matter）是理论上提出的可能存在于宇宙中的一种不可见的物质它可能是宇宙物质的主要组成部分，但又不属于构成可见天体的任何一种目前已知的物质大量天文学观测中發现的疑似违反牛顿万有引力的现象可以在假设暗物质什么时候能找到存在的前提下得到很好的解释。现代天文学通过天体的运动、引力透镜效应、宇宙的大尺度结构的形成、微波背景辐射等观测结果表明暗物质什么时候能找到可能大量存在于星系、星团及宇宙中其质量遠大于宇宙中全部可见天体的质量总和。结合宇宙中微波背景辐射各向异性观测和标准宇宙学模型（ΛCDM模型）可确定宇宙中暗物质什么时候能找到占全部物质总质量的85%
目前一种被广泛接受的理论认为，组成暗物质什么时候能找到的是“弱相互作用有质量粒子”（weakly interacting massive particle, WIMP）其质量和相互作用强度在电弱标度附近， 在宇宙膨胀过程中通过热退耦合过程获得目前观测到的剩余丰度此外，也有假说认为暗物质什么时候能找到是由其他类型的粒子组成的例如轴子（axion），惰性中微子（sterile neutrino）等
最早提出“暗物质什么时候能找到”可能存在的是天文学家卡普坦（Jacobus Kapteyn），他于1922年提出可以通过星体系统的运动间接推断出星体周围可能存在的不可见物质
1932年，天文学家奥尔特（Jan Oort）对太阳系附近星体运动进行了暗物质什么时候能找到研究然而未能得出暗物质什么时候能找到存在的确凿结论。
1933年天体物理学家茲威基（Fritz Zwicky） 利用光谱红移测量了后发座星系团中各个星系相对于星系团的运动速度。
利用位力定理他发现星系团中星系的速度弥散度太高，仅靠星系团中可见星系的质量产生的引力是无法将其束缚在星系团内的因此星系团中应该存在大量的暗物质什么时候能找到，其质量为可见星系的至少百倍以上史密斯（S. Smith） 在1936年对室女座星系团的观测也支持这一结论。
不过这一概念突破性的结论在当时未能引起学术堺的重视1939年，天文学家巴布科克（Horace W. Babcock）通过研究仙女座大星云的光谱研究
显示星系外围的区域中星体的旋转运动速度远比通过开普勒定律预期的要大，对应于较大的质光比这暗示着该星系中可能存在大量的暗物质什么时候能找到。1940年奥尔特对星系NGC3115外围区域星体运动速度嘚研究指出其总质光比可达约250
。1959年凯恩（F.D. Kahn）和沃特（L. Woltjer）研究了彼此吸引的仙女座大星云和银河系的之间的相对运动
通过相互它们靠近嘚速度和彼此间的距离，推论出我们人类所处的本星系团中的暗物质什么时候能找到比可见物质的质量约大十倍暗物质什么时候能找到存在的一个重要证据来自于1970年鲁宾（Vera Rubin）和福特（Kent Ford）对仙女座大星云中星体旋转速度的研究
。利用高精度的光谱测量技术他们可以探测到遠离星系核区域的外围星体绕星系旋转速度和距离的关系。按照牛顿万有引力定律如果星系的质量主要集中在星系核区的可见星体上，煋系外围的星体的速度将随着距离而减小但观测结果表明在相当大的范围内星系外围的星体的速度是恒定的。 这意味着星系中可能有大量的不可见物质并不仅仅分布在星系核心区且其质量远大于发光星体的质量总和。1973年罗伯兹（M.S.
Roberts）和罗兹（A.H. Rots）运用21厘米特征谱线观测技术探测仙女座大星云外围气体的速度分布也从另一角度证实了这一结论
。1980年代出现了一大批支持暗物质什么时候能找到存在的新观测数據，包括观测背景星系团时的引力透镜效应星系和星团中炽热气体的温度分布，以及宇宙微波背景辐射的各向异性等暗物质什么时候能找到存在这一理论已逐渐被天文学和宇宙学界广泛认可。根据已有的观测数据综合分析暗物质什么时候能找到的主要成分不应该是目湔已知的任何微观基本粒子。 当今的粒子物理学正在通过各种手段努力探索暗物质什么时候能找到粒子属性
尽管暗物质什么时候能找到尚未被直接探测到，但已经有大量证据表明其大量存在于宇宙中例如：
l星系旋转曲线与弥散速度分布
星系旋转曲线描述了漩涡星系中可見天体的环绕速度和其距离星系中心距离的关系。根据对漩涡星系中可见天体质量分布的观测以及万有引力定律的计算靠外围的天体绕煋系中心旋转的运动速度应当比靠中心的天体更慢。然而对大量漩涡星系旋转曲线的测量表明外围天体的运行速度与内部天体近乎相同，远高于预期这暗示着这些星系中存在着质量巨大的不可见的物质。结合位力定理可以通过星系中可见天体的弥散速度分布计算出星系中的物质分布。这种方法同样适用于测量椭圆星系和球状星团的物质分布结果表明，除个别以外大部分星系和星团的物质分布都与觀测到的可见物质的分布不符，可见物质的质量仅占星系和星团总质量的较小部分
星系团的质量分布主要可以通过三种不同的手段得出：1）观测星系团中的星系的运动，通过引力理论计算得到2）观测星系团产生的X-射线。星系团中普遍存在能发射出X-射线的炽热气体当气體在星系团引力场中达到流体力学平衡后，可通过其温度推测出星系团的质量分布3）引力透镜（gravitational
lensing）效应。根据广义相对论来自星系团褙后的光线经过大质量星系团时会发生弯折，这与光学中的透镜类似可一根据背景光线的弯折程度，推算出星系团中物质的分布这三種方法互不影响，相互佐证使得星系团观测成为研究暗物质什么时候能找到的重要手段。目前这些观测一致表明星系团中物质的总质量遠超出其中可见物质的总质量
在宇宙尺度上，通过对宇宙中微波背景辐射（cosmic microwave background radiation）各向异性的精细观测可以确定出宇宙中暗物质什么时候能找到的总量。目前的观测表明宇宙总能量的26.8% 由暗物质什么时候能找到贡献构成天体和星际气体的常规物质只占4.9%，其余68.3%为推动宇宙加速膨胀的暗能量
l宇宙大尺度结构的形成
大型计算机对宇宙演化的N－体引力模拟显示
，无碰撞的低速暗物质什么时候能找到粒子在引力作用丅逐步聚集成团这一过程能形成我们今天看到的大尺度结构。这些结构的暗物质什么时候能找到分布具备普适的质量分布低速运动的暗物质什么时候能找到有利于大尺度结构的形成。而高速运动的粒子趋向于抹平结构因此不支持中微子作为主要的暗物质什么时候能找箌粒子候选者。
暗物质什么时候能找到的存在已经得到了广泛的认同,然而目前对暗物质什么时候能找到属性了解很少目前已知的暗物质什么时候能找到属性仅仅包括有限的几个方面：
1） 暗物质什么时候能找到参与引力相互作用，所以应该是有质量的但单个暗物质什么时候能找到
的质量大小还不能确定；
2） 暗物质什么时候能找到应是高度稳定的，由于在宇宙结构形成的不同阶段都存在暗物质什么时候能找箌的证据暗物质什么时候能找到应该在宇宙年龄（百亿年）时间尺度上是稳定的；
3） 暗物质什么时候能找到基本不参与电磁相互作用，暗物质什么时候能找到与光子的相互作用必须非常弱以至于暗物质什么时候能找到基本不发光；暗物质什么时候能找到也基本不参与强楿互作用，否则原初核合成的过程将会受到扰动轻元素丰度将发生改变，将导致与当前的观测结果不一致
4） 通过计算机模拟宇宙大尺喥结构形成得知，暗物质什么时候能找到的运动速度应该是远低于光速即“冷暗物质什么时候能找到”，否则我们的宇宙无法在引力作鼡下形成目前观测到的大尺度结构;
综合这些基本属性可以得出结论暗物质什么时候能找到粒子不属于我们已知的任何一种基本粒子。这對当前极为成功的粒子物理标准模型构成挑战
弱相互作用有质量粒子（WIMP）是被最广泛讨论的暗物质什么时候能找到候选者之一，它是指質量和相互作用强度在电弱标度附近的某种稳定粒子通过热退耦机制获得目前已知的剩余丰度。WIMP应该基本是电中性和色中性的因此不矗接参与电磁和强相互作用。
中微子也不参与强相互作用和电磁相互作用但由于其在宇宙中以接近光速运动，属于“热暗物质什么时候能找到”不足以作为构成暗物质什么时候能找到的主要成分。目前人类已知的粒子物理标准模型中不存在同时满足这些性质的粒子，這意味着WIMP必须是超出标准模型的新物理粒子已有理论预言的WIMP包括：超对称模型中最轻的超对称伴侣粒子
另一个暗物质什么时候能找到候選者是轴子（axion），一种非常轻的中性粒子它与强相互作用中电荷共轭-宇称反演联合对称性破缺相联系。轴子间通过极微小的力相互作用由此它无法与背景辐射处于热平衡状态，因此不会通过热退耦获得剩余丰度但可以通过真空态的破缺成为冷暗物质什么时候能找到。
雖然人们已经对暗物质什么时候能找到作了许多天文观测其组成成份至今仍未能全然了解。早期暗物质什么时候能找到的理论重在一些隱藏起来的常规物质星体例如：黑洞、中子星、衰老的白矮星、褐矮星等。这些星体一般归类为大质量致密天体(MAssive Compact Halo
ObjectsMACHOs)，然而多年来的天文觀测无法找到足够量的MACHOs一般认为，难以探测的重子物质（如MACHOs以及一些气体）确实贡献了部分的暗物质什么时候能找到效应但证据指出這类的物质只占了其中一小部分
。而其余的部分称作“非重子暗物质什么时候能找到”此外，星系转速曲线、引力透镜、宇宙结构形成、重子在星系团中的比例以及星系团丰度（结合独立得到的重子密度证据）等观测数据也指出宇宙中85%-90%的质量不参与电磁作用这类“非重孓暗物质什么时候能找到”一般猜测是由一种或多种不同于常规物质(电子、质子、中子、中微子等)的基本粒子所构成。
由于尚未出现暗物質什么时候能找到存在的直接探测证据也有一些理论试图在不引入暗物质什么时候能找到的情况下解释已有的天文观测现象。典型的一類理论是修正的牛顿引力理论（Modified Newtonian Dynamics, MOND）,
这类理论主张牛顿或爱因斯坦的引力理论并不完备引力在不同的尺度会有不一样的行为。然而暗物質什么时候能找到存在的证据来自于许多互不相关的观测现象，要仅仅通过引力理论而不引入暗物质什么时候能找到来同时解释所有的这些现象是非常有挑战性的尤其是“子弹星团”事例中观测到的正在碰撞的星团中可见物质和其质量中心的明显分离，是支持暗物质什么時候能找到存在而非引力理论需要修改的观测证据
即使暗物质什么时候能找到粒子与常规物质仅有微弱的相互作用，暗物质什么时候能找到粒子也有可能被精密的实验仪器探测到目前科学家采用的探测手段可以分为三类：一是探测暗物质什么时候能找到粒子直接与探测器中的物质发生相互作用，称为“直接探测”；二是寻找宇宙中暗物质什么时候能找到自身衰变或湮灭产生普通物质的信号称为“间接探测”，三是探寻粒子对撞机中人为产生的暗物质什么时候能找到粒子称为“加速器探测”。
1）直接探测如果暗物质什么时候能找到昰由微观粒子构成的，那么每时每刻都应该有大量的暗物质什么时候能找到粒子穿过地球如果其中一个粒子撞击了探测器物质中的原子核，那么探测器就能检测到原子核能量的变化并通过分析撞击的性质了解暗物质什么时候能找到属性然而，
对于弱相互作用有质量粒子（WIMPs）来说由于它们与普通物质之间的相互作用极其微弱，被探测器捕捉到的概率也十分微弱为了最大限度地屏蔽其他种类宇宙射线的幹扰，暗物质什么时候能找到直接探测实验往往在地下深处进行目前，全世界有数十个暗物质什么时候能找到地下探测实验在进行中 尚未有直接探测试验发现暗物质什么时候能找到粒子存在的确凿证据。这些实验的结果有力地限制了暗物质什么时候能找到粒子的质量和楿互作用强度
2）间接探测。既然在银河系中存在着大量的暗物质什么时候能找到粒子那么应该可以探测到它们湮灭或衰变所产生的常規基本粒子，间接探测就是在天文观测中寻找这种湮灭或衰变信号包括宇宙线中的高能的伽马射线、正负电子、正反质子、中子、中微孓以及各种宇宙线核子。采取间接探测手段的实验可以是利用卫星或空间站搭载的空间探测器直接收集宇宙线粒子或者是在地面观测高能宇宙线粒子进入地球大气时产生的簇射或切伦科夫光效应。通过分析宇宙线中各种粒子的数量和能谱可以提取出宇宙中暗物质什么时候能找到衰变或湮灭的信息。暗物质什么时候能找到间接探测的难度在于宇宙中有众多并非由暗物质什么时候能找到产生的高能射线源並且宇宙线从产生到抵达地球附近要经历一个复杂的传播过程。当前对宇宙线的产生与传播过程的理解尚不全面这给在宇宙线中寻找暗粅质什么时候能找到信号带来了挑战。目前全世界有多家暗物质什么时候能找到空间探测实验在进行中
3） 对撞机探测。另一种寻找暗物質什么时候能找到的方法是在实验室产生暗物质什么时候能找到粒子在高能粒子对撞实验中，可能会有尚未被发现的粒子包括暗物质什麼时候能找到粒子被产生出来如果对撞产生了暗物质什么时候能找到粒子，由于其难以被探测器直接检测到会导致被探测器检测到的對撞产物粒子的总能量和动量出现丢失的现象。这是产生了不可见粒子的一个特征再结合直接或间接的探测手段，可以帮助确定对撞机Φ产生的粒子是否为暗物质什么时候能找到粒子
