Fenomena Materi Gelap ( Dark Matter )

Sumber : http://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/darkmat.html

 

Dalam astronomi dan kosmologi, materi gelap adalah materi yang tidak memancarkan atau memantulkan radiasi elektromagnetik lain atau cahaya, sehingga tidak dapat langsung dideteksi melalui astronomi optik atau radio [1] Materi gelap ini diyakini merupakan 83% dari materi di alam semesta.. [2]

Materi gelap yang dipostulatkan oleh Fritz Zwicky pada tahun 1934 untuk menjelaskan bukti "massa yang hilang" dalam kecepatan orbit galaksi dalam kelompok. Selanjutnya, pengamatan lain telah menunjukkan adanya materi gelap di alam semesta, ini pengamatan meliputi kecepatan rotasi galaksi, lensa gravitasi dari objek latar belakang dengan kluster galaksi seperti Bullet Cluster, dan distribusi temperatur gas panas di galaksi dan kelompok-kelompok galaksi.

Ikhtisar
 Keberadaan materi gelap itu disimpulkan dari efek gravitasi pada materi yang terlihat dan lensa gravitasi radiasi latar belakang, dan pada awalnya dihipotesiskan untuk menjelaskan perbedaan antara perhitungan dari massa galaksi, cluster galaksi dan seluruh alam semesta dibuat melalui cara-cara relativistik dinamis dan umum, dan perhitungan berdasarkan massa materi yang terlihat "bercahaya" benda-benda ini mengandung: bintang-bintang dan gas dan debu dari medium antarbintang dan intergalaksi. Penjelasan yang paling luas diterima untuk fenomena ini adalah bahwa materi gelap ada dan bahwa kemungkinan besar [kutipan diperlukan] yang terdiri dari partikel berat yang berinteraksi hanya melalui gaya lemah dan gravitasi, namun, penjelasan alternatif telah diajukan, dan belum ada bukti eksperimental yang cukup untuk menentukan yang benar. Banyak percobaan untuk mendeteksi partikel materi gelap yang diusulkan melalui non-gravitasi berarti sedang dilakukan.Menurut pengamatan struktur lebih besar dari sistem tenaga surya, serta kosmologi Big Bang ditafsirkan bawah persamaan Friedmann dan FLRW metrik, rekening materi gelap untuk 23% dari kepadatan massa-energi dari alam semesta teramati.  

 

Sebagai perbandingan, materi biasa menyumbang hanya 4,6% dari kepadatan massa-energi dari alam semesta teramati, dengan sisanya yang disebabkan energi gelap [3]. Dari angka-angka, materi gelap merupakan 83%, (23 / (23 4,6 )), dari materi di alam semesta, sedangkan materi biasa membuat sampai hanya 17%.Materi gelap memainkan peran sentral di negara-of-the-art pemodelan pembentukan struktur dan evolusi galaksi, dan memiliki efek terukur pada anisotropi diamati di latar belakang gelombang mikro kosmik.  

Semua baris bukti menunjukkan bahwa galaksi, cluster galaksi, dan alam semesta secara keseluruhan mengandung materi jauh lebih dari itu yang berinteraksi dengan radiasi elektromagnetik. Bagian terbesar dari materi gelap, yang menurut definisi tidak berinteraksi dengan radiasi elektromagnetik, bukan hanya "gelap", tetapi juga oleh definisi, benar-benar transparan. [4]Sama pentingnya dengan materi gelap diyakini dalam kosmos, bukti langsung dari keberadaannya dan sebuah pemahaman kongkrit sifatnya tetap sulit dipahami. Meskipun teori materi gelap tetap teori yang paling banyak diterima untuk menjelaskan anomali dalam rotasi galaksi yang diamati, beberapa pendekatan teoritis alternatif telah dikembangkan yang luas jatuh ke dalam kategori hukum gravitasi dimodifikasi, dan gravitasi kuantum hukum [5].
Konsekuensi Materi Gelap 

Materi gelap memiliki konsekuensi penting bagi evolusi alam semesta dan struktur di dalamnya. Menurut relativitas umum, Semesta harus sesuai dengan salah satu dari tiga jenis yang mungkin: terbuka, datar, atau tertutup. Jumlah total massa dan energi di alam semesta menentukan mana dari tiga kemungkinan berlaku untuk alam semesta. Dalam kasus sebuah alam semesta terbuka, massa total dan kepadatan energi (dinotasikan dengan huruf Yunani Omega) kurang dari kesatuan. Jika alam semesta tertutup, Omega adalah lebih besar dari kesatuan. Untuk kasus di mana Omega adalah persis sama dengan salah satu alam semesta "datar".

Perhatikan bahwa dinamika alam semesta tidak sepenuhnya ditentukan oleh geometri (terbuka, tertutup atau flat) kecuali Semesta hanya berisi materi. Di alam semesta kita, di mana sebagian dari Omega berasal dari energi gelap, ini hubungan antara kepadatan massa, kelengkungan ruang dan masa depan alam semesta tidak lagi berlaku. Hal ini kemudian tidak lagi benar dalam hal ini bahwa "geometri (kelengkungan spasial) adalah takdir." Sebaliknya, untuk mencari tahu apa yang akan terjadi salah satu kebutuhan untuk menghitung evolusi faktor ekspansi alam semesta untuk kasus tertentu kepadatan materi, kelengkungan ruang dan "energi lucu" untuk mencari tahu apa yang akan terjadi.

  Calon materi gelap biasanya dibagi menjadi dua kategori besar, dengan kategori kedua yang lebih lanjut dibagi:

     baryonik
     Non-baryonik
         materi gelap panas (Hot Dark Matter) da
         materi gelap dingin (Cold Dark Matter),

tergantung pada masing-masing massa dan kecepatan. Calon CDM bergerak pada kecepatan lambat (maka "dingin") atau memiliki sedikit tekanan, sementara calon HDM bergerak cepat (maka "panas
Materi gelap Baryonik dan nonbaryonik Sebagian kecil dari materi gelap mungkin materi gelap baryonik: badan-badan astronomi, seperti besar objek halo kompak, yang terdiri dari materi biasa, tetapi yang memancarkan radiasi elektromagnetik sedikit atau tidak ada. Sebagian besar materi gelap di alam semesta diyakini nonbaryonic, dan dengan demikian tidak terbentuk dari atom. Hal ini juga percaya bahwa hal itu tidak berinteraksi dengan materi biasa melalui gaya elektromagnetik, khususnya, partikel materi gelap tidak membawa muatan listrik. Materi gelap nonbaryonic termasuk neutrino, dan entitas mungkin hipotetis seperti axions, atau partikel supersimetri. Tidak seperti materi gelap baryonik, materi gelap nonbaryonic tidak berkontribusi pada pembentukan elemen di alam semesta awal ("nukleosintesis Big Bang") dan sebagainya kehadirannya terungkap hanya melalui daya tarik gravitasi. Selain itu, jika partikel-partikel yang terdiri adalah supersimetri, mereka dapat menjalani interaksi pemusnahan dengan diri mereka sendiri sehingga diamati oleh-produk seperti foton dan neutrino ("deteksi tidak langsung") [6].Materi gelap Nonbaryonic diklasifikasikan dalam hal massa partikel (s) yang diasumsikan untuk membuatnya, dan / atau dispersi kecepatan khas partikel-partikel (karena partikel lebih besar bergerak lebih lambat). Ada tiga hipotesis menonjol di nonbaryonic materi gelap, yang disebut Hot Dark Matter (HDM), Dark Matter Hangat (WDM), dan Dark Matter Dingin (CDM), beberapa kombinasi ini adalah juga mungkin. Model yang paling banyak dibicarakan untuk materi gelap nonbaryonic didasarkan pada hipotesis Materi Gelap Dingin, dan partikel yang sesuai adalah yang paling sering diasumsikan sebagai neutralino. Materi gelap panas mungkin terdiri dari (masif) neutrino. Materi gelap dingin akan menyebabkan pembentukan "bottom-up" struktur di alam semesta, sedangkan materi gelap panas akan menghasilkan skenario "top-down" pembentukan. [7]Salah satu kemungkinan adalah bahwa materi gelap dingin bisa terdiri dari lubang hitam primordial di kisaran 1014 kg sampai 1023 kg [8] Menjadi dalam kisaran massa asteroid, mereka akan cukup kecil untuk melewati objek seperti bintang, dengan dampak minimal. pada bintang itu sendiri. Ini lubang hitam mungkin terbentuk tak lama setelah ledakan besar ketika kepadatan energi cukup besar untuk membentuk lubang hitam langsung dari variasi kepadatan, bukan dari keruntuhan bintang. Dalam jumlah besar mereka bisa menjelaskan massa yang hilang yang diperlukan untuk menjelaskan gerakan bintang di galaksi dan efek lensa gravitasi.

Bukti Pengamatan 
 Orang pertama yang memberikan bukti dan menyimpulkan keberadaan materi gelap adalah Fritz Zwicky Swiss astrofisikawan, dari California Institute of Technology pada tahun 1933. [9] Dia menerapkan teorema virial ke cluster galaksi Coma dan bukti yang diperoleh dari massa yang tak terlihat. Zwicky memperkirakan total massa cluster didasarkan pada gerakan galaksi dekat tepi dan dibandingkan bahwa perkiraan ke salah satu berdasarkan jumlah galaksi dan kecerahan total cluster. Dia menemukan bahwa ada sekitar 400 kali massa diperkirakan lebih dari yang visual diamati. Gravitasi dari galaksi yang terlihat di cluster akan jauh terlalu kecil untuk orbit begitu cepat, sehingga diperlukan sesuatu yang ekstra. Ini dikenal sebagai "masalah massa yang hilang".  

 

Berdasarkan kesimpulan tersebut, Zwicky disimpulkan bahwa harus ada beberapa bentuk non-terlihat materi yang akan memberikan cukup dari massa dan gravitasi untuk menahan cluster bersama-sama.Banyak bukti untuk materi gelap berasal dari studi tentang gerakan galaksi [10] Banyak dari ini tampaknya cukup seragam,. Sehingga menurut teorema virial energi kinetik total harus setengah jumlah energi ikat gravitasi dari galaksi-galaksi. Eksperimen, bagaimanapun, energi kinetik total ditemukan jauh lebih besar: khususnya, dengan asumsi massa gravitasi adalah karena hanya materi yang terlihat dari galaksi, bintang-bintang jauh dari pusat galaksi memiliki kecepatan jauh lebih tinggi dari yang diperkirakan oleh teorema virial . Kurva rotasi galaksi, yang menggambarkan kecepatan rotasi versus jarak dari pusat galaksi, tidak dapat dijelaskan oleh hanya materi yang terlihat. Dengan asumsi bahwa bahan terlihat membentuk hanya sebagian kecil dari cluster adalah cara yang paling langsung dari akuntansi untuk ini.

 

Galaksi menunjukkan tanda-tanda yang sebagian besar terdiri dari sekitar bola simetris, terpusat terkonsentrasi halo materi gelap dengan materi yang terlihat terkonsentrasi dalam sebuah piringan di pusat. Galaksi kerdil kecerahan permukaan rendah adalah sumber informasi yang penting untuk mempelajari materi gelap, karena mereka memiliki rasio rendah jarang terlihat materi materi gelap, dan memiliki beberapa bintang terang di pusat yang tidak akan mengganggu pengamatan dari kurva rotasi bintang terpencil.Lensing pengamatan gravitasi galaksi cluster memungkinkan perkiraan langsung dari massa gravitasi berdasarkan efeknya pada cahaya dari galaksi latar belakang, karena koleksi besar materi (gelap atau sebaliknya) gravitasi akan membelokkan cahaya. Dalam cluster seperti Abell 1689, pengamatan lensing mengkonfirmasi kehadiran massa jauh lebih daripada yang ditunjukkan oleh cahaya cluster 'saja. Dalam Bullet Cluster, pengamatan lensing menunjukkan bahwa banyak massa lensing dipisahkan dari massa X-ray-emitting baryonik.

Kurva Rotasi Galaksi

Selama 40 tahun setelah pengamatan awal Zwicky, tidak ada pengamatan pendukung lainnya menunjukkan bahwa massa rasio cahaya apapun selain kesatuan. Kemudian, pada akhir 1960-an dan awal 1970-an, Vera Rubin, seorang astronom muda di Departemen Magnetisme Terestrial di Carnegie Institution di Washington temuan disajikan berdasarkan spektrograf sensitif baru yang dapat mengukur kurva kecepatan edge-on galaksi spiral ke tingkat akurasi yang lebih besar daripada yang sebelumnya telah dicapai. [11] Bersama dengan sesama anggota staf Kent Ford, Rubin mengumumkan pada pertemuan 1975 dari American Astronomical Society penemuan bahwa yang paling bintang di orbit galaksi spiral di sekitar kecepatan yang sama, yang tersirat bahwa kepadatan massa mereka seragam baik di luar lokasi dengan sebagian besar bintang-bintang (tonjolan galaksi). Sebuah kertas berpengaruh disajikan hasil ini pada tahun 1980. [12] Hasil ini menunjukkan bahwa baik gravitasi Newton tidak berlaku universal atau itu, konservatif, lebih dari 50% dari massa galaksi yang terkandung dalam halo galaksi relatif gelap. Bertemu dengan skeptisisme, Rubin menegaskan bahwa pengamatan itu benar. Akhirnya astronom lainnya mulai menguatkan pekerjaannya dan segera menjadi mapan yang kebanyakan galaksi pada kenyataannya didominasi oleh "materi gelap":

Kurva Rotasi Galaksi Spiral: Kurva A adalah prediksi Teoritis dan Kurv B adalah hasil pengamatan. Teori materi gelap dihipotesakan mengapa terjadi kurva B

    Permukaan Kecerahan rendah (LSB) galaksi [13]. LSBs mana mungkin zat gelap didominasi, dengan populasi bintang diamati hanya membuat kontribusi kecil untuk kurva rotasi. Seperti sebuah properti sangat penting karena memungkinkan seseorang untuk menghindari kesulitan yang berhubungan dengan deprojection dan penguraian dr kekusutan kontribusi gelap dan terlihat kurva rotasi. [7]

    Spiral Galaksi. [14] Rotasi kurva permukaan kedua galaksi luminositas rendah dan tinggi muncul untuk menunjukkan profil densitas universal, yang dapat dinyatakan sebagai jumlah dari sebuah disk tipis bintang eksponensial, dan lingkaran gelap materi bola dengan inti datar jari-jari r0 dan kerapatan ρ0 = 4,5 × 10-2 (r0/kpc) -2 / 3 M ⊙ pc-3 (di sini, M ⊙ menunjukkan massa matahari, 2 × 1030 kg).
    Galaksi elips. Beberapa galaksi elips menunjukkan bukti untuk materi gelap melalui lensa gravitasi yang kuat, [15] bukti sinar-X mengungkapkan kehadiran diperpanjang atmosfer gas panas yang mengisi haloes gelap ellipticals terisolasi dan yang hidrostatik memberikan bukti dukungan untuk materi gelap. Eliptik lain kecepatan rendah di pinggiran mereka (dilacak misalnya dengan planet nebula) dan ditafsirkan sebagai tidak memiliki haloes materi gelap [7] Namun simulasi disk-galaksi merger menunjukkan bahwa bintang-bintang robek oleh gaya pasang surut dari galaksi asli mereka selama. Bagian pertama dekat dan mengenakan keluar lintasan, menjelaskan kecepatan rendah bahkan dengan lingkaran DM [16]. Penelitian lebih lanjut diperlukan untuk memperjelas situasi ini.Perhatikan bahwa haloes DM disimulasikan memiliki profil densitas secara signifikan lebih tajam (memiliki katup pusat) daripada yang disimpulkan dari pengamatan, yang merupakan masalah untuk model kosmologi dengan materi gelap pada skala terkecil dari galaksi-galaksi sebagai tahun 2008 [7]. Ini mungkin hanya menjadi masalah resolusi: daerah pembentuk bintang yang mungkin mengubah distribusi materi gelap melalui arus keluar gas telah terlalu kecil untuk menyelesaikan dan model yang lebih besar bersamaan dengan gumpalan materi gelap. 

 Sebuah simulasi baru-baru ini [17] dari sebuah galaksi kerdil menyelesaikan bintang ini membentuk daerah melaporkan bahwa outflow kuat dari supernova menghapus rendah momentum sudut-gas, yang menghambat pembentukan tonjolan galaksi dan mengurangi kepadatan materi gelap menjadi kurang dari setengah dari apa itu akan telah di kiloparsec pusat. Ini simulasi prediksi-bulgeless dan dengan dangkal pusat zat gelap profil-berhubungan erat dengan pengamatan galaksi kerdil yang sebenarnya. Tidak ada perbedaan tersebut pada skala yang lebih besar dari kelompok-kelompok galaksi dan di atas, atau di daerah luar haloes galaksi.Pengecualian untuk ini gambaran umum dari haloes DM untuk galaksi tampaknya galaksi dengan massa-untuk-cahaya rasio dekat dengan bintang. Setelah ini,. Banyak pengamatan telah dilakukan yang menunjukkan adanya materi gelap di berbagai bagian dari kosmos [kutipan diperlukan] Bersama dengan temuan Rubin untuk galaksi spiral dan bekerja Zwicky pada kluster galaksi., bukti pengamatan untuk materi gelap telah mengumpulkan lebih dari dekade ke titik bahwa hari ini astrofisikawan paling menerima keberadaannya. Sebagai konsep pemersatu, materi gelap adalah salah satu fitur yang dominan dipertimbangkan dalam analisis struktur pada urutan skala galaksi dan lebih besar.

Kecepatan dispersi galaksi
 Dalam astronomi, dispersi kecepatan σ, adalah kisaran kecepatan sekitar kecepatan rata-rata untuk sekelompok objek, seperti sekelompok bintang sekitar galaksi.Merintis kerja Rubin telah berdiri ujian waktu. Pengukuran kurva kecepatan dalam galaksi spiral segera ditindaklanjuti dengan dispersi kecepatan galaksi elips. [18] Meskipun kadang-kadang muncul dengan rendah massa-untuk-cahaya rasio, pengukuran ellipticals masih menunjukkan kandungan materi relatif tinggi gelap. Demikian pula, pengukuran gas antarbintang berdifusi ditemukan di tepi galaksi menunjukkan tidak hanya distribusi materi gelap yang melampaui batas terlihat dari galaksi, tetapi juga bahwa galaksi virialized (yaitu gravitasi terikat dengan kecepatan yang sesuai untuk meramalkan kecepatan orbital umum relativitas) hingga sepuluh kali jari-jari mereka terlihat [kutipan diperlukan]. ini memiliki efek mendorong materi gelap sebagai fraksi dari jumlah total gravitasi materi dari 50% diukur dengan Rubin dengan nilai sekarang diterima hampir 95%.Ada tempat-tempat di mana materi gelap tampaknya menjadi komponen kecil atau sama sekali tidak ada. Gugus bola menunjukkan sedikit bukti bahwa mereka mengandung materi gelap, [19] meskipun mereka orbital interaksi dengan galaksi lakukan menunjukkan bukti untuk materi gelap galaksi. [Kutipan diperlukan] Untuk beberapa waktu, pengukuran profil kecepatan bintang tampaknya untuk menunjukkan konsentrasi materi gelap di disk galaksi Bima Sakti, bagaimanapun, sekarang tampaknya bahwa konsentrasi tinggi zat baryon dalam disk galaksi (terutama di medium antarbintang) dapat menjelaskan gerakan ini. Profil massa galaksi diperkirakan terlihat sangat berbeda dari profil cahaya. Model khas untuk materi gelap galaksi adalah distribusi, mulus bola di lingkaran cahaya virialized. Tersebut harus menjadi kasus untuk menghindari skala kecil (bintang) efek dinamis. Penelitian terbaru yang dilaporkan pada bulan Januari 2006 dari University of Massachusetts Amherst akan menjelaskan warp sebelumnya misterius di disk dari Bima Sakti oleh interaksi dari Awan Magellan Besar dan Kecil dan diperkirakan 20 kali lipat massa dari Bima Sakti dengan mempertimbangkan zat gelap [20].Pada tahun 2005, astronom dari Universitas Cardiff menemukan mengaku galaksi hampir seluruhnya terbuat dari materi gelap, 50 juta tahun cahaya jauhnya di Cluster Virgo, yang bernama VIRGOHI21 [21] tidak biasa, VIRGOHI21 tidak muncul untuk mengandung bintang terlihat:. Itu terlihat dengan pengamatan frekuensi radio hidrogen. Berdasarkan profil rotasi, para ilmuwan memperkirakan bahwa objek ini berisi sekitar 1000 kali lebih gelap dari materi hidrogen dan memiliki massa total sekitar 1 / 10 bahwa Galaksi Bima Sakti kita hidup masuk Sebagai perbandingan, Bima Sakti diyakini telah sekitar 10 kali materi gelap sebanyak materi biasa. Model Big Bang dan pembentukan struktur telah menyarankan bahwa galaksi gelap tersebut harus sangat umum di alam semesta [rujukan?], Tapi tidak ada yang sebelumnya telah terdeteksi. Jika keberadaan galaksi gelap dikonfirmasi, ia menyediakan bukti kuat bagi teori pembentukan galaksi dan menimbulkan masalah bagi penjelasan alternatif dari materi gelap.Ada beberapa galaksi yang menunjukkan profil kecepatan tidak adanya materi gelap, seperti NGC 3379 [22]. Ada bukti bahwa ada 10 sampai 100 kali galaksi kecil kurang dari apa yang diizinkan oleh materi gelap teori pembentukan galaksi memprediksi. [23 ] [24] Hal ini dikenal sebagai masalah galaksi kerdil.

    Permukaan Kecerahan rendah (LSB) galaksi [13]. LSBs mana mungkin zat gelap didominasi, dengan populasi bintang diamati hanya membuat kontribusi kecil untuk kurva rotasi. Seperti sebuah properti sangat penting karena memungkinkan seseorang untuk menghindari kesulitan yang berhubungan dengan deprojection dan penguraian dr kekusutan kontribusi gelap dan terlihat kurva rotasi. [7]
    Spiral Galaksi. [14] Rotasi kurva permukaan kedua galaksi luminositas rendah dan tinggi muncul untuk menunjukkan profil densitas universal, yang dapat dinyatakan sebagai jumlah dari sebuah disk tipis bintang eksponensial, dan lingkaran gelap materi bola dengan inti datar jari-jari r0 dan kerapatan ρ0 = 4,5 × 10-2 (r0/kpc) -2 / 3 M ⊙ pc-3 (di sini, M ⊙ menunjukkan massa matahari, 2 × 1030 kg).
    Galaksi elips. Beberapa galaksi elips menunjukkan bukti untuk materi gelap melalui lensa gravitasi yang kuat, [15] bukti sinar-X mengungkapkan kehadiran diperpanjang atmosfer gas panas yang mengisi haloes gelap ellipticals terisolasi dan yang hidrostatik memberikan bukti dukungan untuk materi gelap. Eliptik lain kecepatan rendah di pinggiran mereka (dilacak misalnya dengan planet nebula) dan ditafsirkan sebagai tidak memiliki haloes materi gelap [7] Namun simulasi disk-galaksi merger menunjukkan bahwa bintang-bintang robek oleh gaya pasang surut dari galaksi asli mereka selama. Bagian pertama dekat dan mengenakan keluar lintasan, menjelaskan kecepatan rendah bahkan dengan lingkaran DM [16]. Penelitian lebih lanjut diperlukan untuk memperjelas situasi ini.Perhatikan bahwa haloes DM disimulasikan memiliki profil densitas secara signifikan lebih tajam (memiliki katup pusat) daripada yang disimpulkan dari pengamatan, yang merupakan masalah untuk model kosmologi dengan materi gelap pada skala terkecil dari galaksi-galaksi sebagai tahun 2008 [7]. Ini mungkin hanya menjadi masalah resolusi: daerah pembentuk bintang yang mungkin mengubah distribusi materi gelap melalui arus keluar gas telah terlalu kecil untuk menyelesaikan dan model yang lebih besar bersamaan dengan gumpalan materi gelap. Sebuah simulasi baru-baru ini [17] dari sebuah galaksi kerdil menyelesaikan bintang ini membentuk daerah melaporkan bahwa outflow kuat dari supernova menghapus rendah momentum sudut-gas, yang menghambat pembentukan tonjolan galaksi dan mengurangi kepadatan materi gelap menjadi kurang dari setengah dari apa itu akan telah di kiloparsec pusat. Ini simulasi prediksi-bulgeless dan dengan dangkal pusat zat gelap profil-berhubungan erat dengan pengamatan galaksi kerdil yang sebenarnya. Tidak ada perbedaan tersebut pada skala yang lebih besar dari kelompok-kelompok galaksi dan di atas, atau di daerah luar haloes galaksi.Pengecualian untuk ini gambaran umum dari haloes DM untuk galaksi tampaknya galaksi dengan massa-untuk-cahaya rasio dekat dengan bintang . Setelah ini,. Banyak pengamatan telah dilakukan yang menunjukkan adanya materi gelap di berbagai bagian dari kosmos [kutipan diperlukan] Bersama dengan temuan Rubin untuk galaksi spiral dan bekerja Zwicky pada kluster galaksi., bukti pengamatan untuk materi gelap telah mengumpulkan lebih dari dekade ke titik bahwa hari ini astrofisikawan paling menerima keberadaannya. Sebagai konsep pemersatu, materi gelap adalah salah satu fitur yang dominan dipertimbangkan dalam analisis struktur pada urutan skala galaksi dan lebih besar.

Daftar Pustaka

1. ^ Mark J Hadley (2007) "Classical Dark Matter"
2. ^ Hinshaw, Gary F. (January 29, 2010). "What is the universe made of?". Universe 101. NASA website. Retrieved 2010-03-17.
3. ^ "Seven-Year Wilson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results" (PDF). nasa.gov. Retrieved 2010-12-02. (see p. 39 for a table of best estimates for various cosmological parameters)
4. ^ Tom Siegfried. "Hidden Space Dimensions May Permit Parallel Universes, Explain Cosmic Mysteries". The Dallas Morning News.
5. ^ Kroupa, P.; Famaey, B.; de Boer, Klaas S.; Dabringhausen, Joerg; Pawlowski, Marcel; Boily, Christian; Jerjen, Helmut; Forbes, Duncan et al. (2010). "Local-Group tests of dark-matter Concordance Cosmology: Towards a new paradigm for structure formation". Astronomy and Astrophysics 523: 32–54. arXiv:1006.1647.
6. ^ Merritt, D.; Bertone, G. (2005). "Dark Matter Dynamics and Indirect Detection". Modern Physics Letters A 20 (14): 1021–1036. arXiv:astro-ph/0504422. Bibcode 2005MPLA...20.1021B. doi:10.1142/S0217732305017391.
7. ^ ^{a b c d e f g} Bertone, G; Hooper, D; Silk, J (2005). "Particle dark matter: evidence, candidates and constraints". Physics Reports 405 (5–6): 279. arXiv:hep-ph/0404175. Bibcode 2005PhR...405..279B. doi:10.1016/j.physrep.2004.08.031.
8. ^ Michael Kesden, Shravan Hanasoge, (Sept 2011) "Transient solar oscillations driven by primordial black holes", Physical Review Letters. http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1106/1106.0011v1.pdf
9. ^ Zwicky, F. (1933). "Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln". Helvetica Physica Acta 6: 110–127. Bibcode 1933AcHPh...6..110Z.\ See also Zwicky, F. (1937). "On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae". Astrophysical Journal 86: 217. Bibcode 1937ApJ....86..217Z. doi:10.1086/143864.
10. ^ Ken Freeman, Geoff McNamara (2006). In Search of Dark Matter. Birkhäuser. p. 37. ISBN 0387276165.
11. ^ V. Rubin, W. K. Ford, Jr (1970). "Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions". Astrophysical Journal 159: 379. Bibcode 1970ApJ...159..379R. doi:10.1086/150317.
12. ^ V. Rubin, N. Thonnard, W. K. Ford, Jr, (1980). "Rotational Properties of 21 Sc Galaxies with a Large Range of Luminosities and Radii from NGC 4605 (R=4kpc) to UGC 2885 (R=122kpc)". Astrophysical Journal 238: 471. Bibcode 1980ApJ...238..471R. doi:10.1086/158003.
13. ^ de Blok, W. J. G., McGaugh, S. S., Bosma, A. and Rubin, V. C. (may 2001). "Mass Density Profiles of Low Surface Brightness Galaxies". The Astrophysical Journal 552 (1): L23–L26. arXiv:astro-ph/0103102. Bibcode 2001ApJ...552L..23D. doi:10.1086/320262.
14. ^ Salucci, P. and Borriello, A.; Borriello (2003). J. Trampeti and J. Wess. ed. "The Intriguing Distribution of Dark Matter in Galaxies". Particle Physics in the New Millennium. Lecture Notes in Physics, Berlin Springer Verlag 616: 66–77. arXiv:astro-ph/0203457. Bibcode 2003LNP...616...66S. doi:10.1007/3-540-36539-7_5. ISBN 978-3-540-00711-1.
15. ^ Koopmans, L. V. E. and Treu, T. (feb 2003). "The Structure and Dynamics of Luminous and Dark Matter in the Early-Type Lens Galaxy of 0047–281 at z = 0.485". The Astrophysical Journal 583 (2): 606–615. arXiv:astro-ph/0205281. Bibcode 2003ApJ...583..606K. doi:10.1086/345423.
16. ^ Dekel, A. et al. (sep 2005). "Lost and found dark matter in elliptical galaxies". Nature 437 (7059): 707–710. arXiv:astro-ph/0501622. Bibcode 2005Natur.437..707D. doi:10.1038/nature03970. PMID 16193046.
17. ^ Nature 463, 203–206 (14 January 2010)|doi:10.1038/nature08640, Bulgeless dwarf galaxies and dark matter cores from supernova-driven outflows
18. ^ Faber, S.M. and Jackson, R.E. (March 1976). "Velocity dispersions and mass-to-light ratios for elliptical galaxies". Astrophysical Journal 204: 668–683. Bibcode 1976ApJ...204..668F. doi:10.1086/154215.
19. ^ Rejkuba, M., Dubath, P., Minniti, D. and Meylan, G. (may 2008). E. Vesperini, M. Giersz, and A. Sills. ed. "Masses and M/L Ratios of Bright Globular Clusters in NGC 5128". Proceedings of the International Astronomical Union. IAU Symposium 246 (S246): 418–422. Bibcode 2008IAUS..246..418R. doi:10.1017/S1743921308016074.
20. ^ Weinberg, M.D. and Blitz, L. (April 2006). "A Magellanic Origin for the Warp of the Galaxy". The Astrophysical Journal 641 (1): L33–L36. arXiv:astro-ph/0601694. Bibcode 2006ApJ...641L..33W. doi:10.1086/503607.