Galaksitiheys kosmisen evoluutiotutkimuksen (COSMOS) kentässä väreillä, jotka edustavat galaksien punasiirtymää vaihtelemalla punasiirtymästä 0,2 (sininen) 1 (punainen). Vaaleanpunaiset röntgenmuodot esittävät laajennetun röntgensäteilyn, kuten XMM-Newton havaitsi.
Pimeä aine (tosiasiallisesti kylmä, tumma - ei-baryoninen - aine) voidaan havaita vain sen painovoimavaikutuksella. Ryhmässä ja galaksiryhmissä tämä vaikutus näkyy heikkona gravitaatiolinssinä, jota on vaikea naulata alas. Yksi tapa arvioida painovoimaisen linssin astetta ja siten tumman aineen jakautumista paljon tarkemmin on käyttää kuuman klusterin sisäisen plasman röntgensäteilyä massakeskuksen paikantamiseksi.
Ja juuri sitä tähtitieteilijätiimi on äskettäin tehnyt ... ja he ovat ensimmäistä kertaa antaneet meille selvityksen siitä, kuinka tumma aine on kehittynyt viimeisten monien miljardien vuosien aikana.
COSMOS on tähtitieteellinen tutkimus, joka on suunniteltu koettamaan galaksien muodostumista ja kehitystä kosmisen ajan (punasiirtymä) ja suuren mittakaavan rakenneympäristön funktiona. Tutkimus kattaa 2 neliön asteen päiväntasaajan kentän kuvantamalla useimmissa suurimmissa avaruuspohjaisissa teleskoopeissa (mukaan lukien Hubble ja XMM-Newton) ja useissa maanpäällisissä teleskoopeissa.
Pimeän aineen luonteen ymmärtäminen on yksi keskeisimmistä avoimista kysymyksistä nykyajan kosmologiassa. Yhdessä tämän kysymyksen ratkaisemiseksi käytetyssä lähestymistavassa tähtitieteilijät käyttävät massasäteilyn ja valoisuuden välistä suhdetta, joka on löydetty galaksiklusterista ja joka yhdistää niiden röntgensäteilypäästöjä, osoituksena pelkästään tavallisen (”baryonisen”) aineen massasta ( tietysti, baryoninen aine sisältää elektroneja, jotka ovat leptoneita!), ja niiden kokonaismassat (baryonic plus tumma aine) määritettynä gravitaatiolinssillä.
Tähän päivään mennessä suhde on luotu vain lähellä oleville klustereille. Kansainvälisen yhteistyön, muun muassa Max Planck Institute of Extraterrestrial Physics, MPE: n, Marseillen astrofysiikan laboratorion (LAM) ja Lawrence Berkeleyn kansallisen laboratorion (Berkeley Lab), uusi työ on edistynyt huomattavasti suhteiden laajentamisessa kauempaan. ja pienempiä rakenteita kuin aikaisemmin oli mahdollista.
Ryhmän luomiseksi röntgen säteilyn ja taustalla olevan pimeän aineen välille ryhmä käytti yhtä suurimmista röntgensäteillä valittujen ryhmien ja galaksiklusterien näytteistä, joita tuotti ESAn röntgenkeskus, XMM-Newton.
Galaksien ryhmät ja klusterit voidaan löytää tehokkaasti käyttämällä niiden laajennettua röntgensäteilyä alakaariminuuttisissa asteikoissa. Suuren tehokkaan alueensa ansiosta XMM-Newton on ainoa röntgen-kaukoputki, joka pystyy havaitsemaan etäisten galaksien ryhmien ja klustereiden heikon säteilytason.
"XMM-Newtonin kyky tarjota suuria luetteloita galaksiryhmistä syvissä kentissä on hämmästyttävä", sanoi MPE: n ja Marylandin yliopiston Alexis Finoguenov, äskettäisen Astrophysical Journal (ApJ) -lehden, joka raportoi ryhmän tuloksiin.
Koska röntgenkuvat ovat paras tapa löytää ja karakterisoida klustereita, useimmat seurantatutkimukset ovat tähän asti rajoittuneet suhteellisen läheisiin galaksiryhmiin ja klustereihin.
"Kun otetaan huomioon XMM-Newtonin tarjoamat ennennäkemättömät luettelot, olemme pystyneet laajentamaan massamittaukset paljon pienempiin rakenteisiin, joita oli paljon aikaisemmin maailmankaikkeuden historiassa", kertoo Alexie Leauthaud Berkeley Labin fysiikan osastosta, ensimmäisen kirjoittajan kirjoittama. ApJ-tutkimus.
Painovoimainen linssi tapahtuu, koska massa käyristää sen ympärillä olevaa tilaa taivuttamalla valopolkua: mitä enemmän massaa (ja mitä lähempänä se on massan keskipisteeseen), sitä enemmän tilaa taipuu ja sitä enemmän etäisen esineen kuva siirtyy ja vääristynyt. Täten vääristymisen tai 'leikkauksen' mittaaminen on avain linssikohteen massan mittaamiseen.
Heikossa painovoimalasilinssissä (kuten tässä tutkimuksessa käytettiin) leikkaus on liian hieno, jotta sitä voidaan nähdä suoraan, mutta etäisten galaksien kokoelman heikot lisävääristymät voidaan laskea tilastollisesti ja joidenkin massiivisten linssien aiheuttama keskimääräinen leikkaus niiden edessä oleva esine voidaan laskea. Linssin massan laskemiseksi keskimääräisestä leikkauksesta on kuitenkin tunnettava sen keskipiste.
"Erittäin punasiirtyvien klustereiden ongelmana on, että on vaikea määrittää tarkalleen, mikä galaksi sijaitsee klusterin keskellä", Leauthaud sanoo. ”Sieltä röntgenkuvat auttavat. Galaksiklusterin röntgenvalon avulla voidaan löytää sen keskipiste erittäin tarkasti. ”
Tietäen massakeskukset röntgensäteilyanalyysin perusteella Leauthaud ja kollegat pystyivät sitten käyttämään heikkoa linssiä etäisten ryhmien ja klustereiden kokonaismassan arvioimiseksi paremmin kuin koskaan ennen.
Viimeinen vaihe oli määrittää kunkin galaksiklusterin röntgensädevalo ja piirtää se heikkojen linssien perusteella määritettyyn massaan nähden tuloksena saatu massa- ja vaaleussuhde uudelle ryhmä- ja klusterikokoelmalle, joka laajensi aiempia tutkimuksia pienempiin massoihin ja suurempiin. redshifts. Laskettavissa olevassa epävarmuudessa suhde seuraa samaa suoraa kaltevuutta läheisistä galaksiklusterista etäisiin; yksinkertainen johdonmukainen skaalauskerroin kuvaa ryhmän tai klusterin kokonaismassan (baryoninen plus tumma) sen röntgensäteen kirkkauteen, jälkimmäisen mittaamalla baryonimassan yksinään.
"Vahvistamalla massa- ja vaaleussuhteen ja laajentamalla sen suuriin punasiirtoihin olemme ottaneet pienen askeleen oikeaan suuntaan kohti heikkojen linssien käyttöä tehokkaana työkaluna rakenteen kehityksen mittaamiseksi", sanoo Jean-Paul Kneib -kirjailija. LAM: n ja Ranskan kansallisen tieteellisen tutkimuksen keskuksen (CNRS) ApJ-julkaisusta.
Galaktikoiden alkuperä voidaan jäljittää pieniin eroihin kuuman, varhaisen maailmankaikkeuden tiheydessä; jälkiä näistä eroista voidaan silti nähdä pieninä lämpötilaeroina kosmisessa mikroaaltotaustassa (CMB) - kuumissa ja kylmissä pisteissä.
"Muinaisilla mikroaaltojen taivaalla havaitsemasi variaatiot edustavat jälkiä, jotka ajan myötä kehittyivät kosmisen pimeän aineen rakennustelineiksi nykyisissä galakseissa", sanoo Berkeleyn kosmologisen fysiikan keskuksen (BCCP) johtaja George Smoot, professori. fysiikan tutkijana Kalifornian yliopistossa Berkeleyssä ja Berkeley Labin fysiikan osaston jäsen. Smoot jakoi vuoden 2006 Nobelin fysiikan palkinnon anisotroopioiden mittaamisesta CMB: ssä ja on yksi ApJ-lehden kirjoittajia. "On erittäin mielenkiintoista, että voimme tosiasiallisesti mitata painovoimaobjektiivilla kuinka tumma aine on romahtanut ja kehittynyt alusta asti."
Yksi tavoite rakenteen evoluution tutkimisessa on ymmärtää itse pimeää ainetta ja miten se on vuorovaikutuksessa tavallisen aineen kanssa, jonka voimme nähdä. Toinen tavoite on oppia lisää tummasta energiasta, salaperäisestä ilmiöstä, joka työntää aineen toisistaan eroon ja saa maailmankaikkeuden kasvamaan kiihtyvällä nopeudella. Moniin kysymyksiin ei ole vastattu: Onko pimeä energia vakio vai onko se dynaamista? Vai onko se vain illuusio, joka johtuu Einsteinin yleisen suhteellisuusteorian rajoituksista?
Laajennetun massavalon suhteen tarjoamat työkalut tekevät paljon vastausta näihin kysymyksiin gravitaation ja tumman energian vastakkaisista tehtävistä maailmankaikkeuden muotoilussa nyt ja tulevaisuudessa.
Lähteet: ESA ja Astrophysical Journal -lehden 20. tammikuuta 2010 ilmestyneessä julkaisussa (arXiv: 0910.5219 on ennakkopainatus)
