暗物质究竟是由什么组成的，这个问题至今还没有答案。弱相互作用大质量粒子曾是最受欢迎的猜想，但随着时间的流逝，对撞机实验和直接粒子探测试验的数据都显得对它不利。现在，是时候让我们重视起轴子和类轴子了。为了验证这类模型，科学家或许会把更多的精力投入到广阔的宇宙空间中。
撰文|钱达·普雷斯科德-温斯坦（Chanda Prescod-Weinstein）
翻译|林宇根
审校|高宇
鲁宾在20世纪60年代做出了足以传世的成果。她在研究星系内的恒星时发现了一些奇怪的现象：星系外围的恒星速度比预想的要快。她的工作与弗里茨·兹威基（Fritz Zwicky）在20世纪30年代早期对星系团的研究结果相呼应，弗里茨·兹威基的研究结果导致他提出存在“Dunkle Materie”，这在德语里是“暗物质”的意思。整个70年代，鲁宾和美国天文学家肯特·福特（Kent Ford）都在发表支持此结论的数据。而到了80年代早期，科学家已经普遍接受了物理学中存在一个暗物质问题。
大多数在实验室中寻找暗物质的尝试都可以分为三类。第一类是“直接探测”实验，以普通物质作为靶粒子，比如氙元素，来寻找暗物质粒子与靶粒子之间的互动。第二类是对撞机实验，例如在瑞士日内瓦附近的大型强子对撞机上，将两个普通物质粒子加速对撞粉碎，希望以此产生暗物质粒子。第三类是“间接探测”实验，通过暗物质与自身的相互作用产生出的可观测粒子来寻找暗物质存在的证据。
到目前为止，以上的策略都还尚未发现这些“缺失”的暗物质。我们也仍然不知道暗物质是否能在引力之外与普通物质相互作用。或许我们建造的加速器就不可能产生暗物质，我们组建的实验也探测不到。因此，通过天文观测在宇宙中寻找暗物质，是我们最大的希望之一。
尽管这种暗物质研究方法很有前景，但有时，天文学家和物理学家在观念上会有分歧。物理学家倾向于重视对撞机和实验室探测，并不总优先考虑暗物质与天体物理学工作的联系，这种观念上的脱节在资金资助上也会有所体现。而天文学家这边则倾向于把暗物质当作粒子物理学问题而不予考虑。到2022年，我们将有机会改变这一现状。21世纪20年代初，粒子物理学界开始制定“斯诺马斯”（Snow mass）团体发展规划。这个规划大约每十年进行一次，物理学家聚在一起，向一个美国国会授权的专家组解释未来的科学项目，该专家组将决定这些科学问题的优先顺序。暗物质的宇宙学探测则首次成为了优先考虑的方向之一。
搜寻暗物质的4种方法。
“候选者宇宙”
尽管对暗物质仍知之甚少，但与鲁宾在做相关研究的70和80年代相比，我们已经有了长足的进步。我们现在知道，有充分的证据表明每个星系都生活在自己的暗物质气泡中，这被称为暗物质晕。在这些星系和晕组成的系统中，暗物质总量远远超过了恒星、行星和气体中的普通物质。换句话说，我们在实验室和对撞机中能够识别的所有粒子，也就是粒子物理学标准模型中的那些粒子，只占宇宙中正常引力物质的20%左右。如果还要考虑暗能量，那么我们对宇宙的了解就只剩下大约4%了。
物理学家已经考虑了各色的暗物质候选者。大多数科学家倾向于“冷暗物质”，即由运动速度要比光速慢得多的非相对论性粒子组成的暗物质。在冷暗物质中，经典的模型之一是弱相互作用大质量粒子（weakly interacting massive particle，WIMP）。科学家们推测，在宇宙早期这种粒子可以自然地形成，并通过弱力与常规物质有一定的相互作用。最受欢迎的WIMP粒子是费米子，这是包含电子和夸克在内的一类粒子。
在很长一段时间里，尤其是在美国，WIMP是最受欢迎的暗物质候选者。不过近年来，人们的看法发生了转变，原因是大型强子对撞机以及其他任何直接、间接探测实验都没有发现WIMP存在的证据。
近期，粒子物理学界对轴子感到兴奋不已，它是另一种假想的暗物质候选粒子。根据理论预测，轴子的质量比WIMP小，且不是费米子。相反，轴子是一种玻色子，光子也是一种玻色子。作为玻色子，轴子与WIMP的性质有着本质上的不同，这为它们可能形成的不同结构打开了一扇有趣的大门。最初正是受到轴子的吸引，我才进入暗物质研究领域的。
诱人的替代选项
2014年，我是麻省理工学院的马丁·卢瑟·金（Martin Luther King Jr）博士后，先在卡弗里天体物理研究所（KavliInstitute for Astrophysics），后在理论物理中心（Center for Theoretical Physics，CTP），负责寻找一些有兴趣的研究课题。马克·赫茨伯格（MarkHertzberg）当时也是理论物理中心的一名博士后，我和他谈起物理学家之间爆发的一场辩论： 轴子能形成一种被原子物理学称为“玻色-爱因斯坦凝聚态”的奇特物质状态吗？
存在这种可能性的原因在于轴子是玻色子，而不是费米子。费米子（包括WIMP）必须遵守泡利不相容原理，意味着两个费米子不能占据全同的量子态。而另一方面，因为轴子是玻色子，它们就可以占据相同量子态。这意味着当我们充分冷却轴子后，它们能进入相同的低能态，并像单个超粒子一样进行集体运动，这就是玻色-爱因斯坦凝聚。
轴子，是由弗兰克·维尔切克（Frank Wilczek）在20世纪70年代命名的，他是赫茨伯格在麻省理工学院的博士导师。维尔切克是最早意识到罗伯托·佩切伊（RobertoPeccei）和海伦·奎因（Helen Quinn）提出的模型结果的人之一，维尔切克以一种洗衣液品牌将这种粒子命名为“轴子”（axion）。
传统的轴子起源于对佩切伊-奎因对量子色动力学理论（QCD）的扩展。QCD描述了四种基本相互作用中的强相互作用力。尽管QCD模型非常成功，但它的一些预言现象我们从未在实验室中观测到。佩切伊和奎因的工作解决了这个矛盾，也提供了一种暗物质的产生机制。同时，另一种被称为弦理论的设想中，预言了一系列与传统轴子有着相同数学架构的粒子，这些粒子被称为类轴子。通常认为传统的QCD轴子质量约为10-40千克，大约比电子轻10个数量级，而弦理论中的类轴子则可以轻得多，轻到10-63 千克。
赫茨伯格、我以及我们博士后导师阿兰·古思（Alan Guth）的合作研究对轴子如何能形成玻色爱因斯坦凝聚的这个热门观点开展了争论。美国佛罗里达大学的皮埃尔·西基维（PierreSikivie）是一位杰出的物理学家，他在2009年提出QCD轴子会在宇宙极早期形成大型凝聚体的观点，引起了极大的轰动。他的计算表明，这会导致星系中产生环状的暗物质晕，而不是像大多数天文学家，以及WIMP模型所预测的那样，形成球形的晕。假如此观点成立，我们或可通过观察晕的形状来判断暗物质的成分。
我们的论文发表的同一年，另一个小组也正在研究类轴子粒子的其他有趣现象。薛熙于在中国台湾大学就职，他牵头的团队发表了常称为“超轻轴子”或“模糊暗物质”的类轴子计算机模拟结果。之所以这样称呼是因为它们的质量非常低，因而行为更像模糊的波而不像点粒子。他们的工作表明这些粒子可以形成波状的暗物质晕，在其核心处存在玻色-爱因斯坦凝聚。薛熙于的论文使科学家对超轻轴子产生了新的兴趣，并相信能通过天体物理观测发现我们预期的波状晕结构。
如今，轴子、类轴子与WIMP并列成为了暗物质最佳的候选方案。而另一个逐渐获得关注度的类型叫做自相互作用暗物质。这个观点预言费米子暗物质粒子之间应存在一种引力之外的自相互作用。暗物质晕通常是平滑的球状，这种自相互作用则能导致它产生更有趣的结构和形态。有趣的是，轴子之间也可以有自相互作用。
冷暗物质候选者。
在WIMP、轴子和自相互作用暗物质外，还有另一种可能的候选者：中微子。它只能解释一小部分暗物质，我们称之为宇宙中微子背景。此外，理论上中微子在标准模型中还有一种假设的伙伴：惰性中微子。惰性中微子与中微子不同，它们主要通过引力相互作用，参与标准模型中相互作用的程度反倒非常低。并且，它们可能是最受欢迎的“温暗物质”候选者——至少是介于热与冷之间的暗物质候选者。
理论物理学家刚开始探讨的另一个观点是：暗物质或许不止是一种，而是一类粒子。也有可能暗物质是由传统的轴子、类轴子、WIMP、惰性中微子和自相互作用暗物质一起组成的。甚至还有另外一种可能性，暗物质实际上是由在早期宇宙中形成的恒星级质量的黑洞组成的。自从2017年发现了引力波，表明这个质量级别的黑洞数量比以前设想的要多一些，这种观点就更受欢迎了。
来自太空的线索
在天文学中，我们总是采用比较被动的观测方式。虽然我们可以选择仪器，但我们不能创造一个星系或者恒星来观察它的演化过程。宇宙中，大多数过程的时间尺度对人类而言并不友好。星系形成需要数十亿年，而释放暗物质粒子的宇宙学过程也需要几十到几百年的时间。
即便如此，暗物质的天体物理学探测仍为我们提供了丰富的信息。例如美国航空航天局（NASA）的费米伽马射线空间望远镜（Fermi Gamma-ray Space Telescope）通过寻找只有暗物质才能发出的伽马射线信号，就起到了暗物质实验装置的作用。
事实上，费米望远镜确实在银河系中心看到了过量的伽马射线。这激起了观测家和理论家们的激烈争论。一种解释是，这就是暗物质相互碰撞的结果。另一种可能性是，信号来自银河系中心附近的中子星，而中子星在其生命历程中会发射伽马射线。一些天体物理学家更倾向于中子星这种常规的解释，而其他人则认为信号是暗物质产生的。只有对更详尽的观测进行分析之后，才能够说服大家去相信这个观点。费米望远镜未来的观测数据，以及NASA的全天中能段伽马射线探测器（All-sky Medium Energy Gamma-ray Observatory eXplorer，简称为AMEGO-X）等未来实验提议将有可能终结这个争论。
子弹星系团 ：钱德拉 X 射线太空望远镜（Chandra X-Ray Space telescope）获取的图像显示了两个星系团碰撞时正常物质所在的位置（粉红色）。引力透镜效应的研究则显示大部分质量分布的区域（蓝色部分）与正常物质的分开了，这为暗物质的存在提供了强有力的证据。
科学家们也曾利用费米望远镜来寻找轴子存在的证据。当轴子遇到磁场时，理论上有几率衰变为光子。我们希望通过长距离的观测来发现这种光信号，从而证明轴子存在。而中子星虽然可能混杂了银河系中心的信号，但它本身实际上也可以是寻找暗物质的好地方。一些理论认为，高速旋转的致密中子星，星体核心处的质子和中子碰撞会产生轴子。这些轴子与光子相互转化并逃离恒星时，或许能被我们观测到。只要我们观测的时间足够长，随着中子星在几十到几百年的时间里释放这些轴子，中子星就会以一种我们能够测量的方式冷却下来。目前另一个热门研究课题是非轴子暗物质能否在中子星中聚集，从而影响星体的结构。
我们还可以通过研究宇宙微波背景（CMB）来更多地了解暗物质的本质，这是迄今为止我们所掌握的暗物质存在的最好证据。事实证明，我们只有假设暗物质存在，才能解释在宇宙微波背景中看到的图案。这些数据中的图案可以告诉我们暗物质在宇宙总能量中的占比；它甚至有助于限制暗物质粒子可能的质量范围。就在我写这篇文章时，CMB-stage 4合作组正准备使用位于智利阿塔卡马沙漠和南极的一系列望远镜，对宇宙微波背景进行迄今为止最精密的测量。
可预期的未来
NASA的罗曼空间望远镜（Nancy Grace Roman Space Telescope）将于2025年发射，虽然它主要专注于研究宇宙加速膨胀（“暗能量问题”）和系外行星，但它也能加深我们对暗物质的了解。同时，位于阿塔卡马沙漠的薇拉·C。鲁宾天文台也将继续支持许多方面的研究，其中包括搜寻鲁宾赖以成名的暗物质。
换句话说，未来数年将有许多事情值得期待。原因之一在于，几乎任何大尺度天文观测都能告诉我们一些暗物质的信息。例如，一个由阿尔玛·X。冈萨雷斯-莫拉莱斯（AlmaX。 Gonzalez-Morales）和路易斯·阿图罗·乌雷尼亚-洛佩斯（Luis Arturo Ureña-López）领导的墨西哥团队证明，我们可以利用引力透镜现象来限制模糊暗物质的质量。莫拉莱斯和洛佩斯积极参与了鲁宾天文台时空巡天历史数据项目，他们从事引力透镜的研究，也参加了暗物质工作组。实验观测将能捕获到更详细的暗物质晕信息，计算机也能对暗物质候选者进行模拟，我们正在工作组中讨论如何对比二者的结果。同样，罗曼望远镜对大尺度结构的巡天观测也将为暗物质在宇宙尺度上的行为提供更多信息。
我将积极参与斯诺马斯规划活动，不仅作为一名科学家，而是与亚历克斯·德里克·瓦格纳（Alex Drlica Wagner）和郁海波一起，担任宇宙学前沿中“暗物质：宇宙学的探测”方向的三位召集人。我们的任务是向资助方的决策者们阐明当前天体物理学在暗物质搜寻方面的热度与机遇。
从事科学工作绝不仅是计算、观测和实验；它还涉及与他人开展合作，其中包括政策制定者。我们能取得多大的进展，一定程度上取决于我们从立法者那里获取的支持力度。想到这一点当然会给人很大压力。好消息是整个宇宙都值得我们去探索，而尝试理解暗物质是一种很不错的消遣。
