Galaktetæthed i feltet Cosmic Evolution Survey (COSMOS) med farver, der repræsenterer galaksenes rødskift, lige fra rødskift på 0,2 (blå) til 1 (rød). Lyserøde røntgenkonturer viser den udvidede røntgenemission som observeret af XMM-Newton.
Mørkt stof (faktisk koldt, mørkt - ikke-baryonisk - stof) kan kun opdages ved hjælp af dets tyngdekraftpåvirkning. I klynger og grupper af galakser viser denne indflydelse sig som en svag gravitationslinse, som det er vanskeligt at negle ned. En måde at langt mere nøjagtigt estimere graden af gravitationslinsering - og dermed fordelingen af mørkt stof - er at bruge røntgenemissionen fra det varme intra-klyngeplasma til at lokalisere massecentret.
Og det er netop, hvad et team af astronomer for nylig har gjort… og de har for første gang givet os et greb om, hvordan mørk stof har udviklet sig i de sidste mange milliarder år.
COSMOS er en astronomisk undersøgelse designet til at undersøge dannelsen og udviklingen af galakser som en funktion af den kosmiske tid (rødskift) og struktur i stor skala. Undersøgelsen dækker et ækvatorialfelt på 2 kvadrat grader med billedbehandling af de fleste af de store rumbaserede teleskoper (inklusive Hubble og XMM-Newton) og et antal jordbaserede teleskoper.
At forstå mørket stofs natur er et af de centrale åbne spørgsmål i moderne kosmologi. I en af de fremgangsmåder, der bruges til at tackle dette spørgsmål, bruger astronomer forholdet mellem masse og lysstyrke, der er fundet for klynger af galakser, der forbinder deres røntgenstråleemissioner, en indikation af massen af det almindelige ("baryoniske") stof alene ( naturligvis inkluderer baryonisk stof elektroner, der er leptoner!), og deres samlede masser (baryon plus mørkt stof) som bestemt af gravitationslinsering.
Til dato er forholdet kun blevet oprettet for nærliggende klynger. Nyt arbejde fra et internationalt samarbejde, herunder Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (MPE), Laboratory of Astrophysics of Marseilles (LAM) og Lawrence Berkeley National Laboratory (Berkeley Lab), har gjort store fremskridt med at udvide forholdet til mere fjernt og mindre strukturer end tidligere var muligt.
For at etablere forbindelsen mellem røntgenemission og underliggende mørk stof, anvendte teamet en af de største prøver af røntgenudvalgte grupper og klynger af galakser, produceret af ESAs røntgenobservatorium, XMM-Newton.
Grupper og klynger af galakser kan effektivt findes ved hjælp af deres udvidede røntgenemission på underbuehøjde skalaer. Som et resultat af det store effektive område er XMM-Newton det eneste røntgen-teleskop, der kan registrere det svage emission fra fjerne grupper og galakser.
"XMM-Newtons evne til at levere store kataloger over galakse-grupper i dybe felter er forbløffende," sagde Alexis Finoguenov fra MPE og University of Maryland, en medforfatter til det nylige papir fra Astrophysical Journal (ApJ), der rapporterede holdets resultater.
Da røntgenstråler er den bedste måde at finde og karakterisere klynger på, har de fleste opfølgningsundersøgelser indtil nu været begrænset til relativt nærliggende grupper og galakser.
"I betragtning af de hidtil uset kataloger leveret af XMM-Newton har vi været i stand til at udvide målinger af masse til meget mindre strukturer, som eksisterede meget tidligere i universets historie," siger Alexie Leauthaud fra Berkeley Labs fysikafdeling, den første forfatter af ApJ-studiet.
Gravitationslinsering opstår, fordi massen krummer rummet omkring det og bøjer lysbanen: jo mere masse (og jo tættere det er mod massens centrum), jo mere plads bøjes, og jo mere forskydes billedet af et fjernt objekt og forvrænget. Således måling af forvrængning, eller 'forskydning', er nøglen til at måle linsegiverets masse.
I tilfælde af svag gravitationslinsering (som anvendt i denne undersøgelse) er forskydningen for subtil til at kunne ses direkte, men svage yderligere forvrængninger i en samling af fjerne galakser kan beregnes statistisk, og den gennemsnitlige forskydning på grund af linseringen af nogle massive objekt foran dem kan beregnes. For at beregne objektivets masse ud fra gennemsnitlig forskydning skal man imidlertid kende dens centrum.
”Problemet med højrødskiftsklynger er, at det er vanskeligt at bestemme nøjagtigt, hvilken galakse der ligger i midten af klyngen,” siger Leauthaud. ”Det er her, røntgenstråler hjælper. Røntgenlysstyrken fra en galakse-klynge kan bruges til at finde dens centrum meget nøjagtigt. ”
Ved at kende massecentrene fra analysen af røntgenemission kunne Leauthaud og kolleger derefter bruge svag linse til at estimere den samlede masse af de fjerne grupper og klynger med større nøjagtighed end nogensinde før.
Det sidste trin var at bestemme røntgenlysstyrken i hver galakse-klynge og plotte den mod den masse, der blev bestemt fra den svage linse, med det resulterende masseluminositetsforhold for den nye samling af grupper og klynger, der udvider tidligere undersøgelser til lavere masser og højere rødforskydninger. Inden for beregnet usikkerhed følger forholdet den samme lige hældning fra nærliggende galakse klynger til fjerne; en simpel konsistent skaleringsfaktor relaterer den samlede masse (baryon plus mørke) af en gruppe eller klynge til dens røntgenstråle lysstyrke, hvor sidstnævnte måler den baryoniske masse alene.
”Ved at bekræfte masselysinitetsforholdet og udvide det til høje rødskift har vi taget et lille skridt i den rigtige retning mod at bruge svag linse som et kraftfuldt værktøj til at måle udviklingen af struktur,” siger Jean-Paul Kneib, en medforfatter af ApJ-papiret fra LAM og Frankrikes nationale center for videnskabelig forskning (CNRS).
Galaksernes oprindelse kan spores tilbage til små forskelle i densiteten af det varme, tidlige univers; spor af disse forskelle kan stadig ses som små temperaturforskelle i den kosmiske mikrobølgebakgrund (CMB) - varme og kolde pletter.
”De variationer, vi observerer i den gamle mikrobølgehimmel, repræsenterer de aftryk, der med tiden udviklede sig til det kosmiske stillads til mørke stoffer til de galakser, vi ser i dag,” siger George Smoot, direktør for Berkeley Center for Cosmological Physics (BCCP), en professor af fysik ved University of California i Berkeley og et medlem af Berkeley Labs fysikafdeling. Smoot delte Nobelprisen i fysik i 2006 for måling af anisotropier i CMB og er en af forfatterne af ApJ-papiret. ”Det er meget spændende, at vi rent faktisk kan måle med gravitationslinse, hvordan det mørke stof er kollapset og udviklet sig siden begyndelsen.”
Et mål i at studere udviklingen af struktur er at forstå selve mørk materie, og hvordan den interagerer med den almindelige stof, vi kan se. Et andet mål er at lære mere om mørk energi, det mystiske fænomen, der skubber materien fra hinanden og får universet til at ekspandere med en accelererende hastighed. Mange spørgsmål forbliver ubesvarede: Er mørk energi konstant, eller er den dynamisk? Eller er det blot en illusion forårsaget af en begrænsning i Einsteins generelle relativitetsteori?
Værktøjerne, der leveres af det udvidede forhold mellem masse og lysstyrke, vil gøre meget for at besvare disse spørgsmål om de modsatte rolle tyngdekraften og mørk energi i udformningen af universet, nu og i fremtiden.
Kilder: ESA og et papir, der blev offentliggjort i 20. januar 2010-udgaven af Astrophysical Journal (arXiv: 0910.5219 er fortrykket)
