弱相互作用有质量粒子（wimp）是被最广泛讨论的暗物质候选者之一，它是指质量和相互作用强度在电弱标度附近的某种稳定粒子，通过热退耦机制获得目前已知的剩余丰度。wimp应该基本是电中『性』和『色』中『性』的，因此不直接参与电磁和强相互作用。
中微子也不参与强相互作用和电磁相互作用，但由于其在宇宙中以接近光速运动，属于“热暗物质”，不足以作为构成暗物质的主要成分。
目前人类已知的粒子物理标准模型中，不存在同时满足这些『性』质的粒子，这意味着wimp必须是超出标准模型的新物理粒子。
已有理论预言的wimp包括：超对称模型中最轻的超对称伴侣粒子，如超中『性』子（neutralino）；额外维理论中的最小 kaluza-klein 激发态粒子；little higgs模型中的t-odd粒子。
另一个暗物质候选者是轴子（axion），一种非常轻的中『性』粒子，它与强相互作用中电荷共轭-宇称反演联合对称『性』破缺相联系。
轴子间通过极微小的力相互作用，由此它无法与背景辐『射』处于热平衡状态，因此不会通过热退耦获得剩余丰度，但可以通过真空态的破缺成为冷暗物质。
虽然人们已经对暗物质作了许多天文观测，其组成成份至今仍未能全然了解。早期暗物质的理论重在一些隐藏起来的常规物质星体，例如：黑洞、中子星、衰老的白矮星、褐矮星等。
这些星体一般归类为大质量致密天体(massive pact halo objects，machos)，然而多年来的天文观测无法找到足够量的machos。
一般认为，难以探测的重子物质（如machos以及一些气体）确实贡献了部分的暗物质效应，但证据指出这类的物质只占了其中一小部分。
而其余的部分称作“非重子暗物质”。此外，星系转速曲线、引力透镜、宇宙结构形成、重子在星系团中的比例以及星系团丰度（结合独立得到的重子密度证据）等观测数据也指出宇宙中85?质量不参与电磁作用。
这类“非重子暗物质”一般猜测是由一种或多种不同于常规物质(电子、质子、中子、中微子等)的基本粒子所构成。
由于尚未出现暗物质存在的直接探测证据，也有一些理论试图在不引入暗物质的情况下解释已有的天文观测现象。典型的一类理论是修正的牛顿引力理论（modified newtonian dynamics, mond）, 这类理论主张牛顿或爱因斯坦的引力理论并不完备，引力在不同的尺度会有不一样的行为。然而，暗物质存在的证据来自于许多互不相关的观测现象，要仅仅通过引力理论而不引入暗物质来同时解释所有的这些现象是非常有挑战『性』的。
尤其是“子弹星团”事例中观测到的正在碰撞的星团中可见物质和其质量中心的明显分离，是支持暗物质存在而非引力理论需要修改的观测证据。
即使暗物质粒子与常规物质仅有微弱的相互作用，暗物质粒子也有可能被精密的实验仪器探测到。目前科学家采用的探测手段可以分为三类：一是探测暗物质粒子直接与探测器中的物质发生相互作用，称为“直接探测”；二是寻找宇宙中暗物质自身衰变或湮灭产生普通物质的信号，称为“间接探测”，三是探寻粒子对撞机中人为产生的暗物质粒子，称为“加速器探测”。
1、直接探测。如果暗物质是由微观粒子构成的，那么每时每刻都应该有大量的暗物质粒子穿过地球。
如果其中一个粒子撞击了探测器物质中的原子核，那么探测器就能检测到原子核能量的变化并通过分析撞击的『性』质了解暗物质属『性』。然而， 对于弱相互作用有质量粒子（wimps）来说，由于它们与普通物质之间的相互作用极其微弱，被探测器捕捉到的概率也十分微弱。
为了最大限度地屏蔽其他种类宇宙『射』线的干扰，暗物质直接探测实验往往在地下深处进行。目前，全世界有数十个暗物质地下探测实验在进行中。
尚未有直接探测试验发现暗物质粒子存在的确凿证据。这些实验的结果有力地限制了暗物质粒子的质量和相互作用强度。
2、间接探测。既然在银河系中存在着大量的暗物质粒子，那么应该可以探测到它们湮灭或衰变所产生的常规基本粒子，间接探测就是在天文观测中寻找这种湮灭或衰变信号，包括宇宙线中的高能的伽马『射』线、正负电子、正反质子、中子、中微子以及各种宇宙线核子。
采取间接探测手段的实验可以是利用卫星或空间站搭载的空间探测器直接收集宇宙线粒子，或者是在地面观测高能宇宙线粒子进入地球大气时产生的簇『射』或切伦科夫光效应。
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