Galaktikate tihedus kosmilise evolutsiooni uuringu (COSMOS) väljal, värvid tähistavad galaktikate punast nihet, ulatudes punanihkest 0,2 (sinine) kuni 1 (punane). Roosa röntgenkontuur näitab XMM-Newtoni täheldatud laiendatud röntgenkiirgust.
Tumeda aine (tegelikult külma, tumeda - mittebaryoonilise - aine) saab tuvastada ainult selle gravitatsioonilise mõju kaudu. Klastrites ja galaktikarühmades ilmneb see mõju nõrga gravitatsiooniläätsedena, mida on keeruline naelutada. Üks viis gravitatsiooniläätse ulatuse ja seega ka tumeda aine jaotuse palju täpsemaks hindamiseks on massi keskme asukoha määramiseks kuuma klastrisisese plasma röntgenkiirguse emissiooni kasutamine.
Ja just seda on hiljuti teinud üks astronoomide meeskond ... ja nad on meile esimest korda andnud juhised, kuidas tume aine on viimase mitme miljardi aasta jooksul arenenud.
COSMOS on astronoomiline uuring, mille eesmärk on uurida galaktikate teket ja arengut kosmilise aja (punanihke) ja suuremahulise struktuurikeskkonna funktsioonina. Uuring hõlmab kahe ruutkraadi ekvaatorivälja koos suurema osa suuremate kosmosepõhiste teleskoopide (sealhulgas Hubble ja XMM-Newton) ja paljude maapealsete teleskoopide pildistamisega.
Pimeda aine olemuse mõistmine on kaasaegses kosmoloogias üks võtmeküsimusi. Ühes selle küsimuse käsitlemiseks kasutatud lähenemisviisis kasutavad astronoomid galaktikate klastrite puhul leitud massi ja heleduse suhet, mis seob nende röntgenkiirgust, ainuüksi tavalise („baryonic”) aine massi näitamiseks ( loomulikult hõlmavad baryoonilised ained elektronid, mis on leptonid!) ja nende gravitatsioonläätse abil määratud kogumassid (baryonic pluss tumeaine).
Praeguseks on suhe loodud ainult läheduses asuvate klastrite jaoks. Rahvusvahelise koostöö, sealhulgas Max Plancki Maavälise Füüsika Instituudi (MPE), Marseille 'astrofüüsika labori (LAM) ja Lawrence Berkeley riikliku labori (Berkeley lab) uus töö on teinud suuri edusamme suhete laiendamisel kaugematele riikidele. ja väiksemad struktuurid kui seni oli võimalik.
Röntgenkiirguse emissiooni ja aluseks oleva tumeaine vahelise seose kindlakstegemiseks kasutas meeskond ESA röntgeniseirekeskuse XMM-Newtoni ühte suurimat röntgenograafiaga valitud rühmade ja galaktikate klastrite proovi.
Galaktikate rühmi ja klastrid saab tõhusalt leida, kasutades nende laiendatud röntgenkiirgust väiksema kaareminuti skaaladel. Tänu oma suurele efektiivsele alale on XMM-Newton ainus röntgenteleskoop, mis suudab tuvastada kaugetest galaktikate rühmitustest ja klastritest eralduva nõrga emissioonitaseme.
"XMM-Newtoni võime pakkuda sügavates väljades suuri galaktikarühmade katalooge on hämmastav," ütles Alexis Finoguenov MPE-st ja Marylandi ülikoolist, hiljutise Astrophysical Journal (ApJ) raamatu kaasautor, kes teatas meeskonna tulemused.
Kuna röntgenikiirgus on parim viis klastrite leidmiseks ja iseloomustamiseks, on enamik järelmeetmeid seni piiratud suhteliselt lähedal asuvate galaktikate rühmade ja klastritega.
"Arvestades XMM-Newtoni ennenägematuid katalooge, oleme suutnud laiendada massi mõõtmisi palju väiksematele struktuuridele, mis eksisteerisid palju varem universumi ajaloos," ütleb Alexie Leauthaud Berkeley Labi füüsikaosakonnast, kes on selle esimene autor. ApJ uuring.
Gravitatsiooniline lääts tekib seetõttu, et mass kõverdab selle ümber olevat ruumi, painutades valguse rada: mida rohkem on massi (ja mida lähemal see on massi keskpunkti), seda rohkem ruumi paindub ja seda rohkem nihkub kauge objekti pilt ja moonutatud. Seega on moonutuse või nihke mõõtmine läätseobjekti massi mõõtmisel võtmetähtsusega.
Nõrga gravitatsioonilise läätse korral (nagu käesolevas uuringus kasutatud) on nihkejõud liiga väike, et seda otse näha, kuid statistiliselt on võimalik arvutada kaugete galaktikate kogu väikesi täiendavaid moonutusi ning mõne massiivse läätse läätsest tingitud keskmine nihkejõud objekti nende ees saab arvutada. Objektiivi massi arvutamiseks keskmisest nihkest tuleb teada selle keskpunkti.
"Suure punasekindlusega klastrite probleem on see, et on raske täpselt kindlaks teha, milline galaktika asub klastri keskpunktis," ütleb Leauthaud. “Seal aitab röntgenikiirgus. Galaktikaklastri röntgenikiirgust saab selle keskpunkti väga täpselt leida. ”
Teades röntgenkiirguse kiirgusanalüüsi massikeskmeid, said Leauthaud ja tema kolleegid kasutada nõrkade läätsedega kaugemate rühmade ja klastrite kogumassi suurema täpsusega kui kunagi varem.
Viimane samm oli iga galaktikaparve röntgenkiirguse määramine ja selle joonistamine nõrga läätse järgi määratud massist lähtuvalt, saadud rühmade ja klastrite uue kollektsiooni massi-heleduse suhe laiendas eelnevaid uuringuid madalamatele ja suurematele massidele punanihked. Arvutatava määramatuse piires järgib suhe sama sirget kallakut lähedalasuvatest galaktikaparvedest kaugematesse; lihtne järjekindel skaleerimistegur seob rühma või klastri kogumassi (barüoonne pluss tume) selle röntgenikiirguse heledusega, viimane mõõdab ainult barüoonilist massi.
"Kinnitades mass-heleduse suhet ja laiendades seda suurtele punastele nihketele, oleme astunud väikese sammu õiges suunas, kasutades nõrka objektiivi kui võimsat vahendit struktuuri arengu mõõtmiseks," ütleb Jean-Paul Kneib, kaasautor LAM-i ja Prantsusmaa Riikliku Teadusuuringute Keskuse (CNRS) ApJ-i paberist.
Galaktikate päritolu on tuvastatav kuuma, varase Universumi tiheduse väikeste erinevustega; nende erinevuste jälgi võib ikkagi vaadelda kui minimaalseid temperatuurierinevusi kosmilises mikrolaine foonis (CMB) - kuumades ja külmades kohtades.
"Variatsioonid, mida iidses mikrolainete taevas täheldame, tähistavad jäljendeid, mis aja jooksul arenesid täna nähtavate galaktikate kosmiliseks tumeaine tellinguks," ütleb George Smoot, Berkeley Kosmoloogilise Füüsika Keskuse (BCCP) direktor, professor California ülikooli Berkeley füüsika osakond ja Berkeley Labi füüsikaosakonna liige. Smoot jagas CMB-s anisotroopiate mõõtmise eest 2006. aasta Nobeli füüsikapreemiat ja on üks ApJ töö autoritest. "On väga põnev, et saame tegelikult gravitatsioonilise läätsega mõõta, kuidas tumeaine on algusest peale kokku varisenud ja arenenud."
Struktuuri arengu uurimisel on üheks eesmärgiks mõista tumedat ainet ennast ja seda, kuidas see mõjutab tavalist ainet, mida me võime näha. Teine eesmärk on õppida rohkem tundma tumedat energiat - salapärast nähtust, mis surub mateeria lahku ja põhjustab Universumi kiirenevat laienemist. Paljud küsimused jäävad vastamata: kas tume energia on konstantne või on see dünaamiline? Või on see lihtsalt illusioon, mille on põhjustanud Einsteini relatiivsusteooria üldteooria piiratus?
Laiendatud mass-helendussuhe pakutavad tööriistad aitavad palju vastata neile küsimustele gravitatsiooni ja tumeda energia vastandlike rollide kohta Universumi kujundamisel nii praegu kui ka tulevikus.
Allikad: ESA ja Astrophysical Journali 20. jaanuari 2010. aasta numbris avaldatud artikkel (eeltrükk on arXiv: 0910.5219)
