Aby odkryć ciemną materię, musisz obserwować centrum Galaktyki • Maria Kirsanova • Wiadomości naukowe na temat "Elementów" • Astronomia

Aby wykryć ciemną materię, trzeba obserwować centrum galaktyki.

Ryc. 1. Ciemna materia wokół galaktyk to prawdopodobnie zbiór pęków o różnych rozmiarach i masach (minimalne rozmiary i masy, które są brane dziś w obliczeniach – odpowiednio od 120 parseków i 1712 mas Słońca, maksimum – setki tysięcy razy). W centrum obrazu znajduje się najbardziej masywny skrzep bezpośrednio otaczający galaktykę. Skrzepy wyglądają świetliście, ale są to tylko sztuczne kolory używane do wizualizacji wyników; w rzeczywistości nie znaleziono promieniowania z tajemniczej ciemnej materii. Liczbę wykonano zgodnie z wynikami obliczeń na superkomputerze w ramach projektu Aquarius. Zdjęcie z www.mpa-garching.mpg.de/aquarius

Połączona grupa europejskich fizyków (w ramach projektu Aquarius, The Aquarius Project) uzyskała szacunkową ocenę możliwej jasności promieniowania gamma wynikającej z anihilacji cząstek ciemnej materii w naszej galaktyce. Naukowcy sugerują, że rozproszone promieniowanie z ciemnej aureoli galaktyki będzie znacznie jaśniejsze niż z wielu oddzielnych wiązek ciemnej materii. Wyniki tej pracy zostały opublikowane w najnowszym numerze czasopisma. Natura.

Oczywiście ciemna materia nie świeci w widzialnym lub w żadnym innym zakresie spektralnym. W każdym razie nie zostało to jeszcze odkryte.Natura ciemnej materii – forma, w której zawarta jest masa materii we Wszechświecie – pozostaje zagadką dla fizyków od kilkudziesięciu lat. Uważa się, że może składać się z cząstek o nieznanej naturze – drgawek (z angielskiego WIMP, słabo interaktywnych masywnych cząstek), pomiędzy którymi nie ma oddziaływania elektromagnetycznego: nie emitują one fotonów i nie możemy bezpośrednio zobaczyć tych cząstek. Koncepcja cząstek WIMP sugeruje, że mogą być wykrywane pośrednio – zgodnie z obserwacjami promieniowania gamma, które występuje podczas anihilacji cząstek i antycząstek. Ponieważ nikt nie zaobserwował cząstek ciemnej materii i antycząstek, nie można wiarygodnie stwierdzić, czy mogą one anihilować, dlatego też przeprowadza się obserwacje w celu przetestowania teorii i założeń.

Europejscy naukowcy pod kierownictwem Volkera Springela zastosowali komputerowy model ciemnej materii, aby zaprezentować, jakie dane dotyczące rozkładu promieniowania gamma w kosmosie otrzymają teleskopy kosmiczne, w szczególności teleskop. E. Fermi, Kosmiczny Teleskop Fermiego (nazywany ostatnio teleskopem GLAST, Teleskopem Dużych Przestrzennych Teleskopów). Zastosowany model komputerowy został stworzony przez stowarzyszenie naukowców "Aquarius" z Instytutu Astrofizyki.Max Planck w Garching (Niemcy) i Institute of Computational Cosmology w Durham (Wielka Brytania). Stowarzyszenie to wchłonęło uczestników projektów Virgo i Millenium Project, które przeprowadziły również komputerowe symulacje galaktyk i ich skupisk do badań kosmologicznych. Wyniki jednego z obliczonych wariantów tego modelu pokazano na rys. 1.

Grupa Springel zastosowała hierarchiczną strukturę skrzepów – ich średnią wielkość i stężenie uzyskane w modelu do przeprowadzenia oceny. Wzięli oni pewną abstrakcyjną pozycję w przestrzeni związaną z dowolnym wiązaniem w domenie obliczeniowej modelu i obliczyli jasność w zakresie gamma z tego pęczka. Naukowcy byli zainteresowani tymi fotonami, które prawdopodobnie powstały w wyniku anihilacji cząstek i antycząstek ciemnej materii. Teoretycznie to promieniowanie gamma powinno zawierać cztery składniki. Pierwszym z nich jest rozproszone światło z ciemnej aureoli bezpośrednio otaczającej galaktykę (środek ryciny 1, tak zwany "główny halo"). Drugim jest rozproszone światło z pęczków o mniejszym rozmiarze, subhalo. Trzeci to światło z jeszcze mniejszych skupisk, które są zawarte w subhalo.I wreszcie, czwartym elementem jest światło małych pęczków, które są tak małe, że nie można wziąć pod uwagę każdego z nich oddzielnie w modelu, ale można wziąć pod uwagę jedynie ich całkowity wkład w promieniowanie gamma z ciemnej materii.

Ryc. 2 Rozkład jasności promieniowania gamma powstającego w wyniku anihilacji cząstek ciemnej materii na niebie. Środek obrazu odpowiada kierunkowi do środka Galaktyki (umiejscowiony w konstelacji Strzelca). Obraz jest skonstruowany tak, jakby teleskopy naziemne lub orbitalne patrzyły w niebo i widziały promieniowanie gamma związane z anihilacją cząstek WIMP. Zdjęcie z www.mpa-garching.mpg.de/aquarius

Na rys. 2 pokazuje, że maksymalna jasność promieniowania gamma zostanie wykryta w kierunku środka galaktyki, podczas gdy na pozostałej części nieba zostaną znalezione pojedyncze pojedyncze wartości jasności gamma. Wkład każdego z czterech składników modelu przedstawiono poniżej. Promieniowanie głównej halo, największe w masie i rozmiarze, zostanie rozłożone na całym niebie, jego jasność stopniowo zmniejszy się wraz z odległością od środka galaktyki (ryc. 3a). Promieniowanie z mniejszych wiązek (drugi i trzeci komponent), które są zwykle dużo dalej niż halo, a zatem całkiemrównomiernie rozłożone na niebie, pokazane na ryc. 3b. Będzie wyglądać jak pstrokate tło bez wyraźnie zaznaczonego środka. Promieniowanie z czwartego komponentu – najmniejszych wiązek – pokazano na rys. 3c. Jest jeszcze mniej jasny i zapewni jednolite tło.

Ryc. 3 Cztery elementy promieniowania gamma powstałe w wyniku anihilacji cząstek ciemnej materii: a – promieniowanie głównej halo, b – promieniowanie z mniejszych wiązek ciemnej materii (pstrokate tło bez dedykowanego centrum), w – promieniowanie z najmniejszych wiązek (jednolite tło). Jasność wszystkich komponentów jest pokazana w tych samych (względnych) jednostkach. Do skonstruowania tych obrazów użyto rzeczywistej odległości między Słońcem a centrum Galaktyki – 8 tysięcy parseków. Zdjęcie z www.mpa-garching.mpg.de/aquarius

Wyniki grupy Springel umożliwiają również wykonanie szacunków ilościowych przed przeprowadzeniem obserwacji. Po pierwsze, typowa jasność promieniowania podhalo względem tła (a tło składa się ze wszystkich czterech składników) nie przekracza 10% stosunku jasności głównego halo do tła. Oznacza to, że trudniej będzie wykryć podpałki, a uzyskanie wysokiej jakości zdjęć zajmie więcej czasu. Jeszcze trudniej będzie znaleźć mniejsze pęczki.Przyjmuje się, że typowe masy subhalo będą mniejsze niż masy znanych satelitów galaktyki Drogi Mlecznej (na przykład chmury Magellana). W odległości około 10 sekund kątowych od środka typowych podpałkowników, ich jasność spadnie dwukrotnie, a teleskop Fermiego nie będzie w stanie ich wykryć. Strumień promieniowania gamma z sub-halo i mniejszych skrzepów będzie od dziesięciu tysięcy do miliona razy niższy niż strumień z głównej halo. A wszystko to pomimo tego, że najbliższy podhalo można zlokalizować w odległości zaledwie kilku tysięcy parseków od centrum Galaktyki.

Aby upewnić się o wiarygodności ich wyników, Springel i wsp. Oszacowali jasność promieniowania gamma na podstawie kilku komputerowych modeli ciemnej materii otaczającej galaktykę. Modele te zawierają różną liczbę punktów symbolicznych o stałej masie całkowitej ciemnej materii; w tych, które zawierają mniej punktów, niemożliwe jest opisanie zachowania ciemnej materii z takimi szczegółami jak te, które zawierają więcej punktów. Z drugiej strony, im bardziej szczegółowy jest model, tym dłużej trzeba czekać, aż superkomputer poradzi sobie z obliczeniami (rzędu kilku tygodni).Ze względu na fakt, że wyniki potwierdzające i uzupełniające uzyskano w modelach o różnej liczbie punktów, autorzy są przekonani, że teleskopy gamma zobaczą dokładnie to, co opisano w artykule.

Oczywiście nikt jeszcze nie wie dokładnie, jak powinno wyglądać promieniowanie gamma związane z ciemną materią. Masy cząstek WIMP, zgodnie z ogólnie przyjętą opinią naukowców, powinny odpowiadać energiom rzędu setek GeV. Dlatego obserwacje w tym wysokoenergetycznym zakresie spektrum mają najwyższy priorytet dla tych, którzy badają tajemnicę ciemnej materii. Po uzyskaniu wysokiej jakości danych naukowcy "odejdą" od otrzymanego spektrum od źródeł promieniowania gamma, które są już znane, a pozostała część zostanie przeanalizowana pod kątem powiązania z ciemną materią. Jeśli dodatkowe promieniowanie jest rozprowadzane po niebie w sposób, który pokazuje Springer i jego współpracownicy, będzie to argument przemawiający za tym, że promieniowanie jest związane z anihilacją cząstek WIMP.

Na przeciwległym końcu spektrum elektromagnetycznego, w paśmie radiowym, wW sąsiedztwie o średnicy 20 stopni wokół centrum galaktyki stwierdzono już niezwykły nadmiar promieniowania mikrofalowego o częstotliwości 22 GHz, uzyskany podczas eksperymentu WMAP (eksperyment na badaniu kosmicznego promieniowania mikrofalowego, sonda anizotropii Wilkinsona Microware'a) – "Mgła WMAP" (dym WMAP) . Jego widmo wygląda jak promieniowanie synchrotronowe wysokoenergetycznych elektronów i pozytonów, ale ma zbyt wysokie częstotliwości (lub, równoważnie, zbyt wysokie energie), ponieważ jego pochodzenie można wyjaśnić na podstawie zjawisk znanych astrofizykom. Przyspieszenie fal uderzeniowych z supernowych, skojarzenie z rozbłyskami gamma i kilkoma innymi opcjami nie są odpowiednie.

Wykryta mgła WMAP była tą samą ścieżką, która będzie główną drogą poszukiwania promieniowania gamma związanego z ciemną materią. Suma luminancji promieniowania synchrotronowego w zakresie mikrofal, promieniowanie naładowanych cząstek w widmie ciągłym (promieniowanie swobodne niezwiązane z przejściami elektronowymi między poziomami atomowymi), emisja pyłu i wreszcie kosmiczne tło mikrofalowe powinny dawać obraz uzyskany przez WMAP, ale zawierają one wyobraź sobie dodatkowy komponent, którego wyjaśnienie wciąż nie jest dostępne.Procedura "odejmowania" w zakresie gamma będzie taka sama: wszystkie znane źródła promieniowania w zakresie gamma (na przykład, pozostałości eksplozji supernowych, promieniowanie z dysku akrecyjnego wokół supermasywnej czarnej dziury) muszą, w ramach błędów, wytworzyć obraz, który zostanie uzyskany za pomocą teleskopu do nich. Fermi, jeśli wkład związany z ciemną materią, nie.

W eksperymencie PAMELA, rejestrując cząstki promieni kosmicznych, a zwłaszcza badając przepływ antycząstek (pozytonów, antyprotonów) w szerokim zakresie energii, stwierdzono nieoczekiwanie wysoki stosunek liczby pozytonów do elektronów o wysokich energiach. Ten nadmiar antychartek można również powiązać z wkładem z anihilacji cząstek ciemnej materii. I w tym wydaniu teleskopuj je. Fermi może również przynieść pewną klarowność, ponieważ anihilacja cząstek ciemnej materii powinna dawać nie tylko pozytony, ale także kwanty gamma.

Tak więc, chociaż ciemna materia nie została jeszcze odkryta, społeczność fizyków i astronomów wyrobiła sobie opinię, że era odkrywania natury ciemnej materii zaczyna się właśnie w naszych czasach. Ten pogląd wiąże się z uruchomieniem Wielkiego Zderzacza Hadronów i uruchomieniem kolejnego obserwatorium kosmicznego NASA – ich. Fermi.Czułość tego teleskopu (tj. Zdolność wychwytywania słabego sygnału) i rozdzielczość kątowa (zdolność rozróżniania odległych i małych obiektów) w zakresie od 20 MeV do 300 GeV powinna umożliwić astronomom wykrycie promieniowania gamma towarzyszącego anihilacji cząstek ciemnej materii i dokonać wielkiego odkrycia naukowego.

Ryc. 4 Obraz nieba w zakresie gamma, uzyskany na podstawie danych obserwacyjnych z teleskopu. Fermi. Jeśli zostanie wykryty pośredni udział ciemnej materii w tym promieniowaniu, to, zgodnie z wynikami grupy Springel, wkład ten powinien wyglądać tak, jak pokazano na ryc. 2. Obraz jest pobierany z archiwum teleskopu. Fermi. W centrum obrazu – kierunek centrum galaktyki. Zdjęcia nieba w promieniach gamma zrobione przez inne teleskopy i inne interwały częstotliwościowe można obejrzeć tutaj.

Wstępne badanie nieba "Fermi" już przeprowadzono, jego wyniki przedstawiono na ryc. 4. Muszę powiedzieć, że satelita ten trwał tylko 4 dni, chociaż w poprzednim teleskopie gamma EGRET taka analiza wymagała całorocznych obserwacji. Dlatego naukowcy pokładają wielkie nadzieje w Fermi.

Źródło: V. Springel, S. D. M. White, C. S. Frenk, J. F. Navarro, A. Jenkins, M. Vogelsberger, J. Wang, A.Ludlow, A. Helmi. Perspektywy wykrywania supersymetrycznej ciemnej materii w galaktycznym halo // Natura. V. 456. P. 73-76 (6 listopada 2008 r.).

Maria Kirsanowa


Like this post? Please share to your friends:

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: