短缺質量
正文
星系的維里質量和光度質量之間的差額。有人稱為隱匿質量，但這樣會與那些可以補償質量短缺而尚未被觀測到的物質──隱匿質量相混。分析星系集團成員星系的紅移,可得速度彌散度,再根據維里定理算出星系集團的總質量，這就是所謂的維里質量。而按照星系的質光比也可估計星系集團的總質量，這樣測定的質量稱為光度質量。星系的維里質量一般總是大於光度質量。也就是說根據質光比的計算,質量有所短缺,也叫做質量不相符(mass discrepancy)。1933年茲威基首先發現，后髮星系團的質量不相符因子為 400。史密斯在1936年指出,室女星系團的不相符因子是200。此後的一系列研究表明,質量不相符是星系群和星系團的普遍現象,只是不相符因子沒有那么大而已。隨著觀測技術的進展，離星系中心較遠的暗弱天體陸續被發現，光度質量值也相應提高了。目前認為，一般富星系團的質量不相符因子可能為10左右，后髮星系團為3～7,室女星系團約為8。短缺質量是星系天文學中的一個重大課題，人們已從多方面對它進行過探索。例如:①紅移可能有非速度因素,因而維里質量定得偏高。②星系團不穩定，不能套用維里定理定質量。③星系團中有隱匿質量，它們可能以中性氫、電離氫、分子氫、 塵埃、瀰漫氣體、作為X射線展源的熱氣體（見高能天文台）、暗矮星、小黑洞等形式存在。④單一星系也有隱匿質量，例如星系冕或星系暈，它們光度雖小，但總質量不能忽略不計。⑤星系團中的次成團效應有穩定作用，支持這一點的觀測事實是星系團中心常可看到兩個非常亮的星系對，質量不相符因子大的不規則星系常有較多的子系。⑥星系質量集中的地方不是光度集中的地方，質光比這個概念沒有意義。⑦引力不符合牛頓定律,甚至可能存在其他的力。然而,這個問題迄今還未得到令人滿意的解決。此外，在宇宙學中,根據某些理論,宇宙間的物質密度比觀測值大。例如要求宇宙常數Λ為零，宇宙的密度就應為現在觀測值的40倍，這樣就缺少大量的物質。這就是宇宙學中的短缺質量問題。
