Ещё в начале 70-х годов XX в. практически одновременно были сформулированы серьёзные теоретические и наблюдательные доводы в пользу существования у галактик, помимо звёздной составляющей и газа, так называемых тёмных гало. Теоретические аргументы следовали из соображений устойчивости звёздных дисков спиральных галактик, наблюдательные же - из анализа скоростей вращения газа в периферийных областях все тех же спиральных галактик. Однако не удалось выяснить какова природа тёмного вещества и насколько оно по массе превышает светящуюся материю. Согласно CDM-теорий (LambdaCDM-моделях (Cold Dark Matter models with Lambda term)) масса тёмного вещества почти на порядок больше барионной массы, и, значит, основная часть вещества должна проявляться на масштабах больше галактических или быть заключена в каких-то неизвестных объектах.
    В 90-е годы XX в. астрономы начали интенсивно изучать новый класс объектов – галактики с низкой поверхностной яркостью (LSB-galaxies – Low Surface Brightness galaxies). Такие "тусклые" звёздные системы раньше было очень трудно обнаруживать, хотя они и расположены в локальной области Вселенной (z<0.1). Это довольно разнородный класс объектов, но среди них встречаются и такие, которые имеют абсолютную звёздную величину, сравнимую с абсолютной звёздной величиной больших ярких галактик, но при этом обладают низкой поверхностной яркостью, т.е. звезды в них распределены на других пространственных масштабах. Для LSB-галактик означает, что галактики с одинаковой светимостью имеют одинаковые скорости вращения независимо от того, как в галактике распределено звездное вещество. Этот удивительный результат приводит к важному выводу: отношение массы к светимости в галактиках увеличивается с уменьшением поверхностной яркости, а значит, относительная масса тёмного вещества в LSB-галактиках больше, чем в ярких галактиках. Таким образом галактики с низкой поверхностной яркостью могут быть резервуарами недостающей тёмной массы.
     Стратегия поиска тёмных галактик может быть двоякой. С одной стороны, невидимые массивные системы можно пытаться обнаружить по их приливному воздействию на рядом расположенную обычную галактику со звёздами. Как известно, близкие пролёты галактик приводят к появлению удивительно красивых тонких структур – вытянутых хвостов и перемычек. Если партнёр по взаимодействию не виден, то приливные детали будут направлены в никуда, как у галактики UGC 10214.  Намного более обещающим выглядит путь поиска тёмных галактик по обзорным наблюдениям в линии нейтрального водорода с целью обнаружения массивных изолированных облаков HI. Один из таких обзоров был недавно составлен для участка размером 32 квадратных градуса в недалёком скоплении галактик в созвездии Дева (отсюда и название обзора VIRGOHI) командой астрономов под руководством Дэвиса. Это самый чувствительный обзор – предел чувствительности по лучевой концентрации атомов водорода составляет 7x10¹⁸ см^-2. Наблюдения велись на радиотелескопе Ловелла обсерватории Джодрелл Бэнк в Великобритании. Был выявлен 31 источник, из которых 27 источников отождествлены с известными членами скопления, а 4 оказались новыми. Один из новых объектов впоследствии был признан ложным, другой – из-за неудачного расположения прямо за галактикой M86 - не мог наблюдаться в оптике, а обнаружение двух оставшихся источников (VIRGOHI21 и VIRGOHI27) было подтверждено более поздними наблюдениями на радиотелескопе Аресибо в Пуэрто-Рико. Что касается VIGROHI27, то этот объект оказался видимым в оптике, и таким образом только источник VIRGOHI21 мог претендовать на звание "изолированной области HI". VIRGOHI21 дополнительно наблюдался на радиотелескопе VLA и в оптическом диапазоне на телескопе Исаака Ньютона  (2.5 м). Именно результаты этих наблюдений под руководством Минчина дали повод для сенсационных газетных наблюдений.
   Оценки массы нейтрального водорода по наблюдаемому HI потоку дали величину массы (2-7)x10⁸ M_sun. Это примерно на порядок меньше массы нейтрального водорода в нашей Галактике, и совершенно недостаточно для того, чтобы поддерживать наблюдаемую высокую скорость вращения газа в источнике VIRGOHI21. Интерпретация полученных данных может быть различной, и авторы открытия очень осторожны в своих выводах. В первую очередь была исключена приливная причина образования такого облака при взаимодействии галактик, которые успели уйти далеко от места взаимодействия. Кроме того, на основе анализа характерных времён было отвергнуто соображение о возможной гравитационной несвязанности облака. Поглощение внутри Галактики в направлении на VIRGOHI21 составляет всего 0.15 mag в полосе B и также не объясняет отсутствие излучения в видимом свете. Единственная правдоподобное объяснение наблюдательных данных, по мнению авторов, заключается в том, что мы имеем дело с изолированной облаком HI, погруженным в массивное тёмное гало, которое и обеспечивает высокую скорость вращения. При этом плотность газа в обнаруженном облаке невелика - лучевая концентрация атомов водорода оценивается в 4x10¹⁹ см^-2, что меньше предельной концентрации, выше которой в газе возможно звездообразование. Тем не менее, обнаруженный объект может стимулировать дальнейшие глубокие HI обзоры с целью выявления новой популяции тёмных галактик, которых так не хватает теоретикам-космологам.