任何一个与已有实验和观测结果不符的事实都会判一个新模型“死刑”。
过去的一个世纪里，天文学、物理学和宇宙学等领域中，研究数据和理论的长足进步，教给了我们很多不可思议的知识。但宇宙中的很大一部分我们还没有看到，甚至可能永远都看不到。这很大程度上要归罪于我们有限的视力。比如，有些天体无法被观测到的原因就是太远。由于距离遥远，这些天体即使会辐射或反射出光，这些光也会随着距离的增大而急剧消散，并迅速变暗。
首先，尘埃或者天体会遮挡或阻碍我们的视线。尽管空间探测对宇宙中天体的直接探测，在某种程度上的确帮我们避免了这些障碍，但目前还没有一个探测器能到达离我们最近的恒星，更别说最近的星系了。鉴于空间探测器的有限到达范围和低下的分辨率，它们所能提供的帮助是非常有限的。
还有很多因素限制了我们可以看到的东西。即使在我们周围，有些事情也因为太小而被忽略。人眼的成像过程限制了我们在不使用干涉技术的情况下，所能看到的东西。人眼能看到的光的波长在可见光范围内，所以任何小于可见光波长的物体，都超出了人类裸眼的可视能力。在大型强子对撞机（它代表了人类目前最先进的技术）的帮助下，人们可观测到前所未有的小尺度物理学过程。尽管如此，这个令人瞠目结舌的机器也只能展示一百亿亿分之一米尺度上的物质。没有技术的进一步发展，我们依然无法研究与更小尺度上的距离和力学的相关问题。
对暗物质来说，我们之所以无法观测到它们，有着更无懈可击的借口。暗物质本身就不发射光或吸收光，而光是人类视觉有效的根本，这是必须面对的事实。暗物质只能通过引力与其他物质相互作用，除此之外，目前我们还没有发现其他相互作用的途径。第2章已经解释过为什么我们知道暗物质的存在，而且我们知道暗物质的一些大致特性，但我们还不能准确地指出暗物质到底是什么。因此，探寻暗物质的本质成为一个紧迫的研究项目。
鉴于本书的终极目标是把暗物质和彗星联系起来，本章我们会从研究太阳系转换到研究暗物质，并介绍几种最有可能解释暗物质本质的候选理论。
一个简洁可预测的模型
尽管相信暗物质是真实存在的，对暗物质的本质我们却一无所知。通过研究宇宙微波背景辐射（CMB），我们知道了暗物质在宇宙中的平均能量密度；通过研究星系中恒星的旋转曲线，我们可以估算出银河系附近暗物质的密度；暗物质是“冷”的，也就是说，暗物质粒子的运行速度要比光速小很多，这个结论是从宇宙中小尺度结构的存在而得出的；根据对子弹头星系团形状的观测可以推测，暗物质之间的自相互作用非常弱，而暗物质直接探测信号的缺乏又说明，暗物质和普通物质的相互作用也非常弱；暗物质本身不携带电荷。
目前为止，我们知道的只有这些。即使暗物质由基本粒子组成，我们依然不知道暗物质粒子的质量，不知道暗物质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极早期形成的。我们知道暗物质在宇宙中的平均密度，但是具体是一立方厘米内有一个暗物质粒子，还是一立方厘米中有一个质量大1 000万亿倍的粒子，就不得而知了。大量的微小粒子和弥散的巨大粒子都能给出相同的暗物质平均密度，而目前天文学家们只能观测到暗物质的平均密度。
大多数物理学家认为，暗物质由一种新的基本粒子组成，这种新的基本粒子不具备标准模型中基本粒子的相互作用方式。想了解这种新的基本粒子，意味着我们必须了解它的质量和它与其他物质的作用方式，而且还要弄清楚这些性质是未知粒子性质的全部，还是只是其众多性质中的一部分。很多物理学家都有自己喜欢的候选未知粒子，但是在没有足够的观测证据之前，我不会轻易地拒绝任何建议。
幸运的是，朝着揭开暗物质神秘面纱这个最终目标前进的过程中，人类的视觉限制只是个不太重要的因素。就算人类目前的技术有能力观测到暗物质，由于极度专注而产生的盲点或者粗心都可能让我们错过它。
人们经常会忽略他们不期待的事物。例如，当观看热播美剧《生活大爆炸》中的某一餐厅场景时，很少有人会注意到我的出现，其实我自己也没有注意到。就算我离主角非常近，也仍然会被忽略（见图16-1）。
图16-1
一个关于专注和盲点的例子：《生活大爆炸》中被忽略的我。（感谢吉姆·帕森斯[Jim Parsons]提供图片）
不过，由于专注而产生的盲点是可以被修复的。与魔术师利用人类的这种弱点不同，科学家需要克服这种弱点。我们的目的是确定在不经意间错过了什么。和我一样，建立模型的理论物理学家们尝试着想象：实验物理学家们还有哪些方面没有查看，或者其实信号已经在已有数据中，而他们还没注意到。在模型里，我们猜测着那些被隐藏的信息，而这些信息可以帮助我们解释已知现象。根据指定模型的预言，实验物理学家们可以专注于这个方向的实验，并做有针对性的数据处理，这样就可以确认或否定这个模型。即便是非常难发现的物质也可以找到。
经常有人问我：当我建立粒子物理学模型的时候，是否遵循某种标准。当然，任何好的模型都应该基于合理的物理理念，即这个模型应该是拓展或利用了已有的关于物质、力或者空间的数学理论。但除了这个基本准则外，还有什么其他的指导原则吗？
我和我的同事都比较喜欢一个附加指导原则：模型越简洁、越有预言性就越好。如果一个模型有太多的自由参数，那它什么也解释不了；如果一个模型包含了太多的可能结果，也是不科学的。一个能激发人们兴趣的模型需要给出足够明确的预言，这个预言必须是可验证的，并且要明确地区别于其他模型。
如果一个特性能够和现有的模型有所联系，就会很吸引人，尽管这个特性不是必要的。暗物质模型的建立就是一个具有这种特性的例子，我们希望暗物质的候选者来自普通物质标准模型。尽管这种搭配不一定是对的，但建立此种联系的原因在于，它可以避免引入关于全新的粒子和力的附加猜测。
最重要的是，新模型必须和已有的实验和观测结果保持一致，任何一个与已有实验和观测结果不符的事实都会判一个新模型“死刑”。这些标准适用于所有模型，包括我们即将讨论的最流行的几种暗物质模型。
候选模型1：最有潜力的弱相互作用大质量粒子
弱相互作用大质量粒子（weakly interacting massive particle, WIMPs）在过去几十年里，一直是物理学家和天体物理学家心中最有可能用来描述暗物质粒子的候选者。这里的“弱相互作用”指的并不是“弱相互作用力”。绝大多数弱相互作用大质量粒子的相互作用，甚至要比标准模型中弱相互作用的中微子还要弱。当暗物质粒子在宇宙中穿行时，它们不会被散射很多（如果存在散射截面的话），因为暗物质粒子的相互作用实在是太小了。
此外，弱相互作用大质量粒子的质量也在“弱尺度”（weak scale）范畴。粗略来说，和新发现的希格斯玻色子质量相当，这个质能级别也正是大型强子对撞机现在能探索的范围。需要特别说明的是，希格斯玻色子十分不稳定，而且存在自相互作用，它显然不是暗物质粒子的基本组成。但是，具有类似质量的其他粒子就有可能是暗物质了。如果这个假设是正确的，暗物质简直就在我们的鼻子底下，它的身份将很快被揭晓，至少对于为大型强子对撞机工作的实验物理学家们来说，是这样的。
弱相互作用大质量粒子
假想的大质量粒子，是暗物质数种假想成分之一，这类粒子的相互作用非常弱。
支持弱相互作用大质量粒子假设的证据，是一个引人注目的观测结果，而这个观测结果有可能是偶然的，也有可能是研究暗物质本质的有利线索。如果存在一种质量与最近发现的希格斯玻色子相当，而且自身又非常稳定的粒子，那么存在于宇宙中的这种粒子所携带的能量，也许正是现在宇宙中存在的暗物质粒子所携带的能量。
关于暗物质粒子质量的演示性计算是基于以下观测的：随着宇宙的演化，宇宙的温度会降低，存在于宇宙极早期的大量大质量粒子会变得越来越少。因为如果在宇宙温度降低的过程中，大质量粒子与其反物质（正反物质是一对等质量的粒子，并且它们会发生湮灭）会因湮灭机制而消失，但由于温度和能量的降低，其逆过程发生的概率却要低得多。结果就是，宇宙冷却后，大质量粒子的数密度会急剧减少。
如果粒子保持了原有的热分布，即特定温度的粒子具有特定的数目，温度的降低会导致大质量粒子最终全部互相湮灭掉。然而，由于大质量粒子丰度会随温度降低而降低，上面的推测就显得过于简单了。如果正反粒子要湮灭，首先它们要找到彼此。但数密度的降低导致它们分布得非常弥散，正反粒子彼此碰面的机会就会小很多。这会导致正反粒子的湮灭效率随着宇宙年龄的增长和冷却而越来越低。
所导致的结果就是，今天宇宙中粒子的数密度要远大于简单的热力学理论所给出的预言。某种程度上，粒子和反粒子会由于空间数密度的过低，而无法碰面并消除彼此。残存粒子的数量取决于暗物质粒子的自身质量，以及推定的暗物质粒子的相互作用截面。通过合理估算，我们可以得到一个神奇又醒目的结论：和希格斯玻色子质量相当的稳定粒子在宇宙中的丰度，恰好和当今暗物质在宇宙中的丰度相当。
我们还不知道这些计算结果是否绝对正确，我们还需要知道更多的粒子性质来确定以上结论的正确性。尽管计算过程有些粗糙，但是表面上看起来毫不相干的两个物理量却神奇地在这里联系到了一起。也许，这一现象反映了一个事实：弱尺度物理学可以解释宇宙中暗物质的存在，并预言其性质。
这个结论也导致很多物理学家怀疑暗物质到底是不是由弱相互作用大质量粒子组成的，因为其性质是已知的。弱相互作用大质量粒子模型的优点是其与标准模型的联系。相比于其他暗物质候选模型，弱相互作用大质量粒子更容易被证实或者证伪。弱相互作用大质量粒子暗物质与普通物质除了引力作用，还存在其他相互作用方式。它和标准模型中的其他粒子有非引力的微小相互作用。就算这种相互作用十分微小，人们依然可以用极高敏感度的实验来记录它们的涨落，这种探测行为被称作暗物质的直接探测实验，我会在下一章中描述相关的细节。
到目前为止，弱相互作用大质量粒子的相关探测结果却依然是零。当然不能说完全是零，有时候确实会出现一些诱人的蛛丝马迹，然而没人相信这些蛛丝马迹就是发现暗物质的确凿证据。另一方面，探测设备自身的问题和天体物理背景的理解不当，都会产生类似于我们本来期望观测到的暗物质信号。暗物质存在的证据还不那么一目了然。
尽管缺少观测数据，许多物理学家还是非常喜欢这个想法，依然思考着粒子物理和暗物质的近似于巧合的吻合。而且，他们相信这个吻合如此地真实，完全不应该只是巧合。以上这些还不是最乐观的物理学家，最乐观的物理学家们已经开始研究特定的弱相互作用大质量粒子模型了，比如超对称模型。超对称模型指出：任何一个已知粒子都存在一个还未被发现的超对称的伙伴粒子，这个伙伴粒子具有与前者一样的质量和电荷。但是目前为止，由于无论是超对称粒子，还是弱相互作用大质量粒子都没有被发现，一些相信这些模型的死忠科学家也开始动摇了。
至于我自己，我倾向于尝试评估各种模型的可能性。在最近参加的一个婚礼上，我认识了一个神父，他对粒子物理学非常好奇，并一直问我个人认为暗物质应该是什么。我回答：“让大自然来决定暗物质到底是什么吧。”显然这个答案让他很失望。作为一个模型的建立者，我对应用超对称模型解释希格斯玻色子的质量，持怀疑态度。甚至在大型强子对撞机的科学家们公布最新结果之前我依然如此，因为我知道，在这种情况下超对称模型要完全自圆其说有多难。我没有，也不会判超对称模型“死刑”，因为这是实验物理学家要做的事情；但我不会说超对称模型绝对正确，甚至也不会说它“好像是对的”。
同样，我愿意讨论任何关于暗物质的候选模型。正如我对神父所说的一样：“我并没有偏好的模型。”我在尝试建立可检验的模型，因为只有这样，我们才能知道答案。和超对称模型一样，由于没有观测结果的支撑，以前弱相互作用大质量粒子阵营的支持者们开始怀疑自己相信的东西到底是不是对的。当然在没有观测结果和实验支持的时候，选择相信看上去最有希望的选项，无可厚非。我不知道哪些是最有希望的选项，但也许其他表面上是巧合的自然行为，会给我们提供更好的线索。
候选模型2：有趣的非对称暗物质模型
除了弱相互作用大质量粒子之外，还有很多暗物质模型，非对称暗物质（asymmetric dark matter）模型是其中最有趣的一个。这种模型下的暗物质和已有模型存在另一个令人惊讶的吻合。这种吻合也许只是个巧合，但也可能帮助我们洞悉暗物质的本质：宇宙中暗物质的总量和普通物质的总量是可比的。这太让人惊讶了！
我想，当你第一次听说暗物质能量是普通物质能量的5倍时，你也许会得出这样的结论：宇宙中暗物质所携带的能量要远远大于普通物质所携带的能量。但结论恰恰相反，它们的能量密度已经出乎意料地相近了。暗物质的总量曾经可能是普通物质总量的700万亿倍，也有可能是一古戈尔[34]分之一。当然，在这些情况下，宇宙的演化过程也会完全不同，但这些比值都是可能存在的。
宇宙中暗物质总量和普通物质总量大致相同。换一种说法：在描述暗物质、暗能量和普通物质的扇形图中，不存在一个扇形图中全是一种物质，或者一种物质所占比例极其微小的情况。暗能量、暗物质和普通物质都是宇宙学“饼”的组成部分（如果我们把宇宙看作一个馅饼的话），只是它们分别占有的权重不同。如果不存在任何未知原因的话，这显然是个巧合。
公平地说，在我们所观测的尺度上，暗物质能量密度和普通物质能量密度是相当的，太小了就观测不到了。有意思的是，今天的观测中，不同的组成部分都具有足够高的能量密度，并且在观测总量中的贡献是可比的。从理论上讲，如果一个物质组分的能量密度远远高于其他物质组分的能量密度，那么其他具有微小能量密度的组分将无法被观测到。但实际情况完全不是这个样子，暗物质和普通物质具有非常相似的能量密度。
非对称暗物质模型
该模型认为，宇宙中暗物质能量5倍于普通物质能量，但它们的质量密度出乎意料地很相近，且具有非常相似的能量密度。
根据非对称暗物质模型，暗物质的能量密度和普通物质的能量密度的相似性并非偶然，而是一个理论预言。非对称暗物质模型可以给出的预言和弱相互作用大质量粒子模型的预言是不同的，这个预言更多的是与暗物质部分湮灭之后所残存的暗物质的能量密度。我们不知道，这些所谓的巧合哪个能真正帮助人们加深对暗物质的理解，但这些模型所给出的预言都足够强，以至于我们必须去注意它们。而且它们其中的一个很有可能是对的。
20世纪90年代初期，一些物理学家比较关注非对称暗物质模型，其中包括位于西雅图华盛顿大学的核理论研究所的现任所长大卫·卡普兰（David B.Kaplan）。这个模型的想法来自21世纪第一个10年后期的宇宙学观测，领导这个宇宙学观测的人是另一个同名大卫·卡普兰，他曾经在华盛顿大学学习，师从物理学家马库斯·鲁蒂（Markus Luty）和凯瑟琳·祖瑞克（Kathryn Zurek）。还有许多物理学家，包括我，也曾研究过这一类型的模型。
那么这个模型的概念是什么呢？为了理解该模型的设想和动机，我们先看看普通物质的一些性质。像第3章提到的那样，无法确定本质的暗物质并不是神秘物质的唯一形式。我们熟悉的普通物质也有一些奇怪的性质，特别是我们今天观测到的宇宙中普通物质的总量。普通物质的能量大部分以质子和中子为载体，也就是我们说的重子（baryon），这些重子是由一种叫作夸克的基本粒子组成。如果大部分由重子物质组成的普通物质的分布都遵循宇宙极早期的最简单假设，即随着宇宙的冷却，普通物质会互相湮灭掉，那么今天宇宙中存在的普通物质的密度要远远低于现有观测。
宇宙有一个关键的特点，我们人类自己也有类似的特点，那就是，和标准热力学理论的预言相反，普通物质会存留下来，并能够存留出足够的数量来形成动物、城市和恒星。这种可能性也许只是因为物质的总量超过反物质的总量，即正反物质在宇宙中的非对称分布。如果正反物质的总量一直相等，那么正反物质粒子会找到彼此然后互相湮灭，最后消失。
显然，在宇宙演化的过程中，正物质的总量要超过反物质的总量。如果没有这种正物质的总量溢出，现存正物质的很大一部分都会消失。但我们并不知道为什么正物质的总量会超过反物质，正反物质总量非对称性的主因，只会是宇宙极早期的一些特殊相互作用和特殊环境。其中的一些物理过程一定已经超出了热力学平衡的范畴（例如某些物理过程非常缓慢，以至于无法跟上宇宙的膨胀），或者正反物质粒子的总量在创生期就是不相等的。进一步讲，也许看起来很自然的对称性在多余正物质被创造之后，是无法实现的。
我们既不知道是什么产生了对称性的破坏，也不知道是什么导致物理行为偏离了热力学平衡。尽管在大统一理论、轻子模型（轻子是指像电子和中微子一样不参与强相互作用的粒子），以及超对称模型中，都给出了一些建议。没人知道哪一个模型是正确的（如果有一个是正确的话），除非有人给出确凿证据。然而，目前这些领域并不存在直接的可观测证据。
尽管如此，我们依然可以相信，一种被称作重子生成（baryongenesis）的过程确实发生过，在此过程中产生了比反物质更多的正物质（正反物质不对称）。如果没有重子生成过程，我们也不可能在这里讨论这个故事了。
非对称暗物质模型指出，因为暗物质的能量密度和普通物质的能量密度如此相似，也许暗物质和反暗物质的产生过程中也存在正反暗物质的不对称。马修·巴克利（Matthew Buckley）和我一起研究过这一课题，那时他还是加州理工学院的博士后。我发明了“X合成”（Xogenesis）一词来描述这一过程，X表示未知的暗物质总量。真正有意思的事情是，这些模型允许暗物质可以像普通物质一样产生，这也是普通物质和暗物质之间有联系的最有意思的一个例子。如果暗物质和普通物质存在相互作用——即使它们之间的作用非常弱小或者曾经比较强，那么暗物质能量密度和普通物质能量密度之间的可比性，就不仅仅是巧合。这也是这些模型值得被相信的最好理由。
候选模型3：轴子模型
弱相互作用大质量粒子和非对称暗物质模型是比较常规的模型。弱相互作用大质量粒子类模型引入了弱尺度稳定的粒子，非对称暗物质模型指出了暗物质粒子和非暗物质粒子的非对称性。这两个不同的想法启发我们，要考虑模型建立的多样性，也许存在全新的粒子和相互作用。
轴子模型（Axion model）处理了一个更严格的情况。一个轴子只会出现在与一个特殊情况有关的模型中，这种特殊的情况在粒子物理学中被称作强电荷宇称性问题（strong CP problem），其中，C代表电荷（charge），P代表宇称（parity）。电荷守恒定律告诉我们，正负电荷的粒子是密切相关的。宇称守恒告诉我们，没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，不仅这两点对称性各自破坏了，连它们的组合也破坏了，也就是单独破坏C和P，并不会互相补偿。
轴子模型
轴子是物理学家及天文学宇宙模型中假想的暗物质构成粒子之一。在宇宙中，大量轴子常处于凝聚状态，轴子间通过极微小的力相互作用。
由于某种未知原因，电荷-宇称对称性破坏——因为C和P组合的对称性是可知的，只会发生在一些特定情况下。为什么CP守恒只限制在一些相互作用中，在标准模型里还无法解释，我们称之为强电荷宇称性问题。轴子被创造出来的目的，就是解决这个复杂的问题。
解释这些是为了方便读者理解。如果没有粒子物理学的相关知识储备，或者没有读过一本关于相关理论的书籍，我担心读者理解这些概念会非常困难。幸运的是，如果只为了理解轴子在宇宙尺度的预言及其成为暗物质粒子候选者的可能性，你不需要掌握粒子物理学的专业知识。轴子在宇宙尺度上的预言，只依赖于轴子是否足够轻，以及是否只具有极其微弱的相互作用。
你也许会认为，这些特性会使轴子变得不具破坏性，事实上，大部分物理学家一开始也是这么想的。但在一篇著名的文章里，理论物理学家约翰·普瑞斯基尔（John Preskill）、弗兰克·维尔切克（Frank Wilczek）和马克·怀斯（Mark Wise）解释了为什么即使超级轻、超弱相互作用的轴子也不一定是毫无破坏性的。他们指出，由于轴子太轻，而且相互作用又非常弱，所以轴子的存在不会影响早期宇宙的能量构成。没有任何物理过程明确指出轴子粒子的存在总量。只有当宇宙演化到足够冷后，它们才会起作用。
因为轴子的密度在宇宙早期无关紧要，当最终轴子可以影响宇宙演化的时候，它的存在总量将不遵从宇宙中最普遍的方式，例如最低能量。宇宙中会因此出现大量的轴子粒子处于凝聚状态，所以即使轴子粒子非常轻，轴子凝聚态下的能量也会非常可观。一个令人惊喜的转折是，轴子的相互作用不会过弱或者说宇宙中的能量要比之前理论预言的多。
基于上述考虑，我们可以限制出轴子的相互作用范围。把这一假设推演到观测中：如果轴子的相互作用比较弱又不是非常弱，轴子会携带较高的能量密度，但又不用高到违反观测。事实上，如果轴子的相互作用恰好满足我们的假设，暗物质是有可能由轴子组成的，并精确地等于暗物质的能量密度。
轴子的质量完全不同于前面所描述的其他暗物质候选者。在那些理论中，暗物质粒子的质量应该在弱相互作用尺度上或者是其百分之一，而轴子理论预言的是极轻粒子，质量大约是弱相互作用尺度的十亿分之一。
轴子的相互作用也不同于其他暗物质候选者。从宇宙学和天体物理学的观测，轴子模型可以被限制到一个非常狭窄的质量窗口与相互作用强度的窗口。相互作用不能太弱，否则轴子携带的能量密度会过高；相互作用也不能太强，否则我们就可以在粒子物理学实验中或者恒星的内部观测到相关现象。因为在恒星内部，如果轴子的相互作用足够强的话，恒星会被冷却掉。关于超新星冷却率的观测表明，并不存在非标准模型没有预言的冷却贡献，这限制了轴子相互作用的强度。
理论上讲，考虑到轴子的相互作用窗口，我发现轴子模型有一个比较奇怪的地方：通过实验测定的相互作用窗口看上去像是随机的，它与其他物理机制并不存在明显的相关性。我有点怀疑通过实验寻找轴子是否会有正面的结果，但我的很多同事却都比较乐观。在目前正在实施的轴子探测试验中，人们假设轴子与光之间有着非常微小的作用。轴子探测器被放置在一个巨大的磁场里，人们通过探测轴子和磁场相互作用后所产生的辐射来搜寻轴子。对于这类实验，只有时间能告诉我们，自然界中是否存在轴子，以及它们是否确实组成了暗物质（如果轴子存在的话）。
候选模型4：中微子，被否决的暗物质候选者
目前为止我所介绍的模型有一个共同点：它们都包含着一些暗物质与普通物质的联系。例如，弱相互作用大质量粒子模型中的相似质量巧合，非对称暗物质模型中的近似能量密度，以及用于解决强电荷宇称性问题的轴子。轴子模型本是为解决粒子物理学问题而提出的假设，但也许对暗物质有用。弱相互作用大质量粒子属于粒子物理学范畴，它基于超对称理论。非对称暗物质模型也许同样存在于理论中，尽管暗物质和普通物质的相互作用假设是与已有理论无关的一个附加假设。
暗物质可能是纯引力相互作用的，或者只有某些暗物质是这样的。也许暗物质还存在自相互作用力，这些力无法被普通物质所感知到。
在提出“暗物质可能以一种独立于普通物质的形式存在”的假设之前，物理学家们最先考虑的是，是否存在一种普通物质，这种物质相互之间存在一种自相互作用，从而使之看起来像是暗物质。这样，问题就变成了：在标准模型的理论框架下，是否存在一种由标准模型粒子组成的物质，它可以成为暗物质的候选者，而不需要引入额外的粒子？
这种假设最早想到的一种基本粒子叫作中微子（neutrino）。在一个被称作β衰变的辐射过程中，中子会衰变成光子、电子以及中微子（严格来说应该是它们的反粒子：反中微子）。与电子及它的对应重粒子（被称作μ子和τ子）一样，中微子不参与原子核的强相互作用，并且中微子自身不携带电荷，也就是中微子自身不直接参与电相互作用。中微子的一个有趣特点是，除了引力之外（当然所有粒子都参与引力相互作用，尽管作用程度非常微小），它们只直接参与弱相互作用。另外一个性质是，中微子非常轻，质量至多是电子的百万分之一。
中微子
轻子的一种，是组成自然界的最基本粒子之一，它自身不带电，不参与原子核的强相互作用，也不直接参与电相互作用，可以自由地穿过地球，被称为宇宙“隐身人”。
由于它们的相互作用非常弱，所以中微子开始看起来可能是暗物质的候选者之一。但现在这种猜想已被否决，原因如下：中微子在标准模型中通过弱相互作用力实现相互作用，但是在下一章提到的直接探测实验中却没有发现相关的暗物质信号。最主要的是，我们所了解的常规中微子不可能是暗物质，因为它们的能量密度实在是太低了。如果宇宙中的中微子想达到已知暗物质的能量密度，那么中微子的质量要比已知中微子质量重得多。
事实上，轻中微子可以形成热暗物质（hot dark matter），这些暗物质粒子的运行速度接近光速。热暗物质会抹除小于超星系团尺度的所有结构，然而，我们可以观测到星系和星系团的结构，所以热暗物质在解释小尺度结构形成的时候，会出现问题。因此，标准物理模型范畴内的中微子并不能成为暗物质的候选者。随后物理学家们尝试着修改标准模型，结果也失败了。像中微子一样相互作用的粒子，就算是修改标准模型之后，也无法顺利解释第5章所介绍的结构形成。
从理论上讲，如果小尺度结构不是直接形成的，而是从大尺度结构碎裂而成的，那么热暗物质依然有存在的合理性，而且这个理论已经通过数值模拟给出了一些预言。但是，这些预言都无法与观测吻合。所以尽管存在一些新的轻中微子和关于中微子暗物质的头条报道，但中微子真的不是暗物质。中微子至多可能是目前存在的暗物质密度的一小部分。这就是为什么物理学家更愿意关注冷暗物质（cold dark matter）模型。在这种模型下，暗物质粒子的运动速度会很慢，质量通常更高。热暗物质模型（即像中微子一样质量很轻且运动极快的粒子模型）已经被排除了。
候选模型5：晕族大质量致密天体
最后，让我们了解一下暗物质。这种物质不需要新的基本粒子，由无法燃烧的粒子组成（即无光的辐射）、无反射的宏观结构的可能性。我们无法观测到这些天体，就像我们在黑暗的房间里什么也看不见一样。从某种程度上讲，并不是这些物质不与光发生相互作用，而是因为你周围没有足够的光来发现它们。在接受暗物质存在之前，大多数人都想知道（无论具有科学的态度与否）：为什么看起来如此显而易见的可能性是不对的？
具有上述特性的暗天体被统一称作晕族大质量致密天体（Massive Compact Halo Objects, MACHOs），这个名字的命名和弱相互作用大质量粒子异曲同工。因为晕族大质量致密天体仅有一点甚至没有可观测的光的辐射，所以这类天体尽管由普通物质组成，依然藏身于黑暗的宇宙中无法被直接观测到。晕族大质量致密天体的候选者包括黑洞、中子星和褐矮星。
晕族大质量致密天体
表面上和暗物质行为很相似的一种普通物质，由无法燃烧的粒子组成，无反射的宏观结构。这类天体尽管由普通物质组成，依然藏身于黑暗的宇宙中无法被直接观测到。
我们前面介绍过，黑洞是物质超级紧密的一种引力束缚态，不发光也不反射光。中子星，可能由超新星爆炸后坍缩而成，是质量较大的恒星的超新星爆发后的遗迹，这些恒星的质量不足以形成黑洞，但其超新星爆发之后会形成致密的由中子组成核心。褐矮星是大于木星却小于正常恒星的一类天体的统称，它们由于质量太小而无法触发核聚变，只能通过引力收缩来加热自身星体。
上面提到的天体看起来有很大的可能性成为暗物质的候选者。但就算在以前的观测中，这种可能性也已经得到了严格的限制，晕族大质量致密天体不太可能是暗物质的候选者。第4章中提到了一个关于标准宇宙大爆炸理论的早期检测：原子核来自早期宇宙的核合成过程，这个过程被称作原初核合成。而这一过程只会发生在普通物质的某一特定能量密度范围内。大部分的晕族大质量致密天体模型都需要过多的普通物质，才能给出正确的核丰度预言。最重要的是，就算普通物质形成了这些密度很高的天体，但是搞清楚它们为什么通常分布在星系晕中而不是星系盘中，会是另一个重要的挑战。
即使如此，天体物理学家依然对各种模型保持一种开放的态度。暗物质是个非凡的研究课题，任何能证明常规解释无效的努力都是值得的。20世纪90年代，物理学家通过一种叫作微引力透镜（microlensing）的方法寻找晕族大质量致密天体。根据这个细致而美妙的想法，晕族大质量致密天体会偶然地在一个恒星的前面通过。因为光线会在晕族大质量致密天体（或者其他大质量天体）周围产生弯曲，所以这类天体会扮演着一个透镜的角色：它周围的引力扰动会临时放大背景恒星的亮度，使背景恒星先变亮，然后又恢复到正常亮度。当然，要观测到这一现象，这一光变过程的时间尺度需要足够小，光变尺度也需要足够大。通过这个方法，天文学家们给出了这样的结果：质量在1/3月球质量到100个太阳质量的范围内的晕族大质量致密天体，不可能是暗物质，因此其很多候选者都被排除了。
尽管晕族大质量致密天体的相关观测已经排除了中子星和白矮星是暗物质的可能性，但是一个狭小质量窗口内的黑洞依然可能是暗物质。不考虑没有足够的理论原因让我们相信在任意给定质量区间的黑洞的总量，恰好满足解释暗物质的要求，黑洞给出的引力扰动以及黑洞存在的时间，会对这个假设给出进一步的限制。太小的黑洞会在很短的时间内通过辐射光子而衰变掉，这个黑洞辐射过程被称作霍金辐射，以第一个指出这一过程的物理学家史蒂芬·霍金的名字命名。而大质量黑洞的预言现象还没有被观测到。这些预言包括：双星系统的引力扰动，可以加热和拓宽银盘结构的散射，黑洞对其他物质的吸积和辐射，以及通过精确测量脉冲星得到的黑洞引力波信号。把这些限制都放在一起，黑洞质量可能会被严格限制在一百万分之一个月球质量到一个月球质量之间，而在这个质量范围外的黑洞将被排除成为暗物质的可能性。对于中子星性质的细致观测，也许会把仅存的这个质量范围或多或少地再排除掉一些。
就算这个非常小的质量窗口依然存在，但弄清楚为什么只有黑洞会在这个质量范围内产生并保留下来，仍然非常困难。当然，考虑这种可能性无可厚非，可是根据核合成理论以及创建模型应该遵循的一些限制，黑洞（尤其是只有普通物质创造出来的黑洞）是暗物质的可能性是极小的。
是时候重新开始了
上面的模型包含了最常见的几种暗物质候选模型，这些候选模型也是物理学家们认为“具有合理存在的可能性”。但我们几乎可以断定，它们并不是仅有的选择。尽管其中一些想法看起来很有前途，但在这些特定模型被实验证实之前，我们有足够的理由怀疑其正确性。
另一方面，我们十分确信暗物质是存在的，尽管还不知道它到底是什么。现在，是时候让理论物理学家和实验物理学家重新考虑一个完备度更高的暗物质模型候选范围了。这些新理论大部分都具有不同的探寻策略。不同的模型会有助于制定探寻策略。
不过，在开始尝试新的想法之前，我会首先回顾一些已经存在的暗物质探寻技术，以便读者们具有足够的背景知识。我们会看到：虽然已经拥有了丰富的天体物理学数据，但既有模型观测的证据却仍然十分匮乏，这是督促实验物理学家和观测物理学家们抛弃过去的观测技术和策略的好理由，去开发出一些更加先进的寻找暗物质的观测方法或实验方法。