Astronomiya

Görünən Kainatın Kütlə Mərkəzini hesablamaq mümkündürmü?

Görünən Kainatın Kütlə Mərkəzini hesablamaq mümkündürmü?

Görünən kainatın genişlənmə xüsusiyyətləri daxil olmaqla bütün xüsusiyyətlərinə görə izotrop və homogen olduğunu fərz edərək görünən kainatın mərkəzində olduğumuzu çıxarmaq asandır. İşıq hər istiqamətdə eyni sonlu sürətə sahibdir, buna görə hər hansı bir xarici istiqamətdən bizə çatmaq üçün kainatın mövcud yaşından daha uzun çəkməli olduğu bir işıq görə bilmirik.

Cazibə qüvvəsi qarşılıqlı təsirinin sonlu sürətinin işıqla eyni olduğunu fərz etsək. Görünən kainatın kütlə çərçivəsi mərkəzinin yeri barədə nə deyə bilərik. Yerli olaraq izotrop və homojen fərziyyə tətbiq olunmur, çünki kütlə hesablama mərkəzində yer kürəsi Günəş sisteminin qalan hissəsi ilə müqayisədə kiçik bir kütləyə sahibdir, Samanyolu qalaktikası və daha geniş qalaktikalar qrupu və s. izotrop və homojen fərziyyənin yenidən ağlabatan olduğu miqyas.

İki əlaqəli sual bunlardır:

  1. Görünən kainatın (yəni yerdən görünən) kütlə mərkəzinin (kütlə çərçivəsinin mərkəzi) vəziyyətini prinsipcə bu günə qədər apardığımız astronomik müşahidələrdən hesablaya bilərikmi?
  2. Əgər bu mümkündürsə, bu kütlə çərçivəsi mərkəzi ilə kosmik mikrodalğalı fon şüalanmasına (CMBR) nisbətən sabit olan çərçivə arasında hər hansı bir əlaqə ola bilərmi?

Görünən Kainatın Kütlə Mərkəzini hesablamaq mümkündürmü? - Astronomiya

Qalaktikaların kütlələri ulduzlarının orbital hərəkətindən tapılır. Daha kütləvi qalaktikadakı ulduzlar aşağı kütləli qalaktikadakılardan daha sürətli orbitdə hərəkət edəcək, çünki kütləvi qalaktikanın daha böyük cazibə qüvvəsi ulduzlarının daha böyük sürətlənməsinə səbəb olacaqdır. Ulduz sürətlərini ölçərək qalaktikada nə qədər cazibə qüvvəsi olduğunu öyrənirsiniz. Cazibə kütlə və məsafədən asılı olduğundan ulduz orbitlərinin ölçüsünü bilmək qalaktikanın kütləsini əldə etməyə imkan verir.

Spiral qalaktikalar üçün fırlanma əyrisi kütlələrini ölçmək üçün istifadə olunur, Samanyolu kütləsini tapmaq üçün edilir. Fırlanma əyrisi bir qalaktikadakı orbital sürətlərin qalaktikanın mərkəzindən uzaqlığından necə asılı olduğunu göstərir. Mərkəzdən müəyyən bir məsafədəki kütlə = (orbital sürət) 2 & # 215 (mərkəzdən məsafə) /G. Orbital sürət, atom hidrogen qazından 21 sm xətt radiasiyasının doppler sürüşmələrindən tapılır. The bucaqlı disk parçasının mərkəzdən məsafəsi ölçülür, ancaq əlavə kütlə formulundan istifadə etmək üçün diskin həqiqi hissəsi xətti mərkəzdən məsafəni tapmaq lazımdır.

Planetar elm fəslində geri qayıtmağı unutmayın, əgər məsafəni bilirsinizsə, xətti məsafəni bucaq məsafəsindən tapmaq olar üçün obyekt? Qalaktika mərkəzindən xətti məsafə = [(2& # 215 (məsafə üçün qalaktika) & # 215 (dərəcə ilə açı məsafəsi)] / 360 & deg. Buna görə kütləni ölçmək istəyirsinizsə əvvəlcə qalaktikaya olan məsafəni bilməlisiniz.

Eliptik qalaktikalar üçün eliptik qalaktikaların kütləsini ölçmək üçün qarışıq olan bütün ulduzlardan alınan udma xətlərinin eni istifadə olunur. Absorbsiya xətlərinin genişliyi sürətlərin paylanmasının yayılmasından asılıdır --- sürət dispersiyası. Eliptik qalaktikanın kütləsi = k & # 215 (sürət dispersiyası) 2 & # 215 (ulduzların qalaktika mərkəzindən məsafəsi) /G, harada k qalaktikanın şəklindən və qalaktikanın Yerdən bucağından asılı olan bir amildir.

Demək olar ki, bütün qalaktikalarda ulduzlar və qaz qalaktikaların parlaqlığından gözləniləndən çox daha sürətli hərəkət edir. 1970-ci illərdə Vera Rubin (yaşamış 1928-2016), spiral qalaktikalarda fırlanma əyrisinin mərkəzdən çox məsafələrdə təxminən eyni dəyərdə qaldığını ("düz" olduğu deyilir) tapdı. Bu, görünən, işıqlı maddənin miqdarı mərkəzdən böyük məsafələrə düşməsinə baxmayaraq qapalı kütlənin artmasına davam etməsi deməkdir. Eliptik qalaktikalarda görünən maddənin cazibəsi ulduzları olduğu qədər sürətləndirəcək qədər güclü deyil. Başqa bir şey qalaktikaların cazibəsini parlamadan əlavə etməlidir.

Başqa bir şey deyilir qaranlıq maddə. Aşkar edilə bilən miqdarda işıq çıxarmayan, lakin nəzərə çarpan cazibə qüvvəsinə malik olan bir materialdır. Astronomlar qaranlıq maddənin nədən ibarət olduğuna əmin deyillər. İmkanlar planetlər, qəhvəyi cırtdanlar, ağ cırtdanlar, qara dəliklər kimi böyük şeylərdən, laboratoriyalarımızda hələ görülməmiş neytrinolar və ya digər ekzotik hissəciklər kimi çoxsaylı kiçik şeylərə qədərdir. Növbəti hissədə və kosmologiya fəslində izah ediləcək səbəblər üçün astronomlar qaranlıq maddənin bütün bunların birləşməsindən ibarət olduğunu, lakin ekzotik hissəciklərin qaranlıq maddənin böyük əksəriyyətini təşkil etməsi lazım olduğunu düşündülər. Əslində kainatdakı cəmi maddənin içindəki ekzotik hissəciklərin ümumi kütləsi, daha çox tanış olduğumuz & quot; qeyri-adi maddənin & quot; (protonlardan, neytronlardan, elektronlardan, neytronlardan və s.) Yaradılan ümumi kütləsindən beş qat çoxdur. Qaranlıq maddənin təbiəti bu gün astronomiyanın mərkəzi problemlərindən biridir. Təbiəti bilinməsə də, qaranlıq maddə qalaktikaların elə bir ayrılmaz hissəsi kimi görünür ki, qaranlıq maddənin mövcudluğu kiçik bir qalaktikanı böyük bir kürə qrupundan ayırmaq üçün istifadə olunur, hər ikisi də eyni sayda ulduza sahib ola bilər.

2018-ci ildə NGC 1052-DF2 adlanan bizdən 65 milyon işıq ilində kiçik ultra diffuz qalaktikanın (həcmi çox az sayda ulduz olan) mümkün kəşfi olduqca təəccüblü idi. Bu qaydanı sübut edən bəlkə də istisnadır & quot; lakin qaranlıq maddə olmayan digər kiçik qalaktikalar axtarılır. Bununla yanaşı, NGC 1052-DF2 üçün qaranlıq maddə nəticəsinin olmaması da səhv ola bilər, çünki kiçik qalaktikadakı yalnız on kürəcik qrupunun hərəkətləri onun kütləsini ölçmək üçün istifadə edilmişdir. Qalaktikanın kütləsini daha dəqiq bir şəkildə ölçmək üçün daha çox obyektə ehtiyac duyulur, buna görə kütlə ölçüsünün çox aşağı olması və həqiqətən əhəmiyyətli dərəcədə qaranlıq maddə olması mümkündür. Qalaktikanın kütləsini ölçməyin başqa bir müstəqil üsulu, bu qalaktikanın az miqdarda qaranlıq maddə olmadığı fikrini dəstəkləyir. Bundan əlavə, başqa bir qalaktikada NGC 1052-DF4-də yeddi kürə qrupu istifadə edərək, NGC 1052-DF2 kəşfini həyata keçirən tədqiqat qrupu, NGC 1052-DF4-də də qaranlıq bir maddə olmadığını göründü. Qaranlıq maddə olmadan iki qalaktikanın kəşfi, qaranlıq maddənin adi maddədən ayrı olaraq tapıla biləcəyini və qaranlıq maddənin, həqiqətən, yer cazibəsinin böyük miqyasda necə işlədiyini səhv başa düşməsidir. Bir başqa ehtimal da iki kiçik qalaktikaya olan məsafələrin düzgün ölçülməməsidir. Əgər iki qalaktika həqiqətən bizə daha yaxındırsa, onların əldə edilən kütlə ilə parlaqlıq nisbətinə nisbətən daha böyük olacaq və qaranlıq maddənin olması lazımdır. Daha çox müşahidəyə ehtiyac var!


Görünən Kainatın Kütlə Mərkəzini hesablamaq mümkündürmü? - Astronomiya

Qaranlıq Maddənin Sirri

  • onun mərkəzi kütlədən məsafəsi və
  • the ümumi kütlə əlavə olunur öz orbitində.

Uyğunsuzluq kütlə-işıq nisbəti . Bir qalaktikanın ümumi görünən parlaqlığını və radius ilə paylanmasını asanlıqla ölçə bilərik. Bu məbləği günəş parlaqlığının vahidləri ilə versək L günəş Məsələn, qalaktikamızın təxminən 100 milyard parlaqlığa sahib olduğunu tapırıq L günəş . Bu günə qədər Samanyolu qalaktikasında 100 milyard ulduz olduğunu iddia etdik. 1 günəş kütləsinin 1 günəş parlaqlığı yaratdığını fərz etsək, 100 milyard günəş parlaqlığı 100 milyard günəş kütləsi tərəfindən yaradılacaq, buna görə qalaktikanın kütlə ilə işıq nisbətinin təxminən 100 milyard olacağını gözləyirik. M günəş / 100 milyard L günəş = 1 M günəş / L günəş . Bunun əvəzinə, kütlə ilə işıq nisbətinin daha çox 10-a bənzədiyini mütəmadi olaraq tapırıq M günəş / L günəş Deməli, qalaktikamızın kütləsinin 90% -i parlaq olmamalıdır - yəni qaranlıq maddə şəklindədir. Kümələrdə qaranlıq maddə

  • cazibə obyektivi (yuxarıdakı şəkildəki mavimsi xüsusiyyətlər) tərəfindən yaradılan tək qalaktikanın çoxsaylı görüntülərini tapın. (Tək bir qalaktikanın çoxsaylı görüntüləri olduqlarını haradan bilirik?)
  • şəkildə göründüyü kimi birdən çox şəkilə açısal məsafəni təyin edin.
  • təhrif olunmuş qalaktikaya tənəzzül sürətindən və Hubl qanununa olan məsafəni təyin edin
  • eyni şəkildə Hubble Qanunu istifadə edərək çoxluğa qədər məsafəni təyin edin
  • açısal ayrılığı çoxluq kütləsi ilə əlaqələndirmək üçün Einşteynin ümumi nisbi nəzəriyyəsini istifadə edin.
Qaranlıq maddə sirrlidir, lakin ekzotik olmamalıdır. Bir ehtimal budur ki, görünməyən adi maddənin sadəcə kiçik, lakin sıx cisimləridir. Nümunələr qəhvəyi cırtdanlar (ulduz olmaq üçün çox kiçik və qalaktik haloda aşkar etmək üçün çox zəifdir), qara cırtdanlar (sərinləyən və artıq çox işıq yaymayan köhnə ağ cırtdanlar), qara dəliklər və ya bəlkə də başqa bir növ adi maddə. Belə maddə deyilir bariyonik maddə, çünki bariyonlardan (protonlar və neytronlar) ibarətdir. Astronomlar MACHO (MAssive Compact Halo Objects) kimi obyektləri şıltaqlıqla adlandırdılar. Bu cür obyektlər görmək üçün çox zəif olduğundan, onları aşkarlamaq üçün başqa vasitələrdən istifadə etməliyik. Bunun bir yolu məsafədəki işıq mənbələrinin qarşısından keçərkən kiçik cazibə obyektivlərinə baxmaqdır. Əslində, bu qədər kiçik obyektiv hadisələri görüldü, ancaq itkin maddənin hesabını tələb etməsi lazım olan çox sayda deyil.

Daha ekzotik bir ehtimal qaranlıq maddənin adi maddə şəklində olmaması, əksinə hələ kəşf etmədiyimiz bir növ alt atom hissəciklərindən ibarət olmasıdır. Bu cür hissəciklərin çox kütləsi olmalı, lakin işıqla qarşılıqlı əlaqəsi olmamalıdır. Astronomlar (yenə də şıltaqlıqla) bu cür obyektləri WIMPs (Zəif Qarşılıqlı Kütləvi Hissəciklər) adlandırdılar. Artıq bir növ zəif qarşılıqlı təsir göstərən hissəciklə - neytrino ilə qarşılaşdıq. Ancaq çox sayda mövcud olan neytrinonun iki problemi var. Biri, kifayət qədər kütləyə sahib olmamalarıdır (baxmayaraq ki, qalaktikaların xaricindəki qaranlıq maddəyə az miqdarda qatqı təmin edə bilərlər), digəri isə qalaktika yığınları ətrafında toplanmayacaqlarıdır. Onlar o qədər enerjidirlər ki, getmək istədikləri hər yerdə kainatı gəzdirirlər və kütlə mərkəzlərini qalaktikalar qruplarında çətinliklə hiss edirlər. Bunun əvəzinə neytrinodan daha kütləvi və kütlə mərkəzlərində toplana bilməsi üçün daha yavaş bir hissəcik lazımdır. İndiyə qədər bu cür hissəcikləri kəşf etməmişik, amma bəlkə də nə vaxtsa hissəcik təcrübələri onları müəyyənləşdirəcəkdir.

Bu arada müəyyən bir açıqlama və çox ipucu ilə qarışıq qalırıq. WIMP-lərin MACHO-lara üstünlük verdiyi kimi görünən vacib bir ipucu, qaranlıq maddənin paylanmasıdır. Adi baryonik maddə, qalaktikalar və qalaktikalar qrupları kimi kütlə konsentrasiyalarının mərkəzlərində toplanmışdır, buna görə qaranlıq maddə nə olursa olsun, bu tərəzidə yığışmağa müqavimət göstərməlidir. WIMP-lər bu gözləntini gözəl şəkildə doldurur, çünki Big Bang-də olduqca isti (yüksək sürətlə) doğulacaqdılar. Baryonlar da isti idi, lakin işıqla qarşılıqlı təsir göstərirlər və buna görə enerjilərini tökməyə, sərinləməyə və qalaktikalara toplanmağa imkan verən radiasiya istehsal edirlər. WIMP-lərin enerjisini itirmə yolu yoxdur, buna görə daha çox qalacaqlar sərbəst qalaktika haloslarında toplanmışdır.

İlk mühazirədə qalaktikamızın bir hissəsi olduğunu müzakirə etdik Yerli Qrup Samanyolu Qalaktikası, Andromeda Qalaktikası, Magellan Buludları və təxminən 20 digərini əhatə edən qalaktikalardan. Yerli Qrupun daha böyük bir qalaktika kolleksiyasının bir hissəsi olduğunu da söylədik Yerli Supercluster . Gecə səmaya baxarkən hər tərəfə çox sayda qalaktika görürük və tənəzzül sürətlərindən və Hubble Qanununa görə məsafələrini təyin edə bilərik. Buradan qalaktik yerlərin 3 ölçülü xəritəsini qura bilərik. Tapdığımız şey, qalaktikaların kosmosda bərabər şəkildə paylanmaması, əksinə cazibə qüvvəsi ilə birləşən superklasterlər adlandırılan bu nəhəng quruluşları meydana gətirməsidir.

Qalaktikaların özünəməxsus sürətlərini (tənəzzül sürətlərini çıxardıqdan sonra sürətlərini) ölçərək, onların kütlə konsentrasiyalarına toplandıqlarını görürük. Budur, kosmik perspektiv mətnindən, bizimki yaxınlığındakı qalaktikaların xüsusi sürətlərini (Samanyolu qalaktikası mərkəzdədir) təsvir edən şəkil.

Kozmik Perspektifdən Şəkil 21.13, Bennet, Donahue, Schneider & amp Voit, Addison Wesley (1998)

Qalaktikalar kütlənin bir neçə konsentrasiyasına doğru irəliləyir. Kainata daha uzağa baxdığımızda kainatın geniş miqyaslı quruluşu aydın olur. Üst qruplar və digər bölgələr də var boşluqlar , ümumiyyətlə qalaktikaları olmayan. Ümumi quruluş bir süngər kimi görünür, kütlə membranları ilə ayrılmış kürə boşluqları ilə.

Şəkil 21.14a
Şəkil 21.14b
Şəkil 21.16a Keçmişə baxmaq.

Bu quruluşun necə yaradıldığını araşdırmaq üçün Böyük Partlayışdan başlaya və ilk kainatdakı kiçik dalğalanmaları təsəvvür edə bilərik. Bu dalğalanmalar bir qədər soyuq olardı və kütlənin toplanmasına və dağılmasına imkan verərdi ki, bu da bölgəni daha da sərinləşdirdi (artıq enerjini yayaraq), maddənin toplandığı sahələr daha çox cəmləşdi. Beləliklə, gördüyümüz böyük miqyaslı quruluş bizə ilk kainatın necə olduğunu göstərir. Simulyasiyalar apara bilərik və kainatın bugünkü kimi görünməsi üçün hansı başlanğıc şərtlərə ehtiyac olduğunu görə bilərik.

Kainatın taleyi bu suala bağlıdır. Kainat sonsuza qədər genişlənməyə davam edəcəkmi, yoxsa sonunda genişlənməyi dayandıracaq və çökməyə başlayacaq (sonu " Böyük böhran , "Böyük Partlayışın əksidir)? Bu sualın cavabı kainatın sıxlığından asılıdır. Bir var kritik sıxlıq kainat yavaşlayacaq, amma genişlənməyi dayandırmayacaq - yalnız sonsuza qədər genişlənməklə çökmək arasında kənarda tarazlıq. Kainat kritik sıxlıqdan azdırsa, sonsuza qədər genişlənməyə davam edəcəkdir açıq kainat ), kritik sıxlığın daha çox olması halında, genişlənməyi dayandıracaq (a qapalı kainat ). Kainat tam olaraq kritik sıxlıqda sonsuza qədər genişlənməyə davam edəcək, ancaq sonsuz bir zaman keçdikdən sonra dayanacaq şəkildə getdikcə daha yavaş gedəcəkdir. Buna a düz kainat .

Qeyd edək ki, bu ssenarilərin hər biri genişlənmənin heç dayanmasa da yavaşlamalı olduğunu göstərir. Kainatımızın açıq və ya qapalı olduğunu təyin etmək üçün hazırlanmış ölçmələr etdikdə, həmişə düz bir kainata çox yaxın olduğumuzu göstərir. Bu, kainatımızın kritik sıxlığa yaxın olması deməkdir. Bununla birlikdə, bütün məsələləri saydığımızda, qaranlıq maddəni içəriyə qoysaq da, kainatı düzləşdirməyin kifayət olmadığını başa düşürük. Əslində kritik sıxlığı r adlandırırıqsa krit , onda maddə sıxlığı 0,3 r ətrafında görünür krit . Yenə də kainatın bu qədər açıq olub olmadığını (bu qədər kritik sıxlığın altındadır) deyə bilməliyik və müşahidələrimiz bunu göstərmir. Uzun illərdir ki, bu açıq ziddiyyətə sahibik - kainat düz görünür, ancaq bunu etmək üçün çox az maddə var (qaranlıq maddə də daxil olmaqla).

Bu yaxınlarda işlər daha da qəribə oldu. Standart şamlar olduğuna inandığımız ən uzaq supernovaları ölçərək, kainatın bir zamanlar indiki kimi yavaş-yavaş genişləndiyi görünür. Başqa sözlə, genişlənmə sürətinin sürətləndiyi görünür ! Astronomlar indi məkanı bir-birindən uzaqlaşdıran ekzotik bir enerji forması - bir növ mənfi cazibə qüvvəsi olduğu fikri ilə oynayırlar. Enerjinin bu formasına deyilir qaranlıq enerji və kifayət qədər qaranlıq enerji varsa, kainatın niyə düz göründüyünü izah edə bilər.

Növbəti dəfə (son mühazirəmizdə) kosmologiya, Böyük Partlayış və kainatın başlanğıcı məsələlərini araşdıracağıq.


Mündəricat

1932-ci ildə Jan Hendrik Oort, Günəş məhəlləsindəki ulduzların ölçülməsinin görünən maddəyə əsaslanan kütləvi paylanmanın qəbul edildiyi zaman gözləniləndən daha sürətli hərəkət etdiyini bildirdiyini bildirən ilk şəxs oldu, lakin sonradan bu ölçmələrin əslində səhv olduğu müəyyən edildi. [6] 1939-cu ildə Horace Babcock, doktorluq dissertasiyasında Andromeda üçün fırlanma əyrisinin ölçmələrini bildirdi ki, kütlə ilə işıq nisbətinin radial olaraq artdığını irəli sürdü. [7] Bunu ya qalaktikadakı işığın mənimsənilməsinə, ya da spiralin xarici hissələrindəki dəyişdirilmiş dinamikaya və hər hansı bir formada itkin maddəyə bağlamadı. Babcockun ölçmələri sonradan tapılanlarla əsaslı şəkildə razılaşmadı və müasir məlumatlarla yaxşı bir şəkildə uzanan bir dönmə əyrisinin ilk ölçüsü 1957-ci ildə yeni istifadəyə verilmiş Dwingeloo 25 metrlik teleskopla M31-i öyrənən Henk van de Hulst və əməkdaşları tərəfindən 1957-ci ildə yayımlandı. . [8] Maarten Schmidt tərəfindən hazırlanan bir yoldaş kağız bu dönmə əyrisinin işığa nisbətən daha geniş bir düzlənmiş kütlə paylanması ilə uyğun gələ biləcəyini göstərdi. [9] 1959-cu ildə Louise Volders eyni teleskopdan istifadə edərək spiral qalaktikası M33-ün Keplerian dinamikasına görə gözlənildiyi kimi fırlanmadığını nümayiş etdirdi. [10]

NGC 3115 hesabatını verən Jan Oort, "sistemdəki kütlənin paylanmasının işığa nisbətən heç bir əlaqəsi olmadığı görünür. Biri NGC 3115-in xarici hissələrində kütlə ilə işığın nisbətini təxminən 250 olaraq tapır" dedi. [11] Jurnal məqaləsinin 302-303-cü səhifələrində, "Güclü qatılaşdırılmış işıqlı sistem böyük və daha az dərəcədə homojen bir sıxlıq kütləsinə bürünmüş görünür" yazdı və bu kütlənin ya ola biləcəyini fərziyyə etməyə davam etdi. son dərəcə zəif cırtdan ulduzlar və ya ulduzlar arası qaz və toz, bu qalaktikanın qaranlıq maddə halosunu açıqca aşkar etmişdi.

Carnegie teleskopunun (Carnegie Double Astrograph) bu Qalaktik fırlanma problemini öyrənməsi nəzərdə tutulmuşdu. [12]

1960-cı illərin sonu və 1970-ci illərin əvvəllərində, Vaşinqtonun Karnegi İnstitutunun Yerdəki Maqnetizm Departamentində bir astronom olan Vera Rubin, kənar spiral qalaktikaların sürət əyrisini daha yüksək dərəcədə ölçə bilən yeni həssas bir spektrografla çalışdı. əvvəllər olduğundan daha çox əldə edildi. [13] İşçi yoldaşı Kent Ford ilə birlikdə Rubin 1975-ci ildə Amerika Astronomiya Cəmiyyətinin iclasında spiral qalaktikalardakı əksər ulduzların təxminən eyni sürətlə fırlandığını və bunun qalaktika kütlələrinin təxminən böyüdüyünü nəzərdə tutduğunu aşkarladı. ulduzların əksəriyyətinin yerləşdiyi yerdən (qalaktik qabarıqlıq) kənarda radiuslu xətti olaraq. Rubin 1980-ci ildə nəticələrini nüfuzlu bir sənəddə təqdim etdi. [15] Bu nəticələr, ya Newtonun cazibəsinin universal olaraq tətbiq olunmadığını, ya da mühafizəkar olaraq, qalaktikaların kütləsinin% 50-dən yuxarı nisbətdə qaranlıq qalaktik haloda olduğunu düşündürdü. Başlanğıcda şübhə ilə qarşılaşsa da, Rubinin nəticələri sonrakı onilliklər ərzində təsdiqləndi. [16]

Nyuton mexanikasının doğru olduğu güman edilirsə, qalaktikanın kütləsinin böyük bir hissəsinin mərkəzin yaxınlığındakı qalaktik qabarıqlıqda olması lazım olduğunu və disk hissəsindəki ulduzların və qazın mərkəzin radyal məsafəsi ilə azalan sürətlərdə dövr etməsi lazım olduğunu təqib edərdi. qalaktik mərkəzdən (Şəkil 1-də kəsilmiş xətt).

Spiralların fırlanma əyrisi ilə bağlı müşahidələr buna dözmür. Daha doğrusu, əyrilər gözlənilən tərs kvadrat kök münasibətlərində azalmır, əksinə "düz" olur, yəni mərkəzi qabarıqlığın xaricində sürət demək olar ki, sabitdir (şəkil 1-dəki möhkəm xətt). Parlaq maddənin vahid paylanmasına malik qalaktikaların mərkəzdən kənara qədər yüksələn bir dönmə əyrisi olduğu və aşağı səthli parlaqlıqlı qalaktikaların (LSB qalaktikalarının) əksəriyyətinin eyni anomal fırlanma əyrisinə sahib olduğu da müşahidə olunur.

Fırlanma əyriləri, mərkəzi qabarıqlığın kütlə ilə işıq nisbətində işıq saçmayan mərkəzi qabarıqlığın xaricindəki qalaktikaya nüfuz edən əhəmiyyətli miqdarda maddənin varlığını fərz etməklə izah edilə bilər. Əlavə kütlədən məsul olan maddə qaranlıq maddə adlanırdı, onun mövcudluğu ilk dəfə 1930-cu illərdə Jan Oort tərəfindən Oort sabitlərini ölçməsində və Fritz Zviki qalaktika klasterlərinin kütlələrini araşdırmalarında irəli sürülmüşdür. Bariyonik olmayan soyuq qaranlıq maddənin (CDM) mövcudluğu bu gün kainatın kosmologiyasını təsvir edən Lambda-CDM modelinin əsas xüsusiyyətidir.

Düz bir dönmə əyrisi yerləşdirmək üçün bir qalaktika və ətrafı üçün bir sıxlıq profili mərkəzdə cəmlənmişdən fərqli olmalıdır. Newton-un Kepler Üçüncü Qanununun versiyası sferik simmetrik, radial sıxlıq profilini nəzərdə tutur ρ(r):

ρ (r) = v (r) 2 4 π G r 2 (1 + 2 d log ⁡ v (r) d log ⁡ r) < displaystyle rho (r) = < frac > <4 pi Gr ^ <2> >> sol (1 + 2

harada v(r) radial orbital sürət profilidir və G cazibə sabitidir. Bu profil, əgər olduğu halda tək bir izotermik sahə profilinin gözləntilərinə yaxından cavab verir v(r) sıxlıqdan sonra təxminən sabitdir ρr The2, sıxlığın daha sonra sabit olduğu bəzi daxili "nüvə radiusuna". Müşahidələr, Navarro, Frenk və White'ın 1996-cı il seminalında yazdığı kimi sadə bir profil ilə uyğunlaşmır. [17]

Müəlliflər daha sonra bir sıxlıq profili funksiyası üçün "yavaşca dəyişən logaritmik yamacın" böyük tərəzilərdə təxminən düz fırlanma döngələrini də yerləşdirə biləcəyini qeyd etdilər. Həm N-bədən simulyasiyaları, həm də müşahidələr ilə uyğun olan məşhur Navarro-Frenk-White profilini tapdılar.

burada mərkəzi sıxlıq, ρ0 və miqyas radiusu, Rs , halo ilə halo arasında dəyişən parametrlərdir. [18] Yoğunluq profilinin yamacının mərkəzdə fərqli olduğu üçün, digər alternativ profillər təklif edildi, məsələn, müəyyən qaranlıq maddə halo simulyasiyaları ilə daha yaxşı bir anlaşma nümayiş etdirən Einasto profili. [19] [20]

Spiral qalaktikalardakı orbit sürətlərinin müşahidələri aşağıdakılara görə kütlə quruluşunu təklif edir.

Qalaktika fırlanma müşahidələri Kepler qanunlarının tətbiq edilməsindən gözlənilən paylanmaya uyğun gəlmədiyindən, parlaq maddənin paylanmasına uyğun gəlmir. [15] Bu, spiral qalaktikaların çox miqdarda qaranlıq maddə ehtiva etdiyini və ya alternativ olaraq qalaktik tərəzilərdə hərəkətdə olan ekzotik fizikanın mövcudluğunu nəzərdə tutur. Əlavə görünməyən komponent hər bir qalaktikada xarici radiuslarda və daha az parlaq olanlarda qalaktikalar arasında getdikcə daha çox nəzərə çarpır. [ aydınlığa ehtiyac var ]

Bu müşahidələrin populyar bir təfsiri, Kainat kütləsinin təxminən 26% -nin elektromaqnit şüalanma yaymayan və ya qarşılıqlı təsir göstərməyən, hipotetik bir növ qaranlıq maddədən ibarət olmasıdır. Qaranlıq maddənin qalaktikaların və qalaktikaların çoxluqlarının cazibə potensialına hakim olduğuna inanılır. Bu nəzəriyyəyə görə qalaktikalar, qaranlıq maddənin daha böyük halolarının mərkəzlərində yatan ulduzların və qazın (yəni hidrogen və helium) bariyonik kondensasiyalarıdır, ilkin sıxlıq dalğalanmalarının yaratdığı cazibə qeyri-sabitliyindən təsirlənir.

Bir çox kosmoloq, içərisindəki qalaktikaların xüsusiyyətlərini (yəni parlaqlıqlarını, kinematiklərini, ölçülərini və morfologiyalarını) araşdıraraq bu qaranlıq haloların təbiətini və tarixini anlamağa çalışırlar. Müşahidə oluna bilən ulduzların və qazın kinematikasının (onların mövqeləri, sürətləri və sürətləndirmələri) ölçülməsi, bu qalaktikaların müxtəlif bariyonik komponentlərinə nisbətən məzmunu və paylanması ilə qaranlıq maddənin təbiətini araşdırmaq üçün bir vasitə oldu.

Qalaktikaların fırlanma dinamikası Tulli-Fişer münasibətlərindəki mövqeləri ilə yaxşı xarakterizə olunur ki, bu da spiral qalaktikalar üçün fırlanma sürətinin onların ümumi parlaqlığı ilə müstəsna əlaqəli olduğunu göstərir. Spiral qalaktikanın fırlanma sürətini proqnozlaşdırmağın ardıcıl yolu onun bolometrik parlaqlığını ölçmək və sonra Tully-Fisher diaqramındakı yerindən fırlanma sürətini oxumaqdır. Əksinə, spiral qalaktikanın fırlanma sürətini bilmək onun parlaqlığını verir. Beləliklə, qalaktika fırlanmasının böyüklüyü qalaktikanın görünən kütləsi ilə əlaqədardır. [22]

Çıxıntı, disk və halo sıxlığı profillərinin dəqiq bir şəkildə yerləşdirilməsi olduqca mürəkkəb bir proses olsa da, fırlanan qalaktikaların müşahidə oluna bilən əşyalarını bu əlaqə yolu ilə modelləşdirmək sadədir. [23] [ daha yaxşı mənbəyə ehtiyac var ] Beləliklə, normal bariyonik maddə daxil olan qaranlıq maddənin ən müasir kosmoloji və qalaktika əmələ gəlməsi simulyasiyaları qalaktika müşahidələri ilə uyğunlaşdırıla bilsə də, müşahidə olunan miqyaslı əlaqənin nə üçün mövcud olduğu barədə hələ açıq bir açıqlama verilməyib. [24] [25] Bundan əlavə, 1990-cı illərdə aşağı səthli parlaqlıqlı qalaktikaların (LSB qalaktikaları) fırlanma əyrilərinin [26] və Tully-Fisher əlaqəsindəki mövqelərinin [27] ətraflı araşdırmaları LSB qalaktikalarının yüksək səth parlaqlığına malik qalaktikalardan daha uzanan və daha az sıx olan qaranlıq maddə halolarına sahibdirlər və beləliklə səth parlaqlığı halo xüsusiyyətləri ilə əlaqədardır. Qaranlıq maddələrin üstünlük təşkil etdiyi bu cırtdan qalaktikalar, cırtdan qalaktika quruluş probleminin həllində açar ola bilər.

Çox vacibdir ki, aşağı və yüksək səth parlaqlığı qalaktikalarının daxili hissələrinin təhlili göstərir ki, qaranlıq maddə hakim sistemlərin mərkəzindəki fırlanma əyrilərinin forması NFW məkan kütlə paylama profilindən fərqli bir profil göstərir. [28] [29] Bu sözdə cuspy halo problemi standart soyuq qaranlıq maddə nəzəriyyəsi üçün davamlı bir problemdir. Bu kontekstdə qalaktikaların daxili bölgələrində proqnozlaşdırılan qaranlıq maddə bölgüsünü dəyişdirmək üçün ulduz enerjisinin ulduzlararası mühitə olan rəyini əhatə edən simulyasiyalar tez-tez səslənir. [30] [31]

Qaranlıq maddəyə müraciət etmədən cazibə qüvvəsini dəyişdirərək qalaktika fırlanma problemini həll etmək üçün bir sıra cəhdlər olmuşdur. Ən çox müzakirə edilənlərdən biri, əvvəlcə 1983-cü ildə Mordehai Milgrom tərəfindən təklif olunan, təsirli cazibə qüvvəsini artırmaq üçün Newton qüvvə qanununu aşağı sürətlərdə dəyişdirən Modified Newtonian Dynamics (MOND). MOND aşağı səthli parlaqlıqlı qalaktikaların fırlanma əyrilərini [32] bariyonik Tulli-Fişer əlaqəsi ilə uyğunlaşdıraraq [33] və Yerli Qrupun kiçik peyk qalaktikalarının sürət dispersiyalarını proqnozlaşdırmaqda xeyli dərəcədə müvəffəq olmuşdur. [34]

Spitzer Fotometriyası və Doğru Fırlanma Eğriləri (SPARC) verilənlər bazasından alınan məlumatları istifadə edərək bir qrup, dönmə əyriləri ilə izlənən radial sürətlənmənin yalnız müşahidə olunan barion paylanmasından (yəni ulduzlar və qaz daxil olmaqla qaranlıq maddə daxil deyil) proqnozlaşdırıla biləcəyini tapdı. [35] Eyni münasibət müxtəlif şəkillər, kütlələr, ölçülər və qaz fraksiyalarına sahib 153 dönən qalaktikadakı 2693 nümunəyə yaxşı uyğunlaşma təmin etdi. Qırmızı nəhənglərdən daha sabit işığın hökm sürdüyü yaxınlıqdakı infraqırmızı ərazidəki parlaqlıq, ulduzlar səbəbiylə sıxlıq qatqısını daha ardıcıl qiymətləndirmək üçün istifadə edildi. Nəticələr MOND ilə uyğundur və yalnız qaranlıq maddəni əhatə edən alternativ izahatlara məhdudiyyət qoyur. Bununla birlikdə, bariyonlu geribildirim təsirlərini özündə birləşdirən Lambda-CDM çərçivəsindəki kosmoloji simulyasiyalar, yeni dinamiklərə (MOND kimi) müraciət etməyə ehtiyac olmadan eyni əlaqəni çoxaldır. [36] Beləliklə, qaranlıq maddənin səbəb olduğu bir töhfə, bariyonların dissipativ çökməsi səbəbindən geribildirim təsirləri nəzərə alındıqdan sonra, bariyonlardan tamamilə proqnozlaşdırıla bilər. MOND relyativistik bir nəzəriyyə deyil, baxmayaraq ki MOND-ə enən nisbi nəzəriyyələr, məsələn tensor-vektor-skalar çəkisi (TeVeS), [5] [37] skalar-tensor-vektor ağırlığı (STVG) və f ( R) Capozziello və De Laurentis nəzəriyyəsi. [38]

Samanyolu, NGC 3031, NGC 3198 və NGC 7331 üçün dönmə əyrilərinin görünən maddənin kütlə sıxlığı bölgüsünə uyğun olduğunu göstərərək ümumi nisbi metrikaya əsaslanan bir qalaktika modeli də təklif edildi. ekzotik qaranlıq maddənin halo. [39] [40]

Gaia kosmik gəmisinin istehsal etdiyi məlumatların 2020-ci il analizinə görə, Nyuton yaxınlaşması əvəzinə bütün ümumi nisbi tənliklər dəsti qəbul edilərsə, heç olmasa Süd Yolunun dönmə əyrisini qaranlıq bir maddə tələb etmədən izah etmək mümkün görünür. [41]

Mart 2021-ci ildə Gerson Otto Ludwig qalaktikanın fırlanma əyrilərini qravitoelektromaqnetizmlə izah edən ümumi nisbilik əsaslı bir model nəşr etdi. [42]


Görünən Kainatın Kütlə Mərkəzini hesablamaq mümkündürmü? - Astronomiya

Missiya kütləsinin sirri

[159] Kainatdakı kütlənin əksəriyyəti əskikdir. Yoxsa sadəcə bəzi ekzotik, hələ aşkarlanmayan bir formada gizlidir? Heç kim əmin deyil. Ancaq bir şey əmindir. İtkin kütlənin problemi, problemdən daha çox olduğu nöqtəyə gəldi. Qalaktikaların quruluşu, qalaktikaların çoxluqlarının təkamülü və kainatın son taleyi kimi şeyləri anlamaq üçün bir utanc, maneədir.

Sadə bir bənzətmə problemi göstərir. Fərz edək ki, bir kosmik gəmini Yerin ətrafında bir orbitə yerləşdirən raketlər çox uzun bir itələyərək çox uzun yanacaqdı. O zaman Yerin cazibə qüvvəsi aradan qaldırılacaq və kosmik gəmi orbitdən planetlərarası boşluğa atılacaqdı. Xoşbəxtlikdən astronavtlar üçün elm adamları müəyyən bir orbit üçün nə qədər itələyin lazım olduğunu çox dəqiq hesablaya bilirlər, buna görə də bu baş vermir. Ancaq fərz edək ki, bir kompüter səhvindən raketlər çox uzun yandı və kosmik vasitə orbital sürətdən iki dəfə daha sürətli bir sürətə çatdı, amma kosmik vasitə orbitdə qaldı! Ya Yerin güman etdiyinizdən daha çox kütləyə və bu səbəbdən daha güclü bir cazibə qüvvəsinə sahib olduğuna, ya da hesablamada istifadə etdiyiniz nəzəriyyənin səhv olduğuna inanmaq məcburiyyətində qalacaqsınız.

Söhbət astrofiziklərin bugünkü vəziyyəti ilə bağlıdır. Planetlərin Günəş ətrafındakı hərəkətini anlamağa çalışmaqda deyil - nəzəriyyə orada yaxşı işləyir - əksinə qalaktikaların xarici bölgələrindəki ulduzların və qazın hərəkətlərini və ya qalaktikalar qruplarındakı qalaktikalar və qazın hərəkətlərini anlamağa çalışarkən.

Son bir neçə ildə astronomlar çox səylə spiral qalaktikaların xarici hissələrindəki ulduzların və qaz buludlarının bu qalaktikaların kütlə mərkəzi ətrafında fırlanma sürətini ölçdülər. Optik fotoşəkillər spiral qalaktikaların, işığın mərkəzdən xarici bölgələrə doğru durmadan düşməsi ilə milyardlarla ulduzun zərif fırıldaqçıları olduğunu göstərir. İşıq ulduzlar tərəfindən istehsal olunduğundan, təbii olaraq maddənin və onunla əlaqəli cazibə qüvvəsi sahəsinin oxşar bir konsentrasiya göstərəcəyini gözləyirik. Deməli, ulduzların və qazın fırlanma sürəti, qalaktikaların daxili hissəsindən xarici bölgələrinə doğru irəlilədikcə azalması lazım olduğunu ortaya çıxarır.

Astronomların təəccüb və təəccübünə görə bu müşahidə edilən deyil. As radio and optical observations have extended the velocity measurements for the stars and gas to the outer regions of spiral galaxies, they have found that the stars and gas clouds are moving at the same speed as the ones closer in! A substantial part of the mass of the galaxy is not concentrated toward the center of the galaxy but must be [ 160 ] distributed in some dark, unseen halo surrounding the visible galaxy. The outer regions of galaxies, faint and inconspicuous on a photograph, may actually contain most of the matter. In the words of astronomers Margaret and Geoffrey Burbidge, it appears that "the tail wags the dog."

Just how large is this unseen halo? Why can't it be seen? No one knows the answer to either question. What is known is that the problem involves more than a few isolated galaxies. Most of the spiral galaxies in which the rotation pattern has been studied in detail, including our own Milky Way Galaxy, show evidence for an extensive halo of dark matter.

Nor is the problem confined to spiral galaxies. Perhaps the most spectacular evidence for a halo of dark matter around a galaxy comes from the giant spherically shaped galaxy, M87. X-ray observations show that M87 is enveloped in a cloud of hot, X-ray emitting gas nearly a million light years across. If this hot gas is not confined somehow, it will expand. In about 100 million years, it would disperse. Although this may seem like a long time, it is only 1 percent of the total lifetime of the galaxy. To account for the gas cloud as it is now observed, there are three possibilities: (1) some force is confining the gas to the galaxy (2) the gas is being continuously replenished or (3) we are observing the galaxy at a special time in its history, before the gas has had time to disperse. The third alternative is possible but improbable. The second not only requires an exorbitant amount of energy but also implies that the hot cloud should be spread out over a much larger volume of space than is observed. That leaves the first alternative, confinement by a force. The confining force could either be gravity or the pressure of an even hotter gas outside the M87 halo. Observations from the HEAOs rule out this latter possibility. That leaves gravity.

This is an important result. It means that X-ray observations can be used to measure the gravitational forces around galaxies. From the distribution of the X-ray brightness of the gas cloud, one can estimate the distribution of the gas in space. From that distribution, the mass needed for gravitational confinement can be estimated. Observations with HEAO 2 imply the presence of a halo of dark matter containing the mass of 30 trillion suns! This is several hundred times the mass observed in the disk of large spiral galaxies such as ours and the Andromeda Galaxy and about 30 times larger than the previous estimates of the mass of M87.

The same principles can be used to measure the gravitational field on a much larger scale. X-ray observations of clusters of galaxies show that the mass needed to confine the hot gas observed in clusters of galaxies is about 5 or 10 times greater than the mass that can be detected in these clusters through observation in any wavelength band, from radio through X-ray. This is in agreement with optical observations. They show that the motions of galaxies orbiting around the center of mass of the cluster can be understood only if the gravitational field is much stronger than would be deduced from the amount of detectable matter. That is, they imply that about 80 to 90 percent of the mass of the cluster has escaped detection.

Coma Cluster. This rich cluster of galaxies in the constellation Coma Berenices contains thousands of galaxies. Studies of the motions of the galaxies indicate that they are held together by their mutual gravitational attraction. The amount of mass present as visible matter, however, falls far short of the amount needed for gravitational stability. (Kits Peak Observatory photo)

On an even larger scale, studies of the motion of the Local Group of galaxies that includes our Milky Way Galaxy indicate that we are part of a supercluster of galaxies. An analysis of the motion of the Local Group suggests that a large amount of hidden matter is necessary to provide the gravitational force needed to keep the supercluster from flying apart. The amount of missing mass is about 10 times the amount of visible mass.

In summary then, radio, optical, and X-ray observations of galaxies, clusters of galaxies, and superclusters of galaxies indicate that 80 to 90 percent of the matter is either missing or hidden from view. If this ratio holds throughout the universe, then our ideas as to the ultimate fate of the universe may be profoundly affected. In a large measure, the fate of the universe is determined by the mass density of the universe, that is, the amount of mass in a unit volume. If the mass density is larger than a certain critical value, the expansion of the universe that began with the initial "big bang" will not continue forever but will slow down, and the universe will collapse. The endpoint of such a collapse is unknown. The universe could collapse forever into a universe-sized black hole, or it could go through an unending cycle of expansion, collapse, and reexpansion. On the other hand, if the mass density is too low, the universe will expand forever it will be "open." Current estimates indicate that the mass density of the universe falls short of the critical density by a factor of 10 or more, implying that the [ 162 ] universe will expand forever. However, if the mass density is 10 times greater than it appears to be, as suggested by the missing mass mystery, then the universe may be closed after all. Seen in this light, the hidden mass problem becomes a very big problem indeed.

What is the answer to the problem? Is something wrong with our understanding of gravity? Is there some additional force that comes into play over these very large scales, a force that is missing from our calculations of the orbits or of the confinement of hot gas? Or is the universe full of dark matter that has escaped detection? Although attempts have been made to modify gravitational theory in the required way, most of the effort has been concentrated into ways that the matter could be hidden from view.

Astronomers have searched long and hard for this matter. They have used radio, infrared, optical, ultraviolet, and X-ray telescopes to scan the outer regions of galaxies and the intergalactic spaces for enough cool gas, hot gas, or dust. They have found some of each, but not enough to solve the problem of the missing mass.

A large population of white dwarfs, neutron stars, or black holes could remain hidden from the view of optical telescopes, but they would have to be 50 to 100 times more abundant on the outer edges of galaxies than in the regions of our galaxy that have been carefully observed so far. No plausible explanation as to why this should be has been advanced. Furthermore, if the population of collapsed stars were in fact 50 or more times larger in the outer regions, we might expect to find far more X-ray sources in the outer regions of galaxies than are observed. In addition, heavy elements ejected from these stars prior to their collapse should be 50 or more times more abundant in the outer regions of galaxies than in the inner regions. This is just the opposite of what is observed. Thus collapsed stars are unlikely candidates to explain the missing mass.

Another durable suggestion has been that a major part of the missing mass in galaxies and clusters of galaxies is made up of very low mass stars. These stars, which would have masses of only a few percent that of the Sun, are red, brown, and black dwarf stars. These stars are very dim because of their small size and low surface temperature. The red dwarfs, which have a mass of 10 to 50 percent that of the Sun, are known to be very common in the solar neighborhood. Of the 90 nearest stars to the Sun that have been classified, 62 of them are red dwarfs. Red dwarf stars produce intense radio, optical, and X-ray flares. This property should make it possible for advanced X-ray telescopes, working in concert with the Space Telescope, to attack the question as to whether 90 percent of the matter on the edges of galaxies is in the form of red dwarf stars.

Brown and black dwarfs are a much more difficult proposition. These objects, which are essentially freely wandering Jupiter-like objects, are so dim that it may be impossible to ever detect them. Although there are no sound theoretical reasons for believing that they exist in the required [ 163 ] numbers, it is possible that such objects were produced in large numbers by the star formation process in globular clusters long ago, when galaxies were just beginning to form. The black and brown dwarfs may then have diffused out of their star clusters and formed very large halos around galaxies. Because of their low luminosities, they would be extremely difficult to detect, even if there were quadrillions of them around every galaxy.

One argument against the missing mass being in the form of normal matter of any type comes from cosmologic considerations. According to the big-bang model, the deuterium (heavy hydrogen) that is observed to exist in interstellar space was created about three minutes after the "beginning" in a billion degree broth of neutrons, protons, photons, and neutrinos. But if the broth were too thick, that is, if the mass density were too high, the deuterium would have all been processed into helium. The greater the mass density, the greater the fusion of deuterium nuclei into helium nuclei, and the less deuterium remains. By observing the amount of deuterium in interstellar space, we can get an idea as to the mass density of normal matter in the universe. The observations suggest that the mass density of normal matter is at most 10 percent of the value needed to turn around the present expansion.

This result lends support to yet another hypothesis for the missing mass, namely, that it is in the form of neutrinos. Neutrinos are elusive subatomic particles that are produced in certain nuclear reactions. Nuclear reactions of the type that produce neutrinos are thought to have been so common in the early universe that many cosmologists have believed for some time that we are literally awash in a sea of neutrinos.

Until recently, however, it did not seem to matter much, because neutrinos were thought to be particles with some energy but no mass, in the same way that photons have energy but no mass. Since it was thought that the energy of the neutrinos was by now quite low, the great abundance of neutrinos was of no practical consequence, or so it seemed.

Then a recent experiment suggested that the neutrino might have a very small mass. The mass of an individual neutrino might be very small, 100 million times smaller than that of a hydrogen atom. Yet, because there are so many neutrinos in the universe, their combined mass could dominate the universe! Thus, the solution to astronomy's greatest riddles, that of the missing mass, might have been found, not by studying distant galaxies, but in a series of experiments right here on Earth.

Serious questions about the neutrino hypothesis must still be answered. For one thing, further experiments have clouded the issue as to whether neutrinos really have mass, and if so how much. There is also a problem in understanding how it is possible for matter to form into galaxy-sized clumps in a universe dominated by fast-moving neutrinos. An analysis of this question suggests that clumps the size of superclusters would form first and that galaxies and clusters of galaxies would condense from these clumps. Yet the [ 164 ] HEAO observations of clusters of galaxies indicate that just the opposite happened. The neutrino hypothesis also suggests that the fraction of missing mass around galaxies should be much less than in clusters of galaxies. This is apparently not observed. These problems have led some astrophysicists to postulate that the existence of yet another particle, the gravitino, is responsible for the missing mass. Gravitinos would have been formed in the very early universe, less than about one millionth of a second after the expansion began, when the temperature was around 100 billion degrees. These particles, which are expected to be more massive than neutrinos, would condense into galaxy-sized clumps. The theory therefore predicts that the fraction of missing mass around galaxies is about the same as in clusters of galaxies. This is what the data now available suggest-a point in favor of the gravitino hypothesis. However, the data are sparse, and no one believes that the final answer is in. More data and calculations are needed.

Thus, the plot thickens, and the number of suspects multiplies in the mystery of the missing mass. And why not? That's the way a good mystery should read, and this is one of the best around.


36. Have computers discovered the biblical ‘long days’?

The report that computers have discovered the biblical ‘long days’ continues to be told but is unfounded. It is challenged here because false ideas should never be used to “support” Scripture. Furthermore, the computer story appears to raise modern science to a level of certainty that it does not possess.

As printed in tracts and magazines, the story describes a problem that scientists faced in the space program. Apparently a missing day turned up in the computer positions for the sun and moon over the past centuries. These celestial bodies were not quite where they belonged! The key to the problem was then found in the Old Testament. Mathematical corrections seemed to be needed for the “long days” of Joshua and Hezekiah ( Josh. 10:13 , 2 Kings 20:11 ). These events, when inserted into the computer, made everything turn out exactly right. Although this apparent verification of Scripture makes a very interesting story, computers are not this smart! The only way to determine a change in the sun’s or moon’s location is to know their exact positions prior to the change, but there is no such reference point available. We do not know exactly where the created sun and moon were first placed in the sky. Even eclipse records do not prove useful in solving the problem.

Can we not conclude that the long day of Joshua occurred exactly as described? And also that the backward motion of the sun in Hezekiah’s time was a literal sign of God ’s power? Computers are neither needed nor able to prove these Old Testament events scientifically.


28.4 The Challenge of Dark Matter

So far this chapter has focused almost entirely on matter that radiates electromagnetic energy—stars, planets, gas, and dust. But, as we have pointed out in several earlier chapters (especially The Milky Way Galaxy), it is now clear that galaxies contain large amounts of dark matter as well. There is much more dark matter , in fact, than matter we can see—which means it would be foolish to ignore the effect of this unseen material in our theories about the structure of the universe. (As many a ship captain in the polar seas found out too late, the part of the iceberg visible above the ocean’s surface was not necessarily the only part he needed to pay attention to.) Dark matter turns out to be extremely important in determining the evolution of galaxies and of the universe as a whole.

The idea that much of the universe is filled with dark matter may seem like a bizarre concept, but we can cite a historical example of “dark matter” much closer to home. In the mid-nineteenth century, measurements showed that the planet Uranus did not follow exactly the orbit predicted from Newton’s laws if one added up the gravitational forces of all the known objects in the solar system. Some people worried that Newton’s laws may simply not work so far out in our solar system. But the more straightforward interpretation was to attribute Uranus’ orbital deviations to the gravitational effects of a new planet that had not yet been seen. Calculations showed where that planet had to be, and Neptune was discovered just about in the predicted location.

In the same way, astronomers now routinely determine the location and amount of dark matter in galaxies by measuring its gravitational effects on objects we can see. And, by measuring the way that galaxies move in clusters, scientists have discovered that dark matter is also distributed among the galaxies in the clusters. Since the environment surrounding a galaxy is important in its development, dark matter must play a central role in galaxy evolution as well. Indeed, it appears that dark matter makes up most of the matter in the universe. But what edir dark matter? What is it made of? We’ll look next at the search for dark matter and the quest to determine its nature.

Dark Matter in the Local Neighborhood

Is there dark matter in our own solar system? Astronomers have examined the orbits of the known planets and of spacecraft as they journey to the outer planets and beyond. No deviations have been found from the orbits predicted on the basis of the masses of objects already discovered in our solar system and the theory of gravity. We therefore conclude that there is no evidence that there are large amounts of dark matter nearby.

Astronomers have also looked for evidence of dark matter in the region of the Milky Way Galaxy that lies within a few hundred light-years of the Sun. In this vicinity, most of the stars are restricted to a thin disk. It is possible to calculate how much mass the disk must contain in order to keep the stars from wandering far above or below it. The total matter that must be in the disk is less than twice the amount of luminous matter. This means that no more than half of the mass in the region near the Sun can be dark matter.

Dark Matter in and around Galaxies

In contrast to our local neighborhood near the Sun and solar system, there is (as we saw in The Milky Way Galaxy) ample evidence strongly suggesting that about 90% of the mass in the entire galaxy is in the form of a halo of dark matter. In other words, there is apparently about nine times more dark matter than visible matter. Astronomers have found some stars in the outer regions of the Milky Way beyond its bright disk, and these stars are revolving very rapidly around its center. The mass contained in all the stars and all the interstellar matter we can detect in the galaxy does not exert enough gravitational force to explain how those fast-moving stars remain in their orbits and do not fly away. Only by having large amounts of unseen matter could the galaxy be holding on to those fast-moving outer stars. The same result is found for other spiral galaxies as well.

Figure 28.23 is an example of the kinds of observations astronomers are making, for the Triangulum galaxy, a member of our Local Group. The observed rotation of spiral galaxies like Andromeda is usually seen in plots, known as rotation curves, that show velocity versus distance from the galaxy center. Such plots suggest that the dark matter is found in a large halo surrounding the luminous parts of each galaxy. The radius of the halos around the Milky Way and Andromeda may be as large as 300,000 light-years, much larger than the visible size of these galaxies.

Dark Matter in Clusters of Galaxies

Galaxies in clusters also move around: they orbit the cluster’s center of mass. It is not possible for us to follow a galaxy around its entire orbit because that typically takes about a billion years. It is possible, however, to measure the velocities with which galaxies in a cluster are moving, and then estimate what the total mass in the cluster must be to keep the individual galaxies from flying out of the cluster. The observations indicate that the mass of the galaxies alone cannot keep the cluster together—some other gravity must again be present. The total amount of dark matter in clusters exceeds by more than ten times the luminous mass contained within the galaxies themselves, indicating that dark matter exists between galaxies as well as inside them.

There is another approach we can take to measuring the amount of dark matter in clusters of galaxies. As we saw, the universe is expanding, but this expansion is not perfectly uniform, thanks to the interfering hand of gravity. Suppose, for example, that a galaxy lies outside but relatively close to a rich cluster of galaxies. The gravitational force of the cluster will tug on that neighboring galaxy and slow down the rate at which it moves away from the cluster due to the expansion of the universe.

Consider the Local Group of galaxies, lying on the outskirts of the Virgo Supercluster. The mass concentrated at the center of the Virgo Cluster exerts a gravitational force on the Local Group. As a result, the Local Group is moving away from the center of the Virgo Cluster at a velocity a few hundred kilometers per second slower than the Hubble law predicts. By measuring such deviations from a smooth expansion, astronomers can estimate the total amount of mass contained in large clusters.

There are two other very useful methods for measuring the amount of dark matter in galaxy clusters, and both of them have produced results in general agreement with the method of measuring galaxy velocities: gravitational lensing and X-ray emission. Let’s take a look at both.

As Albert Einstein showed in his theory of general relativity, the presence of mass bends the surrounding fabric of spacetime. Light follows those bends, so very massive objects can bend light significantly. You saw examples of this in the Astronomy Basics feature box Gravitational Lensing in the previous section. Visible galaxies are not the only possible gravitational lenses. Dark matter can also reveal its presence by producing this effect. Figure 28.24 shows a galaxy cluster that is acting like a gravitational lens the streaks and arcs you see on the picture are lensed images of more distant galaxies. Gravitational lensing is well enough understood that astronomers can use the many ovals and arcs seen in this image to calculate detailed maps of how much matter there is in the cluster and how that mass is distributed. The result from studies of many such gravitational lens clusters shows that, like individual galaxies, galaxy clusters contain more than ten times as much dark matter as luminous matter.

The third method astronomers use to detect and measure dark matter in galaxy clusters is to image them in the light of X-rays. When the first sensitive X-ray telescopes were launched into orbit around Earth in the 1970s and trained on massive galaxy clusters, it was quickly discovered that the clusters emit copious X-ray radiation (see Figure 28.25). Most stars do not emit much X-ray radiation, and neither does most of the gas or dust between the stars inside galaxies. What could be emitting the X-rays seen from virtually all massive galaxy clusters?

It turns out that just as galaxies have gas distributed between their stars, clusters of galaxies have gas distributed between their galaxies. The particles in these huge reservoirs of gas are not just sitting still rather, they are constantly moving, zooming around under the influence of the cluster’s immense gravity like mini planets around a giant sun. As they move and bump against each other, the gas heats up hotter and hotter until, at temperatures as high as 100 million K, it shines brightly at X-ray wavelengths. The more mass the cluster has, the faster the motions, the hotter the gas, and the brighter the X-rays. Astronomers calculate that the mass present to induce those motions must be about ten times the mass they can see in the clusters, including all the galaxies and all the gas. Once again, this is evidence that the galaxy clusters are seen to be dominated by dark matter.

Mass-to-Light Ratio

We described the use of the mass-to-light ratio to characterize the matter in galaxies or clusters of galaxies in Properties of Galaxies. For systems containing mostly old stars, the mass-to-light ratio is typically 10 to 20, where mass and light are measured in units of the Sun’s mass and luminosity. A mass-to-light ratio of 100 or more is a signal that a substantial amount of dark matter is present. Table 28.1 summarizes the results of measurements of mass-to-light ratios for various classes of objects. Very large mass-to-light ratios are found for all systems of galaxy size and larger, indicating that dark matter is present in all these types of objects. This is why we say that dark matter apparently makes up most of the total mass of the universe.

Type of Object Mass-to-Light Ratio
Günəş 1
Matter in vicinity of Sun 2
Mass in Milky Way within 80,000 light-years of the center 10
Small groups of galaxies 50–150
Rich clusters of galaxies 250–300

The clustering of galaxies can be used to derive the total amount of mass in a given region of space, while visible radiation is a good indicator of where the luminous mass is. Studies show that the dark matter and luminous matter are very closely associated. The dark matter halos do extend beyond the luminous boundaries of the galaxies that they surround. However, where there are large clusters of galaxies, you will also find large amounts of dark matter. Voids in the galaxy distribution are also voids in the distribution of dark matter.

What Is the Dark Matter?

How do we go about figuring out what the dark matter consists of? The technique we might use depends on its composition. Let’s consider the possibility that some of the dark matter is made up of normal particles: protons, neutrons, and electrons. Suppose these particles were assembled into black holes, brown dwarfs, or white dwarfs. If the black holes had no accretion disks, they would be invisible to us. White and brown dwarfs do emit some radiation but have such low luminosities that they cannot be seen at distances greater than a few thousand light-years.

We can, however, look for such compact objects because they can act as gravitational lens es. (See the Astronomy Basics feature box Gravitational Lensing.) Suppose the dark matter in the halo of the Milky Way were made up of black holes, brown dwarfs, and white dwarfs. These objects have been whimsically dubbed MACHOs (MAssive Compact Halo Objects). If an invisible MACHO passes directly between a distant star and Earth, it acts as a gravitational lens, focusing the light from the distant star. This causes the star to appear to brighten over a time interval of a few hours to several days before returning to its normal brightness. Since we can’t predict when any given star might brighten this way, we have to monitor huge numbers of stars to catch one in the act. There are not enough astronomers to keep monitoring so many stars, but today’s automated telescopes and computer systems can do it for us.

Research teams making observations of millions of stars in the nearby galaxy called the Large Magellanic Cloud have reported several examples of the type of brightening expected if MACHOs are present in the halo of the Milky Way (Figure 28.26). However, there are not enough MACHOs in the halo of the Milky Way to account for the mass of the dark matter in the halo.

This result, along with a variety of other experiments, leads us to conclude that the types of matter we are familiar with can make up only a tiny portion of the dark matter. Another possibility is that dark matter is composed of some new type of particle—one that researchers are now trying to detect in laboratories here on Earth (see The Big Bang).

The kinds of dark matter particles that astronomers and physicists have proposed generally fall into two main categories: hot and cold dark matter. The terms hotcold don’t refer to true temperatures, but rather to the average velocities of the particles, analogous to how we might think of particles of air moving in your room right now. In a cold room, the air particles move more slowly on average than in a warm room.

In the early universe, if dark matter particles easily moved fast and far compared to the lumps and bumps of ordinary matter that eventually became galaxies and larger structures, we call those particles hot dark matter . In that case, smaller lumps and bumps would be smeared out by the particle motions, meaning fewer small galaxies would get made.

On the other hand, if the dark matter particles moved slowly and covered only small distances compared to the sizes of the lumps in the early universe, we call that cold dark matter . Their slow speeds and energy would mean that even the smaller lumps of ordinary matter would survive to grow into small galaxies. By looking at when galaxies formed and how they evolve, we can use observations to distinguish between the two kinds of dark matter. So far, observations seem most consistent with models based on cold dark matter.

Solving the dark matter problem is one of the biggest challenges facing astronomers. After all, we can hardly understand the evolution of galaxies and the long-term history of the universe without understanding what its most massive component is made of. For example, we need to know just what role dark matter played in starting the higher-density “seeds” that led to the formation of galaxies. And since many galaxies have large halos made of dark matter, how does this affect their interactions with one another and the shapes and types of galaxies that their collisions create?

Astronomers armed with various theories are working hard to produce models of galaxy structure and evolution that take dark matter into account in just the right way. Even though we don’t know what the dark matter is, we do have some clues about how it affected the formation of the very first galaxies. As we will see in The Big Bang, careful measurements of the microwave radiation left over after the Big Bang have allowed astronomers to set very tight limits on the actual sizes of those early seeds that led to the formation of the large galaxies that we see in today’s universe. Astronomers have also measured the relative numbers and distances between galaxies and clusters of different sizes in the universe today. So far, most of the evidence seems to weigh heavily in favor of cold dark matter, and most current models of galaxy and large-scale structure formation use cold dark matter as their main ingredient.

As if the presence of dark matter —a mysterious substance that exerts gravity and outweighs all the known stars and galaxies in the universe but does not emit or absorb light—were not enough, there is an even more baffling and equally important constituent of the universe that has only recently been discovered: we have called it dark energy in parallel with dark matter. We will say more about it and explore its effects on the evolution of the universe in The Big Bang. For now, we can complete our inventory of the contents of the universe by noting that it appears that the entire universe contains some mysterious energy that pushes spacetime apart, taking galaxies and the larger structures made of galaxies along with it. Observations show that dark energy becomes more and more important relative to gravity as the universe ages. As a result, the expansion of the universe is accelerating, and this acceleration seems to be happening mostly since the universe was about half its current age.

What we see when we peer out into the universe—the light from trillions of stars in hundreds of billions of galaxies wrapped in intricate veils of gas and dust—is therefore actually only a sprinkling of icing on top of the cake: as we will see in The Big Bang, when we look outside galaxies and clusters of galaxies at the universe as a whole, astronomers find that for every gram of luminous normal matter, such as protons, neutrons, electrons, and atoms in the universe, there are about 4 grams of nonluminous normal matter, mainly intergalactic hydrogen and helium. There are about 27 grams of dark matter, and the energy equivalent (remember Einstein’s famous E = mc 2 ) of about 68 grams of dark energy. Dark matter, and (as we will see) even more so dark energy, are dramatic demonstrations of what we have tried to emphasize throughout this book: science is always a “progress report,” and we often encounter areas where we have more questions than answers.

Let’s next put together all these clues to trace the life history of galaxies and large-scale structure in the universe. What follows is the current consensus, but research in this field is moving rapidly, and some of these ideas will probably be modified as new observations are made.


Is it Possible to Calculate The Centre of Mass of the Visible Universe? - Astronomiya

Key points: Evidence for dark matter ideas for what it is Evidence for Dark Energy

The rotation of our galaxy and many others have been measured using Doppler shifts of the 21cm (radio) line of hydrogen (from The Essential Cosmic Perspective, Bennett et al.)

If the mass followed the "normal" matter -- stars and gas -- the rotation speed would drop like the "Keplerian motion" line, like for the planets. Then their speeds would be as we derived when we were discussing Kepler's Laws. This relation assumes essentially all the mass is in the central object (the sun for the planetary system). Instead, the rotation curve is nearly flat with increasing radius. Evidently there are huge amounts of unseen "dark" matter in the outer parts of the galaxy that add gravitational field beyond that just from the center, causing the stars and gas to orbit faster. (Figures from The Essential Cosmic Perspective, by Bennett et al.)
Like the Milky Way, virtually all galaxies have flat rotation curves to well beyond where they have many stars, indicating that they are all surrounded by large halos of dark matter. (From The Essential Cosmic Perspective, by Bennett et al.)

When we account carefully for the mass in stars in a galaxy, it turns out to be much less than the mass we measure from Newton's laws! In addition, there appears to be mass we can't see outside the region occupied by the stars. As much of 90% of galaxies may be in some form of unseen mass.

We have no good idea of what galaxies are mostly made!! Is there some basic particle of physics that we don't know about that accounts for the unseen mass? This is evidently the dark matter we know played such a central role in shaping the Universe, but all we know about local examples is from galaxy rotation curves. A good link for further information is at http://www.eclipse.net/

To left: from Supernova Cosmology Project, Knop et al., Lawrence Berkeley National Laboratory, http://supernova.lbl.gov/

Thus, the distance measurements using Type 1 supernovae indicate that the expansion of the Universe is getting faster.

Brian Schmidt at the Nobel Prize ceremony

It is humbling, perhaps even humiliating, that we know almost nothing about 96% of what is "out there"!!

What eventually happens depends on the behavior of the dark energy with time, and since we don't know what it is we certainly don't know how it is going to behave billions of years from now. (from http://www.scholarpedia.org/article/Dark_energy)

Test your understanding before going on

Galaxy quilt, by Paula van der Zwaan, from http://members.lycos.nl/hollandquilt/id211.htm

In the 18th Century, Thomas Wright proposed that theUniverse was filled with groupings of stars like the Milky Way, fromhttp://homepage.mac/com/kvmagruder/bcp/milky/shape.htm

Click to return to syllabus

hypertext G. H. Rieke


Binary Stars

Stars do not form in isolation. When clumps of gas in a GMC begin to collapse, the clumps usually fragment into smaller clumps, each of which forms a star. After the formation process ends, many stars wind up gravitationally bound to one or more partner stars. The fraction of stars that are found in multiple star systems is actually a difficult measurement to make, but the fractions are likely higher than you might expect. For massive stars, we think a large fraction may be in multiple systems—for Sun-like stars it may be about half of all stars, and for low mass stars, less than half.

For example, take some famous bright stars in the sky: Albireo (we saw an image of Albireo in Lesson 4) appears in a telescope to be a pair of stars. The brightest star in the winter sky, Sirius, also has a companion (an X-ray image of the Sirius pair is available at Astronomy Picture of the Day). Also, there is a star in the handle of the Big Dipper known as Mizar, which can be resolved into a double star, too.

Try this with Starry Night!

There are a number of "visual binary" stars that you can observe with small telescopes or with Starry Night. Using the "find" feature on Starry Night, search for the stars listed below. You may have to vary the date and time so they are visible at night. Once you have them centered in your field of view, use the zoom feature to zoom in to see how they would appear magnified through a telescope. Also, read the descriptions that pop up when you mouse over them.

  1. Mizar & Alcor (be sure to zoom in even further on Mizar)
  2. Albireo
  3. Algieba (gamma Leonis)
  4. Castor
  5. Epsilon Lyrae (to find this in Starry Night, go first to Vega, and Epsilon Lyrae is one of the bright stars in Lyra near Vega)

Stars classified as visual binaries are rare examples of stars that are close enough to the Earth that in images we can directly observe that they have a companion. In most cases, however, stars are so far away and their companions are so close that images taken by even the most powerful telescopes in the world cannot tell if there is one star or two present. However, we have observational methods to determine if a star is in a binary system even if an image appears to show only one point of light. Three of these techniques are:

    Spectroscopy: Recall that stars were originally separated into different spectral types by their spectral lines. Occasionally, the spectrum of what appears to be a single star will contain absorption lines from two different spectral types (e.g., G and K), indicating that this is really a binary star system, not a single star. Just like the planets in our Solar System orbit the center of mass of the Solar System, the two stars in a binary star system will orbit the common center of mass of the binary system as shown in this animation (:21):

As demonstrated in the animation, we can also occasionally observe the motion of the stars in a binary star system by observing periodic changes in their spectral lines. This is explained in a bit more detail in the spectroscopic binary movie at an Ohio State astronomy course website. (Once you click on the link, you will see three links at the top of the new window. You can click on any of the links because they all show the same animation. They are just different file formats.)

Binary stars are very useful tools in the study of the properties of stars. In the previous lesson, we discussed that we can measure a star's luminosity, distance, and velocity, but we did not discuss any methods for measuring the mass or radius of a star. You might be curious how those properties correlate with the other properties we did discuss, like luminosity, for example. Our knowledge of the masses and radii of stars comes mostly from the study of stars in binary systems. For example, we can use Kepler's third law to derive the masses of the stars in a binary system. Recall that when two objects orbit each other the following equation applies:

If we measure the separation between the objects (a) and the period of their orbit (P), we can calculate their masses. Unfortunately, depending on the type of binary (e.g., spectroscopic, eclipsing, astrometric), we are often unable to directly measure its orbital properties unambiguously. Since the inclination angle of a binary star's orbit with our line of sight (that is, is it edge-on, face-on, or somewhere in between?) is often unknown or only able to be estimated, in many cases what you measure is not the mass of the star, but the mass times sin (i) where i is the inclination angle of the orbit. Thus, you get a limit on the mass, but not the true value. If you have a spectroscopic binary that is also eclipsing, you can measure the velocities, period, separation, and inclination angle, because you know that the orbital plane has to be edge-on or nearly edge-on for us to witness eclipses from Earth. Thus, it is these systems that really help us measure stellar masses quite accurately.

Eclipsing binaries also provide us with a tool for measuring the radius of a star. In the following animation (:29), you can watch the binary stars orbit their center of mass several times.

In the next animation (:33), the inclination of the orbit with respect to the viewer (you) has been set to 85 degrees, and the orbital eccentricity has been set to 0.0.

Note the stars' orientation to each other at the beginning of the deep eclipse and at the end of the deep eclipse.

Want to learn more?

In the interests of time and space, I am skipping the details of making the calculations of stellar mass and stellar radii using binary systems, but you can read about these topics in more detail in the online astronomy textbook Astronomy Notes:


How do barycenters help us find other planets?

If a star has planets, the star orbits around a barycenter that is not at its very center. This causes the star to look like it’s wobbling.

As seen from above, a large planet and a star orbit their shared center of mass, or barycenter.

As seen from the side, a large planet and a star orbit their shared center of mass, or barycenter. The slightly off-center barycenter is what makes the star appear to wobble back and forth.

Planets around other stars—called exoplanets—are very hard to see directly. They are hidden by the bright glare of the stars they orbit. Detecting a star's wobble is one way to find out if there are planets orbiting it. By studying barycenters—and using several other techniques—astronomers have detected many planets around other stars!


Videoya baxın: Kainat yaranıb yoxsa yaradılıb? (Dekabr 2021).