Astronomie

Ist es möglich, den Massenschwerpunkt des sichtbaren Universums zu berechnen?

Ist es möglich, den Massenschwerpunkt des sichtbaren Universums zu berechnen?

Es ist leicht abzuleiten, dass wir uns im Zentrum des sichtbaren Universums zu befinden scheinen, vorausgesetzt, das sichtbare Universum ist in all seinen Eigenschaften, einschließlich der Expansionseigenschaften, annähernd isotrop und homogen. Licht hat in alle Richtungen die gleiche endliche Geschwindigkeit, daher können wir kein Licht aus irgendeiner äußeren Richtung sehen, das länger als das heutige Alter des Universums hätte brauchen müssen, um uns zu erreichen.

Angenommen, die endliche Geschwindigkeit der Gravitationskraft-Wechselwirkung ist dieselbe wie die des Lichts. Was können wir über die Lage des Massenschwerpunktsystems des sichtbaren Universums sagen? Lokal trifft die isotrope und homogene Annahme nicht zu, da die Erde bei einer Schwerpunktberechnung eine kleine Masse im Vergleich zum Rest des Sonnensystems, der Milchstraße und einem breiteren Galaxienhaufen usw. hat Skala, wo die isotrope und homogene Annahme wieder vernünftig wird.

Die beiden damit verbundenen Fragen sind:

  1. Können wir aus den uns vorliegenden astronomischen Beobachtungen im Prinzip die Lage des Massenschwerpunkts (der Schwerpunktsystem) des sichtbaren Universums (d. h. von der Erde aus sichtbar) berechnen?
  2. Wenn dies möglich wäre, würde es eine Verbindung zwischen diesem Rahmen des Massenschwerpunkts und dem Rahmen geben, der relativ zur von der Erde beobachteten kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung (CMBR) stationär ist?

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Die Massen von Galaxien werden aus der Bahnbewegung ihrer Sterne ermittelt. Sterne in einer massereicheren Galaxie werden schneller umkreisen als in einer masseärmeren Galaxie, weil die größere Schwerkraft der massereichen Galaxie größere Beschleunigungen ihrer Sterne verursacht. Durch die Messung der Sternengeschwindigkeiten finden Sie heraus, wie viel Gravitation in der Galaxie herrscht. Da die Schwerkraft von Masse und Entfernung abhängt, können Sie die Masse der Galaxie ableiten, wenn Sie die Größe der Sternbahnen kennen.

Für Spiralgalaxien ist die Rotationskurve wird verwendet, um ihre Massen zu messen, wie dies bei der Bestimmung der Masse der Milchstraße der Fall ist. Die Rotationskurve zeigt, wie die Umlaufgeschwindigkeiten in einer Galaxie von ihrer Entfernung vom Zentrum der Galaxie abhängen. Die Masse innerhalb einer gegebenen Entfernung vom Zentrum = (Umlaufgeschwindigkeit) 2 × (Abstand vom Zentrum)/G. Die Bahngeschwindigkeit wird aus den Dopplerverschiebungen der 21-cm-Linienstrahlung des atomaren Wasserstoffgases ermittelt. Das eckig Der Abstand des Stücks der Scheibe vom Zentrum wird gemessen, aber um die beiliegende Massenformel zu verwenden, ist das Stück der Scheibe tatsächlich linear Entfernung vom Zentrum muss gefunden werden.

Erinnern Sie sich im Kapitel über die Planetenwissenschaften daran, dass die lineare Entfernung aus der Winkelentfernung ermittelt werden kann, wenn Sie die Entfernung kennen zu das Objekt? Die lineare Entfernung vom Galaxienzentrum = [(2× (Entfernung zu die Galaxie) × (Winkelabstand in Grad)] / 360°. Aus diesem Grund müssen Sie zuerst die Entfernung zu einer Galaxie kennen, wenn Sie ihre Masse messen möchten.

Bei elliptischen Galaxien wird die Breite der Absorptionslinien aller miteinander vermischten Sterne verwendet, um die Masse elliptischer Galaxien zu messen. Die Breite der Absorptionslinien hängt von der Streuung der Geschwindigkeitsverteilung ab – die Geschwindigkeitsdispersion. Masse der elliptischen Galaxie = k × (Geschwindigkeitsdispersion) 2 × (der Abstand der Sterne vom Galaxienzentrum)/G, wo k ist ein Faktor, der von der Form der Galaxie und dem Winkel abhängt, in dem die Galaxie von der Erde steht.

Die Sterne und das Gas in fast allen Galaxien bewegen sich viel schneller als von der Leuchtkraft der Galaxien erwartet. In den 1970ern, Vera Rubin (gelebt 1928-2016) fanden heraus, dass in Spiralgalaxien die Rotationskurve in großen Entfernungen vom Zentrum etwa auf dem gleichen Wert bleibt (sie wird als "flach" bezeichnet). Das bedeutet, dass die eingeschlossene Masse weiter zunimmt, obwohl die Menge an sichtbarer, leuchtender Materie in großen Abständen vom Zentrum abfällt. In elliptischen Galaxien ist die Schwerkraft der sichtbaren Materie nicht stark genug, um die Sterne so stark zu beschleunigen, wie sie es sind. Etwas anderes muss die Schwerkraft der Galaxien erhöhen, ohne zu leuchten.

Dass etwas anderes heißt Dunkle Materie. Es ist ein Material, das keine nachweisbaren Lichtmengen erzeugt, aber eine spürbare Gravitationswirkung hat. Astronomen sind sich nicht sicher, woraus die dunkle Materie besteht. Die Möglichkeiten reichen von großen Dingen wie Planeten, Braunen Zwergen, Weißen Zwergen, Schwarzen Löchern bis hin zu unzähligen kleinen Dingen wie Neutrinos oder anderen exotischen Teilchen, die in unseren Labors noch nicht gesehen wurden. Aus Gründen, die im nächsten Abschnitt und im Kosmologie-Kapitel erläutert werden, haben Astronomen herausgefunden, dass die Dunkle Materie eine Kombination all dieser Dinge ist, aber die exotischen Teilchen müssen die überwiegende Mehrheit der Dunklen Materie ausmachen. Tatsächlich beträgt die Gesamtmasse der exotischen Teilchen der gesamten Materie im Universum das Fünffache der Gesamtmasse der "gewöhnlichen Materie", mit der wir besser vertraut sind (Materie aus Protonen, Neutronen, Elektronen, Neutrinos usw.). Die Natur der Dunklen Materie ist heute eines der zentralen Probleme der Astronomie. Obwohl ihre Natur unbekannt ist, scheint Dunkle Materie ein so wesentlicher Bestandteil von Galaxien zu sein, dass das Vorhandensein von Dunkler Materie verwendet wird, um eine kleine Galaxie von einem großen Kugelsternhaufen zu unterscheiden, die beide die gleiche Anzahl von Sternen haben können.

Die mögliche Entdeckung im Jahr 2018, dass die kleine ultradiffuse Galaxie (eine mit einer sehr kleinen Anzahl von Sternen pro Volumen) 65 Millionen Lichtjahre von uns entfernt namens NGC 1052-DF2 wenig bis gar keine Dunkle Materie enthält, war ziemlich überraschend. Vielleicht ist es "die Ausnahme, die die Regel bestätigt", aber die Suche nach anderen kleinen Galaxien ohne Dunkle Materie läuft. Es ist jedoch auch möglich, dass das Fehlen einer Schlussfolgerung zur Dunklen Materie für NGC 1052-DF2 falsch ist, da die Bewegungen von nur zehn Kugelsternhaufen in der kleinen Galaxie verwendet wurden, um ihre Masse zu messen. Es werden mehr Objekte benötigt, um die Masse der Galaxie sicherer zu messen, daher ist es möglich, dass die Massenmessung zu niedrig war und tatsächlich eine erhebliche Menge an Dunkler Materie vorhanden ist. Eine weitere unabhängige Methode zur Messung der Masse der Galaxie unterstützt die Ansicht, dass diese Galaxie wenig bis gar keine Dunkle Materie enthält. Darüber hinaus stellte das Forschungsteam, das die Entdeckung von NGC 1052-DF2 gemacht hatte, anhand von sieben Kugelsternhaufen in einer anderen Galaxie, NGC 1052-DF4, fest, dass NGC 1052-DF4 ebenfalls keine Dunkle Materie zu haben scheint. Die Entdeckung zweier Galaxien ohne Dunkle Materie zeigt, dass Dunkle Materie getrennt von gewöhnlicher Materie gefunden werden kann und spricht gegen die Ansicht, dass Dunkle Materie eigentlich nur ein Missverständnis darüber ist, wie die Gravitation für gewöhnliche Materie auf großen Skalen funktioniert. Eine andere Möglichkeit besteht darin, dass die Entfernungen zu den beiden kleinen Galaxien nicht korrekt gemessen wurden. Wenn die beiden Galaxien tatsächlich näher bei uns sind, dann wird ihr abgeleitetes Masse-zu-Leuchtkraft-Verhältnis größer sein und dunkle Materie muss vorhanden sein. Weitere Beobachtungen sind erforderlich!


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Das Geheimnis der Dunklen Materie

  • sein Abstand von der Zentralmasse, und
  • das Gesamtmasse eingeschlossen innerhalb seiner Umlaufbahn.

Die Diskrepanz ist gekennzeichnet durch die Masse-zu-Licht-Verhältnis . Wir können leicht die gesamte sichtbare Leuchtkraft einer Galaxie und ihre Verteilung mit dem Radius messen. Geben wir diesen Betrag in Einheiten der Sonnenhelligkeit an L Sonne , zum Beispiel finden wir, dass unsere Galaxie eine Leuchtkraft von etwa 100 Milliarden hat L Sonne . Deshalb haben wir bisher behauptet, dass die Milchstraße 100 Milliarden Sterne enthält. Wenn wir annehmen, dass 1 Sonnenmasse 1 Sonnenleuchtkraft erzeugt, dann würden 100 Milliarden Sonnenleuchtkräfte durch 100 Milliarden Sonnenmassen erzeugt, also würden wir erwarten, dass das Masse-zu-Licht-Verhältnis der Galaxie etwa 100 Milliarden beträgt M Sonne / 100 Milliarden L Sonne = 1 M Sonne / L Sonne . Stattdessen stellen wir routinemäßig fest, dass das Masse-zu-Licht-Verhältnis eher 10 . beträgt M Sonne / L Sonne , also dürfen 90 % der Masse unserer Galaxie nicht leuchtend sein – also in Form von Dunkler Materie. Dunkle Materie in Clustern

  • Finden Sie mehrere Bilder einer einzelnen Galaxie, die durch die Gravitationslinsen erzeugt wurden (die bläulichen Merkmale im obigen Bild). (Woher wissen wir, dass es sich um mehrere Bilder einer einzigen Galaxie handelt?)
  • Bestimmen Sie den Winkelabstand zu den mehreren Bildern, wie im Bild zu sehen.
  • Bestimmen Sie die Entfernung zur verzerrten Galaxie aus ihrer Rezessionsgeschwindigkeit und dem Hubble-Gesetz
  • Bestimmen Sie die Entfernung zum Cluster auf die gleiche Weise mit dem Hubble-Gesetz
  • Verwenden Sie Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie, um den Winkelabstand zur Masse des Haufens in Beziehung zu setzen.
Dunkle Materie ist mysteriös, aber sie muss nicht exotisch sein. Eine Möglichkeit besteht darin, dass es sich einfach um kleine, aber dichte Objekte gewöhnlicher Materie handelt, die unsichtbar sind. Beispiele sind Braune Zwerge (zu klein, um Sterne zu sein, und zu schwach, um sie im galaktischen Halo zu erkennen), Schwarze Zwerge (alte Weiße Zwerge, die abgekühlt sind und nicht mehr viel Licht emittieren), Schwarze Löcher oder vielleicht eine andere Form von gewöhnlichen Angelegenheit. Solche Materie heißt baryonisch Materie, weil sie aus Baryonen (Protonen und Neutronen) besteht. Astronomen haben solche Objekte skurril als MACHOs (Massive Compact Halo Objects) bezeichnet. Da solche Objekte zu schwach sind, um sie zu erkennen, müssen wir andere Mittel verwenden, um sie zu erkennen. Eine Möglichkeit besteht darin, nach winzigen Gravitationslinsenereignissen zu suchen, wenn sie vor entfernten Lichtquellen vorbeiziehen. Tatsächlich wurden solche winzigen Linsenereignisse beobachtet, aber nicht in der großen Zahl, die erforderlich wäre, um die fehlende Materie zu erklären.

Eine exotischere Möglichkeit ist, dass die dunkle Materie nicht in Form von gewöhnlicher Materie vorliegt, sondern aus einer Art subatomarer Teilchen besteht, die wir noch nicht entdeckt haben. Solche Teilchen müssten viel Masse haben, aber nicht mit Licht wechselwirken. Astronomen haben solche Objekte (wiederum skurril) als WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) bezeichnet. Wir haben bereits eine Art schwach wechselwirkender Teilchen kennengelernt – das Neutrino. Aber Neutrinos, die in großer Zahl vorkommen, haben zwei Probleme. Einer ist, dass sie nicht genug Masse haben (obwohl sie einen kleinen Teil zur Dunklen Materie außerhalb von Galaxien beitragen können), und der andere ist, dass sie sich nicht um Galaxienhaufen sammeln würden. Sie sind so energisch, dass sie überall im Universum herumsausen und die Massenzentren in Galaxienhaufen kaum spüren. Stattdessen brauchen wir ein Teilchen, das massereicher als Neutrinos ist und langsamer ist, damit es sich um Massenzentren sammeln kann. Bisher haben wir solche Teilchen noch nicht entdeckt, aber vielleicht werden sie eines Tages durch Teilchenexperimente identifiziert.

In der Zwischenzeit haben wir keine sichere Erklärung und nicht allzu viele Hinweise. Ein wichtiger Hinweis, der WIMPs gegenüber MACHOs zu bevorzugen scheint, ist die Verteilung der Dunklen Materie. Gewöhnliche baryonische Materie hat sich in den Zentren von Massenkonzentrationen wie Galaxien und Galaxienhaufen angesammelt. Was auch immer dunkle Materie ist, sie muss sich auf diesen Skalen nicht verklumpen. WIMPs erfüllen diese Erwartung gut, da sie im Urknall ziemlich heiß (hohe Geschwindigkeit) geboren worden wären. Baryonen waren auch heiß, aber sie interagieren mit Licht und produzieren so Strahlung, die es ihnen ermöglicht, ihre Energie abzugeben, abzukühlen und sich in Galaxien zu sammeln usw. WIMPs hingegen haben keine Möglichkeit, Energie zu verlieren, also würden sie mehr bleiben lose in Galaxienhalos gruppiert.

Schon im ersten Vortrag diskutierten wir die Tatsache, dass unsere Galaxie Teil des Lokale Gruppe von Galaxien, darunter die Milchstraße, die Andromeda-Galaxie, die Magellanschen Wolken und etwa 20 weitere. Wir sagten auch, dass die Lokale Gruppe Teil einer größeren Galaxiensammlung namens Lokaler Supercluster . Wenn wir in den Nachthimmel blicken, sehen wir eine riesige Anzahl von Galaxien in alle Richtungen, und aus ihren Rezessionsgeschwindigkeiten und dem Hubble-Gesetz können wir ihre Entfernung bestimmen. Daraus können wir eine dreidimensionale Karte von Galaxienstandorten erstellen. Wir stellen fest, dass Galaxien nicht gleichmäßig im Raum verteilt sind, sondern diese riesigen Strukturen bilden, die Superhaufen genannt werden und durch die Schwerkraft zusammengehalten werden.

Durch die Messung der eigentümlichen Geschwindigkeiten von Galaxien (ihre Geschwindigkeiten nach Abzug ihrer Rezessionsgeschwindigkeit) stellen wir fest, dass sie sich zu Massenkonzentrationen ansammeln. Hier ist Abbildung 21.13 aus dem Text The Cosmic Perspective, die die eigentümlichen Geschwindigkeiten von Galaxien in der Nähe unserer zeigt (die Milchstraße befindet sich in der Mitte).

Abb. 21.13 aus der kosmischen Perspektive, von Bennet, Donahue, Schneider & Voit, Addison Wesley (1998)

Die Galaxien scheinen sich "bergab" in mehrere Massenkonzentrationen zu bewegen. Wenn wir weiter in das Universum hinausblicken, wird die großräumige Struktur des Universums deutlich. Es gibt Regionen von Superclustern und andere Regionen namens Lücken , die überhaupt keine Galaxien enthalten. Die Gesamtstruktur erscheint wie ein Schwamm, mit kugelförmigen Hohlräumen, die durch Massenmembranen getrennt sind.

Abb. 21.14a
Abb. 21.14b
Abb. 21.16a Blick in die Vergangenheit.

Um zu untersuchen, wie diese Struktur entstanden ist, können wir mit dem Urknall beginnen und uns einige winzige Schwankungen im frühen Universum vorstellen. Diese Fluktuationen wären etwas kühler gewesen und hätten es ermöglicht, dass sich Masse ansammelt und zusammenbricht, was die Region weiter kühlt (durch Abstrahlen überschüssiger Energie), so dass die Bereiche, in denen sich Materie sammelt, konzentrierter werden. Die großräumige Struktur, die wir sehen, zeigt uns also, wie das frühe Universum ausgesehen haben muss. Wir können Simulationen durchführen und sehen, welche Anfangsbedingungen erforderlich sind, damit das Universum so aussieht, wie es heute ist.

Das Schicksal des Universums ist an diese Frage gebunden. Wird sich das Universum für immer weiter ausdehnen oder wird es irgendwann aufhören zu expandieren und zu kollabieren (um im " Großer Crunch ," was das Gegenteil des Urknalls ist)? Die Antwort auf diese Frage hängt von der Dichte des Universums ab. Es gibt a kritische Dichte an dem sich das Universum verlangsamen wird, aber nicht aufhören wird, sich auszudehnen – nur am Rande zwischen ewiger Ausdehnung und Zusammenbruch balancieren. Wenn das Universum kleiner als die kritische Dichte ist, wird es sich für immer weiter ausdehnen (was zu einem offenes Universum ), während es, wenn es mehr als die kritische Dichte ist, schließlich aufhört, sich auszudehnen (was zu a geschlossenes Universum ). Genau bei der kritischen Dichte wird sich das Universum für immer ausdehnen, aber immer langsamer, so dass es nach unendlicher Zeit schließlich aufhören würde. Dies nennt man a flaches Universum .

Beachten Sie, dass jedes dieser Szenarien darauf hindeutet, dass sich die Expansion verlangsamen sollte, auch wenn sie nie zum Stillstand kommt. Wenn wir Messungen durchführen, um zu bestimmen, ob unser Universum offen oder geschlossen ist, scheint dies immer darauf hinzuweisen, dass wir uns einem flachen Universum sehr sehr nahe sind. Das bedeutet, dass sich unser Universum nahe der kritischen Dichte befindet. Wenn wir jedoch die gesamte Materie zusammenzählen, stellen wir fest, dass es nicht ausreicht, das Universum flach zu machen, selbst wenn wir dunkle Materie einbeziehen. Wenn wir die kritische Dichte r . nennen krit , dann liegt die Materiedichte bei 0,3 r krit . Dennoch sollten wir in der Lage sein zu sagen, ob das Universum so offen war (so weit unter der kritischen Dichte), und unsere Beobachtungen zeigen es nicht. Seit vielen Jahren haben wir diesen scheinbaren Widerspruch – das Universum scheint flach zu sein, aber es gibt zu wenig Materie (einschließlich dunkler Materie), um es so zu machen.

In letzter Zeit sind die Dinge noch seltsamer geworden. Durch die Messung der am weitesten entfernten Supernovae, von denen wir glauben, dass sie Standardkerzen sind, scheint es, dass das Universum früher langsamer expandierte als jetzt. Mit anderen Worten, die Expansionsgeschwindigkeit scheint sich zu beschleunigen ! Astronomen spielen jetzt mit dem Gedanken, dass es eine exotische Energieform gibt, die den Weltraum auseinanderdrückt – eine Art negativer Schwerkraft. Diese Energieform heißt dunkle Energie , und es ist möglich, dass, wenn genügend dunkle Energie vorhanden ist, dies erklären könnte, warum das Universum flach erscheint.

Das nächste Mal (unser letzter Vortrag) werden wir uns mit der Frage der Kosmologie, dem Urknall und dem Beginn des Universums befassen.


Inhalt

1932 berichtete Jan Hendrik Oort als erster, dass Messungen der Sterne in der Sonnenumgebung zeigten, dass sie sich schneller bewegten als erwartet, wenn eine Massenverteilung basierend auf sichtbarer Materie angenommen wurde. Später stellte sich jedoch heraus, dass diese Messungen im Wesentlichen falsch waren. [6] Im Jahr 1939 berichtete Horace Babcock in seiner Doktorarbeit über Messungen der Rotationskurve für Andromeda, die darauf hindeuteten, dass das Masse-zu-Leuchtkraft-Verhältnis radial zunimmt. [7] Er führte dies entweder auf die Absorption von Licht innerhalb der Galaxie oder auf eine veränderte Dynamik in den äußeren Teilen der Spirale und nicht auf irgendeine Form von fehlender Materie zurück. Es stellte sich heraus, dass Babcocks Messungen wesentlich von den später gefundenen abwichen, und die erste Messung einer ausgedehnten Rotationskurve in guter Übereinstimmung mit modernen Daten wurde 1957 von Henk van de Hulst und Mitarbeitern veröffentlicht, die M31 mit dem neu in Betrieb genommenen Dwingeloo 25-Meter-Teleskop untersuchten . [8] Ein Begleitpapier von Maarten Schmidt zeigte, dass diese Rotationskurve durch eine abgeflachte Massenverteilung größer als das Licht angepasst werden kann. [9] Im Jahr 1959 verwendete Louise Volders das gleiche Teleskop, um zu zeigen, dass sich die Spiralgalaxie M33 auch nicht wie erwartet nach der Keplerschen Dynamik dreht. [10]

Jan Oort berichtete über NGC 3115 und schrieb, dass "die Massenverteilung im System fast keine Beziehung zu der des Lichts zu haben scheint. Man findet das Verhältnis von Masse zu Licht in den äußeren Teilen von NGC 3115 zu etwa 250". [11] Auf den Seiten 302–303 seines Zeitschriftenartikels schrieb er, dass „das stark verdichtete leuchtende System in eine große und mehr oder weniger homogene Masse von großer Dichte eingebettet erscheint“ und obwohl er weiter spekulierte, dass diese Masse entweder extrem schwache Zwergsterne oder interstellares Gas und Staub, hatte er den Halo aus dunkler Materie dieser Galaxie eindeutig entdeckt.

Das Carnegie-Teleskop (Carnegie Double Astrograph) sollte dieses Problem der galaktischen Rotation untersuchen. [12]

In den späten 1960er und frühen 1970er Jahren arbeitete Vera Rubin, Astronomin am Department of Terrestrial Magnetism der Carnegie Institution of Washington, an einem neuen empfindlichen Spektrographen, der die Geschwindigkeitskurve von Edge-on-Spiralgalaxien mit höherer Genauigkeit messen konnte als jemals zuvor erreicht worden war. [13] Zusammen mit seinem Kollegen Kent Ford kündigte Rubin 1975 auf einem Treffen der American Astronomical Society die Entdeckung an, dass die meisten Sterne in Spiralgalaxien ungefähr mit der gleichen Geschwindigkeit umkreisen, [14] und dass dies impliziert, dass die Galaxienmassen ungefähr zunehmen linear mit einem Radius weit jenseits der Position der meisten Sterne (der galaktischen Ausbuchtung). Rubin präsentierte ihre Ergebnisse 1980 in einer einflussreichen Arbeit. [15] Diese Ergebnisse legten nahe, dass entweder die Newtonsche Gravitation nicht universell gilt oder dass konservativ mehr als 50% der Masse der Galaxien im relativ dunklen galaktischen Halo enthalten waren. Obwohl Rubins Ergebnisse zunächst auf Skepsis stießen, wurden sie in den folgenden Jahrzehnten bestätigt. [16]

Wenn die Newtonsche Mechanik als richtig angenommen wird, würde daraus folgen, dass sich der größte Teil der Masse der Galaxie in der galaktischen Ausbuchtung in der Nähe des Zentrums befinden muss und dass die Sterne und das Gas im Scheibenteil das Zentrum mit abnehmender Geschwindigkeit mit radialem Abstand umkreisen sollten vom galaktischen Zentrum (die gestrichelte Linie in Abb. 1).

Beobachtungen der Rotationskurve von Spiralen belegen dies jedoch nicht. Vielmehr nehmen die Kurven nicht in der erwarteten inversen Quadratwurzelbeziehung ab, sondern sind „flach“, d. h. außerhalb der zentralen Ausbuchtung ist die Geschwindigkeit nahezu konstant (durchgezogene Linie in Abb. 1). Es wird auch beobachtet, dass Galaxien mit einer gleichmäßigen Verteilung von leuchtender Materie eine Rotationskurve haben, die vom Zentrum zum Rand ansteigt, und die meisten Galaxien mit geringer Oberflächenhelligkeit (LSB-Galaxien) haben dieselbe anomale Rotationskurve.

Die Rotationskurven könnten durch die Hypothese der Existenz einer beträchtlichen Menge an Materie erklärt werden, die die Galaxie außerhalb des zentralen Bulges durchdringt und kein Licht im Masse-zu-Licht-Verhältnis des zentralen Bulges emittiert. Das für die zusätzliche Masse verantwortliche Material wurde Dunkle Materie genannt, deren Existenz erstmals in den 1930er Jahren von Jan Oort bei seinen Messungen der Oort-Konstanten und Fritz Zwicky bei seinen Studien zu den Massen von Galaxienhaufen postuliert wurde. Die Existenz nicht-baryonischer kalter dunkler Materie (CDM) ist heute ein wesentliches Merkmal des Lambda-CDM-Modells, das die Kosmologie des Universums beschreibt.

Um eine flache Rotationskurve aufzunehmen, muss sich das Dichteprofil einer Galaxie und ihrer Umgebung von einem zentral konzentrierten unterscheiden. Newtons Version des dritten Keplerschen Gesetzes impliziert, dass das kugelsymmetrische, radiale Dichteprofil ρ(r) ist:

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

wo v(r) ist das radiale Bahngeschwindigkeitsprofil und G ist die Gravitationskonstante. Dieses Profil entspricht weitgehend den Erwartungen eines singulären isothermen Kugelprofils, bei dem wenn v(r) ungefähr konstant ist, dann ist die Dichte ρr −2 zu einem inneren "Kernradius", bei dem die Dichte dann als konstant angenommen wird. Beobachtungen stimmen nicht mit einem so einfachen Profil überein, wie Navarro, Frenk und White in einem bahnbrechenden Papier von 1996 berichten. [17]

Die Autoren bemerkten dann, dass eine "sich sanft ändernde logarithmische Steigung" für eine Dichteprofilfunktion auch annähernd flache Rotationskurven über große Skalen aufnehmen könnte. Sie fanden das berühmte Navarro-Frenk-White-Profil, das sowohl mit N-Körper-Simulationen als auch mit Beobachtungen von übereinstimmt

wo die zentrale Dichte, ρ0 , und der Skalenradius, Rso , sind Parameter, die von Halo zu Halo variieren. [18] Da die Steigung des Dichteprofils im Zentrum divergiert, wurden andere alternative Profile vorgeschlagen, zum Beispiel das Einasto-Profil, das eine bessere Übereinstimmung mit bestimmten Halo-Simulationen der Dunklen Materie zeigt. [19] [20]

Beobachtungen von Bahngeschwindigkeiten in Spiralgalaxien legen eine Massenstruktur nahe:

Da Beobachtungen der Galaxienrotation nicht mit der von der Anwendung der Keplerschen Gesetze erwarteten Verteilung übereinstimmen, stimmen sie nicht mit der Verteilung der leuchtenden Materie überein. [15] Dies impliziert, dass Spiralgalaxien große Mengen dunkler Materie enthalten oder alternativ die Existenz exotischer Physik in Aktion auf galaktischen Skalen. Die zusätzliche unsichtbare Komponente wird in jeder Galaxie in den äußeren Radien und zwischen den Galaxien in den weniger leuchtenden immer auffälliger. [ Klärung nötig ]

Eine populäre Interpretation dieser Beobachtungen ist, dass etwa 26% der Masse des Universums aus dunkler Materie bestehen, einer hypothetischen Art von Materie, die keine elektromagnetische Strahlung emittiert oder mit ihr interagiert. Es wird angenommen, dass Dunkle Materie das Gravitationspotential von Galaxien und Galaxienhaufen dominiert. Nach dieser Theorie sind Galaxien baryonische Verdichtungen von Sternen und Gas (nämlich Wasserstoff und Helium), die in den Zentren viel größerer Halos dunkler Materie liegen und von einer gravitativen Instabilität aufgrund von primordialen Dichtefluktuationen betroffen sind.

Viele Kosmologen bemühen sich, die Natur und die Geschichte dieser allgegenwärtigen dunklen Halos zu verstehen, indem sie die Eigenschaften der Galaxien untersuchen, die sie enthalten (d. h. ihre Leuchtkraft, Kinematik, Größe und Morphologie). Die Messung der Kinematik (ihrer Positionen, Geschwindigkeiten und Beschleunigungen) der beobachtbaren Sterne und des Gases ist zu einem Werkzeug geworden, um die Natur der Dunklen Materie hinsichtlich ihres Gehalts und ihrer Verteilung im Verhältnis zu den verschiedenen baryonischen Komponenten dieser Galaxien zu untersuchen.

Die Rotationsdynamik von Galaxien wird gut durch ihre Position auf der Tully-Fisher-Beziehung charakterisiert, was zeigt, dass bei Spiralgalaxien die Rotationsgeschwindigkeit eindeutig mit ihrer Gesamtleuchtkraft zusammenhängt. Eine konsistente Methode, die Rotationsgeschwindigkeit einer Spiralgalaxie vorherzusagen, besteht darin, ihre bolometrische Leuchtkraft zu messen und dann ihre Rotationsrate von ihrer Position im Tully-Fisher-Diagramm abzulesen. Umgekehrt ergibt die Kenntnis der Rotationsgeschwindigkeit einer Spiralgalaxie ihre Leuchtkraft. Somit hängt die Größe der Galaxienrotation mit der sichtbaren Masse der Galaxie zusammen. [22]

Während die genaue Anpassung der Dichteprofile von Bulge, Scheibe und Halo ein ziemlich komplizierter Prozess ist, ist es einfach, die Observablen rotierender Galaxien durch diese Beziehung zu modellieren. [23] [ bessere Quelle benötigt ] Während also hochmoderne kosmologische und Galaxienbildungssimulationen von Dunkler Materie unter Einbeziehung normaler baryonischer Materie mit Galaxienbeobachtungen verglichen werden können, gibt es noch keine einfache Erklärung dafür, warum die beobachtete Skalierungsbeziehung existiert. [24] [25] Darüber hinaus zeigten detaillierte Untersuchungen der Rotationskurven von Galaxien mit geringer Oberflächenhelligkeit (LSB-Galaxien) in den 1990er Jahren [26] und ihrer Position auf der Tully-Fisher-Beziehung [27], dass LSB-Galaxien haben Halos aus dunkler Materie, die ausgedehnter und weniger dicht sind als die von Galaxien mit hoher Oberflächenhelligkeit, und daher hängt die Oberflächenhelligkeit mit den Halo-Eigenschaften zusammen. Solche von dunkler Materie dominierten Zwerggalaxien könnten der Schlüssel zur Lösung des Problems der Strukturbildung der Zwerggalaxien sein.

Sehr wichtig ist, dass die Analyse der inneren Teile von Galaxien mit niedriger und hoher Oberflächenhelligkeit zeigte, dass die Form der Rotationskurven im Zentrum von von dunkler Materie dominierten Systemen ein anderes Profil als das räumliche Massenverteilungsprofil der NFW anzeigt. [28] [29] Dieses sogenannte Cuspy-Halo-Problem ist ein hartnäckiges Problem für die Standardtheorie der kalten Dunklen Materie. In diesem Zusammenhang werden häufig Simulationen herangezogen, die die Rückkopplung von Sternenergie in das interstellare Medium beinhalten, um die vorhergesagte Verteilung der Dunklen Materie in den innersten Regionen von Galaxien zu verändern. [30] [31]

Es gab eine Reihe von Versuchen, das Problem der Galaxienrotation zu lösen, indem die Gravitation modifiziert wurde, ohne dunkle Materie hervorzurufen. Eine der am meisten diskutierten ist die Modified Newtonian Dynamics (MOND), die ursprünglich 1983 von Mordehai Milgrom vorgeschlagen wurde und das Newtonsche Kraftgesetz bei niedrigen Beschleunigungen modifiziert, um die effektive Gravitationsanziehung zu verbessern. MOND hat beträchtlichen Erfolg bei der Vorhersage der Rotationskurven von Galaxien mit geringer Oberflächenhelligkeit, [32] die der baryonischen Tully-Fisher-Beziehung [33] entsprechen, und der Geschwindigkeitsdispersion der kleinen Satellitengalaxien der Lokalen Gruppe. [34]

Unter Verwendung von Daten aus der Datenbank Spitzer Photometry and Accurate Rotation Curves (SPARC) hat eine Gruppe herausgefunden, dass die von Rotationskurven verfolgte Radialbeschleunigung nur aus der beobachteten Baryonenverteilung (dh einschließlich Sterne und Gas, aber nicht dunkle Materie) vorhergesagt werden kann. [35] Dieselbe Beziehung lieferte eine gute Anpassung für 2693 Proben in 153 rotierenden Galaxien mit unterschiedlichen Formen, Massen, Größen und Gasanteilen. Die Helligkeit im nahen Infrarot, wo das stabilere Licht der Roten Riesen dominiert, wurde verwendet, um den Dichtebeitrag von Sternen konsistenter abzuschätzen. Die Ergebnisse stimmen mit MOND überein und setzen alternativen Erklärungen, die ausschließlich dunkle Materie beinhalten, Grenzen. Kosmologische Simulationen innerhalb eines Lambda-CDM-Frameworks, die baryonische Rückkopplungseffekte beinhalten, reproduzieren jedoch dieselbe Beziehung, ohne dass neue Dynamiken (wie MOND) aufgerufen werden müssen. [36] Somit kann ein Beitrag der Dunklen Materie selbst aus dem der Baryonen vollständig vorhergesagt werden, wenn die Rückkopplungseffekte durch den dissipativen Kollaps von Baryonen berücksichtigt werden. MOND ist keine relativistische Theorie, obwohl relativistische Theorien vorgeschlagen wurden, die auf MOND reduzieren, wie die Tensor-Vektor-Skalar-Gravitation (TeVeS), [5] [37] die Skalar-Tensor-Vektor-Gravitation (STVG) und die f( R) Theorie von Capozziello und De Laurentis. [38]

Ein Galaxienmodell basierend auf einer Metrik der allgemeinen Relativitätstheorie wurde ebenfalls vorgeschlagen, das zeigt, dass die Rotationskurven für die Milchstraße, NGC 3031, NGC 3198 und NGC 7331 mit den Massendichteverteilungen der sichtbaren Materie übereinstimmen, wodurch die Notwendigkeit einer massiven Halo aus exotischer dunkler Materie. [39] [40]

Laut einer Analyse der Daten der Raumsonde Gaia im Jahr 2020 scheint es möglich, zumindest die Rotationskurve der Milchstraße ohne Dunkle Materie zu erklären, wenn anstelle einer Newtonschen Näherung der gesamte Satz von Gleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie übernommen wird. [41]

Im März 2021 veröffentlichte Gerson Otto Ludwig ein auf der Allgemeinen Relativitätstheorie basierendes Modell, das die Rotationskurven von Galaxien mit Gravitoelektromagnetismus erklärt. [42]


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DAS GEHEIMNIS DER FEHLENDEN MESSE

[ 159 ] Der Großteil der Masse im Universum fehlt. Oder ist es nur in einer exotischen, noch nicht nachweisbaren Form versteckt? Niemand ist sich sicher, welche. Eines ist jedoch sicher. Das Problem der fehlenden Masse ist an einem Punkt angekommen, an dem es mehr als nur ein Problem ist. Es ist eine Verlegenheit, ein Hindernis für das Verständnis von Dingen wie der Struktur von Galaxien, der Entwicklung von Galaxienhaufen und dem endgültigen Schicksal des Universums.

Eine einfache Analogie veranschaulicht das Problem. Angenommen, die Raketen, die ein Raumfahrzeug in eine Umlaufbahn um die Erde bringen, würden zu lange brennen und zu viel Schub liefern. Dann wäre die Anziehungskraft der Erde überwunden und die Raumsonde würde aus der Umlaufbahn in den interplanetaren Raum schießen. Zum Glück für Astronauten können Wissenschaftler ziemlich genau berechnen, wie viel Schub für eine bestimmte Umlaufbahn benötigt wird, sodass dies nicht passiert. Aber angenommen, durch einen Computerfehler brannten die Raketen zu lange und das Raumfahrzeug wurde auf eine Geschwindigkeit beschleunigt, die doppelt so hoch war wie die richtige Umlaufgeschwindigkeit – doch das Raumschiff blieb in der Umlaufbahn! Sie wären gezwungen zu schlussfolgern, dass entweder die Erde mehr Masse hat als Sie angenommen hatten und daher eine stärkere Anziehungskraft, oder dass die Theorie, die Sie für die Berechnung verwendet hatten, falsch war.

Hier geht es um die Situation, in der sich Astrophysiker heute befinden. Nicht um die Bewegung von Planeten um die Sonne zu verstehen - die Theorie funktioniert dort gut -, sondern um die Bewegungen von Sternen und Gas in den äußeren Regionen von Galaxien oder von Galaxien und Gas in Galaxienhaufen zu verstehen.

In den letzten Jahren haben Astronomen sorgfältig die Geschwindigkeit gemessen, mit der Sterne und Gaswolken in den äußeren Teilen von Spiralgalaxien das Massenzentrum dieser Galaxien umkreisen. Optische Fotografien zeigen, dass Spiralgalaxien anmutige Windräder aus Milliarden von Sternen sind, wobei das Licht stetig von den zentralen zu den äußeren Regionen abfällt. Da das Licht von Sternen erzeugt wird, erwarten wir natürlich, dass die Materie und das dazugehörige Gravitationskraftfeld eine ähnliche Konzentration aufweisen. Daraus folgt, dass die Rotationsgeschwindigkeit der Sterne und des Gases abnehmen sollte, wenn man sich von den inneren zu den äußeren Regionen der Galaxien bewegt.

Sehr zur Überraschung und Bestürzung der Astronomen ist dies nicht das, was beobachtet wird. 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 ist 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
Sonne 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 hot und cold 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? - Astronomie

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

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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!