物理领域，那就意味着会需要一种新的粒子来维持内在的对称性，即便表面上看来这种对称性被破坏了。（这里提到的对称性并不一定是非常明显的对称性，它可以是一些数学意义上的抽象对称性。）

    在我看来，奎因和佩切伊将这个概念用到强相互作用上，简直是天才式的想法。他们预言，有一种跟强相互作用相关的对称性出现了破缺。如果真是这样的话，理论预言存在，而实验中并未观察到的CP不对称就被自然而然地抹掉了，问题解决。不久之后，又有人提出了一个天才式的想法，史蒂文·温伯格（Steven Weinberg，现任职于得克萨斯大学奥斯汀分校）和弗兰克·维尔切克（FrankWilczek，现任职于麻省理工学院）发现，佩切伊-奎因机制会引入一种新的粒子：轴子（axion，传说这个名字借用于一个洗涤剂品牌，因为它彻底地清除了强相互作用CP问题）。到了20世纪80年代中期，理论物理学家得出结论，宇宙大爆炸能够产生出足以构成暗物质的大量轴子。

    理论并没有告诉我们轴子到底多重，轴子跟普通物质发生相互作用的几率到底是多少。但我们知道，轴子必然很不活跃，因为到目前为止所有的粒子对撞机和其他实验都没有找到它们。既然轴子极不活跃，那它们很可能也非常轻。

    1987年，一次重大天文事件帮助物理学家进一步限制了轴子质量的范围。那一年，我们银河系旁边的一个矮星系大麦哲伦云发生了一次超新星爆发。这颗恒星在塌缩时几乎将自己全部的引力束缚能以中微子的形式释放出去，其中一些中微子进入了我们地球上的地下探测器。如果轴子的质量仅有几个毫电子伏除以光速的平方（meV/c2，电子质量的十亿分之一多一点），它们就会在这次超新星爆发中产生出来，并且会改变中微子到达地球的时间。但实际观测并没有发现这种改变，所以我们能推测轴子的质量必然比这个数值还小。如此之轻的轴子与普通物质或辐射的相互作用极其微弱。举个例子，相对常见的中性π介子衰变成两个光子的速率差不多是每10-16秒一次。而一个轻的轴子衰变成两个光子的速率是每1045年一次，这个时间尺度比宇宙的年龄还要高许多许多个量级。也就是说，轴子是目前我们已知的粒子中最不活跃的一个。

    有趣的是，如果轴子的质量太小，我们就会遇到新的问题。因为在宇宙诞生之初产生轴子的过程非常复杂，轴子的质量越轻，轴子的质量密度就越大。如果轴子的质量太小，大爆炸就会制造出太多的轴子，比解释暗物质所需要的还多。这种机制存在非常大的不确定性，理论物理学家也提出了许多非常聪明的方法来规避这个问题，但我认为，如果轴子的质量远小于1微电子伏除以c2（μeV/c2）就难以自圆其说。

    总结一下，轴子不能很重，否则的话我们早就能通过粒子对撞机或者观测它对超新星爆发的影响发现它了。轴子也不能太轻，不然就会产生出过多的暗物质。准确地确定轴子的质量范围非常困难，但是暗物质轴子的质量在1μeV/c2~1 meV/c2左右是很合理的。这个范围就是轴子质量的“最佳击球点”，但是这样的粒子与普通物质和辐射的相互作用过于微弱，所以也被称为“不可见轴子”。

暗物质候选者

在整个宇宙内，星系和星系团中有一些看不见的物质对普通物质施加了引力，但它们是什么？科学家认为这些“暗物质”占了我们宇宙总质量和能量的四分之一，并提出了几种可能的理论来解释它。此图罗列出了不同种类的可能选项。

ⓐ这种类型的物质构成了原子，也构成了所有的星系、恒星、行星以及人类。我们能直接看到的物质全都是它。

ⓑ宇宙的大部分似乎都是“暗能量”，科学家将导致空间加速膨胀的东西称为“暗能量”。

ⓒ科学家认为，暗物质是所有已知粒子之外的物质。除通过万有引力之外，暗物质几乎不与普通物质相互作用。

ⓓ观测发现，大部分的暗物质应该是“冷”的，也就是说暗物质移动的速度远远低于光速，这样暗物质才更容易聚集成团，而“热”的暗物质因为速度快而不易成团。

①“弱相互作用大质量粒子”一直是最受青睐的暗物质候选者，但针对它的实验搜索至今一无所获。

②轴子比WIMP质量小得多，要为宇宙贡献相同的质量，其数量也要多得多。

③三种已知中微子之外的新型中微子，更不易于普通粒子相互作用。

④大量的低质量黑洞也能解释宇宙隐藏的质量。

⑤理论物理学家还提出了许多可能选项，包括通过新的基本力而相互作用的粒子，以及暗质子、暗中子和暗电子组成的暗物质“原子”。

利用微波探测轴子

    当奎因和佩切伊首次在理论上提出轴子存在，斯坦福大学和其他地方的物理学家就开始在粒子对撞机中寻找轴子。轴子与普通物质和辐射之间的相互作用极其微弱，正是这个性质让它成了暗物质的有力候选者，但同样也使得这些搜索实验希望渺茫。这真的很令人沮丧，我们沐浴在轴子的海洋里，每立方厘米的空间就含有大约十万亿个轴子，但我们却不能在实验室里造出它们。

    佛罗里达大学的皮埃尔·西基维（Pierre Sikivie）想到了一个非常聪明的办法：与其在加速器中造轴子，我们不如直接找宇宙中的轴子，毕竟，这些轴子构成了弥漫在我们周围的辽阔暗物质海洋。西基维设想了一个内部存在磁场的圆柱形腔体，除了在空间中流动的宇宙轴子外，其他任何东西都不能进入这个腔体。当轴子与磁场发生相互作用时，轴子的全部能量都转化为光子。如果我们把该腔体的共振频率调节到与轴子转换出光子的频率相同时，这一反应发生的概率就会更高。因为轴子的质量很小，而且我们附近的宇宙轴子的运动速度应该与银河系中其他物体是同样量级，所以轴子的能量很小，转换出来的光子大致在微波波段。具体在哪，也只有当我们知道轴子的精确质量时才能明了。所以，实验就需要不停地调节实验腔的共振频率来“扫描”可能的区间，寄希望于我们能够恰巧匹配到轴子的频率。

    最终的信号应该非常微弱，可能只有10瓦甚至更小，而伴随而来的噪声也差不多也在同样的量级。因此高灵敏度的微波探测器，还有足够持久的信号收集时间是这项任务的重中之重。我的两大爱好正好是微波电子学和粒子物理，所以在我看来，西基维的想法非常完美地把这两者结合在了一起。

轴子暗物质实验启动

    20世纪80年代，我从斯坦福大学拿到了博士学位，那时奎因和佩切伊的影响力还在，轴子给我留下了很深的印象。它们似乎能解决物理学的两个巨大的谜题——强相互作用CP问题和暗物质。而西基维的文章发表后，我们找到了一个探测轴子的方法。

    离开斯坦福后，我到了芝加哥大学，在那里我非常荣幸地以恩里克·费米学者的身份在詹姆斯·W·克罗宁（JamesW. Cronin）手底下工作。正是在那里，我了解到了最早几个把西基维的想法付诸实践的实验，包括罗切斯特-布鲁克海文-费米实验室（Rochester-Brookhaven-Fermilab）实验和佛罗里达大学的一个项目。虽然这几个实验的灵敏度不足以在合理的质量范围内探测到轴子，但正是它们开发出了所有后续实验都在使用的硬件技术。

实验硬件

    如果轴子就在我们周围，当它们非常偶然地衰变成微波光子时，ADMX就能发现它们。为了提高衰变的概率，实验使用了强磁场和微波共振腔，如果将共振腔频率调节到与轴子转变的光子相同，就能提高轴子的转换效率。2016年，该实验进入了新的阶段，开始了迄今为止灵敏度最高的测量。

①抵抗磁铁

抵抗磁铁这个小一点的磁铁能中和或者抵抗主磁铁在SQUID放大器区域产生的磁场，放大器需要靠光子产生的微弱磁场来探测信号。

②SQUID放大器

这个器件利用量子力学效应来探测和放大轴子衰变成的光子的微弱信号。

③微波腔

整个实验的核心，如果轴子构成了暗物质，那它们现在应遍布空间，科学家期望轴子在合适的条件下会在微波腔内转变成微波光子。

④8特斯拉磁铁

实验中的主磁铁，其在微波腔内产生的磁场能促使轴子衰变为光子。

    在芝加哥大学期间，我跟当时任职于劳伦斯·利弗莫尔国家实验室的卡尔·范比伯（Karl van Bibber）和佛罗里达大学的戴维·坦纳（David Tanner）讨论过，认识到我们还可以改进探测技术。首先我们可以采用带有强磁场的大体积腔体，这会让我们离期望的灵敏度更近一步，而剩下的就是要用更好的微波放大器。放大器是提取并放大轴子产生的极微弱微波信号的关键，而当时我们能找到的晶体管放大器噪声太大了。我们想要的放大器应该只受限于来自量子不确定性的噪声，这种噪声是不可避免的，但当时在我们想要的频率范围内还没有这种放大器。

    所以这就是ADMX项目的构思：我们要从一个大磁铁开始，还需要最好的微波放大器，并且要用液氦把实验装置冷却到4.2开尔文来降低噪声。实验中期我们会致力于开发达到量子极限的微波放大器。长期目标则是再增加一套“稀释制冷机”，这套系统可以将腔体和放大器的温度降到100毫开尔文，进一步降低噪声。这是一个十分耗时耗力的项目，每一阶段都要花费十年左右的时间。幸运的是，美国能源部的高能物理组给了我们很大的支持，我们的理想一直引领我们不断前行。

量子放大器

    1993年，我到了麻省理工学院做助理教授，一到那里我们就建立了一个合作组开始实验。劳伦斯·利弗莫尔实验室给我们提供了大型超导磁铁和实验场地。劳伦斯·利弗莫尔实验室里天才物理学家沃尔夫冈·施特夫（WolfgangStoeffl）完成了初期的制冷设计，现在我们都还在使用他的这套精巧的系统。坦纳在佛罗里达大学实验项目的基础上构思并开发了实验的内部构造。我们在麻省理工的团队搭建了超低噪声的微波信号接收器来提取信号。1998年，我们发表了早期ADMX“零期”的初步结果，这是世界上第一个灵敏度足以在合理的质量范围内探测轴子的实验。我们没有发现轴子，但这已经是一个良好的开端了。

    同时我们也在继续寻找对轴子产生的微弱微波信号足够敏感的放大器。差不多就在那时，我听了加利福尼亚大学伯克利分校的量子器件物理学家约翰·克拉克（JohnClarke）关于量子放大的报告。克拉克一直致力于超导量子界面器件（SQUID）的研究，这种器件利用到了量子隧穿现象，即粒子可以穿越宏观物体无法通过的屏蔽或障碍。如果实验中产生了一个光子，这个光子就会在SQUID上产生微弱的磁场，以一种可测量的方式扰乱隧穿效应。这种器件非常灵敏，但还没有适用于微波频率的产品。为此，克拉克开发出了微条式直流SQUID放大器，这个小装置有着非常巧妙的几何结构，可以让SQUID在更高的频率下运行。

    这个方案前景光明，但我们还是遇到了麻烦。SQUID上的微弱信号磁场会淹没在ADMX腔体内的强磁场中。美国能源部审核了我们的计划，并把SQUID问题标记为“高度风险”。那时，也就是2002年初，我加入了劳伦斯·利弗莫尔实验室，合作者和我决定将ADMX分为两个连续的阶段：“1a期”用来证明SQUID可以在实验的强磁场下正常工作。之后的“1b期”将采用稀释制冷机使实验降到我们期望的温度。

    我们需要研发一套系统来保护SQUID的敏感磁场免受实验中强磁场的影响，以此为起点，我们开始了“1a期”。我们用一组嵌套在一起的屏蔽体和磁铁来包裹一块名为抵抗线圈的大磁铁，这套装置可以中和或者“抵抗”主磁场。2005年左右，我们证明了这套系统是有效的，然后我们开始了ADMX 1b期的主要任务——制造稀释制冷机。

继续提升灵敏度

    差不多在这个时候，我去了华盛顿大学任职，ADMX实验也随我一起来到有了大幅改善的新场地。同时能源部和国家科学基金正在提出“第二代”暗物质探测器的概念，试图将现有实验的灵敏度大幅提升。他们支持的实验大多还是在搜寻WIMP，但他们对轴子也感兴趣。AMDX 1b期正好踩在“第二代”计划节点上，而且第二代ADMX也在孕育中。第二代ADMX计划在2016年启动，持续运行到2021年，这次我们将最终把稀释制冷机整合到我们的实验中，同时也将我们的有效数据采集率提高了一倍多。我们还采用了一些额外的措施来提高实验的灵敏度，如此它就称得上是“彻底探测”了——将1~40μeV/c2这个质量范围内的轴子彻底清扫一遍，这个范围包含了理论预测的暗物质轴子质量的“最佳击球点”。

    ADMX实验由许多复杂的部分组成，这些部分必须要协同工作，现在这些小系统多数已经得到了高度优化，非常可靠。像ADMX实验一样，我们的合作组也已发展壮大到包含劳伦斯·利弗莫尔国家实验室、加利福尼亚大学伯克利分校、佛罗里达大学、华盛顿大学、圣路易斯华盛顿大学、太平洋西北国家实验室、洛斯阿拉莫斯国家实验室、费米国家实验室、美国国家射电天文台和英国谢菲尔德大学等合作单位。ADMX新的领导团队也已成立，联合发言人是华盛顿大学的格雷·雷布卡（Gray Rybka）和劳伦斯·利弗莫尔实验室的詹保罗·卡罗西（Gianpaolo Carosi）。

    尽管现在我们搜寻的是暗物质轴子最有可能的质量范围，但是大自然总能出人意料。搜索再轻一点的质量范围并不难实现，但让我们的实验延伸到更高的质量就是不小的挑战了。随着轴子质量的增长，微波腔的共振频率也需要提高，因此腔体的直径就得变小，这就导致搜寻轴子时可用的体积变小了。我们可以在一个大磁铁中分装多个共振腔来维持较大的体积，但这样做的话就会变成一个“瑞士手表问题”：整个系统的复杂性令人望而却步。我们也能通过提高磁场强度来补偿体积变小带来的损失，提高磁场花费巨大，但我们正在研究这种可能性。也许在5~10年内，磁场强度的提高——达到32甚至40特斯拉，就能拓展我们探测的质量范围。而如果轴子质量比我们的探测范围高得多，接近1 meV/c2，天文学家就有可能观测到来自太空的轴子信号。如果轴子质量在这个范围，而且构成了星系周围的暗物质晕，那么射电望远镜就应该能探测到非常微弱的发射谱线。

    最终，ADMX和其他的项目能够彻底搜遍理论允许的暗物质轴子质量窗口。相较于一些我们可能永远也无法彻底检验的候选者，轴子的整个合理质量区间都可通过实验检验，这一点使得轴子成为更受欢迎的暗物质候选粒子。

    随着我们实验工作不断推进，理论物理学家也在尝试着去理解暗物质的本质。一些在超级计算机上运行的精确宇宙学模型也正在尝试给出更加可靠的轴子质量预测。也有可能，轴子在宇宙中聚集的形式在大小尺度上都是与WIMP不一样的。未来的天文观测设备，例如于2019年投入使用的大型综合巡天望远镜也许能绘制出足够精确的宇宙大尺度结构，让科学家在不同的暗物质候选者间做出甄别。

    还有一种可能性就是，量子色动力学所预言的轴子只是某种存在于更高能标下的更宏大物理理论的一种表现。其中一种理论——弦论，就预言轴子的质量比ADMX所测量的区域要小得多。然而像它的种种预言一样，弦论在很大程度上仍只是推测。

    20年前，物理学界的共识是暗物质就是由WIMP构成的，从那以后，研究者对轴子的热情逐渐高涨。在不远的将来，我们应该就能知道它们到底是不是宇宙黑暗面的答案。

本文译者  周小朋是北京大学物理学院博士生，研究方向是地下暗物质探测实验。

扩展阅读

A New Light Boson? Steven Weinberg in PhysicalReview Letters, Vol. 40, No. 4, pages 223–226;January 23, 1978.

Problem of Strong P and T Invariance in thePresence of Instantons. F. Wilczek in PhysicalReview Letters, Vol. 40, No. 5, pages 279–282;January 30, 1978.

Axions, Domain Walls, and the Early Universe.P. Sikivie in Physical Review Letters, Vol. 48,No. 17, pages 1156–1159; April 26, 1982.

Cleaning Up after Einstein. Corey S. Powell;September 2015.