Функционирует при финансовой поддержке Федерального агентства по печати и массовым коммуникациям (Роспечать)

Поляризация реликтового излучения помогла измерить массу скопления галактик

SPTpol and DES Collaboration

Группы SPTpol и DES впервые измерили массу скоплений галактик с помощью слабого гравитационного линзирования колебаний поляризации реликтового излучения. Погрешность полученных результатов в несколько раз больше, чем у других методов, однако потенциально новый способ измерения может оказаться более эффективным, поскольку он не зависит от загрязнения сигнала другими источниками. Статья опубликована в Physical Review Letters, кратко о ней сообщает Physics.

В настоящее время у наблюдательной космологии есть три более-менее надежных метода, с помощью которых можно измерить параметры нашей Вселенной. Первый метод, самый точный, полагается на неоднородности реликтового излучения. Грубо говоря, изначально однородное излучение по-разному искажается при разных параметрах Вселенной, поэтому по величине и форме искажений можно восстановить основные космологические параметры. Второй метод измеряет барионные акустические осцилляции — глобальные колебания плотности видимой материи, которые вызваны акустическими волнами, бегавшими по молодой Вселенной. Наконец, третий способ оценивает, как изменяется число скоплений галактик в зависимости от их массы и красного смещения. Вместе эти методы позволяют получить наиболее жесткие ограничения на параметры нашей Вселенной.

К сожалению, на практике точность третьего метода сильно ограничена методами измерения массы далеких скоплений. Обычно астрономы оценивают массу скопления с помощью слабого гравитационного линзирования. В самом деле, массивные объекты искривляют пространство-время и вместе с ним искажают траекторию лучей света, идущих от более далеких объектов, — следовательно, по величине этого искажения можно рассчитать массу объекта. Подробнее про гравитационное линзирование можно прочитать в материале «Вселенная не в фокусе». Очевидно, что для линзирования необходима не только линза, но и источник, который расположен достаточно близко к линии наблюдения (угловое расстояние между линзой и источником должны быть не больше одной секунды дуги). Если красное смещение линзирующего объекта невелико, с высокой вероятностью такой источник найдется, поэтому для близких скоплений этот метод работает хорошо. Однако для далеких скоплений источники найти гораздо труднее (в молодой Вселенной их просто нет), и гравитационное линзирование в общепринятом виде становится бесполезным.

Впрочем, помимо галактик в качестве источника света также можно использовать реликтовое излучение — поскольку оно образовалось примерно через 400 тысяч лет после Большого взрыва, оно служит хорошим фоном даже для самых далеких скоплений. Более того, для оценки искажений сигнала и массы скопления можно использовать сразу две особенности реликтового излучения — температурную и поляризационную анизотропию. С одной стороны, амплитуда температурных колебаний больше, а потому их легче измерить. К настоящему моменту ученые уже оценили таким образом массу нескольких скоплений, получив погрешность около десяти процентов. С другой стороны, в среднем излучение астрофизических источников слабо поляризовано, поэтому сигнал от колебаний поляризации загрязняется меньше. Эта возможность до сих пор на практике не проверялась.

Группы SPTpol (South Pole Telescope) и DES (Dark Energy Survey) впервые измерили массу скопления галактик, полагаясь на поляризацию реликтового излучения. Для этого группа SPTpol предоставила данные о поляризации реликтового излучения, охватывающие около 500 квадратных градусов небесной сферы, а группа DES наложила эти данные на карту известных скоплений галактик. Всего физики отобрали 17661 скоплений, которые содержали более десяти галактик (3868 скопления содержало более двадцати галактик) и имели красное смещение в интервале между z=0,1 и z=0,95. Красное смещение скоплений ученые оценивали фотометрически, погрешность оценки не превышала двух процентов. Авторы подчеркивают, что они учитывали мелкие скопления (от 10 до 20 галактик), чтобы упростить первичный анализ, увеличив отношение сигнал/шум. Поскольку алгоритм, ищущий скопления в наборе галактик, на таких мелких скоплениях работает плохо, ученые не советуют использовать полученные данные в космологическом анализе.

Поскольку на масштабах скоплений первичные флуктуации реликтового излучения экспоненциально подавлены, ученые приближали его полем, которое сводилось к градиенту от некоторой скалярной функции. При линзировании такого поля наблюдатель видит картину, которая напоминает поле диполя, ориентированное вдоль градиента. С помощью этого эффекта физики оценивали интенсивность линзирования и массу скопления.

Если точнее, исследователи придерживались следующего алгоритма. Сначала ученые вырезали в карте реликтового излучения области размером 10×10 угловых секунд. Наряду с областями, расположенными около скоплений, ученые также рассматривали случайно вырезанные области. Для каждой области физики находили медианное значение градиента, а потом поворачивали ее вдоль этого направления. Затем каждой области ученые присваивали определенные веса, зависящие от дисперсии шума и амплитуды градиента. С учетом этих весов исследователи усредняли сигнал по случайным областям и областям, расположенным около скоплений. После этого физики вычитали среднее значение случайного сигнала из среднего значения сигнала около скоплений. Наконец, ученые строили функцию правдоподобия, которая связывала массу скопления и сигнал в его окрестностях.

С помощью построенной функции правдоподобия физики оценили среднюю массу скоплений, которые попали в рассматриваемую область и содержали более десяти или более двадцати галактик. В первом случае исследователи получили массу порядка (1,43±0,40)×1014 масс Солнца, во втором — порядка (3,23±1,01)×1014 масс Солнца. В целом эти результаты согласуются с оценками по слабому гравитационному линзированию других галактик ((0,96±0,07)×1014 и (2,06±0,14)×1014 масс Солнца) и температурных колебаний реликтового излучения ((0,85±0,16)×1014 и (1,80±0,33)×1014 масс Солнца), хотя погрешность нового метода в несколько раз хуже. Таким образом, физики впервые увидели линзирование колебаний поляризации реликтового излучения. Возможно, в будущем ученые также смогут снизить погрешности предложенного метода.

Реликтовое излучение — один из самых надежных источников информации о ранних годах нашей Вселенной. Именно с его помощью астрономы измерили постоянную Хаббла и оценили плотность темной энергии, темной материи, барионов, фотонов и нейтрино. Теоретически по флуктуациям реликтового излучения также можно отслеживать еще более тонкие явления, например, реликтовые гравитационные волны. Существенный вклад в исследование реликтового излучения внес американский астрофизик Джеймс Пиблз, который теоретически предсказал большое число эффектов, впоследствии подтвержденных спутниками Planck и WMAP. За эти предсказания в прошлом месяце Джеймсу Пиблзу присудили половину Нобелевской премии по физике. Подробнее про его открытия можно прочитать в материале «Место во Вселенной» и «Нобелевская премия по физике — 2019».

Дмитрий Трунин

Нашли опечатку? Выделите фрагмент и нажмите Ctrl+Enter.