物理学专业毕业论文00659.doc

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1、本科生毕业论文(设计)题 目： 暗物质研究简述学 院： 物理与电子技术学院 专 业： 物理学目 录中文摘要（关键词）1Abstract（Key words）1前言21 宇宙的大尺度行为22 暗物质存在的证据2 2.1星系尺度的证据3 2.2星系团尺度的证据3 2.3宇宙尺度的证据4 2.4暗物质的直接观测53 暗物质可能的候选者.53.1大质量致密晕族天体53.2中微子53.3弱相互作用大质量粒子 54 粒子物理实验的检验64.1直接探测实验64.2 间接的探测实验7参考文献8致 谢9暗物质研究简述摘要：物质的研究在现代宇宙学中占有特殊的地位。研究表明，宇宙中的物质主要是暗物质，而普通的重子物

2、质只占很小的一部分。宇宙的大尺度行为主要是由暗物质和暗能量决定的。本文对暗物质及相关的宇宙学问题进行了简要的综述。具体内容主要包括宇宙的大尺度行为，暗物质存在的证据，暗物质的几种可能的候选者，暗物质的探测四个方面。关键词：大尺度行为；暗物质；WIMP；实验探测Abstract: Dark matter plays an important role in the modern cosmology. It is shown that the dark matter dominates in our universe and the ordinary baryon matter only give

3、s a small contribution. The large-scale behavior of the universe is mainly determined by the dark matter and dark energy. We give a brief introduction to the dark matter and relevant cosmology topics. Specially, this paper consists of four parts, i.e. the large-scale behavior of our universe, the ev

4、idence for dark matter, the possible candidates, the detection experiments for dark matter. Keywords: large-scale behavior; dark matter; WIMP; detection experiments前言2006年8月，美国天文学家D.Clowe等人在对子弹星系团(Bullet Cluster)进行长达几个月的观测后宣布“看”到了暗物质。暗物质的存在是近年来粒子宇宙学研究领域最重要的发现之一,并为随后一系列的天文观测实验所支持。天文观测表明，宇宙中的物质主要是暗物质，

5、而普通的重子物质只占很小的一部分。宇宙的大尺度行为，如平坦性、加速膨胀等，主要是由暗物质和暗能量决定的。暗物质的研究在现代宇宙学中占有特殊重要的地位。本文将对暗物质及相关问题做一个简要的综述，包括宇宙的大尺度行为、暗物质存在的证据、可能的候选者和相关的实验探测。1、宇宙的大尺度行为：标准宇宙学模型认为宇宙是均匀的和各向同性的。这一假定也得到了天文观测的证实。宇宙微波背景（CMB）的观测表明宇宙在很高的精度上是各向同性的。各向同性与哥白尼原理结合就得到了宇宙的均匀性。而且，宇宙均匀性的更直接的证据来自于对星系的观测，在超过100Mpc尺度上宇宙中物质的分布可以认为是均匀的。于是，时空的线元可以写

6、为这里是尺度因子，常数描述了空间的曲率，就是普通的欧几里得空间。由爱因斯坦场方程可以得到Friedmann方程其中，是宇宙的总的平均能量密度。引入哈勃参数哈勃参数的当前值（哈勃常数）。由Friedmann方程，当宇宙的能量密度等于临界密度时，宇宙是平坦的()。通常宇宙中各成分（物质、辐射、真空能）用来表示。定义其中为第种成分的平均密度。于是，Friedmann方程可以表示为即与1的关系决定了的符号，也就决定了宇宙是平坦的、开放的还是封闭的。宇宙中各种成分随时间的演化是不同的，这依赖于相应的状态方程。宇宙膨胀率的一般表达式为这里，和分别代表物质和辐射，代表真空能，即暗能量。宇宙的大尺度行为主要是

7、由暗物质和暗能量决定的。1998 年,美国两个超新星观测团队HZT( High z Search Team)和SCP(Supernovae Cosmology Project) 通过对Ia 型超新星的观测,独立地发现今天的宇宙正在加速膨胀。要使宇宙加速膨胀,必须要求宇宙中各种成分的总压强为负:然而, 当时已知的成分, 如通常的辐射、重子物质和冷暗物质,他们的压强都是非负的,所以观测数据需要一种具有负压性质的物质来推动宇宙的加速膨胀,并将它命名为暗能量。暗能量的另外一个实验证据来自于对宇宙微波背景辐射( Cosmic Microwave Background Radiation ,简称CMB)

8、的观测。通过对CMB 温度涨落角功率谱第一峰位置的精确测量,我们得知今天的宇宙是非常平坦的。然而,观测表明今天我们已知的宇宙成分,包括冷暗物质、重子物质、光子和中微子的能量密度之和只占宇宙中总能量密度的四分之一左右,还留下四分之三的空缺,而这四分之三的空缺有可能就是暗能量,同时也间接地表明了今天的宇宙是由暗能量来主导的。2、暗物质存在的证据2.1 星系尺度上的证据自20世纪3O年代起科学家们就发现了这样一个问题：能够观察到的物质所具有的质量，根本不足以产生足够的引力把恒星束缚在星系内部，也无法将星系束缚在星系团中。因此，7O多年以来，天文学家、宇宙学家和物理学家一直确信普通物质被大量的不可见物

9、质所包围这种不可见物质被称为暗物质。暗物质存在的最直接的证据来自于星系旋转曲线的观测，即恒星的转动速度与其距离星系中心距离的依赖关系。观测表明，旋转曲线在大的距离上（接近甚至超过星系的可视边界）表现出了一种平坦的行为。如图1所示： 图2-1：NCD6503的旋转曲线。点线、虚线和点划线分别表示气体、可见物质和暗物质的贡献。按照牛顿运动定律，恒星的旋转速度这里是轨道内部物质的质量。当半径超出星系可视半径后 。然而，观测表明在大的距离上，星系的速度近似为一个常数。在我们的星系中 速度为220 km/s 。这就意味着在星系的外围有暗晕（暗物质）的存在，其质量。在星系尺度上暗物质存在的其它证据还包括遥

10、远星系的弱引力透镜、矮星系的速度弥散、银河系中的奥尔特discrepancy等。2.2 星系团尺度上的证据：对于星系团，考虑状态方程其中， 、和分别表示气体的压强、密度和加速的。对于理想气体，可以用温度表示为其中，为质子质量。考虑到星系团的温度在其核心以外近似为常数，并且观测到的气体的密度在半径很大时按-2到-1.5的幂次衰减，于是其中，为太阳的质量，为星系团中半径所包围的质量。利用上述公式计算的星系团温度与观测值不同暗示了星系团中暗物质的存在。2.3 宇宙尺度上的证据：尽管在星系和星系团尺度上暗物质存在的证据已经很有说服力，但这些证据不能给出宇宙中暗物质的总数。 而这方面的信息主要来自于对宇

11、宙微波背景辐射（CMB）数据的分析。利用威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）给出的最新的CMB数据，我们可以对宇宙中重子和物质的丰度给出很强的限制。观测到的宇宙中温度的各向异性可以表示为引入假设温度涨落是高斯型的，则CMB图中包含的所有信息都可以体现在其功率谱中，如图2所示。图2-3：观测到的CMB各向异性功率谱。通过对WMAP数据的分析，得到宇宙中重子和物质的丰度为， 同时考虑其它的相关实验数据，相应的结果为， 这与大爆炸核合成理论的预言是一致的。和之间的巨大差异也表明了暗物质的存在。2.4 暗物质的直接观测天文学家尽管知道存在暗物质，但多年来一直没有发现它存在的直接证据。暗物质的性质是如

12、此不同寻常，以至于人类从1933年第一次猜测到它的存在起，历经70多年的艰难搜寻，直到2006年8月，美国天文学家D.Clowe在观测星系团的碰撞时，才获得了暗物质存在的直接证据。D.Clowe等人在对子弹星系团(Bullet Cluster)进行长达几个月的观测后宣布“看”到了暗物质。子弹星系团是一种不同寻常的宇宙结构，它实际上是两个星系迎面相撞并彼此穿越而形成的。两个星系团以每小时近两亿千米的高速撞到一起，它们内部包含的发光物质由于相互间存在引力之外的相互作用力，在相互挤压的过程中速度减慢了，但是两星系团中的暗物质之间没有这种作用力，它们并不减速，而是畅行无阻地直接穿过对方。结果暗物质跑到

13、了发光物质的前面，于是每个星系团就分成了两部分：暗物质在前，发光物质在后。天文学家们最终确认了这两团暗物质的存在。3、暗物质可能的候选者3.1大质量致密晕族天体（MACHO）暗物质是什么呢?人们首先想到的当然是不发光的普通物质(重子物质)，而这类物质中的大多数极可能是冷的矮星，如白矮星、红矮星和褐矮星。红矮星是很冷、释放出少量辐射的星，因而很难被直接探测到；褐矮星是质量不及太阳8的星，不足以开始核聚变反应，其亮度不会大于太阳亮度百万分之一，终将衰减成完全不可见的黑矮星。一些理论工作者认为，MACHO也应包括恒星遗迹，即已死亡不发光的恒星、中子星、黑洞、木星大小的行星以及由质子、中子等组成的不发

14、光的彗星、小行星等岩石和冰结合的小天体和尘埃、微粒等。但是，经过多方面的研究，发现它们只能占暗物质的一小部分，而不足以构成暗物质的主要部分。3.2中微子 中微子不参与电磁相互作用和强相互作用，只参与弱相互作用，很自然地具备了暗物质的性质。1987年，人们利用大麦哲伦云中超新星爆发时发射出的中微子，意大利、日本、美国和苏联的中微子探测装置一共探测到约30个中微子的信息，并得出中微子的质量大多在3.5eV的范围内。近年来，新建成的更精确的实验装置，如日本的超级神冈中微子探测器，测得的中微子质量几乎等于零的可能性非常大。由于中微子的静止质量很小，而且运动速度接近光速，因此被归类为热暗物质(HDM)。

15、在全部暗物质中，中微子所占份额极小。另外，由于中微子的自由运动，星系团尺度以下的原初扰动将被抹平。这样，如果热暗物质是主要的暗物质成分，那么宇宙中最先形成的应该是星系团，星系团再进一步分裂为星系。实际的观测表明星系很早形成，而星系团形成较晚，排除了这种可能性。3.3弱相互作用大质量粒子（WIMP） 暗物质的主要成分应该是冷暗物质，弱相互作用大质量粒子（WIMP）是目前冷暗物质最可能的候选者。与普通粒子相比，WIMP只参与弱作用和引力作用，且质量较大。由于不参与电磁相互作用，这些粒子很难被探测到；由于不参与强相互作用，它们基本上不与普通物质发生相互作用；由于质量较大，其运动速度相对较慢，因而能够

16、成团聚集。这些特点都使WIMP称为了CDM最可能的候选者。带宇宙学常数的冷暗物质模型（ACDM）能够比较成功地解释当前的宇宙学观测，但在已知的标准模型粒子中，没有哪一个具有暗物质的性质。因此它的存在要求超出标准模型的新物理。结合一些新物理模型，目前常见的一些冷暗物质的候选者有超对称粒子、轴子(axion)，高维空间紧缩化的KaluzaKlein粒子等。 2007年初，斯隆数字巡天(SDSS)小组宣布：在本星系群中发现8个极暗的矮星系，2007年9月，美国的西蒙(J.Smion)和加拿大的吉海(M.Geha)利用凯克望远镜，发现这8个星系中的恒星都运行得太快，仅靠星系中的发光物质(恒星和气体)的

17、引力根本不足以束缚住它们，进而证实这些银河系的伴星系中，暗物质贡献了总质量的99这一发现为关于宇宙演化的冷暗物质模型提供了新的观测证据。当前WIMP看起来最有可能的候选者就是具有严格R宇称的超对称理论所预言的最轻超对称粒子（LSP）。在超对称理论中，自旋为半整数的费米子(Fermions)与自旋为整数的玻色子(Bosons)可以统一起来，一个粒子和它的超对称伙伴之间除了自旋不同外，其它性质都相同。目前已知的基本粒子之间并没有发现这样的对称性，如果这一对称性存在，则每个已知粒子都应该有尚未发现的、自旋不同的超对称伙伴粒子。标准模型粒子和它们的超对称伙伴粒子具有不同的R宇称，因此不能相互转化，但质

18、量高的超对称伙伴粒子可以衰变为质量低的超对称伙伴粒子，而具有最小质量的超对称粒子将可以稳定存在。如果这个粒子是中性的，就可以作为冷暗物质的候选者。在超对称模型中最可能的暗物质候选者是两种最轻的超对称粒子，sneutrino和neutrilino。它们都是电中性的，前者是中微子的超对称伙伴。sneutrino有很大的湮灭截面，要使它们满足暗物质候选者的限制，其质量要超过几百个GeV，这做为最轻的超对称粒子是很不自然的。而且，各种寻找暗物质的实验给出的结果基本上排除了普通中微子的超对称伙伴作为我们所在星系暗物质来源的可能性。因此，研究的最多的超对称暗物质是最轻的neutrilino，它可以给出合理

19、的暗物质密度。4、暗物质的实验探测 4.1直接探测实验 直接通过实验检测是一个证明暗物质粒子存在最有前途的技术。想法很简单：如果银河系充满WIMP粒子，那么很多WIMP粒子应该通过地球，因此有可能寻找这种粒子和普通物质的相互作用，即当WIMP粒子与普通物质的原子核散射后记录相应原子核的反冲能量。直接探测实验中信号计算的的关键要素是太阳附近的WIMP粒子的密度和速度分布以及WIMP粒子与核子的散射截面。有了这一信息， 人们就可以计算在一个实验中WIMP -核子散射事件预期的产生率。产生率大约为：代表核子的种类是探测器中靶核子的数量， =是当地WIMP密度，是WIMP相对于第种核子的散射截面对速度

20、的平均值。散射过程可以按照两个重要特征来分类，即弹性和非弹性散射、自旋相关和自旋无关的散射。这里我们不再做详细的讨论。许多直接探测暗物质的实验已经对可能的暗物质粒子与质子或中子的散射截面给出了很强的限制。未来的实验将对现在的结果有几个量级的改善，使发现暗物质的前景更加光明。当前，最好的直接探测的限制是由CDMS、Edelweiss和ZEPLIN-I给出的，如图3所示。DAMA实验生成探测到了WIMP，其质量大约为60GeV，散射截面为cm的量级（见图3）。然而，其它的实验，如EDELWEISS和CDMS没有在DAMA给出的参数空间内找到WIMP的证据。最近一个模型无关的分析表明，调和DAMA与

21、其它实验的结果是非常困难的。在理论和实验方面，为了得到具体的结果，人们通常需要对宇宙中的暗物质作一些简化的假定。人们通常认为暗物质的密度（因而得到一个平坦的星系旋转曲线），其运动速度遵从玻尔兹曼分布等。这些不确定性会导致参数空间中允许区域的扩大。可能是这一原因导致了不同实验结果之间的差异。下一代的实验在敏感度方面将有大的改进，如，EDELWEISS-II预计将散射截面的敏感度提高两个量级，而ZEPLIN-MAX可能会更多，目前实验结果之间的差异问题将可以得到解决。图3：当前（左）和将来（右）直接探测实验对WIMP给出的限制。左图中沿右边从上到下依次对应于实验CDMS、ZEPLIN-I和EDEL

22、WEISS。图中红色的填充区域表示DAMA实验给出的最有可能发现暗物质的参数空间。右图中沿右边从上到下依次对应于将来实验GENIUS、CRESST-II、CDMS-Soudan、EDELWEISS-II和ZEPLIN-Max预期给出的限制。两图中右边的填充区域表示超对称理论预言的暗物质对应的参数空间。 4.2间接探测实验 除了直接探测WIMP外，人们也在试图通过观测星系中WIMP湮灭的产物来间接探测WIMP。这些湮灭产物包括中微子、正电子、反质子和射线等。为了直接观测宇宙的射线，人们必须采用空间望远镜。这是由于在我们感兴趣的能量区域（GeV到TeV），光子由于与大气层中的物质发生相互作用而不能

23、到达地球。当然，我们也可以利用地球上的望远镜来间接的观测射线。除了射线外，暗物质湮灭过程中也会产生中微子，因而人们也可以通过观测中微子来间接的研究星系中的暗物质。由于中微子与物质之间相互作用很弱，一般来说，它比射线更难观测。然而，中微子不容易被物质吸收，人们可以直接在地球上，一般来说是地下进行观测。在GeV到TeV能量区域，人们主要是通过中微子与探测器附件物质的带电流相互作用产生的径迹来观测的。这些在通过探测器时会发出切伦科夫光，从而可以对其径迹进行重建。另外，人们也可以通过对暗物质湮灭过程中产生的正电子和反质子谱的观测来研究暗物质。参考文献1夏俊卿,张新民 “暗能量的研究进展” 物理学进展

24、2008年9月第28卷第3期。2傅承启 “挑战物理学的暗宇宙” 科学杂志04年5月 56卷3期3陈学雷，黄峰 “暗物质研究的进展兼科学中的整体统一方法” 自然杂志30卷5期 4 许槑“探索暗物质” 物理通报2008年第9期5 许槑“暗物质候选者大观园” 物理通报2008年第8期6M. Drees ,“Dark Matter” , Particle Data Group.7 G. Bertone, D. Hooper and J. Silk “Particle Dark Matter: Evidence, Candidates and Constraints” FERMILAB-Pub-04/0

25、47-A hep-ph/04041758P. L. Biermann and F. Munyaneza，“The Nature of Dark Matter”, arXiv:astro-ph/0702164v19M. E. Peskin,“Dark Matter and Particle Physics” , arXiv:07071536hep-ph10B Sadoulet, “Deciphering the Nature of dark matter”, Erice 1996, Current topics in astrofundamental physics, 560-56411D. A

26、kimov, “Detectors for dark matter search”, Nucl. Instrum. Meth. A598 : 275-281, 200912D.Hooper, “TASI 2008 Lectures on Dark Matter”, FERMILAB CONF -09 -025 -A, Jan 2009. 57pp, arXiv:0901.4090hep-ph13J. Einasto, “Dark Matter”, TARTU-OBSERVATORY-2009.1, Jan 2009. 25pp, arXiv:0901.0632astro-ph.CO14S. B

27、arak, E. M. Leibowitz, “On Dark Energy and Dark Matter (Part I)”, arXiv:0812.4561astro-ph15F. D. Steffen, “Dark Matter Candidates - Axions, Neutralinos, Gravitinos, and Axinos”, Eur.Phys.J.C59:557-588,200916G. Sciolla, “Directional detection of Dark Matter”, arXiv: 0811.2764 astro-ph 致 谢本文是在左亚兵副教授精心指导和大力支持下完成的。左老师曾多次询问研究进程，并为我指点迷津。他严谨的治学态度和一丝不苟的工作作风给我留下了深刻的印象，是我今后学习的榜样。在此谨向左老师致以诚挚的谢意和崇高的敬意。同时感谢吴康宁同学，在论文完成过程中他给了我很大的帮助尤其是在文献翻译方面。没有他的帮助和鼓励我是无法完成论文的。感谢金祥彪同学，在论文完成过程中我们一起讨论，相互借鉴，他为我提供了许多有价值的建议。在此祝福我的老师和同学工作顺利，万事如意。