Jeśli ciemna materia zgina światło, skąd wiemy, że rzeczy na niebie są tam, gdzie naszym zdaniem?

Mierzymy ruch, pozycję i wiele innych rzeczy obiektu w przestrzeni ze względu na jego światło i to, co możemy z nim zmierzyć. Ale o ile wiem, w kosmosie powinna znajdować się OGROMNA ilość ciemnej materii, której masy i wielkości nie znamy, a ponieważ ma masę, ma grawitację i może zginać światło.

Wiem, że fizyka może brać pod uwagę grawitację gwiazd i ogromnych rzeczy w kosmosie, ale jak mogą być pewni swoich pomiarów (szczególnie pozycji), jeśli nie wiedzą, jak to światło odchyliło się od linii prostej?

Lokalna gęstość ciemnej materii jest całkiem mała, rzędu (patrz np Bovy i Tremaine (2012) ). Oznacza to, że istnieje w przybliżeniu 0.001 - 0,01 M ⊙ ciemnej substancji na sześcienny parseka - zdumiewająco małą ilość. 1000 paczek sześciennych zawierałoby około jednej masy Słońca ciemnej materii - a to sześcian o długości 10 parsów z każdej strony! Teraz rozkład ciemnej materii w galaktykach nie jest jednorodny - wynika z grubsza z profilu Navarro-Frenk-White , którego gęstość maleje od środka galaktyki - ale w skali parsów (a na pewno w Układzie Słonecznym$\rho\sim10^{-19}\text{ g/cm}^3$$0.001$$0.01M_{\odot}$), możemy uznać, że ma mniej więcej jednolitą gęstość.

Zatem w małych skalach mamy przybliżoną jednorodność i niską gęstość. Oznacza to, że wszelkie efekty soczewkowania grawitacyjnego ciemnej materii powinny być wyjątkowo niskie lub ulegać samoczynnej redukcji, wynikające tylko z niejednorodności zawierających duże grudki ciemnej materii. Jednak takie grudki raczej nie powstają wyłącznie poprzez interakcję ciemnej materii z samym sobą (jeśli pominiemy hipotezę MACHO , która, o ile mi wiadomo, nie jest obecnie preferowana).

Jednak w skalach międzygalaktycznych ciemna materia może mieć pewne skutki. Słabe soczewkowanie jest zjawiskiem powszechnie obserwowanym w gromadach galaktyk, które mogą mieć wyjątkowo wysokie frakcje ciemnej materii. Istnieje obecnie kilka technik modelowania rozkładu masy galaktyki soczewkowej (patrz metoda KSB + ) oraz rekonstrukcji obrazu i położenia oryginalnej galaktyki poprzez dekonwolucję (patrz Chantry i Magain ; tutaj podano wizualny przykład ). Jednak nie znam się zbyt dobrze na żadnej z tych technik, więc nie mogę dać ci dobrego przeglądu.

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