有时，当你走过一片森林，一群鸟儿会突然在头顶飞散开，或者一只雄鹿在你面前跑过。但你或许不会遇到惊动这些动物的登山者或者猎人。
当你走在曼哈顿的人行道上，或者驱车在好莱坞的街道上时，你会觉得名人就在附近。即使你并没有直接看到乔治·克鲁尼（George Clooney），但那些手持手机和相机，焦急等待的人群导致交通中断的状况，就已经提醒你：明星就在附近。尽管是间接方式，但通过这个人对周围其他人的强大影响，你能够确信这个特别的人就在附近。
有时，当你走过一片森林，一群鸟儿会突然在头顶飞散开，或者一只雄鹿在你面前跑过。但你或许不会遇到惊动这些动物的登山者或者猎人。即便如此，这些动物的反应也能告诉我们狩猎者的存在。
同样，尽管我们没有直接看到暗物质，它仍然会影响周围的环境，就像明星或猎人一样。天文学家利用这些间接的影响来推断暗物质的存在。现在的测量以越来越高的精确度告诉了我们暗物质的能量比重。尽管引力是一种弱力，但只要暗物质的量足够多，它还是会产生一个可测量的影响。在宇宙中，的确存在许多暗物质。虽然我们还不知道暗物质的真实本质，但接下来将描述的测量结果表明，暗物质是真实存在的，并且是不可或缺的。尽管目前对我们来说，暗物质是不可见的或者不能被直接探测到，但它也并非是完全隐藏起来、不可发现的。
缘起《独狼行动》，暗物质探测简史
弗里茨·兹威基（Fritz Zwicky）是一个独立的思考者，他对事物时常有着令人印象深刻的洞察力，不过偶尔也有一些疯狂的想法。他非常清楚自己是一个怪胎，甚至计划写一部名为《独狼行动》（Operation Lone）的自传。尽管他在1933年得出了20世纪最为惊人的发现之一，但在之后的40年中并没有引起重视。
兹威基在1933年得到的推论的确非常了不起。他观察了后发座星系团（星系团是引力束缚的巨大星系集合体）中的星系速度。在星系团中的物质引力和所包含的恒星动能差不多，从而创造了一个稳态的系统。如果包含的物质质量太低，星系团的吸引力将比恒星的动能小，这些星系将会逃离系统。根据对恒星速度的测量，兹威基计算了星系团所需的质量总量，从而产生足够的引力。结果他发现，所需的质量总量是所测量到的发光质量（产生光线的物质）总量的400倍。为了解释这一结果，兹威基提出，存在一种额外的物质，并将其命名为“dunkle Materie”（德语对“暗物质”的称呼）。
睿智多产的荷兰天文学家简·奥尔特（Jan Oort）比兹威基早一年得到了有关暗物质的相似结论。奥尔特意识到，在临近星系中，如果仅仅把它们的速度归结于发光物质的引力的话，是不会使恒星具有如此快的速度的。奥尔特也推断出应该缺少了某种东西，然而他并没有去猜想存在一种新的物质形式，而仅仅假设存在一种不发光的普通物质。我接下来会讨论，因为种种原因这一提议被否决的故事。
奥尔特或许也不是第一个获取这个发现的人。我在斯德哥尔摩参加一个宇宙学大会的时候，我的瑞典同事拉斯·伯格斯特龙（Lars Bergstrom）告诉我一个相对不知名的观测项目，这个项目是由瑞典天文学家克努特·伦德马克（Knut Lundmark）完成的。像奥尔特一样，尽管伦德马克没有提出一个全新物质形式的大胆建议，但他对暗物质和可见物质之间比值的测量非常接近真实值，我们现在知道这个值大约是5。
尽管有这些早期的观测，但暗物质在相当长的一段时间里基本上是被完全忽略的。这个想法在20世纪70年代才再次流行起来。天文学家对卫星星系（在大质量星系附近的小质量星系）的运动进行了观测后发现，只有额外的看不见的物质存在时，才能够解释它们的运动。正是类似这样的观测，才让天文学家开始对暗物质进行严肃的探讨。
暗物质的地位真正得到巩固是因为维拉·鲁宾（Vera Rubin）的工作。鲁宾是美国华盛顿州卡耐基研究所的一位天文学家，她当时和天文学家肯特·福特（Kent Ford）一起工作。在从乔治城大学研究生毕业之后，鲁宾决定从仙女座星云（M31）开始测量星系中恒星的角向运动，部分原因也是避免踏入其他科学家过度保护的领地。鲁宾的毕业论文是有关星系速度测量的，从而确认星系团的存在，不过她的论文最初遭到了科学界很多人的拒绝，部分原因是她侵入了其他人的研究领域，于是她改变了自己的研究方向。对于毕业之后的研究方向，鲁宾决定进入一个并不热门的研究领域——恒星的轨道速度。
鲁宾的决定催生了或许是她那个时代最让人兴奋的发现。20世纪70年代，鲁宾和福特发现，恒星的旋转速度在距离星系中心的任何距离上基本上是一样的。也就是说，恒星以恒定的速度旋转，甚至在包含发光物质的区域以外的地方也是一样。唯一可能的解释是，存在一些没有考虑到的物质。正是这些物质的引力作用控制着外围遥远恒星的运动，让它们的运动比预期的要快。如果没有这些额外物质的贡献，恒星就会具有鲁宾和福特所测量的那些速度，那样的话，恒星将飞出星系。这些了不起的推断发现，为了让恒星保持在它们的轨道上，普通物质仅仅占所需质量的1/6。鲁宾和福特的观测结果给出了那个时代有关暗物质的最强证据，而星系的旋转曲线继续成为一个重要线索。
从20世纪70年代起，关于暗物质存在的证据变得越来越强，它占宇宙净能量的比例被测量得越来越精确。能够让我们获知暗物质信息的动力学效应，包括星系中恒星的旋转。然而，那些测量仅仅适用于像银河系一样的漩涡星系，它们拥有由可见物质构成的盘，并且还有一个向外延伸的旋臂。
另外一个重要的类别是椭圆星系，在这类星系中，发光物质的形状更接近球状。在椭圆星系中，类似于兹威基对于星系团的测量，可以测量速度弥散（星系中恒星间的速度变化大小）。因为这些速度是由星系的质量所决定的，所以它们充当着星系质量测量的代理量。椭圆星系的测量更进一步表明，发光物质不足以解释恒星的动力学测量结果。除此之外，那些未包含在恒星中的星际气体，其动力学测量表明也需要暗物质。因为这些气体到星系中心的距离是可见物质尺度的10倍，所以这些观测表明，暗物质不仅存在，而且它的范围远远延伸到星系的可见部分之外。测量气体温度和密度的X射线确认了这一结果。
引力透镜效应，让暗物质现形
星系团的质量也能够通过光的引力透镜效应测量（见图2-1）。再强调一次，没有人能够看见暗物质，但暗物质能够通过引力影响它周围的物质，甚至是光。比如，根据兹威基对后发星系团的观测结果，暗物质通过他能够探测到的一些方式，影响了星系的运动。尽管暗物质是不可见的，但是它能够通过影响可见物体而被探测到。
图2-1
类似恒星或者星系的明亮天体发出的光线，在大质量天体（比如星系团）的周围光线会发生弯曲。地球上的观测者将观测到的光线投影成发射源的多个像。
第一个提出了引力透镜效应建议的人正是多才多艺的兹威基。这个提议背后的想法是：位于其他地方的发光物体所产生的光线，会因为暗物质的引力效应改变其传播路径。位于传播路径中的大质量天体（比如星系团）会导致发光物体的光线发生偏折。当星系团足够重时，路径的偏折效应可以被观测到。
偏折的方向取决于光线的初始方向：经过星系团上部的光朝下偏折，右边的光朝左偏折。假设光线按照直线传播，往回追溯这些光线，对于最初产生光线的任何天体，观测将会看到多个像。兹威基意识到，光线和多个像的变化取决于中间星系团所包含的总质量。而通过测量光线和像的变化，我们能够探测到暗物质。发光物体在强引力透镜作用下能够产生多个像；在弱引力透镜情况下，星系的形状会被扭曲，不会产生多个像，因此能够被应用于星系团的边缘，在那里，引力效应不是那么明显。
引力透镜
位于传播路径中的大质量天体（比如星系团），会导致发光物体的光线发生偏折，从而出现多个像。
就像星系团中星系的速度观测结果导致了兹威基的第一个疯狂结论一般，尽管暗物质本身不可见，但通过被偏折的光所产生的可观测效应可以获知星系团的总质量。在首次被提出很多年后，这个神奇的引力透镜效应被人们观测到了。
因此，透镜效应的测量成为暗物质研究中最为重要的一种观测。引力透镜效应非常有趣，在一定程度上它是一种直接看到暗物质的方式。位于发射源和观测者之间的暗物质会让光发生偏折。利用恒星或者星系速度测量时，我们需要做一些动力学假设。但透镜效应与动力学假设无关，透镜效应直接测量了发光体和地球之间的质量。位于星系团（或者包含暗物质的天体）之后的某个天体发射出光，星系团会让光线偏折。因为星系物质（包括不发光的暗物质）的引力效应，来自星系背后类星体的光线会产生多个像，这种透镜效应已经被用来测量这些星系中的暗物质。
子弹星系团，暗物质存在的最强证据
透镜效应提供了最有说服力的暗物质证据，这个证据来自合并的星系团，就像现在在物理学家中很出名的子弹星系团（见图2-2）中所发生的那样。子弹星系团由至少两个星系团合并而成。合并前的星系团包含了暗物质和普通物质，也就是X射线辐射出的气体。气体能够感受到电磁相互作用力，这能够非常有效地阻止两个星系团的气体持续穿过彼此，导致的结果是，最开始随着星系团运动的气体被阻挡在了中间部分。另外，就像子弹星系团所表现的那样，暗物质不管是与气体还是其自身，都几乎没有相互作用，所以它可以没有任何阻碍地穿过，从而在合并星系团的外区形成类似米老鼠耳朵的球形形状。气体就像从不同方向来的车在并道之后导致的交通堵塞，而暗物质就像动作灵敏、可以自由移动的摩托车，能够不受限制地通过。
图2-2
不同星系团合并形成了子弹星系团，气体被困在中间的合并区域。暗物质通过，形成了包含暗物质的球形外围区域。
利用X射线测量可以确认气体存在于中心区域，天文学家也可以利用引力透镜效应，在星系的外部区域找到暗物质。这或许是现有的能够证明暗物质存在的最有力证据。尽管人们还在考虑用修改引力的方式来解释，但如果不存在一些不相互作用的物质，那么要想解释子弹星系团（或者其他类似观测）的奇怪结构，是很困难的。子弹星系团或者类似的星系团，通过最为直接的方式表明暗物质是存在的，它们在星系团合并时会毫无阻碍地通过。
暗物质的总能量密度是多少
以上观测确认了暗物质的存在，却依旧留给我们一个问题：宇宙中暗物质的总能量密度到底是多少？即使知道星系和星系团中包含多少暗物质，我们也不知道它们的总量。事实上，多数暗物质应该在星系团中，因为所有物质的特性会集结成块。因此暗物质也应该存在于引力束缚的结构中，而非弥散地分布在整个宇宙中，这样包含在星系团中的暗物质量应该非常近似地等于它的总量。但如果不用做这个假设，也能够测量出暗物质所具有的能量密度，那就更好了。
实际上，有一种更为可靠的测量暗物质总量的方法。暗物质的总量会影响微波背景辐射（CMB）——来自宇宙最早期的辐射遗迹。我们目前已通过精确测量对这种辐射的各种性质有所了解，这些性质在建立正确的宇宙学理论方面扮演着非常关键的角色。暗物质总量的最佳测量手段就来自对微波背景辐射的研究，这是目前已知的用来探测宇宙早期阶段的最干净的方式。
我想提醒读者的是，即使对物理学家来说，这些计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实非常容易理解。一个关键的信息就是在最开始，原子（由带正电荷的原子核和带负电的电子构成的电中性束缚态）是不存在的。只有当温度降低到原子的键能之下，电子和原子核才能够稳定地结合成原子。在那个温度之上，辐射光子会将质子和电子分开，也就是将原子拆开。由于早期的这些带电粒子的存在，弥漫于宇宙各处的辐射在最开始时不能自由穿行，会被这些带电粒子所散射。
随着宇宙的冷却，在某个特定温度（再复合温度）条件下，带电粒子将复合形成中性原子。缺少了带电粒子，光子就能不受阻碍地运动。结果是，从这一刻之后，带电粒子的运动状态不再是自由运动，而是结合成了原子。因为没有了带电粒子的散射，再复合之后所辐射出来的光子就能直接被望远镜观测到。所以当观测微波背景辐射时，我们实际上是在回看宇宙早期的状态。
从测量的角度来看，这非常棒。这在宇宙的一生中也非常早——大约在宇宙大爆炸之后的38万年，那时宇宙结构还没有形成。就像宇宙诞生之初所呈现出的那样，它基本上是均匀的和各向同性的。也就是说，不管你研究哪一块天空或者选择哪一个方向，温度几乎是一样的。但万分之一程度的微小扰动还是微微降低了这种均匀性。这些扰动的测量结果包含非常多的有关宇宙成分和之后的演化信息。这些结果帮助我们推断出宇宙的膨胀历史和其他一些性质。通过这些性质，我们又可以了解宇宙过去和现在所包含的辐射、物质和能量的含量，从而对宇宙的性质和成分有更详细的认识。
为了理解为什么远古的辐射包含那么丰富的信息，第二件需要对早期宇宙理解的事情是，在再复合的时候，也就是中性原子最终形成的时候，宇宙中的物质和辐射开始产生振荡。在大家所了解的“声学振荡”（acoustic oscillations）中，物质的引力将物质向里拉，而辐射的压力驱使着物质向外运动。这些力相互竞争，让处于坍缩的物质收缩和膨胀，从而产生振荡。暗物质的量决定了将物质向内拉的引力势的强度，从而来抵制辐射向外的压力。这种相互作用帮助形成了振荡，也允许天文学家测量当时暗物质的能量密度。在一种更为细微的效应中，在物质开始坍缩（这个发生在物质中的能量密度，超过了辐射中的能量密度）和再复合的时间之间——也就是开始振荡的时候，暗物质能够影响时间的流逝。
宇宙饼图
宇宙饼图里包含了很多信息。即使不知道细节，我们也清楚这些测量结果是非常精确的。这些数据让我们可以非常准确地确定很多宇宙学参数的值，包括暗物质的能量密度值。这些测量不仅确认了暗物质和暗能量的存在，也限制了它们在宇宙中的能量比例。
暗物质所含的能量比例大约是26%，普通物质大约为5%，暗能量大约为69%（见图2-3）。普通物质的大多数能量包含在原子中，这也是为什么在宇宙饼图中既可以使用“原子”，也可以使用“普通物质”。另外，暗物质的能量是普通物质所含能量的5倍，意味着它占宇宙物质总能量的85%。让人欣慰的是，利用宇宙微波背景辐射测量所得到的暗物质比重结果，与之前星系团测量得到的结果是一致的，由此进一步确定了宇宙微波背景辐射测量结果的可靠性。
图2-3
普通物质（原子）、暗物质和暗能量的比例图。请注意，暗物质是总能量密度的26%，但占据了85%的物质能量，因为物质仅仅包括了原子和暗物质的贡献，而不包括暗能量的贡献。
微波背景辐射的测量也确认了暗能量的存在。暗物质和普通物质会通过不同方式对从宇宙大爆炸时期产生并留存下来的微波背景辐射产生扰动，而背景辐射的测量数据确认了暗物质的存在及其所占的比例。并且，暗能量（存在于宇宙中却不存在于任何物质之上的神秘能量）也影响着这些扰动。
暗能量的真正发现来自超新星的测量，这是由两个不同的研究团队作出的：一个由索尔·珀尔马特（Saul Perlmutter）领导，另外一个由亚当·里斯（Adam Riess）和布赖恩·施密特（Brian Schmidt）领导。尽管暗物质才是我们真正关心的，暗能量的发现看似是一个小的“插曲”，但暗能量也是非常有趣和重要的，所以这个短暂的“插曲”很值得我们进一步了解。
“标准烛光”，照亮暗能量的发现之路
在暗能量的发现过程当中，Ia型超新星扮演着非常重要的角色。在热核聚变燃烧耗尽其核心区所有的氢和氦之后，某些恒星在其演化的最后阶段，便会成为看似平淡无奇的白矮星。而Ia型超新星正是来自白矮星核的爆炸。如果质量高于一定数值，白矮星就会变得不稳定从而爆炸。就像一个石油大国，将所有资源都输出了，结果发现自己的大量国民非常不满，他们随时可能发动革命。白矮星只需要吸收一定量的物质，就会让它自身处于爆炸的边缘。[3]因为能够发生爆炸的所有白矮星具有同等质量，所以所有的Ia型超新星具有同样的亮度，天体物理学家称它们为“标准烛光”（standard candles）[4]。
因为Ia型超新星光度的一致性，并且因为它们很亮，即使在很远的地方，也可以容易地看到，所以Ia型超新星是特别有用的宇宙膨胀速率探测器。除此之外，作为标准烛光，Ia型超新星的视亮度变化只是因为它们到地球的距离不同而已。
一旦天文学家测量了星系的退行速度和星系的亮度，他们就能够决定星系距地球的距离，以及星系所暗含的宇宙膨胀速率。有了这些信息之后，天文学家就可以确定宇宙随时间膨胀的规律。
利用这个想法，两个超新星研究团队在1998年测量了许多Ia型超新星所在的星系红移，从而发现了暗能量。红移是退行物体所发出的光频率的改变，就像当救护车呼啸着离我们远去的时候，它警笛的音调会慢慢降低一样，红移能够告诉我们一个事物远离某个光源或者声源的速度。当研究人员弄清所研究超新星的红移和亮度时，他们就能够测量宇宙的膨胀速率。
让研究者感觉到非常诧异的是，他们发现超新星比预期的要暗一些。这表明：测量得到的超新星到地球的距离，要比利用当时传统的宇宙膨胀速率假设所得到的预期距离远一些。这一观测结果产生了一个很了不起的结论：某种能量源一直在加速宇宙的膨胀。暗能量正好符合要求，随着时间推移，它的引力效应让宇宙膨胀的速率越来越大。宇宙微波背景辐射的测量结果和超新星的测量结果共同确认了暗能量的存在。
暗物质终曲
现在所有的测量结果都很好地符合预估结果，所以大多数宇宙学家都在谈论一个ΛCDM [5]的宇宙模型。Λ过去被用来指暗能量，我们现在知道它是存在的。利用宇宙饼图中暗能量、暗物质和普通物质的含量，目前所有的测量和模型预测结果都很符合预期。
微波背景辐射的密度扰动很微小，但却表现出了非常多的扰动现象。我们目前对宇宙微波背景辐射已经做了精确的测量，从而也确定了许多宇宙学参数，包括普通物质、暗物质和暗能量的能量密度，以及宇宙的年龄和形状。我们将在第5章讨论来自威尔金森微波各向异性探测器（Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, WMAP）和普朗克卫星的新数据。这些数据和观测数据（比如来自Ia型超新星的研究数据）的高度一致，是对宇宙学模型的一种重要验证。
我必须要说明的是，还有一项非常重要的证据表明了暗物质的存在，这项证据对我们来说是最为重要的，即结构（比如星系）的存在。如果没有暗物质，这些结构将没有充足的时间形成。
为了理解暗物质在这一重要过程中所扮演的举足轻重的角色，我们需要对宇宙早期的历史有一些了解。在讲述结构形成之前，我们要首先了解一下宇宙学——它是一门关于宇宙随时间如何演化的学科。