Muokataan osiota sivusta John Hartnettin kosmologinen malli

=== Taivaankappaleiden massanmääritys ===

Newtonin ajoista lähtien tähtitieteilijät ovat mitanneet Auringon ja planeettojen massaa kaavalla:

<math>m =\frac{v^2 \cdot R}{G}</math>

Kaavassa <math>v</math> on mitattavan kappaleen vauhti, <math>R</math> kappaleen ja kiertoliikkeen keskuksen keskipisteiden välimatka ja <math>G</math> Newtonin [[wp:gravitaatiovakio|gravitaatiovakio]].

Kaavaa voidaan käyttää myös aurinkokuntamme ulkopuolisiin kohteisiin, jotka kiertävät jonkin keskuksen ympäri. Massa voidaan määrittää myös loistavan aineen määrästä, mutta nämä kaksi menetelmää tuottavat keskenään ristiriitaisia tuloksia. Yllä mainitulla kaavalla saadaan aina suurempia tuloksia kuin mitä havaitaan, mikä tarkoittaa, että on ainetta, jota ei havaita. Tätä eroa kuvataan yleensä '''''M/L''''' -suhteella. Kun '''''M/L''''' = 1, pimeää ainetta ei tarvita.<ref>Hartnett, s. 37–38</ref>

Eri menetelmin tutkittaessa on kuitenkin huomattu, että '''''M/L''''' -suhde on kaukana yhdestä ja että se kasvaa sitä mukaa, kun asteikkoa suurennetaan. Samainen ongelma vaivaa myös koko universumin tasolla, ja jotta havainnot voitaisiin sovittaa Freidman-Lemaître-malliin, ''pimeä aine'' on otettu uudelleen käyttöön. Pimeän aineen väitetäänkin käsittävän 22% maailmankaikkeuden aineesta ja energiasta.<ref>Yleisen suhteellisuusteorian mukaan aine ja energia ovat viime kädessä yksi ja sama suure ja muunnettavissa toisikseen Einsteinin tunnetun kaavan <math>E = mc^2</math> mukaisesti.</ref> Malli vaatii myös toisen osatekijän, jota kutsutaan ''pimeäksi energiaksi''. Sitä oletetaan olevan 74% maailmankaikkeuden kaikesta aineesta ja energiasta. Hartnett argumentoi, ettei tätä ole havaittu, mutta pimeää ainetta ja energiaa pitäisi olla kaikkialla ympärillämme – näkyvää ainetta olisi vain 4% aineen ja energian kokonaismäärästä.<ref>Hartnett, s. 38–41</ref>