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暗物質（英語：Dark Matter）是天文學中的概念，指不參與電磁相互作用，即不會發光，但參與引力作用的物質，目前只能通過引力效應推測暗物質的存在。在早期宇宙，暗物質將在引力作用下率先聚集成團，形成維理化（virialized）的結構——暗物質暈（暗暈，dark matter halo），之后重子物質被暗暈的引力勢阱吸引，進入暗暈中心，經過一系列物理過程形成恒星等發光天體。現代宇宙學標準模型認為，除了4.9%的重子物質，還存在約占26.8%的“暗物質”，暗物質理論是宇宙學標準模型的基石之一，對宇宙結構的形成有重要意義。

科學家最初就是根據暗物質對可見物質的引力效應推斷出暗物質的存在。19世紀初，艾薩克·牛頓（Isaac Newton）的運動定律和萬有引力定律為科學家提供了通過測量動力學屬性得到引力質量的方法。之后，天文攝影技術的發明讓科學家即觀測到密集的恒星場中存在暗區，這些暗區的存在引發了持續的辯論。到了20世紀，開爾文（開爾文）、亨利·龐加萊（Henri Poincaré）等人開始從動力學角度對銀河系（Milky Way，MW）中星體數進行估計。1933年，瑞士亞美國天文學家弗里茨·茨維基（Fritz Zwicky）對后發星系團（Coma Cluster）進行了研究，通過維理定理（Virial theorem）推斷“暗物質的數量比發光星系多得多”。這些工作奠定了暗物質研究的基礎，隨著觀測和理論研究的不斷發展，到上世紀 80 年代初，絕大多數天文學家都確信了暗物質的存在。

諾貝爾物理學獎獲得者李政道教授稱暗物質為“籠罩20世紀末和21世紀初現代物理學的最大烏云”，認為“它預示著物理學的又一次革命”。到如今的21世紀，“暗物質粒子是什么”這一科學問題，持續引起了物理學家的關注。通常，根據暗物質粒子的運動速度，其被分為“冷暗物質”“溫暗物質”“熱暗物質”，結合微波背景輻射等觀測結果，冷暗物質成為現在的主流模型，但由于單一類型的暗物質粒子無法解釋觀測上的小尺度成團等結果，現代宇宙學認為，暗物質很有可能是一種（或幾種）粒子物理標準模型以外的新粒子所構成。此外，恒星級質量的原初黑洞也是暗物質的候選者之一。近十幾年來，科學家通過引力透鏡效應繪出了暗物質的分布圖像，同時使用不同的探測手段對暗物質粒子的候選者進行實驗觀測，對暗物質粒子的性質做出了更多約束。

發現歷史

伽利略·伽利萊將望遠鏡對準天空，看到了許多以前無法察覺的天體，雖然這些結果與暗物質無關，但它們蘊含了兩個值得學習的經驗：首先，宇宙中可能含有一般手段無法感知的物質；其次，新技術的引入可以揭示以前看不見的物質形式。

暗物質的發現要從引力說起。1687年，艾薩克·牛頓提出的萬有引力為天文家提供了強有力的理論工具。19世紀末開始，天文攝影技術的發明讓科學家注意到密集的恒星場中存在暗區，對這些暗區存在原因的辯論持續了超過半個世紀。至19世紀末期，射電天文觀測的發展帶來了大量星系外圍恒星運動的觀測數據，確認了“星系的實際質量超出光學觀測的質量”這一結論，暗物質的存在逐漸得到普遍認可。之后，經過引力透鏡效應、微波背景輻射等觀測效應的進一步認證，暗物質理論已經成為現代宇宙標準模型的理論支柱之一。

暗恒星，暗行星，暗星云

暗物質的發現要從引力先說起，1687年艾薩克·牛頓發表了他的論文《自然哲學的數學原理》后，天文學迎來了新的發展。牛頓的運動定律和萬有引力定律為天文家提供了強有力的工具，這些工具使他們能夠通過測量天體的動力學特征來確定它們的引力質量。海王星的發現即為牛頓引力定律最著名的應用之一。

大約在19世紀末，隨著天文攝影技術的發明，科學家開始注意到恒星在天空中的分布并不均勻，在密集的恒星場中觀察到暗區，對于這些暗區出現的原因，科學界主要的觀點有兩種：一者認為這些區域的恒星稀少，或認為沿著視線有吸收光的物質存在。這場辯論持續了很長一段時間，并引發了一些有趣的想法。

星系動力學證據

開爾文勛爵（Lord Kelvin）是第一批嘗試從動力學角度對銀河系中暗星體數量進行估計的人之一。他對此進行了簡潔有力的論證：將銀河系中的恒星被描述為一種受重力影響的粒子氣體，那么，就可以在系統的大小和恒星的速度彌散之間建立一種關系。他根據觀測到恒星速度推斷出了銀河系這樣的系統中的物質密度上限。開爾文提出，銀河系中的很多星體，大多數或許都是“暗體”（dark bodies），也即暗物質的發端。

沿襲開爾文的方法，法國科學家亨利·龐加萊于1906年明確提到了“暗物質”(原文為法語“matiere obscure”)，此時的“暗物質”現代宇宙學認知中的暗物質不盡相同，龐加萊認為暗物質的數量很可能小于或類似于可見物質的數量。在類似的思路下，愛沙尼亞天文學家恩斯特·約皮克（Ernst ?pik）于1915年建立了銀河系內恒星的運動模型，同樣得出了“不可見物質的質量不會很大”這樣類似的結論。

1922年，荷蘭天文學家雅各布斯·卡普坦（Jacobus Cornelius Kapteyn）在了解銀河系結構方面邁出了重要的一步。他是第一批為銀河系的形狀和大小提供定量模型的人之一，在他的著作中，討論了建立一個“關于銀河系中質量、力和速度分布的普適性理論”的方法。卡普坦用有效恒星質量得到局部密度（總引力質量除以觀測到的恒星數量），他明確指出銀河系中存在暗物質。1932年，卡普坦的學生簡·奧爾特（Jan Hendrik Oort）發表了一篇關于太陽附近恒星垂直運動學的分析論文。他對卡普坦的開創性工作做了許多改進，并推導出太陽附近物質總密度約為。即使使用的數據和處理數據的方法都有差異，這個結論和卡普坦的結果也基本一致。奧爾特接著對太陽附近局部密度進行了估計，他認為將基于觀測到得到的恒星質量函數外推，似乎能很大程度上解釋動力學方法得到總密度。這個時期，天文學界對暗物質的理解和現代宇宙不同，當時的科學家認為暗物質很可能是由昏暗的恒星組成的，這可以通過恒星質量函數的適當外推來解釋。卡普坦、奧爾特等人的開創性工作為現代宇宙測定局部暗物質密度鋪平了道路，這個課題在通過暗物質粒子與原子核的散射來探測暗物質粒子的實驗中仍起著重要作用。

星系團的測量與證實

瑞士裔美國天體物理學家弗里茨·茲威基被認為是暗物質領域最著名的先驅者。茲威基的“暗物質”和現代宇宙學中的概念基本一致，而天文學界普遍認為暗物質的概念是他于1933年提出的。

1933年，茲威基利用光譜紅移測量了后發星系團中各個星系相對于星系團的運動速度，發現并注意到后發星系團中8個星系的視速度有超過的極大彌散，他通過維理定理計算了星系團的質量，發現星系團中光學上可觀測的質量產生的引力無法將它們束縛在星系團內，因此星系團中應該存在大量的暗物質，其質量為光學上可觀測質量的百倍以上。史密斯（S. Smith）在1936年對室女座星系團（Virgo Cluster）的觀測也支持茲威基的結論。當然，也有科學家對茲威基和史密斯的結論提出懷疑，例如，1940年，埃里克·霍姆伯格（Erik Holmberg，數值模擬的先驅之一）認為這些星系可能是星系團的臨時成員，即雖然有些星系落入了星系團的引力勢阱，但沒有被它束縛，因此這些星系可能是星系團的臨時成員，因此他提出“把處女座和后發星系團中星系的高速度彌散看成其永久屬性似乎是不對的”。

1961年8月，在圣巴巴拉（Santa Barbara）舉行了一次關于星系系統穩定性的會議，會議總結了關于星系團質量差異的討論：星系團中內部不可見物質要占總質量的，如果拒絕這種可能性，由于存在質量差異，這些系統將是不穩定的。總體而言，暗物質假說仍然存在很大爭議，科學界認為解釋這些系統需要更多的信息。

星系旋轉曲線

星系旋轉曲線（Galaxy rotation curve）指該星系中可見恒星或氣體的軌道速度與它們距該星系中心的徑向距離的關系。其測定對探測星系的運動學、結構和質量分布起著關鍵作用。

1914年，即哈勃空間望遠鏡（Hubble）確認仙女座星系（M31）位于銀河系之外的十年前，沃爾夫和施里弗就注意到M31在旋轉。1937年，弗里茨·茲威基發表了討論星系團的文章，該工作提出了利用星系的旋轉曲線來推斷其質量分布的可能性。提出需要額外的信息，才能得到從觀測到的旋轉中得出星系的質量。之后，巴布科克（Horace W. Babcock）、奧爾特、年凱恩（F. D. Kahn）和沃特（L. Woltjer）都通過不同觀測和理論推斷了暗物質的存在。這段時期，暗物質的存在依然沒有得到普遍認可，比如，1959年，弗蘭茲·卡恩等人提出了一種巧妙的方法來確定M31星系和銀河系的總質量，他們推導出了M31-銀河系組成的系統約化質量的下限，認為星系間的物質以氣體的形式穩定本星系群（Local Group）。

十年后，1970年，肯特·福特（Kent Ford）發明了一種顯像管光譜儀，和維拉·魯賓（Vera Rubin）一起對仙女座星系中星體旋轉速度進行了研究。利用高精度的光譜測量技術，它們探測到了星系外圍的恒星到星系中心的距離和其繞星系旋轉的速度的關系。根據牛頓萬有引力定律，如果星系的質量主要集中在星系中心的可見星體上，星系外圍的星體的速度將隨著距離而減小；但他們的觀測結果表明，在一個相當大的范圍，外圍星體的速度是恒定的，這意味著星系中心區域之外存在著大量的不可見物質，質量遠大于發光星體的質量總和。1973年羅伯茲（M. S. Roberts）和羅茲（A. H. Rots）運用21厘米特征譜線觀測技術探測M31外圍氣體的速度分布，也證實了這一結論。1978年，博斯??馬（Albert Bosma）發表了他的博士論文，包括對25個星系的速度場和相應的旋轉曲線的射電觀測。這項工作提出了令人信服的證據，證實大多數星系在超過光學尺度以外的范圍上有平坦的旋轉曲線，這表明它們的實際質量超出了光學觀測上恒星和氣體占據的區域。歷經半個世紀的爭論，通過觀測對星系團進行動力學研究，對星系團的質量的種種討論表明，宇宙中存在不可見的質量這一結論越發穩健。

觀測證據

利用牛頓的引力理論，科學家通過動力學方法分析了通過觀測得到的星系、星系團的諸多性質，射電觀測的發展使天文學家觀測到大量星系外圍恒星運動的數據，通過射電波段的21厘米HI發射線探測的平坦的星系旋轉曲線和通過光學觀測的發光物質推測的旋轉曲線的巨大差異，是認證暗物質的存在的重要線索。至今，隨著科學技術的進步，引力透鏡效應、背景輻射等觀測結果隨之涌現，這些成果在不同的宇宙學尺度上支持著暗物質的存在。

局部暗物質密度

局部暗物質密度（local dark matter 密度），即太陽附近的暗物質密度。這個量在歷史上具有重要意義，它提供了第一個可見恒星之外的局部宇宙物質的動力學證據（盡管相當微弱）。

卡普坦、奧爾特等研究了太陽系附近恒星的動力學，由此推斷出引力質量，并與可見恒星質量進行比較。之后，康拉德·奎肯和格里·吉爾摩發表了一系列論文，基于一種改進的方法和K-dwarf數據的體積完整樣本，得出了更精確的局部密度值。SDSS等巡天的出現，為這個值提供了更多精確的信息。這個量在今天也很重要，地下和太空對暗物質粒子的探測對其有很強的依賴。

銀河系尺度

旋轉曲線與星系動力學

根據牛頓力學，繞星系中心做圓周運動的恒星的環繞速度（circular velocity，）為

其中，是恒星到星系中心的距離，是以星系中心為圓心、半徑的球形區域內包含的質量，是萬有引力常數（Gravitational constant）。如右圖所示，根據對發光物質的觀測結果，用牛頓力學推導的，外圍星體的環繞速度應隨距離下降，而根據射電觀測的結果，星系外圍的旋轉曲線普遍表現出平坦的特性。暗物質的存在給恒星提供了額外的向心力，保證外圍的物質保持相對恒定的運動速度，從而彌補了萬有引力定律預言的在星系外圍物質運動速度的下降。

萊曼-阿爾法吸收線

萊曼系（Lyman series）是激發氫原子中的電子從其最低能量狀態到更高能量狀態所需的一系列能量。其中電子從較高的次低能級（n=2）回到基態（n=1），釋放出波長為1216埃的光子，即為萊曼-阿爾法（Lyman-alpha）系。宇宙空間彌漫著大量的星系際氣體（intergalactic gas），其中存在的中性氫會吸收來自遙遠宇宙的星系或類星體（quasar）的光，形成吸收線，通過研究這些吸收線的總和（即萊曼-阿爾法森林，Lyman-alpha forest），可以推斷宇宙中中性氫的分布。萊曼-阿爾法對應的結構在100kpc左右，通過數值模擬可以研究這些小尺度結構從原初擾動開始，在引力作用下形成的過程，結合觀測結果，可以對暗物質屬性進行約束。

萊曼-阿爾法森林高分辨率數據的通量功率譜（flux 功率 spectrum）在小尺度上表現出抑制，這種抑制的來源可能是溫暗物質（WDM），或與宇宙的大部分未知重電離歷史有關的熱效應。對萊曼-阿爾法森林的通量功率譜進行分析，可以對溫暗物質的自由流（free-streaming）進行限制。

星系團尺度

質光比

質光比（質量to-light ratio）是星系團中成員星系的質量和觀測到的光度之比，反映星系團動力學質量和光度質量之比。

隨著X射線天文學的迅速發展，在星系團中發現了比成員星系多幾倍的高溫熱氣體，這就要求很強的引力勢阱，而觀測到的發光物質無法提供如此多的引力質量。而推測的星系團動力學質量比氣體和星系質量之和高出兩個量數級，即星系團的大部分物質是不發光的暗物質，其平均質光比大約是。觀測上發現的星系團中的高質光比被視為暗物質存在的證據之一。暗物質領域的先驅者弗里茨·茲威基在1933年，就是通過維理定理計算星系團的質量，發現后發星系團中光學上可觀測的質量產生的引力不夠，無法將其中8個有極大的速度彌散星系束縛在星系團內，他因此推斷星系團中有暗物質，其質量為光可見質量的百倍以上。這也是現代意義上的暗物質被首次提出。

引力透鏡效應

根據阿爾伯特·愛因斯坦的廣義相對論，光在經過強引力場附近時，會沿著偏離直線的測地線傳播。星團引力質量引起背景物體圖像失真，這可以用來推斷引力勢阱的形狀，從而推斷星團的質量。

迄今為止的觀測中，對子彈星系團的觀測結果可能是暗物質存在最為有力的證據。子彈星系團是兩大星系碰撞后的產物，其觀測結論是X射線成像技術和引力透鏡成像技術結合的成果。對比子彈星系團的觀測結果可知，兩個星系團在碰撞之后引力物質的分布和重子物質的分布不一致，二者分布的中心存在極大的偏移（約8個標準差），這充分證明子彈星系團中存在著大量的不可見的物質。

宇宙尺度

宇宙微波背景輻射

宇宙微波背景輻射 (Cosmic 微波 Background，CMB) 源自宇宙大爆炸后遺留的熱輻射場，隨著宇宙持續膨脹，早期的熱輻射發生紅移并處于微波頻率，也即著名的宇宙微波背景輻射。根據宇宙學原理（Cosmological principle），宇宙在大尺度上是均勻且各向同性的。但宇宙在小尺度上仍然存在密度漲落，這些密度漲落表現在觀測中CMB的溫度漲落上，這些微小的漲落包含了早期宇宙演化的信息，理論上，可以看成是宇宙初期光子—重子離子體在引力的作用下相互碰撞產生的聲學振蕩。重子物質和暗物質通過引力相互作用對CMB的各向異性產生一定的作用，體現在CMB溫度分布在小尺度的不均勻性上。通過對CMB的測量結果進行分析，即可得到重子物質、暗物質以及暗能量的密度。

重子聲學震蕩

重子聲學振蕩（baryon acoustic oscillations，BAO）是宇宙中發光的重子物質密度的波動，在早期宇宙的一塊區域中，包含光子、重子和暗物質，光子—重子離子體在光推動下向外運動，暗物質不參與電磁作用，因此留在勢阱中繼續演化。隨著宇宙溫度下降，光子與重子解藕，光子迅速流走，留下重子物質，其形成了一個圍繞原勢阱中心的高密度球殼，因此在物質密度場的固定尺度上留下一個尖峰，其位置可以通過大型巡天項目測量遙遠星系的分布來尋找。

BAO隨著宇宙學參數的變化，這可以被SDSS等巡天觀測測量。通過擬合巡天數據，將之與理論模型對照，可以約束宇宙學參數，從而對暗物質的屬性做出限制。

宇宙大尺度結構和N體模擬

宇宙結構演化是數種物理過程相互作用的結果，描述起來非常復雜。暗物質是宇宙中物質的主要成分，主導著宇宙大尺度結構的形成。

為了將理論模型與觀測結果進行比較，科學家開發了N體模擬（N-body simulation）技術，用來描述宇宙大尺度結構的演化。由于暗物質粒子占了宇宙物質成分的大多數，因此最初的N體模擬只包含暗物質。對最初的、最簡單的純暗物質模擬（dark matter only simulation），暗物質粒子之間只存在引力作用，而粒子之間的受力通過泊松方程（西莫恩·泊松’s 方程）進行求解。研究發現，觀測到的發光星系的空間分布應該能很大程度上示蹤暗物質的密度分布。通過數值模擬技術，德國天體物理學福爾克爾·施普林格爾（Volker Springel）于2006年發表了宇宙學標準模型下宇宙大尺度結構的研究成果，發現模型預測的星系在大尺度上的分布和觀測結果達到驚人的一致。這也被視為宇宙學標準模型，也即冷暗物質模型最重要的成功之一。

計算機模擬技術的出現，讓天文學家可以將理論預測和觀測事實進行比較研究，從而架起了理論研究和天文觀測之間的橋梁。

理論研究

暗物質作為“二十一世紀籠罩在物理學上的兩朵新的烏云”，科學家對其屬性進行了大量理論研究。

對“暗物質是什么”這一問題的早期研究中，暗物質理論著重在一些暈族大質量致密天體（Massive Compact Halo Object，MACHO），如：黑洞、中子星、衰老的白矮星、褐矮星等。該理論認為，暗物質包括一些不會發出或反射足夠的光，從而無法被直接觀測的天體，這些天體質量很大，因此可以提供大量引力，從而解釋一些天文觀測上的異常現象。但MACHO理論則受到了一些觀測上的限制，尤其是來自麥哲倫星系（Magellanic Clouds）的微引力透鏡觀測沒有發現足夠的MACHO，以解釋所有的暗物質。一般認為，難以探測的重子物質（如MACHO以及一些氣體）確實對暗物質有小部分貢獻，而其余的“非重子暗物質”則由一種或多種不同于一般物質（中子、中微子、軸子等）的基本粒子所構成。

時至今日，科學家通過天文學觀測和理論研究總結出非重子暗物質（以下統稱暗物質）所具備的一些基本特征：1）暗物質是有質量的，通過引力透鏡效應對大量星系團的觀測表明，星系間不發光的區域有很大的質量分布；2）暗物質不參與電磁作用，即不發光，無法通過發射、接收電磁波的望遠鏡對之進行觀測；3）暗物質的壽命必須很長，長到可以和宇宙的時間尺度相比；4）主流理論認為暗物質與普通物質之間存在極其微弱的相互作用，這給對暗物質的直接探測帶來希望和挑戰。

“暗物質粒子是什么”這一科學問題引起了天文學家和物理學家的強烈關注，為此，物理學家建立了諸多暗物質模型，提出了不同的暗物質粒子候選者，對應著不同的暗物質粒子屬性，包括經常提到的，以運動速度冷暗物質、溫暗物質，以及存在自相互作用的暗物質。近十幾年間，有科學家提出一種在天體物理尺度上表現出波動行為模糊暗物質。

雖然暗物質粒子和宇宙結構分別對應了極小和極大的尺度，但宇宙結構的形成和暗物質粒子的屬性息息相關。不同的暗物質粒子，對不同尺度上的結構形成起著抑制作用，這一點可以通過計算宇宙物質擾動功率譜得到。通過各種類型的天文觀測，可以在不同宇宙尺度上得到這個功率譜：在宇宙學尺度上，通過背景輻射測量；對星系團尺度，可以通過星系團計數、弱引力透鏡效應等方法測量；在更小的尺度上，通過測量星際間氣體的拉曼-阿爾法（Lyman-α）吸收線可以獲得約尺度上的功率譜。

暗物質在引力作用下集合，會形成自引力束縛的維理化結構——暗物質暈，不同屬性的暗物質允許不同大小、數量和分布的暗物質暈形成，觀測上，可以通過對銀河系衛星星系（satellite galaxy）的數量和動力學的觀測對暗物質分布進行推斷。銀河系的觀測數據和模型預測的差異，包括“丟失的衛星星系”（missing satellite problem，MSP）、“星系暈尖點問題”（cusp-core problem）等，這些問題構成了小尺度結構對宇宙學標準模型的挑戰，同時為約束暗物質屬性帶來了機遇。

暗物質粒子的典型分類和候選者

粒子物理學家對“暗物質粒子是什么”這個問題，提出了諸多模型，例如，弱作用重粒子（WIMP）模型、惰性中微子（sterile neutrino）模型、軸子（Axion）模型、引力子（gravtino）模型等。根據不同模型下暗物質粒子的運動速度不同，天文學家將暗物質粒子分為三大類：冷暗物質（cold dark matter，CDM）、溫暗物質（warm dark matter，WDM）和熱暗物質（hot dark matter，HDM）。

在宇宙學標準模型中，宇宙存在原初密度漲落（這一點被觀測的宇宙微波背景輻射的各向異性佐證），這些密度漲落隨著宇宙膨脹形成現在的結構。暗物質粒子的內秉運動使暗物質粒子自由穿越（free-streaming），這將在早期宇宙消除尺度以下的密度漲落，即該尺度下沒有結構形成。是一個典型粒子運動距離，和暗物質的屬性相關。因此，這三類暗物質粒子，會在宇宙的小尺度結構上形成不同的結構。根據不同天文觀測，計算不同尺度上的宇宙物質擾動功率譜，可以得到結構形成的信息，從而區分暗物質的屬性。

熱暗物質對應的極大，將使以下的結構無法形成，與天文觀測嚴重不符，因此熱暗物質已經被排除。而冷暗物質、溫暗物質都是可能的暗物質粒子。其中冷暗物質模型允許銀河系中存在更多小尺度結構，而溫暗物質模型只允許銀河系中存在有限的較大尺度的結構。通過測量星際間氣體的拉曼-阿爾法（Lyman-α）吸收線測得的尺度上的功率譜，已經允許天文學家區分一部分冷暗物質、溫暗物質模型。由于單一類型的暗物質粒子無法解釋觀測上的小尺度成團等結果，現代宇宙學認為，暗物質粒子不會是由單一種類的粒子構成的。

冷暗物質

冷暗物質指在早期宇宙以經典速度運動的物質，以弱相互作用大質量粒子( weakly interactingmassive particles, WIMP ) 為代表的弱作用重粒子。 WIMP參與弱相互作用，質量在GeV量級上。如果這些粒子在早期宇宙中大量存在，它們至今的殘留密度將和暗物質所需的密度一致，這一巧合被稱為這一巧合被稱為“弱相互作用大質量粒子奇跡”（the WIMP miracle），WIMP是目前最熱門的暗物質候選者。

冷暗物質模型是宇宙學標準模型的理論支柱之一，現在的天文觀測數據支持“宇宙中存在大量冷暗物質”這一理論模型。

溫暗物質

溫暗物質指在早期宇宙以能產生相對論效應的速度運動的物質，以惰性中微子為代表。惰性中微子是大統一理論（Grand Unified Theory，GUT）提出的一種粒子，通過惰性中微子間的共振轉化、標量粒子的衰變等機制產生。惰性中微子的質量范圍在eV～GeV之間。keV質量范圍的惰性中微子是溫暗物質的主要候選者，是一種衰變的粒子，需要各種觀測和實驗檢查其在宇宙年齡的時間尺度上是否穩定。如果keV的惰性中微子的產生率一直低于宇宙膨脹率，惰性中微子將不會處于熱平衡，就可以產生足夠的惰性中微子從而符合對于物質密度的觀測。

溫暗物質的引入，被視為解決冷暗物質模型遇到的“丟失的衛星星系” 問題的一種方案。

熱暗物質

熱暗物質在早期宇宙的速度則接近光速，以中微子為代表。熱暗物質的高速運動使質量小于的結構無法形成，和天文觀測的結果相斥，熱暗物質已經于上世紀80年代被排除。

自相互作用暗物質

上述暗物質粒子都只受到引力作用，除此之外，有一種自相互作用暗物質 (Self-interacting dark matter，SIDM) 模型認為，除了引力作用，暗物質粒子之間也存在一種相互作用。對傳統暗物質粒子（如WIMP），它們彼此之間不存在任何相互作用，暗

物質和普通物質粒子之間的相互作用是一種接觸型相互作用 (Contact interaction)。而SIDM的不同之處在于，暗物質與暗物質粒子之間通過一個輕質量傳播子φ進行相互作用，傳播子可以和普通物質粒子耦合，產生所謂的耦合型相互作用。

自相互作用暗物質的引入，有助于解釋冷暗物質模型遇到小尺度結構的挑戰，如“星系暈尖點問題”。

模糊暗物質

最近幾年，為了解決宇宙學標準模型的冷暗物質理論和矮星系（dwarf galaxy）等小尺度觀測上存在的沖突，也有一種模糊暗物質（fuzzy dark matter，FDM）模型，將暗物質粒子視為一種具有波粒二象性（wave-particle duality）的、在天體物理尺度上表現出波動行為的超輕質量粒子。該模型認為暗物質粒子由非常輕的玻色子（Boson）構成，這些粒子的物質波波長和星系尺度相當，在星系尺度上表現出波的特性，因此稱之為模糊暗物質。模糊暗物質模型的一個預言是暗物質粒子會堆積在星系中心，進而影響星系中心的引力勢。

一些研究認為，模糊暗物質模型能降低衛星星系的數目，并產生一個具有中心區域有平緩密度輪廓的暗暈。

暗物質與結構形成

現代宇宙學認為，早期宇宙微弱的密度漲落將隨宇宙膨脹增長，而暗物質在引力作用下率先聚集成團，形成自引力束縛的體系——暗物質暈（簡稱暗暈），之后重子物質被暗暈的引力勢阱吸引，落入暗暈中心，經過一系列物理過程形成恒星等發光天體。因此，暗物質直接決定了星系的命運，與此同時，星系也可以幫助我們描繪宇宙中暗暈的空間成團和質量分布等信息。觀測方面，科學家已利用引力透鏡、X射線圖像、星系群運動學性質等手段，測量了近域宇宙（local universe）中各類星系的平均暗暈質量，從統上獲得了暗暈質量與星系主要物理性質的關系，發現中央星系的恒星質量與暗暈質量存在緊致的相關性。

通過觀測與理論的結合，研究暗暈-星系之間的關系，可以幫助我們對暗物質性質進行約束。其中有代表性的問題之一，即對銀河系衛星星系的數量、動力學進行觀測的結果構成的對冷暗物質模型的“小尺度挑戰”問題。

研究實例——銀河系

暗物質的探測

根據暗物質發生反應的過程，科學家設計了三種方式探測暗物質：1）直接探測，即探測暗物質和其它粒子碰撞后產生的光、電、熱等物理信號；2）間接探測，即探測暗物質粒子湮滅后產生的γ射線、正負電子對、高能中微子等粒子；3）對撞機探測，即將標準模型粒子加速到極高能量，通過碰撞產生暗物質粒子，需要結合直接或間接的探測方法，通過被碰撞產生的能量、動量缺失來判斷暗物質粒子的產生。

直接探測

直接探測法是指直接探測來自宇宙間的暗物質粒子和原子核碰撞產生的信號。這些信號很弱，因此實驗室設在地下深處，以此把背景干擾降到最低。直接探測是目前采用最多的方式之一，主要采用低溫探測或惰性液體探測技術，探測目標以大質量弱相互作用粒子為主。基于一系列研究成果，科學家相信如果探測器足夠靈敏，就可以搜尋弱到相互作用大質量粒子。為了過濾宇宙射線，探測器必須被建造在地下深處。

間接探測

間接探測是探測暗物質湮滅之后產生的正負電子對、中微子、反質子、伽馬射線等粒子。間接探測暗物質的實驗目前世界上有很多，按照實驗探測信號分類，大致有：

對撞機探測

這加速器探測是把粒子加速到極高能段并相互碰撞，擊出新粒子，“創造”出暗物質粒子。這種方法是在實驗室產生暗物質粒子并進行觀測：如果被探測器檢測到的對撞產物粒子的總能量和動量出現丟失的現象，說明實驗中產生了不可見粒子，再結合直接或間接探測手段，來確定對撞機中產生的粒子是否為暗物質粒子。大型強子對撞機（Large Hadron Collider，LHC）是當今世界上規模最大、能量最高的強子對撞機。截至2019年，在LHC對撞機上對暗物質搜尋的實驗分析中，還沒有超出預期的、可能是暗物質的結果。

前沿進展

阿爾法磁譜儀

2011年，造價20多億美元、重達7噸的阿爾法磁譜儀（AMS）被放置在國際空間站上。日內瓦時間2013年4月3日下午5點（北京時間2013年4月4日零點），諾貝爾物理學獎獲得者丁肇中教授首次公布其領導的阿爾法磁譜儀項目的第一個實驗結果——已發現的40萬個正電子可能來自一個共同之源——脈沖星或暗物質。至2019年，阿爾法磁譜儀的正電子數據符合暗物質理論，但還不能排除脈沖星等別的來源，該實驗預計持續到2028年，通過收集更多數據進一步降低誤差，科學家期待確認正電子信號是否來源于暗物質。

暗物質粒子探測衛星

暗物質粒子探測衛星（DArk Matter Particle Explorer，DAMPE）是中國科學院花費1億美元研制的，中國的第一個太空望遠鏡，用于探測暗物質，于2015年升空，該衛星被命名為“悟空”。“悟空”的核心使命是在宇宙線和γ射線輻射中尋找暗物質粒子存在的證據。“悟空”衛星已經與2015年獲得了精確高能電子宇宙線能譜，在1.4TeV處發現了異常的能譜精細結構。能譜的異常信號可能和暗物質粒子的湮滅(或衰變)，具有重要的天文和物理意義。當然，這一點也需要更多觀測數據數據進行確認。

中國首個極深地下實驗室

“中國錦屏地下實驗室”于2010年12月12日在四川雅礱江錦屏水電站揭牌并投入使用，錦屏地下實驗室垂直巖石覆蓋達2400米，是當時世界巖石覆蓋最深的實驗室，它的建成標志著中國已經擁有了世界一流的潔凈的低輻射研究平臺，能夠自主開展像暗物質探測這樣的國際最前沿的基礎研究課題，清華大學實驗組、上海交通大學等研究團隊都這里開展暗物質的探測研究。

以中國科學家為主導的、利用惰性元素為媒介尋找暗物質的大型暗物質探測實驗組PandaX，就是依托于該實驗室進行。PandaX設計和研制的120公斤級液氙探測器有極高靈敏度，能夠對至今為止所有暗物質探測實驗所獲得的數據信號進行高精度的驗證。Pandax已經于2014年8月24日在上海交通大學發布的首批數據顯示，其探測至今尚未發現任何暗物質的可能信號，這個結果和其它一些實驗發現的輕質量暗物質的可能信號不兼容，對以往實驗中所有發現的可能信號提出了質疑。

最近幾年，PandaX-II、PandaX-4T等實驗在PandaX的基礎上，對實驗方法和數據處理方法等進行了更新，對自相互作用暗物質粒子等展開了探測。

地球的暗物質“毛發”

2015年，美國宇航局噴氣推進實驗室（Jet Propulsion Laboratory，JPL）的加里·普雷佐（Gary Prézeau）通過數值模擬技術，對暗物質流穿過地球時的流動進行了模擬。根據普雷索的模擬，地球引力會將暗物質粒子流聚焦并彎曲成一根又細又密的“毛發”（hair）。從行星上長出的毛發既有“根部”（暗物質粒子最密集的地方），也有“尖端”（末端的地方）。當暗物質粒子流穿過地核時，它們會聚焦在一根毛發的“根部”，那里的暗物質粒子密度大約是平均密度的十億倍。普雷佐表示：“如果我們能夠精確定位這些毛發根部的位置，我們就有可能向那里發送探測器并獲得大量有關暗物質的數據。”

原初黑洞與暗物質

一項新的研究理論認為，大爆炸后形成的原初黑洞構成了宇宙中所有的暗物質。這是耶魯大學大學、邁阿密大學和歐洲航天局的天體物理學家共同提出的，關于早期宇宙時的一個新理論。該理論如果大多數新生的原始黑洞的質量是大約太陽質量的1.4倍的話，就有可能解釋所有暗物質的起源。此外，科學家們也期待能通過韋伯空間望遠鏡（James Webb Space Telescope，詹姆斯·韋伯空間望遠鏡）的數據來證明這一發現，并加深我們對暗物質和黑洞的起源及性質的理解。

暗物質的分布

2021年，國際暗能量調查（DES）項目團隊的科學家用人工智能分析了約1億個星系的形狀和光的圖像，繪制了通過弱引力透鏡觀測的，這些星系前景中檢測到的所有物質，覆蓋了南半球天空的四分之一。這是迄今為止（至2023年10月）最大的一份暗物質地圖。在此之前，科學家已經發現，明亮的高能γ射線與暗物質高密度區域存在位置上的重合，這意味這兩種信號可能有共同起源。中國的暗物質粒子探測衛星——“悟空”衛星的核心使命，就是在宇宙線和伽馬射線輻射中尋找暗物質粒子存在的證據。DES計劃繼續獲取數據并進行新的分析，下一代的望遠鏡將提供更多更好的引力透鏡數據。于2023年7月發射發射的歐幾里得空間望遠鏡，該望遠鏡的科學目標之一，即是測繪宇宙中暗物質的大尺度分布結構。

HAYSTAC實驗

一支研究團隊使用一種名為“量子壓縮”（quantum squeezing）的創新技術，極大提升了實驗室搜尋暗物質候選對象的速度。該方法的核心是一種質量極小，尚未在實驗中觀測到的粒子——軸子（一種冷暗物質的候選體）。研究人員基于耶魯大學一項名為“耶魯軸子冷暗物質靈敏潛望鏡”（Haloscope at Yale Sensitive To Axion Cold Dark Matter，HAYSTAC）的實驗項目，提升了對暗物質粒子的搜尋效率。新方法有助于研究人員更好地分離出軸子微乎其微的信號，這些信號可能存在于量子漲落（quantum fluctuation）中。該項目的一個成員表示，在接下來的幾年內，團隊成功找到軸子的幾率將越來越大。

歐洲大型強子對撞機再啟動

位于日內瓦附近的歐洲核子研究中心（CERN）大型強子對撞機是目前世界上最強大的粒子加速器，科學家利用該對撞機完成了21世紀最重大的發現之一：希格斯玻色子（Higgs boson）。目前，為搜尋、破解暗物質秘密進行的專門升級已經完成。2022年7月5日，LHC開始以有史以來最高功率運行，全力尋找暗物質。

證實“暗物質暈集聚偏置”現象

中國科學技術大學王慧元教授研究團隊首次在觀測中發現彌散矮星系超強的成團性，證實了宇宙中的“暗物質暈集聚偏置”現象。這項研究為理解暗物質本質、宇宙大尺度結構與星系協同演化提供了重要線索。北京時間2025年5月21日，該項成果正式發表在國際學術期刊《自然》。

替代理論

暗物質理論是目前最被認可的理論，被廣泛應用與解釋星系、星系團的觀測結果以及宇宙大尺度結構的形成。然而，科學家始終沒有找到暗物質粒子存在的直接證據，也沒有探測到來自暗物質候選粒子湮滅的輻射信號。因此，也有物理學家從其它角度來解釋暗物質的引力效應，即修正牛頓動力學（Modified Newtonian Dynamics，MOND）。

修正牛頓動力學

修正艾薩克·牛頓動力學通過修正牛頓的萬有引力理論，來解釋星系自轉曲線等問題。MOND由以色列的理論物理學家莫爾德艾·米爾格龍（Mordehai Milgrom）于1983年發表，認為引力的強度在不同的尺度上發生變化，以此解釋目前由暗物質提供的額外引力：如果引力在加速度微弱的區域（如星系外圍）有別于牛頓引力，就可以解釋恒星運動的速度隨著星系中心距離增加保持恒定不變這一現象。

MOND理論依然存在很大爭議：一些科學家認為該理論是“對暗物質模型的多此一舉的模仿”，其可信度不高；但也有一部分科學家期待MOND理論可以用于解釋暗物質理論無法解釋的問題（如宇宙的鋰豐度）。總之，MOND理論依然需要更多觀測數據來進行檢驗和修正。

修正相對論引力

德國裔澳大利亞物理學家布赫爾達（Hans Adolf Buchdahl）于1970年提出過一個廣義相對論的高階推廣，f(R)理論。該理論引入了任意函數的自由度，可能在不添加物質的情況下解釋宇宙的加速膨脹和結構形成。然而，該理論的許多函數形式被觀測所排除，或在理論上不可行。

以色列裔美國理論物理學家雅各布·大衛·貝肯斯坦（Jacob David Bekenstein）于2004年提出了張量-向量標量引力（Tensor-Vector-Scalar Gravity，TeVeS）理論，該理論實際上是MOND理論的推廣，避免了早期MOND遇到的，超光速傳播和引力透鏡效應等問題。

文化影響

科幻小說

“這些資料是公開的，誰也壟斷不了。暗物質給科幻小說留下了很大的創作空間和故事資源，完全能夠擔當推動小說情節的重要線索。”——劉慈欣

迄今，暗物質對少量科幻小說的創作產生了影響，例如：《星叢》（Starplex，1996）和《未來星球2049》。

《星叢》（Starplex，1996）是加拿大科幻作家羅伯特·索耶（Robert J. Sawyer）“太空系列”作品之一。其中所涵蓋的所有命題，包括暗物質、宇宙平衡、世界起源、種族沖突、永生、人類在宇宙中存在的意義，在小說的開始就達到了激化狀態。

《未來星球2049》由中國科學院寧波材料技術與工程研究所張文武研究員創作。小說將量子通訊、暗物質探測、金剛石飛船輻射防護、智能能量場多維制造、火星遠程能量輸送技術等14項中國重大的前沿科技寓于其中，并對未來科技展開想象，向廣大青少年描繪了一幅未來中國科學技術突飛猛進、人類生活與宇宙探索息息相關的宏偉藍圖。

戲劇

援引其他學科的概念有時能給戲劇研究帶來新鮮視角和獨特啟發。戲劇教授Andrew Sofer在專著《Dark Matter: Invisibility in Drama, Theatre,and Performance》中提到了物理中暗物質的概念。Sofer將表演中觀眾看不到卻對演出效果產生影響的方方面面稱作暗物質，Sofer的觀點啟發學者更加全面地思考和書寫戲劇史。

參考資料 >

Dark Energy, Dark Matter.NASA Science Universe – Dark Energy, Dark Matter". NASA Science.2023-10-16

占據了近1/3的宇宙的暗物質.物理所電子期刊-奇妙的物理世界.2023-10-16

暗物質簡史. 中國科學院理論物理研究所-Doctor Curious.2023-10-16

暗物質暈的疆域.上海交通大學-物理與天文學院.2023-10-17

暗能量與暗物質獲迄今最精確計算.科技日報.2023-10-17

Dark matter.CERN Accelerating science.2023-10-24

暗物質探測.高能物理分會學術年會，大連（線上）.2023-10-18

標準模型.中國科學院高能物理研究所-科學傳播.2023-10-24

原初黑洞與暗物質有關嗎.新華網.2023-10-24

..2023-10-16

我們怎么知道宇宙中存在暗物質與暗能量？.中國科學院高能物理研究所-科學傳播.2023-10-16