任何一個與已有實驗和觀測結果不符的事實都會判一個新模型「死刑」。
過去的一個世紀裡，天文學、物理學和宇宙學等領域中，研究數據和理論的長足進步，教給了我們很多不可思議的知識。但宇宙中的很大一部分我們還沒有看到，甚至可能永遠都看不到。這很大程度上要歸罪於我們有限的視力。比如，有些天體無法被觀測到的原因就是太遠。由於距離遙遠，這些天體即使會輻射或反射出光，這些光也會隨著距離的增大而急劇消散，並迅速變暗。
首先，塵埃或者天體會遮擋或阻礙我們的視線。儘管空間探測對宇宙中天體的直接探測，在某種程度上的確幫我們避免了這些障礙，但目前還沒有一個探測器能到達離我們最近的恆星，更別說最近的星系了。鑒於空間探測器的有限到達範圍和低下的分辨率，它們所能提供的幫助是非常有限的。
還有很多因素限制了我們可以看到的東西。即使在我們周圍，有些事情也因為太小而被忽略。人眼的成像過程限制了我們在不使用干涉技術的情況下，所能看到的東西。人眼能看到的光的波長在可見光範圍內，所以任何小於可見光波長的物體，都超出了人類裸眼的可視能力。在大型強子對撞機（它代表了人類目前最先進的技術）的幫助下，人們可觀測到前所未有的小尺度物理學過程。儘管如此，這個令人瞠目結舌的機器也只能展示一百億億分之一米尺度上的物質。沒有技術的進一步發展，我們依然無法研究與更小尺度上的距離和力學的相關問題。
對暗物質來說，我們之所以無法觀測到它們，有著更無懈可擊的借口。暗物質本身就不發射光或吸收光，而光是人類視覺有效的根本，這是必須面對的事實。暗物質只能通過引力與其他物質相互作用，除此之外，目前我們還沒有發現其他相互作用的途徑。第2章已經解釋過為什麼我們知道暗物質的存在，而且我們知道暗物質的一些大致特性，但我們還不能準確地指出暗物質到底是什麼。因此，探尋暗物質的本質成為一個緊迫的研究項目。
鑒於本書的終極目標是把暗物質和彗星聯繫起來，本章我們會從研究太陽系轉換到研究暗物質，並介紹幾種最有可能解釋暗物質本質的候選理論。
一個簡潔可預測的模型
儘管相信暗物質是真實存在的，對暗物質的本質我們卻一無所知。通過研究宇宙微波背景輻射（CMB），我們知道了暗物質在宇宙中的平均能量密度；通過研究星系中恆星的旋轉曲線，我們可以估算出銀河系附近暗物質的密度；暗物質是「冷」的，也就是說，暗物質粒子的運行速度要比光速小很多，這個結論是從宇宙中小尺度結構的存在而得出的；根據對子彈頭星系團形狀的觀測可以推測，暗物質之間的自相互作用非常弱，而暗物質直接探測信號的缺乏又說明，暗物質和普通物質的相互作用也非常弱；暗物質本身不攜帶電荷。
目前為止，我們知道的只有這些。即使暗物質由基本粒子組成，我們依然不知道暗物質粒子的質量，不知道暗物質粒子和外界是否存在非引力作用，更不知道它是如何在宇宙極早期形成的。我們知道暗物質在宇宙中的平均密度，但是具體是一立方厘米內有一個暗物質粒子，還是一立方厘米中有一個質量大1 000萬億倍的粒子，就不得而知了。大量的微小粒子和瀰散的巨大粒子都能給出相同的暗物質平均密度，而目前天文學家們只能觀測到暗物質的平均密度。
大多數物理學家認為，暗物質由一種新的基本粒子組成，這種新的基本粒子不具備標準模型中基本粒子的相互作用方式。想瞭解這種新的基本粒子，意味著我們必須瞭解它的質量和它與其他物質的作用方式，而且還要弄清楚這些性質是未知粒子性質的全部，還是只是其眾多性質中的一部分。很多物理學家都有自己喜歡的候選未知粒子，但是在沒有足夠的觀測證據之前，我不會輕易地拒絕任何建議。
幸運的是，朝著揭開暗物質神秘面紗這個最終目標前進的過程中，人類的視覺限制只是個不太重要的因素。就算人類目前的技術有能力觀測到暗物質，由於極度專注而產生的盲點或者粗心都可能讓我們錯過它。
人們經常會忽略他們不期待的事物。例如，當觀看熱播美劇《生活大爆炸》中的某一餐廳場景時，很少有人會注意到我的出現，其實我自己也沒有注意到。就算我離主角非常近，也仍然會被忽略（見圖16-1）。
圖16-1
一個關於專注和盲點的例子：《生活大爆炸》中被忽略的我。（感謝吉姆·帕森斯[Jim Parsons]提供圖片）
不過，由於專注而產生的盲點是可以被修復的。與魔術師利用人類的這種弱點不同，科學家需要克服這種弱點。我們的目的是確定在不經意間錯過了什麼。和我一樣，建立模型的理論物理學家們嘗試著想像：實驗物理學家們還有哪些方面沒有查看，或者其實信號已經在已有數據中，而他們還沒注意到。在模型裡，我們猜測著那些被隱藏的信息，而這些信息可以幫助我們解釋已知現象。根據指定模型的預言，實驗物理學家們可以專注於這個方向的實驗，並做有針對性的數據處理，這樣就可以確認或否定這個模型。即便是非常難發現的物質也可以找到。
經常有人問我：當我建立粒子物理學模型的時候，是否遵循某種標準。當然，任何好的模型都應該基於合理的物理理念，即這個模型應該是拓展或利用了已有的關於物質、力或者空間的數學理論。但除了這個基本準則外，還有什麼其他的指導原則嗎？
我和我的同事都比較喜歡一個附加指導原則：模型越簡潔、越有預言性就越好。如果一個模型有太多的自由參數，那它什麼也解釋不了；如果一個模型包含了太多的可能結果，也是不科學的。一個能激發人們興趣的模型需要給出足夠明確的預言，這個預言必須是可驗證的，並且要明確地區別於其他模型。
如果一個特性能夠和現有的模型有所聯繫，就會很吸引人，儘管這個特性不是必要的。暗物質模型的建立就是一個具有這種特性的例子，我們希望暗物質的候選者來自普通物質標準模型。儘管這種搭配不一定是對的，但建立此種聯繫的原因在於，它可以避免引入關於全新的粒子和力的附加猜測。
最重要的是，新模型必須和已有的實驗和觀測結果保持一致，任何一個與已有實驗和觀測結果不符的事實都會判一個新模型「死刑」。這些標準適用於所有模型，包括我們即將討論的最流行的幾種暗物質模型。
候選模型1：最有潛力的弱相互作用大質量粒子
弱相互作用大質量粒子（weakly interacting massive particle, WIMPs）在過去幾十年裡，一直是物理學家和天體物理學家心中最有可能用來描述暗物質粒子的候選者。這裡的「弱相互作用」指的並不是「弱相互作用力」。絕大多數弱相互作用大質量粒子的相互作用，甚至要比標準模型中弱相互作用的中微子還要弱。當暗物質粒子在宇宙中穿行時，它們不會被散射很多（如果存在散射截面的話），因為暗物質粒子的相互作用實在是太小了。
此外，弱相互作用大質量粒子的質量也在「弱尺度」（weak scale）範疇。粗略來說，和新發現的希格斯玻色子質量相當，這個質能級別也正是大型強子對撞機現在能探索的範圍。需要特別說明的是，希格斯玻色子十分不穩定，而且存在自相互作用，它顯然不是暗物質粒子的基本組成。但是，具有類似質量的其他粒子就有可能是暗物質了。如果這個假設是正確的，暗物質簡直就在我們的鼻子底下，它的身份將很快被揭曉，至少對於為大型強子對撞機工作的實驗物理學家們來說，是這樣的。
弱相互作用大質量粒子
假想的大質量粒子，是暗物質數種假想成分之一，這類粒子的相互作用非常弱。
支持弱相互作用大質量粒子假設的證據，是一個引人注目的觀測結果，而這個觀測結果有可能是偶然的，也有可能是研究暗物質本質的有利線索。如果存在一種質量與最近發現的希格斯玻色子相當，而且自身又非常穩定的粒子，那麼存在於宇宙中的這種粒子所攜帶的能量，也許正是現在宇宙中存在的暗物質粒子所攜帶的能量。
關於暗物質粒子質量的演示性計算是基於以下觀測的：隨著宇宙的演化，宇宙的溫度會降低，存在於宇宙極早期的大量大質量粒子會變得越來越少。因為如果在宇宙溫度降低的過程中，大質量粒子與其反物質（正反物質是一對等質量的粒子，並且它們會發生湮滅）會因湮滅機制而消失，但由於溫度和能量的降低，其逆過程發生的概率卻要低得多。結果就是，宇宙冷卻後，大質量粒子的數密度會急劇減少。
如果粒子保持了原有的熱分佈，即特定溫度的粒子具有特定的數目，溫度的降低會導致大質量粒子最終全部互相湮滅掉。然而，由於大質量粒子丰度會隨溫度降低而降低，上面的推測就顯得過於簡單了。如果正反粒子要湮滅，首先它們要找到彼此。但數密度的降低導致它們分佈得非常瀰散，正反粒子彼此碰面的機會就會小很多。這會導致正反粒子的湮滅效率隨著宇宙年齡的增長和冷卻而越來越低。
所導致的結果就是，今天宇宙中粒子的數密度要遠大於簡單的熱力學理論所給出的預言。某種程度上，粒子和反粒子會由於空間數密度的過低，而無法碰面並消除彼此。殘存粒子的數量取決於暗物質粒子的自身質量，以及推定的暗物質粒子的相互作用截面。通過合理估算，我們可以得到一個神奇又醒目的結論：和希格斯玻色子質量相當的穩定粒子在宇宙中的丰度，恰好和當今暗物質在宇宙中的丰度相當。
我們還不知道這些計算結果是否絕對正確，我們還需要知道更多的粒子性質來確定以上結論的正確性。儘管計算過程有些粗糙，但是表面上看起來毫不相干的兩個物理量卻神奇地在這裡聯繫到了一起。也許，這一現象反映了一個事實：弱尺度物理學可以解釋宇宙中暗物質的存在，並預言其性質。
這個結論也導致很多物理學家懷疑暗物質到底是不是由弱相互作用大質量粒子組成的，因為其性質是已知的。弱相互作用大質量粒子模型的優點是其與標準模型的聯繫。相比於其他暗物質候選模型，弱相互作用大質量粒子更容易被證實或者證偽。弱相互作用大質量粒子暗物質與普通物質除了引力作用，還存在其他相互作用方式。它和標準模型中的其他粒子有非引力的微小相互作用。就算這種相互作用十分微小，人們依然可以用極高敏感度的實驗來記錄它們的漲落，這種探測行為被稱作暗物質的直接探測實驗，我會在下一章中描述相關的細節。
到目前為止，弱相互作用大質量粒子的相關探測結果卻依然是零。當然不能說完全是零，有時候確實會出現一些誘人的蛛絲馬跡，然而沒人相信這些蛛絲馬跡就是發現暗物質的確鑿證據。另一方面，探測設備自身的問題和天體物理背景的理解不當，都會產生類似於我們本來期望觀測到的暗物質信號。暗物質存在的證據還不那麼一目瞭然。
儘管缺少觀測數據，許多物理學家還是非常喜歡這個想法，依然思考著粒子物理和暗物質的近似於巧合的吻合。而且，他們相信這個吻合如此地真實，完全不應該只是巧合。以上這些還不是最樂觀的物理學家，最樂觀的物理學家們已經開始研究特定的弱相互作用大質量粒子模型了，比如超對稱模型。超對稱模型指出：任何一個已知粒子都存在一個還未被發現的超對稱的夥伴粒子，這個夥伴粒子具有與前者一樣的質量和電荷。但是目前為止，由於無論是超對稱粒子，還是弱相互作用大質量粒子都沒有被發現，一些相信這些模型的死忠科學家也開始動搖了。
至於我自己，我傾向於嘗試評估各種模型的可能性。在最近參加的一個婚禮上，我認識了一個神父，他對粒子物理學非常好奇，並一直問我個人認為暗物質應該是什麼。我回答：「讓大自然來決定暗物質到底是什麼吧。」顯然這個答案讓他很失望。作為一個模型的建立者，我對應用超對稱模型解釋希格斯玻色子的質量，持懷疑態度。甚至在大型強子對撞機的科學家們公佈最新結果之前我依然如此，因為我知道，在這種情況下超對稱模型要完全自圓其說有多難。我沒有，也不會判超對稱模型「死刑」，因為這是實驗物理學家要做的事情；但我不會說超對稱模型絕對正確，甚至也不會說它「好像是對的」。
同樣，我願意討論任何關於暗物質的候選模型。正如我對神父所說的一樣：「我並沒有偏好的模型。」我在嘗試建立可檢驗的模型，因為只有這樣，我們才能知道答案。和超對稱模型一樣，由於沒有觀測結果的支撐，以前弱相互作用大質量粒子陣營的支持者們開始懷疑自己相信的東西到底是不是對的。當然在沒有觀測結果和實驗支持的時候，選擇相信看上去最有希望的選項，無可厚非。我不知道哪些是最有希望的選項，但也許其他表面上是巧合的自然行為，會給我們提供更好的線索。
候選模型2：有趣的非對稱暗物質模型
除了弱相互作用大質量粒子之外，還有很多暗物質模型，非對稱暗物質（asymmetric dark matter）模型是其中最有趣的一個。這種模型下的暗物質和已有模型存在另一個令人驚訝的吻合。這種吻合也許只是個巧合，但也可能幫助我們洞悉暗物質的本質：宇宙中暗物質的總量和普通物質的總量是可比的。這太讓人驚訝了！
我想，當你第一次聽說暗物質能量是普通物質能量的5倍時，你也許會得出這樣的結論：宇宙中暗物質所攜帶的能量要遠遠大於普通物質所攜帶的能量。但結論恰恰相反，它們的能量密度已經出乎意料地相近了。暗物質的總量曾經可能是普通物質總量的700萬億倍，也有可能是一古戈爾[34]分之一。當然，在這些情況下，宇宙的演化過程也會完全不同，但這些比值都是可能存在的。
宇宙中暗物質總量和普通物質總量大致相同。換一種說法：在描述暗物質、暗能量和普通物質的扇形圖中，不存在一個扇形圖中全是一種物質，或者一種物質所佔比例極其微小的情況。暗能量、暗物質和普通物質都是宇宙學「餅」的組成部分（如果我們把宇宙看作一個餡餅的話），只是它們分別佔有的權重不同。如果不存在任何未知原因的話，這顯然是個巧合。
公平地說，在我們所觀測的尺度上，暗物質能量密度和普通物質能量密度是相當的，太小了就觀測不到了。有意思的是，今天的觀測中，不同的組成部分都具有足夠高的能量密度，並且在觀測總量中的貢獻是可比的。從理論上講，如果一個物質組分的能量密度遠遠高於其他物質組分的能量密度，那麼其他具有微小能量密度的組分將無法被觀測到。但實際情況完全不是這個樣子，暗物質和普通物質具有非常相似的能量密度。
非對稱暗物質模型
該模型認為，宇宙中暗物質能量5倍於普通物質能量，但它們的質量密度出乎意料地很相近，且具有非常相似的能量密度。
根據非對稱暗物質模型，暗物質的能量密度和普通物質的能量密度的相似性並非偶然，而是一個理論預言。非對稱暗物質模型可以給出的預言和弱相互作用大質量粒子模型的預言是不同的，這個預言更多的是與暗物質部分湮滅之後所殘存的暗物質的能量密度。我們不知道，這些所謂的巧合哪個能真正幫助人們加深對暗物質的理解，但這些模型所給出的預言都足夠強，以至於我們必須去注意它們。而且它們其中的一個很有可能是對的。
20世紀90年代初期，一些物理學家比較關注非對稱暗物質模型，其中包括位於西雅圖華盛頓大學的核理論研究所的現任所長大衛·卡普蘭（David B.Kaplan）。這個模型的想法來自21世紀第一個10年後期的宇宙學觀測，領導這個宇宙學觀測的人是另一個同名大衛·卡普蘭，他曾經在華盛頓大學學習，師從物理學家馬庫斯·魯蒂（Markus Luty）和凱瑟琳·祖瑞克（Kathryn Zurek）。還有許多物理學家，包括我，也曾研究過這一類型的模型。
那麼這個模型的概念是什麼呢？為了理解該模型的設想和動機，我們先看看普通物質的一些性質。像第3章提到的那樣，無法確定本質的暗物質並不是神秘物質的唯一形式。我們熟悉的普通物質也有一些奇怪的性質，特別是我們今天觀測到的宇宙中普通物質的總量。普通物質的能量大部分以質子和中子為載體，也就是我們說的重子（baryon），這些重子是由一種叫作夸克的基本粒子組成。如果大部分由重子物質組成的普通物質的分佈都遵循宇宙極早期的最簡單假設，即隨著宇宙的冷卻，普通物質會互相湮滅掉，那麼今天宇宙中存在的普通物質的密度要遠遠低於現有觀測。
宇宙有一個關鍵的特點，我們人類自己也有類似的特點，那就是，和標準熱力學理論的預言相反，普通物質會存留下來，並能夠存留出足夠的數量來形成動物、城市和恆星。這種可能性也許只是因為物質的總量超過反物質的總量，即正反物質在宇宙中的非對稱分佈。如果正反物質的總量一直相等，那麼正反物質粒子會找到彼此然後互相湮滅，最後消失。
顯然，在宇宙演化的過程中，正物質的總量要超過反物質的總量。如果沒有這種正物質的總量溢出，現存正物質的很大一部分都會消失。但我們並不知道為什麼正物質的總量會超過反物質，正反物質總量非對稱性的主因，只會是宇宙極早期的一些特殊相互作用和特殊環境。其中的一些物理過程一定已經超出了熱力學平衡的範疇（例如某些物理過程非常緩慢，以至於無法跟上宇宙的膨脹），或者正反物質粒子的總量在創生期就是不相等的。進一步講，也許看起來很自然的對稱性在多餘正物質被創造之後，是無法實現的。
我們既不知道是什麼產生了對稱性的破壞，也不知道是什麼導致物理行為偏離了熱力學平衡。儘管在大統一理論、輕子模型（輕子是指像電子和中微子一樣不參與強相互作用的粒子），以及超對稱模型中，都給出了一些建議。沒人知道哪一個模型是正確的（如果有一個是正確的話），除非有人給出確鑿證據。然而，目前這些領域並不存在直接的可觀測證據。
儘管如此，我們依然可以相信，一種被稱作重子生成（baryongenesis）的過程確實發生過，在此過程中產生了比反物質更多的正物質（正反物質不對稱）。如果沒有重子生成過程，我們也不可能在這裡討論這個故事了。
非對稱暗物質模型指出，因為暗物質的能量密度和普通物質的能量密度如此相似，也許暗物質和反暗物質的產生過程中也存在正反暗物質的不對稱。馬修·巴克利（Matthew Buckley）和我一起研究過這一課題，那時他還是加州理工學院的博士後。我發明了「X合成」（Xogenesis）一詞來描述這一過程，X表示未知的暗物質總量。真正有意思的事情是，這些模型允許暗物質可以像普通物質一樣產生，這也是普通物質和暗物質之間有聯繫的最有意思的一個例子。如果暗物質和普通物質存在相互作用——即使它們之間的作用非常弱小或者曾經比較強，那麼暗物質能量密度和普通物質能量密度之間的可比性，就不僅僅是巧合。這也是這些模型值得被相信的最好理由。
候選模型3：軸子模型
弱相互作用大質量粒子和非對稱暗物質模型是比較常規的模型。弱相互作用大質量粒子類模型引入了弱尺度穩定的粒子，非對稱暗物質模型指出了暗物質粒子和非暗物質粒子的非對稱性。這兩個不同的想法啟發我們，要考慮模型建立的多樣性，也許存在全新的粒子和相互作用。
軸子模型（Axion model）處理了一個更嚴格的情況。一個軸子只會出現在與一個特殊情況有關的模型中，這種特殊的情況在粒子物理學中被稱作強電荷宇稱性問題（strong CP problem），其中，C代表電荷（charge），P代表宇稱（parity）。電荷守恆定律告訴我們，正負電荷的粒子是密切相關的。宇稱守恆告訴我們，沒有物理定律可以分辨出左右，例如右自旋的粒子和左自旋的粒子具有完全相同的相互作用。然而，在自然界中，不僅這兩點對稱性各自破壞了，連它們的組合也破壞了，也就是單獨破壞C和P，並不會互相補償。
軸子模型
軸子是物理學家及天文學宇宙模型中假想的暗物質構成粒子之一。在宇宙中，大量軸子常處於凝聚狀態，軸子間通過極微小的力相互作用。
由於某種未知原因，電荷-宇稱對稱性破壞——因為C和P組合的對稱性是可知的，只會發生在一些特定情況下。為什麼CP守恆只限制在一些相互作用中，在標準模型裡還無法解釋，我們稱之為強電荷宇稱性問題。軸子被創造出來的目的，就是解決這個複雜的問題。
解釋這些是為了方便讀者理解。如果沒有粒子物理學的相關知識儲備，或者沒有讀過一本關於相關理論的書籍，我擔心讀者理解這些概念會非常困難。幸運的是，如果只為了理解軸子在宇宙尺度的預言及其成為暗物質粒子候選者的可能性，你不需要掌握粒子物理學的專業知識。軸子在宇宙尺度上的預言，只依賴於軸子是否足夠輕，以及是否只具有極其微弱的相互作用。
你也許會認為，這些特性會使軸子變得不具破壞性，事實上，大部分物理學家一開始也是這麼想的。但在一篇著名的文章裡，理論物理學家約翰·普瑞斯基爾（John Preskill）、弗蘭克·維爾切克（Frank Wilczek）和馬克·懷斯（Mark Wise）解釋了為什麼即使超級輕、超弱相互作用的軸子也不一定是毫無破壞性的。他們指出，由於軸子太輕，而且相互作用又非常弱，所以軸子的存在不會影響早期宇宙的能量構成。沒有任何物理過程明確指出軸子粒子的存在總量。只有當宇宙演化到足夠冷後，它們才會起作用。
因為軸子的密度在宇宙早期無關緊要，當最終軸子可以影響宇宙演化的時候，它的存在總量將不遵從宇宙中最普遍的方式，例如最低能量。宇宙中會因此出現大量的軸子粒子處於凝聚狀態，所以即使軸子粒子非常輕，軸子凝聚態下的能量也會非常可觀。一個令人驚喜的轉折是，軸子的相互作用不會過弱或者說宇宙中的能量要比之前理論預言的多。
基於上述考慮，我們可以限製出軸子的相互作用範圍。把這一假設推演到觀測中：如果軸子的相互作用比較弱又不是非常弱，軸子會攜帶較高的能量密度，但又不用高到違反觀測。事實上，如果軸子的相互作用恰好滿足我們的假設，暗物質是有可能由軸子組成的，並精確地等於暗物質的能量密度。
軸子的質量完全不同於前面所描述的其他暗物質候選者。在那些理論中，暗物質粒子的質量應該在弱相互作用尺度上或者是其百分之一，而軸子理論預言的是極輕粒子，質量大約是弱相互作用尺度的十億分之一。
軸子的相互作用也不同於其他暗物質候選者。從宇宙學和天體物理學的觀測，軸子模型可以被限制到一個非常狹窄的質量窗口與相互作用強度的窗口。相互作用不能太弱，否則軸子攜帶的能量密度會過高；相互作用也不能太強，否則我們就可以在粒子物理學實驗中或者恆星的內部觀測到相關現象。因為在恆星內部，如果軸子的相互作用足夠強的話，恆星會被冷卻掉。關於超新星冷卻率的觀測表明，並不存在非標準模型沒有預言的冷卻貢獻，這限制了軸子相互作用的強度。
理論上講，考慮到軸子的相互作用窗口，我發現軸子模型有一個比較奇怪的地方：通過實驗測定的相互作用窗口看上去像是隨機的，它與其他物理機制並不存在明顯的相關性。我有點懷疑通過實驗尋找軸子是否會有正面的結果，但我的很多同事卻都比較樂觀。在目前正在實施的軸子探測試驗中，人們假設軸子與光之間有著非常微小的作用。軸子探測器被放置在一個巨大的磁場裡，人們通過探測軸子和磁場相互作用後所產生的輻射來搜尋軸子。對於這類實驗，只有時間能告訴我們，自然界中是否存在軸子，以及它們是否確實組成了暗物質（如果軸子存在的話）。
候選模型4：中微子，被否決的暗物質候選者
目前為止我所介紹的模型有一個共同點：它們都包含著一些暗物質與普通物質的聯繫。例如，弱相互作用大質量粒子模型中的相似質量巧合，非對稱暗物質模型中的近似能量密度，以及用於解決強電荷宇稱性問題的軸子。軸子模型本是為解決粒子物理學問題而提出的假設，但也許對暗物質有用。弱相互作用大質量粒子屬於粒子物理學範疇，它基於超對稱理論。非對稱暗物質模型也許同樣存在於理論中，儘管暗物質和普通物質的相互作用假設是與已有理論無關的一個附加假設。
暗物質可能是純引力相互作用的，或者只有某些暗物質是這樣的。也許暗物質還存在自相互作用力，這些力無法被普通物質所感知到。
在提出「暗物質可能以一種獨立於普通物質的形式存在」的假設之前，物理學家們最先考慮的是，是否存在一種普通物質，這種物質相互之間存在一種自相互作用，從而使之看起來像是暗物質。這樣，問題就變成了：在標準模型的理論框架下，是否存在一種由標準模型粒子組成的物質，它可以成為暗物質的候選者，而不需要引入額外的粒子？
這種假設最早想到的一種基本粒子叫作中微子（neutrino）。在一個被稱作β衰變的輻射過程中，中子會衰變成光子、電子以及中微子（嚴格來說應該是它們的反粒子：反中微子）。與電子及它的對應重粒子（被稱作μ子和τ子）一樣，中微子不參與原子核的強相互作用，並且中微子自身不攜帶電荷，也就是中微子自身不直接參與電相互作用。中微子的一個有趣特點是，除了引力之外（當然所有粒子都參與引力相互作用，儘管作用程度非常微小），它們只直接參與弱相互作用。另外一個性質是，中微子非常輕，質量至多是電子的百萬分之一。
中微子
輕子的一種，是組成自然界的最基本粒子之一，它自身不帶電，不參與原子核的強相互作用，也不直接參與電相互作用，可以自由地穿過地球，被稱為宇宙「隱身人」。
由於它們的相互作用非常弱，所以中微子開始看起來可能是暗物質的候選者之一。但現在這種猜想已被否決，原因如下：中微子在標準模型中通過弱相互作用力實現相互作用，但是在下一章提到的直接探測實驗中卻沒有發現相關的暗物質信號。最主要的是，我們所瞭解的常規中微子不可能是暗物質，因為它們的能量密度實在是太低了。如果宇宙中的中微子想達到已知暗物質的能量密度，那麼中微子的質量要比已知中微子質量重得多。
事實上，輕中微子可以形成熱暗物質（hot dark matter），這些暗物質粒子的運行速度接近光速。熱暗物質會抹除小於超星系團尺度的所有結構，然而，我們可以觀測到星系和星系團的結構，所以熱暗物質在解釋小尺度結構形成的時候，會出現問題。因此，標準物理模型範疇內的中微子並不能成為暗物質的候選者。隨後物理學家們嘗試著修改標準模型，結果也失敗了。像中微子一樣相互作用的粒子，就算是修改標準模型之後，也無法順利解釋第5章所介紹的結構形成。
從理論上講，如果小尺度結構不是直接形成的，而是從大尺度結構碎裂而成的，那麼熱暗物質依然有存在的合理性，而且這個理論已經通過數值模擬給出了一些預言。但是，這些預言都無法與觀測吻合。所以儘管存在一些新的輕中微子和關於中微子暗物質的頭條報道，但中微子真的不是暗物質。中微子至多可能是目前存在的暗物質密度的一小部分。這就是為什麼物理學家更願意關注冷暗物質（cold dark matter）模型。在這種模型下，暗物質粒子的運動速度會很慢，質量通常更高。熱暗物質模型（即像中微子一樣質量很輕且運動極快的粒子模型）已經被排除了。
候選模型5：暈族大質量緻密天體
最後，讓我們瞭解一下暗物質。這種物質不需要新的基本粒子，由無法燃燒的粒子組成（即無光的輻射）、無反射的宏觀結構的可能性。我們無法觀測到這些天體，就像我們在黑暗的房間裡什麼也看不見一樣。從某種程度上講，並不是這些物質不與光發生相互作用，而是因為你周圍沒有足夠的光來發現它們。在接受暗物質存在之前，大多數人都想知道（無論具有科學的態度與否）：為什麼看起來如此顯而易見的可能性是不對的？
具有上述特性的暗天體被統一稱作暈族大質量緻密天體（Massive Compact Halo Objects, MACHOs），這個名字的命名和弱相互作用大質量粒子異曲同工。因為暈族大質量緻密天體僅有一點甚至沒有可觀測的光的輻射，所以這類天體儘管由普通物質組成，依然藏身於黑暗的宇宙中無法被直接觀測到。暈族大質量緻密天體的候選者包括黑洞、中子星和褐矮星。
暈族大質量緻密天體
表面上和暗物質行為很相似的一種普通物質，由無法燃燒的粒子組成，無反射的宏觀結構。這類天體儘管由普通物質組成，依然藏身於黑暗的宇宙中無法被直接觀測到。
我們前面介紹過，黑洞是物質超級緊密的一種引力束縛態，不發光也不反射光。中子星，可能由超新星爆炸後坍縮而成，是質量較大的恆星的超新星爆發後的遺跡，這些恆星的質量不足以形成黑洞，但其超新星爆發之後會形成緻密的由中子組成核心。褐矮星是大於木星卻小於正常恆星的一類天體的統稱，它們由於質量太小而無法觸發核聚變，只能通過引力收縮來加熱自身星體。
上面提到的天體看起來有很大的可能性成為暗物質的候選者。但就算在以前的觀測中，這種可能性也已經得到了嚴格的限制，暈族大質量緻密天體不太可能是暗物質的候選者。第4章中提到了一個關於標準宇宙大爆炸理論的早期檢測：原子核來自早期宇宙的核合成過程，這個過程被稱作原初核合成。而這一過程只會發生在普通物質的某一特定能量密度範圍內。大部分的暈族大質量緻密天體模型都需要過多的普通物質，才能給出正確的核丰度預言。最重要的是，就算普通物質形成了這些密度很高的天體，但是搞清楚它們為什麼通常分佈在星系暈中而不是星系盤中，會是另一個重要的挑戰。
即使如此，天體物理學家依然對各種模型保持一種開放的態度。暗物質是個非凡的研究課題，任何能證明常規解釋無效的努力都是值得的。20世紀90年代，物理學家通過一種叫作微引力透鏡（microlensing）的方法尋找暈族大質量緻密天體。根據這個細緻而美妙的想法，暈族大質量緻密天體會偶然地在一個恆星的前面通過。因為光線會在暈族大質量緻密天體（或者其他大質量天體）周圍產生彎曲，所以這類天體會扮演著一個透鏡的角色：它周圍的引力擾動會臨時放大背景恆星的亮度，使背景恆星先變亮，然後又恢復到正常亮度。當然，要觀測到這一現象，這一光變過程的時間尺度需要足夠小，光變尺度也需要足夠大。通過這個方法，天文學家們給出了這樣的結果：質量在1/3月球質量到100個太陽質量的範圍內的暈族大質量緻密天體，不可能是暗物質，因此其很多候選者都被排除了。
儘管暈族大質量緻密天體的相關觀測已經排除了中子星和白矮星是暗物質的可能性，但是一個狹小質量窗口內的黑洞依然可能是暗物質。不考慮沒有足夠的理論原因讓我們相信在任意給定質量區間的黑洞的總量，恰好滿足解釋暗物質的要求，黑洞給出的引力擾動以及黑洞存在的時間，會對這個假設給出進一步的限制。太小的黑洞會在很短的時間內通過輻射光子而衰變掉，這個黑洞輻射過程被稱作霍金輻射，以第一個指出這一過程的物理學家史蒂芬·霍金的名字命名。而大質量黑洞的預言現象還沒有被觀測到。這些預言包括：雙星系統的引力擾動，可以加熱和拓寬銀盤結構的散射，黑洞對其他物質的吸積和輻射，以及通過精確測量脈衝星得到的黑洞引力波信號。把這些限制都放在一起，黑洞質量可能會被嚴格限制在一百萬分之一個月球質量到一個月球質量之間，而在這個質量範圍外的黑洞將被排除成為暗物質的可能性。對於中子星性質的細緻觀測，也許會把僅存的這個質量範圍或多或少地再排除掉一些。
就算這個非常小的質量窗口依然存在，但弄清楚為什麼只有黑洞會在這個質量範圍內產生並保留下來，仍然非常困難。當然，考慮這種可能性無可厚非，可是根據核合成理論以及創建模型應該遵循的一些限制，黑洞（尤其是只有普通物質創造出來的黑洞）是暗物質的可能性是極小的。
是時候重新開始了
上面的模型包含了最常見的幾種暗物質候選模型，這些候選模型也是物理學家們認為「具有合理存在的可能性」。但我們幾乎可以斷定，它們並不是僅有的選擇。儘管其中一些想法看起來很有前途，但在這些特定模型被實驗證實之前，我們有足夠的理由懷疑其正確性。
另一方面，我們十分確信暗物質是存在的，儘管還不知道它到底是什麼。現在，是時候讓理論物理學家和實驗物理學家重新考慮一個完備度更高的暗物質模型候選範圍了。這些新理論大部分都具有不同的探尋策略。不同的模型會有助於制定探尋策略。
不過，在開始嘗試新的想法之前，我會首先回顧一些已經存在的暗物質探尋技術，以便讀者們具有足夠的背景知識。我們會看到：雖然已經擁有了豐富的天體物理學數據，但既有模型觀測的證據卻仍然十分匱乏，這是督促實驗物理學家和觀測物理學家們拋棄過去的觀測技術和策略的好理由，去開發出一些更加先進的尋找暗物質的觀測方法或實驗方法。