Se la materia oscura piega la luce, come facciamo a sapere che la roba nel cielo è dove pensiamo che sia?

Misuriamo il movimento, la posizione e molte altre cose di un oggetto nello spazio a causa della sua luce e di ciò che possiamo misurare con esso. Ma per quanto ne so ci dovrebbe essere un'enorme quantità di materia oscura nello spazio di cui non conosciamo la massa e le dimensioni, e poiché ha massa ha gravità e può piegare la luce.

So che la fisica può tener conto della gravità delle stelle e di cose enormi nello spazio, ma come possono essere certi di qualsiasi misura (specialmente la posizione) se non sanno come quella luce si è deviata da una linea retta?

La densità locale della materia oscura è in realtà piuttosto piccola, nell'ordine di (vedi ad esempio Bovy & Tremaine (2012) ). Ciò significa che ci sono circa 0,001 - 0,01 M ⊙ di materia oscura per parsec cubico - una quantità incredibilmente piccola. 1000 parsec cubici conterrebbero circa una massa solare di materia oscura - e questo è un cubo di 10 parsecs di lunghezza su ciascun lato! Ora, la distribuzione della materia oscura nelle galassie non è omogenea - segue, approssimativamente, un profilo Navarro-Frenk-White , che diminuisce di densità dal centro della galassia - ma sulla scala dei parsec (e certamente nel Sistema Solare$\rho\sim10^{-19}\text{ g/cm}^3$$0.001$$0.01M_{\odot}$), possiamo considerarlo con una densità approssimativamente uniforme.

Su piccola scala, quindi, abbiamo omogeneità approssimativa e bassa densità. Ciò significa che qualsiasi effetto di lente gravitazionale della materia oscura dovrebbe essere estremamente basso o auto-annullante, derivante solo da disomogeneità contenenti grossi ammassi di materia oscura. Tuttavia, è improbabile che tali gruppi si formino solo attraverso l'interazione della materia oscura con se stessa (se si scontra l' ipotesi MACHO , che, per quanto ne so, non è attualmente favorita).

Su scale intergalattiche, tuttavia, la materia oscura può avere alcuni effetti. Lenti deboli sono un fenomeno comunemente osservato negli ammassi di galassie, che possono avere frazioni estremamente elevate di materia oscura. Esistono diverse tecniche attualmente utilizzate per modellare la distribuzione di massa della galassia a lente (vedi il metodo KSB + ) e per ricostruire l'immagine e la posizione della galassia originale tramite deconvoluzione (vedi Chantry & Magain ; qui viene fornito un esempio visivo ). Tuttavia, non ho familiarità con nessuna delle due tecniche, quindi non posso darti una buona panoramica.

$\sim10^{10}M_{\odot}$