Další přímý důkaz existence temné hmoty

Vladimír Wagner

Nedávno vyšel článek shrnující výsledky studie kupy galaxií Abell 2744. Jde o další z přímých důkazů existence temné hmoty. První podobné pozorování se podařilo v roce 2006 při analýze srážky kup galaxií. U tohoto útvaru 1E0657-558, označovaného jako kupa galaxií „Kulka“, bylo poprvé pozorováno oddělení temné hmoty od plynu. Obě tyto složky se v kupách galaxií vyskytují. Od té doby bylo pozorováno ještě pár dalších srážek kup galaxií. Nově analyzovaná kupa galaxií Abell 2744 je zatím nejkomplikovanějším systémem, který pravděpodobně vznikl srážkou čtyř menších kup. Došlo tak ke složitému rozdělení jednotlivých složek, které kupy tvořily.

Velmi velký dalekohled (VLT) organizace ESO (zdroj ESO)

Použité přístroje

Studie kombinovala data získaná různými přístroji a v různých oblastech elektromagnetického spektra. Ve viditelném oboru se využívala pozorování Velmi velkého dalekohledu Evropské jižní observatoře, Hubblova vesmírného dalekohledu NASA a velkého japonského dalekohledu SUBARU. V rentgenovém oboru pozorovala družice NASA Chandra.

Velmi velký dalekohled (VLT – Very Large Telescope) je vlajkovou lodí evropské pozemní astronomie. Jedná se o soustavu těch největších současných dalekohledů postavených na hoře Cerro Paranal v poušti Atacama v severní Čile. Čtveřice dalekohledů s průměrem 8,2 m a čtyři pohyblivé s průměrem 1,8 m tvoří unikátní systém, velice intenzivně využívající adaptivní optiky i možnosti společných interferometrických měření. Díky své vysoké nadmořské výšce může pracovat částečně i v infračervené a ultrafialové oblasti. Může dosáhnout daleko lepší úhlové rozlišení i spektroskopické rozlišení než například Hubleův dalekohled. Ten sice už byl právě díky adaptivní optice, která dokáže kompenzovat chvění atmosféry, překonán mnohem většími pozemskými dalekohledy, ale stále patří k unikátním a velice výkonným optickým dalekohledům. Výhodou také je, že může pozorovat i v infračervené a ultrafialové oblasti spektra, v těch jejich částech, které jsou blízké viditelné ale zároveň jsou intenzivně pohlcovány atmosférou.

Celkový pohled na japonský dalekohled o průměru 8,2 m SUBARU (zdroj NAOJ).

Třetí využitý optický dalekohled byl japonský SUBARU, který má průměr 8,2 m a stejně jako dalekohledy systému VLT využívá adaptivní optiku. Momentálně je bohužel mimo provoz, protože 2. července došlo k úniku kapaliny (etylenglykolu), která chladí elektronické přístroje v primárním ohnisku dalekohledu. Kapalina se roztekla i na primární zrcadlo. V současné době probíhá čištění a oprava dalekohledu.

Sonda Chandra startovala zhruba před dvanácti lety a patří k nejúspěšnější sondám zkoumajícím vysokonenergetickou oblast elektromagnetického spektra. Zrcadlo musí být velice specifické, protože rentgenové záření na ně musí dopadat pod relativně ostrým úhlem, aby se odrazilo. Rentgenový dalekohled pozoruje v oblasti energií rentgenového záření zhruba od 0,09 až 10 keV. Má řadu přístrojů – spektrografy a kamera. Kamera s vysokým rozlišením (až půl úhlové vteřiny) zobrazuje oblast o velikosti zhruba půl stupně, tedy úhlového průměru Měsíce. Několik spektrografů umožňuje studovat spektrum v různých oblastech energií.

Primární zrcadlo dalekohledu SUBARU po nehodě z července 2011, oranžovohnědé nečistoty na zrcadle jsou právě zbytky vyteklé chladící kapaliny. Trysky nad zrcadlem slouží k čištění zrcadla od prachu. (Zdroj: NAOJ).

Co nám řekne pozorování v různých oblastech elektromagnetického spektra?

Pozorování v optickém oboru nám ukáže, kde se nachází svíticí hmota, tedy hlavně jednotlivé galaxie dané kupy. Díky účinkům gravitačního pole kupy na světlo ze vzdálenějších galaxií lze pak zjistit intenzitu tohoto gravitačního pole a tím i rozložení hmoty v kupě. Rentgenové záření ukazuje, kde se nachází velmi horký mezigalaktický plyn, který díky své teplotě září právě v této oblasti spektra elektromagnetického záření.

V optickém oboru je možné zjistit, kde jsou rozloženy galaxie, které ke kupě patří, přičemž ke kontrole jejich příslušnosti k ní se s výhodou využije rudý posuv ve spektru. Tím se určí rychlost jejich vzdalování a z Hubbleova zákona pak i vzdálenost. Získá se tak dobrá představa, jak je v kupě rozložená viditelná hmota ve formě galaxií (obrázek kupy Abell 2744 ve viditelném oboru).

Obraz kupy galaxií Abell 2744 ve viditelném spektru pořízený Hubbleovým teleskopem a systémem VLT. Je vidět oblasti se zvětšenou hustotou galaxií (zdroj NASA).

Gravitační čočkování

Velice pečlivou analýzou galaxií, které jsou za kupou, lze určit rozložení gravitačního pole v kupě a tím i oblastí, kde jsou maxima její hmotnosti. Využívá se k tomu tzv. „gravitačního čočkování“. Gravitační pole ovlivňuje pohyb světelného paprsku. Pokud tedy leží galaxie za hmotným objektem, třeba právě kupou galaxií, změní se dráha fotonu, který vyzářila. Dochází k tomu, že se její obraz znásobí, deformuje a promítá do různých míst oblohy (viz obrázek). Ze vzniklých změn obrazu galaxií můžeme zjistit rozložení hmotnosti viditelné i neviditelné hmoty v kupě galaxií, která leží mezi Zemí a galaxiemi, které světlo vyzářily. Existuje silné gravitační čočkování, kdy jsou velice dobře rozeznatelné jednotlivé obrazy daného zdroje. V tomto případě jde o intenzivní zdroj, kterým je kvazar nebo intenzivní zářící galaxie a intenzivní gravitační pole mezi ním a Zemí. Další možností je slabé gravitační čočkování. V tomto případě jsou změny u světelných zdrojů jen velmi malé a pro určení průběhu intenzity gravitačního pole je třeba analyzovat velké množství vzdálených galaxií a kvazarů. A právě slabé čočkování bylo hlavně využito při studiu rozložení hmoty ve zkoumaných kupách galaxií.

Zobrazení principu gravitačního čočkování. V ideálním případě by bylo možné pozorovat původní obraz galaxie a prstenec okolo něj. V reálných případech je však obrazec deformován tím, že spojnice spojující vyzařující galaxii a Zemi neprochází středem gravitačního pole a I rozložení intenzity gravitačního pole je komplikované. Zdroj NASA/CXC/M.Weiss

Co nám řekne rentgenové záření

Plyn, který se nachází v mezigalaktickém prostoru v kupě galaxií má velmi vysokou teplotu v řádu milionů stupňů a vyzařuje právě v rentgenové oblasti. Ideálním nástrojem pro studium jeho rozložení je tak právě například sonda Chandra. Pokud se využijí data z této sondy, zjistí se, kde se nachází většina obyčejné hmoty, která kupu tvoří. Hustota mezigalaktického plynu je sice velmi nízká, ale objem, který vyplňuje, je obrovský. Hmota koncentrovaná v galaxiích je tak pouze malá část hmoty ukryté v mezigalaktickém plynu.

Rozložení gravitačního pole a tedy i hmotnosti v kupě galaxií Abell 2744 zjištěné pomocí zkoumání čočkování s využitím Hubblova teleskopu, dalekohledu SUBARU a systému VLT (zdroj NASA, NAOJ, ESO).

Oddělení různých forem hmoty v kupách

V předchozích částech bylo popsáno, jak lze určit polohu a rozložení jednotlivých složek hmoty, které tvoří kupu galaxií (tedy viditelné hmoty galaxií, normální plynné hmoty v mezigalaktickém prostoru a dosud neidentifikované temné hmoty). Odhaduje se, že v případě existence temné hmoty, je zhruba 5 % hmoty kupy galaxií ukryto ve formě svítící hmoty samotných galaxií, 10 % pak ve formě horkého mezigalaktického plynu a zbytek by měla být právě temná hmota. V případě, že by temná hmota neexistovala a gravitační projevy, které jí přisuzujeme, by vznikaly nějakou modifikací gravitačního zákona, tvořil by dvě třetiny hmotnosti kupy galaxií horký mezigalaktický plyn a jen třetinu samotné galaxie.

Rentgenovský teleskop sondy Chandra (zdroj NASA).

Nejlepším způsobem, jak zjistit, jestli temná hmota opravdu existuje a nejedná se jen o projevy nepřesnosti našich znalostí gravitačních zákonitostí, je oddělit jednotlivé složky hmoty v kupě galaxií od sebe a podívat se, kde je maximum hmotnosti a tedy i gravitační intenzity. Pokud bude v místě, kde se nachází mezigalaktický plyn, tak to znamená, že temná hmota neexistuje a gravitační projevy, které se jí přisuzují plynou z modifikací gravitačního zákona na velkých vzdálenostech. Pokud bude maximum hmotnosti v místě, kde by se měla nacházet temná hmota, tak je jasným důkazem toho, že existuje.

Různé složky kupy galaxií můžeme oddělit v procesech, kdy se kromě gravitačních sil uplatňují i jiné typy interakcí. A právě k tomu dojde při srážce kup galaxií. Podle našich dosavadních znalostí interaguje temná hmota pouze gravitační interakcí, takže na ní působí pouze tato síla. Pokud se srazí oblaka mezigalaktického plynu srážejících se kup, který je normální hmotou a působí na něj i elektrické síly, tak mezi nimi dochází ke tření prostřednictvím elektromagnetické interakce. To znamená daleko větší zpomalení rychlosti jejich pohybu. Začínají se opožďovat za temnou hmotou

V případě samotných galaxií ke tření díky elektromagnetické interakci dochází také. Ovšem galaxie jsou na rozdíl od plynu velice kompaktní a tak je toto jejich tření s mezigalaktickým plynem druhé kupy zanedbatelné. A to, že se srazí přímo galaxie, je velmi nepravděpodobné. Galaxie srážejících se kup by se tak měly pohybovat velmi podobně tomu, jak se pohybuje temná hmota.

Obraz kupy galaxií Abell 2744 v rentgenovém oboru spektra pořízený sondou Chandra (zdroj NASA).

Kupa galaxií „Kulka“ a první přímý důkaz temné hmoty

První pozorování a potvrzení výsledku srážek kup galaxií se podařilo v roce 2006 a jednalo se o kupu galaxií 1E0657-558, která se začala označovat jako kupa galaxií „Kulka“. Tato kupa je jednou z nejzářivějších v rentgenovém oboru. To je způsobeno tím, že plyn v ní ještě není úplně zpomalen a srážka stále probíhá. Na snímku tohoto objektu je v rentgenové oblasti dobře patrná rázová vlna, která se při srážce vytváří a plyn se v ní intenzivně ohřívá. Rychlost plynu v rázové vlně je okolo 5000 km/s. Tato rázová vlna připomíná rázovou vlnu vytvářenou kulkou ve vzduchu. Z toho vznikl i název objektu.

Pozorováním ve viditelném i rentgenovém oboru se potvrdilo, že se jedná o „jednoduchou“ srážku dvou kup galaxií, která způsobila, že se mezigalaktický plyn obou kup začal silně opožďovat za ostatními jejich složkami. Galaxie kup pozorované ve viditelném oboru tak byly daleko před oblaky horkého plynu, pozorovanými rentgenovou družicí Chandra. Ukázalo se, že centra s maximální intenzitou gravitačního pole a tedy i s maximy hmotností byla v místech, kde se nacházely shluky galaxií obou kup po srážce. Musely tak být vytvářeny temnou hmotou, která se pohybovala po stejné dráze jako galaxie a mnohem rychleji než oblaky mezigalaktického plynu. Bylo tak jasně prokázáno, že temná hmota existuje, neboť koncentrace maxima intenzity gravitačního pole v místech galaxií se jinak vysvětlit nedala. Velice podrobně jsou tento objev a důsledky, které z něho vyplývají pro charakter temné hmoty, vysvětleny v článku v časopisu Vesmír.

Kupa galaxií Kulka (nalevo) a kupa galaxií MACS J0025.4-1222 (napravo) ukazují jasné oddělení galaxií (jejich vyšší koncentrace) a temné hmoty (vysoká intenzita gravitačního pole zjištěná čočkováním a zobrazena modře), které jsou ve stejných místech více vzdálených od středů snímků, od mezigalaktického plynu (pozorovaného v rentgenové oblasti a zobrazeného červeně), který je blízko středů obrázků. Velikost obrázků v příčné ose zhruba 10 úhlových minut. (Zdroj M. Bradač: Nuclear Physics B (Proc. Suppl.) 194(2009)17)

V dalších letech bylo pozorováno několik dalších srážek kup galaxií. V některých případech se jednalo o prostou srážku dvou kup s výsledkem, který byl stejný jako u kupy Kulka. To je případ kupy galaxií MACS J0025.4-1222, která byla zkoumána v roce 2008. Tato kupa v souhvězdí Velryby je vzdálená od Země 5,6 miliardy světelných let a její zdánlivý průměr na obloze je zhruba 3,2 úhlových minut. Zatímco mezigalaktický plyn v tomto případě obklopuje místo srážky, shluky galaxií spolu s temnou hmotou se už od něj značně vzdálily. U této srážky nejsou pozorovatelné rázové vlny. Podrobnosti lze nalézt v publikacích Maruši Bradačové, která pochází ze Slovinska, ale nyní pracuje na Kalifornské universitě. Podobnosti i rozdíly u obou srážek je možno posoudit vzájemným srovnáním jejich snímků na obrázku převzaté z článku Maruši Bradačové. Podrobné studium těchto srážejících se systémů umožňuje nejen potvrdit existenci temné hmoty, ale umožňuje studovat i její vlastnosti. Například pravděpodobnosti interakce částice temné hmoty mezi sebou a tím i existenci a intenzitu interakcí, které mezi nimi působí.

Kupa galaxií Abell 520 (Havárie vlaku). Opět je horký plyn identifikovaný pomocí rentgenového záření označen červeně a intenzivní gravitační pole zjištěné čočkováním pak modře. (Zdroj NASA)

Je proto důležité hledat další srážející se kupy. Našly se tak i komplikovanější systémy, u kterých je interpretace pozorování daleko složitější, problematičtější a stále otevřená. Ať už je to prostorovým natočením systému vůči Zemi nebo tím, že jde o srážku více různě velkých kup. Mezi takové patří i kupa galaxií Abell 520, která je velmi složitou strukturou. Proto se začala označovat také jako „Havárie vlaku“ U ní je několik oblastí s velkou intenzitou gravitačního pole. Jedna z nich je spojena i s horkým mezigalaktickým plynem identifikovaným pomocí rentgenového záření v oblasti bez většího počtu galaxií. Je otázkou, jakým mechanismem a z kolika původních kup galaxií struktura vznikla. S kolegy podrobně studoval tento objekt A Mahdavi. Ukazuje se, že stále ještě nedokážeme pochopit všechny procesy, které při srážkách galaxií a interakci temné hmoty mohou nastávat. To je sice na jedné straně znepokojivé, ale na druhé to vede k naději, že se ze srážek kup galaxií můžeme dozvědět hodně o vlastnostech temné hmoty. Proto je tak důležité komplexní studium nové kupy galaxií Abell 2740, která vznikla srážkou nejméně čtyřech menších kup.

Jednotlivé obrazy ve viditelné oblasti (galaxie), rentgenové (plyn) a rozložení hmotnosti (hlavně temná hmota) kupy Abell 2744 složené dohromady do jednoho obrazu ukazují rozložení jednotlivých složek kupy (zdroj NASA, NAOJ, ESO).

Kupa galaxií Abell 2740

Tato kupa se nachází ve vzdálenosti 3,5 miliardy světelných let a její rozměr je zhruba 5,9 milionů světelných let. I při tak velkém rozměru díky své obrovské vzdálenosti zaujímá na obloze pouze 6,7 obloukové minuty, tedy něco více než pětinu zdánlivého průměru Měsíce. Z České republiky vidět není, protože se nachází v malém souhvězdí Sochaře na jižní obloze.

Srážky, které ji vytvořily z ní udělaly velice složitou strukturu a pokladnici pro astronomy, která může přinést mnohá překvapení, třeba i nemilá pro některé teorie, v oblasti studia temné hmoty. Proto ji astronomové začali říkat „Pandořina kupa“. Uvnitř srdce kupy vznikla srážkou rychle se pohybujícího mezigalaktického plynu jedné kupy rázová vlna při srážce s plynem kupy druhé, podobně jako v kupě Kulka. Temná hmota se pohybuje beze změny dále. V jiné oblasti jsou vidět pouze galaxie a temná hmota a naopak jinde pouze plyn. Je zde však i oblast, kde je pouze temná hmota bez plynu a galaxií. Tato komplikovaná srážka se zdá být studnicí, která by mohla poskytnout velké množství informací nejen o temné hmotě. Podrobný rozbor získaných dat, jejich analýzy a předpokládaného průběhu srážek je v práci J. Mertena a spolupracovníků. Jak mohl daný útvar vzniknout ukazuje animace, kterou vytvořily tito vědci pro organizaci ESO. Tři druhy hmoty, ze kterých se kupy skládají, jsou označeny stejnými barvami jako na předchozích obrázcích. Je pochopitelné, že se budou intenzivně zkoumat již nalezené případy srážek kup galaxií a také hledat nové. Můžeme se tak těšit, že i astronomie by mohla rozlousknout otázku, z čeho se temná hmota skládá. Nemusíme tak spoléhat pouze na urychlovač LHC.

V Řeži 15. 7. 2011

---