1．超大質量黑洞
大質量黑洞
我們到達了宇宙演化史上出現能夠實際看到的分立天體的時間點。甚至在最早的恒星出現之前，物質收縮形成星係的過程就已經開始。哈勃太空望遠鏡的深空圖像揭示出大爆炸後7億年時的星係景象--它們看上去與在我們附近的天體不同。許多都較小，而且有各式各樣奇怪而美妙的形狀，有些裏麵還有大質量黑洞。占主導地位的是神秘的類星體，現在知道這種能量源是非常活躍的星係核，其光度等效於幾千個銀河係。因為它們如此明亮，所以可以從很遠的地方看到，也就是可以追溯到宇宙相當年輕的那些日子。
在這些星係的中心，甚至在很早的階段就存在著數百萬太陽質量的超大質量黑洞。就像我們前麵提到過的，它們可能直接由坍縮的氣體形成，也可能是大質量恒星的殘餘又吸附了大量的額外物質而形成的。無論如何，這一尺寸的黑洞其引力都十分巨大，能夠吸引龐大數量的物質。
看來在星係形成的早期，當恒星剛開始形成時，有大量的塵埃和氣體存在。這些物質的存在為黑洞提供了燃料，並向內旋轉形成圓盤狀。這時，它所發出的光線分成多個束流，當我們沿著其中一束的方向看過去時，就看到了被稱作類星體的威力巨大的信標。在宇宙演化的這個早期階段，這些原始星係之間的碰撞是很平常的。而當兩個星係合並時，新的物質被吸入一個或幾個黑洞中，類星體發出閃亮。實際上，所有大質量星係，包括我們的銀河係，在演化過程中都經曆過類星體的階段。而近來對某些類星體的研究發現，在其他方麵它們就是普通星係。當燃料最終耗盡時，星係就穩定下來。
這個在地球軌道上運行的天文台將望遠鏡指向了一塊以前從未引起過任何興趣的天空。長達100萬秒（略長於11天）的極端長時間曝光使得來自最暗
弱天體的光線也能積累到可被探測到的水平，將這塊似乎空無一物的天區變成充滿成千上萬個星係的地方。圖中每一個斑點都代表一個背景星係，而不是背景恒星。並且盡管有少量較近的星係看上去完全平常，大多數則是小很多，暗很多，且明顯怪很多。即使根據直觀印象也能得出一些結論。例如，顏色發紅的星係是最遠的，因為紅移很大。所以我們可以把這些探測到的天體按照大致的演化順序分類排列。
通過觀察這些最早的星係並嚐試以上的分析，可以獲得對今天星係如何形成的深入認識。我們不再認為每個星係都是相互隔絕地形成的，否則，在超深空照片中，較大的“普通”星係應該少些。根據模擬結果提出的新的圖景是：早期的坍縮會導致較小的結構，然後再經過一係列的碰撞合並形成較大的係統。在可觀測宇宙最遠古的區域裏的這些大量的小星係正是這一過程的原料。探測到的這些星係為這一理論增加了砝碼。在超深空視野照片中所看到的正是建造我們所熟悉的現代宇宙的磚石。這一進程甚至可能仍在繼續，近年來我們已經認識到銀河係也是一個吞食同類的巨物，因為天文學家觀測到它正在把一些矮星係撕裂。
這些小係統環繞大星係運動，但漸漸地被拉了過來。最終它們的軌道變形到經常穿越大星係的星係盤。而每次穿越都會被大星係奪走氣體和塵埃。經過這樣的幾個回合，小星係徹底喪失了自己，成為更大的係統的一部分。這就是等待銀河係最顯著的兩個夥伴--大小麥哲倫雲的命運。
哈勃太空望遠鏡拍攝的美麗的超深空視野照片，在它的繼任者出現之前可能一直是獨一無二的。圖中那些星係的異常顏色體現出我們所掌握的、本書中心議題的最根本的證據，這就是宇宙確實在膨脹。這眾多天體的不同顏色代表著不同的紅移。天體越紅，看上去就離開我們越快。我們看到的光線在大爆炸後7億年--宇宙年齡的5%--時就離開了它們。通過對地基望遠鏡獲得的這些星係的譜線位置的分析，已經證實了這一點。
貫穿這一時期，這些結構還是通過自身引力造成的物質收縮來形成，就像在黑暗（或昏暗）時期那樣。這當中也包括最後形成銀河係的種苗。銀河係的大小超過了平均值，但也不是非常特別。它相當於1000億個太陽的質量，但趕不上鄰近的仙女座旋渦星係。本星係群也不是特別突出，其他的星係群要龐大得多。平均在6000萬光年處的室女座星係團包括1000多個星係。
2．我們的星係：銀河係
銀河係
年輕的星係中儲備有大量的氣體和塵埃，可以轉變成恒星。這些星係的光芒主要發自明亮年輕的藍色恒星，看上去和我們的星係--一個非常正常的旋渦星係很相似。在討論其他星係之前，有必要詳細地了解一下銀河係。我們知道它是旋渦狀的，其中心距離我們26000光年。整個係統的總直徑超過10萬光年，看上去像一個雙凸透鏡（或兩個背靠背疊在一起的煎蛋）。沿著這個係統的平麵望去，可以看到許多星星幾乎排在一條線上，形成了從太古時代起就被稱為銀河的橫跨夜空的壯麗的光帶。中心核球（煎蛋蛋黃）的直徑約2萬光年。平麵之外離開星係盤，在我們稱之為銀暈的地方有巨大密集的球狀星團和許多流浪的恒星。
銀心不易看到，因為中間有太多遮蔽的物質。但是射電波和X射線則不受阻礙。銀河係中心位於人馬座的繁星之後，其精確位置是人馬座A（讀作人馬座A星），是一個很強的射電源。在中心區有盤繞的塵埃雲和能量巨大的恒星組成的星團。在很靠近真正的中心的地方有一個260萬倍太陽質量的黑洞。其證據來自星表編號為S21、質量是太陽15倍的一顆恒星。長期的跟蹤研究發現它在圍繞著一個中心天體以15.2年的周期運動。它離中心天體最近的距離隻有17光時（光速小時），已經貼近黑洞“事件邊際”的邊緣。在那個界限之內，任何東西都無法逃出。它繞行的速度是驚人的每秒5000千米。從它運動的方式可以推斷出中心天體的質量。這一質量是如此巨大而又局限在如此狹小的體積內，除了黑洞，別無可能。
星係在旋轉。太陽大約要用2.25億年轉完一周。這一周期通常叫做宇宙年。在一個宇宙年前，地球上最高級的生命形式是兩棲動物，甚至恐龍都還沒有出現。設想一下一個宇宙年之後的地球是什麼樣子將是十分有趣的。我們在離星係主平麵不遠處運動，並剛剛離開其中一條旋臂--獵戶臂。所以我們現在位於一個相對空曠的區域。
3．旋渦星係
許多星係是螺旋狀的，除了唯一一個令人困惑的反例之外，所有的旋臂都由於星係的旋轉而呈現拖尾狀。現在認為旋臂是由回蕩在係統內的壓力波造成的，裏麵的某些區域裏星際物質的密度比平均值要高，這將引發恒星的形成。最容易看到的恒星質量很大，以宇宙學的標準來看，在它最終爆炸成超新星前的壽命是較短的。但它們明亮的光芒使得旋臂變得明顯。當壓力波掃過後，激烈的恒星形成過程停頓了，這個旋臂變得不那麼突出。而掃蕩的壓力波又會造就一條新的旋臂。如果這種圖景是正確的，那麼在幾千萬年的時間裏，我們的銀河係仍會有旋臂，隻是這些旋臂是由另外的恒星構成的。
支配星係旋臂的物理學規律可用一個日常的問題來類比，就是交通擁堵。想象一下M25--倫敦的環路--上的交通，所有汽車都以幾乎相同的速度前進，但是如果道路較擠，一輛車稍微減速就會讓它後麵的車排起隊來。這正是聚集在環繞星係核心的旋臂上的氣體或塵埃的情況。每輛具體的汽車隻會在有限的時段裏成為擁堵的一員，而之後仍會在環路上繼續前行。但擁堵會持續下去，隻是換成了後麵跟上來的車輛。
通過多普勒效應，我們已經測量出很多星係的旋轉。如果一個旋渦星係正在旋轉，那麼在一側的所有物質將朝向我們運動，而另一側的所有物質將遠離我們（當然要排除星係自身的整體運動）。這種運動將表現在譜線的位置上，所以可以據此測量出旋轉的速率。而星係旋轉的一個奇怪的特征還具有更深刻的意義。
4．神秘的暗物質
在我們太陽係中，行星繞日公轉的速度隨著它們到太陽距離的增加而減少，因為離太陽越遠，引力越弱。順理成章地，同樣的規律也應該體現在旋轉的星係上。靠近中心的星的運動應該比遠離中心的星的運動快得多。然而天文學家驚奇地發現，不是這麼回事。遠處恒星的宇宙年比預計的要短，所以旋臂不會很快地卷繞起來。星係的情況似乎介於太陽係和一個剛體之間。剛體的情況像一個旋轉的自行車輪子，在車軸附近的一塊泥點的移動比在車圈上的移動慢得多，但兩者用同樣的時間走完一周。
如果星係裏的恒星像行星環繞太陽那樣簡單地圍繞著一個中心質量旋轉，就無法解釋這種奇怪的現象。唯一可能的答案是這個係統的質量並不是集中在中心或中心附近，而是分布在整個星係盤和星係的外側。最有可能的解釋是存在分布在整個星係暈內的暗物質。暗物質完全不可見，隻有萬有引力才能泄露它們的所在。
暗物質是否就是普通的物質？比如大量非常暗弱的低質量恒星，除非它們按照宇宙標準來看聚集得很近，否則我們將無法看到。當然恒星的數量是很多的，最新的估計是在可視宇宙中恒星的總數達到71022個，但似乎它們的總質量也無法與暗物質總量相匹配。
這些質量是否有可能被禁錮在黑洞中了？我們可以計算現已掌握的這類質量，發現還是遠遠對不上。史蒂芬·霍金曾預言存在地球質量級別的黑洞，但還從未發現過。曾經看起來更有希望的一種方案涉及中微子--沒有電荷的快速粒子,不易檢測但數量極其豐富，在驅動恒星的反應中大量產生。每秒鍾有數千個中微子穿過我們的身體，如果中微子具有一點質量，那麼就可以為暗物質提供一種解釋。與幾年前相比，現在我們對此有了更深入的了解：盡管中微子不是完全沒有質量，但它的質量遠不夠解決這一問題。
我們還剩下兩種選擇。一是暗物質可能是由現在還未知的基本粒子構成，每個質量很小，但數量足夠多，可以解釋這種差異。這種假設的粒子叫做弱相互作用重粒子，即WIMP。而粒子物理學已經對它們應該是什麼樣子給出了具體的預言。另一種解釋是暗物質由普通物質構成，以暗弱而大質量天體的形式存在，例如行星，或棕矮星一類的小恒星。對這類稱為大質量致密暈族天體，即MACHO的探測已經在進行，據信它們潛伏在大質量星係的星係暈中。探測已經取得了一些積極的結果，現在我們在等待發現一個經過的WIMP。然而事情並未就此完結。
5．暗物質產生的暗能量
什麼是暗物質？暗物質(包括暗能量)被認為是宇宙研究中最具挑戰性的課題，它代表了宇宙中90%(暗物質加暗能量90%）以上的物質含量，而我們可以看到的物質隻占宇宙總物質量的10%不到(約5％左右)。1957年諾貝爾獎的獲得者李政道更是認為其占了宇宙質量的99%。暗物質無法直接觀測得到，但它卻能幹擾星體發出的光波或引力，其存在能被明顯地感受到。科學家曾對暗物質的特性提出了多種假設，但直到目前還沒有得到充分的證明。幾十年前，暗物質(darkmatter)剛被提出來時僅僅是理論的產物，但是現在我們知道暗物質已經成為了宇宙的重要組成部分。暗物質的總質量是普通物質的6.3倍，在宇宙能量密度中占了1/4，同時更重要的是，暗物質主導了宇宙結構的形成。暗物質的本質現在還是個謎，但是如果假設它是一種弱相互作用亞原子粒子的話，那麼由此形成的宇宙大尺度結構與觀測相一致。不過，最近對星係以及亞星係結構的分析顯示，這一假設和觀測結果之間存在著差異，這同時為多種可能的暗物質理論提供了用武之地。通過對小尺度結構密度、分布、演化以及其環境的研究可以區分這些潛在的暗物質模型，為暗物質本性的研究帶來新的曙光。
大約65年前，第一次發現了暗物質存在的證據。當時，弗裏茲·紮維奇發現，大型星係團中的星係具有極高的運動速度，除非星係團的質量是根據其中恒星數量計算所得到的值的100倍以上，否則星係團根本無法束縛住這些星係。之後幾十年的觀測分析證實了這一點。盡管對暗物質的性質仍然一無所知，但是到了80年代，占宇宙能量密度大約20%的暗物質以被廣為接受了。在引入宇宙膨脹理論之後，許多宇宙學家相信我們的宇宙是一個平行空間，而且宇宙總能量密度必定是等於臨界值的（這一臨界值用於區分宇宙是封閉的還是開放的）。與此同時，宇宙學家們也傾向於一個簡單的宇宙，其中能量密度都以物質的形式出現，包括4%的普通物質和96%的暗物質。但事實上，觀測從來就沒有與此相符合過。雖然在總物質密度的估計上存在著比較大的誤差，但是這一誤差還沒有大到使物質的總量達到臨界值，而且這一觀測和理論模型之間的不一致也隨著時間變得越來越尖銳。不過，我們忽略了極為重要的一點，那就是正是暗物質促成了宇宙結構的形成，如果沒有暗物質就不會形成星係、恒星和行星，也就更談不上今天的人類了。宇宙盡管在極大的尺度上表現出均勻和各向同性，但是在小一些的尺度上則存在著恒星、星係、星係團以及星係長城。而在大尺度上能夠促使物質運動的力就隻有引力了。但是均勻分布的物質不會產生引力，因此今天所有的宇宙結構必然源自於宇宙極早期物質分布的微小漲落，而這些漲落會在宇宙微波背景（CMB）中留下痕跡。然而普通物質不可能通過其自身的漲落形成實質上的結構而又不在宇宙微波背景輻射中留下痕跡，因為那時普通物質還沒有從輻射中脫耦出來。另一方麵，不與輻射耦合的暗物質，其微小的漲落在普通物質脫耦之前就放大了許多倍。在普通物質脫耦之後，已經成團的暗物質就開始吸引普通物質，進而形成了我們現在觀測到的結構。因此這需要一個初始的漲落，但是它的振幅非常非常的小。這裏需要的物質就是冷暗物質，由於它是無熱運動的非相對論性粒子因此得名。在開始闡述這一模型的有效性之前，必須先交待一下其中最後一件重要的事情。對於先前提到的小擾動（漲落），為了預言其在不同波長上的引力效應，小擾動譜必須具有特殊的形態。為此，最初的密度漲落應該是標度無關的。也就是說，如果我們把能量分布分解成一係列不同波長的正弦波之和，那麼所有正弦波的振幅都應該是相同的。"大爆炸"初期暴漲理論的成功之處就在於它提供了很好的動力學出發機製來形成這樣一個標度無關的小擾動譜（其譜指數n=1）。WMAP的觀測結果證實了這一預言，其觀測到的結果。但是如果我們不了解暗物質的性質，就不能說我們已經了解了宇宙。現在已經知道了兩種暗物質--中微子和黑洞。但是它們對暗物質總量的貢獻是非常微小的，暗物質中的絕大部分現在還不清楚。這裏我們將討論暗物質可能的候選者，由其導致的結構形成，以及我們如何綜合粒子探測器和天文觀測來揭示暗物質的性質。
暗物質存在的證據
最早提出證據並推斷暗物質存在的科學家是美國加州工學院的瑞士天文學家弗裏茨·茲威基。2006年，美國天文學家利用錢德拉X射線望遠鏡對星係團1E0657-56進行觀測，無意間觀測到星係碰撞的過程，星係團碰撞威力之猛，使得黑暗物質與正常物質分開，因此發現了暗物質存在的直接證據。
首次捕獲暗物質粒子
最新發現：美國科學家在地下廢棄鐵礦中捕獲暗物質粒子暗物質的電腦模擬圖
低溫暗物質搜尋項目（CDMS），旨在使用探測器探測粒子間的互動，找到暗物質粒子引起的運動。美國科學家在位於加利福尼亞大學校園的隧道裏的實驗室2009年檢測到了兩種可能來自於暗物質粒子的信號。但他們同時表示，這些信號與暗物質粒子的相似度不高。他們在明尼蘇達州的Souden煤礦地下約714米處安裝更高級的實驗室設備，以進行二期低溫暗物質搜尋項目（CDMSⅡ）。暗物質現象會被進入地球的宇宙射線幹擾，要減少宇宙射線μ介子粒子的背景信號影響，唯一的辦法是一道地底深處，這樣才有把握確認暗物質的構成。2009年12月21日，科學家在Souden煤礦中發現暗物質，這是迄今為止最有力的發現暗物質證據。其他實驗也在探尋來自暗物質的信號，比如地下氙（Lux）實驗。美國費米太空望遠鏡則試圖定位暗物質，尋找其在空間湮沒（暗物質發生碰撞時，兩個粒子將生成可以被探測器接收到的γ射線）的證據，但目前沒有任何發現。
中國暗物質研究基地
中國暗物質研究基地
央視消息：中國首個極深地下實驗室——“中國錦屏地下實驗室”於2010年12月12日在四川雅礱江錦屏水電站揭牌並投入使用，錦屏地下實驗室垂直岩石覆蓋達2400米，是目前世界岩石覆蓋最深的實驗室。它的建成標誌著中國已經擁有了世界一流的潔淨的低輻射研究平台，能夠自主開展像暗物質探測這樣的國際最前沿的基礎研究課題。目前，清華大學實驗組的暗物質探測器已經率先進入實驗室，並啟動探測工作，而明年上海交通大學等研究團隊也將進入這裏開展暗物質的探測研究。
地下實驗室在隧道裏
在建設二灘水電站過程中，四川錦屏山底曾修建了18公裏可以通行汽車的隧道，上麵是2500多米厚的山體岩石。這些平常的隧道，在那些苦苦尋找實驗環境的宇宙學研究者眼裏，卻成了“香餑餑”。上海交大今年2月剛成立的粒子物理宇宙學研究所，就相中了錦屏山隧道作為地下實驗室的建設地點。這裏將成為研究所成立後首個實驗的開展地，專門“搜捕”暗物質。目前這裏是世界上最優越的探測暗物質的環境。之所以稱之為最優，據交大物理係主任、粒子物理宇宙學研究所所長季向東介紹，該實驗室利用的是當地建水電站時修的地下隧道，在其側麵開挖長40米，寬、高各為6米的空間。因而與國外一些“脫胎”於礦井的地下實驗室相比，使用更為便利，不必坐著電梯上上下下，乘坐汽車就能“入地”。而埋深2500米的隧道，更是難得，因為埋得越深，宇宙射線的幹擾就越少。今年年底，地下實驗室基本結構將由二灘公司建成；明年，清華、交大將共同對實驗室作內部裝修，預計明年年底建成。
“地下工作”並無不適交大粒子物理宇宙學研究所特別研究員倪凱旋是暗物質探測國際合作項目XENON的交大組負責人，也是該實驗數據分析組組長。在去年的一年裏，他曾在意大利著名的GranSasso實驗室工作。GranSasso實驗室建在地下1400米，也是基於地下隧道建造的，在全球的地下實驗室中，空間是最大的。那裏，有十幾個大大小小的實驗同時在進行，有探測暗物質的，也有探測中微子等的。“從地麵上開車大概20分鍾，就能到達地下實驗室。”倪凱旋還記得第一次“入地”的感覺。戴上安全帽、穿著硬底鞋，進入實驗室，入眼是各種儀器設備。“那裏四季恒溫，冬暖夏涼，不需要用空調。唯一與地麵實驗室不同的是，那裏沒有窗戶，刮風下雨絲毫感覺不到，進去久了也容易讓人搞不清外界是白天還是黑夜。”“地下工作”時間久了，人是否會有不適？“地下實驗室的通風設備很好，絲毫不會感到氣悶，人在下麵呆個半天，不會有任何異樣的感覺。”倪凱旋說，一旦儀器運行穩定後，他隻需在地麵上的辦公室監控探測器運行即可，而地下實驗室的所有數據也會傳送至地麵，因而，科研人員無需24小時“守”著探測器。
“捉拿”暗物質很不易讓不少人難以理解的是，暗物質在宇宙中，科學家為啥要“鑽”到地下去探測呢？這是因為暗物質是種頗有“個性”的粒子，它質量很大，但作用力卻微乎其微。“每天可能有幾萬億個暗物質穿過你的身體，但你卻感受不到，這是因為暗物質的散射截麵很小。”倪凱旋打了一個比方，就像一隻足球能被球網擋住，但是一個小鐵球就能穿網而過，就是因為它的截麵比球網的網格小。如何“網”住暗物質？科學家們也想了很多辦法。最初的辦法是天文觀測法，但是，卻無法解答“暗物質是什麼”。後來，人們又采取間接探測和直接探測的辦法。前者，是探測暗物質相互碰撞產生的普通物質粒子信號，一般通過地麵或太空望遠鏡探測；後者，則是用原子核與暗物質碰撞，探測碰撞產生的信號。而在地麵上，因為宇宙射線眾多，這些信號會對直接探測產生幹擾，影響其鑒別能力。因此，地下實驗室可以幫助探測器“擋”去幹擾，讓其“靜心”工作。
兩個實驗組確認入駐錦屏山的地下實驗室是中國首個地下暗物質探測實驗室。它建成後，為中國科學家挑戰世界級科研難題提供舞台。到目前為止，上海交大、清華兩個實驗組已確認將入駐地下實驗室。兩個實驗組的探測方式並不相同。交大將使用液氙探測器在此開展暗物質的直接探測，清華將采用低溫半導體開展探測。至於探測到暗物質之後能派上什麼用場，這對科研人員來說，仍是未知數。“粒子物理探求的是物質最深層次的奧秘，對未來的生活會發生怎樣的影響，我們現在還不得而知。就像電被發明時，人們尚無法想象後來的電視、電腦。但無論如何，每一個科學發現都使人們對物質世界的認識更進一步，這是最了不起的事。”季向東說
暗物質候選者
長久以來，最被看好的暗物質僅僅是假說中的基本暗性粒子，它具有壽命長、溫度低、無碰撞的特殊特性。溫度低意味著在脫耦時它們是非相對論性粒子，隻有這樣它們才能在引力作用下迅速成團。壽命長意味著它的壽命必須與現今宇宙年齡相當，甚至更長。由於成團過程發生在比哈勃視界（宇宙年齡與光速的乘積）小的範圍內，而且這一視界相對現在的宇宙而言非常的小，因此最先形成的暗物質團塊或者暗物質暈比銀河係的尺度要小得多，質量也要小得多。隨著宇宙的膨脹和哈勃視界的增大，這些最先形成的小暗物質暈會合並形成較大尺度的結構，而這些較大尺度的結構之後又會合並形成更大尺度的結構。其結果就是形成不同體積和質量的結構體係，定性上這是與觀測相一致的。相反的，對於相對論性粒子，例如中微子，在物質引力成團的時期由於其運動速度過快而無法形成我們觀測到的結構。因此中微子對暗物質質量密度的貢獻是可以忽略的。在太陽中微子實驗中對中微子質量的測量結果也支持了這一點。無碰撞指的是暗物質粒子（與暗物質和普通物質）的相互作用截麵在暗物質暈中小的可以忽略不計。這些粒子僅僅依靠引力來束縛住對方，並且在暗物質暈中以一個較寬的軌道偏心律譜無阻礙的作軌道運動。
低溫無碰撞暗物質
低溫無碰撞暗物質（CCDM）被看好有幾方麵的原因。第一，CCDM的結構形成數值模擬結果與觀測相一致。第二，作為一個特殊的亞類，弱相互作用大質量粒子（WIMP）可以很好的解釋其在宇宙中的豐度。如果粒子間相互作用很弱，那麼在宇宙最初的萬億分之一秒它們是處於熱平衡的。之後，由於湮滅它們開始脫離平衡。根據其相互作用截麵估計，這些物質的能量密度大約占了宇宙總能量密度的20-30%。這與觀測相符。CCDM被看好的第三個原因是，在一些理論模型中預言了一些非常有吸引力的候選粒子。
中性子
其中一個候選者就是中性子（neutralino），一種超對稱模型中提出的粒子。超對稱理論是超引力和超弦理論的基礎，它要求每一個已知的費米子都要有一個伴隨的玻色子（尚未觀測到），同時每一個玻色子也要有一個伴隨的費米子。如果超對稱依然保持到今天，伴隨粒子將都具有相同質量。但是由於在宇宙的早期超對稱出現了自發的破缺，於是今天伴隨粒子的質量也出現了變化。而且，大部分超對稱伴隨粒子是不穩定的，在超對稱出現破缺之後不久就發生了衰變。但是，有一種最輕的伴隨粒子（質量在100GeV的數量級）由於其自身的對稱性避免了衰變的發生。在最簡單模型中，這些粒子是呈電中性且弱相互作用的--是WIMP的理想候選者。如果暗物質是由中性子組成的，那麼當地球穿過太陽附近的暗物質時，地下的探測器就能探測到這些粒子。另外有一點必須注意，這一探測並不能說明暗物質主要就是由WIMP構成的。現在的實驗還無法確定WIMP究竟是占了暗物質的大部分還是僅僅隻占一小部分。
軸子
另一個候選者是軸子（axion），一種非常輕的中性粒子（其質量在1μeV的數量級上），它在大統一理論中起了重要的作用。軸子間通過極微小的力相互作用，由此它無法處於熱平衡狀態，因此不能很好的解釋它在宇宙中的豐度。在宇宙中，軸子處於低溫玻色子凝聚狀態，現在已經建造了軸子探測器，探測工作也正在進行。
新機製解釋暗物質與可見物質起源
提出新機製的研究小組包括美國紐約布魯克海文國家實驗室和英屬哥倫比亞大學的科學家，研究發表在最近出版的《物理評論快報》上。他們稱這種新機製為“原質起源論”（hylogenesis）。英屬哥倫比亞大學克裏斯·西格森說：“我們正在努力把理論物理中的兩個問題一起解釋。這一機製將原子形成和暗物質聯係在一起，有助於解開重子不對稱的秘密，作為對整個暗物質加可見重子的平衡宇宙的一種重建。”根據研究人員構建的機製，在物質形成景象中，早期宇宙產生了一種新粒子X和它的反粒子X-bar（帶等量相反電荷）。X和X-bar在可見部分能結合成為誇克（重子物質的基本組成，如質子和中子），在“隱匿”部分組成了粒子（由於這種粒子可見部分的相互反應是微弱的），如此，在大爆炸開始後的第一時刻，宇宙膨脹變熱時會有X和X-bar產生。隨後，X和X-bar會衰變，部分變成可見的顯重子（尤其是中子，由一個上誇克和兩個下誇克組成），部分變成不可見的隱重子。據科學家解釋，X衰變成中子的頻率比X-bar衰變成反中子的頻率更高，同樣地，X-bar衰變為隱反粒子的頻率比X衰變為隱粒子的頻率要高。誇克形成的重子物質組成了我可見物質，隱反重子形成了我們所說的暗物質。這種陰—陽衰變方式使得可見物質的正重子數量和暗物質的負重子數量達到平衡。英屬哥倫比亞大學特裏姆研究中心的肖恩·圖林說：“可見物質和暗物質的能量密度非常接近（1/5的不同）。在許多情況下，在廣大宇宙的早期，生成可見物質和暗物質的過程是互不相關的。於是，這1/5的因素要麼是早期出現的一個大偶然，要麼是兩種物質共同起源的重要線索。我認為，這為構建可見物質與暗物質起源的統一模型提供了主要依據。”物理學家預測，這種物質形成機製將為尋找暗物質提供一個全新途徑，它們會留下一些可在實驗室探測到的特征標記。科學家解釋說，當暗物質反粒子和一個普通原子粒子相撞而湮滅時，就會產生爆發的能量。盡管這非常稀有，但在地球上尋找質子自發衰變的實驗中，能探測到暗物質。在天體物理學觀測和離子加速器數據中，也可能會出現其他原質起源的信號。研究人員表示，今後也會在研究中考慮這些可能性。