stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
봉신연의 (만화)
보패

작중에 등장하는 특수한 힘을 지닌 도구. 선인계에서 만들어진다.
타신편 : 태공망의 보패. 바람의 기운을 다루는 보패이다.
건곤권 : 나타의 보패. 나타의 손목에 있는 구리바퀴이다. 직접공격형으로, 대상에 접촉하지 않으면 효과가 없다. 나타는 태어날 때부터 이 건곤권을 가지고 있었다.
풍화륜 : 나타의 비상보패. 건곤권과 마찬가지로 나타가 태어날 때부터 가지고 있었던 보패이다.
혼천릉 : 나타가 허리에 옷처럼 입고 다니는 보패. 역시 나타가 태어날 때부터 소유했다. 물의 기운을 다루는 보패로, 물에 닿으면 물을 진동시킨다. 이 보패로 인해 나타는 동해용왕과 싸우게 된다.
천소익 : 뇌진자의 등에 달린 박쥐날개 같이 생긴 보패. 바람과 번개를 다루는 보패로, 비상보패의 역할도 한다.
삼첨도 : 양전의 보패. 커다란 삼지창의 모습을 하고 있다. 충격파를 생성한다.
효천견 : 양전의 비상보패. 겉모습은 개이지만 사불상과 같은 영수는 아니다. 살상능력도 있다고 한다. 평소에는 양전이 손바닥에 넣어두고 있다가 사용할 때 꺼낸다.
막야의 보검 : 황천화의 보패. 광선검의 형태를 가진 보패로, 무엇이든 단번에 베어버린다.
금편 : 문중의 보패. 매우 강한 힘을 가진 채찍으로, 범위는 반경 수 km에 이른다. 보통 선인은 만질 수도 없는 자존심 강한 보패다.
규명곤 : 장계방의 보패. 확성기처럼 생긴 보패로, 이 보패로 이름을 불린 사람은 움직일 수 없게 된다.
홍주 : 풍림의 보패. 붉은 구슬 안에 상대방을 가둬버린다.
하이퍼타신편 : 타신편이 한층 강해진 형태. 태공망이 가지고 있던 타신편이 부서지자 양전이 태공망에게 새로 주게 된다.
번천인 : 은교의 보패. 팔에 장착된 이 보패에게 공격당한 상대의 앞에는 '番'이라는 문장이 나타나고, 공격받은 상대는 일정 시간 내에 죽게 된다. 뿐만 아니라 움직여도 죽게 된다. 은교가 죽어야만 보패의 효력이 사라진다.
음양경 : 은홍의 보패. 많은 거울을 생성하여 빛을 반사시켜 공격한다. 거울은 상대의 본래 모습을 비추거나, 공격을 반사할 수도 있다.
혼원주 : 고우건의 보패. 물을 자유자재로 다룰 수 있다. 두개가 세트로, 한쪽이 금오도의 바다에 떠있어서, 고우건이 가진 다른 한쪽이 바닷물을 끌어들인다.
벽지주 : 양삼의 보패. 땅의 기운을 다루는 보패이다. 땅을 조종하는 것 뿐 아니라, 동료를 치료하는 능력도 가진다.
반황주 : 이흥패의 보패. 빛을 발사하여 적을 공격한다. 공중을 나는 능력도 있다.
개천주 : 왕마의 보패. 강한 폭파력을 가진 여러개의 구슬로, 주인의 뜻에 따라 움직인다. 주인의 심리에 따라 파괴력이 달라진다고 한다.
반고번 : 애니메이션에서의 달기가 가지고 있던 보패로, 중력을 지배한다. 출력은 최대 1000배. 검은 색의 구체가 포자처럼 계속 증식하는 형상이다. 달기나 문중 같은 선인도 제대로 다룰 수 없다.
여의깃옷 : 호희미의 보패. 적의 모습 뿐만 아니라 그 적이 사용하는 보패까지 흉내낼 수 있다.
화룡표 : 달기의 부하 진동의 보패. 불을 다루는 보패로, 태공망은 진동을 쓰러뜨리고 이 보패를 손에 넣게 된다. 후에 태공망이 천화에게 건네준다.
뇌공편 : 신공표의 보패, 사방에서 강력한 번개를 아래로 떨어뜨린다고 한다. 보패 중에서도 최강.
경세원양 : 달기가 항상 소지하고 있는 커다란 천 같이 생긴 보패. 유혹의 주술에 사용된다. 방어력도 높은 모양.
자수우의 : 왕귀인의 보패. 여의우의와 비슷하게 생겼다. 독나방의 가루를 사방에 흩뿌린다. 이 가루는 불에 잘 타므로 공격에 이용된다.
황건역사 : 곤륜산의 보패 로봇. 조종사가 조종하거나 스스로 움직인다.
영수

작중에 등장하는 선인계의 동물들. 각자 특수한 능력을 지니고 있다.
사불상 : 태공망의 영수. 하마와 매우 닮았다. 태공망이 달기와 마지막 전투를 할 때 손에 들고 있던 구슬로 진화하였다.
흑점호 : 신공표의 영수. 아주 멀리 있는 장소를 보는 능력을 지니고 있다.
흑기린 : 문중의 영수. 겉모습은 기린보다는 곤충과 닮았다. 몸이 특수한 금속으로 이루어져 있다.
신흥 : 숭흑호의 영수. 모든 새들의 대장이다.
원작과 만화(또는 애니메이션)의 차이

원작 봉신연의와 만화(또는 애니메이션) 봉신연의의 대강의 차이점은 다음과 같다.
만화(또는 애니메이션)에서 태공망은 처음부터 끝까지 다른 이들에게 태공망이라고 불리며 본명이 '여망'이라고 소개되어 있다(다만 만화의 소개 부분에 '강자아'라는 이름이 언급되는 부분은 있다).
원작에서는 노인이었던 태공망이 만화(또는 애니메이션)에서는 젊은이로 등장하며 여기에 선인은 불로불사이기 때문에 70살 정도인 태공망은 아직 젊은이의 모습을 하고 있다는 설명이 덧붙여져 있다. 만화(또는 애니메이션)에서는 이와 함께 태공망 이외에도 나이에 비해 젊은 외모를 가진 선인들이 다수 등장한다.
원작에서 봉신되지 않는 인물 가운데 만화(또는 애니메이션)에서 봉신되는 인물이 있고 원작에서 봉신되는 인물 가운데 만화(또는 애니메이션)에서 봉신되지 않는 인물도 있다.
원작에서 엑스트라급으로 낮은 수준의 요괴였던 달기가 만화(또는 애니메이션)에서는 강한 힘과 높은 수준의 요괴가 되어 히로인급으로 부상, 태공망의 최대 숙적으로 다루어진다.
만화(또는 애니메이션)에서는 문중이 금오도에서 최강의 힘과 격을 갖춘 인물로 묘사되고 왕천군이 금오도에서 태공망과 비슷한 격의 인물로 묘사된다.
비간, 산의생, 희씨 일족은 만화(또는 애니메이션)에서는 엑스트라로 다루어지거나 아예 등장하지 않는다. 곤륜십이선인이나 금오십천군 이외의 선인도 만화(또는 애니메이션)에서는 거의 등장하지 않는다. 서방이나 천상 등의 세계관도 만화(또는 애니메이션)에서는 다루어지지 않는다(이 세계관과 관련된 인물들도 만화(또는 애니메이션)에서는 등장하지 않는다).
원작의 세계관은 도교 사상과 불교 사상, 신선 사상 등을 바탕으로 하고 있었으나 만화(또는 애니메이션)의 세계관은 이러한 면이 대부분 사라지고 초고대 문명 사회를 배경으로 한 SF 판타지적 세계관이 되었다.
람다 대수

람다 대수(λ代數, 영어: lambda calculus) 또는 λ-대수 또는 람다 계산(λ計算) 또는 람다 계산법(λ計算法)은 추상화와 함수 적용 등의 논리 연산을 다루는 형식 체계이다. 람다 대수의 항은 변수와 추상화 및 적용 연산을 통해 구성되며 (비순수 람다 대수에서는 상수 역시 구성에 참여한다), 추상화의 기호로는 그리스 문자 람다(λ)가 사용된다. 람다 대수의 항들에 대하여 알파 동치와 베타 축약 등의 연산을 수행할 수 있다. 알파 동치는 제한 변수를 변경하는 변환으로서 이름 충돌을 방지하기 위해 사용되며, 드 브루인 첨수를 사용할 경우 이는 필요 없다. 베타 축약은 함수 적용을 적절한 치환 연산 결과로 대신하는 변환이며, 베타 축약에 대한 주어진 항의 표준형이 (존재할 경우) 알파 동치 아래 유일하다는 사실은 처치-로서 정리의 따름정리이다.
1930년대 알론조 처치가 수학기초론을 연구하는 과정에서 람다 대수의 형식을 제안하였다. 최초의 람다 대수 체계는 논리적인 오류가 있음이 증명되었으나, 처치가 1936년에 그 속에서 계산과 관련된 부분만 따로 빼내어 후에 유형 없는 람다 대수라고 불리게 된 체계를 발표하였다. 또한 1940년에는 더 약한 형태이지만 논리적 모순이 없는 단순 유형 람다 대수를 도입하였다.
람다 대수는 튜링 완전성을 만족시키며, 보편 튜링 기계와 동치이다. 람다 대수는 프로그래밍 언어 이론에서 중요한 역할을 하며, 리스프를 비롯한 함수형 프로그래밍 언어의 기반이 된다. 람다 대수는 그 밖에도 논리학, 철학, 언어학, 컴퓨터 과학 등의 여러 분야에서 응용된다.
역사

람다 대수는 수학자 알론조 처치에 의해 수학기초론 연구의 일환으로 1930년대 소개됐다. 최초의 시스템은 스티븐 클레이니와 존 버클리 로서가 클리네-로저 역설을 제창하면서 1935년 논리적 모순을 보이기 위해 도입됐다.
그 후인 1936년 처치는 독립적으로 현재에는 유형 없는 람다 대수라고 불리는 계산에 관련한 부분을 출판했다. 1940년, 그는 또한 계산적으로는 떨어지지만 논리적으로 무결한 시스템을 공개했다. 이것이 단순 유형 람다 대수이다.
1960년대에 람다 대수와 프로그래밍 언어의 관계가 명확히 밝혀지기 전까지는 λ-대수는 단지 형식주의 (formalism)일 뿐이었다. 감사하게도 리처드 몬터규와 언어학자들이 λ-대수를 자연어 (natural language)의 의미론에 적용함으로써, λ-대수는 언어학과컴퓨터 과학 양쪽 분야에서 인정받는 위치를 차지했다.
도입 > 함수의 표현

함수는 컴퓨터 과학과 수학의 기초를 이루는 개념이다. 람다 대수는 함수를 단순하게 표현할 수 있도록 하여 '함수의 계산'이라는 개념을 더 깊이 이해할 수 있게 돕는다.
예를 들어 항등 함수  I(x)=x는 하나의 입력  x를 받아 다시  x를 결과로 내놓는다고 하자. 한편 함수  s(x,y)=x\times x+y\times y는 입력  x와  y를 받아 두 수의 제곱의 합을 내놓는다고 하자. 이 두 예제로부터 세 가지 유용한 사실을 알 수 있다.
함수가 반드시 이름을 가질 필요는 없다. 함수  s는 이름을 제거하고  (x,y)\mapsto x\times x+y\times y 와 같은 형태로 쓸 수 있다. 또한 항등 함수  I(x)=x는  x\mapsto x의 형태로 쓸 수 있다.
함수의 입력 변수의 이름 또한 필요 없다.  x\mapsto x 와  y\mapsto y는 변수의 이름은 다르지만 같은 항등 함수를 의미한다. 또한  (x,y)\mapsto x\times x+y\times y 와  (u,v)\mapsto u\times u+v\times v는 같은 함수를 나타낸다.
두 개 이상의 입력을 받는 함수는 하나의 입력을 받아 또다른 함수를 출력하는 함수로 다시 쓸 수 있다. 예를 들어,  (x,y)\mapsto x\times x+y\times y는  x\mapsto (y\mapsto x\times x+y\times y) 와 같은 형태로 다시 쓸 수 있다. 함수를 이와 같이 변환하는 것을 커링 (currying)이라고 한다. 위의 함수  s(x,y)는 다음과 같이 단일 입력 함수를 두 번 적용하는 것으로 이해할 수 있다.
(x\mapsto (y\mapsto x\times x+y\times y))(5)(2)
 =(y\mapsto 5\times 5+y\times y)(2)
 =5\times 5+2\times 2
도입 > 핵심 개념

추상화:  \lambda x.t는 단일 입력  x를 받아  t의 표현으로 치환하는 익명의 함수를 지칭한다. 예를 들어  \lambda x.x^{2}+2는 함수  f(x)=x^{2}+2의 람다 추상화이다. 람다 추상화를 통해 함수를 정의한다는 것은 함수를 정의하기만 하고 함수를 수행(호출)하지는 않는다는 것을 의미한다. 람다 추상화를 통해 변수  x는 표현  t에 속박된다.
자유 변수: 자유 변수(free variable)는 람다 추상화를 통해 표현에 묶이지 않은 변수를 말한다. 자유 변수의 집합은 귀납적으로 정의된다.
x의 자유 변수는  x뿐이다.
\lambda x.t의 자유변수는  x를 제외하고  t에 등장하는 변수들이다.
두 표현  t와  s의 결합  ts의 자유변수의 집합은  t의 자유변수의 집합과  s의 자유변수의 집합의 합집합이다.
예를 들어,  \lambda x.x에는 자유 변수가 없지만,  \lambda x.x+y에는 자유변수가  y 하나이다.
정의

람다 대수의 언어는 변수, 상수, 람다 기호, 괄호, 온점으로 구성된다. 변수와 상수는 (후술할) 람다 항의 기초 구성원들이며, 람다 항에 등장하는 자유 변수는 (이후 정의할) 치환 연산을 통해 다른 람다 항으로 치환될 수 있다. 람다 기호는 (후술할) 추상화 연산을 나타내는 기호이다. 괄호와 온점은 이론적으로는 불필요하지만, 여러 가지 편의를 위해 사용된다. 구체적으로, 다음과 같은 데이터가 주어졌다고 하자.
가산 무한 정렬 전순서 집합  (I,\leq ). 또한  I는 최대 원소를 갖지 않아야 한다.
집합  J 만약  J=\varnothing 일 경우, 이 람다 대수를 순수 람다 대수(純粹λ代數, 영어: pure lambda calculus)라고 한다.
(여기서  I가 최대 원소를 갖지 않는 정렬 전순서 집합이어야 하는 것은 치환의 정의에서 주어진 모든 변수들보다 큰 변수들의 집합의 최소 원소를 취할 수 있어야 하기 때문이다.) 그렇다면,  (I,J)에 대한 람다 대수의 언어는 다음과 같은 기호들로 구성된다.
각  i\in I에 대하여, 변수  {\mathsf {x}}_{i}
각  j\in J에 대하여, 상수  {\mathsf {a}}_{j}
람다 기호  \lambda
괄호  () 및 온점  .
람다 항(λ項, 영어: lambda term)은 변수와 상수들로부터 시작하여 유한 차례 적용 및 추상화를 가하여 얻는, 람다 대수 기호들의 문자열이다. 즉, 이는 다음과 같은 문법을 따른다.
모든 변수와 상수는 람다 항이다.
두 람다 항  M,  N에 대하여, 문자열  (MN)은 람다 항이다. 이를  N에 대한  M의 적용(適用, 영어: application)이라고 한다.
람다 항  M 및 변수  x에 대하여, 문자열  (\lambda x.M)은 람다 항이다. 이를  x에 대한  M의 추상화(抽象化, 영어: abstraction)라고 한다.
괄호 사용을 줄이기 위해 단순히  M_{1}M_{2}\cdots M_{n}은  (\cdots ((M_{1}M_{2})M_{3})\cdots M_{n})을 나타내고,  \lambda x.M_{1}\cdots M_{n}은  (\lambda x.(\cdots ((M_{1}M_{2})M_{3})\cdots M_{n}))을,  \lambda x_{1}.\cdots \lambda x_{n}.M (또는  \lambda x_{1}\cdots x_{n}.M)은  (\lambda x_{1}.\cdots (\lambda x_{n-1}.(\lambda x_{n}.M))\cdots )을 나타내는 데 사용할 수 있다. 예를 들어, 변수  x,  y,  z에 대하여,
는
를 나타낸다.
연산 > 자유 변수와 제한 변수

자유 변수와 종속 변수  문서를 참고하십시오.
람다 항에 등장하는 변수들은 자유 변수(自由變數, 영어: free variable)와 제한 변수(制限變數, 영어: bound variable)로 분류된다. 람다 항  M과 변수  x에 대하여, 만약  M에 등장하는 모든  x가  M 속  \lambda x.N과 같은 꼴의 부분 람다 항에 등장한다면  x는 제한 변수이며, 만약 적어도 한  x가  \lambda x.N과 같은 꼴의 부분 람다 항에 등장하지 않는다면  x는 자유 변수이다. 즉, 람다 항  M의 자유 변수의 집합  \operatorname {FV} (M)는  M의 구조에 따라 다음과 같이 재귀적으로 정의된다.
변수  x에 대하여,  \operatorname {FV} (x)=\{x\}
상수  a에 대하여,  \operatorname {FV} (a)=\varnothing
두 람다 항  M,  N에 대하여,  \operatorname {FV} (MN)=\operatorname {FV} (M)\cup \operatorname {FV} (N)
람다 항  M 및 변수  x에 대하여,  \operatorname {FV} (\lambda x.M)=\operatorname {FV} (M)\setminus \{x\}
람다 항  M에 등장하는 변수 가운데 자유 변수가 아닌 것들을  M의 제한 변수라고 한다. 자유 변수를 갖지 않는 람다 항을 닫힌 람다 항(닫힌λ項, 영어: closed lambda term)이라고 한다.
예를 들어, 변수  x,  y,  z에 대하여,
의 자유 변수의 집합은  \{x,z\}이며, 제한 변수의 집합은  \{y\}이다.
연산 > 치환

치환 실례  문서를 참고하십시오.
주어진 람다 항에 등장하는 자유 변수를 또 다른 람다 항으로 치환(置換, 영어: substitution)하는 연산을 정의할 수 있다. 치환 연산의 정의는 자연스러우며, 다만 원래 람다 항의 의미가 변질되는 경우에는 알파 변환이 선행되어야 한다 (이는 아래 네 번째 조건의 세 번째 경우에 해당한다). 구체적으로, 람다 항  M,  N 및 변수  x에 대하여,  x를  N으로 치환한  M의 치환 실례(置換實例, 영어: substitution instance)  M[N/x]는  M의 구조에 따라 다음과 같이 재귀적으로 정의된다.
변수  y에 대하여, y[N/x]={\begin{cases}N&y=x\\y&y\neq x\end{cases}}
상수  a에 대하여,  a[N/x]=a
람다 항  M,  M'에 대하여,  (MM')[N/x]=(M[N/x])(M'[N/x])
람다 항  M 및 변수  y에 대하여, (\lambda y.M)[N/x]={\begin{cases}\lambda y.M&y=x\\\lambda y.(M[N/x])&(y\neq x)\land (y\not \in \operatorname {FV} (N)\lor x\not \in \operatorname {FV} (M))\\\lambda z.(M[z/y][N/x])&(y\neq x)\land (y\in \operatorname {FV} (N)\land x\in \operatorname {FV} (M))\land (z=\min\{w\in I\colon w>\max(\operatorname {FV} (M)\cup \operatorname {FV} (N))\})\end{cases}}
예를 들어,
이다.
연산 > 알파 동치

알파 동치(α同値, 영어: alpha equivalence)는 제한 변수 변경을 통해 주어진 람다 항을 새로운 람다 항으로 변환하는 방법이다. 람다 항  M이 부분 람다 항  \lambda x.P를 가질 경우, 이를  P의 자유 변수가 아닌 변수  y에 대하여  \lambda y.P[y/x]로 바꾸면 새로운 람다 항을 얻는다. 이와 같은 과정을 유한 번 거듭하여 람다 항  N를 얻을 경우, 두 람다 항  M,  N이 서로 알파 동치라고 하며,  M\equiv _{\alpha }N라고 표기한다.
예를 들어,
이다.
연산 > 베타 축약

베타 축약(β縮約, 영어: beta reduction)은 추상화된 함수의 적용을 적절한 치환 실례로 바꾸는 것을 통해 람다 항을 변환하는 방법이다. 람다 항  M가 부분 람다 항  (\lambda x.P)Q를 가질 경우, 이를  P[Q/x]로 대신하여 새로운 람다 항  N를 얻을 수 있다. 이 경우  M\vartriangleright _{\beta ,1}N이라고 표기한다. 두 람다 항  M,  N이 다음 조건을 만족시키면,  N이  M의 베타 축약이라고 하며,  M\vartriangleright _{\beta }N이라고 표기한다.
다음 조건을 만족시키는 람다 항의 열 M=M_{0},M_{1},\dots ,M_{n}=N 이 존재한다.
임의의  k\in \{0,\dots ,n-1\}에 대하여,  M_{k}\equiv _{\alpha }M_{k+1}이거나  M_{k}\vartriangleright _{\beta ,1}N_{k+1}
두 람다 항  M,  N에 대하여, 다음 두 조건이 서로 동치이며, 이를 만족시키는  M,  N을 서로 베타 동치(β同値, 영어: beta equivalence)라고 하며,  M\equiv _{\beta }N이라고 표기한다.
다음 조건을 만족시키는 람다 항의 열 M=M_{0},M_{1},\dots ,M_{n}=N 이 존재한다.
임의의  k\in \{0,\dots ,n-1\}에 대하여,  M_{k}\vartriangleright _{\beta }M_{k+1}이거나  M_{k}\vartriangleleft _{\beta }M_{k+1}
(처치-로서 정리)  M\vartriangleright _{\beta }P이며  N\vartriangleright _{\beta }P인 람다 항  P가 존재한다.
람다 항  N이  (\lambda x.P)Q와 같은 꼴의 부분 람다 항을 가지지 않는다면,  N을 베타 표준형(β標準型, 영어: beta normal form)이라고 한다. 베타 표준형  N이 람다 항  M의 베타 축약이라면 (즉,  M\vartriangleright _{\beta }N이라면),  N을  M의 베타 표준형이라고 한다. 처치-로서 정리에 따라, 주어진 람다 항의 베타 표준형이 존재할 경우, 이는 (알파 동치를 무시하면) 유일하다.
응용

\mathbb {N} 이 음이 아닌 정수의 집합이라고 하자.
응용 > 산술의 표현

람다 대수의 언어를 사용하여 자연수의 페아노 산술을 다음과 같이 표현할 수 있다.
(처치 숫자, 영어: Church numeral)  {\bar {n}}=\lambda f.\lambda x.f^{n}x\qquad (n\in \mathbb {N} )
\operatorname {plus} =\lambda m.\lambda n.\lambda f.\lambda x.mf(nfx)
\operatorname {times} =\lambda m.\lambda n.\lambda f.\lambda x.m(nf)x
여기서
이다.
응용 > μ-재귀 함수의 표현

μ-재귀 함수는 람다 대수의 언어를 사용하여 표현할 수 있다. 즉, 임의의 부분 재귀 함수  f\colon (\mathbb {N} _{\bullet })^{d}\to \mathbb {N} _{\bullet }에 대하여, 다음 두 조건을 만족시키는 람다 항  {\bar {f}}가 존재한다.:332, §43.8, Definition 276 (여기서  \mathbb {N} _{\bullet }=\mathbb {N} \sqcup \{\bullet _{\mathbb {N} }\}는 점을 가진 집합이다.)
임의의  (n_{1},\dots ,n_{d})\in \mathbb {N} _{\bullet }^{d}에 대하여, 만약  f(n_{1},\dots ,n_{d})=\bullet _{\mathbb {N} }이라면,  {\bar {f}}{\bar {n}}_{1}\cdots {\bar {n}}_{d}는 베타 표준형을 갖지 않는다.
임의의  (n_{1},\dots ,n_{d})\in \mathbb {N} _{\bullet }^{d}에 대하여, 만약  f(n_{1},\dots ,n_{d})\in \mathbb {N} 이라면,  {\bar {f}}{\bar {n}}_{1}\cdots {\bar {n}}_{d}는  {\overline {f(n_{1},\dots ,n_{d})}}를 베타 표준형으로 갖는다.
같이 보기

데카르트 닫힌 범주
클로저 (프로그래밍 언어)
도메인 이론
평가 전략 (컴퓨터 프로그래밍)
함수형 프로그래밍
클레이니-로서 역설
재작성
암흑물질

암흑 물질(暗黑物質, 영어: dark matter)은 우주 물질의 약 85%를 차지하는 것으로 생각되는 가설상 물질의 형태이다. 암흑 물질은 전자기장과 상호 작용하지 않는 것처럼 보이기 때문에 암흑이라고 불리는데 , 이는 전자기파를 흡수, 반사 또는 방출하지 않으므로 탐지하기 어렵다는 것을 의미한다. 다양한 천체물리학적 관측들, 즉 만일 볼 수 있는 것보다 더 많은 물질이 존재하지 않는다면 현재 받아들여지고 있는 중력 이론으로는 설명할 수 없는 중력적 효과를 포함하는 관측들은 암흑 물질의 존재를 암시한다. 이러한 이유로, 대부분의 전문가들은 암흑 물질이 우주에 풍부하고 그것의 구조와 진화에 강한 영향을 미쳤다고 생각한다.
암흑 물질에 대한 주요 증거는 만일 많은 은하들이 보이지 않는 물질을 많이 포함하지 않는다면 상당히 다르게 행동할 것이라는 것을 보여주는 계산으로부터 나온다. 어떤 은하들은 전혀 형성되지 않았을 것이고 다른 것들은 현재처럼 움직이지 않을 것이다. 다른 계열들의 증거로는 관측 가능한 우주의 현재 구조의 천문학적 관측에 따른, 중력렌즈와 우주 마이크로파 배경에서의 관측, 은하들의 형성과 진화, 은하 충돌들 동안 질량 위치 및 은하단들 내의 은하들의 운동이 있다. 우주론의 표준 ΛCDM 모형에서는, 우주의 총 질량-에너지 함량은 5%의 일반 물질과 에너지, 26.8%의 암흑 물질, 그리고 암흑 에너지로 알려진 에너지 형태의 68.2%를 포함한다. 따라서, 암흑 에너지와 암흑 물질은 총 질량-에너지 내용물의 95%를 구성하는 반면에, 암흑 물질은 총 질량의 85%를 구성한다.
아직 암흑 물질을 직접 관찰한 사람이 없기 때문에, 존재한다고 가정하면, 중력을 통하지 않고는 일반 중입자 물질 및 복사와 거의 상호 작용하지 않아야만 한다. 대부분의 암흑 물질은 비중입자로 생각된다; 그것은 미발견의 어떤 아원자 입자들로 구성되어 있을 수 있다. 암흑 물질의 주요 후보는 아직 발견되지 않은 새로운 종류의 기본 입자, 특히 약하게 상호작용하는 무거운 입자(WIMP)이다. 다른 가능성은 원시 블랙홀과 같은 블랙홀을 포함한다. 암흑 물질 입자를 직접 탐지하고 연구하기 위한 많은 실험이 활발히 진행되고 있지만 성공하지 못했다. 암흑 물질은 속도(더 정확하게는 자유 스트리밍(free streaming) 길이)에 따라 "차가운", "따뜻한" 또는 "뜨거운" 것으로 분류된다. 현재 모형은, 입자들의 점진적으로 축적에 의해서 구조들이 창발하는(structures emerge) 차가운 암흑 물질 시나리오를 선호한다.
과학 커뮤니티는 일반적으로 암흑 물질의 존재를 인정하지만, 일반적인 암흑 물질로는 잘 설명되지 않는 특정 관측에 흥미를 느낀, 일부 천체물리학자들은, 일반 상대성 이론의 표준 법칙의 다양한 수정들을 주장한다. 여기에는 수정 뉴턴 역학, 텐서-벡터-스칼라 중력(tensor–vector–scalar gravity) 또는 엔트로피적 중력이 포함된다. 그렇지만, 지금까지 제안된 모형들 중 어느 것도 관측된 모든 현상을 한 번에 정확하게 설명할 수 없으며(관측적 증거에 대한 섹션을 참조), 만일 중력을 수정해야 하는 경우라도, 암흑 물질의 일부 형태가 여전히 필요할 것임을 시사한다.
역사 > 초기 역사

암흑 물질의 가설은 한 정교한 역사를 가지고 있다. 본문이 1884년에 행해진 일련의 강의를 기반으로 하는 분자 역학 및 빛의 파동 이론에 대한 볼티모어 강의 책의 부록에서, 켈빈 경은, 태양의 나이가 2000만 년에서 1억 년이라고 가정할 때, 태양 근처의 별들의 관측된 속도 분산으로부터 태양 주위의 별들의 잠재적인 수에 대해 논의했다. 그는 만일 태양에서 1킬로파섹(시차가 1밀리초각이 되는 거리) 이내에 1억 개의 별이 있다면 어떤 일이 일어날지 제시했다. 켈빈 경은 "우리 별의 대부분, 아마도 대다수는 암흑체일 수 있다"고 결론지었다. 1906년에, 앙리 푸앵카레는 "우리 은하와 기체 이론(The Milky Way and Theory of Gases)"에서 캘빈의 작업을 논의할 때 프랑스어 용어 matière obscure("암흑 물질")를 사용했다. 그는 암흑 물질의 양이 눈에 보이는 물질의 양보다 적어야 한다는 것을 발견했다.
항성 속도를 사용하여 암흑 물질의 존재를 최초로 제안한 사람은 1922년 네덜란드 천문학자 야코뷔스 캅테인이다. 1930년의 한 출판물은 스웨덴의 크누트 룬드마크Knut Lundmark가 우주가 우리가 관찰할 수 있는 것보다 훨씬 더 많은 질량을 포함해야만 한다는 사실을 처음으로 깨달았다고 지적한다. 네덜란드인과 전파 천문학의 개척자 얀 오르트도 또한 1932년에 암흑 물질의 존재를 가정했다. 오르트는 국부은하군에서의 별의 운동을 연구하고 은하계 평면의 질량이 관찰된 것보다 더 커야 함을 발견했으나, 이 측정은 나중에 잘못된 것으로 밝혀졌다.
1933년에, 캘리포니아 공과대학에서 일하면서 은하단을 연구한, 스위스 천체물리학자 프리츠 츠비키도 비슷한 추론을 했다. 츠비키는 비리얼 정리를 머리털자리 은하단에 적용했고 그가 Dunkle Materie ('암흑 물질')라고 불렀던 보이지 않는 질량의 증거를 얻었다. 츠비키는 가장자리 근처의 은하의 움직임을 기반으로 질량을 추정했고 또한 밝기와 은하의 수를 기반으로 한 추정과 비교했다. 그는 성단이 육안으로 관측할 수 있는 것보다 약 400배 더 많은 질량을 갖고 있다고 추정했다. 보이는 은하들의 중력 효과는 그러한 빠른 궤도에 비해 너무 작았으므로, 따라서 질량은 시야에서 감추어져 있음에 틀림 없다. 이러한 결론에 기초하여, 츠비키는 질량과 은하단을 함께 유지하는 관련 중력적 인력을 제공하는 일부의 보이지 않는 물질을 추론했다. 츠비키의 추정치는 주로 허블 상수의 쓸모없게 된 값으로 인해 한 차수 이상 벗어났다; 오늘날 동일한 계산은, 빛나는 물질에 대해 더 큰 값들을 사용하여, 더 작은 부분을 보여준다. 그럼에도 불구하고, 츠비키는 자신의 계산에서 믈질의 대부분이 어둡다는 결론을 올바르게 내렸다.
질량-광도 비율 이상에 대한 추가 징후는 은하 회전 곡선의 측정에서 나왔다. 1939년에, 호레이스 W. 밥콕Horace W. Babcock은 안드로메다 성운(지금은 안드로메다 은하로 알려짐)의 회전 곡선을 보고했는데, 이는 질량-광도 비율이 방사상으로 증가함을 시사했다. 그는 그것을 은하 내에서 빛을 흡수하거나 또는 나선 외부 부분의 수정된 역학 때문이지 그가 발견한 누락된 물질 때문이 아니라고 생각했다. 밥콕의 1939년 안드로메다 은하의 외곽에서 예상치 못한 빠른 회전과 또한 50의 질량-광도 비율의 보고에 이어서; 1940년에 얀 오르트는 NGC 3115의 보이지 않는 거대한 헤일로를 발견했고 또한 그것에 관하여 기록했다.
역사 > 1960년대

나중에 SETI 연구소의 선임 천문학자가 된 세스 쇼스탁Seth Shostak이 수행한, 초기 전파 천문학 관측들은, 6개의 은하들이 그 외곽 지역들에서 너무 빠르게 회전하는 것으로 나타났는데. 이는 그들의 궤도를 유지하는 데 필요한 중력적 끌어당김을 만드는 수단으로서 암흑 물질의 존재를 가리킨다.
역사 > 1970년대

1960년대와 1970년대의 베라 루빈, 켄 포드Kent Ford, 켄 프리먼Ken Freeman의 연구는, 또한 은하 회전 곡선들을 사용하여 훨씬 강력한 증거를 제공했다. 루빈과 포드는 새로운 분광계(spectrograph)를 사용하여 가장자리가 연결된 나선 은하의 속도 곡선을 더 정확하게 측정했다. 이 결과는 1978년에 확인되었다. 그들은 대부분의 은하들은 보이는 질량의 약 6배에 달하는 암흑 물질을 포함하고 있음을 보여주었고; 따라서, 1980년경까지는 암흑 물질에 대한 명백한 필요성이 천문학에서 한 주요 미해결 문제로 널리 인식되었다.
루빈과 포드가 광학적 회전 곡선들을 탐색하는 동시에, 전파 천문학자들은 근처 은하들에 있는 21cm의 수소 원자 선을 매핑하기 위하여 새로운 전파 망원경들을 사용하고 있었다. 성간 원자 수소(H-I 영역)의 방사 분포는 종종 광학적 연구에 의해서 접근할 수 있는 것보다 훨씬 더 큰 은하 반지름에까지 확장되어, 회전 곡선의 샘플링 - 따라서 전체 질량 분포-이 새로운 역학 체제(regime)로 확장된다. 그린 뱅크 천문대(Green Bank Observatory)에 있는 300피트 망원경과 조드럴 뱅크 천문대에 있는 250피트 접시 안테나를 사용한 안드로메다의 초기 매핑은 이미 H-I 회전 곡선이 예상되는 케플러적 감소를 추적하지 않는다는 것을 보여주었다. 보다 민감한 수신기를 사용할 수 있게 되면서, 모턴 로버츠Morton Roberts와 로버트 화이트허스트Robert Whitehurst는 안드로메다의 회전 속도를, 광학적 측정을 훨씬 넘어서, 30kpc까지 추적할 수 있었다. 큰 반경에서 가스 디스크를 추적하는 것의 장점을 설명하는 해당 논문의 그림 16은, 외부 은하 회전 곡선의 편평도를 나타내면서, 광학 데이터(더 멀리 떨어진 단일 점과 더불어 15kpc 미만의 반경에서의 점들의 클러스터)를 20-30 kpc 사이에서 H-I 데이터와 결합한다; 중앙에서 정점을 이루는 실선 곡선은 광학적 표면 밀도이고, 다른 곡선은 누적 질량을 나타내지만, 가장 바깥쪽 측정에서도 여전히 선형으로 상승한다. 이와 동시에, 은하계 밖의 H-I 분광법을 위한 간섭계 배열들(interferometric arrays)의 사용이 개발되고 있었다. 1972년에, 데이비드 로그스타드David Rogstad와 세스 쇼스탁Seth Shostak은 오웬스 밸리 간섭계(Owens Valley interferometer)와 매핑된 5개의 나선에 대한 H-I 회전 곡선을 발표했다; 5개 모두의 회전 곡선들은 매우 평평하여, 확장된 H-I 디스크의 외부 부분에서 매우 큰 질량-광도 비율 값들을 제시했다.
역사 > 1980년대

1980년대의 일련의 관측들은 은하단들에 의한 배경 물체들의 중력 렌즈 효과, 은하들과 은하단들의 뜨거운 가스의 온도 분포 및 우주 마이크로파 배경의 비등방성들의 패턴을 포함하여, 암흑 물질의 존재를 지지했다. 우주론자들 사이의 합의에 따르면, 암흑 물질은 주로 아직 특성화되지 않은 한 유형의 아원자 입자로 구성되어 있다. 다양한 수단을 통해서, 이 입자를 찾는 것은 입자 물리학에서의 증요한 노력들 중 하나이다.
기술적 정의

프리드만 방정식 문서에 이 부분의 추가 정보가 있습니다.
표준 우주론에서는, 물질은 그 에너지 밀도가 척도인자의 역세제곱, 즉 ρ ∝ a−3으로 비례하는(scale) 어떤 것이다. 이것은 척도인자의 역 네제곱 ρ ∝ a−4으로 척도화되는 복사 및 a와 무관한 우주상수와 대조된다. 물질과 복사에 대한 다른 척도인자는 복사 적색편이의 결과이다; 예를 들어, 일반 상대성이론에서 우주 팽창을 통해 관측 가능한 우주의 직경을 점진적으로 두 배로 늘린 후에는 a는 두 배로 증가했다. 우주배경복사의 에너지는 반이 되었다(각 광자의 파장이 두 배가 되었기 때문이다); 초기의 표준 모형 중성미자와 같은, 초상대론적(ultra-relativistic) 입자의 에너지는 유사하게 반으로 줄어든다. (그렇지만, 현대 우주 시대에는, 이 중성미자 장은 냉각되었고 또한 물질과 더 유사하게 그리고 복사선과 덜 유사하게 거동하기 시작했다.) 우주상수는, 공간의 고유한 속성으로서, 고려되는 부피에 관계없이 일정한 에너지 밀도를 갖는다.
원칙적으로는, "암흑 물질"은 보이지 않지만 여전히 ρ ∝ a−3을 따르는 우주의 모든 구성 요소를 의미한다. 실제로는, "암흑 물질"이라는 용어는 암흑 물질의 비중입자 성분만을 의미하는 데 자주 사용되니, 즉, "실종된 중입자(missing baryons)"는 제외된다. 문맥이 일반적으로 어떤 의미를 의도하는지를 나타낼 것이다.
관측적 증거 > 은하 회전 곡선

이 부분의 본문은 은하 회전 곡선입니다.
나선은하들의 팔들은 은하의 중심 주위를 회전한다. 나선은하의 광도 질량은 중심에서 외곽으로 갈수록 감소한다. 만일 광도 질량이 그 물질 전부였다면, 우리는 은하를 중심에 있는 점질량으로 모델링하고, 태양계에게와 유사하게, 그 주위를 도는 질량들을 시험할 수 있다. 케플러의 제2 법칙로부터, 회전 속도는 태양계와 유사하게 중심에서 멀어질수록 감소할 것으로 예상된다. 이것이 관측되지 않는다. 대신, 은하 회전 곡선은 중심에서 멀어질수록 평평하게 유지된다.
케플러의 법칙이 맞다면, 이 불일치를 해결하는 확실한 방법은 나선 은하의 질량 분포가 태양계의 질량 분포와 유사하지 않다는 결론을 내리는 것이다. 특히 은하의 외곽에는 비발광물질(암흑 물질)이 많이 존재한다.
관측적 증거 > 속도 분산

이 부분의 본문은 속도분산입니다.
갇힌(bound) 시스템들 속의 별들은 비리얼 정리를 따라야 한다. 측정된 속도 분포와 함께, 그 정리는, 타원 은하들 또는 구상 성단들과 같은, 한 구속된 시스템의 질량 분포를 측정하는 데 사용될 수 있다. 일부 예외를 제외하고, 타원 은하들의 속도 분산 추정치들은 항성 궤도의 복잡한 분포를 가정하더라도, 관측된 질량 분포에서 예측된 속도 분산과 일치하지 않는다.
은하 회전 곡선들과 마찬가지로, 불일치를 해결하는 명백한 방법은 비발광 물질의 존재를 가정하는 것이다.
관측적 증거 > 은하단

은하단들의 질량은 세 가지 독립적인 방법으로 추정할 수 있기 때문에 그것들은 암흑 물질 연구들을 위해서 특히 중요하다:
성단들 내 은하들의 방사형 속도의 산란으로부터
성단의 뜨거운 가스에서 방출되는 X선으로부터. X선 에너지 스펙트럼과 선속으로부터 가스 온도와 밀도를 추정할 수 있으며, 따라서 압력을 제공한다; 압력과 중력 균형이 은하단의 질량 윤곽(profile)을 결정한다고 가정한다.
중력렌즈(보통 더 먼 은하들의)는 역학(예: 속도)의 관찰에 의존하지 않고 은하단단 질량들을 측정할 수 있다.
일반적으로, 이 세 가지 방법은 암흑 물질이 눈에 보이는 물질보다 대략 5 대 1로 더 무겁다는 것에 합리적인 일치가 있다.
관측적 증거 > 중력렌즈 효과

일반 상대성이론의 결과 중 하나는 더 먼 소스(퀘이사 같은 것)와 관측자 사이에 무거운 물체(은하단 같은 것)가 빛을 굴절시키는 렌즈 역할을 해야 한다는 것이다. 물체가 더 무거울수록 더 큰 렌즈 효과가 관측된다.
강한 렌즈 효과는 빛이 중력렌즈를 통과할 때 배경 은하들이 호들로 왜곡되는 현상을 관측하는 것이다. 에이벨 1689를 비롯한 많은 먼 은하단들 주변에서 관찰되었다. 왜곡 기하를 측정함으로써, 간섭하는 은하단의 질량을 얻을 수 있다. 이것이 수행된 수십 가지 경우에서, 질량-광도 비율들은 은하단들의 동적 암흑 물질 측정치에 상응하여 얻어진다. 렌즈 효과는 이미지의 여러 복사본을 초래할 수 있다. 여러 이미지 사본의 분포를 분석함으로써, 과학자들은 MACS J0416.1-2403 은하단 주변의 암흑 물질 분포를 추론하고 매핑할 수 있었다.
약한 중력렌즈 효과(weak gravitational lensing)는 방대한 은하계 탐사들의 통계 분석을 사용하여, 은하계의 미세한 왜곡들을 조사한다. 인접한 배경 은하들의 겉보기 전단 변형을 조사하여 암흑 물질의 평균 분포를 특징지울 수 있다. 질량-광도 비율은 다른 거대구조 측정에 의해 예측된 암흑 물질 밀도에 대응한다.. 암흑 물질은 빛 자체를 구부리지 않는다; 질량(이 경우 암흑 물질의 질량)은 시공간을 휘게 한다. 빛은 시공간의 곡률을 따르고, 렌즈 효과를 초래한다.
2021년 5월에, 암흑 에너지 탐사(Dark Energy Survey) 공동 연구에 의해 한 새로운 상세한 암흑 물질 지도가 공개되었다. 추가로, 이 지도는 기계 학습 방법을 사용하여 이전에 발견되지 않은 은하계를 연결하는 필라멘트 구조를 밝혀냈다.
2023년 4월, 《네이처 천문학》(Nature Astronomy)의 연구는 타원은하 HS 0810+2554의 렌즈 효과의 원인이 되는 암흑 물질의 추론된 분포를 조사했고, 또한 암흑 물질 내의 간섭 패턴들에 대한 잠정적인 증거를 발견했다. 간섭 패턴들의 관측은 WIMP들과 호환되지 않지만, 10-22 eV 액시온들을 포함하는 시뮬레이션들과 호환될 것이다. 저자들은, 다른 천체물리학적 렌즈들을 조사함으로써 발견들을 확증할 필요성을 인정하면서도, "HS 0810+2554와 같은 까다로운 경우에서조차 렌즈 효과의 이상을 해결할 수 있는 (액시온 기반 암흑 물질) 능력은, 다른 천체물리학적 관측을 재현하는 데의 성공과 더불어서, 새로운 물리학이 액시온을 불러내는 방향으로 균형을 기울인다."라고 주장했다,
관측적 증거 > 우주 마이크로파 배경

이 부분의 본문은 우주 마이크로파 배경입니다.
암흑 물질과 일반 물질은 모두 물질이지만, 같은 방식으로 행동하지는 않는다. 특히, 초기 우주에서는, 일반 물질은 이온화되어 톰슨 산란(Thomson scattering)을 통한 복사와 강하게 상호 작용했다. 암흑 물질은 복사와 직접 상호 작용하지 않지만, 그 중력 퍼텐셜(주로 대규모로)에 의해서, 또한 일반 물질의 밀도와 속도에 미치는 영향에 의해서 우주 마이크로파 배경(CMB)에 영향을 준다. 일반 및 암흑 물질 섭동들은, 그러므로, 시간이 지남에 따라 다르게 진화하고 CMB에 다른 흔적들을 남긴다.
우주 마이크로파 배경은 완전한 흑체에 매우 가깝지만 10만분의 몇의 매우 작은 온도 비등방성을 포함한다. 비등방성의 하늘 지도는 각도 파워 스펙트럼으로 분해될 수 있으며, 이는 거의 동일한 간격이지만 높이가 다른 일련의 음향 피크들을를 포함하는 것으로 관측된다. 일련의 피크는 CMBFAST 및 CAMB와 같은 최신 컴퓨터 코드에 의해서 가정된 우주론적 매개변수들의 어떤 집합에 대해서 예측될 수 있으며, 또한 이론을 데이터에 일치시키는 것은 우주론적 매개변수를 제약한다. 세 번째 피크는 암흑 물질의 밀도와 주로 관련이 있는 반면에, 첫 번째 피크는 대부분 중입자의 밀도를 보여주며, 물질의 밀도와 원자의 밀도를 측정한다.
CMB 비등방성은 1992년 COBE에 의해 처음 발견되었지만, 음향 피크를 감지하기에는 해상도가 너무 낮았다. 2000년 풍선을 이용한 BOOMERanG 실험에 의해 첫 번째 음향 피크가 발견된 후, 파워 스펙트럼은 2003-2012년 WMAP에 의해 정확하게 관측되었으며, 또한 2013-2015년에 플랑크 위성에 의해서 훨씬 더 정확하게 관측되었다. 그 결과들은 ΛCDM 모델을 지지한다.
관측된 CMB 각도 파워 스펙트럼은, 암흑 물질의 정확한 구조가 ΛCDM 모형에 의해서는 잘 맞지만, 수정 뉴턴 역학(MOND)과 같은 경쟁 모델로 재현하기 어렵기 때문에, 암흑 물질을 지지하는 강력한 증거를 제공한다.
관측적 증거 > 구조 형성

이 부분의 본문은 en:Structure formation입니다.
구조 형성은 대폭발 이후 밀도 섭동이 붕괴되어 별들, 은하들 및 은하단들을 형성한 기간을 나타낸다. 구조 형성 이전에, 일반 상대성이론에 대한 프리드만 해법은 균질한 우주를 설명한다. 나중에는, 작은 비등방성이 점차 성장하여 균질한 우주를 별들, 은하들 및 거대구조로 응축했다. 일반 물질은, 극초기에는 우주의 지배적인 요소인, 복사의 영향을 받는다. 결과적으로, 밀도 섭동들이 씻겨 나가고 또한 구조로 응축될 수 없었다. 만일 우주에 일반 물질만 있었다면, 밀도 섭동들이 현재 보이는 은하들와 은하단들로 성장할 충분한 시간이 없었을 것이다.
암흑 물질은 복사의 영향을 받지 않기 때문에 이 문제에 대한 해결책을 제공한다. 그러므로, 밀도 섭동들이 먼저 성장할 수 있다. 그 결과적인 중력 퍼텐셜은 일반 물질이 나중에 붕괴할 수 있는 어떤 매력적인 퍼텐셜 우물로 작용하여 그 구조 형성 과정을 가속화시킨다
관측적 증거 > 총알 은하단

이 부분의 본문은 총알 은하단입니다.
만일 암흑 물질이 존재하지 않는다면, 그 다음으로 가장 가능성이 높은 설명은 일반 상대성이론―우세한 중력 이론―이 틀렸고 수정되어야 한다는 것이다. 최근 두 은하단의 충돌 결과인, 총알 은하단은, 겉보기 질량 중심이 중입자 질량 중심에서 멀리 떨어져 있기 때문에, 수정된 중력 이론에 대한 도전을 제공한다. 표준 암흑 물질 모형은 이 관찰을 쉽게 설명할 수 있지만, 수정된 중력 이론은 특히 관찰 증거가 모형-독립적이기 때문에 훨씬 더 어려움을 겪는다.
관측적 증거 > Ia형 초신성 거리 측정

이 부분의 본문은 Ia형 초신성 및 우주의 모양입니다.
Ia형 초신성들은 우주가 과거에 얼마나 빨리 팽창했는지 측정하는 데 사용될 수 있는 은하외 거리를 측정하는 표준 촉광으로 사용될 수 있다..데이터는 우주가 가속 속도로 팽창하고 있음을 나타내며, 그 원인은 보통 암흑 에너지 탓으로 돌려진다. 관측들은 우주가 거의 평평하다는 것을 나타내므로 우주에 있는 모든 것의 총 에너지 밀도는 합이 1 (Ωtot ≈ 1)이 되어야만 한다. 측정된 암흑 에너지 밀도는 ΩΛ ≈ 0.690이다; 관측된 일반(중입자) 물질 에너지 밀도는 Ωb ≈ 0.0482 이고 또한 복사의 에너지 밀도는 무시할 수 있다. 이것은 그럼에도 불구하고 물질처럼 행동하는 어떤 누락된 Ωdm ≈ 0.258 (위의 기술 정의 섹션 참조)―암흑 물질을 남긴다.
관측적 증거 > 전천 탐사 및 중입자 음향 진동

이 부분의 본문은 중입자 음향 진동입니다.
중입자 음향 진동(BAO)들은 커다란 척도에서 우주의 가시적 중입자 물질(보통 물질)의 밀도 내의 요동들이다. 이들은 초기 우주의 광자-중입자 유체의 음향 진동으로 인하여 발생할 것으로 ΛCDM 모형에서 예측되고, 또한 우주 마이크로파 배경 각도 파워 스펙트럼에서 관측될 수 있다. BAO는 중입자에 대해 선호하는 길이 척도를 설정한다. 암흑 물질과 중입자가 재결합 후에 함께 뭉쳐 있기 때문에, 그 효과는 가까운 우주의 은하 분포에서는 훨씬 더 약하지만, 은하들 쌍이 130~160 Mpc만큼 떨어져 있는 것에 비해서, 147 Mpc만큼 떨어져 있는 것들을 위해서는 미묘한(≈1%) 선호도로 감지될 수 있다. 이 특징은 1990년대에 이론적으로 예측되었고 또한 2005년 두 개의 대형 은하 적색편이 조사인, 슬론 디지털 전천 탐사(Sloan Digital Sky Survey)와 2dF 은하 적색편이 탐사에서 발견되었다. CMB 관측들과 은하 적색편이 탐사(redshift survey)들의 BAO 측정들을 결합하면 허블 상수와 우주의 평균 물질 밀도에 대한 한 정확한 추정치를 얻을 수 있다. 그 결과들은 ΛCDM 모형을 지지한다.
관측적 증거 > 적색편이-공간 왜곡

대형 은하 적색편이 탐사들은 은하 분포의 3차원 지도를 만드는 데 사용될 수 있다. 이 지도들은 관측된 적색편이로부터 거리를 추정하기 때문에 조금 왜곡된다. 적색편이는 지배적인 허블 팽창 항 외에 은하의 소위 독특한 속도의 기여를 포함한다. 평균적으로, 초은하단들은 중력으로 인해 우주적 평균보다 느리게 팽창하는 반면, 거시공동들은 평균보다 빠르게 팽창한다. 적색편이 지도에서, 초은하단 앞에 있는 은하들은 초은하단을 향하는 과도한 방사상의 속도를 가지며 거리가 암시하는 것보다 약간 더 높은 적색편이를 갖는 반면 초은하단 뒤의 은하들은 거리에 비해서 약간 낮은 적색편이를 갖는다. 이 효과는 초은하단이 방사상으로 눌려진 것처럼 보이도록 하고, 또한 마찬가지로 거시공동들은 늘어난다. 그들의 각도 위치들은 영향을 받지 않는다. 이 효과는 실제 모양을 알 수 없기 때문에 한 구조에 대해 감지할 수 없지만, 여러 구조들에 대해서는 평균화하여 측정할 수 있다. 1987년 닉 카이저Nick Kaiser에 의해 정량적으로 예측되었으며, 또한 2dF 은하 적색편이 탐사에 의해 2001년에 처음으로 결정적으로 측정되었다. 결과들은 ΛCDM 모형과 일치한다.
관측적 증거 > 라이먼-알파 숲

이 부분의 본문은 라이먼-알파 숲입니다.
천문 분광학에서, 라이만-알파 숲은 먼 은하들과 퀘이사들의 스펙트럼에서 중성 수소의 라이먼-알파 전이에서 발생하는 흡수선들의 합이다. 라이먼-알파 숲 관측은 또한 우주론적 모형들을 제한할 수 있다. 이러한 제약 조건등은 WMAP 데이터에서 얻은 것들과 일치한다.
이론적 분류 > 구성

아래 표에 나와 있는 것처럼 암흑 물질이 무엇으로 구성될 수 있는지에 대한 다양한 가설이 있다.
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: 물리학의 미해결 문제 "암흑 물질이란 무엇인가? 그것은 어떻게 생성되었나?" (더 많은 물리학의 미해결 문제 보기)
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가벼운 보손들: 양자 색역학 액시온들
가벼운 보손들: 액시온 같은 입자들(WISP)
가벼운 보손들: 퍼지 차가운 암흑 물질(fuzzy cold dark matter)
중성미자들: 표준 모형
중성미자들: 비활성 중성미자들
약한 척도(weak scale): 초대칭
약한 척도(weak scale): 추가 차원
약한 척도(weak scale): 작은 힉스(little Higgs)
약한 척도(weak scale): 유효 이론
약한 척도(weak scale): 단순화 모형
다른 입자들: 약하게 상호작용하는 무거운 입자(WIMP)들
다른 입자들: 자체 상호작용하는 암흑 물질(Self-interacting dark matter)
다른 입자들: 기묘체
초유체 진공 이론(superfluid vacuum theory: 
동적 암흑 믈질(Dynamical Dark Matter): 
거시적: 원시 블랙홀
거시적: 무겁고 조밀한 헤일로 물체들(MaCHOs)
거시적: 거시적 암흑 물질(Macros)
수정 중력(MOG): 수정 뉴턴 역학(MoND)
수정 중력(MOG): 텐서–벡터–스칼라 중력(TeVeS)
수정 중력(MOG): 엔트로피적 중력
암흑 물질은 주로 중력을 통해 가시적 물질(예: 항성들과 행성들)과 상호작용하는 모든 물질을 지칭할 수 있다. 따라서 원칙적으로 새로운 유형의 기본 입자로 구성될 필요는 없지만, 적어도 부분적으로는, 양성자들이나 중성자들과 같은 표준 중입자 물질로 구성될 수 있다.