У спектрах скупчень галактик виявлена ​​невідома лінія випромінювання

Суббота, 2017-01-21, 23:49

Приветствую Вас Гость | RSS

Главная » Статьи » Наука

У спектрах скупчень галактик виявлена ​​невідома лінія випромінювання


Відразу дві групи дослідників повідомили про те , що в рентгенівських спектрах скупчень галактик виявлена ​​нова лінія випромінювання з енергією 3,57 кеВ . Це випромінювання має йти від гарячого міжгалактичного газу, що заповнює скупчення галактик , але , на відміну від інших , ідентифікованих , ліній випромінювання , цю не вдається приписати ніякому атомному переходу. Якщо нестандартне походження цієї лінії підтвердиться , вона може вказувати на розпад часток темної матерії з масою 7,1 кеВ .

Межгалактическая середу в скупченнях галактик
Скупчення галактик є найбільшими гравітаційно пов'язаними об'єктами у Всесвіті. Вони містять сотні , іноді тисячі галактик , занурених у загальне величезну хмару темної матерії. Міжгалактичний простір в скупченні може здаватися абсолютно порожнім , якщо судити про нього тільки по оптичних спостереженнями , але насправді воно заповнене дуже гарячої розрідженої плазмою з температурою в десятки мільйонів градусів (рис. 1 ) . Цією плазми в скупченні дуже багато ; її сумарна маса на порядок перевищує масу зірок у всіх галактиках скупчення. Плазма ця містить не тільки водень і гелій , а й різноманітні важкі елементи , які синтезувалися в ході горіння зірок і вибухів наднових , а потім накопичувалися в міжгалактичної середовищі . Проводячи аналогію з геологією , можна сказати , що ізотопний склад міжгалактичного газу - це древній астрофізичний « пласт » речовини , в якому записана літопис зоряної еволюції в галактиках за мільярди років.

Через свою високої температури міжгалактична плазма в скупченнях світиться в рентгенівському діапазоні . Це випромінювання добре реєструється супутниковими обсерваторіями , наглядачами за небом в рентгені , і по ньому можна відновити ізотопний склад і фізичні умови в цьому середовищі. При таких температурах всі атоми сильно іонізовані , і в спектрі цього випромінювання видно численні лінії , що відповідають переходам між різними електронними рівнями в різноманітних іонах . Реєструючи рентгенівські фотони і вимірюючи їх енергію , можна побудувати спектр рентгенівського випромінювання від кластера та зареєструвати в ньому окремі лінії випромінювання . Зіставляючи ці лінії з відомими лініями переходу високозарядних іонів , а також вимірюючи інтенсивність цих ліній , можна дізнатися про склад і умови в міжгалактичної середовищі всередині скупчення.

Щоб не виникло непорозуміння , відразу треба згадати про червоний зсув . Далекі космічні об'єкти віддаляються від нас з істотною швидкістю через розширення всесвіту. Від цього реєстрований нами спектр виявляється зрушать в область більших довжин хвиль (у «червону область» ) порівняно з вихідним випромененим спектром. Коли астрономи говорять про рентгенівські спектри галактичних скупчень , вони мають на увазі спектри з урахуванням червоного зсуву , тобто спектри , перелічені в систему відліку джерела . Саме такі спектри можна порівнювати з табличними значеннями і один з одним.

Є кілька супутникових обсерваторій , здатних знімати рентгенівські спектри в області енергій кілька кеВ . Це американська обсерваторія Chandra , європейський супутник XMM - Newton , японський супутник Suzaku ; в 2015 році буде також запущена нова японська рентгенівська обсерваторія Astro -H. Дані з цих супутників вже дозволили не тільки побачити рентгенівське світіння галактичних скупчень , але і виявити в ньому лінії окремих елементів - кисню , неону , аргону , заліза та інших . Для найближчих і найбільш яскравих в рентгені скупчень (наприклад , для скупчення Персея , показаного на рис. 1 ) були отримані також просторові розподілу температури , ізотопного складу і інших параметрів плазми не тільки в усьому скупченні , а й у самій центральній його частині . У цілому, обсяг вже наявних даних по рентгенівському світінню скупчень галактик досить великий ( багато мільйонів зареєстрованих рентгенівських фотонів) , і це дозволяє шукати в цих даних нові особливості .

Подробиці першої роботи
У середині лютого в архіві е- принтів з'явилася стаття arXiv : 1402.2301 , в якій спектральний аналіз був проведений не для окремих галактичних скупчень , а для накладених один на одного і підсумованих спектрів великого числа скупчень. В основу аналізу було покладено каталог результатів супутника XMM - Newton , з якого були обрані 73 досить яскраві ( більше 10 тисяч зареєстрованих фотонів ) і порівняно близькі до нас ( червоні зміщення від 0,01 до 0,35 ) скупчення галактик. Оскільки ці джерела знаходяться на різних корисних зсувах , їх видимі спектри зрушені відносно один одного , і такі спектри складати не можна. Однак після того як всі ці спектри перераховані в систему відліку кожного скупчення , вони повинні вирівнятися , і саме ці спектри та складалися в роботі.

Сенс процедури підсумовування спектрів досить очевидний. По-перше , він дозволяє збільшити статистику даних. Якщо якась лінія випромінювання дуже слабка для того , щоб її відрізнити від статистичної флуктуації в спектрі окремого скупчення , то вона може стати набагато помітніше при підсумовуванні великого числа однотипних спектрів . Звичайно , при такому підсумовуванні можуть « розчинитися » індивідуальні особливості кожного конкретного скупчення галактик. Зате на перший план вийдуть лінії випромінювання , які характерні для більшості джерел , тобто ті лінії , які відповідають якимось універсальним фізичним процесам .

По-друге , ця процедура дозволяє зменшити чисто інструментальні невизначеності. Навіть якщо сам детектор рентгенівських фотонів володіє неврахованою дефектом в якомусь діапазоні енергії , цей дефект не буде накладатися сам на себе при підсумовуванні перелічених спектрів , а розмажеться по широкій області. Ті ж самі аргументи поширюються і на фонову рентгенівську засвічення від нашої галактики. Таким чином , якщо в сумарному спектрі будуть виявлені нові особливості , вони будуть вказувати на якийсь цікавий процес в джерелах і не будуть пов'язані з самим інструментом.

Корисно підкреслити , що саме по собі отримання сумарного спектра пов'язане з різноманітними технічними труднощами. Наприклад, потрібно відокремити рентгенівське світіння далекого скупчення від більш близьких джерел , як розподілених (наприклад , гало нашої галактики) , так і точкових позагалактичних , причому робити це треба не вручну , а автоматично. Інша тонкість стосується визначення червоного зсуву для перерахунку спектрів . Звичайно , величину червоного зсуву можна знайти з оптичних спостережень - таки галактики в кожному скупченні видно відмінно. Але немає ніякої гарантії , що система відліку гарячого міжгалактичного газу завжди збігається з усередненою системою відліку галактик. Більше того, є знаменитий приклад (скупчення Куля ) , у якому газ і галактики помітно відокремлені один від одного. Тому для визначення червоного зсуву автори використовували не оптичні спостереження , а ті ж рентгенівські . У спектрі кожного скупчення були визначені найяскравіші лінії випромінювання заліза , і вже за ними проводився розрахунок червоного зсуву гарячого міжгалактичного газу.

На рис. 2 показані отримані сумарні спектри в області енергій від 1 до 10 кеВ . Супутник XMM - Newton несе на борту дві різні рентгенівські чутливі матриці ( MOS - і PN -камери ) , які отримували незалежні спектри . Ці спектри представляють собою досить плавні криві з максимумом в районі 1 кеВ , поступово спадають в область великих енергій . На тлі плавних кривих виділяються кілька сильних ліній випромінювання , особливо лінії заліза. Більш уважний аналіз цих спектрів дозволив виявити в ньому і зіставити з даними атомної фізики численні слабкі лінії випромінювання . Інформація про ці лініях бралася з бази даних з атомної спектроскопії AtomDB , а всього в області від 2 до 10 кеВ було ідентифіковано 28 ліній випромінювання , що відповідають багатозарядним іонам від алюмінію до нікелю.

Сумарний рентгенівський спектр 73 скупчень галактик , отриманий камерами обсерваторії XMM - Newton
Рис . 2 . Сумарний рентгенівський спектр 73 скупчень галактик , отриманий MOS - і PN -камерами обсерваторії XMM - Newton . Червона і чорна лінії - спектри , що відносяться до скупчень , зелена і синя лінії - залишковий рентгенівський фон в цих двох камерах. Підписані найбільш сильні лінії випромінювання і їх енергії. По вертикалі відкладений потік - кількість зареєстрованих рентгенівських фотонів в секунду в розрахунку на інтервал енергій 1 кеВ . Зображення з обговорюваної статті E. Bulbul et al .
І ось після того , як всі ці лінії були упізнані і враховані , виявилося , що в спектрі присутній ще одне перевищення в районі 3,57 кеВ . Це перевищення досить суттєве - його статистична значимість досягає 4-5 стандартних відхилень , - і воно цілком походить на ще одну слабку лінію випромінювання. Проблема тільки в тому , що ніяких іонів з такою енергією переходу невідомо. Виявлення цієї неідентифікованою особливості і є головним результатом роботи .

Треба сказати , що при побіжному погляді на спектри цей результат зовсім не кидається в очі , більше того , автори визнають , що він отриманий на межі чутливості інструментів. На рис. 3 окремо і в кращому масштабі показана область спектра від 3 до 4 кеВ .

Спектр MOS -камери в області від 3 до 4 кеВ і відхилення даних
Рис . 3 . Вгорі : спектр MOS -камери в області від 3 до 4 кеВ обсерваторії XMM - Newton . Окремі рисочки - результати спостереження з похибками , червона крива - найкраще відтворення спектра при обліку тільки відомих ліній випромінювання іонів , синя крива - результат добавки ще однієї , невідомої раніше лінії випромінювання . Внизу : відхилення даних спостереження від червоної та синьої кривих. Зображення з обговорюваної статті E. Bulbul et al .
Червона крива тут відповідає результату , який повинен був би вийти при обліку тільки відомих ліній випромінювання , синя - результат з урахуванням нової лінії. Оком на малюнку вгорі видно три горбка , але в реальності в цю область потрапляє 10 відомих ліній , просто більшість занадто слабкі , щоб виглядати горбиками. Всі 10 ліній використані при побудові червоного графіка - і все одно його центральна частина систематично відхиляється від даних. Зате , якщо додати лінію при 3,57 кеВ , збіг з даними виходить ідеальним. Це особливо добре видно на нижньому малюнку , де показано відміну спостережних даних від плавних кривих : червоними крапками - від червоної кривої , синіми точками - від синьої.

Пошук « приземленого » пояснення
Як і у всякій добротної експериментальній роботі , пов'язаної з обробкою даних, виявлення чогось нового є, насамперед , сигналом для повторної перевірки всіх похибок і припущень , зроблених при аналізі даних. Адже такий аналіз сповнений тонкощів , і не виключено , що якась із них і дасть пояснення несподіваного результату . Власне , велика частина статті присвячена саме докладного опису цих численних перевірок .

Насамперед, треба усунути можливість того , що це чисто статистичний викид. Нова лінія проявляється в спектрах , отриманих на обох камерах обсерваторії XMM - Newton . У спектрі MOS -камери статистична значимість досягає 5σ , в спектрі PN -камери - 4σ . Є , правда , невелике розходження між положенням нової лінії на цих двох спектрах , але воно не дуже суттєво. Імовірність випадкового збігу двох таких перевищень з дуже близькими значеннями по енергії мізерно мала.

Далі , якщо взяти , що це не статистична флуктуація , а прояв якогось реального процесу, що йде у всіх ( або в більшості ) скупчень , то насамперед треба перевірити , чи не може якась близька відома лінія так деформуватися , що в результаті стане схожа на це відхилення . Головне підозра падає на лінію випромінювання 16 - зарядного аргону при діелектронних рекомбінації і на лінію 17 - зарядного калію ; вони знаходяться зовсім поруч: при енергії 3,62 кеВ і 3,51 кеВ , відповідно. Автори ретельно вивчили цю можливість і прийшли до наступного висновку . Щоб приписати цю лінію відомим лініях аргону і калію , потрібно підвищити концентрацію цих іонів в плазмі в десятки разів. Але тоді в спектрі також у десятки разів посилилися б і інші лінії тих же самих іонів - адже один і той же тип іонів проявляється в спектрі відразу по декількох лініях ! Різні лінії можуть володіти різною інтенсивністю , яка залежить від температури , але все одно підібрати умови для такого простого пояснення відхилення не виходить.

Остання лазівка ​​полягає в тому , що це може бути химерна особливість якогось одного яскравого скупчення галактик. Для перевірки цього автори розділили весь спектр на три групи : ( 1 ) скупчення Персея , найяскравіше з усієї вибірки , рис. 1 , (2) три інших близьких і яскравих скупчення ; ( 3 ) інші 69 скупчень. Виявилося , що нова лінія простежується на рівні статистичної значущості більш 3σ у всіх трьох групах . Правда , і тут не обійшлося без ложки дьогтю. Виявилося , що в тому ж окремо взятому скупченні Персея лінія випромінювання аргону при 3,62 кеВ якось ненормально сильна. Це означає , що залишаються деякі не зовсім зрозумілі тонкощі в окремих скупченнях , але списати на них нову лінію все одно не виходить.

Подробиці другої роботи
Буквально через кілька днів після першого повідомлення в архіві е- принтів з'явилася стаття arXiv : 1402.4119 вже іншої групи (аналіз виконувався двома колективами незалежно ) . У ній теж використовувалися дані XMM - Newton , але тільки по двох конкретних джерел - скупченню Персея і туманності Андромеди (рис. 4 ) , найближчої до нас великої галактики. Результат статті такий же - в рентгенівському спектрі цих двох джерел виявлена ​​«зайва » лінія випромінювання при енергії 3,52 кеВ , що дуже близько до даних першої групи. Сукупна статистична значимість цього сигналу становить 4,4 σ . При спостереженні в стороні від цих джерел ніякої нової лінії помічено не було.

 Рентгенівський спектр центральній частині туманності Андромеди за результатами спостереження MOS -камери обсерваторії XMM - Newton

Рис . 4 . Рентгенівський спектр центральній частині туманності Андромеди за результатами спостереження MOS -камери обсерваторії XMM - Newton . Ліворуч: весь спектр від 1 до 8 кеВ , праворуч : область від 3 до 4 кеВ . Позначення такі ж , як на рис. 3 . Зображення з обговорюваної статті A. Boyarsky et al .
Ця робота розкрила ще одну важливу особливість нової лінії випромінювання . Завдяки великим кутовим розмірам обох джерел вдалося в самому грубому наближенні виміряти залежності яскравості цієї лінії від відстані до центру джерела . Вона поступово зменшувалася при видаленні від центру , причому саме такими темпами , які очікуються від розподілу темної матерії , а не гарячого газу.

Нова лінія як сигнал від темної матерії
Якщо нова лінія дійсно вказує на якийсь абсолютно новий процес , то треба визнати , що вона дуже походить на сигнал від частинок темної матерії. Вона знаходиться там , де треба - в скупченнях галактик , причому не в якійсь одній , а у всій вибірці. Вона слабка , що означає дуже маленьку імовірність розпаду і великий час життя цих частинок. Вона виглядає як ізольована лінія випромінювання - як і годиться для розпадів на фотон і яку-небудь іншу частку . Нарешті , її просторовий розподіл більше узгоджується з темною матерією , ніж з гарячим газом.

Самим природним кандидатом в частинки темної матерії з такими властивостями є стерильні нейтрино. Так називають нові , більш масивні типи нейтрино , які самі по собі не беруть участь ні в якому відомому взаємодії , крім гравітації (звідси і слово « стерильні » ) , і тільки лише дуже рідко можуть перетворюватися в нейтрино звичайного типу. Стерильне нейтрино може розпадатися на звичайне нейтрино і фотон , кожен з яких забирає половину енергії спокою нейтрино. Виходить , для пояснення нової лінії випромінювання маса стерильного нейтрино повинна становити 7,1 кеВ .

Таке значення цілком допускається ; маса частинок темної матерії невідома , тому зараз ведуться пошуки як надлегких , так і дуже важких частинок (правда , надлегкі вже не можуть бути ферміонами ) . Пошуки проявів темної матерії з масою в кілька кеВ теж ведуться , але до цих пір ніяких позитивних сигналів від них не надходило. Якщо припустити , що вся темна матерія складається з таких нейтрино , то виміряна інтенсивність лінії випромінювання дозволяє визначити величину змішування між звичайними нейтрино і стерильними . Виявилося , що отримане змішування дуже слабке і результатами цих пошуків не суперечить. Втім , навіть якщо виявиться , що ми дійсно бачимо розпад стерильних нейтрино , ніхто , звичайно , не зможе гарантувати , що вся темна матерія складається тільки з них.

Отже, що тепер потрібно зробити астрофізикам для того , щоб це повідомлення з підозрілого сигналу перетворилося на справжню сенсацію? По-перше , повторити той же аналіз за даними двох інших супутників - Chandra і Suzaku . Спостереження скупчень Персея і Діви , проведені обсерваторією Chandra , вже проаналізовані в першій з обговорюваних робіт .
Сайт для пользователей Android

Категория: Наука | Добавил: prostranstvo (2014-03-01)
Просмотров: 349 | Рейтинг: 0.0/0
Всего комментариев: 0
Добавлять комментарии могут только зарегистрированные пользователи.
[ Регистрация | Вход ]