Dossier. La matèria fosca; 4 La Cosmologia

En aquesta fitxa 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 naturalesa.

Una observació fonamental de la cosmologia és que l'Univers s'està expandint. La recerca de matèria fosca és un tema d'estudi essencial per entendre l'aparença de galàxies i la formació de la seva estructura.

Clic per engrandir. La cosmologia utilitza la relativitat general. Crèdit: alex_aldo, Adobe Stock.

La Geometria de l'Univers

La gravitació es descriu ara mitjançant la relativitat general, segons la qual les masses (o més exactament l'energia i els fluxos d'energia) corben l'espai-temps (sota aquesta simplicitat desconcertant s'amaguen diverses subtileses. Com l'Univers conté multitud de masses, l'espai-temps té una forma molt irregular, però a gran escala sembla que l'Univers és molt homogeni (una mica com una fulla de metall pot semblar força plana quan es veu des de lluny, encara que estigui tota abonyegada quan es veu de a prop) Això planteja la qüestió de la geometria global de l'espai-temps: es tracta d'una pregunta experimental, que es pot respondre mitjançant observacions astronòmiques. i l'observació d'objectes llunyans permet determinar-la, aleshores comprovem que l'espai és pla, és a dir, que la curvatura global de l'Univers és zero.

 

Teòricament, resulta que aquesta curvatura està relacionada amb la densitat total de matèria i energia. La planitud de l'espai-temps permet quantificar amb bona precisió la densitat massa-energia de l'Univers: correspon a 5,7 àtoms d'hidrogen per m³. La densitat que fa que l'espai sigui pla s'anomena densitat crítica, i per tant l'Univers té una densitat igual a la densitat crítica, dins dels errors de mesura.

Tanmateix, si comptem el que realment veiem a l'Univers, obtenim una densitat molt menor, al voltant de l'1% de la densitat crítica: la densitat de l'Univers és més gran que la observada.

Clic per engrandir. Dues pintures de Vermeer, l'astrònom i l'agrimensor, pintades el mateix any. L'astrònom sempre ha estat un geòmetra, però les connexions es van fer encara més importants al segle XX , quan es va descobrir que fins i tot la cosmologia era una qüestió de geometria. Crèdit: Domini públic.

Nucleosíntesi primordial

L'Univers s'està expandint. Això implica que la densitat de l'Univers era més forta en el passat que en l'actualitat. Extrapolant aquest augment de densitat al passat, obtenim el model del Big Bang calent, segons el qual l'Univers hauria passat per fases molt calentes i molt denses, la seva història es pot resumir com un refredament ràpid. Durant aquest refredament, molts fenòmens físic han produït esdeveniments importants, i aquí només n'indicarem dos. El segon correspon a la formació de la radiació còsmica de fons i sobre això hi tornarem amb detall més endavant. El primer és la condensació dels protons i neutrons en nuclis lleugers, anomenats nucleosíntesi primordial. Abans d'aquest esdeveniment, la temperatura era prou alta perquè l'Univers contingués una gran quantitat de fotons d'alta energia, capaç de dissociar nuclis atòmics en protons i neutrons. Aquests nuclis es podrien formar per reaccions nuclears entre els protons i neutrons presents, però immediatament es van foto-dissociar. La nucleosíntesi té lloc quan la temperatura ha baixat prou perquè la foto-dissociació que acabem d'esmentar esdevingui ineficaç.

Els càlculs indiquen que la quantitat dels diferents nuclis de llum produïts d'aquesta manera depèn només de tres paràmetres, els dos primers dels quals ara semblen ben coneguts:

- la vida útil dels neutrons, ara força ben mesurada (uns 886 segons al buit),
- el nombre de famílies de neutrins (tres segons el model estàndard de la física de partícules: electrònica, muònica i tauònica),
- el nombre de fotons per nucleó a l'Univers (que es manté gairebé constant després de la recombinació). De fet, la discussió anterior permet entendre que com més gran és aquest nombre, més gran és el fenomen de foto-dissociació.

A la pràctica, la comparació entre l'abundància d'elements lleugers a l'Univers i l'abundància prevista per la cosmologia és una prova poderosa de la nostra comprensió d'aquest últim. De fet, aconseguim explicar l'abundància d'almenys quatre elements (deuteri, heli 3, heli 4 i liti 7) escollint un valor adequat de l'únic paràmetre desconegut a priori, el nombre de fotons per nucleó. Finalment, és una  mesura d'aquest paràmetre la que proporciona la comparació d'abundàncies, i trobem que l'Univers conté 1.640 milions de fotons per nucleó.

Tanmateix, la densitat de fotons a l'Univers està molt ben mesurada. La majoria d'aquests fotons pertanyen a la radiació còsmica de fons que descriurem a continuació, les mesures de la qual indiquen una densitat de fotons de 410 fotons/cm³.

Per tant, tenim la densitat de fotons així com el nombre de nucleons per fotó. Ajuntant els dos últims valors, podem deduir la densitat de nucleons de l'Univers! Es troba que la densitat de nucleons és al voltant del 4,4% de la densitat crítica.

Recordeu que la densitat de l'Univers és igual a la densitat crítica. D'això se'n dedueix que el 95,6% de la densitat de l'Univers està format per quelcom que no siguin nucleons.

En la continuació, la matèria que té forma de matèria ordinària s'anomenarà matèria bariònica, per adaptar-se a l'ús general.

Radiació còsmica de fons

Un altre pilar de la cosmologia moderna és la radiació còsmica de fons. No tornarem aquí a la història del seu descobriment, que està íntimament lligada a la de la cosmologia. Simplement notem que marca un altre fet important en la història de l'Univers: la recombinació, nom consagrat per designar l'associació d'electrons i nuclis per formar àtoms. L'equivalent atòmic de la nucleosíntesi, en certa manera. Abans d'aquest esdeveniment, la temperatura era prou alta perquè l'Univers contingués molts fotons prou energètics per dividir els àtoms en nuclis i electrons. Els àtoms es podrien formar quan un electró es trobava amb un nucli proper, però es van foto-dissociar immediatament. La recombinació té lloc quan la temperatura s'ha tornat prou baixa perquè aquesta foto-dissociació esdevingui ineficaç.

En aquest moment, les condicions per a la propagació de la llum canvia radicalment: abans, el medi estava en forma de plasma, i la llum només podia recórrer distàncies molt curtes abans de ser absorbida i després reemesa en una altra direcció; després, el medi està en forma neutra i la llum es pot propagar lliurement. L'Univers ha passat d'un estat de boira a un estat transparent. La llum alliberada en aquest instant va poder viatjar lliurement i la seguim detectant. La longitud d'ona ha estat molt desplaçada al vermell a causa de l'expansió de l'Univers. Emès en l'àmbit de l'ultraviolat, actualment aquesta radiació és observable principalment en el rang de microones. S'anomena "Radiació de fons còsmic", o de vegades CMB segons l'acrònim anglosaxó Cosmic Microwave Background.

El punt que ens interessa aquí és que aquesta radiació porta rastres de l'estat del mitjà en el moment en què es va emetre. L'Univers no era gaire homogeni en aquella època: algunes zones eren més denses i altres menys. Aquestes són les inhomogeneïades que després col·lapsaran gravitacionalment pel seu propi pes, per donar lloc a les grans estructures que formen l'Univers: galàxies i cúmuls de galàxies. Es sospita fermament que aquestes inhomogeneïtats són elles mateixes el resultat de fluctuacions d'origen quàntic a l'Univers primordial (generades en una fase d'expansió ràpida anomenada inflació), les propietats de les quals depenen només de magnituds fonamentals. Analitzant les observacions del CMB amb aquest a priori teòric (el mateix fortament recolzat per diverses observacions), podem deduir amb força precisió les característiques de l'Univers en què vivim, fins al punt que alguns cosmòlegs no dubten a parlar d'una entrada. a l'era de la cosmologia de precisió.

És cert que els resultats són impressionants: l'estudi del CMB permet confirmar la hipòtesi de la inflació, mesurar la taxa d'expansió de l'Univers, però també, entre altres coses, la densitat de barions, la densitat de la matèria fosca i la geometria de l'Univers. Tots els resultats són compatibles amb els de la resta d'indicadors que hem esmentat anteriorment, de vegades amb millor precisió. Aquests resultats es poden resumir de la següent manera:

- l'Univers és pla, la densitat total és igual a la densitat crítica,
- els barions aporten el 4,4% de la densitat crítica,
- la matèria (matèria fosca més matèria) contribueix en un 27% a aquesta densitat crítica (aquesta xifra conté, per tant, un 4,4% de barions),
- la densitat està dominada per un nou component, de vegades anomenada energia fosca, que constitueix el 73% de la densitat crítica.

Cal tenir en compte, però, que l'exactitud d'aquests resultats es basa en determinades hipòtesis teòriques, certament molt raonables i naturals, però que els experiments futurs hauran de verificar, o en els resultats d'altres tipus d'experiments, com els estudis de grans galàxies, que també proporcionen informació cosmològica crucial.

Clic per engrandir. Distribució al cel de la radiació còsmica de fons, observada pel satèl·lit WMAP. Crèdit: NASA/WMAP Science Team.

La formació d'estructures

Les grans estructures que formen el nostre Univers provenen del col·lapse gravItacional de les inhomogeneïtats amb les mateixes propietats que les mesurades al CMB. Comparant les primeres amb les segones, també es poden extreure conclusions sobre el contingut de l'Univers. En particular, si suposem que l'Univers està format només per matèria que veiem, aleshores trobem que no ha passat prou temps entre la recombinació i avui en dia perquè les fluctuacions del CMB s'hagin pogut col·lapsar i donar galàxies. Cal necessàriament que l'Univers contingui un altre tipus de matèria, que podria començar a col·lapsar-se abans de la recombinació i “preparar el terreny”, per excavar els pous de potencial gravitatori en els quals els àtoms podrien col·lapsar-se. Aquesta altre tipus de material ha de ser elèctricament neutre (per no interactuar amb els fotons, ja que aquests eviten el col·lapse de les partícules carregades), pel que no han de ser un nou tipus de partícula, no bariònica (ja que tots els barions coneguts estan carregats).

Per entendre la formació de les estructures, cal suposar que al voltant del 30% de la densitat de l'univers està formada per matèria fosca.

Veure:

Capítol anterior: 3 La matèria fosca; en cúmuls de galàxies
Capítol següent: 5 La matèria fosca: Les galàxies

Ho he vist aquí.

Euclid descobreix l'anell d'Einstein al nostre badiu còsmic

Euclid descobreix l'anell d'Einstein al nostre badiu¹ còsmic 

Clic a la imatge per engrandir. L'anell de llum que envolta el centre de la galàxia NGC 6505, captat pel telescopi Euclid de l'ESA, és un exemple d'anell d'Einstein. NGC 6505 actua com una lent gravitacional, desviant la llum d'una galàxia situada molt darrere seu. Crèdits: ESA/Euclid/Euclid Consortium/NASA, processament d'imatges per J.-C. Cuillandre, G. Anselmi, T. Li; CC BY-SA 3.0 IGO o llicència estàndard de l'ESA.

Euclid, una missió de l'ESA (Agència Espacial Europea) amb contribucions de la NASA, ha realitzat un sorprenent descobriment al nostre pati del darrere còsmic: un fenomen anomenat anell d'Einstein.

Un anell d'Einstein és la llum procedent d'una galàxia llunyana que es corba per formar un anell que sembla alineat amb un objecte en primer pla. El nom fa honor a Albert Einstein, la teoria general de la relativitat del qual prediu que la llum es corba i s'il·lumina al voltant dels objectes a l'espai.

D'aquesta manera, els objectes especialment massius, com les galàxies i els cúmuls de galàxies, actuen com a lupes còsmiques que permeten veure objectes encara més llunyans. Els científics anomenen a això lents gravitacionals.

Bruno Altieri, científic de l'Arxiu Euclid, va observar un indici d'anell d'Einstein entre les imatges de la primera fase de proves de la nau espacial el setembre del 2023.

"Fins i tot des d'aquesta primera observació, ho vaig poder veure, però després que Euclid fes més observacions de la zona, vam poder veure un anell d'Einstein perfecte", va dir Altieri. "Per mi, que porto tota la vida interessant-me per les lents gravitacionals, va ser sorprenent".

L'anell sembla envoltar el centre d'una galàxia el·líptica molt estudiada anomenada NGC 6505, que es troba a uns 590 milions d'anys llum de la Terra, a la constel·lació del Dragó. Pot semblar lluny, però a escala de tot l'univers, NGC 6505 és molt a prop. Gràcies als instruments d'alta resolució d'Euclid, és la primera vegada que es detecta l´anell de llum que envolta la galàxia.

La llum procedent d'una galàxia brillant molt més llunyana, a uns 4.420 milions d'anys llum de distància, crea l'anell de la imatge. La gravetat va distorsionar aquesta llum en el viatge cap a nosaltres. Aquesta galàxia llunyana no s'havia observat abans i encara no té nom.

"Un anell d'Einstein és un exemple de potent lent gravitacional", explica Conor O'Riordan, de l'Institut Max Planck d'Astrofísica (Alemanya) i autor principal del primer article científic que analitza l'anell. Una lent gravitacional forta produeix múltiples imatges duna font de fons que poden aparèixer com arcs, formant un anell com aquest, per exemple. "Totes les lents intenses són especials, perquè són molt rares i són increïblement útils des del punt de vista científic. Aquesta és particularment especial, perquè és molt a prop de la Terra i l'alineació la fa molt bella".

Els anells d'Einstein són un laboratori ric perquè els científics explorin molts misteris de l'univers. Per exemple, una forma invisible de matèria anomenada matèria fosca contribueix a la curvatura de la llum en un anell, per la qual cosa és una forma indirecta d'estudiar la matèria fosca. Els anells d'Einstein també són rellevants per a l'expansió de l'univers perquè l'espai entre nosaltres i aquestes galàxies -tant en primer pla com al fons- s'està estirant. Els científics també poden aprendre sobre la pròpia galàxia de fons.

"Em sembla molt intrigant que aquest anell s'hagi observat dins una galàxia molt coneguda, que va ser descoberta per primera vegada el 1884", va declarar Valeria Pettorino, científica del projecte Euclid de l'ESA. "La galàxia és coneguda pels astrònoms des de fa molt de temps. I, no obstant, aquest anell mai s'havia observat abans. Això demostra com pot ser de potent Euclid, que troba coses noves fins i tot en llocs que crèiem conèixer bé. Aquest descobriment és molt encoratjador per al futur de la missió Euclid i demostra les seves fantàstiques capacitats".

Clic a la imatge per engrandir. Primer pla del centre de la galàxia NGC 6505, amb el brillant anell d'Einstein alineat amb ella, captat pel telescopi espacial Euclid de l'ESA. Crèdits: ESA/Euclid/Euclid Consortium/NASA, processament d'imatges de J.-C. Cuillandre, G. Anselmi, T. Li; CC BY-SA 3.0 IGO o ESA Standard Licence

Explorar com s'ha expandit i format l'univers al llarg de la història còsmica, Euclid revelarà més dades sobre el paper de la gravetat i la naturalesa de l'energia i la matèria fosques. L'energia fosca és la força misteriosa que sembla causar l'expansió de l'univers. El telescopi espacial cartografiarà més d'un terç del cel i observarà milers de milions de galàxies fins a una distància de 10.000 milions d'anys llum. S'espera trobar unes 100.000 lents gravitatòries potents.

"Euclid revolucionarà aquest camp amb totes aquestes dades que mai abans havíem tingut", va afegir O'Riordan.

Encara que trobar aquest anell d'Einstein és un èxit, Euclid ha de buscar un tipus de lent gravitatòria diferent i menys òbvia visualment, anomenada "lent feble", per ajudar a complir la seva missió de comprendre l'energia fosca. A les lents febles, les galàxies de fons apareixen només lleugerament estirades o desplaçades. Per detectar aquest efecte, els científics hauran d'analitzar milers de milions de galàxies.

Euclid es va enlairar de Cap Canaveral (Florida) l'1 de juliol de 2023 i va començar el seu estudi detallat del cel el 14 de febrer de 2024. La missió està creant gradualment el mapa tridimensional més extens de l'univers fins avui. La troballa de l'anell d'Einstein en una fase tan primerenca de la missió indica que Euclid va camí de descobrir molts més secrets de l'univers.

Més sobre Euclid

Euclid és una missió europea, construïda i operada per l'ESA, amb contribucions de la NASA. El Consorci Euclid -format per més de 2.000 científics de 300 instituts de 15 països europeus, els Estats Units, el Canadà i el Japó- és responsable de proporcionar els instruments científics i l'anàlisi de les dades científiques. L'ESA va seleccionar Thales Alenia Space com a contractista principal per a la construcció del satèl·lit i el seu mòdul de servei, i Airbus Defence and Space per desenvolupar el mòdul de càrrega útil, inclòs el telescopi. Euclid és una missió de classe mitjana del programa Cosmic Vision de l'ESA.

Tres equips científics recolzats per la NASA contribueixen a la missió Euclid. A més de dissenyar i fabricar l'electrònica del xip sensor per a l'instrument NISP (Near Infrared Spectrometer and Photometer) d'Euclid, el Laboratori de Propulsió a Jet de la NASA va dirigir també l'adquisició i el lliurament dels detectors NISP. Aquests detectors, juntament amb l'electrònica del xip sensor, es van provar al Laboratori de Caracterització de Detectors de la NASA al Centre Goddard de Vols Espacials a Greenbelt, Maryland. El Centre Científic Euclid de la NASA a l'IPAC (ENSCI), al Caltech de Pasadena (Califòrnia), arxivarà les dades científiques i recolzarà les investigacions científiques realitzades als Estats Units. El JPL és una divisió del Caltech.

¹ Pati del darrere en parla badalonina ;)

Ho he vist aquí.

Estrelles d'un cúmul, hauríem de romandre juntes

Amb l'ajuda d'una lupa natural, el telescopi espacial James Webb va detectar cinc cúmuls estel·lars joves i massius en una galàxia nadó. La llum d'aquesta galàxia es va emetre quan l'univers només tenia 460 milions d'anys, al voltant del 3% de la seva edat actual. Es tracta del primer descobriment de cúmuls estel·lars en una galàxia tan primerenca en la història còsmica.

Clic a la imatge per engrandir. A la imatge de la esquerra, observeu el grup de galàxies grogues brillants al centre. Aquestes formen el cúmul de galàxies que actua com una “lupa”. La gravetat és tan gran que deforma el temps i l'espai circumdants. La llum segueix aquesta curvatura en lloc de viatjar en línia recta. Aquest efecte visual, anomenat lent gravitacional, pot distorsionar, ampliar i produir múltiples imatges dels objectes que es troben darrere d'un cúmul de galàxies.

La imatge de la dreta és un primer pla del petit quadrat esbossat a la imatge anterior. Les dues ratlles són diferents galàxies magnificades. A la galàxia inferior, es poden veure els joves cúmuls estel·lars com una cadena de punts brillants, reflectits d'una banda a l'altra.

La imatge superior en detall:

Clic a la imatge per engrandir. Un camp de galàxies sobre el fons negre de l'espai. Al centre es distingeix una col·lecció de galàxies grogues brillants. És un cúmul de galàxies. Al quadrant superior esquerre d'aquesta imatge hi ha un quadrat que delimita una petita zona. Línies blanques connecten des d'aquest quadrat a les cantonades dretes de la imatge. Crèdit: ESA/Webb, NASA i CSA, L. Bradley (STScI), A. Adamo (Stockholm University) i The Cosmic Spring collaboration

Clic a la imatge per engrandir. Aquesta imatge és un primer pla de la mateixa zona que el petit quadrat de la imatge anterior. Hi ha dues línies vermelloses horitzontals apilades una damunt de l'altra, que mostren dues galàxies amb lents diferents. Al llarg de la ratlla inferior hi ha una cadena de punts brillants, que són cúmuls estel·lars reflectits. Crèdit: ESA/Webb, NASA i CSA, L. Bradley (STScI), A. Adamo (Stockholm University) i The Cosmic Spring collaboration.

Ho he vist aquí.

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.