发现历史 伽利略 将望远镜对准天空，看到了许多以前无法察觉的 天体 ，虽然这些结果与暗物质无关，但它们蕴含了两个值得学习的经验：首先， 宇宙 中可能含有一般手段无法感知的物质；其次，新技术的引入可以揭示以前看不见的物质形式。 [3] 暗物质的发现要从 引力 说起。1687年， 牛顿 提出的万有引力定律为天文家提供了强有力的理论工具。 [6] [7] 19世纪末开始， 天文摄影 技术的发明让科学家注意到密集的 恒星 场中存在 暗区 ，对这些暗区存在原因的辩论持续了超过半个世纪。至19世纪末期，射电天文观测的发展带来了大量 星系 外围恒星运动的观测数据，确认了“星系的实际质量超出光学观测的质量”这一结论，暗物质的存在逐渐得到普遍认可。 [3] 之后，经过引力透镜效应、 微波 背景辐射 等观测效应的进一步认证，暗物质理论已经成为现代 宇宙 标准模型的理论支柱之一。 [11]
暗恒星，暗行星，暗星云 大约在19世纪末，随着 天文摄影 技术的发明，科学家开始注意到 恒星 在天空中的分布并不均匀，在密集的恒星场中观察到暗区，对于这些暗区出现的原因，科学界主要的观点有两种：一者认为这些区域的恒星稀少，或认为沿着视线有吸收光的物质存在。这场辩论持续了很长一段时间，并引发了一些有趣的想法。 [3] 星系团PLCK G004.5-19.5。除了可光学观测的发光恒星外，恒星之间存在光学上不可观测的暗区。Credit：NASA/ESA
星系动力学证据 开尔文勋爵 （Lord Kelvin ）是第一批尝试从 动力学 角度对 银河系 中暗星体数量进行估计的人之一。他对此进行了简洁有力的论证：将银河系中的 恒星 被描述为一种受重力影响的粒子气体，那么，就可以在系统的大小和恒星的速度弥散之间建立一种关系。他根据观测到 恒星 速度推断出了银河系这样的系统中的物质密度上限。 [21] 开尔文 提出，银河系中的很多星体，大多数或许都是“暗体”（dark bodies），也即暗物质的发端。 [22] 沿袭开尔文的方法， 法国 科学家亨利· 庞加莱 于1906年明确提到了“ 暗物质 ”(原文为 法语 “matiere obscure”)，此时的“暗物质”现代宇宙学认知中的暗物质不尽相同，庞加莱认为暗物质的数量很可能小于或类似于可见物质的数量。 [23] 在类似的思路下， 爱沙尼亚 天文学家恩斯特·约皮克（Ernst Öpik）于1915年建立了 银河系 内 恒星 的运动模型，同样得出了“不可见物质的质量不会很大”这样类似的结论。 [24] 1922年， 荷兰 天文学家 雅各布斯·卡普坦 （Jacobus Cornelius Kapteyn）在了解银河系结构方面迈出了重要的一步。他是第一批为银河系的形状和大小提供定量模型的人之一，在他的著作中，讨论了建立一个“关于银河系中质量、力和速度分布的普适性理论”的方法。卡普坦用有效 恒星质量 得到局部密度（总 引力 质量除以观测到的恒星数量），他明确指出 银河系 中存在暗物质。 [25] 1932年，卡普坦的学生 扬·奥尔特 （Jan Hendrik Oort）发表了一篇关于 太阳 附近 恒星 垂直运动学的分析论文。他对卡普坦的开创性工作做了许多改进，并推导出太阳附近物质总密度约为 。即使使用的数据和处理数据的方法都有差异，这个结论和卡普坦的结果也基本一致。奥尔特接着对太阳附近局部密度进行了估计，他认为将基于观测到得到的 恒星质量 函数外推，似乎能很大程度上解释 动力学 方法得到总密度。 [26] 这个时期，天文学界对暗物质的理解和现代 宇宙 不同，当时的科学家认为暗物质很可能是由昏暗的 恒星 组成的，这可以通过恒星质量函数的适当外推来解释。卡普坦、奥尔特等人的开创性工作为现代宇宙测定局部暗物质密度铺平了道路，这个课题在通过暗物质粒子与 原子核 的散射来探测暗物质粒子的实验中仍起着重要作用。 [3]
星系团的测量与证实 瑞士 裔 美国 天体物理学家 弗里茨·兹威基 被认为是暗物质领域最著名的先驱者。 兹威基 的“ 暗物质 ”和现代宇宙学中的概念基本一致，而天文学界普遍认为暗物质的概念是他于1933年提出的。 [3] [5] 1933年，兹威基利用光谱 红移 测量了 后发座星系团 中各个星系相对于星系团的运动速度，发现并注意到 后发星系团 中8个星系的视速度有超过 的极大弥散，他通过维理 定理 计算了星系团的质量，发现星系团中光学上可观测的质量产生的 引力 无法将它们束缚在星系团内，因此星系团中应该存在大量的暗物质，其质量为光学上可观测质量的百倍以上。 [27] 史密斯（S. Smith）在1936年对 室女座星系团 （Virgo Cluster）的观测也支持 兹威基 的结论。 [28] 当然，也有科学家对 兹威基 和史密斯的结论提出怀疑，例如，1940年，埃里克·霍姆伯格（Erik Holmberg，数值模拟的先驱之一）认为这些 星系 可能是 星系团 的临时成员，即虽然有些星系落入了星系团的 引力 势阱 ，但没有被它束缚，因此这些星系可能是星系团的临时成员，因此他提出“把 室女座 和 后发星系团 中星系的高速度弥散看成其永久属性似乎是不对的”。 [29] 1961年8月，在圣巴巴拉（Santa Barbara）举行了一次关于星系系统稳定性的会议，会议总结了关于星系团质量差异的讨论：星系团中内部不可见物质要占总质量的 ，如果拒绝这种可能性，由于存在质量差异，这些系统将是不稳定的。总体而言，暗物质假说仍然存在很大争议，科学界认为解释这些系统需要更多的信息。 [30]
星系旋转曲线 星系旋转曲线（Galaxy rotation curve）指该星系中可见 恒星 或气体的轨道速度与它们距该星系中心的径向距离的关系。其测定对探测星系的运动学、结构和质量分布起着关键作用。 [3] [31] 1914年，即 哈勃 （Hubble）确认 仙女座星系 （M31）位于银河系之外的十年前， 沃尔夫 和 施里弗 就注意到M31在旋转。1937年， 兹威基 发表了讨论 星系团 的文章，该工作提出了利用星系的旋转曲线来推断其质量分布的可能性。提出需要额外的信息，才能得到从观测到的旋转中得出 星系 的质量。 [32] 之后，巴布科克（Horace W. Babcock）、 奥尔特 、年凯恩（F. D. Kahn）和沃特（L. Woltjer）都通过不同观测和理论推断了暗物质的存在。 [33] [34] [35] 这段时期，暗物质的存在依然没有得到普遍认可，比如，1959年，弗兰兹·卡恩等人提出了一种巧妙的方法来确定M31星系和 银河系 的总质量，他们推导出了M31-银河系组成的系统 约化质量 的下限，认为星系间的物质以气体的形式稳定 本星系群 （Local Group）。 [35] M31的旋转曲线。引自《History of dark matter》,Fig.4 [3]
十年后，1970年，肯特·福特（Kent Ford）发明了一种显像管光谱仪，和维拉·鲁宾（Vera Rubin）一起对 仙女座星系 中星体旋转速度进行了研究。利用高精度的光谱测量技术，它们探测到了 星系 外围的 恒星 到星系中心的距离和其绕星系旋转的速度的关系。根据牛顿万有引力定律，如果星系的质量主要集中在星系中心的可见星体上，星系外围的星体的速度将随着距离而减小；但他们的观测结果表明，在一个相当大的范围，外围星体的速度是恒定的，这意味着星系中心区域之外存在着大量的不可见物质，质量远大于发光星体的质量总和。 [36] 1973年罗伯兹（M. S. Roberts）和 罗兹 （A. H. Rots）运用21厘米特征谱线观测技术探测M31外围气体的速度分布，也证实了这一结论。 [37] 1978年，博斯马（Albert Bosma）发表了他的博士论文，包括对25个 星系 的速度场和相应的旋转曲线的射电观测。这项工作提出了令人信服的证据，证实大多数星系在超过光学尺度以外的范围上有平坦的旋转曲线，这表明它们的实际质量超出了光学观测上 恒星 和气体占据的区域。 [38] 历经半个世纪的争论，通过观测对 星系团 进行 动力学 研究，对星系团的质量的种种讨论表明， 宇宙 中存在不可见的质量这一结论越发稳健。 [39] 维拉·鲁宾 操作基特峰国家天文台的1号36英寸望远镜。肯特·福特的显像管摄谱仪安装在望远镜上。Credit:KPNO/NOIRLab/NSF/AURA [40]
观测证据 利用 牛顿 的 引力 理论，科学家通过动力学方法分析了通过观测得到的星系、星系团的诸多性质，射电观测的发展使天文学家观测到大量星系外围恒星运动的数据，通过射电波段的21厘米HI发射线探测的平坦的星系旋转曲线和通过光学观测的发光物质推测的旋转曲线的巨大差异，是认证暗物质的存在的重要线索。 [31] 至今，随着科学技术的进步，引力透镜效应、宇宙微波背景辐射等观测结果随之涌现，这些成果在不同的宇宙学尺度上支持着暗物质的存在。 [17]
局部暗物质密度 局部暗物质密度（local dark matter density），即 太阳 附近的暗物质密度。这个量在历史上具有重要意义，它提供了第一个可见 恒星 之外的局部 宇宙 物质的 动力学 证据（尽管相当微弱）。 卡普坦、奥尔特等研究了 太阳系 附近恒星的动力学，由此推断出 引力 质量，并与可见 恒星质量 进行比较。 [26] [41] 之后，康拉德·奎肯和格里·吉尔摩发表了一系列论文，基于一种改进的方法和K-dwarf数据的体积完整样本，得出了更精确的局部密度值。 [42] SDSS等 巡天 的出现，为这个值提供了更多精确的信息。 [43] 这个量在今天也很重要，地下和太空对暗物质粒子的探测对其有很强的依赖。 [3]
银河系尺度
旋转曲线与星系动力学 根据 牛顿 力学，绕星系中心做 圆周运动 的 恒星 的环绕速度（circular velocity， ）为 其中， 是 恒星 到星系中心的距离， 是以星系中心为圆心、半径 的球形区域内包含的质量， 是万有引力常数（Gravitational constant）。如右图所示，根据对发光物质的观测结果，用牛顿力学推导的，外围星体的环绕速度应随距离下降，而根据射电观测的结果， 星系 外围的旋转曲线普遍表现出平坦的特性。 [17] 暗物质的存在给 恒星 提供了额外的向心力，保证外围的物质保持相对恒定的运动速度，从而弥补了 万有引力 定律预言的在星系外围物质运动速度的下降。 [44] 螺旋星系M33的旋转曲线（黄色和蓝色点），以及根据发光物质分布预测的旋转曲线（灰线）。两条曲线之间的差异可以通过存在暗物质来解释。Credit:CC BY-SA 4.0
莱曼-阿尔法吸收线 莱曼系（Lyman series）是激发 氢原子 中的 电子 从其最低能量状态到更高能量状态所需的一系列能量。其中电子从较高的次低 能级 （n=2）回到 基态 （n=1），释放出波长为1216埃的 光子 ，即为莱曼-阿尔法（Lyman-alpha）系。宇宙空间弥漫着大量的 星系 际气体（intergalactic gas），其中存在的中性氢会吸收来自遥远宇宙的星系或 类星体 （quasar）的光，形成 吸收线 ，通过研究这些吸收线的总和（即莱曼-阿尔法森林，Lyman-alpha forest），可以推断宇宙中中性氢的分布。 [45] 莱曼-阿尔法对应的结构在100kpc左右，通过 数值模拟 可以研究这些小尺度结构从原初扰动开始，在 引力 作用下形成的过程，结合观测结果，可以对暗物质属性进行约束。 [5] [45] 莱曼-阿尔法森林高分辨率数据的通量功率谱（flux power spectrum）在小尺度上表现出抑制，这种抑制的来源可能是 温暗物质 （WDM），或与 宇宙 的大部分未知重 电离 历史有关的 热效应 。 [46] 对莱曼-阿尔法森林的通量功率谱进行分析，可以对温暗物质的自由流（free-streaming）进行限制。 [47]
星系团尺度
质光比 质光比（ mass- to-light ratio）是 星系 团中成员星系的质量和观测到的光度之比，反映星系团 动力学 质量和光度质量之比。 [48] 随着X射线 天文学 的迅速发展，在星系团中发现了比成员星系多几倍的高温热气体，这就要求很强的 引力 势阱 ，而观测到的发光物质无法提供如此多的引力质量。而推测的星系团动力学质量比气体和星系质量之和高出两个量数级，即星系团的大部分物质是不发光的暗物质，其平均质光比大约是 [c] 。观测上发现的 星系团 中的高质光比被视为暗物质存在的证据之一。 [49] 暗物质领域的先驱者 兹威基 在1933年，就是通过维理 定理 计算星系团的质量，发现 后发星系团 中光学上可观测的质量产生的引力不够，无法将其中8个有极大的速度弥散星系束缚在星系团内，他因此推断星系团中有暗物质，其质量为光可见质量的百倍以上。这也是现代意义上的暗物质被首次提出。 [5] [27]
引力透镜效应 根据 爱因斯坦 的 广义相对论 ，光在经过强引力场附近时，会沿着偏离直线的测地线传播。 星团 引力 质量引起背景物体图像失真，这可以用来推断引力 势阱 的形状，从而推断星团的质量。 [17] 迄今为止的观测中，对子弹 星系团 的观测结果可能是暗物质存在最为有力的证据。 [50] 子弹 星系团 是两大星系碰撞后的产物，其观测结论是X射线成像技术和引力 透镜 成像技术结合的成果。对比子弹 星系团 的观测结果可知，两个 星系 团在碰撞之后引力物质的分布和重子物质的分布不一致，二者分布的中心存在极大的偏移（约8个 标准差 ），这充分证明子弹星系团中存在着大量的不可见的物质。 [44] 子弹星系团，红色的区域为热气体发出的X射线分布，蓝色区域是通过引力透镜效应观察到的引力物质分布，绿色轮廓是利用引力透镜信号重建的，引力物质按质量等比例投影 [44] [50]
宇宙尺度
宇宙微波背景辐射 宇宙微波背景辐射 (Cosmic Microwave Background，CMB) 源自宇宙大爆炸后遗留的 热辐射 场，随着宇宙持续膨胀，早期的热辐射发生 红移 并处于微波频率，也即著名的宇宙微波背景辐射。 [51] 根据宇宙学原理（Cosmological principle），宇宙在大尺度上是均匀且各向同性的。 [52] 但宇宙在小尺度上仍然存在密度涨落，这些密度涨落表现在观测中CMB的温度涨落上，这些微小的涨落包含了早期宇宙演化的信息，理论上，可以看成是宇宙初期光子—重子离子体在 引力 的作用下相互碰撞产生的 声学 振荡。 [53] 重子物质和暗物质通过引力相互作用对CMB的各向异性产生一定的作用，体现在CMB温度分布在小尺度的不均匀性上。通过对CMB的测量结果进行分析，即可得到重子物质、暗物质以及 暗能量 的密度。 [44] [54] 来自COBE和WMAP测量的宙微波背景辐射的温度涨落 [17]
重子声学震荡 重子声学振荡 （baryon acoustic oscillations，BAO）是 宇宙 中发光的重子物质密度的波动，在早期宇宙的一块区域中，包含光子、重子和暗物质，光子—重子离子体在光圧推动下向外运动，暗物质不参与电磁作用，因此留在 势阱 中继续演化。随着宇宙温度下降， 光子 与 重子 解藕，光子迅速流走，留下重子物质，其形成了一个围绕原势阱中心的高密度球壳，因此在物质密度场的固定尺度上留下一个尖峰，其位置可以通过大型 巡天 项目测量遥远 星系 的分布来寻找。 [53] [55] BAO随着宇宙学参数 [d] 的变化，这可以被 SDSS [57] 等巡天观测测量。通过拟合巡天数据，将之与理论模型对照，可以约束宇宙学参数，从而对暗物质的属性做出限制。 [58] BAO随着宇宙学参数的变化。巡天观测数据与理论可以拟合为物质密度参数的函数 [58]
宇宙大尺度结构和N体模拟 宇宙结构演化是数种物理过程相互作用的结果，描述起来非常复杂。暗物质是宇宙中物质的主要成分，主导着宇宙大尺度结构的形成。 [59]
为了将理论模型与观测结果进行比较，科学家开发了N体模拟（N-body simulation）技术，用来描述宇宙大尺度结构的演化。由于暗物质粒子占了宇宙物质成分的大多数，因此最初的N体模拟只包含暗物质。 [60] [61] 对最初的、最简单的纯暗物质模拟（dark matter only simulation），暗物质粒子之间只存在 引力 作用，而粒子之间的受力通过 泊松方程 （ Poisson ’s equation）进行求解。 [61] 研究发现，观测到的发光星系的空间分布应该能很大程度上示踪暗物质的密度分布。 [62] 通过数值模拟技术， 德国 天体物理学福尔克尔·施普林格尔（Volker Springel）于2006年发表了 宇宙 学标准模型 [a] 下宇宙大尺度结构的研究成果，发现模型预测的星系在大尺度上的分布和观测结果达到惊人的一致。这也被视为宇宙学标准模型，也即冷暗物质模型最重要的成功之一。 [63] 星系在大尺度上的分布：蓝色是观测结果，红色是通过N体模拟得到的模型预测结果 [63]
计算机模拟 技术的出现，让天文学家可以将理论预测和观测事实进行比较研究，从而架起了理论研究和天文观测之间的桥梁。 [63] [61] 数值模拟中得到的暗物质分布：图中图中显示了宇宙的现在时刻，一个切片暗物质密度场的投影 [64]
理论研究 暗物质作为“二十一世纪笼罩在物理学上的两朵新的乌云”，科学家对其属性进行了大量理论研究。 [44]
对“暗物质是什么”这一问题的早期研究中，暗物质理论著重在一些晕族大质量 致密天体 （Massive Compact Halo Object，MACHO），如：黑洞、 中子星 、衰老的 白矮星 、 褐矮星 等。该理论认为，暗物质包括一些不会发出或反射足够的光，从而无法被直接观测的天体，这些天体质量很大，因此可以提供大量 引力 ，从而解释一些天文观测上的异常现象。但MACHO理论则受到了一些观测上的限制，尤其是来自 麦哲伦云 （Magellanic Clouds）的微引力透镜观测没有发现足够的MACHO，以解释所有的暗物质。 [65] 一般认为，难以探测的重子物质（如MACHO以及一些气体）确实对暗物质有小部分贡献，而其余的“非重子暗物质”则由一种或多种不同于一般物质（ 中子 、 中微子 、 轴子 等）的 基本粒子 所构成。 [66] 时至今日，科学家通过 天文学 观测和理论研究总结出非重子暗物质（以下统称暗物质）所具备的一些基本特征：1）暗物质是有质量的，通过引力透镜效应对大量 星系团 的观测表明，星系间不发光的区域有很大的质量分布；2）暗物质不参与电磁作用，即不发光，无法通过发射、接收电磁波的望远镜对之进行观测；3）暗物质的寿命必须很长，长到可以和 宇宙 的时间尺度相比；4）主流理论认为暗物质与普通物质之间存在极其微弱的相互作用，这给对暗物质的直接探测带来希望和挑战 。 [44] “暗物质粒子是什么”这一科学问题引起了天文学家和物理学家的强烈关注，为此，物理学家建立了诸多暗物质模型，提出了不同的暗物质粒子候选者，对应着不同的暗物质粒子属性，包括经常提到的，以运动速度 冷暗物质 、 温暗物质 ，以及存在自相互作用的暗物质。 [7] [5] 近十几年间，有科学家提出一种在天体物理尺度上表现出波动行为模糊暗物质。 [67] 虽然暗物质粒子和 宇宙 结构分别对应了极小和极大的尺度，但宇宙结构的形成和暗物质粒子的属性息息相关。不同的暗物质粒子，对不同尺度上的结构形成起着抑制作用，这一点可以通过计算宇宙物质扰动功率谱得到 [e] 。通过各种类型的天文观测，可以在不同宇宙尺度上得到这个功率谱：在宇宙学尺度上，通过宇宙微波背景辐射测量；对 星系团 尺度，可以通过星系团 计数 、 弱引力透镜 效应等方法测量；在更小的尺度上，通过测量星际间气体的拉曼-阿尔法（Lyman-α）吸收线可以获得约 [f] 尺度上的功率谱。 [5] 不同尺度上宇宙物质分布的天文观测手段示意图 [70]
暗物质在 引力 作用下集合，会形成自引力束缚的维 理化 结构——暗物质晕，不同属性的暗物质允许不同大小、数量和分布的暗物质晕形成，观测上，可以通过对银河系 卫星星系 （satellite galaxy）的数量和 动力学 的观测对暗物质分布进行推断。 银河系 的观测数据和模型预测的差异，包括“丢失的卫星星系”（missing satellite problem，MSP） [g] 、“ 星系晕 尖点问题”（cusp-core problem） [h] 等，这些问题构成了小尺度结构对宇宙学标准模型的挑战，同时为约束暗物质属性带来了机遇。 [4]
暗物质粒子的典型分类和候选者 粒子物理学家对“暗物质粒子是什么”这个问题，提出了诸多模型，例如， 弱作用重粒子 （WIMP）模型、 惰性中微子 （sterile neutrino）模型、轴子（Axion）模型、引力子（gravtino）模型等。根据不同模型下暗物质粒子的运动速度不同，天文学家将暗物质粒子分为三大类： 冷暗物质 （cold dark matter，CDM）、 温暗物质 （warm dark matter，WDM）和 热暗物质 （hot dark matter，HDM）。 [5] 暗物质有诸多候选者，覆盖了极宽广的质量范围 [14]
根据运动速度分类的三类暗物质粒子的属性和候选者
-
-
冷暗物质
温暗物质
热暗物质
属性 [4] [13]
热等效质量 [4]
（thermal equivalent mass）
∼100 GeV
∼1 keV
∼1 eV
现在时刻的速度 [4]
∼0 km/s
∼0.03 km/s
∼30 km/s
在早期宇宙的速度 [13]
以经典速度运动
以能产生相对论效应的
速度运动
接近光速
候选者 [5] [13] [44]
弱作用重粒子，（通过非热产生的）轴子等
惰性中微子，引力子等
中微子 ( neutrino）
——已被排除
在 宇宙 学标准模型中，宇宙存在原初密度涨落（这一点被观测的宇宙微波背景辐射的各向异性佐证），这些密度涨落随着宇宙膨胀形成现在的结构。暗物质粒子的内秉运动使暗物质粒子自由穿越（free-streaming），这将在早期宇宙消除尺度 以下的密度涨落，即该尺度下没有结构形成。 是一个典型粒子运动距离，和暗物质的属性相关。因此，这三类暗物质粒子，会在宇宙的小尺度结构上形成不同的结构。根据不同天文观测，计算不同尺度上的 宇宙 物质扰动功率谱，可以得到结构形成的信息，从而区分暗物质的属性。 [5] 热暗物质 对应的 极大，将使 以下的结构无法形成，与天文观测严重不符，因此热暗物质已经被排除。而 冷暗物质 、 温暗物质 都是可能的暗物质粒子。其中冷暗物质模型允许 银河系 中存在更多小尺度结构，而温暗物质模型只允许银河系中存在有限的较大尺度的结构。通过测量星际间气体的拉曼-阿尔法（Lyman-α）吸收线测得的 尺度上的功率谱，已经允许天文学家区分一部分冷暗物质、温暗物质模型。 [5] 由于单一类型的暗物质粒子无法解释观测上的小尺度成团等结果，现代宇宙学认为，暗物质粒子不会是由单一种类的粒子构成的。 [17] [18] 冷暗物质（左图）和温暗物质（右图）模型下银河系暗物质分布图 [73]
冷暗物质 冷暗物质指在早期 宇宙 以经典速度运动的物质，以弱相互作用大质量粒子( weakly interactingmassive particles, WIMP ) 为代表的 弱作用重粒子 。 [13] WIMP参与弱相互作用，质量在GeV量级上。如果这些粒子在早期宇宙中大量存在，它们至今的残留密度将和暗物质所需的密度一致，这一巧合被称为这一巧合被称为“弱相互作用大质量粒子奇迹”（the WIMP miracle），WIMP是目前最热门的暗物质候选者。 [74] 冷暗物质模型是 宇宙 学标准模型的理论支柱之一，现在的天文观测数据支持“宇宙中存在大量冷暗物质”这一理论模型。 [75]
温暗物质 温暗物质指在早期宇宙以能产生 相对论 效应的速度运动的物质，以 惰性中微子 为代表。 [13] 惰性中微子是 大统一理论 （Grand Unified Theory，GUT） [76] 提出的一种粒子，通过惰性中微子间的 共振 转化、 标量 粒子的衰变等机制产生。惰性中微子的质量范围在eV∼GeV之间。 [77] keV质量范围的惰性中微子是温暗物质的主要候选者，是一种衰变的粒子，需要各种观测和实验检查其在 宇宙 年龄的时间尺度上是否稳定。如果keV的惰性中微子的产生率一直低于宇宙膨胀率，惰性中微子将不会处于 热平衡 ，就可以产生足够的惰性中微子从而符合对于物质密度的观测。 [13] [78] 温暗物质 的引入，被视为解决冷暗物质模型遇到的“丢失的 卫星星系 ” [g] 问题的一种方案。
热暗物质 热暗物质在早期宇宙的速度则接近 光速 ，以 中微子 为代表。 [13] 热暗物质的高速运动使质量小于 的结构无法形成，和天文观测的结果相斥，热暗物质已经于上世纪80年代被排除。 [5]
自相互作用暗物质 上述暗物质粒子都只受到 引力 作用，除此之外， 有一种自相互作用暗物质 (Self-interacting dark matter，SIDM) 模型认为，除了引力作用，暗物质粒子之间也存在一种相互作用。对传统暗物质粒子（如WIMP），它们彼此之间不存在任何相互作用，暗 物质和普通物质粒子之间的相互作用是一种接触型相互作用 (Contact interaction)。而SIDM的不同之处在于，暗物质与暗物质粒子之间通过一个轻质量传播子φ进行相互作用，传播子可以和普通物质粒子耦合，产生所谓的耦合型相互作用。 [44]
自相互作用暗物质的引入，有助于解释冷暗物质模型遇到小尺度结构的挑战，如“ 星系晕 尖点问题” [h] 。 [72] [79] [80]
模糊暗物质 最近几年，为了解决宇宙学标准模型的冷暗物质理论和 矮星系 （dwarf galaxy）等小尺度观测上存在的冲突，也有一种模糊暗物质（fuzzy dark matter，FDM）模型，将暗物质粒子视为一种具有 波粒二象性 （wave-particle duality）的、在 天体 物理尺度上表现出波动行为的超轻质量粒子。 [81] 该模型认为暗物质粒子由非常轻的 玻色子 （Boson）构成，这些粒子的 物质波 波长和星系尺度相当，在星系尺度上表现出波的特性，因此称之为模糊暗物质。模糊暗物质模型的一个预言是暗物质粒子会堆积在 星系 中心，进而影响星系中心的 引力 势。 [82] 一些研究认为，模糊暗物质模型能降低 卫星星系 的数目，并产生一个具有中心区域有平缓密度轮廓的暗晕。 [82]
暗物质与结构形成 现代 宇宙 学认为，早期宇宙微弱的密度涨落将随宇宙膨胀增长，而暗物质在引力作用下率先聚集成团，形成自引力束缚的体系——暗物质晕（简称暗晕），之后重子物质被暗晕的引力 势阱 吸引，落入暗晕中心，经过一系列物理过程形成 恒星 等发光 天体 。因此，暗物质直接决定了星系的命运，与此同时， 星系 也可以帮助我们描绘宇宙中暗晕的空间成团和质量分布等信息。 [62] 观测方面，科学家已利用 引力 透镜 、X射线图像、星系群运动学性质等手段，测量了近域宇宙（local universe）中各类星系的平均暗晕质量，从统上获得了暗晕质量与星系主要 物理性质 的关系，发现中央星系的 恒星质量 与暗晕质量存在紧致的相关性。 [83] 星系-暗晕联系的建模方法。模拟的一个切片中的暗物质分布(左)，通过对模型进行调整以匹配观测样本的星系成团性(右)
通过观测与理论的结合，研究暗晕-星系之间的关系，可以帮助我们对暗物质性质进行约束。 [62] 其中有代表性的问题之一，即对银河系 卫星星系 的数量、 动力学 进行观测的结果构成的对冷暗物质模型的“小尺度挑战”问题。 [4]
研究实例——银河系 银河系 物质分布：精确测定银河系质量及其分布为检验宇宙学标准模型、粒子物理和 引力 理论提供了重要的观测约束。未来5-10年，结合 LAMOST 、 CSST 等多种大规模 巡天 项目，将可以得到更广、更深、更精的银河系全局图像。 [84] 银河系卫星星系：银河系是 天文学 研究的第一实验室，对银河系中卫星星系的进行观测研究，可以帮助科学家约束暗物质的属性。比如：在“丢失的 卫星星系 问题” [g] 中，引入 温暗物质 粒子；在和“ 星系晕 尖点问题” [h] 中，引入自相互作用暗物质粒子。 [4] 丢失的卫星星系问题。左图：模型预测的银河系；右图：观测的银河系
星系晕尖点问题示意图。冷暗物质模拟的暗物质晕密度分布（蓝色线）和根据观测推测的结果（红色线）不同
暗物质的探测 根据暗物质发生反应的过程，科学家设计了三种方式探测暗物质：1）直接探测，即探测暗物质和其它粒子碰撞后产生的光、电、热等物理信号；2） 间接探测，即探测暗物质粒子 湮灭 后产生的伽马射线、正负电子对、高能中微子等粒子；3）对撞机探测，即将标准模型粒子加速到极高能量，通过碰撞产生暗物质粒子，需要结合直接或间接的探测方法，通过被碰撞产生的能量、 动量 缺失来判断暗物质粒子的产生。 [44]
直接探测 直接探测法是指直接探测来自 宇宙 间的暗物质粒子和 原子核 碰撞产生的信号。这些信号很弱，因此实验室设在地下深处，以此把背景干扰降到最低。直接探测是目前采用最多的方式之一，主要采用低温探测或惰性液体探测技术，探测目标以 大质量弱相互作用粒子 为主。 [86] 基于一系列研究成果，科学家相信如果探测器足够灵敏，就可以搜寻弱到相互作用大质量粒子。为了过滤宇宙射线，探测器必须被建造在地下深处。 [74] 碰撞产生的粒子向不同方向飞行，通过这些踪迹判断粒子的类型
间接探测 间接探测是探测暗物质 湮灭 之后产生的正负电子对、 中微子 、 反质子 、伽马 射线 等粒子。间接探测暗物质的实验目前世界上有很多，按照实验探测信号分类，大致有： 伽马射线： 美国 的费米伽玛射线太空望远镜（Fermi Large Area Telescope，Fermi-LAT）项目 [87] ，位于中国西藏的羊八井实验（Yang-Ba-Jing Cosmic Ray Observatory，ARGO-YBJ） [88] 。 测量外太空正电子和电子的能谱：暗物质粒子探测卫星“ 悟空 ” (Dark Matter Particle Explorer，DAMPE) [89] ，PAMELA 实验 （Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics） [90] 。 测量宇宙空间中反质子和质子的能谱： 国际空间站 上的 阿尔法磁谱仪 （Alpha Magnetic Spectrometer，AMS-02） [91] [92] 。 探测暗物质衰变之后产生的的 中微子 ：冰立方中微子探测实验（IceCube Neutrino Observatory，IceCube） [93] 。
对撞机探测 这加速器探测是把粒子加速到极高能段并相互碰撞，击出新粒子，“创造”出暗物质粒子。这种方法是在实验室产生暗物质粒子并进行观测：如果被探测器检测到的对撞产物粒子的总能量和 动量 出现丢失的现象，说明实验中产生了不可见粒子，再结合直接或间接探测手段，来确定对撞机中产生的粒子是否为暗物质粒子。 [86] [94] 大型强子对撞机（Large Hadron Collider，LHC）是当今世界上规模最大、能量最高的强子对撞机。截至2019年，在LHC对撞机上对暗物质搜寻的实验分析中，还没有超出预期的、可能是暗物质的结果。 [95] [96]
前沿进展
阿尔法磁谱仪 2011年，造价20多亿美元、重达7吨的阿尔法磁谱仪（AMS）被放置在 国际空间站 上。 日内瓦 时间2013年4月3日下午5点（北京时间2013年4月4日零点）， 诺贝尔物理奖 获得者 丁肇中 教授首次公布其领导的阿尔法磁谱仪项目的第一个实验结果——已发现的40万个正电子可能来自一个共同之源—— 脉冲星 或暗物质。 [97] 至2019年，阿尔法磁谱仪的正电子数据符合暗物质理论，但还不能排除脉冲星等别的来源，该实验预计持续到2028年，通过收集更多数据进一步降低误差，科学家期待确认正电子信号是否来源于暗物质。 [98]
暗物质粒子探测卫星 暗物质粒子探测 卫星 （DArk Matter Particle Explorer，DAMPE）是 中国科学院 花费1亿美元研制的，中国的第一个空间望远镜，用于探测暗物质，于2015年升空，该卫星被命名为“ 悟空 ”。 [99] “悟空”的核心使命是在宇宙线和伽马射线辐射中寻找暗物质粒子存在的证据。“悟空”卫星已经与2015年获得了精确高能电子宇宙线能谱，在1.4TeV处发现了异常的能谱 精细结构 。 [100] [101] 能谱的异常信号可能和暗物质粒子的 湮灭 (或衰变)，具有重要的天文和物理意义。当然，这一点也需要更多观测数据数据进行确认。 [102] 暗物质探测卫星“悟空”号采集到的高能宇宙线电子和正电子能谱（红色）。在横轴（能量）约1.4TeV处出现异常超出，疑似暗物质粒子湮灭信号
中国首个极深地下实验室 “中国锦屏地下实验室”于2010年12月12日在四川 雅砻江 锦屏水电站揭牌并投入使用，锦屏地下实验室垂直岩石覆盖达2400米，是当时世界岩石覆盖最深的实验室，它的建成标志着中国已经拥有了世界一流的洁净的低辐射研究平台，能够自主开展像暗物质探测这样的国际最前沿的基础研究课题， 清华大学 实验组、上海交通大学等研究团队都这里开展暗物质的探测研究。 [103] [104] 以中国科学家为主导的、利用惰性元素氙为媒介寻找暗物质的大型暗物质探测实验组PandaX，就是依托于该实验室进行。PandaX设计和研制的120公斤级液氙探测器有极高灵敏度，能够对至今为止所有暗物质探测实验所获得的数据信号进行高精度的验证。Pandax已经于2014年8月24日在上海交通大学发布的首批数据显示，其探测至今尚未发现任何暗物质的可能信号，这个结果和其它一些实验发现的轻质量暗物质的可能信号不兼容，对以往实验中所有发现的可能信号提出了质疑。 [105]
最近几年，PandaX-II、PandaX-4T等实验在PandaX的基础上，对实验方法和数据处理方法等进行了更新，对自相互作用暗物质粒子等展开了探测。 [44] [106]
地球的暗物质“毛发” 2015年， 美国 宇航局 喷气推进实验室 （Jet Propulsion Laboratory，JPL）的加里·普雷佐（Gary Prézeau）通过数值模拟技术，对暗物质流穿过 地球 时的流动进行了模拟。 根据普雷索的模拟， 地球引力 会将暗物质粒子流聚焦并弯曲成一根又细又密的“毛发”（hair）。从 行星 上长出的毛发既有“根部”（暗物质粒子最密集的地方），也有“尖端”（末端的地方）。当暗物质粒子流穿过地核时，它们会聚焦在一根毛发的“根部”，那里的暗物质粒子密度大约是平均密度的十亿倍。普雷佐表示：“如果我们能够精确定位这些毛发根部的位置，我们就有可能向那里发送探测器并获得大量有关暗物质的数据。” [107]
原初黑洞与暗物质 一项新的研究理论认为，大爆炸后形成的原初黑洞构成了 宇宙 中所有的暗物质。这是 耶鲁大学 、 迈阿密大学 和 欧洲航天局 的天体物理学家共同提出的，关于早期宇宙时的一个新理论。该理论如果大多数新生的原始黑洞的质量是大约太阳质量的1.4倍的话，就有可能解释所有暗物质的起源。此外，科学家们也期待能通过韦伯空间望远镜（James Webb Space Telescope， JWST ）的数据来证明这一发现，并加深我们对暗物质和黑洞的起源及性质的理解。 [108] [109]
暗物质的分布 2021年，国际 暗能量 调查（DES）项目团队的科学家用 人工智能 分析了约1亿个星系的形状和光的图像，绘制了通过 弱引力透镜 观测的，这些星系前景中检测到的所有物质，覆盖了 南半球 天空的四分之一。这是迄今为止（至2023年10月）最大的一份暗物质地图。 [110] 在此之前，科学家已经发现，明亮的高能伽马射线与暗物质高密度区域存在位置上的重合，这意味这两种信号可能有共同起源。 [20] 中国的暗物质粒子探测卫星——“悟空”卫星的核心使命，就是在宇宙线和伽马射线辐射中寻找暗物质粒子存在的证据。 [100] DES计划继续获取数据并进行新的分析，下一代的望远镜将提供更多更好的引力透镜数据。于2023年7月发射发射的欧几里得空间望远镜，该望远镜的科学目标之一，即是 测绘 宇宙 中暗物质的大尺度分布结构。 [111]
HAYSTAC实验 一支研究团队使用一种名为“ 量子压缩 ”（quantum squeezing）的创新技术，极大提升了实验室搜寻暗物质候选对象的速度。该方法的核心是一种质量极小，尚未在实验中观测到的粒子—— 轴子 （一种 冷暗物质 的候选体）。 [112] 研究人员基于 耶鲁 大学一项名为“耶鲁轴子冷暗物质灵敏潜望镜”（Haloscope at Yale Sensitive To Axion Cold Dark Matter，HAYSTAC）的实验项目，提升了对暗物质粒子的搜寻效率。新方法有助于研究人员更好地分离出轴子微乎其微的信号，这些信号可能存在于 量子涨落 （quantum fluctuation）中。该项目的一个成员表示，在接下来的几年内，团队成功找到 轴子 的几率将越来越大。 [113]
欧洲大型强子对撞机再启动 位于 瑞士日内瓦 附近的欧洲核子研究中心（CERN）大型强子对撞机是目前世界上最强大的 粒子加速器 ，科学家利用该对撞机完成了21世纪最重大的发现之一： 希格斯玻色子 （Higgs boson）。目前，为搜寻、破解暗物质秘密进行的专门升级已经完成。2022年7月5日，LHC开始以有史以来最高功率运行，全力寻找暗物质。 [86]
替代理论 暗物质理论是目前最被认可的理论，被广泛应用与解释星系、 星系团 的观测结果以及宇宙大尺度结构的形成。然而，科学家始终没有找到暗物质粒子存在的直接证据，也没有探测到来自暗物质候选粒子 湮灭 的辐射信号。因此，也有物理学家从其它角度来解释暗物质的 引力 效应，即修正 牛顿 动力学 （Modified Newtonian Dynamics ，MOND）。 [75] [114]
修正牛顿动力学 修正牛顿动力学通过修正牛顿的万有引力理论，来解释星系自转曲线等问题。MOND由 以色列 的理论物理学家莫尔德艾·米尔格龙（Mordehai Milgrom）于1983年发表，认为引力的强度在不同的尺度上发生变化，以此解释目前由暗物质提供的额外引力：如果引力在加速度微弱的区域（如星系外围）有别于 牛顿 引力 ，就可以解释恒星运动的速度随着星系中心距离增加保持恒定不变这一现象。 [115] [116] MOND理论依然存在很大争议：一些科学家认为该理论是“对暗物质模型的多此一举的模仿”，其可信度不高；但也有一部分科学家期待MOND理论可以用于解释暗物质理论无法解释的问题（如 宇宙 的锂丰度）。总之，MOND理论依然需要更多观测数据来进行检验和修正。 [75]
修正相对论引力 德国 裔 澳大利亚 物理学家布赫尔达（Hans Adolf Buchdahl）于1970年提出过一个 广义相对论 的高阶推广，f(R)理论。该理论引入了任意函数的自由度，可能在不添加物质的情况下解释宇宙的加速膨胀和结构形成。 [117] 然而，该理论的许多函数形式被观测所排除，或在理论上不可行。 [118] [119] 以色列 裔 美国 理论物理学家雅各布·大卫·贝肯斯坦（Jacob David Bekenstein）于2004年提出了 张量- 矢量- 标量 引力（Tensor-Vector-Scalar Gravity，TeVeS）理论，该理论实际上是MOND理论的推广，避免了早期MOND遇到的，超光速传播和引力透镜效应等问题。 [120]
文化影响
科幻小说 “这些资料是公开的，谁也垄断不了。暗物质给科幻小说留下了很大的创作空间和故事资源，完全能够担当推动小说情节的重要线索。”—— 刘慈欣 [121] 迄今，暗物质对少量科幻小说的创作产生了影响，例如：《 星丛 》（Starplex，1996）和《 未来星球2049 》。 [122] [123] 《星丛》（Starplex，1996）是 加拿大 科幻作家罗伯特·索耶（Robert J. Sawyer）“太空系列”作品之一。其中所涵盖的所有命题，包括暗物质、 宇宙 平衡、世界起源、种族冲突、永生、人类在宇宙中存在的意义，在小说的开始就达到了激化状态。 [122] 《未来星球2049》由中国科学院宁波材料技术与工程研究所 张文武 研究员创作。小说将量子通讯、暗物质探测、金刚石飞船辐射防护、智能能量场多维制造、 火星 远程能量输送技术等14项中国重大的前沿科技寓于其中，并对未来科技展开想象，向广大青少年描绘了一幅未来中国科学技术突飞猛进、人类生活与宇宙探索息息相关的宏伟蓝图。 [123]
戏剧 援引其他学科的概念有时能给戏剧研究带来新鲜视角和独特启发。戏剧教授Andrew Sofer在专著《Dark Matter: Invisibility in Drama, Theatre,and Performance》中提到了物理中暗物质的概念。Sofer将表演中观众看不到却对演出效果产生影响的方方面面称作暗物质，Sofer的观点启发学者更加全面地思考和书写戏剧史。 [124]
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