Dossier. La matèria fosca; 3 en cúmuls de galàxies

En aquest dossier es presenten les diferents pistes que porten a la hipòtesi de la matèria fosca, així com diverses propostes que s'han fet per intentar dilucidar-ne la seva naturalesa.

La major part de les galàxies s'agrupen en cúmuls, als quals estan vinculats gravitacionalment: tot el cúmul atrau i reté cadascuna de les galàxies. Una observació atenta dels cúmuls mostra que també contenen una gran quantitat de gas. Es poden utilitzar diversos mètodes per estimar la massa d'aquests cúmuls, i totes les mesures coincideixen que és més gran que la de les galàxies i el gas junts.

Clic per engrandir. Cúmul de galàxies. Crèdit: Yuriy Mazur, Adobe Stock.

Per tant, sembla que aquests objectes contenen una gran quantitat de massa en una altra forma, que s'anomena matèria fosca. Els cúmuls de galàxies constitueixen objectes d'elecció per estudiar el problema de la matèria fosca, perquè es pot estudiar la seva distribució de massa mitjançant diversos mètodes independents:

- El moviment de les seves galàxies
- Les propietats del gas calent que contenen
- Els fenòmens de lents gravitacionals que hi observem
- La pertorbació de la radiació còsmica de fons que indueixen (efecte Sunyaev Zeldovitch)
- Modelització de la seva formació per col·lapse gravitacional per la manca d'homogeneïtat primordial.

Els moviments de les galàxies dins dels cúmuls

Primer, dins de cada cúmul, les galàxies es mouen. El seu moviment està determinat per les forces de gravitació a què estan sotmeses, i per tant a la massa circumdant (tornarem amb detall a la pàgina dedicada a les galàxies sobre la relació entre moviment i distribució de masses). L'anàlisi d'engranatges per tant, proporciona informació sobre la massa dels cúmuls. Això va portar a Zwicky, ja l'any 1933, a destacar un problema del cúmul Coma, la massa estimada d'aquesta manera essent molt més gran que la suma de les masses de les galàxies observades allí. Tingueu en compte que en aquell moment, el concepte de matèria fosca era absolutament desconegut, només apareixerà als anys 70.

Clic per engrandir. Imatges visibles del clúster Coma (costat d'1Mpc). La imatge visible mostra principalment les galàxies. Altres tipus d'observacions destacarien un tercer component?.

Hi ha diverses causes possibles per a aquest problema:

- Les mesures són incorrectes o mal interpretades
- Hi ha massa en forma lleugerament lluminosa, això és matèria fosca
- Les fórmules utilitzades són falses, i la teoria que ens les dóna no és vàlida
- Des de llavors, les observacions de Zwicky s'han confirmat en gran mesura i el mateix problema s'ha demostrat a la majoria de cúmuls! Per tant, la primera hipòtesi es pot rebutjar.

La resta d'observacions que hem comentat anteriorment ens porten a les mateixes conclusions, continuem repassant-les. 

 

L'emissió en X de gas calent

Els cúmuls de galàxies no només contenen galàxies, moltes d'elles estan plenes de gas extremadament calent (10-100 milions de graus) i de baixa densitat (1.000 partícules/m³). Aquest gas es distribueix de manera molt més difusa i extensa que les galàxies. A aquestes temperatures, està totalment ionitzat, és un plasma. L'estat termodinàmic d'aquest gas ens pot dir diverses coses sobre el cúmul. Per a això, adoptem una hipòtesi comuna en aquest camp i suposem que el gas està en equilibri hidrostàtic. Això vol dir que no hi ha grans moviments globals i, per tant, les forces de pressió estan perfectament equilibrades amb les altres forces presents. En aquest cas, el gradient de pressió en el gas està relacionada amb la gravetat local, segons l'expressió coneguda per qualsevol alumne que s'enfronti a l'estàtica dels fluids (però que pots saltar fàcilment si no et sents còmode amb les fórmules).

Tanmateix, es pot calcular la pressió del gas sempre que es conegui la temperatura i la densitat (en el cas de gasos ideals, sovint adaptada en aquest context, la pressió és proporcional a la densitat de la massa i la temperatura). Aquestes dues magnituds es poden mesurar estudiant els raigs tèrmics emesos per aquest gas, que es troba principalment en el rang dels raigs X a aquestes temperatures. Se'n poden extreure dos tipus d'informació: d'una banda les propietats espectrals (la descomposició en longituds d'ona) revelen la temperatura T del gas, mentre que la intensitat de la radiació (la quantitat total d'energia rebuda) permet rastrejar la densitat del gas emissor. El progrés d'aquest tipus d'observació va seguir, naturalment, el dels detectors de raigs X. Després dels precursors SAS1, Ariel-V, Exosat, Ginga, ROSAT, etc., els últims instruments de la pista XMM-Newton i Chandra (amb característiques força complementàries en termes de sensibilitat espectral: capacitat per determinar l'energia de la radiació rebuda, i resolució angular (capacitat per distingir fonts properes) permeten obtenir espectres des de diferents punts dels cúmuls. Ara hi ha una resolució suficient per produir mapes detallats de temperatura i densitat als cúmuls i per tant, determinar la distribució de la massa al cúmul.

El resultat és que la massa visible (essencialment el gas) constitueix al voltant del 10% de la massa total dels cúmuls.

Les observacions també permeten assegurar que es verifica la hipòtesi de l'equilibri hidrostàtic. En els pocs casos en què no ho és, alguna cosa violenta ha passat en un passat relativament recent. Les desviacions d'aquest equilibri permeten llavors entendre l'evolució passada del cúmul, per exemple per recórrer la història d'una col·lisió amb un altre cúmul.

Clic per engrandir. Emissió X al cúmul del Forn vist per Chandra. Crèdit Chandra-NASA

Les lents gravitacionals

També podem mesurar la quantitat de massa en cúmuls mesurant directament el potencial gravitatori, gràcies a l'efecte de la lent gravitacional. Aquest efecte es deu a la desviació dels raigs de llum per part d'objectes massius, i es tradueix en una distorsió de la imatge d'un objecte llunyà quan s'interposa un cos massiu entre aquest objecte i l'observador a la Terra. Se solen distingir dues situacions: lents febles, per a les quals les imatges es deformen simplement, es contrauen en direcció a l'objecte massiu; lents fortes per a les quals es dupliquen les imatges, una única font apareix com a diversos arcs (vegeu la figura següent). L'estudi d'aquestes lents gravitacionals permet sondejar la massa dels cúmuls, amb una particularitat interessant: aquest efecte és sensible a totes les masses presents, independentment de la seva naturalesa. Els resultats d'aquestes anàlisis s'acosten molt als que dóna l'estudi de l'emissió de raigs X pel gas calent: la matèria visible (gas i galàxies) representa, una vegada més, al voltant del 10% de la massa responsable dels efectes de lents. De fet, és possible anar més enllà i produir mapes de densitat de matèria fosca en cúmuls. Aleshores ens adonem que la matèria fosca es distribueix de manera molt més difusa que el gas, menys concentrada que les galàxies.

Clic per engrandir. A l'esquerra, emissió de raigs X (panell esquerra, vista per Chandra) i lents gravitacionals (panell dret, imatges HST: Abell 2390 a dalt, MS2137.3-2353 a continuació). Aquests dos cúmuls es troben a 2.500 i 3.100 milions d'anys llum respectivament. A la dreta, una altra imatge de lents gravitacionals. Els objectes blavosos són diverses imatges del mateix objecte situades molt darrere del cúmul visible en primer pla. Vegeu la il·lustració següent.

Clic per engrandir. El camí de la llum (línies turquesa) que ens arriba des de la galàxia de fons. Els raigs de llum són doblegats pel camp gravitatori del cúmul de primer pla i sembla que provenen d'altres direccions (línies grises).

L'efecte Sunyaev-Zeldovitch

Avenços recents en tècniques d'observació de la radiació còsmica de fons (CMB d'ara endavant, l'acrònim anglosaxó de Cosmic Microwave Background) ofereix un nou mètode per mesurar la quantitat de matèria continguda en cúmuls. En poques paraules, CMB és una radiació electromagnètica de baixa freqüència (en comparació amb la llum) que banya tot l'Univers. És la llum emesa quan es van formar els primers àtoms, la desaparició de gairebé totes les càrregues lliures que han fet l'Univers transparent, la llum present es pot propagar a distàncies molt llargues (vegeu el capítol següent per a més detalls). A causa de l'expansió de l'Univers, aquesta llum ha estat fortament desplaçada al vermell i ara apareix en el rang de microones.

Tanmateix, aquesta radiació pot interactuar amb el material que troba al seu camí. En particular, quan travessa una zona prou calenta perquè la matèria estigui present en forma de plasma, com ara al cor de les galàxies, pot interactuar amb electrons lliures. Això té un efecte observable: es modifica l'espectre del CMB. Això s'anomena efecte Sunyaev-Zeldovitch. Observant i analitzant amb detall la distorsió de l'espectre CMB, podem deduir diverses característiques del medi, en particular la seva densitat d'electrons així com la seva temperatura. Per tant, aquesta informació és completament complementària a la que proporciona l'estudi de l'emissió X del gas calent.

Clic per engrandir. Imatges del cúmul A3667. Al mig, imatge en X obtinguda per ROSAT, a l'esquerra alteració de la temperatura del CMB a causa d'aquest cúmul. Crèdit: Melanie Johnston-Hollitt

Formació dels cúmuls de galàxies

Els tres tipus d'observacions anteriors donen una indicació directa de la massa dels cúmuls. Un quart enfocament proporciona pistes sòlides: com recordarem amb més detall més endavant, la cosmologia permet estudiar la formació dels cúmuls de galàxies per col·lapse gravitatori de la manca d'homogeneïtat del fluid primordial. Els detalls d'aquest col·lapse depenen molt de la composició de l'Univers, i de nou de manera molt notable, els escenaris cosmològics coincideixen amb les observacions només si l'Univers està format per una gran quantitat de matèria fosca. Tornarem més endavant a les simulacions cosmològiques i a la informació que poden aportar sobre les propietats de la matèria fosca.

Clic per engrandir.  Simulació cosmològica de la formació de cúmuls de galàxies, per a diferents models cosmològics. Cada línia representa l'evolució en el temps de la distribució de la matèria fosca (les zones més concentrades són més brillants) per a un determinat tipus de model (Lambda CDM, SCDM, etc.), les imatges estan separades per uns quants milers de milions d'anys. (font: Virgo, dirigida per Joerg Colberg)

 

Resum

La matèria visible dels cúmuls (el gas i les galàxies, aquestes últimes només representen una petita fracció de la massa del gas), només representa al voltant del 10% de la seva massa gravitatòria.

Veure:

Capítol anterior: 2 La matèria fosca; Urà i Neptú, Mercuri i Vulcà
Capítol següent: 4 La matèria fosca: La cosmologia (en preparació)

Ho he vist aquí.