1981年8月19日，美国民歌搭档西蒙（Paul Simon）和加芬克尔（Art Garfunkel）在纽约市的中央公园举办了一场免费的公益演唱会，现场有多达50多万的观众共囊盛举。那晚的压轴表演自然是他们十多年前创作的《寂静之声》（The Sound of Silence）：“哈罗，黑暗，我的老朋友。我又来与你交谈啦……”

在那个年代，天文学家已经很不情愿地接受了暗物质，因为有越来越多的证据表明其存在。只是这个素未谋面的老朋友依然隐藏在黑暗之中，无从交谈。

兹威基之所以把他发现的“迷失物质”叫做暗物质，是因为它不发光，所以我们无法看见。在他的时代，借助望远镜用眼睛、相片看天体是天文观测的主要手段。1970年代的天文学家已经有了射电、微波、红外等不同电磁波段的探测途径，但他们仍然无法找到暗物质的踪影：暗物质不仅不发出可见光，而且没有发出任何电磁辐射。

当然，宇宙中有很多自己不发光的星体，比如地球在太阳系中的邻居月球、行星、卫星等。我们能够看到它们，是因为它们反射太阳光。

宇宙中也有完全不反射电磁波的星体，那就是黑洞。因为黑洞自身的引力非常大，即使以光速传播的电磁波也无法逃逸，完全被黑洞吸收而没有反射。2019年4月，天文学家采用大量望远镜协同观测、大数据分析的手段成功地组合了一张黑洞附近的“照片”，是迄今最接近“看到黑洞”的图像。除了邻近高速气体所发出的光，黑洞的所在是一片漆黑。因为黑洞不仅完全吸收了它周围的光，也吸收了来自它身后的星光。我们看不到它的背后。

与鲁宾和福特所测量的那些星系一样，我们的银河系周围也充斥着暗物质。但我们既没有看到近处暗物质的反光，也没有被暗物质遮天蔽日而看不到远方的群星。我们压根没有察觉到暗物质的存在。

所以暗物质这个名字并不贴切。它不是因为吸收了外来的光而显得黑暗。恰恰相反，暗物质对光或电磁波完全透明，既不发射也被吸收。如果我们正对着暗物质，会清清楚楚地看到其背后的星光，仿佛暗物质穿着科幻小说中的隐身衣。事实上，世世代代的天文学家正是这样地凝望着远方的星系，而对星系与地球之间的暗物质视而不见。

当爱丁顿第一次听到量子力学中诡异的“不确定原理”（uncertainty principle）时，曾无可奈何地评论道：“某种未知的东西正在做着我们不知道的事”1。他那时候还不知道暗物质，但这句话用在暗物质上更为贴切。

苏联的泽尔多维奇几乎立刻就意识到在基本粒子世界里有现成的不参与电磁作用，因而完全“透明”的粒子，那就是“中微子”（neutrino）。

还是在20世纪初，物理学家通过放射性衰变认识原子核内部的成份和结构时，他们对贝塔衰变尤其头疼。贝塔衰变时原子核内跑出来一个本不该有的电子，而且那个过程中似乎能量、动量、角动量都不守恒，违反了物理规律。泡利（Wolfgang Pauli）在1930年别出心裁地提出这个过程中可能还有一个未被觉察的“幽灵”粒子偷偷地带走了剩余的能量、动量和角动量。因为那粒子不带电，他当时把它命名为“中子”（neutron）。

那时，物理学家也在原子核碰撞试验中发现有不明的中性粒子出现。1930年刚到德国留学的中国研究生王淦昌向导师、著名核物理学家迈特纳（Lise Meitner）提议用云室探测该粒子，未被采纳。不久，英国的查德威克（James Chadwick）在1932年用类似的手段发现了中子。

中子的发现是核物理研究的一个里程碑，查德威克因此获得1935年的诺贝尔奖。在那之后，人们知道原子核由带正电的质子（proton）和不带电的中子组成。贝塔衰变是一个中子转化成质子的过程，同时释放出一个电子，外加泡利假想的粒子。但那个幽灵不是中子，因为它的质量比中子小得多。它遂被“降级”称为中微子2。只是它的存在与否依然是个谜。

因为中微子不参与电磁作用，它在离开原子核后会无拘无束，不再与世间任何物质发生纠葛，可以轻易地穿过整个地球而不为人所知。也因此几乎无法探测。

王淦昌在1933年底获得博士学位，1934年4月回国任教。1941年时他已经是浙江大学的教授，正随着该校师生在日渐深入的日本侵略军前不停地搬迁、逃难。在那个环境下，他依然写就一篇题为《一个探测中微子的建议》3的论文，发表于次年美国的《物理评论》。他的提议唤醒了美国物理学家探测中微子的兴趣，立刻就有人按照他的设计做了实验，但没有成功。战乱中的王淦昌在1940年代连续在英国《自然》杂志上发表多篇学术论文，并在1947年再度在《物理评论》上发文，提出探测中微子的几个新方法。

王淦昌的想法主要是通过测量不同元素的原子核在贝塔衰变时的反弹，由此推断逸出的中微子的轨迹。那是间接发现中微子存在的办法。1956年，曾经在二战中参与原子弹研制的美国核物理专家科温（Clyde Cowan）和莱因斯（Frederick Reines）用更直接的方式终于证实了中微子的存在：他们让从核反应堆中出来的中微子与质子碰撞，产生出中子和正电子并捕捉到其后的特征伽玛射线辐射。这个过程利用了中微子会参与弱相互作用的特性，是贝塔衰变的逆向。

泡利在提出他的假说时没敢正式发表，只是用书信的形式告知同行。他私下对好朋友巴德承认：“今天我做了一件理论物理学家一辈子都绝对不该做的事：我预言了一个永远不可能被实验证实的东西！”巴德却颇为乐观，与泡利打赌中微子会被实验探测到。后来泡利认赌服输，给巴德送去了一箱香槟酒。莱因斯提起这事就暴跳如雷。因为那些酒都被欢庆的理论家们喝光了，他和科温一滴都没沾上。40年后，莱因斯获得1995年诺贝尔奖。不幸的是，科温届时已经去世，无法分享殊荣。

在我们的身边——甚至身体之中——也许正有着中微子在幽灵般地通过，我们却浑然不知。正因为如此，泽尔多维奇把它作为暗物质的首选。

天文学家虽然对暗物质基本上一无所知，却至少肯定一点：暗物质有质量，参与引力作用。正是它们提供的引力维系了旋转星系的稳定和速度分布，它们的质量也为宇宙的平坦做出不可或缺的贡献。

中微子被确定存在之后，它是否有质量却一直是个谜。因为中微子太难捕捉，无法确定其轨迹。它很可能是与光子一样，是一个没有质量的粒子。而即使有质量，也会名副其实：其质量微乎极微，没有仪器能够测量得出来。

泽尔多维奇只希望中微子能有一点点质量，无论多小。只要宇宙中存在有大量的中微子，其总和也就能解释暗物质的存在。于是，中微子的质量问题一度成为粒子物理学的大热点，尤其是在以苏联为统领的东方阵营。

1980年5月，苏联和美国都有人宣布了中微子有质量的证据。那时粒子物理学家已经知道，中微子其实有三种不同的类型。一个中微子可以在不同类型间转换，叫做“中微子振荡”（neutrino oscillation）。由于发生这种振荡的前提条件是中微子有质量，这个振荡现象便成为中微子质量的信号。美国的实验还是出自莱因斯，他发现了中微子振荡的迹象。4

虽然仍然不知道中微子质量有多大，这个消息让泽尔多维奇等人欢欣鼓舞，仿佛就此解决了暗物质大难题。

皮布尔斯却大不以为然。

如果中微子没有质量，它会像光子一样以光速运动。即使中微子有质量，因为其质量之微小，它的速度也会非常接近光速。这样的粒子可以在宇宙空间中纵横驰骋，却无法被星系物质的引力束缚，构成星系旋转所需要的晕轮。要解释星系周围晕轮状分布的暗物质，中微子肯定不合适。那应该是与光速相比基本静止的物体或粒子。

因为热力学中速度快意味着动能大、温度高，中微子式的暗物质被称作“热暗物质”（hot dark matter）。与其对应，质量大、速度慢的未知物体便叫做“冷暗物质”（cold dark matter）。于是，物理学家不得不为他们这位老朋友的冷暖关怀备至。

皮布尔斯坚持冷暗物质。除了晕轮这个尚未被证实的概念之外，他还有另外的理由，那就是他一直倾心研究的宇宙大尺度结构。

当沙普利在1952年退休时，他曾志得意满地估算当时美国天文学的博士学位足足有一半是由他在哈佛的30多年中培养而出。遗憾的是，哈佛天文台的辉煌也在那时随着时代的变迁而结束。天文观测的圣地移向美国西部，由威尔逊山、帕洛玛山等大型高山天文台拔得头筹。1973年，哈佛天文台与邻近的史密森尼天文台合并，成立了今天的哈佛-史密森尼天体物理中心（Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics）。虽然名字很响亮，却再难吸引到首屈一指的教授。

1970年代后期，这个中心的几个年轻博士后、研究生自己动手，利用当时的新技术组装先进的测量仪器，可以用不是很大的望远镜同时拍摄大范围的星光光谱。他们由此开始了一个大规模的光谱红移普查（CfA Redshift Survey），试图覆盖整个宇宙。

在用计算机程序分析收集来的大量数据之后，他们发现宇宙的组成不仅超越自己的想象，也比皮布尔斯早先的分析更为复杂。在已知的星系团之外，他们发现还有更大的“超星系团”（supercluster）。无论在多大的尺度上，星体都没有呈现出均匀或随机的分布，而是聚集成尺度越来越大、形状各异的“纤维状结构”（filament）。在这些结构之间则是空无一物的“空洞”（void）区域。

1989年，这个团队还发现了一个巨大的纤维状结构，看起来像一个巨大的板块：长5至7亿光年、宽2亿光年、厚1千6百万光年。他们干脆把它命名为“长城”（Great Wall）。

在哈佛之外，也有另外的团队在进行类似的工作，在超大尺度上描绘、记录宇宙的真面目。随着数据的积累，他们不仅能够看到宇宙的全貌，更可以追溯这些大尺度结构的演变：因为光传播所需要的时间，距离我们越远的结构形成得越早，越接近宇宙之初。由远而近地观察星体分布的变化，便是在重放宇宙大尺度结构的形成、演变过程。

皮布尔斯明白，暗物质在宇宙大爆炸之初是热还是冷，在这一演变上会出现天壤之别。在1982年霍金主导的那菲尔德会议之后，天文学家已经有了共识：暴胀结束时的宇宙会因为量子力学的随机涨落而带有不均匀性。如果那时候的宇宙中充满了热暗物质，它们会以接近光速的速度到处流窜，会很快将这些细微的不均匀性抹平。宇宙随后的结构只能是先形成尺度非常大的板块，然后逐步分裂成为今天的星系。反之，如果暴胀之后的宇宙更多的是冷暗物质，它们没有能力四处奔跑，只能各自随着当地的不均匀而聚集。它们的引力又吸引常规物质来集结而形成最早期的小星系，然后逐渐积累、长大而成为今天的星系、星系团、超星系团、纤维状结构等等。

也就是说，热暗物质的宇宙中的结构是自大而小地分裂而成，冷暗物质的宇宙中的结构是自小而大地堆积而成。这两个截然相反的演变历程可以通过哈佛等团队的数据直接检验。由此，冷暗物质的理论很快取代中微子占据了上风。

然而，如果已知的不参与电磁相互作用的中微子不是暗物质的首选，那暗物质又是什么呢？

根据在1970年代已经成熟的基本粒子“标准模型”，质量大的粒子是由夸克组成：有三个夸克组成的“重子”（baryon），也有一个夸克和一个反夸克组成的“介子”（meson）。它们合称为“强子”（hadron）。因为夸克带有电荷，强子都会参与电磁作用，即使是总电荷为零的中子。它们似乎都不会是暗物质。

于是，在高能物理学界插手宇宙学、发明大爆炸、暴胀等新理论之后，宇宙学反过来为高能物理出了个新难题：你们能有不参与电磁作用的重粒子吗？

大统一理论的先驱格拉肖（Sheldon Glashow）毫不含糊：我们做粒子理论的，可以随意编造出各种粒子来。即使要填满整个宇宙也不在话下。

格拉肖的豪迈有着悠久的传统。早在1928年，狄拉克在统一量子力学和狭义相对论时曾发现他的新方程有着不符合物理规律的解。他没有怀疑自己的理论，反而预言物理世界中存在着很有悖情理的“反粒子”，后来居然被证实。

格拉肖、温伯格等统一弱电相互作用时，也理所当然地引入当时不存在的“中间玻色子”（intermediate bosons）。它们在1980年代初正在被实验发现。因此，理论家可以近乎随意地发明新的粒子，然后坐等实验团队在越来越强大的高能对撞机中找到它们的踪影。在规范场论中举足轻重的“希格斯粒子”更是著名的一例：它在1964年便被理论家预言，直到2012年才被实验证实。而曾经让古斯和戴自海绞尽脑汁的磁单极至今仍然是一个只在理论中存在的粒子。

恰恰也在1970年代后期，理论物理学家为了解释一个特定的对称破缺机制发明了一个名叫“轴子”（axion）的新粒子。于是，这个迄今尚无踪影的轴子便立刻成为暗物质的候选之一。

更多的人在热衷于一个“超对称”（supersymmertry）理论。我们认识的基本粒子根据本身的对称性分为两大类：玻色子（boson）和费米子（fermion）。超对称理论认为这两种粒子之间也存在对称性：每个玻色子有一个对应的费米子；每个费米子也有个对应的玻色子。只是这个对称性在宇宙初期很早就破缺了，所以我们今天只看到剩下的一半。也许，那另一半还在以某种未知形式在宇宙中幽灵般地存在着：暗物质。

比如，中微子所对应的是“超中性子”（neutralino）。它的物理性质与中微子类似，但质量大得多。如果中微子是可能的热暗物质，超中性子正好可以是冷暗物质。

至于我们为什么从没见过这些粒子，理论家有一个现成的回应：因为它们的质量太大，现有的加速器没有足够的能量通过碰撞产生它们。还需要修建更大、更威武的加速器、对撞机。

理论家的天花乱坠让天文学家莫衷一是，他们恨不能干脆把所有这些莫名其妙的粒子全叫做“暗子”（darkon）。芝加哥大学的特纳（Michael Turner）编造出一个新名字：“大质量弱相互作用粒子”（weakly interacting massive particles），准确地描述了作为冷暗物质的粒子的特性：既有较大的质量又只参与弱相互作用。不过，他的真实用意却是醉翁之意不在酒，而在调侃：这个又长又拗口的名字有一个简单上口的英文缩写：“胆小鬼”（WIMP）。

既然你说宇宙中可能存在胆小鬼，好事的天文学家争辩道，那也可以有“猛男”（MACHO）。这也是一个缩写，来自一个为与胆小鬼针锋相对而生造出的新名字：“大质量致密晕轮天体”（massive compact halo object）。与胆小鬼不同，这个名字强调的不是“粒子”，而是“晕轮”。它猜测宇宙中可能有某种未知的天体分布在星系周围，形成奥斯特里克和皮布尔斯发现的晕轮。它们才会是真正的暗物质。

暗物质究竟是胆小鬼还是猛男，抑或是另外的一些应景而生新玩意，这成为20世纪末天文学家和物理学家面临的新挑战。而且，他们不仅需要探索暗物质是什么，还需要从头开始重新审视整个宇宙理论。

因为此前的宇宙模型，都没有包括暗物质的贡献、影响。

（待续）

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