對於難以捕捉的暗物質，我們已經智窮計盡了嗎？

大部分天文學家相信，暗物質如同恆星、行星一般，是切實存在的。我們能夠按圖索驥地將它描繪出來；我們認為星系內大部分都是暗物質，中間零星點綴著“亮斑”（可見物質）；我們利用暗物質來理解宇宙的結構及其演化。但是近十年以來，各種設計精巧的實驗都沒能直接探測到暗物質：我們看到它留下的蛛絲馬跡，卻並不知道暗物質究竟是什麼。

科學家在很早以前就排除了暗物質是某種普通物質或基本粒子的可能性。相關的理論傾向於認為，暗物質是一種與普通物質僅發生微弱相互作用的新型粒子。大量暗物質粒子整日整夜地穿過我們的星球，它們理應留下些痕跡。物理學家在實驗室中培養晶體，將它們填滿低溫桶，並運往地底深處以遮蔽普通粒子的干擾，然後等待洩露未知粒子“行蹤”的微小熱脈衝和閃光的出現。

不過迄今為止，結果不容樂觀：南達科他州萊德市（Lead, South Dakota）的一個廢棄金礦內，地下一英里（約 1609 米）深處進行的大型地下氙探測器實驗（LUX experiment）一無所獲；中國四川省錦屏山地下 2400 米岩層內的隧道中，粒子和天體物理氙探測器（PandaX）實驗一無所獲；法國阿爾卑斯大區弗雷瑞斯（Fréjus）附近的隧道中，地下 1.7 千米的 EDELWEISS 實驗亦是一無所獲。零收穫的暗物質探測實驗名單還在繼續增加。

這些“零結果”將暗物質可能潛藏的引數空間限制得越來越窄。面對資料的匱乏，理論物理學家猜想，暗物質是性質更為奇特的粒子，其中大部分更難被探測到。既然暗物質探測如此困難，物理學家可以將希望轉而寄託於透過粒子加速器“撞”出暗物質粒子。這樣，我們就能透過檢測粒子對撞中的能量消失，來推斷出它們的存在。但是大型強子對撞機（LHC）已經精確地嘗試過了這種方式，但目前為止依然毫無收穫。

一些理論家懷疑暗物質根本不存在，愛因斯坦的廣義相對論將我們引入了歧途。這個理論告訴我們，星系如果不是被一些看不見的物質牢牢束縛在一起的話，早就四處飛散了，但是也可能這個理論本身有問題。不過迄今為止，廣義相對論經受住了其它所有觀測的檢驗，而與它競爭的其他理論則存在各種致命缺陷。

85%的物質是我們現在所未知的。最令人擔心的是，情況會永遠如此。

僅存的希望

雖然大部分暗物質探測實驗一無所獲，但仍然有兩個實驗堅稱，他們找到了暗物質的蛛絲馬跡。由於種種原因，這兩個實驗的結果備受爭議。它們可能是錯的，但也值得深究。即便確實一無所獲，這也還是說明了，在茫茫宇宙中尋找暗物質困難重重。

在義大利北部山下一條 1.4 千米長的隧道中，格蘭薩索國家實驗室（Gran SassoLaboratory）的 DAMA/LIBRA 粒子探測器便在尋找暗物質的蹤影：暗物質粒子散射碘化鈉晶體內的原子核而發出的閃光。這臺探測器已經收集了超過 13 年的資料，並且“看見”過一個非常特別的現象：粒子檢測率隨季節更迭而起伏，在六月份達到最高，在十二月份達到最低。

這正是我們所期待的。理論上預言，暗物質會在銀河系周圍形成一片巨大的“雲團”。整個太陽系都在這片雲團中穿行，但是單個行星的速度不同，這是因為它們圍繞太陽的軌道運動不同。地球相對“雲團”的速度在六月達到最高，而在十二月達到最低。這能夠確定暗物質粒子穿過地球探測器的速率。

然而，情況並不像我們想象中那樣樂觀。不可否認，DAMA 探測到了非常顯著的季節性變化。但是許多其他因素也會產生這種特點，比如地下水流（影響輻射的背景水平），還有大氣中其他粒子的數量，比如 μ 子。根據最新統計，其他一些實驗聲稱他們的結果和 DAMA 不符。但是確認 DAMA 結果可靠性的唯一方法就是用相同型別的探測器在不同的地點重複同樣的實驗。目前就有幾個這樣的實驗正在籌備和進行中。其中一個將在南極開展，那裡的季節變化與義大利大不相同。

另一條線索來自間接實驗。這些實驗的目標不是暗物質粒子本身，而是它們碰撞、湮滅後產生的二級粒子。2008 年，義大利和俄羅斯聯合制造的 PAMELA 衛星（Payload for Antimatter/Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics）意外地觀察到大量來自宇宙深處的正電子（正電子是電子的反物質）。最近，國際空間站上的阿爾法磁譜儀（Alpha Magnetic Spectrometer）也確認了這項觀察結果。與此同時，費米衛星（Fermi satellite）報告觀測到自銀河系中心發出、延伸至約 20 度（角距離）的伽瑪射線束。它的形狀正好符合我們對暗物質的預期：關於銀河系中心呈球面對稱，越靠近中心，強度越大。

這完美得讓人不敢相信！但美中不足的是，觀測到的正電子和伽馬射線也可能都源自快速旋轉的中子星——毫秒脈衝星。理論研究對於源自暗物質候選粒子的正電子特徵作出了預言，但觀測到的正電子特徵與預言並不相符，因此我們需要檢查它們是否來自中子星所在的方向。而伽馬射線的波動則表明它們可能來自銀河系中心周圍的許多微弱、未知的脈衝星源。此外，如果這些伽馬射線來自暗物質，天文學家應該能夠檢測到附近的小型矮星系發出的類似訊號。這些矮星系擁有的暗物質可比我們自己的銀河系多多了。遺憾的是，我們並沒有探測到這樣的訊號。

諸多可能

大部分暗物質實驗致力於尋找最簡單的候選粒子——大質量弱相互作用粒子（WIMPs），它是粒子物理標準模型的自然衍生品。這裡的“弱”有雙層含義：粒子之間透過弱相互作用進行“互動”；這種相互作用非常微弱。研究人員不需要知道細節，光憑“弱”這個資訊能就計算出宇宙中需要存在多少這樣的粒子。在大爆炸的原初湯中，粒子們“自生自滅”。隨著宇宙的膨脹，溫度逐漸下降，各種型別的粒子一個接一個地形成，形成時間取決於各自的質量。不過這時，部分粒子仍會透過相互作用被“消滅”，被滅的比例取決於相互作用的強度。直到宇宙膨脹到足夠大，粒子的分佈足夠稀疏以致相互之間無法發生碰撞，粒子的數量才穩定下來。

給定 WIMP 的相互作用強度，你就能算出它們的數量，然後你會發現，早期宇宙這口大鍋應該能製造出相當數量的暗物質。計算還能給出 WIMP 的質量，應該有數百個質子那麼重。總而言之，這種暗物質候選粒子能在標準模型中自然出現，並且性質優異，所以物理學家稱之為“WIMP 奇蹟”。

然而，理想很豐滿，現實很骨感。隨著越來越多的 WIMP 探測實驗報告“零收穫”，物理學家變得越來越絕望。他們開始考慮備胎選項。

暗物質粒子也許擁有極大的質量，從而無法被現有的探測器捕獲。但這又帶來一個新問題：粒子的質量越大，它們的數量就越少（因為宇宙學觀測僅對暗物質的總質量做出限制），可能少到被我們的探測器所忽略。若真如此，物理學家就需要找到與以往完全不同的搜尋方案，比如考慮這些粒子對古老的中子星或其他天體的影響。

另一種可能性則是：暗物質粒子太輕，以致於無法在探測器上留下顯著的印記。在這種情況下，物理學家可以使用天然探測器——太陽來尋找這些粒子。太陽在穿過星系的暗物質“雲”時會撞上大片粒子。這些粒子與太陽中的質子發生散射，從而對太陽的溫度分佈產生影響。這會引發氣體漩渦的湍流行為：在太陽外層或上升，或下降，或旋轉。我們能夠透過日震科學來看到這些現象。（日震學研究太陽內部傳播的擾動及其對太陽表面的影響，就像我們透過地震學來研究地震現象一樣。）研究表明一些日震學異常現象難以用標準的太陽模型進行解釋。

太陽的“黑暗之心”：太陽能夠作為天然的暗物質探測器。和暗物質的相互作用可能會改變太陽的內部結構，而這種改變能透過監測太陽表面的振盪而被觀測到。圖中，遠離我們的區域用紅色標示，而接近我們的區域則用藍色標示。圖片來源：AURA/NSO/National Science Foundation

如果暗物質粒子聚集在太陽內部，它們就有可能在太陽核心湮滅，而這個過程會產生高能中微子。位於日本中部的超級神岡探測器（Super-Kamiokande）和南極的冰立方中微子天文臺（IceCube observatory）就致力於探測這樣的中微子。但迄今為止尚未發現相關事例。

最極端的候選者是軸子，它的質量僅僅是質子質量的萬億分之一，甚至更小。這種粒子雖然現在還僅存於理論當中，但也並非不可見：它能夠發生電磁相互作用，並在強磁場腔中製造出微波光子。研究人員從上世紀八十年代起，就著手進行軸子探測實驗，但和 WIMP 探測器一樣，結果不容樂觀。

我們還有些更加大膽的想法——

也許，暗粒子根本不是粒子，而是電磁場的某位“遠房表親”——“非粒子”，它的能量並非以離散波包的形式存在。非粒子能在對撞資料中留下間接的痕跡。

也許，暗物質的“身份”並非單一。普通物質便由許多型別的粒子構成，暗物質同樣可能擁有多重身份。但這樣一來，每種粒子的特徵都會被稀釋，使得研究更加困難。

也許，暗物質不參與除引力以外的任何相互作用，這會使得實驗物理學家的研究生涯成為一場噩夢。

這是最好的時代，也是最壞的時代

從某種意義上，我們正處於科學發展的黃金時代，舊觀點被宣告無效，新觀點亟待出觀——也許是新粒子，也許是新的引力理論。

惱人的一點在於，自然把新物理藏在一個我們找不到的地方。雖然我們在尋找 WIMP 的大業中尚未智窮計盡，但實驗發展的空間是有限的。探測器在對暗物質越來越敏感的同時，也對其他粒子更加敏感，所以提高精確度未必能將兩者區分開來。按照現在前進的步伐，在十年之內，探測器就將難以區分太陽發出的中微子和宇宙射線撞擊地球大氣層發出的中微子。

不過那時，我們仍然能夠訴諸間接的探測方法。其中最有希望的一個就是切倫科夫望遠鏡陣列（Cherenkov Telescope Array）。這個陣列由分佈在智利和拉帕爾馬島的 100 多架望遠鏡組成，它們的目標之一就是尋找星系中暗物質粒子湮滅而產生的伽馬射線。但是這項研究終將碰上一大難題：成本。暗物質探測器目前是大型物理實驗中最經濟的一類。但是如果我們要持續擴大它們的規模，提高靈敏度和複雜度，那麼它們也將加入LHC（成本將近 70 億美元）、韋伯太空望遠鏡（成本將近 80 億美元）等燒錢猛獸的隊伍。況且，暗物質探測實驗能否成功還不好說，這就很難打動政客。

發現暗物質粒子的最強工具也許會是新的粒子對撞機。物理學家計劃在大約三十年後建造一個能量七倍於 LHC 的對撞機。中國和歐洲都在研究建造方案。參考 LHC 的造價進行粗略估計，新對撞機將耗費 250 億美元（按現在的美元市值來算）。考慮到這筆花銷由多個國家共同承擔，並且對撞機的建造時間長達數十年，這也許是可以被接受的。但這可能已經達到了極限。如果那時我們依舊一無所獲，那麼即使物理學家擁有無盡的資源、建造更大的探測器，也於事無補。因為新對撞機都無法看到的未知粒子必然擁有超大的質量，以至於大爆炸產生的粒子數量不足以解釋暗物質在宇宙中所佔的比重。自然，它們也不可能是暗物質粒子。

儘管我們付出種種艱辛的努力，但結局未必美好——我們可能不會發現任何暗物質粒子的訊號。也許，暗物質根本就不存在。我們試圖修正愛因斯坦的引力理論——廣義相對論來拋棄暗物質，但迄今為止，這個理論完美地通過了各種實驗檢驗。自 2016 年起，LIGO 探測到的引力波訊號又一次支援了廣義相對論。所以，它的另一個預言——暗物質的存在也難以被推翻。

不過往好處想，暗物質探測的困難也表明，自然界仍有大量謎團等待我們去發現和探索。我們現在仍在尋找暗物質粒子。迷失在黑暗中的我們，除了前進別無他法。

作者Joseph Silk 是牛津大學的宇宙學家，同時也在巴黎天體物理研究所、約翰霍普金斯大學任職。他是研究宇宙微波背景輻射和宇宙結構形成的先驅。

沒有暗物質，暗物質不存在。

“暗物質”的產生，源於解釋不了星系內部引力效應“不足"而遠方星系沒有解體，連銀河系引力效應也“不足"，補充的概念，源於“增加”愛因斯坦場方程的宇宙常數項之一，源於曲解了廣義相對論。事實是近處太陽系就不存在這問題，引力效應在宏觀上的表現與理論理解有偏差，對視界黑洞的研究及估計不足，造成了“暗物質”存在。

暗物質不存在，洗洗睡吧。

尋找暗物質，我們最後的希望在人自身的探測功能。這是我們可以控制的唯一的高維度探測儀，前面各式各樣的探測器，以低維度的觀測，探討高維度存在的問題，自然勞而無功，毫無結果。用人自身試一試就可以了。上面國內外物理專家的研究，已經看到了曙光就在前面。

在這裡，我把暗物質和暗能量的本質進行徹底解密。

所謂暗物質，就是維持星系結構不致離散的，除可見物質以外的物質，它占星系質量的大部分。

暗物質就是黑洞。

在宇宙形成初期，宇宙剛形成質量粒子時，宇宙體積很小，粒子的密度極大。這些粒子發生極度頻繁的碰撞，形成一股股強烈的擾流。這些擾流造成大尺度上的密度不均，形成一個個引力區塊。

由於當時宇宙整體密度很大，這些引力區塊的體量都很驚人，並且收縮速度極快，很快形成了一個個超級恆星。這些恆星由於質量巨大，壽命都很短，很快就爆發了。爆發的結果是形成一個個超級黑洞。這些黑洞後來成為星系的中心。

隨著宇宙的擴張，星系之間距離越來越大，星系越來越孤立。

那些黑洞的噴發物，離黑洞越來越遠，越來越分散，它們幾乎永遠回不到拋棄它們的黑洞了。但是，它們都無可避免地流浪到其它黑洞的引力場裡，被其它黑洞所俘獲。在宇宙尺度，完成一次宇宙物質的大遷移、大交換。

這些宇宙物質已經相當稀薄，成為巨大的星雲。它們以大塊的隕石為核，在引力作用下將隕石層層包裹，逐漸演化成第二代恆星，這些恆星有少數被黑洞吞沒，大多數繞黑洞轉圈。這些恆星也非常巨大，壽命也不長，較快地演化成第二代黑洞。第二代黑洞成為暗物質的主要部分。

第二代黑洞的噴發物繼續在太空中穿梭。宇宙更加空曠了，給了星際物質較長時間的演化機會。這些星際物質成分更加複雜，體積差異明顯擴大。大體積的演化成第三代恆星，小體積的仍在太空中游蕩。

第三代恆星的命運千差萬別，有的成為黑洞，有的成為各種矮星，有的因特殊的質量而全部解體成為星雲。第三代黑洞成為暗物質的另一支主力。

第三代恆星後，恆星的分代不再明顯，宇宙中各種複雜的天體不斷出現。隨著黑洞的不斷形成，星際可見物質越來越少。

大約50億年前，太陽作為第五代左右的恆星開始形成。在太陽形成的年代，由於星際物質極度分散，再難以形成超級恆星和超級黑洞了。所以天空看上去空曠而平靜。大點的宇宙事件，方圓幾百萬光年才有一個。

黑洞註定是孤獨者，在形成的那一刻，把衣服扔到永遠夠不到的地方。形成後，誰敢靠近就把誰吃掉。不發光不說，體積還極小。人類目前的觀測手段，還無法對其直接觀測。

觀測不到，不代表它不存在。它遍佈於星系的空白處。使星系不致分散。在太陽周圍，由於方圓幾十光年都沒有黑洞，太陽系受黑洞影響微乎其微。這就是暗物質在星系範圍廣泛存在，在太陽系裡卻觀測不到的根本原因。

本來還想說一下暗能量，但用手機碼字太累了，需要的篇幅又太長，以後再專門介紹。這裡只說一句：暗能量來自於萬有斥力。

黑洞顯然是暗物質，時空發現引力波，顯然時空也是物質的，但很奇怪引力波以光速傳播，說明時空中的物質又是沒有質量的，它顯然是一種波色子。它到底是什？它應該是最小的粒子，數量龐大，且均勻充斥整個宇宙，因它的束縛，整個時空所有物質、粒子以相同的速度執行（光速）。它最小，但數量龐大，它才是維繫我們宇宙不被撕裂主角。

哎，也就是人被限制了，不可能讓人知道那麼我的事情，真的突破了，對人類來說，不見得是好事，可能是滅頂的災難。

《三體》不是說人類被智子給限制了嗎，就這個意思吧。

暗物質就在我們身邊，我們看到、接觸到的只是大小差異，差異大小和範圍大小決定運動和力量，所以只能找到差異，找不到本源。沒有差異就是靜止，靜止就是死的，死的就是和我們是兩個世界，我們不會找到，除非我們死了，而死去就什麼都不知道了，即使你和他們融為一體，你也沒有知覺。即使我們找到了一切東西，其實還是差異，能量一運動，開始出現差異就形成物質特性了，沒有差異就是虛無。

我們測量探測尋找某個物質都是透過間接的物理手段感知他的存在。其實暗物質我們早就探測到了，並且我們每個人都已經感知到了暗物質的存在。為什麼物體離開很遠，他們之間還有萬有引力存在?就是因為暗物質的作用。因為物體吸收暗物質，在物體周圍的暗物質密度會降低，暗物質會由於擴散運動或暗物質之間的碰撞運動，暗物質會向物體運動，在物體周圍會形成向物體流動的暗物質粒子流。從而在這物體周圍的其他物體會受到暗物質粒子流的衝擊，從而形成兩個物體之間的引力。因此暗物質就在我們周圍，我們早已經感知到了他的存在。他表現在物體之間的引力上。

主流物理界對暗物質研究的現狀

本文簡要介紹主流物理界對暗物質研究和理解的現狀。

一、 引言

第一，暗物質的存在是毫無疑問的，暗物質與可見物質的比率大約在5比1之間。

第二，迄今為止沒有人知道這個問題的答案：暗物質是什麼？

是的，以上這兩點基本上是正確的。

暗物質是什麼？在主流物理學界沒有人知道答案！

中國科學院院長白春禮，談暗物質的影片介紹：暗物質是什麼？中科院院長告訴你_網易新聞 http://news.163.com/17/1130/11/D4G3RP0I00018AOQ.html

白春禮院士介紹，這是令世界物理主流困惑不解，更是令全世界普通民眾迷惑的大問題！

最終，全球科學界將透過科學的方法一一排除那些疑似暗物質的候選者，確定{暗物質不是什麼}。

的確，主流科學在{暗物質不是什麼}已經取得許多成果。但關鍵問題是{暗物質是什麼？}，這個問題必須要有理論突破！

因此，我們可以從網上看到全球科學界正在努力，試圖揭開這個謎底。{暗物質不是什麼} 與{暗物質是什麼？}成為全球人類的熱點問題！

那麼，我們現在來看一看，國際主流物理界關於暗物質問題的探索情況。

二、主流物理界對暗物質的認識

1.已知的暗物質

國際主流界公認的已知的暗物質有兩種：1）中微子，2）黑洞。

然而，這兩種已知的暗物質不能解釋全部整個暗物質。也就是說，還有其他的物質也扮演著暗物質的角色。事實上，在許多天體物理調查中，這兩個已知的暗物質只佔總暗物質的很小的百分比(小於1%），見：“2017的暗能量調查”結果。

2. 我們先說黑洞

去年，以及今年LIGO多次發現雙黑洞的合併凝聚，顯示出宇宙中的黑洞密度很高，從而，似乎“黑洞暗物質假說”又死灰復燃。宇宙中有兩種方式產生黑洞。

第一種，黑洞就是一顆恆星的殘餘。這個恆星演變過程我們現在非常清楚地知道了解。我們還可以計算出每個星系中的黑洞數量。對於銀河系，它有大約300萬個黑洞，每個黑洞的平均質量為10個太陽質量。這300萬個黑洞中的暗物質約佔銀河系總質量的0.001%。顯然，這一種黑洞不能成為整個宇宙暗物質的候選者。

第二種，可能有在大爆炸期間產生的一些原始黑洞。它們攜帶的質量，大約可以從0.1到10億個太陽質量不等。此外，我們不知道這些黑洞的密度。也就是說，它很有可能代表整個宇宙的暗物質。然而，透過分析LIGO的資料，給出了否定的回答：沒有！原始黑洞無法解釋宇宙全部的暗物質。也就是說，一定還有其他東西扮演暗物質的角色。

參見：LIGO不硬氣：原始黑洞、暗物質和Ia型超新星的引力透鏡效應。（https://arxiv.org/abs/1712.02240）。

3．其他暗物質候選者，包括中微子在主流物理學，基本上還有這兩類暗物質候選者：1）不基於粒子的任何暗物質，如修改引力定律（MOND）。2）以粒子為基礎的暗物質候選者：一些未知的粒子，如弱互相質量粒子WIMP（例如，無菌中微子、軸子、暗光子等）；

2017年10月16日宣佈的LIGO雙中子星合併，它幾乎完全排除了MOND存在的證據。參見{ gw170817暗物質模擬器（https://arxiv.org/abs/1710.06168）}。

那麼，主流物理的重點搜尋範圍放在以粒子為基礎的暗物質候選者身上。

三、基於粒子的暗物質探索

在此，我們將回顧主流物理所開展的基於粒子的暗物質探索及其搜尋途徑。

1. 大型強子對撞機LHC的2 TeV實驗，已經排除了所有的SUSY粒子。它也排除了大質量弱相互作用WIMP粒子（如LUX和PANDAx，2017），這些資料的的搜尋現在已經非常接近中微子可能出現的底部。

2．最新的天文資料幾乎排除了無菌中微子。

而且，最新的資料也幾乎完全排除了“大爆炸核合成（BBN）”作為暗物質。BBN的適合分析說明中微子是狄拉克費米子（沒有一個大規模的合作伙伴）。如果中微子是馬約拉納粒子（要求有一個隱藏的巨大的合作伙伴，如無菌中微子），BBN沒有符合觀測的資料。參見：https://arxiv.org/pdf/1709.01211.pdf。在米諾斯，米諾斯+反應器實驗排除了惰性中微子（https://arxiv.org/abs/1710.06488）；最近的LIGO {中子星碰撞的中微子引數空間，（https://arxiv.org/abs/1710.06370）}。

3. 排除軸子假設。

4. 探測未知粒子執行所有可能躲藏的地方，排除任何大質量弱相互作用粒子WIMP（非對稱），看到pico-60資料。

5. 沒有發現暗黑的光子http://newscenter.lbl.gov/2017/11/08/scientists-narrow-search-dark-photon-dark-matter/。

“探測器中暗光子的特徵是極其簡單的：一個高能光子，沒有任何其他活動。”

暗黑光子也被用來解釋標準模型中觀察μ介子自旋的性質和它的預測值之間的差異。

最新結果：“基於BaBar規則的這些暗黑光子理論作為G-2異常解釋，有效地關閉這個視窗。”

日本的一個實驗，類似於BaBar的升級，叫Belle II，將在明年開始執行。“最終，Belle II將產生高於BaBar統計的100倍的資料。”

還有，2014年基本排除了以前假設的冷暗物質(ΛCDM， CDM+ )、暖暗物質 (WDM) 、自相互作用暗物質 (SIDM) 。這些都是廢棄、過時了的暗物質候選者。

關於基於粒子的暗物質探索問題的更詳細文獻和資料將在附錄中列出。

四、相似的實驗與理論思考

從阿爾法磁譜儀專案AMS02 可以看到兩點（2013和2015）：

1. 過量的正電子和反質子。

2. 資料的大幅度下降拐點（尤其是正電子）。

然而，這些正電子過剩和大傾角被排除了由暗物質DM衰變中產生的可能。再次，反質子過剩的阿爾法磁譜儀專案AMS02 可以由已知的宇宙的過程解釋。（參見https://home.cern/about/updates/2017/03/cosmic-collisions-lhcb-experiment）。從而阿爾法磁譜儀專案AMS02 的這種反質子資料也排除了是暗物質的可能。

有很多原因，排除阿爾法磁譜儀專案AMS02 系統資料的傾角。最重要的一點是，對於阿爾法磁譜儀專案AMS02發現暗物質候選者 的理論基礎是SUSY，現在已經排除了所有2 TeV的SUSY粒子。從而註定阿爾法磁譜儀專案AMS02發現暗物質的機會很小很小，可以說一定會失敗！

也就是說，即使“悟空”最新發現的資料突出點完成統計學分析和確認，我們仍然需要新的理論來解釋這種異常性態要求。其中一個例子就是費米神秘伽瑪射線訊號，它們在暗物質湮滅的源頭基本上被排除了，發現毫秒脈衝星是這個神秘伽瑪射線訊號源。參見：“在銀河內部解決γ射線點源的證據。”（2016年2月3日，參見https://arxiv.org/abs/1506.05124）。

五、最後的理論檢驗

現在，這個宇宙的組成現在已經被黑暗能量調查和普朗克CMB（2013和2015）資料所確定（見上、下圖）。

也就是說，新的暗物質理論必須得出這個客觀觀測結論，這是對任何新的暗物質理論的最後檢驗。

六、結束語

無論什麼樣的暗物質理論，必須滿足與這個宇宙的客觀觀測資料相匹配。這是檢驗這個科學理論的試金石。

二十一世紀物理世界上空的兩朵暗雲必將煙消雲散。

附1：

於2016年8月6日在人民大會堂，我與原全國青聯朋友中國科學院院長書記白春禮院士有過一個簡短交談，我告訴了他我們有了重要成果，並寫上了我們的網址：www.pptv1.com，我要他關注。我還告訴他我們曾在全國青聯科學組，我們青聯的朋友一起開過很多次會。8月6日 我與原全國青聯朋友中國科學院院長書記白春禮院士交流附2：Appendix:

* Exclusions from the LHC. https://arxiv.org/abs/1709.02304 andhttps://arxiv.org/abs/1510.01516

* Exclusions from Xenon-100 https://arxiv.org/abs/1709.02222

* Exclusions of Charming Dark Matter theories. https://arxiv.org/abs/1709.01930

* Theodorus Maria Nieuwenhuizen “Subjecting dark matter candidates to the cluster test” (October 3, 2017, see https://arxiv.org/abs/1710.01375 ):

Galaxy clusters, employed by Zwicky to demonstrate the existence of dark matter, pose new stringent tests. If merging clusters demonstrate that dark matter is self-interacting with cross section σ/m∼2 cm2/gr, MACHOs, primordial black holes and light axions that build MACHOs are ruled out as cluster dark matter. Recent strong lensing and X-ray gas data of the quite relaxed and quite spherical cluster A1835 allow to test the cases of dark matter with Maxwell-Boltzmann, Bose-Einstein and Fermi-Dirac distribution, next to Navarro-Frenck-White profiles. Fits to all these profiles are formally rejected at over 5σ, except in the fermionic situation. The interpretation in terms of (nearly) Dirac neutrinos with mass of 1.61+0.19−0.30 eV/c2 is consistent with results on the cluster A1689, with the WMAP, Planck and DES dark matter fractions and with the nondetection of neutrinoless double β-decay. The case will be tested in the 2018 KATRIN experiment.

A variety of searches for sterile neutrinos have also ruled out this possibility in the relevant mass range. See, e.g., https://arxiv.org/abs/1710.06488 andhttp://iopscience.iop.org/article/10.1088/1742-6596/718/3/032008/pdf

* Exclusions for Axion Dark Matter: Renée Hlozek, David J. E. Marsh, Daniel Grin “Using the Full Power of the Cosmic Microwave Background to Probe Axion Dark Matter” (August 18, 2017, see https://arxiv.org/abs/1708.05681 ).

* Combined direct dark matter detection exclusions.https://arxiv.org/abs/1708.04630 and https://arxiv.org/abs/1707.01632

* Exclusions based on non-detection of annihilations in dwarf galaxies.https://arxiv.org/abs/1708.04858

* Primordial black hole exclusions. https://arxiv.org/abs/1301.4984

* Daniele Gaggero, et al., “Searching for Primordial Black Holes in the radio and X-ray sky” (see https://arxiv.org/abs/1612.00457 ). Abstract:

We model the accretion of gas on to a population of massive primordial black holes in the Milky Way, and compare the predicted radio and X-ray emission with observational data. We show that under conservative assumptions on the accretion process, the possibility that O(10) M⊙ primordial black holes can account for all of the dark matter in the Milky Way is excluded at 4σ by a comparison with the VLA radio catalog at 1.4 GHz, and at more than 5σ by a comparison with the NuSTAR X-ray catalog (10 – 40 keV). We also propose a new strategy to identify such a population of primordial black holes with more sensitive future radio and X-ray surveys.

* Tight Warm Dark Matter parameter exclusions,https://arxiv.org/pdf/1704.01832.pdf

* More Warm Dark Matter parameters exclusions: Simon Birrer, Adam Amara, and Alexandre Refregier, “Lensing substructure quantification in RXJ1131-1231: A 2 keV lower bound on dark matter thermal relict mass” (January 31, 2017, seehttps://arxiv.org/abs/1702.00009 ).

We study the substructure content of the strong gravitational lens RXJ1131-1231through a forward modelling approach that relies on generating an extensive suite of realistic simulations. The statistics of the substructure population of halos depends on the properties of dark matter. We use a merger tree prescription that allows us to stochastically generate substructure populations whose properties depend on the dark matter particle mass. These synthetic halos are then used as lenses to produce realistic mock images that have the same features, e.g. luminous arcs, quasar positions, instrumental noise and PSF, as the data. By analyzing the data and the simulations in the same way, we are able to constrain models of dark matter statistically using Approximate Bayesian Computing (ABC) techniques. This method relies on constructing summary statistics and distance measures that are sensitive to the signal being targeted. We find that using the HST data for \RXJ we are able to rule out a warm dark matter thermal relict mass below 2 keV at the 2 sigma confidence level.

* Paolo Salucci and Nicola Turini, “Evidences for Collisional Dark Matter In Galaxies?” (July 4, 2017, see https://arxiv.org/abs/1707.01059 ). Abstract:

The more we go deep into the knowledge of the dark component which embeds the stellar component of galaxies, the more we realize the profound interconnection between them. We show that the scaling laws among the structural properties of the dark and luminous matter in galaxies are too complex to derive from two inert components that just share the same gravitational field. In this paper we review the 30 years old paradigm of collisionless dark matter in galaxies. We found that their dynamical properties show strong indications that the dark and luminous components have interacted in a more direct way over a Hubble Time. The proofs for this are the presence of central cored regions with constant DM density in which their size is related with the disk length scales. Moreover we find that the quantity ρDM(r,L,RD)ρ⋆(r,L,RD) shows, in all objects, peculiarities very hardly explained in a collisionless DM scenario.

* Dark matter distributions have to closely track baryon distributions, even though there is no viable mechanism to do so: Edo van Uitert, et al., “Halo ellipticity of GAMA galaxy groups from KiDS weak lensing” (October 13, 2016, seehttps://arxiv.org/abs/1610.04226 ).

* One of the more successful recent efforts to reproduce the baryonic Tully-Fischer relation with CDM models is L.V. Sales, et al., “The low-mass end of the baryonic Tully-Fisher relation” (February 5, 2016, seehttps://arxiv.org/abs/1602.02155 ). It explains:

[T]he literature is littered with failed attempts to reproduce the Tully-Fisher relation in a cold dark matter-dominated universe. Direct galaxy formation simulations, for example, have for many years consistently produced galaxies so massive and compact that their rotation curves were steeply declining and, generally, a poor match to observation. Even semi-analytic models, where galaxy masses and sizes can be adjusted to match observation, have had difficulty reproducing the Tully-Fisher relation, typically predicting velocities at given mass that are significantly higher than observed unless somewhat arbitrary adjustments are made to the response of the dark halo.

The paper manages to simulate the Tully-Fisher relation only with a model that has sixteen parameters carefully “calibrated to match the observed galaxy stellar mass function and the sizes of galaxies at z = 0” and “chosen to resemble the surroundings of the Local Group of Galaxies”, however, and still struggles to reproduce the one parameter fits of the MOND toy-model from three decades ago. Any data set can be described by almost any model so long as it has enough adjustable parameters.

* Dark matter can’t explain bulge formation in galaxies: Alyson M. Brooks, Charlotte R. Christensen, “Bulge Formation via Mergers in Cosmological Simulations” (12 Nov 2015, see https://arxiv.org/abs/1511.04095 ).