Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 29 – vyšlo 27. července, ročník 10 (2012) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

29/2012

Most temné hmoty mezi dvěma galaktickými kupami

Petr Kulhánek

Pro někoho může být poněkud zklamáním, že podle současných znalostí vidíme pouhé jedno procento hmoty a energie ve vesmíru. Na druhou stanu oněch zbývajících 99 % nepochybně jitří naši zvídavost a obrazotvornost. Další 3 % celku tvoří nesvítící atomární látka, jejíž existence nikoho příliš nepřekvapí. Největší podíl by měla mít tzv. temná energie (kolem 73 %, tedy téměř tři čtvrtiny), mysteriózní entita zodpovědná za zrychlenou expanzi vesmíru. Tady je váhání současné vědy asi největší a řešení zatím nejvzdálenější. Snad by mohlo jít o projevy energie vakua, jehož součástí je i Higgsovo poleHiggsovy částice – částice, které se objevují ve sjednocené teorii elektromagnetické a slabé interakce (tzv. elektroslabé interakce) standardního modelu. Částice a jim odpovídající Higgsovo pole zde zajišťují nenulovou hmotnost polních částic slabé interakce a způsobují narušení symetrie elektroslabé interakce při energiích nižších než 100 GeV. Částice jsou pojmenovány podle skotského fyzika Petera Higgse. Tento mechanizmus nazýváme Higgsův mechanizmus a je aplikovatelný i na jiné částice. Existence Higgsovy částice byla s největší pravděpodobností potvrzena v červenci 2012 na dvou detektorech urychlovače LHC v CERNu. O Higgsově částici se často hovoří jako o Higgsově bosonu, Higgsově poli či jen higgsi., jehož částice byla již s největší pravděpodobností potvrzena, jak jsme psali v minulém bulletinu. Ve hře jsou ale stále i jiná vysvětlení podstaty temné energie. Další složkou vesmíru je temná hmota (její podíl se odhaduje na 23 %), částice interagující jen slabouSlabá interakce – interakce s konečným dosahem, který je přibližně 10^–17 m. Působí pouze na levotočivé kvarky a leptony. Polními částicemi jsou vektorové bosony W⁺, W⁻ a Z⁰ se spinem rovným jedné. Hmotnosti částic jsou v rozmezí (80÷90) GeV. Typickým slabým procesem je například beta rozpad neutronu. Teorie slabé interakce se nazývá kvantová flavourdynamika (QFD). a gravitačníGravitační interakce – interakce působící na všechny částice bez výjimky. Má nekonečný dosah a její intenzita ubývá s kvadrátem vzdálenosti. Současnou teorií gravitace je obecná relativita publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Podle této teorie kolem sebe každé těleso zakřivuje prostor a čas a v tomto pokřiveném světě se tělesa pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. Obecná relativita předpověděla řadu jevů, které z Newtonovy teorie gravitace nevyplývají. interakcí. Temná hmota, na rozdíl od temné energie, tvoří ve vesmíru struktury z vláken a stěn. Tady se naopak řešení zdá být velmi blízko. Tři detektory (DAMA, CRESST a SOUDAN, viz AB 49/2011) mají pozitivní detekci těchto částic, rozložení temné hmoty ve vesmíru spolehlivě mapujeme za pomoci ohybu světla a pozorujeme i její další projevy, například ovlivnění dráhy hvězd v galaxiích. O problematice temné hmoty jsme za 9 let existence našeho bulletinu přinesli 16 článků (všechny jsou v odkazech k tomuto bulletinu). I z toho je vidět, že problematika je velmi živá. Současná představa je taková, že temná hmota tvoří základní strukturu vesmíru, jakousi podivnou pavučinovou síť z neviditelných vláken. V jejich kříženích je větší koncentrace temné hmoty a do těchto oblastí je gravitačně vtahována atomární látka. Právě v těchto kříženích vznikají galaxie a kupy galaxií. Tato představa byla doposud podpořena jen numerickými simulacemi v největších výpočetních centrech světa. Nyní bylo poprvé experimentálně objeveno vlákno složené převážně z temné hmoty, které spojuje dvě blízké kupy galaxií. Pravděpodobně jde o první detekovanou nitku rozsáhlého sítě vláken temné hmoty, která je základním předivem našeho vesmíru.

Základní složky hmoty a energie ve vesmíru.

Temná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou. Temná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi vesmíru, která byla objevena na konci roku 1998 (Saul Perlmutter, Adam Riess). Temná energie tvoří 68 % hmoty a energie ve vesmíru. Hustota temné energie je velmi málo proměnná v čase i v prostoru, pokud vůbec. Nejnadějnějším kandidátem na temnou energii je energie vakuových fluktuací. Kupy galaxií – největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru tvořené třemi hlavními složkami:  – stovkami galaxií obsahujícími hvězdy, plyn a prach,  – obrovskými mraky horkých plynů,  – temnou hmotou zatím neznámé povahy. Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, radiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je miliardy až stovky miliard Sluncí.

Objev temného mostu

Po desítky let jsou ve vesmíru pozorovány lineární struktury složené z řetězců mnoha galaxií a horkých plynů. Část astronomů vyslovila domněnku, že by za tyto struktury mohla být zodpovědná vlákna temné hmoty, na která se v jejich zhuštěních či kříženích nabaluje atomární látka. Základním stavebním prvkem vesmíru by měla být síť vláken temné hmoty, kterou v některých místech kopíruje „menšinová“ atomární látka. S velkou pravděpodobností bylo letos objeveno první temné vlákno této základní vesmírné struktury. O objev se postarala skupina vědců vedená Jörgem Dietrichem z Mnichovské univerzitní observatoře, který je současně zaměstnancem Michiganského centra teoretické fyziky při Michiganské univerzitě. Ve vědeckém týmu jsou zastoupeni také pracovníci ze špičkových univerzit ve Stanfordu, Ohiu, Edinburgu a Oxfordu.

Vědecká skupina se zaměřila na mapování rozložení hmoty v relativně blízkých kupách galaxií Abell 222 a Abell 223. Jde o dvě kupy ze známého Abellova katalogu, který dnes obsahuje 4 073 kup galaxií. Katalog publikoval americký astronom George Abell v roce 1958, tehdy obsahoval „pouze“ 2 712 kup. Přestože mají sledované kupy v katalogu pouze dvě čísla, jde ve skutečnosti o kupy tři. Kupa A 223 je těsná dvojkupa, severní složka se označuje A 223N a jižní A 223S. Tato dvojkupa je od kupy A222 na obloze vzdálena jen 14 obloukových minut. Červené kosmologické posuvyKosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ₀)/λ₀, kde λ₀ je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit. Proto se většinou časové období udává pouze hodnotou naměřeného kosmologického posuvu. všech tří kup jsou přibližně z = 0,21. Rozdíl posuvů mezi A 222 a A 223 je Δz = 0,07. Pokud je tento rozdíl způsoben různou úrovní Hubbleovy expanze, musí být objekty od sebe ve směru od nás vzdálené přibližně 18 MpcParsek – pc, paralaktická sekunda, astronomická jednotka vzdálenosti. Jde o vzdálenost, ze které je vidět střední vzdálenost Země-Slunce (jedna astronomická jednotka) pod úhlem jedné obloukové vteřiny. Měří se kolmo k zornému paprsku. Číselně je 1 pc = 30×10¹² km, což je zhruba 3,26 světelného roku. Často používanými násobky jsou kiloparsek (kpc) a megaparsek (Mpc)., což znamená, že je vidíme téměř v zákrytu. Všechny tři kupy představují výrazné nahuštění hmoty oproti okolí a způsobují deformaci obrazu vzdálenějších galaxií. Za tyto deformace je zodpovědné gravitační čočkování (kupy ohýbají paprsky vzdálenějších galaxií) a lze z nich rekonstruovat rozložení hmoty v kupách. Skupina k tomu využila veřejně dostupná data z japonského dalekohledu Subaru, který je umístěn na hoře Mauna Kea na Havajských ostrovech v nadmořské výšce 4 100 metrů. Průměr zrcadla má 8,2 metrů a sběrnou plochu 53 m². Data jsou volně stažitelná z archivu SMOKA. Skupina k rekonstrukci rozložení hmoty v trojici kup A 222, A 223 využila deformace obrazů 40 341 vzdálenějších galaxií. Výsledek byl překvapivý. Mezi jižní složkou A 223 a kupou A 222 je most hmoty spojující obě kupy.

Temně modrou barvou je zobrazena hustota hmoty, která byla vypočtena z deformace obrazu vzdálenějších galaxií. Na pozadí je snímek z dalekohledu SUBARU v optickém oboru. Žluté „vrstevnice“ odpovídají oblastem se stejnou hustotou (ve skutečnosti jde o křivky statistické významnostiStatistická významnost – popisuje výsledek testování statistické hypotézy. V částicové fyzice se statistická významnost vyjadřuje v násobcích směrodatné odchylky σ normálního rozdělení. Za objev je považována statistická významnost vyšší než 5σ, kdy je pravděpodobnost, že je výsledek náhodnou fluktuací, 1:3,5 milionu. začínající na 2,5σ s krokem 0,5σ). Dole uprostřed je dobře patrná kupa A 222 (8σ) a dvojice kup A 223 v levé horní části. Mezi jižní části A 223 a kupou A 222 je patrný most hmoty. Ostrov vlevo dole (zakreslený přerušovanou žlutou linkou) je naopak oblast, ve které je nižší koncentrace hmoty než v okolí.

Japonský dalekohled Subaru.

Vlastnosti temného mostu

Vědci vyloučili, že by šlo o překrývající se haló kup A 222 a A 223. V mostě spojujícím obě kupy je zvýšená koncentrace galaxií oproti okolí a na datech z rentgenového dalekohledu XMM-NewtonXMM-Newton – X ray Multi Mirror, rentgenový dalekohled na oběžné dráze (Evropská rentgenová observatoř). Jeho hlavní součástí jsou tři systémy soustředných pozlacených zrcadel o celkové ploše 120 m². Evropská kosmická agentura (ESA) vypustila do vesmíru observatoř XMM-Newton 10. prosince 1999 z paluby rakety Ariane 5. je patrný horký plyn zářící v rentgenovém oboru. Z intenzity signálu byla odhadnuta horní mez hmotnosti horkého plynu a ukázalo se, že tvoří maximálně 9 % hmotnosti celé struktury. Podstatná část nalezeného mostu mezi kupami (cca 90 %) je z nesvítící látky, která byla objevena jedině díky gravitačnímu čočkováníGravitační čočka – efekt gravitační čočky předpověděl v roce 1924 ruský fyzik Orest Chvolson a v roce 1936 Albert Einstein. Hmotný objekt (zpravidla velká galaxie) ležící mezi zdrojem záření a pozorovatelem zakřivuje světelné paprsky podobně jako skleněná čočka v laboratoři. Jsou-li objekty dokonale na přímce, vznikne jako obraz vzdálené galaxie tzv. Einsteinův prstenec. Jsou-li objekty mimo osu, vznikne buď oblouk, několikanásobný obraz nebo zdeformovaný obraz vzdálené galaxie či kvazaru. První gravitační čočka byla objevena v roce 1979.. Podle všeho jde o první objevené vlákno temné hmoty, které je součástí základní sítě vláken temné hmoty určující vlastnosti celého vesmíru. Nasvědčují tomu i řetízky galaxií a horký plyn kopírující tvar mostu. První odhad rozměru mostu dává průměr cca 1 Mpc a délku cca 20 Mpc. Uveďme na závěr hmotnosti jednotlivých komponent soustavy, které vycházejí z gravitačního čočkování, rentgenových snímků a numerických modelů:

Struktura	Hmotnost (MS)
A 222	(2,7±0,8)×1014
A 223	(3,4±1,3)×1014
celková hmotnost mostu	(6,5 až 10)×1013
horký plyn v mostu (svítí v RTG)	méně než 5,8×1012

Rentgenový dalekohled XMM-Newton, kterým byl zkoumán horký plyn v mostu.

Odkazy