Lähes vuosisadan tähtitieteilijät ja kosmologit ovat olettaneet, että avaruus on täynnä näkymätöntä massaa, joka tunnetaan nimellä 'pimeä aine'. Tämän aineen olemassaolon oli tarkoitus selittää kaikki kosmologisissa malleissa 'puuttuva' baryoninen aine, joka vastaa 27 % havaittavan maailmankaikkeuden massasta ja energiasta. Valitettavasti pimeän aineen käsite on ratkaissut yhden kosmologisen ongelman ja luonut toisen.
Jos tämä asia on olemassa, mikä onsetehty? Toistaiseksi teoriat ovat vaihdelleet siitä, että se koostuu kylmästä, lämpimästä tai kuumasta aineesta, ja yleisimmin hyväksytty teoria on Lambda Cold Dark Matter (Lambda-CDM) -malli. Kuitenkin, uusi tutkimus Eurooppalaisten tähtitieteilijöiden ryhmän tuottama tulos viittaa siihen, että Warm Dark Matter (WDM) -malli voi selittää viimeisimmät varhaisesta universumista tehdyt havainnot.
Mutta ensin, jotkut selitykset ovat paikallaan. Eri teoriat pimeästä aineesta (kylmä, lämmin, kuuma) eivät viittaa itse aineen lämpötiloihin, vaan itse hiukkasten kokoon suhteessa protogalaksin kokoon – varhaiseen universumin muodostukseen, josta kääpiögalaksit myöhemmin muodostuisivat. muodossa.
Kaavio, joka esittää Lambda-CBR-universumia alkuräjähdyksestä nykyiseen aikakauteen. Luotto: Alex Mittelmann/Coldcreation
Näiden hiukkasten koko määrittää, kuinka nopeasti ne voivat kulkea, mikä määrittää niiden termodynaamiset ominaisuudet ja osoittaa, kuinka pitkälle ne olisivat voineet kulkea - alias. heidän ' ilmainen suoratoiston pituus ” (FSL) – ennen kuin kosminen laajeneminen hidasti sitä. Kun kuuma pimeä aine koostuisi erittäin kevyistä hiukkasista, joilla on korkea FSL, kylmän pimeän aineen uskotaan koostuvan massiivisista hiukkasista, joilla on alhainen FSL.
Kylmän pimeän aineen on arveltu ottavan muotoa Massiiviset kompaktit halo-objektit (MACHOt), kuten mustat aukot, tai luokka löytämättömiä raskaita hiukkasia – ts. Heikosti vuorovaikutuksessa massiiviset hiukkaset (WIMP) ja aksionit. Lambda-CDM-malli perustuu osaksi teoriaan, että pimeä aine on 'kylmää'.
Kosmologisten selitysten mukaan se on yksinkertaisin ja voi selittää galaksien tai galaksijoukkojen muodostumisen. Tässä teoriassa on kuitenkin vielä joitakin aukkoja, joista suurin on se, että se ennustaa, että varhaisessa universumissa pitäisi olla paljon enemmän pieniä kääpiögalakseja kuin voimme selittää.
Lyhyesti sanottuna pimeän aineen olemassaolo massoina hiukkasina, joilla on alhainen FSL, johtaisi pieniin aineen tiheyden vaihteluihin varhaisessa universumissa, mikä johtaisi siihen, että suuria määriä pienimassaisia galakseja löydettäisiin galaktisten halojen satelliitteina. ja niiden keskuksissa on suuria pimeän aineen pitoisuuksia.
Kuva syvyydestä, jolla Hubble kuvasi galakseja aikaisemmissa Deep Field -aloitteissa, universumin aikakauden yksiköissä. Frontier Fieldsin tavoitteena on katsoa taaksepäin Hubble Ultra Deep Fieldia pidemmälle. Kiitos: NASA ja A. Feild (STScI)
Luonnollisesti näiden galaksien puuttuminen saattaa johtaa siihen, että emme yksinkertaisesti ole vielä havainneet näitä galakseja ja että infrapunatutkimukset, kuten Kahden mikronin All Sky Survey (2MASS) ja Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) -tehtävät saattavat löytää ne ajoissa.
Mutta kuten kansainvälinen tutkimusryhmä – johon kuuluu tähtitieteilijöitä Rooman tähtitieteellinen observatorio (INAF), Italian avaruusjärjestön tiedetietokeskus ja Pariisin observatorio – Toinen mahdollisuus on, että pimeä aine ei ole kuumaa eikä kylmää, vaan ”lämmintä” – eli se koostuu keskimassaisista hiukkasista (myös löytämättömistä), joiden FSL:t ovat suunnilleen samat kuin galaksien suuret objektit.
Kuten tohtori Nicola Menci – INAFin tutkija ja tutkimuksen johtava kirjoittaja – kertoi Universe Todaylle sähköpostitse:
'Kylmän tumman aineen hiukkasille on ominaista alhaiset neliökeskiarvot niiden suurten massojen vuoksi (yleensä oletetaan luokkaa > ~ 100 GeV, sata kertaa protonin massa). Tällaiset pienet lämpönopeudet mahdollistavat CDM:n paakkuuntumisen jopa hyvin pienissä mittakaavassa. Sitä vastoin vaaleammat pimeän aineen hiukkaset, joiden massa on luokkaa keV (noin 1/500 elektronin massasta), olisivat ominaisia suuremmilla lämpönopeuksilla, mikä estäisi DM:n paakkuuntumista kääpiögalaksien massamittakaavassa. Tämä tukahduttaisi kääpiögalaksien (ja satelliittigalaksien) runsauden ja tuottaisi matalia sisätiheysprofiileja tällaisissa kohteissa, jotka luonnollisesti vastaavat havaintoja ilman, että tarvitaan vahvaa palautetta tähtipopulaatioilta.
Toisin sanoen he havaitsivat, että WDM voisi paremmin selittää varhaisen universumin sellaisena kuin me sen nykyään näemme. Kun Lambda-CDM-malli johtaisi häiriöihin varhaisen universumin tiheydissä, lämpimän pimeän aineen hiukkasten pidempi FSL tasoittaisi nämä häiriöt, muistuttaen siten sitä, mitä näemme, kun katsomme syvälle kosmokseen nähdäksemme maailmankaikkeuden aikakauden aikana. galaksien muodostumisesta.
Heidän tutkimuksensa vuoksi, joka ilmestyi äskettäin heinäkuun 1. päivän numerossa The Astrophysical Journal Letters , tutkimusryhmä luotti tutkimuksesta saatuihin tietoihin Hubble Frontier Fields (HFF) ohjelma. Hyödyntämällä viime vuosina tehtyjä parannuksia, he pystyivät tutkimaan erityisen himmeiden ja kaukaisten galaksien suuruutta.
Yhdistelmäkuva, jossa näkyy linssigalaksi SDP81. Punaiset kaaret ovat vääristynyt kuva kauempana olevasta galaksista, joka on noin 12 miljardin valovuoden päässä. Luotto: Y. Hezaveh, Stanfordin yliopisto/ALMA (NRAO/ESO/NAOJ)/NASA/ESA/Hubble-avaruusteleskooppi
Kuten Menci selitti, tämä on suhteellisen uusi kyky, jota Hubble-avaruusteleskooppi ei olisi voinut tehdä muutama vuosi sitten:
'Koska galaksien muodostumiseen vaikuttaa syvästi DM:n luonne kääpiögalaksien mittakaavassa, tehokas työkalu DM-mallien rajoittamiseen on mitata pienimassaisten galaksien runsautta varhaisena kosmisena aikana (suuret punasiirtymät z=6-8), niiden muodostumisen aikakausi. Tämä on haastava tehtävä, koska se edellyttää äärimmäisen himmeiden esineiden (absoluuttiset magnitudit M_UV = -12 - -13) löytämistä erittäin suurilta etäisyyksiltä (12-13 miljardia valovuotta) jopa Hubble-avaruusteleskoopilla..
'Hubble Frontier Field -ohjelma kuitenkin hyödyntää etualalla olevien galaksiklusterien tuottamaa gravitaatiolinssiä kaukaisten galaksien valon vahvistamiseksi. Koska kääpiögalaksien muodostuminen on estetty WDM-malleissa – ja vaimennuksen voimakkuus on suurempi kevyemmille DM-hiukkasille – korkea punasiirtymä kääpiögalaksien suuri määrä (~ 3 galaksia kuutiota kohden Mpc) voi tarjota alarajan WDM-hiukkasmassa, joka on täysin riippumaton galaksien tähtien ominaisuuksista.'
Heidän saavuttamansa tulokset asettivat tiukat rajoitukset pimeälle aineelle ja varhaiselle galaksien muodostumiselle ja olivat siten yhdenmukaisia sen kanssa, mitä HFF on nähnyt. Nämä tulokset voivat viitata siihen, että epäonnistuminen pimeän aineen havaitsemisessa on saattanut johtua vääränlaisten hiukkasten etsimisestä. Mutta tietysti nämä tulokset ovat vain yksi askel laajemmassa hankkeessa, ja ne vaativat lisätestausta ja vahvistusta.
Taiteilijan vaikutelma Linnunrataa ympäröivästä pimeästä aineesta. (ESO/L. Calçada)
Tulevaisuudessa Menci ja hänen kollegansa toivovat saavansa lisätietoa HFF-ohjelmasta ja toivovat, että tulevat tehtävät antavat heille mahdollisuuden nähdä, pitävätkö havainnot paikkansa. Kuten jo todettiin, näihin kuuluvat infrapunatähtitehtävät, joiden odotetaan 'näkevän' enemmän varhaista universumia katsomalla näkyvän spektrin ulkopuolelle.
'Tuloksemme perustuvat vain kahdella kentällä mitattuun korkean punasiirtymän kääpiöiden runsauteen', hän sanoi. ”HFF-ohjelmassa pyritään kuitenkin mittaamaan tällaista runsautta kuudella itsenäisellä alalla. James Webbin avaruusteleskoopin toiminta lähitulevaisuudessa – HFF:n kanssa analogisella linssiohjelmalla – mahdollistaa WDM-hiukkasten tuotannon mahdollisten mekanismien selvittämisen tai WDM-mallien sulkemisen pois CDM:n vaihtoehdoista. hän sanoi. 'Pimeä aine on lähes vuosisadan ollut läpitunkeva ja vaikeasti vaikea mysteeri, joka aina väistyy sillä hetkellä, kun ajattelemme saavamme sen selville. Mutta mitä syvemmälle katsomme tunnettuun maailmankaikkeuteen (ja mitä kauemmaksi ajassa taaksepäin), sitä enemmän voimme oppia sen kehityksestä ja näin nähdä, ovatko ne teorioidemme mukaisia.
Lisälukemista: The Astrophysical Journal Letters , AAS Nova