Ние знаем, че съществува тъмна материя – мистериозна субстанция, която е пет пъти по-разпространена във Вселената по маса от това, което смятаме за „нормална“ материя, нещото, от което сме направени всички и всичко, което виждаме около нас.
Виждаме ефектите на тъмната материя чрез гравитацията й, въпреки че все още не знаем от какво е направена. Тъмната материя влияе върху въртенето на галактиките и как се движат в гигантски галактически клъстери.
Виждаме нейните ефекти чрез гравитационни лещи. Масата има гравитация, която изкривява пространството. Ако погледнем покрай някакъв масивен обект като галактика към още по-далечна галактика отвъд, масата на предната галактика изкривява пространството, изкривявайки образа и на фоновата галактика. Тази по-далечна галактика може да изглежда размазана, или огъната, или дори дублирана в множество нейни изображения. Гравитацията на галактиката на преден план действа като леща, откъдето идва и името на ефекта.
Можем да измерим светлината, идваща от галактиката с лещи и по този начин да измерим масата на нейната нормална материя. След това можем да измерим колко изкривява по-отдалечените обекти и да получим общата й маса. Разликата е колко тъмна материя съдържа. Този метод работи с голям успех през последните години.
Kilo-Degree Survey Collaboration/A. Tudorica & C. Heymans/ESO
Но има един проблем. На известно разстояние от Земята отделните галактики са твърде слаби, за да ги видим, така че ни липсват фонови галактики, които да използваме. Това е неудобно! Искаме да видим възможно най-далече, защото колкото по-далеч гледаме, толкова по-назад във времето виждаме; скоростта на светлината е ограничена, което означава, че колкото по-далеч виждаме обект, толкова повече време е отнело на светлината му, за да стигне до тук. Така, от своя страна, колкото по-отдалечен е обектът, толкова по-млад го виждаме.
Искаме да знаем какво е било разпределението на тъмната материя, когато Вселената е била много млада, защото смятаме, че тъмната материя се е натрупала малко след Големия взрив и докато е привличала нормалната материя към тези части, от които след това са се образували галактики. Като знаем каква е била тъмната материя тогава, можем да разберем по-добре как са се образували галактиките. Не само това, но отнема време на самите галактики, за да се слеят, за да образуват галактически клъстери, най-големите структури във Вселената. Те са толкова големи, че формата, размерът и други характеристики на самата Вселена могат да бъдат определени чрез изследване на клъстерите.
И така, как да направим това, ако нямаме много далечни галактики за изследване? Екип от астрономи измисли начин: Не използвайте галактики с лещи за измерване на тъмната материя. Вместо това използвайте фоновото сияние на Големия взрив. Смята се, че тъмната материя е образувала огромна мрежа в ранната Вселена.
Моментът на раждането на Вселената е бил горещ. С разширяването на космоса това огнено кълбо се охлажда. В крайна сметка става достатъчно голям и с ниска плътност, за да може светлината да преминава през него. Това се случва няколкостотин хиляди години след взрива и космическото разширение измества това сияние в червено в микровълновата част на спектъра, наречено космическо микровълново фоново лъчение.
Така че астрономите са използвали данни от сателита Planck на Европейската космическа агенция, който измерва това сияние с висока точност и го картографира спрямо изследване на изключително далечни галактики, наблюдавани от телескопа Subaru в програмата за стратегическо проучване Hyper Suprime-Cam, която картографира много от галактиките върху зашеметяващите 300 квадратни градуса небе – 1500 пъти площта на пълната Луна! В крайна сметка астрономите разгледаха гравитационните лещи около 1 473 106 галактики (!!), чиито разстояния могат да бъдат надеждно измерени. Средно на светлината от тези галактики са били нужни 12 милиарда години, за да достигне до нас, така че ние ги виждаме такива, каквито са били около 1,8 милиарда години след раждането на Вселената – много по-далеч, отколкото която и да е гравитационна леща, използвана преди.
Учените успяват да определят масите на тези галактики от това доколко са лещи на космическия фон и откриват, че средно те имат ореоли от тъмна материя с маси около 300 милиарда пъти масата на Слънцето. Това всъщност е много по-малко масивно от нашия Млечен път, който има около 700 милиарда слънчеви маси. Но виждаме тези далечни галактики такива, каквито са били, когато са били млади, преди да успеят да нараснат до такъв размер като нашата собствена галактика.
Изследователите откриват и нещо много интересно. Космическото фоново лъчение не е идеално гладко; то е малко неравномерно, което представлява малка част от разпределението на материята в изключително ранната Вселена. Тези натрупвания се разпадат за да образуват първите звезди и галактики. Стандартният модел на тъмната материя предвижда известно количество от подобни „бучки“, но новите измервания получават малко по-малка стойност. Близо е, но не съвсем същото, което подсказва, че във Вселената може да се случва повече, отколкото си мислим.
Това обаче е много условно! Новите измервания имат здравословна доза несигурност, така че е трудно да се каже дали несъгласието е реално или не. Добрата новина е, че голямото изследване на небето със Subaru все още не е готово, но когато приключи, ще обхване три пъти повече небе, отколкото е използвано в това изследване. Това означава, че учените трябва да могат да намалят малко несигурността. Освен това през следващите години ще има по-добри измервания на микровълновото фоново лъчение, което също ще помогне.
Всичко това все още е доста ново; първото надеждно измерване на фоновата радиация е само на няколко десетилетия, а използването на метода на гравитационните лещи за получаване на масите на галактиките е само от около няколко десетилетия. Този нов метод е още една стъпка в разбирането на всичко това.
