Новая карта темной материи с высокой разрешающей способностью

Темная материя, не испускающая и не поглощающая свет, играет ключевую роль в эволюции галактик и космических структур. Поскольку она взаимодействует лишь через гравитацию, одним из наиболее прямых способов её изучения является эффект гравитационного линзирования. Это явление заключается в отклонении света от удалённых галактик, проходящего мимо промежуточной массы. Исследовательская группа недавно использовала этот метод с изображениями телескопа Джеймса Уэбба для создания самой детализированной карты темной материи на сегодняшний день. Результаты работы были опубликованы в журнале Nature Astronomy.

Дайана Сконамиглио из Калифорнийского технологического института и её команда проанализировали изображения, охватывающие область размером 0,77° × 0,70°, полученные в рамках исследования COSMOS. Изучая формы 129 галактик на квадратную минуту угла, многие из которых были проанализированы независимо в диапазонах F115W и F150W телескопа Уэбба, исследователи достигли углового разрешения 1.00 ± 0.01 минуты угла.

Гравитационное линзирование изменяет траекторию света от удалённых галактик, когда он проходит через гравитационное поле любой массы на линии зрения, включая обычную барионную материю (звёзды, газ и пыль) и темную материю. В условиях слабого гравитационного линзирования, которые изучались в данном исследовании, это отклонение вызывает искажение формы всего лишь на несколько процентов в видимых формах галактик на заднем плане. Это искажение примерно в десять раз меньше типичной внутренней эллиптичности галактик, формируемой такими характеристиками, как спиральные руки или бары.

Таким образом, разрешение карты слабого гравитационного линзирования соответствует площади, необходимой для охвата примерно 100 галактик на заднем плане, чтобы сигнал искажения превышал шум формы. Это число отражает компромисс между пространственным разрешением и статистической неопределённостью. Чувствительность карты слабого гравитационного линзирования также зависит от геометрии. Подобно увеличительному стеклу, которое лучше работает, когда находится на полпути между глазом и объектом, гравитационное линзирование более чувствительно к массе, расположенной на полпути между наблюдателем и источниками галактик. Это поведение описывается функцией эффективности линзирования g(z), которая достигает своего максимума при красных смещениях (расстояниях) ниже расстояния типичных объектов на заднем плане, описываемых распределением красных смещений источников n(z). Для телескопа Уэбба функция эффективности линзирования достигает максимума при z = 0,38, тогда как для телескопа Хаббла этот показатель составляет z = 0,34, а для камеры Hyper-Suprime (HSC) телескопа Subaru — z = 0,30.

В отличие от большинства наблюдаемых величин, для фиксированной угловой шкалы на небе слабое гравитационное линзирование не чувствительно к массе в очень близком к нам Вселенной, поскольку эффективность линзирования стремится к нулю, когда линза приближается к наблюдателю. Предыдущие карты слабого гравитационного линзирования имели ограничения по чувствительности, разрешению и площади. Даже лучшие наземные телескопы, такие как те, что использовались в опросах HSC, Kilo Degree Survey и Dark Energy Survey, сталкиваются с эффектами размытия атмосферы и обычно могут различать только 7–19 галактик на квадратную минуту угла.

Эти опросы охватывают большую часть неба, но ограничены грубым угловым разрешением и в основном чувствительны к структурам с низким красным смещением. Поэтому только самые массивные и протяжённые структуры, такие как редкие суперскопления, масса которых может достигать 10^15 солнечных масс (M⊙), заметно проявляются на картах гравитационного линзирования, полученных с земли. Телескоп Хаббла разрешает формы примерно 71 галактики на квадратную минуту угла, что позволяет создавать карты с достаточным разрешением около 2,4 минуты угла, чтобы начать выявлять скопления и характеристические филаменты космической сети.

Высокое разрешение и глубокая съемка телескопа Уэбба меняют правила игры. Теперь он позволяет измерять эффекты слабого гравитационного линзирования для значительно большего числа галактик и на более высоких красных смещениях, чем когда-либо ранее. Это улучшение отражается в относительной чувствительности к эффекту гравитационного линзирования, где JWST превосходит как HSC, так и HST, особенно на высоких красных смещениях.

Сконамиглио и её коллеги измерили искажение для 108 галактик на квадратную минуту угла в каждом из диапазонов F115W и F150W NIRSpec. Финальный каталог состоит из уникальных источников в каждом диапазоне, а также общих, для которых обе оценки искажения усредняются по галактикам, что даёт эффективную плотность 129 галактик на квадратную минуту угла. Наличие повторных измерений в двух диапазонах позволяет снизить шум подсчёта фотонов при оценке искажения, хотя основной источник неопределённости остаётся внутренний шум формы.

Для выборки галактик, форма которых была измерена, медианное красное смещение составляет zmed ≈ 1,15. На основе этого набора данных исследователи построили детализированную карту массы в крупномасштабной структуре. Более яркие области указывают на линии зрения с более высокой конвергенцией линзирования, что пропорционально плотности как темной, так и светлой материи, умноженной на функцию чувствительности g(z) и проецируемой на небо.

Астрономы используют многомасштабную фильтрационную технику, которая позволяет выявлять структуры на различных масштабах, определённых как пространственные масштабы в угловых единицах, соответствующие физическим размерам на небе. Эта техника позволяет одновременно выявлять как мелкие особенности, такие как гало вокруг групп галактик малой массы (~10^13−10^14 M⊙) или большого красного смещения (z ≈ 1,1), так и структурные филаменты, которые предположительно их связывают.

Карта конвергенции линзирования, полученная из данных, показывает проецируемое распределение всей материи, как темной, так и барионной. 15 ранее известных скоплений галактик, обнаруженных с помощью XMM-Newton и Chandra благодаря их рентгеновскому излучению, были все восстановлены с соотношением сигнал/шум для обнаружения выше 3. Это представляет собой значительное улучшение по сравнению с предыдущими реконструкциями на основе данных Хаббла, которые обнаружили только 8 из этих скоплений.

Помимо изолированных пиков, карта конвергенции, основанная на данных Уэбба, выявляет сеть расширенных и низкоамплитудных характеристик, которые связывают избыточности на уровне скоплений. Эти структуры, вероятно, прослеживают филаменты темной материи космической сети, слишком разрежённые, чтобы испускать значительное рентгеновское излучение или содержать большие избыточности галактик. Их обнаружение соответствует предсказаниям гравитационного коллапса в модели ΛCDM и отражает повышенную чувствительность Уэбба к разрежённым компонентам поля материи, которые ранее не были разрешены Хабблом. Сравнение с картами значимости избыточностей рентгеновского излучения и галактик иллюстрирует связь между темной материей, горячим газом и светлыми галактиками.

Несмотря на то, что некоторые пики слабого гравитационного линзирования совпадают с регионами высокой интенсивности рентгеновского излучения и значительной галактической избыточностью, Сконамиглио и её коллеги также выявляют пики массы без чёткой корреляции в проецируемом рентгеновском излучении или галактическом распределении, например, по координатам (RA, Dec) (150,21°, 2,06°) и (150,32°, 2,28°). Эти характеристики могут быть следствием слабосветящихся структур или структур, доминирующих темной материей, эффектов проекции от множества систем, выровненных вдоль линии зрения, или концентраций массы на красных смещениях, которые не оптимально захвачены плотностью галактик.

По сравнению с Хабблом, Уэбб предлагает улучшение примерно в два раза по угловому разрешению, плотности источников галактик и количеству значительных обнаружений структур гравитационного линзирования. При z ≳ 0,7 чувствительность Уэбба к гравитационному линзированию превосходит чувствительность Хаббла в два раза, а основных наземных исследований — в десять раз. Крупномасштабные структуры темной и барионной материи проявляются в соответствии с теоретическими предсказаниями, и Уэбб позволяет их выявлять с гораздо большим количеством деталей, охватывая области низкой плотности и более высокие красные смещения. Эта карта предоставляет детализированный обзор каркаса темной материи, который лежит в основе формирования галактик и служит основой для будущих исследований космической структуры, обратной связи и эволюции поля материи со временем.

В будущем повышенная чувствительность Уэбба для красных смещений 1 ≲ z ≲ 2 позволит проводить томографические реконструкции окружающей темной материи галактик в космический полдень, когда звездообразование достигает своего пика. Такие измерения, которые не были предприняты в рамках данного исследования, позволят установить прямую связь между крупномасштабной структурой и эволюцией галактик, включая эффекты обратной связи активных галактических ядер, охлаждения газа и сборки темной материи.