materia oscura

La hipótesis de la materia oscura tiene una historia compleja. ^{[ 22 ] [ 23 ]} Lord Kelvin analizó el número potencial de estrellas alrededor del Sol en los apéndices de un libro basado en una serie de conferencias impartidas en 1884 en Baltimore. ^{[ 24 ] [ 22 ]} Infirió su densidad utilizando la dispersión de velocidad observada de las estrellas cercanas al Sol, suponiendo que el Sol tenía entre 20 y 100  millones de años. Planteó qué sucedería si hubiera mil millones de estrellas a menos de 1 kiloparsec del Sol (a esa distancia su paralaje sería de 1 miliarcosegundo ). Kelvin concluyó:  

"Muchas de nuestras supuestas mil millones de estrellas —quizás una gran mayoría de ellas— pueden ser cuerpos oscuros." ^{[ 24 ] [ 25 ]}

En 1906, Henri Poincaré ^{[ 26 ]} utilizó el término francés [ matière obscure ] ("materia oscura") al hablar del trabajo de Kelvin. ^{[ 26 ] [ 25 ]} Concluyó que la cantidad de materia oscura tendría que ser menor que la de materia visible, lo cual posteriormente se demostró que era falso. ^{[ 25 ] [ 22 ]}

El segundo en sugerir la existencia de materia oscura utilizando velocidades estelares fue el astrónomo holandés Jacobus Kapteyn en 1922. ^{[ 27 ] [ 28 ]} Una publicación de 1930 del astrónomo sueco Knut Lundmark señala que fue el primero en hipotetizar que el universo debe contener mucha más masa de la que se puede observar. ^{[ 29 ]} El pionero holandés de la radioastronomía Jan Oort también hipotetizó la existencia de materia oscura en 1932. ^{[ 28 ] [ 30 ] [ 31 ]} Oort estaba estudiando los movimientos estelares en la vecindad galáctica y encontró que la masa en el plano galáctico debía ser mayor que la observada, pero esta medición se determinó posteriormente que era incorrecta. ^{[ 32 ]}

En 1933, el astrofísico suizo Fritz Zwicky estudió cúmulos de galaxias mientras trabajaba en Caltech e hizo una inferencia similar. ^{[ 34 ] [ a ] ​​[ 35 ]} Zwicky aplicó el teorema del virial al cúmulo de Coma y obtuvo evidencia de masa invisible que llamó dunkle Materie ('materia oscura'). Zwicky estimó su masa basándose en los movimientos de las galaxias cerca de su borde y la comparó con una estimación basada en su brillo y número de galaxias. Estimó que el cúmulo tenía aproximadamente 400  veces más masa de la que era visualmente observable. El efecto gravitatorio de las galaxias visibles era demasiado pequeño para órbitas tan rápidas, por lo que la masa debe estar oculta a la vista. Basándose en estas conclusiones, Zwicky infirió que alguna materia invisible proporcionaba la masa y la atracción gravitatoria asociada para mantener unido el cúmulo. ^{[ 36 ]} Las estimaciones de Zwicky estaban equivocadas por más de un orden de magnitud, principalmente debido a un valor obsoleto de la constante de Hubble ; ^{[ 37 ]} El mismo cálculo hoy muestra una fracción menor, utilizando valores mayores para la masa luminosa. No obstante, Zwicky concluyó correctamente a partir de su cálculo que la mayor parte de la materia gravitacional presente era oscura. ^{[ 25 ]} Sin embargo, a diferencia de las teorías modernas, Zwicky consideraba que la "materia oscura" era materia ordinaria no luminosa. ^{[ 22 ] : III.A}

Otras indicaciones de anomalías en la relación masa-luminosidad provinieron de mediciones de curvas de rotación de galaxias . En 1939, H. W. Babcock informó sobre la curva de rotación de la Galaxia de Andrómeda (entonces llamada Nebulosa de Andrómeda), que sugería que la relación masa-luminosidad aumenta radialmente. ^{[ 38 ]} Lo atribuyó a la absorción de luz dentro de la galaxia o a dinámicas modificadas en las porciones exteriores de la espiral, en lugar de a materia invisible. Tras el informe de Babcock de 1939 sobre la rotación inesperadamente rápida en las afueras de la Galaxia ^de Andrómeda y una relación masa-luminosidad de 50, en 1940, Oort descubrió y escribió sobre el gran halo no visible de NGC  3115. ^{[ 39} ]

La hipótesis de la materia oscura se afianzó en gran medida en la década de 1970. Se sintetizaron diversas observaciones para argumentar que las galaxias deberían estar rodeadas por halos de materia invisible. En dos artículos publicados en 1974, esta conclusión fue extraída conjuntamente por grupos independientes: en Princeton, Nueva Jersey , por Jeremiah Ostriker , Jim Peebles y Amos Yahil , y en Tartu, Estonia, por Jaan Einasto , Enn Saar y Ants Kaasik . ^{[ 40 ]}

Una de las observaciones que sirvió como evidencia de la existencia de halos galácticos de materia oscura fue la forma de las curvas de rotación de las galaxias . Estas observaciones se realizaron en astronomía óptica y radio. En astronomía óptica, Vera Rubin y Kent Ford trabajaron con un nuevo espectrógrafo para medir la curva de velocidad de galaxias espirales vistas de canto con mayor precisión. ^{[ 41 ] [ 42 ] [ 43 ]}

Al mismo tiempo, los radioastrónomos utilizaban nuevos radiotelescopios para cartografiar la línea de 21  cm del hidrógeno atómico en galaxias cercanas. La distribución radial del hidrógeno atómico interestelar ( H ^I ) suele extenderse a distancias galácticas mucho mayores de las que se pueden observar como luz estelar colectiva, ampliando las distancias muestreadas para las curvas de rotación —y, por lo tanto, de la distribución de masa total— a un nuevo régimen dinámico. Las primeras cartografías de la galaxia de Andrómeda con el telescopio de 91 m (300 pies ) de Green Bank ^{[ 44 ]} y la antena parabólica de 76 m (250 pies ) de Jodrell Bank ^{[ 45 ]} ya mostraban que la curva de rotación del H ^I no seguía el declive esperado de las órbitas keplerianas.  

A medida que se disponía de receptores más sensibles, Roberts y Whitehurst (1975) ^{[ 46 ]} pudieron rastrear la velocidad de rotación de Andrómeda hasta 30  kpc, mucho más allá de las mediciones ópticas. Ilustrando la ventaja de rastrear el disco de gas en radios grandes; la Figura  16 de ese artículo ^{[ 46 ]} combina los datos ópticos ^{[ 43 ]} (el grupo de puntos en radios de menos de 15  kpc con un solo punto más alejado) con los datos de H ^I entre 20 y 30  kpc, mostrando la planitud de la curva de rotación de la galaxia exterior; la curva continua que alcanza su punto máximo en el centro es la densidad superficial óptica, mientras que la otra curva muestra la masa acumulada, que sigue aumentando linealmente en la medición más externa. Paralelamente, se estaba desarrollando el uso de matrices interferométricas para la espectroscopia extragaláctica de H ^I. Rogstad y Shostak (1972) ^{[ 47 ]} publicaron curvas de rotación de H ^I de cinco espirales mapeadas con el interferómetro de Owens Valley; Las curvas de rotación de los cinco eran muy planas, lo que sugiere valores muy grandes de la relación masa-luminosidad en las partes exteriores de sus discos H ^{I extendidos. [ 47 ]} En 1978, Albert Bosma mostró más evidencia de curvas de rotación planas utilizando datos del radiotelescopio de síntesis de Westerbork . ^{[ 48 ]} 

En 1978, Steigman et al. ^{[ 49 ]} presentaron un estudio que extendió los cálculos previos de densidad de partículas reliquia cosmológicas a cualquier leptón hipotético estable, eléctricamente neutro y de escala débil, mostrando cómo la abundancia de dicha partícula se "congelaría" en el Universo temprano y proporcionando expresiones analíticas que vinculaban su masa y sección transversal de interacción débil con la densidad de materia actual. Al desacoplar el análisis de las propiedades específicas de los neutrinos y tratar al candidato de forma genérica, los autores establecieron un marco que más tarde se convirtió en la plantilla estándar para partículas masivas de interacción débil (WIMP) ^{[ 50 ]} y para comparar modelos de física de partículas con restricciones cosmológicas. Aunque trabajos posteriores han refinado la metodología y explorado muchos candidatos alternativos, este artículo marcó el primer tratamiento explícito y sistemático de la materia oscura como una nueva especie de partícula más allá del Modelo Estándar . ^{[ 51 ]} A finales de la década de 1970, la existencia de halos de materia oscura alrededor de las galaxias fue ampliamente reconocida como real y se convirtió en un importante problema sin resolver en astronomía. ^{[ 40 ]}

Una serie de observaciones en las décadas de 1980 y 1990 respaldaron la presencia de materia oscura. Persic, Salucci y Stel (1996) es notable por la investigación de 967  espirales. ^{[ 52 ]} La evidencia de materia oscura también incluyó el lente gravitacional de objetos de fondo por cúmulos de galaxias , ^{[ 53 ] (pp14–16)} la distribución de temperatura del gas caliente en galaxias y cúmulos, y el patrón de anisotropías en el fondo cósmico de microondas .

Desde el cambio de milenio, la búsqueda de materia oscura de partículas ha estado dominada por la hipótesis de partículas masivas de interacción débil (WIMP), impulsada por conexiones hipotéticas con la supersimetría . Los esfuerzos experimentales se caracterizaron por un rápido aumento en la sensibilidad utilizando detectores de xenón líquido , incluidos XENON , LUX , PandaX y LUX-ZEPLIN (LZ). A pesar de reducir los límites de interacción en órdenes de magnitud, todos estos experimentos de detección directa informaron resultados nulos para WIMP en todo el rango de masa estándar GeV–TeV. ^{[ 54 ] [ 55 ]} A finales de 2025, el experimento LZ había excluido secciones transversales de WIMP por encima de 9 GeV/c ² e informó la primera detección de neutrinos solares de boro-8 a través de dispersión elástica coherente neutrino-núcleo en un detector de materia oscura; esto marca la entrada experimental en la "niebla" del piso de neutrinos, un fondo irreducible de ruido de neutrinos que complica futuras búsquedas de WIMP. ^{[ 56 ]} Simultáneamente, el fracaso del Gran Colisionador de Hadrones para detectar partículas supersimétricas ha restringido el espacio de parámetros teóricos para las WIMP. ^{[ 57 ]} Estas restricciones han desplazado significativamente el enfoque hacia candidatos alternativos como los axiones . El Experimento de Materia Oscura de Axiones logró una sensibilidad al modelo plausible de axiones DFSZ en el rango de microelectronvoltios a principios de la década de 2020. ^{[ 58 ] [ 59 ]}

La opinión predominante entre los cosmólogos sigue siendo que la materia oscura está compuesta principalmente de algún tipo de partícula subatómica aún no caracterizada . ^{[ 60 ] [ 61 ]} Si bien esta sigue siendo la opinión mayoritaria, la falta de detección de partículas ha llevado a una divergencia en el consenso, y candidatos macroscópicos como los agujeros negros primordiales han despertado un renovado interés tras las observaciones de LIGO y el Telescopio Espacial James Webb . ^{[ 17 ] [ 62 ]} La búsqueda de dichas partículas, mediante diversos métodos, es uno de los principales esfuerzos en la física de partículas . ^{[ 63 ]}

Los brazos de las galaxias espirales giran alrededor de su centro galáctico. La densidad de masa luminosa de una galaxia espiral disminuye a medida que uno se aleja del centro hacia las afueras. Si la masa luminosa fuera toda la materia, entonces la galaxia podría modelarse como una masa puntual en el centro y masas de prueba orbitando a su alrededor, de forma similar al Sistema Solar . ^{[ c ]} Según la tercera ley de Kepler , se espera que las velocidades de rotación disminuyan con la distancia al centro, de forma similar al Sistema Solar. Esto no se observa. ^{[ 69 ]} En cambio, la curva de rotación de la galaxia permanece plana o incluso aumenta a medida que aumenta la distancia al centro.

Si las leyes de Kepler son correctas, la solución obvia a esta discrepancia es concluir que la distribución de masa en las galaxias espirales no es similar a la del Sistema Solar. En particular, podría haber una gran cantidad de materia no luminosa (materia oscura) en las regiones exteriores de la galaxia.

Las estrellas en sistemas ligados deben obedecer el teorema del virial . El teorema, junto con la distribución de velocidad medida, puede usarse para medir la distribución de masa en un sistema ligado, como galaxias elípticas o cúmulos globulares. Con algunas excepciones, las estimaciones de dispersión de velocidad de galaxias elípticas ^{[ 70 ]} no coinciden con la dispersión de velocidad predicha a partir de la distribución de masa observada, incluso asumiendo distribuciones complejas de órbitas estelares. ^{[ 71 ]} Al igual que con las curvas de rotación de galaxias, la forma obvia de resolver la discrepancia es postular la existencia de materia no luminosa.

Los cúmulos de galaxias son particularmente importantes para los estudios de materia oscura, ya que sus masas pueden estimarse de tres maneras independientes:

• A partir de la dispersión en las velocidades radiales de las galaxias dentro de los cúmulos
• A partir de los rayos X emitidos por el gas caliente en los cúmulos. A partir del espectro de energía y el flujo de rayos X, se pueden estimar la temperatura y la densidad del gas, lo que permite determinar la presión; asumiendo que el equilibrio entre presión y gravedad determina el perfil de masa del cúmulo.
• El efecto de lente gravitacional (generalmente en galaxias más distantes) permite medir las masas de los cúmulos sin depender de observaciones de su dinámica (por ejemplo, la velocidad).

En general, estos tres métodos coinciden razonablemente en que la materia oscura supera a la materia visible en una proporción aproximada de 5 a 1. ^{[ 72 ]}

A mayor escala, los estudios de corrimiento al rojo de galaxias a gran escala pueden utilizarse para crear un mapa tridimensional de la distribución de galaxias. Estos mapas presentan una ligera distorsión debido a que las distancias se estiman a partir de los corrimientos al rojo observados ; el corrimiento al rojo incluye una contribución de la denominada velocidad peculiar de la galaxia, además del término dominante de expansión de Hubble. En promedio, los supercúmulos se expanden más lentamente que la media cósmica debido a su gravedad, mientras que los vacíos se expanden más rápidamente que el promedio. En un mapa de corrimiento al rojo, las galaxias situadas frente a un supercúmulo presentan velocidades radiales excesivas hacia él y corrimientos al rojo ligeramente superiores a los que implicaría su distancia, mientras que las galaxias situadas detrás del supercúmulo presentan corrimientos al rojo ligeramente inferiores a su distancia. Este efecto provoca que los supercúmulos aparezcan comprimidos en la dirección radial, y de igual modo, los vacíos se ven estirados. Sus posiciones angulares no se ven afectadas. Este efecto no es detectable para ninguna estructura en particular, ya que se desconoce su forma real, pero puede medirse promediando los datos de muchas estructuras. Fue predicho cuantitativamente por Nick Kaiser en 1987 y medido de manera decisiva por primera vez en 2001 por el 2dF Galaxy Redshift Survey . ^{[ 73 ]} Los resultados están de acuerdo con el modelo Lambda-CDM .

El cúmulo bala es el resultado de una colisión reciente de dos cúmulos de galaxias. Es particularmente notable porque la ubicación del centro de masa , medida mediante lente gravitacional, es diferente de la ubicación del centro de masa de la materia visible. Esto es difícil de explicar para las teorías de gravedad modificada, que generalmente predicen el efecto de lente alrededor de la materia visible. ^{[ 74 ] [ 75 ] [ 76 ] [ 77 ] Sin embargo, la teoría estándar de la materia oscura no presenta este} problema: el gas caliente y visible en cada cúmulo se enfriaría y ralentizaría por interacciones electromagnéticas, mientras que la materia oscura (que no interactúa electromagnéticamente) no lo haría. Esto lleva a que la materia oscura se separe del gas visible, produciendo el pico de lente separado que se observa. ^{[ 78 ]}

Una de las consecuencias de la relatividad general es el efecto de lente gravitacional . Este efecto se produce cuando objetos masivos situados entre una fuente de luz y un observador actúan como una lente, desviando la luz de dicha fuente. El efecto de lente no depende de las propiedades de la masa; solo requiere que exista una masa. Cuanto más masivo sea un objeto, mayor será el efecto de lente observado. Un ejemplo es un cúmulo de galaxias situado entre una fuente más distante, como un cuásar, y un observador. En este caso, el cúmulo de galaxias actuará como lente gravitacional sobre el cuásar.

El efecto de lente gravitacional fuerte es la distorsión observada de las galaxias de fondo en forma de arcos cuando su luz pasa a través de una lente gravitacional de este tipo. Se ha observado alrededor de muchos cúmulos distantes, incluido Abell 1689. [ ^{79 ] Al} medir la geometría de la distorsión, se puede obtener la masa del cúmulo intermedio. En el régimen débil , el efecto de lente gravitacional no distorsiona las galaxias de fondo en arcos, sino que causa distorsiones minúsculas. Al examinar la aparente deformación por cizallamiento de las galaxias de fondo adyacentes, se puede caracterizar la distribución media de la materia oscura. Las relaciones masa-luz medidas corresponden a las densidades de materia oscura predichas por otras mediciones de la estructura a gran escala. ^{[ 80 ] [ 81 ]}

Las supernovas de tipo Ia pueden usarse como candelas estándar para medir distancias extragalácticas, que a su vez pueden usarse para medir la velocidad de expansión del universo en el pasado. ^{[ 82 ]} Los datos indican que el universo se está expandiendo a un ritmo acelerado, cuya causa generalmente se atribuye a la energía oscura . ^{[ 83 ]} Dado que las observaciones indican que el universo es casi plano, ^{[ 84 ] [ 85 ] [ 86 ]} se espera que la densidad de energía total de todo en el universo sume 1 ( Ω _tot ≈ 1 ). La densidad de energía oscura medida es Ω _Λ ≈ 0,690 ; la densidad de energía de la materia ordinaria (bariónica) observada es Ω _b ≈ 0,0482 y la densidad de energía de la radiación es despreciable. Esto deja un Ω _dm ≈ 0,258 faltante que, sin embargo, se comporta como materia (ver la sección de definición técnica anterior) – materia oscura. ^{[ 87 ]} 

En espectroscopia astronómica , el bosque Lyman-alfa es la suma de las líneas de absorción que surgen de la transición Lyman-alfa del hidrógeno neutro en los espectros de galaxias y cuásares distantes . Las observaciones del bosque Lyman-alfa también pueden restringir los modelos cosmológicos. ^{[ 88 ]} Estas restricciones concuerdan con las obtenidas a partir de los datos de WMAP.

Aunque tanto la materia oscura como la materia ordinaria son materia, no se comportan de la misma manera. En particular, en el universo primitivo, la materia ordinaria estaba ionizada e interactuaba fuertemente con la radiación mediante la dispersión de Thomson . La materia oscura no interactúa directamente con la radiación, pero sí afecta al fondo cósmico de microondas (CMB) a través de su potencial gravitatorio (principalmente a gran escala) y de sus efectos sobre la densidad y la velocidad de la materia ordinaria. Por lo tanto, las perturbaciones de la materia ordinaria y oscura evolucionan de forma diferente con el tiempo y dejan huellas distintas en el CMB.

El CMB es muy similar a un cuerpo negro perfecto, pero contiene anisotropías de temperatura muy pequeñas, de unas pocas partes en 100 000. Un mapa celeste de anisotropías puede descomponerse en un espectro de potencia angular, que se observa que contiene una serie de picos acústicos con un espaciado casi igual, pero con diferentes alturas. La ubicación de estos picos depende de parámetros cosmológicos. Por lo tanto, al ajustar la teoría a los datos, se pueden restringir los parámetros cosmológicos. ^{[ 89 ]}

La anisotropía del CMB fue descubierta por primera vez por COBE en 1992, aunque su resolución era demasiado baja para detectar los picos acústicos. Tras el descubrimiento del primer pico acústico por el experimento BOOMERanG, transportado por globo , en 2000, el espectro de potencia fue observado con precisión por WMAP entre 2003 y 2012, y aún con mayor precisión por la nave espacial Planck entre 2013 y 2015. Los resultados respaldan el modelo Lambda-CDM. ^{[ 90 ] [ 91 ]} El espectro de potencia angular del CMB observado proporciona una evidencia poderosa en apoyo de la materia oscura, ya que su estructura precisa se ajusta bien al modelo Lambda-CDM , ^{[ 91 ]} pero es difícil de reproducir con cualquier modelo alternativo como la dinámica newtoniana modificada (MOND). ^{[ 92 ]}

La formación de estructuras se refiere al período posterior al Big Bang , cuando las perturbaciones de densidad colapsaron para formar estrellas, galaxias y cúmulos. Antes de la formación de estructuras, las soluciones de Friedmann a la relatividad general describen un universo homogéneo. Posteriormente, pequeñas anisotropías crecieron gradualmente y condensaron el universo homogéneo en estrellas, galaxias y estructuras más grandes. La materia ordinaria se ve afectada por la radiación, que es el elemento dominante del universo en sus primeras etapas. Como resultado, sus perturbaciones de densidad se disipan y no pueden condensarse en estructuras. ^{[ 94 ]} Si solo hubiera materia ordinaria en el universo, no habría habido tiempo suficiente para que las perturbaciones de densidad crecieran hasta formar las galaxias y cúmulos que observamos actualmente.

La materia oscura ofrece una solución a este problema porque no se ve afectada por la radiación. Por lo tanto, sus perturbaciones de densidad pueden crecer primero. El potencial gravitatorio resultante actúa como un pozo de potencial atractivo para la materia ordinaria que colapsa posteriormente, acelerando el proceso de formación de estructuras. ^{[ 94 ] [ 95 ]}

Las oscilaciones acústicas de bariones (BAO) son fluctuaciones en la densidad de la materia bariónica visible (materia normal) del universo a gran escala. Se predice que estas surgen en el modelo Lambda-CDM debido a oscilaciones acústicas en el fluido fotón-barión del universo temprano y pueden observarse en el espectro de potencia angular del fondo cósmico de microondas. Las BAO establecen una escala de longitud preferida para los bariones. A medida que la materia oscura y los bariones se agruparon después de la recombinación, el efecto es mucho más débil en la distribución de galaxias en el universo cercano, pero es detectable como una sutil (~  1%) preferencia por pares de galaxias separadas por 147  Mpc, en comparación con aquellas separadas por 130–160  Mpc. Esta característica fue predicha teóricamente en la década de 1990 y luego descubierta en 2005, en dos grandes estudios de corrimiento al rojo de galaxias, el Sloan Digital Sky Survey y el 2dF Galaxy Redshift Survey . ^{[ 96 ]} La combinación de las observaciones del CMB con las mediciones de BAO de los estudios de corrimiento al rojo de galaxias proporciona una estimación precisa de la constante de Hubble y la densidad de materia promedio en el Universo. ^{[ 97 ]} Los resultados respaldan el modelo Lambda-CDM.

La materia oscura puede referirse a cualquier sustancia que interactúa predominantemente a través de la gravedad con la materia visible (por ejemplo, estrellas y planetas). Por lo tanto, en principio, no tiene por qué estar compuesta de un nuevo tipo de partícula fundamental, sino que podría, al menos en parte, estar formada por materia bariónica estándar , como protones o neutrones. La mayor parte de la materia ordinaria conocida por los astrónomos, incluidos planetas, enanas marrones, enanas rojas, estrellas visibles, enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros, entran en esta categoría. ^{[ 22 ] [ 121 ]} Un agujero negro ingeriría tanto materia bariónica como no bariónica que se acerque lo suficiente a su horizonte de sucesos; después, la distinción entre ambas se pierde. ^{[ 122 ]} 

Estos objetos masivos que son difíciles de detectar se conocen colectivamente como MACHOs . Algunos científicos inicialmente esperaban que los MACHOs bariónicos pudieran dar cuenta y explicar toda la materia oscura. ^{[ 53 ] : 286 [ 123 ]}

Sin embargo, múltiples líneas de evidencia sugieren que la mayor parte de la materia oscura no es bariónica:

• Cuando las estrellas las iluminan desde atrás, se puede observar una cantidad suficiente de gas o polvo bariónico difuso.
• La teoría de la nucleosíntesis del Big Bang predice la abundancia observada de los elementos químicos . Si hay más bariones, entonces también debería haber más helio, litio y elementos más pesados ​​sintetizados durante el Big Bang. ^{[ 124 ] [ 125 ]} La concordancia con las abundancias observadas requiere que la materia bariónica constituya entre el 4 y el 5 % de la densidad crítica del universo . En contraste, la estructura a gran escala y otras observaciones indican que la densidad total de materia es aproximadamente el 30 % de la densidad crítica. ^{[ 87 ]}
• Las búsquedas astronómicas de microlentes gravitacionales en la Vía Láctea encontraron que, como máximo, solo una pequeña fracción de la materia oscura podría estar en objetos oscuros, compactos y convencionales (MACHOs, etc.); el rango de masas de objetos excluidos va desde la mitad de la masa de la Tierra hasta 30  masas solares, lo que cubre casi todos los candidatos plausibles. ^{[ 126 ] [ 127 ] [ 128 ] [ 129 ] [ 130 ] [ 131 ]}
• El análisis detallado de las pequeñas irregularidades (anisotropías) en el fondo cósmico de microondas realizado por WMAP y Planck indica que alrededor de cinco sextos de la materia total se encuentra en una forma que solo interactúa significativamente con la materia ordinaria o los fotones a través de efectos gravitacionales. ^{[ 132 ]}

Hay dos candidatos principales para la materia oscura no bariónica: nuevas partículas y agujeros negros primordiales . A diferencia de la materia bariónica, las partículas no bariónicas no contribuyen a la formación de los elementos en el universo temprano ( nucleosíntesis del Big Bang ) ^{[ 133 ] [ 134 ] [ 60 ]} y por lo tanto su presencia se siente solo a través de sus efectos gravitacionales (como el lente gravitacional débil ). Además, algunos candidatos a materia oscura pueden interactuar consigo mismos ( materia oscura autointeractuante ) o con partículas ordinarias (por ejemplo, WIMP ), lo que posiblemente dé como resultado subproductos observables como rayos gamma y neutrinos (detección indirecta). ^{[ 108 ]} Abundan los candidatos (ver la tabla anterior), cada uno con sus propias fortalezas y debilidades.

Candidatos a partículas

Partículas masivas de interacción débil

No existe una definición formal de Partícula Masiva de Interacción Débil (WIMP), pero en términos generales, es una partícula elemental que interactúa a través de la gravedad y cualquier otra fuerza (o fuerzas) que sea tan débil o más débil que la fuerza nuclear débil , pero también no nula en intensidad. Se espera que muchos candidatos a WIMP se hayan producido térmicamente en el Universo temprano, de manera similar a las partículas del Modelo Estándar ^{[ 135 ]} según la cosmología del Big Bang , y generalmente constituirán materia oscura fría . Obtener la abundancia correcta de materia oscura hoy a través de la producción térmica requiere una sección transversal de autoaniquilación de${\displaystyle \langle \sigma v\rangle }$≃3 × 10 ⁻²⁶  cm ³ ⋅s ⁻¹ , que es aproximadamente lo que se espera para una nueva partícula en el rango de masa de 100 GeV / c ² que interactúa a través de la fuerza electrodébil . 

Debido a que las extensiones supersimétricas del Modelo Estándar de la física de partículas predicen fácilmente una nueva partícula con estas propiedades, esta aparente coincidencia se ha denominado el "milagro de las WIMP", y un compañero supersimétrico estable ha sido durante mucho tiempo una explicación principal para la materia oscura. ^{[ 136 ]} Los esfuerzos experimentales para detectar WIMP incluyen la búsqueda de productos de la aniquilación de WIMP, incluidos rayos gamma , neutrinos y rayos cósmicos en galaxias y cúmulos de galaxias cercanos; experimentos de detección directa diseñados para medir la colisión de WIMP con núcleos en el laboratorio, así como intentos de producir directamente WIMP en colisionadores, como el Gran Colisionador de Hadrones en el CERN . A principios de la década de 2010, los resultados de los experimentos de detección directa junto con la falta de evidencia de supersimetría en el experimento del Gran Colisionador de Hadrones (LHC) ^{[ 137 ] [ 138 ]} han puesto en duda la hipótesis más simple de las WIMP. ^{[ 139 ]}

Axiones

Los axiones son partículas elementales hipotéticas originalmente teorizadas en 1978 independientemente por Frank Wilczek y Steven Weinberg como el bosón de Goldstone de la teoría de Peccei-Quinn , que había sido propuesta en 1977 para resolver el problema CP fuerte en la cromodinámica cuántica (QCD). Los efectos de la QCD producen un potencial periódico efectivo en el que se mueve el campo del axión. ^{[ 140 ]} Al expandir el potencial alrededor de uno de sus mínimos, se encuentra que el producto de la masa del axión con la constante de desintegración del axión está determinado por la susceptibilidad topológica del vacío de la QCD. Un axión con una masa mucho menor que 60  keV/ c ² es longevo y débilmente interactuante: un candidato perfecto para la materia oscura.

Las oscilaciones del campo axión alrededor del mínimo del potencial efectivo, el llamado mecanismo de desalineación, generan una población cosmológica de axiones fríos con una abundancia que depende de la masa del axión. ^{[ 141 ] [ 142 ] [ 143 ]} Con una masa superior a 5 μeV/ c ² ( 10 ⁻¹¹ veces la masa del electrón ), los axiones podrían explicar la materia oscura y, por lo tanto, ser tanto un candidato a materia oscura como una solución al problema CP fuerte. Si la inflación ocurre a una escala baja y dura lo suficiente, la masa del axión puede ser tan baja como 1 peV/ c ² . ^{[ 144 ] [ 145 ] [ 146 ]}  

Debido a que los axiones tienen una masa extremadamente baja, su longitud de onda de De Broglie es muy grande, lo que a su vez significa que los efectos cuánticos podrían ayudar a resolver los problemas de pequeña escala del modelo Lambda-CDM . Un solo axión ultraligero con una constante de desintegración a la escala de la teoría de la gran unificación proporciona la densidad reliquia correcta sin necesidad de ajustes finos. ^{[ 147 ]} Los axiones como candidatos a materia oscura han ganado popularidad en los últimos años, debido a la no detección de WIMP. ^{[ 148 ]}

Agregación de partículas y objetos de materia oscura densa

Si la materia oscura está compuesta de partículas que interactúan débilmente, entonces una pregunta obvia es si puede formar objetos equivalentes a planetas , estrellas o agujeros negros . Históricamente, la respuesta ha sido que no puede, ^{[ e ] [ 149 ] [ 150 ] [ 151 ]} debido a dos factores:

• Carece de un medio eficiente para perder energía ^{[ 149 ]} 

La materia ordinaria forma objetos densos porque posee numerosas maneras de perder energía. La pérdida de energía es esencial para la formación de objetos, ya que una partícula que gana energía durante la compactación o al caer hacia el interior debido a la gravedad, y que no puede perderla de ninguna otra forma, se calentará y aumentará su velocidad y momento . La materia oscura parece carecer de un medio para perder energía, simplemente porque no es capaz de interactuar fuertemente de otras maneras, salvo a través de la gravedad. El teorema del virial sugiere que dicha partícula no permanecería ligada al objeto en formación; a medida que el objeto se forma y se compacta, las partículas de materia oscura en su interior se acelerarían y tenderían a escapar.

• Carece de la diversidad de interacciones necesarias para formar estructuras ^{[ 151 ].}

La materia ordinaria interactúa de muchas maneras diferentes, lo que le permite formar estructuras más complejas. Por ejemplo, las estrellas se forman por gravedad, pero las partículas que contienen interactúan y pueden emitir energía en forma de neutrinos y radiación electromagnética mediante fusión cuando alcanzan la energía suficiente. Los protones y neutrones pueden unirse mediante la interacción fuerte y luego formar átomos con electrones principalmente a través de la interacción electromagnética . No hay evidencia de que la materia oscura sea capaz de una variedad tan amplia de interacciones, ya que parece interactuar únicamente a través de la gravedad (y posiblemente por algún medio no más fuerte que la interacción débil , aunque hasta que se comprenda mejor la materia oscura, esto es solo una especulación).

agujeros negros primordiales

Los agujeros negros primordiales (PBH) son agujeros negros hipotéticos que se formaron poco después del Big Bang . En la era inflacionaria y el universo temprano dominado por la radiación , bolsas extremadamente densas de materia subatómica podrían haberse compactado hasta el punto del colapso gravitacional , creando agujeros negros sin la compresión de supernova típicamente necesaria para crear agujeros negros estelares . ^{[ 18 ]} La idea fue sugerida por primera vez por Yakov Zeldovich e Igor Dmitriyevich Novikov en 1966, ^{[ 152 ]} e independientemente por Stephen Hawking en 1971. ^{[ 153 ]} Debido a que los PBH se formarían antes de la evolución estelar , son candidatos a materia oscura no bariónica y no se limitan al estrecho rango de masas de los agujeros negros estelares; podrían abarcar desde reliquias de masa de Planck hasta escalas supermasivas. ^{[ 17 ]}

El interés en los PBH como componente principal de la materia oscura se reavivó tras el descubrimiento de ondas gravitacionales por LIGO en 2015. Su primera fusión detectada involucró agujeros negros de aproximadamente 30 masas solares ; tales objetos son difíciles de explicar mediante el colapso estelar estándar, pero se ajustan al rango de masa predicho para los PBH formados durante la transición QCD en el universo temprano. ^{[ 18 ]} Este interés se vio reforzado en noviembre de 2025, cuando la colaboración LIGO/Virgo/KAGRA informó de una señal candidata de onda gravitacional de una fusión de masa subsolar. Como no se conoce ningún proceso astrofísico que produzca agujeros negros por debajo del límite de Chandrasekhar (~1,4 masas solares), la confirmación de objetos de masa subsolar sería una fuerte evidencia de un origen primordial. ^{[ 154 ] [ 155 ] [ 156 ]} Dado que no se han detectado ondas gravitacionales a z>1 (>6 Gya) , y la sensibilidad a las colisiones de menor masa disminuye con la distancia, actualmente no podemos detectar colisiones en la primera mitad de la edad del universo. ^{[ 157 ]}

Más evidencia que respalda la hipótesis de los agujeros negros primordiales (PBH) ha surgido de las observaciones del universo de alto corrimiento al rojo (z > 7) realizadas por el Telescopio Espacial James Webb (JWST). El JWST descubrió poblaciones inesperadas de " pequeños puntos rojos " (LRD, objetos compactos de muy alto corrimiento al rojo) y "galaxias de agujeros negros supermasivos" como UHZ1 y GHZ2 , que contienen agujeros negros supermasivos que aparecieron menos de 500 millones de años después del Big Bang y que superan en masa a las estrellas de su galaxia. ^{[ 159 ] [ 160 ]} Estos núcleos galácticos activos desafían los modelos estándar de acreción a partir de semillas estelares de agujeros negros "ligeras" y sugieren "semillas pesadas" formadas mediante colapso directo o PBH, que podrían explicar una fracción significativa de los halos de materia oscura. ^{[ 161 ]}

Diversas restricciones observacionales, como los datos de microlente gravitacional del Telescopio Subaru (HSC) ^{[ 162 ]} y los datos de electrones y positrones de Voyager 1 ^{[ 163 ],} han descartado que los PBH constituyan el 100% de la materia oscura en ventanas de masa específicas (por ejemplo, pequeños agujeros negros en evaporación o poblaciones monocromáticas de masa intermedia). Sin embargo, estas restricciones asumen que todos los PBH tienen la misma masa, una distribución de masa monocromática. Análisis más recientes que utilizan distribuciones de masa extendidas, predichas por modelos de inflación y evidentes en observaciones de ondas gravitacionales y del JWST, eliminan dichas restricciones. Una revisión de 2024 indica que los PBH con una distribución de masa platicúrtica amplia que alcanza su máximo alrededor de una masa solar podrían explicar la totalidad de la materia oscura, o coexistir con otros candidatos en un escenario de materia oscura mixta. ^{[ 17 ] [ 164 ]}

Problemas de ajuste fino

El principal desafío teórico para la hipótesis de los PBH es el mecanismo físico de su formación. Los modelos estándar de inflación cósmica , conocidos como "inflación de rodadura lenta", generan fluctuaciones de densidad demasiado pequeñas para desencadenar el colapso primordial. En consecuencia, producir la abundancia requerida de PBH generalmente requiere modelos de inflación "exóticos", que a menudo presentan puntos de inflexión , picos o mesetas en el potencial del inflatón , que pueden amplificar las fluctuaciones en órdenes de magnitud. ^{[ 166 ]} Los críticos argumentan que estos modelos requieren un ajuste fino significativo , ya que la abundancia de PBH resultante es exponencialmente sensible a la amplitud de estas fluctuaciones; lo que significa que una ligera desviación en los parámetros resulta en una cantidad insignificante de materia oscura o en un universo dominado completamente por agujeros negros. ^{[ 164 ] [ 117 ]} Sin embargo, los defensores sostienen que, a medida que el espacio de parámetros natural para las WIMP se excluye cada vez más por los resultados nulos de todos los experimentos de detección, las teorías de materia oscura de partículas ahora requieren niveles comparables de ajuste fino. Además, los defensores argumentan que las estructuras de masa específicas predichas por estos modelos de inflación exóticos proporcionan una explicación unificada para las anomalías observacionales vistas por LIGO y JWST que los modelos de partículas no abordan. ^{[ 17 ]}

Para abordar el problema del ajuste fino, investigaciones recientes se han centrado en mecanismos que generan las fluctuaciones requeridas a través de procesos físicos naturales en lugar de ajustes manuales al potencial del inflatón. Uno de estos mecanismos es la transición de fase de la QCD ; a medida que el universo se enfriaba durante esta época, la reducción en la ecuación de estado (presión) disminuyó naturalmente el umbral para el colapso gravitacional. Este efecto mejora automáticamente la formación de agujeros negros a escala de masa solar, comparables a los detectados por observatorios de ondas gravitacionales, sin requerir un pico ajustado con precisión en el espectro de potencia de la inflación. ^{[ 167 ]} Además, los modelos que involucran múltiples campos escalares pueden producir picos pronunciados en las fluctuaciones de densidad a través de interacciones dinámicas, como giros rápidos en la trayectoria del campo, que derivan las condiciones necesarias de la estructura geométrica del modelo en lugar de parámetros ajustados con precisión. ^{[ 168 ]}

Los experimentos de detección directa buscan observar las interacciones entre las partículas de materia oscura que atraviesan la Tierra y los detectores de materia ordinaria. Para las partículas masivas de interacción débil (WIMP), la señal principal es un retroceso de baja energía de los núcleos (típicamente de unos pocos keV ), que induce energía en forma de luz de centelleo , ionización o fonones (calor). Para los axiones , los experimentos suelen buscar la conversión de axiones en fotones dentro de un campo magnético intenso (el efecto Primakoff ).

Para detectar eficazmente estos eventos poco frecuentes, es fundamental mantener un nivel de ruido de fondo extremadamente bajo, razón por la cual estos experimentos suelen realizarse en las profundidades del subsuelo, donde la interferencia de los rayos cósmicos se minimiza. Entre los principales laboratorios subterráneos que albergan estos experimentos se encuentran SNOLAB (Canadá), LNGS (Italia), CJPL (China) y SURF (EE. UU.).

Cobardes

Las búsquedas de WIMP utilizan principalmente tecnologías de detectores criogénicos o de líquidos nobles. Los detectores criogénicos, que operan a temperaturas inferiores a 100  mK, detectan el calor producido cuando una partícula choca con un átomo en un absorbedor de cristal, como el germanio . Entre los experimentos que utilizan esta tecnología se encuentran SuperCDMS y EDELWEISS .

Los detectores de líquidos nobles detectan la centelleación y la ionización producidas por la colisión de partículas en xenón o argón líquidos . Esta tecnología ha liderado el campo en sensibilidad durante la última década. Entre los principales experimentos actuales se encuentran LZ (en SURF), XENONnT (en LNGS) y PandaX-4T (en CJPL), y se están desarrollando futuros proyectos basados ​​en argón como DarkSide-20k .

Hasta finales de 2025, no se había confirmado la detección de materia oscura mediante estas búsquedas estándar de WIMP. En cambio, los experimentos han establecido fuertes límites superiores para la sección transversal de interacción de la partícula con los nucleones. ^{[ 54 ] [ 55 ]} A finales de 2025, el experimento LZ informó de la exclusión de secciones transversales de WIMP superiores a 9 GeV/c² ^y la primera detección de neutrinos solares de boro-8 mediante dispersión elástica coherente neutrino-núcleo en un detector de materia oscura. Esta fue la primera entrada experimental en la "niebla de neutrinos", un fondo irreducible de interacciones de neutrinos que imita las señales de materia oscura y complica las futuras búsquedas de WIMP. ^{[ 56 ]}

Los experimentos de detección indirecta buscan los productos de la autoaniquilación o desintegración de partículas de materia oscura en el espacio exterior. Por ejemplo, en regiones de alta densidad de materia oscura (p. ej., el centro de la Vía Láctea ), dos partículas de materia oscura podrían aniquilarse para producir rayos gamma o pares partícula-antipartícula del Modelo Estándar. ^{[ 175 ]} Alternativamente, si una partícula de materia oscura es inestable, podría desintegrarse en partículas del Modelo Estándar (u otras). Estos procesos podrían detectarse indirectamente a través de un exceso de rayos gamma, antiprotones o positrones que emanan de regiones de alta densidad en la Vía Láctea y otras galaxias. ^{[ 176 ]} Una dificultad importante inherente a tales búsquedas es que varias fuentes astrofísicas pueden imitar la señal esperada de la materia oscura, por lo que probablemente se requieran múltiples señales para un descubrimiento concluyente. ^{[ 63 ] [ 108 ]}

Algunas de las partículas de materia oscura que atraviesan el Sol o la Tierra pueden dispersarse al chocar con átomos y perder energía. Por lo tanto, la materia oscura puede acumularse en el centro de estos cuerpos, aumentando la probabilidad de colisión/aniquilación. Esto podría producir una señal distintiva en forma de neutrinos de alta energía . ^{[ 177 ]} Dicha señal sería una fuerte prueba indirecta de la existencia de materia oscura WIMP. ^{[ 63 ]} Telescopios de neutrinos de alta energía como AMANDA , IceCube y ANTARES están buscando esta señal. ^{[ 53 ] : 298} Se han realizado numerosas búsquedas experimentales para detectar dicha emisión proveniente de la aniquilación o desintegración de la materia oscura, algunos ejemplos de las cuales se presentan a continuación:

• El Telescopio del Experimento de Rayos Gamma Energéticos observó más rayos gamma en 2008 de lo esperado provenientes de la Vía Láctea , pero los científicos concluyeron que esto se debió probablemente a una estimación incorrecta de la sensibilidad del telescopio. ^{[ 178 ]}

• El Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi está buscando rayos gamma similares. ^{[ 179 ]} En 2009, se encontró en los datos de Fermi un excedente de rayos gamma aún inexplicable proveniente del centro galáctico de la Vía Láctea. Este exceso de GeV del centro galáctico podría deberse a la aniquilación de materia oscura o a una población de púlsares. ^{[ 180 ]} En abril de 2012, un análisis de datos previamente disponibles del instrumento Telescopio de Gran Área de Fermi produjo evidencia estadística de una  señal de 130 GeV en la radiación gamma proveniente del centro de la Vía Láctea. ^{[ 181 ]} La aniquilación de WIMP se consideró la explicación más probable. ^{[ 182 ]}

• A energías más altas, los telescopios de rayos gamma terrestres han establecido límites a la aniquilación de materia oscura en galaxias esferoidales enanas ^{[ 183 ]} y en cúmulos de galaxias. ^{[ 184 ]}

• El experimento PAMELA (lanzado en 2006) detectó un exceso de positrones . Estos podrían provenir de la aniquilación de materia oscura o de púlsares . No se observó un exceso de antiprotones . ^{[ 185 ]}

• En 2013, los resultados del espectrómetro magnético alfa en la Estación Espacial Internacional indicaron un exceso de rayos cósmicos de alta energía que podrían deberse a la aniquilación de materia oscura. ^{[ 186 ] [ 187 ] [ 188 ] [ 189 ] [ 190 ] [ 191 ]}

La detección de ondas gravitacionales por LIGO en septiembre de 2015 abre la posibilidad de observar la materia oscura de una manera nueva, particularmente si se presenta en forma de agujeros negros primordiales . ^{[ 192 ] [ 193 ]}

observaciones astrofísicas

Además de buscar productos de aniquilación, los astrofísicos están utilizando objetos celestes como detectores naturales para determinar las propiedades de las partículas de materia oscura.

• Calentamiento estelar: Si las partículas de materia oscura se capturan dentro de estrellas densas como las estrellas de neutrones o las enanas blancas , pueden depositar energía cinética durante el proceso de captura o mediante la aniquilación posterior. Este mecanismo, conocido como "calentamiento cinético oscuro", mantendría la estrella a una temperatura superior a la esperada para su edad, lo que podría detener su enfriamiento indefinidamente. Por lo tanto, la observación de estrellas de neutrones antiguas y "frías" impone límites estrictos a la sección transversal de dispersión de partículas de materia oscura con nucleones, ya que cualquier interacción significativa habría mantenido a estas estrellas más calientes de lo observado. ^{[ 194 ] [ 195 ]}

• Enfriamiento estelar: En los núcleos calientes de las estrellas podrían producirse nuevas partículas ligeras, como los axiones, que escaparían libremente, llevándose consigo energía. Este canal adicional de pérdida de energía alteraría la evolución estelar, enfriándolas más rápido de lo que predicen los modelos estándar. Las comparaciones de las puntas de las ramas de las gigantes rojas y las curvas de enfriamiento de las enanas blancas observadas con los modelos teóricos han establecido algunas de las restricciones más sólidas sobre el acoplamiento de los axiones con los electrones y los fotones. ^{[ 196 ] [ 197 ]}

• Superradiancia de agujeros negros: Los bosones ultraligeros, como los axiones o los fotones oscuros, pueden extraer energía rotacional de agujeros negros en rotación mediante un proceso llamado superradiancia . Si la longitud de onda Compton del bosón es comparable al tamaño del horizonte de sucesos del agujero negro, las partículas forman una densa "nube de bosones" alrededor del agujero negro, ralentizando rápidamente su rotación en escalas de tiempo astrofísicas. La observación de agujeros negros que giran rápidamente en sistemas binarios de rayos X o mediante ondas gravitacionales excluye la existencia de tales partículas en rangos de masa específicos, ya que su existencia habría frenado la rotación de estos agujeros negros hace mucho tiempo. ^{[ 198 ] [ 199 ]}

Una alternativa para la detección de partículas de materia oscura en la naturaleza es producirlas en un laboratorio. Los experimentos con el Gran Colisionador de Hadrones (LHC) podrían detectar partículas de materia oscura producidas en colisiones de haces de protones del LHC . Dado que una partícula de materia oscura debería tener interacciones insignificantes con la materia visible normal, podría detectarse indirectamente como grandes cantidades de energía y momento faltantes que escapan a los detectores, siempre que se detecten otros productos de colisión no insignificantes. ^{[ 200 ]}

Si la materia oscura no es una partícula no descubierta, entonces la siguiente posibilidad es que la relatividad general, la teoría que sustenta la cosmología moderna, sea incorrecta. La relatividad general está bien probada en escalas del Sistema Solar, pero su validez en escalas galácticas o cosmológicas no ha sido bien demostrada. ^{[ 208 ]} Una modificación adecuada a la relatividad general podría eliminar la necesidad de materia oscura. Las teorías más conocidas de esta clase son la dinámica newtoniana modificada (MOND) y su generalización relativista, la gravedad tensorial-vectorial-escalar (TeVeS), ^{[ 209 ]} la gravedad f(R) , ^{[ 210 ]} la masa negativa , el fluido oscuro , ^{[ 211 ] [ 212 ] [ 213 ]} la gravedad entrópica , ^{[ 214 ]} la gravedad conforme y la gravedad masiva . Abundan las teorías alternativas . ^{[ 215 ] [ 216 ]}

Un problema con la modificación de la gravedad es que la evidencia observacional de la materia oscura —por no hablar de la relatividad general— proviene de muchos enfoques independientes (véase la sección «Evidencia observacional» más arriba). Explicar cualquier observación individual es posible, pero explicarlas todas en ausencia de materia oscura es muy difícil. No obstante, ha habido algunos éxitos aislados para hipótesis alternativas, como una prueba de 2016 de lente gravitacional en gravedad entrópica ^{[ 217 ] [ 218 ] [ 219 ]} y una medición de 2020 de un efecto MOND único. ^{[ 220 ] [ 221 ]} La opinión predominante entre la mayoría de los astrofísicos es que, si bien las modificaciones a la relatividad general podrían explicar parte de la evidencia observacional, probablemente haya suficientes datos para concluir que debe haber alguna forma de materia oscura presente en el universo. ^{[ 21 ]}

Si bien las WIMP, los axiones y los agujeros negros primordiales siguen siendo los principales candidatos para la materia oscura, se han propuesto numerosas teorías para abordar anomalías observacionales específicas o motivaciones teóricas. Estos modelos alternativos suelen explorar rangos de masa e intensidades de interacción fuera del espacio de parámetros estándar, desde campos escalares ultraligeros hasta estados compuestos masivos. Algunas hipótesis postulan la existencia de "sectores oscuros" complejos con sus propias fuerzas fundamentales, mientras que otras sugieren que la materia oscura podría ser inestable, dinámica o estar compuesta de partículas espejo. La siguiente lista incluye estos candidatos y marcos teóricos menos establecidos, pero con fundamentos teóricos sólidos.

• Partícula camaleónica : partícula escalar hipotética que se acopla a la materia con menor intensidad que la gravedad. 
• Galaxia oscura : galaxia hipotética sin estrellas o con muy pocas. 
• Radiación oscura : tipo de radiación postulada que media las interacciones de la materia oscura. 
• Teoría de las ondas de densidad : una teoría según la cual las ondas de gas comprimido, que se mueven más lentamente que la galaxia, mantienen la estructura de las galaxias.
• Materia oscura dinámica ^{[ 222 ] [ 223 ]}
• Materia exótica : término físico para múltiples conceptos. 
• Partículas que interactúan débilmente
• Materia oscura ligera : partículas masivas de materia oscura que interactúan débilmente y que son candidatas a tener masas inferiores a 1 GeV. 
• Materia especular : contraparte hipotética de la materia ordinaria. 
• Neutralino : autoestado de masa neutra formado a partir de supercompañeros de bosones de gauge y de Higgs. 
• Materia oscura de campo escalar : materia oscura hipotética en cosmología. 
• Partícula masiva de interacción fuerte ( SIMP ) – Partícula hipotética 
• Partícula delgada de interacción débil (WISP) : contraparte de baja masa de la WIMP.