Figura 1:Mapa bidimensional de materia oscura estimado mediante una técnica de lente débil. La materia oscura se concentra en grupos densos. Podemos identificar halos masivos de materia oscura (indicados por círculos naranjas). El área que se muestra en esta figura es de aproximadamente 30 grados cuadrados (esta vez se observó un total de 160 grados cuadrados). El mapa de distribución sin los círculos naranjas está disponible aquí. Crédito:NAOJ / Universidad de Tokio
Un equipo de investigación de múltiples institutos, incluyendo el Observatorio Astronómico Nacional de Japón y la Universidad de Tokio, lanzó un mapa de materia oscura sin precedentes, amplio y nítido basado en los datos de imágenes recién obtenidos por Hyper Suprime-Cam en el Telescopio Subaru. La distribución de la materia oscura se estima mediante la técnica de lente gravitacional débil (Figura 1, Película). El equipo localizó las posiciones y las señales de lente de los halos de materia oscura y encontró indicios de que el número de halos podría ser inconsistente con lo que sugiere el modelo cosmológico más simple. Esta podría ser una nueva pista para comprender por qué se está acelerando la expansión del Universo.
Misterio del Universo acelerado
En la década de 1930, Edwin Hubble y sus colegas descubrieron la expansión del Universo. Esto fue una gran sorpresa para la mayoría de las personas que creían que el Universo permanecía igual durante toda la eternidad. Se requería una fórmula que relacionara la materia y la geometría del espacio-tiempo para poder expresar matemáticamente la expansión del Universo. Casualmente, Einstein ya había desarrollado tal fórmula. La cosmología moderna se basa en la teoría de la gravedad de Einstein.
Se pensaba que la expansión se desacelera con el tiempo (líneas azul y roja en la Figura 2) porque los contenidos del Universo (materia) se atraen entre sí. Pero a finales de la década de 1990, Se descubrió que la expansión se ha estado acelerando desde hace unos 8 Giga años. Esta fue otra gran sorpresa que les valió a los astrónomos que encontraron la expansión un Premio Nobel en 2011. Para explicar la aceleración, tenemos que considerar algo nuevo en el Universo que repele el espacio.
La resolución más simple es volver a poner la constante cosmológica en la ecuación de Einstein. La constante cosmológica fue introducida originalmente por Einstein para realizar un universo estático, pero fue abandonado después del descubrimiento de la expansión del Universo. El modelo cosmológico estándar (llamado LCDM) incorpora la constante cosmológica. El historial de expansión usando LCDM se muestra con la línea verde en la Figura 2. LCDM está respaldado por muchas observaciones, pero la pregunta de qué causa la aceleración aún permanece. Este es uno de los mayores problemas de la cosmología moderna.
Levantamiento de imágenes amplio y profundo usando Hyper Suprime-Cam
Figura 2:Historia de expansión del Universo. La línea azul muestra lo que se creía probable en los primeros días de la cosmología. Posteriormente este modelo cosmológico cayó en desgracia porque predice una mayor tasa de crecimiento y más estructuras, inconsistente con la distribución de galaxias observada. Por lo tanto, se propuso un modelo de Universo mucho más ligero que se muestra con la línea roja. Este modelo de luz también resolvió el llamado "problema de la edad, "la existencia de cúmulos globulares más antiguos que la edad del Universo predicha por la pista azul. Pero tanto la línea azul como la roja entran en conflicto con la cosmología de la inflación. Más tarde, cuando se descubrió la aceleración del Universo, LCDM representado por la pista verde, fue adoptado como el modelo más probable. Gracias a la adición de la constante cosmológica, LCDM se vuelve consistente con el modelo de inflación. Crédito:NAOJ
El equipo está liderando un estudio de imágenes a gran escala utilizando Hyper Suprime-Cam (HSC) para investigar el misterio del Universo en aceleración. La clave aquí es examinar la historia de expansión del Universo con mucho cuidado.
En el Universo temprano, la materia se distribuyó casi, pero no de manera uniforme. Hubo ligeras fluctuaciones en la densidad que ahora se pueden observar a través de las fluctuaciones de temperatura del fondo cósmico de microondas. Estas ligeras fluctuaciones de la materia evolucionaron a lo largo del tiempo cósmico debido a la atracción gravitacional mutua de la materia, y eventualmente la estructura a gran escala del Universo actual se vuelve visible. Se sabe que la tasa de crecimiento de la estructura depende en gran medida de cómo se expande el Universo. Por ejemplo, si la tasa de expansión es alta, es difícil que la materia se contraiga y se suprime la tasa de crecimiento. Esto significa que la historia de la expansión se puede probar a la inversa mediante la observación de la tasa de crecimiento.
Es importante señalar que la tasa de crecimiento no se puede probar bien si solo observamos materia visible (estrellas y galaxias). Esto se debe a que ahora sabemos que casi el 80% de la materia es una sustancia invisible llamada materia oscura. El equipo adoptó la "técnica de lente de gravitación débil". Las imágenes de galaxias distantes están ligeramente distorsionadas por el campo gravitacional generado por la distribución de materia oscura en primer plano. El análisis de la distorsión sistemática nos permite reconstruir la distribución de materia oscura en primer plano.
Figura 3:Imagen Hyper Suprime-Cam de una ubicación con un halo de materia oscura altamente significativo detectado a través de la técnica de lente gravitacional débil. Este halo es tan masivo que algunas de las galaxias de fondo (azules) se estiran tangencialmente alrededor del centro del halo. A esto se le llama lente fuerte. (Crédito:NAOJ
Esta técnica es muy exigente desde el punto de vista de la observación porque la distorsión de cada galaxia es generalmente muy sutil. Se requieren medidas precisas de la forma de galaxias débiles y aparentemente pequeñas. Esto motivó al equipo a desarrollar Hyper Suprime-Cam. Han estado llevando a cabo un estudio de imágenes de campo amplio utilizando Hyper Suprime-Cam desde marzo de 2014. En el momento de escribir este artículo en febrero de 2018, Se ha completado el 60% de la encuesta.
Mapa de materia oscura sin precedentes, amplio y nítido
En esta versión, el equipo presenta el mapa de materia oscura basado en los datos de imágenes tomados en abril de 2016 (Figura 1). Esto es solo el 11% del mapa final planificado, pero ya tiene una amplitud sin precedentes. Nunca ha habido un mapa de materia oscura tan nítido que cubra un área tan amplia.
Las observaciones de imágenes se realizan a través de cinco filtros de color diferentes. Al combinar estos datos de color, Es posible hacer una estimación aproximada de las distancias a las galaxias de fondo tenues (llamado corrimiento al rojo fotométrico). Al mismo tiempo, la eficiencia de la lente se vuelve más prominente cuando la lente está ubicada directamente entre la galaxia distante y el observador. Usando la información fotométrica del corrimiento al rojo, las galaxias se agrupan en contenedores de desplazamiento al rojo. Usando esta muestra de galaxias agrupadas, La distribución de la materia oscura se reconstruye mediante métodos tomográficos y, por tanto, se puede obtener la distribución tridimensional. La figura 4 muestra uno de esos ejemplos. Los datos de 30 grados cuadrados se utilizan para reconstruir el rango de corrimiento al rojo entre 0,1 (~ 1,3 G años luz) y 1,0 (~ 8 G años luz). Con el corrimiento al rojo de 1.0, el lapso angular corresponde a 1.0 G x 0.25 G años luz. Este mapa de masa de materia oscura en 3-D también es bastante nuevo. Esta es la primera vez que se puede observar el aumento en el número de halos de materia oscura a lo largo del tiempo.
Lo que sugiere el recuento del halo de materia oscura y las perspectivas futuras
Figura 4:Un ejemplo de distribución 3D de materia oscura reconstruida mediante métodos tomográficos utilizando la técnica de lente débil combinada con las estimaciones de desplazamiento al rojo de las galaxias de fondo. Todos los mapas 3D están disponibles aquí. Crédito:Universidad de Tokio / NAOJ
El equipo contó el número de halos de materia oscura cuya señal de lente está por encima de un cierto umbral. Esta es una de las medidas más simples de la tasa de crecimiento. El histograma (línea negra) de la Figura 5 muestra la intensidad de la señal de lente observada frente al número de halos observados, mientras que la predicción del modelo se muestra mediante la línea roja continua. El modelo se basa en el modelo LCDM estándar que utiliza la observación del fondo cósmico de microondas como semilla de las fluctuaciones. La figura sugiere que el número de halos de materia oscura es menor de lo que se espera de LCDM. Esto podría indicar que hay una falla en LCDM y que podríamos tener que considerar una alternativa en lugar de la simple constante cosmológica.
La significancia estadística es, sin embargo, todavía limitado como sugieren las grandes barras de error (línea vertical en el histograma en la Figura 5). No ha habido evidencia concluyente para rechazar LCDM, pero muchos astrónomos están interesados en probar LCDM porque las discrepancias pueden ser una sonda útil para descubrir el misterio del Universo en aceleración. Se necesitan más observaciones y análisis para confirmar la discrepancia con mayor significación. Hay algunas otras sondas de la tasa de crecimiento y dicho análisis también está en curso (por ejemplo, correlación angular de formas de galaxias) en el equipo para verificar la validez del LCDM estándar.
Estos resultados fueron publicados el 1 de enero de 2018 en el número especial de HSC de las Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Japón. El informe se titula "Una gran muestra de grupos seleccionados por cizallamiento del Programa estratégico Hyper Suprime-Cam Subaru Mapas de masas de campo amplio S16A".
Figura 5:Número de halos de materia oscura frente a la intensidad de la señal de la lente (histograma negro) y el recuento de números esperado de LCDM y la observación de CMB más reciente del satélite Planck. Crédito:NAOJ / Universidad de Tokio
