Тёмная материя: различия между версиями

[отпатрулированная версия][отпатрулированная версия]
Содержимое удалено Содержимое добавлено
→‎Обнаружение: оформление
Строка 153:
 
=== Астрономические наблюдения ===
Четыре независимых друг от друга метода прямого [[Астрономия|астрономического]] наблюдения невидимой массы (тёмной материи):
* Динамический — распределение [[Радиальная скорость|радиальных скоростей]] галактик в галактических скоплениях (или звёзд, шаровых скоплений в галактиках) по методу Цвикки, но с полным арсеналом современных инструментов и методик, с лучшей точностью и большей статистикой.
 
* Динамический — распределение радиальных скоростей галактик в галактических скоплениях (или звёзд, шаровых скоплений в галактиках) по методу Цвикки, но с полным арсеналом современных инструментов и методик, с лучшей точностью и большей статистикой.
* Газодинамический — с помощью рентгеновского излучения горячего газа в скоплениях. Температура и плотность газа может быть определена на основе энергии и потока рентгеновских лучей, затем можно рассчитать температуру газа (из термодинамики), что даёт возможность оценить массовый профиль всего скопления, опираясь на равновесие давления и гравитации. Многие из публикаций по работе рентгеновской орбитальной обсерватории [[Чандра (телескоп)|Чандра]] основаны на этом подходе определения масс скоплений. В целом, в этих публикациях было показано отношение барионной массы к полной массе на уровне 12—15 %, что не сильно противоречит данным с орбитальной [[Планк (космическая обсерватория)|обсерватории Планка]] дающим оценку в районе 15,5—16 %<ref>
{{Cite journal
Строка 171 ⟶ 170 :
* Расчёт сильного гравитационного линзирования — этот метод требует точных изображений сильно удалённых огромных структур: самых крупных галактических скоплений.
 
[[Файл:Gravitationell-lins-4.jpg|thumb|left|Скоплении галактик [[Abell 1689]]. (снимок телескопа [[Hubble SpaceХаббл Telescope(телескоп)|HSTХаббл]]). Галактики самого скопления изображены жёлтым цветом.; Галактикигалактики на заднем фоне (синие и красные) изогнуты в длинные дуги (видно при увеличении снимка).]]
 
Непосредственное изучение распределения тёмной материи в скоплениях галактик стало возможным после получения их высокодетализированных изображений в 1990-х годах. При этом изображения более удалённых галактик, проецирующихся на скопление, в силу эффекта [[Гравитационная линза|гравитационного линзирования]] оказываются искажёнными (слабое гравитационное линзирование) или даже расщепляются на несколько «копий» (сильное гравитационное линзирование). По характеру этих искажений становится возможным восстановить распределение и величину массы внутри скопления независимо от наблюдений галактик самого скопления (их движения).
 
Такие подсчёты были произведены для гигантского скопления галактик [[Abell 1689]], которое состоит из 160 000тыс. шаровых скоплений и демонстрирует чёткие признаки сильного и слабого гравитационного линзирования (на фото)<ref>{{Cite journal
|last1=Taylor |first1=A. N.
|author2=et al.
Строка 200 ⟶ 198 :
}}</ref>.
 
* Расчёт слабого гравитационного линзирования — на снимках наблюдаются небольшие (слабые) искажения удаленных галактик по причине того, что массивный объект (или объекты) расположены перед ними на прямой к наблюдателю. <br> Данный метод требует большой статистики и аккуратной обработки — только тогда он приводит к результатам, совпадающим с результатами вышеизложенных методов, что и убедило большую часть учёных в реальности тёмной материи<ref>
 
Данный метод требует большой статистики и аккуратной обработки — только тогда он приводит к результатам, совпадающим с результатами вышеизложенных методов, что и убедило большую часть учёных в реальности тёмной материи<ref>
{{Cite journal
|last1=Refregier |first1=A.
Строка 214 ⟶ 210 :
}}</ref>.
 
[[Файл:1e0657 scale.jpg|thumb| Скопление Пули [[Bullet(снимок Cluster]]:телескопов [[Hubble Space Telescope|HSTХаббл]] + [[Чандра (телескоп)|Чандра]]). Полное распределение массы полученной из обработки сильного и слабого гравитационного линзирования показано синим, а рентгеновское излучение горячего газа показано красным.]]
 
Хорошим примером применения двух последних методов и газодинамического метода является исследование уникального [[скопление Пули|скопления Пули]] ([[Bullet Cluster]]), где, как выяснилось в ходе анализа снимков в разных диапазонах, тёмная и барионная материя оказались чётко разделены в результате прямого [[столкновение галактик|столкновения двух галактических скоплений]]. Это уникальное разделение было вызвано тем, что горячий газ одного скопления, взаимодействующий электромагнитно, столкнулся с горячим газом другого скопления, нагрелся ещё больше, замедлился и застрял в центре новообразованного скопления, а тёмная материя обоих первоначальных скоплений предположительно прошла сквозь друг друга, не испытывая электромагнитного взаимодействия (не нагреваясь, не излучая, не замедляясь) и в результате оказалась распределённой симметрично по обе стороны от скопления Пуля<ref>
{{Cite journal
|last1=Massey |first1=R.