暗物質（Dark matter）是理論上提出的可能存在於宇宙中的一種不可見的物質，它可能是宇宙物質的主要組成部分，但又不屬於構成可見天體的任何一種目前已知的物質。大量天文學觀測中發現的疑似違反可以在假設暗物質存在的前提下得到很好的解釋。現代天文學通過天體的運牛頓萬有引力的現象動、引力透鏡效應、宇宙的大尺度結構的形成、微波背景輻射等觀測結果表明暗物質可能大量存在於星系、星團及宇宙中，其質量遠大於宇宙中全部可見天體的質量總和。結合宇宙中微波背景輻射各向異性觀測和標準宇宙學模型（ΛCDM模型）可確定宇宙中暗物質占全部物質總質量的85%。
目前一種被廣泛接受的理論認為，組成暗物質的是“弱相互作用有質量粒子”（weakly interacting massive particle, WIMP），其質量和相互作用強度在電弱標度附近，在宇宙膨脹過程中通過熱退耦合過程獲得目前觀測到的剩餘豐度。此外，也有假說認為暗物質是由其他類型的粒子組成的，例如軸子（axion），惰性中微子（sterile neutrino）等。
基本介紹
歷史研究,觀測證據,星系旋轉曲線與彌散速度分布,星系團觀測,宇宙微波背景輻射,宇宙大尺度結構的形成,已知屬性,暗物質候選者,探測手段,
歷史研究
最早提出“暗物質”可能存在的是天文學家卡普坦（Jacobus Kapteyn），他於1922年提出可以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。然而未能得出暗物質存在的確鑿結論。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，因此星系團中應該存在大量的暗物質，其質量為可見星系的至少百倍以上。史密斯（S. Smith）在1936年對室女座星系團的觀測也支持這一結論。不過這一概念突破性的結論在當時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克卜勒定律預期的要大，對應於較大的質光比。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，通過相互它們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。暗物質存在的一個重要證據來自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，他們可以探測到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布在星系核心區，且其質量遠大於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厘米特徵譜線觀測技術探測仙女座大星雲外圍氣體的速度分布，也從另一角度證實了這一結論。1980年代，出現了一大批支持暗物質存在的新觀測數據，包括觀測背景星系團時的引力透鏡效應，星系和星團中熾熱氣體的溫度分布，以及宇宙微波背景輻射的各向異性等。暗物質存在這一理論已逐漸被天文學和宇宙學界廣泛認可。根據已有的觀測數據綜合分析，暗物質的主要成分不應該是目前已知的任何微觀基本粒子。當今的粒子物理學正在通過各種手段努力探索暗物質粒子屬性。
觀測證據
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，例如：
星系旋轉曲線與彌散速度分布
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布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。然而對大量漩渦星系旋轉曲線的測量表明，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布計算出星系中的物質分布。這種方法同樣適用於測量橢圓星系和球狀星團的物質分布。結果表明，除個別以外，大部分星系和星團的物質分布都與觀測到的可見物質的分布不符，可見物質的質量僅占星系和星團總質量的較小部分。
星系團觀測
星系團的質量分布主要可以通過三種不同的手段得出：（1）觀測星系團中的星系的運動，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後，可通過其溫度推測出星系團的質量分布。（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，這與光學中的透鏡類似。可一根據背景光線的彎折程度，推算出星系團中物質的分布。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。
宇宙微波背景輻射
在宇宙尺度上，通過對宇宙中微波背景輻射（cosmic microwave background radiation）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占4.9%，其餘68.3%為推動宇宙加速膨脹的暗能量。
宇宙大尺度結構的形成
大型計算機對宇宙演化的N－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，這一過程能形成我們今天看到的大尺度結構。這些結構的暗物質分布具備普適的質量分布。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候選者。
已知屬性
暗物質的存在已經得到了廣泛的認同,然而目前對暗物質屬性了解很少。目前已知的暗物質屬性僅僅包括有限的幾個方面：
（1）暗物質參與引力相互作用，所以應該是有質量的，但單個暗物質粒子的質量大小還不能確定。
（2）暗物質應是高度穩定的，由於在宇宙結構形成的不同階段都存在暗物質的證據，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相互作用，暗物質與光子的相互作用必須非常弱，以至於暗物質基本不發光；暗物質也基本不參與強相互作用，否則原初核合成的過程將會受到擾動，輕元素豐度將發生改變，將導致與當前的觀測結果不一致。
（4）通過計算機模擬宇宙大尺度結構形成得知，暗物質的運動速度應該是遠低於光速，即“冷暗物質”，否則我們的宇宙無法在引力作用下形成目前觀測到的大尺度結構。
綜合這些基本屬性。可以得出結論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挑戰。
暗物質候選者
弱相互作用有質量粒子（WIMP）是被最廣泛討論的暗物質候選者之一，它是指質量和相互作用強度在電弱標度附近的某種穩定粒子，通過熱退耦機制獲得目前已知的剩餘豐度。WIMP應該基本是電中性和色中性的，因此不直接參與電磁和強相互作用。中微子也不參與強相互作用和電磁相互作用，但由於其在宇宙中以接近光速運動，屬於“熱暗物質”，不足以作為構成暗物質的主要成分。目前人類已知的粒子物理標準模型中，不存在同時滿足這些性質的粒子，這意味著WIMP必須是超出標準模型的新物理粒子。已有理論預言的WIMP包括：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。
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豐度，但可以通過真空態的破缺成為冷暗物質。
雖然人們已經對暗物質作了許多天文觀測，其組成成分至今仍未能全然了解。早期暗物質的理論重在一些隱藏起來的常規物質星體，例如：黑洞、中子星、衰老的白矮星、褐矮星等。這些星體一般歸類為大質量緻密天體（MAssive Compact Halo Objects，MACHOs），然而多年來的天文觀測無法找到足夠量的MACHOs。一般認為，難以探測的重子物質（如MACHOs以及一些氣體）確實貢獻了部分的暗物質效應，但證據指出這類的物質只占了其中一小部分。而其餘的部分稱作“非重子暗物質”。此外，星系轉速曲線、引力透鏡、宇宙結構形成、重子在星系團中的比例以及星系團豐度（結合獨立得到的重子密度證據）等觀測數據也指出宇宙中85%-90%的質量不參與電磁作用。這類“非重子暗物質”一般猜測是由一種或多種不同於常規物質（電子、質子、中子、中微子等）的基本粒子所構成。
由於尚未出現暗物質存在的直接探測證據，也有一些理論試圖在不引入暗物質的情況下解釋已有的天文觀測現象。典型的一類理論是修正的牛頓引力理論（Modified Newtonian Dynamics, MOND），這類理論主張牛頓或愛因斯坦的引力理論並不完備，引力在不同的尺度會有不一樣的行為。然而，暗物質存在的證據來自許多互不相關的觀測現象，要僅僅通過引力理論而不引入暗物質來同時解釋所有的這些現象是非常有挑戰性的。尤其是“子彈星團”事例中觀測到的正在碰撞的星團中可見物質和其質量中心的明顯分離，是支持暗物質存在而非引力理論需要修改的觀測證據。
探測手段
即使暗物質粒子與常規物質僅有微弱的相互作用，暗物質粒子也有可能被精密的實驗儀器探測到。目前科學家採用的探測手段可以分為三類：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”。
（1）直接探測。如果暗物質是由微觀粒子構成的，那么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，那么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，由於它們與普通物質之間的相互作用極其微弱，被探測器捕捉到的機率也十分微弱。為了最大限度地禁止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，全世界有數十個暗物質地下探測實驗在進行中。尚未有直接探測試驗發現暗物質粒子存在的確鑿證據。這些實驗的結果有力地限制了暗物質粒子的質量和相互作用強度。
（2）間接探測。既然在銀河系中存在著大量的暗物質粒子，那么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是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，或者是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，可以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。當前對宇宙線的產生與傳播過程的理解尚不全面，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。
（3）對撞機探測。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。這是產生了不可見粒子的一個特徵。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。
