1、引力透镜法
2、旋涡星系的旋转曲线
3、星系中的恒星或星系团中的星系的速度弥散
4、星系团(及椭圆星系)的X射线气体的流体静力学平衡方法
5、星系团的苏尼亚耶夫-泽尔多维奇效 间接探测WIMP。WIMP偶尔会撞上一个原子核。这一碰撞会散射原子核，进而使之和周围的原子核发生碰撞。由此科学家可以探测到这些相互作用所释放出的热量和闪光。对于暗物质的直接探测实验一般都这设置于地底深处，以排除宇宙射线的背景噪声。这类的实验室包括美国的Soudan mine和DUSE、加拿大的SNOLAB地下实验室、意大利的大萨索国家实验室(Gran Sasso National Laboratory)以及英国的Boulby mine。
2011年，大部分的实验使用低温探测器或惰性液体探测器。低温探测器是在低于100mK的环境下探射粒子撞击锗这类的晶体接收器所产生的热。惰性液体探测器则是探测液态氙或液态氩中粒子碰撞产生的闪烁。低温探测实验包括了CDMS、CRESST、EDEDWEISS及EURECA。惰性液体探测实验包含了ZEPLIN、XENON、DEAP、ArDM、WARP和LUX。这两种探测技术都能够从其他粒子与电子对撞的噪声中辨识出暗物质与核子的碰撞。其他种类的探测器实验有SIMPLE和PICASSO。
方向性的暗物质探测方式是运用太阳系绕行银河系的运动。利用低压TPC，我们可以得知反弹路径的资讯，并借此去了解WIMP与原子核的作用。从太阳行进方向入射的WIMP讯号可以从各向同性的背景噪声中分离出来。这类的探测实验包括有DMTPC、DRIFT、Newage和MIMAC。
2009年12月17日，CDMS的研究团队发表了两个可能的WIMP事件。他们估计这两起事件来自已知背景讯号(中子、错认的β射线或是伽马射线)的可能性是23%，并作出了这样的结论：“这个分析结果无法被视作WIMP的有力证据，但我们不能排除这两起事件来自WIMP的可能性。”
2011年5月，CoGeNT实验公布先前15个月的探测结果，显示粒子的碰撞率呈现周期性变化，夏天较高而冬天比较低，这可以看作是暗物质存在的证据之一。这个结果支持已经进行了13年的意大利的DAMA/LIBRA暗物质探测实验。CoGeNT的实验结果显示，探测到的WIMP的质量是中子质量的5到10倍，这与某些其他的实验结果不符，但是其他实验对低能暗物质的探测精度没有CoGeNT高。 暗物质的间接探测主要是观测其两两湮灭时所产生的讯号。 由于其湮灭所产生的粒子与其暗物质的模型有关，有许多种类的实验被提出。 假使暗物质是马约拉那粒子，则两个暗物质对撞会湮灭产生伽马射线或正负粒子对。如此可能会在星系晕生成大量伽马射线、反质子和正电子。然而在完全了解其他来源的背景噪声以前，这类的探测不足以当作暗物质的决定性证据。
EGRET伽马射线望远镜过去观测到了超出预期量的伽马射线，但科学家认为这多半是来自系统中的效应。自2008年6月11日开始启动的费米伽马射线太空望远镜则正在搜寻暗物质湮灭产生伽马射线的事件。在较高能量区间，地上的MAGIC伽马射线望远镜已经对矮椭球星系以及星系团中的暗物质给予了某些限制。 CDMS
低温暗物质搜寻项目（CDMS），旨在使用探测器探测粒子间的互动，找到暗物质粒子引起的运动。美国科学家在位于加利福尼亚大学校园的隧道里的实验室2009年检测到了两种可能来自于暗物质粒子的信号。但他们同时表示，这些信号与暗物质粒子的相似度不高。他们在明尼苏达州的Souden煤矿地下约714米处安装更高级的实验室设备，以进行二期低温暗物质搜寻项目（CDMSⅡ）。暗物质现象会被进入地球的宇宙射线干扰，要减少宇宙射线μ介子粒子的背景信号影响，唯一的办法是到地底深处，这样才有把握确认暗物质的构成。
AMS
AMS也被称为反物质磁谱仪，配备了超导磁铁和超高精度探测器，主要目的是探测宇宙中的反物质和暗物质，第一台AMS-01在1998年进入轨道。科学家认为阿尔法磁谱仪探测到的数据已经打开了一个全新世界的大门，这台价值20亿美元的仪器将揭开宇宙中的暗物质之谜，初步估计几个月内将公布重大的发现。宇宙的暗物质被认为只产生引力效应，不参与电磁力作用，我们可见的宇宙物质仅为4%，暗物质则占了23%，其余的为暗能量。暗物质的充斥着整个宇宙空间，将星系包围，科学家已经察觉到暗物质的存在，但是从来没直接观测到它的存在。
丁肇中团队使用的阿尔法磁谱仪(AMS)，是安置于太空中的精密粒子探测装置，是至2013年以来灵敏度最高，也是最复杂、最昂贵的一台暗物质探测设备，代表了当今科学实验的最高技术手段，由16个国家和地区的600余名科学家历时近18年完成，耗资21亿美元，实验过程可能持续15至20年。
CCDM
由于综合了CCDM，标准模型在数学上是特殊的，尽管其中的一些参数至今还没有被精确的测定，但是我们依然可以在不同的尺度上检验这一理论。能观测到的最大尺度是CMB（上千个Mpc）。CMB的观测显示了原初的能量和物质分布，同时观测也显示这一分布几近均匀而没有结构。下一个尺度是星系的分布，从几个Mpc到近1000个Mpc。在这些尺度上，理论和观测符合的很好，这也使得天文学家有信心将这一模型拓展到所有的尺度上。
科学家表示，暗物质之所以叫做暗物质，是因为它并不和任何光源产生作用，想要探测到，就必须把暗物质探测器在越暗的地方越好。