有時，當你走過一片森林，一群鳥兒會突然在頭頂飛散開，或者一隻雄鹿在你面前跑過。但你或許不會遇到驚動這些動物的登山者或者獵人。
當你走在曼哈頓的人行道上，或者驅車在好萊塢的街道上時，你會覺得名人就在附近。即使你並沒有直接看到喬治·克魯尼（George Clooney），但那些手持手機和相機，焦急等待的人群導致交通中斷的狀況，就已經提醒你：明星就在附近。儘管是間接方式，但通過這個人對周圍其他人的強大影響，你能夠確信這個特別的人就在附近。
有時，當你走過一片森林，一群鳥兒會突然在頭頂飛散開，或者一隻雄鹿在你面前跑過。但你或許不會遇到驚動這些動物的登山者或者獵人。即便如此，這些動物的反應也能告訴我們狩獵者的存在。
同樣，儘管我們沒有直接看到暗物質，它仍然會影響周圍的環境，就像明星或獵人一樣。天文學家利用這些間接的影響來推斷暗物質的存在。現在的測量以越來越高的精確度告訴了我們暗物質的能量比重。儘管引力是一種弱力，但只要暗物質的量足夠多，它還是會產生一個可測量的影響。在宇宙中，的確存在許多暗物質。雖然我們還不知道暗物質的真實本質，但接下來將描述的測量結果表明，暗物質是真實存在的，並且是不可或缺的。儘管目前對我們來說，暗物質是不可見的或者不能被直接探測到，但它也並非是完全隱藏起來、不可發現的。
緣起《獨狼行動》，暗物質探測簡史
弗裡茨·茲威基（Fritz Zwicky）是一個獨立的思考者，他對事物時常有著令人印象深刻的洞察力，不過偶爾也有一些瘋狂的想法。他非常清楚自己是一個怪胎，甚至計劃寫一部名為《獨狼行動》（Operation Lone）的自傳。儘管他在1933年得出了20世紀最為驚人的發現之一，但在之後的40年中並沒有引起重視。
茲威基在1933年得到的推論的確非常了不起。他觀察了後發座星系團（星系團是引力束縛的巨大星系集合體）中的星系速度。在星系團中的物質引力和所包含的恆星動能差不多，從而創造了一個穩態的系統。如果包含的物質質量太低，星系團的吸引力將比恆星的動能小，這些星系將會逃離系統。根據對恆星速度的測量，茲威基計算了星系團所需的質量總量，從而產生足夠的引力。結果他發現，所需的質量總量是所測量到的發光質量（產生光線的物質）總量的400倍。為了解釋這一結果，茲威基提出，存在一種額外的物質，並將其命名為“dunkle Materie”（德語對“暗物質”的稱呼）。
睿智多產的荷蘭天文學家簡·奧爾特（Jan Oort）比茲威基早一年得到了有關暗物質的相似結論。奧爾特意識到，在臨近星系中，如果僅僅把它們的速度歸結於發光物質的引力的話，是不會使恆星具有如此快的速度的。奧爾特也推斷出應該缺少了某種東西，然而他並沒有去猜想存在一種新的物質形式，而僅僅假設存在一種不發光的普通物質。我接下來會討論，因為種種原因這一提議被否決的故事。
奧爾特或許也不是第一個獲取這個發現的人。我在斯德哥爾摩參加一個宇宙學大會的時候，我的瑞典同事拉斯·伯格斯特龍（Lars Bergstrom）告訴我一個相對不知名的觀測項目，這個項目是由瑞典天文學家克努特·倫德馬克（Knut Lundmark）完成的。像奧爾特一樣，儘管倫德馬克沒有提出一個全新物質形式的大膽建議，但他對暗物質和可見物質之間比值的測量非常接近真實值，我們現在知道這個值大約是5。
儘管有這些早期的觀測，但暗物質在相當長的一段時間裡基本上是被完全忽略的。這個想法在20世紀70年代才再次流行起來。天文學家對衛星星系（在大質量星系附近的小質量星系）的運動進行了觀測後發現，只有額外的看不見的物質存在時，才能夠解釋它們的運動。正是類似這樣的觀測，才讓天文學家開始對暗物質進行嚴肅的探討。
暗物質的地位真正得到鞏固是因為維拉·魯賓（Vera Rubin）的工作。魯賓是美國華盛頓州卡耐基研究所的一位天文學家，她當時和天文學家肯特·福特（Kent Ford）一起工作。在從喬治城大學研究生畢業之後，魯賓決定從仙女座星雲（M31）開始測量星系中恆星的角向運動，部分原因也是避免踏入其他科學家過度保護的領地。魯賓的畢業論文是有關星系速度測量的，從而確認星系團的存在，不過她的論文最初遭到了科學界很多人的拒絕，部分原因是她侵入了其他人的研究領域，於是她改變了自己的研究方向。對於畢業之後的研究方向，魯賓決定進入一個並不熱門的研究領域——恆星的軌道速度。
魯賓的決定催生了或許是她那個時代最讓人興奮的發現。20世紀70年代，魯賓和福特發現，恆星的旋轉速度在距離星系中心的任何距離上基本上是一樣的。也就是說，恆星以恆定的速度旋轉，甚至在包含發光物質的區域以外的地方也是一樣。唯一可能的解釋是，存在一些沒有考慮到的物質。正是這些物質的引力作用控制著外圍遙遠恆星的運動，讓它們的運動比預期的要快。如果沒有這些額外物質的貢獻，恆星就會具有魯賓和福特所測量的那些速度，那樣的話，恆星將飛出星系。這些了不起的推斷髮現，為了讓恆星保持在它們的軌道上，普通物質僅僅佔所需質量的1/6。魯賓和福特的觀測結果給出了那個時代有關暗物質的最強證據，而星系的旋轉曲線繼續成為一個重要線索。
從20世紀70年代起，關於暗物質存在的證據變得越來越強，它占宇宙淨能量的比例被測量得越來越精確。能夠讓我們獲知暗物質信息的動力學效應，包括星系中恆星的旋轉。然而，那些測量僅僅適用於像銀河系一樣的漩渦星系，它們擁有由可見物質構成的盤，並且還有一個向外延伸的旋臂。
另外一個重要的類別是橢圓星系，在這類星系中，發光物質的形狀更接近球狀。在橢圓星系中，類似於茲威基對於星系團的測量，可以測量速度瀰散（星系中恆星間的速度變化大小）。因為這些速度是由星系的質量所決定的，所以它們充當著星系質量測量的代理量。橢圓星系的測量更進一步表明，發光物質不足以解釋恆星的動力學測量結果。除此之外，那些未包含在恆星中的星際氣體，其動力學測量表明也需要暗物質。因為這些氣體到星系中心的距離是可見物質尺度的10倍，所以這些觀測表明，暗物質不僅存在，而且它的範圍遠遠延伸到星系的可見部分之外。測量氣體溫度和密度的X射線確認了這一結果。
引力透鏡效應，讓暗物質現形
星系團的質量也能夠通過光的引力透鏡效應測量（見圖2-1）。再強調一次，沒有人能夠看見暗物質，但暗物質能夠通過引力影響它周圍的物質，甚至是光。比如，根據茲威基對後發星系團的觀測結果，暗物質通過他能夠探測到的一些方式，影響了星系的運動。儘管暗物質是不可見的，但是它能夠通過影響可見物體而被探測到。
圖2-1
類似恆星或者星系的明亮天體發出的光線，在大質量天體（比如星系團）的周圍光線會發生彎曲。地球上的觀測者將觀測到的光線投影成發射源的多個像。
第一個提出了引力透鏡效應建議的人正是多才多藝的茲威基。這個提議背後的想法是：位於其他地方的發光物體所產生的光線，會因為暗物質的引力效應改變其傳播路徑。位於傳播路徑中的大質量天體（比如星系團）會導致發光物體的光線發生偏折。當星系團足夠重時，路徑的偏折效應可以被觀測到。
偏折的方向取決於光線的初始方向：經過星系團上部的光朝下偏折，右邊的光朝左偏折。假設光線按照直線傳播，往回追溯這些光線，對於最初產生光線的任何天體，觀測將會看到多個像。茲威基意識到，光線和多個像的變化取決於中間星系團所包含的總質量。而通過測量光線和像的變化，我們能夠探測到暗物質。發光物體在強引力透鏡作用下能夠產生多個像；在弱引力透鏡情況下，星系的形狀會被扭曲，不會產生多個像，因此能夠被應用於星系團的邊緣，在那裡，引力效應不是那麼明顯。
引力透鏡
位於傳播路徑中的大質量天體（比如星系團），會導致發光物體的光線發生偏折，從而出現多個像。
就像星系團中星系的速度觀測結果導致了茲威基的第一個瘋狂結論一般，儘管暗物質本身不可見，但通過被偏折的光所產生的可觀測效應可以獲知星系團的總質量。在首次被提出很多年後，這個神奇的引力透鏡效應被人們觀測到了。
因此，透鏡效應的測量成為暗物質研究中最為重要的一種觀測。引力透鏡效應非常有趣，在一定程度上它是一種直接看到暗物質的方式。位於發射源和觀測者之間的暗物質會讓光發生偏折。利用恆星或者星系速度測量時，我們需要做一些動力學假設。但透鏡效應與動力學假設無關，透鏡效應直接測量了發光體和地球之間的質量。位於星系團（或者包含暗物質的天體）之後的某個天體發射出光，星系團會讓光線偏折。因為星系物質（包括不發光的暗物質）的引力效應，來自星系背後類星體的光線會產生多個像，這種透鏡效應已經被用來測量這些星系中的暗物質。
子彈星系團，暗物質存在的最強證據
透鏡效應提供了最有說服力的暗物質證據，這個證據來自合併的星系團，就像現在在物理學家中很出名的子彈星系團（見圖2-2）中所發生的那樣。子彈星系團由至少兩個星系團合併而成。合併前的星系團包含了暗物質和普通物質，也就是X射線輻射出的氣體。氣體能夠感受到電磁相互作用力，這能夠非常有效地阻止兩個星系團的氣體持續穿過彼此，導致的結果是，最開始隨著星系團運動的氣體被阻擋在了中間部分。另外，就像子彈星系團所表現的那樣，暗物質不管是與氣體還是其自身，都幾乎沒有相互作用，所以它可以沒有任何阻礙地穿過，從而在合併星系團的外區形成類似米老鼠耳朵的球形形狀。氣體就像從不同方向來的車在並道之後導致的交通堵塞，而暗物質就像動作靈敏、可以自由移動的摩托車，能夠不受限制地通過。
圖2-2
不同星系團合併形成了子彈星系團，氣體被困在中間的合併區域。暗物質通過，形成了包含暗物質的球形外圍區域。
利用X射線測量可以確認氣體存在於中心區域，天文學家也可以利用引力透鏡效應，在星系的外部區域找到暗物質。這或許是現有的能夠證明暗物質存在的最有力證據。儘管人們還在考慮用修改引力的方式來解釋，但如果不存在一些不相互作用的物質，那麼要想解釋子彈星系團（或者其他類似觀測）的奇怪結構，是很困難的。子彈星系團或者類似的星系團，通過最為直接的方式表明暗物質是存在的，它們在星系團合併時會毫無阻礙地通過。
暗物質的總能量密度是多少
以上觀測確認了暗物質的存在，卻依舊留給我們一個問題：宇宙中暗物質的總能量密度到底是多少？即使知道星系和星系團中包含多少暗物質，我們也不知道它們的總量。事實上，多數暗物質應該在星系團中，因為所有物質的特性會集結成塊。因此暗物質也應該存在於引力束縛的結構中，而非瀰散地分佈在整個宇宙中，這樣包含在星系團中的暗物質量應該非常近似地等於它的總量。但如果不用做這個假設，也能夠測量出暗物質所具有的能量密度，那就更好了。
實際上，有一種更為可靠的測量暗物質總量的方法。暗物質的總量會影響微波背景輻射（CMB）——來自宇宙最早期的輻射遺跡。我們目前已通過精確測量對這種輻射的各種性質有所瞭解，這些性質在建立正確的宇宙學理論方面扮演著非常關鍵的角色。暗物質總量的最佳測量手段就來自對微波背景輻射的研究，這是目前已知的用來探測宇宙早期階段的最乾淨的方式。
我想提醒讀者的是，即使對物理學家來說，這些計算也是非常需要技巧的。然而，分析中所涉及的一些重要概念其實非常容易理解。一個關鍵的信息就是在最開始，原子（由帶正電荷的原子核和帶負電的電子構成的電中性束縛態）是不存在的。只有當溫度降低到原子的鍵能之下，電子和原子核才能夠穩定地結合成原子。在那個溫度之上，輻射光子會將質子和電子分開，也就是將原子拆開。由於早期的這些帶電粒子的存在，瀰漫於宇宙各處的輻射在最開始時不能自由穿行，會被這些帶電粒子所散射。
隨著宇宙的冷卻，在某個特定溫度（再復合溫度）條件下，帶電粒子將復合形成中性原子。缺少了帶電粒子，光子就能不受阻礙地運動。結果是，從這一刻之後，帶電粒子的運動狀態不再是自由運動，而是結合成了原子。因為沒有了帶電粒子的散射，再復合之後所輻射出來的光子就能直接被望遠鏡觀測到。所以當觀測微波背景輻射時，我們實際上是在回看宇宙早期的狀態。
從測量的角度來看，這非常棒。這在宇宙的一生中也非常早——大約在宇宙大爆炸之後的38萬年，那時宇宙結構還沒有形成。就像宇宙誕生之初所呈現出的那樣，它基本上是均勻的和各向同性的。也就是說，不管你研究哪一塊天空或者選擇哪一個方向，溫度幾乎是一樣的。但萬分之一程度的微小擾動還是微微降低了這種均勻性。這些擾動的測量結果包含非常多的有關宇宙成分和之後的演化信息。這些結果幫助我們推斷出宇宙的膨脹歷史和其他一些性質。通過這些性質，我們又可以瞭解宇宙過去和現在所包含的輻射、物質和能量的含量，從而對宇宙的性質和成分有更詳細的認識。
為了理解為什麼遠古的輻射包含那麼豐富的信息，第二件需要對早期宇宙理解的事情是，在再復合的時候，也就是中性原子最終形成的時候，宇宙中的物質和輻射開始產生振蕩。在大家所瞭解的“聲學振蕩”（acoustic oscillations）中，物質的引力將物質向裡拉，而輻射的壓力驅使著物質向外運動。這些力相互競爭，讓處於坍縮的物質收縮和膨脹，從而產生振蕩。暗物質的量決定了將物質向內拉的引力勢的強度，從而來抵制輻射向外的壓力。這種相互作用幫助形成了振蕩，也允許天文學家測量當時暗物質的能量密度。在一種更為細微的效應中，在物質開始坍縮（這個發生在物質中的能量密度，超過了輻射中的能量密度）和再復合的時間之間——也就是開始振蕩的時候，暗物質能夠影響時間的流逝。
宇宙餅圖
宇宙餅圖裡包含了很多信息。即使不知道細節，我們也清楚這些測量結果是非常精確的。這些數據讓我們可以非常準確地確定很多宇宙學參數的值，包括暗物質的能量密度值。這些測量不僅確認了暗物質和暗能量的存在，也限制了它們在宇宙中的能量比例。
暗物質所含的能量比例大約是26%，普通物質大約為5%，暗能量大約為69%（見圖2-3）。普通物質的大多數能量包含在原子中，這也是為什麼在宇宙餅圖中既可以使用“原子”，也可以使用“普通物質”。另外，暗物質的能量是普通物質所含能量的5倍，意味著它占宇宙物質總能量的85%。讓人欣慰的是，利用宇宙微波背景輻射測量所得到的暗物質比重結果，與之前星系團測量得到的結果是一致的，由此進一步確定了宇宙微波背景輻射測量結果的可靠性。
圖2-3
普通物質（原子）、暗物質和暗能量的比例圖。請注意，暗物質是總能量密度的26%，但佔據了85%的物質能量，因為物質僅僅包括了原子和暗物質的貢獻，而不包括暗能量的貢獻。
微波背景輻射的測量也確認了暗能量的存在。暗物質和普通物質會通過不同方式對從宇宙大爆炸時期產生並留存下來的微波背景輻射產生擾動，而背景輻射的測量數據確認了暗物質的存在及其所佔的比例。並且，暗能量（存在於宇宙中卻不存在於任何物質之上的神秘能量）也影響著這些擾動。
暗能量的真正發現來自超新星的測量，這是由兩個不同的研究團隊作出的：一個由索爾·珀爾馬特（Saul Perlmutter）領導，另外一個由亞當·裡斯（Adam Riess）和布賴恩·施密特（Brian Schmidt）領導。儘管暗物質才是我們真正關心的，暗能量的發現看似是一個小的“插曲”，但暗能量也是非常有趣和重要的，所以這個短暫的“插曲”很值得我們進一步瞭解。
“標準燭光”，照亮暗能量的發現之路
在暗能量的發現過程當中，Ia型超新星扮演著非常重要的角色。在熱核聚變燃燒耗盡其核心區所有的氫和氦之後，某些恆星在其演化的最後階段，便會成為看似平淡無奇的白矮星。而Ia型超新星正是來自白矮星核的爆炸。如果質量高於一定數值，白矮星就會變得不穩定從而爆炸。就像一個石油大國，將所有資源都輸出了，結果發現自己的大量國民非常不滿，他們隨時可能發動革命。白矮星只需要吸收一定量的物質，就會讓它自身處於爆炸的邊緣。[3]因為能夠發生爆炸的所有白矮星具有同等質量，所以所有的Ia型超新星具有同樣的亮度，天體物理學家稱它們為“標準燭光”（standard candles）[4]。
因為Ia型超新星光度的一致性，並且因為它們很亮，即使在很遠的地方，也可以容易地看到，所以Ia型超新星是特別有用的宇宙膨脹速率探測器。除此之外，作為標準燭光，Ia型超新星的視亮度變化只是因為它們到地球的距離不同而已。
一旦天文學家測量了星系的退行速度和星系的亮度，他們就能夠決定星系距地球的距離，以及星系所暗含的宇宙膨脹速率。有了這些信息之後，天文學家就可以確定宇宙隨時間膨脹的規律。
利用這個想法，兩個超新星研究團隊在1998年測量了許多Ia型超新星所在的星系紅移，從而發現了暗能量。紅移是退行物體所發出的光頻率的改變，就像當救護車呼嘯著離我們遠去的時候，它警笛的音調會慢慢降低一樣，紅移能夠告訴我們一個事物遠離某個光源或者聲源的速度。當研究人員弄清所研究超新星的紅移和亮度時，他們就能夠測量宇宙的膨脹速率。
讓研究者感覺到非常詫異的是，他們發現超新星比預期的要暗一些。這表明：測量得到的超新星到地球的距離，要比利用當時傳統的宇宙膨脹速率假設所得到的預期距離遠一些。這一觀測結果產生了一個很了不起的結論：某種能量源一直在加速宇宙的膨脹。暗能量正好符合要求，隨著時間推移，它的引力效應讓宇宙膨脹的速率越來越大。宇宙微波背景輻射的測量結果和超新星的測量結果共同確認了暗能量的存在。
暗物質終曲
現在所有的測量結果都很好地符合預估結果，所以大多數宇宙學家都在談論一個ΛCDM [5]的宇宙模型。Λ過去被用來指暗能量，我們現在知道它是存在的。利用宇宙餅圖中暗能量、暗物質和普通物質的含量，目前所有的測量和模型預測結果都很符合預期。
微波背景輻射的密度擾動很微小，但卻表現出了非常多的擾動現象。我們目前對宇宙微波背景輻射已經做了精確的測量，從而也確定了許多宇宙學參數，包括普通物質、暗物質和暗能量的能量密度，以及宇宙的年齡和形狀。我們將在第5章討論來自威爾金森微波各向異性探測器（Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, WMAP）和普朗克衛星的新數據。這些數據和觀測數據（比如來自Ia型超新星的研究數據）的高度一致，是對宇宙學模型的一種重要驗證。
我必須要說明的是，還有一項非常重要的證據表明了暗物質的存在，這項證據對我們來說是最為重要的，即結構（比如星系）的存在。如果沒有暗物質，這些結構將沒有充足的時間形成。
為了理解暗物質在這一重要過程中所扮演的舉足輕重的角色，我們需要對宇宙早期的歷史有一些瞭解。在講述結構形成之前，我們要首先瞭解一下宇宙學——它是一門關於宇宙隨時間如何演化的學科。