Zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacık
WIMP'lerin saptanması

Zayıf etkileşimli yüksek kütleye sahip parçacıklar olarak da bilinen CDM parçacıklarını deneysel yollarla saptamak amacıyla birtakım girişimler olmuştur. Şayet WIMP yıldızlarda mevcutsa, bu yıldızlar WIMP içermeyen yıldızlardan daha sonra ana kol grubunu terkedip kırmızı dev haline gelirler. Küresel kümeler bu yüzden WIMP içermeyenlere nazaran daha genç gözükürler. WIMP gökada etrafında, küresel kümelerin, küçük yıldız gruplarının veya son ikisinin etrafında bir halo oluşturabilir.
Şayet WIMP'ler gökadanın görünür diskinden daha geniş bir küresel haloyu dolduracaklarsa parçacıkların hızları gökadanın kaçış hızından daha düşük olmalıdır. Samanyolu'nun en hızlı yıldızı (sürekli bir üye olduğu varsayılarak) 430 km/s hızla hareket eder ve böylece Vkaçış en az 430 ve en fazla 600 km/s olmalıdır. Küresel bir galaksi için, WIMP hızı küme içinde Vkaçış'tan az olmak zorundadır. Bir gökada veya küresel küme halosunun 1/r2(ρ =ρo(ro/r)2) ile orantılı olduğu varsayılırsa ki bu değişebilir; (veya ρ = ρo/(1+r2/a2)) bu durumda kenarlara yakın yıldızlar merkezdekilere nazaran daha az WIMP toplarlar. Yüksek kütleli yıldızlar (O, B, A) sadece 107 yıl yaşarlar bu da çok fazla miktarda WIMP toplamaya yetmemektedir. Daha az kütleli yıldızlar (K, M) daha uzun ömürlüdürler, ancak kütlelerinin azlığı yüzünden az WIMP toplayabilirler. F ve G tipi yıldızlar ise WIMP yakalama konusunda en iyi olan adaylardır.
Güneşteki WIMP'lerin varlığının güneşten neşredilen nötrinoları sayacak bir deneyin sonuçlarında görülebileceği ortaya atılmıştır, bu deney şu şekildedir: Kozmik ışınları geçirmemesi için Güney Dakota'daki Homestake Altın Madeni'nde yer altına yerleştirilen C2Cl4 dolu bir tank, 37Cl + ne-37Ar+e-37Cl'ye yıkınım yapma (bu yıkınım tespit edilip kaydedilmiştir) denklemine uygunluk gösterecek şekilde güneşten neşredilen elektron nötrinoları yakalayıp saptamaktadır. Bununla beraber, deneyde beklenenden daha az güneş nötrino akımı saptamıştır.
WIMP'lerin güneş de dahil olmak üzere yıldızlardaki varlıkları muhtemelen bir yetersizliğe neden olabilir. Yıldızların iç kısımlarındaki WIMP'ler çarpışmalar arasında fotonlarınkine nazaran daha fazla mesafe katedebilirler. Merkez sıcaklığının düşmesine neden olacak bir şekilde merkezden uzağa enerji taşırlar ve bunun sonucunda daha az 8B üretimi gerçekleşir. (Nötrinolar 7Be ve 8B bozunumunu içeren tepkimelerde üretilirler, ancak bunlar genelde kloru yükseltgeyecek yeterli enerjiye sahip değildirler.) şayet WIMP'ler 5GeV/c2'lik bir kütleye sahip olsalardı (yaklaşık 5 proton), beklenen nötrino akımı yaklaşık Homestake'de saptanan değere eşit olurdu.
Elde edilen düşük akımlar gözlemini açıklayacak diğer öneriler de olmuştur. Birtakım elektron nötrinolarının dünyaya ulaşmadan evvel t- ve µ-'ya dönüşmüş olmaları muhtemeldir. Homestake deneyi sadece elektron nötrino akımını ölçmektedir toplam akımı değil. Ayrıca, Hopkins Üniversitesi'nden Ralph McNutt son zamanlarda nötrino sayısının yıldızın manyetik alanına bağlı olan yıldız rüzgarı şiddetine bağlı olduğunu, incelemelerinde fark ettiğini belirtmiştir. Nötrinoların manyetizmaya sahip oldukları varsayıldığında (bu henüz doğrulanmamıştır), yıldızın manyetik alanı bazı nötrinoların manyetik polaritesini bunların yıldızın konvektif katmanlarından geçişlerinde değiştirmiş ve Homestake deneyi esnasında saptanmalarına engel olmuş olabilir.