Cosmic Evolution Survey (Cosmic Evolution Survey) (COSMOS) 분야의 은하 밀도는 0.2 (파란색)에서 1 (빨간색)까지의 적색 편이를 나타내는 은하의 적색 편이를 나타내는 색상으로 표시됩니다. 분홍색 x- 선 윤곽은 XMM-Newton에 의해 관찰 된 확장 된 x- 선 방출을 보여줍니다.
암흑 물질 (실제로 차갑고 암흑이 아닌 비 건조 물질)은 중력에 의해서만 탐지 될 수 있습니다. 은하단과 은하군에서, 그 영향은 약한 중력 렌즈로 나타나며, 이는 고정하기 어렵다. 중력 렌즈의 정도와 암흑 물질의 분포를 훨씬 정확하게 추정하는 한 가지 방법은 고온 클러스터 내 플라즈마에서 엑스레이 방출을 사용하여 질량 중심을 찾는 것입니다.
그리고 그것은 천문학 자 팀이 최근 한 일입니다. 그리고 그들은 처음으로, 지난 수십억 년 동안 암흑 물질이 어떻게 진화 해 왔는지를 다루었습니다.
COSMOS는 우주 시간 (빨간 편이) 및 대규모 구조 환경의 함수로서 은하의 형성과 진화를 조사하도록 설계된 천문 조사입니다. 이 조사는 대부분의 주요 우주 기반 망원경 (허블 및 XMM- 뉴턴 포함)과 다수의 지상 망원경으로 촬영 한 2 제곱도 적도 분야를 다룹니다.
암흑 물질의 본질을 이해하는 것은 현대 우주론에서 열린 주요 질문 중 하나입니다. 이 질문을 해결하기 위해 사용 된 접근법 중 하나에서 천문학 자들은 x- 선 방출을 연결하는 은하단에서 발견 된 질량과 광도의 관계를 사용합니다. 이는 보통 ( "바론") 물질의 질량을 나타냅니다. 물론, 중음 질 물질은 전자 (leptons)입니다!)와 중력 렌즈에 의해 결정된 총 질량 (중음 + 흑 물질)을 포함합니다.
현재까지 관계는 근처의 클러스터에 대해서만 설정되었습니다. 맥스 플랑크 외계 물리 연구소 (MPE), 마르세유 천체 물리학 연구소 (LAM) 및 로렌스 버클리 국립 연구소 (버클리 연구소)를 포함한 국제 협력에 의한 새로운 연구는 더 먼 관계를 확장하는 데 큰 진전을 이루었습니다. 이전에 가능한 것보다 더 작은 구조.
X 선 방출과 기본 암흑 물질 사이의 연결을 확립하기 위해이 팀은 ESA의 X 선 관측소 인 XMM-Newton이 제작 한 가장 큰 x 선 선택 그룹과 은하단 샘플 중 하나를 사용했습니다.
은하의 그룹과 클러스터는 1 분 이하의 규모로 확장 된 x- 선 방출을 사용하여 효과적으로 찾을 수 있습니다. 유효 영역이 넓기 때문에 XMM- 뉴턴은 먼 그룹과 은하단에서 희미한 방출 수준을 감지 할 수있는 유일한 엑스레이 망원경입니다.
MPE의 Alexis Finoguenov와 메릴랜드 대학교 (University of Maryland)는 최근에 천체 물리학 저널 (ApJ) 논문의 공동 저자 인“XMM-Newton이 딥 필드에 큰 은하 그룹 카탈로그를 제공 할 수있는 능력은 놀랍습니다. 결과.
엑스레이는 클러스터를 찾아서 특징 짓는 가장 좋은 방법이기 때문에, 대부분의 후속 연구는 지금까지 비교적 가까운 그룹과 은하단으로 제한되어왔다.
"XMM-Newton이 제공 한 전례없는 카탈로그를 제공함으로써 우리는 우주의 역사에서 훨씬 이전에 존재했던 훨씬 더 작은 구조물로 질량 측정을 확장 할 수있었습니다"라고 Berkeley Lab의 물리 부서의 Alexie Leauthaud는 말합니다. ApJ 연구.
중력 렌즈는 질량이 주변 공간을 구부리고 빛의 경로를 구부리기 때문에 발생합니다. 질량이 많을수록 (그리고 질량 중심에 가까울수록) 공간이 더 많이 구부러지고 멀리있는 물체의 이미지가 더 많이 변위되고 비뚤어진. 따라서 렌즈 물체의 질량을 측정하는 데있어 왜곡 또는 '전단'측정이 중요합니다.
중력 렌즈가 약한 경우 (이 연구에 사용 된) 전단이 너무 미묘하여 직접 볼 수는 없지만 먼 은하의 집합에서 희미한 추가 왜곡을 통계적으로 계산할 수 있으며, 일부 거대한 렌즈의 렌즈로 인한 평균 전단 그들 앞에있는 물체를 계산할 수 있습니다. 그러나 평균 전단에서 렌즈의 질량을 계산하려면 중심을 알아야합니다.
Leauthaud는“높은 적색 편이 클러스터의 문제점은 어떤 은하가 클러스터의 중심에 있는지 정확하게 결정하기 어렵다는 점이다. “이곳에서 엑스레이가 도움이됩니다. 은하단의 엑스레이 광도를 사용하여 중심을 매우 정확하게 찾을 수 있습니다.”
X 선 방출 분석에서 질량 중심을 알면 Leauthaud와 동료들은 약한 렌즈를 사용하여 먼 그룹과 클러스터의 총 질량을 그 어느 때보 다 더 정확하게 추정 할 수있었습니다.
마지막 단계는 각 은하 클러스터의 x- 선 광도를 결정하고 약한 렌즈에서 결정된 질량에 대해 플롯하는 것입니다. 결과적으로 이전 연구를 더 낮은 질량 이상으로 확장하는 새로운 그룹 및 클러스터 모음에 대한 질량-발광 관계 적색 편이. 계산 가능한 불확실성 내에서, 관계는 근처 은하단에서 멀리 떨어진 은하단으로의 동일한 직선 기울기를 따른다. 단순한 일관된 스케일링 계수는 그룹 또는 클러스터의 총 질량 (baryonic + dark)을 x-ray 밝기와 관련 시키며, 후자는 baryonic 질량 만 측정합니다.
공동 저자 인 장 폴 크니 브 (Jean-Paul Kneib)는“질량-광도 관계를 확인하고 높은 적색 편이로 확장함으로써 약한 렌즈를 구조의 진화를 측정하는 강력한 도구로 사용하는 올바른 방향으로 작은 발걸음을 내딛었습니다. LAM의 ApJ 논문과 프랑스의 국립 과학 연구 센터 (CNRS).
은하의 기원은 뜨거운 초기 우주의 밀도에서 약간의 차이로 거슬러 올라갈 수 있습니다. 이러한 차이는 미시적 극초단파 배경 (CMB)에서 고온 및 저온의 미세한 온도 차이로 여전히 볼 수 있습니다.
"고대 마이크로파 하늘에서 관측되는 변화는 오늘날 우리가 보는 은하의 우주 암흑 물질 비계로 발전한 각인을 나타냅니다."라고 버클리 우주 물리 물리학 센터 (BCCP)의 조지 스무 트 이사는 말합니다. 버클리 캘리포니아 대학교 물리학과 버클리 연구소 물리학과 Smoot는 CMB에서 이방성을 측정하는 데 2006 년 노벨 물리학상을 공유했으며 ApJ 논문의 저자 중 한 명입니다. "초기 이후 암흑 물질이 어떻게 붕괴되고 진화했는지를 중력 렌즈로 실제로 측정 할 수 있다는 것은 매우 흥미 롭습니다."
구조의 진화를 연구하는 한 가지 목표는 암흑 물질 자체를 이해하고 그것이 우리가 볼 수있는 평범한 물질과 어떻게 상호 작용 하는지를 이해하는 것입니다. 또 다른 목표는 암흑 에너지에 대해 더 많이 배우는 것입니다. 신비로운 현상은 물질을 밀어 내고 우주를 가속화하는 속도로 확장시킵니다. 많은 질문에 답이 남아 있습니다 : 암흑 에너지는 일정합니까, 아니면 동적입니까? 아니면 아인슈타인의 일반 상대성 이론의 한계로 인한 환상일까요?
확장 된 질량-광도 관계가 제공하는 도구는 현재와 미래의 우주를 형성하는 데있어 중력과 암흑 에너지의 반대되는 역할에 대한 이러한 질문에 많은 답을 줄 것입니다.
출처 : ESA 및 Astrophysical Journal 2010 년 1 월 20 일호에 출판 된 논문 (arXiv : 0910.5219는 사전 인쇄본 임)
