Gęstość galaktyk w polu Cosmic Evolution Survey (COSMOS), przy czym kolory reprezentują przesunięcie ku czerwieni galaktyk, od przesunięcia ku czerwieni o 0,2 (niebieski) do 1 (czerwony). Różowe kontury promieni rentgenowskich pokazują wydłużoną emisję promieniowania rentgenowskiego obserwowaną przez XMM-Newton.
Ciemną materię (właściwie zimną, ciemną - niebarionową - materię) można wykryć tylko pod wpływem jej grawitacji. W gromadach i grupach galaktyk wpływ ten objawia się jako słabe soczewkowanie grawitacyjne, które trudno jest przygwoździć. Jednym ze sposobów dokładniejszego oszacowania stopnia soczewkowania grawitacyjnego - a więc i rozkładu ciemnej materii - jest wykorzystanie emisji promieniowania rentgenowskiego z gorącej plazmy wewnątrz gromady w celu zlokalizowania środka masy.
Właśnie to ostatnio zrobił zespół astronomów… i po raz pierwszy dali nam do zrozumienia, jak ciemna materia ewoluowała w ciągu ostatnich wielu miliardów lat.
COSMOS to badanie astronomiczne zaprojektowane w celu zbadania powstawania i ewolucji galaktyk w funkcji czasu kosmicznego (przesunięcie ku czerwieni) i środowiska struktury na dużą skalę. Badanie obejmuje pole równikowe o powierzchni 2 stopni kwadratowych z obrazowaniem większości głównych teleskopów kosmicznych (w tym Hubble'a i XMM-Newtona) oraz szeregu teleskopów naziemnych.
Zrozumienie natury ciemnej materii jest jednym z kluczowych otwartych pytań we współczesnej kosmologii. W jednym z podejść zastosowanych w celu odpowiedzi na to pytanie astronomowie wykorzystują związek między masą i jasnością, który został znaleziony dla gromad galaktyk, które łączą ich emisje rentgenowskie, wskazanie samej masy zwykłej („barionowej”) materii ( oczywiście materia barionowa obejmuje elektrony, które są leptonami!) oraz ich masy całkowite (barionowy plus ciemna materia) określone przez soczewkowanie grawitacyjne.
Do tej pory związek został ustanowiony tylko dla pobliskich klastrów. Nowe prace międzynarodowej współpracy, w tym Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (MPE), Laboratory of Astrophysics of Marsseilles (LAM) i Lawrence Berkeley National Laboratory (Berkeley Lab), poczyniły znaczne postępy w rozszerzaniu relacji na bardziej odległe i mniejsze struktury niż było to wcześniej możliwe.
Aby ustalić związek między emisją promieniowania rentgenowskiego a leżącą u jego podstaw ciemną materią, zespół wykorzystał jedną z największych próbek wybranych grup i gromad galaktyk, wyprodukowanych przez obserwatorium rentgenowskie ESA, XMM-Newton.
Grupy i gromady galaktyk można skutecznie znaleźć, korzystając z ich rozszerzonej emisji rentgenowskiej w skalach podskórnych. Dzięki dużemu efektywnemu obszarowi XMM-Newton jest jedynym teleskopem rentgenowskim, który może wykryć słaby poziom emisji z odległych grup i gromad galaktyk.
„Zdolność XMM-Newton do dostarczania dużych katalogów grup galaktyk w głębokich polach jest zadziwiająca” - powiedziała Alexis Finoguenov z MPE i University of Maryland, współautor najnowszego artykułu Astrophysical Journal (ApJ), w którym opisano wyniki.
Ponieważ promieniowanie rentgenowskie jest najlepszym sposobem na znalezienie i scharakteryzowanie gromad, większość dalszych badań była dotychczas ograniczona do stosunkowo pobliskich grup i gromad galaktyk.
„Biorąc pod uwagę niespotykane katalogi dostarczone przez XMM-Newton, byliśmy w stanie rozszerzyć pomiary masy na znacznie mniejsze struktury, które istniały znacznie wcześniej w historii Wszechświata”, mówi Alexie Leauthaud z działu fizyki Berkeley Lab, pierwszy autor badanie ApJ.
Soczewkowanie grawitacyjne występuje, ponieważ masa zakrzywia przestrzeń wokół niej, zaginając ścieżkę światła: im więcej masy (i im bliżej środka masy), tym więcej zakrzywi się w przestrzeni, i tym bardziej obraz odległego obiektu zostanie przesunięty i zniekształcony. Zatem pomiar zniekształceń lub „ścinania” jest kluczem do pomiaru masy obiektu soczewki.
W przypadku słabego soczewkowania grawitacyjnego (stosowanego w tym badaniu) ścinanie jest zbyt subtelne, aby można je było zobaczyć bezpośrednio, ale słabe dodatkowe zniekształcenia w zbiorze odległych galaktyk można obliczyć statystycznie, a średnie ścinanie wynikające z soczewkowania niektórych masywnych obiekt przed nimi można obliczyć. Aby jednak obliczyć masę soczewki na podstawie średniego ścinania, należy znać jej środek.
„Problem z gromadami z wysokim przesunięciem ku czerwieni polega na tym, że trudno jest dokładnie ustalić, która galaktyka znajduje się w centrum gromady”, mówi Leauthaud. „W tym pomagają promienie rentgenowskie. Promieniowanie rentgenowskie z gromady galaktyk można wykorzystać do bardzo dokładnego znalezienia jego centrum. ”
Znając centra masy na podstawie analizy emisji rentgenowskiej, Leauthaud i współpracownicy mogli następnie zastosować słabe soczewkowanie, aby oszacować całkowitą masę odległych grup i skupień z większą dokładnością niż kiedykolwiek wcześniej.
Ostatnim krokiem było określenie jasności promieniowania rentgenowskiego każdej gromady galaktyk i wykreślenie jej względem masy określonej na podstawie słabego soczewkowania, z uzyskaną relacją masy do jasności dla nowego zbioru grup i gromad, rozszerzając poprzednie badania na mniejsze i wyższe masy zmiany biegów. W ramach obliczalnej niepewności związek zachodzi po tym samym prostym zboczu od pobliskich gromad galaktyk do odległych; prosty spójny współczynnik skalowania wiąże całkowitą masę (barionowy plus ciemny) grupy lub gromady z jej jasnością promieniowania rentgenowskiego, przy czym ta ostatnia mierzy samą masę barionową.
„Potwierdzając relację masy do jasności i rozszerzając ją na duże przesunięcia ku czerwieni, zrobiliśmy mały krok we właściwym kierunku w kierunku zastosowania słabego soczewkowania jako potężnego narzędzia do pomiaru ewolucji struktury”, mówi Jean-Paul Kneib, współautor artykułu ApJ z LAM i francuskiego Narodowego Centrum Badań Naukowych (CNRS).
Pochodzenie galaktyk można przypisać niewielkim różnicom w gęstości gorącego, wczesnego Wszechświata; ślady tych różnic nadal można postrzegać jako niewielkie różnice temperatur w kosmicznym tle mikrofalowym (CMB) - gorące i zimne punkty.
„Odmiany, które obserwujemy na starożytnym niebie mikrofalowym reprezentują odciski, które z czasem przekształciły się w kosmiczne rusztowanie ciemnej materii dla galaktyk, które widzimy dzisiaj”, mówi George Smoot, dyrektor Berkeley Center for Cosmological Physics (BCCP), profesor fizyki na University of California w Berkeley i członek Berkeley Lab's Physics Division. Smoot podzielił Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki z 2006 r. Za pomiar anizotropii w CMB i jest jednym z autorów artykułu ApJ. „To bardzo ekscytujące, że możemy zmierzyć za pomocą soczewkowania grawitacyjnego, w jaki sposób ciemna materia zapadała się i ewoluowała od samego początku”.
Jednym z celów badania ewolucji struktury jest zrozumienie samej ciemnej materii i jej interakcji ze zwykłą materią, którą widzimy. Kolejnym celem jest zdobycie wiedzy na temat ciemnej energii, tajemniczego zjawiska, które rozdziela materię i powoduje, że Wszechświat rozszerza się w przyspieszającym tempie. Wiele pytań pozostaje bez odpowiedzi: czy ciemna energia jest stała, czy dynamiczna? Czy może jest to jedynie złudzenie spowodowane ograniczeniem ogólnej teorii względności Einsteina?
Narzędzia dostarczone przez rozszerzoną relację masy do jasności zrobią wiele, aby odpowiedzieć na te pytania dotyczące przeciwstawnych roli grawitacji i ciemnej energii w kształtowaniu Wszechświata, teraz i w przyszłości.
Źródła: ESA oraz artykuł opublikowany w numerze Astrophysical Journal z 20 stycznia 2010 r. (ArXiv: 0910.5219 to preprint)
