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冷黑暗物質和熱黑暗物質
佔有宇宙大部分質量的黑暗物質是啥玩意？天文學家對黑暗物質的成分有許多的猜測，有些天文學家認為黑暗物質其實也是屬於一般的正常物質，只因為某種原因無法發光，但從宇宙輕物質合成理論計算，可以為宇宙的一般物質給訂出一個上限，但這個上限仍無法在宇宙現有年紀內形成大尺度結構。早先的天文學家認為微中子可能是黑暗物質的主要成分，從大統一理論發現微中子的質量非常微小，但微中子的量非常大，總質量足以擔當重任。由於微中子的質量很小，它的運動速度接近光速，就像熱空氣分子的運動速度很快，天文學家又稱微中子為熱黑暗物質(hot dark matter,HDM)。這些多出來的黑暗物質可以幫助一般物質的萬有引力收縮，讓原始的密度微擾逐漸收縮，形成星系和星系團，但是熱黑暗物質的運動速度太大，星系大小的密度微擾是無法收縮，最先形成的是星系團，然後再分裂成一個個星系，因此熱黑暗物質模型又稱為薄煎餅模型(pancake)，但最新的觀測發現和熱黑暗物質模型不符。
現在較為流行的模型稱為冷黑暗物質模型(cold dark matter model,CDM)，冷黑暗物質的主要成分必須和一般物質有較微弱的交互作用，質量也比較大，運動速度比光速慢很多，所以稱之為冷，根據電腦數值模擬發現冷黑暗物質可以讓宇宙初始的密度微擾長成大尺度結構。
在冷黑暗物質模型中的唯一可調整參數是宇宙初始密度微擾的尺寸大小，有關初始密度微擾的訊息都刻印在宇宙背景輻射當中，宇宙背景輻射是一種充滿在整個宇宙的光子，該光子現在的溫度大約只有絕對溫度3K(攝氏0度等於絕對溫度273K)。在大霹靂剛發生的時候，宇宙內的光子和物質溫度很高，密度很大，二者之間碰撞機會很大，隨著宇宙膨脹，二者的溫度逐漸下降，在宇宙年紀大約一萬年左右，物質和光子就不再相互碰撞之後，二者各自分道揚鑣，而早先的物質分佈訊息也烙印在光子的分佈上，一直保存到現在。
烙印在光子上的宇宙初始密度微擾可以透過觀測獲得，宇宙背景探測船(COBE)最有名的成就是量測到2.73K背景輻射，這是一個黑體輻射，COBE量出來的結果就和教科書一樣，這是理論的一大成就。另外一項有關密度微擾的訊息就是空間的變化情形，COBE量出背景輻射溫度的變化在十億光年的尺度內，變化量只有十萬分之一。從宇宙背景輻射溫度的大小和空間分佈的情形，將這些資料作為冷黑暗物質模型的初始值，經由高解析和最進步的數值模擬程式計算，就可以在電腦螢幕上演一齣宇宙史。
這些數值模擬可以持續追蹤一千七百多萬顆質點的萬有引力變化情形，一千七百多萬顆質點的高解析度可以分辨出六個數量級的密度變化，就像是觀看一張有百萬種顏色變化的影像，如此高解析度的模擬結果足以和觀測相互比較。除了密度變化外，數值模擬的空間解析度約有kpc，可以清楚地分辨出星系，而星系構成的薄片和細絲結構的大小約有10Mpc，比空間解析度大了一萬倍，這種解析程度就像是拿一把十公分的尺測量一公里的距離。
模擬當中的質點之間只有萬有引力的交互作用，所有的質點處在一個不斷膨脹的空間內，通常模擬是從z=100開始，z代表紅移，根據哈柏定律，離我們越遠的天體，遠離我們的速度越大，紅移量越大。而離我們越遠的天體，代表越早期的宇宙，所以天文學家常用紅移z代表宇宙的時間，而z=0表示沒有紅移，也就是現在。
實際宇宙的年齡超過z=1000，遠大於模擬的起始(z=100)，略懂數值模擬的人可能認為：為什麼不從宇宙最早的時候開始模擬？最主要的困難在於技術上的問題，要從z=1000開始的模擬需要花太多的計算時間。很幸運地，從z=1000到z=100的這段時間，整個宇宙演化過程還處在線性狀態，簡單地說就是可以用理論來計算，在模擬計算一開始所需要的密度微擾頻譜(也就是密度微擾在空間的分佈狀況)，可以從理論推算出來，從觀測可以獲得重新合成(recombination)時候的微擾頻譜，在冷黑暗物質且平宇宙的模型中，微擾是線性增長，如此就可以推算出模擬起始的微擾。
有了微擾的頻譜，模擬一開始的時候就依照頻譜將質點分佈在空間內，通常是將質點放在規則的網格點上。為了保有宇宙膨脹的特性，每個質點還要根據哈柏定律給定一個初始的速度，每個質點有了位置和速度，就可以讓模擬程式開始執行。圖二是宇宙大尺度結構形成的過程，圖三是模擬最後的結果，在這些圖片當中的每個結塊的團狀物內大約有數百個質點，總質量大約是一個星系暈。將整張圖片內的星系暈挑出來之後，可以進一步分析星系暈的動力特性，例如星系暈自轉、坍縮(collapse)和合併(merge)。通常模擬最後的結果中可以找到一萬個左右的星系暈，數量足以作一些統計分析，例如星系暈之間的相互運動和在10Mpc範圍內的空間分佈。模擬的星系暈大小和空間分佈和觀測結果沒有太大的差異，除此之外還可以計算星系暈內的質點公轉速度，天文學家觀測發現星系內的恆星公轉速度並不是按照克卜勒定律的方式，在太陽係內的行星公轉速度分佈是按照克卜勒定律，在星系外圍觀測的恆星公轉速度是趨近一個定值，這和模擬的結果相符。模擬出來的星系暈質量分佈是隨著距離增加而增加(所謂距離是指到星系暈中心的距離)，這也和理論推測相符。
上到下或下到上
從剛才模擬過程的討論中，我們提到在宇宙剛開始的時候，物質的分佈並不是完全均勻的，從觀測上可以得到不均勻的分佈狀況，經過萬有引力的吸引，最後產生星系。這過程中並沒有提到大尺度結構，黑暗物質可以加強物質分佈的不均勻程度，讓星系及早產生，但是在整個宇宙演化的過程中，是星系先形成？還是大尺度結構先形成？如前所述，大尺度結構是由星系或星系團特殊排列所造成的，從觀測上看到星系，也看到大尺度結構，但對二者的先後形成次序並不清楚，形成先後的次序是和黑暗物質的冷熱程度有關。
早期製造出來的冰糖當中都會包有一條棉線，因為要從液態的糖水結晶出冰糖需要一些種子(seed)，棉線的一端綁著一顆小冰糖，然後放在滾熱的液態糖水中，當糖水的溫度逐漸下降，就會在懸掛的小冰糖四周開始結晶，冰糖就開始逐漸長大。宇宙的不均勻也是類似這種方式長出來，宇宙的種子就是早期的一些微小的密度不均勻，這些宇宙種子四周的萬有引力較強，可以吸引四周的物質，然後萬有引力隨之增強。反抗萬有引力收縮的作用力是物質的氣壓，也就是物質四亂紛飛的速度大小，如果不均勻區域的溫度夠高，氣壓夠大，運動速度夠大，這塊不均勻就很難透過萬有引力收縮，除非不均勻區域夠大。
總而言之，如果物質的溫度很高，靠萬有引力收縮的不均勻區域就會很大。如果溫度低，則小塊的不均勻就可以收縮。冷黑暗物質和熱黑暗物質對宇宙大尺度結構形成的過程也有相似的影響，熱黑暗物質可以將宇宙剛開始的小塊密度微擾抹平，所以最先產生的結構屬於大尺度，這套理論是由蘇聯的天文物理學家Zel'dovich所提出，他主張大尺度的不均勻受到萬有引力的吸引先向中心收縮，收縮是沿著不均勻塊最短的方向，形成薄盤的形狀，因此又稱為薄煎餅理論。形成薄煎餅形狀的同時，也隨著第二短軸的方向收縮，收縮到最後的形狀就類似絲狀結構。星系是在這些絲狀結構或者是薄盤狀結構內形成(如圖四)，所以又稱為上到下理論(top-down)。
就像東西冷戰一樣，另一派大尺度結構形成的理論是由美國的天文學家所提出，他們認為宇宙早期的密度不均勻微擾會從小尺度結構開始收縮，由於萬有引力的塌縮，單一的星系先形成，然後星系之間的萬有引力相互吸引而靠近，然後構成星系團，乃至於更大尺度的結構(如圖四)，這派理論又稱為下到上理論(bottom-up)。這種星系、星系團、超級星系團的結構關係，又稱為階層狀叢集化(hierarchical clustering)，小尺度微擾可以塌縮的主要原因就在於宇宙的冷黑暗物質。
這二大理論的爭執起於1970年代，當時黑暗物質的觀念尚未引入，因此當熱黑暗物質出現之後，蘇聯的薄煎餅理論佔了上風，尤其是熱黑暗物質的最佳候選人是已經證實存在的微中子，而冷黑暗物質都是一些奇怪的粒子。
和冷黑暗物質相關的下到上理論雖佔下風，但簡單的萬有引力理論則是站在下到上理論這一邊。萬有引力是和距離平方成反比的吸引力，作用的時間尺度是和物體大小有關，物體越大，時間尺度越長。例如在太陽系中，行星離太陽越遠，公轉軌道週期越長，而環繞銀河中心的軌道週期又是行星軌道週期的一千到一萬倍。若是考慮星系從豐星系團(rich cluster)的一端走到另一端的時間，又稱為穿越時間(crossing time)，這個時間只是宇宙壽命的數分之一，如果密度高的範圍越大，表示穿越時間也越長，甚至超過宇宙的壽命。這也表示物體的空間尺度越大，它的時間尺度也越大，換句話說大尺度結構需要形成的時間越長，比較慢形成，這說法比較接近下到上理論。
觀測的證據也似乎比較偏愛下到上理論，從哈柏太空望遠鏡的深空影像(deep field)發現早期的宇宙(z=7)就有星系，有些還是發展完全的星系，螺旋星系、橢圓星系都有。最新的觀測還發現早在宇宙壽命只有十億年的時候，星系內部就有恆星形成的跡象，如果仍要接受上到下理論，那該理論就得解決大尺度結構必須在十億年之前就形成，現階段的理論似乎不太可能。
通常天文學家也可以用大尺度和小尺度結構的多寡作為評斷的標準，天文學家常把尺度的多寡用功率譜(power spectrum，如圖五)表示，功率譜的橫座標為尺度的大小，縱座標用來表示該尺度的多寡，圖五的二條曲線分別為HDM和CDM，HDM和CDM的曲線從大尺度開始的量是逐漸增加，橫座標到了0.1之後，HDM的曲線開始下降，而CDM的曲線繼續上升，這表示HDM的小尺度結構較少，這是可以想像的，因為HDM的結構是先有大尺度，再有小尺度，而CDM則是先有小尺度，再形成大尺度。從多體的數值模擬結果來看(如圖六)，CDM的質點分佈狀況也比較接近真實觀測的星系分佈狀況，而HDM的質點分佈在大尺度結構部分比較明顯。
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