銀河団の動きに見られる架空の暗い流れは、宇宙の膨張に伴って外向きに流れており、独自の個体を持っている可能性がある遠方の物体の動きの明確な統計的相関を確実に特定できる必要があります（または重力の相互作用から生じる特有の）動き。
たとえば、銀河の間には時空が拡大するため、銀河は一般的に互いに急いで離れる傾向がありますが、現在、天の川とアンドロメダ銀河は重力に拘束された衝突経路にあります。
したがって、大規模な宇宙の運動に関心がある場合は、バルクフローを調査するのが最善です。ここでは、個々のオブジェクトの検討から後退し、代わりに多数のオブジェクトの運動の一般的な傾向を探します。
銀河団の動きの非常に大規模な観測が2008年にKashlinsky et alによって提案され、異常な流れの領域を示し、宇宙の膨張によって予測される動きと速度の一般的な傾向と一致せず、これは説明できません局所的な重力相互作用による。
そのような発見に基づいて、カシュリンスキーは初期の宇宙の不均一性が宇宙のインフレーションの前に存在したかもしれないと提案しました-ラムダの冷たい暗黒物質として知られている宇宙の進化のために現在好まれている標準モデルの違反を表すでしょう（ Lambda CDM）モデル。
異常なバルクフローは、観測可能な宇宙の端を超えた大量の質量の存在が原因である可能性があります–あるいは、一体、おそらくそれは別の隣接する宇宙です。原因は不明であり、おそらく認識できないため、原因が私たちの観測可能な範囲を超えている場合は、天文学的な異項間「ダーク」が呼び出され、「ダークフロー」という用語が与えられます。
公平を期すために、これらのデータを説明するためのより多くの「提案」は、カシュリンスキーや他の研究者自身ではなく、カシュリンスキーのコメンテーターによって行われ、これにはダークフローという用語の使用も含まれます。それにもかかわらず、カシリンスキーのデータがしっかりしていない場合、このすべての野生の推測は少し冗長になります。そして、オッカムのかみそりは、宇宙が現在の標準のラムダCDMモデルによって最もよく説明されると仮定し続ける必要があることを示唆しています。
カシュリンスキーの解釈には批評家がいます。たとえば、Daiらは、1A型超新星の個々（特異）の速度に基づいて、バルク流の最近の評価を提供しています。
カシュリンスキー分析は、エネルギー電子と相互作用するCMB光子から生じる宇宙マイクロ波背景（CMB）のかすかな歪みを含む、スニヤエフ-ゼルドビッチ効果の観測に基づいています。これらの観測は、動作の特定と観測にのみ有用と見なされます銀河団のような非常に大規模な構造の。代わりに、Daiらは、特定のデータポイント（標準的なキャンドルタイプ1a超新星観測である）を使用し、これらのデータの宇宙の予想されるバルク流への統計的適合を調べます。
したがって、カシュリンスキーらは個々のユニットの動きを無視してバルクフローだけを見るべきだと言っていますが、ダイらは、個々のユニットの動きを見て、それらのデータが想定されるバルクフローにどれだけ適合するかを判断するべきだと言っています。
ダイらは、超新星データがカシュリンスキーによって提案されたバルク流の一般的な傾向に適合することができることがわかりました-しかし、より近い（低い赤方偏移）領域でのみ。さらに重要なことに、異常な速度を再現することができません。カシュリンスキーは毎秒600キロメートルを超える異常なバルクフローを測定しましたが、ダイらは、タイプ1aの超新星の観測から得られた速度が毎秒188キロのバルクフローに最も適していることを発見しました。これは、毎秒約170キロメートルの膨張する宇宙のラムダCDMモデルから予測されるバルクフローと密接に適合しています。
いずれにせよ、それはすべて、一般的な傾向の統計分析にかかっています。より多くのデータがここで役立ちます。
参考文献： 大ら。超新星の特異な速度を使って宇宙のバルク流を測定する。
