Hustota galaxií v poli Cosmic Evolution Survey (COSMOS), s barvami představujícími červený posun galaxií, od červeného posunu od 0,2 (modrá) do 1 (červená). Růžové rentgenové obrysy ukazují rozšířenou rentgenovou emisi, jak je pozorováno XMM-Newton.
Temnou hmotu (ve skutečnosti chladnou, temnou - nebaryonní - hmotu) lze detekovat pouze jejím gravitačním vlivem. V uskupeních a skupinách galaxií se tento vliv projevuje jako slabá gravitační čočka, kterou je obtížné přibít. Jedním ze způsobů, jak mnohem přesněji odhadnout stupeň gravitačních čoček - a tím i distribuci temné hmoty - je použít rentgenovou emisi z horké plazmy uvnitř klastru k nalezení středu hmoty.
A to je přesně to, co nedávno udělal tým astronomů ... a poprvé nám dali úchytku o tom, jak se temná hmota vyvinula za posledních mnoho miliard let.
COSMOS je astronomický průzkum, jehož cílem je zkoumat vznik a vývoj galaxií jako funkci kosmického času (redshift) a velkého měřítka struktury prostředí. Průzkum zahrnuje rovníkové pole o velikosti 2 čtverečních stupňů se zobrazením pomocí většiny hlavních vesmírných dalekohledů (včetně Hubbleova a XMM-Newton) a řady pozemních dalekohledů.
Pochopení podstaty temné hmoty je jednou z klíčových otevřených otázek moderní kosmologie. V jednom z přístupů použitých k řešení této otázky astronomové používají vztah mezi hmotou a jasem, který byl nalezen pro shluky galaxií, které spojují jejich rentgenové emise, což je indikace hmotnosti obyčejné („baryonické“) hmoty samotné ( Samozřejmě, baryonická hmota zahrnuje elektrony, které jsou leptony!) a jejich celkové hmotnosti (baryonská plus tmavá hmota), jak je určeno gravitačním čočkem.
K dnešnímu dni byl vztah navázán pouze pro blízké klastry. Nová práce v rámci mezinárodní spolupráce, včetně Institutu Maxe Plancka pro mimozemskou fyziku (MPE), Laboratoře astrofyziky v Marseille (LAM) a Lawrence Berkeley National Laboratory (Berkeley Lab), dosáhla významného pokroku v rozšiřování vztahů na vzdálenější místa a menší struktury, než tomu bylo dříve.
K vytvoření vazby mezi rentgenovou emisí a skrytou temnou hmotou použil tým jednu z největších vzorků rentgenově vybraných skupin a shluků galaxií, kterou vytvořila rentgenová observatoř ESA XMM-Newton.
Skupiny a shluky galaxií lze efektivně nalézt pomocí jejich rozšířené rentgenové emise na subarcinačních měřítcích. V důsledku své velké efektivní oblasti je XMM-Newton jediný rentgenový dalekohled, který dokáže detekovat slabou úroveň emisí ze vzdálených skupin a shluků galaxií.
"Schopnost XMM-Newton poskytovat velké katalogy galaxií v hlubokých polích je ohromující," řekl Alexis Finoguenov z MPE a University of Maryland, spoluautor nedávného článku Astrophysical Journal (ApJ), který informoval o týmu Výsledek.
Protože rentgenové paprsky jsou nejlepším způsobem, jak najít a charakterizovat shluky, většina následných studií byla dosud omezena na relativně blízké skupiny a shluky galaxií.
"Vzhledem k bezprecedentním katalogům, které poskytuje XMM-Newton, jsme byli schopni rozšířit měření hmotnosti na mnohem menší struktury, které existovaly mnohem dříve v historii vesmíru," říká Alexie Leauthaud z Fyzikální divize Berkeley Lab, první autor studie ApJ.
Gravitační čočky se vyskytují, protože hmota zakrývá prostor kolem ní, ohýbá cestu světla: čím více hmoty (a čím blíže je ke středu hmoty), tím více prostoru se ohýbá a čím více je obraz vzdáleného objektu přemístěn a zkreslené. Měření zkreslení neboli „střihu“ je tedy klíčem k měření hmotnosti objektivu.
V případě slabé gravitační čočky (jak se používá v této studii) je střih příliš jemný na to, aby byl viděn přímo, ale statisticky lze vypočítat slabé dodatečné zkreslení ve sbírce vzdálených galaxií a průměrný střih v důsledku čočky některých masivních objekt před nimi lze vypočítat. K výpočtu hmotnosti objektivu z průměrného střihu je však třeba znát jeho střed.
„Problém s klastry s vysokým redshiftem je v tom, že je obtížné přesně určit, která galaxie leží ve středu klastru,“ říká Leauthaud. "Tam pomáhají rentgenové paprsky." Rentgenová luminosita z galaxie může být použita k nalezení jeho středu velmi přesně. “
Když Leauthaud a jeho kolegové znali centra hmoty z analýzy rentgenové emise, mohli pak pomocí slabých čoček odhadnout celkovou hmotnost vzdálených skupin a uskupení s větší přesností než kdykoli předtím.
Posledním krokem bylo stanovení rentgenové luminosity každého galaxiového klastru a jeho vykreslení proti hmotnosti určené ze slabé čočky, přičemž výsledný vztah hmotnost-luminosita pro novou sbírku skupin a klastrů rozšířila předchozí studie na nižší hmotnosti a vyšší redshifts. V rámci kalkulovatelné nejistoty vztah sleduje stejný přímý sklon od blízkých shluků galaxií k vzdáleným; jednoduchý konzistentní měřítkový faktor souvisí s celkovou hmotností (baryonickou a tmavou) skupiny nebo shluku s jeho jasem rentgenového záření, přičemž druhá měří samotnou baryonickou hmotu.
„Potvrzováním vztahu hmotnost-svítivost a jeho rozšířením na vysoké červené posuny jsme udělali malý krok správným směrem k použití slabých čoček jako mocného nástroje k měření vývoje struktury,“ říká spoluautor Jean-Paul Kneib příspěvku ApJ od LAM a francouzského národního centra pro vědecký výzkum (CNRS).
Původ galaxií lze vysledovat zpět k nepatrným rozdílům v hustotě horkého, raného vesmíru; stopy těchto rozdílů lze stále považovat za nepatrné teplotní rozdíly v pozadí kosmického mikrovlnného záření (CMB) - horké a studené skvrny.
„Varianty, které pozorujeme na starověké mikrovlnné obloze, představují otisk, který se postupem času vyvinul do kosmického lešení pro galaxie, které dnes vidíme,“ říká George Smoot, ředitel Berkeley Centra pro kosmologickou fyziku (BCCP), profesor fyziky na Kalifornské univerzitě v Berkeley a člen fyzikální divize Berkeley Lab's Physics Division. Smoot sdílel Nobelovu cenu za fyziku z roku 2006 za měření anizotropií v CMB a je jedním z autorů článku ApJ. "Je velmi vzrušující, že ve skutečnosti můžeme pomocí gravitačních čoček měřit, jak se temná hmota od začátku zhroutila a vyvinula."
Jedním z cílů při studiu vývoje struktury je pochopit samotnou temnou hmotu a to, jak interaguje s běžnou hmotou, kterou můžeme vidět. Dalším cílem je dozvědět se více o temné energii, záhadném jevu, který tlačí hmotu od sebe a způsobuje, že vesmír se zrychluje. Mnoho otázek zůstává nezodpovězeno: Je temná energie konstantní nebo je dynamická? Nebo je to jen iluze způsobená omezením Einsteinovy obecné teorie relativity?
Nástroje poskytované rozšířeným vztahem hmotnost-jas budou dělat hodně pro zodpovězení těchto otázek o protichůdných úlohách gravitace a temné energie při utváření vesmíru, nyní i v budoucnosti.
Zdroje: ESA a článek publikovaný ve vydání Astrophysical Journal (20. ledna 2010) (arXiv: 0910.5219 je předtisk)
