Η εξέλιξη της μεγάλης κλίμακας δομής στο Σύμπαν, από μια πρώιμη, ομοιόμορφη κατάσταση μέχρι το σύμπαν που γνωρίζουμε σήμερα. Ο τύπος και η αφθονία της σκοτεινής ύλης θα παραδώσει ένα πολύ διαφορετικό Σύμπαν εάν αλλάξαμε αυτό που έχει το Σύμπαν μας. (Angulo et al. 2008, μέσω του Πανεπιστημίου Durham)

Μόνο το Dark Matter (και δεν έχει τροποποιηθεί η βαρύτητα) μπορεί να εξηγήσει το σύμπαν

Υπήρξαν πολλοί δημόσιοι υποστηρικτές από το στρατόπεδο «χωρίς σκοτεινή ύλη», που έχουν πολλή λαϊκή προσοχή. Αλλά το Σύμπαν χρειάζεται ακόμα σκοτεινή ύλη. Εδώ γιατί.

Εάν ρίξατε μια ματιά σε όλους τους γαλαξίες στο Σύμπαν, μετρούμενο πού ήταν όλο το θέμα που μπορούσατε να εντοπίσετε και, στη συνέχεια, χαρτογραφήσατε πώς κινούνται αυτοί οι γαλαξίες, θα βρεθείτε πολύ προβληματισμένοι. Ενώ στο Ηλιακό Σύστημα, οι πλανήτες περιστρέφονται γύρω από τον Ήλιο με μειωμένη ταχύτητα όσο πιο μακριά από το κέντρο που πηγαίνετε - όπως προβλέπει ο νόμος της βαρύτητας - τα αστέρια γύρω από το γαλαξιακό κέντρο δεν κάνουν κάτι τέτοιο. Παρόλο που η μάζα συγκεντρώνεται προς τον κεντρικό εξογκώματα και σε έναν δίσκο που μοιάζει με επίπεδο, τα αστέρια στις εξωτερικές περιοχές ενός γαλαξία κινούνται γύρω του με τις ίδιες ταχύτητες όπως και στις εσωτερικές περιοχές, αψηφώντας τις προβλέψεις. Προφανώς, λείπει κάτι. Δύο λύσεις έρχονται στο μυαλό: είτε υπάρχει κάποιο είδος αόρατης μάζας εκεί που αντιστοιχεί στο έλλειμμα, είτε πρέπει να τροποποιήσουμε τους νόμους της βαρύτητας, όπως κάναμε όταν πήγαμε από τον Νεύτωνα στον Αϊνστάιν. Ενώ και οι δύο αυτές πιθανότητες φαίνονται λογικές, η αόρατη μαζική εξήγηση, γνωστή ως σκοτεινή ύλη, είναι μακράν η ανώτερη επιλογή. Εδώ γιατί.

Οι μεμονωμένοι γαλαξίες θα μπορούσαν, κατ 'αρχήν, να εξηγηθούν είτε από τη σκοτεινή ύλη είτε από μια τροποποίηση της βαρύτητας, αλλά δεν είναι οι καλύτερες αποδείξεις που έχουμε για το τι είναι φτιαγμένο το Σύμπαν ή πώς έγινε όπως είναι σήμερα. (Stefania.deluca του Wikimedia Commons)

Πρώτα απ 'όλα, η απάντηση δεν έχει καμία σχέση με τους ατομικούς γαλαξίες. Οι γαλαξίες είναι μερικά από τα πιο ακατάστατα αντικείμενα στο γνωστό Σύμπαν και όταν δοκιμάζετε τη φύση του ίδιου του Σύμπαντος, θέλετε το καθαρότερο δυνατό περιβάλλον. Υπάρχει ένα ολόκληρο πεδίο μελέτης αφιερωμένο σε αυτό, γνωστό ως φυσική κοσμολογία. (Πλήρης αποκάλυψη: είναι το πεδίο μου.) Όταν το Σύμπαν γεννήθηκε για πρώτη φορά, ήταν πολύ κοντά στη στολή: σχεδόν ακριβώς η ίδια πυκνότητα παντού. Υπολογίζεται ότι η πυκνότερη περιοχή με την οποία ξεκίνησε το Σύμπαν ήταν λιγότερο από 0,01% πυκνότερη από την λιγότερο πυκνή περιοχή στην αρχή του καυτού Big Bang. Η βαρύτητα λειτουργεί πολύ απλά και με πολύ απλό τρόπο, ακόμη και σε κοσμική κλίμακα, όταν αντιμετωπίζουμε μικρές αποχωρήσεις από τη μέση πυκνότητα. Αυτό είναι γνωστό ως γραμμικό καθεστώς και παρέχει μια μεγάλη κοσμική δοκιμή τόσο της βαρύτητας όσο και της σκοτεινής ύλης.

Προβολή μεγάλης κλίμακας μέσω του όγκου Illustris σε z = 0, με επίκεντρο το πιο μαζικό σύμπλεγμα, βάθους 15 Mpc / h. Δείχνει την πυκνότητα της σκοτεινής ύλης (αριστερά) που μεταβαίνει σε πυκνότητα αερίου (δεξιά). Η μεγάλης κλίμακας δομή του Σύμπαντος δεν μπορεί να εξηγηθεί χωρίς σκοτεινή ύλη. (Συνεργασία Illustris / Προσομοίωση Illustris)

Από την άλλη πλευρά, όταν αντιμετωπίζουμε μεγάλες αποκλίσεις από τον μέσο όρο, αυτό σας τοποθετεί σε αυτό που ονομάζεται μη γραμμικό καθεστώς και αυτές οι δοκιμές είναι πολύ πιο δύσκολο να εξαχθούν συμπεράσματα. Σήμερα, ένας γαλαξίας όπως ο Γαλαξίας μπορεί να είναι εκατομμύριο φορές πυκνότερος από τη μέση κοσμική πυκνότητα, που τον τοποθετεί σταθερά στο μη γραμμικό καθεστώς. Από την άλλη πλευρά, αν κοιτάξουμε το Σύμπαν είτε σε πολύ μεγάλες κλίμακες είτε σε πολύ πρώιμους χρόνους, τα βαρυτικά αποτελέσματα είναι πολύ πιο γραμμικά, καθιστώντας αυτό το ιδανικό εργαστήριό σας. Εάν θέλετε να διερευνήσετε εάν η τροποποίηση της βαρύτητας ή η προσθήκη του επιπλέον συστατικού της σκοτεινής ύλης είναι ο τρόπος να πάτε, θα θελήσετε να δείτε πού τα αποτελέσματα είναι πιο ξεκάθαρα και εκεί είναι που οι βαρυτικές επιπτώσεις προβλέπονται πιο εύκολα: στο γραμμικό καθεστώς.

Εδώ είναι οι καλύτεροι τρόποι για να εξερευνήσετε το Σύμπαν σε εκείνη την εποχή, και τι σας λένε.

Οι διακυμάνσεις στο Cosmic Microwave Background μετρήθηκαν για πρώτη φορά με ακρίβεια από τον COBE στη δεκαετία του 1990 και μετά με μεγαλύτερη ακρίβεια από το WMAP στις δεκαετίες του 2000 και το Planck (παραπάνω) το 2010. Αυτή η εικόνα κωδικοποιεί μια τεράστια ποσότητα πληροφοριών για το πρώιμο Σύμπαν, συμπεριλαμβανομένης της σύνθεσης, της ηλικίας και της ιστορίας του. (ESA και η συνεργασία Planck)

1.) Οι διακυμάνσεις στο κοσμικό φούρνο μικροκυμάτων. Αυτή είναι η πρώτη μας αληθινή εικόνα του Σύμπαντος, και οι διακυμάνσεις της ενεργειακής πυκνότητας σε χρόνο μόλις 380.000 χρόνια μετά το Big Bang. Οι μπλε περιοχές αντιστοιχούν σε υπερβολική πυκνότητα, όπου οι συστάδες ύλης έχουν ξεκινήσει την αναπόφευκτη βαρυτική ανάπτυξή τους, ακολουθώντας την πορεία τους για να σχηματίσουν αστέρια, γαλαξίες και σμήνες γαλαξιών. Οι κόκκινες περιοχές είναι πυκνές περιοχές, όπου η ύλη χάνεται στις πυκνότερες περιοχές που την περιβάλλουν. Κοιτάζοντας αυτές τις διακυμάνσεις της θερμοκρασίας και πώς συσχετίζονται - δηλαδή σε συγκεκριμένη κλίμακα. ποιο είναι το μέγεθος της μέσης διακύμανσής σας μακριά από τη μέση θερμοκρασία - μπορείτε να μάθετε πολλά για τη σύνθεση του Σύμπαντός σας.

Τα σχετικά ύψη και οι θέσεις αυτών των ακουστικών κορυφών, που προέρχονται από τα δεδομένα στο Κοσμικό Φούρνο Μικροκυμάτων, είναι οριστικά συνεπή με ένα Σύμπαν κατασκευασμένο από 68% σκοτεινή ενέργεια, 27% σκοτεινή ύλη και 5% κανονική ύλη. Οι αποκλίσεις περιορίζονται σφιχτά. (Αποτελέσματα Planck 2015. XX. Περιορισμοί στον πληθωρισμό - Συνεργασία Planck (Ade, PAR et al.) ArXiv: 1502.02114)

Συγκεκριμένα, οι θέσεις και τα ύψη (ειδικά τα σχετικά ύψη) των επτά κορυφών που προσδιορίζονται παραπάνω συμφωνούν θεαματικά με μια συγκεκριμένη εφαρμογή: ένα Σύμπαν που έχει 68% σκοτεινή ενέργεια, 27% σκοτεινή ύλη και 5% κανονική ύλη. Εάν δεν συμπεριλάβετε τη σκοτεινή ύλη, τα σχετικά μεγέθη των κορυφών με περίεργο αριθμό και των κορυφών με ζυγό αριθμό δεν μπορούν να αντιστοιχιστούν. Το καλύτερο που μπορούν να κάνουν οι τροποποιημένοι ισχυρισμοί βαρύτητας είναι είτε να σας φέρουν τις δύο πρώτες κορυφές (αλλά όχι την τρίτη ή πέρα ​​από αυτήν), είτε να αποκτήσετε το σωστό φάσμα κορυφών προσθέτοντας επίσης κάποια σκοτεινή ύλη, η οποία νικά ολόκληρο τον σκοπό. Δεν υπάρχουν γνωστές τροποποιήσεις στη βαρύτητα του Αϊνστάιν που μπορούν να αναπαραγάγουν αυτές τις προβλέψεις, ακόμη και μετά το γεγονός, χωρίς να προσθέσουν επίσης σκοτεινή ύλη.

Μια απεικόνιση των μοτίβων ομαδοποίησης λόγω των ακουστικών ταλαντώσεων Baryon, όπου η πιθανότητα εύρεσης ενός γαλαξία σε μια ορισμένη απόσταση από οποιονδήποτε άλλο γαλαξία διέπεται από τη σχέση μεταξύ της σκοτεινής ύλης και της κανονικής ύλης. Καθώς το Σύμπαν επεκτείνεται, αυτή η χαρακτηριστική απόσταση επεκτείνεται επίσης, επιτρέποντάς μας να μετρήσουμε τη σταθερά του Χαμπλ. (Ζωσία Ροστομιανός)

2.) Η μεγάλης κλίμακας δομή στο Σύμπαν. Εάν έχετε έναν γαλαξία, πόσο πιθανό είναι να βρείτε έναν άλλο γαλαξία σε μια συγκεκριμένη απόσταση; Και αν κοιτάξετε το Σύμπαν σε μια ορισμένη ογκομετρική κλίμακα, τι αποκλίνει από τους «μέσους» αριθμούς των γαλαξιών που περιμένετε να δείτε εκεί; Αυτές οι ερωτήσεις βρίσκονται στο επίκεντρο της κατανόησης της μεγάλης κλίμακας δομής και οι απαντήσεις τους εξαρτώνται σε μεγάλο βαθμό τόσο από τους νόμους της βαρύτητας όσο και από το τι υπάρχει στο Σύμπαν. Σε ένα Σύμπαν όπου το 100% της ύλης σας είναι φυσιολογική ύλη, θα έχετε μεγάλες καταστολές του σχηματισμού δομών σε συγκεκριμένες, μεγάλες κλίμακες, ενώ εάν το Σύμπαν σας κυριαρχείται από σκοτεινή ύλη, θα έχετε μόνο μικρές καταστολές που τοποθετούνται σε ομαλό φόντο . Δεν χρειάζεστε προσομοιώσεις ή μη γραμμικά εφέ για να το διερευνήσετε αυτό. όλα αυτά μπορούν να υπολογιστούν με το χέρι.

Τα δεδομένα από τους παρατηρημένους γαλαξίες μας (κόκκινα σημεία) και τις προβλέψεις από μια κοσμολογία με σκοτεινή ύλη (μαύρη γραμμή) ευθυγραμμίζονται εξαιρετικά καλά. Οι μπλε γραμμές, με και χωρίς τροποποιήσεις στη βαρύτητα, δεν μπορούν να αναπαραγάγουν αυτήν την παρατήρηση χωρίς σκοτεινή ύλη. (S. Dodelson, από http://arxiv.org/abs/1112.1320)

Όταν κοιτάζουμε το Σύμπαν σε αυτές τις μεγαλύτερες κλίμακες και συγκρίνουμε με τις προβλέψεις αυτών των διαφορετικών σεναρίων, τα αποτελέσματα είναι αδιαμφισβήτητα. Αυτά τα κόκκινα σημεία (με γραμμές σφάλματος, όπως φαίνεται) είναι οι παρατηρήσεις - τα δεδομένα - από το δικό μας Σύμπαν. Η μαύρη γραμμή είναι η πρόβλεψη της τυπικής μας κοσμολογίας ΛCDM, με φυσιολογική ύλη, σκοτεινή ύλη (σε έξι φορές το ποσό της κανονικής ύλης), σκοτεινή ενέργεια και γενική σχετικότητα όπως ο νόμος που την διέπει. Σημειώστε τις μικρές κουνήματα σε αυτό και πόσο καλά - πόσο εκπληκτικά καλά - οι προβλέψεις ταιριάζουν με τα δεδομένα. Οι μπλε γραμμές είναι οι προβλέψεις της κανονικής ύλης χωρίς σκοτεινή ύλη, τόσο σε τυπικά (στερεά) όσο και σε τροποποιημένα σενάρια βαρύτητας (διάστικτα). Και πάλι, δεν υπάρχουν γνωστές τροποποιήσεις στη βαρύτητα που μπορούν να αναπαραγάγουν αυτά τα αποτελέσματα, ακόμη και μετά το γεγονός, χωρίς να συμπεριλαμβάνεται και η σκοτεινή ύλη.

Το μονοπάτι που τα πρωτόνια και τα νετρόνια παίρνουν στο πρώιμο Σύμπαν για να σχηματίσουν τα ελαφρύτερα στοιχεία και ισότοπα: δευτέριο, ήλιο-3 και ήλιο-4. Η αναλογία νουκλεόντων προς φωτονίων καθορίζει πόσα από αυτά τα στοιχεία θα καταλήξουμε στο Σύμπαν μας σήμερα. Αυτές οι μετρήσεις μας επιτρέπουν να γνωρίζουμε με ακρίβεια την πυκνότητα της κανονικής ύλης σε ολόκληρο το Σύμπαν. (E. Siegel / Beyond The Galaxy)

3.) Η σχετική αφθονία φωτεινών στοιχείων που σχηματίστηκαν στο πρώιμο Σύμπαν. Αυτό δεν είναι συγκεκριμένα μια ερώτηση που σχετίζεται με τη σκοτεινή ύλη, ούτε εξαρτάται εξαιρετικά από τη βαρύτητα. Αλλά λόγω της φυσικής του πρώιμου Σύμπαντος, όπου οι ατομικοί πυρήνες διαλύονται κάτω από αρκετά υψηλές ενεργειακές συνθήκες όταν το Σύμπαν είναι εξαιρετικά ομοιόμορφο, μπορούμε να προβλέψουμε ακριβώς πόσο υδρογόνο, δευτέριο, ήλιο-3, ήλιο-4 και λίθιο- 7 πρέπει να απομείνουν από το Big Bang στο αρχέγονο αέριο που βλέπουμε σήμερα. Υπάρχει μόνο μία παράμετρος από την οποία εξαρτώνται όλα αυτά τα αποτελέσματα: η αναλογία των φωτονίων προς τα βαρυόνια (συνδυασμένα πρωτόνια και νετρόνια) στο Σύμπαν. Μετρήσαμε τον αριθμό των φωτονίων στο Σύμπαν χάρη στους δορυφόρους WMAP και Planck και μετρήσαμε επίσης τις αφθονίες αυτών των στοιχείων.

Οι προβλεπόμενες αφθονίες ηλίου-4, δευτερίου, ηλίου-3 και λιθίου-7 όπως προέβλεπε η Big Bang Nucleosynthesis, με παρατηρήσεις που φαίνονται στους κόκκινους κύκλους. (Επιστημονική ομάδα της NASA / WMAP)

Συνολικά, μας λένε τη συνολική ποσότητα φυσιολογικής ύλης στο Σύμπαν: είναι 4,9% της κρίσιμης πυκνότητας. Με άλλα λόγια, γνωρίζουμε τη συνολική ποσότητα της κανονικής ύλης στο Σύμπαν. Είναι ένας αριθμός που βρίσκεται σε θεαματική συμφωνία τόσο με τα κοσμικά δεδομένα φόντου μικροκυμάτων όσο και με τα δεδομένα δομής μεγάλης κλίμακας, και όμως, είναι μόνο περίπου το 15% της συνολικής ποσότητας ύλης που πρέπει να υπάρχει. Δεν υπάρχει, πάλι, καμία γνωστή τροποποίηση της βαρύτητας που μπορεί να σας δώσει αυτές τις προβλέψεις μεγάλης κλίμακας και επίσης να σας δώσει αυτήν τη χαμηλή αφθονία της κανονικής ύλης.

Το σύμπλεγμα MACS J0416.1–2403 στο οπτικό, ένα από τα πεδία Hubble Frontier Fields που αποκαλύπτει, μέσω του βαρυτικού φακού, μερικούς από τους βαθύτερους, αμυδρότερους γαλαξίες που έχουν δει ποτέ στο Σύμπαν. (NASA / STScI)

4.) Η βαρυτική κάμψη του αστεριού από μεγάλες μάζες συστάδων στο Σύμπαν. Όταν εξετάζουμε τις μεγαλύτερες συστάδες μάζας στο Σύμπαν, αυτές που βρίσκονται πλησιέστερα στο ότι εξακολουθούν να βρίσκονται στο γραμμικό καθεστώς σχηματισμού δομών, παρατηρούμε ότι το φως του φόντου παραμορφώνεται. Αυτό οφείλεται στη βαρυτική κάμψη του αστεριού στη σχετικότητα, γνωστή ως βαρυτικός φακός. Όταν χρησιμοποιούμε αυτές τις παρατηρήσεις για να προσδιορίσουμε ποια είναι η συνολική ποσότητα μάζας που υπάρχει στο Σύμπαν, παίρνουμε τον ίδιο αριθμό που έχουμε πάρει καθόλου: περίπου το 30% της συνολικής ενέργειας του Σύμπαντος πρέπει να υπάρχει σε όλες τις μορφές ύλης, προστιθέμενο μαζί , για την αναπαραγωγή αυτών των αποτελεσμάτων. Με μόνο 4,9% παρόν σε κανονική ύλη, αυτό σημαίνει ότι πρέπει να υπάρχει κάποιο είδος σκοτεινής ύλης.

Βαρυτικός φακός στο γαλαξιακό σύμπλεγμα Abell S1063, που δείχνει την κάμψη του αστεριού από την παρουσία ύλης και ενέργειας. (NASA, ESA και J. Lotz (STScI))

Όταν κοιτάζετε την πλήρη σειρά δεδομένων, παρά μερικές μικρές λεπτομέρειες για το τι συμβαίνει στο ακατάστατο, περίπλοκο, μη γραμμικό καθεστώς, δεν υπάρχει τρόπος να αποκτήσετε το Σύμπαν που έχουμε σήμερα χωρίς να προσθέσετε σκοτεινή ύλη. Τα άτομα που χρησιμοποιούν το ξυράφι Occam (λανθασμένα) για να υποστηρίξουν το MOND ή το MOdified Newtonian Dynamics, πρέπει να λάβουν υπόψη ότι η τροποποίηση του νόμου του Newton δεν θα λύσει αυτά τα προβλήματα για εσάς. Εάν χρησιμοποιείτε το Νεύτωνα, χάνετε τις επιτυχίες της σχετικότητας του Αϊνστάιν, οι οποίες είναι πάρα πολλές για να αναφερθούν εδώ. Υπάρχει η καθυστέρηση του Shapiro. Υπάρχει διαστολή του βαρυτικού χρόνου και μετατόπιση της βαρύτητας. Υπάρχει το πλαίσιο του Big Bang και η ιδέα του επεκτεινόμενου Σύμπαντος. Υπάρχει το φακό Lens-Thirring. Υπάρχουν οι άμεσες ανιχνεύσεις βαρυτικών κυμάτων, με τη μετρούμενη ταχύτητά τους ίση με την ταχύτητα του φωτός. Και υπάρχουν οι κινήσεις των γαλαξιών εντός των συστάδων και της ίδιας της συγκέντρωσης των γαλαξιών στις μεγαλύτερες κλίμακες.

Στις μεγαλύτερες κλίμακες, ο τρόπος με τον οποίο οι γαλαξίες συγκεντρώνονται παρατηρητικά (μπλε και μοβ) δεν μπορούν να αντιστοιχιστούν με προσομοιώσεις (κόκκινο), εκτός εάν συμπεριληφθεί η σκοτεινή ύλη. (Gerard Lemson & the Virgo Consortium, με δεδομένα από SDSS, 2dFGRS και την Προσομοίωση της Χιλιετίας)

Και για όλες αυτές τις παρατηρήσεις, δεν υπάρχει καμία τροποποίηση της βαρύτητας που μπορεί να αναπαραγάγει αυτές τις επιτυχίες. Υπάρχουν μερικά φωνητικά άτομα στη δημόσια σφαίρα που υποστηρίζουν το MOND (ή άλλες τροποποιημένες ενσαρκώσεις βαρύτητας) ως νόμιμη εναλλακτική λύση στη σκοτεινή ύλη, αλλά απλά δεν είναι ένα σε αυτό το σημείο. Η κοσμολογία κοινότητα δεν είναι καθόλου δογματική σχετικά με την ανάγκη για σκοτεινή ύλη. το «πιστεύουμε» γιατί το απαιτούν όλες αυτές οι παρατηρήσεις. Ωστόσο, παρά τις προσπάθειες τροποποίησης της σχετικότητας, δεν υπάρχουν γνωστές τροποποιήσεις που να εξηγούν ακόμη και δύο από αυτά τα τέσσερα σημεία, πολύ λιγότερο και τα τέσσερα. Αλλά η σκοτεινή ύλη μπορεί, και το κάνει.

Ακριβώς επειδή η σκοτεινή ύλη φαίνεται να είναι ένας παράγοντας φοντάν σε μερικούς, σε σύγκριση με την ιδέα της τροποποίησης της βαρύτητας του Αϊνστάιν, δεν δίνει στον τελευταίο επιπλέον βάρος. Όπως έγραψε ο Umberto Eco στο εκκρεμές του Foucault, "Όπως είπε ο άντρας, για κάθε περίπλοκο πρόβλημα υπάρχει μια απλή λύση και είναι λάθος." Εάν κάποιος προσπαθήσει να σας πουλήσει τροποποιημένη βαρύτητα, ρωτήστε τον για το κοσμικό υπόβαθρο μικροκυμάτων. Ρωτήστε τους για τη δομή μεγάλης κλίμακας. Ρωτήστε τους για το Big Bang Nucleosynthesis και την πλήρη σειρά άλλων κοσμολογικών παρατηρήσεων. Μέχρι να έχουν μια ισχυρή απάντηση που είναι τόσο καλή όσο η σκοτεινή ύλη, μην αφήσετε τον εαυτό σας να είναι ικανοποιημένο.

Τέσσερα συγκρούσιμα γαλαξιακά σμήνη, που δείχνουν τον διαχωρισμό μεταξύ ακτίνων Χ (ροζ) και βαρύτητας (μπλε), ενδεικτικό της σκοτεινής ύλης. Σε μεγάλες κλίμακες, η ψυχρή σκοτεινή ύλη είναι απαραίτητη και δεν θα υπάρξει εναλλακτική ή υποκατάστατη. (Ακτίνες Χ: NASA / CXC / UVic. / A. Mahdavi et al. Οπτική / Φακός: CFHT / UVic. / A. Mahdavi et al. (επάνω αριστερά); Ακτίνες Χ: NASA / CXC / UCDavis / W.Dawson et al.; Optical: NASA / STScI / UCDavis / W.Dawson et al. (επάνω δεξιά); ESA / XMM-Newton / F. Gastaldello (INAF / IASF, Μιλάνο, Ιταλία) / CFHTLS (κάτω αριστερά); Ακτίνες Χ: NASA, ESA, CXC, M. Bradac (Πανεπιστήμιο της Καλιφόρνια, Santa Barbara) και S. Allen (Πανεπιστήμιο Stanford) (κάτω δεξιά ))

Η τροποποιημένη βαρύτητα δεν μπορεί να προβλέψει επιτυχώς τη μεγάλη κλίμακα δομή του Σύμπαντος με τον τρόπο που ένα Σύμπαν γεμάτο σκοτεινή ύλη μπορεί. Περίοδος. Και έως ότου μπορεί, δεν αξίζει να σκεφτείτε ως σοβαρό ανταγωνιστή. Δεν μπορείτε να αγνοήσετε τη φυσική κοσμολογία στις προσπάθειές σας να αποκρυπτογραφήσετε τον Κόσμο και οι προβλέψεις της μεγάλης κλίμακας δομής, του φόντου μικροκυμάτων, των φωτεινών στοιχείων και της κάμψης του αστεριού είναι μερικές από τις πιο βασικές και σημαντικές προβλέψεις που προέρχονται από τη φυσική κοσμολογία . Το MOND έχει μια μεγάλη νίκη επί της σκοτεινής ύλης: εξηγεί τις καμπύλες περιστροφής των γαλαξιών καλύτερα από ό, τι η σκοτεινή ύλη ποτέ, συμπεριλαμβανομένης της μέχρι σήμερα. Αλλά δεν είναι ακόμη μια φυσική θεωρία και δεν είναι σύμφωνη με την πλήρη σειρά των παρατηρήσεων που έχουμε στη διάθεσή μας. Μέχρι να έρθει εκείνη η ημέρα, η σκοτεινή ύλη θα έπρεπε να είναι η κορυφαία θεωρία του τι αποτελεί τη μάζα στο Σύμπαν μας.

Το Starts With A Bang είναι τώρα στο Forbes και αναδημοσιεύεται στο Medium χάρη στους υποστηρικτές του Patreon. Ο Ethan έχει συγγράψει δύο βιβλία, το Beyond The Galaxy και το Treknology: The Science of Star Trek από το Tricorder στο Warp Drive.