Densità di galassia nel campo Cosmic Evolution Survey (COSMOS), con colori che rappresentano lo spostamento verso il rosso delle galassie, che vanno da spostamento verso il rosso di 0,2 (blu) a 1 (rosso). I contorni radiografici rosa mostrano l'emissione estesa di raggi X osservata da XMM-Newton.
La materia oscura (in realtà fredda, oscura - non barionica - materia) può essere rilevata solo dalla sua influenza gravitazionale. In ammassi e gruppi di galassie, quell'influenza si manifesta con lenti gravitazionali deboli, che è difficile da definire. Un modo per stimare in modo molto più accurato il grado di lente gravitazionale - e quindi la distribuzione della materia oscura - consiste nell'utilizzare l'emissione di raggi X dal plasma intra-cluster caldo per localizzare il centro di massa.
Ed è proprio quello che un team di astronomi ha recentemente fatto ... e per la prima volta ci hanno dato un'idea di come la materia oscura si è evoluta negli ultimi miliardi di anni.
COSMOS è un rilevamento astronomico progettato per sondare la formazione e l'evoluzione delle galassie in funzione del tempo cosmico (spostamento verso il rosso) e dell'ambiente della struttura su larga scala. Il sondaggio copre un campo equatoriale di 2 gradi quadrati con imaging dalla maggior parte dei principali telescopi spaziali (compresi Hubble e XMM-Newton) e una serie di telescopi terrestri.
Comprendere la natura della materia oscura è una delle domande aperte chiave nella cosmologia moderna. In uno degli approcci usati per rispondere a questa domanda gli astronomi usano la relazione tra massa e luminosità che è stata trovata per i gruppi di galassie che collega le loro emissioni di raggi X, un'indicazione della massa della materia ordinaria ("barionica") da sola ( naturalmente, la materia barionica include elettroni, che sono leptoni!), e le loro masse totali (barionica più materia oscura) determinate dal cristallismo gravitazionale.
Ad oggi la relazione è stata stabilita solo per i cluster vicini. Un nuovo lavoro di una collaborazione internazionale, tra cui il Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (MPE), il Laboratory of Astrophysics of Marseille (LAM) e il Lawrence Berkeley National Laboratory (Berkeley Lab), ha compiuto importanti progressi nell'estensione della relazione a più lontani e strutture più piccole di quanto fosse possibile in precedenza.
Per stabilire il legame tra l'emissione di raggi X e la materia oscura sottostante, il team ha utilizzato uno dei più grandi campioni di gruppi selezionati di raggi X e gruppi di galassie, prodotti dall'osservatorio di raggi X dell'ESA, XMM-Newton.
Gruppi e cluster di galassie possono essere effettivamente trovati usando la loro estesa emissione di raggi X su scale sub-arcminute. A causa della sua vasta area effettiva, XMM-Newton è l'unico telescopio a raggi X in grado di rilevare il debole livello di emissione da gruppi distanti e ammassi di galassie.
"La capacità di XMM-Newton di fornire grandi cataloghi di gruppi di galassie in campi profondi è sorprendente", ha dichiarato Alexis Finoguenov dell'MPE e dell'Università del Maryland, coautore del recente documento Astrophysical Journal (ApJ) che riportava il team risultati.
Poiché i raggi X sono il modo migliore per trovare e caratterizzare i cluster, la maggior parte degli studi di follow-up è stata finora limitata a gruppi e cluster di galassie relativamente vicini.
"Dati i cataloghi senza precedenti forniti da XMM-Newton, siamo stati in grado di estendere le misurazioni della massa a strutture molto più piccole, che esistevano molto prima nella storia dell'Universo", afferma Alexie Leauthaud della divisione di fisica di Berkeley Lab, il primo autore di lo studio ApJ.
La lente gravitazionale si verifica perché la massa curva lo spazio circostante, piegando il percorso della luce: più massa (e più è vicina al centro della massa), più spazio si piega e più l'immagine di un oggetto distante viene spostata e distorto. Pertanto, misurare la distorsione, o "taglio", è la chiave per misurare la massa dell'oggetto in lente.
Nel caso di lenti gravitazionali deboli (come usato in questo studio) la cesoia è troppo sottile per essere vista direttamente, ma debole distorsione aggiuntiva in una raccolta di galassie distanti può essere calcolata statisticamente e la cesoia media a causa della lente di alcuni enormi l'oggetto davanti a loro può essere calcolato. Tuttavia, per calcolare la massa dell'obiettivo da un taglio medio, è necessario conoscerne il centro.
"Il problema con i cluster ad alto spostamento verso il rosso è che è difficile determinare esattamente quale galassia si trova al centro del cluster", afferma Leauthaud. "È qui che i raggi X aiutano. La luminosità dei raggi X da un ammasso di galassie può essere usata per trovare il suo centro in modo molto preciso. "
Conoscendo i centri di massa dall'analisi delle emissioni di raggi X, Leauthaud e i colleghi potrebbero quindi utilizzare lenti deboli per stimare la massa totale dei gruppi e dei cluster distanti con una precisione maggiore che mai.
Il passo finale è stato determinare la luminosità dei raggi X di ciascun ammasso di galassie e tracciarla contro la massa determinata dal cristallismo debole, con la risultante relazione massa-luminosità per la nuova raccolta di gruppi e cluster estendendo studi precedenti a masse inferiori e superiori redshift. Nell'incertezza calcolabile, la relazione segue la stessa pendenza diritta dagli ammassi di galassie vicine a quelli distanti; un semplice fattore di ridimensionamento coerente mette in relazione la massa totale (barionica più scura) di un gruppo o di un cluster con la sua luminosità a raggi X, quest'ultima che misura la sola massa barionica.
"Confermando la relazione massa-luminosità ed estendendola ad alti spostamenti verso il rosso, abbiamo fatto un piccolo passo nella giusta direzione verso l'uso dell'obiettivo debole come un potente strumento per misurare l'evoluzione della struttura", afferma Jean-Paul Kneib co-autore dell'articolo ApJ di LAM e del Centro nazionale francese di ricerca scientifica (CNRS).
L'origine delle galassie può essere ricondotta a lievi differenze nella densità dell'Universo primordiale caldo; tracce di queste differenze possono ancora essere viste come minime differenze di temperatura nel fondo cosmico a microonde (CMB) - punti caldi e freddi.
"Le variazioni che osserviamo nell'antico cielo a microonde rappresentano le impronte che si sono sviluppate nel tempo nell'impalcatura cosmica della materia oscura per le galassie che vediamo oggi", afferma George Smoot, direttore del Berkeley Center for Cosmological Physics (BCCP), un professore di fisica all'Università della California a Berkeley e membro della divisione di fisica di Berkeley Lab. Smoot ha condiviso il Premio Nobel 2006 per la fisica per la misurazione delle anisotropie nel CMB ed è uno degli autori dell'articolo ApJ. "È molto eccitante poter effettivamente misurare con la lente gravitazionale come la materia oscura è collassata e si è evoluta dall'inizio."
Un obiettivo nello studio dell'evoluzione della struttura è comprendere la materia oscura stessa e come interagisce con la materia ordinaria che possiamo vedere. Un altro obiettivo è quello di imparare di più sull'energia oscura, il misterioso fenomeno che sta allontanando la materia e facendo espandere l'Universo a un ritmo accelerato. Molte domande rimangono senza risposta: l'energia oscura è costante o è dinamica? O è semplicemente un'illusione causata da una limitazione nella teoria della relatività generale di Einstein?
Gli strumenti forniti dalla relazione di massa-luminosità estesa faranno molto per rispondere a queste domande sui ruoli opposti di gravità ed energia oscura nel modellare l'Universo, ora e in futuro.
Fonti: ESA, e un articolo pubblicato nel numero del 20 gennaio 2010 dell'Astrophysical Journal (arXiv: 0910.5219 è la prestampa)
