□作者: Jeremiah P. Ostriker和Paul Steinhardt

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暗物质研究的曙光（下） 2003/11/17/01:07:38 【Jeremiah P. Ostriker和Paul Steinhardt　著　Shea　译】 可能的冷暗物质 理论和观测之间的不一致，促使科学家又提出了新的暗物质模型。这些模型中的暗物质与CCDM相比有两个特点：（i）它可以解决前面出现的一些甚至是全部的问题，（ii）由它所导出的理论预言可以把它和其他模型区别开。以下就是可能的暗物质模型。 1.强相互作用暗物质（SIDM）。这类暗物质具有与核子-核子散射截面相当的自散射截面σ。在或大或小的暗物质晕中，当其中粒子的面密度乘以σ超过一定数量时，暗物质粒子间的碰撞将导致复杂的结构演化。在这一过程（其持续的时间大于现今宇宙的年龄）的初始阶段，由于暗物质粒子的散射，暗物质晕的中心密度就会出现下降。同时，散射也会从环绕大尺度结构的小型暗物质团块中剥离出暗物质晕，使得它们很容易受到潮汐引力的作用，进而减少它们的数量。 2.温暗物质（WDM）。这类暗物质可能一开始就具有很小的速度弥散（例如，通过衰变而获得速度），这使得它们现在具有大约100m/s的速度。如果回溯到早期，这一速度会增大，并且对小尺度结构产生影响，因为粒子的运动速度过快，使它们无法在较小的尺度内成团。因而小质量晕的数量会减少，而且每一个晕的中心密度也会减小。同时，由于大多数的小质量晕是由大尺度结构碎裂而成的，因此可以在高密度区域找到它们，而且与CCDM理论相比其在巨洞中的小质量晕会更少。 3.斥暗物质（RDM）。这种暗物质可能由大质量玻色子凝聚而成，而且具有短程的排斥势。因此暗物质晕的中心部分会处于类似超流的状态，其密度不会陡然上升。 4.模糊暗物质（FDM）。这类暗物质以极轻的标量粒子的形式出现，它的康谱顿波长（有效尺度）与星系核的尺度相当。因此，这类暗物质不可能在更小的尺度上成团，导致其核区的密度相对较低。 5.自湮灭暗物质（SADM）。这类暗物质在稠密区域可能会碰撞、湮灭并发出辐射。通过这种直接的方式去除粒子，其中心的密度就会降低，通过重新膨胀调整了中心的引力。 6.衰变暗物质（DDM）。如果早期的稠密暗物质晕衰变成了相对论性粒子，并且遗留下了小质量的团块，其核心密度就会降低，但这并不会对大尺度结构产生影响。 7.大质量黑洞（BH）。如果星系中的暗物质以大约1百万个太阳质量黑洞的形式出现，那么围绕着我们银河系的一些动力学神秘特性就能被解释了。在一般的星系种，黑洞和普通物质间的动力学摩擦会使得黑洞掉向中心，形成星系中心的超大质量黑洞，或者被抛出星系。 确定暗物质的性质 乍一看，CCDM的候选者如此之多，不可能对它们进行区分。但是，每一种可能的CCDM候选者都会对小尺度结构产生显著的影响。通过天文观测和数值模拟就可以检验这些模型正确与否。近域的宇宙是检测暗物质性质的理想实验室。 当相互作用率超过确定的阈值之后，SIDM、BH和SADM只会对晕产生影响。如果相互作用截面与速度无关，那么相互作用率将只取决于面密度。对于这些暗物质，由于其在宇宙年龄的时间内仅发生了少量的散射事件，因此它们相互作用的效果都呈现得很慢。WDM、RDM和FDM都有一个特征长度，在这个长度之下暗物质晕会受到影响。DDM则有一个特征时标，如果超过这个时标，那么在任何长度和面密度下，暗物质晕都会受到影响。 这些候选的暗物质也会改变结构形成的过程。SIDM虽然维持了原先结构形成的顺序，但是它会缓慢的改变高密度区域的暗物质分布。除了能够从高密度区域直接去处暗物质之外，SADM的性质也与此相似。取决于一些细节，RDM和FDM可能会也可能不会对结构形成的顺序产生影响，但是有一点可以肯定，它们会使小尺度天体具有较小的密度。由于会发生衰变，DDM在一个特征时间之后，会在所有的尺度上减少暗物质的数量，为了与观测到的星系团的质量相符，它必须具有极高的成团率。WDM则会推迟结构形成的时间，直到它们的温度降到足够低，可以在引力作用下成团。虽然其最初不允许小尺度结构的形成，但是通过之后大尺度结构的分裂还是可以形成一些小尺度的结构。最后，黑洞会导致1百万个太阳质量的非线性结构的形成，而不是从小涨落发展而成现有的结构。 由于存在这些不同之处，这些暗物质的候选者都面临着明确的限制和挑战。如相互作用截面过大，自相互作用或者自湮灭会导致星系团中暗物质晕的蒸发，这与观测是矛盾的。对于WDM，其结构形成的时间和标准模型相比有所推迟，这给早期星系和恒星的形成加了很强的限制。如果由WMAP发现的高电子散射光深（极早期恒星形成的指示器）得到确认，那么就不会给WDM的延迟作用留下任何余地。相似的，SADM会在小暗物质晕形成星系之前摧毁它们。对于DDM其面临的一大挑战是它要求在宇宙早期拥有比现今观测到的更多的大质量物质团块以在其衰变之后达到应有的物质分布。 利用它们性质上的差异，我们认为新的观测将有可能区分这些暗物质候选者。为了做定量的预言，详尽的数值模拟也是必须的。在进行了精确的计算之后，现在提出来的一些猜测和想法可能将会被证明并非是正确的。 首先，我们考虑了不同模型中不同质量的天体的形成时间。为了形成今天我们观测到的结构，对于给定质量的天体其在DDM、SADM和BH模型中形成的时间要早于标准CCDM模型和SIDM模型。至少在FDM和RDM模型中，小质量天体是稍候形成的。对于WDM模型，小质量天体是由大质量天体分裂形成的。宇宙早期小星系的质量甚至其存在性都将为区别潜在的暗物质模型提供有价值的信息。 　 　 [图片说明]：结构形成的历史。 接着，我们研究了近域宇宙中会存在多少大、小暗物质晕。根据WDM、FDM和RDM模型，它们所产生的小质量天体的数量明显少于CCDM、SIDM和SADM模型的计算结果。而对于BH模型则可能产生过多的小质量天体。WDM的计算显示，分裂产生天体的过程都出现在最近的一个时期，且停留在较低的水平上。这些小型的暗物质晕很难被直接观测到，因为它们无法长时间的维系住气体进而形成可以被观测到的星系。但是通过引力透镜或者其他的动力学相互作用过程，还是有望发现这些小暗物质晕的。 　 　 [图片说明]：暗物质统计分布。 暗物质晕的内部结构也可以为区别不同的模型提供一种方法。在CCDM模型中，当宇宙处于高密度时，小质量晕最先形成，因而其具有最高的密度。这一点很关键，因为暗物质晕的中心密度看来要远小于CCDM模型的预期值。在这里BH模型就显得较为复杂了。对于孤立的暗物质晕，它不包含普通物质，其动力学演化定性上与星团的演化很相似。一开始其中的密度较低，但之后由于引力不稳定它会坍缩。对于星系暗物质晕，即使最初的坍缩仅仅发生在质量最小的矮星系中，它也只会在矮星系中形成密度较低的核。在普通星系中，由于黑洞和普通恒星间的强相互作用，黑洞要么会被抛射出星系，要么会发生合并。 　 　 [图片说明]：暗物质晕内部结构。 最后，我们研究了不同天体所处的不同环境。在CCDM模型中，小质量晕的分布较大质量晕更为均匀，因此在大质量星系分布的巨洞中应该隐藏着小质量晕甚至还有小质量星系。时至今日，我们的观测还没有发现这些星系，而且我们也仍然不知道这是由于在巨洞中根本就没有小质量晕呢，还是因为其中的小质量晕无法形成星系所造成的。在WDM模型中，由于小质量晕由更大尺度的结构分裂而成，因此这些小质量晕通常都位于大尺度结构的附近。对于SIDM、SADM、FDM和RDM模型，在大质量结构的边缘小质量晕的数量会明显的下降。在SIDM模型中，通过直接的粒子-粒子碰撞，小质量晕会蒸发。在另外三个模型中，由于小质量晕的密度比较小，因此其在与较大质量晕的引力交会中很容易被对方的潮汐力瓦解。对于BH模型，巨洞中会拥有大量的小型暗物质系统，但是不一定会形成可以被观测的恒星系统。 　 　 [图片说明]：暗物质晕所处的环境。 结论 有许多证据都告诉我们，宇宙中的暗物质可能并不是简单的CCDM。尽管CCDM对大尺度结构的预言与我们的观测相符合，但是它预言在亚星系的尺度上应该有更多的暗物质。数值模拟显示所有的星系都应该有高密度的内核，但是绝大部分的观测都否定了这一点。我们需要更精确的模拟和观测来检验这种不一致性是否是真实的。如果是，那么有几种可能的模型可以来解释为什么缺少高密度内核，但更重要的是，由此导出的其他可观测的预言将最终决定这些暗物质模型的正确与否。这些可观测的预言包括暗物质晕形成的过程、小质量晕的分布、星系晕的质量分布以及不同天体所处的环境等。这里我们描绘出了几种对这些理论进行检验的天文方法，但是正如历史所告诉我们的，更重要的线索可能会来自令人吃惊的地方。就像在历史上无数次发生的那样，进一步的观测和计算会使我们认识到，最重要的线索可能就在我们的鼻子底下。[Science 2003/06/20]

文章作者:Jeremiah P. Ostriker和Paul Steinhardt
责任编辑:skylook