천문학은 대답보다 더 많은 질문을 제기하는 것으로 유명합니다. 대부분의 물질이 보이지 않는 것을 관찰하십시오.
천문학 자들은 암흑 물질이 우주 문제의 약 84 %를 구성한다는 개별적인 은하의 회전, 먼 은하단의 움직임, 먼 별빛의 굽힘에 대한 간단한 설명을 제공한다는 압도적 인 증거를 수집했지만, 그들은 어떤 세부 사항에 대해서도 확실하지 않습니다.
이제 호주 천문학 자 그룹은 이전에 생각했던 것보다 은하수의 절반 정도만 암흑 물질이라고 생각합니다.
1933 년 스위스 천문학 자 프리츠 즈 비키 (Fritz Zwicky)는 약 3 억 3 천만 광년 떨어져 있고 거의 2 광년 떨어진 은하단 인 코마 클러스터 (Coma cluster)를 관찰하여 너무 빠르게 움직 인 것을 발견했습니다. 은하단을 하나로 묶을만한 가시적 인 물질이 부족했습니다.
Zwicky는 dunkle Materie 또는 암흑 물질로 알려진 은하의 움직임이 너무 커서 숨겨진 성분이 있어야한다고 결정했습니다.
1978 년에 미국 천문학 자 베라 루빈 (Vera Rubin)은 개별 은하계를 관찰했습니다. 천문학 자들은 대부분 은하가 우리 태양계와 매우 비슷하게 회전한다고 가정했는데, 외부 행성은 내부 행성보다 느리게 회전합니다. 이 주장은 뉴턴의 법칙과 대부분의 질량이 중심에 있다고 가정합니다.
그러나 루빈은 우리 은하가 우리 태양계처럼 아무것도 회전하지 않는다는 것을 발견했습니다. 바깥 쪽 별은 안쪽 별보다 느리게 회전하지 않았지만 빠르게 회전했습니다. 모든 은하의 외곽에는 암흑 물질이 있어야했다.
이제 서호주 대학교 (University of Western Australia)의 천문학 자 Prajwal Kafle과 그의 동료들은 우리 은하 외곽의 은하수에서 별의 속도를 다시 한 번 관찰했다. 그러나 그는 이전 추정치보다 훨씬 자세하게 설명했습니다.
별의 속도에서 내부 질량을 계산하는 것은 비교적 간단합니다. 아래의 간단한 방정식은 내부 질량 (M)이 별이 은하 중심 (R)에서 속도 (V)의 제곱을 곱한 거리와 모두 중력 상수 (G)로 나눈 거리와 같다는 것을 보여줍니다.
Kafle과 그의 동료들은 은하계의 어리 석음을 설명하기 위해 더 복잡한 물리 계산법을 사용했습니다. 그러나 별의 속도로 점을 유지하면 모든 내부 질량을 계산할 수 있습니다. 여러 개의 별 속도로 더욱 정확해야합니다. 연구팀은 우리 은하계의 암흑 물질이 이전 질량의 절반 인 태양 질량의 8000 억 배임을 발견했다.
Kafle은 보도 자료에서“은하 형성과 진화에 대한 현재의 아이디어는… 이를 일반적으로 위성 누락 문제라고하며 수년간 천문학자를 피했습니다.
“암흑 물질의 질량을 측정 할 때 이론 상으로는 세 개의 위성 은하 만 존재해야한다고 예측합니다. 큰 마젤란 구름, 작은 마젤란 구름 및 궁수 자리 난쟁이 은하”라고 Kafle은 말했습니다.
이 새로운 측정은 은하수가 이전에 생각했던 거대 천문학자가 아니라는 것을 증명할 수 있습니다. 그들은 또한 왜 궤도에 위성 은하가 거의 없는지를 설명하는데 도움을 준다. 그러나 먼저 우리 은하계의 암흑 물질을 계량하기위한 수많은 다른 방법에 맞서서 결과를 확인해야합니다.
결과는 천체 물리 저널에 게재되었으며 온라인으로 제공됩니다.
