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瑞士天文學家佛里茨·茨威基教授通過“質光比”（即質量比上光度），發(fā)現(xiàn)了宇宙之中一定還有我們看不見的質量。因此，茨威基教授最早給這樣看不見的物質起名為“Dark matter”（暗物質），這就是暗物質之名的由來。
目前，科學家觀測到的星系，其質光比幾乎全都大于太陽的質光比。而且，通過測量星系的旋轉曲線，大多都與銀河系差不多，全是在后半段距離中心越遠的位置，它的速度不是降下來，而是趨于穩(wěn)定。這說明，如果牛頓理論沒問題的話，那么暗物質就是普遍存在的，我們的銀河系并不是個例。現(xiàn)在越來越多的觀測現(xiàn)象表明，牛頓理論沒有問題。
例如，2018年，哈勃空間望遠鏡發(fā)現(xiàn)了DF2星系，通過測量這個星系的旋轉曲線，科學家發(fā)現(xiàn)，這和牛頓理論預言的那樣，即先是上升，后半段降下來，說明這個星系可能不存在（或最多存在少量）暗物質；2019年4月，科學家又發(fā)現(xiàn)了DF4星系，好像也不存在暗物質，表明了牛頓理論確實沒錯，至少能合理地解釋一些星系的行為。
不過，也正因如此，暗物質越來越被科學家重視了。
那么，如果暗物質真實存在的話，它具有什么特質呢？
能提供引力，因為引入暗物質就是為了解決引力丟失的問題（這點和暗能量恰好相反），也就是說暗物質必須要參與引力作用；
看不見，要是能看見就不是“暗”物質了。那為什么看不見呢？科學家猜測那是因為暗物質不參與電磁相互作用，即它本身既不能發(fā)光，也不能反光，更不能吸收光，猶如透明一般。
既然暗物質看不見摸不著，科學家有沒有辦法將它們測試出來呢？
下面就來介紹一下引力透鏡效應（Gravitational Lensing）。
根據(jù)廣義相對論，當背景光源發(fā)出的光在引力場（比如星系、星系團及黑洞）附近經過時，光線會像通過透鏡一樣發(fā)生彎曲。光線彎曲的程度主要取決于引力場的強弱。分析背景光源的扭曲，可以幫助研究中間作為“透鏡”的引力場的性質。根據(jù)尺度與效果的不同，引力透鏡效應可以分為強引力透鏡效應和弱引力透鏡效應。
從數(shù)學角度來分析，面質量密度（k）大于1，被定義為強引力透鏡區(qū)域，小于1為弱引力透鏡區(qū)域。在強透鏡區(qū)域一般可以形成多個背景源的像，甚至圓?。ㄓ址Q“愛因斯坦環(huán)”）。而弱透鏡區(qū)域則產生比較小的扭曲。強透鏡方法通過對愛因斯坦環(huán)的曲率和多個像的位置的分析，可以估計測量透鏡天體質量；而弱透鏡方法通過對大量背景源像的統(tǒng)計分析，可以估算大尺度范圍天體質量分布，并被認為是現(xiàn)在宇宙學中最好的測量暗物質的方法。
上述這段話可能比較難以理解，讓我們來打個比方。
假如我的手是一個大質量天體，當光線在經過這個大質量天體的時候，就會走一個弧線。前面提到了，根據(jù)廣義相對論的預言，大質量天體會使得時空產生彎曲，而光行走的又是測地線。所以，看起來就會使光線發(fā)生偏折，像一個透鏡一樣。如果我的這只手在正中間，你們看到的我可能就是一個環(huán)——“愛因斯坦環(huán)”；也可能出現(xiàn)四個像——“愛因斯坦十字”、也可能出現(xiàn)“愛因斯坦弧”等等。
但問題是，有時我們能夠看到遠方天體的像，出現(xiàn)一個環(huán)，或者出現(xiàn)十字，我們通過計算就會發(fā)現(xiàn)，中間用來成像的這個大質量天體或者星系，往往質量嚴重不足。如果只有我們看到的這點質量，是不足以造成如此強烈的引力透鏡現(xiàn)象的。
因此，有了引力透鏡之后，科學家就可以說，我們找到了證明暗物質存在的直接證據(jù)，以及如何測量的方法了。
我們再來猜測一下暗物質粒子是什么：會不會是小黑洞，既看不見，質量又足夠大？但是，這似乎是不可能的。因為小黑洞壽命極短，還會爆炸；那么會是相對來說穩(wěn)定不發(fā)光的、密度還極大的天體嗎？比如中子星、白矮星？然而，經過科學家的研究之后發(fā)現(xiàn)，它們不足以彌補丟失的全部質量，只能彌補極小部分。所以，它們也不能被劃分為暗物質。
科學家認為，暗物質粒子只能是標準粒子模型之外的粒子，并且作了預言。根據(jù)粒子的運動速度（也就是溫度），暗物質分為熱暗物質、溫暗物質、冷暗物質這三種模型。后來，針對宇宙大尺度結構的研究，傾向于宇宙中主要是冷暗物質的解釋。
暗物質是當代科學的前沿，還有其他理論的另類解釋。如有些弦理論物理學家認為，暗物質可能是弦的高頻振動：我們身體的每個原子，都代表了我們全身每一個振動的“皮筋”帶來的最低的八度音階。而這些“皮筋”也可以有更高的音階，這些更高的八度音階，很有可能就是暗物質。
那么，在這個宇宙中，暗物質究竟會是什么呢？目前，就科學家所知而言，WIMP粒子是暗物質粒子的最佳候選。
科普時報
