ماده تاریک
شواهد تجربی

نخستین فردی که اقدام به تفسیر مشاهدات تجربی و نتیجه‌گیری در مورد وجود مادهٔ تاریک پرداخت، اخترشناسی هلندی به نام یان اورت بود که از پیشگامان اخترشناسی رادیویی بود و فرضیه‌اش را در سال ۱۹۳۲ مطرح نمود.
اورت مشغول مطالعه حرکات ستارگان در منطقه کهکشانی محلی بود که دریافت که جرم در صفحه کهکشانی می‌بایست بیشتر از آنچه قابل دیدن است، باشد. اما سپس مشخص گشت که این اندازه‌گیری اشتباه بوده‌است.
در سال ۱۹۳۳، فریتز زوئیکی، اخترفیزیکدان سوییسی که ضمن کار در مؤسسه فناوری کالیفرنیا، گروه‌ها و خوشه‌های کهکشانی را مطالعه می‌نمود، نتیجه‌گیری مشابهی نمود.
زوئیکی قضیه ویریال را در مورد خوشه کهکشانی گیسو (Coma) به کار برد و شواهدی مبنی بر جرم گمشده به‌دست‌آورد. زوئیکی جرم کل خوشه را بر اساس نحوه حرکت کهکشان‌ها در نزدیکی لبه‌های آن تخمین زد و این تخمین را با تخمین دیگری بر پایه تعداد کهکشانها و درخشش خوشه مقایسه نمود. او متوجه شد که جرمی در حدود ۴۰۰ برابر بیشتر از آنچه دیده‌می‌شود وجود دارد. گرانش کهکشان‌های قابل رویت در این خوشه بسیار کوچکتر از آن است که چنین مدارهای پرسرعتی به‌وجود آیند، بنابراین نیاز به چیزی اضافه بود. این مسئله به عنوان مسئله جرم گمشده شناخته می‌شود. بر پایه این نتایج زوئیکی چنین استنباط نمود که می‌بایست شکلی نامرئی از ماده وجود داشته‌باشد که که جرم و گرانش کافی برای بهم پیوسته نگه‌داشتن خوشه را فراهم کند.
بیشتر شواهد مربوط به مادهٔ تاریک از مطالعه حرکت کهکشان‌ها حاصل شده‌است. بسیاری از این حرکت‌ها به نظر می‌آید که نسبتاً یکنواخت هستند، بنابراین طبق قضیه ویریال، انرژی جنبشی کل باید نصف انرژی پیوند گرانشی کهکشان‌ها باشد. هرچندکه از نظر تجربی انرژی جنبشی مشاهده‌شده بسیار بیشتر است: به بیان دقیقتر، اگر فرض کنیم که جرم گرانشی موجود تنها ناشی از ماده مرئی موجود در کهکشان‌هاست، ستارگانی که از مرکز کهکشان دور هستند سرعت‌هایی به مراتب بالاتر از آنچه قضیه ویریال پیش‌بینی می‌کند، دارند. نمودارهای منحنی چرخش کهکشانی که سرعت چرخش بر اساس فاصله را نمایش می‌دهند، با استفاده از ماده قابل رویت به تنهایی قابل توضیح نیستند. این پندار که ماده قابل رویت تنها بخش کوچکی از خوشه را تشکیل بدهد، سرراست‌ترین راه توضیح این مسئله است. نشانه‌ها بیانگر آن است که کهکشانها عمدتاً از یک هاله تقریباً کروی از مادهٔ تاریک با تمرکز بیشتر در مرکز آن تشکیل شده‌اند و ماده قابل رویت مانند یک دیسک در مرکز آن قرار دارد. کهکشان‌های کوتوله با درخشش سطحی کم، منابع اطلاعاتی مهمی برای مطالعه مادهٔ تاریک به‌شمار می‌روند، زیرا در این کهکشان‌ها نسبت ماده مرئی به مادهٔ تاریک به‌طور غیرمعمولی پایین است و ستارگان پرنور کمی در مرکز آن‌ها قراردارند که اگر چنین نبود مشاهدات منحنی چرخش ستارگان بیرونی با مشکل مواجه می‌شد.
مشاهدات همگرایی گرانشی خوشه‌های کهکشانی امکان تخمین مستقیم جرم بر پایه تأثیر آن بر نور کهکشان‌های پس زمینه، فراهم می‌کند. توده‌های عظیم ماده (تاریک یا معمولی) از طریق گرانش موجب خمش نور می‌شوند. در خوشه‌هایی مانند آبل ۱۶۸۹، مشاهدات همگرایی تأیید می‌کنند که میزان ماده موجود به میزان قابل توجهی بیشتر از آن مقداری است که از نور این کهکشان‌ها استنباط می‌شود. در خوشه گلوله، مشاهدات همگرایی بیانگر آنند که بیشتر جرمی که موجب همگرایی می‌شود از جرم باریونی منتشرکننده پرتو ایکس، مجزا می‌باشد. در ژوئیه ۲۰۱۲ از مشاهدات همگرایی در کشف یک رشته مادهٔ تاریک بین دوخوشه کهکشانی استفاده شد که توسط شبیه‌سازی‌های کیهانی پیش‌بینی شده‌بود.
توزیع تخمینی ماده و انرژی در جهان، امروزه (بالا) و زمانی که تابش زمینه کیهانی منتشر شد (پایین)
مشاهدات تلسکوپ فضایی پرتو گامای فرمی از کهشان‌های کوتوله بینش‌های جدیدی در مورد مادهٔ تاریک ارائه می‌کند.
این برداشت هنری چگونگی توزیع مورد انتظار مادهٔ تاریک را در اطراف کهکشان راه شیری به شکل هاله‌ای آبی رنگ نمایش می‌دهد.