Vuosikymmenien ajan tutkijoiden käyttämä hallitseva kosmologinen malli on perustunut teoriaan, joka baryonisen aineen lisäksi - aka. "Normaali" tai "valoisa" aine, jonka voimme nähdä - Universumi sisältää myös huomattavan määrän näkymätöntä massaa. Tämän "tumman aineen" osuus on noin 26,8% maailmankaikkeuden massasta, kun taas normaalin aineen osuus on vain 4,9%.
Vaikka Dark Matter -haku on käynnissä ja suoria todisteita ei ole vielä löydetty, tutkijat ovat myös olleet tietoisia siitä, että noin 90% maailmankaikkeuden normaalista aineesta oli edelleen havaitsematta. Kahden äskettäin julkaistun uuden tutkimuksen mukaan suurin osa tästä normaalista aineesta - joka koostuu kuumasta, hajakaasusta, joka yhdistää galaksit toisiinsa - on vihdoin löydetty.
Ensimmäinen tutkimus, jonka otsikko oli "Lämpimien / kuumien kaasufilamenttien etsiminen SDSS: n valaisevien punaisten galaksien parien välillä", ilmestyi Kuukausittaiset ilmoitukset Royal Astronomic Society -tapahtumasta. Tutkimusta johti Hideki Tanimura, tuolloinen tohtorikoulutettava Brittiläisen Kolumbian yliopistossa, ja tutkimukseen osallistuivat Kanadan syventävän tutkimuksen instituutti (CIFAR), Liverpool John Moores University ja KwaZulu-Natalin yliopisto.
Toinen tutkimus, joka ilmestyi äskettäin verkossa, oli otsikko “Kadonneet Baryonit kosmisessa verkossa paljastivat Sunyaev-Zel’dovich-ilmiön”. Ryhmä koostui Edinburghin yliopiston tutkijoista, ja sitä johti Anna de Graaff, Edinburghin kuninkaallisen observatorion tähtitieteen instituutin opiskelija. Nämä kaksi joukkuetta työskentelivät toisistaan riippumattomasti ja puuttuivat maailmankaikkeuden puuttuvan aineen ongelmaan.
Kosmologisiin simulaatioihin perustuen vallitseva teoria on ollut, että maailmankaikkeuden aiemmin havaitsematon normaaliaine koostuu baryonisen aineen juosteista - ts. Protoneista, neutroneista ja elektronista -, jotka kelluvat galaksien välillä. Nämä alueet tunnetaan nimellä "kosminen verkko", joissa matalan tiheyden kaasua esiintyy lämpötiloissa 105 - 107 K (-168 t0 -166 ° C; -270 - 266 ° F).
Molemmat ryhmät käyttivät tutkimustensa vuoksi tietoja Planck Collaboration -yrityksestä, joka on Euroopan avaruusjärjestön ylläpitämä hanke ja joka sisältää kaikki ne, jotka ovat osallistuneet Planck tehtävä (ESA). Tämä esiteltiin vuonna 2015, missä sitä käytettiin luomaan maailmankaikkeuden lämpökartta mittaamalla Sunyaev-Zeldovich (SZ) -vaikutuksen vaikutus.
Tämä vaikutus viittaa spektriseen vääristymiseen kosmisessa mikroaaltouuni-taustassa, jossa ionitunut kaasu hajottaa fotonit galakseissa ja suuremmissa rakenteissa. Tehtävänsä aikana tutkia kosmoksia Planck satelliitti mittasi CMB-fotonien spektrivääristymiä suurella herkkyydellä, ja tuloksena saatua lämpökarttaa on sittemmin käytetty kartoittamaan maailmankaikkeuden laaja-alaista rakennetta.
Galaktien väliset filamentit näyttivät kuitenkin liian heikolta tutkijoiden tutkimiseksi tuolloin. Tämän korjaamiseksi molemmat ryhmät käyttivät tietoja pohjoisen ja eteläisen CMASS-galaksiluettelosta, joka on tuotettu Sloan Digital Sky Survey (SDSS) -julkaisun 12. julkaisusta. Tämän tietojoukon perusteella he valitsivat sitten pari galakseja ja keskittyivät niiden väliseen tilaan.
Sitten he pinoivat terminaalitiedot, jotka saatiin Planck näille alueille päällekkäin SZ-vaikutuksen aiheuttamien signaalien vahvistamiseksi galaksien välillä. Kuten tohtori Hideki kertoi Space Magazinelle sähköpostitse:
”SDSS-galaksitutkimus antaa kuvan maailmankaikkeuden laaja-alaisesta rakenteesta. Planck-havainto tarjoaa taivaan kartan kaasunpaineesta, jolla on parempi herkkyys. Yhdistämme nämä tiedot koettisen matalapainekaasun koettimeksi kosmisessa verkossa. ”
Kun Tanimura ja hänen tiiminsä pinoivat tietoja 260 000 galaksiparilta, de Graaff ja hänen tiiminsä pinoivat tietoja yli miljoonasta. Lopulta molemmat joukkueet löysivät vahvoja todisteita kaasuhehkuista, vaikka heidän mittauksensa poikkesivat hieman. Kun Tanimura-ryhmä havaitsi, että näiden filamenttien tiheys oli noin kolme kertaa keskimääräinen tiheys ympäröivän tyhjiön alueella, De Graaf ja hänen ryhmänsä havaitsivat niiden olevan kuusi kertaa keskimääräinen tiheys.
"Havaitsemme matalatiheän kaasun kosmisessa verkossa tilastollisesti pinoamismenetelmällä", Hideki sanoi. ”Toinen joukkue käyttää melkein samaa menetelmää. Tuloksemme ovat hyvin samankaltaisia. Suurin ero on, että me koetamme lähellä olevaa maailmankaikkeutta, toisaalta, he etsivät melko kauempaa universumia. ”
Tämä erityisen mielenkiintoinen näkökohta siinä mielessä, että ajan myötä baryonisesta aineesta kosmisessa verkossa on tullut vähemmän tiheää. Näiden kahden tuloksen välillä tutkimusten osuus oli 15-30% maailmankaikkeuden baryonisista kokonaispitoisuuksista. Vaikka tämä tarkoittaisi, että huomattava määrä Universumin baryonista ainetta on vielä löydettävissä, se on silti vaikuttava löytö.
Kuten Hideki selitti, niiden tulokset eivät vain tue nykyistä maailmankaikkeuden kosmologista mallia (Lambda CDM -malli), vaan myös ylittävät sen:
”Universumimme yksityiskohta on edelleen mysteeri. Tuloksemme valaisevat sitä ja paljastavat tarkemman kuvan maailmankaikkeudesta. Kun ihmiset lähtivät valtamerelle ja alkoivat tehdä maailmankartta, sitä ei useimmissa tapauksissa käytetty, mutta maailmankarttaa käytetään nyt ulkomaille matkustamiseen. Samoin koko maailmankaikkeuden kartta ei ehkä ole arvokas nyt, koska meillä ei ole tekniikkaa mennä kauas avaruuteen. Se voi kuitenkin olla arvokas 500 vuotta myöhemmin. Olemme tekemässä ensimmäistä vaihetta koko maailmankaikkeuden kartalta. ”
Se avaa myös mahdollisuuksia Comsic Web -sovelluksen tuleville tutkimuksille. Tästä hyötyvät epäilemättä seuraavan sukupolven instrumentit, kuten James Webbin teleskooppi, Atacama Cosmology Telescope ja Q / U Imaging ExperimenT (QUIET). Jos onnea, he pystyvät havaitsemaan jäljellä olevan puuttuvan aineen. Sitten ehkä voimme vihdoin nollata kaiken näkymättömän massan!
