40 ปีก่อนที่ Zwicky จะเริ่มสำรวจไม่มีสิ่งใดที่จะยืนยันได้ว่า mass to light ratio มีค่าเป็นอย่างอื่นที่ไม่ใช่หนึ่งหน่วย (ซึ่งค่า mass to light ratio ที่มีค่ามากจะเป็นสิ่งบ่งบอกได้ถึงว่ามีสสารมืดอยู่จริง) ต่อมาในปี 1960 จนถึงปี 1970 Vera Rubin นักดาราศาสตร์รุ่นใหม่ได้พบเส้น spectrograph ที่แปลกไป และสามารถวัดความเร็วที่ขอบของดาราจักรรูปก้นหอยได้ ซึ่งมีความแม่นยำสูง และเพื่อนร่วมงานของเธอ Kent Ford ได้ประกาศในงานประชุมในปี 1975 ว่าดาวส่วนใหญ่ในแกเลกซี่รูปก้นหอยมีความเร็วคร่าว ๆ ใกล้เคียงกัน แสดงให้เห็นว่าความหนาแน่ของมวลมีรูปแบบที่สม่ำเสมอแม้ดาวจะอยู่ไกลออกไป ผลดังกล่าวไม่สามารถใช้ Newtonian gravity อธิบายได้ แสดงว่าเนื่องจากต้องมีมวลเพิ่มขึ้นอีก 50% แต่ยังไม่ส่องสว่าง และทั้งคู่ยังยืนยันว่าผลการสำรวจของทั้งคู่ถูกต้องแน่นอน ในที่สุดนักดาราศาสตร์คนอื่น ๆ ก็เริ่มยืนยันว่างานของทั้งคู่เป็นจริง ทำให้ยืนยันได้ว่าต้องมีสสารมืดอยู่จริงแน่นอนและเป็นตัวที่มีผลอย่างมากกับดาราจักร ด้วย mass to light ratio ของดาวต่าง ๆ มีค่าใกล้เคียงกัน ต่อมาจึงมีการสำรวจเกี่ยวกับสสารมืดอีกมากมายจนมีสิ่งยืนยันอีกหนึ่งว่ามีสสารมืดอยู่จริงและเป็นส่วนหนึ่งของจักรวาล อีกทั้งนักดาราศาสตร์ยังพยายามที่จะแสดงว่า สสารมืดเป็นสิ่งที่สามารถบ่งบอกขนาด โครงสร้าง และรูปร่างของดาราจักรได้อีกด้วย

ความเร็วของดาราจักร

การสำรวจของ Rubin ดำเนินต่อไป การวัด velocity curves ในดาราจักรรูปก้นหอยมีการกระจายเช่นเดียวกับดาราจักรรูปวงรี ขณะที่บางครั้งก็สามารถวัดค่าของ mass to light ratio ได้เช่นกันแต่มีค่าน้อยกว่า แสดงว่าดาราจักรรูปวงรีก็ยังคงแสดงสมบัติของสสารมืดว่ามีอยู่เช่นกัน นอกจากนั้นเมื่อวัดการแพร่ของแก๊สระหว่างดวงดาวพบว่าที่ขอบของดาราจักรพบสสารมืดกระจายอยู่และยืดไกลออกไปจากขอบเขตของวัตถุที่มองเห็นได้ ไกลออกไปประมาณ สิบเท่าของรัศมีของขอบเขตที่มองเห็น ซึ่งเมื่อนำสสารมืดมาคำนวณเพิ่มเติมโดยคิดเป็น 50% ของgravitational พบว่ามีค่าใกล้เคียงกับที่สำรวจได้ถึง 95%

แต่มีบางดาราจักรเช่นกันที่ไม่พบ สสารมืด หรือพบน้อยราวกับว่าไม่มีเลย แต่ในบางครั้งความเร็วของดาวก็สามารถบ่งบอกว่ามี สสารมืด ได้เช่นกัน

ในปี 2005 นักดาราศาสตร์จาก Cardiff University กล่าวว่ามีการค้นพบดาราจักรที่เต็มไปด้วยสสารมืดเกือบทั้งหมดของดาราจักร ห่างออกไปประมาณ 50 ล้านปีแสงใน Virgo Cluster ชื่อว่า VIRGOHI21 ซึ่งแทบจะไม่ปรากฏวัตถุที่มองเห็นได้เลย ซึ่งอ้างอิงจากการศึกษาคลื่นวิทยุที่ส่งออกไปเพื่อสำรวจไฮโดรเจน นักวิทยาศาสตร์จึงประมาณค่าของ สสารมืด ว่ามีมากกว่าไฮโดรเจนประมาณ 1000 เท่า เทียบเป็น 1/10 ของมวลทั้งหมดของดาราจักรทางช้างเผือก จากการเปรียบเทียบคร่าว ๆ พบว่าหากนำสสารมืดมาประมาณร่วมกับวัตถุที่มองเห็นได้ในดาราจักรทางช้างเผือกจะมีมวลเพิ่มขึ้น 10 เท่า จากแนวคิดของทฤษฎี Big Bang เสนอว่าจะมีดาราจักรที่มองไม่เห็นเกิดขึ้นสม่ำเสมอในจักรวาล ยังไม่สามารถตรวจจับได้ แต่การมีอยู่นั้นได้รับการยอมรับเนื่องจากการมีอยู่ของสสารมืดนั่นเอง

กลุ่มของดาราจักรและเลนส์โน้มถ่วง

Dark matter มีผลต่อกระจุกดาราจักรอย่างชัดเจน การวัด x-ray จากกลุ่มแก๊สมีค่าใกล้เคียงกับค่าของ mass to light ratioที่ Zwicky คำนวณไว้มีค่าตั้งแต่ 1-10 การทดลองหลาย ๆ ครั้งเกี่ยวกับการวัดรังสี X ซึ่งเป็นอิสระกับมวล

Abell 2029 เป็นกระจุกดาราจักรที่ประกอบด้วยดาราจักรรวมกันประมาณ 1000 ดาราจักร กลุ่มแก๊สร้อน และ สสารมืด ซึ่งมีมวลรวมประมาณ 1014 เท่าของดวงอาทิตย์ ตรงกลางของกระจุกดาราจักรมีลักษณะเป็นวงรี และมาจากการรัวมกันของดาราจักรเล็ก ๆ มากมาย และการวัดความเร็วของวงโคจรของดาราจักรก็สอดคล้องกับการสำรวจของสสารมืด

เครื่องมือที่สำคัญในการสำรวจสสารมืดในอนาคตคือ เลนส์โน้มถ่วง โดยเชื่อว่าเป็นสิ่งที่มีความสัมพันธ์โดยตรงกับมวลโดยไม่ขึ้นกับการเคลื่อนที่ ซึ่งมี 2 แบบคือแบบแรงและแบบอ่อน สำหรับแบบแรงจะทำให้เกิดการบิดเบี้ยวของดาราจักรเมื่อแสงผ่านไปเล็กน้อยก็จะเกิดการรวมกัน เมื่อใช้หลักทางเรขาคณิตก็จะได้ค่า mass to light ratio ซึ่งมีความสัมพันธ์กับสสารมืด

แรงแบบอ่อนถูกพัฒนามาก่อนประมาณ 10 ปีซึ่งเป็นการดูการผิดรูปของดาราจักรในมุมมองกว้าง ๆ คือดูโดยรวมทั้งดาราจักรแล้วนำหลักทางสถิติมาวิเคราะห์การกระจายตัวของสสารมืด และหาค่า mass to light ratio เพื่อทำนายขนาดของดาราจักรได้

จากการสำรวจทางตรงส่วนใหญ่ในปัจจุบันมักจะศึกษาในกระจุกของดาราจักร ซึ่งมักจะพบวัตถุที่มองเห็นได้และสสารมืดอยู่ร่วมกันและคาดว่ามีความสัมพันธ์ในแง่ของแรงโน้มถ่วง และเมื่อเกิดการชนกันของดาราจักรเป็นเหตุให้เกิดการแยกกันของสสารมืด and baryonic matter เมื่อใช้การวิเคราะห์ทางรังสีเอกซ์สามารถแสดงสมบัติได้มากที่สุดเพียงแค่ของbaryonic matter ได้(ในรูปแบบของกลุ่มแก๊สหรือพลาสมาอุณภูมิประมาณ 107-108 เคลวิน) ซึ่งจะอยู่ตรงใจกลางของระบบพอดี ปฏิกิริยาระหว่างอนุภาคแก๊สกับแรงทางแม่เหล็กไฟฟ้า คือ อนุภาคแก๊สจะวิ่งช้าลงเมื่อเจอกับแรงทางแม่เหล็กไฟฟ้าและจะช้าลงเรื่อย ๆ เมื่อใกล้จะถึงจุดที่จะชนกัน อย่างไรก็ตามถ้าใช้เลนส์แบบอ่อนไปทดสอบกับระบบเดียวกัน เลนส์แบบอ่อนจะสามารถเจอมวลซึ่งอยู่ตรงกลางของกลุ่มแก๊สด้วย เนื่องจากสสารมืดไม่ทำปฏิกิริยากับแรงทางแม่เหล็กแต่จะมีผลต่อแรงโน้มถ่วง ทำให้เป็นอีกเครื่องมือในการตรวจสอบหาสสารมืด

โครงสร้าง

จากทฤษฎีบิ๊กแบง สสารมืดถือว่ามีบทบาทสำคัญอย่างมากและมีความสัมพันธ์โดยตรงกับตัวแปรของ Friedmann Cosmology ซึ่งเป็นคำตอบที่รู้จักกันทั่วไป โดยเฉพาะเมื่อวัดคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในจักรวาลวัตถุดังกล่าวทำปฏิกิริยากับโฟตอนน้อยกว่าการที่แสงทำปฏิกิริยากับ baryonic matter แต่ในทำนองเดียวกันโดยรวมแล้ว non-baryonic matter ซึ่งเป็น cold matter เป็นส่วนประกอบสำคัญและกระจายอยู่ทั่วของจักรวาล

จากการสังเกตของนักวิทยาศาสตร์ทำให้มีข้อเสนอเกี่ยวกับโครงสร้างของจักรวาลค่อยๆพัฒนาเป็นลำดับขั้น เริ่มจากการที่สว่างขึ้นของ baryonic matter เนื่องจากแรงโน้มถ่วงและการหดตัวทำให้เกิดปฏิกิริยานิวเคียร์ขึ้น ปกติ baryonic matter มีอุณหภูมิและความดันสูงหลังจากการระเบิดของ Big Bang และรวมตัวขึ้นจากโครงสร้างเล็ก ๆ สสารมืดนั้นเป็นส่วนของแข็ง โมเดลดังกล่าวขัดแย้งกับการสำรวจวัตถุที่เปล่งแสงแต่สอดคล้องกับการทำนายสมบัติของสสารมืดจากรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล

โครงสร้างของสสารมืดในทฤษฎีดังกล่าวเป็นการรวมตัวของ cold matter ซึ่งจากการคำนวณโดยละเอียดแล้วให้ผลการคำนวณสอดคล้องกับโมเดลดังกล่าว เช่น Slogan Digita Sky Survey และ 2dF Galaxy Redshift Survey ที่แสดงว่าจักรวาลสร้างมาจาก baryon และ สสารมืด