Sterrekunde

Is gravitasie-lens 'n goeie manier om na negatiewe massa te soek?

Is gravitasie-lens 'n goeie manier om na negatiewe massa te soek?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Is dit moontlik om negatiewe massa met gravitasie-lens te verifieer? Die volgende video stel 'n idee voor dat sterrestelsels omring word deur negatiewe massa: https://youtu.be/MZtS7cBMIc4

Kan dit bewys of weerlê word deur te kyk na gravitasie-lens van verre sterrestelsels, deur na Hubble Deep Field-beelde te kyk? Ek sou verwag dat as negatiewe massa 'n sterrestelsel omring, dit die teenoorgestelde effek van die positiewe massastelsel sou veroorsaak. As daar 'n negatiewe massa is, moet daar 'n "anti" lenseffek wees net buite die normale lenseffek. Kan iemand hierdie ontleding uitvoer en daardie idee bevestig of ontken?

Wysig: In die volgende afbeelding en ander het ek gekyk of ek so 'n effek visueel verder van die bron kon sien, en dit is moeilik om te sien. Daar is soveel sterrestelsels voor wat nie deur die lens beïnvloed word nie. Dit kan 'n rekenaaranalise van beelde rondom die "ring" -effek neem om te sien of daar 'n "radiale effek" rondom die ring is. Die meeste beelde toon waarskynlik nie genoeg van die omgewing na waar die radiale effek soos voorspel in die koerant Izumi et al. (2013) sou blyk. As dit teenwoordig is, sou ek dink dit dui op negatiewe massa rondom die positiewe massa, en dit sou 'n groot ontdekking wees wat negatiewe massa bevestig! As dit afwesig is, sou dit waarskynlik wys dat daar ten minste nie 'n beduidende hoeveelheid negatiewe massa rondom die sterrestelsels saamgevoeg is nie (dit sou nie die negatiewe massa onbeskermd wees nie).

Beeld van: Galaxies - Gravitational Lensing


Dit is bespreek in 'n onlangse referaat deur 'n kosmoloog van Oxford: https://arxiv.org/abs/1712.07962

Daar word beweer dat daar alreeds 'n opsporing van negatiewe massa was met behulp van gravitasie-lens:

Trouens, 'raaiselagtige resultate' in trosse soos negatiewe massas is in die literatuur bespreek (Andreon, Punzi, & Grado 2005). Byvoorbeeld, Chandra-waarnemings van die samesmeltende groep Abell 2034 het wenke gevind van 'n negatiewe massa en daarom het hulle nie die gegewens opgestel nie (Kempner, Sarazin en Markevitch 2003), streke van die massaprofiel in die sterrestelsel NGC 4636 het 'n 'fisiese' negatiewe massa opgelewer (Johnson et al. 2009), in die NGC 3411-sterrestelselgroep is gevind dat die totale massa daal met toenemende radius - wat materiaal met negatiewe massa benodig (O'Sullivan et al. 2007), metings van sterrestelsels met behulp van die Sloan Digital Sky Survey gegewens opgelewer wat dui op 'n negatiewe massa in arm trosse met minder as vyf sterrestelsels (Hansen et al. 2005), het 'n CMB-cluster-lensstudie 'n groep gevind met ''n redelike beduidende voorkeur vir negatiewe massa' '(Baxter et al. 2017), en 'n aantal sterk en swak gravitasie-lensstudies het aanduidings van negatiewe massas in gerekonstrueerde massaverdelings bespreek of gevind (Evans & Witt 2003; Clowe, Gonzalez, & Markevitch 2004; Clowe et al. 2006; Liesenborgs, De Rijcke, & Dej onghe 2006; Diego et al. 2007).


Een verwysing wat ek hieroor gevind het, was Izumi et al. (2013), wat daarop let dat die beelde wat geproduseer word deur die lens van 'n negatiewe massa radiaal verdraai word terwyl die lens deur 'n positiewe massa tangensiaal verwring word, en dat hierdie effek onderskei kan word sonder vooraf kennis van die lensposisie deur die belyning van lensbeelde te meet .

Ek is nie 'n kenner van algemene relatiwiteit nie, dus kan ek nie die resultate daarvan evalueer nie, maar as die papier korrek is, lyk dit of negatiewe massa wel waargeneem kan word deur waarnemings van gravitasie-lens. Die vraag of daar 'n negatiewe massa bestaan, is 'n ander saak, tot dusver lyk dit nie na 'n waarskynlike vooruitsig nie.


As die negatiewe massa nie binne is nie, maar buite die positiewe massa, sou dit nie die lig wat daar verbygaan wegstoot nie, dus na die positiewe massa, wat sou lei tot 'n vermeende swaartekrag-lenseffek op die positiewe massa? As dit so is, kan https://www.spacetelescope.org/news/heic2016/ gedeeltelik verklaar word deur negatiewe massahalo's op daardie sterrestelsels. Villata het blykbaar so 'n "antigravitasionele lenseffek" genoem. Konseptueel voel dit baie natuurliker as die meeste donker materie teorieë.


"Swak lense" help sterrekundiges om die massa van die heelal in kaart te bring

In gewone sigbare lig, lyk hierdie groep sterrestelsels nie veel nie. Daar is groter trosse met groter en meer dramatiese sterrestelsels. Maar daar is meer aan hierdie beeld as sterrestelsels, selfs in sigbare lig. Die swaartekrag van die groep vergroot en vervorm die lig wat daar naby gaan, en die kartering van die vervorming openbaar iets oor 'n stof wat gewoonlik vir ons verborge is: donker materie.

Hierdie versameling sterrestelsels word bekend as die & # 8220Bullet Cluster, & # 8221 en die donker materie daarbinne is opgespoor deur middel van 'n metode genaamd & # 8220weak gravitational lensing. & # 8221 Deur verdraaiings in die lig op te spoor as dit deur die groep gaan, sterrekundiges kan 'n soort topografiese kaart van die massa in die groep skep, waar die & # 8220heuwels & # 8221 plekke van sterk swaartekrag is en & # 8220valleie & # 8221 plekke van swak swaartekrag is. Die rede waarom donker materie & # 8212die misterieuse stof wat die grootste deel van die massa in die heelal uitmaak, is so moeilik om te bestudeer, is omdat dit nie lig uitstraal of absorbeer nie. Maar dit doen swaartekrag het, en dit verskyn dus op 'n topografiese kaart van hierdie soort.

Die Bullet Cluster is een van die beste plekke om die gevolge van donker materie te sien, maar dit is net een voorwerp. Baie van die werklike krag van swak swaartekraglens behels die bekyking van duisende of miljoene sterrestelsels wat groot kolle van die hemel bedek.

Om dit te doen, het ons groot teleskope nodig wat die kosmos in detail kan karteer. Een hiervan is die Large Synoptic Survey Telescope (LSST), wat in Chili in aanbou is en in 2022 begin en tot 2032 sal duur. Dit is 'n ambisieuse projek wat uiteindelik 'n topografiese kaart van die heelal sal skep.

& # 8220 [LSST] gaan ongeveer die helfte van die lug oor 'n tydperk van tien jaar waarneem, & # 8221 sê die adjunkdirekteur van LSST, Beth Willman. Die sterrewag het 'n wye verskeidenheid wetenskaplike doelwitte, van donker energie en swak [swaartekrag] lens, tot die bestudering van die sonnestelsel, tot die bestudering van die Melkweg, tot die bestudering van hoe die naghemel mettertyd verander. & # 8221

Kunstenaarsvertoning van die Large Synoptic Survey Telescope, tans in aanbou in Chili (Michael Mullen Design, LSST Corporation)

Om die struktuur van die heelal te bestudeer, gebruik sterrekundiges twee basiese strategieë: diep gaan en wyd gaan. & # 160Die Hubble-ruimteteleskoop is byvoorbeeld goed om diep te gaan: met die ontwerp kan dit soek na van die vaagste sterrestelsels in die kosmos. LSST, aan die ander kant, sal wyd strek.

& # 8220Die grootte van die teleskoop self is nie opmerklik nie, & # 8221 sê Willman. LSST sal 27 voet in deursnee wees, wat dit in die middelste reeks van bestaande teleskope plaas. & # 8220 Die unieke deel van LSST se instrumentasie is die gesigsveld van die kamera wat daarop geplaas word, wat ongeveer 40 keer die grootte van die volmaan is. & # 8221 Daarenteen is 'n normale teleskoop dieselfde grootte aangesien LSST 'n lap van die lug minder as 'n kwart van die maan & # 8217s grootte sou sien.

Met ander woorde, LSST sal die soort grootbeeldbeeld van die lug kombineer wat u sou kry deur 'n normale digitale kamera te gebruik, met die diepte van die visie wat deur 'n groot teleskoop voorsien word. Die kombinasie sal asemrowend wees, en dit is alles te wyte aan die teleskoop en sy unieke ontwerp.

LSST sal drie groot spieëls gebruik, waar die meeste ander groot teleskope twee spieëls gebruik. (Dit is onmoontlik om lense so groot te maak as wat sterrekundiges nodig het, so die meeste sterrewagte gebruik spieëls, wat tegnies in enige grootte gebou kan word.) Daardie spieëls is ontwerp om soveel lig as moontlik op die kamera te fokus, wat 'n groot hoeveelheid sal wees. 63 sentimeter breed, met 3,2 miljard pixels.

Willman sê, & # 8220Nadat dit saamgestel en op die lug ontplooi is, sal dit die grootste kamera wees wat gebruik word vir astronomiese optiese waarnemings. & # 8221

Terwyl gewone kameras ontwerp is om die kleure en ligvlakke wat deur die menslike oog waargeneem kan word, te herskep, sal LSST se kamera vyf kleure sien. Sommige van hierdie kleure oorvleuel die wat deur die retinale selle in ons oë gesien word, maar dit bevat ook lig in die infrarooi en ultraviolet deel van die spektrum.

Na die oerknal was die heelal 'n warboel en 'n deeltjie. Binnekort het die moeras afgekoel en uitgebrei tot op die punt waar die deeltjies mekaar kon begin aantrek, aanmekaar kleef om die eerste sterre en sterrestelsels te vorm en 'n groot kosmiese web te vorm. Die kruisings daarvan het gegroei tot groot sterrestelsels, wat verbind is deur lang dun filamente, en geskei deur meestal leë leemtes. Dit is ten minste ons beste raaiskoot, volgens rekenaarsimulasies wat wys hoe donker materie onder die swaartekrag moet saamklont.

Swak swaartekraglens is 'n baie goeie manier om hierdie simulasies te toets. Albert Einstein het wiskundig getoon dat swaartekrag die pad van lig beïnvloed en dit effens uit sy reguitlynbeweging trek. In 1919 het die Britse sterrekundige Arthur Eddington en sy kollegas hierdie effek suksesvol gemeet, wat die eerste groot triomf was vir Einstein se algemene relatiwiteitsteorie.

Die hoeveelheid ligte buig hang af van die sterkte van die swaartekragveld wat dit teëkom, wat beheer word deur die massa, grootte en vorm van die bron. In kosmiese terme is die son klein en het 'n lae massa, sodat dit slegs 'n klein hoeveelheid lig aanstoot. Maar sterrestelsels het miljarde en miljarde sterre, en sterrestelsels soos die Bullet Cluster bestaan ​​uit honderde of duisende sterrestelsels, tesame met baie warm plasma en ekstra donker materie wat hulle almal bymekaar hou, en die kumulatiewe invloed op die lig kan redelik belangrik wees. (Prettige feit: Einstein het nie gedink dat lenswerk eintlik nuttig sou wees nie, aangesien hy net daaraan gedink het in terme van sterre, nie sterrestelsels nie.)

'N Donker materie kaart, geskep deur Japannese sterrekundiges met swak lens (Satoshi Miyazaki, et al.)

Sterk swaartekraglens word vervaardig deur baie massiewe voorwerpe wat relatief min ruimte in beslag neem en 'n voorwerp met dieselfde massa, maar versprei oor 'n groter volume, sal steeds die lig aflei, maar nie so dramaties nie. Dit is swak swaartekraglensing & # 8212 word gewoonlik net & # 8220 swak lense & # 8221 & # 8212 genoem.

In elke rigting wat u in die heelal kyk, sien u baie sterrestelsels. Die sterre sterrestelsels is miskien te flou om te sien, maar ons sien nog steeds dat sommige van hul liggies as agtergrondlig deursyfer. As die lig 'n nader sterrestelsel of sterrestelselgroep bereik op pad na die aarde, sal die swak lens die lig 'n bietjie helderder maak. Dit is 'n klein effek (dit is immers die rede waarom ons sê & # 8220 swak & # 8221), maar sterrekundiges kan dit gebruik om die massa in die heelal in kaart te bring.

Die ongeveer 100 miljard sterrestelsels in die waarneembare heelal bied baie geleenthede vir swak lensopname, en dit is waar sterrewagte soos LSST inkom. In teenstelling met die meeste ander sterrewagte, sal LSST groot kolle van die lug in 'n vasgestelde patroon ondersoek, eerder as om individuele sterrekundiges te laat dikteer waarheen die teleskoop wys. Op hierdie manier lyk dit soos die & # 160Sloan Digital Sky Survey & # 160 (SDSS), die baanbrekende sterrewag wat al amper 20 jaar 'n seën vir sterrekundiges is.

'N Hoofdoel van projekte soos SDSS en LSST is 'n sensus van die galaktiese bevolking. Hoeveel sterrestelsels is daar, en hoe massief is dit? Is hulle lukraak oor die lug versprei, of val hulle in patrone? Is die skynbare leemtes werklik & # 8212: plekke met min of geen sterrestelsels nie?

Die aantal en verspreiding van sterrestelsels gee inligting oor die grootste kosmiese raaisels. Dieselfde rekenaarsimulasies wat die kosmiese web beskryf, vertel ons byvoorbeeld dat ons meer klein sterrestelsels moet sien as wat dit in ons teleskope verskyn, en swak lens kan ons help om dit te vind.

Daarbenewens is die kartering van sterrestelsels een gids vir donker energie, die naam wat ons die vinnige uitbreiding van die heelal gee. As donker energie heeltyd konstant was, of as dit verskillende sterk punte op verskillende plekke en tye het, moet die kosmiese web dit weerspieël. Met ander woorde, die topografiese kaart van swak lenswerk kan ons help om een ​​van die grootste vrae van almal te beantwoord: net wat & # 160is& # 160 donker energie?

Ten slotte kan swak lens ons help met deeltjies met die laagste massa wat ons ken: neutrino's. Hierdie vinnig bewegende deeltjies hou nie vas in sterrestelsels soos dit vorm nie, maar hulle dra energie en massa weg soos dit gaan. As hulle te veel wegneem, word sterrestelsels nie so groot nie, so swak lensopnames kan ons help om uit te vind & # 160 hoeveel massa neutrino's het. & # 160

Soos SDSS, sal LSST sy gegewens aan sterrekundiges bekend maak, ongeag of hulle lede van die samewerking is, sodat enige belangstellende wetenskaplike dit in hul navorsing kan gebruik.

& # 8220: Om die teleskoop in opnamemodus te laat loop en dan die uitgebreide hoëvlak-gekalibreerde dataprodukte na die hele wetenskaplike gemeenskap uit te bring, sal dit regtig maak om LSST die produktiefste fasiliteit in die geskiedenis van sterrekunde te maak, & # 8221 sê Willman. & # 8220Daarna mik ek in elk geval. & # 8221

Die krag van sterrekunde gebruik interessante idees en selfs diegene wat ons eens op 'n onverwagse manier gedink het, sou nuttig wees. Swak lense gee ons 'n indirekte manier om onsigbare of baie klein dinge te sien. Vir iets genaamd & # 8220 swak, is & # 8221 & # 160 swak lens 'n sterk bondgenoot in ons strewe om die heelal te verstaan.


Word 'n ster- en # 039s-grootte verander as gevolg van swaartekrag-afbuiging (lensing)?

Kwalitatief optree lig net soos enigiets anders in 'n gravitasieveld - dit word na die massa afgewyk. U kan die optiese effek uitwerk deur 'n diagram van 'n sferiese ster te teken, 'n reguit lyn van 'n punt op die ledemaat van die ster na u oog te trek en dan te dink hoe ek vanaf daardie punt 'n bal moet gooi om u oog. Mik ek reguit op u, bo of onder?

Dit is regtig vir sterre. Die lewe raak ingewikkelder naby voorwerpe soos die draai van swart gate, want ons intuïtiewe gevoel vir hoe swaartekrag werk, is nie reg nie en u moet wiskunde behoorlik doen.

Veroorsaak deur swaartekrag en eweredig aan massa.
Klaarblyklik nie verwisselbaar met die term gravitasie lens nie.

U moet u denke hier duidelik maak.

Met 'n CRT / screan het u 'n puntbron wat 'n gekollimeerde balk uitstraal. Die magneet buig die balk af en beïnvloed die posisie waar die balk land. Met die ster / oog het u 'n bron van nie-weglaatbare grootte (anders sou u nie die beeldgrootte vra nie) wat lig in alle rigtings uitstraal. Die enigste lig wat u sien, is die lig wat toevallig u oog tref.

Die uitgestraalde lig kan afgewyk word op pad na u oog.

Die tersaaklike stukkie vir beeldgrootte is: & quotVan watter hoek sal die afbuigende lig dan my oog tref? & Quot Die vertrekhoek van die ster is ietwat belangrik omdat dit u vertel hoe die trajek moet begin. Maar wat belangrik is vir die beeldgrootte, is hoe die baan eindig. [Of, meer akkuraat, wat belangrik is, is hoe die trajekte verskil vir lig wat aan die twee teenoorgestelde kante van die ster ontstaan]

Teken 'n diagram wat 'n ligstraal vanaf die regterrand van die ster na die kyker se oog lei. Herhaal vir die linkerrand. Die ligstrale moet elkeen 'n pad volg soos ongeveer die helfte van 'n hiperboliese baan, konkaaf na binne na die ster.

Trek nou twee reguit stippellyne van die oog af, elkeen raak die pad waarop een van die twee strale aangekom het. Teken 'n stippelbeeld van die ster waar die reguit stippellyne naby die posisie van die regte ster eindig. Daardie stippelbeeld is die virtuele beeld wat gesien word.

Is dit groter of kleiner as die regte ster?

& quotSo die stelling gravitasie-afbuiging laat die son kleiner lyk as wanneer daar geen gravitasie-afbuiging was nie & quot is waar?

& quotSo die stelling gravitasie-afbuiging laat die son kleiner lyk as wanneer daar geen gravitasie-afbuiging was nie & quot is waar?

Wel, ek het probeer.
Ek dink ek het konkaaf en konveks vermeng.

Dit is altyd goed as iemand eintlik die moeite doen om 'n te teken relevant diagram.

In vergelyking met die effek op lig van 'n verre ster, dink ek dat enige effek baie min sou wees. 'N Pakkie ligstrale van 'n verre ster wat die ster se aansienlike swaartekragveld bewei, sal almal deur 'n soortgelyke hoeveelheid beïnvloed word en 'n ietwat samehangende virtuele beeld lewer. In u diagram word die lig vanaf een plek oor 'n groot aantal hoeke uitgestraal, en die virtuele beeld wat u geteken het (blou) sal op 'n ander plek wees vir elke 'individuele' straal vanaf die oppervlak. 'N Gesin van strale van naby die rand sal almal in verskillende rigtings verskyn, want die veld- en padlengte sal van straal tot straal verskil. (daar is geen ekwivalente 'weiding' nie). Dit sal nie 'n samehangende beeld lewer nie. Ek stel voor dat dit die waargenome omtrek kan vervaag, maar nie 'n merkbaar groter beeld kan gee nie.

Die regterste strale wat vir die oog sigbaar is, is natuurlik die strale wat die regterrand van die ster verlaat het (*). Soos geteken, eintlik 'n klein bietjie van daar af as gevolg van die buiging. Dit is die strale wat die son onder 'n weeshoek gelaat het. [As die hoek nie wei nie, sou daar 'n lewensvatbare baan nog verder regs wees en die oppervlak van die son nog verder terug kruis]

(*) Ja, ons weet albei dat dit aan die linkerkant van die omgekeerde beeld op die retina sal wees.

Hierdie diagram verskil van dié wat mens gewoonlik sou gebruik om geometriese optika aan te bied met behulp van straalsporing deur lense. In daardie tekeninge is 'n tipiese kenmerk 'n spoor van twee verskillende trajekte (byvoorbeeld deur elke rand van 'n konkawe lens) van 'n enkele punt op die voorwerp tot 'n enkele punt op 'n werklike beeld. Hierdie tekening is slegs besig om siglyne uit te beeld - een straalspoor van een punt op die voorwerp na die kyker se oog en 'n ander straalspoor van 'n ander punt op die voorwerp na die kykersoog. Dit is genoeg om die onderhoek te bepaal. Ondergeskikte hoek is natuurlik die tersaaklike kenmerk.

Maar die gravitasie Die effek hang af van die massa van die betrokke voorwerp, maar dit word gemasker deur die effek van 'n atmosfeer, dink ek. Hierdie draad het deurmekaar geraak omdat daar baie verskillende situasies is wanneer 'self buig' en met normale gravitasie lens. Ek dink dit sou moontlik wees om 'n model te doen om die effek op die son te bereken.

Ek sê nog steeds dat die situasie vir 'n wye, nabygeleë voorwerp aansienlik anders is as die lenseffek van voorwerpe in die verte. Die optika met 'n verspreide bron met verskillende hoeke sal minder samehangend wees as vir 'n verafgeleë punt waarvoor die hoeke baie dieselfde is.
Gravitasie-lens sal nie soveel vergroot as om weer te plaas en die helderheid te verhoog nie. Daar kan geen vergrootingseffek wees vir baie verre sterre nie, want dit sal altyd puntbronne wees. Die Son en sterre in die omgewing sou kandidate vir hierdie effek wees. Othh, verafgeleë sterrestelsels kan moontlik hul dimensies / vorms verander. (Miljoene kere die hoekdimensie van hul samestellende sterre).

Maar dit is nie sleg om die effek van afbuiging van elke elementêre puntbron aan te toon nie. Dit is net nodig om 'n bietjie van binne na buite te doen soos om reënboog- en stralevorming te beskryf. Ek dink dit impliseer dat daar 'n helder ring aan die buitekant sal wees as gevolg van lig wat oor die horison gebuig word. Maar die buitenste dele van die Sun-skyf is eintlik nie so helder soos die middelpunt nie weens die effek van sy atmosfeer. Dit is dus ingewikkeld. Enige effek moet die behoud van energie bevredig.

PS Ek het gister daarin geslaag om 'n uitslag te kry met 'n tweedehandse Coronado PST-sonteleskoop. Ek kon 'n fakkel sien wat minstens 40 duisend km hoog moes wees. Laat jou dink dunnit?


Bewys in 1919 en vandag nog waar van swaartekrag wat lig buig of gravitasie lens.

OH..WOW. DANKIE SCOTTDAVE, DRAKKITH. & quotVIR DIE ANIMASIES& quot
NOU KON EK DIE HELE DING VERSTAAN.

Ek het net 'n bietjie ervaring daarmee, aangesien ek 'n bietjie voorgraadse navorsingsemester daaroor gedoen het. Maar een ding wat nie genoem is nie, en wat my die meeste opgewonde maak, is dat dit 'n waarnemer in staat stel om waar te neem agter 'n okkulte sterrestelsel. Net uit die oogpunt van sig kan dit natuurlik wees om aan te neem dat wanneer 'n sterrestelsel 'n ander sterrestelsel van die oog af belemmer, die voorwerp verder verwyderd nie waarneembaar is nie.

Nie so nie as gevolg van die gevolge van gravitasie-lens.

Die nader sterrestelsel dien as 'n lens om inligting van die sterre sterrestelsel na die waarnemer te stuur. Regtig ongelooflik.


Waarom donker materie 'n goeie idee is

In San Fransisco, 'n paar Springs gelede, het ek saam met 'n vriend van 'n vriend geëet wat 'n trotse alumna was van 'n literêre debatvereniging wat die logika as 'n instrument gebruik het. Sy was oortuig daarvan dat daar geen manier was om te weet dat donker materie nie empatie was nie, want nie een kon gemeet word nie en albei is duidelik kragtige kragte in die Heelal.

In New Haven, 'n paar weke gelede, het 'n baie intelligente kognitiewe wetenskaplike-vriendin gesê dat sy elke praatjie oor donker materie minder oortuig het van die bestaan ​​daarvan as toe sy binnestap. Sy het gesê dat die argumente daarvoor in ingewikkelde fisika gewortel was dat dit moeilik was om te sien waarom sommige opgemaakte goed die antwoord is op 'n reeks moeilik verstaanbare vrae.

Tussen die twee lê 'n breë spektrum van die donker materie wat nuuskierig is, skeptici en vraestelle. En aangesien ek hierdie dinge vir my geld bestudeer, het ek besluit om die sterkste, eenvoudigste argumente uit te lê waarom astrofisici glo dat donker materie werklik is.

[Waarskuwing: dit is 'n bietjie lank, maar ek belowe dat dit pret is. Gryp 'n tee.]

In 1933 het die Switserse sterrekundige en gesertifiseerde eksentrikus Fritz Zwicky die snelhede gemeet waarmee sterrestelsels in die middel van die sterrestelselgroep waarin hulle gewoon het, gedraai het. Dink aan die sonnestelsel. Die aarde wentel met 'n sekere snelheid om die son v op 'n sekere afstand r. Aangesien die beweging (ongeveer) sirkelvormig is en nie in 'n reguit lyn is nie, beteken dit dat die aarde 'n konstante trek in die rigting van die son en 'n sentripetale krag benodig.

Die sentripetale krag is ook wat die spelers van kikli, een van my gunsteling kindertydverdrywe, weerhou om uitmekaar te vlieg. Krediet: YK Koundal op YouTube.

Hierdie krag moet ooreenstem met die swaartekrag tussen die aarde en die son:

Dieselfde geld vir die maan rondom die aarde. Krediet: Friedrich A. Lohmüller.

Let op hoe die massa van die aarde nie saak maak nie & # 8211 as u die snelheid en radius van die baan ken, kan u die son weeg! Net so, as u die radius en spoed van die maan se baan oor die aarde ken, kan u die aarde weeg. Hierdie metode om wentelsnelhede te gebruik om massas af te lei, staan ​​bekend as die viriale stelling.

In hierdie twee voorbeelde kan u aan een enkele groot bron van massa dink (die son, die aarde). Let egter op hoe die formule hierbo nie omgee vir die grootte van die son of die aarde nie. Presies dieselfde beginsel is van toepassing as die hele sfeer binne die radius van die baan (van die Aarde, die Maan) dieselfde massa gehad het.

Dit is presies wat Zwicky met die sterrestelsels in die Coma-groep gedoen het.

Orbitale snelheid van sterrestelsels in die Coma Cluster teenoor hul afstand vanaf die cluster sentrum. Krediet: Zwicky 1933.

En toe meet hy die helderheid van al die sterrestelsels wat hy kon sien, omskep dit in massas en besef dat die massa wat nodig is om seker te maak dat die sterrestelsels so vinnig kan wentel, 10-100 keer groter is as dit. Hy noem die ontbrekende saak Dunkle materiaal, of donker materie.

In die 1970's het Vera Rubin en 'n absoluut ongelooflike vrou en wetenskaplike dieselfde meting gedoen met 'n baie meer presiese instrument op kleiner skaal. Sy het gefokus op gasvlekke in verskeie nabygeleë sterrestelsels, waaronder ons grootste buurman, Andromeda. Rubin ontdek ook baie onverklaarbare massa in hierdie sterrestelsels, en haar bewyse het die gemeenskap regtig daartoe gelei om donker materie ernstig op te neem.

Die snelhede van gas en sterre op verskillende afstande van die sentrums van sommige nabygeleë sterrestelsels, soos gemeet deur Rubin & amp Ford in 1978. Die massa in sterre val dramaties rondom 5kpc, en die van die gas ongeveer 10kpc, maar daar is 'n mate van massa dit hou hulle vinnig aan die beweeg so ver as wat die metings kan gaan.

Skepsis # 1: Maar sê nou daar is 'n klomp flou sterrestelsels wat te flou is vir Zwicky om te sien, of sterre / gasblare te dof vir Rubin?

Dit is 'n baie geldige vraag. Zwicky het gedink die totale massa van die sterrestelselgroep, gemeet aan die rotasiesnelheid, was 10-100 keer die massa in sterre en gas. Vandag is hierdie getal meer soos 5-6, en 'n groot verskil het inderdaad daaruit gekom dat ons al hoe sterker sterrestelsels kon sien namate die teleskope sensitiewer geword het.

Waarom is ons vandag vol vertroue oor die 5-6 faktor? Ons het baie sterrestelsels baie naby aan ons gekyk en 'n goeie idee gehad van wat die sterrestelsel helderheid funksie. Dit vertel ons basies die verhouding sterrestelsels met verskillende helderhede op voldoende groot skale. U kan dus sê & # 8211 as ek 1 sterrestelsel sien wat super helder is, sal daar tien sterrestelsels wees wat tien keer flouer is, 100 wat nog tien keer flouer is, ensovoorts. Dus as ons weet dat die teleskoop dinge nie onder 'n sekere helderheidsgrens kan sien nie, kan ons ekstrapoleer hoeveel daar is en hoe helder hulle is van die aantal tellings en helderhede van die waargenome sterrestelsels.

Die Schechter-helderheidsfunksie (1976) is die beste pas tot dusver vir die helderheidsverdeling van sterrestelsels. Die x-as is helderheid in die ongelukkige grootte-stelsel en weet net dat hoe negatief die getal is, hoe helderder is die voorwerp.

'N Ander manier om te meet hoeveel massa in 'n sekere gebied aan die hemel is, is die gebruik van hierdie wonderlike effek genaamd gravitasie lens. In wese vertel Einstein se swaartekragteorie dat massa ruimtetyd daaroor buig. Lig beweeg reguit deur ruimtetyd, so as die ruimtetyd gebuig is, is die lig ook! In die praktyk lyk dit net soos wanneer 'n gewone lens lig buig. U kan die brekingsindeks van 'n lens meet aan hoeveel die lig gebuig is, die & # 8220gravitasie-brekingsindeks & # 8221 is 'n eenvoudige funksie van sy massa.

Sterrestelselgroep SDSS J1038 + 4849 lensliggies uit sterrestelsels daaragter, soos gesien met die Hubble-ruimteteleskoop.

Skepsis # 2: Wat as die vergelyking vir swaartekrag, bepaal binne die (relatief klein) sonnestelsel, onvolledig is? Wat as daar addisionele terme vir swaartekrag op langer afstande / groter massas is?

Daar is 'n hele bevolking van baie bekwame natuurkundiges wat aan gewysigde gravitasieteorieë werk, soos eksotiese teorieë soos Modified Newtonian Dynamics (MOND), f (R) swaartekrag (waar die gravitasievergelyking ekstra terme op groter afstande het) en massiewe gravitasie (waar die gravitasie massa het nie 'n nul). Dit kan 'n oplossing wees, maar die teorieë is oor die algemeen redelik ingewikkeld en wiskundig nie intuïtief nie.

Wat ek (en baie ander sterrekundiges) dink die definitiewe bewys van donker materie was, was die samesmelting van die koeëlkluster. In die saamgestelde prentjie hieronder is die wit-geel sirkels almal sterrestelsels (behalwe vir die super helder dinge met vier speke wat daaruit kom & # 8211 dit is sterre in ons sterrestelsel wat in die pad is, ignoreer dit). Pienk wys die warm gas wat tussen sterrestelsels in die groep woon, en daar is 10 keer meer massa in hierdie gas as in al die sterrestelsels. En laastens toon blou streke met 'n hoë gravitasie-lens en dus totale massa. Nou is die massa sterre

1/10 van die gas, dit wil sê

1/7 van die lensmassa. Dit beteken dat sterre meestal net sal gaan waar die swaartekrag ook al is. As die swaartekrag inderdaad meestal van die gas afkomstig was, sou dit oorvleuel met die pienk vlekke hieronder. In plaas daarvan is hulle almal in die blou gebiede. Dit beteken dat alles wat die lens veroorsaak, ook die grootste swaartekrag skep wat die sterre voel dit is nie die gas nie. Dit is die donker saak. Geen gewysigde gravitasieteorie kan dit verklaar nie.

Die samesmeltende koeëlkluster van sterrestelsels. Die gas is met behulp van die Chandra X-straalteleskoop, die sterre / sterrestelsels van die Magellan-teleskoop en die lenskaart van die Europese Suidelike Sterrewag afgeneem.

Wetenskaplikes hou daarvan om Occam se skeermes toe te pas, en die beginsel dat die eenvoudigste oplossing vir 'n probleem waarskynlik waar is. Donker materie verklaar bewegings van sterrestelsels in trosse en van sterre in sterrestelsels, gravitasie-lens en 'n aantal meer ingewikkelde statistieke oor die heelal. As u die wette verander wat die dinamika van sterrestelsels beheer, verander u byvoorbeeld ook die hoeveelheid gravitasie-lens, en dan moet u korrigerende faktore daarvoor byvoeg. En weer, daar is geen goeie verklaring vir die Bullet Cluster en ander samesmeltende sterrestelsels, sonder donker materie nie. Om 'n klomp onsigbare materie te hê, klink mal, maar dit is oor die algemeen minder gek as wat gewysigde teorieë oor swaartekrag benodig. Tensy die gewysigde gravitasieteorieë voorspellings maak oor die heelal wat donker materie + donker energie nie kan nie, is daar geen rede om dit te kies nie.

Daar is dus my beste kans om die saak vir donker materie met behulp van net dinamika te verklaar & # 8211 Ek kan ook metings van grootskaalse strukture verklaar aan die hand van die kosmiese mikrogolfagtergrond en baryon-akoestiese ossillasies, maar die punt hier was om al die eenvoudige redes te verduidelik wat volg uit hoe dinge in die ruimte beweeg. Ek hoop dat ek u oortuig het dat ons nie hoopla uitdink om ander hoopla te verduidelik nie

Lewer kommentaar met enige verdere vrae! Ek help graag om hierdie dinge uit te klaar.


Ontmoet my tydens kosmiese dagbreek

Verlede maand het ek 'n artikel geskryf oor die wonderlike waarneming van twee sterrestelsels toe die heelal net 800 miljoen jaar oud was. Terwyl ons sterrekundiges al geweet het van baie sterrestelsels wat verder weg was en ons dus lig gestuur het toe die heelal nog jonger was, is die verbasende ding van hierdie sterrestelsels dat hulle 'n groot genoeg skyf roterende stof gehad het om van so ver af te meet. weg. Stof word gemaak van elemente soos koolstof en silikon, wat geproduseer word in die kernreaktore wat die kern van die sterre is. Die verlengde stofskyf beteken verlengde stervorming. Dit was in stryd met ons bestaande modelle van baie vroeë stervorming, wat in digte polle naby die middestede van sterrestelsels plaasgevind het. Waarom kon sterrestelsels so vroeg sterre vorm?

Die metings is moontlik gemaak deur een van die mees oorskrewe teleskope van vandag, die Atacama Large Millimeter Array in die hoë Chileense woestyn, wat vir ons sulke juwele soos hierdie protoplanetêre skyf rondom die ster HL Tauri gebring het, en hierdie ster wat in die naaste sterre kwekery in die Orion-newel en hierdie sterrestelselbotsing sedert hy in 2011 in gebruik geneem is.

Scott kla dat ek al die mooi foto's kry. Wel, Scott, ek bestudeer ruimte, so. Krediet: ALMA.

Hierdie week het 'n ander ALMA-studie aan die lig gebring dat die baba-heelal nog meer indrukwekkend was. There’s a few steps to this story, covering some of my favourite astrophysical processes – gravitational lensing, spectroscopic redshifts and SED fitting. If you’re an astronomer, that was your tldr, ok bye. Otherwise, okay let’s go this is going to be fun.

MACS1149-JD1, lensed by MACSJ1149.5+2223. Credit: Hubble Space Telescope

MACS1149-JD1 was discovered in 2012 as part of the Cluster Lensing And Supernova survey with Hubble (CLASH). Galaxy clusters are the largest objects in the Universe, essentially thousands of galaxies and a lot of very hot gas living together in a large lump of dark matter. Massive objects attract other massive objects – the Earth moves around the Sun, and without its gravitational pull, would have flown away in a straight line instead. Similarly, if a ray of light is traveling in a straight line – say, from MACS1149-JD1 to us – but meets a massive object on the way – say, a galaxy cluster – the light gets bent, just as it would if it were passing through a lens. And just as lenses can magnify images, clusters are gravitational lenses that magnify the sources of light behind them! The galaxy cluster MACSJ0647.7+7015 (I know, who names these things?) magnified our protagonist galaxy by a factor of 15-25.

That’s nice, because the galaxy is 13.2 billion light years away, and was too faint to be seen without this boost. You know how when an ambulance drives past, its siren gets shriller and shriller until it passes you and then gets lower and lower? This is known as the Doppler Effect – the frequency of a wave from a source moving towards you gets higher, and that of a source moving away from you is lower. For light, where violet is the highest visible frequency and red the lowest, this means that objects moving away from us get redder. Now, if you pass the light from a star through a prism, you don’t get a perfect rainbow. Instead, you get a bunch of dark lines on top of the rainbow, corresponding to very specific frequencies that different elements in the star absorb to allow their electrons to jump between energy levels (or leave entirely). These absorption lines are extremely well studied on Earth, so we’re pretty good at knowing the “true” frequencies of the dark lines. We measure how much the lines have redshifted, and then use Ned Wright’s cosmological calculator to convert redshift to distance. (It solves a simple equation that relates redshift to distance that just depends on what the Universe is made of.)

When the star is moving away from us, the black lines on the spectrum all move to the right. When the star moves towards us, the lines move left. The light from a galaxy is just many, many stars. Credit: Emmanuel Pécontal, Observatoire de Lyon

So we knew the galaxy was very far (using a cool but imprecise technique called photometric redshift, which is a story for another day). But then we have ALMA, which measures an atomic line from oxygen being formed in young stars in the galaxy! A line whose frequency in the lab is exactly 3393GHz. Instead, you see the peak here at 335.6 GHz, so the redshift z = = 9.1016! So we measure an actual, super-precise redshift. We’re seeing it as it was when the Universe was just 527 million years old.

Redshift of MACS1149-JD1 from the OIII line. Source: Hashimoto+ 2018, Nature 557, 392–395

What this also means is that we can go back and make sense of existing measurements of the total brightness of this galaxy in various wavelength ranges, or filters, from the Hubble Space Telescope (HST), the Spitzer infra-red telescope and the Very Large Telescope (VLT I know, who names these things). We can convert the apparent brightness, that is what we see from Earth, to the true brightness in the galaxy itself, which in turn tells us how many stars there are of various ages! Young, hot stars will have more bluer light, while old, cooler stars will have more red light. This crazy sounding but totally well-validated technique is called Spectral Energy Distribution (SED) fitting. A nice cross-check is that this model also predicts OIII emission strength and dust temperature, both measured with ALMA and at completely different wavelengths than the other observations.

The spectral energy distribution of MACS1149-JD1 (black squares) and the best fit model (red). The best fit model consists of a recent (z

15, black) star formation episodes.

And the best-fit SED model for MACSJ1149-JD1 needs two rounds of star formation – one at about the time we see it, and one at a redshift of 15. That’s when the Universe was just 250 million years old.

That’s total baby Universe. It’s about as early as we could expect star formation to have started, in an epoch we’ve only hypothesised about so far called Cosmic Dawn. And now, with clever use of ALMA and the soon-to-be James Webb Space Telescope (JWST), we’ll meet many more galaxies from this era. It’s making me pretty giddy.


Astronomers find a rare 'super-Neptune' thanks to Einstein

The scientific field of exoplanets — planets orbiting other stars — is booming. We're within grasp of detecting the 4,000th confirmed alien world, which to me is a staggering number. I remember when the first one was found! It wasn't that long ago, just in 1992. [D'oh! Correction: I initially wrote this article before the 4,000 th exoplanet was found, but didn't post it on the blog until after so in the meantime my opening paragraph became obsolete. My apologies for any confusion.]

With so many exoplanets catalogued, it's possible to mine this data to look for trends. Do certain kinds of stars make planets better than others? Are planets more common orbiting very close to their stars, or farther out like in our solar system? En so aan.

Even very simple questions can yield profound answers. For example, what's the size distribution of planets? In our solar system we have four small ones, two that are bigger, and two that are regtig big. It's a big jump from Earth to Neptune (which has about 17 times Earth's mass) and then again from Neptune to Saturn (which has 95 times Earth's mass). Are there planets orbiting other stars with masses in these gaps?

Ja! Well, kinda. We see lots of planets in the Earth-Neptune gap (called super-Earths or mini-Neptunes, depending on which side of the gap they're closer to). But we don't see many super-Neptunes. That's interesting! There's a hypothesis that we shouldn't see many planets from 20–80 times the mass of Earth — once a forming planet gets more massive than Neptune, its gravity grows so quickly that it starts to accumulate a baie more mass, becoming more like Saturn or Jupiter.

But is that actually the case? It turns out it's hard to know, because this hypothesis works best for planets that are pretty far out from their host star — out past what's called the snow line, where water forms ice in space — and most of our methods of finding planets aren't sensitive to ones that far out.

… except one. And this method is starting to find these weird super-Neptunes. Like OGLE-2012-BLG-0950Lb.

OK, I'll get to that alphanumeric soup of a planet in a sec. Let me first briefly describe how it was found. The method is called gravitational lensing, and I've written about it before. Basically, if a star or planet gets directly between us and an even more distant star, the light from that background star gets distorted due to the gravity of the intervening object. If the intervening object (called the lens, since it's bending the light from the more distant star) is moving across our line of sight, the light we see from the background star can grow brighter or dimmer over time.

The details can be pretty complicated, but it's a pretty reliable way of detecting lensing objects that are otherwise too faint or too distant to see otherwise. It was predicted using Einstein's equations of relativity about how mass bends space, and is yet another wonderfully useful tool that's come from that.

This method works really well about 2% of all exoplanets have been found this way. There's even a survey of the sky that looks for just such lensing events, called OGLE — the Optical Gravitational Lensing Experiment. In 2012, for example, it found a planet orbiting a star as they albei lensed light from an even more distant star. The star found is called OGLE-2012-BLG-0950L, and the planet the same with a lower-case "b" after it. I'll call them BLG-0950L and BLG-0950Lb for short.

If a star passes between Earth and a more distant star (top), its gravity can bend the light from that star, making it appear brighter. If a planet orbits that closer star (bottom), that can be detected as well. Credit: LCO/D. Bennett

The event happened because as it orbits the center of our galaxy, the star BLG-0950L happened to pass nearly directly between us and a background star. As it passed, astronomers saw the light from the background brighten and dim over the course of several weeks. There were actually two such variations a big one due to the star and a smaller one due to the planet.

There's a lot of info you can get from this event, but unfortunately the mass of the star and the planet are not measurable independently. You only get their ratio, and in this case they found the planet had about 0.01% the mass of the star. But what's the mass of the star?

Astronomers did something clever. During the lensing event, the background and lensing stars were so close together in the sky they couldn't be separated. So the astronomers waited 6 years, then looked at the star again using both Hubble in orbit and the massive Keck 10-meter infrared telescope in Hawaii. Enough time had passed that BLG-0950L and its planet had moved well past the background star as seen from Earth, far enough that they were distinguishable! The separation was still mighty small, but using clever techniques the astronomers were able to distinguish them.

That allowed them to analyze what kind of star BLG-0950L is, and they found it to be an orange K-type dwarf with about 0.6 times the mass of the Sun, and lying about 7,000 light years away. The planet therefore has a mass of about 40 times the Earth, and orbits the star about 380 million kilometers out. That's farther out than the star's snow line…

… right in the middle of that hypothesized mass desert between Neptune and Saturn.

So dit is interesting. The hypothesis says there shouldn't be planets there, yet BLG-0950Lb is. Does this prove the hypothesis wrong?

Artist’s depiction of the planet OGLE-2012-BLG-0950Lb, which is intermediate in mass between Neptune and Saturn. The rings are just an artistic flourish we don’t know if the planet has rings or not. Credit: NASA/JPL/GSFC/F. Reddy/C. Ranc

Maybe. Maybe not. Maybe the mass measurement isn't correct (though it looks pretty good to me). Maybe there are exceptions, which is always something to keep in mind. It's possible there are baie few such planets, and not none.

Tantalizingly, another team of astronomers analyzed data from many different lensing events and also didn't see any gap between Neptune and Saturn, but they didn't see enough planets to be really sure we need to have a lot more gravitational lensing events to get a good statistical grip on this.

In fact both that paper and the one here both use a technique that was developed for use with WFIRST, the Wide-field Infrared Survey Telescope, a future NASA mission that will survey the sky and find loads of exoplanetary lenses. Right now, though, the future of that mission is in doubt due to Trump's 2020 NASA budget canceling it. The White House did this in the 2019 budget as well, but Congress restored the funding to develop WFIRST. Let's hope they do it again this year.

So the bottom line is that theory predicts one thing, but observations are starting to show cracks in it. We don't have enough observations yet to be sure, but those will come in time. The question is whether we still have to stumble on them looking in small parts of the sky, or if we'll have a treasure trove of them from WFIRST to sift through. If the latter, then "treasure" is what it will be we'll find enough to start looking for even more interesting and more detailed trends, and learn huge amounts about how planets form and evolve over time.

That, to me, is amazing. We have a chance to investigate a component of the Universe that, until 1992, we only suspected existed, and now we know of thousands. Eventually we'll know of millions. Billions.


Measuring white dwarf masses with gravitational lensing

A Hubble image of the white dwarf star PM I12506+4110E (the bright object, seen in black in this negative print) and its field which includes two distant stars PM12-MLC1&2. The dotted lines show two possible paths the white dwarf will follow, with one of them passing a star close enough to result in a gravitational lensing event. Astronomers have proposed using such events to determine the masses of compact objects like this white dwarf. Credit: Harding et al./NASA/HST

Measuring the mass of a celestial body is one of the most challenging tasks in observational astronomy. The most successful method uses binary systems because the orbital parameters of the system depend on the two masses. In the case of black holes, neutron stars, and white dwarfs, the end states of stellar evolution, many are isolated objects, and most of them are also very faint. As a result, astronomers still do not know the distribution of their masses. They are of great interest, however, because they participate in dramatic events like the accretion of material and emission of energetic radiation, or in mergers that can result in gravitational waves, gamma-ray bursts, or Type Ia supernovae, all of which depend on an object's mass.

CfA astronomers Alexander Harding, Rosanne Di Stefano, and Claire Baker and three colleagues propose a new method for determining the masses of isolated compact objects: gravitational lensing. The path of a light beam will be bent by the presence of mass, an effect calculated by General Relativity. A massive body will act like a lens to distort the image of an object seen behind it when the two are close to being aligned along our line-of-sight, and the specifics of the image distortions will depend on the body's mass. The astronomers describe the prospects for predicting lensing events generated by nearby compact objects as their motions take them across the field of background stars.

The team estimates that the nearby population of compact objects contains about 250 neutron stars, 5 black holes, and about 35,000 white dwarf stars suitable for this study. Knowing the general motions of the white dwarfs across the sky, they obtain a statistical estimate of about 30-50 lensing events per decade that could be spotted by Hubble, ESA's Gaia mission, or NASA's new JWST telescope. The next step in this effort is to use ongoing stellar surveys like that of Gaia to refine the bodies' positions and motions to be able to predict specifically which objects to monitor for lensing.


Wetenskap- en sterrekunde-vrae

Let me first get out of the way that current thinking is that wormholes probably cannot exist even artificially, because of exotic energy requirements or that they may lead to causal paradoxes. T hat being said, in the realm of mathematical solutions to general relativity they are very interesting objects and we may like to study their properties and appearance. That leads to ways they could be found in observations, which seems to be what you're most interested in, and we'll cover how that works in some detail.

So the short answer is that a wormhole would be detectable due to how it bends light around it. From close by, the gravitational lensing effects would be very obvious (the visuals for the wormhole in Interstellar come to mind). But even from a very great (interstellar or even intergalactic) distance, the effect could still be visible as gravitational micro lensing, which shows up in photometry for the light curve of a bright source passing behind the lens. This works because a lens can magnify or demagnify an image and change its brightness. Gravitational microlensing is also a method we use for detecting exoplanets, and potentially even rogue planets.

The biggest issue with microlensing events is that because they depend on a chance alignment of the Earth, lens, and a background source, they are generally one-time-only observations unless the lens lies in a sufficiently tight orbit in a bound system. Otherwise, we may know where the lensing object is on the sky, but not necessarily how far away it is with great precision, or which direction it is moving, and it may be completely invisible unless it happens to pass in front of another bright object again.

The upshot is that the microlensing signature of a wormhole should be very unique, as we'll see shortly.

This depends on the size/mass of the wormhole and the particular type (metric) it obeys. We could imagine a "supermassive" wormhole with a lensing power equivalent to a supermassive black hole, for which the strong lensing effects could be directly imaged with a network of telescopes like EHT from many kiloparsecs away. But a "more reasonable" sized wormhole 100s of kilometers across could be detected through microlensing.

As it turns out, there are numerous studies on how different types of wormholes would appear by microlensing, and even a survey to look for evidence of (natural, intergalactic) wormholes in gravitational microlensing events of gamma ray bursts. Obviously, they didn't find any conclusive evidence for them (or we'd all have heard of it already), but instead this serves to place observationally-derived limits on their numbers and masses. But more importantly for our purposes, it serves to show that the technique to look for them exists in a functional way with our current technology!

These are intimately related. Any wavelength that is much smaller (say by at least a factor of 10 or so) than the diameter of the wormhole's mouth will be useful for observing it by gravitational lensing or microlensing. This is because those photons will simply trace geodesics through the curved spacetime around the wormhole.

Wavelengths that are comparable to the diameter will instead be strongly diffracted, and wavelengths much larger than the diameter would basically ignore it, like infrared light passing through dust.)

What would the light curve of a microlensing event by a wormhole look like?

It depends on a number of things, but in most cases it is very different from the lensing behavior of a typical mass (the Schwarzschild lens such as by a planet or black hole).

The classical wormhole has two mouths that each have an effective negative mass, which causes light rays to be bent away from it rather than toward it. Therefore if we image an object far behind the wormhole, the image of that object will be displaced in die rigting van the wormhole (whereas lensing by a positive mass like the Sun displaces images weg from it). Here are some simulations of how a background object gets lensed by a wormhole, from Safanova et al. (2001):

I also recommend this paper's introduction which has a pretty good review of the previous literature on wormholes and their detectability, including a lot of the above material.


besides the lensing of light just covered, and the presence of gravitational tidal forces, I think the best I can say is. "I'm not sure"! Wormholes are quite exotic, and if they exist there may be much more to them than we currently know about. But hopefully this has been helpful material to feed your curiosity.

Gravitational lensing and Dark matter

I have suggested that a friendly mentor move this to the Cosmology forum at PF, since it seems to me that your question concerns mainstream cosmology more than it concerns speculations regarding the future of particle physics. That is, you are asking about phenomenological evidence for something we provisionally call "dark matter", not about possible particle physics explanations of what this stuff might be.

[EDIT: It was moved to "Astrophysics", a reasonable compromise.]

Does any one know if gravitational lensing supports the existence of dark matter? Where can I read about this? Are there any examples of this? I looked up the link that you posted Chris but this did not show me any answers to my question.

Would gravitational lensing be different for a givin galaxy if Dark Matter was not present?

Some more links for you

As I already gesê, yes, it does.

A short answer: yes, that is the point.

A better answer: we know how to compute the lensing we would expect if "the mass-energy we understand and already knew about" (mostly stars, but also stuff like interstellar dust clouds) accounted for the mass-energy associated with a given visible galaxy. But the lensing we observe (when a foreground and background galaxy are almost aligned wrt our solar system) clearly suggests that--- surprise!--- there is quite a bit of additional mass-energy. This is phenomenologically identified with "dark matter", but so far no-one knows what this might be, just that it seems to be out there, in abundance. Specifically, we have some idea of how it tends to be distributed wrt the mass-energy we understand: it is associated with visible galaxies but seems to extend beyond the stuff we already knew about, forming a "halo" of invisible "dark matter" around the ordinary matter in each galaxy.

[EDIT: As cristo pointed out in Post #5, this analysis assumes that our default theory of gravitation, gtr, is good for galactic scales. There is really no reason to think this is not true--- gtr has been tested many many times in many ways, and has passed every test so far--- hence the general acceptance of the conclusion that "dark matter" must in fact exist.]


Kyk die video: Op Blouberg se Strand (Januarie 2023).