암흑 물질이 빛을 구부린다면 하늘의 물건이 그것이 어디에 있는지 어떻게 알 수 있습니까?

우리는 빛과 물체로 측정 할 수있는 물체로 인해 공간에서 물체의 움직임, 위치 및 기타 많은 것들을 측정합니다. 그러나 내가 아는 한, 질량과 크기를 모르는 우주에는 엄청난 양의 암흑 물질이 있어야하며, 질량이 있기 때문에 중력을 가지고 빛을 구부릴 수 있습니다.

물리학은 우주의 별과 거대한 물체의 중력을 고려할 수 있지만, 빛이 직선에서 어떻게 벗어나는지 모른다면 어떻게 측정치 (특히 위치)를 확신 할 수 있습니까?

국부 암흑 물질 밀도는 실제로 (예 : Bovy & Tremaine (2012) 참조 ). 대략이 있음이 수단 - 비틀 거리며 소량 - 입방 파섹 당 암흑 물질의. 1000 입방 파섹은 약 1 태양 질량의 암흑 물질을 포함 할 것입니다-그리고 그것은 양쪽에 길이가 10 파섹입니다. 이제 은하 어두운 물질의 분포가 균일하지 않다 - 그것은 대략하는 다음 나 바로 프렌 백색 프로파일 (확실히하고 있지만 파섹의 스케일 - 은하의 중심부에서 밀도가 감소 태양계 ) 밀도가 대략 균일 한 것으로 간주 할 수 있습니다.$\rho\sim10^{-19}\text{ g/cm}^3$$0.001$$0.01M_{\odot}$

작은 규모에서 우리는 대략 균질성과 밀도가 낮습니다. 즉, 암흑 물질의 중력 렌즈 효과는 암흑 물질 덩어리가 많은 비균질성으로 인해 극도로 낮거나 자체 취소되어야합니다. 그러나 그러한 덩어리는 암흑 물질과의 상호 작용을 통해서만 형성 될 가능성은 없습니다 ( MACHHO 가설 을 할인한다면 현재 선호하지 않는 한).

그러나 은하계 규모에서 암흑 물질 은 일부 영향을 미칠 수 있습니다. 약한 렌즈 는 은하단에서 흔히 관찰되는 현상으로, 암흑 물질의 비율이 매우 높을 수 있습니다. 현재 렌즈 효과 은하의 질량 분포 (투시 모델링하기 위해 사용되는 몇 가지 방법이있다 KSB + 방법 ) 화상 거쳐서 원래 은하의 위치 재구성 컨벌루션을 (참조 챈 및 Magain는 , 시각적 예가 주어진다 여기 ). 그러나 두 기술에 익숙하지 않으므로 좋은 개요를 줄 수 없습니다.

대규모 렌즈도 대량 요구 사항이 있습니다. 제퍼는 아인슈타인 십자가 를 만든 전경 물체가 의 암흑 물질을 포함 하고 있다고 지적했다 ( van de Ven et al. (2010) ). 그건 엄청나 다 !$\sim10^{10}M_{\odot}$