短缺質量

1933年茲威基首先發現﹐後發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﹐質量不相符是星系羣和星系團的普橄窒螬o只是不相符因子沒有那麼大而已。隨著觀測技術的進展﹐離星系中心較遠的闇弱天體陸續被發現﹐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﹐後發星系團為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﹕紅移可能有非速度因素﹐因而維裏質量定得偏高。星系團不穩定﹐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。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。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。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。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。