Густота галактики в полі обстеження космічної еволюції (COSMOS) з кольорами, що представляють червоне зміщення галактик, починаючи від червоного зміщення від 0,2 (синього) до 1 (червоного). Рожеві рентгенівські контури показують розширене випромінювання рентгенівських променів, як спостерігається XMM-Newton.
Темна речовина (насправді холодна, темна - не баріонова - матерія) може бути виявлена лише за її гравітаційним впливом. У скупченнях і групах галактик цей вплив виявляється як слабке гравітаційне лінзування, яке важко прибити. Один із способів набагато точніше оцінити ступінь гравітаційного лінзування - і таким чином розподіл темної речовини - це використовувати випромінювання рентгенівського випромінювання з гарячої внутрішньокластерної плазми для визначення центру маси.
І це саме те, що нещодавно зробила команда астрономів… і вони вперше дали нам зрозуміти, як розвивалася темна матерія за останні багато мільярдів років.
COSMOS - це астрономічне дослідження, призначене дослідити утворення та еволюцію галактик як функцію космічного часу (червоний зміщення) та великого масштабу середовища середовища. Обстеження охоплює екваторіальне поле на 2 квадратні градуси із зображеннями більшості основних космічних телескопів (включаючи Хаббла та XMM-Ньютона) та рядом наземних телескопів.
Розуміння природи темної матерії - одне з ключових відкритих питань у сучасній космології. В одному з підходів, що використовуються для вирішення цього питання, астрономи використовують співвідношення між масою та світністю, виявлене для скупчень галактик, що пов'язують їх рентгенівські випромінювання, вказівкою на масу звичайної ("баріонічної") речовини ( звичайно, баріонова речовина включає електрони, які є лептонами!), та їх загальну масу (баріонів плюс темна речовина), що визначається гравітаційним лінзуванням.
На сьогоднішній день стосунки встановлені лише для кластерів, які розташовані поблизу. Нова робота міжнародного співробітництва, включаючи Інститут позаземної фізики Макса Планка (MPE), Лабораторію астрофізики Марселя (LAM) та Національну лабораторію Лоуренса Берклі (Лабораторія Берклі), досягла значних успіхів у розширенні відносин до більш віддалених і менші структури, ніж це було раніше можливо.
Для встановлення зв’язку між рентгенівським випромінюванням та базовою темною речовиною команда використовувала один з найбільших зразків рентгенівських вибраних груп та скупчень галактик, створений рентгенівською обсерваторією ESA, XMM-Newton.
Групи та скупчення галактик можна ефективно знайти, використовуючи їх розширене випромінювання рентгенівських променів на субармінутальних шкалах. В результаті своєї великої ефективної площі XMM-Ньютон - єдиний рентгенівський телескоп, який може виявити слабкий рівень випромінювання від віддалених груп і скупчень галактик.
"Здатність XMM-Newton надавати великі каталоги груп галактик на глибоких полях дивує", - сказав Алексіс Фіногуєнов з MPE та Мерілендського університету, співавтор недавнього документу Astrophysical Journal (ApJ), який повідомляв про команду результати.
Оскільки рентгенівські випромінювання - найкращий спосіб знайти та охарактеризувати скупчення, більшість подальших досліджень до цих пір були обмежені відносно розташованими групами та скупченнями галактик.
"Враховуючи безпрецедентні каталоги, що надаються компанією XMM-Newton, нам вдалося розширити вимірювання маси на набагато менші структури, які існували набагато раніше в історії Всесвіту", - говорить Олексій Ліуто з відділу фізики Берклі Лабораторії, першого автора дослідження ApJ.
Гравітаційне лінзування виникає через те, що маса викривляє простір навколо нього, вигинаючи шлях світла: чим більше маси (і чим вона ближче до центру маси), тим більше прогинається простір, і тим більше зміщується зображення віддаленого предмета і спотворені. Таким чином, вимірювання спотворень, або "зсув", є ключовим фактором для вимірювання маси об'єктива, що лінзує.
У разі слабкого гравітаційного лінзування (як використовується в цьому дослідженні) зсув занадто тонкий, щоб його можна було безпосередньо побачити, але слабкі додаткові спотворення в колекції далеких галактик можна обчислити статистично, а середній зсув через лінзування деяких масивних Об'єкт перед ними можна обчислити. Однак, щоб обчислити масу лінзи від середнього зсуву, потрібно знати її центр.
"Проблема кластерів з високим зміщенням полягає в тому, що важко визначити, яка саме галактика лежить в центрі кластера", - говорить Ліут. "Тут допомагають рентгенівські промені. Рентгенівське свічення з кластеру галактики може бути використане, щоб дуже точно знайти його центр ».
Знаючи центри маси за допомогою аналізу рентгенівського випромінювання, Лейто та його колеги могли використати слабкі лінзи, щоб оцінити загальну масу віддалених груп та кластерів з більшою точністю, ніж будь-коли раніше.
Останнім кроком було визначення рентгенівської світності кожного кластера галактики та побудова його на основі маси, визначеної зі слабкої лінзи, з отриманим співвідношенням освітленості маси для нової колекції груп та кластерів, що розширило попередні дослідження на менші маси та вище червоні зміни. У межах обчислювальної невизначеності співвідношення слідує тим самим прямим схилом від довколишніх скупчень галактик до віддалених; простий послідовний коефіцієнт масштабування пов'язує загальну масу (баріонів плюс темний) групи або кластера з його яскравістю рентгенівського випромінювання, останній вимірює баріонову масу.
"Підтвердивши співвідношення освітленості маси та поширивши його на високі червоні зміни, ми зробили невеликий крок у правильному напрямку до використання слабких лінз як потужного інструменту для вимірювання еволюції структури", - каже співавтор Жан-Пол Кнайб статті ApJ від LAM та Французького національного центру наукових досліджень (CNRS).
Походження галактик простежується до незначних відмінностей у щільності гарячого, раннього Всесвіту; сліди цих відмінностей все ще можна побачити як хвилинні різниці температур на космічному мікрохвильовому фоні (CMB) - гарячі та холодні плями.
"Варіації, які ми спостерігаємо на стародавньому НВЧ-зображенні, представляють відбитки, які з часом розвинулися в космічні скелі темної матерії для галактик, які ми бачимо сьогодні", - говорить Джордж Смот, директор Центру космологічної фізики Берклі (BCCP), професор фізики в Каліфорнійському університеті в Берклі та член відділу фізики «Берклі Лабораторія». Смот розділив Нобелівську премію з фізики 2006 р. За вимірювання анізотропії в КМБ і є одним із авторів статті ApJ. "Дуже захоплююче, що ми можемо реально виміряти гравітаційним лінзуванням того, як темна речовина руйнується та розвивається з самого початку"
Однією метою вивчення еволюції структури є розуміння самої темної матерії та її взаємодії зі звичайною речовиною, яку ми можемо бачити. Ще одна мета - дізнатися більше про темну енергію, про таємниче явище, яке розсуває матерію і змушує Всесвіт розширюватися зі швидкістю. Багато питань залишаються без відповіді: чи постійна темна енергія чи динамічна? Або це просто ілюзія, спричинена обмеженням загальної теорії відносності Ейнштейна?
Інструменти, надані розширеним співвідношенням світимості між масою, допоможуть відповісти на ці питання щодо протилежних ролей сили тяжіння та темної енергії у формуванні Всесвіту, зараз і в майбутньому.
Джерела: ESA та документ, опублікований у випуску Astrophysical Journal за 20 січня 2010 року (arXiv: 0910.5219 - передрук)
