暗物质之谜
我们能够感知暗物质对浩瀚宇宙产生的巨大影响，却捕捉不到它的行踪。在物理学上，物质之间有四种作用力，而暗物质只通过引力与其他物质发生作用；暗物质占据着宇宙中22 ％的质量， 25 ％的能量，而对于它何以有如此巨大的能耐却无人知晓；暗物质的存在为构建宇宙大尺度结构发挥了重要作用，而在小尺度宇宙结构中它却不露身影。那么，暗物质究竟是一种什么样的物质呢？
“质量失踪”之谜
天文学家通过天文观测发现，星星密布的银河系里看得见的天体（包括星星、尘埃和气体）的质量加起来还不到银河系的一半，而另一半质量不知去向。那么，银河系失踪的质量到哪里去了呢？
起初，天文学家以为一些躲在深空的暗星没有被观测到。但后来，大视场望远镜拍摄到天空很暗、很小（质量不到太阳一半）的 M 型矮星，天文学家通过计算得出结论： M 型矮星只能提供银河系失踪质量的一半。那么还有一半哪里去了呢？一些学者认为， M 型矮星是发光的，寿命有几万年，银河系“质量失踪”可能是因为许多小恒星燃烧发光，燃烧的“灰烬”填补了“失踪”的另一半质量。
天外有天，河外有河。银河系只是宇宙中的一个星系，还有数以亿计的河外星系，这些星系一般不是单独存在的，而有成团分布的倾向 ——100 个星系以上组成一个星系团。1933 年，瑞士天体物理学家弗里兹 · 茨威基在研究距离地球约 3 . 5 亿光年的后发星系团里的星系的运动时取得一项重要发现（在星系团“家族”中，后发星系团是我们的近邻，观测起来比较方便）。
根据牛顿引力定律，星系团里的星系的运动是受引力控制的，而引力的大小与运动星系到星系中心的距离，以及星系团的总质量直接相关。茨威基对星系团里的星系的运动和它们到星系中心的距离进行测量，再运用计算引力的公式估计出了星系团的总质量。之后，他又根据星系团里星系的数目（后发星系团里约有 1 万个星系）和总的光度对星系团的总质量进行估计。他凉讶地发现：前一个质量竟然比后一个质量约大400倍！
前一个质量是根据星系团边缘星系的运动计算出来的，同牛顿引力定律有密切关系，由它计算出来的质量是整个星系团所有物质的质量总和；后一个质量是根据星系的数目和光度实测出来的，它代表所有观测到的星系的质量总和。两种方法得出的结果不同，意味着它们中必定有一个是错的。如果实测质量是正确的，那么星系团里的星系怎么能有足够的引力在轨道上快速运动呢？如果计算质量没有问题，那么它与观测的质量怎么会有400倍的差异呢？这就是天文学上著名的“质量失踪问题”。
茨威基认为，星系团里的质量并不是真正失踪了，一些我们看不见的物质为星系团里星系的快速旋转提供了充足的质量乃至引力。“质量失踪问题”受到天体物理学家的广泛关注，开始认识到，宇宙中除了我们看得见的物质外，还有一些我们看不见的物质，也就是暗物质。
200世纪 70 年代，年轻的美国天文学家维拉 · 罗宾证明，茨威基的发现不仅适用于星系团，也适用于星系。科学家进一步认识到：宇宙中的暗物质并非少数。
无法看见的暗物质
宇宙中存在一些不发光的物质，它们是黑的，不与电磁辐射起作用，所以人们无法看见它们。这样的物质并不少见。在太阳系里，除太阳以外，行星、小行星、流星和像月亮那样的卫星以及彗星等都是不发光的物质。在我们人类周围，不发光的物质也比比皆是。这些物质不是暗物质，只是不发光，应该叫做“不发光的物质”。
从物理学角度看，物质发不发光主要取决于所处的环境，原本不发光的物质在高温高压环境下也可能发光。在其他条件相同的情况下，发光体的温度不同，还能发出不同波长或频率的光线。这里所说的光线是广义的，严格地说，应该叫做电磁波。
电磁波包括的波长（或频率）范围很宽，无线电波、微波、红外光、可见光、紫外光、 X 射线以及高能伽玛射线等都是电磁波。在这些光线中，只有可见光是看得见的，其余绝大多数是看不见的，发射这些看不见光线的物质也可称为“暗物质”。不过，这些“暗物质”是由原子、质子、电子和中子等重子物质组成的，是普通的“暗物质”，而宇宙学家和天体物理学家所说的暗物质是一些特殊的物质：它们原则上不仅不发光，也不反射、折射或散射光线，即使在高温高压等极端条件下也是如此，它们对各种波长的光线来说是百分之百透明的。
现在，大多数科学家对暗物质的看法是，它非原子、非质子、非电子和非中子组成的，叫作非重子暗物质，宇宙中绝大多数物质都是这种非重子暗物质，它们不含原子，不通过电磁力同正常物质作用。科学家推测，非重子暗物质是在大爆炸后约38万年的宇宙暴涨时期产生的，对早期宇宙元素的形成没有贡献，所以只能通过引力揭示它的存在。
迄今为止，科学家只知暗物质具有以下性质：看不见，因而没有强作用，没有电磁作用，至多有原子核之间的弱作用，但具有引力作用；寿命长，其年龄至少可以和宇宙年龄—— 137 亿年相比拟。
不同的暗物质理论
根据宇宙大爆炸理论，在大爆炸后约 38 万年时，宇宙进人暴涨时期，如今宇宙中的所有物质 ——太阳、月亮、恒星、星系、星团等可见天体以及一切其他物质，包括我们人类，都是由这一时期核聚变反应生成的元素形成的。在生成宇宙可见物质的同时，也生成了暗物质。因此，暗物质同正常物质一样，也是宇宙大爆炸的产物。科学家推测，根据生成暗物质的候选物质状态不同，有三种不同的暗物质：接近光速候选暗物质形成了热暗物质，速度比光速低得多的候选暗物质形成了冷暗物质，速度在前两种暗物质之间的候选暗物质形成了温暖暗物质。
在关于宇宙是如何形成和演化的问题上，不同暗物质理论的解释是不同的。冷暗物质理论认为，宇宙的大尺度结构是分级增长的，其过程是：小天体先坍缩、瓦解，然后合并成大天体；热暗物质理论则
认为，宇宙的大尺度结构不是分级增长的，而是首先形成像我们银河系那样的平的、薄饼状的“薄片”，然后“薄片”碎裂，成为一块块小碎片，小碎片再形更小的碎片。这就是说，冷暗物质理论认为宇宙结构是“由小到大”形成的，而热暗物质则认为宇宙结构是“由大到小”形成的。由于冷暗物质理论的预计结果与观测一致，而热暗物质理论则严重不符，因此冷暗物质理论目前最被看好。
难以发现的暗物质
在科学家提出的众多可能组成暗物质的候选成分中，最热门的当属弱作用大质量粒子（简称 WIMP ）。科学家假设， WIMP 粒子只通过引力、原子核之间的弱核力以及比弱核力更弱的力作用，因此粒子之间的相互作用很弱，这样它们在宇宙诞生的最初万亿分之一秒内就处于热平衡状态。之后，由于湮灭，它们开始离开平衡，不久其能量密度就变成宇宙总能量密度的 20-30％。由于这一结论与观测相符，期 MP 被当作主要的冷暗物质候选物质。
我们如何才能知道 WIMP 的存在呢？科学家推测，WIMP 在通过太阳外围时可以同太阳质子和阿尔法粒子发生作用并损失能量，成为太阳的“俘虏”。当越来越多的WIMP进人太阳内部并被加热时，彼此之间就开始相互湮灭，形成包括高能中微子在内的各种粒子。这些粒子随后来到地球，而安装在地球上的中微子望远镜就能探测到其中的中微子。因此， WIMP 的踪迹可以通过探测太阳中微子来探寻。
还有一种候选的暗物质组成成分是大质量致密晕天体（简称 MACHO）。被称为“天体”，意味着 MACHO 是由正常重子物质组成的。这种天体的特征是：在星际空间移动，与大阳系没有联系；很少发射或根本不发射辐射。这种远离太阳系的没有辐射的“黑”天体可能就是黑洞、中子星、白矮星和红矮星。
所有的 MACHO 既不发光也不反射光线，任何照在它们“身”上的光线都将被吸收。对于这样一些“黑”天体，我们又如何知道它们的存在呢？
观测表明，在漩涡星系的外围存在着大质量星系晕。漩涡星系指具有漩涡结构的河外星系（银河系就是一个漩涡星系），其中心是恒星密集的区域，被称为星系核球；在核球周围是扁平的圆盘，被称为星系盘；星系盘外延到很远的地方，被称为星系晕。一些科学家相信，星系晕是由黑洞组成的，黑洞周围有一个由气体和尘埃组成的盘，被称为吸积盘。由于吸积盘里的气体和尘埃可以产生向外喷射的喷流，所以我们可以通过观测喷流来观测星系周围的黑洞。如果黑洞不是位于星系周围，也没有吸积盘，而仅仅是一个孤立的天体，则可以通过引力透镜效应来观测它。
引力透镜效应是爱因斯坦广义相对论所预言的一种现象。由于在大质量天体附近时空会发生畸变，光线会发生弯曲，当－个大质量天体位于观测者观测远方光源的视线上时，这个大质量天体就像是放在观测者和天体之间的一块透镜，在光源的两侧形成两个像，这种现象被称为引力透镜效应。在宇宙中，星系有时能起引力透镜作用，使远方的类星体或其他星系产生多重像。在银河系中，当一个黑洞从一颗遥远恒星的前面穿过，并使它的像短时间增亮时，那么就产生了小尺度的引力透镜效应。这种引力透镜效应被叫做微透镜。
微透镜在银河系暗物质研究中发挥了重要作用。1993年，天文学家利用微透镜在银河系中观测到了 MACHO。还有研究小组利用微透镜找到了许多 0 . 5 个太阳质量的 MACHO，其质量足以组成 20 ％的银河系暗物质量。微透镜还否定了一个科学假设。该假设认为，0 . 5 个太阳质量的 MACHO可能来自于白矮星或类似质量的红矮星。由于这两种矮星不完全是黑的，能发射一些所以科学家运用“哈勃空间望远镜”对它们进行了研究。结果表明，在银河系里，由白矮星和红矮星组成暗物质的可能性很小。
引力透镜也是研究星系和星系团中暗物质的有力工具。当一个非常遥远的明亮光源（如类星体）发出的光线在前往观测者的途中，从一个大质量天体（如星系团）周围穿过时，其光线将弯曲成为引力透镜。2003年，加拿大科学家运用引力透镜效应测出了 UGC10214 星系晕的大小和形状，发现由暗物质构成的星系晕比可见的星系体积大 5-8倍。 UGC10214 星系是天文学家发现的一个典型例子，有物质从其中心不停地向外流，但其外围却看不到有星系存在。科学家猜想， UGC10214 星系旁边可能存在“暗物质星系”，这些物质流就是在暗物质星系引力作用下流出来的。
艰难的暗物质探测
尽管科学家在理论上对暗物质提出了非常有趣的假设，但迄今为止，没有任何直接观测记据可以证明暗物质的存在。也就是说，目前的暗物质瑙仑是建立在沙丘之上的，一阵狂风吹过，就会沙尘飞扬。要使暗物质理论成为坚实的科学理论，必须经过观测的检验。
如果银河系的暗物质的确是由 WIMP 组成的，那每秒钟都会有大量的 WIMP 通过地球，而装置在地球上的暗物质探测器就可以检验到 WIMP 的存在，从而验证暗物质假设。探测暗物质的方法主要分为两类，一是直接探测，二是间接探测。用仪器直接探测暗物质的方法被称为直接探测。由于暗物质的信息很微弱，用于直接探测的探测器必须很大，灵敏度必须很高。为了减少来自宇宙射线（宇宙射线指来自宇宙空间的各种粒子，如伽马射线、 X 射线、中微子等，宇宙射线产生的原因很多，恒星、黑洞、超新星爆发等都能产生宇宙射线）的背景，暗物质探测器一般都被放在很深的地底下，比如废弃的矿井中。美国明尼苏达州东北部 800 米深的铁矿井被建成了苏当地下实验室，加拿大安大略省克赖顿附近 6000米深的镍矿井被改造成了萨德伯里中微子和暗物质实验室。意大利的格伦 · 萨索国家实验室、英国的鲍尔璧地下实验室、日本的超级神冈实验室，以及美国南达科他州的地下科学与工程实验么室，都建在很深的矿井里。直接探测实验大多使用两种探测设备：一是在接近绝对零度（-273 ℃ ）的温度下工作的低温探测器，它用来检测粒子打击晶体吸收体原子所产生的热量；二是精良的液体探测器，主要设备是储液池。储液池体积很大，比如美国南达科他州地下科学与工程实验室的储液池的容积达到40立方米，池内储存吸收粒子的溶液，溶液随实验不同而不同，有氯溶液、氙溶液、氩溶液等。暗物质粒子打在这些溶液上，发出闪烁的荧光。根据有没有荧光闪烁和荧光闪烁的强弱，即可测定有没有暗物质存在和暗物质的质量。
2009年1月，美国科学家宣布，明尼苏达苏当地下实验室发现了一个高于背景 20%的信号，被认为是直接探测到的暗物质标记。如果得到证实，将是第二个直接探测到的暗吻质事件。
间接探测指通过探测其他物理量来探测暗物质的方法。前面所说的引力透镜就是一种间接探测，其他诸如测量“星系转动曲线”，确定“星系速度弥散度”，以及用光学、 X 射线和伽玛射线望远镜进行相应的探测，都属于间接探测范畴。
光学、 X 射线和伽玛射线望远镜也在暗物质探测中助了一臂之力。在1999-2001年期间，天文学家将 I 亿像素的数码相机安装在夏威夷天文台的凯克望远镜上，对 150 多万个遥远星系被附近 12 万个星系引力透镜扭曲的形状进行了研究。2006年，美国天文学家利用“钱德拉 x 射线望远镜”对星系团 IE 0657-56 进行观测时，无意间观测到星系碰撞的过程，碰撞非常猛烈，致使暗物质与正常物质分开。这是科学家直接探测到暗物质存在的第一个例子。
在过去几十年里，科学家综合以上两种探测方法，收集到大量暗物质存在的间接测量证据。根据这些证据，天体物理学家相信，暗物质是宇宙的一个重要组成部分。但迄今为止，只有个别事件得到了直接探测的数据，而月还是似是而非的。
最近 10 余年来，科学家开始发展新的暗物质观测方法，其中一种是测量 WIMP 的年调制效应。由于地球环绕太阳公转，地球与 WIMP 的相对速度会随季节而变化，在每年6月份，地球可能通过较高的WIMP流强区，在 12 月份通过较低的 WIMP 流强区，涨落比会出现差异。科学家认为，年度调制效应有望将 WIMI 信息从本底中剥离出来。意大利格伦 · 萨索国家实验室从1996年开始，利用放在 1400米深的地底下的碘化钠晶体阵列探测器进行测量（值得关注的是，我国也参加了这项实验）。初步结果暗示，碘化钠晶体中原子核WIMP粒子的碰撞效应的确出现了微小的季节性变化，科学家由此推算出WIMP粒子的质量至少比质子大 50倍。这一探测引起了世界科学界的关注。英国也在北约克郡海岸博尔比的 1100米深的地下盐钾碱矿中建立了英国暗物质实验中心，该中心已于2003 年4月 28 日正式启动。