Hipotētiskā tumšā plūsma, kas novērota galaktiku kopu kustībā, prasa, lai mēs varētu ticami noteikt skaidru statistisko korelāciju tālo objektu kustībā, kuri katrā ziņā iziet uz āru ar Visuma paplašināšanos un kuriem var būt arī savs indivīds ( vai savdabīga) kustība, kas rodas no gravitācijas mijiedarbības.
Piemēram, kaut arī galaktikām ir vispārēja tendence bēgt viena no otras, jo starp tām izplešas telpas laiks, Piena ceļš un Andromedas galaktika pašlaik atrodas gravitācijas ierobežošanas ceļā.
Tātad, ja jūs interesē Visuma kustība plašā mērogā, vislabāk ir izpētīt lielapjoma plūsmu - ja jūs atkāpjaties no atsevišķu objektu izskatīšanas un tā vietā meklējat vispārīgas tendences liela daudzuma objektu kustībā.
Kashlinsky et al. 2008. gadā ierosināja ļoti plaša mēroga galaktiku kopu kustības novērojumus, lai norādītu novirzītas plūsmas reģionu, kas neatbilst vispārējai kustības un ātruma tendencei, kādu sagaida Visuma paplašināšanās - un kuru nevar ņemt vērā ar lokalizētu gravitācijas mijiedarbību.
Balstoties uz šādiem atklājumiem, Kašlinskis ir ierosinājis, ka nehomogenitātes agrīnajā Visumā varētu būt pastāvējušas pirms kosmiskās inflācijas - kas būtu pašreizējā visuma evolūcijas standarta modeļa, kas pazīstams kā Lambda aukstā, tumšā matērija, pārkāpums ( Lambda CDM) modelis.
Neatbilstošā lielapjoma plūsma var rasties, ja ir liela masas koncentrācija, kas atrodas ārpus novērojamā Visuma malas, vai arī heck, varbūt tas ir vēl viens blakus esošs Visums. Tā kā cēlonis nav zināms - un varbūt nav zināms -, ja cēlonis atrodas ārpus mūsu novērojamā horizonta, tiek izsaukts astronomiskais interrobangs “tumšs”, dodot mums terminu “tumša plūsma”.
Godīgi sakot, daudz vairāk “tur esošo” ieteikumu ņemt vērā šos datus sniedz Kašlinska komentētāji, nevis Kašlinskis un paši pētnieki - un tas ietver termina tumša plūsma izmantošanu. Neskatoties uz to, ja Kašlinska dati nav pamatoti, visa šī savvaļas spekulācija kļūst nedaudz lieka - un Occam's skuveklis liek domāt, ka mums jāturpina pieņemt, ka Visumu vislabāk izskaidro pašreizējais Lambda CDM modelis.
Kašlinska interpretācijai ir sava kritika. Piemēram, Dai et al. Ir nesen iesnieguši apjoma plūsmas novērtējumu, pamatojoties uz 1A tipa supernovu individuālajiem (īpatnējiem) ātrumiem.
Kašlinska analīze ir balstīta uz Sunjajeva – Zeļdoviča efekta novērojumiem - kas ietver vājus traucējumus kosmiskajā mikroviļņu fonā (CMB), kas rodas CMB fotonu mijiedarbībā ar enerģētiskajiem elektroniem - un šie novērojumi tiek uzskatīti par noderīgiem tikai uzvedības noteikšanai un novērošanai. ļoti liela mēroga struktūras, piemēram, galaktiku kopas. Tā vietā Dai et al izmanto īpašus datu punktus - kas ir standarta 1.a sveces supernovu novērojumi - un aplūko šo datu statistisko piemērotību paredzamajai Visuma masas plūsmai.
Tātad, lai gan Kashlinsky et al saka, ka mums vajadzētu ignorēt atsevišķu vienību kustību un vienkārši apskatīt lielapjoma plūsmu - Dai et al skaitītājs ar teicienu, ka mums vajadzētu apskatīt atsevišķu vienību kustību un noteikt, cik labi šie dati atbilst pieņemtajai lielapjoma plūsmai.
Izrādās, ka Dai et al atrod supernovu datus, kas var ietilpt Kašlinska ierosinātajā vispārējā lielapjoma plūsmas tendencē, bet tikai tuvākos (zema sarkanā maiņa) reģionos. Vēl svarīgāk ir tas, ka viņi nespēj atkārtot nevienu noviržu ātrumu. Kašlinskis mērīja novirzes apjoma plūsmu vairāk nekā 600 kilometru sekundē, savukārt Dai et al atklāja ātrumus, kas iegūti no 1.a tipa supernovu novērojumiem, lai vislabāk piemērotu beztaras plūsmu tikai 188 kilometru sekundē. Tas ir cieši saistīts ar apjoma plūsmu, kas sagaidāma no paplašinošā Visuma Lambda CDM modeļa, kurš ir ap 170 kilometriem sekundē.
Katrā ziņā tas ir atkarīgs no vispārējo tendenču statistiskās analīzes. Šeit noderētu vairāk datu.
Papildu informācija: Dai et al. Kosmoloģiskās masas plūsmas mērīšana, izmantojot īpatnējos supernovu ātrumus.
