Lorsque les perturbations se sont suffisamment agrandies, une petite région peut atteindre une densité substantiellement supérieure à la moyenne de celle de l'Univers. A ce stade, la physique concernée devient beaucoup plus complexe. Lorsque les déviations d'homogénéité sont petites, la matière noire peut être traitée comme un un fluide sans pression, et son évolution traitée à l'aide d'équations très simples. Dans les régions significativement plus denses, que les autres, on doit intégrer la théorie newtonienne de la gravité toute entière. La théorie de Newton est appropriée parce que les masses considérées sont bien inférieures à celles requises pour la formation d'un trou noir, et que l'on peut ignorer la vitesse de la gravité (en) puisque la durée de traversée de la structure par la lumière est encore inférieure au temps dynamique caractéristique. La matière noire commence à former des caustiques dans lesquelles les trajectoires des particules adjacentes se croisent, ou bien des particules commencent à former des orbites. C'est un signe que les approximations linéaires et fluides deviennent invalides. Ces dynamiques se comprennent généralement mieux à l'aide de simulations à N-corps (en), bien qu'on puisse utiliser dans certain cas une grande variété de schémas semi-analytiques, comme le formalisme de Press-Schechter (en). Alors qu'en principe des simulations sont assez simples, en pratique, elles sont très difficile à mettre en œuvre, car elles demandent de simuler des millions ou des milliards de particules. De plus, malgré le grand nombre de particules, chaque particule pèse typiquement 109 masses solaires et des effets de discrétisation (en) peuvent devenir significatifs. La plus grande simulation de ce type est la simulation Millennium (en).
Le résultat des simulations à N-corps suggèrent que l'Univers est largement composé de vides, dont la densité peut descendre à un dixième de la moyenne du Cosmos. La matière se condense en de grands filaments et halos de galaxies dont la structure ressemble aux entrelacs d'une multitude de toiles d'araignées. Cela forme les galaxies, les groupes et amas de galaxies, et les supermamas de galaxies. Alors que les simulations paraissent s'accorder largement avec les observations, leur interprétation est compliquée par la compréhension de la densité d'accumulation de matière noire susceptible de déclencher la formation des galaxies. En particulier, beaucoup plus de petits halos se forment que ceux permet de voir l'observation, les galaxies naines et les amas globulaires. Cette différence est connue sous le nom de problème du biais galactique et une grande variété d'explications ont été avancées. La plupart le considèrent comme un effet de la physique compliquée de la formation des galaxies, mais certains ont suggéré qu'il s'agit d'un problème provenant de notre modèle de matière noire et que quelques effets tels que la matière noire tiède (en) empêchent la formation des halos les plus petits.
Une des réussites déterminantes réalisée par les cosmologistes dans les années 1970 et 1980 fut la mise en évidence qu'une majorité de la matière contenue dans l'Univers était composée non pas d'atomes, mais plutôt d'une forme mystérieuse de matière que l'on a désignée sous le nom de matière noire. La matière noire interagit au travers de la force de gravité mais elle n'est pas composée de baryons, et l'on sait avec une grande précision qu'elle n'émet ni n'absorbe aucun rayonnement. Elle peut être composée de particules qui interagissent au travers de l'interaction faible, telles que les neutrinos, mais elle peut être entièrement composée des trois sortes connues de neutrinos (bien que certains aient suggéré qu'il s'agit d'un neutrino stérile (en)). Des preuves récentes suggèrent qu'il y a à peu près cinq fois plus de matière noire que de matière baryonique, et la dynamique de cette période est donc dominée par la matière noire.
La matière noire joue un rôle-clé dans la formation des structures parce qu'elle est uniquement sensible à la force de gravité : l'instabilité gravitationnelle de Jeans qui permet aux structures compactes de se former ne rencontre aucune force pour s'y opposer, telle que la pression de radiation. Il en résulte que la matière noire commence à s'effondrer en un réseau complexe de halos de matière noire, bien avant la matière ordinaire, qui est entravée par les forces de pression. Sans la matière noire, l'époque de la formation des galaxies se serait produite considérablement plus tard que ce que l'on observe dans l'Univers.
La physique de la formation des structures de cette période est particulièrement simple puisque les perturbations aux différentes longueurs d'ondes de la matière noire évoluent indépendamment. Le rayon de Hubble s'accroissant dans l'Univers en cours d'expansion, il intègre des perturbations de plus en plus grandes. Pendant la domination de la matière, toutes les perturbations causales de la matière noire s'accroissent au travers de regroupements gravitationnels. Cependant, les perturbations des longueurs d'ondes plus courtes qui sont intégrées pendant la domination du rayonnement voient leur croissance différée jusqu'à la domination de la matière. A ce stade, on s'attend à ce que la matière baryonique, lumineuse, reflète simplement l'évolution de la matière noire, et leur évolution devrait suivre étroitement les mêmes sentiers.
Calculer ce spectre linéaire de puissance est un problème simple, et comme outil pour la cosmologie, d'une importance comparable au rayonnement micro-ondes du fond cosmologique. Le spectre de puissance a été mesuré par des relevés de galaxies, tels que le Sloan Digital Sky Survey, et par des relevés de forêts Lyman-α. Ces relevés, observant les radiations émises par les galaxies et les quasars, ne mesurent pas directement la matière noire, mais on s'attend à ce que la distribution à grande échelle des galaxies (et des lignes d'absorption des forêts Lyman-α) reflète étroitement la distribution de matière noire. Tout cela dépend si les galaxies sont plus grandes et plus nombreuses dans les régions les plus denses de l'Univers, alors qu'elles sont en comparaison plus rares dans les régions les plus désertes.