观测宇宙学的进展，暗物质困境

1917 年，爱因斯坦的《用广义相对论对整个宇宙的考察》一文发表，他把广义相对论理论用于宇宙大尺度时空结构，这一开创性研究不仅标志着宇宙学研究的开端，也诱发了观测宇宙学的形成。

观测宇宙学是宇宙学的一个重要组成部分，它侧重于发现宇宙大尺度时空结构的观测特征，使宇宙学在自洽的途径上得以发展。哈勃定律的建立，标志着观测宇宙学正式以一门独立的分支学科问世。然而，在射电天文学的建立以前，由于观测宇宙手段受到技术条件限制，观测宇宙学的发展一直受到影响。二战之后，射电天文学在雷达技术发展的影响下，飞速发展着。特别是直径 5m 的大型天文望远镜的投入使用，导致了 60 年代天文学方面的一系列重大发现，其中最有代表性的是宇宙微波背景辐射、类星体、脉冲星、星际分子等的发现，使观测宇宙学迈进一个全新的时代。进入 70 年代和 80 年代，由于多架大口径、大视场的光学及射电天文望远镜投入使用，以及紫外、X 射线和红外天文望远镜相继被送上太空，使观测宇宙学又迈入了一个空间与全波段时代，此时期，对宇宙线、中微子甚至引力波的探测都有了长足的进展②。

1986 年 6 月，国际天文联合会（IAU）在中国北京召开第一次正式以“观测宇宙学”命名的国际学术大会。大会的召开，成为观测宇宙学史上的一个划时代的事件。观测宇宙学创始人桑德奇（Sandage）认为“这次学术讨论会标志着观测宇宙学的开端”。目前，更大容量、更高速度的电子计算机、更大型望远镜和更高灵敏度的多种探测器以及新的统计方法的投入使用，随着已升空的哈勃望远镜的修复，观测宇宙学将会面临新的突破。观测宇宙学的第一项重大成就就是宇宙微波背景辐射的发现及而后的系统观测成果，它们为大爆炸理论提供了有力的证据，又间接地为之提供了另一个重要的证实途径，即氦的丰度。根据宇宙在膨胀和存在微波背景辐射所具有的黑体辐射特征及 3K 的温度，可以计算出当今宇宙中的光子数密度为 nr=500 个/cm³，由观测估计，当今重子数密度 nB=0.2 个/cm³，可以推出

光子与重子数之比 nr/nB=10³。理论认为，该值在宇宙膨胀中保持不变。由此，皮布尔斯等人又推算出宇宙早期的氦丰度。按质量计，氦核占 25%～ 30%，氢核占 70%，这个结果与 60 年代的实测结果相符，于是氦的丰度又成为大爆炸宇宙学的另一重要证据。

观测宇宙学的另一个重要课题就是宇宙暗物质的研究。这一课题的提出很早，但至今仍无结果。早在本世纪 30 年代，德国天文学家魏茨泽克

（1912～）通过观察发现，在星系团中，星系的绕行速度极大，若使它们稳定在星系团中，必须假定宇宙中存在某种不可见的巨大质量物质。像他在 1944 年提出太阳系星云起源假说一样，他的这一预言再一次引起天文界

的轰动，它使许多人的注意力转向了星系速度观测之上。在 70 年代，有人发现，银河系边缘处恒星的运动速度比理论的估计值要大得多，这个迹象表明，银河系内可能弥散有大量的不可见的暗物质。以后，射电与天文观测旋涡星系旋转中也发现，它们很可能被暗物质所包围。近 30 年来，一系列观测事实和天体现象的理论分析都表明，宇宙中普遍存在有暗物质，它们的数量远远超出人们的预想，可见物质质量大约只是暗物质质量的百分之七。

人们很关心，数量如此巨大的暗物质究竟是什么？最初，很自然地把它们设想为一些暗星，如不发光的行星、小恒星、冷却了的白矮星、中子星、黑洞以及弥散气体或宇宙尘等。这些暗物质都是由重子组成的。然而，根据大爆炸宇宙学关于轻元素原子的合成理论，可以通过对氘核观测的下限，推断出重子数与光子数之比为η＜7×10^-10 。这表明，所有的重子对宇宙平均密度的贡献，不到整个宇宙物质的百分之十，宇宙中如果存在有暗物质，它们不可能是重子物质。它们是什么？只能从粒子物理中寻求答案。在众多候选的基本粒子之中，中微子是呼声较高的一个。中微子是本世纪 30 年代由泡利提出，后经费密从理论上完善的一个基本粒子，它的存在已被实验所证实。由于中微子的发现，成功地解释了 N-14 反常、β能谱疑难、克莱因佯谬等一系列原子核物理领域的问题。70 年代中期，企图测出中微子质量的一切努力落空以后，人们普遍认为它没有质量。在众多已发现的基本粒子中，能在宇宙演化的一百多亿年后，仍大量存活的稳定粒子之中，中微子确实最引人注目。首先，宇宙中中微子的浓度比原子浓度大 50 亿倍，即使一个中微子的质量小到电子质量的 10^-5 倍，整个宇宙 90% 的质量将集中在中微子之上。过去普遍认为它的质量为零并没有经过严格的理论或实验上的证明。然而，如果中微子若真能对宇宙物质做出决定性的贡献，它必须具备 10～30eV 的能量，这也必须从观测上获得证实。然而尽管近几十年来，人们多方致力于这方面的观测，目前仍无确切结果。除了中微子外，人们还从目前尚未发现的未知粒子中寻找候选者，论及较多的是轴子。为确保强相互作用的 cp 对称，曾引入这个称为轴子的标量粒子，光微子是光子超对称的对应粒子。它们共同的特点是相互作用极弱，如果它们确实对宇宙绝大部分质量有贡献，就应大量存在在宇宙中，也应能有较多的机会发现它们。然而，近 20 年来，人们通过各种途径与观测手段，都未能得到确切的结果。

尚未观测到的暗物质存在与否，对大爆炸宇宙学是一个至关重要的问题。根据大爆炸模型，从宇宙早期高温、高密、无结构的弥散状态，演化到现今形成这种从星系、星系团到超星系团的层次结构，是通过重子结合

成中性分子后，介质又在自引力下碎裂完成的。假若宇宙物质主要由重子组成，很难使宇宙有足够的时间完成各层次结构的形成过程；然而，如果宇宙主要由非重子的暗物质组成，非重子物质较早地与其它物质退耦，在重子物质开始碎裂之前，较早地碎裂，在引力作用下，较早地结团，这样会更加速了重子的碎裂，有层次结构宇宙的形成时间问题就能得到解决。非重子物质者的候选者可以分成两大类，一类在退耦时，粒子的速度

接近光速，称为热暗物质，中微子若具有几十电子伏，即属于此类；另一类在退耦时，速度很慢，称为冷暗物质，轴子、光微子若存在，即属此类。宇宙暗物质不仅冷热不同，由于凝聚的途径不同，对星系形成进程的影响也不相同。在热暗物质模型中，非重子物质先以超星系团的质量尺度碎裂，塌缩成盘饼状团块或纤维状结构以后，再逐渐分裂，形成星系团和星系。这种先大后小的图景，虽然与观测到的可能存在巨大纤维状结构的空洞迹象相符，却与定量研究的结果相违。根据计算机模拟结果，超星系团必须在较晚时期形成。80 年代初，人们已经发现，单纯的热暗物质模型已难以解释大尺度宇宙成团层次结构的形成。与之相比，冷暗物质模型却取得了一定的成功。根据这一模型，冷暗物质先形成小尺度的团块，由它们作为星系的胚胎，而后在引力作用下形成星系，再凝聚成星系团和超星系团。这一模型不仅成功地预言了星系凝聚的平均概率，而且计算机理论模拟的结果又与实际取得了较好的一致，冷暗物质研究已上升为人们较热衷的课题。

暗物质的存在，除与宇宙大尺度成团结构的形成有密切关系外，它还决定了当前宇宙演化的进程。暴胀宇宙论预言，宇宙物质密度十分接近于临界值。然而，把星系的全部质量，包括附近暗物质晕加上，也远远低于这个临界值，所差的 95%的质量应为暗物质所贡献。这一临界值对宇宙演化的进程起着至关重要的作用，因为如果宇宙密度高于这一临界值，引力最终将遏止膨胀，继而走向塌缩的结果，宇宙将回归到创生时期的“原点”；若低于这一临界值，宇宙将永远膨胀下去。

近二三十年来，暗物质的探测已成为观测宇宙学、粒子物理学共同的热门课题，因为对暗物质的研究不仅决定了宇宙大尺度层次结构形成的机制，也决定着对宇宙整体演化图象的认识。此外，如果暗物质的组分如果是一种尚未发现的粒子，无疑粒子物理学也将能从暗物质的研究中获得有益的进展。1983 年，美、英、荷兰联合投资开发了第一颗红外天文卫星IRAS，它将为大范围的宇宙物质分布提供可靠数据。1987 年，英国天体物理学家鲁滨逊等人，研究分析了 IRAS 对 2400 个星系的观测数据，首次得到了用光学手段无法取得的银河系附近 5 亿光年范围内的三维物质分布

图。该图显示，银河系被以室女、长蛇和人马为主的 10 多个星系团所吸引，它们合力作用恰与银河现今运动情况相一致，而与微波背景辐射方向相反，因而对所观测到的各向同性微波背景辐射的微小不均匀性成功地做出了解释。根据 IRAS 图所提供的数据，加上对银河系所受合引力的分析，可以得出宇宙具有近临界密度值，因而为起码有 90%或更多的宇宙暗物质存在做出了断言。但是这些暗物质是什么，至今仍无一致结论，宇宙学的研究，仍然没有摆脱暗物质的困境。