當代宇宙學有兩大未解之謎：暗物質和暗能量。
在過去數年，科學家發現宇宙似乎充滿著不是一種而是兩種看不見的成分———暗物質和暗能量，它們占了宇宙整個物質構成的絕大部分，根據最新的估計，在宇宙構成中，暗能量占75%，暗物質占23%，常規物質和能量隻占2%. 20世紀70年代，天文物理學家為解釋星係的運動提出，一類看不見的粒子存在於星係周圍，這類粒子隨後被稱為“暗物質”。根據天文觀察資料，科學家們估計宇宙中暗物質有常規物質的10倍之多。對暗物質的一種解釋是，它們是由一類新的粒子“弱相互作用大質量粒子”（簡稱WIMP）組成的，這種粒子不能發光，並和常規物質幾乎不發生相互作用。迄今科學家們已做了大量實驗來搜尋這類粒子存在的證據。
1998年以來，為解釋宇宙加速膨脹運動，一些科學家又提出“暗能量”概念，認為暗能量作為一種巨大的斥力在推動宇宙加速膨脹。揭示宇宙中這兩種“黑勢力”之謎成為了當前宇宙學的最大一個熱點。美國範德比爾特大學理論物理學家羅伯特•謝勒日前提出一個新模型，把這兩個謎縮減為一個，即認為暗物質和暗能量隻是單一一種未知力量的兩個方麵。羅伯特•謝勒認為：“思考這個問題的一個方式是：宇宙充塞著一種看不見的流體，這種流體會對常規物質施加壓力，並改變宇宙擴張的方式。”
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美科學家首次繪出宇宙暗物質分布圖
2005年12月11日
借助“哈勃”太空望遠鏡和計算機模擬技術，美國一個研究小組首次繪製出了兩個星係簇中宇宙暗物質的分布。12月9日，這個小組繪製的分布圖支持了關於暗物質的理論假設。
暗物質(包括暗能量)被認為是宇宙研究中最具挑戰性的謎題，它代表了宇宙中90％以上的物質含量，而我們可見的世界隻占宇宙物質的10％不到。暗物質無法直接觀測，卻能幹擾星體發出的光波或引力等，其存在能被明顯感受到。科學家曾對暗物質的特性提出了多種假設，但還沒有得到足夠的驗證。
美國約翰斯·霍普金斯大學下屬的太空望遠鏡研究所，借助3年前安裝在“哈勃”太空望遠鏡上的“先進測繪照相機”，觀察到更遠處星係發出的光在兩個星係簇中的暗物質幹擾下產生的引力透鏡現象，進而通過計算機模擬，得到了暗物質的分布圖。這兩個正在誕生中的星係簇位於南部天穹中，距地球約70億光年，各擁有約400個星係。
研究人員將這一成果發表在10日出版的《天體物理雜誌》上。論文第一作者、韓裔助理研究員池溟國博士說，他們得到的圖像清楚地顯示出，我們可見的物質(即觀測到的兩個星係簇)是在暗物質的網絡包圍中，處於暗物質最密集的地方，就好比海浪頂端的泡沫。他們認為，這支持了暗物質和可見物質會在引力作用下聚集到一起的猜想，即暗物質集中的地方會吸引可見物質，從而幫助恒星、星係和星係簇的形成。
分布圖還顯示暗物質是聚成一簇簇地密集存在。研究人員據此認為，這驗證了暗物質粒子是“非碰撞粒子”的假設，即暗物質粒子如果碰到一起，不會像分子、原子等經典粒子那樣發生反彈，而會“若無其事”地繼續原先的運動。他們解釋說，如果暗物質粒子彼此發生碰撞，那麽它們在頻繁碰撞後就會分布比較均衡，而不是密集成簇。
背景資料
【Jeremiah P. Ostriker和Paul Steinhardt 著 Shea 譯】
幾十年前，暗物質剛被提出來時僅僅是理論的產物，但是現在我們知道暗物質已經成為了宇宙的重要組成部分。暗物質的總質量是普通物質的6倍，在宇宙能量密度中占了1/4，同時更重要的是，暗物質主導了宇宙結構的形成。暗物質的本質現在還是個謎，但是如果假設它是一種弱相互作用亞原子粒子的話，那麽由此形成的宇宙大尺度結構與觀測相一致。不過，最近對星係以及亞星係結構的分析顯示，這一假設和觀測結果之間存在著差異，這同時為多種可能的暗物質理論提供了用武之地。通過對小尺度結構密度、分布、演化以及其環境的研究可以區分這些潛在的暗物質模型，為暗物質本性的研究帶來新的曙光。
大約65年前，第一次發現了暗物質存在的證據。當時，弗裏茲·紮維奇（Fritz Zwicky）發現，大型星係團中的星係具有極高的運動速度，除非星係團的質量是根據其中恒星數量計算所得到的值的100倍以上，否則星係團根本無法束縛住這些星係。之後幾十年的觀測分析證實了這一點。盡管對暗物質的性質仍然一無所知，但是到了80年代，占宇宙能量密度大約20%的暗物質以被廣為接受了。
[圖片說明]：普通中發光物質占了宇宙總能量的0.4%，其他的普通物質占了3.7%，暗物質占了近23%，另外的73%是占主導暗能量。
在引入宇宙暴漲理論之後，許多宇宙學家相信我們的宇宙是平直的，而且宇宙總能量密度必定是等於臨界值的（這一臨界值用於區分宇宙是封閉的還是開放的）。與此同時，宇宙學家們也傾向於一個簡單的宇宙，其中能量密度都以物質的形式出現，包括4%的普通物質和96%的暗物質。但事實上，觀測從來就沒有與此相符合過。雖然在總物質密度的估計上存在著比較大的誤差，但是這一誤差還沒有大到使物質的總量達到臨界值，而且這一觀測和理論模型之間的不一致也隨著時間變得越來越尖銳。
當意識到沒有足夠的物質能來解釋宇宙的結構及其特性時，暗能量出現了。暗能量和暗物質的唯一共同點是它們既不發光也不吸收光。從微觀上講，它們的組成是完全不同的。更重要的是，象普通的物質一樣，暗物質是引力自吸引的，而且與普通物質成團並形成星係。而暗能量是引力自相斥的，並且在宇宙中幾乎均勻的分布。所以，在統計星係的能量時會遺漏暗能量。因此，暗能量可以解釋觀測到的物質密度和由暴漲理論預言的臨界密度之間70-80%的差異。之後，兩個獨立的天文學家小組通過對超新星的觀測發現，宇宙正在加速膨脹。由此，暗能量占主導的宇宙模型成為了一個和諧的宇宙模型。最近威爾金森宇宙微波背景輻射各向異性探測器（Wilkinson Microwave Anisotrope Probe，WMAP）的觀測也獨立的證實了暗能量的存在，並且使它成為了標準模型的一部分。
暗能量同時也改變了我們對暗物質在宇宙中所起作用的認識。按照愛因斯坦的廣義相對論，在一個僅含有物質的宇宙中，物質密度決定了宇宙的幾何，以及宇宙的過去和未來。加上暗能量的話，情況就完全不同了。首先，總能量密度（物質能量密度與暗能量密度之和）決定著宇宙的幾何特性。其次，宇宙已經從物質占主導的時期過渡到了暗能量占主導的時期。大約在"大爆炸"之後的幾十億年中暗物質占了總能量密度的主導地位，但是這已成為了過去。現在我們宇宙的未來將由暗能量的特性所決定，它目前正時宇宙加速膨脹，而且除非暗能量會隨時間衰減或者改變狀態，否則這種加速膨脹態勢將持續下去。
不過，我們忽略了極為重要的一點，那就是正是暗物質促成了宇宙結構的形成，如果沒有暗物質就不會形成星係、恒星和行星，也就更談不上今天的人類了。宇宙盡管在極大的尺度上表現出均勻和各向同性，但是在小一些的尺度上則存在著恒星、星係、星係團、巨洞以及星係長城。而在大尺度上能過促使物質運動的力就隻有引力了。但是均勻分布的物質不會產生引力，因此今天所有的宇宙結構必然源自於宇宙極早期物質分布的微小漲落，而這些漲落會在宇宙微波背景輻射（CMB）中留下痕跡。然而普通物質不可能通過其自身的漲落形成實質上的結構而又不在宇宙微波背景輻射中留下痕跡，因為那時普通物質還沒有從輻射中脫耦出來。
另一方麵，不與輻射耦合的暗物質，其微小的漲落在普通物質脫耦之前就放大了許多倍。在普通物質脫耦之後，已經成團的暗物質就開始吸引普通物質，進而形成了我們現在觀測到的結構。因此這需要一個初始的漲落，但是它的振幅非常非常的小。這裏需要的物質就是冷暗物質，由於它是無熱運動的非相對論性粒子因此得名。
在開始闡述這一模型的有效性之前，必須先交待一下其中最後一件重要的事情。對於先前提到的小擾動（漲落），為了預言其在不同波長上的引力效應，小擾動譜必須具有特殊的形態。為此，最初的密度漲落應該是標度無關的。也就是說，如果我們把能量分布分解成一係列不同波長的正弦波之和，那麽所有正弦波的振幅都應該是相同的。暴漲理論的成功之處就在於它提供了很好的動力學出發機製來形成這樣一個標度無關的小擾動譜（其譜指數n=1）。WMAP的觀測結果證實了這一預言，其觀測到的結果為n=0.99±0.04。
但是如果我們不了解暗物質的性質，就不能說我們已經了解了宇宙。現在已經知道了兩種暗物質--中微子和黑洞。但是它們對暗物質總量的貢獻是非常微小的，暗物質中的絕大部分現在還不清楚。這裏我們將討論暗物質可能的候選者，由其導致的結構形成，以及我們如何綜合粒子探測器和天文觀測來揭示暗物質的性質。
最被看好的暗物質候選者
長久以來，最被看好的暗物質僅僅是假說中的基本粒子，它具有壽命長、溫度低、無碰撞的特性。壽命長意味著它的壽命必須與現今宇宙年齡相當，甚至更長。溫度低意味著在脫耦時它們是非相對論性粒子，隻有這樣它們才能在引力作用下迅速成團。由於成團過程發生在比哈勃視界（宇宙年齡與光速的乘積）小的範圍內，而且這一視界相對現在的宇宙而言非常的小，因此最先形成的暗物質團塊或者暗物質暈比銀河係的尺度要小得多，質量也要小得多。隨著宇宙的膨脹和哈勃視界的增大，這些最先形成的小暗物質暈會合並形成較大尺度的結構，而這些較大尺度的結構之後又會合並形成更大尺度的結構。其結果就是形成不同體積和質量的結構體係，定性上這是與觀測相一致的。相反的，對於相對論性粒子，例如中微子，在物質引力成團的時期由於其運動速度過快而無法形成我們觀測到的結構。因此中微子對暗物質質量密度的貢獻是可以忽略的。在太陽中微子實驗中對中微子質量的測量結果也支持了這一點。無碰撞指的是暗物質粒子（與暗物質和普通物質）的相互作用截麵在暗物質暈中小的可以忽略不計。這些粒子僅僅依靠引力來束縛住對方，並且在暗物質暈中以一個較寬的軌道偏心律譜無阻礙的作軌道運動。
低溫無碰撞暗物質（CCDM）被看好有幾方麵的原因。第一，CCDM的結構形成數值模擬結果與觀測相一致。第二，作為一個特殊的亞類，弱相互作用大質量粒子（WIMP）可以很好的解釋其在宇宙中的豐度。如果粒子間相互作用很弱，那麽在宇宙最初的萬億分之一秒它們是處於熱平衡的。之後，由於湮滅它們開始脫離平衡。根據其相互作用截麵估計，這些物質的能量密度大約占了宇宙總能量密度的20-30%。這與觀測相符。CCDM被看好的第三個原因是，在一些理論模型中預言了一些非常有吸引力的候選粒子。
其中一個候選者就是中性子（neutralino），一種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，它要求每一個已知的費米子都要有一個伴隨的玻色子（尚未觀測到），同時每一個玻色子也要有一個伴隨的費米子。如果超對稱依然保持到今天，伴隨粒子將都具有相同的質量。但是由於在宇宙的早期超對稱出現了自發的破缺，於是今天伴隨粒子的質量也出現了變化。而且，大部分超對稱伴隨粒子是不穩定的，在超對稱出現破缺之後不久就發生了衰變。但是，有一種最輕的伴隨粒子（質量在100GeV的數量級）由於其自身的對稱性避免了衰變的發生。在最簡單模型中，這些粒子是呈電中性且弱相互作用的--是WIMP的理想候選者。如果暗物質是由中性子組成的，那麽當地球穿過太陽附近的暗物質時，地下的探測器就能探測到這些粒子。另外有一點必須注意，這一探測並不能說明暗物質主要就是由WIMP構成的。現在的實驗還無法確定WIMP究竟是占了暗物質的大部分還是僅僅隻占一小部分。
另一個候選者是軸子（axion），一種非常輕的中性粒子（其質量在1μeV的數量級上），它在大統一理論中起了重要的作用。軸子間通過極微小的力相互作用，由此它無法處於熱平衡狀態，因此不能很好的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，現在已經建造了軸子探測器，探測工作也正在進行。
CCDM存在的問題由於綜合了CCDM，標準模型在數學上是特殊的，盡管其中的一些參數至今還沒有被精確的測定，但是我們依然可以在不同的尺度上檢驗這一理論。現在，能觀測到的最大尺度是CMB（上千個Mpc）。CMB的觀測顯示了原初的能量和物質分布，同時觀測也顯示這一分布幾近均勻而沒有結構。下一個尺度是星係的分布，從幾個Mpc到近1000個Mpc。在這些尺度上，理論和觀測符合的很好，這也使得天文學家有信心將這一模型拓展到所有的尺度上。
然而在小一些的尺度上，從1Mpc到星係的尺度（Kpc），就出現了不一致。幾年前這種不一致性就顯現出來了，而且它的出現直接導致了"現行的理論是否正確"這一至關重要的問題的提出。在很大程度上，理論工作者相信，不一致性更可能是由於我們對暗物質特性假設不當所造成的，而不太可能是標準模型本身固有的問題。首先，對於大尺度結構，引力是占主導的，因此所有的計算都是基於牛頓和愛因斯坦的引力定律進行的。在小一些的尺度上，高溫高密物質的流體力學作用就必須被包括進去了。其次，在大尺度上的漲落是微小的，而且我們有精確的方法可以對此進行量化和計算。但是在星係的尺度上，普通物質和輻射間的相互作用卻極為複雜。在小尺度上的以下幾個主要問題。亞結構可能並沒有CCDM數值模擬預言的那樣普遍。暗物質暈的數量基本上和它的質量成反比，因此應該能觀測到許多的矮星係以及由小暗物質暈造成的引力透鏡效應，但是目前的觀測結果並沒有證實這一點。而且那些環繞銀河係或者其他星係的暗物質，當它們合並入星係之後會使原先較薄的星係盤變得比現在觀測到得更厚。
暗物質暈的密度分布應該在核區出現陡增，也就是說隨著到中心距離的減小，其密度應該急劇升高，但是這與我們觀測到的許多自引力係統的中心區域明顯不符。正如在引力透鏡研究中觀測到的，星係團的核心密度就要低於由大質量暗物質暈模型計算出來的結果。普通旋渦星係其核心區域的暗物質比預期的就更少了，同樣的情況也出現在一些低表麵亮度星係中。矮星係，例如銀河係的伴星係玉夫星係和天龍星係，則具有與理論形成鮮明對比的均勻密度中心。流體動力學模擬出來的星係盤其尺度和角動量都小於觀測到的結果。在許多高表麵亮度星係中都呈現出旋轉的棒狀結構，如果這一結構是穩定的，就要求其核心的密度要小於預期的值。
可以想象，解決這些日益增多的問題將取決於一些複雜的但卻是普通的天體物理過程。一些常規的解釋已經被提出來用以解釋先前提到的結構缺失現象。但是，總體上看，現在的觀測證據顯示，從巨型的星係團（質量大於1015個太陽質量）到最小的矮星係（質量小於109個太陽質量）都存在著理論預言的高密度和觀測到的低密度之間的矛盾。
可能的冷暗物質
理論和觀測之間的不一致，促使科學家又提出了新的暗物質模型。這些模型中的暗物質與CCDM相比有兩個特點：（i）它可以解決前麵出現的一些甚至是全部的問題，（ii）由它所導出的理論預言可以把它和其他模型區別開。以下就是可能的暗物質模型。
1.強相互作用暗物質（SIDM）。這類暗物質具有與核子-核子散射截麵相當的自散射截麵σ。在或大或小的暗物質暈中，當其中粒子的麵密度乘以σ超過一定數量時，暗物質粒子間的碰撞將導致複雜的結構演化。在這一過程（其持續的時間大於現今宇宙的年齡）的初始階段，由於暗物質粒子的散射，暗物質暈的中心密度就會出現下降。同時，散射也會從環繞大尺度結構的小型暗物質團塊中剝離出暗物質暈，使得它們很容易受到潮汐引力的作用，進而減少它們的數量。
2.溫暗物質（WDM）。這類暗物質可能一開始就具有很小的速度彌散（例如，通過衰變而獲得速度），這使得它們現在具有大約100m/s的速度。如果回溯到早期，這一速度會增大，並且對小尺度結構產生影響，因為粒子的運動速度過快，使它們無法在較小的尺度內成團。因而小質量暈的數量會減少，而且每一個暈的中心密度也會減小。同時，由於大多數的小質量暈是由大尺度結構碎裂而成的，因此可以在高密度區域找到它們，而且與CCDM理論相比其在巨洞中的小質量暈會更少。
3.斥暗物質（RDM）。這種暗物質可能由大質量玻色子凝聚而成，而且具有短程的排斥勢。因此暗物質暈的中心部分會處於類似超流的狀態，其密度不會陡然上升。
4.模糊暗物質（FDM）。這類暗物質以極輕的標量粒子的形式出現，它的康譜頓波長（有效尺度）與星係核的尺度相當。因此，這類暗物質不可能在更小的尺度上成團，導致其核區的密度相對較低。
5.自湮滅暗物質（SADM）。這類暗物質在稠密區域可能會碰撞、湮滅並發出輻射。通過這種直接的方式去除粒子，其中心的密度就會降低，通過重新膨脹調整了中心的引力。
6.衰變暗物質（DDM）。如果早期的稠密暗物質暈衰變成了相對論性粒子，並且遺留下了小質量的團塊，其核心密度就會降低，但這並不會對大尺度結構產生影響。
7.大質量黑洞（BH）。如果星係中的暗物質以大約1百萬個太陽質量黑洞的形式出現，那麽圍繞著我們銀河係的一些動力學神秘特性就能被解釋了。在一般的星係種，黑洞和普通物質間的動力學摩擦會使得黑洞掉向中心，形成星係中心的超大質量黑洞，或者被拋出星係。
確定暗物質的性質
乍一看，CCDM的候選者如此之多，不可能對它們進行區分。但是，每一種可能的CCDM候選者都會對小尺度結構產生顯著的影響。通過天文觀測和數值模擬就可以檢驗這些模型正確與否。近域的宇宙是檢測暗物質性質的理想實驗室。
當相互作用率超過確定的閾值之後，SIDM、BH和SADM隻會對暈產生影響。如果相互作用截麵與速度無關，那麽相互作用率將隻取決於麵密度。對於這些暗物質，由於其在宇宙年齡的時間內僅發生了少量的散射事件，因此它們相互作用的效果都呈現得很慢。WDM、RDM和FDM都有一個特征長度，在這個長度之下暗物質暈會受到影響。DDM則有一個特征時標，如果超過這個時標，那麽在任何長度和麵密度下，暗物質暈都會受到影響。
這些候選的暗物質也會改變結構形成的過程。SIDM雖然維持了原先結構形成的順序，但是它會緩慢的改變高密度區域的暗物質分布。除了能夠從高密度區域直接去處暗物質之外，SADM的性質也與此相似。取決於一些細節，RDM和FDM可能會也可能不會對結構形成的順序產生影響，但是有一點可以肯定，它們會使小尺度天體具有較小的密度。由於會發生衰變，DDM在一個特征時間之後，會在所有的尺度上減少暗物質的數量，為了與觀測到的星係團的質量相符，它必須具有極高的成團率。WDM則會推遲結構形成的時間，直到它們的溫度降到足夠低，可以在引力作用下成團。雖然其最初不允許小尺度結構的形成，但是通過之後大尺度結構的分裂還是可以形成一些小尺度的結構。最後，黑洞會導致1百萬個太陽質量的非線性結構的形成，而不是從小漲落發展而成現有的結構。
由於存在這些不同之處，這些暗物質的候選者都麵臨著明確的限製和挑戰。如相互作用截麵過大，自相互作用或者自湮滅會導致星係團中暗物質暈的蒸發，這與觀測是矛盾的。對於WDM，其結構形成的時間和標準模型相比有所推遲，這給早期星係和恒星的形成加了很強的限製。如果由WMAP發現的高電子散射光深（極早期恒星形成的指示器）得到確認，那麽就不會給WDM的延遲作用留下任何餘地。相似的，SADM會在小暗物質暈形成星係之前摧毀它們。對於DDM其麵臨的一大挑戰是它要求在宇宙早期擁有比現今觀測到的更多的大質量物質團塊以在其衰變之後達到應有的物質分布。
利用它們性質上的差異，我們認為新的觀測將有可能區分這些暗物質候選者。為了做定量的預言，詳盡的數值模擬也是必須的。在進行了精確的計算之後，現在提出來的一些猜測和想法可能將會被證明並非是正確的。
首先，我們考慮了不同模型中不同質量的天體的形成時間。為了形成今天我們觀測到的結構，對於給定質量的天體其在DDM、SADM和BH模型中形成的時間要早於標準CCDM模型和SIDM模型。至少在FDM和RDM模型中，小質量天體是稍候形成的。對於WDM模型，小質量天體是由大質量天體分裂形成的。宇宙早期小星係的質量甚至其存在性都將為區別潛在的暗物質模型提供有價值的信息。
[圖片說明]：結構形成的曆史。
接著，我們研究了近域宇宙中會存在多少大、小暗物質暈。根據WDM、FDM和RDM模型，它們所產生的小質量天體的數量明顯少於CCDM、SIDM和SADM模型的計算結果。而對於BH模型則可能產生過多的小質量天體。WDM的計算顯示，分裂產生天體的過程都出現在最近的一個時期，且停留在較低的水平上。這些小型的暗物質暈很難被直接觀測到，因為它們無法長時間的維係住氣體進而形成可以被觀測到的星係。但是通過引力透鏡或者其他的動力學相互作用過程，還是有望發現這些小暗物質暈的。
[圖片說明]：暗物質統計分布。
暗物質暈的內部結構也可以為區別不同的模型提供一種方法。在CCDM模型中，當宇宙處於高密度時，小質量暈最先形成，因而其具有最高的密度。這一點很關鍵，因為暗物質暈的中心密度看來要遠小於CCDM模型的預期值。在這裏BH模型就顯得較為複雜了。對於孤立的暗物質暈，它不包含普通物質，其動力學演化定性上與星團的演化很相似。一開始其中的密度較低，但之後由於引力不穩定它會坍縮。對於星係暗物質暈，即使最初的坍縮僅僅發生在質量最小的矮星係中，它也隻會在矮星係中形成密度較低的核。在普通星係中，由於黑洞和普通恒星間的強相互作用，黑洞要麽會被拋射出星係，要麽會發生合並。
[圖片說明]：暗物質暈內部結構。
最後，我們研究了不同天體所處的不同環境。在CCDM模型中，小質量暈的分布較大質量暈更為均勻，因此在大質量星係分布的巨洞中應該隱藏著小質量暈甚至還有小質量星係。時至今日，我們的觀測還沒有發現這些星係，而且我們也仍然不知道這是由於在巨洞中根本就沒有小質量暈呢，還是因為其中的小質量暈無法形成星係所造成的。在WDM模型中，由於小質量暈由更大尺度的結構分裂而成，因此這些小質量暈通常都位於大尺度結構的附近。對於SIDM、SADM、FDM和RDM模型，在大質量結構的邊緣小質量暈的數量會明顯的下降。在SIDM模型中，通過直接的粒子-粒子碰撞，小質量暈會蒸發。在另外三個模型中，由於小質量暈的密度比較小，因此其在與較大質量暈的引力交會中很容易被對方的潮汐力瓦解。對於BH模型，巨洞中會擁有大量的小型暗物質係統，但是不一定會形成可以被觀測的恒星係統。
[圖片說明]：暗物質暈所處的環境。
結論
有許多證據都告訴我們，宇宙中的暗物質可能並不是簡單的CCDM。盡管CCDM對大尺度結構的預言與我們的觀測相符合，但是它預言在亞星係的尺度上應該有更多的暗物質。數值模擬顯示所有的星係都應該有高密度的內核，但是絕大部分的觀測都否定了這一點。我們需要更精確的模擬和觀測來檢驗這種不一致性是否是真實的。如果是，那麽有幾種可能的模型可以來解釋為什麽缺少高密度內核，但更重要的是，由此導出的其他可觀測的預言將最終決定這些暗物質模型的正確與否。這些可觀測的預言包括暗物質暈形成的過程、小質量暈的分布、星係暈的質量分布以及不同天體所處的環境等。這裏我們描繪出了幾種對這些理論進行檢驗的天文方法，但是正如曆史所告訴我們的，更重要的線索可能會來自令人吃驚的地方。就像在曆史上無數次發生的那樣，進一步的觀測和計算會使我們認識到，最重要的線索可能就在我們的鼻子底下。
