Πυκνότητα γαλαξιών στο πεδίο Cosmic Evolution Survey (COSMOS), με χρώματα που αντιπροσωπεύουν την κόκκινη μετατόπιση των γαλαξιών, που κυμαίνονται από την κόκκινη μετατόπιση 0,2 (μπλε) έως 1 (κόκκινο). Τα ροζ περίγραμμα ακτίνων Χ δείχνουν την εκτεταμένη εκπομπή ακτίνων Χ όπως παρατηρείται από το XMM-Newton.
Η σκοτεινή ύλη (στην πραγματικότητα κρύα, σκοτεινή - μη βαρυονική - ύλη) μπορεί να ανιχνευθεί μόνο από τη βαρυτική της επίδραση. Σε ομάδες και ομάδες γαλαξιών, αυτή η επιρροή εμφανίζεται ως αδύναμος βαρυτικός φακός, κάτι που είναι δύσκολο να καρφωθεί. Ένας τρόπος για να εκτιμηθεί με μεγαλύτερη ακρίβεια ο βαθμός βαρυτικού φακού - και έτσι η κατανομή της σκοτεινής ύλης - είναι να χρησιμοποιήσετε την εκπομπή ακτίνων Χ από το καυτό πλάσμα ενδοσυστοιχιών για να εντοπίσετε το κέντρο μάζας.
Και αυτό ακριβώς έκανε μια ομάδα αστρονόμων πρόσφατα… και, για πρώτη φορά, μας έδωσαν μια λαβή για το πώς έχει εξελιχθεί η σκοτεινή ύλη τα τελευταία πολλά δισεκατομμύρια χρόνια.
Το COSMOS είναι μια αστρονομική έρευνα που έχει σχεδιαστεί για την ανίχνευση του σχηματισμού και της εξέλιξης των γαλαξιών ως συνάρτηση του κοσμικού χρόνου (ερυθρή μετατόπιση) και του περιβάλλοντος δομής μεγάλης κλίμακας. Η έρευνα καλύπτει ένα ισημερινό πεδίο 2 τετραγωνικών μοιρών με απεικόνιση από τα περισσότερα από τα μεγάλα διαστημικά τηλεσκόπια (συμπεριλαμβανομένων των Hubble και XMM-Newton) και ορισμένων επίγειων τηλεσκοπίων.
Η κατανόηση της φύσης της σκοτεινής ύλης είναι ένα από τα βασικά ανοιχτά ερωτήματα στη σύγχρονη κοσμολογία. Σε μια από τις προσεγγίσεις που χρησιμοποιήθηκαν για την αντιμετώπιση αυτού του ερωτήματος οι αστρονόμοι χρησιμοποιούν τη σχέση μεταξύ μάζας και φωτεινότητας που έχει βρεθεί για συστάδες γαλαξιών που συνδέουν τις εκπομπές ακτίνων Χ τους, μια ένδειξη της μάζας της συνηθισμένης («βαρυονικής») ύλης μόνο ( Φυσικά, η βαρυονική ύλη περιλαμβάνει ηλεκτρόνια, τα οποία είναι λεπτόνια!), και τις συνολικές μάζες τους (βαρυονική συν σκοτεινή ύλη) όπως καθορίζεται από τον βαρυτικό φακό.
Μέχρι σήμερα η σχέση έχει δημιουργηθεί μόνο για κοντινές συστάδες. Νέα εργασία από μια διεθνή συνεργασία, συμπεριλαμβανομένου του Ινστιτούτου Max Planck για την Εξωγήινη Φυσική (MPE), το Εργαστήριο Αστροφυσικής της Μασσαλίας (LAM) και το Εθνικό Εργαστήριο Lawrence Berkeley (Berkeley Lab), έχει σημειώσει σημαντική πρόοδο στην επέκταση της σχέσης σε πιο απομακρυσμένη και μικρότερες κατασκευές από ό, τι ήταν δυνατό στο παρελθόν.
Για να διαπιστώσει τη σχέση μεταξύ της εκπομπής ακτίνων Χ και της υποκείμενης σκοτεινής ύλης, η ομάδα χρησιμοποίησε ένα από τα μεγαλύτερα δείγματα ομάδων και ομάδων γαλαξιών που επιλέχθηκαν με ακτίνες Χ, που παράγονται από το παρατηρητήριο ακτίνων Χ της ESA, XMM-Newton.
Ομάδες και συστάδες γαλαξιών μπορούν να βρεθούν αποτελεσματικά χρησιμοποιώντας την εκτεταμένη εκπομπή ακτίνων Χ σε κλίμακες υποκλίματος. Ως αποτέλεσμα της μεγάλης αποτελεσματικής περιοχής, το XMM-Newton είναι το μοναδικό τηλεσκόπιο ακτίνων Χ που μπορεί να ανιχνεύσει το αχνό επίπεδο εκπομπών από μακρινές ομάδες και συστάδες γαλαξιών.
«Η ικανότητα της XMM-Newton να παρέχει μεγάλους καταλόγους γαλαξιακών ομάδων σε βαθιά πεδία είναι εκπληκτική», δήλωσε ο Alexis Finoguenov του MPE και το University of Maryland, συν-συγγραφέας του πρόσφατου εγγράφου Astrophysical Journal (ApJ) που ανέφερε την ομάδα Αποτελέσματα.
Δεδομένου ότι οι ακτίνες Χ είναι ο καλύτερος τρόπος για να βρείτε και να χαρακτηρίσετε συστάδες, οι περισσότερες μελέτες παρακολούθησης περιορίζονται έως τώρα σε σχετικά κοντινές ομάδες και ομάδες γαλαξιών.
«Δεδομένων των πρωτοφανών καταλόγων που παρέχονται από την XMM-Newton, καταφέραμε να επεκτείνουμε τις μετρήσεις μάζας σε πολύ μικρότερες δομές, οι οποίες υπήρχαν πολύ νωρίτερα στην ιστορία του Σύμπαντος», λέει ο Alexie Leauthaud της Διεύθυνσης Φυσικής του Berkeley Lab, πρώτος συγγραφέας τη μελέτη ApJ.
Ο βαρυτικός φακός εμφανίζεται επειδή η μάζα καμπυλώνει τον χώρο γύρω του, κάμπτοντας τη διαδρομή του φωτός: όσο μεγαλύτερη μάζα (και όσο πιο κοντά είναι στο κέντρο της μάζας), τόσο περισσότερο κάμπτει ο χώρος και τόσο περισσότερο μετατοπίζεται η εικόνα ενός απομακρυσμένου αντικειμένου και διεστραμμένος. Έτσι, η μέτρηση της παραμόρφωσης ή «διάτμησης» είναι το κλειδί για τη μέτρηση της μάζας του αντικειμένου φακού.
Στην περίπτωση αδύναμου βαρυτικού φακού (όπως χρησιμοποιείται σε αυτή τη μελέτη), η διάτμηση είναι πολύ λεπτή για να φανεί άμεσα, αλλά εξασθενημένες επιπλέον παραμορφώσεις σε μια συλλογή απόμακρων γαλαξιών μπορούν να υπολογιστούν στατιστικά και η μέση διάτμηση λόγω του φακού κάποιου μαζικού αντικείμενο μπροστά τους μπορεί να υπολογιστεί. Ωστόσο, για να υπολογιστεί η μάζα του φακού από τη μέση διάτμηση, πρέπει να γνωρίζουμε το κέντρο του.
«Το πρόβλημα με τις συστάδες υψηλής ερυθράς μετατόπισης είναι ότι είναι δύσκολο να προσδιοριστεί ακριβώς ποιος γαλαξίας βρίσκεται στο κέντρο του σμήνους», λέει ο Leauthaud. «Εκεί βοηθούν οι ακτίνες Χ. Η φωτεινότητα ακτίνων Χ από ένα σμήνος γαλαξιών μπορεί να χρησιμοποιηθεί για να βρει το κέντρο του με μεγάλη ακρίβεια. "
Γνωρίζοντας τα κέντρα μάζας από την ανάλυση των εκπομπών ακτίνων Χ, ο Leauthaud και οι συνάδελφοί του θα μπορούσαν τότε να χρησιμοποιήσουν αδύναμο φακό για να εκτιμήσουν τη συνολική μάζα των απομακρυσμένων ομάδων και συστάδων με μεγαλύτερη ακρίβεια από ποτέ.
Το τελευταίο βήμα ήταν να προσδιοριστεί η φωτεινότητα των ακτίνων-x κάθε σμήνος γαλαξιών και να το σχεδιαστεί με τη μάζα που καθορίζεται από τον ασθενή φακό, με την προκύπτουσα σχέση μάζας-φωτεινότητας για τη νέα συλλογή ομάδων και συστάδων που επεκτείνουν προηγούμενες μελέτες σε χαμηλότερες μάζες και υψηλότερες ερυθρές βάρδιες. Μέσα σε υπολογιζόμενη αβεβαιότητα, η σχέση ακολουθεί την ίδια ευθεία κλίση από κοντινά σμήνη γαλαξιών με απομακρυσμένα. ένας απλός συνεπής παράγοντας κλιμάκωσης συσχετίζει τη συνολική μάζα (βαρυονική συν σκοτάδι) μιας ομάδας ή συστάδας με τη φωτεινότητα των ακτίνων Χ, με την τελευταία να μετρά μόνο τη βαρυονική μάζα.
«Επιβεβαιώνοντας τη σχέση μάζας-φωτεινότητας και επεκτείνοντάς την σε υψηλές ερυθρές μετατοπίσεις, κάναμε ένα μικρό βήμα προς τη σωστή κατεύθυνση προς τη χρήση αδύναμου φακού ως ισχυρού εργαλείου για τη μέτρηση της εξέλιξης της δομής», λέει ο Jean-Paul Kneib συν-συγγραφέας του εγγράφου ApJ από το LAM και το Εθνικό Κέντρο Επιστημονικής Έρευνας της Γαλλίας (CNRS).
Η προέλευση των γαλαξιών μπορεί να εντοπιστεί σε μικρές διαφορές στην πυκνότητα του καυτού, πρώιμου Σύμπαντος. Ίχνη αυτών των διαφορών μπορούν να θεωρηθούν ως διαφορές θερμοκρασίας λεπτού στο κοσμικό υπόβαθρο μικροκυμάτων (CMB) - ζεστά και κρύα σημεία.
«Οι παραλλαγές που παρατηρούμε στον αρχαίο ουρανό μικροκυμάτων αντιπροσωπεύουν τα αποτυπώματα που εξελίχθηκαν με την πάροδο του χρόνου στα κοσμικά σκαλωσιά της σκοτεινής ύλης για τους γαλαξίες που βλέπουμε σήμερα», λέει ο George Smoot, διευθυντής του Berkeley Center for Cosmological Physics (BCCP), καθηγητής. της Φυσικής στο Πανεπιστήμιο της Καλιφόρνια στο Μπέρκλεϋ και μέλος του Τμήματος Φυσικής του Μπέρκλεϋ Εργαστηρίου. Ο Smoot μοιράστηκε το βραβείο Νόμπελ Φυσικής του 2006 για τη μέτρηση των ανισοτροπιών στο CMB και είναι ένας από τους συγγραφείς του εγγράφου ApJ. «Είναι πολύ συναρπαστικό που μπορούμε πραγματικά να μετρήσουμε με βαρυτικό φακό πώς η σκοτεινή ύλη κατέρρευσε και εξελίχθηκε από την αρχή».
Ένας στόχος στη μελέτη της εξέλιξης της δομής είναι να κατανοήσουμε την ίδια τη σκοτεινή ύλη και πώς αλληλεπιδρά με τη συνηθισμένη ύλη που μπορούμε να δούμε. Ένας άλλος στόχος είναι να μάθουμε περισσότερα για τη σκοτεινή ενέργεια, το μυστηριώδες φαινόμενο που διαχωρίζει την ύλη και αναγκάζει το Σύμπαν να επεκταθεί με επιταχυνόμενο ρυθμό. Πολλές ερωτήσεις παραμένουν αναπάντητες: Είναι η σκοτεινή ενέργεια σταθερή ή είναι δυναμική; Ή είναι απλώς μια ψευδαίσθηση που προκαλείται από έναν περιορισμό στη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας του Αϊνστάιν;
Τα εργαλεία που παρέχονται από την εκτεταμένη σχέση μάζας-φωτεινότητας θα κάνουν πολλά για να απαντήσουν σε αυτά τα ερωτήματα σχετικά με τους αντίθετους ρόλους της βαρύτητας και της σκοτεινής ενέργειας στη διαμόρφωση του Σύμπαντος, τώρα και στο μέλλον.
Πηγές: ESA, και μια δημοσίευση που δημοσιεύθηκε στο τεύχος της Astrophysical Journal στις 20 Ιανουαρίου 2010 (arXiv: 0910.5219 is the preprint)
