Diskutieren Kumuluswolken, nimmt uns als Hinweis darauf, was die Gruppierungen einiger Dinge sind. Ein Beispiel auf astronomischer Ebene sind Sternhaufen. Diese werden durch ihre gegenseitige Schwerkraft zueinander angezogen und bilden den Cluster als solchen. In Bezug auf Sternhaufen wurden diese traditionell auf zwei Arten klassifiziert: Kugelsternhaufen und offene Sternhaufen, die auch galaktische Haufen genannt werden.
Diese Gruppen sind großartig Interesse für die NASA und hat sogar Teams, die speziell dafür ausgebildet sind, nach ihnen zu suchen. Eine berüchtigte Aufzeichnung dieses Ereignisses wurde im Januar 2016 gemacht, als eine Suche durchgeführt wurde, die speziell als XXL-Jagd nach Galaxienhaufen bezeichnet wurde. Dieser Name wurde gewählt, weil die XXL-Sondierung durch Röntgenaufnahmen des südlichen Bereichs durchgeführt wurde.
In diesem Sinne ist ein weiterer Begriff, der erklärt werden muss, der von Galaxienhaufen. Bei dieser Klassifizierung von Weltraumhaufen handelt es sich um massive Ansammlungen von Galaxien, die auch enorme Reserven an heißem Gas beherbergen, dessen Temperatur so hoch ist, dass sie Röntgenstrahlen erzeugen. Dadurch werden sie zu nützlichen Strukturen für Astronomen bei ihren Studien über Universum und seine Bestandteile.
Das große Interesse entsteht, da angenommen wird, dass die Konstruktion von diesen beeinflusst wird seltsamste Komponenten des Universums, die sind: dunkle Materie und dunkle Energie. Studien haben gezeigt, dass Eigenschaften in verschiedenen Stadien der Geschichte des Universums zeigen, dass Galaxienhaufen Licht auf die wenig bekannte dunkle Seite des Universums werfen könnten.
XXL-Jagd nach Galaxienhaufen
Die Spezialistengruppe, die diese Jagd leitete, bestand aus mehr als 100 Astronomen aus aller Welt. Die Suche nach diesen kosmischen Monstern begann gezielt im Jahr 2011. Nun ist einerseits die hochenergetische Strahlung von Röntgenstrahlen es zeigt, dass ihr Standort in die Erdatmosphäre gesaugt wird. Darüber hinaus kann es jedoch von Röntgenobservatorien im Weltraum nachgewiesen werden.
Um diese Forschung durchzuführen, kombinierten sie die ESA XMM-Newtonlotung, Dies war die größte Zuteilung an Beobachtungszeit, die diesem Teleskop jemals im Orbit zugeteilt wurde. Es wurde auch zusammen mit Beobachtungen der ESO und anderer Observatorien erstellt. Als Ergebnis erhielten sie eine riesige und wachsende Sammlung von Daten aus dem gesamten elektromagnetischen Spektrum, die zusammenfassend als XXL-Umfrage bezeichnet wurde.
Der Hauptzweck dieser Umfrage mit der Nummer XXL bestand darin, eine spezifische und definierte Stichprobe von ungefähr bereitzustellen 500 Galaxienhaufen in einer Entfernung gefunden, in der das Universum halb so alt war wie heute, so Marguerite Pierre vom CEA, Saclay, Frankreich. Dem XMM-Newton-Teleskop gelang es, die Bilder von zwei Bereichen des Himmels als solche einzufangen.
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Die am Himmel gefundenen Flächen waren jeweils hundertmal so groß wie der Vollmond. Tatsächlich könnte diese Größe bei dem Versuch bestimmt worden sein, eine große Anzahl bisher unbekannter Galaxienhaufen zu entdecken. Dieses Team, aus dem die XXL-Umfrage besteht, hat seine Schlussfolgerungen in einer Reihe von wissenschaftlichen Artikeln veröffentlicht, die sich auf die 100 hellsten Sternhaufen beziehen, die während der entdeckt wurden Scan Zeit.
Beobachtungen mit dem EFOSC2-Instrument
In ähnlicher Weise wurde auch eine Gruppe von Beobachtungen, die mit dem EFOSC2-Instrument gemacht wurden, für diese Umfrage verwendet. Dieses Instrument wurde am New Technology Telescope (NTT) installiert, zusammen mit dem FORS-Instrument, das ebenfalls am Very Large Telescope (VLT) der ESO angebracht war. Als dieses Team zusammengestellt wurde, sollte das Licht, das von Galaxien in diesen kommt, sorgfältig analysiert werden Galaxienhaufen.
Aber unter dem Strich erlaubte es dem Team, exakte Entfernungsmessungen zu Galaxienhaufen durchzuführen. Diese lieferte dann eine dreidimensionale Sicht auf den Kosmos, die für genaueste Messungen an der mysteriösen Dunklen Materie und der dunkle Energie. Daraus erhofft sich die XXL-Umfrage eine Reihe interessanter und unerwarteter Ergebnisse. Doch selbst mit einem Fünftel der endgültigen Daten sind bereits wichtige und überraschende Erkenntnisse zutage getreten.
Unter den veröffentlichten wissenschaftlichen Artikeln zur Suche nach Sternhaufen, speziell dieser erwähnten Umfrage, wird vor allem die Entdeckung von fünf neuen Superhaufen berichtet. Das heißt, es geht um Haufen von Galaxienhaufen die zu den bereits bekannten hinzukommen, wie zum Beispiel unser eigener Superhaufen, der Himmel.
Neben dieser wichtigen Information für die Astronomie, gibt es auch einen weiteren Bericht, der Folgebeobachtungen zu einem bestimmten Galaxienhaufen (informell bekannt als XLSSC-116) enthüllt. Dieser Galaxienhaufen befindet sich in einer Entfernung von sechs Milliarden Lichtjahren, und mit dem MUSE-Instrument des VLT wurde eine ungewöhnlich helle und diffuse Lichtquelle im Haufen beobachtet.
Galaxienhaufen
Erstmals ist es gelungen, die im Detail zu analysieren diffuses Licht in einem entfernten Galaxienhaufen beobachtet, was laut Analysen des Labors für Astrophysik in Marseille, Frankreich, die Leistungsfähigkeit von MUSE für diese wertvollen Untersuchungen gezeigt hat. Innerhalb dieses Teams wurden auch die Daten verwendet, die das Konzept bestätigen, das postuliert, dass die Galaxienhaufen Versionen der aktuellen sind.
Diese Forschung zeigt auch, dass dies reduzierte Skalen derjenigen sind, die wir derzeit beobachtet haben, da es sich um Galaxienhaufen handelt, die in der Vergangenheit existierten. Diese Arten von Entdeckungen sind wichtig, um theoretisch verstehen zu können, was sich auf die Entwicklung von Clustern entlang der Erde bezieht Geschichte des Universums. Denn der Weg zu wissen, was in vergangenen Zeiten im Weltraum passiert ist, kann nur durch wissenschaftliche und astronomische Untersuchungen erfolgen.
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Lediglich das Auszählen der Galaxienhaufen in den XXL-Daten konnte ein eher merkwürdiges vorheriges Ergebnis weiter bestätigen. Es stellt sich heraus, dass es weniger entfernte Haufen gibt, als aufgrund von Vorhersagen mit zu erwarten wäre Kosmologische Parameter die vom Planck-Teleskop der ESA berechnet wurden. Der Grund für diese Diskrepanz ist jedoch noch unbekannt, aus diesem Grund hofft das Team, diese kosmologische Kuriosität in naher Zukunft mit der vollständigen Abtastung von Haufen zu verstehen.
Die vorgenannten Ergebnisse sind für die Wissenschaft sehr relevant und abgesehen davon sind sie nur ein vorläufiger Weg, um zu zeigen, was mit dieser enormen Vermessung einiger der massereichsten Objekte im Universum zu erwarten ist. Die meisten von den Wissenschaftliche Artikel die diese Durchmusterung beschreiben, finden sich in der renommierten Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics.
Klassifizierung von Sternhaufen
Unter den verschiedenen Arten von Clustern, die im Weltraum existieren, ist es wichtig zu beschreiben, worum es bei einem von ihnen geht. In diesem Fall erklären wir, was sie sind Kugelsternhaufen und die offene Cluster. Da zunächst erklärt wurde, was die Gruppen von Galaxien sind, die Bedeutung ihrer Erkundungen und Untersuchungen, die für die Ausarbeitung ihrer Studien durchgeführt werden.
Zunächst einmal ist es notwendig zu definieren, was die sind Kugelsternhaufen. Dies sind ziemlich dichte Haufen mit Hunderttausenden oder Millionen alter Sterne. Wenn wir von alten Sternen sprechen, meinen wir, dass sie mehr als eine Milliarde Jahre alt sind. Und es sind diese Sterne, die diese Art der Gruppierung ausmachen und hauptsächlich charakterisieren.
Andererseits gibt es auch offene Cluster, die im Allgemeinen Hunderte oder Tausende von Clustern haben junge Sterne. In diesem Fall geht es um solche Sterne, die weniger als hundert Millionen Jahre alt sind oder sogar solche mittleren Alters, also zwischen hundert Millionen und einer Milliarde Jahren. Etwas, das offene Cluster charakterisiert, ist, dass sie im Laufe der Zeit aufgebrochen werden.
Dies impliziert, dass sich die Sterne in offenen Haufen zerstreuen, und dies geschieht aufgrund ihrer gravitativen Wechselwirkung mit den Sternen. molekulare Wolken in seiner Bewegung durch die Galaxie. Andererseits besteht in dichteren Kugelsternhaufen eine größere Stabilität gegen deren Zerfall. Langfristig werden sie jedoch auch zerstört.
Unterschiede zwischen Kugelsternhaufen und offenen Sternhaufen
Was unter den Unterschieden dieser Haufen hauptsächlich erwähnt wird, ist die Anzahl der Sterne, die es zwischen ihnen gibt, das ist ihre Massengröße oder die Masse von Sternhaufen. Ein weiterer Unterschied ist das Alter zwischen den beiden traditionellen Cumulus-Arten, wie bereits erwähnt. Andererseits ist es auch möglich, sie durch ihre Metallizität zu unterscheiden.
Die Metallizität offener Sternhaufen ist in der Regel deutlich höher, da diese Sternhaufen reich an Metallen sind, Kugelsternhaufen dagegen arm an Metallen. Ein weiterer großer Unterschied zwischen Clustern liegt darin seine Umlaufbahn, da offene Cluster die Bevölkerung der Scheibe der Galaxie betreffen; Kugelsternhaufen hingegen gehören zum Halo. Im Gegensatz dazu gibt es keine großen Unterschiede zwischen den Größen der Kerne beider Arten von Clustern, die in beiden Fällen einige Parsec betragen.
Frühere Klassifizierung
Für das Jahrzehnt der 80er und 90er Jahre kam es zu einer wichtigen Entdeckung, bei der die traditionelle Klassifizierung gemacht wurde, die nicht wirklich alle existierenden Sternhaufen im gesamten universellen Raum abdeckte. Ein Beispiel dafür ist die Magellansche Wolke. Darin gibt es Haufen, die so massiv wie die kugelförmigen, aber jung sind (R136, der Kern von 30 Doradus, ist der berüchtigtste Fall).
Andererseits wurden sie in jenen Jahren auch in anderen Galaxien (z. B. M82) entdeckt Supersternhaufen genauso massiv oder kugelförmig, aber jung. Darüber hinaus wurden sie in einigen dieser Supersternhaufen (NGC 3603, Westerlund 1) auch in der Ebene unserer eigenen Galaxie identifiziert, verborgen hinter großen Staubwolken. die die Sicht behindern.
Auf die gleiche Weise wurde festgestellt, dass der Unterschied zwischen Sternhaufen (die gebundene Objekte sind, das heißt, gebunden durch ihre Anziehungskraft) und Sternverbänden (Gruppierungen, die nicht gravitativ gebunden sind und sich langsam auflösen) nicht deutlich ist. Einige Sterngruppierungen werden als Haufen geboren, andere als Sternassoziationen, andere als von Assoziationen umgebene Cluster und andere in einem Grenzzustand zwischen Clustern und Assoziationen.
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Früher oder später lösen sich jedoch alle auf. Obwohl, wie wir bereits erwähnt haben, die Kugelsternhaufen (die in jungen Jahren als Supersternhaufen bezeichnet werden) diejenigen sind, die am längsten bestehen. Es ist ersichtlich, dass es welche gibt Kugelsternhaufen die sich früh im Leben unserer Galaxie gebildet hat. Andererseits kann man aber auch sehen, dass einige Kugelsternhaufen Gezeitenschweife haben.
Gezeitenschwänze
Diese Gezeitenschwänze die einige Kugelsternhaufen haben, sind Spuren von Sternen, die sich im Laufe seiner Geschichte von dem Haufen gelöst haben und die seine endgültige Auflösung vorhersagen. Es gibt jedoch auch eine moderne Klassifizierung von Sterngruppen (Haufen oder Assoziationen), die mindestens drei Variablen enthalten muss: Alter, Masse und Gravitationszustand; und vielleicht zwei weitere, nämlich die Metallizität und die Art der Umlaufbahn, zu der sie gehört.
Astronomie und Sternhaufen
Es besteht ein ausgeprägtes astronomisches Interesse an Sternhaufen, unter denen der Kugelsternhaufen G1 in M31 unbedingt erwähnt werden muss. Diese Sternhaufen haben zum Verständnis dessen beigetragen, was Sternentwicklung ist, da sie Sterne sind, die zur gleichen Zeit aus dem Material von a entstanden sind Molekulare Wolke. Darüber hinaus stellen sie einen grundlegenden Schritt bei der Bestimmung des Maßstabs des Universums dar.
Bei einigen Gelegenheiten können die nächsten offenen Sternhaufen verwendet werden, um ihre absoluten Entfernungen mittels zu messen Parallaxe-Technik. Eines der großen Messgeräte ist in der Tat das Hertzsprung-Russell-Diagramm dieser Cluster, das mit absoluten Leuchtkraftwerten dargestellt werden kann. Auf der anderen Seite können die ähnlichen Diagramme, die auch die Cluster bewerten, deren Entfernung nicht bekannt ist, mit denen der kalibrierten Entfernung verglichen werden, wobei die Entfernung geschätzt wird, die sie von uns trennt.
Kugelsternhaufen-Spezifität
Es ist wichtig, genauer zu erwähnen, was ein Kugelsternhaufen ist oder auf Englisch auch als Kugelsternhaufen bekannt ist. Es ist eine Art Sternhaufen, der aus einer Gruppierung von 100.000 bis 1.000.000 alten Sternen besteht. Dies bedeutet, dass es sich um Population II handelt. Die Sterne dieser Art von Haufen sind gravitativ gebunden, haben eine ungefähr kugelförmige Verteilung und umkreisen eine Galaxie in einem ähnlich einem Satelliten.
Diese alte Sterne sie verleihen Kugelsternhaufen ihre typische unverwechselbare goldene Farbe, die nur durch Farbfotografie sichtbar ist. Sie bestehen im Allgemeinen aus Hunderttausenden alter Sterne, vom gleichen Typ wie diejenigen, die die Ausbuchtung einer Spiralgalaxie bilden, aber auf ein Volumen von nur wenigen Kubikparsec beschränkt sind.
Tatsächlich einige Kugelsternhaufen, wie z Omega Centauri in der Milchstraße und G1 in M31 in der Andromedagalaxie, sind außerordentlich massiv, in der Größenordnung von mehreren Millionen Sonnenmassen. Andererseits gibt es auch andere wie M15. Letzteres ist ein weiterer Cluster, der sich in unserer Milchstraße befindet, sie haben extrem massive Kerne, was uns das Vorhandensein von Schwarzen Löchern in ihren Zentren vermuten lässt.
Zusätzlich zu diesem Rätsel scheint jeder Kugelsternhaufen ein bestimmtes Alter zu haben, natürlich mit einigen bemerkenswerten Ausnahmen. Das bedeutet, dass sich alle Sterne in einem Kugelsternhaufen ungefähr im gleichen Entwicklungsstadium befinden, was darauf hindeutet, dass sie alle gleichzeitig entstanden sind. Es war die Erkenntnis dieser Tatsache, das Studium der Hertzsprung-Russell-Diagramme von Kugelsternhaufen, die zu einer ersten Theorie über die Entwicklung von Sternen führte.
Sternendichte
Jeder Kugelsternhaufen hat eine Sternendichte sehr hoch. Auf diese Weise kommt es zu starken Wechselwirkungen zwischen seinen Bestandteilsternen und außerdem kommt es in der Regel relativ häufig zu Kollisionen. Einige Arten, die unter Sternen exotisch sind, wie blaue Nachzügler, Millisekundenpulsare und massearme Röntgenstrahlen emittierende Doppelsterne, sind in Kugelsternhaufen viel häufiger anzutreffen.
Anzahl der Kugelsternhaufen
Im Weltraum gibt es eine ziemlich große Anzahl von Kugelsternhaufen. Es gibt mindestens 150 bekannte Haufen in der Milchstraße. Es ist sogar wahrscheinlich, dass es noch 10 oder 20 weitere gibt, die noch nicht entdeckt wurden. Tatsächlich haben größere Galaxien wie M31 tendenziell sogar noch mehr (M31 hätte mindestens 500). Etwas riesige elliptische Galaxien, wie M87 könnten sie 10.000 Kugelsternhaufen oder sogar mehr haben. Die Cluster umkreisen um die Galaxie in großer Entfernung, typischerweise etwa 100 Kiloparsec oder mehr.
Metallizität
Der Metallgehalt von Kugelsternhaufen ist ziemlich eigenartig, da sie im Allgemeinen von Sternen der Population II gebildet werden. Diese Sterne haben einen geringen Metallgehalt im Vergleich zu Sternen der Population I, die in etwa so sind wie die Sonne. Astronomisch werden alle Elemente, die schwerer als Helium sind, wie beispielsweise Helium, als Metalle bezeichnet. Kohlenstoff, Sauerstoff, Unter anderem.
Auch in der Astronomie ist ein "Metall" ein anderes Element als Wasserstoff, Helium oder Lithium. Der Grund dafür ist, dass diese letztgenannten Elemente die einzigen Elemente sind, die natürlich ohne die Notwendigkeit gefunden werden Kernfusion das in den Sternen vorkommt. Ein weiterer Aspekt, der an dieser Stelle berücksichtigt werden muss, ist, dass es in vielen Galaxien, insbesondere in massereichen elliptischen Galaxien, möglicherweise zwei Populationen von Kugelhaufen mit unterschiedlichen Metallizitäten gibt.
Das nennt man Kumulus-Subpopulationen und sind allgemein als "metallarm" und "metallreich" bekannt. Andererseits erreicht die Zusammensetzung derjenigen, die mehr Metalle enthält, nicht die Metallizität der Sonne.Nach Angaben verschiedener Autoren wurden viele Theorien vorgeschlagen, um diese Subpopulationen zu erklären, wie zum Beispiel heftige galaktische Verschmelzungen, die Akkretion von Zwerggalaxien und die mehreren Phasen der Sternentstehung in einer einzigen Galaxie.
In Bezug auf unsere Milchstraße sind Haufen mit geringer Metallizität mit der assoziiert galaktischer Heiligenschein, und die "Reichen" sind diejenigen, die mit der galaktischen Ausbuchtung in Verbindung gebracht werden können.
Beobachtung von Galaxienhaufen
Astronomisch hat es beobachtete die Entstehung eines Galaxienhaufens, insbesondere aus dem Jahr 2014, als die innovativsten Erkenntnisse über dieses Phänomen oder räumliche Ereignis im frühen Universum begannen. Diese kosmischen Objekte sind die Galaxienhaufen und die größten Objekte, die im Universum existieren.
Es ist wichtig zu beachten, dass sie durch die Schwerkraft zusammengehalten werden, aber wie sie entstehen, ist noch nicht vollständig geklärt. Nun wurde eine vollständige Untersuchung der Sternentstehung an einem solchen Objekt durchgeführt, und zwar in der frühes Universum. MRC 1138-262 hingegen, auch als Spinnwebengalaxie bekannt, wird seit vielen Jahren untersucht, da man davon ausgeht, dass es sich dabei um eines der besten Beispiele für einen Protocluster im Verschmelzungsprozess handelt.
Ein Team von Ermittlern war jedoch misstrauisch, dass dieser Geschichte Teile fehlten. Aus diesem Grund beschlossen sie, die dunkle Seite der Sternentstehung zu studieren und so herauszufinden, wie viele der Sterne sich im Sternhaufen bildeten Spinnennetz-Galaxie Sie blieben unseren Blicken verborgen. Das heißt, hinter dem Staub.
Für die Untersuchung verwendete das Team die LABOCA-Kamera, die in der installiert ist APEX-Teleskop, in Chile. Auf diese Weise konnte dieser Cobweb-Cluster bei Millimeterwellenlängen beobachtet werden, wodurch man durch die meisten dicken Staubwolken hindurchsehen konnte.
Aufgedeckte Beobachtungen
Astronomen führten genaue Studien und Forschungen in Bezug auf Cluster durch. In diesem Sinne ergaben die Beobachtungen, dass im Vergleich zu den umgebenden Himmelwurden im Spinnennetzbereich viermal mehr Quellen ermittelt die vorher nicht bekannt waren.
Andererseits vergleicht man die neuen Daten sorgfältig mit den ergänzenden Überlegungen, die in anderen gemacht wurden Wellenlängen, konnten bestätigen, dass sich viele dieser Quellen in derselben Entfernung wie der Galaxienhaufen selbst befanden, was impliziert, dass sie Teile des entstehenden Haufens sein müssen.
Als sie jedoch den Ort beobachteten, an dem sie diesen Brennpunkt der Sterngeburt entdeckt hatten, erlebten sie eine weitere Überraschung. Was sie wirklich erwarteten, war, diese Region der Sternentstehung in den großen Filamenten zu finden, die die Galaxien verbinden. Aber was passierte, war, dass sie fanden, dass es sich zum größten Teil in einer Region konzentrierte, und diese Region ist nicht einmal auf die Spinnennetzgalaxie zentriert, die sich in der befindet Protocluster-Zentrum.
Die Milchstraße gehört zu einem größeren Superhaufen
Unser Planet befindet sich speziell in der Milchstraße, in der laut Studien vermutet wurde, dass unsere Galaxie tatsächlich zu einem viel größeren Superhaufen gehört. Der Grund ist, dass wir zu einem Supercluster gehören, der 100-mal größer ist als bisher angenommen. Diese Analyse wurde von a Team von Astronomen wer hat den Superhaufen benannt?
Laniakea ist ein Superhaufen von Galaxien, zu dem auch die Milchstraße gehört. Seine Größe ist 100-mal größer in Volumen und Masse als bisher angenommen. Die Astronomen, die diese Entdeckung gemacht haben, haben die riesige Region kartiert und ihr den Namen Laniakea gegeben, aufgrund ihrer hawaiianischen Bedeutung, die die von ist „großer Himmel“.
Was im Weltraum passiert, ist, dass Galaxien dazu neigen, näher zu kommen, bis sie Gruppen bilden, die Cluster genannt werden. Darüber hinaus werden die Regionen, in denen diese Cluster dicht besiedelt sind, als "Supercluster“. Aber die Definition dieser massiven kosmischen Strukturen ist ungenau. Diese neuartige Studie ist diejenige, die einen neuen Weg beschreibt, um zu definieren, wo ein Supercluster endet und der andere beginnt.
kosmische Geschwindigkeit
Das Team, das diesen Superhaufen entdeckte, verwendete eine Datenbank, die die Geschwindigkeiten von 8 Galaxien sammelt, die nach Abzug der durchschnittlichen Geschwindigkeit der kosmischen Expansion berechnet werden. Diese Abweichungen sind bedingt durch Anziehungskraft dass die Galaxien um sie herum spüren, das kommt von der Masse. Die Forscher verwendeten einen Algorithmus, um diese Geschwindigkeiten in ein dreidimensionales Feld von Galaxienfluss und -dichte zu übersetzen.
Astronomen bestätigen, dass es noch nicht möglich war, zu behaupten, ein Gutes zu haben Verständnis der Kosmologie wenn sie diese Bewegung nicht erklären können. Dies ist eine Methode, die besser ist, als nur den Ort der Materie zu kartieren. Und der Grund dafür ist, dass es Wissenschaftlern ermöglicht, eine Karte von unerforschten Regionen des Universums zu erstellen, wie Astrophysiker des Valongo-Observatoriums, das Teil der Bundesuniversität von Rio de Janeiro ist, angegeben haben. Die Methode beruht darauf, den Einfluss von Galaxien zu erkennen, anstatt sie direkt zu sehen.
Darüber hinaus ist die Galaxienbewegungen Sie schaffen es, die Verteilung der gesamten Materie abzubilden, und zwar nicht nur mit dem, was mit den Teleskopen des Forschungsteams sichtbar ist, einschließlich der Dunklen Materie. Wenn Sie die kosmische Expansion abziehen, zeigt Ihre Karte Stromlinien, denen Galaxien unter dem Einfluss der Schwerkraft in ihrer lokalen Region folgen.
