Wenn dunkle Materie Licht beugt, woher wissen wir dann, dass das Zeug am Himmel dort ist, wo wir es vermuten?

Wir messen Bewegung, Position und viele andere Dinge eines Objekts im Raum aufgrund seines Lichts und dessen, was wir damit messen können. Aber soweit ich weiß, soll es im Weltraum eine RIESIGE Menge dunkler Materie geben, deren Masse und Größe wir nicht kennen, und weil sie Masse hat, hat sie Schwerkraft und kann Licht brechen.

Ich weiß, dass die Physik die Schwerkraft von Sternen und riesigen Dingen im Weltraum berücksichtigen kann, aber wie können sie sich ihrer Messungen (insbesondere der Position) sicher sein, wenn sie nicht wissen, wie dieses Licht von einer geraden Linie abgewichen ist?

Die Analyse der Gaia-Astrometrie muss die Linseneffekte der Sonne, Planeten und sogar großer Asteroiden berücksichtigen. Aber keine dunkle Materie, die auf lokaler Ebene wahrscheinlich einigermaßen homogen ist, abgesehen von dem durch die Sonne verursachten Gravitationsfokus.

Antworten (1)

Die lokale Dichte der Dunklen Materie ist tatsächlich ziemlich klein, in der Größenordnung von ρ ∼ 10 − 19  g/cm 3 (siehe zB Bovy & Tremaine (2012) ). Dies bedeutet, dass es ungefähr gibt 0,001 - 0,01 M ⊙ von dunkler Materie pro Kubikparsec - eine erstaunlich kleine Menge. 1000 kubische Parsec würden etwa eine Sonnenmasse dunkler Materie enthalten – und das ist ein Würfel mit 10 Parsec Länge auf jeder Seite! Nun ist die Verteilung der Dunklen Materie in Galaxien nicht homogen – sie folgt ungefähr einem Navarro-Frenk-White-Profil , dessen Dichte vom Zentrum der Galaxie abnimmt – sondern auf der Skala von Parsec (und sicherlich im Sonnensystem ) . , können wir davon ausgehen, dass es eine ungefähr gleichmäßige Dichte hat.

Auf kleinen Skalen haben wir dann ungefähre Homogenität und geringe Dichte. Das bedeutet, dass alle Gravitationslinseneffekte von dunkler Materie extrem gering sein oder sich selbst aufheben sollten und nur aus Inhomogenitäten entstehen, die große Klumpen dunkler Materie enthalten. Es ist jedoch unwahrscheinlich, dass sich solche Klumpen allein durch die Wechselwirkung der Dunklen Materie mit sich selbst bilden (wenn wir die MACHO - Hypothese außer Acht lassen, die meines Wissens derzeit nicht favorisiert wird).

Auf intergalaktischen Skalen kann dunkle Materie jedoch einige Auswirkungen haben. Schwacher Linseneffekt ist ein häufig beobachtetes Phänomen in Galaxienhaufen, die einen extrem hohen Anteil an dunkler Materie aufweisen können. Derzeit werden mehrere Techniken verwendet, um die Massenverteilung der Linsengalaxie zu modellieren (siehe die KSB+-Methode ) und das Bild und die Position der ursprünglichen Galaxie durch Dekonvolution zu rekonstruieren (siehe Chantry & Magain ; ein visuelles Beispiel wird hier gegeben ). Ich bin jedoch mit keiner der beiden Techniken vertraut, daher kann ich Ihnen keinen guten Überblick geben.

Selbst großflächiges Lensing hat große Masseanforderungen. Zephyr wies darauf hin, dass das Vordergrundobjekt, das das Einstein-Kreuz erzeugte, enthalten war ∼ 10 10 M ⊙ dunkler Materie ( van de Ven et al. (2010) ). Das ist enorm !

Um dieser großartigen Antwort nur einige zusätzliche Zahlen am anderen Ende der Skala hinzuzufügen: Das Einstein-Kreuz , ein bekanntes starkes Linsenereignis, wird verursacht durch 10 10 M ⊙ der Dunklen Materie ( Quelle ). Und das ist im Allgemeinen ein "schwächeres" starkes Linsenereignis. Das gibt Ihnen nur die Masse, die erforderlich ist, um die Effekte zu verursachen, nach denen OP in ihrer Frage fragt.
Wow, tolle Antwort! Danke! Das habe ich mich schon seit einiger Zeit gefragt, ich werde alle Links überprüfen!
Ich habe eine verwandte Frage gestellt .
Es gibt ein NFW-Profil, und sie haben niemanden mit einem S-Nachnamen gebeten, Co-Autor zu sein? so eine verpasste Chance.
@EmilioPisanty Sie hätten Sérsic fragen können, aber er machte sein eigenes Ding .
Wenn dunkle Materie Licht beugt, woher wissen wir dann, dass das Zeug am Himmel dort ist, wo wir es vermuten?
AntwortenHierDatenschutz-Bestimmungen1y, 0v