宇宙中大部分物质是看不见的。 我们可以测量这种“暗物质”对恒星和星系轨道产生的引力。我们可以看到它弯曲周围光线的方式，并且可以探测到它对来自热大爆炸原始等离子体的遗留光线的影响。我们已经以精湛的精度测量了这些信号。我们有充分的理由相信暗物质无处不在。然而，我们仍然不知道它是什么。
几十年来，我们一直在尝试在实验中探测暗物质，但徒劳无功。也许我们的首次探测就在眼前。但漫长的等待促使一些暗物质猎手想知道，我们是否找错了地方或用错了方法。许多实验工作都集中在少数几种可能的暗物质身份上——那些似乎有可能同时解决物理学中其他问题的身份。然而，并不能保证这些其他难题和暗物质困境是相关的。越来越多的物理学家承认，我们可能不得不寻找更广泛的可能解释。问题的范围既令人生畏又令人兴奋。
与此同时，我们开始努力接受一个令人清醒的想法，即我们可能永远无法确定暗物质的本质。在暗物质 Hunting 的早期，这种想法似乎很荒谬。我们有很多好的理论和大量的实验选项来检验它们。但简单的道路大多已被走过，暗物质已被证明比我们想象的更加神秘。暗物质完全有可能以当前实验不适合检测的方式表现——甚至完全忽略普通物质。如果它不通过引力以外的任何机制与标准原子相互作用，那么在实验室中检测到它几乎是不可能的。在那种情况下，我们仍然可以希望通过绘制其在整个宇宙中的存在来了解暗物质。但有可能暗物质将被证明如此难以捉摸，以至于我们可能永远无法理解其真正的本质。
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2022年 8 月一个温暖的夏日傍晚，我们与几位其他物理学家聚集在华盛顿大学的一张桌子旁。我们聚集在那里讨论“雪堆过程”的最终成果，这是美国粒子物理学界每十年左右进行一次的研究，旨在就未来研究的优先事项达成一致。我们的任务是总结暗物质搜索的进展和潜力。传达解释暗物质的可能性数量之多，以及探索这些可能性的许多想法，这项工作让人感到 daunting。
我们正处于探索暗物质的特殊时刻。自 20 世纪 90 年代以来，成千上万的研究人员已经详尽地搜索了可能构成暗物质的粒子。到目前为止，他们已经排除了许多最简单、最容易的可能性。尽管如此，大多数物理学家仍然相信暗物质是存在的，并且代表某种独特的物质形式。
一个没有暗物质的宇宙将需要对我们目前理解的引力定律进行惊人的修改，这些定律是基于爱因斯坦的广义相对论。以一种避免对暗物质的需求的方式更新该理论——要么通过在保持相同底层框架的同时调整广义相对论的方程，要么通过引入某种取代广义相对论的新的范式——似乎异常困难。
这些改变必须模仿暗物质在天体物理系统中的效应，从巨大的星系团到银河系最小的卫星星系。换句话说，它们需要应用于距离和时间的巨大尺度范围，而不会与我们收集到的关于引力如何工作的其他精确测量结果相矛盾。这些修改还需要解释，如果暗物质只是对引力的修改——引力普遍与所有物质相关联——为什么并非所有星系和星系团都似乎包含暗物质。此外，最复杂的尝试制定自洽的修正引力理论以解释暗物质最终还是会调用一种暗物质，以匹配我们在宇宙微波背景中观察到的涟漪，即来自大爆炸的遗留光。
暗物质问题的范围既令人生畏又令人兴奋。
相比之下，假设一种新的物质类型，它根本不与光相互作用，这是一个简单的想法。事实上，我们已经有了这种暗物质的一个例子，即中微子——几乎没有质量的粒子，它们无处不在，但很少与其他物质相互作用。只是我们已经知道中微子不能解释宇宙中大部分暗物质。它们最多只能占其中的 1%。
那么，其他 99% 呢？暗物质会是发现冰山一角的尖端吗？是粒子物理学标准模型之外的一个或多个新粒子的首次揭示吗？暗物质会感受到已知粒子没有感受到的新力（就像暗物质似乎没有感受到电磁力一样）吗？或者它会与自然界的新基本原理联系起来吗？暗物质能否解决标准模型中经过良好测量的物理学中潜伏的突出难题？或者它能否揭示宇宙历史的最初时刻？目前，所有这些问题的答案都是明确的“可能”——但这种发现的潜在力量推动我们前进。
暗物质身份最流行的两个提议是弱相互作用大质量粒子 (WIMP) 和量子色动力学 (QCD) 的轴子。这些想法塑造了理论家们思考暗物质的方式，并启发了许多寻找暗物质的实验。
WIMP 是假设的稳定粒子，其质量与标准模型中的粒子相当。质子的质量略低于 1 GeV/c²，大多数 WIMP 搜索都集中在 10 到 1,000 GeV/c² 的质量范围内。（粒子物理学家发现使用爱因斯坦的 E = mc2 以能量单位测量质量很方便。）WIMP 的经典版本是一种新粒子，它直接与已知携带弱核力的 W 和 Z 玻色子相互作用（因此 WIMP 中的“W”）。这种粒子自然地出现在超对称模型中，其中每个已知的粒子都有一个更重的对应物，称为超对称伙伴。十年前，我们的领域希望日内瓦附近的大型强子对撞机能够找到超对称伙伴，但我们没有这样的运气。如果超对称存在，那么超对称伙伴必须比我们最初预期的更重。此外，尽管许多版本的超对称预测了 WIMP 暗物质，但反之则不然；即使在没有超对称的宇宙中，WIMP 也是可行的暗物质候选者。
蒂姆·M·P·泰特和珍·克里斯蒂安森
许多物理学家喜欢 WIMP 想法的原因之一是，这些粒子自然会在宇宙中产生与我们观察到的相同数量的暗物质。正如人们所认为的那样，当宇宙比现在小、稠密和热得多时，即使是弱相互作用也足以在已知粒子碰撞时产生 WIMP。类似的反应也以相反的方式发生——当 WIMP 碰撞时，它们会产生普通粒子。如果大爆炸最初没有产生 WIMP，那么已知粒子也会制造出它们。而 WIMP 的碰撞将其能量转化为已知粒子，这将摧毁大部分 WIMP，只留下残余丰度。例如，质量约为希格斯玻色子的 WIMP 将产生正确数量的暗物质。这种机制简单而有吸引力。
WIMP 吸引了许多实验人员，因为它们必须与已知粒子显着相互作用——这就是它们如何获得正确数量的暗物质的原因。有三种经典方法可以搜索 WIMP：对撞机实验，我们希望通过碰撞标准模型粒子以产生暗物质来重现早期宇宙的条件；直接探测实验，它使用极其灵敏的探测器来寻找可见粒子在受到暗物质粒子撞击时“跳跃”；以及间接探测，我们向太空望去，寻找暗物质粒子相互碰撞和湮灭时产生的熟悉粒子。特别是第三种方法，完全测试了在宇宙中设定 WIMP 丰度的相同破坏性过程。因此，如果这些反应今天的行为方式与它们在早期宇宙中的行为方式相同，那么我们对它们发生的频率有一个明确的预测。对于前两种方法，预测不太明确。在对撞机搜索中，我们探测 WIMP 的能力取决于它们的质量有多大：更重质量的 WIMP 可能需要比对撞机可提供的能量更多的能量才能产生。而在直接探测中，我们不知道 WIMP 会多久撞击普通粒子。
天体物理学观测——间接探测——已经揭示了几种可能暗示暗物质湮灭的信号，但对于我们所看到的，也有更平凡的解释。例如，银河系中心 GeV 过剩是来自银河系中心的伽马射线光芒；它的速率和能量都恰到好处，可以成为 WIMP 湮灭信号。它是在 2009 年发现的，那么为什么我们还没有宣布胜利呢？不幸的是，我们知道某些旋转的中子星可以产生能量相似的伽马射线，而且这种过剩很可能是新星族的首个迹象。我们希望这个问题将在未来几年内得到解决：在直接探测或对撞机实验中找到对应的信号将支持暗物质解释，而发现来自中子星在其他波长处的辐射将排除这种解释。
在未来十年左右，未来的大型伽马射线望远镜（例如在智利和西班牙建造的切伦科夫望远镜阵列和计划在南美洲某地建造的南方宽视场伽马射线天文台）可以测试 WIMP 机制，以产生高达其可行最高质量的暗物质。然而，即使我们没有观察到暗物质湮灭，也存在可以挽救 WIMP 理论的漏洞。在某些模型中，在早期宇宙中产生 WIMP 的湮灭过程在稍后时间会关闭。然而，在这些情况下，WIMP 通常仍应在对撞机实验和直接探测中出现。
如果我们问“暗物质可能是什么？”，可能性几乎是无限的。
直接探测实验在提高其对罕见事件的灵敏度方面取得了惊人的进展。在 10 年内，下一代实验可能会非常灵敏，以至于它们将开始探测到来自太阳并穿过探测器的中微子。在我们达到那个点之前，没有其他过程可以伪装成暗物质，也没有看似无法克服的技术挑战阻碍着我们。仍然有许多简单的 WIMP 模型可能在这个范围内出现。
QCD 轴子是一种非常不同的暗物质候选者，直到最近，我们还没有几乎相同的能力来测试它。与 WIMP 一样，它将是一种新的基本粒子，尽管要小得多：轴子比任何已知的粒子（甚至中微子）都轻得多。如果这些粒子存在——无论它们是否构成所有暗物质——它们都可以解决我们对将原子核结合在一起的强力的长期存在的难题。此外，轴子理论做出了独特的预测：如果你知道轴子的质量，你就可以估计它与已知粒子的相互作用有多强。不幸的是，这些相互作用取决于轴子的质量，对于较轻的轴子来说，这些相互作用可能非常微弱。
尽管如此，轴子相互作用可能会产生惊人的效果，因为要解释暗物质，它们必须非常丰富，以至于它们会表现为波而不是单个粒子。根据量子力学，每个基本粒子也是一个波，并且具有与其质量成反比的关联波长。在小于此波长的尺度上，粒子的经典图景崩溃了。轴子非常轻，以至于我们可以预期在与地球上实验的典型尺寸相当的距离上看到这种量子效应。
由于 QCD 轴子预计与普通物质的相互作用非常微弱，因此很少有实验寻找它们，并且它们仅在可能的质量范围的一小部分中进行了搜索。然而，新的探测策略和量子传感器技术为在多个数量级的质量范围内寻找 QCD 轴子开辟了前景。长期运行的实验的最新版本称为 ADMX-G2 非常灵敏，而 DMRadio 等即将到来的项目有望大大扩展搜索范围。
在未来十年中，戏剧性的实验进展将首次在 WIMP 和 QCD 轴子的自然质量范围的大部分范围内进行测试。理论基础已经奠定，实验计划也已到位。我们可以就此打住——这些策略很有可能会给我们解决方案。
然而……即使 WIMP 和轴子都是美好的想法，也不能保证宇宙符合我们的审美偏好。如果我们问，“暗物质可能是什么？”，可能性几乎是无限的。
一个完整的理论体系设法描述了暗物质解释宇宙所需做的一切，但每个体系都调用不同的粒子和力来实现它。理论家们已经彻底绘制了哪些想法有可能奏效，哪些想法与观测结果不一致。许多可行的假设与 WIMP 或轴子截然不同。例如，有些假设包括由许多较小的成分组成的巨大聚合物体——类似于由不同暗粒子组成的暗物质原子。
暗物质粒子可以有多小是有限制的。如果它们比轴子轻得多——比电子质量轻约 25 个数量级——它们的波长可能接近星团或小星系的大小。如果是这种情况，暗物质的分布及其引力足迹将在可观测方面有所不同。
质量范围的另一端呢？我们可以直接观测到的最小暗物质团块是太阳质量的数千万倍。单个暗物质粒子应该比这小，但小多少呢？如果暗物质是由致密的暗物体组成的——通常称为大质量致密晕晕物体 (MACHO)，作为对 WIMP 的半开玩笑的对比——那么它们的引力可能会偏转光线并在它们以我们能看到的方式猛冲穿过星系时扰乱轨道。MACHO 可以采取微型黑洞的形式，诞生于大爆炸后的最初时刻。这些黑洞不会由恒星形成——因为暗物质早于恒星——并且可能比太阳轻得多。这些黑洞能够解释所有暗物质的唯一方法是，如果它们的质量与我们太阳系中的小行星质量大致相同，大约在 1000 亿到 100,000 万亿公吨之间。这将使它们的单个质量为月球质量的千分之一，使它们比最小可能的暗物质粒子重 75 个数量级。（相比之下，我们可观测宇宙的半径与质子半径之比仅约为 41 个数量级。）这需要覆盖相当多的范围。
而在这两个极端之间的广阔区域中，我们有很多选择。早期宇宙中可能产生 WIMP 的过程也适用于许多其他粒子。如果暗物质比质子轻，并且通过这种机制诞生，那么它可能只是居住在物理学“暗区”中的许多新粒子之一。这些其他粒子通常是不稳定的，因此太空中很少有它们。然而，它们可能会出现在粒子加速器中，特别是如果它们也相对较轻。轻暗物质和暗区也可能存在，而无需依赖 WIMP 机制来产生正确数量的暗物质——关于如何产生观测到的暗物质丰度，还有无数其他可能性。
如果暗区存在，我们需要新的实验方法来找到它。例如，一旦暗物质比原子核轻得多，经典的 WIMP 探测器就会失去灵敏度，因为它们寻找的是入射暗物质对原子核的强烈“踢”。新技术可以寻找电子（比质子轻 2,000 倍）被踢的迹象，或者使用更具创造性的策略来探测暗物质到标准粒子的微小能量转移。最近超灵敏量子传感器的出现可能会有所帮助。
我们知道搜索如此广泛的可能性范围的唯一方法是建造许多小型实验，每个实验对不同类型的暗物质敏感，而不是将我们的资源集中在少数几个大型项目上。我们还可以使用这些小型实验来开发新技术并尝试新颖的想法；如果其中一种策略被证明是强大的，或者检测到可能是暗物质初步迹象的东西，那么我们可以将其扩大规模。
太空中的间接探测搜索已经跨越了巨大的能量尺度范围。如果暗物质缓慢衰变成可见粒子，其典型寿命长达当前宇宙年龄的十亿倍，那么我们现在就会知道许多可能的暗物质质量。例如，我们可以使用这种搜索来测试原始黑洞；这就是我们知道如果黑洞构成所有暗物质，它们就不能轻于大约 1000 亿公吨（较轻的黑洞衰变更快）的原因。
即使我们没有看到信号，我们也将继续通过绘制暗物质在太空中的引力来更多地了解暗物质。当前和即将到来的仪器将以惊人的精度和深度测量恒星和遥远星系的分布。精密宇宙学和人工智能的发展正在推动技术进步，以帮助我们尽可能多地从这些数据中收集信息。这些观测结果可以为暗物质的基本性质提供新的线索，这将补充我们在实验室中可以学到的知识。
在所有雪堆讨论之后，物理学界选择采取平衡的策略。我们计划深入研究我们最喜欢的暗物质理论，同时也要广泛搜索（在较浅的层面上）以探索尽可能多的可能性。
如果我们幸运的话，其中一项实验将做出明确的探测。一旦发生这种情况，它将引发范式转变。广泛而多样的搜索将崩溃，转而关注该信号，我们将计划未来的实验以更好地理解它。一项发现还将促使理论家研究如何将暗物质与我们熟悉的粒子动物园的其余部分联系起来的更大图景。
但是，如果所有这些实验都没有找到信号怎么办？也许大约十年后的下一次雪堆过程中的物理学家将不得不使用无效结果来规划未来搜索的方向。我们不能否认这个结果会令人失望，但它仍然可以算作一项重大成就。科学一步一步向前发展，那些教会我们不要在何处寻找下一个见解的结果与那些证实特定想法正确的结果同样重要。如果我们能够确定地预测暗物质最终会是什么，那就意味着我们已经知道答案，这让我们的工作变得不那么令人兴奋。尽管我们无法确切地说出我们何时甚至是否会找到暗物质，但我们知道宇宙中充满了暗物质。我们乐观地认为，未来几年的探索将引导我们更深入地了解暗物质的本质。