צפיפות הגלקסיה בשדה סקר האבולוציה הקוסמית (COSMOS), עם צבעים המייצגים את ההיסטה האדומה של הגלקסיות, החל משינוי אדום של 0.2 (כחול) ל- 1 (אדום). קווי מתאר רנטגן ורודים מראים את פליטת הרנטגן המורחבת כפי שנצפתה על ידי XMM-ניוטון.
חומר אפל (למעשה קר, אפל - לא-בריוני - חומר) ניתן לגלות רק על ידי השפעתו הכבידה. באשכולות ובקבוצות גלקסיות, השפעה זו מופיעה כעדשות כבידה חלשות, שקשה לתפור אותה. אחת הדרכים להעריך בצורה מדויקת בהרבה את מידת העדשות הכבידה - וכך התפלגות החומר האפל - היא להשתמש בפליטת הרנטגן מפלסמת התוך אשכול החמה כדי לאתר את מרכז המסה.
וזה בדיוק מה שעשה לאחרונה צוות אסטרונומים ... והם, לראשונה, נתנו לנו להתמודד עם התפתחות החומר האפל במהלך מיליארד השנים האחרונות.
COSMOS הוא סקר אסטרונומי שנועד לבדוק את התפתחותן והתפתחותן של גלקסיות כפונקציה של זמן קוסמי (משמרת אדומה) וסביבת מבנה בקנה מידה גדול. הסקר משתרע על שדה משווה של 2 מעלות עם הדמיה של מרבית הטלסקופים העיקריים מבוססי החלל (כולל האבל ו- XMM-ניוטון) ומספר טלסקופים מבוססי קרקע.
הבנת טבעו של חומר אפל היא אחת השאלות הפתוחות העיקריות בקוסמולוגיה המודרנית. באחת הגישות ששימשו לטיפול בשאלה זו אסטרונומים משתמשים בקשר שבין המסה לזוהר שנמצא עבור אשכולות גלקסיות המקשרות בין פליטת הרנטגן שלהם, אינדיקציה למסת החומר הרגיל ("הבאריוני") בלבד ( כמובן שהחומר הבריוני כולל אלקטרונים שהם לפטונים!) וסה"כ ההמונים שלהם (בריאיים בתוספת חומר אפל) כפי שנקבע על ידי עדשת הכבידה.
נכון להיום הקשר נוצר רק עבור אשכולות קרובים. עבודה חדשה בשיתוף פעולה בינלאומי, כולל מכון מקס פלאנק לפיזיקה חוצנית (MPE), המעבדה לאסטרופיזיקה של מרסיי (LAM) והמעבדה הלאומית של לורנס ברקלי (מעבדת ברקלי), עשתה התקדמות משמעותית בהרחבת הקשר לרחוק יותר ומבנים קטנים יותר ממה שהיה אפשרי בעבר.
כדי לקבוע את הקשר בין פליטת רנטגן לחומר אפל שעומד בבסיסו, הצוות השתמש באחת מהדגימות הגדולות ביותר של קבוצות שנבחרו בצילומי רנטגן ואשכולות גלקסיות, שהופקו על ידי מצפה הרנטגן של ה- ESA, XMM-Newton.
ניתן למצוא קבוצות ואשכולות גלקסיות ביעילות באמצעות פליטת הרנטגן המורחבת שלהן בסולמות תת-קשת. כתוצאה מהאזור היעיל הגדול שלה, XMM-Newton הוא הטלסקופ הרנטגן היחיד שיכול לזהות את רמת הפליטה הקלושה מקבוצות רחוקות ואשכולות גלקסיות.
"היכולת של XMM-Newton לספק קטלוגים גדולים של קבוצות גלקסיות בשדות עמוקים היא מדהימה," אמר אלכסיס פינוגונוב מהמפלגה האוניברסיטאית ואוניברסיטת מרילנד, מחבר משותף לעיתון Astrophysical Journal (ApJ) האחרון שדיווח על הצוות תוצאות.
מכיוון שצילומי רנטגן הם הדרך הטובה ביותר למצוא ולאפיין אשכולות, מרבית מחקרי המעקב הוגבלו עד כה לקבוצות סמוכות יחסית ואשכולות גלקסיות.
"בהתחשב בקטלוגים חסרי התקדים שסופקו על ידי XMM-Newton, הצלחנו להרחיב מדידות של מסה למבנים קטנים בהרבה, שהיו קיימים הרבה יותר מוקדם בתולדות היקום," אומרת אלכסיה לכטהוד מהמחלקה לפיזיקה במעבדה של ברקלי, המחברת הראשונה של המחקר של ApJ.
עדשת הכבידה מתרחשת מכיוון שהמסה מתעקלת את החלל סביבו, מכופפת את מסלול האור: ככל שמסה רבה יותר (וככל שהיא קרובה יותר למרכז המסה), כך המרחב מתכופף, ודימויו של אובייקט מרוחק נעוק יותר מעוות. לפיכך מדידת עיוות, או 'גזירה', היא המפתח למדידת המסה של עצם העדשה.
במקרה של עדשות כבידה חלשות (כפי שנהגו במחקר זה) הגזירה עדינה מכדי שניתן יהיה לראות אותה ישירות, אך ניתן לחשב סטטיסטיות את העיוותים הקלושים באוסף של גלקסיות רחוקות, ואת הגזירה הממוצעת כתוצאה מהעדשת כמה מסיביות ניתן לחשב את האובייקט שלפניהם. עם זאת, כדי לחשב את מסת העדשה מהגזירה הממוצעת, צריך לדעת את מרכזו.
"הבעיה עם אשכולות בעלי צמתים אדומים גבוהה היא שקשה לקבוע איזו גלקסיה בדיוק נמצאת במרכז האשכול", אומר לכטהוד. "זה המקום בו צילומי הרנטגן עוזרים. ניתן להשתמש בזוהר הרנטגן מקבוצת גלקסיה כדי למצוא את מרכזו בצורה מדויקת מאוד. "
לאחר היכרות עם מרכזי המסה מניתוח פליטת רנטגן, Leauthaud ועמיתיהם יכלו להשתמש בעדשות חלשות כדי להעריך את המסה הכוללת של הקבוצות והצבירים הרחוקים בדיוק רב מאי פעם.
השלב האחרון היה לקבוע את אור הזוהר הרנטגן של כל אשכול גלקסיה ולתוות אותו כנגד המסה שנקבעה מהעדשה החלשה, כאשר הקשר המוני-בהיר שהתקבל לאוסף החדש של קבוצות ואשכולות הרחיב מחקרים קודמים למסות נמוכות וגבוהות יותר משמרות אדומות. בתוך אי הוודאות הניתנת לחישוב, הקשר עוקב אחר אותו מדרון ישר ממקבצי הגלקסיה הסמוכים לאלה המרוחקים; גורם קנה מידה עקבי פשוט קשור את המסה הכוללת (בריונית בתוספת כהה) של קבוצה או מקבץ לבהירות הרנטגן שלה, כשהאחרון מודד את המסה הבריונית בלבד.
"על ידי אישור הקשר ההמוני-בהיר והרחבתו למשמרות אדומות גבוהות, עשינו צעד קטן בכיוון הנכון לעבר שימוש בעדשות חלשות ככלי רב עוצמה למדידת התפתחות המבנה," אומר ז'אן-פול כניב, מחבר משותף. במאמר ה- ApJ של LAM והמרכז הלאומי לחקר מדע בצרפת (CNRS).
מקורם של הגלקסיות ניתן לאחזר בהבדלים קלים בצפיפות היקום הקדום והחם; עדיין ניתן לראות עקבות של הבדלים כהפרשי טמפרטורות דקות ברקע המיקרוגל הקוסמי (CMB) - נקודות חמות וקרות.
"הווריאציות שאנו צופים בשמי המיקרוגל העתיקים מייצגות את ההטבעות שהתפתחו עם הזמן לפיגומי החומר האפל של הגלקסיות שאנו רואים כיום," אומר ג'ורג 'סמוט, מנהל המרכז לברקלי לפיזיקה קוסמולוגית (BCCP), פרופסור לפיזיקה באוניברסיטת קליפורניה בברקלי, וחבר במחלקה לפיזיקה במעבדה של ברקלי. סמוט חלק את פרס נובל לפיזיקה לשנת 2006 על מדידת אניסוטרופיות ב- CMB והוא אחד מחברי המאמר של ApJ. "זה מאוד מרגש שאנחנו באמת יכולים למדוד בעזרת עדשת כבידה איך החומר האפל התמוטט והתפתח מאז ההתחלה."
מטרה אחת בחקר התפתחות המבנה היא להבין את החומר האפל עצמו, וכיצד הוא מתקשר עם החומר הרגיל שאנו יכולים לראות. מטרה נוספת היא ללמוד יותר על אנרגיה אפלה, התופעה המסתורית המפרקת את החומר וגורמת ליקום להתפשט בקצב מואץ. שאלות רבות נותרות ללא מענה: האם האנרגיה האפלה קבועה, או שהיא דינמית? או שמא מדובר רק באשליה שנגרמה על ידי מגבלה בתורת היחסות הכללית של איינשטיין?
הכלים שמספקים מערכת היחסים המוארת-בהירה המוארת יעשו הרבה כדי לענות על שאלות אלה לגבי התפקידים המנוגדים של כוח הכבידה והאנרגיה האפלה בעיצוב היקום, עכשיו ובעתיד.
מקורות: ESA ומאמר שפורסם בגיליון 20 בינואר, 2010 של כתב העת Astrophysical (arXiv: 0910.5219 הוא הדפוס המקדים).
