兹维基发现后发座星系团中星系的运行速度超过每小时200万英里(约每小时320万公里),这一数据意味着这个星系团的实际质量,应当是其中已知所有星系质量总和的50倍。三年后,辛克莱·史密斯(Sinclair Smith)在处女座星系团(Virgo cluster)中发现了类似的结果。9从那以后,对数百个星系团的观测都支持这个结论,即星系团中的多数质量是隐形的。兹维基的文章是用德文写的,在文中他明确提出了“暗物质”(dunkle Materie,德文)存在的可能性。

尽管暗物质是个很时髦的名字,兹维基的结论还是受到了来自天文学界的大量质疑,并在接下来的近35年间被有意无意地忽略了。直到1970年,在另一组不同尺度的观测实验中出现了第二个且更具说服力的证据支持暗物质的存在。在一个星系中,恒星和气体云都处于绕星系中心运动的轨道上,它们的运动也能够反映出星系的质量。1970年,薇拉·鲁宾(Vera Rubin)和肯特·福特(Kent Ford)将目光聚焦于仙女座星系(Andromeda galaxy,亦称M31),并通过测量气体云在这个星系中运行的速度,发现它一定也含有巨大数量的暗物质。10迄今为止,我们已经掌握了包括银河系在内的超过1 000个星系的数据。这些结果明确地指出,星系中约90%的质量来自暗物质。

当然,这些隐形的暗物质也许仅仅是一些我们看不清的常规物质——如光芒极其微弱的恒星,或弥漫在星系团和星系中的气体。事实上,这种可能性已经被认真研究了很多年。毫无疑问,这样的恒星和气体是存在的,而且几乎没有办法在相距很远的情况下探测到它们。大爆炸模型中核合成理论对轻元素形成过程的成功描述,对常规物质的数量提出了严格的限制。从质子和中子的混合流体出发,理论宇宙学家采用各种不同的反应率模型,计算了氘(重氢)、氦和锂原子核可能出现的数量。在这一计算中,仅有的自由参数是原始混沌中质子和中子的总数。这个数据发生一点点的改变,都会使氘和锂的最终数量发生剧烈的变化。

对一个仅比质子略重一点的中子而言,基本上只有两种选择。它可以衰变成一个质子和一个电子,或是联合一个质子形成氘。两个氘核会结合在一起组成一个氦核,偶尔一些氦核也会和其他原子核结合并最终产生少量的锂。决定问题的关键因素是各类相互作用发生的几率以及中子和质子的总数目——它们的密度越高,就越可能在中子衰变之前合并成氘。