Eğer karanlık madde ışığı kırarsa, gökyüzündeki olayların düşündüğümüz yer olduğunu nereden biliyoruz?

Uzaydaki bir nesnenin hareketini, pozisyonunu ve diğer pek çok şey ışığını ve onunla ne ölçebileceğimizi ölçürüz. Ama bildiğim kadarıyla, uzayda kütlesi ve büyüklüğü bilmediğimiz büyük miktarda karanlık madde olması gerekiyordu ve kütlesi olduğu için yerçekimi var ve ışığı bükebiliyor.

Fizikte yıldızların kütlesini ve uzaydaki devasa şeyleri hesaba katabildiğini biliyorum, ancak o ışığın düz bir çizgiden nasıl saptığını bilmiyorlarsa, ölçümlerinden herhangi birinden (özel olarak pozisyon) emin olabilirler?

Yerel karanlık madde yoğunluğu sırasına, aslında oldukça küçük (bakınız örn Bovy & Tremaine (2012) ). Kabaca olduğu bu araçlar , 0.001 - 0.01 M ⊙ küp Parsec başına karanlık maddenin - staggeringly küçük bir miktar. 1000 kübik parsek, yaklaşık bir güneş kütlesi karanlık madde içerir - ve her iki tarafında da 10 parsek uzunluğunda bir küp! Şimdi, karanlık maddenin galaksilerdeki dağılımı homojen değil - kabaca, bir galaksinin merkezinden yoğunluğunu azaltan bir Navarro-Frenk-White profilini izliyor - ancak parseclerin ölçeğinde (ve kesinlikle Güneş Sisteminde)$\rho\sim10^{-19}\text{ g/cm}^3$$0.001$$0.01M_{\odot}$) kabaca düzgün bir yoğunluğa sahip olduğunu düşünebiliriz.

Küçük ölçeklerde, o zaman, yaklaşık homojenliğe ve düşük yoğunluğa sahibiz. Bu, karanlık maddeden herhangi bir yerçekimsel merceklenme etkisinin, yalnızca büyük miktarda karanlık madde kümeleri içeren homojen olmayan şeylerden kaynaklanan aşırı derecede düşük veya kendi kendini iptal etmesi gerektiği anlamına gelir. Bununla birlikte, bu tür kümelenmelerin yalnızca karanlık maddenin kendisiyle olan etkileşimi yoluyla oluşması muhtemel değildir ( bildiğim kadarıyla şu anda tercih edilmeyen MACHO hipotezini düşürürsek ).

İntergalaktik ölçeklerde, ancak karanlık madde olabilir bazı etkileri vardır. Zayıf merceklenme , çok yüksek miktarda karanlık madde fraksiyonuna sahip olabilen galaksi kümelerinde yaygın olarak gözlenen bir olgudur. Şu anda mercek galaksinin kütle dağılımına (bkz modellemek için kullanılan çeşitli teknikler vardır KSB + yöntemi ) ve görüntü ve orijinal ile galaksinin konumunu yeniden dekonvolüsyon (bakınız Chantry ve Magain , görsel bir örnek verilmektedir Buradan ). Her iki tekniğe de aşina değilim, bu yüzden size iyi bir genel bakış sunamam.

$\sim10^{10}M_{\odot}$