尋找暗物質：搜尋軸子

宇宙主要由我們看不見的東西組成。這是天文學家在20世紀30年代開始觀察星系團時得出的結論，除非某種“暗物質”將它們束縛在一起，否則星系團應該已經分崩離析。20世紀70年代，當天文學家研究星系旋轉速度時發現了同樣的情況，科學家們開始更加認真地對待這個想法。不久，研究人員意識到暗物質不太可能由普通物質和輻射組成。到現在，似乎幾乎不可避免的是，宇宙中超過90%的物質在引力作用下聚集在一起，是一些奇異的物質，可能是一種來自大爆炸的新粒子。

長期以來，最流行的暗物質候選者是理論上的弱相互作用重粒子（WIMP），它符合備受喜愛但具有推測性的超對稱理論。然而，儘管經過數十年的搜尋，靈敏的地面WIMP探測器尚未發現此類粒子的跡象。現在就否定WIMP當然為時過早，但這些無效的結果提高了非WIMP暗物質候選者的地位。

一個不太為人所知的候選者是軸子，另一種理論粒子，它的質量比WIMP小得多，但具有類似的忽略普通物質的傾向。如果軸子是暗物質，它們將無處不在——在你周圍每立方厘米的空間中，可能有數萬億甚至數百億個軸子漂浮著。它們對宇宙其餘部分的唯一影響將透過引力感受到——它們積累的質量將足以牽引星系中恆星和星系團中星系的軌道。

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20多年來，我一直是軸子暗物質實驗（ADMX）尋找這些粒子的一部分。儘管我們尚未找到它們，但我們一直在穩步改進我們的技術。2016年，ADMX開始了新的階段。它現在足夠靈敏，應該能夠在未來5到10年內檢測到軸子，或者排除掉最有可能的軸子版本。我們正站在一個重要的門檻上，無論如何，令人興奮的訊息即將到來。

軸子的起源

我在20世紀80年代是一名研究生，當時軸子的概念剛剛從量子色動力學（QCD）理論的一個問題中產生。QCD支配著強力，強力將原子核結合在一起。除了在被稱為強CP問題的事情上，QCD與實驗非常一致。（CP代表“電荷宇稱”。）QCD表明，如果你要翻轉粒子的電荷宇稱——即翻轉其電荷並在鏡子中觀察它——它將不再遵循相同的物理規則。然而，研究人員尚未發現任何證據表明情況如此。理論與實驗之間的這種衝突提出了一個嚴重的難題——我們最好的粒子物理模型中的一個裂縫。這個裂縫就是強CP問題，它表明我們遺漏了一些重要的東西。

1977年，當物理學家海倫·奎因（Helen Quinn）和羅伯託·佩切（Roberto Peccei）都在斯坦福大學時，他們意識到他們可以使用對稱性破缺的思想，以一種簡單而優雅的方式解決強CP問題。這個概念是物理學中反覆出現的思想之一，它是這樣的：有時，當自然界似乎應該是對稱的時候，它實際上是不對稱的。例如，如果你把鉛筆立起來，就存在旋轉對稱性，它同樣有可能向任何方向倒下。但是，如果它總是向一個方向倒下呢？我們會說自然界做出了選擇，並且“打破”了對稱性。當這種情況發生在粒子物理學的背景下時，就會產生一個新的粒子，以維持潛在的對稱性，即使它在表面上看起來是破缺的。（對稱性不一定顯而易見；它可以是底層數學的一些抽象對稱性。）

我認為這是一個 brilliant 的見解，奎因和佩切將這個想法應用於強力。他們推測，與這種力相關的隱藏型別的對稱性已被打破。如果真是這樣，它將消除理論預測但實驗未能看到的預期CP差異。問題解決了。此後不久，在另一個 brilliant 的見解中，現任德克薩斯大學奧斯汀分校的史蒂文·溫伯格（Steven Weinberg）和現任麻省理工學院的弗蘭克·維爾切克（Frank Wilczek）意識到，這種所謂的佩切-奎因機制將產生一種新的粒子：軸子。（物理學傳說稱，這個名字是從一種洗滌劑的名字借用來的，因為它“清理”了強CP問題。）到20世紀80年代中期，理論家們得出結論，大爆炸可能產生了足夠的軸子來解釋暗物質。

該理論沒有告訴我們軸子有多重，或者它們與普通物質相互作用的可能性有多大。但我們知道，它們必須相當惰性，因為到目前為止，粒子對撞機和其他實驗都沒有看到它們。如果它們非常惰性，它們也可能非常輕。1987年，一個重大的宇宙事件進一步限制了軸子質量的可能性。當時，一顆超新星在附近的矮星系大麥哲倫星雲中爆炸。坍縮恆星幾乎所有的引力結合能都以中微子的形式逃逸出來，其中一些中微子到達了地球上的地下探測器。如果軸子的質量甚至只有幾個毫電子伏特除以光速的平方（meV/c²）（略大於電子質量的十億分之一），它們就會在爆炸中產生，並扭曲中微子到達地球的逃逸時間。由於實驗沒有觀察到這種扭曲，我們知道軸子的質量一定更小。這種輕軸子與普通物質和輻射的相互作用非常微弱。例如，一種相對普通的粒子，稱為中性π介子，大約每10^–16秒衰變為兩個光子。一個輕軸子將每10⁴⁵年衰變為兩個光子——這比宇宙的年齡還要長許多、許多個數量級。軸子將是迄今為止已知的最少相互作用的粒子。

有趣的是，如果軸子質量太小，我們就會遇到新的問題。由於我們認為軸子在宇宙早期被創造出來的過程非常複雜，軸子質量越小，產生的軸子質量密度就越大。如果軸子質量太小，大爆炸產生的軸子將遠遠超過解釋暗物質所需的數量。關於這種機制存在很大的不確定性，理論家們已經想出了巧妙的方法來規避這個問題，但在我看來，軸子的質量遠低於1微電子伏特除以c²（μeV/c²）變得越來越不可信。

概括一下，軸子不能太重，否則我們早就透過粒子對撞機或它們對其他恆星演化的影響看到了它們。此外，軸子也不能太輕，否則暗物質就會過多。精確確定這些質量限制非常具有挑戰性，但合理的允許暗物質軸子質量範圍大約在1 μeV/c²到1 meV/c²附近。這個範圍是軸子質量的“最佳點”，但這樣的粒子對普通物質和輻射的反應非常遲鈍，因此被稱為“隱形軸子”。

西基維的偉大想法

當奎因和佩切首次提出軸子存在理論時，斯坦福大學和其他地方的物理學家開始在粒子對撞機產生的爆炸中尋找它們。然而，正是使軸子成為有吸引力的暗物質候選者的特性——它與普通物質和輻射的微弱相互作用——使這些搜尋感到絕望。令人沮喪的是，我們可能沐浴在密集的粒子海洋中——每立方厘米約有10萬億個或更多的軸子——這些粒子不可能在實驗室中被召喚出來。

然後，佛羅里達大學的皮埃爾·西基維（Pierre Sikivie）有了一個聰明的想法：與其試圖在加速器中創造軸子，不如尋找構成我們周圍 vast、普遍存在的暗物質海洋的宇宙軸子。西基維想象一個磁場充滿一個圓柱形腔體，腔體中空無一物，除了，大概，充滿整個宇宙空間的宇宙軸子。當軸子與磁場相互作用時，它的總能量幾乎完全轉化為光子。如果腔體的諧振頻率與軸子產生的光子的頻率相同，則這種相互作用將更有可能發生。由於軸子的質量非常小，並且我們附近的宇宙軸子大概以類似於銀河系其餘部分的速度移動，因此它們的能量非常小，因此產生的光子將位於微波頻率範圍內。然而，確切的位置是一個謎，除非我們知道精確的軸子質量。因此，實驗人員需要不斷調整實驗腔體的諧振頻率，以“掃描”可能的範圍，以期找到與軸子的正確匹配。

產生的訊號將非常小，可能為10^–21瓦或更小，伴隨的噪聲量級大致相同。但是，非常靈敏的微波探測器，收集足夠長時間的訊號，應該能夠勝任這項工作。我的兩個愛好是無線電電子學和粒子物理學，因此在我看來，西基維的想法非常有力地結合在一起。

ADMX的誕生

我在斯坦福大學攻讀博士學位時是20世紀80年代，當時奎因和佩切的影響仍然存在，軸子給我留下了深刻的印象。它們似乎解決了物理學中的兩個巨大謎團——強CP問題和暗物質問題。在西基維的論文發表後，似乎有可能檢測到它們。

從斯坦福大學畢業後，我去了芝加哥大學，在那裡我有幸在已故的詹姆斯·W·克羅寧（James W. Cronin）手下擔任恩里科·費米研究員。在那裡，我意識到了將西基維的想法付諸實踐的首次嘗試，包括羅切斯特-布魯克海文-費米實驗室實驗和佛羅里達大學的一個專案。兩者都缺乏檢測合理質量範圍內的軸子的靈敏度，但它們開發了所有後續實驗使用的基本硬體。

在芝加哥期間，我與當時在勞倫斯利弗莫爾國家實驗室的卡爾·範比伯（Karl van Bibber）和佛羅里達大學的大衛·坦納（David Tanner）進行了交談，我們意識到我們可以改進這些努力。我們可以從部署具有強磁場的大腔體體積開始——這將使我們部分達到我們想要的靈敏度。為了完成剩下的路程，我們知道我們需要更好的微波放大器。它們是能夠拾取和增強我們期望軸子產生的極其微弱的微波訊號的關鍵——然而，當時可用的電晶體微波放大器的噪聲太大了。我們想要一種僅受量子力學不確定性產生的不可避免的噪聲限制的放大器，但它們在我們頻率範圍內尚不存在。

因此，ADMX計劃應運而生：我們將從一個大型磁體、最好的可用微波放大器和液氦開始，將實驗冷卻到4.2開爾文以降低噪聲。在中期，我們將專注於開發量子限制微波放大器。從長遠來看，我們將新增一個“稀釋製冷機”——一個可以將腔體和放大器冷卻到100毫開爾文左右的系統，從而降低噪聲。這是一個雄心勃勃的計劃——每個階段大約需要十年時間。幸運的是，我們得到了能源部高能物理部門的支援，並且有遠見卓識來完成這項工作。

早期

1993年，我搬到麻省理工學院擔任助理教授，到那裡後，我們組成了一個合作團隊開始實驗。勞倫斯利弗莫爾提供了大型超導磁體和實驗場地。才華橫溢的勞倫斯利弗莫爾物理學家沃爾夫岡·斯托弗爾（Wolfgang Stoeffl）完成了最初的低溫設計，我們今天仍然使用他的大部分巧妙系統。坦納主要根據早期的佛羅里達大學專案構思和開發了實驗的內部結構，我們在麻省理工學院的小組製造了一個超低噪聲微波接收器來拾取訊號。1998年，我們釋出了早期ADMX“0階段”的初步結果——這是第一個對合理的暗物質軸子敏感的實驗。我們沒有找到難以捉摸的粒子，但我們有了一個良好的開端。

與此同時，我們繼續努力尋找一種放大器，該放大器將對我們期望軸子產生的微弱微波訊號敏感。大約在那個時候，我聽取了加州大學伯克利分校傑出的量子器件物理學家約翰·克拉克（John Clarke）關於量子放大的演講。他一直在研究所謂的超導量子干涉器件（SQUID），該器件利用了量子隧穿現象——粒子穿過牆壁或穿越宏觀物體無法穿越的障礙的能力。如果實驗中產生一個光子，它將在SQUID中感應出一個小磁場，從而以可測量的方式擾亂這種隧穿。這些器件非常靈敏，但它們還不存在用於微波頻率訊號的應用。對於該應用，克拉克開發了一種稱為微帶DC SQUID放大器的裝置。這種裝置具有巧妙的幾何形狀，使SQUID能夠在更高的頻率下工作。

該計劃很有希望，但仍然存在一些問題。SQUID的微小訊號磁場將被ADMX腔體內部的較大磁場淹沒。能源部審查了我們的計劃，並將SQUID問題標記為“高風險”。在這一點上，在2002年初，我搬到了勞倫斯利弗莫爾，我的合作者和我決定將ADMX分為兩個連續的階段：“1a階段”將證明SQUID可以在實驗的大磁場中工作。稍後的“1b階段”將新增我們需要將實驗降至所需低溫的稀釋製冷機。

我們透過開發一個系統來保護SQUID的敏感磁場免受實驗的巨大磁場的影響，開始了1a階段。我們透過一系列巢狀的遮蔽罩和磁體來做到這一點，這些遮蔽罩和磁體環繞著一個稱為抵消線圈的大磁體，該線圈將抵消或“抑制”主磁場。到2000年代中期，我們已經證明該系統有效，並且我們開始研究稀釋製冷機——ADMX 1b階段所需的主要元件。

實驗長大

大約在這個時候，我搬到了華盛頓大學，ADMX實驗也隨我來到了一個新的、大大升級的地點。與此同時，能源部和國家科學基金會正在構思“第二代”暗物質探測器，旨在大幅提高現有搜尋的靈敏度。他們心中想到的大多數實驗都是尋找WIMP，但他們也對軸子感興趣。我們的ADMX 1b階段計劃與第二代計劃緊密結合，ADMX Gen 2應運而生。ADMX Gen 2計劃於2016年開始執行並持續到2021年，最終將稀釋製冷機新增到我們的實驗中。它還將我們的有效資料採集率提高了一倍以上。我們添加了重要的功能來提高實驗的靈敏度，它現在可以進行我們稱之為“決定性搜尋”的掃描，掃描從約1到40 μeV/c²的廣泛軸子質量範圍，其中包括預測暗物質軸子的最佳點。

ADMX有許多複雜的部件，所有部件都必須協同工作，但其大多數系統現在都非常精細和可靠。合作團隊已發展壯大，包括勞倫斯利弗莫爾、加州大學伯克利分校、佛羅里達大學、華盛頓大學、聖路易斯華盛頓大學、太平洋西北國家實驗室、洛斯阿拉莫斯國家實驗室、費米國家加速器實驗室、國家射電天文臺和英國謝菲爾德大學。一個新的ADMX領導團隊已經出現，聯合發言人是華盛頓大學的格雷·雷布卡（Gray Rybka）和勞倫斯利弗莫爾的詹保羅·卡羅西（Gianpaolo Carosi）。

儘管我們現在正在調查暗物質軸子最可能的質量範圍，但自然界總是可能給我們帶來驚喜。在稍低的質量範圍內搜尋並不十分困難，但為我們的實驗配備裝置以尋找更高的質量是一個挑戰。隨著軸子質量的增加，腔體的諧振頻率也需要增加，因此腔體的直徑必須減小，從而減少可用於搜尋軸子的可用體積。我們可以在單個大型磁體內部放置大量腔體以保持較大的體積，但這樣做就變成了一個“瑞士手錶問題”：這種系統的複雜性令人望而生畏。我們也許也可以接受小腔體，只要我們可以增加磁場的強度來補償。這種增加是昂貴的，但對這種可能性的研究正在進行中。也許在五到十年內，增加磁場強度——達到32甚至40特斯拉——可以擴大我們的搜尋質量範圍。在更高的軸子質量下——接近1 meV/c²——我們甚至可能看到來自太空的訊號。如果軸子存在於這個範圍內並形成星系周圍的暗物質暈，射電望遠鏡可能會發現非常微弱的發射線。

最終，ADMX和其他專案將能夠充分探索可能的暗物質軸子質量的理論視窗。完全可進行實驗來探索所有合理的質量範圍，這使得軸子成為有吸引力的暗物質候選者，相比之下，我們可能永遠無法完全測試一些替代方案。

隨著我們的實驗工作不斷推進，理論家們也在努力理解暗物質的性質方面取得進展。在超級計算機上執行的複雜宇宙學模型正在研究更可靠的軸子質量預測。例如，軸子有可能以不同於WIMP的方式在整個宇宙中聚集在一起，方式既微妙又引人注目。未來的天體物理實驗，例如計劃於2019年開始觀測的大型綜合巡天望遠鏡，可能能夠足夠準確地繪製出宇宙的大尺度結構，從而使科學家能夠區分暗物質候選者。

另一種可能性是，量子色動力學預測的軸子只是更高能量尺度上存在的某種更偉大物理理論的反映。一種這樣的理論競爭者，弦理論，預測的軸子質量遠小於ADMX探測的軸子質量。然而，弦理論是高度推測性的，其預測也是如此。

二十年前，舒適的共識是暗物質由WIMP組成。從那時起，軸子的吸引力增加了。在不久的將來，我們應該知道它們是否是宇宙隱形面紗之謎的答案。