Astronomie

Est-il possible de calculer le centre de masse de l'univers visible ?

Est-il possible de calculer le centre de masse de l'univers visible ?

Il est facile de déduire que nous semblons être au centre de l'univers visible, en supposant que l'univers visible est approximativement isotrope et homogène dans toutes ses propriétés, y compris les propriétés d'expansion. La lumière a la même vitesse finie dans toutes les directions, donc nous ne pouvons voir aucune lumière, de n'importe quelle direction extérieure, qui aurait dû prendre plus de temps que l'âge actuel de l'univers pour nous atteindre.

En supposant que la vitesse finie de l'interaction de la force gravitationnelle est la même que celle de la lumière. Que pouvons-nous dire de l'emplacement du cadre du centre de masse de l'univers visible. Localement, l'hypothèse isotrope et homogène ne s'applique pas, car dans un calcul de centre de masse, la terre a une petite masse par rapport au reste du système solaire, à la Voie lactée et à un amas plus large de galaxies, etc. échelle où l'hypothèse isotrope et homogène redevient raisonnable.

Les deux questions liées sont :

  1. Pouvons-nous en principe calculer la position du centre de masse (le repère du centre de masse) de l'univers visible (c'est-à-dire visible de la terre) à partir des observations astronomiques dont nous disposons à ce jour ?
  2. Si cela est possible, y aurait-il un lien entre ce cadre de centre de masse et le cadre qui est stationnaire par rapport au rayonnement de fond cosmique à micro-ondes (CMBR) observé par la Terre ?

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Les masses des galaxies se trouvent à partir du mouvement orbital de leurs étoiles. Les étoiles d'une galaxie plus massive orbiteront plus rapidement que celles d'une galaxie de masse inférieure, car la force de gravité plus importante de la galaxie massive provoquera des accélérations plus importantes de ses étoiles. En mesurant la vitesse des étoiles, vous découvrez combien il y a de gravité dans la galaxie. Étant donné que la gravité dépend de la masse et de la distance, connaître la taille des orbites des étoiles vous permet de dériver la masse de la galaxie.

Pour les galaxies spirales, le courbe de rotation est utilisé pour mesurer leurs masses comme pour trouver la masse de la Voie Lactée. La courbe de rotation montre comment les vitesses orbitales dans une galaxie dépendent de leur distance par rapport au centre de la galaxie. La masse à une distance donnée du centre = (vitesse orbitale) 2 × (distance du centre)/G. La vitesse orbitale est trouvée à partir des décalages Doppler du rayonnement de la raie de 21 cm du gaz hydrogène atomique. le angulaire la distance du morceau du disque par rapport au centre est mesurée, mais pour utiliser la formule de masse ci-jointe, le morceau du disque réel linéaire distance du centre doit être trouvée.

Rappelez-vous dans le chapitre de la science planétaire que la distance linéaire peut être trouvée à partir de la distance angulaire si vous connaissez la distance à L'object? La distance linéaire du centre de la galaxie = [(2× (distance à la galaxie) × (distance angulaire en degrés)] / 360°. C'est pourquoi vous devez d'abord connaître la distance à une galaxie si vous voulez mesurer sa masse.

Pour les galaxies elliptiques, la largeur des raies d'absorption de toutes les étoiles mélangées est utilisée pour mesurer la masse des galaxies elliptiques. La largeur des raies d'absorption dépend de l'étalement de la distribution des vitesses --- la dispersion de vitesse. La masse de la galaxie elliptique = k × (dispersion de la vitesse) 2 × (la distance entre les étoiles et le centre de la galaxie)/g, où k est un facteur qui dépend de la forme de la galaxie et de l'angle de la galaxie par rapport à la Terre.

Les étoiles et le gaz dans presque toutes les galaxies se déplacent beaucoup plus rapidement que prévu à partir de la luminosité des galaxies. Dans les années 1970, Vera Rubin (vécu de 1928 à 2016) ont découvert que dans les galaxies spirales, la courbe de rotation reste à peu près la même valeur à de grandes distances du centre (on dit qu'elle est « plate »). Cela signifie que la masse enfermée continue d'augmenter même si la quantité de matière visible et lumineuse diminue à de grandes distances du centre. Dans les galaxies elliptiques, la gravité de la matière visible n'est pas assez forte pour accélérer les étoiles autant qu'elles le sont. Quelque chose d'autre doit ajouter à la gravité des galaxies sans briller.

Que quelque chose d'autre s'appelle matière noire. C'est un matériau qui ne produit pas de quantités détectables de lumière mais qui a un effet gravitationnel notable. Les astronomes ne savent pas de quoi est faite la matière noire. Les possibilités vont de grandes choses comme les planètes, les naines brunes, les naines blanches, les trous noirs à un grand nombre de petites choses comme les neutrinos ou d'autres particules exotiques qui n'ont pas encore été vues dans nos laboratoires. Pour des raisons qui seront expliquées dans la section suivante et dans le chapitre sur la cosmologie, les astronomes ont compris que la matière noire est une combinaison de toutes ces choses, mais que les particules exotiques doivent constituer la grande majorité de la matière noire. En fait, sur la matière totale de l'univers, la masse globale des particules exotiques est cinq fois la masse globale de la "matière ordinaire" que nous connaissons mieux (matière faite de protons, neutrons, électrons, neutrinos, etc.). La nature de la matière noire est l'un des problèmes centraux de l'astronomie aujourd'hui. Bien que sa nature soit inconnue, la matière noire semble faire tellement partie intégrante des galaxies que la présence de matière noire est utilisée pour distinguer une petite galaxie d'un grand amas globulaire, qui peuvent tous deux avoir le même nombre d'étoiles.

La découverte possible en 2018 que la petite galaxie ultra diffuse (une avec un très petit nombre d'étoiles par volume) à 65 millions d'années-lumière de nous appelée NGC 1052-DF2 a peu ou pas de matière noire était assez surprenante. C'est peut-être "l'exception qui confirme la règle", mais la recherche est lancée pour d'autres petites galaxies sans matière noire. Cependant, il est également possible que l'absence de conclusion sur la matière noire pour NGC 1052-DF2 soit incorrecte car les mouvements de seulement dix amas globulaires de la petite galaxie ont été utilisés pour mesurer sa masse. Plus d'objets sont nécessaires pour faire une mesure plus sûre de la masse de la galaxie, il est donc possible que la mesure de masse soit trop faible et qu'il y ait en fait une quantité importante de matière noire. Une autre méthode indépendante de mesure de la masse de la galaxie soutient l'idée que cette galaxie a peu ou pas de matière noire. De plus, en utilisant sept amas globulaires dans une autre galaxie, NGC 1052-DF4, l'équipe de recherche qui a fait la découverte de NGC 1052-DF2 a découvert que NGC 1052-DF4 semble également ne pas avoir de matière noire. La découverte de deux galaxies sans matière noire montre que la matière noire peut être trouvée séparément de la matière ordinaire et cela va à l'encontre de l'idée que la matière noire n'est en fait qu'un malentendu sur le fonctionnement de la gravité pour la matière ordinaire à grande échelle. Une autre possibilité est que les distances aux deux petites galaxies n'ont pas été mesurées correctement. Si les deux galaxies sont réellement plus proches de nous, alors leur rapport masse/luminosité dérivé sera plus grand et de la matière noire devra être présente. Plus d'observations sont nécessaires!


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Le mystère de la matière noire

  • sa distance de la masse centrale, et
  • les masse totale enfermée dans son orbite.

L'écart se caractérise par la rapport masse/lumière . Nous pouvons facilement mesurer la luminosité visible totale d'une galaxie, et sa distribution avec le rayon. Si nous donnons ce montant en unités de luminosité solaire L Soleil , par exemple, nous trouvons que notre galaxie a une luminosité d'environ 100 milliards L Soleil . C'est pourquoi nous avons prétendu jusqu'à présent que la Voie lactée contient 100 milliards d'étoiles. Si nous supposons qu'une masse solaire crée une luminosité solaire, alors 100 milliards de luminosités solaires seraient créées par 100 milliards de masses solaires, nous nous attendrions donc à ce que le rapport masse-lumière de la galaxie soit d'environ 100 milliards. M Soleil / 100 milliards L Soleil = 1 M Soleil / L Soleil . Au lieu de cela, nous constatons régulièrement que le rapport masse-lumière est plutôt de 10 M Soleil / L Soleil , donc 90% de la masse de notre galaxie ne doit pas être lumineuse, c'est-à-dire sous forme de matière noire. Matière noire en amas

  • trouvez plusieurs images d'une seule galaxie créées par la lentille gravitationnelle (les caractéristiques bleuâtres de l'image ci-dessus). (Comment savons-nous qu'il s'agit de plusieurs images d'une même galaxie ?)
  • déterminer la distance angulaire aux multiples images comme on le voit dans l'image.
  • déterminer la distance à la galaxie déformée à partir de sa vitesse de récession et de la loi de Hubble
  • déterminer la distance à l'amas de la même manière, en utilisant la loi de Hubble
  • utiliser la théorie de la relativité générale d'Einstein pour relier la séparation angulaire à la masse de l'amas.
La matière noire est mystérieuse, mais elle n'a pas besoin d'être exotique. Une possibilité est que ce sont simplement des objets petits mais denses de matière ordinaire qui sont invisibles. Les exemples sont les naines brunes (trop petites pour être des étoiles et trop faibles pour être détectées dans le halo galactique), les naines noires (vieilles naines blanches qui se sont refroidies et n'émettent plus beaucoup de lumière), les trous noirs ou peut-être une autre forme de matière. Une telle matière s'appelle baryonique matière, car elle est constituée de baryons (protons et neutrons). Les astronomes ont appelé de façon fantaisiste ces objets comme MACHO (Massive Compact Halo Objects). Étant donné que ces objets sont trop faibles pour être vus, nous devons utiliser d'autres moyens pour les détecter. Une façon consiste à rechercher de minuscules événements de lentille gravitationnelle lorsqu'ils passent devant des sources lumineuses à distance. En fait, de tels événements de lentilles minuscules ont été observés, mais pas dans les nombres énormes qui seraient nécessaires pour expliquer la matière manquante.

Une possibilité plus exotique est que la matière noire n'est pas sous la forme de matière ordinaire, mais plutôt constituée d'une sorte de particule subatomique que nous n'avons pas encore découverte. De telles particules devraient avoir beaucoup de masse, mais ne pas interagir avec la lumière. Les astronomes ont (encore une fois de façon fantaisiste) appelé des objets tels que WIMP (Weakly Interacting Massive Particles). Nous avons déjà rencontré un type de particule à interaction faible : le neutrino. Mais les neutrinos, qui existent en très grand nombre, ont deux problèmes. L'un est qu'ils n'ont pas une masse suffisante (bien qu'ils puissent contribuer une petite quantité de matière noire à l'extérieur des galaxies), et l'autre est qu'ils ne s'accumuleraient pas autour des amas de galaxies. Ils sont si énergiques qu'ils zooment autour de l'univers partout où ils veulent aller, et sentent à peine les centres de masse dans les amas de galaxies. Au lieu de cela, nous avons besoin d'une sorte de particule qui est plus massive que les neutrinos, et qui est plus lente afin qu'elle puisse s'accumuler autour des centres de masse. Jusqu'à présent, nous n'avons pas découvert de telles particules, mais peut-être qu'un jour des expériences sur les particules les identifieront.

Pendant ce temps, nous sommes coincés sans explication certaine, et pas trop d'indices. Un indice important qui semble favoriser les WIMPs par rapport aux MACHO est la distribution de la matière noire. La matière baryonique ordinaire s'est accumulée dans les centres de concentration de masse comme les galaxies et les amas de galaxies, donc quelle que soit la matière noire, elle doit résister à l'agglutination à ces échelles. Les WIMPs remplissent bien cette attente, puisqu'ils seraient nés plutôt chauds (haute vitesse) dans le Big Bang. Les baryons étaient également chauds, mais ils interagissent avec la lumière et produisent ainsi un rayonnement qui leur permet de perdre leur énergie, de se refroidir et de se rassembler dans les galaxies, etc. Les WIMPs, en revanche, n'ont aucun moyen de perdre de l'énergie, ils resteraient donc plus vaguement regroupés dans des halos de galaxies.

Dans la toute première conférence, nous avons discuté du fait que notre galaxie fait partie de la Groupe local de galaxies, comprenant la Voie Lactée, la Galaxie d'Andromède, les Nuages ​​de Magellan et une vingtaine d'autres. Nous avons également dit que le Groupe Local faisait partie d'une plus grande collection de galaxies appelée la Supergrappe locale . Lorsque nous regardons le ciel nocturne, nous voyons un grand nombre de galaxies dans toutes les directions, et à partir de leurs vitesses de récession et de la loi de Hubble, nous pouvons déterminer leur distance. À partir de là, nous pouvons construire une carte tridimensionnelle des emplacements des galaxies. Ce que nous constatons, c'est que les galaxies ne sont pas uniformément réparties dans l'espace, mais forment plutôt ces énormes structures appelées superamas, maintenues ensemble par la gravité.

En mesurant les vitesses particulières des galaxies (leurs vitesses après soustraction de leur vitesse de récession), nous constatons qu'elles semblent se rassembler en concentrations de masse. Voici la figure 21.13 du texte La perspective cosmique, qui trace les vitesses particulières des galaxies proches de la nôtre (la Voie lactée est au centre).

Fig 21.13 de la perspective cosmique, par Bennet, Donahue, Schneider & Voit, Addison Wesley (1998)

Les galaxies semblent se déplacer "en descente" vers plusieurs concentrations de masse. Lorsque nous regardons plus loin dans l'univers, la structure à grande échelle de l'univers devient apparente. Il existe des régions de superamas, et d'autres régions appelées vides , qui ne contient aucune galaxie. La structure globale apparaît comme une éponge, avec des vides sphériques séparés par des membranes de masse.

Figure 21.14a
Figure 21.14b
Fig 21.16a Regard sur le passé.

Pour explorer comment cette structure a été créée, nous pouvons commencer par le Big Bang et imaginer de minuscules fluctuations dans l'univers primitif. Ces fluctuations auraient été légèrement plus froides et auraient permis à la masse de s'accumuler et de s'effondrer, ce qui a encore refroidi la région (en rayonnant l'excès d'énergie), de sorte que les zones où la matière s'accumule se concentrent davantage. Ainsi, la structure à grande échelle que nous voyons nous montre à quoi devait ressembler l'univers primitif. Nous pouvons exécuter des simulations et voir quelles conditions initiales sont nécessaires pour faire apparaître l'univers tel qu'il apparaît aujourd'hui.

Le destin de l'univers est lié à cette question. L'univers continuera-t-il à s'étendre pour toujours, ou finira-t-il par cesser de s'étendre et commencer à s'effondrer (pour finir dans le " Gros craquement ", qui est l'opposé du Big Bang) ? La réponse à cette question dépend de la densité de l'univers. Il y a un densité critique à laquelle l'univers ralentira mais n'arrêtera pas de s'étendre - juste en équilibre entre l'expansion éternelle et l'effondrement. Si l'univers est inférieur à la densité critique, alors il continuera à s'étendre pour toujours (conduisant à une univers ouvert ), tandis que s'il est supérieur à la densité critique, il finira par cesser de s'étendre (conduisant à une univers fermé ). À exactement la densité critique, l'univers continuera à s'étendre pour toujours, mais ira de plus en plus lentement de sorte qu'il finira par s'arrêter après un temps infini. C'est ce qu'on appelle un univers plat .

Notez que chacun de ces scénarios indique que l'expansion devrait ralentir, même si elle ne s'arrête jamais. Lorsque nous effectuons des mesures destinées à déterminer si notre univers est ouvert ou fermé, cela semble toujours indiquer que nous sommes très très proches d'un univers plat. Cela signifie que notre univers est proche de la densité critique. Pourtant, lorsque nous comptons toute la matière, nous constatons qu'il ne suffit pas de rendre l'univers plat, même si nous incluons la matière noire. En fait, si nous appelons la densité critique r critique , alors la densité de matière semble être d'environ 0,3 r critique . Pourtant, nous devrions être capables de dire si l'univers était si ouvert (jusqu'à présent en dessous de la densité critique), et nos observations ne le montrent pas. Pendant de nombreuses années, nous avons eu cette apparente contradiction - l'univers semble être plat, mais il y a trop peu de matière (y compris la matière noire) pour qu'il en soit ainsi.

Récemment, les choses sont devenues encore plus étranges. En mesurant les supernovae les plus éloignées, que nous pensons être des bougies standard, il semble que l'univers s'étendait autrefois plus lentement qu'aujourd'hui. Autrement dit, le taux d'expansion semble s'accélérer ! Les astronomes jouent maintenant avec l'idée qu'il existe une forme d'énergie exotique qui sépare l'espace - une sorte de gravité négative. Cette forme d'énergie est appelée énergie noire , et il est possible que, s'il y a suffisamment d'énergie noire, cela pourrait expliquer pourquoi l'univers semble plat.

La prochaine fois (notre dernière conférence) nous aborderons la question de la cosmologie, du Big Bang et du début de l'univers.


Contenu

En 1932, Jan Hendrik Oort est devenu le premier à signaler que les mesures des étoiles dans le voisinage solaire indiquaient qu'elles se déplaçaient plus rapidement que prévu lorsqu'une distribution de masse basée sur la matière visible était supposée, mais ces mesures ont ensuite été jugées essentiellement erronées. [6] En 1939, Horace Babcock a rapporté dans sa thèse de doctorat des mesures de la courbe de rotation pour Andromède qui ont suggéré que le rapport masse-luminosité augmente radialement. [7] Il a attribué cela à l'absorption de lumière dans la galaxie ou à la dynamique modifiée dans les parties externes de la spirale et non à n'importe quelle forme de matière manquante. Les mesures de Babcock se sont avérées en désaccord substantielle avec celles trouvées plus tard, et la première mesure d'une courbe de rotation étendue en bon accord avec les données modernes a été publiée en 1957 par Henk van de Hulst et ses collaborateurs, qui ont étudié M31 avec le nouveau télescope Dwingeloo de 25 mètres. . [8] Un article d'accompagnement de Maarten Schmidt a montré que cette courbe de rotation pouvait être ajustée par une distribution de masse aplatie plus étendue que la lumière. [9] En 1959, Louise Volders a utilisé le même télescope pour démontrer que la galaxie spirale M33 ne tourne pas non plus comme prévu selon la dynamique képlérienne. [dix]

Dans un rapport sur NGC 3115, Jan Oort a écrit que "la distribution de la masse dans le système semble n'avoir presque aucun rapport avec celle de la lumière. On trouve que le rapport de la masse à la lumière dans les parties extérieures de NGC 3115 est d'environ 250". [11] À la page 302-303 de son article de journal, il a écrit que "Le système lumineux fortement condensé apparaît incrusté dans une masse plus ou moins homogène de grande densité" et bien qu'il ait continué à spéculer que cette masse peut être soit des étoiles naines extrêmement faibles ou des gaz et poussières interstellaires, il avait clairement détecté le halo de matière noire de cette galaxie.

Le télescope Carnegie (Carnegie Double Astrograph) était destiné à étudier ce problème de rotation galactique. [12]

À la fin des années 1960 et au début des années 1970, Vera Rubin, astronome au Département du magnétisme terrestre de la Carnegie Institution de Washington, a travaillé avec un nouveau spectrographe sensible qui pouvait mesurer la courbe de vitesse des galaxies spirales de bord avec un plus grand degré de précision. que jamais auparavant. [13] Avec son collègue Kent Ford, Rubin a annoncé lors d'une réunion de l'American Astronomical Society en 1975 la découverte que la plupart des étoiles dans les galaxies spirales orbitent à peu près à la même vitesse, [14] et que cela impliquait que les masses des galaxies croissent approximativement linéairement avec un rayon bien au-delà de l'emplacement de la plupart des étoiles (le renflement galactique). Rubin a présenté ses résultats dans un article influent en 1980. [15] Ces résultats ont suggéré soit que la gravité newtonienne ne s'applique pas universellement, soit que, de manière conservatrice, plus de 50 % de la masse des galaxies était contenue dans le halo galactique relativement sombre. Bien qu'initialement accueillis avec scepticisme, les résultats de Rubin ont été confirmés au cours des décennies suivantes. [16]

Si la mécanique newtonienne est supposée correcte, il s'ensuivrait que la majeure partie de la masse de la galaxie devait être dans le renflement galactique près du centre et que les étoiles et le gaz dans la partie du disque devraient orbiter autour du centre à des vitesses décroissantes avec la distance radiale du centre galactique (la ligne pointillée sur la figure 1).

Les observations de la courbe de rotation des spirales, cependant, ne le confirment pas. Au contraire, les courbes ne diminuent pas dans la relation de racine carrée inverse attendue mais sont "plates", c'est-à-dire qu'à l'extérieur du renflement central, la vitesse est presque constante (la ligne continue sur la figure 1). On observe également que les galaxies avec une distribution uniforme de matière lumineuse ont une courbe de rotation qui s'élève du centre vers le bord, et la plupart des galaxies à faible luminosité de surface (galaxies LSB) ont la même courbe de rotation anormale.

Les courbes de rotation pourraient s'expliquer par l'hypothèse de l'existence d'une quantité substantielle de matière pénétrant la galaxie à l'extérieur du renflement central qui n'émet pas de lumière dans le rapport masse/lumière du renflement central. Le matériau responsable de la masse supplémentaire a été surnommé la matière noire, dont l'existence a été posée pour la première fois dans les années 1930 par Jan Oort dans ses mesures des constantes d'Oort et Fritz Zwicky dans ses études sur les masses des amas de galaxies. L'existence de matière noire froide non baryonique (CDM) est aujourd'hui une caractéristique majeure du modèle Lambda-CDM qui décrit la cosmologie de l'univers.

Afin de s'adapter à une courbe de rotation plate, un profil de densité pour une galaxie et ses environs doit être différent de celui qui est concentré au centre. La version de Newton de la troisième loi de Kepler implique que le profil de densité radiale à symétrie sphérique ρ(r) est:

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

v(r) est le profil de vitesse orbitale radiale et g est la constante gravitationnelle. Ce profil correspond étroitement aux attentes d'un profil de sphère isotherme singulier où si v(r) est approximativement constante alors la densité ρr -2 à un certain "rayon central" intérieur où la densité est alors supposée constante. Les observations ne correspondent pas à un profil aussi simple, comme le rapportent Navarro, Frenk et White dans un article fondateur de 1996. [17]

Les auteurs ont alors remarqué qu'une "pente logarithmique légèrement changeante" pour une fonction de profil de densité pourrait également s'adapter à des courbes de rotation approximativement plates sur de grandes échelles. Ils ont trouvé le célèbre profil Navarro-Frenk-White, qui est cohérent à la fois avec les simulations à N corps et les observations données par

où la densité centrale, ρ0 , et le rayon de l'échelle, Rs , sont des paramètres qui varient de halo en halo. [18] Parce que la pente du profil de densité diverge au centre, d'autres profils alternatifs ont été proposés, par exemple le profil d'Einasto, qui a montré un meilleur accord avec certaines simulations de halo de matière noire. [19] [20]

Les observations des vitesses des orbites dans les galaxies spirales suggèrent une structure de masse selon :

Puisque les observations de la rotation des galaxies ne correspondent pas à la distribution attendue de l'application des lois de Kepler, elles ne correspondent pas à la distribution de la matière lumineuse. [15] Cela implique que les galaxies spirales contiennent de grandes quantités de matière noire ou, alternativement, l'existence d'une physique exotique en action aux échelles galactiques. La composante invisible supplémentaire devient progressivement plus visible dans chaque galaxie aux rayons externes et parmi les galaxies dans les moins lumineuses. [ éclaircissements nécessaires ]

Une interprétation populaire de ces observations est qu'environ 26% de la masse de l'Univers est composée de matière noire, un type hypothétique de matière qui n'émet ni n'interagit avec le rayonnement électromagnétique. On pense que la matière noire domine le potentiel gravitationnel des galaxies et des amas de galaxies. Selon cette théorie, les galaxies sont des condensations baryoniques d'étoiles et de gaz (à savoir l'hydrogène et l'hélium) qui se trouvent au centre de halos beaucoup plus grands de matière noire, affectées par une instabilité gravitationnelle causée par des fluctuations de densité primordiales.

De nombreux cosmologistes s'efforcent de comprendre la nature et l'histoire de ces halos sombres omniprésents en étudiant les propriétés des galaxies qu'ils contiennent (c'est-à-dire leur luminosité, leur cinématique, leur taille et leur morphologie). La mesure de la cinématique (leurs positions, vitesses et accélérations) des étoiles et des gaz observables est devenue un outil pour étudier la nature de la matière noire, son contenu et sa distribution par rapport à celle des différentes composantes baryoniques de ces galaxies.

La dynamique de rotation des galaxies est bien caractérisée par leur position sur la relation de Tully-Fisher, qui montre que pour les galaxies spirales, la vitesse de rotation est uniquement liée à leur luminosité totale. Une façon cohérente de prédire la vitesse de rotation d'une galaxie spirale consiste à mesurer sa luminosité bolométrique, puis à lire sa vitesse de rotation à partir de son emplacement sur le diagramme de Tully-Fisher. A l'inverse, connaître la vitesse de rotation d'une galaxie spirale donne sa luminosité. Ainsi, l'amplitude de la rotation de la galaxie est liée à la masse visible de la galaxie. [22]

Bien que l'ajustement précis des profils de densité de renflement, de disque et de halo soit un processus plutôt compliqué, il est simple de modéliser les observables des galaxies en rotation à travers cette relation. [23] [ meilleure source nécessaire Ainsi, alors que les simulations cosmologiques et de formation de galaxies de pointe de la matière noire avec la matière baryonique normale incluse peuvent être comparées aux observations des galaxies, il n'y a pas encore d'explication simple quant à la raison pour laquelle la relation d'échelle observée existe. [24] [25] De plus, des études détaillées des courbes de rotation des galaxies à faible luminosité de surface (galaxies LSB) dans les années 1990 [26] et de leur position sur la relation de Tully-Fisher [27] ont montré que les galaxies LSB devaient ont des halos de matière noire qui sont plus étendus et moins denses que ceux des galaxies avec une luminosité de surface élevée, et donc la luminosité de surface est liée aux propriétés du halo. De telles galaxies naines dominées par la matière noire pourraient détenir la clé pour résoudre le problème de la formation des structures des galaxies naines.

Très important, l'analyse des parties internes des galaxies à faible et forte luminosité de surface a montré que la forme des courbes de rotation au centre des systèmes dominés par la matière noire indique un profil différent du profil de distribution de masse spatiale NFW. [28] [29] Ce soi-disant problème de halo cuspy est un problème persistant pour la théorie standard de la matière noire froide. Des simulations impliquant la rétroaction de l'énergie stellaire dans le milieu interstellaire afin de modifier la distribution prédite de la matière noire dans les régions les plus internes des galaxies sont fréquemment invoquées dans ce contexte. [30] [31]

Il y a eu un certain nombre de tentatives pour résoudre le problème de la rotation des galaxies en modifiant la gravité sans faire appel à la matière noire. L'un des plus discutés est la dynamique newtonienne modifiée (MOND), proposée à l'origine par Mordehai Milgrom en 1983, qui modifie la loi de la force newtonienne aux faibles accélérations pour améliorer l'attraction gravitationnelle effective. MOND a eu un succès considérable dans la prédiction des courbes de rotation des galaxies à faible luminosité de surface, [32] correspondant à la relation baryonique de Tully-Fisher, [33] et aux dispersions de vitesse des petites galaxies satellites du Groupe Local. [34]

En utilisant les données de la base de données de Spitzer Photometry and Accurate Rotation Curves (SPARC), un groupe a découvert que l'accélération radiale tracée par les courbes de rotation pouvait être prédite uniquement à partir de la distribution baryonique observée (c'est-à-dire comprenant les étoiles et le gaz mais pas la matière noire). [35] La même relation a fourni un bon ajustement pour 2693 échantillons dans 153 galaxies en rotation, avec diverses formes, masses, tailles et fractions de gaz. La luminosité dans le proche infrarouge, où domine la lumière plus stable des géantes rouges, a été utilisée pour estimer de manière plus cohérente la contribution de la densité due aux étoiles. Les résultats sont cohérents avec MOND et placent des limites aux explications alternatives impliquant uniquement la matière noire. Cependant, les simulations cosmologiques dans un cadre Lambda-CDM qui incluent des effets de rétroaction baryonique reproduisent la même relation, sans avoir besoin d'invoquer de nouvelles dynamiques (telles que MOND). [36] Ainsi, une contribution due à la matière noire elle-même peut être totalement prévisible à partir de celle des baryons, une fois pris en compte les effets de rétroaction dus à l'effondrement dissipatif des baryons. MOND n'est pas une théorie relativiste, bien que des théories relativistes qui se réduisent à MOND aient été proposées, telles que la gravité tenseur-vecteur-scalaire (TeVeS), [5] [37] la gravité scalaire-tenseur-vecteur (STVG), et le f( R) théorie de Capozziello et De Laurentis. [38]

Un modèle de galaxie basé sur une métrique de relativité générale a également été proposé, montrant que les courbes de rotation pour la Voie lactée, NGC 3031, NGC 3198 et NGC 7331 sont cohérentes avec les distributions de masse volumique de la matière visible, évitant le besoin d'un halo de matière noire exotique. [39] [40]

Selon une analyse de 2020 des données produites par la sonde Gaia, il semblerait possible d'expliquer au moins la courbe de rotation de la Voie lactée sans nécessiter de matière noire si au lieu d'une approximation newtonienne l'ensemble des équations de la relativité générale est adopté. [41]

En mars 2021, Gerson Otto Ludwig a publié un modèle basé sur la relativité générale qui explique les courbes de rotation des galaxies avec le gravitoélectromagnétisme. [42]


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LE MYSTÈRE DE LA MASSE DISPARUE

[ 159 ] La majeure partie de la masse de l'univers est manquante. Ou est-il simplement caché sous une forme exotique, encore indétectable ? Personne ne sait lequel. Une chose est sûre, cependant. Le problème de la masse manquante est arrivé au point où il est plus qu'un simple problème. C'est une gêne, un obstacle à la compréhension de choses telles que la structure des galaxies, l'évolution des amas de galaxies et le destin ultime de l'univers.

Une simple analogie illustre le problème. Supposons que les fusées insérant un vaisseau spatial en orbite autour de la Terre brûlent trop longtemps, fournissant trop de poussée. Ensuite, l'attraction gravitationnelle de la Terre serait surmontée et le vaisseau spatial sortirait de son orbite dans l'espace interplanétaire. Heureusement pour les astronautes, les scientifiques peuvent calculer assez précisément la poussée nécessaire pour une orbite donnée, donc cela ne se produit pas. Mais supposons, à cause d'une erreur informatique, que les fusées aient brûlé trop longtemps et que le vaisseau spatial ait été accéléré à une vitesse deux fois plus rapide que la vitesse orbitale appropriée, mais le vaisseau spatial est resté en orbite ! Vous seriez forcé de conclure que soit la Terre avait plus de masse que vous ne l'aviez supposé et donc une attraction gravitationnelle plus forte, soit que la théorie que vous aviez utilisée pour faire le calcul était erronée.

Il s'agit de la situation dans laquelle se trouvent les astrophysiciens aujourd'hui. Non pas en essayant de comprendre le mouvement des planètes autour du Soleil - la théorie y fonctionne bien - mais en essayant de comprendre les mouvements des étoiles et du gaz dans les régions externes des galaxies, ou des galaxies et du gaz dans les amas de galaxies.

Au cours des dernières années, les astronomes ont minutieusement mesuré la vitesse à laquelle les étoiles et les nuages ​​de gaz dans les parties externes des galaxies spirales orbitent autour du centre de masse de ces galaxies. Les photographies optiques montrent que les galaxies spirales sont de gracieux moulins à vent de milliards d'étoiles, la lumière tombant régulièrement du centre vers les régions extérieures. Puisque la lumière est produite par les étoiles, nous nous attendons naturellement à ce que la matière et son champ de force gravitationnel associé présentent une concentration similaire. Il s'ensuit donc que la vitesse de rotation des étoiles et du gaz devrait diminuer à mesure que l'on se déplace des régions intérieures vers les régions extérieures des galaxies.

À la grande surprise et consternation des astronomes, ce n'est pas ce qui est observé. 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 is 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.

Rapport masse-lumière

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 Rapport masse-lumière
Soleil 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 et 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!


Watch the video: 7 vérités effrayantes sur lunivers! (Janvier 2022).