暗物质
暗物质（ dark matter ），只能通过引力效应推断其存在，但由于没有电磁辐射而不能直接看到的物质。宇宙中这种暗物质的质量远超过恒星和星系等可见物质的质量，因而对星系形成乃至宇宙演化等问题有重大影响。了解暗物质的数量和本性是当代天体物理学、宇宙学和粒子物理学面临的最迫切的问题之一。
简史
1933年，F.兹威基在研究星系团时发现，根据成员星系的光度测量和质光比估计的光度质量远小于根据速度弥散和位力定理估计的动力学质量。这两种估计之间相差多达一两个数量级的不符，这意味着星系团中存在大量不发光但有引力作用的暗物质，历史上称之为失踪(或短缺)质量问题。曾有人认为，导致这种不符的原因可能是星系团尚未演化到稳定状态，用位力定理估计的质量过高。但20世纪70年代以来，大量观测事实表明这一现象在星系、星系群层次，甚至比星系团更大的尺度上也普遍存在。
哈勃空间望远镜对星系团A2218的深度曝光，显示背景星系的像经引力作用变成一段段清晰可见的光弧
数量和分布
用射电望远镜观测到的HI(中性氢)21厘米谱线数据表明，许多旋涡星系的旋转曲线在发光区外一直保持平坦，而不是像开普勒定律预言的那样随半径的平方根成反比地下降，这意味着这些星系存在一个密度与半径的平方成反比，质量超过可见区十倍的暗晕。银河系是一个旋涡星系，尽管因人们所处的位置难以测量远处的旋转曲线，但由银河系周围伴星系M31的运动，可估计银河系的总质量超过太阳的1万亿倍，其中90%以上是暗的。质量与光度之比，即质光比M/L常用来描述一个天体中暗物质的比例。
以太阳的质光比作为单位，典型的旋涡星系质光比为10。某些椭圆星系、星系群和星系团有很强的X射线辐射，假设辐射X射线热气体的压强与系统的引力势达到流体静平衡，那么由X射线观测数据获得的热气体的温度和密度分布可估计系统的质量分布及其总质量。20世纪80年代初，用此法测定出室女团中心星系M87的暗晕质量为太阳的30万亿倍，比恒星质量的贡献至少高出一个量级。随后，X射线观测被用于许多椭圆星系、星系群和星系团的研究中，结果表明椭圆星系典型的质光比约为70，某些矮椭球星系可达100，而星系群和星系团的平均质光比约为150。比星系团更大的尺度上，星系分布和本动速度场的统计分析提示质光比约为400。如果这些结果反映了场星系的普遍特性，则利用其光度函数可估计星系（包括与其相关的暗物质）对宇宙物质密度参数的贡献。星系团中存在暗物质的另一个有力证据来自引力透镜效应的研究。星系团的引力会使来自背景星系的光线发生偏转，通过研究由此产生的像畸变可求得星系团的密度分布及其质量。这种方法的优点是无须对星系团的物质成分和动力学状态作出假定。图显示了哈勃空间望远镜对星系团A2218所作的深度曝光，背景星系的像经引力作用变成了一段段清晰可见的光弧。计算表明，产生这些光弧需要在星系团中心250千秒差距范围内至少有百万亿倍太阳质量的物质，这与X射线和光学观测给出的结果基本相同。根据微波背景辐射探测卫星WMAP观测一年的数据综合分析，暗物质对宇宙密度参数的贡献约为23％。
本性
暗物质研究中最重要的是它们究竟是什么的问题。现不能排除它们一部分也许是由质子、中子等重子组成的普通物质，但仅由于辐射太弱而尚未被观测到，如木星类行星、由于质量小于核燃烧临界值（约8%太阳质量）的褐矮星、中子星和黑洞等恒星遗迹，或者分子氢云等。有些来自引力透镜效应的证据表明，银河系中的确存在这类称为大质量致密晕天体（MACHO）的暗物质。但大爆炸核合成对重子丰度的严格约束，使得大部分暗物质不可能以重子形式存在。根据大爆炸理论(见宇宙热历史)，当宇宙年龄约3分钟时，由原初质子和中子合成质量比22%～25％的氦，以及痕量的氘、氦−3和锂−7。这些原初轻元素的丰度只依赖于重子密度ΩB。其中氘丰度对重子密度最敏感。由类星体光谱中星际氢云吸收线的测量可知氘丰度D/H约2×10-4～2×10-5，对应于ΩBh2=0.005～0.024。这也同氦和锂的观测一致。若无量纲哈勃常数h为0.5～0.8，则ΩB为0.008～0.096。ΩB明显小于0.23是存在非重子暗物质的有力证据。在已发现的基本粒子中，中微子是只参与弱相互作用和引力相互作用的轻子，它们在宇宙中的数密度几乎与微波背景光子相仿，约为重子的10亿倍。
假如非重子暗物质完全由中微子组成，宇宙学约束将要求三种中微子的质量和约为40电子伏。虽然有证据显示中微子具有非零的静质量，但要在实验上精确测定非常困难。现今给出的上限为：电子中微子小于2电子伏，μ中微子小于170千电子伏，τ中微子小于18兆电子伏。而振荡实验表明三种中微子的质量差小于1电子伏。这就意味着它们的质量和不应超过8电子伏。即中微子最多只占非重子暗物质的20％。星系分布大尺度结构的研究对中微子的质量给出了更严格的限制：它们对宇宙密度的贡献同恒星相仿，即Ων≈0.3%。因为中微子从早期宇宙脱耦时速度接近光速，故称为热暗物质（HDM）。其他的非重子暗物质可能是某些物理学新理论预言而尚未发现的弱作用重粒子（WIMPs），如中性伴随子和轴子等，它们从早期宇宙脱耦时速度小于光速，故称为冷暗物质（CDM）。假如快速运动的HDM粒子处于统治地位，它们将趋向于把早期宇宙中小尺度的密度不均匀性抹平，重子物质在其中先形成大尺度的薄饼状物体，然后由引力不稳定性碎裂成星系。反之，如果CDM粒子占优势，则重子物质在其中先形成小尺度团块，然后逐步凝聚成星系。前者通常称为“从大到小”模型，后者称为“从小到大”模型。两种粒子各占一定比例时称为混合暗物质（MDM）模型。观测倾向于CDM占优，但两者的确切比例尚待未来的天文观测特别是物理实验决定。
