home *** CD-ROM | disk | FTP | other *** search
/ NetNews Usenet Archive 1993 #1 / NN_1993_1.iso / spool / sci / physics / 22138 < prev    next >
Encoding:
Internet Message Format  |  1993-01-06  |  4.4 KB
  1. Xref: sparky sci.physics:22138 sci.astro:13672
  2. Path: sparky!uunet!gatech!destroyer!news.itd.umich.edu!pablo.physics.lsa.umich.edu!metzler
  3. From: metzler@pablo.physics.lsa.umich.edu (Chris Metzler)
  4. Newsgroups: sci.physics,sci.astro
  5. Subject: Re: reported dark matter observation (PART 1)
  6. Date: 6 Jan 1993 01:15:25 GMT
  7. Organization: University of Michigan Department of Physics
  8. Lines: 86
  9. Distribution: world
  10. Message-ID: <1idbrdINNsrl@terminator.rs.itd.umich.edu>
  11. References: <1993Jan5.235706.25449@wam.umd.edu>
  12. NNTP-Posting-Host: pablo.physics.lsa.umich.edu
  13.  
  14. In article <1993Jan5.235706.25449@wam.umd.edu>, mrmuon@next06pg2.wam.umd.edu (Eli John Hawkins) writes:
  15. |> I saw a brief item las night on an overnight news show. It was something  
  16. |> about dark matter having been observed with X-ray astronomy and that it is  
  17. |> supposed to be enough to close the universe.
  18. |> I imagine that someone on the net knows more about this.
  19. |> Has this been published (if so, where) or just announced?:
  20. |> What's the deal?
  21. |> --
  22. |> Eli Hawkins : mrmuon@wam.umd.edu
  23.  
  24. Here's the deal.  What Rick Mushotzky and collaborators did is use
  25. ROSAT (a German X-ray satellite) to measure carefully the gas mass
  26. and total mass of a small group of galaxies.  This let them calculate
  27. a value for Omega, which turns out to be much higher than previous
  28. efforts in this regard.
  29.  
  30. That's the short version.  Here comes the long version.  (from here on
  31. out, I'm assuming the Cosmological Constant \Lambda = 0)  We'll do this
  32. in three steps.
  33.  
  34. 1.  Mass estimates for groups and clusters of galaxies are important because
  35. they give you a way to get at \Omega_o, the ratio of the mean mass density of
  36. the universe to the critical value.  If \Omega_o > 1, the universe is closed,
  37. the Hubble expansion should slow down, stop and reverse, and everything should
  38. eventually collapse back upon itself.  If \Omega_o < 1, the universe is open
  39. and should continue in free expansion forever.  If \Omega_o = 1, the
  40. universe is flat and should expand forever but asymptotically approach
  41. no-expansion.  So cosmologically speaking, \Omega_o is the quantity of
  42. interest.
  43.  
  44. Now, how do cluster masses let us get at \Omega_o?  Assume for a second
  45. that we know the total mass of a cluster of galaxies, as well as the
  46. total mass in normal, baryonic-type matter.  In the absence of any
  47. significant dissipation (and dissipation should not be important on
  48. these huge scales), all the matter in the cluster should have fallen
  49. in from the same volume.  Then the ratio of the mass in baryons to
  50. the total mass (the baryon fraction of the cluster) should equal
  51. the ratio of the average baryon density in that original volume to the
  52. average total density in that original volume,
  53.  
  54.     M            <rho      >
  55.          baryon          baryon
  56.         -------    = -----------  .
  57.          M            <rho     >
  58.           tot             total
  59.  
  60.  
  61. Now, overdensities that result in clusters of galaxies are not that
  62. huge ( ~10^-3).  So, we introduce only a very small error by considering
  63. these average densities to be representative of the universe as a whole.
  64. Then dividing the numerator and the denominator by the critical density,
  65. we get
  66.  
  67.     M            <Omega      >
  68.          baryon            baryon
  69.         -------    = -------------  .
  70.          M           <Omega     >
  71.           tot              total
  72.  
  73. where \Omega_baryon is the ratio of the mean baryon (normal matter)
  74. density of the universe to the critical value, and \Omega_total is 
  75. the ratio of the average total density (considering all components
  76. in the universe) to the critical value.  Note that \Omega_total
  77. is what we above described as \Omega_o, the quantity of interest.
  78. We thus have that \Omega_o is equal to \Omega_baryon divided by
  79. the baryon fraction of the cluster.  The very-successful theory
  80. of Big Bang Nucleosynthesis tells us what \Omega_baryon is; the
  81. X-ray observations tell us what the baryon fraction of clusters
  82. are by measuring the two masses.
  83.  
  84. Up to this point, efforts to do this keep coming up over and over
  85. with values for \Omega_o of 0.1-0.3.
  86.  
  87. Urp, gotta run, my ride's here.  Parts 2 and 3 will explain how
  88. they got their mass values, and what it may mean.  Sorry to break
  89. thought like this; rest'll come later tonight.
  90.  
  91.  
  92. -- 
  93. SNAILMAIL:                                       AT&TMAIL:
  94. Chris Metzler                                    313-764-4607 (office)
  95. Department of Physics, University of Michigan    313-996-9249 (home)
  96. Randall Lab, 500 E. University
  97. Ann Arbor, MI  48109-1120 USA
  98.  
  99. E-MAIL:  metzler@pablo.physics.lsa.umich.edu
  100.