우주 총물질의 90 % 이상을 차지하고 있고, 어떠한 전자기파(전파 ·적외선 ·가시광선 ·자외선 ·X선 ·감마선 등)로도 관측되지 않고 중력을 통해서만 존재를 인식할 수 있는 물질. 그 존재는 F.츠비키가 은하단을 구성하는 은하들의 동력학적 평형 연구에서 처음 제기하였고, 1978년 V.루빈이 나선은하의 회전속도를 관측함으로써 확인되었다. 암흑물질은 질량과 빛을 내는 물질의 척도인 광도를 이용한 ‘질량-광도비’로 수치화할 수 있다. 태양의 질량-광도의 비는 1, 즉 암흑물질을 포함하지 않고 있다. 태양계 행성들의 공전속도는 거리에 반비례하여 감소하고 있지만, 나선은하의 관측된 회전속도는 거리에 따라 증가하여 최대속도가 된 후 일정한 값을 가진다. 만유인력법칙에 따르면 나선은하의 질량이 거리에 비례하여 증가한다. 반면에 관측된 나선은하들의 광도는 거리에 따라 감소하므로, 나선은하의 질량-광도 비는 거리에 따라 증가하여 전 나선은하의 질량-광도 비는 태양의 약 10배가 되며, 나선은하에 포함된 암흑물질은 빛을 내는 물질의 약 10배나 된다. X선 관측을 통하여 타원은하도 암흑물질이 10배 이상 많고, 은하단과 초은하단과 같이 천체가 크면 클수록 더욱 많은 암흑물질을 포함하고 있다는 것이 밝혀졌다. 암흑물질의 구성 성분은 아직도 미해결의 문제이다. 현재까지 알려진 것은 암흑물질은 약한 상호작용을 하는 질량을 가진 기본입자들로 구성되었다는 이론이 유력하지만, 원시 블랙홀이나 갈색왜성을 구성하는 바리온도 배제하지 못한다. 약한 상호작용을 하는 기본입자들은 중성미자나 대통일장이론에서 등장하는 여러 입자들이 있다. 암흑물질은 우주진화론, 은하 및 대규모 우주 형성론과 진화론에 큰 역할을 한다. 중력불안정론(重力不安定論)에 따르면, 암흑물질은 초은하단과 같은 큰 천체를 먼저 형성한 후 분리되어 작은 천체들을 형성한다는 ‘뜨거운 암흑물질’과 은하보다 작은 천체들이 먼저 형성된 후 계층적인 중력집단화 과정을 거쳐 거대한 우주 구조를 형성한다는 ‘찬 암흑물질’로 구분한다.