Dr Anna Durkalec z Zakładu Astrofizyki NCBJ należy do grona 12 adiunktów wyróżnionych w Instytucie w roku 2020. Opis swoich badań autorka rozpoczyna od postawienia kilku pytań:

Jaki kształt mają halo ciemnej materii?

Nie jesteśmy pewni… ale bardzo chcielibyśmy się dowiedzieć. Zacznijmy jednak od początku. Czym jest halo ciemnej materii? A ogólniej: czym jest ciemna materia?

Odpowiedź nie jest łatwa, bowiem nie znamy natury ciemnej materii. Wiemy, że jest jej we Wszechświecie ogromnie dużo i zdecydowanie dominuje nad materią widzialną,  czyli tą, z której zbudowane są wszystkie galaktyki, gwiazdy, planety i my sami (ciemnej materii jest 5-6 razy więcej!). Nie jesteśmy w stanie jej bezpośrednio zaobserwować ponieważ nie emituje ani nie odbija promieniowania elektromagnetycznego. Obserwujemy jedynie skutki jej oddziaływania z materią widzialną. Te dwa składniki Wszechświata są bowiem ze sobą połączone grawitacyjnie. Ich wzajemne interakcje możemy obserwować na wiele sposobów: ciemna materia wpływa na prędkość pyłu i gwiazd w galaktykach oraz na prędkość galaktyk w gromadach. Pełni czasami rolę gigantycznej soczewki, której ogromna masa powoduje zakrzywienie światła galaktyk (tzw. soczewkowanie grawitacyjne). Ponadto bez ciemnej materii niezwykle trudno byłoby wytłumaczyć zmiany, jakim podlegała wielkoskalowa struktura Wszechświata od początków jego istnienia do teraz.

Wiemy, że ciemna materia odgrywa ogromną rolę we Wszechświecie. To w jej lokalnych zagęszczeniach tworzą się i ewoluują galaktyki. Każda galaktyka oraz każda gromada galaktyk jest zanurzona w otaczającej „aureoli” (ang. halo) ciemnej materii. W teorii zatem do opisu rozkładu ciemnej materii we Wszechświecie można wykorzystać galaktyki. Aby opisać i zmierzyć właściwości halo ciemnej materii, trzeba stworzyć model fizyczny łączący masę, kształt i rozkład gęstości ciemnej materii z rozkładem galaktyk o różnej masie, jasności, kolorze lub kształcie. Modele takie nazywamy modelami rozkładu galaktyk w halo ciemnej materii (ang. Halo Occupation Distribution models, HOD)

W swojej pracy [1] skupiałam się nad badaniami wzajemnych zależności pomiędzy ciemną materią a galaktykami we Wszechświecie sprzed 10 miliardów lat. Wykorzystując dane przeglądu VIMOS Ultra Deep Survey (VUDS) ustaliłam, że wkrótce po powstaniu galaktyk widoczny był związek pomiędzy masą i jasnością galaktyk, a masą halo ciemnej materii, w którym się znajdowały – im masywniejsza i jaśniejsza galaktyka tym masywniejsze okupowane przez nią halo.

Jednak, aby oszacować masę halo konieczne jest założenie jego kształtu. Przez wiele lat zakładano, że w pierwszym przybliżeniu halo ciemnej materii mają kształt kuli (są sferycznie symetryczne). Założenie to stanowi oczywiście uproszczenie – wystarczające, a nawet konieczne do badań prowadzonych na podstawie obserwacji stosunkowo niewielkiej liczby galaktyk. Jednak w erze planowanych obecnie ogromnych przeglądów nieba, obejmujących po kilka, a nawet kilkadziesiąt milionów galaktyk, to założenie może okazać się niewystarczające.

W naszej najnowszej pracy proponujemy rozwiązanie tego problemu. Okazuje się bowiem, że większość halo ciemnej materii, zwłaszcza tych najbardziej masywnych, ma wydłużony kształt (podobny do jajka). Jest to spowodowane głównie naporem masy ciemnej materii i/lub gazu wpływającego do halo. W związku z tym założenie o sferycznie symetrycznym kształcie halo jest nie tylko zbytnim uproszczeniem, ale również znacząco wpływa na pomiary masy ciemnej materii w halo galaktyk – znacznie je przeszacowując. Zaproponowaliśmy więc nowy model uwzględniający możliwe asymetrie kształtu halo. Model ten może być z powodzeniem zastosowany w nowych pracach opartych na planowanych wielkich przeglądach nieba.

Są to fundamentalne okrycia, które przybliżają nas do rozwiązania dwóch kluczowych zagadnień: po pierwsze pozwalają dokładniej badać zmiany, jakim podlegał Wszechświat od początku swojego istnienia, aż do teraz, a po drugie przybliżają nas do odpowiedzi na pytania o naturę ciemnej materii.

[1] https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2018/04/aa30734-17.pdf