आकाशगंगाओं का वेग फैलाव मापक
पहले डार्क मैटर के प्रत्यक्ष प्रमाण मिले Frids Ricky। उन्होंने कुछ अवलोकन किए जिनसे पहली बार काले पदार्थ का पता चला। उनकी टिप्पणियों ने आकाशगंगा समूह के भीतर समग्र गति पर विचार किया।
विस्तारित वस्तुएं आकाशगंगा समूह हैं और उन्हें बाध्य संरचना माना जाता है। ये आकाशगंगाएं क्लस्टर केंद्र के संबंध में आगे बढ़ रही हैं, लेकिन उड़ान नहीं भरती हैं। हम आकाशगंगा के समग्र गति को देखते हैं।
मान्यता: वेग, पराधीनता के प्रतिनिधि हैं
हर आकाशगंगा में क्लस्टर के भीतर अपनी उचित गति होगी और Hubble Flow Component। छोटी आकाशगंगाएँ छोटी हैं, अधिकांश प्रकाश M31 और MW से आती हैं, कई बौनी आकाशगंगाएँ हैं। हमारे कच्चे विश्लेषण के लिए, हम केवल M31 और MW का उपयोग कर सकते हैं और स्थानीय समूह के गतिशील द्रव्यमान का मूल्यांकन कर सकते हैं।
हमारे और M31 के बीच एक सापेक्ष वेग है। यह कच्चा है, लेकिन यह सच है। कहानी बहुत पहले शुरू होती है जब M31 और MW एक दूसरे के करीब होते थे, क्योंकि वे एक क्लस्टर के सदस्य थे जो एक दूसरे से दूर जा रहे थे। कुछ समय बाद वे अधिकतम अलगाव तक पहुंच जाते हैं, फिर एक दूसरे के करीब आते हैं।
हम कहते हैं कि अधिकतम अलगाव जो कभी भी पहुंच सकता है, वह $ r_ {अधिकतम} $ है। अब उनके पास एक अलगाव हैr। लश्करMMW और M31 का संयुक्त द्रव्यमान हो। हम नहीं जानते कि $ r_ {max} $ कब पहुंच गया है।
$$ \ frac {GM} {r_ {max}} = \: संभावित \: at \: r_ {max} 5%
जब ये आकाशगंगाएँ किसी त्वरित r पर एक दूसरे के करीब आ रही थीं, तब सिस्टम की ऊर्जा होगी -
$$ \ frac {1} {2} \ सिग्मा ^ 2 = \ frac {GM} {r} = \ frac {GM} {r_ {max}} $ $
ocity दोनों आकाशगंगाओं का सापेक्ष वेग है। M केवल द्रव्यमान कम किया जाता है, लेकिन परीक्षण द्रव्यमान 1. but दूरी पर किसी भी वस्तु का वेग है rक्लस्टर के केंद्र से। हम मानते हैं कि यह क्लस्टर गतिशील समीकरण में है क्योंकि वायरल प्रमेय धारण करता है। इसलिए, आकाशगंगाएँ विभिन्न वेग के साथ नहीं आ सकती हैं।
इन आकाशगंगाओं को अधिकतम दूरी तक पहुंचने में कितना समय लगेगा?
इसे समझने के लिए, हम निम्नलिखित समीकरण पर विचार करें।
$$ \ frac {1} {2} \ left (\ frac {dr} {dt} \ right) ^ 2 = \ frac {GM} {r} - \ frac {GM} {r_ {max}} $ $
$ $ t_ {अधिकतम} = \ int_ {0} ^ {r_ {अधिकतम}} dt = \ int_ {0} ^ {r_ {max}} \ frac {dr} {\ sqrt {2GM}} बाईं ओर (\ frac) {1} {r} - \ frac {1} {r_ {max}} \ right) ^ 2 $ $
$ $ t_ {अधिकतम} = \ frac {\ pi r_ {max} ^ {\ frac {3} {2}}} {2 \ sqrt {2GM}} $ $
जहां, M = स्थानीय समूह का गतिशील द्रव्यमान। शुरू से टकराव के अंत तक कुल समय $ 2t_ {अधिकतम} $ है। इसलिए,
$ $ 2t_ {अधिकतम} = t_0 + \ frac {D} {\ _ सिग्मा} $ $
और $ t_0 $ ब्रह्मांड की वर्तमान आयु है।
यदि वास्तविक $ t_ {अधिकतम} <RHS $ है, तो हमारे पास समय के लिए कम सीमा है। $ D / \ सिग्मा $ वह समय है जब वे फिर से टकराएंगे। यहाँ, हमने σ को स्थिर माना है।
$ $ t_ {अधिकतम} = \ frac {t_0} {2} + \ frac {D} {2 \ sigma} $$
$ $ r_ {अधिकतम} = t_ {अधिकतम} \ टाइम्स \ सिग्मा = 770K_ {पीसी} $ $
यहाँ, MW और M31 के बीच ocity = सापेक्ष वेग।
$ $ M_ {गतिशील} = 3 \ गुना 10 ^ {12} M_0 $ $
$ $ M_ {MW} ^ {lum} = 3 \ गुना 10 ^ {10} M_0 $ $
$ $ M_ {M31} ^ {lum} = 3 \ _ 10 ^ {10} M_0 $ $
लेकिन व्यावहारिक रूप से, क्लस्टर के भीतर प्रत्येक आकाशगंगा पर विचार करके गतिशील द्रव्यमान पाया जाता है। लापता द्रव्यमान डार्क मैटर है औरFrids Rickyदेखा कि कोमा क्लस्टर में आकाशगंगाएं बहुत तेजी से आगे बढ़ रही हैं। उन्होंने न्यूट्रॉन सितारों की खोज के बाद वर्ष का अनुमान लगाया और सुपरनोवा को खोजने के लिए पालोमर टेलीस्कोप का इस्तेमाल किया।
याद दिलाने के संकेत
पहले डार्क मैटर के प्रत्यक्ष प्रमाण मिले Frids Ricky।
विस्तारित वस्तुएं आकाशगंगा समूह हैं और उन्हें माना जाता है bound structures।
Dynamic mass क्लस्टर के भीतर हर आकाशगंगा पर विचार करके पाया जाता है।