暗黒物質
超対称性粒子のうち、電気的に中性である粒子。超対称性粒子は現在見つかっていないことから不安定であると考えられており、宇宙の初期にほとんどが通常の素粒子と、より軽い超対称性粒子に崩壊していったと考えられている。しかし、超対称性粒子に特有のRパリティ保存則により、最も軽い超対称性粒子 (Lightest Supersymmetric Particle: LSP) は崩壊できず宇宙に残っていると考えられている。電荷を持つLSPがあるならば既に見つかっているであろうから、現在考えられている宇宙暗黒物質としてのLSPは電荷を持たないLSPである。ニュートラリーノの質量は数GeV〜数百GeVの範囲で原子核との散乱断面積は10以下と考えられている。
なおツビッキーは暗黒物質以外の可能性として、銀河質量がその光度から推定される値よりも大きいか現在で言う銀河間物質(銀河団ガス)が豊富に存在する可能性、そして銀河団スケールでニュートン重力が破綻し逆二乗則ではなくなる可能性をも指摘している。
Erik Holmberg は1940年にツビッキーが用いた銀河は銀河団に重力的に束縛されていないと唱えて、ツビッキーの主張に反論した。マーティン・シュヴァルツシルトはそのような銀河を除外した上で、しかし依然として高い質量光度比を持つと1954年に推定した。その後1950年代には銀河団の質量光度比の問題に関する多くの研究が行われるようになった。これにはヴィクトル・アンバルツミャン、ジェフリー・バービッジとマーガレット・バービッジ、D. Nelson Limberらが含まれる。1961年にサンタバーバラで開催された会議では、大きな質量光度比は光で検出されない銀河間物質が寄与しているためという可能性が支持を集めた。しかしながら、アーノ・ペンジアス、Herbert Rood、Neville Woolf、Barry E. Turnrose & Herbert Roodといった研究を経て、1971年に John F. Meeking らはかみのけ座銀河団をX線で観測し高温の銀河団ガスの質量は銀河団が重力的に束縛されているために必要な値の2%しかないことを示した。
その後、宇宙の暗黒物質の存在を示唆する観測が報告されている。銀河の回転速度、弾丸銀河団のような銀河団による背景物体の重力レンズ効果、そして銀河および銀河団を取り巻く熱い気体の温度分布などの観測結果である。暗黒物質の存在の「間接的な発見」は、1970年代にヴェラ・ルービンによる銀河の回転速度の観測から指摘された。
恒星質量ブラックホールは、超新星爆発のときに生成される。質量が太陽の数百万倍から数十億倍もあるような超大質量ブラックホールは銀河中心で観測されているが、まだ成因はよく分かっていない。恒星質量ブラックホールが銀河系内にいくつくらい存在するのか、その質量分布がどのような物か、等も未だ明らかではないため、これは暗黒物質の候補となる。また、原子核大のマイクロブラックホールも多量に存在しているかも知れない。さらに、宇宙誕生後3分頃に生成されたブラックホールについては、上記のバリオン存在量の制限から逃れることができる。だが、ブラックホールの質量はダークマターに匹敵するものではないため、可能性は低いとされる。
ニュートリノ以外は、存在が未確認であり、推測や予言の域を出ず、実在しない可能性を持つ候補もある。