暗物質

“暗物質”最早由天文學家卡普坦（Jacobus Kapteyn）提出。1922年，他提出可通過星體系統的運動間接推斷出星體周圍可能存在的不可見物質。

1932年，天文學家奧爾特（Jan Oort）對太陽系附近星體運動進行了暗物質研究，但未能得出暗物質存在的確鑿證據。

1933年，天體物理學家茲威基（Fritz Zwicky）利用光譜紅移測量了后髮座星系團中各個星系相對於星系團的運動速度。利用位力定理，他發現星系團中星系的速度彌散度太高，僅靠星系團中可見星系的質量產生的引力是無法將其束縛在星系團內的，這意味著此星系團中極可能存在大量的暗物質，且其質量為可見星系至少百倍以上。1936年史密斯（S. Smith）對室女座星系團的觀測支持了茲威基的結論。不過兩人的工作在當時並未能引起學術界的重視。

1939年，天文學家巴布科克（Horace W. Babcock）通過研究仙女座大星雲的光譜研究，顯示星系外圍的區域中星體的旋轉運動速度遠比通過開普勒定律預期的要大，對應於較大的質光比（星系質量和光度的比值）。這暗示著該星系中可能存在大量的暗物質。

1940年，奧爾特對星系NGC3115外圍區域星體運動速度的研究，指出其總質光比可達約250 。

1959年，凱恩（F. D. Kahn）和沃特（L. Woltjer）研究了彼此吸引的仙女座大星雲和銀河系之間的相對運動，通過它們相互靠近的速度和彼此間的距離，推論出我們人類所處的本星系團中的暗物質比可見物質的質量約大十倍。

1970年，魯賓（Vera Rubin）和福特（Kent Ford）對仙女座大星雲中星體旋轉速度的研究。利用高精度的光譜測量技術，他們探測了遠離星系核區域的外圍星體繞星系旋轉速度和距離的關係。按照牛頓萬有引力定律，如果星系的質量主要集中在星系核區的可見星體上，星系外圍的星體的速度將隨著距離而減小。但觀測結果表明在相當大的範圍內星系外圍的星體的速度是恆定的。這意味著星系中可能有大量的不可見物質並不僅僅分佈在星系核心區，且其質量遠大於發光星體的質量總和。該項研究成果為暗物質的存在提供了重要證據。

1973年，羅伯茲（M. S. Roberts）和羅茲（A. H. Rots）運用21厘米特徵譜線觀測技術探測仙女座大星雲外圍氣體的速度分佈，也從另一角度證實了魯賓等人的結論。

1980年代，通過觀測背景星系團的引力透鏡效應，星系和星團中熾熱氣體的溫度分佈，以及宇宙微波背景輻射的各向異性等，科學家們得到了一大批支持暗物質存在的新觀測數據。至此，暗物質存在這一理論逐漸被天文學和宇宙學界廣泛認可。

已有觀測數據表明，暗物質主要成分不應該是目前已知的任何微觀基本粒子。關於暗物質的粒子屬性，當今科學界仍在努力探索之中。

儘管暗物質尚未被直接探測到，但已經有大量證據表明其大量存在於宇宙中。這些證據包括星系旋轉曲線、星系團觀測、宇宙微波背景輻射、宇宙結構形成等。

星系旋轉曲線描述了漩渦星系中可見天體的環繞速度和其距離星系中心距離的關係。根據對漩渦星系中可見天體質量分佈的觀測以及萬有引力定律的計算，靠外圍的天體繞星系中心旋轉的運動速度應當比靠中心的天體更慢。然而大量漩渦星系旋轉曲線測量結果表明，外圍天體的運行速度與內部天體近乎相同，遠高於預期。這暗示著這些星系中存在著質量巨大的不可見的物質。結合位力定理，可以通過星系中可見天體的彌散速度分佈計算出星系中的物質分佈。這種方法也可用於測量橢圓星系和球狀星團的物質分佈。結果表明，絕大部分星系和星團的物質分佈都與觀測到的可見物質的分佈不符，可見物質的質量僅占星系和星團總質量的較小部分。

星系團的質量分佈主要可以通過三種不同的手段得出：1）觀測星系團中星系的運動，通過引力理論計算得到。2）觀測星系團產生的X射線。星系團中普遍存在能發射出X射線的熾熱氣體，當氣體在星系團引力場中達到流體力學平衡后，可通過其溫度推測出星系團的質量分佈。3）引力透鏡（gravitational lensing）效應。根據廣義相對論，來自星系團背後的光線經過大質量星系團時會發生彎折，這與光學透鏡類似。根據背景光線的彎折程度，推算出星系團中物質的分佈。這三種方法互不影響，相互佐證，使得星系團觀測成為研究暗物質的重要手段。目前這些觀測一致表明星系團中物質的總質量遠超出其中可見物質的總質量。

在宇宙尺度上，通過對宇宙中微波背景輻射各向異性的精細觀測，可以確定出宇宙中暗物質的總量。目前的觀測表明，宇宙總能量的26.8% 由暗物質貢獻，構成天體和星際氣體的常規物質只佔4.9%，其餘68.3%為推動宇宙加速膨脹的暗能量。

大型計算機對宇宙演化的多體引力模擬顯示，無碰撞的低速暗物質粒子在引力作用下逐步聚集成團，這一過程能形成大尺度結構。低速運動的暗物質有利於大尺度結構的形成，而高速運動的粒子趨向於抹平結構。因此不支持中微子作為主要的暗物質粒子的候選者。

暗物質的存在已得到廣泛認同，儘管人們對其屬性了解甚少。目前已知的暗物質基本屬性如下：

1）暗物質參與引力相互作用，因此是有質量的，但單個暗物質粒子的質量尚不能確定。

2）暗物質是高度穩定的，由於在宇宙結構形成不同階段都存在暗物質的證據，因此暗物質應該在宇宙年齡（百億年）時間尺度上是穩定的。

3）暗物質基本不參與電磁作用，與光子相互作用非常弱，基本不發光；暗物質也基本不參與強相互作用。

4）計算機模擬結果顯示，暗物質的運動速度遠低於光速，即“冷暗物質”。

總之，暗物質粒子不屬於我們已知的任何一種基本粒子。這對當前極為成功的粒子物理標準模型構成了挑戰。

弱相互作用有質量粒子（WIMP）是最廣泛討論的暗物質候選者之一，這種粒子質量和相互作用強度在電弱標度附近，較為穩定，可通過熱退耦機制獲得目前已知的剩餘丰度。WIMP多為電中性和色中性，不直接參與電磁和強相互作用。已有理論預言的WIMP有：超對稱模型中最輕的超對稱伴侶粒子，如超中性子（neutralino）；額外維理論中的最小Kaluza-Klein激發態粒子；Little Higgs模型中的T-odd粒子等。

另一個暗物質候選者是軸子（axion），一種非常輕的中性粒子，它與強相互作用中電荷共軛-宇稱反演聯合對稱性破缺相聯繫。軸子間通過極微小的力相互作用，由此它無法與背景輻射處於熱平衡狀態，因此不會通過熱退耦獲得剩餘丰度，但可以通過真空態的破缺成為冷暗物質。

至今，人們尚不能充分了解暗物質的成分，儘管已經開展了大量天文觀測。早期暗物質的研究主要集中在黑洞、中子星、衰老的白矮星、褐矮星等隱藏的常規星體，它們大多為大質量緻密天體（MAssive Compact Halo Objects，MACHOs），但這些可供天文觀測的天體數量並不多。一般認為，大質量緻密天體等重子物質貢獻了部分的暗物質效應，但只佔其中的一小部分，而其餘的部分來自“非重子暗物質”。“非重子暗物質”一般猜測是由一種或多種不同於電子、質子、中子、中微子等常規物質的基本粒子所構成。

由於缺乏暗物質存在的直接證據，一些研究者企圖根據修正的牛頓引力理論，在不引入暗物質的情況下解釋已有的天文觀測現象。這些研究者認為牛頓或愛因斯坦的引力理論存在瑕疵，引力在不同尺度下會有不同的行為。然而，此類研究僅通過引力理論而不引入暗物質來同時解釋所有現象是非常有挑戰性的，進展極為緩慢。

目前科學家們採用的探測手段有三類：一是探測暗物質粒子直接與探測器中的物質發生相互作用，稱為“直接探測”；二是尋找宇宙中暗物質自身衰變或湮滅產生普通物質的信號，稱為“間接探測”，三是探尋粒子對撞機中人為產生的暗物質粒子，稱為“加速器探測”。

如果暗物質是由微觀粒子構成的，那麼每時每刻都應該有大量的暗物質粒子穿過地球。如果其中一個粒子撞擊了探測器物質中的原子核，探測器就能檢測到原子核能量的變化並通過分析撞擊的性質了解暗物質屬性。然而，對於弱相互作用有質量粒子（WIMPs）來說，它們與普通物質之間的相互作用極其微弱，被探測器捕捉到的概率也十分微弱。為了最大限度地屏蔽其他種類宇宙射線的干擾，暗物質直接探測實驗往往在地下深處進行。目前，全世界共有數十個暗物質地下探測實驗在進行中。但遺憾的是，至今尚未有直接探測試驗發現暗物質粒子存在的確鑿證據。

既然在銀河系中存在著大量的暗物質粒子，那麼應該可以探測到它們湮滅或衰變所產生的常規基本粒子，間接探測就是在天文觀測中尋找這種湮滅或衰變信號，包括宇宙線中的高能的伽馬射線、正負電子、正反質子、中子、中微子以及各種宇宙線核子。採取間接探測手段的實驗可以利用衛星或空間站搭載的空間探測器直接收集宇宙線粒子，也可以在地面觀測高能宇宙線粒子進入地球大氣時產生的簇射或切倫科夫光效應。通過分析宇宙線中各種粒子的數量和能譜，進而提取出宇宙中暗物質衰變或湮滅的信息。暗物質間接探測的難度在於宇宙中有眾多並非由暗物質產生的高能射線源，並且宇宙線從產生到抵達地球附近要經歷一個複雜的傳播過程。這給在宇宙線中尋找暗物質信號帶來了挑戰。目前全世界有多家暗物質空間探測實驗在進行中。

另一種尋找暗物質的方法是在實驗室產生暗物質粒子。在高能粒子對撞實驗中，可能會有尚未被發現的粒子包括暗物質粒子被產生出來。如果對撞產生了暗物質粒子，由於其難以被探測器直接檢測到，會導致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，由此可以推斷產生了不可見的粒子。再結合直接或間接的探測手段，可以幫助確定對撞機中產生的粒子是否為暗物質粒子。