茲維基發(fā)現(xiàn)后發(fā)座星系團(tuán)中星系的運(yùn)行速度超過每小時(shí)200萬英里(約每小時(shí)320萬公里),這一數(shù)據(jù)意味著這個星系團(tuán)的實(shí)際質(zhì)量,應(yīng)當(dāng)是其中已知所有星系質(zhì)量總和的50倍。三年后,辛克萊·史密斯(Sinclair Smith)在處女座星系團(tuán)(Virgo cluster)中發(fā)現(xiàn)了類似的結(jié)果。9從那以后,對數(shù)百個星系團(tuán)的觀測都支持這個結(jié)論,即星系團(tuán)中的多數(shù)質(zhì)量是隱形的。茲維基的文章是用德文寫的,在文中他明確提出了“暗物質(zhì)”(dunkle Materie,德文)存在的可能性。

盡管暗物質(zhì)是個很時(shí)髦的名字,茲維基的結(jié)論還是受到了來自天文學(xué)界的大量質(zhì)疑,并在接下來的近35年間被有意無意地忽略了。直到1970年,在另一組不同尺度的觀測實(shí)驗(yàn)中出現(xiàn)了第二個且更具說服力的證據(jù)支持暗物質(zhì)的存在。在一個星系中,恒星和氣體云都處于繞星系中心運(yùn)動的軌道上,它們的運(yùn)動也能夠反映出星系的質(zhì)量。1970年,薇拉·魯賓(Vera Rubin)和肯特·福特(Kent Ford)將目光聚焦于仙女座星系(Andromeda galaxy,亦稱M31),并通過測量氣體云在這個星系中運(yùn)行的速度,發(fā)現(xiàn)它一定也含有巨大數(shù)量的暗物質(zhì)。10迄今為止,我們已經(jīng)掌握了包括銀河系在內(nèi)的超過1 000個星系的數(shù)據(jù)。這些結(jié)果明確地指出,星系中約90%的質(zhì)量來自暗物質(zhì)。

當(dāng)然,這些隱形的暗物質(zhì)也許僅僅是一些我們看不清的常規(guī)物質(zhì)——如光芒極其微弱的恒星,或彌漫在星系團(tuán)和星系中的氣體。事實(shí)上,這種可能性已經(jīng)被認(rèn)真研究了很多年。毫無疑問,這樣的恒星和氣體是存在的,而且?guī)缀鯖]有辦法在相距很遠(yuǎn)的情況下探測到它們。大爆炸模型中核合成理論對輕元素形成過程的成功描述,對常規(guī)物質(zhì)的數(shù)量提出了嚴(yán)格的限制。從質(zhì)子和中子的混合流體出發(fā),理論宇宙學(xué)家采用各種不同的反應(yīng)率模型,計(jì)算了氘(重氫)、氦和鋰原子核可能出現(xiàn)的數(shù)量。在這一計(jì)算中,僅有的自由參數(shù)是原始混沌中質(zhì)子和中子的總數(shù)。這個數(shù)據(jù)發(fā)生一點(diǎn)點(diǎn)的改變,都會使氘和鋰的最終數(shù)量發(fā)生劇烈的變化。

對一個僅比質(zhì)子略重一點(diǎn)的中子而言,基本上只有兩種選擇。它可以衰變成一個質(zhì)子和一個電子,或是聯(lián)合一個質(zhì)子形成氘。兩個氘核會結(jié)合在一起組成一個氦核,偶爾一些氦核也會和其他原子核結(jié)合并最終產(chǎn)生少量的鋰。決定問題的關(guān)鍵因素是各類相互作用發(fā)生的幾率以及中子和質(zhì)子的總數(shù)目——它們的密度越高,就越可能在中子衰變之前合并成氘。