暗物質是宇宙中的一種不可見的物質，它可能是宇宙物質的主要組成部分，但又不屬於構成可見天體的任何一種已知的物質。
上世紀，我們對宇宙中星系團的質量做了一次大規模的調查，使用了兩種獨立測算的方法，其一，是星光法，也就是通過光度來測算星系的質量；其二是，根據引力理論，通過星系的運動來測算引力質量。如果這兩套理論是正確的，算出來的質量也不是說就要完全得等，最少也應該相差不大，但事實證明，通過引力測量出來的質量竟然是星光質量的50倍。這相差出來的質量就是我們所說的暗物質問題，也稱為質量缺失問題。
這裡有個問題，你應該看到了，<strong>僅是通過星光測算恆星的質量怎麼能解釋整個星系，乃至星系團的質量呢？難道在宇宙中除了恆星再就沒有其他的物質了？例如：等離子體、氣體雲、不發光的天體、中子星、黑洞。如果加上這些被我們遺忘的東西，是不是質量就相等了？
不管怎樣，最簡潔的解釋是我們應該最先考慮的。這就要求我們不僅要考慮宇宙中可以看到的發光物質，還要考慮雖然看不見但確實可能存在的事物！
宇宙會存在哪些看不見的物質
恆星因為會發光，當然是最容易被看到的物質形式，但物質的其他形式還有很多。依靠眾多技術專家的聰明才智，人們逐漸構建起了探測宇宙物質各種形式及其所佔比重的方案。以原子為主要成分的普通物質，有哪些方式在宇宙中顯示自己的存在呢？可以是像自由電子、質子和原子核這樣的離子化粒子，也可以是在星系之間和星團之間，以及星系和星團內部以氣體雲形式瀰漫著的中性原子。
同時，大量的“失敗恆星”也可以是物質的存在方式，這些質量較大的物質團塊只是還不足以在其核心區啟動核聚變而已。此外還可以是跟行星差不多大或更小的、自身不發光的物質團，或者是塵埃狀的、可以遮擋其他天體光芒的暗星雲。此外，超新星遺蹟裡也會有不少物質，像白矮星、中子星和黑洞都是物質的聚集，它們同樣不發光，但可以產生極強的引力作用。
要想知道到底是不是這些看見的物質就是宇宙缺失的質量，有一種方式是直接測算各種物質形式的佔比，這就好比給宇宙做一次“人口普查”。通過多種技術手段，以上述每一種形式存在的物質，我們都可以偵測得到。
宇宙介質中的離子化粒子
對離子化的粒子，不論其多麼稀薄，都可以通過電磁波譜中的X射線波段和紫外線波段察覺到，因為哪怕是最嫖紗的等離子體都會在這些波段上發出電磁波。像“XMM- 牛頓”和“錢德拉”這樣的太空探測器一直在觀測×射線，也證實了確實有很多物質粒子以彌散的等離子態存在。這種狀態的物質也叫 WHIM，即“暖熱星系際介質”的英文縮寫。但是，宇宙中有多少物質以WHIM形式存在呢？
我們已經發現 WHIM 的物質量僅為恆星物質總量的6至7倍。顯然，這種數量的 WHIM，不足以解釋星光、引力兩種觀測方式的得數之間近50倍的差距。另外，WHIM 也基本只在星系或星團之外出現。
氣體分子云
氣體分子云所含的物質量也不容小視，不過，它們與等離子態物質的一個區別在於，它們主要位於星系和星團的內部。我們可以在一系列紅外波段上直接探測到這些氣體雲的存在。重要的是，在星團或星系經歷新恆星頻繁形成的階段時，我們可以通過測量它釋放出的X射線來推算氣體雲物質的佔比。
對大量星系和星團進行該測量後，結果顯得相當一致：氣體形式的物質佔比都在11%到15%。按前述通過星光、引力兩種方法得到的結果看，恆星物質只及引力效果所需的2%。現在數字變大了不少，但還是遠不能完全解釋通過引力得出的物質總量。
暈族大質量緻密天體
那些未能達到正常標準的恆星（如褐矮星，或者比木星稍大一點的氣體星球）只能在光譜的紅端發出很有限的光輻射，有的甚至完全發不出可見光。所以，用普通的望遠鏡雖然不是完全看不到，也很難發現它們。不過，通過紅外望遠鏡進行的細緻搜索可以定位這種天體。
事實說明，這些天體跟其他不少能力不足的天體一樣，其核聚變只夠生成稍重的氫同位數，即氘。像褐矮星這樣的天體，質量比正常的恆星小得多,其對星團或星系總質量的貢獻雖不至於完全忽略，但也遠小於1%。所以，這類天體的存在也遠不足以補全我們在理論上遺失掉的那部分質量。
要偵測到質量更小的遙遠星球（例如像月球或普通大行星這樣的星球），通常有兩種方法：凌星法和微透鏡法。一般來說，繞著恆星運轉的行星在所有波段上發出和吸收的光芒，與其主恆星相比都微不足道，所以通常很難看出一顆恆星是否擁有自己的行星。
但是，只要這種遙遠恆星的數量足夠多，那麼其中總會有一些會偶爾從其主恆星和地球之間的連線上經過。依據它與主恆星的距離不同，可以分別採取上述兩法。當其與主恆星較近時，它會在一段特定的時間內（即劃過恆星圓面期間）擋住主恆星光芒中的一小部分，使其亮度輕微下降；當其離主恆星較遠時，會產生微弱的引力透鏡效應，使我們看到的主恆星亮度短暫上升。通過這兩種方法觀測到的行星數量加以推算，物質的總量又有所增加，然而還是不可能達到我們需要的總數的哪怕1%。這類星球被我們稱為“暈族大質量緻密天體” （縮寫為 MACHO），然而對它們的研究依然沒能消除關於星系質量理論值差異的疑問。
宇宙塵埃，黑洞、中子星
宇宙塵埃也很有趣，我們可以通過其吸收特性去發現它們的蹤跡。如果一片塵埃雲由彼此差不多大的顆粒組成，那麼它就能吸收光譜中特定波長的光，所以我們通過測量光譜吸收線就可以推算出這片塵埃雲中的物質顆粒大小。雖然含有塵埃雲的星系都很引人注目，但即便是塵埃雲最豐富的星系，塵埃質量也只有整個星系質量的1%，所以塵埃的存在對解決星系質量問題也沒有什麼幫助。
除了上述天體之外，還有已經坍縮的各種天體，如白矮星、中子星和黑洞。黑洞是宇宙中質量最大的一種天體，某些大黑洞的質量可達太陽的幾十億倍甚至上百億倍。可惜的是，黑洞並沒有朝星系團的中心聚集的傾向，所以很難用來解釋我們看到的星系運轉特點。此外它們的總質量也是乾脆不夠，這些恆星遺骸的總質量遠不如現有恆星的總質量。
況且，這些低光度、大質量的天體也很容易通過微透鏡法和其他方法被偵測到，因此不難判斷出它們所含的物質對星系引力的貢獻明顯比不上現有恆星的貢獻。
即使把這麼多種質量來源的貢獻都加起來，再加上天文學家發現的其他所有各種質量來源，其效果也只能解釋前述的整體引力效果的 13%～18%。宇宙中的質子、中子和電子，組成了我們認識的普通物質；但是，在把由這些物質組成的東西一網打盡之後，謎題仍未得到回答。
宇宙正常物質的總量
先不要管前面所說的形形色色的普通物質了，因為我們還有一條巧妙的路徑可以用來探究這個謎案。你應該記得，宇宙在很久以前曾有一個時期因為溫度過高而無法擁有獨立的原子核，任何質子和中子幾乎在結合成原子核的同時，就會被攜帶著很高能量的光子擊中而“分手”。不過，隨著宇宙的擴張，光子的能量也會降低，所以質子和中子在某個歷史時刻之後終於可以結合成氫元素及其同位素了，於是產生了氫、氦-3、氦-4、鋰-7等。
基於我們已經理解的物理法則可知，這些同位素在早期的比率取決於許多項參數，但其中只有一項參數是不能確定的，那就是重子（即質子和中子的總和）數量與光子數量之比。理解這一點需要稍微做些梳理：通過測量屬於不同時期的恆星的數量，並由此倒推至宇宙中尚未有恆星誕生的時代，我們可以測出氫、氦-3、氦-4、鋰-7在早期宇宙中的數量。
在某些特殊情況下，我們還能測量更遠處（更早期）的、帶有光源（如類星體）的原始氣體雲，它直接決定著諸如氫和氦-4 這樣的物質的丰度。而只要通過觀測宇宙的微波背景輻射，我們就能測出過去的宇宙中任意階段的光子密度（即單位體積空間內的光子數量）。
關於這些獨立可測的數量，我們已有一整套數據。但是，還有一項致量未知，即重子的丰度，也就是宇宙中質子和中子的總體丰度。由於重子比電子重將近2000倍，如果我們能掌握重子的密度，就可以求出宇宙中所有普通物質所產生的整體引力影響。確定了普通物質的密度之後，就能看出它們的引力程度與我們在星系和星系團中觀察到的引力程度是否對得上號了。
不出大家預料，情況與對各個獨立要素的觀測結果相符，所有普通物質的總質量，只及要解釋星系和星系團內部運動狀況所需的總質量的大約1/6。儘管恆星包含的普通物質遠非宇宙中普通物質的全部，但僅憑普通物質無法解釋我們觀測到的引力效應，已是板上釘釘之事。所以，我們無法用宇宙中存在的正常物質解釋缺失的質量問題，這就迫使我們向普通物質之外的東西尋求答案，也就是看不見的暗物質。
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