Dunkle Materie vs. modifizierte Gravitationstheorie – hat der ultimative Showdown begonnen?

Dunkle Materie war schon immer ein hochaktuelles Thema in der physikalischen Forschung. Dieses Konzept, das aus Anomalien bei astronomischen Beobachtungen entstand, kann viele seltsame Phänomene erklären. Da wir bisher jedoch keine Spur davon gefunden haben, glauben einige Wissenschaftler, dass dunkle Materie nicht existiert. Bei vielen astronomischen Phänomenen können die Beobachtungsergebnisse nur durch eine Modifikation der Newtonschen Gravitationstheorie (d. h. der MOND-Theorie) unter einem schwachen Gravitationsfeld erklärt werden. Bei der Überprüfung von Gravitationstheorien haben Astronomen durch Beobachtungen weit voneinander entfernter Doppelsterne festgestellt, dass es keine klare Überlegenheit zwischen der MOND- und der Newtonschen Gravitation gibt und dass sie bei gleichen Probentypen sogar zu gegensätzlichen Schlussfolgerungen führen. In diesem Artikel wird versucht zu erklären, warum dieses Phänomen auftritt.

Geschrieben von Tian Haijun (Hangzhou Dianzi University)

Ein Überblick über die Gravitationstheorie

Isaac Newton stellte die Gravitationstheorie erstmals in seinem 1687 veröffentlichten Buch „Mathematical Principles of Natural Philosophy“ vor. Diese Theorie stellt einen bedeutenden Durchbruch in der Geschichte der Mechanik dar und hat für das menschliche Verständnis der Bewegungsgesetze des Universums eine äußerst wichtige Rolle gespielt. In den Jahren 1844 und 1846 verwendeten der britische Mathematiker John Couch Adams und der französische Mathematiker Urbain Le Verrier diese Theorie und kombinierten sie mit der anormalen Umlaufbewegung des Uranus, um die Existenz des Neptun, des achtgrößten Planeten im Sonnensystem, zu berechnen und seine Position genau vorherzusagen. Dieses Ergebnis wurde später durch Beobachtungen von Johann Gottfried Galle, einem deutschen Astronomen an der Berliner Sternwarte, bestätigt, wodurch Newtons Theorie der universellen Gravitation auf der ganzen Welt berühmt wurde. Im Jahr 1859 entdeckte Le Verrier, dass auch die Bewegungsbahn des Merkurs von der Vorhersage der Gravitationstheorie Newtons abwich und dass Merkur in seinem Perihel seltsame Eigenschaften einer Bahnpräzession aufwies. Daher glaubte er, dass es innerhalb der Umlaufbahn des Merkur einen unbekannten Planeten gab, der die Umlaufbahn des Merkur beeinflusste. Bis zu Le Verriers Tod im Jahr 1877 war der unbekannte Planet jedoch nicht gefunden worden. Tatsächlich existiert ein solcher Planet nicht. Im Perihel führt das stärkere Gravitationsfeld dazu, dass Newtons Gravitationstheorie Ungenauigkeiten aufweist. Erst 1915 schlug Einstein die allgemeine Relativitätstheorie vor, die die Periheldrehung des Merkurs nahezu perfekt erklärte.

Die allgemeine Relativitätstheorie bietet eine in sich schlüssige und strenge theoretische Beschreibung von Raumzeit und Schwerkraft. Die auf der allgemeinen Relativitätstheorie basierenden Vorhersagen (wie Gravitationslinseneffekt, Gravitationsrotverschiebung, Schwarze Löcher, Gravitationswellen usw.) wurden alle in nachfolgenden Beobachtungen oder Experimenten bestätigt, was allesamt die Richtigkeit der allgemeinen Relativitätstheorie beweist. Daher gilt die allgemeine Relativitätstheorie als Eckpfeiler der modernen Physiktheorie. Die Newtonsche Mechanik ist eine Näherung erster Ordnung der allgemeinen Relativitätstheorie. Bei hoher Geschwindigkeit (nahe der Lichtgeschwindigkeit) oder einem starken Gravitationsfeld (starke Krümmung der Raumzeit) zeigt die Bewegung von Objekten erhebliche relativistische Effekte und die Newtonsche Mechanik ist nicht mehr gültig. Unter Bedingungen niedriger Geschwindigkeit und schwacher Felder gibt es jedoch keinen signifikanten Unterschied zwischen der Newtonschen Mechanik und der allgemeinen Relativitätstheorie.

Da sich die Beobachtungsmöglichkeiten ständig verbessern, haben Wissenschaftler einige schwer verständliche Beobachtungsphänomene entdeckt, wie beispielsweise die „flache Rotationskurve“ von Galaxien[1]. Ob im Rahmen der Gravitationstheorie von Newton oder Einstein, diese Phänomene führen zum Problem der fehlenden Schwerkraft, d. h., die von beobachtbarer gewöhnlicher Materie erzeugte Schwerkraft kann die Hochgeschwindigkeitsbewegung von Materie (Sterne oder Gas) weit weg vom Zentrum der Galaxie nicht eindämmen.

Zu diesem Thema schlug der Schweizer Astronom Fritz Zwicky bereits in den 1930er Jahren das Konzept der Dunklen Materie vor, um die fehlende Schwerkraft auszugleichen. Das bedeutet, dass es im Weltraum Materie gibt, die kein Licht aussendet und nicht direkt beobachtet werden kann. Obwohl diese Substanzen nicht an elektromagnetischen Wechselwirkungen teilnehmen, haben sie Masse und erzeugen Schwerkraft. Aktuelle Forschungsergebnisse zeigen, dass dunkle Materie etwa 25 % der Gesamtdichte des Universums ausmacht, während die uns bekannte gewöhnliche Materie nur etwa 4,7 % ausmacht. Mit anderen Worten: Dunkle Materie ist überall um uns herum. Obwohl auf internationaler Ebene zahlreiche Detektoren zur Untersuchung dunkler Materie eingesetzt werden (beispielsweise das Alpha-Magnet-Spektrometer (AMS) unter der Leitung des Nobelpreisträgers Professor Samuel Ting und der Start des Satelliten „Wukong“ zur Teilchenerkennung dunkler Materie in meinem Land), wissen wir, abgesehen von ihren Gravitationseffekten, immer noch sehr wenig über diese Materie. Daher wird dunkle Materie oft als eine der beiden „dunklen Wolken“ betrachtet, die derzeit über der Menschheit hängen (die andere ist die „dunkle Energie“. Zum Konzept der dunklen Energie verweisen wir auf den Artikel des Forschers Gong Yan [2]; Anmerkung der Redaktion: siehe „Dunkle Energie: Ein Geist im Universum?“).

Andererseits glauben einige internationale Wissenschaftler, dass dunkle Materie, ähnlich wie der „Äther“, den man im 19. Jahrhundert zu finden versuchte, in Wirklichkeit nicht existiert, unsere anerkannte Newtonsche Gravitationstheorie jedoch in einigen Fällen überarbeitet werden muss. Vertreter dieser Schule ist der israelische Physiker Mordehai Milgrom, der 1983 ein modifiziertes zweites Newtonsches Gesetz vorschlug. Diese Theorie wurde später Modifizierte Newtonsche Dynamik (MOND[3]) genannt. Die MOND-Theorie besagt, dass die Newtonsche Gravitation in extrem schwachen Gravitationsfeldern korrigiert werden muss. In dieser Theorie wird die Beschleunigung g wie folgt ausgedrückt:

Gemäß der obigen Formel beträgt der MOND-Radius eines Sterns mit der Masse der Sonne etwa 7000 AE (1 AE oder 1 Astronomische Einheit ist die durchschnittliche Entfernung zwischen Sonne und Erde). Das heißt, jenseits von 7000 AE von der Sonne gehorcht die Gravitationskraft auf Himmelskörper nicht mehr der Gravitationstheorie Newtons und muss mithilfe der MOND-Theorie korrigiert werden.

Obwohl die Theorie der Dunklen Materie derzeit weit verbreitet ist, ist die MOND-Theorie besser geeignet, einige Beobachtungsphänomene auf galaktischer Ebene zu erklären, wie beispielsweise die Tully-Fisher-Beziehung[5]. Dies macht die MOND-Theorie und die Theorie der dunklen Materie zu einem Paar konkurrierender wissenschaftlicher Theorien (Einzelheiten finden Sie im Artikel des Forschers Chen Xuelei[6]; Anmerkung des Herausgebers: siehe „Ein Paar konkurrierender wissenschaftlicher Theorien: Dunkle Materie und modifizierte Gravitationstheorie“). In extrem schwachen Gravitationsfeldern sind eine Reihe von Fragen, wie etwa, ob Newtons Gravitationstheorie überarbeitet werden muss und ob die MOND-Theorie richtig ist, derzeit hochaktuelle Themen, die international große Aufmerksamkeit erregen.

Zwei weit auseinander liegende Doppelsterne

Es gibt viele Himmelssysteme im Universum, die sich zum Testen von Gravitationstheorien eignen, wie zum Beispiel weit auseinander liegende Doppelsterne. Weiträumige Doppelsterne sind die einfachsten, kleinsten und fragilsten gravitativ gebundenen Systeme und sie sind im Universum allgegenwärtig (siehe Abbildung 1). Da die Mitgliedssterne weit voneinander entfernt sind (bis zu 100.000–200.000 AE), ist die Gravitationswechselwirkung zwischen den Mitgliedssternen extrem schwach. Daher gelten Doppelsterne im weiten Weltraum als leistungsfähige Sonden zum Testen von Gravitationstheorien im kleinen Maßstab.

Abbildung 1. Ein weites Doppelsternsystem in etwa 150 Lichtjahren Entfernung und 8824 AE Abstand. Bildquelle: Sloan Digital Sky Survey (SDSS)

Argument. Aufgrund einiger Beobachtungseffekte ist der Einsatz von Doppelsternen im weiten Weltraum zum Testen von Gravitationstheorien jedoch relativ kompliziert. Zahlreiche Faktoren können zu einer starken Unsicherheit der Ergebnisse oder sogar zu völlig gegensätzlichen Schlussfolgerungen führen. Zu diesen beobachteten Effekten zählen vor allem:

1. Projektionseffekt weit auseinander liegender Doppelsterne

Bei der Beobachtung ist es schwierig, den Winkel zwischen der Linie, die die beiden Teilsterne verbindet, und der Sichtlinie zu messen. Dies macht es für uns schwierig, die physikalische Entfernung zwischen den beiden Untersternen zu bestimmen. Wir können die Projektionsdistanz der beiden Untersterne nur in der Richtung senkrecht zur Sichtlinie ermitteln. Es kann davon ausgegangen werden, dass der Winkel zwischen dem Doppelstern und der Blickrichtung des Beobachters zufällig und gleichmäßig im Bereich von 0 bis 360 Grad verteilt ist. Daher besteht für große Stichprobenstatistiken eine einfache lineare Beziehung zwischen dem projizierten Abstand (sp) weit auseinander liegender Doppelsterne und ihrer großen Halbachse (a, die Hälfte des physikalischen Abstands) [8], d. h.

(4)

Basierend auf dieser linearen Beziehung können wir die projizierte Entfernung anstelle der physischen Entfernung des Doppelsterns direkt verwenden, um relevante wissenschaftliche Untersuchungen durchzuführen, beispielsweise zur gegenseitigen Beeinflussung der Mitgliedssterne bei der Entwicklung eines Doppelsterns[9] und zur Untersuchung der dunklen Materie im galaktischen Halo[10].

Wenn jedoch weit voneinander entfernte Doppelsterne zum Testen von Gravitationstheorien verwendet werden, kann es zu erheblichen statistischen Verzerrungen kommen, wenn der projizierte Abstand verwendet wird, insbesondere wenn die Doppelsterne keine Radialgeschwindigkeit haben und der projizierte Abstand groß ist. Im Jahr 2019 simulierte El-Badry Kareem[11], der damals an der University of California, Berkeley, promovierte, am Computer die Auswirkungen des Projektionseffekts eines weiträumigen Doppelsterns auf die Relativgeschwindigkeit (∆V) der beiden Komponentensterne, wie in Abbildung 2 (links) dargestellt. Wenn der Doppelstern keine Radialgeschwindigkeit und nur eine zweidimensionale Eigenbewegung aufweist (die beiden anderen Bewegungskomponenten stehen senkrecht zur Radialgeschwindigkeit), beginnt das durch den Projektionseffekt betroffene ∆V (die schwarze Kurve ist der theoretisch berechnete Wert, die blaue ist der tatsächlich gemessene Wert) stark vom wahren Wert (rote gepunktete Linie) abzuweichen, wenn die projizierte Entfernung zwischen den Doppelsternen größer als 0,1 pc ist (pc ist eine andere häufig verwendete Entfernungseinheit in der Astronomie, 1 pc entspricht ungefähr 3,26 Lichtjahren).

Abbildung 2. Projektionseffekt eines weiträumigen Doppelsterns[10]

Wie kann man diesen Projektionseffekt knacken? Normalerweise gibt es zwei Methoden:

(1) Bereitstellung genauer dreidimensionaler Geschwindigkeiten für den Doppelstern und vorzugsweise gleichzeitiger Bereitstellung genauer Radialgeschwindigkeiten für beide Komponentensterne. Die Radialgeschwindigkeit und Eigenbewegung der beiden Untersterne werden in dreidimensionale Geschwindigkeiten im kartesischen Koordinatensystem umgewandelt und die Geschwindigkeitsunterschiede der drei Komponenten werden berechnet, um die Relativgeschwindigkeit der beiden Untersterne zu berechnen. Mit dieser Methode können die Auswirkungen des Projektionseffekts eliminiert werden, wie in Abbildung 2 (rechts) dargestellt. Allerdings erfordern die Beobachtungen eine Genauigkeit von besser als 0,2 km/s, was mit spektroskopischen Untersuchungen mit niedriger Auflösung nur schwer zu erreichen ist.

(2) Unter der Annahme, dass die Umlaufbahn des Doppelsterns einer elliptischen Umlaufbahn entspricht, der Winkel zwischen dem Doppelstern und der Sichtlinie zufällig verteilt ist und die statistische Verteilung der Exzentrizität der elliptischen Umlaufbahn gegeben ist (diese Verteilung ist in der einschlägigen Literatur angegeben [12]), können der zweidimensionale Projektionsabstand und die Projektionsgeschwindigkeit durch die Monte-Carlo-Zufallspunktmethode in den dreidimensionalen Raum zurückgeführt werden, wodurch der Projektionseffekt eliminiert wird.

2. Störungen eines ungelösten Begleiters in einem Doppelsternsystem

Dreikörper- und Mehrkörpersysteme kommen im Universum sehr häufig vor. Beispielsweise befindet sich der uns am nächsten gelegene Stern (nur 4,244 Lichtjahre entfernt) – Proxima Centauri – in einem Dreifachsternsystem namens Alpha Centauri (das „Sonnensystem“, von dem die Trisolaraner im berühmten Science-Fiction-Roman „Die drei Sonnen“ zum Überleben abhängen), in dem die Untersterne A (1,09 M⊙) und B (0,9 M⊙) an ihrer kürzesten Stelle nur 11,2 AE entfernt sind und der Winkelabstand nur etwa 4 Bogensekunden beträgt; Unterstern C (das heißt Proxima Centauri mit einer Masse von nur 1/10 der Sonne) ist etwa 15.000 AE vom AB-Doppelstern entfernt; Der AB-Doppelstern lässt sich mithilfe eines Weltraumteleskops deutlich erkennen, wie in Abbildung 3 dargestellt. Bei weit auseinanderliegenden Doppelsternen, die sehr weit von uns entfernt sind, lässt sich jedoch nicht leicht herausfinden, ob sich hinter ihnen schwer zu beobachtende Begleitsterne verbergen.

Abbildung 3. Das Dreifachsystem Alpha Centauri. Proxima Centauri erscheint aufgrund seiner geringen Masse schwächer, während die beiden anderen helleren Begleitsterne (AB) aufgrund ihrer Nähe zueinander ein enges Doppelsternpaar bilden. Quelle: Jan Hattenbach (Weitwinkelaufnahme), Jared Males (Einschub)[13]

Wenn in der Stichprobe der weiträumigen Doppelsterne ein nicht aufgelöster Begleitstern vorhanden ist, gibt es zwei Effekte, die die Beobachtung des weiträumigen Doppelsterns beeinträchtigen: Erstens nimmt die Gesamtmasse des Systems zu; Zum anderen entsteht eine „Rückstoßgeschwindigkeit“, die den Geschwindigkeitsunterschied zwischen den beiden Sternen vergrößert. Beide Effekte hätten schwerwiegende Folgen für die Prüfung von Gravitationstheorien.

Der direkteste Weg, diese Effekte zu eliminieren, besteht darin, eine reine Stichprobe weiträumiger Doppelsterne auszuwählen und die Vermischung von Dreifach- oder Mehrfachsternsystemen streng zu kontrollieren. Dies erfordert, dass die Beobachtungsgenauigkeit physikalischer Größen wie Entfernung, Eigenbewegung und Radialgeschwindigkeit jedes Untersterns im Doppelsternsystem hoch genug sein muss, was die Anzahl der Stichproben oft erheblich reduziert und letztendlich die statistische Natur der Ergebnisse beeinflusst. Ein anderer Ansatz besteht darin, bei der Auswahl von Doppelsternproben die Einbeziehung von Dreifach- oder Mehrfachsternsystemen zuzulassen und bei der mathematischen Modellierung Faktoren wie das Einschlussverhältnis, die Massenverhältnisverteilung und die Verteilung der großen Halbachsen zu berücksichtigen. Die relevanten Parameter können durch Multiparameter-Anpassung ermittelt werden [14]. Der Vorteil dieser Vorgehensweise besteht darin, dass die statistischen Stichproben relativ ausreichend sind, der Modellierungsprozess jedoch kompliziert ist und die Ergebnisse leicht von zahlreichen Faktoren beeinflusst werden.

Zusätzlich zu den beiden oben genannten Beobachtungseffekten gibt es auch Faktoren wie den Extinktionseffekt des interstellaren Mediums und die hohe Kontaminationsrate von falschen Doppelsternen mit großem Abstand, die die Wirksamkeit von Doppelsternen mit großem Abstand beim Testen von Gravitationstheorien beeinträchtigen können. Aus diesem Grund bleibt für Newtons Gravitationstheorie und MOND viel „Spielraum“, und es ist nicht überraschend, dass sie zu völlig unterschiedlichen Schlussfolgerungen kommen.

Drei: Richtig und Falsch

Im oben erwähnten Dreifachsystem Alpha Centauri ist die Entfernung zwischen Proxima Centauri und dem AB-Doppelstern so groß, dass die Gravitationskraft des AB-Systems auf ihn extrem schwach ist. Und weil es sich bei ihnen um die uns am nächsten gelegenen Sternsysteme handelt, lassen sich ihre dreidimensionale Geschwindigkeit, ihre räumliche Position, ihre Masse und andere physikalische Parameter leichter messen. Daher versuchten Wissenschaftler bereits vor 15 Jahren, MOND und Newtons Gravitationstheorie anhand der Umlaufbewegung von Proxima Centauri zu überprüfen [15, 16]. Da jedoch der AB-Doppelstern die Umlaufbahn von Proxima Centauri komplizieren würde und die Berechnung der Beschleunigung eine extrem hohe astronomische Genauigkeit erfordert (beispielsweise eine Genauigkeit von 0,5 Mikrobogensekunden[17], was die derzeitigen menschlichen Beobachtungsmöglichkeiten bei weitem übersteigt), wurden letztlich keine eindeutigen Testergebnisse vorgelegt. Anschließend versuchten Wissenschaftler auch, die Gravitationstheorie anhand von Proben von Doppelsternen im weiten Weltraum zu testen, die aus den damals erfolgreichsten Himmelsdurchmusterungsprojekten stammten, wie dem Hipparcos-Satelliten und dem Sloan Digital Sky Survey (SDSS) [18, 19]. Aufgrund von Problemen wie unzureichender Stichprobengröße und Messgenauigkeit fanden sie jedoch letztendlich nur einige Anzeichen von MOND-Signalen in extrem schwachen Gravitationsfeldern [20].

Am 19. Dezember 2013 entwickelte und startete die Europäische Weltraumorganisation ein Weltraumteleskop, die Satellitensonde Gaia (den Nachfolger des Satelliten Hipparcos). Das Hauptziel der Sonde besteht darin, mit beispielloser Genauigkeit mehrere Beobachtungen von über einer Milliarde Sternen in der Milchstraße durchzuführen und dabei ihre Positionen, Entfernungen, Bewegungen und andere Informationen zu messen. Nach fast zehn Jahren Beobachtungszeit hat der Satellit Gaia astronomische Parameter von fast 1,6 Milliarden Sternen erfasst und veröffentlicht, darunter die Radialgeschwindigkeiten von mehr als 33 Millionen Sternen. Bei helleren Himmelskörpern kann die astronomische Messgenauigkeit 0,02 Millibogensekunden erreichen (für Sterne heller als 15 Magnituden), und die Messgenauigkeit der Radialgeschwindigkeit kann 0,3 km/s erreichen (für Sterne heller als 8 Magnituden). Obwohl diese Parameter immer noch etwas von unserer gewünschten Messgenauigkeit (0,5 Mikrobogensekunden) abweichen, können wir Millionen von Proben von Doppelsternen im weiten Weltraum aus den umfangreichen Daten des Gaia-Katalogs auswählen [10, 21]. Solch umfangreiche Stichprobendaten ermöglichen es uns, beim Testen von Gravitationstheorien statistisch signifikante Ergebnisse zu erzielen.

Abbildung 4. Das Team unter der Leitung von Professor Hongsheng Zhao von der University of St Andrews in Großbritannien hat die von Professor Kyu-Hyun Chae von der Sejong University in Südkorea verwendeten Daten weiter verfeinert und die Ergebnisse mithilfe eigener statistischer Methoden ermittelt. Im Bild wird die Ordinate durch Formel (3) definiert, die Abszisse rM wird durch Formel (2) definiert und rsky ist in diesem Dokument sp. Es ist offensichtlich, dass die beobachtete Datenkurve (durchgezogene Linien in verschiedenen Farben) nicht der Vorhersage der MOND-Theorie (gestrichelte Linie) entspricht, wenn der Abstand größer als rM ist.

Im vergangenen Jahr 2023 veröffentlichten mehrere internationale Forschungsteams die Ergebnisse ihrer Tests von Gravitationstheorien anhand der neuesten Gaia-Probe aus weiträumigen Doppelsternen. Unter ihnen kamen die repräsentativsten Teams von der University of St Andrews im Vereinigten Königreich[14], der Sejong University in Südkorea[22], der National Autonomous University of Mexico[23] und der Queen Mary University of London im Vereinigten Königreich[24]. Die vier Forschungsgruppen wählten aus dem Gaia-Katalog eine unterschiedliche Anzahl weit entfernter Doppelsternproben in der Sonnenumgebung aus und führten unabhängig voneinander Verifizierungsstudien zu Gravitationstheorien durch, wobei sie letztlich zu sehr eindeutigen Schlussfolgerungen gelangten.

Überraschenderweise waren die Schlussfolgerungen dieser vier Forschungsgruppen nicht einheitlich. Zwei Teams aus Großbritannien [14, 24] gingen davon aus, dass die Umlaufbewegung weit auseinander liegender Doppelsterne unter extrem schwachen Gravitationsfeldern keine Anomalien aufwies, sondern vielmehr gut mit der Newtonschen Gravitationstheorie übereinstimmte. Insbesondere schloss das Team um Professor Zhao Hongsheng von der Universität St. Andrews die MOND-Theorie letztlich mit einem hohen statistischen Konfidenzniveau (16σ) [14] aus, wie in Abbildung 4 dargestellt. Die beiden anderen Teams behaupteten ebenfalls mit einem hohen statistischen Konfidenzniveau (10σ) [22], dass die Umlaufbewegung von Doppelsternen mit großem Abstand in extrem schwachen Gravitationsfeldern (d. h. wenn der Abstand zwischen ihnen mehr als 2000 AE beträgt) signifikante Gravitationsanomalien aufweist und dass ihre Eigenschaften besser mit den Vorhersagen der MOND-Theorie übereinstimmen. Dies bedeutet, dass Newtons Gravitationstheorie in extrem schwachen Gravitationsfeldern korrigiert werden muss. Solche völlig gegensätzlichen Schlussfolgerungen machten das Thema international zu einem heißen Thema und erregten große Aufmerksamkeit in den Medien [25-27].

Die Inkonsistenz der obigen Schlussfolgerungen ist hauptsächlich auf die Tatsache zurückzuführen, dass die von den einzelnen Teams verwendeten Proben in unterschiedlichem Maße kontaminiert waren. Die Beseitigung dieser Verunreinigungen erfordert den Einsatz komplexer statistischer Methoden, die selbst anfällig für Störungen durch eine Vielzahl von Faktoren sind. Beim Screening von Doppelsternen im weiten Weltraum müssen verschiedene Teams sowohl die Anzahl als auch die Qualität der Proben berücksichtigen. Eine ideale Probe erfordert eine ausreichende Menge und eine hohe Beobachtungsqualität (einschließlich der Radialgeschwindigkeit) und muss strenge Bedingungen erfüllen, um eine Kontamination durch nicht unterscheidbare Begleiter oder falsche Doppelsterne zu begrenzen. Allerdings gibt es in den aktuellen Beobachtungsdaten relativ wenige Proben, die beide hohen Qualitätsanforderungen erfüllen. Wie aus Tabelle 1 hervorgeht, legte Dr. Hernandez von der Nationalen Autonomen Universität von Mexiko [23] äußerst strenge Bedingungen für die Probenauswahl fest und erhielt schließlich nur 436 Proben von Doppelsternen mit großem Abstand, von denen nur 87 Paare einen projizierten Abstand von mehr als 2000 AE aufwiesen. Eine zu kleine Stichprobengröße beeinträchtigt zwangsläufig die statistische Leistung der Ergebnisse.

Die anderen drei Teams lockerten die Bedingungen während des Probenscreenings entsprechend, um sicherzustellen, dass genügend Proben entnommen wurden. Allerdings waren alle Proben in unterschiedlichem Ausmaß verunreinigt, insbesondere jene, die mit Dreifach- oder Mehrsternsystemen vermischt waren. Die ungelösten Begleitsterne unter diesen Verschmutzungsquellen werden die Umlaufbewegung der Doppelsterne erschweren und die Masse der Doppelsterne beeinflussen. Diese beiden physikalischen Größen sind gemäß Formel (3) die wichtigsten Parameter bei der Überprüfung der Gravitationstheorie anhand von Doppelsternen. Um den Einfluss dieser ungünstigen Faktoren zu eliminieren, ist meist die Konstruktion sehr komplexer Modelle notwendig. Das Team der University of St Andrews hat beispielsweise ein Modell mit sieben freien Parametern erstellt, um das Mischungsverhältnis von Dreifach- oder Mehrfachsternsystemen in der weit entfernten Doppelsternstichprobe, die Verteilung der Doppelorbitalparameter, die Exzentrizität usw. zu beschreiben.

Tabelle 1. Beispiele für weiträumige Doppelsterne, die von verschiedenen Teams im Jahr 2023 ausgewählt wurden

Um die statistische Methode zu vereinfachen und die Zuverlässigkeit der Ergebnisse zu verbessern, legte Professor Kyu-Hyun Chae[29] von der Sejong-Universität in Südkorea auf der Grundlage seiner Originalprobe[22] strengere Bedingungen für das Proben-Screening fest. Beispielsweise beschränkte er die astronomische Messgenauigkeit jedes Sterns auf weniger als 0,005 Millibogensekunden und die Radialgeschwindigkeit jedes Untersterns auf eine Genauigkeit von mehr als 0,2 km/s. Am Ende erhielt er eine Probe von 2463 reinen Weitraum-Doppelsternen, die nahezu frei von Verunreinigungen durch Dreifach- oder Mehrfachsternsysteme und falsche Doppelsterne war. Daher ist es nicht erforderlich, komplexe statistische Modelle zu erstellen, um die Auswirkungen von Faktoren wie Kontaminationsrate und Projektionseffekt auf die statistischen Ergebnisse zu eliminieren. Die endgültigen Ergebnisse zeigen immer noch, dass die Umlaufbewegung der Doppelsterne Newtons Gravitationstheorie sehr gut erfüllt, wenn die projizierte Entfernung weniger als 2000 AE beträgt. aber wenn er größer als 2000 AE ist, zeigt die Umlaufbewegung der Doppelsterne erhebliche Anomalien und ihre abnormalen Eigenschaften stimmen besser mit den Vorhersagen der MOND-Theorie überein, wie in Abbildung 5 gezeigt. Selbst bei Verwendung einer Stichprobe von 40 reinen Weitraum-Doppelsternen mit extrem hoher Beobachtungsgenauigkeit blieb die endgültige Schlussfolgerung des Teams unverändert. Zu diesem Zweck verfassten Dr. Hernandez und Dr. Chae gemeinsam einen Übersichtsartikel, der sich speziell mit den statistischen Methoden und Datenverarbeitungsverfahren des Teams der University of St. Andrews befasste [30] und auf mögliche Unangemessenheiten darin hinwies. Das Team der St. Andrews University schätzte beispielsweise, dass der Anteil der nicht aufgelösten Begleitsterne in der Stichprobe bei fast 70% liegt, was deutlich über dem allgemein akzeptierten Anteil liegt (d.h. 30% bis 50% [31-33]). Darüber hinaus gelangte auch ein anderes Team der Universität Portsmouth in Großbritannien bei der Analyse der Umlaufbahnen von Himmelskörpern im Sonnensystem zu Schlussfolgerungen, die nicht mit den Erwartungen der MOND-Theorie übereinstimmten[34].

Vier Schlussfolgerungen

Obwohl wir mit Hilfe der hochpräzisen Messungen Gaias an einer großen Stichprobe weit voneinander entfernter Doppelsterne ein tieferes Verständnis der Newtonschen Gravitation und der MOND-Theorie erlangen, stellt sich die Frage, welche Ergebnisse des Teams eher der tatsächlichen Situation entsprechen. Vielleicht müssen wir warten, bis der Satellit Gaia im Jahr 2025 immer genauere Daten veröffentlicht oder bis das chinesische Space Station Engineering Survey Telescope (CSST) gestartet ist und hochpräzise astronomische Messungen einer großen Stichprobe weit voneinander entfernter Doppelsterne liefert, bevor die Wissenschaftler zu überzeugenden Schlussfolgerungen gelangen können. Muss Newtons Gravitationstheorie bei extrem schwachen Gravitationsfeldern überarbeitet werden? Ist die MOND-Theorie richtig? Existiert dunkle Materie? Was ist seine Natur? Diese Fragen stellen die Grundlage für das „Gebäude“ der modernen Physik dar und sind wichtige Themen auf internationaler Ebene. Wir sind davon überzeugt, dass die unermüdlichen Bemühungen der Wissenschaftler und die kontinuierliche Verbesserung der Beobachtungstechnologie und der statistischen Methoden dazu beitragen werden, dass die Antworten auf diese Fragen letztendlich ans Licht kommen.

Verweise

[1] Rubin VC, Ford WKJ, Thonnard N., 1978, ApJ, 225, L107.

[2] https://mp.weixin.qq.com/s/Wz2qj7HEB2nteFNv9enhLw

[3] Milgrom M., 1983, ApJ, 270, 365.

[4] Begeman KG, Broeils AH, Sanders RH, 1991, MNRAS, 249, 523.

[5] Sanders M. & Verheijen R., 1998, ApJ 503, 97.

[6] https://mp.weixin.qq.com/s/nc1rVLoybOfqr11SnVPegg

[7] Banik I., Zhao H., 2018, MNRAS, 480, 2660.

[8] Yoo, J., Chanamé, J. & Gould, A. 2004, ApJ, 601, 311.

[9] El-Badry, K. & Rix, H.-W. 2018, MNRAS, 480, 4884.

[10] Tian H.-J., El-Badry K., Rix H.-W., Gould A., 2020, ApJS, 246, 4.

[11] El-Badry, K. 2019, MNRAS, 482, 5018.

[12] Hwang, H.-C., Ting, Y.-S., & Zakamska, NL 2022, MNRAS, 512, 3383.

[13] https://scilogs.spektrum.de/himmelslichter/enge-nachbarn-alpha-centauri-begleiter/

[14] Banik I., Pittordis C., Sutherland W., Famaey B., Ibata R., Mieske S., Zhao H., 2024, MNRAS 527, 4573.

[15] Beech M., 2009, MNRAS, 399, L21.

[16] Beech M., 2011, Ap&SS, 333, 419.

[17] Banik I., Kroupa P., 2019, MNRAS, 487, 1653.

[18] Shaya, EJ, Olling, RP, 2011, ApJS, 192, 2.

[19] Dhital, S., West, AA, Stassun, KG, Bochanski, JJ, 2010, AJ, 139, 2566.

[20] Hernandez X., Jimenez MA, Allen C., 2012, European Physical Journal C, 72, 1884.

[21] El-Badry, K., Rix, H.-W., Heintz, TM 2021, MNRAS, 506, 2269.

[22] Chae, K.-H. 2023, ApJ, 952, 128.

[23] Hernandez X., 2023, MNRAS, 525, 1401.

[24] Pittordis C., Sutherland W., 2023, ABl., 6, 4.

[25] https://iai.tv/articles/cosmologys-crisis-needs-mond-auid-2687?_auid=2020

[26] https://mp.weixin.qq.com/s/3T2XGrRYH0nwMohYBb2XzA

[27] https://bigthink.com/hard-science/dark-matter-alternative-modified-newtonian-dynamics-ruled-out

[28] Bekenstein, J., Milgrom, M. 1984, ApJ, 286, 7.

[29] Chae, K.-H., 2024, ApJ, 960, 114.

[30] Hernandez, X. & Chae, K.-H., 2023, arXiv:2312.03162.

[31] Raghavan, D., McAlister, HA, Henry, TJ, et al. 2010, ApJS, 190, 1.

[32] Riddle, R., Tokovinin, A., Mason, BD, et al. 2015, ApJ, 799, 4.

[33] Moe, M., Di Stefano, R. 2017, ApJS, 230, 15.

[34] Desmond, H., Hees, A., & Famaey, B. 2024, arXiv:2401.04796. doi:10.48550/arXiv.2401.04796

Dieser Artikel wird vom Science Popularization China Starry Sky Project unterstützt

Produziert von: Chinesische Vereinigung für Wissenschaft und Technologie, Abteilung für Wissenschaftspopularisierung

Hersteller: China Science and Technology Press Co., Ltd., Beijing Zhongke Xinghe Culture Media Co., Ltd.

Besondere Tipps

1. Gehen Sie zur „Featured Column“ unten im Menü des öffentlichen WeChat-Kontos „Fanpu“, um eine Reihe populärwissenschaftlicher Artikel zu verschiedenen Themen zu lesen.

2. „Fanpu“ bietet die Funktion, Artikel nach Monat zu suchen. Folgen Sie dem offiziellen Account und antworten Sie mit der vierstelligen Jahreszahl + Monat, also etwa „1903“, um den Artikelindex für März 2019 zu erhalten, usw.

Copyright-Erklärung: Einzelpersonen können diesen Artikel gerne weiterleiten, es ist jedoch keinem Medium und keiner Organisation gestattet, ihn ohne Genehmigung nachzudrucken oder Auszüge daraus zu verwenden. Für eine Nachdruckgenehmigung wenden Sie sich bitte an den Backstage-Bereich des öffentlichen WeChat-Kontos „Fanpu“.