Cosmic Evolution Survey（COSMOS）フィールドの銀河密度。0.2（青）から1（赤）の範囲の赤方偏移で銀河の赤方偏移を表します。ピンクのX線の輪郭は、XMM-Newtonで観測された拡張X線の放出を示しています。
暗黒物質（実際には冷たい、暗い-非バリオン-物質）は、その重力の影響によってのみ検出できます。銀河のクラスターやグループでは、その影響は弱い重力レンズ効果として現れ、これを特定することは困難です。重力レンズ効果の程度、つまり暗黒物質の分布をより正確に推定する1つの方法は、クラスター内の高温プラズマからのX線放射を使用して質量の中心を特定することです。
そして、まさにそれが天文学者のチームが最近行ったことです…そして、彼らが初めて、暗黒物質が過去数十億年にわたってどのように進化したかについてのハンドルを与えられました。
COSMOSは、銀河の形成と進化を宇宙時間（赤方偏移）と大規模構造環境の関数として調査するために設計された天文調査です。この調査は、2平方度の赤道領域をカバーしており、ほとんどの主要な宇宙ベースの望遠鏡（ハッブルとXMM-ニュートンを含む）と多数の地上ベースの望遠鏡によるイメージングが行われています。
ダークマターの性質を理解することは、現代の宇宙論において重要な未解決の問題の1つです。この問題に対処するために使用されるアプローチの1つでは、天文学者は、X線放出をリンクする銀河のクラスターで見出された質量と光度の間の関係を使用します。これは、通常の（「バリオン」）物質のみの質量を示します（もちろん、バリオン物質には、レプトンである電子が含まれます！）、および重力レンズ効果によって決定されるそれらの総質量（バリオンとダークマター）。
現在のところ、この関係は近くのクラスターに対してのみ確立されています。マックスプランク地球外物理学研究所（MPE）、マルセイユ宇宙物理学研究所（LAM）、ローレンスバークレー国立研究所（バークレー研究所）などの国際協力による新しい研究は、より遠くまで関係を拡大する上で大きな進歩を遂げました。以前に可能であったよりも小さい構造。
X線放射と基礎となる暗黒物質間のリンクを確立するために、チームは、ESAのX線天文台XMM-Newtonによって生成された、X線で選択されたグループと銀河のクラスターの最大のサンプルの1つを使用しました。
銀河のグループとクラスターは、サブアーク分スケールでの拡張X線放出を使用して効果的に見つけることができます。 XMM-ニュートンは、その有効面積が大きいため、遠方のグループや銀河団からの微弱なレベルの放射を検出できる唯一のX線望遠鏡です。
「XMM-Newtonが深海で銀河グループの大きなカタログを提供できることは驚くべきことです」と、MPEのAlexis Finoguenovと、最近のAstrophysical Journal（ApJ）の論文の共同執筆者であるメリーランド大学のチームの報告書を共著しました。結果。
X線はクラスターを見つけて特徴付けるための最良の方法であるため、これまでのほとんどの追跡調査は、比較的近くにある銀河のグループとクラスターに限定されていました。
「XMM-Newtonが提供する前例のないカタログにより、質量の測定をはるかに小さな構造に拡張することができました。これは、宇宙の歴史のはるか初期に存在していました」と、バークレーラボの物理学部のAlexie Leauthaudは述べています。 ApJ調査。
重力レンズ効果は、質量がその周りの空間を湾曲させ、光の経路を曲げるために発生します。質量が増えるほど（質量の中心に近づくほど）、空間が曲がり、遠くのオブジェクトの画像が変位し、歪。したがって、レンズ物体の質量を測定するには、歪み、つまり「せん断」を測定することが重要です。
（この研究で使用されている）弱い重力レンズ効果の場合、シアーは微妙であり直接見ることはできませんが、遠方の銀河の集まりにおけるかすかな追加の歪みを統計的に計算でき、いくつかの巨大なレンズ効果による平均シアーそれらの前のオブジェクトを計算することができます。ただし、平均シアからレンズの質量を計算するには、レンズの中心を知る必要があります。
「高赤方偏移クラスターの問題は、クラスターの中心にある銀河を正確に特定するのが難しいことです」とLeauthaud氏は述べています。 「そこにX線が役立ちます。銀河団からのX線輝度は、その中心を非常に正確に見つけるために使用できます。」
X線放出の分析から重心を知ることで、Leauthaud氏と同僚は弱いレンズを使用して、これまでよりもはるかに正確に遠方のグループとクラスターの総質量を推定することができました。
最後のステップは、各銀河クラスターのX線光度を決定し、弱いレンズ効果から決定された質量に対してそれをプロットすることでした。グループとクラスターの新しいコレクションの結果の質量光度関係は、以前の研究をより低い質量とより高い質量に拡張しました。赤方偏移。計算可能な不確実性の範囲内で、この関係は、近くの銀河団から遠方の銀河団まで同じ直線の勾配に従います。単純で一貫したスケーリング係数は、グループまたはクラスターの総質量（バリオンとダーク）をそのX線輝度に関連付け、後者はバリオン質量のみを測定します。
「質量と光度の関係を確認し、それを高い赤方偏移に拡張することにより、構造の進化を測定するための強力なツールとして弱いレンズを使用するという正しい方向への小さな一歩を踏み出しました。」と共著者のJean-Paul Kneibは述べています。 LAMおよびフランス国立科学研究センター（CNRS）のApJ論文の抜粋。
銀河の起源は、熱い初期の宇宙の密度のわずかな違いにさかのぼることができます。これらの違いの痕跡は、ホットスポットとコールドスポットである宇宙マイクロ波背景（CMB）のわずかな温度差として見ることができます。
「私たちが古代のマイクロ波の空で観察する変化は、今日目にする銀河の宇宙の暗黒物質の足場へと時間とともに発達した痕跡を表しています」と教授であるバークレー宇宙物理学センター（BCCP）のディレクター、ジョージ・スムートは述べています。カリフォルニア大学バークレー校で物理学の博士号を取得し、バークレー研究所の物理学部門のメンバーでもあります。 Smootは、CMBの異方性を測定することで2006年のノーベル物理学賞を共有し、ApJ論文の著者の1人です。 「私たちが実際に暗黒物質が最初から崩壊して進化した方法を重力レンズで実際に測定できることは非常にエキサイティングです。」
構造の進化を研究する目的の1つは、暗黒物質自体と、それが私たちが見ることができる通常の物質とどのように相互作用するかを理解することです。もう1つの目標は、物質を押しのけて宇宙を加速する速度で膨張させる神秘的な現象であるダークエネルギーについてさらに学ぶことです。多くの質問は未解決のままです：暗黒エネルギーは一定ですか、それとも動的ですか？それともアインシュタインの一般相対性理論の制限によって引き起こされた単なる幻想でしょうか？
拡張された質量と光度の関係によって提供されるツールは、現在および将来の宇宙の形成における重力と暗黒エネルギーの相反する役割に関するこれらの質問に答えるために多くのことを行います。
出典：ESA、およびAstrophysical Journalの2010年1月20日号に掲載された論文（arXiv：0910.5219はプレプリントです）
