Ακτινοβολία υψηλής συχνότητας κάνει ορατή τη σκοτεινή ύλη

Πηγή: Max-Planck-Gesellschaft, , 14 Δεκεμβρίου 2006

Τα αστέρια και το αέριο που φαίνονται στους γαλαξίες αποτελούν τη μειοψηφία της βαρυτικής ύλης στο σύμπαν. Το υπόλοιπο και μεγαλύτερο μέρος παραμένει επίμονα αόρατη και πιθανολογείται ότι αποτελείται από μια νέα μορφή ύλης, που ακόμα δεν έχει φανεί στη Γη. Εντούτοις, οι ερευνητές στο Ινστιτούτο Max Planck για την Αστροφυσική έχουν ανακαλύψει ότι ένα αρκετά μεγάλο ραδιοτηλεσκόπιο θα μπορούσε να πάρει μια εικόνα όλων αυτών των που έλκονται βαρυτικά, συναγωνιζόμενο τις εικόνες του φωτός των γαλαξιών που λαμβάνονται από τα οπτικά τηλεσκόπια.   

Δεξιά: Εικόνα της κατανομής της μάζας σε ένα τμήμα του ουρανού περίπου στο ένα τέταρτο της περιοχής του γεμάτου φεγγαριού. Αυτές οι εικόνες έγιναν από τον υποψήφιο διδάκτορα Stefan Hilbert χρησιμοποιώντας την Προσομοίωση της Χιλιετίας, τη μεγαλύτερη προσομοίωση υπολογιστών του σχηματισμού κοσμικού δομών που πραγματοποιήθηκε ποτέ. Η αριστερή εικόνα αντιπροσωπεύει το είδος της εικόνας που θα μπορούσε να γίνει από ένα ραδιοτηλεσκόπιο χαμηλής συχνότητας με μια διάμετρο 100 χιλιομέτρων, χρησιμοποιώντας τη βαρυτική διαστρέβλωση των εικόνων της προγαλαξιακής δομής στην κατανομή του ουδέτερου υδρογόνου. Η δεξιά εικόνα αντιπροσωπεύει το είδος της εικόνας που θα μπορούσε να φτιαχτεί για την ίδια περιοχή του ουρανού χρησιμοποιώντας όμως ένα οπτικό τηλεσκόπιο στο διάστημα για να μετρήσει τη βαρυτική διαστρέβλωση των εικόνων των απόμακρων γαλαξιών (η αντίθεση της δεύτερης εικόνας είναι τριπλάσια της πρώτης για να ξεχωρίσουν τα μικρά χαρακτηριστικά).

Καθώς το φως ταξιδεύει προς εμάς από τα απόμακρα αντικείμενα η πορεία του κάμπτεται ελαφρώς από τις βαρυτικές επιδράσεις των μεγάλων δομών από τις οποίες περνά. Αυτή η επίδραση παρατηρήθηκε αρχικά το 1919 για το φως των απόμακρων αστεριών που περνούν κοντά στην επιφάνεια του ήλιου, αποδεικνύοντας ότι η θεωρία βαρύτητας του Einstein κάνει μια καλύτερη περιγραφή της πραγματικότητας από ό,τι του Νεύτωνα. Η κάμψη των ακτίνων προκαλεί μια ανιχνεύσιμη διαστρέβλωση των εικόνων των απόμακρων γαλαξιών ανάλογα με τη διαστρέβλωση μιας απόμακρης σκηνής που ανακλάται σε μια λίμνη που κυματίζει. Η ένταση της διαστρέβλωσης μπορεί να χρησιμοποιηθεί για να μετρηθεί η ένταση της βαρύτητας των μεγάλων αντικειμένων, που είναι σε πρώτο πλάνο και από εκεί η μάζα τους. Εάν είναι διαθέσιμες οι μετρήσεις των διαστρεβλώσεων για έναν αρκετά μεγάλο αριθμό απόμακρων γαλαξιών, τότε αυτές μπορούν να συνδυαστούν για να κάνουν έναν χάρτη ολόκληρης της μάζας που είναι σε πρώτο πλάνο.

Αυτή η τεχνική έχει παραγάγει ήδη ακριβείς μετρήσεις της χαρακτηριστικής μάζας που συνδέεται με τους γαλαξίες σε πρώτο πλάνο, καθώς επίσης και τους χάρτες της μάζας για διάφορα μεμονωμένα σμήνη γαλαξιών. Εντούτοις η μέθοδος αυτή πάσχει από μερικούς θεμελιώδεις περιορισμούς. Ακόμη και ένα μεγάλο τηλεσκόπιο στο διάστημα μπορεί να δει έναν περιορισμένο αριθμό γαλαξιών υποβάθρου μόνο, ένα μέγιστο περίπου 100.000 σε κάθε τμήμα του ουρανού στο μέγεθος του γεμάτου φεγγαριού.

Πρέπει δε κατά μέσο όρο να γίνουν μετρήσεις περίπου 200 γαλαξιών για να ανιχνεύσουν το σήμα της βαρυτικής διαστρέβλωσης, κι έτσι η μικρότερη περιοχή για να μπορεί να μετρηθεί η μάζα είναι περίπου το 0,2% του γεμάτου φεγγαριού. Οι εικόνες που προκύπτουν είναι απαράδεκτα θολωμένες και είναι πάρα πολύ κοκκώδεις για πολλούς λόγους. Παραδείγματος χάριν, μόνο τα πολύ μεγαλύτερα κομμάτια της ύλης (τα μεγαλύτερα σμήνη των γαλαξιών) μπορούν να επισημανθούν σε τέτοιους χάρτες με εμπιστοσύνη. Ένα δεύτερο πρόβλημα είναι ότι πολλοί από τους απόμακρους γαλαξίες - η διαστρέβλωση των οποίων είναι μετρήσιμη - βρίσκονται μπροστά από πολλά από κομμάτια ύλης που κάποιος θα επιθυμούσε να χαρτογραφήσει, και είναι έτσι απρόσβλητοι από τη βαρύτητά τους. Για να κάνει κάποιος μια ευδιάκριτη εικόνα της μάζας προς μια δεδομένη κατεύθυνση χρειάζεται πιο απόμακρες πηγές και απαιτούνται αρκετά περισσότερες. Οι επιστήμονες Ben Metcalf και Simon White του Ινστιτούτου Max Planck έχουν δείξει ότι η ραδιοεκπομπή που έρχεται σε μας από την εποχή προτού να διαμορφωθούν οι γαλαξίες, μπορεί να μας δώσει τέτοιες πηγές.

Περίπου 400.000 χρόνια έτη μετά από το Big Bang, το σύμπαν είχε ψυχθεί αρκετά που σχεδόν όλη η συνηθισμένη ύλη του μετατράπηκε σε διάχυτο, σχεδόν ομοιόμορφο και ουδέτερο αέριο υδρογόνου και ηλίου. Μερικές εκατοντάδες εκατομμύρια έτη αργότερα η βαρύτητα είχε ενισχύσει τα μη ομοιόμορφα τμήματα στα σημεία όπου μπόρεσαν να διαμορφωθούν τα πρώτοι αστέρια και οι γαλαξίες. Το υπεριώδες φως τους έπειτα θέρμανε το διάχυτο αέριο εκ νέου. Κατά τη διάρκεια αυτής της επαναθέρμανσης και για μια εκτεταμένη περίοδο πριν από αυτήν, το διάχυτο υδρογόνο ήταν καυτότερο ή πιο ψυχρό από την ακτινοβολία που έμεινε από τη Μεγάλη Έκρηξη. Κατά συνέπεια πρέπει να έχει απορροφήσει ή να έχει εκπέμψει ραδιοκύματα με ένα μήκος κύματος 21 εκατοστών χαρακτηριστικό του υδρογόνου. Μάλιστα η διαστολή του σύμπαντος αναγκάζει αυτήν την ακτινοβολία να είναι ορατή σήμερα σε μήκη κύματος 2 έως 20 μέτρων. Αυτήν την περίοδο κτίζονται διάφορα ραδιοτηλεσκόπια χαμηλής συχνότητας προς αναζήτηση αυτών των μηκών κυμάτων. Ένα από τα πιο προηγμένα είναι το Δίκτυο Χαμηλής Συχνότητας (LOFAR) στην Ολλανδία.

Το προγαλαξιακό υδρογόνο έχει δομές όλων των μεγεθών που είναι οι πρόδρομοι των σημερινών γαλαξιών, και υπάρχουν μέχρι και 1000 από αυτές τις δομές σε διαφορετικές αποστάσεις από μας στην ευθεία που τα βλέπουμε. Ένα λοιπόν ραδιοτηλεσκόπιο μπορεί να τις διαχωρίσει επειδή οι δομές στις διαφορετικές αποστάσεις δίνουν σήματα σε διαφορετικά μήκη κύματος. Ο Metcalf μαζί με τον White δείχνουν ότι η βαρυτική διαστρέβλωση αυτών των δομών θα επέτρεπε σε ένα ραδιοτηλεσκόπιο να παραγάγει εικόνες της κοσμικής κατανομής της μάζας με υψηλή ευκρίνεια, που είναι πάνω από δέκα φορές πιο ευδιάκριτες από το καλύτερο που μπορεί να γίνει χρησιμοποιώντας τις διαστρεβλώσεις των γαλαξιών. Ένα αντικείμενο παρόμοιο σε μάζα με το Γαλαξία μας θα μπορούσε να ανιχνευθεί με αυτό τον τρόπο πίσω στο παρελθόν, όταν το σύμπαν ήταν μόνο στο 5% της σημερινής ηλικία του.

Τέτοια υψηλής ευκρίνειας απεικόνιση των σπόρων των σημερινών γαλαξιών απαιτεί μια εξαιρετικά μεγάλη σειρά τηλεσκοπίων, που να καλύπτουν πυκνά μια περιοχή εύρους περίπου 100 χιλιομέτρων. Το μέγεθος αυτό είναι 100 φορές του μεγέθους που προγραμματίζεται να φτιαχτεί στο πυκνά καλυμμένο κεντρικό μέρος του LOFAR, και περίπου 20 φορές μεγαλύτερο από τον πυκνά καλυμμένο πυρήνα της Σειράς 1 Τετραγωνικού Χιλιομέτρου (SKA), το μεγαλύτερο με τέτοια δυνατότητα που βρίσκεται υπό συζήτηση αυτήν την περίοδο. Ένα τέτοιο γιγαντιαίο τηλεσκόπιο θα μπορούσε να χαρτογραφήσει ολόκληρη την κατανομή της μάζας του σύμπαντος, που έχει βαρυτικές ιδιότητες (ορατή και σκοτεινή ύλη μαζί), προσφέροντας έτσι τον τελευταίο συγκριτικό χάρτη για τις εικόνες που παρήχθησαν από άλλα τηλεσκόπια οι οποίες δίνουν έμφαση μόνο στο μικροσκοπικό μέρος της μάζας που εκπέμπει ακτινοβολία και που μπορούν αυτά να ανιχνεύσουν.

Εντούτοις, δεν είναι απαραίτητο να περιμένουμε το γιγαντιαίο τηλεσκόπιο για να πάρουμε τα ασύγκριτα αποτελέσματα από αυτήν την τεχνική. Ένα από τα πιο πιεστικά ζητήματα στην τρέχουσα φυσική είναι να καταλάβουμε καλύτερα τη μυστήρια σκοτεινή ενέργεια που εξ αιτίας της επιταχύνεται η διαστολή του Κόσμου. Οι Metcalf και White δείχνουν ότι οι χάρτες της μάζας ενός μεγάλου μέρους του ουρανού, που θα γινόταν με ένα όργανο όπως είναι το SKA, θα μπορούσαν να μετρήσουν τις ιδιότητες της σκοτεινής ενέργειας ακριβέστερα από οποιαδήποτε προηγουμένως προτεινόμενη μέθοδο. Πάνω από 10 φορές την ακρίβεια που θα έχουν οι χάρτες της μάζας παρόμοιου μεγέθους, βασισμένοι στις διαστρεβλώσεις της βαρύτητας από τις οπτικές εικόνες των γαλαξιών.