什么是暗物质？在回答这个问题之前，我想先聊一聊什么是“不暗”的物质，或者说——可见物质。
目前，我们所熟知的物质世界被所谓的“粒子物理标准模型”所描述，这个模型中包括人类至今所发现的一切基本粒子，总共 61 种。不过，不是所有粒子都可以对宇宙中物质的组成有贡献。这是因为绝大多数标准模型粒子或它们所构成的复合粒子是不稳定的，寿命极短。在宇宙演化的长久过程中，只有少数几种稳定的粒子可以保存下来，成为构成宇宙间万物的基本构件，它们分别是：电子、光子、中微子、质子以及中子（注：中子需与质子组成原子核才能稳定存在）。除中微子外，剩下的四种粒子都参与电磁相互作用，原则上都可以通过电磁信号被我们观测到，因此它们被称为可见物质。
与可见物质相对的就是暗物质，给出一个通常的定义就是：不参与电磁相互作用的物质。前面所提到的中微子就是一种暗物质，（由恒星坍缩而成的）黑洞也是一种暗物质。但是，这两种我们熟知的暗物质在宇宙中的占比可能只有不到 1%，远比我们根据天文观测数据所反推出的暗物质总量要少得多。因此，宇宙中一定还有大量的未知种类的暗物质没有被我们发现。接下来我分三个部分来介绍一下当前我们对暗物质的认识。
一、暗物质的观测历史
故事要从上世纪二十年代开始说起。这一时期星系天文学刚刚兴起，人们开始认识到我们所在的银河系并不是宇宙的全部，在银河系之外还有众多其他的星系。一个星系通常包含几亿到几万亿颗恒星，然而我们谁都没有见过数亿恒星跃然于夜空中的壮阔场面，这是因为绝大多数恒星离我们非常遥远，它们发出的光传播至地球时已非常暗淡。实际上，夜空中肉眼可分辨的恒星最多只有六千颗，它们都在银河系内。对于银河系外的其他星系，它们整体看上去只是一片云状的亮斑，只有借助大口径的天文望远镜才能分辨出其中的一小部分恒星。
1.1 星系团的质量
正如恒星会在引力的作用下聚集形成星系，星系之间也会在由于引力而结团形成更大的星系团结构。通过观察星系团中的各个星系的亮度和运动情况，人们可以推算出整个星系团的质量，这里主要有两种方法：
（1）根据星系团中星系的数量和整体发光情况去反推星系团的质量，这被称为“光度质量”。
（2）测量星系团中大量星系的运动速度，根据速度的离散程度，可以通过引力理论去计算星系团的质量，由这种方法得到的质量被称为“动力学质量”。
如果星系团中的大多数物质是发光的，那么这两种质量应当不相上下。然而在三十年代，天文学家 Zwicky 和 Smith 却发现了一件不可思议的事：某些星系团的光度质量实际上远小于其动力学质量。这反映出了一个难以置信的事实：宇宙中发光物质或者说可见物质的总量可能要远少于不发光的物质。这些不发光的物质不参与电磁相互作用，没有任何电磁信号，人们只能通过其庞大的引力效应去感受它们。这就是暗物质最初的观测证据。不过，由于当时人们对物质的微观模型了解甚少，且对星系团系统的稳定性存在争议，所以没有暗物质给予足够的重视。
1.2 星系旋转曲线
上世纪七十年代，一项天文观测结果引发了暗物质的研究热潮，这就是着名的“星系旋转曲线”。如下图所示，星系旋转曲线是指，距离星系一定距离处的星体绕星系中心旋转速度的函数曲线。如果星系的引力仅由可见物质提供，那么可以计算出旋转曲线应该像图中红线那样，距离星系中心越远的星体旋转速度应该越慢。然而，天文学家 Rubin 和 Ford 在对仙女星系进行观测时却发现：实际的旋转曲线是像图中白线那样的，在超出一定距离后，离星系中心越远的星体旋转速度几乎保持不变。
这意味着什么呢？我们都知道，旋转半径相同时转速越快离心力越大，所以，如果星系的引力仅由可见物质提供，那么外围的那些高速运动的星体将会被甩出星系。显然，这种事情并没有发生。所以那些星体一定在被某些看不到的东西所吸引，因而被束缚在了星系中。这就是暗物质的又一个重要观测证据。
1.3 引力透镜效应
在哈勃望远镜升天之后，人们又获得了证明暗物质存在的新证据。新的观测结果来自于引力透镜效应，这是被爱因斯坦的广义相对论所预言的一种天文现象。在广义相对论中，时空会被大质量天体所弯曲，光线在经过这些天体周围时路径会发生偏折，就像经过了一个透镜一样。由于星系团的质量非常大，所以它们的引力透镜效应足够强烈以至于可以被哈勃望远镜观察到。根据引力透镜效应的观测数据，人们可以反推出星系团的质量分布，从而确定其中暗物质的分布。
下图是 2006 年对子弹星系团的观测结果，图中粉红色部分是由 X 射线信号反映出的可见物质的分布，蓝色部分则是由引力透镜效应反推出的总的质量分布，可以看到二者是不重合的。这说明可见物质并不能主导星系团的质量，它们只占星系团总物质的一小部分，星系团的大部分质量是由不可见的暗物质提供的。
1.4 宇宙微波背景辐射
进入 21 世纪之后，随着 WMAP、Planck 卫星的升天，观测宇宙学进入了“精确时代”。人们可以根据宇宙微波背景辐射（CMB）的各向异性谱去确认宇宙中各种物质组分的含量。先说一下啥是 CMB. 通俗地说，CMB 就是从宇宙大爆炸时期遗留下来的光。138 亿年前，宇宙从一场大爆炸中诞生，产生的光充满了整个宇宙。这些光经过上百亿年的演化遗留至今，其波长随宇宙膨胀被拉长至微波波段，最终形成了今天氤氲在整个宇宙中的微波背景辐射。
把探测卫星对准天空的各个方向，就可以接收到这些背景辐射，然后像画世界地图一样画出背景辐射在整个天空或者说天球上的分布，如下图 4 所示。可以看到 CMB 不是完全均匀分布在宇宙中的，而是有的地方温度 / 密度高一些，有的地方温度 / 密度低一些。这些涨落相对背景来说不到万分之一，但它们却包含着有关整个宇宙物理性质的重要信息！运用数学手段可以把 CMB 在天球上的分布按照球谐函数展开，得到一个“各向异性谱”，如下图 5 所示。在理论上，调整宇宙中各物质组分的比例，会得到形状不一样的各向异性谱。所以，根据我们测量到的各向异性谱的形状可以反推出宇宙中各种物质组分的比例。拟合结果是：可见物质占 4.9%，暗物质占 26.2%，暗能量占 68.9%.
以上就是暗物质的一些重要观测证据。从测量结果来看，暗物质在宇宙中的占比是可见物质的 5 倍多，任何已知的物质种类都无法达到如此之多的总量。因此，暗物质的主要组成一定是某些未知种类的物质。
二、暗物质的候选者
在介绍暗物质的可能组成之前，先来总结一下暗物质应有的性质：
- 不参与电磁相互作用和强相互作用，否则会有电磁信号或与原子核强烈作用。
- 必须是稳定的，因为要经过 138 亿年的演化遗留至今。
- 必须在早期宇宙中产生，因为在 CMB 中有暗物质的信号。
- 暗物质在星系结构开始形成之时是非相对论性运动的，即动能远小于其质量对应的静能。这样才能让宇宙形成今天这样的网状大尺度结构。
基于这些性质，物理学家们构建出了各种各样的暗物质理论模型，主要是各种新的基本粒子模型，比较有名的是以下几类：①弱作用大质量粒子（WIMP）、②轴子、③惰性中微子、④超大质量粒子、⑤超轻矢量粒子。接下来分别介绍一下。
2.1 弱作用大质量粒子（WIMP）
这是一类基本粒子模型的统称，指的是质量在 GeV~TeV 数量级（1~1000 倍质子质量），相互作用强度与标准模型的弱相互作用差不多的粒子。这类粒子如果存在的话，它们会在宇宙大爆炸之初大量产生。然后在宇宙的温度降低至 WIMP 粒子的质量能标之后，它们会快速地相互湮灭，最终剩余一部分遗留至今成为暗物质。
WIMP 型暗物质可以从许多超出标准模型的理论中得到，它们的相互作用截面适中，且质量在 TeV 数量级以下也容易被下一代的粒子对撞机检验，因此得到了广泛的关注。最热门的 WIMP 型暗物质候选者是最轻的超对称粒子。超对称是人们为了解决标准模型的规范等级问题、大统一问题而引入的一种玻色子与费米子之间的对称性，认为每一个玻色子都对应一个费米子作为超对称伙伴，反之亦然。因此超对称理论中会引入许多超对称粒子，其中最轻的超对称粒子不会衰变到其他超对称粒子，所以足够稳定可以充当暗物质的角色。
2.2 轴子
粒子物理标准模型存在一个疑难问题，那就是——为什么强相互作用的 CP 宇称是守恒的？在理论上完全可以存在强相互作用的 CP 对称性破坏，但实际上却没有发现这种事情。为了解决这一问题，物理学家们构建了一种新的粒子物理模型——Peccei-Quinn 模型，里面引入了一种叫做轴子的粒子。轴子的质量非常小，远不到 eV 的数量级，但它可以从极早期宇宙的 QCD 相变中大量产生，从而充满全宇宙，成为暗物质候选者。
2.3 惰性中微子
标准模型还有一个疑难问题——为什么中微子的质量那么小？为了解决这一问题，物理学家们提出了一种“跷跷板机制”。也就是，引入某种右手中微子，使它的质量与标准模型的左手中微子相关联。当右手中微子的质量足够大时，左手中微子的质量就会被压得很低。这种新引入的右手中微子与标准模型粒子没有直接相互作用，所以被称为惰性中微子。它质量大约在 keV 数量级，足够稳定，与 WIMP 的产生方式类似，也可以当作是一种暗物质的候选者。
2.4 超大质量粒子
超大质量粒子又称为哥斯拉粒子，指的是质量大于暴胀能标（约GeV）的一类粒子。这种粒子如果存在，它会有两种主要的产生途径。第一种是在宇宙暴胀时期通过真空量子涨落产生，这是一种典型的引力量子效应，暗物质是从真空中“凭空”涌现出来的。第二种通过其他热粒子湮灭的“freeze in”机制产生，大体意思就是说宇宙重加热之后有一堆温度极高的热粒子，这些热粒子可以通过与暗物质粒子直接耦合或者通过引力子作为传播子，来把能量传递给暗物质场，激发出暗物质粒子。我最近的一篇论文针对 Weyl 规范玻色子这种暗物质模型，研究了以上的两种产生机制，感兴趣的读者可以看一看（arXiv: 2203.15452）。
2.5 超轻矢量粒子
超轻矢量粒子是指质量小于 eV 数量级的自旋 1 的暗物质粒子模型。它的产生途径也是在宇宙暴胀时期通过真空量子涨落产生，但与超大质量粒子不同的一点是，超轻矢量粒子在宇宙暴胀时期会经历一种的“快子”状态，这会导致它的产生率激增，从而使得质量如此之小的它也可以达到当前所观测到的暗物质总量。
2.6 原初黑洞
以上说的都是粒子型暗物质候选者，其实还有一种天体型暗物质候选者，它就是在极早期宇宙中产生的原初黑洞。这种黑洞与恒星坍缩成的黑洞非常不同，它不是由天体物理过程演化形成的，而是从极早期宇宙的密度涨落直接形成的。在宇宙诞生的极早期，宇宙暴胀为宇宙带来了原初的密度扰动，如果某些时空区域的密度扰动幅度足够大，那么随着视界扩大它就会包含足够多的物质，直接把这片时空区域坍缩成黑洞，这就是所谓的原初黑洞。
由于霍金辐射效应，原初黑洞从诞生后会慢慢蒸发损失质量，因此即使原初黑洞在极早期宇宙中产生，它也不一定能存活到今天。不过，黑洞质量越大蒸发速度越慢，由计算可知质量大于 吨的原初黑洞经过了 138 亿年的演化依然可以存活到今天，从而充当暗物质。引力波、引力透镜等实验可以对能够充当全部暗物质的原初黑洞的质量提供较强的限制。目前基本可以确定如果原初黑洞大量存在的话，它的平均质量应在太阳质量以下，并拥有一个较宽的质量分布。未来的空间引力波探测实验，如 LISA 或我国的太极计划，可以对原初黑洞的参数空间提供更强的限制，进一步检验这种暗物质模型的可行性。
终极、暗物质的探测
以上说了那么多种暗物质模型，究竟哪种才是正确的呢？这需要由实验来决定。目前，人们针对不同的暗物质模型设计了许许多多不同的实验来试图直接捕捉暗物质的信号。按照实验类型可以分为：①深地实验、②空间实验、③对撞机实验等等。
3.1 深地实验
深地实验是指把探测器放置于极深的地下或山洞中，从而屏蔽掉高能宇宙射线对实验的影响，使探测器能够专注于寻找暗物质的信号。目前比较有名的实验有：美国的 SuperCDMS 实验，欧洲的 EDELWEISS 实验、XENON 实验，以及中国的 CDEX 实验、PandaX 实验等等。
这些实验主要针对 WIMP 型暗物质候选者。以 PandaX 实验为例，它的主要实验装置是一个装满了 4 吨高纯度液氙的容器，在容器的顶部与底部布满了光电探测器。如果有暗物质粒子从外部射入这个探测器，它就有一定概率与氙原子的原子核发生碰撞，从而产生光电信号，被探测器捕捉到。然而，绝大多数的实验至今都没有发现超出本底的信号，也就是说，从统计的角度没有发现暗物质的显着痕迹。不过有一个例外，前年的 XENON1T 实验发现了显着超出背景的信号，置信度为 3.5σ. 有些研究人员认为这个信号是暗物质造成的，但也有一些人认为信号可能来自背景的污染。
3.2 空间实验
空间实验是指把探测器当作卫星发射上天或者安装在空间站上，以此来在外太空探测暗物质。比较着名的实验包括：国际空间站的 AMS 实验、美国的 Fermi 卫星、中国的 DAMPE 卫星等等。空间实验通常是间接探测实验，它不像深地实验一样直接寻找暗物质的信号，而是通过探测高能宇宙射线，统计宇宙线的能量谱是否有超出或反常，然后再判断反常是否由暗物质湮灭造成。目前的实验确实发现了一些反常的信号，但暂时无法判断这些信号是否和暗物质有关。
3.3 对撞机实验
对撞机是研究粒子物理的最直接的工具。如果暗物质的质量在对撞机的能量范围内，且与标准模型粒子的相互作用足够强，那么在对撞机中就一定可以产生暗物质粒子。然而，目前的实验并没有发现显着的新粒子信号。这说明要么暗物质粒子的质量太大，超出了对撞机的最高有效能量；要么质量太小，淹没在了标准模型粒子的背景中；要么它与标准模型粒子的相互作用太弱，以至于产生的数量太少，没有明显的统计信号。
3.4 其他实验
除了以上类型的实验之外，还有许多其他的暗物质探测实验。比如①用于探测轴子的 ADMX 实验；②通过探测中微子来判断暗物质的超级神冈实验、冰立方实验；③用于寻找暗光子的 FUNK 实验等等。这些实验至今同样没有发现显着的暗物质信号。
在回答的最后，我想说，虽然人们至今还没有探测到任何暗物质，未能确定暗物质的物理本质，但我们依然要对未来的探索充满信心。科学研究的道路总是曲折的，宇宙对于我们小小的人类来说总是迷雾重重的。但当我们冲破这层层迷雾之后，映入眼帘的就会是另一番别致的风景。到那时我们就会感慨，我们现在所做的一切都是值得的。