Galaxiendichte im Feld Cosmic Evolution Survey (COSMOS), wobei die Farben die Rotverschiebung der Galaxien darstellen und von Rotverschiebung von 0,2 (blau) bis 1 (rot) reichen. Rosa Röntgenkonturen zeigen die von XMM-Newton beobachtete erweiterte Röntgenemission.
Dunkle Materie (eigentlich kalte, dunkle - nicht baryonische - Materie) kann nur durch ihren Gravitationseinfluss nachgewiesen werden. In Clustern und Gruppen von Galaxien zeigt sich dieser Einfluss als schwache Gravitationslinse, die schwer festzunageln ist. Eine Möglichkeit, den Grad der Gravitationslinse - und damit die Verteilung der dunklen Materie - viel genauer abzuschätzen, besteht darin, die Röntgenemission des heißen Intra-Cluster-Plasmas zur Lokalisierung des Massenschwerpunkts zu verwenden.
Und genau das hat kürzlich ein Team von Astronomen getan ... und sie haben uns zum ersten Mal einen Überblick darüber gegeben, wie sich die Dunkle Materie in den letzten vielen Milliarden Jahren entwickelt hat.
COSMOS ist eine astronomische Untersuchung, die entwickelt wurde, um die Bildung und Entwicklung von Galaxien als Funktion der kosmischen Zeit (Rotverschiebung) und der Strukturumgebung im großen Maßstab zu untersuchen. Die Umfrage umfasst ein 2-Quadrat-Grad-Äquatorfeld mit Bildgebung durch die meisten großen weltraumgestützten Teleskope (einschließlich Hubble und XMM-Newton) und eine Reihe bodengestützter Teleskope.
Das Verständnis der Natur der Dunklen Materie ist eine der wichtigsten offenen Fragen in der modernen Kosmologie. In einem der Ansätze zur Beantwortung dieser Frage verwenden Astronomen die Beziehung zwischen Masse und Leuchtkraft, die für Galaxienhaufen gefunden wurde, die ihre Röntgenemissionen verknüpft, ein Hinweis auf die Masse der gewöhnlichen („baryonischen“) Materie allein ( Natürlich enthält die baryonische Materie Elektronen, die Leptonen sind!), und ihre Gesamtmassen (baryonische plus dunkle Materie), wie durch Gravitationslinsen bestimmt.
Bisher wurde die Beziehung nur für nahegelegene Cluster hergestellt. Neue Arbeiten einer internationalen Zusammenarbeit, darunter das Max-Planck-Institut für außerirdische Physik (MPE), das Labor für Astrophysik von Marseille (LAM) und das Lawrence Berkeley National Laboratory (Berkeley Lab), haben große Fortschritte bei der Ausweitung der Beziehung auf weiter entfernte Gebiete erzielt und kleinere Strukturen als bisher möglich.
Um die Verbindung zwischen Röntgenemission und zugrunde liegender dunkler Materie herzustellen, verwendete das Team eine der größten Proben von durch Röntgenstrahlen ausgewählten Gruppen und Galaxienhaufen, die vom Röntgenobservatorium der ESA, XMM-Newton, hergestellt wurden.
Gruppen und Cluster von Galaxien können mithilfe ihrer erweiterten Röntgenemission auf Sub-Arcminute-Skalen effektiv gefunden werden. Aufgrund seiner großen effektiven Fläche ist XMM-Newton das einzige Röntgenteleskop, das das schwache Emissionsniveau entfernter Gruppen und Galaxienhaufen erfassen kann.
"Die Fähigkeit von XMM-Newton, große Kataloge von Galaxiengruppen in tiefen Feldern bereitzustellen, ist erstaunlich", sagte Alexis Finoguenov vom MPE und der University of Maryland, Co-Autor des kürzlich erschienenen Papiers Astrophysical Journal (ApJ), in dem über das Team berichtet wurde Ergebnisse.
Da Röntgenstrahlen der beste Weg sind, Cluster zu finden und zu charakterisieren, beschränkten sich die meisten Folgestudien bisher auf relativ nahe gelegene Gruppen und Galaxienhaufen.
„Angesichts der beispiellosen Kataloge von XMM-Newton konnten wir Massenmessungen auf viel kleinere Strukturen ausweiten, die viel früher in der Geschichte des Universums existierten“, sagt Alexie Leauthaud von der Physikabteilung von Berkeley Lab, der Erstautorin von die ApJ-Studie.
Gravitationslinsen treten auf, weil die Masse den Raum um sie herum krümmt und den Lichtweg biegt: Je mehr Masse (und je näher sie am Massenmittelpunkt liegt), desto mehr Raumbiegungen und desto mehr wird das Bild eines entfernten Objekts verschoben und verschoben verzerrt. Daher ist die Messung der Verzerrung oder „Scherung“ der Schlüssel zur Messung der Masse des Linsenobjekts.
Im Fall einer schwachen Gravitationslinse (wie in dieser Studie verwendet) ist die Scherung zu subtil, um direkt gesehen zu werden, aber schwache zusätzliche Verzerrungen in einer Sammlung entfernter Galaxien können statistisch berechnet werden, und die durchschnittliche Scherung aufgrund der Linse einiger massiver Objekt vor ihnen kann berechnet werden. Um jedoch die Masse der Linse aus der durchschnittlichen Scherung zu berechnen, muss man ihren Mittelpunkt kennen.
„Das Problem bei Clustern mit hoher Rotverschiebung besteht darin, dass es schwierig ist, genau zu bestimmen, welche Galaxie im Zentrum des Clusters liegt“, sagt Leauthaud. "Hier helfen Röntgenstrahlen. Die Röntgenleuchtkraft eines Galaxienhaufens kann verwendet werden, um sein Zentrum sehr genau zu finden. “
Leauthaud und seine Kollegen kannten die Massenschwerpunkte aus der Analyse der Röntgenemission und konnten dann mithilfe schwacher Linsen die Gesamtmasse der entfernten Gruppen und Cluster genauer als je zuvor abschätzen.
Der letzte Schritt bestand darin, die Röntgenhelligkeit jedes Galaxienhaufens zu bestimmen und gegen die Masse zu zeichnen, die aus der schwachen Linse bestimmt wurde, wobei die resultierende Masse-Leuchtkraft-Beziehung für die neue Sammlung von Gruppen und Clustern frühere Studien auf niedrigere und höhere Massen ausdehnte Rotverschiebungen. Innerhalb der kalkulierbaren Unsicherheit folgt die Beziehung der gleichen geraden Steigung von nahe gelegenen Galaxienhaufen zu entfernten; Ein einfacher konsistenter Skalierungsfaktor bezieht die Gesamtmasse (baryonisch plus dunkel) einer Gruppe oder eines Clusters auf ihre Röntgenhelligkeit, wobei letztere nur die baryonische Masse misst.
„Indem wir die Masse-Leuchtkraft-Beziehung bestätigen und auf hohe Rotverschiebungen ausweiten, haben wir einen kleinen Schritt in die richtige Richtung getan, um schwache Linsen als leistungsstarkes Instrument zur Messung der Strukturentwicklung zu verwenden“, sagt Jean-Paul Kneib, Mitautor des ApJ-Papiers des LAM und des französischen Nationalen Zentrums für wissenschaftliche Forschung (CNRS).
Der Ursprung der Galaxien lässt sich auf geringfügige Unterschiede in der Dichte des heißen, frühen Universums zurückführen. Spuren dieser Unterschiede können immer noch als winzige Temperaturunterschiede im kosmischen Mikrowellenhintergrund (CMB) angesehen werden - heißen und kalten Stellen.
„Die Variationen, die wir am alten Mikrowellenhimmel beobachten, stellen die Abdrücke dar, die sich im Laufe der Zeit zu einem kosmischen Gerüst aus dunkler Materie für die Galaxien entwickelt haben, die wir heute sehen“, sagt George Smoot, Direktor des Berkeley Center for Cosmological Physics (BCCP), Professor der Physik an der University of California in Berkeley und Mitglied der Physikabteilung des Berkeley Lab. Smoot erhielt 2006 den Nobelpreis für Physik für die Messung von Anisotropien im CMB und ist einer der Autoren des ApJ-Papiers. "Es ist sehr aufregend, dass wir tatsächlich mit Gravitationslinsen messen können, wie die dunkle Materie von Anfang an zusammengebrochen ist und sich entwickelt hat."
Ein Ziel bei der Untersuchung der Strukturentwicklung ist es, die Dunkle Materie selbst zu verstehen und wie sie mit der gewöhnlichen Materie interagiert, die wir sehen können. Ein weiteres Ziel ist es, mehr über die Dunkle Energie zu erfahren, das mysteriöse Phänomen, das die Materie auseinander drückt und dazu führt, dass sich das Universum schneller ausdehnt. Viele Fragen bleiben unbeantwortet: Ist die Dunkle Energie konstant oder dynamisch? Oder ist es nur eine Illusion, die durch eine Einschränkung in Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie verursacht wird?
Die Werkzeuge, die durch die erweiterte Masse-Leuchtkraft-Beziehung bereitgestellt werden, werden viel dazu beitragen, diese Fragen nach den gegensätzlichen Rollen von Schwerkraft und dunkler Energie bei der Gestaltung des Universums jetzt und in Zukunft zu beantworten.
Quellen: ESA und ein Artikel, der in der Ausgabe des Astrophysical Journal vom 20. Januar 2010 veröffentlicht wurde (arXiv: 0910.5219 ist der Preprint).
