弱相互作用有質量粒子（wimp）是被最廣泛討論的暗物質候選者之一，它是指質量和相互作用強度在電弱標度附近的某種穩定粒子，通過熱退耦機製獲得目前已知的剩餘豐度。wimp應該基本是電中性和色中性的，因此不直接參與電磁和強相互作用。
中微子也不參與強相互作用和電磁相互作用，但由於其在宇宙中以接近光速運動，屬於“熱暗物質”，不足以作為構成暗物質的主要成分。
目前人類已知的粒子物理標準模型中，不存在同時滿足這些性質的粒子，這意味著wimp必須是超出標準模型的新物理粒子。
已有理論預言的wimp包括：超對稱模型中最輕的超對稱伴侶粒子，如超中性子（neutralino）；額外維理論中的最小kaluza-klein激發態粒子；littlehiggs模型中的t-odd粒子。
另一個暗物質候選者是軸子（axion），一種非常輕的中性粒子，它與強相互作用中電荷共軛-宇稱反演聯合對稱性破缺相聯係。
軸子間通過極微小的力相互作用，由此它無法與背景輻射處於熱平衡狀態，因此不會通過熱退耦獲得剩餘豐度，但可以通過真空態的破缺成為冷暗物質。
雖然人們已經對暗物質作了許多天文觀測，其組成成份至今仍未能全然了解。早期暗物質的理論重在一些隱藏起來的常規物質星體，例如：黑洞、中子星、衰老的白矮星、褐矮星等。
這些星體一般歸類為大質量致密天體(massivpacthaloobjects，machos)，然而多年來的天文觀測無法找到足夠量的machos。
一般認為，難以探測的重子物質（如machos以及一些氣體）確實貢獻了部分的暗物質效應，但證據指出這類的物質隻占了其中一小部分。
而其餘的部分稱作“非重子暗物質”。此外，星係轉速曲線、引力透鏡、宇宙結構形成、重子在星係團中的比例以及星係團豐度（結合獨立得到的重子密度證據）等觀測數據也指出宇宙中85%-90%的質量不參與電磁作用。
這類“非重子暗物質”一般猜測是由一種或多種不同於常規物質(電子、質子、中子、中微子等)的基本粒子所構成。
由於尚未出現暗物質存在的直接探測證據，也有一些理論試圖在不引入暗物質的情況下解釋已有的天文觀測現象。典型的一類理論是修正的牛頓引力理論（modifiednewtoniandynamics,mond）,這類理論主張牛頓或愛因斯坦的引力理論並不完備，引力在不同的尺度會有不一樣的行為。然而，暗物質存在的證據來自於許多互不相關的觀測現象，要僅僅通過引力理論而不引入暗物質來同時解釋所有的這些現象是非常有挑戰性的。
尤其是“子彈星團”事例中觀測到的正在碰撞的星團中可見物質和其質量中心的明顯分離，是支持暗物質存在而非引力理論需要修改的觀測證據。
即使暗物質粒子與常規物質僅有微弱的相互作用，暗物質粒子也有可能被精密的實驗儀器探測到。目前科學家采用的探測手段可以分為三類：一是探測暗物質粒子直接與探測器中的物質發生相互作用，稱為“直接探測”；二是尋找宇宙中暗物質自身衰變或湮滅產生普通物質的信號，稱為“間接探測”，三是探尋粒子對撞機中人為產生的暗物質粒子，稱為“加速器探測”。
1、直接探測。如果暗物質是由微觀粒子構成的，那麽每時每刻都應該有大量的暗物質粒子穿過地球。
如果其中一個粒子撞擊了探測器物質中的原子核，那麽探測器就能檢測到原子核能量的變化並通過分析撞擊的性質了解暗物質屬性。然而，對於弱相互作用有質量粒子（wimps）來說，由於它們與普通物質之間的相互作用極其微弱，被探測器捕捉到的概率也十分微弱。
為了最大限度地屏蔽其他種類宇宙射線的幹擾，暗物質直接探測實驗往往在地下深處進行。目前，全世界有數十個暗物質地下探測實驗在進行中。
尚未有直接探測試驗發現暗物質粒子存在的確鑿證據。這些實驗的結果有力地限製了暗物質粒子的質量和相互作用強度。
2、間接探測。既然在銀河係中存在著大量的暗物質粒子，那麽應該可以探測到它們湮滅或衰變所產生的常規基本粒子，間接探測就是在天文觀測中尋找這種湮滅或衰變信號，包括宇宙線中的高能的伽馬射線、正負電子、正反質子、中子、中微子以及各種宇宙線核子。
采取間接探測手段的實驗可以是利用衛星或空間站搭載的空間探測器直接收集宇宙線粒子，或者是在地麵觀測高能宇宙線粒子進入地球大氣時產生的簇射或切倫科夫光效應。
通過分析宇宙線中各種粒子的數量和能譜，可以提取出宇宙中暗物質衰變或湮滅的信息。暗物質間接探測的難度在於宇宙中有眾多並非由暗物質產生的高能射線源，並且宇宙線從產生到抵達地球附近要經曆一個複雜的傳播過程。
當前對宇宙線的產生與傳播過程的理解尚不全麵，這給在宇宙線中尋找暗物質信號帶來了挑戰。目前全世界有多家暗物質空間探測實驗在進行中。
3、對撞機探測。另一種尋找暗物質的方法是在實驗室產生暗物質粒子。在高能粒子對撞實驗中，可能會有尚未被發現的粒子包括暗物質粒子被產生出來。如果對撞產生了暗物質粒子，由於其難以被探測器直接檢測到，會導致被探測器檢測到的對撞產物粒子的總能量和動量出現丟失的現象。這是產生了不可見粒子的一個特征。再結合直接或間接的探測手段，可以幫助確定對撞機中產生的粒子是否為暗物質粒子。
銀河係是太陽係所在的恆星係統，包括1500~4000億顆恆星和大量的星團、星雲，還有各種類型的星際氣體和星際塵埃，黑洞，它的可見總質量是太陽質量的2100億倍。
當這些信息被華楓粗略看完以後，新的信息流又接踵而至。華楓注意到這次是關於銀河係的。
“大聖，這是何意？”對孫悟空這沒來由灌輸的信息，華楓很是疑惑。
“先不要管那麽多，你隻要仔細把這些信息記在腦子裏就好，日後你就知道我為什麽要這樣做了。現在這個時代已經和我的那個時代不一樣了，俺老孫花了一百年才重新適應了這個世界。如今，這個世界將要受到前所未有的威脅，我不得不做些什麽。”孫悟空說到這裏，語氣已經變得有點激動。
華楓聞言，也不再多問，繼續消化這海量的信息流。
在銀河係裏大多數的恆星集中在一個扁球狀的空間範圍內，扁球的形狀好像鐵餅。扁球體中間突出的部分叫“核球”，半徑約為7000光年。核球的中部叫“銀核”，四周叫“銀盤”。在銀盤外麵有一個更大的球狀區域，那裏恆星少，密度小，被稱為“銀暈”，直徑為7萬光年。
過去銀河係被認為與仙女座星係一樣是一個旋渦星係，但最新的研究表明銀河係應該是一個棒旋星係。
銀河係的90%的物質為恆星。恆星的種類繁多，按照物理性質、化學組成、空間分布和運動特征，恆星可以分為五個星族。最年輕的極端星族1恆星主要分布在銀盤裏的旋臂上；最年老的極端星族2恆星則主要分布在銀暈裏。恆星常聚集成團。除了大量的雙星外，銀河係裏已發現了一千多個星團。銀河係裏還有氣體和塵埃，其含量約占銀河係總質量的10%，氣體和塵埃的分布不均勻，有的聚集為星雲，有的則散布在星際空間。
20世紀60年代以來，發現了大量的星際分子，如一氧化碳、水等。
分子雲是恆星形成的主要場所。銀河係核心部分，即銀心或銀核，是一個很特別的地方。它發出很強的射電輻射、紅外輻射、x射線輻射和γ射線輻射，性質尚不清楚，那裏可能有一個巨型黑洞，據估計其質量可能達到太陽質量的400萬倍。
1971年英國天文學家林登·貝爾和馬丁·內斯曾分析了銀河係中心區的紅外觀測和其他性質，指出銀河係中心的能源應是一個黑洞，並預言如果他們的假說正確，在銀河係中心應可觀測到一個尺度很小的發出射電輻射的源，並且這種輻射的性質應與人們在地麵同步加速器中觀測到的輻射性質一樣。三年以後，這樣的一個輻射源果然被發現了，這就是人馬座a。
中微子也不參與強相互作用和電磁相互作用，但由於其在宇宙中以接近光速運動，屬於“熱暗物質”，不足以作為構成暗物質的主要成分。
目前人類已知的粒子物理標準模型中，不存在同時滿足這些性質的粒子，這意味著wimp必須是超出標準模型的新物理粒子。
已有理論預言的wimp包括：超對稱模型中最輕的超對稱伴侶粒子，如超中性子（neutralino）；額外維理論中的最小kaluza-klein激發態粒子；littlehiggs模型中的t-odd粒子。
另一個暗物質候選者是軸子（axion），一種非常輕的中性粒子，它與強相互作用中電荷共軛-宇稱反演聯合對稱性破缺相聯係。
軸子間通過極微小的力相互作用，由此它無法與背景輻射處於熱平衡狀態，因此不會通過熱退耦獲得剩餘豐度，但可以通過真空態的破缺成為冷暗物質。
雖然人們已經對暗物質作了許多天文觀測，其組成成份至今仍未能全然了解。早期暗物質的理論重在一些隱藏起來的常規物質星體，例如：黑洞、中子星、衰老的白矮星、褐矮星等。
這些星體一般歸類為大質量致密天體(massivpacthaloobjects，machos)，然而多年來的天文觀測無法找到足夠量的machos。
一般認為，難以探測的重子物質（如machos以及一些氣體）確實貢獻了部分的暗物質效應，但證據指出這類的物質隻占了其中一小部分。
而其餘的部分稱作“非重子暗物質”。此外，星係轉速曲線、引力透鏡、宇宙結構形成、重子在星係團中的比例以及星係團豐度（結合獨立得到的重子密度證據）等觀測數據也指出宇宙中85%-90%的質量不參與電磁作用。
這類“非重子暗物質”一般猜測是由一種或多種不同於常規物質(電子、質子、中子、中微子等)的基本粒子所構成。
由於尚未出現暗物質存在的直接探測證據，也有一些理論試圖在不引入暗物質的情況下解釋已有的天文觀測現象。典型的一類理論是修正的牛頓引力理論（modifiednewtoniandynamics,mond）,這類理論主張牛頓或愛因斯坦的引力理論並不完備，引力在不同的尺度會有不一樣的行為。然而，暗物質存在的證據來自於許多互不相關的觀測現象，要僅僅通過引力理論而不引入暗物質來同時解釋所有的這些現象是非常有挑戰性的。
尤其是“子彈星團”事例中觀測到的正在碰撞的星團中可見物質和其質量中心的明顯分離，是支持暗物質存在而非引力理論需要修改的觀測證據。
即使暗物質粒子與常規物質僅有微弱的相互作用，暗物質粒子也有可能被精密的實驗儀器探測到。目前科學家采用的探測手段可以分為三類：一是探測暗物質粒子直接與探測器中的物質發生相互作用，稱為“直接探測”；二是尋找宇宙中暗物質自身衰變或湮滅產生普通物質的信號，稱為“間接探測”，三是探尋粒子對撞機中人為產生的暗物質粒子，稱為“加速器探測”。
1、直接探測。如果暗物質是由微觀粒子構成的，那麽每時每刻都應該有大量的暗物質粒子穿過地球。
如果其中一個粒子撞擊了探測器物質中的原子核，那麽探測器就能檢測到原子核能量的變化並通過分析撞擊的性質了解暗物質屬性。然而，對於弱相互作用有質量粒子（wimps）來說，由於它們與普通物質之間的相互作用極其微弱，被探測器捕捉到的概率也十分微弱。
為了最大限度地屏蔽其他種類宇宙射線的幹擾，暗物質直接探測實驗往往在地下深處進行。目前，全世界有數十個暗物質地下探測實驗在進行中。
尚未有直接探測試驗發現暗物質粒子存在的確鑿證據。這些實驗的結果有力地限製了暗物質粒子的質量和相互作用強度。
2、間接探測。既然在銀河係中存在著大量的暗物質粒子，那麽應該可以探測到它們湮滅或衰變所產生的常規基本粒子，間接探測就是在天文觀測中尋找這種湮滅或衰變信號，包括宇宙線中的高能的伽馬射線、正負電子、正反質子、中子、中微子以及各種宇宙線核子。
采取間接探測手段的實驗可以是利用衛星或空間站搭載的空間探測器直接收集宇宙線粒子，或者是在地麵觀測高能宇宙線粒子進入地球大氣時產生的簇射或切倫科夫光效應。
通過分析宇宙線中各種粒子的數量和能譜，可以提取出宇宙中暗物質衰變或湮滅的信息。暗物質間接探測的難度在於宇宙中有眾多並非由暗物質產生的高能射線源，並且宇宙線從產生到抵達地球附近要經曆一個複雜的傳播過程。
當前對宇宙線的產生與傳播過程的理解尚不全麵，這給在宇宙線中尋找暗物質信號帶來了挑戰。目前全世界有多家暗物質空間探測實驗在進行中。
3、對撞機探測。另一種尋找暗物質的方法是在實驗室產生暗物質粒子。在高能粒子對撞實驗中，可能會有尚未被發現的粒子包括暗物質粒子被產生出來。如果對撞產生了暗物質粒子，由於其難以被探測器直接檢測到，會導致被探測器檢測到的對撞產物粒子的總能量和動量出現丟失的現象。這是產生了不可見粒子的一個特征。再結合直接或間接的探測手段，可以幫助確定對撞機中產生的粒子是否為暗物質粒子。
銀河係是太陽係所在的恆星係統，包括1500~4000億顆恆星和大量的星團、星雲，還有各種類型的星際氣體和星際塵埃，黑洞，它的可見總質量是太陽質量的2100億倍。
當這些信息被華楓粗略看完以後，新的信息流又接踵而至。華楓注意到這次是關於銀河係的。
“大聖，這是何意？”對孫悟空這沒來由灌輸的信息，華楓很是疑惑。
“先不要管那麽多，你隻要仔細把這些信息記在腦子裏就好，日後你就知道我為什麽要這樣做了。現在這個時代已經和我的那個時代不一樣了，俺老孫花了一百年才重新適應了這個世界。如今，這個世界將要受到前所未有的威脅，我不得不做些什麽。”孫悟空說到這裏，語氣已經變得有點激動。
華楓聞言，也不再多問，繼續消化這海量的信息流。
在銀河係裏大多數的恆星集中在一個扁球狀的空間範圍內，扁球的形狀好像鐵餅。扁球體中間突出的部分叫“核球”，半徑約為7000光年。核球的中部叫“銀核”，四周叫“銀盤”。在銀盤外麵有一個更大的球狀區域，那裏恆星少，密度小，被稱為“銀暈”，直徑為7萬光年。
過去銀河係被認為與仙女座星係一樣是一個旋渦星係，但最新的研究表明銀河係應該是一個棒旋星係。
銀河係的90%的物質為恆星。恆星的種類繁多，按照物理性質、化學組成、空間分布和運動特征，恆星可以分為五個星族。最年輕的極端星族1恆星主要分布在銀盤裏的旋臂上；最年老的極端星族2恆星則主要分布在銀暈裏。恆星常聚集成團。除了大量的雙星外，銀河係裏已發現了一千多個星團。銀河係裏還有氣體和塵埃，其含量約占銀河係總質量的10%，氣體和塵埃的分布不均勻，有的聚集為星雲，有的則散布在星際空間。
20世紀60年代以來，發現了大量的星際分子，如一氧化碳、水等。
分子雲是恆星形成的主要場所。銀河係核心部分，即銀心或銀核，是一個很特別的地方。它發出很強的射電輻射、紅外輻射、x射線輻射和γ射線輻射，性質尚不清楚，那裏可能有一個巨型黑洞，據估計其質量可能達到太陽質量的400萬倍。
1971年英國天文學家林登·貝爾和馬丁·內斯曾分析了銀河係中心區的紅外觀測和其他性質，指出銀河係中心的能源應是一個黑洞，並預言如果他們的假說正確，在銀河係中心應可觀測到一個尺度很小的發出射電輻射的源，並且這種輻射的性質應與人們在地麵同步加速器中觀測到的輻射性質一樣。三年以後，這樣的一個輻射源果然被發現了，這就是人馬座a。