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  最早提出證據並推斷暗物質存在的是荷蘭科學家揚·奧爾特,在1932年他根據銀河系恆星的運動提出銀河系裡面應該有更多的質量的想法。 1933年,美國加州工學院的瑞士天文學家弗裡茨·茲威基研究后髮座星系團時,使用維裡定理推斷出其內部有看不見的物質。 但當時並未稱為暗物質,而是稱為被丟失了的質量。

  美國天文學家薇拉·魯賓觀測星系轉速時,發現星系外側的旋轉速度較牛頓重力預期的快,故推測是有數量龐大的質能拉住星系外側組成,以使其不致因過大的離心力而脫離星系。在1980年魯賓和同事將其結果發表了一篇有影響力的論文。

  2006年,美國天文學家利用錢德拉X射線望遠鏡對星系團1E 0657-558進行觀測,無意間觀測到星系碰撞的過程,星系團碰撞威力之猛,使得暗物質與正常物質分開,因此發現了暗物質存在的直接證據。  雖然暗物質在宇宙中大量存在是一個普遍的看法,但是科學家們發現螺旋星系NGC 4736的旋轉能完全依靠可見物質的引力來解釋,也就是說這個星系沒有暗物質或者物質很少。

  宇宙微波背景輻射(cosmic microwave background radiation,簡稱CMB)最初發現於1964年。對於背景輻射的進一步觀測也支援這個理論,並給予了更多架構理論模型的條件。這些觀測中最著名的當屬宇宙背景探測者(COBE)。COBE觀測到2.726 K的輻射溫度,以及在1992年第一次觀測到約十萬分之一的溫度起伏(各向異性)。在隨後的幾十年裡,許多地上或高空氣球實驗對CMB的各向異性作了更進一步的觀測。這些實驗最初的目的是要去量測CMB譜密度的第一峰值,在之前COBE的量測並未給出足夠好的解析度。在2000到2001年間,毫米波段氣球觀天計劃藉由量測觀測CMB的各向異性,發現宇宙是接近平坦的空間結構。在1990年代,第一峰值的量測上不斷提高了敏感度。毫米波段氣球觀天計劃提出了報告指出最大的譜密度波動發生在尺度約為一度角時。這些觀測足以排除宇宙弦作為宇宙結構形成的主因,而趨向於接受暴脹理論。

  雖然人們已經對暗物質作了許多天文觀測,其組成成分至今仍未能全然瞭解。早期暗物質的理論著重在一些隱藏起來的一般物質星體,例如:黑洞、中子星、衰老的白矮星、褐矮星等。這些星體一般歸類為暈族大質量緻密天體(MAssive Compact Halo Objects,縮寫為:MACHOs)然而多年來的天文觀測無法找到足夠量的MACHOs。一般認為,難以探測的重子物質(如MACHOs以及一些氣體)確實貢獻了部分的暗物質,但證據指出這類的物質只佔了其中一小部分。而其餘的部分稱作「非重子暗物質」。此外,星系轉速曲線、重力透鏡、宇宙結構形成、重子在星系團中的比例以及星系團丰度(結合獨立得到的重子密度證據)等觀測資料也指出宇宙中85-90%的質量不參與電磁作用。這類「非重子暗物質」一般猜測是由一種或多種不同於一般物質(電子、質子、中子、微中子等)的基本粒子所構成。  在眾多可能是組成暗物質的成分中,最熱門的要屬一種被稱為大質量弱相互作用粒子(英文叫做Weakly Interacting Massive Particle,簡稱WIMP)的新粒子了。這種粒子與普通物質的作用非常微弱,以致於他們雖然存在於我們周圍,卻從來沒有被探測到過。還有一種被理論物理學家提出來解決強相互作用中CP問題,被稱為軸子的新粒子,也很有可能是暗物質的成分之一。惰性中微子(sterile neutrino)也有可能是組成暗物質的一種成分。2014年6月22日,臺灣大學天文物理所闕志鴻研究團隊發表論文主張,暗物質也可能是一種稱為Ψ暗物質的極輕型粒子,其質量為電子的10倍,波長約為一千光年,而密度則為液態水的一百萬倍。  歷史上,人們將可能的暗物質分為三個大類:冷暗物質、溫暗物質、熱暗物質。 這個分類並非依照粒子的真實溫度,而是依照其運動的速率。  雖然可以有第四個稱為混合暗物質(mixed dark matter)的分類,但是這個理論在1990年代由於暗能量的發現而被捨棄。

  暗物質的探測在當代粒子物理及天體物理領域是一個很熱門的研究領域。對於大質量弱相互作用粒子來說,物理學家可能通過放置在地下實驗室,背景噪聲減少到極低的探測器直接探測WIMP,也可以通過地面或太空望遠鏡對這種粒子在星系中心,太陽中心或者地球中心湮滅產生的其他粒子來間接探測。人們也希望歐洲大型強子對撞機(LHC)或者未來的國際直線加速器中人工創造出這些新粒子來。

  對於暗物質的直接探測實驗一般都這設定於地底深處,以排除宇宙射線的背景噪聲。這類的實驗室包括美國的Soudan mine和DUSE、加拿大的SNOLAB地下實驗室、義大利的大薩索國家實驗室(Gran Sasso National Laboratory)、英國的Boulby mine以及中國四川省錦屏山地下2500米世界最深暗物質試驗中國錦屏極深地下暗物質實驗室。  目前大部分的實驗使用低溫探測器或惰性液體探測器。低溫探測器是在低於100mK的環境下探射粒子撞擊<unk>這類的晶體接收器所產生的熱。惰性液體探測器則是探測液態氙或液態氬中粒子碰撞產生的閃爍。低溫探測實驗包括了CDMS、CRESST、EDEDWEISS及EURECA。惰性液體探測實驗包含了ZEPLIN、XENON、DEAP、ArDM、WARP、LUX和最深的中國暗物質實驗及粒子和天體物理氙探測器。這兩種探測技術都能夠從其他粒子與電子對撞的噪聲中辨識出暗物質與核子的碰撞。其他種類的探測器實驗有SIMPLE和PICASSO。  DAMA/NaI、DAMA/LIBRA實驗探測到一年性的事件數變化,並宣稱此現象是源自於暗物質。(隨著地球繞太陽公轉,探測器與暗物質的相對速度會做小幅度的變化。)目前這個說法並未受到證實,同時也很難與其他實驗的結果不相沖突。  方向性的暗物質探測方式是運用太陽系繞行銀河系的運動。利用低壓TPC,我們可以得知反彈路徑的資訊,並藉此去了解WIMP與原子核的作用。從太陽行進方向入射的WIMP訊號可以從各向同性的背景噪聲中分離出來。這類的探測實驗包括有DMTPC、DRIFT、Newage和MIMAC。  2009年12月17日,CDMS的研究團隊發表了兩個可能的WIMP事件。他們估計這兩起事件來自已知背景訊號(中子、錯認的β射線或是伽馬射線)的可能性是23%,並作出了這樣的結論:「這個分析結果無法被視作WIMP的有力證據,但我們不能排除這兩起事件來自WIMP的可能性。」  CoGeNT實驗於2011年5月公佈先前15個月的探測結果,顯示粒子的碰撞率呈現週期性變化,夏天較高而冬天比較低,這可以看作是暗物質存在的證據之一。這個結果支援已經進行了13年的義大利的DAMA/LIBRA暗物質探測實驗。CoGeNT的實驗結果顯示探測到的WIMP的質量是中子質量的5到10倍,這與其他的某些實驗不符,但是其他實驗對低能暗物質的探測精度沒有CoGeNT高。

  暗物質的間接探測主要是觀測其兩兩湮滅時所產生的訊號。 由於其湮滅所產生的粒子與其暗物質的模型有關,有許多種類的實驗被提出。 假使暗物質是馬約拉那粒子,則兩個暗物質對撞會湮滅產生伽馬射線或正負粒子對。如此可能會在星系暈生成大量伽馬射線、反質子和正電子。實驗計劃PAMELA便是探測這類的訊號。然而在完全瞭解其他來源的背景噪聲以前,這類的探測不足以當作暗物質的決定性證據。中國的暗物質粒子探測衛星是現今觀測能段範圍最寬、能量解析度最優的暗物質粒子空間探測器。  EGRET伽馬射線望遠鏡過去觀測到了超出預期量的伽馬射線,但科學家認為這多半是來自系統中的效應。自2008年6月11日開始啟動的費米伽馬射線太空望遠鏡則正在搜尋暗物質湮滅產生伽馬射線的事件。在較高能量區間,地上的神奇伽馬射線望遠鏡已經對矮橢球星系 以及星系團中的暗物質給予了某些限制。  2017年11月30日,中國科學院釋出,悟空衛星發現可能是暗物質存在的證據。

  雖然暗物質是目前在解釋各種星系及星系團觀測結果上最熱門的理論,但目前仍沒有暗物質的直接觀測證據。有一些不包含大量不可探測物質(即暗物質)的替代理論也被提出來解釋這些現象。這些替代理論大致可分成重力理論的修正以及量子重力。兩者的區別在於重力理論的修正單純地只對星系或宇宙尺度的重力效應作出修正,而不考慮量子尺度的問題。然而兩者都主張牛頓或愛因斯坦的理論並不完備,重力在不同的尺度會有不一樣的行為。

  重力理論修正(MOND)是對牛頓的萬有引力公式修正,用以解釋星系自轉問題的替代暗物質理論。該理論由以色列物理學家莫德採·米爾格若姆建立於1983年 。

  量子重力是一個熱門且廣泛的研究領域,有時它被稱作萬有理論。一般來說,它是指企圖統一重力以及量子力學的理論,這兩門物理至今未能被完全整合。迴圈量子重力、超弦理論以及其繼任的M理論皆屬於這類的理論。

  物理學家Dragan Slavkov Hajdukovic提出,量子真空中的虛引力偶極能被鄰近重恆星與星系中的重子物質引力極化(gravitationally polarized)。當虛偶極排列時,它們能產生額外的引力場,能與恆星及星系所產生的引力場結合,在星系的旋轉曲線上產生相同的“加速”效應。
在宇宙學中,暗物質(英語:Dark matter),是指無法透過電磁波的觀測進行研究,也就是不與電磁力產生作用的物質。人們目前只能透過重力產生的效應得知,而且已經發現宇宙中有大量暗物質的存在。