“暗物質”和“暗能量”
——決定大宇宙結構和宇宙最終命運的兩個科學名詞

李 競

(中國科學院國家天文臺，北京 100012)

“物質”和“能量”是兩個普通而常見的科技名詞，也是最上位的科技名詞。如果它們各自加上一個普通定語“暗”，組成新的復合詞——“暗物質”和“暗能量”，前者令物理學家幾乎一無所知，后者榮獲了2012年諾貝爾物理獎。

這兩個物理名詞涉及的對象，都是天文學家發現、確認并命名，現在算是天文學名詞。

一 先說“暗物質”

這個名詞出現于1932—1933年，如今已有80載，已不是個新名詞。早在20世紀30年代初，天文學已確知，星系、星系群和星系團均是銀河系之外的“河外天體”和“河外天體系統”。為了判明，由為數不多星系組成的星系群，以及擁有眾多成員星系構成的星系團究竟是成員固定和整體結構穩定的天體系統，還是既不穩定、也不固定、成員最終四散、各自東西、“群”和“團”解體的短暫組成，可根據“群”和“團”的成員星系和觀測者之間的近似相同的距離，以及它們彼此一致的退行速度(即譜線紅移)，不太繁難地就能確認，星系群和星系團既不是投影的視覺效應，也不是短暫的組成，而都是穩定的天體系統。

瑞士旅美天文學家茲威基(F．Zwicky)還更進一步深入探討“群”和“團”的穩定性。他從一個擁有5個成員星系的星系群入手，估算各個成員的質量，以及測定它們在“群”內各自的空間運動速度。茲威基首先一一測定5個星系的亮度，并根據已知的星系群距離求出它們各自的光度。再運用在恒星物理方法中已熟知的“質光關系”，即恒星光度和恒星質量之間的對應關系，測定出各個星系的質量，然后總和5個天體的質量，這就求出這個星系群的整體質量。按此方法求出的星系群質量稱為“光度質量”。茲威基發現，如此求出的星系質量所產生的引力不足以控制星系各自的空間運動，各星系必將各自東西，四散解體。這與星系群是穩定結構的結論不符。茲威基又在認為星系群為一穩定組織的前提下，根據5個成員星系的空間運動數據，估算該“群”的質量，稱之為“力學質量”。結果出乎意料地發現“力學質量”是“光度質量”的百倍。隨后又陸續考察了后發星系團和其他幾個星系群，結論同樣:“光度質量”僅及“力學質量”的1/100～1/400。天文學界將這一出乎意料的發現稱為“短缺質量問題”。隨后更發現，不僅在光學波段，在其他波段，例如射電、紫外，也都觀測不到任何足夠份額的“短缺質量”，遂將理應存在，卻又觀測不到的天體稱為“暗物質”。

20世紀50年代，射電天文興起，通過觀測銀河系中的氫分布和運動，估算銀河系的質量。結果發現，根據銀河系自轉求出的“力學質量”比依據恒星天文測定的銀河系“光度質量”多出幾十倍、上百倍。在銀河系中也出現了“短缺質量問題”。

80年代，美國女天文學家魯賓(V．Rubin)運用分光方法，系統地研究旋渦星系的自轉，并從而求出星系質量。她的令人信服的結論是:所有的旋渦星系都存在“短缺質量”，其依據發光天體(所有的恒星和星際物質的總和)測定的“光度質量”不僅只及“力學質量”的1/100，甚至更少。“暗物質”再度引人關注，但真象依然不明。被推上候選名錄的有:中微子、黑洞、瀕死的和已亡的恒星(黑矮星、白矮星)、星際物質、行星。但所有這些已知“暗天體”的預期還是填補不上“短缺物質”的大缺口。

90年代，通過遙遠類星體在前景大質量集團(主要是星系團)的“引力透鏡效應”作用下，形成的“愛因斯坦弧”或“愛因斯坦環”的深空觀測資料。得“見”充斥和籠罩星系團、呈形態不規則的“暈狀”或“云態”的“暗物質”身影。

天文學家遂宣稱已擁有鐵證，表明宇宙中存在“暗物質”。并估算出，在宇宙物質中，由原子構成的各種已知天體和“暗物質”，約分別各占15% 和85%。專門研究天體的天文學家竟不知占大頭的天體究竟為何物，遂誠心誠意向物理學家求教，期望能查明，構成這些在宇宙物質中約占4/5的看不見天體組成中，究竟都是哪些基本粒子?

根據“暗物質”存在的天文鐵證，尤其是近年獲得的新觀測資料，構成“暗物質”的基本粒子，至少要同時具備下列3個屬性:

1．質量較重。否則它們構成的物質無法填補上“短缺質量”的巨大缺口。應該指出，之前曾一度被推舉為熱門候選體的“中微子”就不再合格。

2．中性，并幾乎不與任何其他物質(天體)發生作用和反應，亦即對任何天體，對它似乎都是透明的。因此，另外一些前任的候選天體，諸如黑洞、白矮星、行星，都將被排除在外。

3．初始運動速度即使不為0，也必須很小。不然，不可能集聚成“暈狀”或“云態”。例如，接近光速的中微子就不可能形成“中微子云”。

迄今，物理學家聲稱，在已知的基本粒子族群中，還沒有哪一種能夠構成觀測到的“暗物質”。可以說，現代物理學對天文學家確信存在的“暗物質”幾乎一無所知。如今科學界一致認為，揭示“暗物質”的真象是對現代科學的一大挑戰。

順便指出，“暗物質”不是一個天文學新名詞，在全國科學技術名詞審定委員會1978年公布的《天文學名詞》中，已經入載。在1998年問世的第二版《天文學名詞》中，還加了注釋。在籌劃中的第三版《天文學名詞》中，“暗物質”詞條也正在修訂。

二 再談“暗能量”

直到20世紀20年代末，科學界和公眾對宇宙一致認可的是“無邊無際、無限遼闊、無論在時間上還是空間上全都是無始無終、永恒的和寧靜的”。1929年，美國天文學家哈勃(E．Hubble)借助當時威力最大的光學望遠鏡所取得的遙遠星系的觀測資料，發現銀河系之外的所有的、和銀河系相似或同類的星系，全都各自相互高速地飛散和飛離而去。更發現另一個現象，即星系彼此之間的距離越遠，四向離散的運動速度越大。哈勃的這一發現在經過核實、確認和認可后，天文學家們認為，哈勃發現的規律的最佳解釋是宇宙的時空整體在膨脹，遂稱之為“哈勃定律”。根據測定出的膨脹速率，可以推算出什么時光、何時歲月是膨脹的起點，這就是宇宙自膨脹開始以來的年齡。膨脹以來所達到的距離，所覆蓋的領域，正是宇宙今日的大小。有了年齡，又有了大小，宇宙當然在時間上和空間上都是有限的。這樣就出現了全新的“有起源、有演化、有年齡、有大小、時空正在膨脹的動態宇宙”。由于“膨脹的宇宙”在理論上和依據的觀測資料均獲得支持和驗證，完全改變了人們對宇宙觀感，哈勃宇宙膨脹的發現遂被尊為20世紀最偉大的天文學成就。

哈勃發現的星系四向退行的規律，即所謂的“哈勃定律”，被建立、證實、確認和公認之后，哈勃本人、他的科研小組、團隊以及后來人，在隨后的七八十年間，持續地開展后續探索，其中有兩項課題，一直不曾間斷。其一是精測、修訂和改善宇宙膨脹的速率數值，因為它直接關乎據此推算出的宇宙年齡和宇宙大小的精準。2012年借助哈勃空間望遠鏡的探測取得的膨脹率是74．3 ±2．1千米 /秒 /300百萬光年。由此求出:宇宙誕生以來的年齡為137．5±1．1億年;可觀測宇宙的大小約為137億光年。

另一則是探究和查明宇宙膨脹速率是否恒定不變，持續膨脹，還是這一源于大爆炸的膨脹斥力有朝一日將不敵宇宙物質的引力，最終終止膨脹，讓位于引力，變為宇宙收縮。這可是關乎宇宙未來走向何方，決定宇宙命運的大課題。天文學家的探索辦法是觀測盡可能遙遠的星系，測定距離，將之和根據星系光譜的譜線紅移資料、按哈勃定律所顯示的距離相互對比，如果二者一致，表示哈勃定律所反映的距離真實正確;反之，則指出，膨脹速率發生了變化，已不再有效地顯示星系的真實距離。為了距離測定的精準，必須掌握精確可靠的“量天尺”。天文學通常是將某種光度恒定或已了解其光度變化規律的天體作為“標準光源”，例如，造父變星。然而，深空星系的距離太大，超過60～70億光年，既便運用現有的威力最大的光學望遠鏡，星系中的造父變星也暗弱得無法觀測。因此，要有光度不僅恒定、已知，而且強大的“標準光源”。20世紀90年代，一個由美國天文學家珀爾馬特(S．Perlmutter)和里斯(A．Riess)領導的團隊，另一個以澳大利亞天文學家施密特(B．Schmidt)為首的科研小組，不約而同地開展了此項探索。全都采用Ⅰa型超新星作為“標準光源”①。課題稱為“深空超新星巡天”，科學目標是考察膨脹速率在深空是否恒定不變。在當時，主流的觀點是:斥力性質的宇宙膨脹力因受宇宙物質引力的影響，最終會減弱而減速。當取得最初幾個深空Ⅰa型超新星的測光資料后，發現其亮度比在哈勃定律預期距離上，應顯現的亮度暗弱，也就是說這個光度已知的“標準光源”實際處在更遠的距離上。如果觀測資料無誤，數據處理得當，就意味著膨脹速率不是放慢，而是提速。這個結果與預期的正好相反。這兩個科研團隊都沒有急于公布這個初步但是意料之外的發現，而是反復檢查和核對科研的各個環節，并繼續巡天，獲取更多的超新星測光資料。幾年后，更多更新的數據不僅表明，在距離70～80億光年以及更遠的深空，不僅膨脹提速，而且距離越遠，提速的程度越大。這乃是宇宙膨脹正在加速。1998年，這兩個課題團隊公布了他們的驚人發現。科學界一致認為發現了前所不知也未曾預期、疊加在宇宙大爆炸誕生的膨脹運動之上的、斥力性質的能量，取名“暗能量”。它成為世紀之交的最重大的天文學發現和科學成就。深空超新星巡天的資料指出，“暗能量”的威力在70億光年以遠的深空開始顯現。按照現有的共識，宇宙大爆炸源于137億年之前。也就是說，宇宙誕生之后約70億年，宇宙的行為開始從“膨脹”轉變為“加速膨脹”。如果照此模式加速膨脹，那么不出1000億年，宇宙物質密度將小到接近“無”，宇宙必將暗淡無光。這真是宇宙命運的未來嗎!

根據已測定的“暗能量”，推算出包括已知天體和“暗物質”在內的宇宙物質和“暗能量”三者分別在宇宙總物質密度中，各占的份額:

普通物質(由原子組成的所有已知的發光和不發光的天體) 4．6% ±0．15%

暗物質 23．3% ±1．0%

暗能量 72．1% ±1．5%

這是一幅令人驚異、出乎想象的宇宙圖像，它表明，迄今天文學已知的和探索所及的天體僅占宇宙全部的不足5%。超過95% 的份額均有待科學探究②。

鑒于“暗能量”事關重大，2011年諾貝爾物理學獎授予“深空超新星巡天”課題的3位首席天文學家。如今人們對“暗能量”還知之很少，對其本原和內涵了解不多。“暗能量”正在成為物理、天文以及宇宙學的熱門話題和攻關研究對象。

注釋

①“標準光源”——超新星

超新星是罕見的天象，它的出現是恒星世界最大、最亮、最激烈的爆發事件。當超新星爆發時，亮度能夠超過整個星系。所以，超新星是天文學在光學波段所能觀測到的距離最遠的單個天體。超新星爆發之前的天體有兩類。一類是質量超過10～20個太陽質量的大質量恒星;另一類是密近雙星中的白矮星。現在涉及的是后者。

密近雙星指的是不僅彼此引力聯系，還有相互物質交流的雙星系統。如果系統中的一個成員是白矮星，另一成員是其他類型的恒星，當演化的進程達到恒星的物質流向白矮星的階段，若白矮星的質量因此一經超過某一定量，就會結構失衡，整體爆炸，成為超新星。天文學將這樣的爆發事件稱為“Ⅰa型超新星”。

白矮星是一種致密天體，它是質量和太陽相仿的普通恒星在生命歷程的終端，因內部核心的核聚變反應息止，失去結構支承，坍縮而演變成的天體。20世紀30年代初，印度青年錢德拉塞卡(S．Chandrasekhar)在英國進修期間，根據恒星內部結構理論，求證指出，當致密的白矮星質量達到并超過1．44個太陽質量，即將失衡解體。后世，天文學將白矮星的這一質量上限，冠名“錢德拉塞卡極限”。在隨后幾十年的天文發展歷程，證明這一理論預期的正確性。鑒于在恒星結構和演化領域的學術貢獻，錢德拉塞卡榮獲1983年諾貝爾物理獎。

選定質量已知的爆發天體作為“標準光源”合理、正確、明智、可信。正是由于依據精準度高的“量天尺”，“深空超新星巡天”的“宇宙膨脹在加速”的發現才一鳴驚人、舉世矚目，被視為重中之重的成就。

②［歐洲空間局(ESA)2013年3月21日公布］2009年升空運作的第三代宇宙微波背景輻射普朗克(Planck)衛星的觀測數據和分析結果:宇宙膨脹的速率為67.3千米/秒/300百萬光年;宇宙誕生以來的年齡為138.2億年;宇宙質能組成——可見物質4．9%、暗物質26．8%、暗能量68.3%。這一成就被譽為迄今描述的最精確的宇宙圖像。