梦回宋朝暗物质的候选粒子必须满足电中性、与物质的相互作用很弱等特性，不然就已经跟众多研究暗物质的实验和观测结果冲突了。 在现有的标准粒子模型中，似乎只有中微子满足条件。 实际上，中微子曾经是“热暗物质”模型的候选粒子。 热暗物质粒子的质量较小，若中微子作为宇宙的主要组分，则在宇宙早期结构形成时，中微子在大尺度的范围上运动会“抹平”宇宙中正在形成的结构，从而使宇宙中的物质先在更大的尺度上形成结构（如超星系团结构），然后再“碎裂”成更小的结构（如大大小小的星系），即所谓的“从大到小”的顺序，有点“顶层设计”的意味。 然而，这与此前介绍的、通过对宇宙微波背景辐射和宇宙大尺度结构演化的观测发现的“从小到大”的顺序完全不符。 同时，大量宇宙学的观测数据将中微子总质量限制在宇宙总质量的1%以内，而我们知道暗物质占宇宙物质的1/4左右，这说明中微子最多只能占暗物质的一小部分。 这样一来，在标准粒子模型里便没有符合暗物质特性的候选粒子。 因此，人们兴奋地尝试着拓展或建立超越标准粒子模型的理论，提出可以解释暗物质的候选粒子新理论。
如前所述，为了与宇宙大尺度结构形成的观测和数值模拟结果相符合，人们提出了冷暗物质模型。 对于冷暗物质粒子，它们的质量较大，运动速度缓慢，远远小于光速。 因此根据冷暗物质模型，宇宙结构是自下而上，从小到大一级一级慢慢形成的，小型的天体先在自身的引力下通过气体冷却丢失掉系统的角动量形成结构，然后又相互在引力作用下并合起来，逐渐形成大的天体结构，使得宇宙结构按照“从小到大”顺序演化，这与观测的结果定性上相符合。
在众多可能组成暗物质的成分中，最热门的要属一种被称为大质量弱相互作用粒子（WeaklyInteractingMassiveParticle,WIMP）的新粒子了。
这种粒子与普通物质的作用非常微弱，以致于它们虽然存在于我们周围，却从来没有被探测到过。 大质量弱相互作用粒子顾名思义，主要参与弱相互作用、引力相互作用或其他某种可能存在的新型相互作用，具有较大的质量，运动缓慢。 WIMP粒子的候选者主要为“超对称理论”下的中性微子（neutralino）、超对称中微子（sneutrino）和引力微子（gravitino）等。 超对称理论作为标准粒子模型的拓展，几乎使得所有已知的基本粒子都有了可能的对应粒子，从而拓展了潜在未知粒子的数目。 而这些标准模型粒子的“伴子”由于某种猜想的基本物理特性，其质量可能极大。 通过检验超对称理论对标准粒子模型进行拓展后的粒子，可以发现一些粒子能够作为暗物质粒子的候选者，这些粒子均为电中性，有较弱的相互作用。 其中，中性微子是超对称理论下最合适的WIMP候选粒子。 在标准模型的超对称拓展中，中性微子为最轻的超对称粒子，这保证了它的稳定性，不会轻易衰变，从而能够作为在宇宙中占据较大比例的暗物质的候选者。 轴子的质量很轻，但数量足够多便具有冷暗物质的行为，因此轴子是冷暗物质粒子的一个候选者。 还有一种被理论物理学家很早就提出来解决强相互作用中所谓“CP问题”的粒子，被称为轴子，长期以来也是理论物理学家追逐的对象，被认为也有可能是暗物质的成分之一。
除了冷暗物质模型外，人们还提出了“温暗物质”模型，这个模型综合考虑了冷暗物质和热暗物质对宇宙结构的“从小到大”和“从大到小”的贡献。 这个模型下的候选粒子主要有惰性中微子（SterileNeutrinos）等。 除了这些暗物质候选粒子中闪耀的“明星”理论，还有成百上千种各具特点的暗物质理论。 理论的蓬勃发展为探索暗物质打开了一道又一道大门，呈现出生机勃勃的发展状态。 说到底，我们并不知道暗物质是什么，我们必须打开思维的局限，反复的审视甚至自我否定，因为一切皆有可能。
如何探测暗物质粒子
暗物质粒子的探测在当代基础物理学，包括粒子物理、天体物理、宇宙学等领域是一个很热门的研究领域--宇宙中最主要的一种物质成分到底是什么？这个听起来就激动人心的问题，几十年来孜孜不倦地吊着科学家和公众的胃口。 对于大质量弱相互作用粒子来说，物理学家试图通过放置在地下实验室的探测装置，屏蔽掉各种干扰来寻找暗物质粒子与普通物质可能发生的相互作用。 天文学家们尝试通过地面或太空望远镜对暗物质粒子在宇宙中可能发生的相互碰撞并湮灭产生的次级粒子来间接寻找暗物质粒子存在的证据。 粒子物理学家们希望欧洲大型强子对撞机（LHC）或者未来更大能量的粒子对撞机能够“人工”自制出暗物质粒子来。
1 暗物质粒子的直接探测
暗物质粒子游离在宇宙中的任何一个角落，地球就是在这样的“暗物质粒子汤”中穿行着。 地球上任何一个原子核都有一定的概率被一个暗物质粒子撞一下，虽然暗物质粒子我们看不到，但如果一个原子核无缘无故“身子”晃了晃，那一定是暗物质粒子干的，我们就抓住了暗物质粒子的踪迹。 物理学家可以探测这种暗物质粒子与原子核之间的相互作用所释放出的热量或闪光，从而判别碰撞的起源是不是暗物质粒子造成的，物理学家把这种探测方式叫做直接探测。 暗物质直接探测试验一般设置于地下深处，地表几百米甚至几千米以下，以排除各种可能造成原子核被碰撞的背景噪声，并且探测装置要经过多种屏蔽处理等降低噪声。 这类的实验室包括美国的Soudan和DUSE、加拿大的SNOLAB地下实验室、意大利的大萨索国家实验室等。 我们国家在四川锦屏山建设了地下2500m世界最深的地下实验室，正在开展PandaX、CDMX等暗物质粒子直接探测实验，已经取得了世界领先的研究成果。
2 暗物质粒子的间接探测
地球上的暗物质探测实验一方面要仰仗暗物质粒子跟普通物质多多少少要发生一些相互作用，如果暗物质粒子真的完全无视普通物质，那这种直接探测实验就无能为力了。 另一方面，即便真的看到了无法解释的“碰撞信号”,仍然需要依赖于对暗物质空间分布的模型才能把地球上的测量结果与宇宙整体暗物质特性联系起来--毕竟我们无法在宇宙空间的其他地方重复这样的实验。 到底直接探测发现的粒子是不是我们要寻找的主导宇宙物质组分的暗物质粒子？与直接探测实验互补的另一种探测方式的基本思路是：既然暗物质粒子无处不在，我们可以通过望远镜去寻找暗物质粒子在宇宙中发出的信号，这就是暗物质粒子间接探测实验。
间接探测主要是寻找两个暗物质粒子互相碰撞湮灭时所产生的讯号。 不同的暗物质模型预言暗物质粒子湮灭所产生的末态粒子不同，或者比例不同，比如产生高能伽马射线光子或正反粒子对（比如正负电子、正反夸克等）。 针对不同的末态粒子，物理学家和天文学家设计了不同的空间望远镜和探测装置。 尽管暗物质粒子在宇宙中无处不在，对暗物质可能产生的带电粒子来说，很难在宇宙中传播的过程中会受到磁场的影响，传播方向发生偏折，一般很难知道探测到的带电粒子是从哪个方向发射出来的，只能通过高能带电粒子的能谱特征来搜寻暗物质的迹象。 而伽马射线光子保留了方向的信息，与能谱信息结合起来可以提供更多暗物质粒子的佐证与判据。 在星系暗物质晕中的暗物质粒子可以通过一些间接的复杂物理过程产生伽马射线光子。 对间接探测手段而言，最重要的在于完全了解背景噪声的来源，从中寻找到可靠的暗物质迹象。 美国航空航天局于20世纪90年代发射了EGRET伽马射线望远镜，并于2008年6月11日发射运行费米伽马射线太空望远镜搜寻暗物质湮灭产生伽马射线的事件，是迄今为止在伽马射线能段最有效的望远镜。 ATIC实验2008年发现正负电子的能谱在几百GeV的能段有一个超出理论预言的鼓包，恰恰符合了大质量弱相互作用粒子的预言，轰动一时。 意大利领导的实验计划PAMELA更是于2009年就探测到正电子的能谱在高能段的变化，成为一个可能的暗物质信号。
美籍华裔科学家丁肇中教授领导的阿尔法磁谱仪（AMS），也被称为反物质磁谱仪，通过巨大的磁铁把带正电和负电的粒子区分开，主要目的是探测宇宙中的反物质和暗物质。 第1台AMS-01在1998年进入轨道，而第2代价值20亿美元的AMS-02于2011年由航天飞机运送到国际空间站开始观测（这也是航天飞机的最后一次发射），是迄今为止灵敏度最高，也是最复杂、最昂贵的一台暗物质探测设备，代表了当今科学实验的最高技术手段，由16个国家和地区的600余名科学家历时近18年完成，发射4年多来已经精确地测量了正负电子谱和其他带点宇宙射线的能谱，实验过程可能持续15~20年。
3 用粒子对撞机人造暗物质
不论是直接探测还是间接探测，目标都是想办法通过空间或者地面的探测器抓住在宇宙中游离的暗物质粒子的信号。 那么为何不自己制造一些暗物质出来研究呢？事实上，粒子物理学家们正在利用瑞士日内瓦附近的欧洲大型强子对撞机（LHC）寻找暗物质粒子。 大型强子对撞机会将大量质子加速到十分接近光速并使它们相撞。 这样的粒子碰撞过程通过强大的能量释放产生大量的新粒子。 在大量的粒子产物中，有这样的一种可能：在释放出来的新粒子中探测器发现有一束粒子射出，但在另一侧却发现没有粒子出来。 发生这种情况就只有一种可能性，那就是出来的粒子是一种探测器无法检测到的粒子形式，这就很有可能是暗物质粒子--比如前文提到的一种暗物质粒子的候选者--大质量弱相互作用粒子。 如果这种粒子的确是组成暗物质的基本粒子，并且我们利用大型强子对撞机发现了它，那将是物理学具有划时代意义的发现。 然而，如果暗物质并非如大质量弱相互作用粒子理论中所预言的那样，那么或许大型强子对撞机或许就不能检测到它，或者需要更高能量更强大的粒子对撞机。 中国正在考虑建设的新一代环形正负电子对撞机（CEPC），并在第二阶段升级为质子对撞机（SPPC），届时对撞机能量比目前运行的欧洲大型强子对撞机能量高7倍，暗物质粒子的寻找也是其重要的科学目标之一。
