18 其他观点（一）

彼得·沃特    著

                           左  芬     译

本书从一个非常特别的，有着数学思维模式的粒子物理学家的视角来调查了基本粒子物理的现状。本书的着重点在于标准模型，其背后的数学，以及基于加速器的实验技术。这一实验技术导致了标准模型的发现，但它的局限性如今又使得进一步的发展变得困难。关于粒子物理也存在其他一些不同的观点，本章将讨论其中的一部分。

在考虑到粒子加速器技术的局限性后，一个显而易见的问题是是否存在其他方式研究高能粒子相互作用。粒子物理的一些早期发现并非是通过加速器，而是依靠研究宇宙射线。经过各种天文过程加速后的基本粒子和核持续不断地落向地球，并与大气中的其他粒子发生碰撞。人们可以通过分析这些碰撞的产物来判断是否有新粒子产生和检验我们对高能粒子碰撞的理解。产生质心能量等价于LHC能量（14TeV=1.4*10^13eV）需要能量大约10^17eV的宇宙射线，因为它撞的是几乎固定的靶。不低于这个能量的宇宙射线已经被观测到，但极其稀少，大约每个世纪打到地球表面的每平方米几个。回想一下，随着对撞能量的提高，对于有大量能量被交换并且产生新粒子的有益的对撞，其几率大幅衰减。这也是为什么在LHC等加速器上需要极其高的粒子束亮度才能获得有趣的结果。

质心能量十倍于LHC的碰撞，在一平方千米面积内大约一年只发生一百次。2005年，奥格天文台（以最初观测宇宙射线的皮埃尔·奥格命名）开始启用。他的探测器覆盖了阿根廷境内3000平方千米面积，并且是专门设计来研究可能被探测到的最高能量的宇宙射线的，其能量可高达10^20eV。尽管奥格天文台并不能对这一能量的粒子相互作用给出细节，仅仅这样的粒子是存在的这一事实就已经是很有趣的了。在如此高的能量，粒子在穿越星际空间时会与组成所谓的宇宙微波背景的低能光子散射。这一散射过程会导致他们失去能量，因此人们预期，受制于这一散射效应，能量如此之高的粒子几乎是不会出现的。如果奥格确实发现了这类粒子，将会是某种尚未为人所知的新物理的迹象。

所有粒子加速器中最大的当然是大爆炸，因此很自然近年来许多粒子理论家们转而用宇宙学的视角来看待粒子物理。这是一个极大的主题，需要另写一本书来探讨，而笔者并不胜任。不过这一主题是如此重要，作出一些评论是不可或缺的。在70年代早期标准模型发展起来之后不久，一些粒子理论家立刻转到这一问题：尝试利用他来模拟大爆炸。史蒂文·温伯格1977年的书《最初三分钟：关于宇宙起源的现代观点》 (Weniberg,  1977)[1]对这些早期工作做出了出色的通俗介绍，可供了解详情时查阅。

现代宇宙理论断定宇宙在越接近大爆炸的时刻，温度越高，密度越大。高温意味着涉及的粒子的能量越高，所以可以期待，如果能够观测到大爆炸后非常早时刻的效应，人们可以得知在如此高能量下粒子行为的一些信息。不幸的是，我们并不能在时间上回溯得那么远，而仅仅能观测到其最终的产物。通过从当前时刻往回外推，有可能估计各种元素的原初丰度，并确定早期宇宙主要是氢和氦。基于粒子物理标准模型的早期宇宙模型能够重现这些元素的观测丰度。一个仍然未解的谜团是重子的合成：为什么在我们的宇宙中绝大多数是重子（质子和中子），而几乎找不到反重子（反质子或反中子）？在足够高的温度大致差不多数量的重子和反重子应该会生成，因而有必要解释这种不对称性：为何在大多数重子和反重子互相湮灭后只留下了一定数量的重子。关于这一不对称性有各种各样可能的来源，但它是如何确切无疑地产生的仍不清楚。

在70年代晚期和80年代早期，人们曾一度相当乐观，认为宇宙学会对大统一能量尺度下的粒子物理学给出一些信息，然而不幸的是这至今仍未实现。也许重子合成问题的答案就隐含在大统一尺度物理中，但对这一难题的清晰无误的解决仍然遥不可及。关注点随向从早期高热时期转向晚近时期，其中我们拥有丰富得多的实验数据。

宇宙微波背景（简称CMB）是阿诺·彭齐亚斯与罗伯特·威尔逊于1965年发现的一种辐射。它是一种具有宇宙起源的处在2.7开尔文低温的一种黑体辐射。按照当前理论，它是大爆炸之后40万年时的残存光子，那时电子和质子停止以自由粒子的热等离子体的形式存在，而是形成电中性的原子。在这一时刻之前，光子会持续不断地与带电粒子的等离子体散射，但在这之后则可以毫无干涉地穿行。我们今天看到的CMB辐射就由这些残留的光子组成，并且它们仍然包含着在宇宙史中这一相对较早时刻时的来源信息。

在CMB辐射生成的时刻，宇宙的温度大约3000开尔文。用通常的标准来看这是很热的，但转换成能量标度也仅仅对应着几百电子伏特的粒子能量而已。所以直接用CMB辐射去探测极高能量的粒子相互作用效应是不可行的，但其中仍然包含了巨量的信息。直到最近，CMB的观测只是展示出没有结构的黑体辐射，在各个方向是同性的。在1992年，COBE（宇宙背景勘探者）卫星实验首先观测到CMB中的一些各向异性或者说结构。到了2003年一个更复杂的卫星实验，WMAP（威尔金森微波各向异性探测器）终于能够得出对这一结构仔细观测后的第一批结果，并收集到了丰富的关于早期宇宙的新信息。新的数据持续不断地从WMAP卫星上传来，并且被称为普朗克号的新一代的卫星即将在2007年发射上天。

天文学家们一直在努力从WMAP的CMB各向异性数据中提取出更多信息，并且期望从普朗克号获得更多。人们期望普朗克卫星能观测到早期宇宙的引力波对CMB 辐射极化的影响。与光子不同，这些引力波不会被带电等离子体所散射。因此，如果他们的效应被观测到，将有潜力作为一扇窗口来观察极早期宇宙，甚至可能达到暴涨宇宙学模型所预言的指数式膨胀的猜想阶段。

利用WMAP数据以及其他天文学观测，特别是对那些遥远的超新星的观测，宇宙学家们已经建立了针对宇宙的一个‘标准模型’，并在其中向粒子物理学家提出了两个谜题。在这一模型中仅有5%的宇宙能量密度包含在重子组成的正常物质中。25%包含在冷暗物质中，其本质仍属未知。有可能冷暗物质是由一种新的稳定粒子组成，一种既不带电又不参与强相互作用，仅通过单纯的引力作用引起天文学效应的粒子。这类假想的粒子包括所谓的 WIMP（弱相互作用重粒子），而对标准模型的超对称版本有利的一个论据是他们包含这样的稳定粒子。

最后，宇宙中70%的能量密度看起来是由暗能量构成的，即一种真空本身的均匀能量密度（宇宙学常数）。在本书的前面我们曾看到粒子物理的超对称模型陷入了困境，因为他们要求真空破缺超对称，从而必然具有超出这一观测数值许多个数量级的能量密度。在前一章我们也提到，景观论据认为可能的真空态的数目是如此巨大，其中一定存在一些态具有小得多的能量密度（进而与实验相符）。

尽管宇宙学尚未解决标准模型中任何显著的难题，它提供的这两个新的谜团可能会是重要的线索。是否存在一种新的未知稳定粒子构成了冷暗物质？真空能量密度的来源是什么，应该如何计算？这两个问题仍然彻底地悬而未决。

[1] 译注：该书最早的中译本由科学出版社1981年出版。注意此书出版时暴胀宇宙假说尚未提出，宇宙加速膨胀也未发现，所以现在来看谈不上“现代观点”。

Bibliography

Weniberg, S. (1977). The First Three Minutes: A Modern View of the Orgin of the Universe. Basic Books.