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  最早提出证据并推断暗物质存在的是荷兰科学家扬·奥尔特,在1932年他根据银河系恒星的运动提出银河系里面应该有更多的质量的想法。 1933年,美国加州工学院的瑞士天文学家弗里茨·兹威基研究后发座星系团时,使用维里定理推断出其内部有看不见的物质。 但当时并未称为暗物质,而是称为被丢失了的质量。

  美国天文学家薇拉·鲁宾观测星系转速时,发现星系外侧的旋转速度较牛顿重力预期的快,故推测是有数量庞大的质能拉住星系外侧组成,以使其不致因过大的离心力而脱离星系。在1980年鲁宾和同事将其结果发表了一篇有影响力的论文。

  2006年,美国天文学家利用钱德拉X射线望远镜对星系团1E 0657-558进行观测,无意间观测到星系碰撞的过程,星系团碰撞威力之猛,使得暗物质与正常物质分开,因此发现了暗物质存在的直接证据。  虽然暗物质在宇宙中大量存在是一个普遍的看法,但是科学家们发现螺旋星系NGC 4736的旋转能完全依靠可见物质的引力来解释,也就是说这个星系没有暗物质或者物质很少。

  宇宙微波背景辐射(cosmic microwave background radiation,简称CMB)最初发现于1964年。对于背景辐射的进一步观测也支持这个理论,并给予了更多架构理论模型的条件。这些观测中最著名的当属宇宙背景探测者(COBE)。COBE观测到2.726 K的辐射温度,以及在1992年第一次观测到约十万分之一的温度起伏(各向异性)。在随后的几十年里,许多地上或高空气球实验对CMB的各向异性作了更进一步的观测。这些实验最初的目的是要去量测CMB谱密度的第一峰值,在之前COBE的量测并未给出足够好的分辨率。在2000到2001年间,毫米波段气球观天计划借由量测观测CMB的各向异性,发现宇宙是接近平坦的空间结构。在1990年代,第一峰值的量测上不断提高了敏感度。毫米波段气球观天计划提出了报告指出最大的谱密度波动发生在尺度约为一度角时。这些观测足以排除宇宙弦作为宇宙结构形成的主因,而趋向于接受暴胀理论。

  虽然人们已经对暗物质作了许多天文观测,其组成成分至今仍未能全然了解。早期暗物质的理论着重在一些隐藏起来的一般物质星体,例如:黑洞、中子星、衰老的白矮星、褐矮星等。这些星体一般归类为晕族大质量致密天体(MAssive Compact Halo Objects,缩写为:MACHOs)然而多年来的天文观测无法找到足够量的MACHOs。一般认为,难以探测的重子物质(如MACHOs以及一些气体)确实贡献了部分的暗物质,但证据指出这类的物质只占了其中一小部分。而其余的部分称作「非重子暗物质」。此外,星系转速曲线、重力透镜、宇宙结构形成、重子在星系团中的比例以及星系团丰度(结合独立得到的重子密度证据)等观测数据也指出宇宙中85-90%的质量不参与电磁作用。这类「非重子暗物质」一般猜测是由一种或多种不同于一般物质(电子、质子、中子、微中子等)的基本粒子所构成。  在众多可能是组成暗物质的成分中,最热门的要属一种被称为大质量弱相互作用粒子(英文叫做Weakly Interacting Massive Particle,简称WIMP)的新粒子了。这种粒子与普通物质的作用非常微弱,以致于他们虽然存在于我们周围,却从来没有被探测到过。还有一种被理论物理学家提出来解决强相互作用中CP问题,被称为轴子的新粒子,也很有可能是暗物质的成分之一。惰性中微子(sterile neutrino)也有可能是组成暗物质的一种成分。2014年6月22日,台湾大学天文物理所阙志鸿研究团队发表论文主张,暗物质也可能是一种称为Ψ暗物质的极轻型粒子,其质量为电子的10倍,波长约为一千光年,而密度则为液态水的一百万倍。  历史上,人们将可能的暗物质分为三个大类:冷暗物质、温暗物质、热暗物质。 这个分类并非依照粒子的真实温度,而是依照其运动的速率。  虽然可以有第四个称为混合暗物质(mixed dark matter)的分类,但是这个理论在1990年代由于暗能量的发现而被舍弃。

  暗物质的探测在当代粒子物理及天体物理领域是一个很热门的研究领域。对于大质量弱相互作用粒子来说,物理学家可能通过放置在地下实验室,背景噪声减少到极低的探测器直接探测WIMP,也可以通过地面或太空望远镜对这种粒子在星系中心,太阳中心或者地球中心湮灭产生的其他粒子来间接探测。人们也希望欧洲大型强子对撞机(LHC)或者未来的国际直线加速器中人工创造出这些新粒子来。

  对于暗物质的直接探测实验一般都这设置于地底深处,以排除宇宙射线的背景噪声。这类的实验室包括美国的Soudan mine和DUSE、加拿大的SNOLAB地下实验室、意大利的大萨索国家实验室(Gran Sasso National Laboratory)、英国的Boulby mine以及中国四川省锦屏山地下2500米世界最深暗物质试验中国锦屏极深地下暗物质实验室。  目前大部分的实验使用低温探测器或惰性液体探测器。低温探测器是在低于100mK的环境下探射粒子撞击<unk>这类的晶体接收器所产生的热。惰性液体探测器则是探测液态氙或液态氩中粒子碰撞产生的闪烁。低温探测实验包括了CDMS、CRESST、EDEDWEISS及EURECA。惰性液体探测实验包含了ZEPLIN、XENON、DEAP、ArDM、WARP、LUX和最深的中国暗物质实验及粒子和天体物理氙探测器。这两种探测技术都能够从其他粒子与电子对撞的噪声中辨识出暗物质与核子的碰撞。其他种类的探测器实验有SIMPLE和PICASSO。  DAMA/NaI、DAMA/LIBRA实验探测到一年性的事件数变化,并宣称此现象是源自于暗物质。(随着地球绕太阳公转,探测器与暗物质的相对速度会做小幅度的变化。)目前这个说法并未受到证实,同时也很难与其他实验的结果不相冲突。  方向性的暗物质探测方式是运用太阳系绕行银河系的运动。利用低压TPC,我们可以得知反弹路径的资讯,并借此去了解WIMP与原子核的作用。从太阳行进方向入射的WIMP讯号可以从各向同性的背景噪声中分离出来。这类的探测实验包括有DMTPC、DRIFT、Newage和MIMAC。  2009年12月17日,CDMS的研究团队发表了两个可能的WIMP事件。他们估计这两起事件来自已知背景讯号(中子、错认的β射线或是伽马射线)的可能性是23%,并作出了这样的结论:「这个分析结果无法被视作WIMP的有力证据,但我们不能排除这两起事件来自WIMP的可能性。」  CoGeNT实验于2011年5月公布先前15个月的探测结果,显示粒子的碰撞率呈现周期性变化,夏天较高而冬天比较低,这可以看作是暗物质存在的证据之一。这个结果支持已经进行了13年的意大利的DAMA/LIBRA暗物质探测实验。CoGeNT的实验结果显示探测到的WIMP的质量是中子质量的5到10倍,这与其他的某些实验不符,但是其他实验对低能暗物质的探测精度没有CoGeNT高。

  暗物质的间接探测主要是观测其两两湮灭时所产生的讯号。 由于其湮灭所产生的粒子与其暗物质的模型有关,有许多种类的实验被提出。 假使暗物质是马约拉那粒子,则两个暗物质对撞会湮灭产生伽马射线或正负粒子对。如此可能会在星系晕生成大量伽马射线、反质子和正电子。实验计划PAMELA便是探测这类的讯号。然而在完全了解其他来源的背景噪声以前,这类的探测不足以当作暗物质的决定性证据。中国的暗物质粒子探测卫星是现今观测能段范围最宽、能量分辨率最优的暗物质粒子空间探测器。  EGRET伽马射线望远镜过去观测到了超出预期量的伽马射线,但科学家认为这多半是来自系统中的效应。自2008年6月11日开始启动的费米伽马射线太空望远镜则正在搜寻暗物质湮灭产生伽马射线的事件。在较高能量区间,地上的神奇伽马射线望远镜已经对矮椭球星系 以及星系团中的暗物质给予了某些限制。  2017年11月30日,中国科学院发布,悟空卫星发现可能是暗物质存在的证据。

  虽然暗物质是目前在解释各种星系及星系团观测结果上最热门的理论,但目前仍没有暗物质的直接观测证据。有一些不包含大量不可探测物质(即暗物质)的替代理论也被提出来解释这些现象。这些替代理论大致可分成重力理论的修正以及量子重力。两者的区别在于重力理论的修正单纯地只对星系或宇宙尺度的重力效应作出修正,而不考虑量子尺度的问题。然而两者都主张牛顿或爱因斯坦的理论并不完备,重力在不同的尺度会有不一样的行为。

  重力理论修正(MOND)是对牛顿的万有引力公式修正,用以解释星系自转问题的替代暗物质理论。该理论由以色列物理学家莫德采·米尔格若姆创建于1983年 。

  量子重力是一个热门且广泛的研究领域,有时它被称作万有理论。一般来说,它是指企图统一重力以及量子力学的理论,这两门物理至今未能被完全整合。循环量子重力、超弦理论以及其继任的M理论皆属于这类的理论。

  物理学家Dragan Slavkov Hajdukovic提出,量子真空中的虚引力偶极能被邻近重恒星与星系中的重子物质引力极化(gravitationally polarized)。当虚偶极排列时,它们能产生额外的引力场,能与恒星及星系所产生的引力场结合,在星系的旋转曲线上产生相同的“加速”效应。
在宇宙学中,暗物质(英语:Dark matter),是指无法透过电磁波的观测进行研究,也就是不与电磁力产生作用的物质。人们目前只能透过重力产生的效应得知,而且已经发现宇宙中有大量暗物质的存在。