暗物质恒星迷踪
早就听说过暗物质恒星一说，不过一直没有把这个概念放在心上。最近组里新来的一位访问者要研究此方向，前些日子在组会上将背景资料向大家介绍了一番，感觉还是挺有意思的一个东西。今年12月1日至8日又是暗物质普及周，正好借此机会写一点相关。
暗物质恒星是在2007年前后由密歇根大学的Katherine Freese、加州大学圣克鲁兹分校的Douglas Spolyar以及犹他大学的Paolo Gondolo提出的新概念，用于描述宇宙中第一代恒星的可能情况。这种天体与正常恒星一样，是以重子物质主导的，但是辐射却是由暗物质支配。那么不具备辐射的暗物质又是如何跟恒星扯上关系的？
根据现有的理论，宇宙中的第一代恒星形成于暗物质晕中，而暗物质晕的根源是原初密度涨落。传统理论认为，晕中的重子物质（基本是大爆炸合成的氢与氦）最终会在分子氢冷却效应的协助下发生坍缩，形成原恒星，最终将核聚变反应点燃，其中暗物质在引力之外并没有扮演值得注意的角色。
Freese等人的工作就是率先将暗物质的作用引入恒星形成的过程之中。当然暗物质的模型有很多种，他们选择的是其中最为流行的一种——超对称粒子（或称弱相互作用重粒子，WIMP），特别是其中质量最轻的中性微子（neutrilino）。这种粒子是W、Z与希格斯粒子的对应超对称粒子，可以很好地解释现今宇宙中暗物质所占的比例。WIMP有个很特殊的性质：反粒子即为自身。这样当粒子互相碰撞时，它们会彼此发生湮灭，产生正负电子对、光子和中微子。
在早期宇宙的暗物质晕中，WIMP可以达到足够高的密度，让粒子碰撞进而湮灭频繁发生。暗物质湮灭过程伴随着热量产出，由此会影响重子物质云团的温度和密度，阻止其坍缩。这样第一代恒星的演化主导就可能是暗物质而非普通物质。
由于产热率又与暗物质粒子密度正相关，为了计算晕中暗物质的产热，首先需要了解密度分布。Freese等人先考虑了质量介于太阳105到106倍之间的球对称暗物质晕的绝热收缩，结果可以毫无悬念地达到湮灭所需的核心高密度：
两种初始暗物质密度分布在绝热坍缩后的结果。图中蓝线表示初始暗物质分布，其他4条不同颜色的曲线代表不同重子物质的核心密度最终对应的暗物质分布。（图片来源：Spolyar et al. 2008）
当普通物质开始坍缩时，由于密度较低，湮灭产能基本可以辐射出去。但是密度随着时间会增加，达到某一临界值时，除了由中微子携带的部分能量可以自由传播到星体外部以外，其他渠道的散热过程受阻，且产能大于冷却，气体自身被加热。在热量的作用下，气体不仅无法继续坍缩，还会膨胀得比同质量正常恒星的体积大得多。以100 GeV质量的暗物质粒子为例，影响散热的普通物质粒子临界密度是每立方厘米1013个。此时质量相当于0.6个太阳的星体核心尺度可以大至17天文单位。
这种尽管核心区域的暗物质占全部物质的比例并不高（可能小至百分之几），却由暗物质湮灭为主导能量来源的天体就是所谓暗物质恒星。它们存在的时间尚无定论。按照Freese等人最初的模型，湮灭时标可以长达数亿年，这比之前估计的第一代大质量恒星寿命还要长。在核心区域的暗物质湮灭殆尽之后发生的事情就是不确定因素了，有可能外部的暗物质会填补空隙，而且外围暗物质湮灭也可以为核心提供热源，这样暗物质恒星甚至有可能在今天继续存在；但另一种可能性是重子物质在此之后继续坍缩，最终形成普通恒星；又或者在WIMP粒子质量满足某些条件的时候，湮灭加热与重子物质的冷却可以达到平衡，也能让星体转化为零龄主序星。这一切都取决于不确定性非常大的暗物质参数。
暗物质恒星的艺术概念图。（图片提供：University of Utah）
暗物质恒星并不能发出可见光。暗物质湮灭产生的光子特征能量在伽玛射线能段，重子物质被加热后发出的辐射在低能段。预计未来的詹姆斯·韦布空间望远镜有可能探测到它们的红外信号，而暗物质湮灭的踪迹会由新式切伦科夫望远镜揭露出来。
虽然暗物质恒星现在还只存在于理论家的演算中，它已经在提醒人们，恒星演化史可能远比设想的复杂。如果这类天体确实存在，会对早期宇宙恒星的形成与演化产生重要影响。普通恒星无法象原先预计的那样早早诞生，重元素的合成过程就会推迟进行，再电离过程也要受到影响。或者与暗物质恒星并存的是部分处在原始星系中的普通恒星，重元素可以合成，电离也能发生，但是分布并不均匀。至于实际情况是哪一种，还需要进一步的模拟计算。
参考资料：
[1] Spolyar, D.; Freese, K.; Gondolo, P., 2008, Physical Review Letters, vol. 100, Issue 5, id. 05110
[2] Universe’s first stars may have been dark
[3] Were the first stars dark?
