Badania oscylacji gwiazd w Drodze Mlecznej.
Gwiazdy poruszaj▒ siΩ wewn▒trz wzglΩdnie cienkiego dysku. Amplituda oscylacji jest tym wiΩksza im wiΩksza jest gΩsto╢µ. Badania wykaza│y, ┐e w dysku galaktyki jest co najmniej dwa razy wiΩcej materii ni┐ mo┐emy zobaczyµ w postaci jasnych gwiazd. Od po│owy lat 80-tych wiemy, ┐e masa naszej galaktyki zawiera nawet 10 razy wiΩcej ciemnej materii ni┐ jasnej.
Badanie gromad galaktyk.
PrΩdko╢µ poruszania siΩ pojedynczych galaktyk w obrΩbie gromadhy mo┐na okre╢liµ za pomoc▒ efektu Dopplera. PrzesuniΩcie ku podczerwieni jest spowodowane ekspansj▒ Wszech╢wiata, ale galaktyki w obrΩbie gromady maj▒ inne przesuniΩcie ku podczerwieni, poniewa┐ ichruch chaotyczny, przypadkowy dodaje siΩ lub odejmuje od przesuniΩcia kosmologicznego swoje w│asne przesuniΩcie. S▒dzi siΩ, ┐e galaktyki wewn▒trz gromady poruszaj▒ siΩ zbyt szybko, by mog│y tworzyµ gromadΩ tylko si│ami grawitacyjnymi pochodz▒cymi od materii widzialnej w postaci galaktyk. Musi wiΩc istnieµ odpowiedzialna za to ciemna materia. Jest jej 10 razy wiΩcej ni┐ materii zawartej w galaktykach (│▒cznie z ciemn▒ zawart▒ w galaktyce).
Badanie rotacji galaktyk przy u┐yciu spektroskopu i pomiar≤w efektu Dopplera.
Badania te pokaza│y, ┐e wystΩpuje w naszej Galaktyce wiΩcej ciemnej materii ni┐ wynika│oby to z badania oscylacji jej gwiazd. Stwierdzono, ┐e w dyskach galaktyk prΩdko╢µ k▒towa gwiazd jest sta│a, znaczy to, ┐e ca│y dysk jasnych gwiazd jest osadzony w otoczce du┐o wiΩkszej ilo╢ci ciemnej materii, kt≤ra utrzymuje jasn▒ czΩ╢µ galaktyki w swoich wiΩzach grawitacyjnych.

Z inflacyjnego modelu Wielkiego Wybuchu wynika, ┐e czasoprzestrze± Wszech╢wiata musi byµ bardzo bliska p│askiej, a ╢rednia gΩsto╢µ materii wynosi 5*10 do (-27) [kg/metr sze╢cienny]. Ilo╢µ jasnego budulca odpowiada zaledwie 1% tej gΩsto╢ci. Dodaj▒c ciemn▒ materiΩ potrzebn▒ do wyja╢nienia ruchu galaktyk w ramach gromad, dostajemy 30%. Z bada± promieniowania t│a oraz zawarto╢ci helu w bardzo starych gwiazdach wynika, ┐e materii barionowej (czyli zwyczajnie m≤wi▒c - tej zwyk│ej) mo┐e byµ 10 razy wiΩcej ni┐ wynosi jej czΩ╢µ widzialna w postaci jasnych gwiazd. Czyli ciemna materia jest barionowa oraz niebarionowa. Ciemna materia w naszej galaktyce mo┐e byµ barionowa (czarne dziury, czarne kar│y).
Kosmologiczna ciemna materia nie mo┐e byµ barionowa. Jest ona potrzebna do utrzymania gromad i aby czasoprzestrze± by│a p│aska. Jest ona znana jako s│abo oddzia│ywaj▒ce masywne cz▒stki WIMP-s. Hipotetycznie istniej▒ dwie odmiany WIMP-s: zimne i gor▒ce - CDM i HDM. Istniej▒ modele t│umacz▒ce powstawanie galaktyk z uwzglΩdnieniem WIMPs.
a) CDM - d▒┐▒ do │▒czenia siΩ w wiΩksze skupiska i przyci▒gaj▒ materiΩ barionow▒ tworz▒c jej skupiska i w efekcie galaktyki,
b) HDM - rozbija│y tworz▒ce siΩ skupiska gazu na mniejsze, tworz▒c galaktyki. Uwa┐a siΩ, ┐e te proste modele nie s▒ wpe│ni odpowiednie. S▒dzi siΩ ┐e mieszanina 2/3 CDM i 1/3 HDM i 1% barion≤w doprowadzi│a do takiego rozk│adu materii we Wszech╢wiecie jaki dzi╢ obserwujemy.

Byµ mo┐e cz▒stki HDM to neutrina. Zak│adano, ┐e nie maj▒ one masy. Od 1995 roku wiadomo, ┐e maj▒ one masΩ oko│o 5 eV, co odpowiada oczekiwaniom kosmolog≤w. Wed│ug ostatnich aktualnych przypuszcze± cz▒stki HDM to mieszanina dwuch neutrin o masie 2,4 eV i o wiele od nich mniejszych neutrin elektronowych. Prowadzi siΩ obserwacje w poszukiwaniu czarnych dziur. Mo┐na zauwa┐yµ efekty jej oddzia│ywania na s▒siaduj▒c▒ materiΩ. Istnieje wiele uk│ad≤w podw≤jnych z│o┐onych z dw≤ch gwiazd. Je╢li odleg│o╢µ miΩdzy nimi jest niewielka to mo┐e nast▒piµ powolny przep│yw gaz≤w z jednej gwiazdy na drug▒. Opadaj▒cy gaz wiruje wok≤│ gwiazdy tworz▒c dysk akrekcyjny. Gaz rozgrzewa siΩ i wysy│a promieniowanie Rtg. Badaj▒c to promieniowanie mo┐na oceniµ rozmiary cia│a otoczonego dyskiem. Takie cia│o o nazwieCygnus X-1 posiada (wg wylicze±) masΩ kilkakrotnie wiΩksz▒ od masy s│.o±ca. Jednocze╢nie z bada± promieniowania wysy│anego przez dysk akrekcyjnywynika, zΩ Cygnus X-1 ma zbyt ma│e rozmiary jak na gwiazdΩ. Wobec tego uwa┐a siΩ, ┐e ten obiekt jest czarn▒ dziur▒.