Измерение суммы и распределения массы в отдаленных объектах во Вселенной может быть очень трудным. Уловка, часто используемая астрономами, должна исследовать содержание больших групп галактик, изучив гравитационные эффекты, которые они имеют на свет от очень отдаленных объектов вне их. Это – одна из главных целей Пограничных Областей Хаббла, амбициозная программа наблюдения, просматривая шесть различных скоплений галактик – включая МГЦ J0416.1-2403, группа, показанная по этому ошеломляющему новому изображению [1].Большие глыбы массы во Вселенной деформируют и искажают пространство-время вокруг них.
Действуя как линзы, они, кажется, увеличивают и сгибают свет, который едет через них из более отдаленных объектов [2].Несмотря на их большие массы, эффект скоплений галактик на их среде обычно довольно минимален. По большей части они вызывают то, что известно как слабый lensing, делающие еще более отдаленные источники кажутся как незначительно более эллиптическими или намазанными по небу.
Однако, когда группа большая и достаточно плотная и выравнивание группы, и отдаленный объект просто правильный, эффекты могут быть более существенными. Изображения нормальных галактик могут быть преобразованы в кольца и широкие дуги света, даже появляясь несколько раз в том же самом изображении.
Этот эффект известен как сильный lensing, и это – это явление, замеченное вокруг этих шести скоплений галактик, являвшихся целью Пограничной программы Областей, которая использовалась, чтобы нанести на карту массовое распределение МГЦ J0416.1-2403, используя новые данные Хаббла.«Глубина данных позволяет нам видеть очень слабые объекты и позволила нам определять более решительно линзовые галактики чем когда-либо прежде», объясняет Матильде Яуцак из Даремского университета, Великобритания, и Единица Исследования Астрофизики & Космологии, Южная Африка, ведущий автор новой Пограничной статьи Областей. «Даже при том, что сильный lensing увеличивает второстепенные галактики, они все еще очень далеко и очень слабы. Глубина этих данных означает, что мы можем определить невероятно отдаленные второстепенные галактики. Мы теперь знаем о больше чем в четыре раза больше решительно линзовых галактик в группе, чем мы сделали прежде».
Используя Современную Камеру Хаббла для Обзоров, астрономы определили, что 51 новый умножают изображенные галактики вокруг группы, учетверяя число, найденное в предыдущих обзорах и принося общую сумму линзовых галактик к 68. Поскольку эти галактики несколько раз замечаются, это равняется почти 200 отдельным решительно линзовым изображениям, которые могут быть замечены через структуру.
Этот эффект позволил Jauzac и ее коллегам вычислять распределение видимой и темной материи в группе и создавать очень ограниченную карту ее массы [3].«Хотя мы знали, как нанести на карту массу группы, используя сильный lensing больше двадцати лет, требовалось много времени, чтобы получить телескопы, которые могут сделать достаточно глубокие и острые наблюдения, и для наших моделей, чтобы стать достаточно современными для нас, чтобы нанести на карту, в таких беспрецедентных деталях, система, столь же сложная как МГЦ J0416.1-2403», говорит член команды Жан-Поль Кнеиб.
Изучая 57 из наиболее достоверно и явно линзовые галактики, астрономы смоделировали массу и обычного вещества и темной материи в МГЦ J0416.1-2403. «Наша карта вдвое более хороша, чем любые предыдущие модели этой группы!» добавляет Джозэк.Общая масса в МГЦ J0416.1-2403 – смоделированный, чтобы быть более чем 650 000 световых годов через – как находили, была 160 триллионов раз массой Солнца. Это измерение несколько раз более точное, чем какая-либо другая карта группы и является самым точным когда-либо произведенное [4]. Точно точно определяя, где масса проживает в группах как этот, астрономы также измеряют деформирование пространства-времени с высокой точностью.
«Пограничные наблюдения Областей и гравитационные lensing методы открылись, путь к очень точно характеризуют отдаленные объекты – в этом случае группа до сих пор далеко, что ее свет занял четыре с половиной миллиарда лет, чтобы достигнуть нас», добавляет Жан-Поль Кнеиб. «Но, мы не остановимся здесь. Чтобы получить полную картину массы, мы должны включать слабые lensing измерения также. Пока это может только дать грубую оценку внутренней основной массы группы, слабый lensing предоставляет ценную информацию о массе, окружающей ядро группы».Команда продолжит изучать группу, используя сверхглубокое отображение Хаббла и детализировала сильную и слабую lensing информацию, чтобы нанести на карту внешние области группы, а также ее внутреннее ядро, и таким образом будет в состоянии обнаружить фундаменты в среде группы.
Они также используют в своих интересах измерения рентгена горячих газовых и спектроскопических красных смещений, чтобы нанести на карту содержание группы, оценивая соответствующий вклад темной материи, газа и звезд [5].Объединение этих источников данных далее увеличит деталь этой массовой карты распределения, показывая его в 3D и включая относительные скорости галактик в нем.
Это прокладывает путь к пониманию истории и эволюции этого скопления галактик.Примечания[1] Группа также известна как MACS J0416.1-2403.[2] Деформирование пространства-времени большими объектами во Вселенной было одним из предсказаний теории Альберта Эйнштейна Общей теории относительности.[3] Гравитационный lensing – один из нескольких астрономов методов, должны узнать о темной материи.
Темная материя, которая составляет приблизительно три четверти всего вопроса во Вселенной, не может быть замечена непосредственно, поскольку это не испускает или отражает любой свет и может пройти через другой вопрос без трения (это – collisionless). Это взаимодействует только силой тяжести, и ее присутствие должно быть выведено из ее гравитационных эффектов.[4] Неуверенность на измерении составляет только приблизительно 0,5%, или 1 триллион раз масса солнца.
Это может не казаться точным, но это для измерения, такого как это.[5] Обсерватория рентгена Чандры НАСА использовалась, чтобы получить измерения рентгена горячего газа в группе, и наземные обсерватории обеспечивают, данные должны были измерить спектроскопические красные смещения.