Encabezado por un cosmólogo del Laboratorio de Berkeley, un equipo internacional ha extendido la fiabilidad de las lentes gravitatorias para estructuras galácticas mucho más antiguas, más distantes, y más pequeñas que las investigadas hasta ahora.
Imágenes de luz visible del Telescopio Espacial Hubble ocupan esta sección pequeña de dos grados cuadrados completos del Relevamiento de la Evolución Cósmica (Cosmic Evolution Survey, COSMOS), que combina datos de muchas longitudes de onda de telescopios espaciales y terrestres de todo el mundo. COSMOS fue la base de una nueva extensión de la relación masa-luminosidad para los estudios de las lentes débiles. Crédito: Berkeley Lab.
La lente gravitatoria débil es una forma única y prometedora para aprender cuanta materia oscura hay en el Universo y cómo su distribución ha evolucionado desde el pasado lejano. Un nuevo trabajo de un equipo dirigido por un cosmólogo del Laboratorio Nacional Lawrence de Berkeley del Departamento de Energía de Estados Unidos, ha hecho grandes progresos en la ampliación del uso de lentes gravitatorias para el estudio de estructuras mucho más antiguas y más pequeñas que lo que antes era posible.
Hasta hace poco, las lentes débiles se habían limitado al cálculo de la masa total de cúmulos y grupos de galaxias cercanos. Su masa total incluye tanto la materia ordinaria, la materia visible como estrellas y polvo -lo que los astrónomos llaman materia "bariónica"- además de las mucho más masivas concentraciones invisibles de materia oscura que forman grupos y cúmulos tirando juntos de las galaxias.
Los astrónomos fueron capaces de establecer una relación de escala importante para los cúmulos cercanos entre sus masas totales, determinada por las lentes gravitacionales, y el brillo de sus emisiones de rayos X, una indicación de la masa de la materia ordinaria solamente. Un nuevo estudio en el Astrophysical Journal (ApJ), ahora continúa con esta importante relación para los objetos distantes.
"Hemos sido capaces de ampliar las mediciones de la masa a estructuras mucho más pequeñas, que existían mucho antes en la historia del universo", dice Leauthaud Alexie, miembro de la División de Física del Laboratorio Berkeley y primer autor del estudio de ApJ. "Esto nos ayuda a obtener una mejor comprensión de la relación entre la materia normal en las estructuras densas, que son vistos a través de la luminosidad de los rayos X, y la masa total de la materia oscura de estas estructuras, medida por el efecto de lente débil". Leauthaud es un miembro del Centro de Berkeley para Física Cosmológica (BCCP) en UC Berkeley y del Laboratorio de Berkeley.
La masa como una lente
La lente gravitatoria se produce porque la masa curva el espacio a su alrededor, doblando los caminos por donde los rayos de luz viajan: cuanto más masiva (y cuanto más cerca del centro de masa), más se curva el espacio, y más es desplazada y distorsionada la imagen de un objeto distante. Así, la medida de la distorsión, o "corte", es clave para medir la masa del objeto-lente.
Al menos esto es así para la "lente fuerte". Un objeto muy masivo, o colección de objetos, como un cúmulo de galaxias cercanas y la materia oscura invisible que encierra, distorsiona la forma aparente y la posición de los objetos más brillantes tanto que las imágenes lejanas se doblan y hasta puede ser distribuida en los anillos alrededor del cúmulo de galaxias. La distorsión visible es una medida directa de la masa de la lente y apunta a su centro.
Un ejemplo espectacular de lentes gravitacionales fuertes es el cúmulo de galaxias cercano Abell 2218 (arriba), en el cual la distorsión visible de las galaxias individuales del fondo puede ser usado para medir la masa de la estructura de las lentes. El efecto de lente débil de las débiles y más distantes estructuras debe ser detectado por el promedio estadístico (abajo). (Crédito: imagen de Abell 2218 por NASA, la simulación de lente débil por Bhuvnesh Jain, Uros Seljak, y Simon White)
Las lentes débiles funcionan de la misma manera, salvo que el corte es demasiado sutil para ser visto directamente. La mayor parte del corte aparente no es todo por distorsión, una galaxia tiene su propia forma distintiva, que a menudo vemos desde un ángulo que le da el aspecto alargado. El corte aparente también puede ser debido al telescopio, al detector, o a la atmósfera.
Sin embargo, las débiles distorsiones adicionales en una colección de galaxias distantes se pueden calcular estadísticamente, y el corte promedio debido a la lente de un objeto masivo en frente de ellas puede ser calculado. Sin embargo, para calcular la masa de la lente de corte promedio, uno necesita conocer su centro.
"El problema con cúmulos de baja masa y alto corrimiento al rojo es que es difícil determinar qué galaxia se encuentra exactamente en el centro del conjunto", dice Leauthaud. "Ahí es donde los rayos X nos ayudan. La luminosidad de los rayos X de un cúmulo de galaxias se puede utilizar para encontrar su centro con mucha precisión".
El medio existente intercúmulo de gas caliente o de plasma, que llena casi todos los cúmulos de galaxias, emite rayos X, haciendo de esa emisión una manera conveniente de encontrar estructuras de galaxias distantes en el cielo nocturno. Pero, ¿cómo hace esta emisión para ayudarnos a encontrar el centro de masa en un cúmulo de galaxias? Por la misma razón que la materia oscura es oscura.
¿Por qué la materia oscura es oscura?
Excepto a través de la gravitación, la materia oscura no interactúa (o interactúa sólo muy débilmente) con ella misma o con la materia ordinaria. De hecho, es por eso que es oscura: para emitir luz que tendría que interactuar a través de la fuerza electromagnética.
Con la materia ordinaria, el electromagnetismo afecta todo, desde la química a la luminosidad, a los campos eléctricos y magnéticos e incluso a la presión de los vientos estelares, por lo que el electromagnetismo desempeña un papel importante en la determinación de la disposición de la materia ordinaria, que a menudo es irregular.
El electromagnetismo no juega ningún papel en la distribución de la materia oscura, sin embargo, la misma forma grandes y lisos grupos esféricos, normalmente ocupados por las galaxias más comunes más el gas caliente o el plasma, el cual es atrapado y retenido únicamente a través de la gravitación.
"La densidad del gas sigue a la densidad de la materia oscura, y debido a que la emisión de rayos X crece con el cuadrado de la densidad del gas, la luz de rayos X brilla muy fuerte en el núcleo de la estructura", explica Leauthaud. "Así que los rayos X son una excelente manera de determinar el centro, incluso, de un cúmulo de galaxias distante y difuso".
"Básicamente, a más masa, más calor", dice Jean-Paul Kneib, autor principal del artículo ApJ del Laboratorio de Astrofísica de Marsella (LAM) y el Centro Nacional para las Investigaciones Científicas de Francia (CNRS). "Sin embargo, el plasma es materia bariónica, que es sólo una pequeña parte de la masa total del cúmulo. Si bien la radiación X dice algo acerca de la masa total, lo que necesitas es la escala para llegar a la precisión adecuada."
La materia visible sigue a través de un "andamio" de materia oscura subyacente. A la izquierda, el azul indica la masa de las estrellas en galaxias en una zona determinada, el amarillo el número de galaxias, y el rojo las fuentes brillantes de emisión de rayos X. Los contornos de la derecha son la distribución de materia oscura, de lentes gravitacionales. Crédito: Richard Massey et al, Nature 2007.
Para precisar la relación de escala entre el brillo de los rayos X y la masa total, Leauthaud y sus colegas utilizaron por primera vez la luminosidad de rayos X para identificar el centro de masa de 206 grupos y cúmulos de galaxias, incluyendo numerosos cúmulos débiles y distantes que figuran en el Relevamiento de Evolución Cósmica del Telescopio Espacial Hubble (Hubble Space Telescope’s Cosmic Evolution Survey, o COSMOS), que está supervisado por Nick Scoville, del Instituto de Tecnología de California, un autor del documento de ApJ.
Las imágenes de rayos X provienen del satélite XMM Newton de la Agencia Espacial Europea y del satélite Chandra de la NASA, cuyo investigador principal es Martin Elvis, del Centro Harvard-Smithsoniano para Astrofísica, autor del documento de ApJ. Elvis dice, "Nunca pensé que nuestros datos del Chandra permitirían mediciones tan grandes. De hecho, me quedé asombrado cuando Alexie primero me mostró los resultados. Es todo un tour de force de análisis, y es realmente convincente. "
El análisis por rayos X en sí fue realizado por Alexis Finoguenov, del Instituto Max Planck para la Física Extraterrestre y la Universidad de Maryland, uno de los autores del artículo. Al conocer los centros de masa de los análisis de emisión de rayos X, los investigadores pueden ahora usar las lentes débiles para estimar la masa total de grupos y cúmulos distantes con mayor precisión que nunca antes.
Por último se ha calculado la relación masa-luminosidad para las nuevas colecciones de grupos y cúmulos y se encontró que era coherente con las relaciones previas establecidas por las encuestas de estructuras mucho más cercanas, incluyendo algunos estudios con lentes gravitacionales fuertes. Dentro de la incertidumbre de cálculo, la relación,para los cúmulos distantes, sigue la misma pendiente de la recta de los cúmulos de galaxias cercanos; un simple factor de escala constante relaciona la masa total de un grupo o cúmulo con su brillo de rayos X, o "trazador bariónico".
"Al confirmar la relación masa-luminosidad y ampliarlo a alto corrimiento al rojo", dice Leauthaud, "hemos dado un pequeño paso en la dirección correcta hacia el uso de la lente débil como una poderosa herramienta para medir la evolución de la estructura".
En el principio
El origen de galaxias puede se remontado a diferencias leves de la densidad del temprano universo caliente, parecido a un líquido; los rastros de estas diferencias todavía pueden ser vistos como diferencias de temperatura de minuto del fondo cósmico de microondas (CMB).
"Las variaciones que observamos en el antiguo cielo de microondas representan las huellas que se desarrollaron a través del tiempo en los andamios cósmicos de la materia oscura de las galaxias que vemos hoy", dice el director de BCCP y profesor de física en UC Berkeley, George Smoot, de la División de Física del Laboratorio Berkeley, que compartió el Premio Nobel de Física 2006 por medir las anisotropías en el CMB y es uno de los autores del documento de la ApJ. "Es muy emocionante que podamos medir con lentes gravitacionales cómo la materia oscura ha colapsado y ha evolucionado desde el principio."
La materia oscura le da forma a la materia visible en una forma que refleja la naturaleza de la energía oscura. Cómo las galaxias se distribuyen en un universo sin energía oscura (a la izquierda) que difiere considerablemente de uno en el que la energía oscura es importante (derecha). Crédito: Laboratorio Berkeley.
Uno de los objetivos en el estudio de la evolución de la estructura es entender la materia oscura en sí misma, y cómo interactúa con la materia ordinaria que podemos ver. Otro objetivo es aprender más sobre la energía oscura, algo misterioso que está empujando la materia apartándola y causando que el universo se expanda a un ritmo acelerado. ¿La energía oscura es constante o es dinámica? ¿O es irreal, sólo una ilusión causada por una limitación en la Teoría General de la relatividad de Einstein?
Las herramientas proporcionadas por la relación ampliada de masa-luminosidad serán muy útiles para responder a estas preguntas acerca de las funciones opuestas de la gravedad y la energía oscura, en la futura forma del Universo.
"Un estudio de lentes débiles de los Grupos de Rayos X en el Estudio COSMOS: Forma y evolución de la relación masa-luminosidad", por Alexie Leauthaud, Alexis Finoguenov, Jean-Paul Kneib, James E. Taylor, Richard Massey, Jason Rhodes, Olivier ILBERT, Kevin Bundy, Jeremy Tinker, Matthew R. George, Peter Capak, Anton M. Koekemoer, David E. Johnston, Yu-Ying Zhang, Nico Cappelluti, Richard S. Ellis, Martin Elvis, Catherine Heymans, Oliver Le Fèvre, Simon Lilly, Henry J. McCracken, Yannick Mellier, Alexandre Réfrégier, Mara Salvato, Nick Scoville, George Smoot, Masayuki Tanaka, Ludovic Van Waerbeke, y Melody Wolk, aparece en el Astrophysical Journal, y está disponible en línea para los suscriptores.
Berkeley Lab es un laboratorio nacional del Departamento de Energía de Estados Unidos, ubicado en Berkeley, California. Lleva a cabo investigación científica no clasificada para la Oficina de Ciencia del DOE y es administrado por la Universidad de California.
Imágenes de luz visible del Telescopio Espacial Hubble ocupan esta sección pequeña de dos grados cuadrados completos del Relevamiento de la Evolución Cósmica (Cosmic Evolution Survey, COSMOS), que combina datos de muchas longitudes de onda de telescopios espaciales y terrestres de todo el mundo. COSMOS fue la base de una nueva extensión de la relación masa-luminosidad para los estudios de las lentes débiles. Crédito: Berkeley Lab.La lente gravitatoria débil es una forma única y prometedora para aprender cuanta materia oscura hay en el Universo y cómo su distribución ha evolucionado desde el pasado lejano. Un nuevo trabajo de un equipo dirigido por un cosmólogo del Laboratorio Nacional Lawrence de Berkeley del Departamento de Energía de Estados Unidos, ha hecho grandes progresos en la ampliación del uso de lentes gravitatorias para el estudio de estructuras mucho más antiguas y más pequeñas que lo que antes era posible.
Hasta hace poco, las lentes débiles se habían limitado al cálculo de la masa total de cúmulos y grupos de galaxias cercanos. Su masa total incluye tanto la materia ordinaria, la materia visible como estrellas y polvo -lo que los astrónomos llaman materia "bariónica"- además de las mucho más masivas concentraciones invisibles de materia oscura que forman grupos y cúmulos tirando juntos de las galaxias.
Los astrónomos fueron capaces de establecer una relación de escala importante para los cúmulos cercanos entre sus masas totales, determinada por las lentes gravitacionales, y el brillo de sus emisiones de rayos X, una indicación de la masa de la materia ordinaria solamente. Un nuevo estudio en el Astrophysical Journal (ApJ), ahora continúa con esta importante relación para los objetos distantes.
"Hemos sido capaces de ampliar las mediciones de la masa a estructuras mucho más pequeñas, que existían mucho antes en la historia del universo", dice Leauthaud Alexie, miembro de la División de Física del Laboratorio Berkeley y primer autor del estudio de ApJ. "Esto nos ayuda a obtener una mejor comprensión de la relación entre la materia normal en las estructuras densas, que son vistos a través de la luminosidad de los rayos X, y la masa total de la materia oscura de estas estructuras, medida por el efecto de lente débil". Leauthaud es un miembro del Centro de Berkeley para Física Cosmológica (BCCP) en UC Berkeley y del Laboratorio de Berkeley.
La masa como una lente
La lente gravitatoria se produce porque la masa curva el espacio a su alrededor, doblando los caminos por donde los rayos de luz viajan: cuanto más masiva (y cuanto más cerca del centro de masa), más se curva el espacio, y más es desplazada y distorsionada la imagen de un objeto distante. Así, la medida de la distorsión, o "corte", es clave para medir la masa del objeto-lente.
Al menos esto es así para la "lente fuerte". Un objeto muy masivo, o colección de objetos, como un cúmulo de galaxias cercanas y la materia oscura invisible que encierra, distorsiona la forma aparente y la posición de los objetos más brillantes tanto que las imágenes lejanas se doblan y hasta puede ser distribuida en los anillos alrededor del cúmulo de galaxias. La distorsión visible es una medida directa de la masa de la lente y apunta a su centro.
Un ejemplo espectacular de lentes gravitacionales fuertes es el cúmulo de galaxias cercano Abell 2218 (arriba), en el cual la distorsión visible de las galaxias individuales del fondo puede ser usado para medir la masa de la estructura de las lentes. El efecto de lente débil de las débiles y más distantes estructuras debe ser detectado por el promedio estadístico (abajo). (Crédito: imagen de Abell 2218 por NASA, la simulación de lente débil por Bhuvnesh Jain, Uros Seljak, y Simon White)Las lentes débiles funcionan de la misma manera, salvo que el corte es demasiado sutil para ser visto directamente. La mayor parte del corte aparente no es todo por distorsión, una galaxia tiene su propia forma distintiva, que a menudo vemos desde un ángulo que le da el aspecto alargado. El corte aparente también puede ser debido al telescopio, al detector, o a la atmósfera.
Sin embargo, las débiles distorsiones adicionales en una colección de galaxias distantes se pueden calcular estadísticamente, y el corte promedio debido a la lente de un objeto masivo en frente de ellas puede ser calculado. Sin embargo, para calcular la masa de la lente de corte promedio, uno necesita conocer su centro.
"El problema con cúmulos de baja masa y alto corrimiento al rojo es que es difícil determinar qué galaxia se encuentra exactamente en el centro del conjunto", dice Leauthaud. "Ahí es donde los rayos X nos ayudan. La luminosidad de los rayos X de un cúmulo de galaxias se puede utilizar para encontrar su centro con mucha precisión".
El medio existente intercúmulo de gas caliente o de plasma, que llena casi todos los cúmulos de galaxias, emite rayos X, haciendo de esa emisión una manera conveniente de encontrar estructuras de galaxias distantes en el cielo nocturno. Pero, ¿cómo hace esta emisión para ayudarnos a encontrar el centro de masa en un cúmulo de galaxias? Por la misma razón que la materia oscura es oscura.
¿Por qué la materia oscura es oscura?
Excepto a través de la gravitación, la materia oscura no interactúa (o interactúa sólo muy débilmente) con ella misma o con la materia ordinaria. De hecho, es por eso que es oscura: para emitir luz que tendría que interactuar a través de la fuerza electromagnética.
Con la materia ordinaria, el electromagnetismo afecta todo, desde la química a la luminosidad, a los campos eléctricos y magnéticos e incluso a la presión de los vientos estelares, por lo que el electromagnetismo desempeña un papel importante en la determinación de la disposición de la materia ordinaria, que a menudo es irregular.
El electromagnetismo no juega ningún papel en la distribución de la materia oscura, sin embargo, la misma forma grandes y lisos grupos esféricos, normalmente ocupados por las galaxias más comunes más el gas caliente o el plasma, el cual es atrapado y retenido únicamente a través de la gravitación.
"La densidad del gas sigue a la densidad de la materia oscura, y debido a que la emisión de rayos X crece con el cuadrado de la densidad del gas, la luz de rayos X brilla muy fuerte en el núcleo de la estructura", explica Leauthaud. "Así que los rayos X son una excelente manera de determinar el centro, incluso, de un cúmulo de galaxias distante y difuso".
"Básicamente, a más masa, más calor", dice Jean-Paul Kneib, autor principal del artículo ApJ del Laboratorio de Astrofísica de Marsella (LAM) y el Centro Nacional para las Investigaciones Científicas de Francia (CNRS). "Sin embargo, el plasma es materia bariónica, que es sólo una pequeña parte de la masa total del cúmulo. Si bien la radiación X dice algo acerca de la masa total, lo que necesitas es la escala para llegar a la precisión adecuada."
La materia visible sigue a través de un "andamio" de materia oscura subyacente. A la izquierda, el azul indica la masa de las estrellas en galaxias en una zona determinada, el amarillo el número de galaxias, y el rojo las fuentes brillantes de emisión de rayos X. Los contornos de la derecha son la distribución de materia oscura, de lentes gravitacionales. Crédito: Richard Massey et al, Nature 2007.Para precisar la relación de escala entre el brillo de los rayos X y la masa total, Leauthaud y sus colegas utilizaron por primera vez la luminosidad de rayos X para identificar el centro de masa de 206 grupos y cúmulos de galaxias, incluyendo numerosos cúmulos débiles y distantes que figuran en el Relevamiento de Evolución Cósmica del Telescopio Espacial Hubble (Hubble Space Telescope’s Cosmic Evolution Survey, o COSMOS), que está supervisado por Nick Scoville, del Instituto de Tecnología de California, un autor del documento de ApJ.
Las imágenes de rayos X provienen del satélite XMM Newton de la Agencia Espacial Europea y del satélite Chandra de la NASA, cuyo investigador principal es Martin Elvis, del Centro Harvard-Smithsoniano para Astrofísica, autor del documento de ApJ. Elvis dice, "Nunca pensé que nuestros datos del Chandra permitirían mediciones tan grandes. De hecho, me quedé asombrado cuando Alexie primero me mostró los resultados. Es todo un tour de force de análisis, y es realmente convincente. "
El análisis por rayos X en sí fue realizado por Alexis Finoguenov, del Instituto Max Planck para la Física Extraterrestre y la Universidad de Maryland, uno de los autores del artículo. Al conocer los centros de masa de los análisis de emisión de rayos X, los investigadores pueden ahora usar las lentes débiles para estimar la masa total de grupos y cúmulos distantes con mayor precisión que nunca antes.
Por último se ha calculado la relación masa-luminosidad para las nuevas colecciones de grupos y cúmulos y se encontró que era coherente con las relaciones previas establecidas por las encuestas de estructuras mucho más cercanas, incluyendo algunos estudios con lentes gravitacionales fuertes. Dentro de la incertidumbre de cálculo, la relación,para los cúmulos distantes, sigue la misma pendiente de la recta de los cúmulos de galaxias cercanos; un simple factor de escala constante relaciona la masa total de un grupo o cúmulo con su brillo de rayos X, o "trazador bariónico".
"Al confirmar la relación masa-luminosidad y ampliarlo a alto corrimiento al rojo", dice Leauthaud, "hemos dado un pequeño paso en la dirección correcta hacia el uso de la lente débil como una poderosa herramienta para medir la evolución de la estructura".
En el principio
El origen de galaxias puede se remontado a diferencias leves de la densidad del temprano universo caliente, parecido a un líquido; los rastros de estas diferencias todavía pueden ser vistos como diferencias de temperatura de minuto del fondo cósmico de microondas (CMB).
"Las variaciones que observamos en el antiguo cielo de microondas representan las huellas que se desarrollaron a través del tiempo en los andamios cósmicos de la materia oscura de las galaxias que vemos hoy", dice el director de BCCP y profesor de física en UC Berkeley, George Smoot, de la División de Física del Laboratorio Berkeley, que compartió el Premio Nobel de Física 2006 por medir las anisotropías en el CMB y es uno de los autores del documento de la ApJ. "Es muy emocionante que podamos medir con lentes gravitacionales cómo la materia oscura ha colapsado y ha evolucionado desde el principio."
La materia oscura le da forma a la materia visible en una forma que refleja la naturaleza de la energía oscura. Cómo las galaxias se distribuyen en un universo sin energía oscura (a la izquierda) que difiere considerablemente de uno en el que la energía oscura es importante (derecha). Crédito: Laboratorio Berkeley.Uno de los objetivos en el estudio de la evolución de la estructura es entender la materia oscura en sí misma, y cómo interactúa con la materia ordinaria que podemos ver. Otro objetivo es aprender más sobre la energía oscura, algo misterioso que está empujando la materia apartándola y causando que el universo se expanda a un ritmo acelerado. ¿La energía oscura es constante o es dinámica? ¿O es irreal, sólo una ilusión causada por una limitación en la Teoría General de la relatividad de Einstein?
Las herramientas proporcionadas por la relación ampliada de masa-luminosidad serán muy útiles para responder a estas preguntas acerca de las funciones opuestas de la gravedad y la energía oscura, en la futura forma del Universo.
"Un estudio de lentes débiles de los Grupos de Rayos X en el Estudio COSMOS: Forma y evolución de la relación masa-luminosidad", por Alexie Leauthaud, Alexis Finoguenov, Jean-Paul Kneib, James E. Taylor, Richard Massey, Jason Rhodes, Olivier ILBERT, Kevin Bundy, Jeremy Tinker, Matthew R. George, Peter Capak, Anton M. Koekemoer, David E. Johnston, Yu-Ying Zhang, Nico Cappelluti, Richard S. Ellis, Martin Elvis, Catherine Heymans, Oliver Le Fèvre, Simon Lilly, Henry J. McCracken, Yannick Mellier, Alexandre Réfrégier, Mara Salvato, Nick Scoville, George Smoot, Masayuki Tanaka, Ludovic Van Waerbeke, y Melody Wolk, aparece en el Astrophysical Journal, y está disponible en línea para los suscriptores.
Berkeley Lab es un laboratorio nacional del Departamento de Energía de Estados Unidos, ubicado en Berkeley, California. Lleva a cabo investigación científica no clasificada para la Oficina de Ciencia del DOE y es administrado por la Universidad de California.
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