Messzebbre nyúlik a misztikus sötét áramlás

945

Körülbelül másfél évvel ezelőtti felismerés, hogy távoli galaxishalmazok egy csoportja millió km/h-s sebességgel mozog egy, a Centaurus és Hydra csillagképek irányában található – egyébként pozíciójában némileg bizonytalan – terület felé. Az ezt bejelentő, Alexander Kashlinsky (NASA Goddard Space Flight Center) által vezett kutatócsoport most a korábbi eredmények, illetve a mikrohullámú háttérsugárzást térképező WMAP szonda nem három, hanem öt évet átfogó adatai alapján arra a következtetésre jutott, hogy ez a misztikus, ún. "sötét áramlás" a korábban gondoltnál legalább kétszer nagyobb távolságig, mintegy 2,5 milliárd fényévig követhető nyomon. Az adatok elemzése azt mutatja, hogy a Naprendszertől a mondott csillagképek irányába mutató vektor mentén a galaxishalmazok tőlünk távolodva mozognak, ugyanakkor azonban nem zárható ki teljesen egy ellentétes irányú áramlás léte sem. Kashlinsky megfogalmazása szerint az adott tengely menti mozgás mindenképpen detektálható, de a távolodásra vonatkozó bizonyítékok sajnos még nem olyan erősek, mint ahogyan szeretnék, azaz nem lehetünk teljesen biztosak abban, hogy a galaxishalmazok "mennek vagy jönnek". Az áramlás léte egyébként ettől függetlenül vita tárgya, mivel az Univerzum észlelhető anyagának eloszlása nem ad rá magyarázatot. Ha mégis létezik, akkor ez azt sugallja, hogy a Világegyetem általunk belátható részén kívül eső, a horizontunkon túli struktúrák felelősek a mozgásért.

Nagy valószínűséggel a tőlünk több mint 300 millió fényév távolságban található Abell 1656 katalógusjelű, ismertebb nevén Coma galaxishalmaz is része a sötét áramlásnak.
[Jim Misti (Misti Mountain Observatory)]

A kozmológiában a mikrohullámú kozmikus háttérsugárzás – az Ősrobbanás után mintegy 380 ezer évvel bekövetkezett folyamatnak a lenyomata, mikor is az Univerzum a sugárzás számára átlátszóvá vált – egy olyan vonatkoztatási rendszer, melyhez képest bármely nagyléptékű mozgásnak izotrópnak, azaz irányfüggetlennek kell lennie. A galaxishalmazokban található forró, intenzív röntgensugárzást kibocsátó gázban szóródnak a mikrohullámú fotonok. Az ún. inverz Compton-effektusnak köszönhetően a háttérsugárzás fotonjai energiát kapnak a gáz elektronjaitól, aminek eredményeként megváltozik a hullámhosszuk, s így a sugárzás látszólagos hőmérséklete is. A jelenséget összefoglaló néven Sunyaev-Zel’dovich (Szunyajev-Zeldovics, SZ) effektusnak hívjuk, melynek két fajtája is ismert, az ún. termális (TSZ) és a kinematikai (KSZ). Az első esetben a mikrohullámú fotonokkal kölcsönható elektronoknak a hőmérséklet, míg a másodikban valamilyen nagyléptékű mozgás miatt van nagy energiájuk. A galaxishalmazok nem követik teljesen pontosan a Világegyetem tágulását, így a kinematikai SZ effektus miatti hullámhosszváltozások a halmazok egyedi, a táguláshoz képesti mozgásának hatását is magukban hordozzák. Míg a termális SZ effektus nyomait már a múlt század nyolvanas éveiben is észlelték, a körülbelül egy nagyságrenddel kisebb hatást produkáló kinematikai effektust még egyetlen halmaz esetében sem sikerült kimutatni.

Kashlinsky és Fernando Atrio-Barandela (University of Salamanca) 2000-ben azonban demonstrálták, hogy nagyszámú halmaz tanulmányozásával ez a gyenge jel mégiscsak kiszűrhető a mérési zajból. Ezt felhasználva 2008-ban Dale Kocevski (Unicersity of California) és Harald Ebeling (University of Hawaii) segítségével 700 galaxishalmazt vizsgáltak a WMAP űrszonda három évnyi adata alapján, s ekkor bukkantak a rejtélyes mozgásra. Ehhez képest Kashlinsky és csapata – melynek gerincét a már említett kutatók alkotják – új kutatása körülbelül kétszer annyi galaxishalmazon és öt évnyi WMAP-adaton alapul.

Ebeling elmondása alapján átlagban mintegy 1 órányi teleszkópidőt igényel egy-egy halmaz távolságának meghatározása, de ehhez természetesen szükséges maguknak a galaxishalmazoknak az azonosítása, ami viszont akár évekbe is telhet. Atrio-Barandela szerint, aki a csapatban a lehetséges hibaforrásokra koncentrált, új eredményeik a korábbinál sokkal erősebb bizonyítékokkal támasztják alá azt, hogy sötét áramlás létezik. Ilyen például az, hogy nyilván a röntgentartományban legfényesebb halmazok tartalmazzák a legtöbb forró gázt, ami szórja a háttérsugárzás fotonjait, s a mérési adatok feldolgozása után ugyanezek a halmazok mutatják a legerősebb KSZ effektust is, ami igen valószínűtlen lenne, ha a sötét áramlás csupán valamilyen statisztikai fluktuáció eredményeként állna elő. A munka során vizsgált galaxishalmazokat a kutatók távolságaik alapján négy "szeletbe" sorolták, majd mindegyik szeletben külön is meghatározták az ide eső halmazok mozgásának irányát. Bár némi szórás tapasztalható, a négy egyedi irány mégis jó egyezést mutat.

A színes pontok négy különböző távolságtartományban található galaxishalmazokat jelölnek, minél vörösebb a jelölőszín, annál távolabb van a halmaz. A színes ellipszisek az adott távolságtartományba eső halmazok adataiból származtatott áramlásirány hibaellipszisei. Látható, hogy a négy mintából származtatott mozgásirányok jól egyeznek. A képen mindegyik mintából szerepel egy-egy reprezentáns galaxishalmaz is.
[NASA/Goddard/A. Kashlinsky és tsai]

A csoport jelenleg azon dolgozik, hogy a halmazkatalógusuk további bővítésével ismét megkétszerezzék azt a távolságot, ameddig az áramlás nyomon követhető. A galaxishalmazokban található forró gázra vonatkozó újabb modellek is segíthetnek az áramlás sebességének, tengelyének és irányának pontosításában, illetve a közeljövőben természetesen az újabb WMAP adatokkal is tesztelhetik a jóslatukat, és rövidesen használhatják a szintén a mikrohullámú háttérsugárzást mérő ESA/Planck szonda adatait is.

Az eredményeket részletező szakcikk az Astrophysical Journal Letters c. folyóiratban fog megjelenni.

Forrás:

Hozzászólás

hozzászólás