暗物质黑洞

现代宇宙学近二十年中取得的一项巨大成就是，有史以来第一次相当精确地测出了可见宇宙整体所包含的能量，以及其中各种组分所贡献能量的比例。如果我们注意到，人类对宇宙无尽的好奇可以一直追溯到史前，那么说现代宇宙学的这项成就足以在整个人类文明史上占据重要的位置，也就不算夸大其词了。

据目前的理论与观测，宇宙中各种能量组分中，我们已大致明了的部分仅占约百分之五。其余的部分依其已知性质明显地分为两类，物理学家分别名之以暗物质和暗能量。其中，前者约占可见宇宙总能量的25%，后者则高达70%左右。我们目前对这两类能量组分的了解仍然极其有限，因此它们时而被称作21世纪初物理学头顶的两朵乌云。

在这两朵乌云中，我们目前对暗物质的理解相对全面。加之目前全世界已有相当多的暗物质探测实验在进行和计划中，也许这朵乌云有望在可见的未来被驱散。至于暗能量，虽然我向来不喜预测，但是仍然想说，我从没有指望在有生之年看到暗能量之谜被完全解开。（当我写下这句话时，脑中立刻响起当年Landau的预言“强相互作用的正确理论不会在100年之内出现”、以及强作用理论在其后几年内就被发现这个故事。）

弱引力猜想

用一句话，弱引力猜想（weak gravity conjecture, WGC）是指，在同时包含引力和（若干种）Abelian规范作用的理论中，引力必是最弱的相互作用力。当然，这样简单的讲法藏住了太多问题，所以，我试着用这篇小文简要展开之。

WGC大约是一个相当理论的题目。不过我们希望说明，这个问题不只有纯粹理论上的意趣，而且对实际的物理问题也会有影响。考虑到前两篇日志或多或少都涉及到暴胀理论，所以此处也不妨以暴胀起论 [1]。

在一大类非常简单的慢滚暴胀模型中，为了保证宇宙的加速膨胀能够持续足够长的时间，就需要暴胀子（inflaton）能够缓慢地滚动相当长的时间，而这进一步需要暴胀子的势能曲线在很宽的一段区间内相当平坦。大致上，这段区间的长度，以及势能曲线在这段区间内的斜率，与CMB上的各种观测量（包括著名的B mode）有直接的联系。简言之，如果这个斜率不极端小 [2]，那就要求相当大，一般来说要大过Planck尺度。

暴胀的温度

物理学家如今很可以确定我们的宇宙在过去大约140亿年间经历了持续的膨胀。在这140亿年的开端，宇宙必定极其致密与炽热。那么继续向前追溯呢？

当下的主流理论认为在这段热大爆炸时期之前，宇宙还经历了一段近乎指数速度的快速膨胀，称为暴胀（inflation）。在此期间，由于宇宙膨胀如此迅速，以至于时空本身微小的量子涨落都会被迅速放大、拉伸，并被推出视界之外冻结起来。及至暴胀结束、热大爆炸开始之后，由于宇宙膨胀的速度慢下来，这些涨落再逐个回到视界之内，并逐渐形成我们今天所见的宇宙的大尺度结构。

在解释暴胀理论时，论者通常喜用热大爆炸宇宙学的种种疑难作为引子，以凸显暴胀理论在化解这些疑难问题方面的神奇功效。这自然有历史的原因。不过在宇宙学测量愈加精确化的今天，暴胀理论则显示出另一种特别的优点，在我看来远较前者为要：由于它声称宇宙的大尺度结构来源于时空自身的量子涨落，也就是将我们如今看到的宇宙结构分布与量子涨落关联起来，因而这至少意味着：

为中微子称重

我打算今后在这里不定期地写一些小规模的物理日记，每次讨论一个小问题。Rutherford曾说，all science is either physics or stamp collecting。不过即使在物理学内部，集邮经常也是一件必要且有趣的工作。因此不妨将这些日记的集合称为“物理集邮册”。

对于问题的选取我自然没有整齐的标准，但大体上有两重考虑：1) 它们一般不会来自我当前的研究，但或多或少和我的研究方向有关；2) 它们应该是我之前没有弄清而新近才注意到的问题。因而，这些日志将采取旁观者而不是行家的视角（虽然这个旁观者不会站得太远），所以不会很深入，而且还会出错。

既然如此，为何还要写呢？除了保持这个博客适当的更新频率这个平庸的理由之外，至少还有三个原因。其一，这可以作为我自己的积累和备忘；其二，这可以帮助我保持用汉语解释物理问题的基本能力（这也是为什么之前有同学建议我用英语写而我最终仍然决定用汉语的理由）；最后但很关键的原因是，我觉得这些问题很有趣！所以我希望分享给这个博客的读者。

废话结束。

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在所有已知基本粒子中，中微子是唯独无法单靠标准模型搞定的一群古怪的粒子。这首先是因为标准模型不许它们有质量，而它们偏有。可是其质量又小得出奇：三种中微子的质量相加至多不会超过几eV，与此相对照，标准模型中次轻的电子，其质量也有50多万eV。

正因为中微子这样轻，为它找到一台合适的秤就极其困难，所以到今天为止，我们还不知道三种中微子中任何一种质量的确切值。当然我们也不是一无所知。比如，通过测量中微子振荡的频率，就可以知道三种中微子之间质量的差值；再如，若能将beta衰变（比如氚的衰变）的电子谱测得足够准，也能从中读出中微子质量。这些测量使我们大致清楚了中微子质量的范围大约在百分之几到几倍eV之间。不过这里将要讨论另一种特殊的“称重”方法，那就是测量可见宇宙的物质分布。说得更具体一些，中微子的质量会影响宇宙大尺度结构的演化。因此通过测量这些大尺度结构，可以反推出中微子的质量。