Selle nädala Ameerika Astronoomiaühingu konverentsil esitletav uus paber lubab niiöelda valgustada tumeaine jälitamist üksikutes galaktikates. Praegune universumi külma tumeaine mudel on äärmiselt edukas, kui tegemist on salapärase aine kaardistamisega suurtes skaalades, kuid mitte galaktilistes ja subgalaktilistes skaalades. Täna kirjeldas Florida Atlandi ülikooli doktor Sukanya Chakrabarti uut moodust tumeda aine kaardistamiseks, jälgides suurte galaktikate vesinikukettides tekkivaid virvendusi. Tema töö võib lõpuks lubada astronoomidel kasutada tavalise mateeria vaatlusi, et uurida tumeda aine jaotust väiksematel skaaladel.
Spiraalgalaktikad koosnevad tavaliselt kettast, mis on valmistatud normaalsest (barüoonilisest) ainest ja sisaldab keskset punn- ja spiraalharu ning halo, mis ümbritseb ketast ja sisaldab tumedat ainet. Viimastel aastatel on läbi viidud uuringuid nagu THINGS (läbi viinud NRAO väga suur massiiv), et analüüsida vesiniku jaotumist läheduses asuvates galaktilistes ketastes. Eelmisel aastal kasutas dr Chakrabarti selliseid uuringuid, et uurida, kuidas väikesed satelliidiga galaktikad mõjutavad suuremate galaktikate kettaid, näiteks M51, Whirlpooli galaktika. Kuid tõeline auhind seisneb uurimisel, mida astronoomid ei näe. Chakrabarti märkis: "Alates 70ndatest oleme lamedate pöörlemiskõverate vaatluste põhjal teada saanud, et galaktikates on massiliselt tumeda aine halosid, kuid sonde on väga vähe, mis võimaldavad meil aru saada, kuidas see jaotub." Nüüd on ta laiendanud oma uurimistööd just selleks.
Astronoomid usuvad, et tumeaine tiheduse jaotus sõltub parameetrist, mida nimetatakse selle omaks skaala raadius. Nagu selgub, mõjutab selle parameetri muutmine galaktika vesinikketta kuju nähtavalt, kui arvestada mööduvate kääbusgalaktikate galaktikaid.
"Välistes gaasiplaatides olevad kortsud toimivad nagu aluseks oleva tumeaine jaotuse peegel," ütles Chakrabarti. Muutes M51 tumeaine halo skaalaraadiust, suutis Chakrabarti näha, kuidas see mõjutab ketta aatomaalse vesiniku kuju ja jaotust. Ta leidis, et suuremahulised raadiused tekitavad galaktikaid tumeda aine halogeeniga, mis muutub kogu ketta pikkuses järk-järgult hajusamaks. See põhjustab ketta vesiniku ümbritseva galaktika kesknurka väga lõdvalt. Ja vastupidi, väikesemahulistel raadiustel on tihedusprofiilid, mis kukuvad palju järsemalt maha.
"Ühtlasemad tihedusprofiilid hoiavad oma" asju "paremini kinni," selgitas Chakrabarti, "ja seetõttu on neil spiraalikujundus palju tihedamalt mähitud."
Chakrabarti kaart tumeaine jaotusest M51 halogeenides on kooskõlas olemasolevate teoreetiliste mudelitega, pannes teda uskuma, et see meetod võib olla äärmiselt kasulik astronoomidele, kes üritavad proovida katsetut, nähtamatut ainet, mis moodustab peaaegu veerandi meie universumist . Tema paberi eeltrükk on saadaval ArXivis.
