寻找暗物质：搜寻轴子

宇宙主要由我们看不见的东西组成。这是天文学家在20世纪30年代开始观察星系团时得出的结论，除非某种“暗物质”将它们束缚在一起，否则星系团应该已经分崩离析。20世纪70年代，当天文学家研究星系旋转速度时发现了同样的情况，科学家们开始更加认真地对待这个想法。不久，研究人员意识到暗物质不太可能由普通物质和辐射组成。到现在，似乎几乎不可避免的是，宇宙中超过90%的物质在引力作用下聚集在一起，是一些奇异的物质，可能是一种来自大爆炸的新粒子。

长期以来，最流行的暗物质候选者是理论上的弱相互作用重粒子（WIMP），它符合备受喜爱但具有推测性的超对称理论。然而，尽管经过数十年的搜索，灵敏的地面WIMP探测器尚未发现此类粒子的迹象。现在就否定WIMP当然为时过早，但这些无效的结果提高了非WIMP暗物质候选者的地位。

一个不太为人所知的候选者是轴子，另一种理论粒子，它的质量比WIMP小得多，但具有类似的忽略普通物质的倾向。如果轴子是暗物质，它们将无处不在——在你周围每立方厘米的空间中，可能有数万亿甚至数百亿个轴子漂浮着。它们对宇宙其余部分的唯一影响将通过引力感受到——它们积累的质量将足以牵引星系中恒星和星系团中星系的轨道。

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20多年来，我一直是轴子暗物质实验（ADMX）寻找这些粒子的一部分。尽管我们尚未找到它们，但我们一直在稳步改进我们的技术。2016年，ADMX开始了新的阶段。它现在足够灵敏，应该能够在未来5到10年内检测到轴子，或者排除掉最有可能的轴子版本。我们正站在一个重要的门槛上，无论如何，令人兴奋的消息即将到来。

轴子的起源

我在20世纪80年代是一名研究生，当时轴子的概念刚刚从量子色动力学（QCD）理论的一个问题中产生。QCD支配着强力，强力将原子核结合在一起。除了在被称为强CP问题的事情上，QCD与实验非常一致。（CP代表“电荷宇称”。）QCD表明，如果你要翻转粒子的电荷宇称——即翻转其电荷并在镜子中观察它——它将不再遵循相同的物理规则。然而，研究人员尚未发现任何证据表明情况如此。理论与实验之间的这种冲突提出了一个严重的难题——我们最好的粒子物理模型中的一个裂缝。这个裂缝就是强CP问题，它表明我们遗漏了一些重要的东西。

1977年，当物理学家海伦·奎因（Helen Quinn）和罗伯托·佩切（Roberto Peccei）都在斯坦福大学时，他们意识到他们可以使用对称性破缺的思想，以一种简单而优雅的方式解决强CP问题。这个概念是物理学中反复出现的思想之一，它是这样的：有时，当自然界似乎应该是对称的时候，它实际上是不对称的。例如，如果你把铅笔立起来，就存在旋转对称性，它同样有可能向任何方向倒下。但是，如果它总是向一个方向倒下呢？我们会说自然界做出了选择，并且“打破”了对称性。当这种情况发生在粒子物理学的背景下时，就会产生一个新的粒子，以维持潜在的对称性，即使它在表面上看起来是破缺的。（对称性不一定显而易见；它可以是底层数学的一些抽象对称性。）

我认为这是一个 brilliant 的见解，奎因和佩切将这个想法应用于强力。他们推测，与这种力相关的隐藏类型的对称性已被打破。如果真是这样，它将消除理论预测但实验未能看到的预期CP差异。问题解决了。此后不久，在另一个 brilliant 的见解中，现任德克萨斯大学奥斯汀分校的史蒂文·温伯格（Steven Weinberg）和现任麻省理工学院的弗兰克·维尔切克（Frank Wilczek）意识到，这种所谓的佩切-奎因机制将产生一种新的粒子：轴子。（物理学传说称，这个名字是从一种洗涤剂的名字借用来的，因为它“清理”了强CP问题。）到20世纪80年代中期，理论家们得出结论，大爆炸可能产生了足够的轴子来解释暗物质。

该理论没有告诉我们轴子有多重，或者它们与普通物质相互作用的可能性有多大。但我们知道，它们必须相当惰性，因为到目前为止，粒子对撞机和其他实验都没有看到它们。如果它们非常惰性，它们也可能非常轻。1987年，一个重大的宇宙事件进一步限制了轴子质量的可能性。当时，一颗超新星在附近的矮星系大麦哲伦星云中爆炸。坍缩恒星几乎所有的引力结合能都以中微子的形式逃逸出来，其中一些中微子到达了地球上的地下探测器。如果轴子的质量甚至只有几个毫电子伏特除以光速的平方（meV/c²）（略大于电子质量的十亿分之一），它们就会在爆炸中产生，并扭曲中微子到达地球的逃逸时间。由于实验没有观察到这种扭曲，我们知道轴子的质量一定更小。这种轻轴子与普通物质和辐射的相互作用非常微弱。例如，一种相对普通的粒子，称为中性π介子，大约每10^–16秒衰变为两个光子。一个轻轴子将每10⁴⁵年衰变为两个光子——这比宇宙的年龄还要长许多、许多个数量级。轴子将是迄今为止已知的最少相互作用的粒子。

有趣的是，如果轴子质量太小，我们就会遇到新的问题。由于我们认为轴子在宇宙早期被创造出来的过程非常复杂，轴子质量越小，产生的轴子质量密度就越大。如果轴子质量太小，大爆炸产生的轴子将远远超过解释暗物质所需的数量。关于这种机制存在很大的不确定性，理论家们已经想出了巧妙的方法来规避这个问题，但在我看来，轴子的质量远低于1微电子伏特除以c²（μeV/c²）变得越来越不可信。

概括一下，轴子不能太重，否则我们早就通过粒子对撞机或它们对其他恒星演化的影响看到了它们。此外，轴子也不能太轻，否则暗物质就会过多。精确确定这些质量限制非常具有挑战性，但合理的允许暗物质轴子质量范围大约在1 μeV/c²到1 meV/c²附近。这个范围是轴子质量的“最佳点”，但这样的粒子对普通物质和辐射的反应非常迟钝，因此被称为“隐形轴子”。

西基维的伟大想法

当奎因和佩切首次提出轴子存在理论时，斯坦福大学和其他地方的物理学家开始在粒子对撞机产生的爆炸中寻找它们。然而，正是使轴子成为有吸引力的暗物质候选者的特性——它与普通物质和辐射的微弱相互作用——使这些搜索感到绝望。令人沮丧的是，我们可能沐浴在密集的粒子海洋中——每立方厘米约有10万亿个或更多的轴子——这些粒子不可能在实验室中被召唤出来。

然后，佛罗里达大学的皮埃尔·西基维（Pierre Sikivie）有了一个聪明的想法：与其试图在加速器中创造轴子，不如寻找构成我们周围 vast、普遍存在的暗物质海洋的宇宙轴子。西基维想象一个磁场充满一个圆柱形腔体，腔体中空无一物，除了，大概，充满整个宇宙空间的宇宙轴子。当轴子与磁场相互作用时，它的总能量几乎完全转化为光子。如果腔体的谐振频率与轴子产生的光子的频率相同，则这种相互作用将更有可能发生。由于轴子的质量非常小，并且我们附近的宇宙轴子大概以类似于银河系其余部分的速度移动，因此它们的能量非常小，因此产生的光子将位于微波频率范围内。然而，确切的位置是一个谜，除非我们知道精确的轴子质量。因此，实验人员需要不断调整实验腔体的谐振频率，以“扫描”可能的范围，以期找到与轴子的正确匹配。

产生的信号将非常小，可能为10^–21瓦或更小，伴随的噪声量级大致相同。但是，非常灵敏的微波探测器，收集足够长时间的信号，应该能够胜任这项工作。我的两个爱好是无线电电子学和粒子物理学，因此在我看来，西基维的想法非常有力地结合在一起。

ADMX的诞生

我在斯坦福大学攻读博士学位时是20世纪80年代，当时奎因和佩切的影响仍然存在，轴子给我留下了深刻的印象。它们似乎解决了物理学中的两个巨大谜团——强CP问题和暗物质问题。在西基维的论文发表后，似乎有可能检测到它们。

从斯坦福大学毕业后，我去了芝加哥大学，在那里我有幸在已故的詹姆斯·W·克罗宁（James W. Cronin）手下担任恩里科·费米研究员。在那里，我意识到了将西基维的想法付诸实践的首次尝试，包括罗切斯特-布鲁克海文-费米实验室实验和佛罗里达大学的一个项目。两者都缺乏检测合理质量范围内的轴子的灵敏度，但它们开发了所有后续实验使用的基本硬件。

在芝加哥期间，我与当时在劳伦斯利弗莫尔国家实验室的卡尔·范比伯（Karl van Bibber）和佛罗里达大学的大卫·坦纳（David Tanner）进行了交谈，我们意识到我们可以改进这些努力。我们可以从部署具有强磁场的大腔体体积开始——这将使我们部分达到我们想要的灵敏度。为了完成剩下的路程，我们知道我们需要更好的微波放大器。它们是能够拾取和增强我们期望轴子产生的极其微弱的微波信号的关键——然而，当时可用的晶体管微波放大器的噪声太大了。我们想要一种仅受量子力学不确定性产生的不可避免的噪声限制的放大器，但它们在我们频率范围内尚不存在。

因此，ADMX计划应运而生：我们将从一个大型磁体、最好的可用微波放大器和液氦开始，将实验冷却到4.2开尔文以降低噪声。在中期，我们将专注于开发量子限制微波放大器。从长远来看，我们将添加一个“稀释制冷机”——一个可以将腔体和放大器冷却到100毫开尔文左右的系统，从而降低噪声。这是一个雄心勃勃的计划——每个阶段大约需要十年时间。幸运的是，我们得到了能源部高能物理部门的支持，并且有远见卓识来完成这项工作。

早期

1993年，我搬到麻省理工学院担任助理教授，到那里后，我们组成了一个合作团队开始实验。劳伦斯利弗莫尔提供了大型超导磁体和实验场地。才华横溢的劳伦斯利弗莫尔物理学家沃尔夫冈·斯托弗尔（Wolfgang Stoeffl）完成了最初的低温设计，我们今天仍然使用他的大部分巧妙系统。坦纳主要根据早期的佛罗里达大学项目构思和开发了实验的内部结构，我们在麻省理工学院的小组制造了一个超低噪声微波接收器来拾取信号。1998年，我们发布了早期ADMX“0阶段”的初步结果——这是第一个对合理的暗物质轴子敏感的实验。我们没有找到难以捉摸的粒子，但我们有了一个良好的开端。

与此同时，我们继续努力寻找一种放大器，该放大器将对我们期望轴子产生的微弱微波信号敏感。大约在那个时候，我听取了加州大学伯克利分校杰出的量子器件物理学家约翰·克拉克（John Clarke）关于量子放大的演讲。他一直在研究所谓的超导量子干涉器件（SQUID），该器件利用了量子隧穿现象——粒子穿过墙壁或穿越宏观物体无法穿越的障碍的能力。如果实验中产生一个光子，它将在SQUID中感应出一个小磁场，从而以可测量的方式扰乱这种隧穿。这些器件非常灵敏，但它们还不存在用于微波频率信号的应用。对于该应用，克拉克开发了一种称为微带DC SQUID放大器的装置。这种装置具有巧妙的几何形状，使SQUID能够在更高的频率下工作。

该计划很有希望，但仍然存在一些问题。SQUID的微小信号磁场将被ADMX腔体内部的较大磁场淹没。能源部审查了我们的计划，并将SQUID问题标记为“高风险”。在这一点上，在2002年初，我搬到了劳伦斯利弗莫尔，我的合作者和我决定将ADMX分为两个连续的阶段：“1a阶段”将证明SQUID可以在实验的大磁场中工作。稍后的“1b阶段”将添加我们需要将实验降至所需低温的稀释制冷机。

我们通过开发一个系统来保护SQUID的敏感磁场免受实验的巨大磁场的影响，开始了1a阶段。我们通过一系列嵌套的屏蔽罩和磁体来做到这一点，这些屏蔽罩和磁体环绕着一个称为抵消线圈的大磁体，该线圈将抵消或“抑制”主磁场。到2000年代中期，我们已经证明该系统有效，并且我们开始研究稀释制冷机——ADMX 1b阶段所需的主要元件。

实验长大

大约在这个时候，我搬到了华盛顿大学，ADMX实验也随我来到了一个新的、大大升级的地点。与此同时，能源部和国家科学基金会正在构思“第二代”暗物质探测器，旨在大幅提高现有搜索的灵敏度。他们心中想到的大多数实验都是寻找WIMP，但他们也对轴子感兴趣。我们的ADMX 1b阶段计划与第二代计划紧密结合，ADMX Gen 2应运而生。ADMX Gen 2计划于2016年开始运行并持续到2021年，最终将稀释制冷机添加到我们的实验中。它还将我们的有效数据采集率提高了一倍以上。我们添加了重要的功能来提高实验的灵敏度，它现在可以进行我们称之为“决定性搜索”的扫描，扫描从约1到40 μeV/c²的广泛轴子质量范围，其中包括预测暗物质轴子的最佳点。

ADMX有许多复杂的部件，所有部件都必须协同工作，但其大多数系统现在都非常精细和可靠。合作团队已发展壮大，包括劳伦斯利弗莫尔、加州大学伯克利分校、佛罗里达大学、华盛顿大学、圣路易斯华盛顿大学、太平洋西北国家实验室、洛斯阿拉莫斯国家实验室、费米国家加速器实验室、国家射电天文台和英国谢菲尔德大学。一个新的ADMX领导团队已经出现，联合发言人是华盛顿大学的格雷·雷布卡（Gray Rybka）和劳伦斯利弗莫尔的詹保罗·卡罗西（Gianpaolo Carosi）。

尽管我们现在正在调查暗物质轴子最可能的质量范围，但自然界总是可能给我们带来惊喜。在稍低的质量范围内搜索并不十分困难，但为我们的实验配备设备以寻找更高的质量是一个挑战。随着轴子质量的增加，腔体的谐振频率也需要增加，因此腔体的直径必须减小，从而减少可用于搜索轴子的可用体积。我们可以在单个大型磁体内部放置大量腔体以保持较大的体积，但这样做就变成了一个“瑞士手表问题”：这种系统的复杂性令人望而生畏。我们也许也可以接受小腔体，只要我们可以增加磁场的强度来补偿。这种增加是昂贵的，但对这种可能性的研究正在进行中。也许在五到十年内，增加磁场强度——达到32甚至40特斯拉——可以扩大我们的搜索质量范围。在更高的轴子质量下——接近1 meV/c²——我们甚至可能看到来自太空的信号。如果轴子存在于这个范围内并形成星系周围的暗物质晕，射电望远镜可能会发现非常微弱的发射线。

最终，ADMX和其他项目将能够充分探索可能的暗物质轴子质量的理论窗口。完全可进行实验来探索所有合理的质量范围，这使得轴子成为有吸引力的暗物质候选者，相比之下，我们可能永远无法完全测试一些替代方案。

随着我们的实验工作不断推进，理论家们也在努力理解暗物质的性质方面取得进展。在超级计算机上运行的复杂宇宙学模型正在研究更可靠的轴子质量预测。例如，轴子有可能以不同于WIMP的方式在整个宇宙中聚集在一起，方式既微妙又引人注目。未来的天体物理实验，例如计划于2019年开始观测的大型综合巡天望远镜，可能能够足够准确地绘制出宇宙的大尺度结构，从而使科学家能够区分暗物质候选者。

另一种可能性是，量子色动力学预测的轴子只是更高能量尺度上存在的某种更伟大物理理论的反映。一种这样的理论竞争者，弦理论，预测的轴子质量远小于ADMX探测的轴子质量。然而，弦理论是高度推测性的，其预测也是如此。

二十年前，舒适的共识是暗物质由WIMP组成。从那时起，轴子的吸引力增加了。在不久的将来，我们应该知道它们是否是宇宙隐形面纱之谜的答案。