（配合此bgm。）

撰文  Leslie Rosenberg

    宇宙的絕大部分其實是由我們看不到的某種物質組成的。20世紀30年代開始，天文學家通過觀察星系團得出了這個結論，星系團中的星系運動得太快了，如果沒有“暗物質”的約束，這些星系團就會分崩離析。到了20世紀70年代，科學家更加重視這個問題，因為他們在研究星系旋轉速度時發(fā)現了同樣的問題。很快，他們就意識到，這種暗物質不可能由普通物質或輻射構成。目前看來確定無疑的是，宇宙中那些通過萬有引力匯聚在一起的天體中，有90%的成分是由一些奇怪的物質構成，這些物質可能是大爆炸遺留下來的一種新粒子。

    很長時間以來，某些理論提出的弱相互作用大質量粒子（WIMP）是最受青睞的暗物質候選者。WIMP完美契合超對稱模型，后者廣受物理學家喜愛，但在很大程度上仍只是理論推測。不過，經過了數十年的探索，至今地球上所有的WIMP探測實驗都沒有發(fā)現這類粒子的信號。當然現在給WIMP蓋棺定論還為時尚早，但一無所獲的實驗結果催生出了一些非WIMP的暗物質候選者。   

    另一個名氣沒那么大的候選者是軸子，軸子也是理論預言的一種粒子，它比WIMP要輕得多，但同樣很少與普通物質相互作用。如果暗物質是由軸子構成的，那么它將無處不在，在你周圍每立方厘米的范圍內都會有數十萬億甚至數百萬億的軸子飄來飄去。它們只能通過萬有引力對宇宙中的其他物質施加作用，但它們聚集起來的質量已經足以改變星系中恒星的軌道和星系團中各個星系的軌道。

    二十多年來，我一直在參與搜尋該粒子的軸子暗物質實驗（ADMX）。盡管到目前為止依然沒有發(fā)現它們，但我們一直在改進自己的技術。2016年，ADMX又開始了新一期的探測。ADMX已經有了足夠高的靈敏度，能在未來的5~10年內探測到軸子或是排除絕大多數可能的軸子模型。我們正處在一個重要的轉折點上，無論如何，激動人心的結果很快就會出現。

精彩速覽

科學家正在搜索可以解釋“暗物質”的不可見粒子，這些物質通過引力對宇宙中的其他物質施加作用。

軸子是一種在競爭中原本處于下風的暗物質候選者，它是理論預言的一種粒子，既可以解釋暗物質，也可以解決與束縛原子核的強相互作用有關的一個難題。

最近，軸子暗物質實驗的靈敏度已經足夠高，可以驗證那些最為可行的軸子模型，或是干脆排除掉它們。

軸子的起源

    軸子是物理學家在20世紀80年代提出的，源于量子色動力學（QCD）中的一個問題，那時我還是個研究生。QCD理論解釋的是把原子核結合在一起的強相互作用，它與實驗結果完美一致，但在解釋強相互作用CP問題時遇到了麻煩（CP表示“電荷-宇稱”）。QCD告訴我們，如果你把一個粒子的電荷-宇稱翻轉，也就是說倒轉電性，并從鏡子里觀察這個粒子的話，它便不再遵循相同的物理規(guī)律。但研究者沒有發(fā)現支持這一論斷的證據。這個理論與實驗的矛盾導致了一個嚴重的問題——讓最完美的粒子物理模型出現了裂痕。這個裂痕就是強相互作用CP問題，這表明我們一定是忽略了什么，而且是很關鍵的部分。

    1977年，斯坦福大學的物理學家海倫·奎因（HelenQuinn ）和羅伯托·佩切伊（Roberto Peccei）意識到，通過引入對稱破缺的方法可以簡單且完美地解決強相互作用CP問題。這其實是一個在物理領域經常會用到的概念，有時候自然并非像我們所期望的那樣是對稱的。舉個例子來說，當你把鉛筆立起來，它向任意方向倒下去的可能性是相同的，這就存在一個旋轉對稱性。但如果它總是往一個方向倒呢，那么我們就會說自然做出了選擇，破壞了這個對稱性。當這種情況發(fā)生在粒子物理領域，那就意味著會需要一種新的粒子來維持內在的對稱性，即便表面上看來這種對稱性被破壞了。（這里提到的對稱性并不一定是非常明顯的對稱性，它可以是一些數學意義上的抽象對稱性。）

    在我看來，奎因和佩切伊將這個概念用到強相互作用上，簡直是天才式的想法。他們預言，有一種跟強相互作用相關的對稱性出現了破缺。如果真是這樣的話，理論預言存在，而實驗中并未觀察到的CP不對稱就被自然而然地抹掉了，問題解決。不久之后，又有人提出了一個天才式的想法，史蒂文·溫伯格（Steven Weinberg，現任職于得克薩斯大學奧斯汀分校）和弗蘭克·維爾切克（FrankWilczek，現任職于麻省理工學院）發(fā)現，佩切伊-奎因機制會引入一種新的粒子：軸子（axion，傳說這個名字借用于一個洗滌劑品牌，因為它徹底地清除了強相互作用CP問題）。到了20世紀80年代中期，理論物理學家得出結論，宇宙大爆炸能夠產生出足以構成暗物質的大量軸子。

    理論并沒有告訴我們軸子到底多重，軸子跟普通物質發(fā)生相互作用的幾率到底是多少。但我們知道，軸子必然很不活躍，因為到目前為止所有的粒子對撞機和其他實驗都沒有找到它們。既然軸子極不活躍，那它們很可能也非常輕。

    1987年，一次重大天文事件幫助物理學家進一步限制了軸子質量的范圍。那一年，我們銀河系旁邊的一個矮星系大麥哲倫云發(fā)生了一次超新星爆發(fā)。這顆恒星在塌縮時幾乎將自己全部的引力束縛能以中微子的形式釋放出去，其中一些中微子進入了我們地球上的地下探測器。如果軸子的質量僅有幾個毫電子伏除以光速的平方（meV/c2，電子質量的十億分之一多一點），它們就會在這次超新星爆發(fā)中產生出來，并且會改變中微子到達地球的時間。但實際觀測并沒有發(fā)現這種改變，所以我們能推測軸子的質量必然比這個數值還小。如此之輕的軸子與普通物質或輻射的相互作用極其微弱。舉個例子，相對常見的中性π介子衰變成兩個光子的速率差不多是每10-16秒一次。而一個輕的軸子衰變成兩個光子的速率是每1045年一次，這個時間尺度比宇宙的年齡還要高許多許多個量級。也就是說，軸子是目前我們已知的粒子中最不活躍的一個。

    有趣的是，如果軸子的質量太小，我們就會遇到新的問題。因為在宇宙誕生之初產生軸子的過程非常復雜，軸子的質量越輕，軸子的質量密度就越大。如果軸子的質量太小，大爆炸就會制造出太多的軸子，比解釋暗物質所需要的還多。這種機制存在非常大的不確定性，理論物理學家也提出了許多非常聰明的方法來規(guī)避這個問題，但我認為，如果軸子的質量遠小于1微電子伏除以c2（μeV/c2）就難以自圓其說。

    總結一下，軸子不能很重，否則的話我們早就能通過粒子對撞機或者觀測它對超新星爆發(fā)的影響發(fā)現它了。軸子也不能太輕，不然就會產生出過多的暗物質。準確地確定軸子的質量范圍非常困難，但是暗物質軸子的質量在1μeV/c2~1 meV/c2左右是很合理的。這個范圍就是軸子質量的“最佳擊球點”，但是這樣的粒子與普通物質和輻射的相互作用過于微弱，所以也被稱為“不可見軸子”。

暗物質候選者

在整個宇宙內，星系和星系團中有一些看不見的物質對普通物質施加了引力，但它們是什么？科學家認為這些“暗物質”占了我們宇宙總質量和能量的四分之一，并提出了幾種可能的理論來解釋它。此圖羅列出了不同種類的可能選項。

?這種類型的物質構成了原子，也構成了所有的星系、恒星、行星以及人類。我們能直接看到的物質全都是它。

?宇宙的大部分似乎都是“暗能量”，科學家將導致空間加速膨脹的東西稱為“暗能量”。

?科學家認為，暗物質是所有已知粒子之外的物質。除通過萬有引力之外，暗物質幾乎不與普通物質相互作用。

?觀測發(fā)現，大部分的暗物質應該是“冷”的，也就是說暗物質移動的速度遠遠低于光速，這樣暗物質才更容易聚集成團，而“熱”的暗物質因為速度快而不易成團。

①“弱相互作用大質量粒子”一直是最受青睞的暗物質候選者，但針對它的實驗搜索至今一無所獲。

②軸子比WIMP質量小得多，要為宇宙貢獻相同的質量，其數量也要多得多。

③三種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大量的低質量黑洞也能解釋宇宙隱藏的質量。

⑤理論物理學家還提出了許多可能選項，包括通過新的基本力而相互作用的粒子，以及暗質子、暗中子和暗電子組成的暗物質“原子”。

利用微波探測軸子

    當奎因和佩切伊首次在理論上提出軸子存在，斯坦福大學和其他地方的物理學家就開始在粒子對撞機中尋找軸子。軸子與普通物質和輻射之間的相互作用極其微弱，正是這個性質讓它成了暗物質的有力候選者，但同樣也使得這些搜索實驗希望渺茫。這真的很令人沮喪，我們沐浴在軸子的海洋里，每立方厘米的空間就含有大約十萬億個軸子，但我們卻不能在實驗室里造出它們。

    佛羅里達大學的皮埃爾·西基維（Pierre Sikivie）想到了一個非常聰明的辦法：與其在加速器中造軸子，我們不如直接找宇宙中的軸子，畢竟，這些軸子構成了彌漫在我們周圍的遼闊暗物質海洋。西基維設想了一個內部存在磁場的圓柱形腔體，除了在空間中流動的宇宙軸子外，其他任何東西都不能進入這個腔體。當軸子與磁場發(fā)生相互作用時，軸子的全部能量都轉化為光子。如果我們把該腔體的共振頻率調節(jié)到與軸子轉換出光子的頻率相同時，這一反應發(fā)生的概率就會更高。因為軸子的質量很小，而且我們附近的宇宙軸子的運動速度應該與銀河系中其他物體是同樣量級，所以軸子的能量很小，轉換出來的光子大致在微波波段。具體在哪，也只有當我們知道軸子的精確質量時才能明了。所以，實驗就需要不停地調節(jié)實驗腔的共振頻率來“掃描”可能的區(qū)間，寄希望于我們能夠恰巧匹配到軸子的頻率。

    最終的信號應該非常微弱，可能只有10瓦甚至更小，而伴隨而來的噪聲也差不多也在同樣的量級。因此高靈敏度的微波探測器，還有足夠持久的信號收集時間是這項任務的重中之重。我的兩大愛好正好是微波電子學和粒子物理，所以在我看來，西基維的想法非常完美地把這兩者結合在了一起。

軸子暗物質實驗啟動

    20世紀80年代，我從斯坦福大學拿到了博士學位，那時奎因和佩切伊的影響力還在，軸子給我留下了很深的印象。它們似乎能解決物理學的兩個巨大的謎題——強相互作用CP問題和暗物質。而西基維的文章發(fā)表后，我們找到了一個探測軸子的方法。

    離開斯坦福后，我到了芝加哥大學，在那里我非常榮幸地以恩里克·費米學者的身份在詹姆斯·W·克羅寧（JamesW. Cronin）手底下工作。正是在那里，我了解到了最早幾個把西基維的想法付諸實踐的實驗，包括羅切斯特-布魯克海文-費米實驗室（Rochester-Brookhaven-Fermilab）實驗和佛羅里達大學的一個項目。雖然這幾個實驗的靈敏度不足以在合理的質量范圍內探測到軸子，但正是它們開發(fā)出了所有后續(xù)實驗都在使用的硬件技術。

實驗硬件

    如果軸子就在我們周圍，當它們非常偶然地衰變成微波光子時，ADMX就能發(fā)現它們。為了提高衰變的概率，實驗使用了強磁場和微波共振腔，如果將共振腔頻率調節(jié)到與軸子轉變的光子相同，就能提高軸子的轉換效率。2016年，該實驗進入了新的階段，開始了迄今為止靈敏度最高的測量。

①抵抗磁鐵

抵抗磁鐵這個小一點的磁鐵能中和或者抵抗主磁鐵在SQUID放大器區(qū)域產生的磁場，放大器需要靠光子產生的微弱磁場來探測信號。

②SQUID放大器

這個器件利用量子力學效應來探測和放大軸子衰變成的光子的微弱信號。

③微波腔

整個實驗的核心，如果軸子構成了暗物質，那它們現在應遍布空間，科學家期望軸子在合適的條件下會在微波腔內轉變成微波光子。

④8特斯拉磁鐵

實驗中的主磁鐵，其在微波腔內產生的磁場能促使軸子衰變?yōu)楣庾印?/p>

    在芝加哥大學期間，我跟當時任職于勞倫斯·利弗莫爾國家實驗室的卡爾·范比伯（Karl van Bibber）和佛羅里達大學的戴維·坦納（David Tanner）討論過，認識到我們還可以改進探測技術。首先我們可以采用帶有強磁場的大體積腔體，這會讓我們離期望的靈敏度更近一步，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軸子產生的極微弱微波信號的關鍵，而當時我們能找到的晶體管放大器噪聲太大了。我們想要的放大器應該只受限于來自量子不確定性的噪聲，這種噪聲是不可避免的，但當時在我們想要的頻率范圍內還沒有這種放大器。

    所以這就是ADMX項目的構思：我們要從一個大磁鐵開始，還需要最好的微波放大器，并且要用液氦把實驗裝置冷卻到4.2開爾文來降低噪聲。實驗中期我們會致力于開發(fā)達到量子極限的微波放大器。長期目標則是再增加一套“稀釋制冷機”，這套系統(tǒng)可以將腔體和放大器的溫度降到100毫開爾文，進一步降低噪聲。這是一個十分耗時耗力的項目，每一階段都要花費十年左右的時間。幸運的是，美國能源部的高能物理組給了我們很大的支持，我們的理想一直引領我們不斷前行。

量子放大器

    1993年，我到了麻省理工學院做助理教授，一到那里我們就建立了一個合作組開始實驗。勞倫斯·利弗莫爾實驗室給我們提供了大型超導磁鐵和實驗場地。勞倫斯·利弗莫爾實驗室里天才物理學家沃爾夫岡·施特夫（WolfgangStoeffl）完成了初期的制冷設計，現在我們都還在使用他的這套精巧的系統(tǒng)。坦納在佛羅里達大學實驗項目的基礎上構思并開發(fā)了實驗的內部構造。我們在麻省理工的團隊搭建了超低噪聲的微波信號接收器來提取信號。1998年，我們發(fā)表了早期ADMX“零期”的初步結果，這是世界上第一個靈敏度足以在合理的質量范圍內探測軸子的實驗。我們沒有發(fā)現軸子，但這已經是一個良好的開端了。

    同時我們也在繼續(xù)尋找對軸子產生的微弱微波信號足夠敏感的放大器。差不多就在那時，我聽了加利福尼亞大學伯克利分校的量子器件物理學家約翰·克拉克（JohnClarke）關于量子放大的報告?？死艘恢敝铝τ诔瑢Я孔咏缑嫫骷⊿QUID）的研究，這種器件利用到了量子隧穿現象，即粒子可以穿越宏觀物體無法通過的屏蔽或障礙。如果實驗中產生了一個光子，這個光子就會在SQUID上產生微弱的磁場，以一種可測量的方式擾亂隧穿效應。這種器件非常靈敏，但還沒有適用于微波頻率的產品。為此，克拉克開發(fā)出了微條式直流SQUID放大器，這個小裝置有著非常巧妙的幾何結構，可以讓SQUID在更高的頻率下運行。

    這個方案前景光明，但我們還是遇到了麻煩。SQUID上的微弱信號磁場會淹沒在ADMX腔體內的強磁場中。美國能源部審核了我們的計劃，并把SQUID問題標記為“高度風險”。那時，也就是2002年初，我加入了勞倫斯·利弗莫爾實驗室，合作者和我決定將ADMX分為兩個連續(xù)的階段：“1a期”用來證明SQUID可以在實驗的強磁場下正常工作。之后的“1b期”將采用稀釋制冷機使實驗降到我們期望的溫度。

    我們需要研發(fā)一套系統(tǒng)來保護SQUID的敏感磁場免受實驗中強磁場的影響，以此為起點，我們開始了“1a期”。我們用一組嵌套在一起的屏蔽體和磁鐵來包裹一塊名為抵抗線圈的大磁鐵，這套裝置可以中和或者“抵抗”主磁場。2005年左右，我們證明了這套系統(tǒng)是有效的，然后我們開始了ADMX 1b期的主要任務——制造稀釋制冷機。

繼續(xù)提升靈敏度

    差不多在這個時候，我去了華盛頓大學任職，ADMX實驗也隨我一起來到有了大幅改善的新場地。同時能源部和國家科學基金正在提出“第二代”暗物質探測器的概念，試圖將現有實驗的靈敏度大幅提升。他們支持的實驗大多還是在搜尋WIMP，但他們對軸子也感興趣。AMDX 1b期正好踩在“第二代”計劃節(jié)點上，而且第二代ADMX也在孕育中。第二代ADMX計劃在2016年啟動，持續(xù)運行到2021年，這次我們將最終把稀釋制冷機整合到我們的實驗中，同時也將我們的有效數據采集率提高了一倍多。我們還采用了一些額外的措施來提高實驗的靈敏度，如此它就稱得上是“徹底探測”了——將1~40μeV/c2這個質量范圍內的軸子徹底清掃一遍，這個范圍包含了理論預測的暗物質軸子質量的“最佳擊球點”。

    ADMX實驗由許多復雜的部分組成，這些部分必須要協同工作，現在這些小系統(tǒng)多數已經得到了高度優(yōu)化，非?？煽?。像ADMX實驗一樣，我們的合作組也已發(fā)展壯大到包含勞倫斯·利弗莫爾國家實驗室、加利福尼亞大學伯克利分校、佛羅里達大學、華盛頓大學、圣路易斯華盛頓大學、太平洋西北國家實驗室、洛斯阿拉莫斯國家實驗室、費米國家實驗室、美國國家射電天文臺和英國謝菲爾德大學等合作單位。ADMX新的領導團隊也已成立，聯合發(fā)言人是華盛頓大學的格雷·雷布卡（Gray Rybka）和勞倫斯·利弗莫爾實驗室的詹保羅·卡羅西（Gianpaolo Carosi）。

    盡管現在我們搜尋的是暗物質軸子最有可能的質量范圍，但是大自然總能出人意料。搜索再輕一點的質量范圍并不難實現，但讓我們的實驗延伸到更高的質量就是不小的挑戰(zhàn)了。隨著軸子質量的增長，微波腔的共振頻率也需要提高，因此腔體的直徑就得變小，這就導致搜尋軸子時可用的體積變小了。我們可以在一個大磁鐵中分裝多個共振腔來維持較大的體積，但這樣做的話就會變成一個“瑞士手表問題”：整個系統(tǒng)的復雜性令人望而卻步。我們也能通過提高磁場強度來補償體積變小帶來的損失，提高磁場花費巨大，但我們正在研究這種可能性。也許在5~10年內，磁場強度的提高——達到32甚至40特斯拉，就能拓展我們探測的質量范圍。而如果軸子質量比我們的探測范圍高得多，接近1 meV/c2，天文學家就有可能觀測到來自太空的軸子信號。如果軸子質量在這個范圍，而且構成了星系周圍的暗物質暈，那么射電望遠鏡就應該能探測到非常微弱的發(fā)射譜線。

    最終，ADMX和其他的項目能夠徹底搜遍理論允許的暗物質軸子質量窗口。相較于一些我們可能永遠也無法徹底檢驗的候選者，軸子的整個合理質量區(qū)間都可通過實驗檢驗，這一點使得軸子成為更受歡迎的暗物質候選粒子。

    隨著我們實驗工作不斷推進，理論物理學家也在嘗試著去理解暗物質的本質。一些在超級計算機上運行的精確宇宙學模型也正在嘗試給出更加可靠的軸子質量預測。也有可能，軸子在宇宙中聚集的形式在大小尺度上都是與WIMP不一樣的。未來的天文觀測設備，例如于2019年投入使用的大型綜合巡天望遠鏡也許能繪制出足夠精確的宇宙大尺度結構，讓科學家在不同的暗物質候選者間做出甄別。

    還有一種可能性就是，量子色動力學所預言的軸子只是某種存在于更高能標下的更宏大物理理論的一種表現。其中一種理論——弦論，就預言軸子的質量比ADMX所測量的區(qū)域要小得多。然而像它的種種預言一樣，弦論在很大程度上仍只是推測。

    20年前，物理學界的共識是暗物質就是由WIMP構成的，從那以后，研究者對軸子的熱情逐漸高漲。在不遠的將來，我們應該就能知道它們到底是不是宇宙黑暗面的答案。

本文譯者  周小朋是北京大學物理學院博士生，研究方向是地下暗物質探測實驗。

擴展閱讀

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.