Нова карта темної матерії з дуже високою роздільною здатністю

Темна матерія, яка не випромінює і не поглинає світло, відіграє ключову роль у розвитку галактик і космічних структур. Оскільки вона взаємодіє лише через гравітацію, одним із найпряміших способів її вивчення є гравітаційне лінзування — відхилення світла від далеких галактик під впливом проміжної маси. Дослідницька команда нещодавно використала цей метод, спираючись на зображення телескопа Вебба, щоб створити найдетальнішу карту темної матерії на сьогодні. Результати дослідження опубліковані у журналі Nature Astronomy.

Діана Скогнамільйо з Каліфорнійського технологічного інституту та її колеги працювали над зображеннями, які охоплюють площу 0,77° × 0,70°, отриманими в рамках дослідження COSMOS. Вимірюючи форми 129 галактик на хвилину кутового квадрату, багато з яких були досліджені незалежно в смугах F115W та F150W телескопа Вебба, дослідники досягли кутової роздільної здатності 1,00 ± 0,01 хвилини дуги.

Гравітаційне лінзування впливає на траєкторію світла від далеких галактик, коли воно проходить через гравітаційний потенціал будь-якої маси на лінії спостереження, включаючи звичайну баріонну матерію (зірки, газ і пил) та темну матерію. У випадку слабкого гравітаційного лінзування, яке досліджувалося тут, це відхилення викликає лише незначну деформацію форм далеких галактик. Деформація становить приблизно десяту частину від типової еліптичності галактик, яка формується під впливом таких характеристик, як спіральні руки або смуги.

Роздільна здатність карти слабкого гравітаційного лінзування відповідає площі, що охоплює близько 100 галактик, щоб сигнал деформації перевищував шум. Це число відображає компроміс між просторовою роздільною здатністю та статистичною невизначеністю. Чутливість карти слабкого гравітаційного лінзування також залежить від геометрії. Як лупа, що працює найкраще, коли розташована посередині між оком та об'єктом, гравітаційне лінзування є більш чутливим до маси, що знаходиться посередині між спостерігачем та джерелами галактик. Це поведінка описується функцією ефективності лінзування g(z), яка досягає максимуму на червоному зсуві (відстані) нижче від типових об'єктів на фоні. Функція ефективності лінзування для телескопа Вебба досягає максимуму на z = 0,38, тоді як для телескопа Хаббла цей показник становить z = 0,34, а для камери Hyper-Suprime (HSC) телескопа Subaru — z = 0,30.

На відміну від більшості спостережуваних параметрів, для фіксованої кутової шкали на небі слабке гравітаційне лінзування нечутливе до маси в дуже близькому Всесвіті, оскільки ефективність лінзування зменшується до нуля, коли лінза наближається до спостерігача. Попередні карти слабкого гравітаційного лінзування були обмежені за чутливістю, роздільною здатністю та площею. Навіть найкращі наземні телескопи, такі як ті, що використовуються в оглядах HSC, Kilo Degree Survey та Dark Energy Survey, стикаються з ефектами розмиття атмосфери Землі та зазвичай здатні розрізняти лише 7-19 галактик на хвилину кутового квадрату.

Ці огляди охоплюють велику частину неба, але обмежені грубою кутовою роздільною здатністю і в основному чутливі до структур з низьким червоним зсувом. Тому лише найбільш масивні та розширені структури, такі як рідкісні суперкумулі, маса яких може досягати 10^15 сонячних мас (M⊙), помітно з'являються на картах гравітаційного лінзування, отриманих з наземних спостережень. Телескоп Хаббла розрізняє форми приблизно 71 галактики на хвилину кутового квадрату, що дозволяє отримати карти з достатньою роздільною здатністю близько 2,4 хвилин дуги, щоб почати виявляти скупчення та філаментні характеристики космічної мережі.

Високоякісне та глибоке зображення телескопа Вебба змінює ситуацію. Відтепер воно дозволяє вимірювати ефекти слабкого гравітаційного лінзування для значно більшої кількості галактик і на більших червоних зсувів, ніж раніше. Це покращення відображається в чутливості до ефекту гравітаційного лінзування, де JWST перевершує як HSC, так і HST, особливо на великих червоних зсувів.

Скогнамільйо та її колеги виміряли деформацію для 108 галактик на хвилину кутового квадрату в кожній з смуг F115W та F150W NIRSpec. Остаточний каталог складається з унікальних джерел у кожній смузі, а також тих, які є спільними, для яких дві оцінки деформації середньоарифметично обчислюються за галактикою, що дає ефективну щільність 129 галактик на хвилину кутового квадрату. Наявність повторних вимірювань у двох смугах дозволяє зменшити шум підрахунку фотонів під час оцінки деформації, хоча основним джерелом невизначеності залишається внутрішній шум форми.

Для вибірки галактик, форма яких була виміряна, середній червоний зсув становить zmed ≈ 1,15. На основі цього набору даних дослідники створили детальну карту маси в великомасштабній структурі. Яскравіші області вказують на лінії спостереження з вищою конвергенцією лінзування, яка пропорційна щільності темної та видимої матерії, помноженій на функцію чутливості g(z) та проєктовану на небо.

Астрономи використовують техніку багатошкального фільтрування, яка ідентифікує структури на різних масштабах, визначених як просторові масштаби в кутових одиницях, що відповідають фізичним розмірам у небі. Ця техніка дозволяє їм одночасно виявляти як дрібні особливості, такі як гало навколо груп галактик малої маси (~10^13−10^14 M⊙) або великого червоного зсуву (z ≈ 1,1), так і філаментні структури, які, як вважається, їх пов'язують.

Карта конвергенції лінзування, отримана з даних, виявляє проєкцію розподілу загальної, темної та баріонної матерії. 15 відомих скупчень галактик, раніше виявлених за допомогою XMM-Newton та Chandra через їх випромінювання рентгенівських променів, усі були виявлені з відношенням сигнал/шум вищим за 3. Це є суттєвим покращенням у порівнянні з попередніми реконструкціями, заснованими на даних Хаббла, які виявили лише 8 з цих скупчень.

Окрім ізольованих піків, карта конвергенції, заснована на даних Вебба, виявляє мережу розширених і слабко виражених характеристик, які пов'язують надмірності на масштабах скупчень. Ці структури, ймовірно, відображають філаментні мережі темної матерії, які занадто розріджені, щоб випромінювати значне рентгенівське випромінювання або мати великі надмірності галактик. Їх виявлення відповідає прогнозам гравітаційного колапсу в моделі ΛCDM і відображає підвищену чутливість Вебба до розріджених компонентів поля матерії, які раніше не були розрізнені Хаблом. Порівняння з картами надмірностей рентгенівських променів і галактик ілюструє зв'язок між темною матерією, гарячим газом і яскравими галактиками.

Якщо деякі піки слабкого гравітаційного лінзування збігаються з областями високої інтенсивності рентгенівських променів та значною надмірністю галактик, Скогнамільйо та її колеги також виявляють піки маси без чіткої кореспонденції в проєктованому рентгенівському випромінюванні або галактичному розподілі, наприклад, за координатами (AD, Dec) (150,21°, 2,06°) і (150,32°, 2,28°). Ці характеристики можуть виникати з підсвітлових структур або домінованих темною матерією, з ефектами проєкції з кількох систем, вирівняних вздовж лінії спостереження, або з концентрацій маси на червоних зсувів, які не були оптимально захоплені через вагу галактичної щільності.

У порівнянні з Хаблом, Вебб пропонує покращення приблизно в два рази за роздільною здатністю, щільністю джерел галактик і кількістю значних виявлень структур гравітаційного лінзування. На червоних зсувів z ≳ 0,7 чутливість Вебба до гравітаційного лінзування перевершує Хаббл вдвічі, а основні наземні дослідження — в десять разів. Великомасштабні структури темної та баріонної матерії з'являються в алігнірванні відповідно до теоретичних прогнозів, і Вебб дозволяє виявити їх з набагато більшою деталізацією, охоплюючи області з низькою щільністю та на більших червоних зсувів. Ця карта надає детальний вигляд на каркас темної матерії, який підпирає формування галактик, і слугує основою для майбутніх досліджень космічної структури, зворотного зв'язку та еволюції поля матерії з часом.

У майбутньому підвищена чутливість Вебба для червоних зсувів 1 ≲ z ≲ 2 дозволить здійснити томографічні реконструкції середовищ темної матерії галактик під час космічного полудня, епохи, коли формування зірок досягає свого апогею. Такі вимірювання, які не були спробовані в рамках цього дослідження, дозволять встановити прямий зв'язок між великомасштабною структурою та еволюцією галактик, включаючи вплив зворотного зв'язку активних галактичних ядер, охолодження газу та збирання темної матерії.