Galaksi X: Galaksi gelap yang tidak ada

Para astronom hampir mendeteksi galaksi satelit besar yang terbuat dari materi gelap. Hampir.

Sepuluh tahun yang lalu, sepasang astronom di Universitas California, Berkeley, mengajukan gagasan yang berani. Berdasarkan simulasi n-tubuh dan pengamatan radio dari cakram Bimasakti, mereka mengusulkan bahwa hampir 300.000 tahun cahaya terletak galaksi kerdil, yang sekarang dikenal sebagai Galaksi X. Satelit Bima Sakti ini akan menjadi anggota pertama yang dikonfirmasi dari hipotesis. kelas objek yang disebut galaksi gelap, terdiri hampir seluruhnya dari materi gelap.

Sementara keberadaan galaksi gelap akan memiliki implikasi besar bagi sebagian besar model alam semesta, hanya ada bukti tidak langsung dari Galaxy X, dan sebagian besar komunitas astronomi tidak yakin. Namun, pada 2015, kelompok itu mengklaim telah menemukan empat bintang, duduk tepat di tengah-tengah tempat mereka meramalkan galaksi itu. Tiba-tiba, ada alasan kuat untuk percaya bahwa galaksi gelap ini nyata.

Namun, berbagai hal berubah menjadi menarik di tahun itu, dan pada 2019, kami tidak lagi memiliki bukti pengamatan langsung untuk galaksi gelap yang mengorbit di Bima Sakti. Oleh karena itu, untuk pertama kalinya, saya menemukan diri saya menulis tentang objek yang sangat menarik yang tidak ada. Saya harap Anda akan tinggal bersama saya ketika saya menjelajahi apa galaksi gelap itu, mengapa Galaxy X adalah ide yang menarik, dan pelajaran penting tentang mempelajari bintang variabel.

Kita hidup di galaksi kerang

Gambar 2, Levine et al. 2006. Peta ketinggian rata-rata piringan gas Bima Sakti. Area putih berada di kedua sisi pusat galaksi, di mana kita tidak bisa mendapatkan pengukuran jarak yang andal. Perhatikan asimetri dalam kelengkungan, serta gangguan skala kecil.

Sejak 1950-an, para astronom tahu bahwa piringan Bimasakti tidak rata, tetapi bengkok. Di beberapa tempat, warping ini cukup dramatis, dengan efek pada urutan kiloparsec. Sebagian besar pemahaman kita tentang bentuk piringan berasal dari pengamatan hidrogen netral (HI) menggunakan garis 21 cm (lihat mis. Levine et al. 2006). Selain bengkok ini, ada juga gangguan lokal di beberapa daerah, kadang-kadang disebut kerang. Mungkin saja medan magnet intergalaksi atau media intergalaksi menyebabkan gangguan ini, tetapi opsi menarik lainnya melibatkan gaya pasang surut dari galaksi satelit.

Satu kelompok di Berkeley (Chakrabarti et al. 2009) tertarik mempelajari jenis satelit yang akan diperlukan untuk menjelaskan beberapa fitur lengkung skala kecil. Mereka memodelkan galaksi seperti Bima Sakti dengan cakram gas dan bintang yang eksponensial, serta halo materi gelap. Mereka menambahkan benjolan materi gelap yang lebih kecil - subhalo - dan mengirimkannya pada orbit parabola. Ternyata, dengan asumsi massa subhalo sekitar 1% dari Bima Sakti dan jarak perikentrik 5 kpk, mereka dapat mereproduksi kerang HI dengan cukup baik.

Gambar 1, Chakrabarti & Blitz 2009. Simulasi ini, yang ditunjuk 100E0R5, menunjukkan gangguan kerapatan permukaan selama dan setelah lewatnya subhalo dark matter dengan jarak pericentric 5 kpc. Satelit membuat pendekatan terdekat pada 0,299 Gyr, pada frame kedua, dan hari ini berada pada 0,600 Gyr.

Secara khusus, efek subhalo harus meluas dengan baik setelah pendekatan dekat. Menjalankan simulasi maju dalam waktu menunjukkan bahwa gangguan yang disimulasikan harus sesuai dengan apa yang kita lihat hari ini jika perturber itu sekarang sekitar 90 kpc jauhnya. Lokasi yang tepat mengesampingkan Awan Magellan Besar dan Galaksi Spheroidal Sagitarius Dwarf kecuali perhitungan sebelumnya dari orbit mereka tidak akurat, dan karena ini adalah satu-satunya satelit yang cukup besar, harus ada galaksi satelit redup yang bersembunyi di suatu tempat: galaksi gelap.

Mengapa galaksi gelap begitu gelap?

Salah satu pilar kosmologi kontemporer adalah model ΛCDM alam semesta. Ini menunjukkan bahwa selain materi biasa di sekitar kita, kosmos didominasi oleh energi gelap (Λ) dan materi gelap dingin (CDM). Model MCDM telah sangat berhasil dalam menjelaskan fenomena seperti perluasan alam semesta dan kurva rotasi galaksi, tetapi itu tidak sempurna.

Gambar 2, Klypin et al. 1999. Sebuah bingkai dari simulasi materi gelap dalam kelompok galaksi seperti Grup Lokal, didominasi oleh dua lingkaran cahaya besar - galaksi Andromeda dan Bima Sakti.

Salah satu jebakan utamanya adalah sesuatu yang disebut masalah satelit yang hilang, yang menjadi nyata pada 1990-an. Simulasi kelompok galaksi seperti kita sendiri (lihat Klypin et al. 1999) meramalkan pembentukan galaksi satelit seperti Awan Magellan, seperti banyak subhalos materi gelap. Sementara kami telah menemukan banyak galaksi satelit di Grup Lokal dan sekitarnya, simulasi memperkirakan akan ada lebih banyak - kadang-kadang dengan urutan besarnya.

Gambar Green Bank Telescope dari Smith's Cloud, awan berkecepatan tinggi yang bertabrakan dengan Bima Sakti. Kredit gambar: Bill Saxton, NRAO / AUI / NSF, di bawah lisensi Creative Commons Attribution 3.0 Unported.

Beberapa solusi telah dikemukakan. Misalnya, ada kemungkinan bahwa beberapa galaksi satelit terkoyak oleh kekuatan pasang surut, berubah menjadi awan berkecepatan tinggi yang berulang kali bertabrakan dengan cakram galaksi. Penjelasan lain adalah bahwa subhalos yang hilang masih ada, tetapi hanya sebagai galaksi gelap, objek yang didominasi oleh materi gelap dan gas redup. Formasi bintang mereka akan padam, baik oleh angin supernova yang mengeluarkan gas ke ruang intergalaksi, atau dengan radiasi pengion yang mencegah awan molekul runtuh di tempat pertama. Skenario mana pun seharusnya membentuk populasi bintang yang kecil, tetapi tidak dalam jumlah yang signifikan, dan materi gelap tetap mendominasi materi gas, debu, dan baryonik secara umum.

Mencari galaksi gelap bukanlah tugas yang mudah. Para astronom dapat mencoba mendeteksinya secara tidak langsung, dengan mencari pelensaan gravitasi atau gangguan pada galaksi lain, tetapi efek ini sepertinya tidak terlalu jelas. Untungnya, galaksi gelap bukan murni materi gelap, dan dengan mengamati awan gas atau beberapa bintang kesepian yang mereka inangi, para astronom dapat mencoba menemukan objek redup ini. Pencarian telah menghasilkan beberapa kandidat yang belum dikonfirmasi dalam beberapa tahun terakhir, terutama termasuk Dragonfly 44, di Coma Cluster.

Gambar 1, van Dokkum et al. 2016. Dragonfly 44, kandidat dark galaxy, sangat redup, bahkan dalam gambar-gambar ini menggabungkan data g- dan i-band.

Galaxy X seharusnya hanya berjarak 90 kpc, yang menjadikannya target utama untuk teknik semacam ini. Bahkan jika massanya hanya 1% dari Bima Sakti, dan bahkan jika sebagian besar massa itu dalam bentuk materi gelap, masih harus ada beberapa bintang yang tersebar di sana-sini. Yang tersisa hanyalah menemukan mereka. Melawan kemungkinan, setelah bertahun-tahun menjadi model, Chakrabarti, Blitz, dan kolaborator melakukan hal itu, mengklaim telah menemukan empat bintang variabel di mana mereka pikir galaksi gelap mereka seharusnya.

Tapi ada tangkapan.

Bagaimana mereka (hampir) menemukannya

Paradoksnya, beberapa objek terbaik untuk mengukur jarak di alam semesta adalah objek yang berubah kecerahan: Cepheid variable, sejenis bintang variabel yang membengkak dan berkontraksi dalam rentang waktu beberapa hari atau minggu. Periode mereka terkait langsung dengan luminositasnya, jadi jika Anda dapat mengukur periode Cepheid dan besarnya yang terlihat, Anda dapat mengetahui seberapa jauh jaraknya. Cepheids sangat berguna dalam astronomi extragalactic, dan telah digunakan untuk membuktikan bahwa alam semesta mengembang dan bahwa galaksi Andromeda jauh dari Bima Sakti.

Grup Galaxy X (Chakrabarti et al. 2015) memutuskan untuk mencari Cepheids di tempat-tempat di langit yang dekat dengan piringan galaksi. Mereka menggunakan data inframerah Ks-band dari survei VISTA Variabel Selatan dari Via Lactea (VVV) Observatorium Eropa untuk menemukan bintang rumpun merah, raksasa merah panas. Satu ubin gambar menunjukkan bukan hanya satu tetapi empat variabel Cepheid yang dikelompokkan dalam 1 derajat persegi - perubahan yang tidak mungkin terjadi. Dengan periode berkisar antara 3,4 hingga 13,9 hari, kelompok ini dapat menghitung jarak 92, 100, 73 dan 91 kpc - kira-kira jarak galaksi gelap yang dihipotesiskan.

Gambar 2, Chakrabarti et al. 2015. Kurva Ks-band cahaya dari empat bintang variabel yang diamati di tanah Perhatikan bahwa poin data hanya bertahan selama sekitar satu periode; mereka hanya diplot beberapa kali. Selain itu, kurva bintang keempat tidak terlalu mulus atau sinusoidal.

Akan sangat tidak biasa untuk melihat variabel Cepheid tunggal sejauh ini dari disk galaksi, apalagi empat. Itu juga tidak mungkin bahwa bintang-bintang adalah puing-puing pasang surut dari, katakanlah, Galaksi Spheroidal Sagitarius Dwarf atau Awan Magellan Besar, karena sementara benda-benda ini berinteraksi dengan Bima Sakti secara dramatis, mereka tidak cukup dekat di langit. Jika data itu benar, maka bahkan tanpa pengukuran spektroskopi, bintang-bintang mungkin menjadi bagian dari galaksi baru.

Ini bisa menjadi langkah besar untuk mengkonfirmasi keberadaan Galaxy X. Masalahnya adalah, kelompok itu hanya mengandalkan satu set pengamatan inframerah, dan hanya dalam jangka waktu pendek, mungkin terlalu pendek untuk dapat diandalkan. Bagaimana jika variasi luminositas hanya fenomena sementara - dan bagaimana jika bintang-bintang itu sama sekali bukan Cepheids?

Lilin standar itu tidak terlalu standar

Kemudian pada 2015, kelompok astronom yang berbeda (Pietrukowicz et al. 2015) meragukan pengukuran jarak dengan mengklaim bahwa bintang-bintang itu sebenarnya bukan Cepheids klasik. Mereka beralih ke pengamatan I-band dari OGLE Galaxy Variability Survey (OGLE GVS). OGLE GVS menangkap tiga dari empat bintang, yang ditunjuk S1, S2 dan S3. Setelah melengkapi data dengan pencitraan I-band tambahan S2 dan S3, tim sampai pada kesimpulan yang berbeda: Tidak ada bintang yang Cepheids.

Gambar 2, Pietrukowicz et al. 2015. Kurva cahaya I-band baru untuk tiga bintang pertama tidak menunjukkan periodisitas untuk dua kandidat dan variasi seperti-Cepheid di ketiga.

S1 dan S2 tidak menunjukkan variasi yang signifikan sama sekali, dan meskipun S3 tampak berosilasi dalam kecerahan dalam periode 5,695 atau 11,39 hari, amplitudo osilasi lebih besar daripada yang diukur oleh kelompok pertama. Pietrukowicz et al. berpendapat bahwa S3 sebenarnya adalah jenis bintang yang berbeda: variabel RS Canum Venaticorum, bintang biner di mana satu komponen menampilkan bintang yang menonjol yang berubah seiring waktu ketika bintang berputar. Sejumlah variabel RS Cvn yang dikonfirmasi memiliki kurva cahaya yang serupa, dan kelompok menunjukkan bahwa mereka dapat meniru denyutan Cepheid. Amplitudo dan periode variasi S3 sangat cocok.

Penjelasan Starspot untuk S3 didukung oleh fakta bahwa kurva cahaya I-band-nya tidak mirip dengan Cepheid - perbedaan juga ditampilkan oleh pengamatan S4 asli. Singkatnya, kelompok itu menyimpulkan, keempat bintang itu hampir pasti bukan variabel Cepheid, dan karena itu pengukuran jarak galaksi gelap harus dibuang seluruhnya.

Gambar 7, Pietrukowicz et al. 2015. Bahkan amplitudo variasi S3 tidak cocok dengan yang ada pada Cepheid yang terlihat di Bima Sakti atau Awan Magellan, dan periodenya lama sekali.

Makalah baru membatalkan satu-satunya pengamatan langsung yang diharapkan dari Galaxy X. Meskipun ini bukan bukti bahwa objek tidak ada, itu adalah pukulan serius bagi teori - yang sekarang didukung hanya oleh simulasi sebelumnya. Bahkan ini tidak selalu meyakinkan, karena mereka hanya satu dari sejumlah penjelasan potensial untuk lengkungan piringan Bima Sakti.

Sejak 2015, tidak ada grup yang menghasilkan bukti pengamatan galaksi diduga. Kecuali penemuan benda apa pun pada jarak itu dan bujur galaksi, tampaknya tidak mungkin ada sama sekali. Para astronom memiliki banyak kandidat galaksi gelap lainnya untuk dipelajari, tentu saja - Capung 44, wilayah HI VIRGOHI21, dan beberapa lainnya - tetapi tidak ada yang menghasilkan bukti yang meyakinkan. Untuk saat ini, galaksi-galaksi gelap tetap bersifat hipotesis, penting tetapi sejauh ini tidak diketahui oleh para penghuni alam semesta.