暗物质的候选粒子必须满足电中性和与物质弱相互作用的特性，否则就已经和很多关于暗物质的实验和观测冲突了。在现有的标准粒子模型中，似乎只有中微子符合条件。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相对较小。如果中微子是宇宙的主要成分，那么在宇宙结构形成初期，中微子会大规模地“消灭”宇宙中正在形成的结构，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“解体”成更小的结构(如大小星系)，也就是所谓的“由大到小”的顺序。但这与观测宇宙微波背景辐射发现的“从小到大”的顺序和大尺度结构的演化完全不符。同时，大量的宇宙学观测数据将中微子的总质量限制在宇宙总质量的1%以下，我们知道暗物质约占宇宙物质的1/4，这说明中微子最多只能占暗物质的一小部分。因此，标准粒子模型中没有符合暗物质特征的候选粒子。因此，人们兴奋地试图扩展或建立一种超越标准粒子模型的理论，提出一种可以解释暗物质的候选粒子新理论。
如上所述，为了与宇宙大尺度结构形成的观测和数值模拟结果相一致，人们提出了冷暗物质模型。对于冷暗物质粒子来说，质量大，运动速度慢，远小于光速。所以根据冷暗物质模型，宇宙的结构是自下而上，从小到大逐渐形成的。小天体首先通过气体冷却在自身引力下失去系统角动量形成结构，然后在引力作用下相互融合，逐渐形成大天体结构，使得宇宙的结构按照“从小到大”的顺序演化，与观测结果定性一致。
在暗物质的许多可能成分中，最受欢迎的是一种叫做弱相互作用大质量粒子(WIMP)的新粒子。
这些粒子与普通物质的相互作用非常微弱，虽然它们存在于我们周围，但从未被探测到。顾名思义，质量大、相互作用弱的粒子主要参与弱相互作用、引力相互作用或其他一些可能的新的相互作用，质量大，运动慢。WIMP粒子的候选者主要有中性中微子、超对称中微子、引力中微子等。超对称理论作为标准粒子模型的延伸，使得几乎所有已知的基本粒子都有可能对应的粒子，从而扩大了潜在未知粒子的数量。然而，由于一些推测的基本物理特性，这些标准模型粒子的“同伴”可能具有很大的质量。通过检验超对称理论从标准粒子模型展开的粒子，可以发现有些粒子可以成为暗物质粒子的候选者，它们都是电中性的，相互作用很弱。其中，中性μ子是超对称理论下最适合WIMP的候选粒子。在标准模型的超对称扩展中，中性粒子是最轻的超对称粒子，保证了它的稳定性，不会轻易衰变，因此可以作为在宇宙中占有很大比例的暗物质的候选。轴子质量很轻，但如果足够大，它们就会表现得像冷暗物质，所以轴子是冷暗物质粒子的候选。还有一种粒子，叫做轴子，理论物理学家很早就提出来解决强相互作用中所谓的“CP问题”。也是理论物理学家长期追求的对象，认为它也可能是暗物质的成分之一。
除了冷暗物质模型，人们还提出了“暖暗物质”模型，综合考虑了冷暗物质和热暗物质对宇宙结构的贡献。该模型中的候选粒子主要是SterileNeutrinos等。除了这些暗物质候选粒子中闪耀的“恒星”理论，还有上百种各具特色的暗物质理论。理论的蓬勃发展为暗物质的探索打开了一扇又一扇大门，呈现出蓬勃发展的态势。归根结底，我们不知道暗物质是什么。我们必须打开思维的局限，反复审视甚至否定自己，因为一切皆有可能。
如何探测暗物质粒子
暗物质的探测是当代基础物理的一个热门研究领域，包括粒子物理、天体物理、宇宙学等领域——宇宙中最重要的物质成分是什么？这个令人兴奋的问题让科学家和公众悬而未决了几十年。对于质量大、相互作用弱的粒子，物理学家通过放置在地下实验室的探测装置屏蔽各种干扰，试图找到暗物质粒子与普通物质之间可能的相互作用。天文学家试图通过地面或Tai 空望远镜，在宇宙中暗物质粒子可能碰撞湮灭产生的二次粒子上，间接寻找暗物质粒子存在的证据。粒子物理学家希望欧洲的大型强子对撞机(LHC)或未来能量更大的粒子对撞机能够“人工”产生暗物质粒子。
1暗物质粒子的直接探测
暗物质粒子游荡在宇宙的任何角落，地球就是在这样的“暗物质粒子汤”中穿行。地球上任何一个原子核都有一定概率被暗物质粒子击中。虽然我们看不到暗物质粒子，但如果一个原子核无缘无故地“晃”了一下，那一定是暗物质粒子干的，我们已经抓住了暗物质粒子的踪迹。物理学家可以探测暗物质粒子与原子核相互作用释放的热量或闪光，从而确定碰撞是否源于暗物质粒子。物理学家称这种探测方法为直接探测。直接暗物质探测实验一般设置在地下深处，地表以下数百米甚至数千米，为的是排除各种可能导致原子核被碰撞的背景噪声，探测装置要经过各种屏蔽处理以降低噪声。这样的实验室有美国的Soudan和DUSE，加拿大的SNOLAB地下实验室，意大利的Sasso国家实验室。我国在四川金平山地下2500米处建成了世界上最深的地下实验室，正在开展PandaX、CDMX等暗物质粒子的直接探测实验，取得了世界领先的研究成果。
2暗物质粒子的间接探测
一方面，地球上的暗物质探测实验依赖于暗物质粒子与普通物质之间的某种相互作用。如果暗物质粒子真的完全忽略普通物质，这个直接探测实验就无能为力了。另一方面，即使真的看到了无法解释的“碰撞信号”，我们仍然需要依靠暗物质空的分布模型，将地球上的测量结果与宇宙整体的暗物质特征联系起来——毕竟我们无法在宇宙其他地方重复这样的实验空。直接探测发现的粒子就是我们要寻找的主导宇宙构成的暗物质粒子吗？与直接探测实验互补的另一种探测方法的基本思想是，由于暗物质粒子无处不在，我们可以通过望远镜在宇宙中寻找暗物质粒子发出的信号，这就是暗物质粒子的间接探测实验。
间接探测主要是寻找两个暗物质粒子相互碰撞湮灭时产生的信号。不同的暗物质模型预言暗物质粒子湮灭产生的最终粒子是不同的，或者比例不同，比如产生高能伽马射线光子或者正负粒子对(比如正负电子，正负夸克等。).针对不同的最终粒子，物理学家和天文学家设计了不同的空望远镜和探测器。虽然暗物质粒子在宇宙中无处不在，但是暗物质可能产生的带电粒子在宇宙中传播时很难受到磁场的影响，传播方向发生了偏转。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，只能利用高能带电粒子的能谱特征来搜寻暗物质的迹象。而伽马射线光子则保留了方向信息，结合能谱信息可以为暗物质粒子提供更多的证据和判据。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。对于间接探测手段来说，最重要的是充分了解背景噪声的来源，并从中找到可靠的暗物质迹象。NASA 空在20世纪90年代发射了白鹭伽马射线望远镜，2008年6月11日发射了费米伽马射线望远镜，搜寻暗物质湮灭产生伽马射线的事件。到目前为止，它是伽马射线能量范围内最有效的望远镜。2008年，ATIC实验发现正负电子的能谱在几百GeV的能带有一个凸起，正好符合大质量弱相互作用粒子的预言，引起轰动。2009年，意大利领导的实验项目PAMELA探测到高能区正电子能谱的变化，成为一种可能的暗物质信号。
由美籍华人科学家丁肇中教授领导的阿尔法磁谱仪(AMS)，又称反物质磁谱仪，通过巨大的磁铁区分带正电粒子和带负电粒子，主要目的是探测宇宙中的反物质和暗物质。第一架AMS-01于1998年进入轨道，而价值20亿美元的第二代AMS-02于2011年由航天飞机运送至国际空站并开始观测(这也是航天飞机的最后一次发射)。它是迄今为止最灵敏、最复杂、最昂贵的暗物质探测设备，代表了当今科学实验的最高技术手段。由来自16个国家和地区的600多名科学家历时近18年完成。经过4年多的发射，正电子谱和其他带点的宇宙线能谱已被精确测量，实验过程可能持续15~20年。
用粒子对撞机制造人造暗物质
无论是直接探测还是间接探测，目标都是想办法通过空房间或地面的探测器捕捉宇宙中漂浮的暗物质粒子的信号。那么为什么不制造一些暗物质来研究自己呢？事实上，粒子物理学家正在使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非常接近光速，并使它们发生碰撞。这种粒子碰撞过程通过强大的能量释放产生大量新粒子。在大量的粒子产物中，有一种可能:在释放的新粒子中，探测器发现有一堆粒子被喷射出来，但另一边没有粒子出来。出现这种情况只有一种可能，那就是出来的粒子是探测器探测不到的粒子形态，很可能是暗物质粒子——比如上面提到的暗物质粒子的一个候选——质量大，相互作用弱。如果这种粒子确实是暗物质的基本粒子，并且我们利用大型强子对撞机发现了它，这将是物理学上划时代的发现。但是，如果暗物质不像大质量弱相互作用粒子理论预测的那样，那么也许大型强子对撞机不一定能探测到，或者需要一个能量更高、功率更大的粒子对撞机。中国正在考虑建造新一代环形正负电子对撞机(CEPC)，第二阶段将升级为质子对撞机(SPPC)。届时，对撞机的能量将比现在的欧洲大型强子对撞机高7倍，寻找暗物质粒子也是其重要的科学目标之一。
