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暗物質比先前認為的還要「暗」

臺北天文館_96
・2015/03/31 ・1625字 ・閱讀時間約 3 分鐘 ・SR值 513 ・六年級

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Galaxy cluster MACS J0416.1–2403 with dark matter map
credit: Hubble Space Telescope

暗物質(dark matter)在我們對於宇宙的了解中仍是一個巨大的問號。

不過,瑞士洛桑聯邦理工學院(École Polytechnique Fédérale de Lausanne,EPFL)天文學家 David Harvey 等人利用哈伯太空望遠鏡(Hubble Space Telescope)和錢卓 X 射線觀測衛星(Chandra X-ray Observatory)觀測星系團(galaxy clusters)互撞時,星系團中的暗物質會有什麼樣的行為模式。

結果發現暗物質彼此間的交互作用程度比先前認為的還要少,但這一發現也將暗物質可能的「身份」範圍縮減,希望最終能揭開暗物質的神秘面紗。

目前科學家們對暗物質的瞭解仍然非常粗淺,僅知宇宙中的暗物質含量比可見的一般物質還要多。

造成這種尷尬境況的原因在於:暗物質不反射、發射或吸收光線,因此無從用現代儀器「看到」這些暗物質,只能透過暗物質對一般可見物質的重力效應來窺見暗物質的存在,因此才會將之稱為「暗」物質。

由於對它的不瞭解,因此對暗物質性質的猜測相當多元化而複雜。

為了更瞭解這些神秘的物質,Harvey 等人透過類似研究可見物質的實驗,期待觀察到暗物質與一般物質撞擊時會發生什麼事。因為規模夠大才能看出撞擊效應,他們挑選了星系團作為觀察目標。

星系主要由恆星、氣體雲和暗物質組成。當星系團發生碰撞事件時,散佈在星系各處的氣體雲會彼此撞擊,而後逐漸減速或甚至停下;換言之,星系撞擊時的氣體-氣體交互作用(gas-gas interaction)非常強。

然而恆星本身則很少受到星系團撞擊時的氣體阻滯力(gas-star drag)影響,而且由於恆星彼此間的間隙很大,所以並不會彼此影響而使速度減慢,不過如果真的發生恆星互撞,則摩擦減速的力道也還是很龐大的。

先前認為暗物質的行為應該類似子彈星團(Bullet Cluster)中所呈現的。但僅有一個案例,很難預測將會看到什麼。每一次的星系團碰撞都耗時數億年才結束,因此以人類生命而言,我們只能從一個特定角度看到碰撞事件的某一瞬間。

但碰撞案例數量若能增加許多,那麼便可從各個碰撞呈現的片段資訊,拼貼出比較完整的劇情,瞭解事態的發展走向。

Collage of six cluster collisions, with dark-matter maps and X-r
credit: Hubble Space Telescope

Harvey 等人從哈伯和錢卓觀測資料中選取的 72 個大型星系團撞擊事件進行研究。這些撞擊事件發生在不同時期,所見的撞擊角度也互異,有些是從側邊所見,有些則是正面的俯瞰景象。

既然已知氣體和恆星在星系團互撞過程中會如何行動,以及會在何處發生這些事件,那麼僅需對照暗物質如何作用,就可以幫助科學家縮減暗物質可能的組成成分的範圍。

這些天文學家發現:像恆星一樣,暗物質在劇烈撞擊時會持續前進,並不會慢下來。然而又和恆星不一樣,暗物質之所以不會慢下來,並不是暗物質彼此間距離很遠,碰不到一起的關係。

現行公認的理論認為暗物質是均勻的散佈在星系團內,因此暗物質粒子彼此間應該靠得很近。所以暗物質在星系團撞擊過程中之所以不會慢下來,是因為它們不僅幾乎不與一般可見物質粒子交互作用,而且暗物質彼此間的交互作用程度也比之前認為的還低;這項事實,正是讓 Harvey 等人能縮減暗物質的可能性質的關鍵。

現行最被接受的暗物質理論認為暗物質可能是由「超對稱粒子(supersymmetric particle)」所組成。在標準模型(Standard Model)中,認為電子、質子、中子等所有粒子都有它自己的超對稱粒子伙伴,這些超對稱粒子伙伴的質量比粒子本身稍重一些。

這項理論迄今還無法獲得實驗證實,不過已經可以協助科學家們解決一些紛爭;超對稱理論其中一項概念認為粒子是穩定且為電中性,與標準模型中的一般粒子僅有很微弱的交互作用。而這些性質,似乎都能解釋暗物質的性質。

Harvey 等人目前計畫要繼續增加碰撞星系團的案例數,甚至考慮將單獨的星系撞擊也納入研究範圍,畢竟單獨星系撞擊的事件比星系團碰撞要常見多了。

資料來源:

  1. Dark matter even darker than once thought. [Hubble space telescope, March 26, 2015 ]
  2. Harvey, D., Massey, R., Kitching, T., Taylor, A., & Tittley, E. (2015). The nongravitational interactions of dark matter in colliding galaxy clusters. Science347(6229), 1462-1465.

本文轉載自網路天文館

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臺北天文館_96
482 篇文章 ・ 27 位粉絲
臺北市立天文科學教育館是國內最大的天文社教機構,我們以推廣天文教育為職志,做為天文知識和大眾間的橋梁,期盼和大家一起分享天文的樂趣!

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出來單挑啊!同樣都是鼎鼎大名的太空望遠鏡,哈伯與韋伯到底誰比較強?
htlee
・2022/09/21 ・2029字 ・閱讀時間約 4 分鐘

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最近,韋伯太空望遠鏡發布首批科學影像,終於看到敲碗好久的結果——韋伯拍到了人類從未見過的許多東西!有人說,韋伯是哈伯的繼任者,但不知道大家是否好奇過,哈伯和韋伯到底誰比較強?

哈伯望遠鏡和韋伯望遠鏡之戰,正式開打!

這個問題有點難回答,因為兩部望遠鏡都是當代科技的結晶。哈伯是 1990 年升空的王者,韋伯是 30 年後科技進步下的產物,我試著用客觀的方式來比較這兩部太空望遠鏡。

哈伯觀測可見光,韋伯觀測紅外光

哈伯的主鏡直徑是 2.4 公尺,韋伯則是 6.5 公尺,韋伯的主鏡直徑比哈伯大 2.7 倍,這也是大家最常比較的部分。可是,如果主鏡大就比較厲害,那麼夏威夷大島上的凱克 10 公尺望遠鏡,不就比哈伯和韋伯更強?

哈伯的主鏡直徑是 2.4 公尺(左),韋伯的則是 6.5 公尺(右)。圖/維基百科

哈伯與韋伯觀測的波段不同,用途也不一樣。哈伯主要觀測的波段在可見光,可見光是指人類眼睛可以看見的光或顏色範圍,也就是紅、橙、黃、綠、藍、靛和紫。從紅光到紫光,光的波長由長到短,紅光的波長大約是 0.62–0.74 微米(1 微米=0.001 公釐),紫光的範圍則是 0.38–0.45 微米。

紅外光是指比紅光波長更長的光,也就是波長比 0.7 微米更長,這是韋伯望遠鏡主要觀測宇宙的波段。

哈伯和韋伯太空望遠鏡觀測的波段,一個在可見光,另一個在紅外光,所以在功用上本來就不一樣,如果要比較的話就要小心,不然就像拿橘子跟蘋果相比,拿不同的東西做比較顯得很突兀。

誰看得比較清楚?來比一比解析度吧!

哈伯與韋伯可以拿來做比較的是解析度,解析度的值(角秒)愈低,表示能看到天體愈細微的部分,解析度跟主鏡直徑和觀測的波長有關。望遠鏡主鏡愈大,解析度愈好;另外也跟觀測的波長成正比。

解析度的計算公式。

以下兩張影像分別是史匹哲太空望遠鏡(Spitzer Space Telescope)和韋伯拍的天空中同一區域紅外光影像,拍攝的紅外波長也差不多(史匹哲:8 微米,韋伯 7.7 微米),不過兩幅影像的解析度卻差很多,韋伯的影像中可以看到更多的細節,史匹哲則好像糊成一團。

史匹哲與韋伯望遠鏡的影像解析度比較,顯然韋伯的影像解析度高很多。圖/NASA

當觀測的波長一樣時,解析度跟觀測望遠鏡的主鏡直徑成反比。史匹哲的主鏡是 0.85 公尺,所以韋伯的解析力是史匹哲的 6.5/0.85=7.8 倍!主鏡的大小直接反應在解析度上,韋伯與史匹哲在解析度上高下立判!

解析度除了跟主鏡的直徑成反比,也跟觀測的波長成正比。所以同一面主鏡觀測天體,用愈短的波長觀測解析度愈好。下圖是史匹哲望遠鏡觀測 M81 星系的結果,同樣 0.85 公尺的主鏡觀測,隨著觀測波長的增加,解析度變差。

史匹哲望遠鏡拍攝的 M81 星系,拍攝的波段是 24(上)、70(中)、160 微米(下),拍攝的波段愈長,解析度愈差。圖/NASA

答案揭曉——哈伯的解析度略勝一籌!

前面提到解析度跟主鏡直徑與觀測波長的關係有一個重要前提,主鏡必須研磨到完美、光滑,也就是主鏡上不能出現高低起伏。如果主鏡不完美,像遊樂場裡的哈哈鏡,不能聚焦成像,解析度自然不好。

波長愈短對鏡面的要求愈高。哈伯太空望遠鏡的鏡面對 0.5 微米波長更長的光是完美的,比 0.5 微米波長更短的光波則呈現不完美,韋伯望遠鏡的主鏡則是對 2 微米更長的波長是光滑的。(光學上,物理學家的說法是哈伯和韋伯分別在 0.5 和 2 微米達到繞射極限。)

哈伯和韋伯望遠鏡最佳解析度分別在 0.5 微米和 2 微米,根據前面的解析度公式,哈伯在 0.5 微米的解析度是 0.05 角秒,而韋伯在 2 微米的解析度是 0.08 角秒,結論是哈伯的解析度比韋伯稍微好一點!也就是哈伯老當益壯,一點也不比韋伯差。

史蒂芬五重星系,哈伯(左)與韋伯(右)拍攝的影像,從解析度來看,兩部太空望遠鏡不相上下。圖/NASA

從哈伯到韋伯,有如長江後浪推前浪

天文學家從 1990 年開始,透過哈伯望遠鏡研究宇宙,這三十年來科學家已經把哈伯的功能發揮到極致,我們對宇宙的了解很多都來自哈伯的觀測。不過這三十年的努力也讓天文學家發現哈伯不足的地方,科學家知道關鍵在紅外線觀測能力。前一代的紅外望遠鏡史匹哲無法達到需求,天文學家只能殷殷期盼韋伯。

韋伯首批公布的影像中,幾乎都是哈伯曾經拍過的天體,從科學上來說,比較可見光和紅外影像資料可以對目標天體更多了解,不過我認為這應該是韋伯對哈伯致敬的方式,感謝哈伯三十多年的貢獻!

韋伯站在巨人的肩膀上,必定能看得更暗、更遠!

htlee
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屋頂上的天文學家-李昫岱,中央大學天文所博士,曾經於中央研究院天文所和美國伊利諾大學厄巴納-香檳分校從事研究工作。著有《噢!原來如此 有趣的天文學》、《天文很有事》,翻譯多本國家地理書籍和特刊。 目前在國立中正大學教授「漫遊宇宙101個天體」和「星空探索」兩門通識課。天文跟其他語文一樣,有自己的文法和結構,唯一的不同是天文寫在天上!現在的工作是用科學、藝術和文化的角度,解讀、翻譯和傳授這本無字天書,期望透過淺顯易懂的方式介紹天文的美好!

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宇宙學的最大謎團!有超過90%的世界都是暗物質和暗能量,但,它們究竟是什麼?──《大人的宇宙學教室:透過微中子與重力波解密宇宙起源》
台灣東販
・2022/08/08 ・3400字 ・閱讀時間約 7 分鐘

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觀測星系時,科學家發現了「看不見的物質」

我們現在所看到的人類、太陽、星系以及星系群等等,所有東西都是由物質構成。「物質構成了宇宙的全部」這個概念長年以來深植於人類心中。

宇宙是由物質構成的,但究竟是由甚麼物質構成的呢?圖 / twenty20photos

不過,後來我們了解到,宇宙中存在著許多我們人類看不到的物質,那就是「暗物質(dark matter)」。這個名稱聽起來很像科幻作品中的虛構物質,卻實際存在於宇宙中,而且暗物質在宇宙中的含量,遠多於我們看得到的「物質」

1934 年,瑞士的天文學家茲威基(Fritz Zwicky,1898~1974)觀測「后髮座星系團」時,發現周圍星系的旋轉速度所對應的中心質量,與透過光學觀測結果推算的中心質量不符。

周圍星系的轉速明顯過快,推測存在 400 倍以上的重力缺損(missing mass)。

在這之後,美國天文學家魯賓(Vera Rubin,1928~2016)於 1970 年代觀測仙女座星系時,發現周圍與中心部分的旋轉速度幾乎沒什麼差別,並推論仙女座的真正質量,是以光學觀測結果推算出之質量的 10 倍左右。

到了 1986 年,科學家們觀測到了宇宙中的大規模結構,發現星系的分布就像是泡泡般的結構。若要形成這種結構,僅靠觀測到的質量是不夠的。

為了補充質量的不足,科學家們假設宇宙中存在「看不見的物質=暗物質」。

看不到卻存在?暗物質究竟是什麼?

既然看不到,那我們怎麼確定暗物質真的存在?圖 / twenty20photos

前面提到我們看不見暗物質,而且不只用可見光看不到,就連用無線電波、X 射線也不行,任何電磁波都無法檢測出這種物質(它們不帶電荷,交互作用極其微弱)。

因為用肉眼、X 射線,或者其他方法都看不到它們,所以稱其為「暗」物質。

不過,從星系的運動看來,可以確定「那裡確實存在眼見所及之上的重力(質量)」。這就是由暗物質造成的重力。

看不到的能量:暗能量

事實上,科學家們也逐漸了解到,宇宙中除了暗物質之外,還存在「看不見的能量」。

原本科學家們認為,宇宙膨脹速度應該會愈來愈慢才對,不過,1998 年觀測 Ⅰa 型超新星(可精確估計距離)時,發現宇宙的膨脹正在加速中。這個結果證明宇宙充滿了我們看不到的能量「暗能量(dark energy)」。而且,暗能量的量應該比暗物質還要更多。

我們過去所知道的「物質」,以及暗物質、暗能量在宇宙中的估計比例,如下圖所示。 這項估計是基於 WMAP 衛星(美國)於 2003 年起觀測的宇宙微波背景輻射(CMB),計算出來的結果。

圖/台灣東販

後來,普朗克衛星(歐洲太空總署)於 2013 年起開始觀測宇宙,並發表了更為精準的數值。

  • 什麼是「普朗克衛星」?

歐洲太空總署(ESA)為了觀測距離我們 138 億光年的宇宙微波背景輻射(CMB)而發射至宇宙的觀測裝置(人造衛星)。可與 NASA 發射,廣視角、低感度的 WMAP 衛星互相對照。由 WMAP 衛星製成的 CMB 地圖,計算出宇宙年齡應為 137 億年左右,誤差在正負 2 億年內;普朗克衛星則製作出了更為詳細的 CMB 地圖,並以此推論出宇宙年齡應為 138 億年左右,誤差在正負 6000 萬年內,數字更為精準。

歐洲太空總署(ESA)為了觀測距離我們 138 億光年的宇宙微波背景輻射(CMB)而發射至宇宙的觀測裝置(人造衛星)。可與 NASA 發射,廣視角、低感度的 WMAP 衛星互相對照。由 WMAP 衛星製成的 CMB 地圖,計算出宇宙年齡應為 137 億年左右,誤差在正負 2 億年內;普朗克衛星則製作出了更為詳細的 CMB 地圖,並以此推論出宇宙年齡應為 138 億年左右,誤差在正負 6000 萬年內,數字更為精準。  

暗物質的真面目,究竟是什麼?微中子嗎?

既然暗物質有質量,那會不會是由某種基本粒子構成的呢?也有人認為暗物質是在宇宙初期誕生的迷你黑洞(原始黑洞),而我也致力於這些研究,不過相關說明不在此贅述。

已知的基本粒子(共 17 種)以及其他未知粒子,都有可能是暗物質,在這些粒子當中最被看好的是微中子。

因為暗物質不帶電荷,不與其他物質產生交互作用,會輕易穿過其他物質。這些暗物質的特徵與微中子幾乎相同。而且,宇宙中也確實充滿了微中子。因此,微中子很可能是暗物質的真面目。

不過,目前的物理學得出的結論卻是「微中子不可能是暗物質的主要成分」。

NASA 曾經想透過星系團的碰撞來了解暗物質的特性。圖/NASA

為什麼微中子被撇除了呢?

這是因為,雖然微中子大量存在於宇宙中,質量卻太輕了。雖然科學家們現在還不確定微中子的精準質量是多少,不過依照目前的宇宙論,3 個世代的微中子總質量上限應為 0.3eV。如果暗物質是微中子,那麼 3 個世代的微中子總質量應高達 9eV 才對,兩者相差過大。

另一方面,暗物質中的冷暗物質(cold dark matter)的速度應該會非常慢才對。

宇宙暴脹時期會產生密度的擾動,進而產生暗物質的擾動(空間的擾動應與觀測到的 CMB 擾動相同),這種微妙的重力偏差,會讓周圍的暗物質聚集,提升重力,進一步吸引更多原子聚集,最後形成我們現在看到的星系。

相較於此,微中子過輕(屬於熱暗物質,hot dark matter),會以高速飛行。微中子無法固定在一處,這樣就無法聚集起周圍的原子,自然也無法形成星系。

暗物質、暗能量的真相究竟是甚麼?仍然是宇宙學中最大的謎團!

熱暗物質、冷暗物質

這裡要介紹的是熱暗物質與冷暗物質。所謂的「熱暗物質」,指的是由像微中子那樣「以接近光速的速度飛行」的粒子組成暗物質的形式。

宇宙微波背景輻射(CMB)可顯示出宇宙初期的溫度起伏,因而得知存在相當微小,卻十分明顯的擾動,此擾動與暗物質的擾動相同。擾動中,物質會往較濃的部分聚集,並形成星系或星系團等大規模結構。

不過,如同我們前面提到的,科學家們認為以接近光速的速度運動的微中子,在程度那麼微弱的宇宙初期擾動下,很難形成現今的星系團。

於是,科學家們假設宇宙中還存在著速度非常慢的未知粒子「冷暗物質」。

冷暗物質的候選者包括「超對稱粒子(SUSY 粒子)」當中光的超伴子——超中性子(neutralino)、名為軸子(axion)的假設粒子;另外,也有人認為原始黑洞可能是「冷暗物質的候選者」,雖然黑洞並不是基本粒子。

在討論暗物質時,即使不假設這些未知粒子的存在,在標準模型的範圍內,微中子也是呼聲很高的候選者。

如同在討論熱暗物質時提到的,當我們認為微中子應該不是主要暗物質時,就表示基本粒子物理學需要一個超越標準理論的新理論,這點十分重要。

宇宙微波背景(CMB)是宇宙大霹靂後遺留下來的熱輻射,充滿了整個宇宙。圖 / 台灣東販

那麼,微中子真的完全不可能是暗物質嗎?

倒也並非如此。如果存在右旋的微中子,由於我們還不曉得它的質量以及存在量,所以「微中子是暗物質」的可能性還沒完全消失。不過,這樣就必須引入超越標準理論的理論才行。

在目前只有發現左旋、符合標準理論的微中子的情況下,一切都還未知。關於這點,我們將在《大人的宇宙學教室:透過微中子與重力波解密宇宙起源》第 6 章第 7 節詳細說明。

——本文摘自《大人的宇宙學教室:透過微中子與重力波解密宇宙起源》,2022 年 6 月,台灣東販,未經同意請勿轉載。

台灣東販
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台灣東販股份有限公司是在台灣第1家獲許投資的國外出版公司。 本公司翻譯各類日本書籍,並且發行。 近年來致力於雜誌、流行文化作品與本土原創作品的出版開發,積極拓展商品的類別,期朝全面化,多元化,專業化之目標邁進。

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從黑洞自旋速度推估「暗物質」的可能真面目!——極輕玻色子
ntucase_96
・2021/11/12 ・2341字 ・閱讀時間約 4 分鐘

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  • 撰文|劉詠鯤

本文轉載自 CASE 科學報 《宇宙中的旋轉木馬——利用黑洞尋找暗物質

空無一人的遊樂園中,旋轉木馬快速的旋轉著。突然,憑空出現一群小孩跳上木馬,從旋轉木馬獲得高速後,又集體跳下,一哄而散,只留下轉速驟降,緩慢旋轉的木馬……。這看似荒誕的場景,卻是理論預測可能在宇宙中隨時發生的事。其中旋轉木馬指的是什麼?憑空出現的孩子們又代表了誰?

圖/pixabay

在生活的周遭,我們能夠感受到(看到、摸到)某個東西存在。是因為構成我們周遭世界的粒子,幾乎都會透過電磁力互相作用。但是在廣闊的宇宙中,這樣的物質只佔總數的 15%,剩下 85% 物質,我們摸不到、看不到,因此被稱為「暗」物質。科學家透過天文觀測證據,推測在宇宙中必須存在龐大數量的暗物質,它們提供的重力,使各個星系不至於分崩離析。因此,暗物質是種「我們知道它應該要存在,但又不知道它是什麼」的東西,是當下最前沿的物理學研究在嘗試明白的重要議題。關於暗物質的真面目,目前有各種物理模型嘗試描述,其中一模型預測了一種假想粒子:「極輕玻色子[1]」。

印度物理學家-薩特延德拉·納特·玻色,他的量子物理研究為愛因斯坦凝聚理論提供了基礎;玻色子就是以他的名字為命名依據。
(圖/維基百科

暗物質的可能真面目——極輕玻色子

在基本粒子中,電子的質量已經算是較輕的。而極輕玻色子,它的質量大約只有電子質量的 10 億分之一,因此稱它為「極輕」,和其他理論模型預測的大質量暗物質候選人區隔。由於他們幾乎不跟周圍的物質發生交互作用,因此到目前為止,科學家尚無法確認這種粒子究竟存不存在。如果存在,那它們很有可能就是暗物質的真面目。

面對這種未知,科學家們是如何尋找暗物質的呢?其中一種策略是「排除法」。想像我們有天回家時發現手機不見了,理論上來說,手機可能出現的地方有無數個,但我們會透過回憶、親朋好友的描述,來限縮手機可能出現的範圍,如此就能避免海底撈針的窘境,大大增加了找到的可能性。

根據理論推估,極輕玻色子的質量範圍可能落在 10-33-10-6 電子伏特這麼龐大的範圍之中。科學家目前正嘗試用各種方法,有的經由設計精密的實驗對特定質量範圍進行地毯式搜索,有的透過天文觀測數據嘗試去限縮可能的質量範圍。在《物理評論快訊》4 月的一篇論文中[2],麻省理工學院-雷射干涉引力波天文台(LIGO)實驗室的科學家,利用「黑洞」來搜尋這種極輕粒子。這種概念聽起來十分不可思議,黑洞的質量至少是電子的倍,比極輕玻色子的質量至少大了 70 個數量級,作為對比,一個成年人和太陽質量大約只差了 30 個數量級。如此一個超級巨型的天體,是如何與微觀世界的基本粒子扯上關係的呢?這要提到量子理論預測的神奇現象:「超輻射(Superradiance)」。

麻省理工學院-雷射干涉引力波天文台(LIGO)。(圖/ LIGO

超輻射與黑洞自旋速度

量子理論告訴我們,在非常小的尺度下,古典理論將會失效,我們不再能將粒子視為一個單一質點。這個尺度被稱為康普頓波長(Compton Wavelength),它和粒子的質量成反比。質量極小的極輕玻色子,所對應的康普頓波長則非常大。對於特定質量的玻色子,其康普頓波長會和黑洞的尺寸差不多。當這個條件滿足,超輻射便會發生:黑洞附近強大的重力場,從真空中產生數量龐大的玻色子向外輻射出。這些玻色子,會將黑洞的能量帶走,使其自旋減慢。根據科學家的估計,這個減速作用可以持續數千年,使黑洞的自旋速度明顯減慢。

(圖/ pixabay

黑洞的自旋速度,可以透過分析 LIGO 偵測器訊號得知。LIGO 偵測器主要偵測黑洞、中子星互相環繞、合併所放出的微弱重力波訊號(關於重力波偵測器的更多詳細介紹,可參考 CASE:「愛因斯坦預測成真:首次偵測到重力波訊號」及相關系列文章)。研究團隊分析了 45 組黑洞互繞事件,這些黑洞具有 10-70 倍太陽質量。這對應到和它們發生交互作用的玻色子質量介於電子伏特。

其中有兩個黑洞,被發現以非常高的轉速在旋轉著。若是這個質量範圍的玻色子確實存在,那這些黑洞速度應該被減速至一半以下。因此,這兩個高轉速黑洞的存在,暗示著沒有與其發生交互作用的極輕玻色子。那有沒有可能黑洞的確被減速,但存在其他加速機制使黑洞又重新被加速?例如藉由吸入大量吸積盤[2]物質,獲得能量及動量?研究團隊也對此進行了仔細的估算,發現各種重新加速的機制,皆要耗費極長時間才能加速到現在的速度,這種可能性微乎其微。因此,這兩個高轉速黑洞的存在,基本上可以排除了特定範圍的極輕玻色子質量範圍。

這個實驗協助縮小了搜尋極輕玻色子的質量範圍,也是首個利用黑洞重力波資訊尋找暗物質的嘗試,可以說是一個重力波實驗與粒子物理很棒的跨界合作!

註解

  1. 在量子力學中,粒子可被分為「費米子」、「玻色子」,兩者具有截然不同的性質。若以比喻的說法,費米子較為孤僻,不喜歡大量群聚;玻色子則恰恰相反。
  2. 在黑洞周圍,受黑洞強大重力吸引的物質所形成的圓盤狀結構。

參考資料

  1. Fast-spinning black holes narrow the search for dark matter particles
  2. K. Y. Ng et al. , Constraints on Ultralight Scalar Bosons within Black Hole Spin Measurements from the LIGO-Virgo GWTC-2, Phys. Rev. Lett. 126, 151102. 2021
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ntucase_96
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CASE的全名是 Center for the Advancement of Science Education,也就是台灣大學科學教育發展中心。創立於2008年10月,成立的宗旨是透過台大的自然科學學術資源,奠立全國基礎科學教育的優質文化與環境。