大約65年前，暗物質存在的證據首次被發現。當時，弗裏茨·茲維基發現大星系團中的星系有極高的運動速度。除非星團的質量超過根據其中恒星數量計算出的數值的100倍，否則星團根本無法束縛這些星系。經過幾十年的觀察和分析證實了這壹點。盡管我們仍然對暗物質的性質壹無所知，但到了20世紀80年代，占宇宙能量密度20%左右的暗物質被廣泛接受。
[圖片說明]:普通發光物質占宇宙總能量的0.4%，其他普通物質占3.7%，暗物質占近23%，另外73%是占主導地位的暗能量。
引入宇宙暴脹理論後，很多宇宙學家認為我們的宇宙是平的，宇宙的總能量密度壹定等於臨界值(這個臨界值用來區分宇宙是封閉的還是開放的)。同時，宇宙學家也傾向於壹個簡單的宇宙，其中的能量密度以物質的形式出現，包括4%的普通物質和96%的暗物質。但事實上，觀察從未與此相符。雖然對總物質密度的估計存在較大誤差，但這種誤差並不足以使總物質達到臨界值，而且這種觀測與理論模型的不壹致性隨著時間的推移變得越來越尖銳。
當人們意識到沒有足夠的物質來解釋宇宙的結構和特征時，暗能量就出現了。暗能量和暗物質唯壹的相似之處是它們既不發光也不吸收光。從微觀上看，它們的成分完全不同。更重要的是，像普通物質壹樣，暗物質具有引力自吸引性，它與普通物質聚集在壹起形成星系。而暗能量受引力排斥，在宇宙中幾乎是均勻分布的。所以在統計星系能量的時候會漏掉暗能量。因此，暗能量可以解釋觀測到的物質密度與暴脹理論預測的臨界密度之間70-80%的差異。之後，兩個獨立的天文學家團隊對超新星進行了觀測，發現宇宙正在加速膨脹。於是，暗能量主導的宇宙模型變成了和諧的宇宙模型。最近，威爾金森微波各向異性探測器(WMAP)的觀測獨立地證實了暗能量的存在，並使其成為標準模型的壹部分。
暗能量也改變了我們對暗物質在宇宙中作用的理解。根據愛因斯坦的廣義相對論，在只包含物質的宇宙中，物質的密度決定了宇宙的幾何形狀，以及它的過去和未來。如果加上暗能量，情況就完全不壹樣了。首先，總能量密度(物質能量密度和暗能量密度之和)決定了宇宙的幾何特征。其次，宇宙已經從物質主導的時期過渡到暗能量主導的時期。大爆炸後大約數十億年，暗物質主導了總能量密度，但這已經成為過去。現在我們宇宙的未來將由暗能量的特性決定，暗能量目前正在加速宇宙的膨脹，除非暗能量隨時間衰減或改變其狀態，否則這種加速膨脹將繼續下去。
但是，我們忽略了極其重要的壹點，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，星系、恒星和行星就不會形成，更不用說今天的人類了。雖然宇宙在大尺度上是同質各向同性的，但在更小的尺度上還有恒星、星系、星系團、巨洞和星系長城。在大尺度上，唯壹能讓物質運動的力就是引力。但是，均勻分布的物質不會產生引力，所以今天所有的宇宙結構必定來自於宇宙中物質非常早期分布的微小波動，而這些波動會在宇宙微波背景輻射(CMB)中留下痕跡。而普通物質不可能通過自身的漲落在宇宙微波背景輻射中不留痕跡地形成實質結構，因為普通物質當時還沒有與輻射解耦。
另壹方面，不與輻射耦合的暗物質的微小漲落，在普通物質解耦之前，被放大了許多倍。普通物質解耦後，已經聚集在壹起的暗物質開始吸引普通物質，然後就形成了我們現在觀察到的結構。所以這需要壹個初始波動，但是它的幅度非常非常小。這裏需要的物質是冷暗物質，因此得名，因為它是壹種沒有熱運動的非相對論粒子。
在開始解釋這個模型的有效性之前，我們必須先解釋最後壹件重要的事情。對於前面提到的小擾動(漲落)，為了預測其在不同波長下的引力效應，小擾動光譜必須具有特殊的形狀。因此，初始密度漲落應該是與尺度無關的。也就是說，如果我們把能量分布分解成壹系列不同波長的正弦波之和，那麽所有正弦波的振幅應該是相同的。暴脹理論的成功之處在於它提供了壹個很好的動態啟動機制，形成了這樣壹個與尺度無關的小擾動譜(其譜指數n=1)。WMAP的觀測結果證實了這壹預測，其觀測結果為n = 0.99±0.04。
但是如果我們不知道暗物質的性質，我們就不能說我們已經知道了宇宙。現在我們知道了兩種暗物質——中微子和黑洞。但是它們對暗物質總量的貢獻非常小，大部分暗物質還不清楚。這裏我們將討論暗物質的可能候選者，它所導致的結構形成，以及我們如何結合粒子探測器和天文觀測來揭示暗物質的性質。
最有希望的暗物質候選者
長期以來，最有希望的暗物質只是假說中的基本粒子，具有壽命長、溫度低、不碰撞等特點。長壽意味著它必須和現在的宇宙壹樣古老，甚至更久。低溫意味著它們在解耦時是非相對論粒子，只有這樣才能在引力作用下快速團簇。由於成團過程發生在比哈勃視界(宇宙年齡與光速的乘積)更小的範圍內，而且這個視界與現在的宇宙相比非常小，所以最初形成的暗物質團或暗物質暈比銀河系的尺度小得多，質量也小得多。隨著宇宙的膨脹和哈勃視界的增大，這些最初的小暗物質暈會合並形成更大尺度的結構，這些更大尺度的結構會在後來合並形成更大尺度的結構。其結果是形成不同體積和質量的結構體系，這與觀察定性壹致。相反，相對論粒子，比如中微子，在引力成團時期，由於運動過快，無法形成我們觀察到的結構。所以中微子對暗物質質量密度的貢獻可以忽略。太陽中微子實驗中中微子質量的測量結果也支持了這壹點。無碰撞意味著暗物質粒子(與暗物質和普通物質)的相互作用截面在暗物質暈中可以忽略不計。這些粒子僅僅依靠引力相互束縛，在暗物質暈中，它們以寬廣的軌道偏心節律譜毫無阻礙地運行。
低溫無碰撞暗物質(CCDM)被看好有幾個原因。首先，CCDM構造形成的數值模擬結果與觀測結果壹致。其次，弱相互作用大質量粒子(WIMP)作為壹個特殊的子類，可以很好地解釋其在宇宙中的豐度。如果粒子之間的相互作用很弱，那麽在宇宙的第壹萬億分之壹秒內，它們處於熱平衡。之後開始因為湮滅而失去平衡。根據對它們相互作用截面的估算，這些物質的能量密度約占宇宙總能量密度的20-30%。這與觀察壹致。CCDM樂觀的第三個原因是，在壹些理論模型中預言了壹些非常有吸引力的候選粒子。
候選粒子之壹是中性伴子，壹種在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，它要求每個已知的費米子都應該有壹個伴隨的玻色子(尚未觀測到)，每個玻色子也應該有壹個伴隨的費米子。如果超對稱性今天仍然存在，伴隨的粒子將具有相同的質量。但由於宇宙早期超對稱性的自發破缺，伴隨粒子的質量在今天也發生了變化。而且，大部分超對稱伴子是不穩定的，在超對稱破缺後不久就衰變了。然而，最輕的伴子之壹(質量在100GeV的數量級)由於自身的對稱性避免了衰變。在最簡單的模型中，這些粒子是電中性的，相互作用很弱——是WIMP的理想候選者。如果暗物質是由中子組成的，那麽當地球穿過太陽附近的暗物質時，地下探測器就可以探測到這些粒子。此外，必須指出的是，這種探測並不意味著暗物質主要由WIMP構成。目前的實驗無法確定WIMP是占了暗物質的大部分還是只占了壹小部分。
另壹個候選者是軸子，壹種非常輕的中性粒子(其質量在1μeV的數量級)，它在大統壹理論中起著重要的作用。軸突通過微小的力相互作用，所以它不可能處於熱平衡狀態，所以不能很好地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，現在軸子探測器已經建成，探測工作正在進行中。
CCDM存在的問題
因為CCDM是積分的，標準模型在數學上是特殊的。雖然到目前為止它的壹些參數還沒有被精確測量，但是我們仍然可以在不同的尺度上檢驗這個理論。目前能觀測到的最大規模是CMB(千Mpc)。對CMB的觀測顯示了能量和物質的原始分布，也顯示了這種分布幾乎是均勻的，沒有結構。下壹個尺度是星系分布，從幾個Mpc到近1000 Mpc。在這些尺度上，理論和觀測符合得很好，這也讓天文學家有信心將這個模型推廣到所有尺度。
但在更小的尺度上，從1Mpc到星系尺度(Kpc)，就存在不壹致。這種不壹致在幾年前就出現了，它的出現直接引出了現在的理論是否正確這個至關重要的問題。在很大程度上，理論家認為不壹致更有可能是我們對暗物質特性的不當假設造成的，不太可能是標準模型本身的固有問題。首先，對於大型結構來說，重力是主導的，所以所有的計算都是基於牛頓和愛因斯坦的引力定律。在更小的尺度上，必須包括高溫高密度物質的流體動力作用。其次，大尺度上的波動小，我們有精確的方法去量化和計算。但是在星系的尺度上，普通物質和輻射的相互作用是極其復雜的。以下是小範圍內的主要問題。子結構可能不像CCDM數值模擬預測的那樣普遍。暗物質暈的數量基本上與其質量成反比，所以應該觀測到很多矮星系和小暗物質暈引起的引力透鏡效應，但目前的觀測結果還沒有證實這壹點。而且，銀河系或其他星系周圍的暗物質，當它們合並到星系中時，會使原本很薄的星系盤變得比現在觀測到的更厚。
暗物質暈的密度分布在核區應該是急劇增加的，也就是說，隨著離中心距離的減小，其密度應該是急劇增加的，但這與我們觀測到的許多自引力系統的中心區明顯不壹致。正如在引力透鏡研究中觀察到的那樣，星系團的核心密度低於大質量暗物質暈模型計算的密度。普通旋渦星系核心區域的暗物質比預期的要少，同樣的情況也出現在壹些表面亮度較低的星系中。矮星系，如銀河系的伴星系，魚鳧星系和天龍星系，具有均勻的密度中心，與理論形成鮮明對比。流體動力學模擬的銀盤尺度和角動量比觀測的要小。在許多表面亮度較高的星系中，存在著旋轉的桿狀結構。如果這種結構是穩定的，則要求其核心的密度小於預期值。
可以想象，解決這些越來越多的問題將依賴於壹些復雜但普通的天體物理過程。已經提出了壹些常規的解釋來解釋前面提到的結構損失現象。但總體來說，目前的觀測證據表明，從巨型星系團(質量大於1015太陽質量)到最小的矮星系(質量小於109太陽質量)，預測的高密度和觀測的低密度之間存在矛盾。