ამჟამად სამყაროს პარამეტრების შესაფასებლად კოსმოლოგები იყენებენ სამი ძირითად მეთოდს:

1. პირველი, ყველაზე ზუსტი მეთოდი, ეყრდნობა რელიქტური ფონური გამოსხივების (CMB) არაერთგვაროვნებების ანალიზს. ამ მეთოდიში სამყაროს მახასიათებლების აღდგენა ხდება CMB-ის ფლუტუაციების სპექტრიდან, რომლის სახე უნდა განსხვავდებოდეს სხვადასხვა კოსმოლოგიური პარამეტრებისთვის.
2. მეორე მეთოდი აფასებს ბარიონულ აკუსტიკურ ოსცილაციებს (ხილული მატერიის სიმკვრივის ფლუქტუაციებს), რომლებიც ჩვენი აზრით გამოწვეული უნდა იყოს აკუსტიკური ტალღებით ახალგაზრდა მკვრივ სამყაროში.
3. მესამე მეთოდი აფასებს გალაქტიკების კლასტერების განაწილებას მათი მასის და წითელი წანაცვლების მიხედვით.

სამივე მეთოდი ერთად იძლევა მკაცრ შეზღუდვებს სამყაროს პარამეტრებზე.

სამწუხაროდ მესამე მეთოდის სიზუსტე დაბალია შორეული კლასტერების მასების გაზომვის სირთულის გამო. ჩვეულებრივ ასტრონომები კლასტერების მასებს აფასებენ სუსტი გრავიტაციული ლინზირების მეშვეობით. ეს მექანიზმი ეყრდნობა იმ ფაქტს, რომ მასიური ობიექტები ამრუდებენ სივრცეს და ამახინჯებენ მათ უკან მდებარე სინათლის წყაროების გამოსახულებებს. ამ დამახინჯებების ანალიზით კი შესაძლებელია შეფასდეს სიმრუდე და მათი გამომწვევი ობიექტების მასები. ცხადია, რომ ლინზირებისთვის საჭიროა როგორც ლინზის, ისე მის უკან მდებარე სინათლის წყაროს არსებობა, რაც შორეული ობიექტებისთვის პრობლემატურია მანათობელი ობიექტების სიმცირის გამო ხილული სამყაროს კიდეში.

თუმცა სინათლის წყაროდ შესაძლოა გამოყენებული იქნას სამყაროს ყველაზე ძველი გამოსხივება CMB, რომელიც წარმოიშვა დიდი აფეთქებიდან დაახლოებით 400,000 წლის შემდეგ როცა სამყაროში არსებული პლაზმა იმდენად გაცივდა, რომ პროტონების მიერ ელექტრონების ჩაჭერით შეიქმნა ნეიტრალური ატომები და იგი გახდა გამჭვირვალე. CMB წარმოადგენს კარგ ფონს ყველაზე შორეული გალაქტიკებისთვისაც კი. თანაც მასების შესაფასებლად შესაძლებელია გამოყენებული იქნას CMB-ს ერთდროულად ორი მახასიათებელი - ტემპერატურის და პოლარიზაციის ფლუქტუაციები. ტემპერატურული ოსცილაციების ამპლიტუდა გრავიტაციული ლინზირებისას მეტია და უფრო ადვილი გასაზომია, მეცნიერებმა უკვე შეძლეს ამ მეთოდით რამდენიმე კლასტერის მასის შეფასება დაახლოებით 10% სიზუსტით. თუმცა აქამდე გამოუყენებელი პოლარიზაციის მეთოდი შესაძლოა უფრო ზუსტი გამოდგეს იმის გამო, რომ ასტროფიზიკური ობიექტების გამოსხივება ზოგადად მცირე პოლარიზაციით ხასიათდება და ისინი ნაკლებად უნდა აფუჭებდნენ პოლარიზაციის სიგნალს.

კოლაბორაციებმა SPTpol (South Pole Telescope) და DES (Dark Energy Survey) პირველად გაზომეს გალაქტიკური კლასტერის მასა ალტერნატიული მეთოდით - CMB-ს პოლარიზაციის გამოყენებით. თეორია წინასწარმეტყველებს, რომ CMB-ს ფოტონებს უნდა გააჩნდეთ წრფივი პოლარიზაცია, რომელიც შესაძლოა დიპოლური მინარევით დამახინჯდეს მასიურ გალაქტიკურ კლასტერებთან ახლოს. დიპოლური მინარევის აღმოსაჩენად SPTpol კოლაბორაციამ წარმოადგინა ცის სფეროს 500 კვადრატული გრადუსის CMB-ს პოლარიზაციის რუქა. DES კოლაბორაციამ კი ეს რუქა შეათავსა გალაქტიკების კლასტერების განაწილების რუქასთან. ჯამურად მეცნიერებმა გადაარჩიეს 17,661 კლასტერი, რომლებიც 10-ზე მეტ გალაქტიკას შეიცავდა (აქედან 3,868 კლასტერი 20-ზე მეტი გალაქტიკით იყო წარმოდგენილი) და მათი წითელი წანაცვლება იყო ინტერვალში z = 0.1 – 0.95. წითელი წანაცვლების შეფასება ხდებოდა ფოტომეტრული მეთოდით 2%-ზე ნაკლები ცდომილებით. მცირე ზომის კლასტერები (10-20 გალაქტიკა) სპეციალურად იყო შერჩეული რათა გაეზარდათ სიგნალი/შეშფოთება ფარდობა და გაეადვილებინათ პირველადი ანალიზი. პოლარიზაციის დიპოლური მინარევის მისაღებად დაკვირვების მონაცემებს გამოაკლეს ფონური პოლარიზაცია და მიიღეს გრავიტაციული ლინზირებით მიღებული სიგნალი 4.8 სიგმა სტანდარტული გადახრის სიზუსტით. 10 და 20 გალაქტიკისგან შემდგარი კლასტერების მასისთვის მეცნიერებმა მიიღეს შეფასებები (1,43±0,40)×10¹⁴ და (3,23±1,01)×10¹⁴ მზის მასა, რაც კარგ თანხვედრაშია სხვა მეთოდებით გაზომილ მასებთან, თუმცა ჯერ-ჯერობით ახალი მეთოდის ცდომილება შედარებით დიდია. შესაძლოა მომავალში მეცნიერებმა შეძლონ შემოთავაზებული მეთოდის ცდომილების შემცირება.

წყარო:

https://physics.aps.org/synopsis-for/10.1103/PhysRevLett.123.181301