Nová technika by mohla odhaliť temné záležitosti

Pin
Send
Share
Send

Temná hmota je neviditeľná pre všetky naše nástroje, ale to neznamená, že tam nie je. Dostatočne veľký rádioteleskop by mal byť schopný mapovať žiarenie z pregalaktického vodíka tvoreného krátko po veľkom tresku a viditeľné vo všetkých smeroch. Akákoľvek zasahujúca temná hmota bude rušiť toto žiarenie, ako vlnky v rybníku, odhaľujúc jeho prítomnosť a množstvo.

Keď k nám svetlo prechádza zo vzdialených objektov, jeho cesta je mierne ohnutá gravitačnými účinkami vecí, ktoré prechádzajú. Tento efekt bol prvýkrát pozorovaný v roku 1919 pre svetlo vzdialených hviezd prechádzajúcich blízko povrchu Slnka, čo dokazuje, že Einsteinova teória gravitácie je lepším popisom reality ako Newtonova. Ohýbanie spôsobuje detekovateľné skreslenie snímok vzdialených galaxií analogické skresleniu vzdialenej scény pozorovanej zlým oknom alebo odrážaným vo zvlnenom jazere. Sila skreslenia sa môže použiť na meranie sily gravitácie predmetov v popredí, a tým aj ich hmotnosti. Ak sú k dispozícii merania deformácie pre dostatočne veľký počet vzdialených galaxií, môžu sa tieto kombinovať, aby sa vytvorila mapa celej hmotnosti popredia.

Táto technika už priniesla presné merania typickej hmotnosti spojenej s poprednými galaxiami, ako aj mapy hmotností pre niekoľko jednotlivých klastrov galaxií. Napriek tomu má určité základné obmedzenia. Dokonca aj veľký ďalekohľad vo vesmíre môže vidieť iba obmedzený počet galaxií v pozadí, maximálne asi 100 000 v každej škvrne oblohy, ktorá má veľkosť splnu. Aby sa detegoval signál gravitačného skreslenia, musia byť priemerné hodnoty okolo 200 galaxií spriemerované tak, aby najmenšia plocha, pre ktorú je možné túto hmotu zobrazovať, bola asi 0,2% plochy úplného mesiaca. Výsledné obrázky sú neprijateľne rozmazané a na mnohé účely sú príliš zrnité. Napríklad na takýchto mapách môžu byť s istotou nájdené iba najväčšie zhluky hmoty (najväčšie zhluky galaxií). Druhým problémom je to, že mnoho vzdialených galaxií, ktorých deformácia sa meria, leží pred mnohými hromadnými hrudkami, ktoré by niekto chcel zmapovať, a preto ich gravitáciou neovplyvňuje. Ak chcete urobiť ostrý obraz hmoty v danom smere vyžaduje vzdialenejšie zdroje a vyžaduje oveľa viac z nich. Vedci MPA Ben Metcalf a Simon White ukázali, že rádiové emisie, ktoré k nám prichádzajú z epochy skôr, ako sa vytvorili galaxie, môžu poskytnúť takéto zdroje.

Asi 400 000 rokov po Veľkom tresku sa vesmír dostatočne ochladil, takže takmer všetka jeho bežná hmota sa zmenila na rozptýlený, takmer rovnomerný a neutrálny plynný vodík a hélium. O niekoľko stoviek miliónov rokov neskôr gravitácia zosilnila nejednotnosť až do bodu, keď sa mohli vytvoriť prvé hviezdy a galaxie. Ich ultrafialové svetlo potom opäť zahrialo difúzny plyn. Počas tohto zahrievania a na dlhší čas pred ním bol rozptýlený vodík teplejší alebo chladnejší ako žiarenie, ktoré zostalo z Veľkého tresku. V dôsledku toho musí absorbovať alebo vyžarovať rádiové vlny s vlnovou dĺžkou 21 cm. Rozšírenie vesmíru spôsobuje, že toto žiarenie je dnes viditeľné pri vlnových dĺžkach 2 až 20 metrov a v súčasnosti sa buduje množstvo nízkofrekvenčných rádiových ďalekohľadov na jeho vyhľadávanie. Jedným z najvyspelejších je nízkofrekvenčné pole (LOFAR) v Holandsku, v ktorom plánuje inštitút Maxa Plancka pre astrofyziku zohrávať významnú úlohu spolu s mnohými ďalšími nemeckými inštitúciami.

Pregalaktický vodík má štruktúry všetkých veľkostí, ktoré sú prekurzormi galaxií, a existuje až 1 000 týchto štruktúr v rôznych vzdialenostiach pozdĺž každej priamky pohľadu. Rádioteleskop ich môže oddeliť, pretože štruktúry v rôznych vzdialenostiach dávajú signály pri rôznych pozorovaných vlnových dĺžkach. Metcalf a White ukazujú, že gravitačné skreslenie týchto štruktúr by rádiovému teleskopu umožnilo produkovať obrazy kozmického rozloženia hmoty s vysokým rozlíšením, ktoré sú viac ako desaťkrát ostrejšie ako najlepšie, ktoré je možné dosiahnuť pomocou skreslenia galaxie. Objekt podobný hmote ako naša Mliečna dráha sa dal odhaliť až do doby, keď bol vesmír iba 5% jeho súčasného veku. Takéto zobrazovanie s vysokým rozlíšením vyžaduje extrémne veľké pole ďalekohľadov, ktoré husto pokrývajú oblasť s priemerom asi 100 km. Je to 100-násobok plánovanej veľkosti pre husto pokrytú strednú časť LOFAR a asi 20-krát väčšie ako husto pokryté jadro štvorcového kilometra Array (SKA), ktoré je v súčasnosti najväčším takýmto zariadením. Takýto obrovský ďalekohľad by mohol zmapovať celú gravitačnú distribúciu hmoty vo vesmíre a poskytnúť tak konečnú porovnávaciu mapu pre obrazy vytvorené inými teleskopmi, ktoré zvýrazňujú iba malú časť hmoty, ktorá vyžaruje žiarenie, ktoré môžu zistiť.

Nemusíme však čakať, kým obrovský ďalekohľad získa z tejto techniky jedinečné výsledky. Jedným z najnaliehavejších problémov súčasnej fyziky je lepšie porozumieť tajomnej temnej energii, ktorá v súčasnosti poháňa zrýchlené rozširovanie vesmíru. Metcalf a White ukazujú, že masové mapy veľkej časti oblohy vyrobené pomocou nástroja, ako je SKA, mohli merať vlastnosti tmavej energie presnejšie ako ktorákoľvek predtým navrhovaná metóda, viac ako 10-krát presnejšie ako hromadné mapy podobnej veľkosti na základe gravitácie. skreslenie optických obrazov galaxií.

Pôvodný zdroj: Max Planck Institute for Astrophysics News Release

Pin
Send
Share
Send