V spektrih galaksij je zaznana neznana linija sevanja • Igor Ivanov • Znanstvene novice o "Elementih" • Astrofizika

V spektru galaksij je zaznana neznana linija sevanja.

Sl. 1. Skupina galaksij v Perseju v optičnem (na levi strani) in v rentgenskem slikanju (na desni) razponov. Lestvica slik je drugačna: optična slika ustreza zelo osrednjemu delu rentgena. Rentgenji ne prihajajo iz samih galaksij, temveč iz celotnega oblaka vročega medgalaktičnega plina, v katerega so potopljene te galaksije. Spektroskopske meritve te emisije nam omogočajo, da ugotovimo fizične razmere v medgalaktičnem mediju. Fotografija v optičnem območju je vzeta s spletne strani www.cosmotography.com, v rentgenskem videzu – s heasarc.gsfc.nasa.gov

Takoj sta dve skupini raziskovalcev poročali, da je v rentgenskih spektrih grozdov galaksij zaznana nova sevalna linija z energijo 3,57 keV. To sevanje mora izhajati iz vročega medgalaktičnega plina, ki zapolnjuje skupino galaksij, toda za razliko od drugih, ki so bile identificirane, sevalne črte, tega ni mogoče pripisati nikakršnemu atomskemu prehodu. Če je potrjen nestandardni izvor te črte, lahko kaže na razpadanje delcev temne snovi z maso 7,1 keV.

Medgalaktično okolje v skupinah galaksij

Grozdi galaksij so največji gravitacijsko povezani predmeti v vesolju.Vsebujejo na stotine, včasih na tisoče galaksij, potopljene v skupni ogromni oblak temne snovi. Medgalaktični prostor v grozdu se lahko zdi povsem prazen, če ga ocenjujemo samo z optičnimi opazovanji, v resnici pa je napolnjen z zelo vročo raztopljeno plazmo s temperaturo več deset milijonov stopinj (slika 1). Ta plazma v grozdu je zelo velika; njegova skupna masa presega maso zvezd v vseh galaksijah grozda za red velikosti. Ta plazma ne vsebuje samo vodika in helija, temveč tudi različne težke elemente, ki so bili sintetizirani med sežiganjem zvezd in eksplozijami supernove, nato pa so se nabrali v medgalaktičnem mediju. Če povzamemo analogijo z geologijo, lahko rečemo, da je izotopska sestava medgalaktičnega plina stara astrofizična "plast" snovi, v kateri je zabeležena kronika zvezdnega razvoja v galaksijah več milijard let.

Zaradi svoje visoke temperature medgalaktična plazma v grozdih žari v rentgenskem območju. To sevanje dobro zabeleži satelitski observatoriji, ki opazujejo nebo v rentgenskih žarkih in je mogoče obnoviti izotopsko sestavo in fizične razmere v tem mediju.Pri takih temperaturah so vsi atomi zelo ionizirani, v spektru tega sevanja pa lahko vidimo številne črte, ki ustrezajo prehodom med različnimi ravnmi elektronov v različnih ionih. Z registracijo rentgenskih fotonov in merjenje njihove energije je možno zgraditi rentgenski spekter iz skupine in v njej registrirati posamezne emisijske črte. Če primerjamo te linije z znanimi prehodnimi linijami visoko zaračunanih ionov in merimo intenziteto teh vrst, lahko ugotovimo sestavo in pogoje v medgalaktičnem mediju znotraj grozda.

Da bi se izognili nesporazumom, je treba takoj omeniti rdeči premik. Oddaljeni vesoljski predmeti se zaradi razširitve vesolja premikajo od nas pri veliki hitrosti. Iz tega se spekter, ki smo ga zabeležili, preusmeri v območje velikih valovnih dolžin (v "rdečo regijo") v primerjavi s prvotnim oddajanim spektrom. Ko astronomi govorijo o rentgenskih spektrih galaktičnih grozdov, pomenijo spektre ob upoštevanju rdečega pomika, to pomeni, da se spektri pretvorijo v referenčni sistem vira. Takšne spektre je mogoče primerjati s tabelami in med seboj.

Obstaja več satelitskih opservatorij, ki omogočajo rentgenske spektre v energetskem območju več keV. To je ameriška opazovalnica Chandra, evropski satelit XMM-Newton, japonski satelit Suzaku; Leta 2015 bo začel tudi novi japonski rentgenski observatorij Astro-H. Podatki iz teh satelitov so že omogočili ne samo prikaz rentgenskih emisij galaktičnih grozdov, temveč tudi odkriti linije posameznih elementov – kisika, neona, argona, železa in drugih. Za najbližje in najsvetlejše grozde v rentgenskih žarkih (npr. Pri gručah Perseus, prikazanih na sliki 1) so prostorske porazdelitve temperature, izotopske sestave in drugih plazemskih parametrov pridobljene ne le v celotnem grozdu, temveč tudi v najbolj osrednjem delu. Na splošno je obseg že razpoložljivih podatkov o rentgenskih emisijah skupin galaksij precej velik (veliko milijonov zabeleženih rentgenskih fotonov), kar nam omogoča iskanje novih funkcij v teh podatkih.

Podrobnosti o prvem delu

Sredi februarja se je v arhivu e-izpisov pojavil članek arXiv: 1402.2301, pri katerem se spektralna analiza ni izvajala za posamezne galaktične gruče, temveč za nadgrajene in povzete spektre velikega števila grozdov.Analiza je temeljila na katalogu rezultatov satelitov XMM-Newton, od katerih je bilo izbranih 73 svetlih (več kot 10 tisoč registriranih fotonov) in razmeroma blizu nas (rdeče premike od 0,01 do 0,35) gruče galaksij. Ker so ti viri v različnih rdečih premikih, njihovi vidno spektri se premikajo drug proti drugemu, takih spektrov pa ni mogoče dodati. Po tem, ko so se vsi spektri preračunali v referenčni sistem vsakega grozda, jih je treba uskladiti in spektri, ki so nastali pri delu, so bili poravnani.

Pomen postopka za povzemanje spektrov je precej očiten. Prvič, omogoča vam, da povečate statistiko podatkov. Če je kakšna senzorska linija prešibka, da bi jo ločila od statističnih nihanj v spektru posameznega grozda, potem lahko pri opazovanju velikega števila spektrov iste vrste postane veliko bolj opazna. Seveda se s takim seštevkom lahko posamezne značilnosti posamezne skupine galaksij »raztopijo«. Toda v ospredju bodo izšle linije sevanja, ki so značilne za večino virov, to je tiste črte, ki se odzivajo na neke vrste univerzalne fizikalne procese.

Drugič, ta postopek zmanjšuje zgolj instrumentalno negotovost. Tudi če rentgenski fotonski detektor ima v nekaterih energetskih razponih nespremenjeno napako, se ta pomanjkljivost ne bo prekrivala pri seštevanju preračunanih spektrov, ampak se razširila na široko področje. Enaki argumenti veljajo za ozadje rentgenske osvetlitve iz naše galaksije. Če torej v celotnem spektru najdemo nove funkcije, bodo v virih navajale zanimive procese in ne bodo povezane s samim instrumentom.

Koristno je poudariti, da je pridobitev celotnega spektra sama po sebi povezana z različnimi tehničnimi težavami. Na primer, je treba ločiti rentgensko oddajanje oddaljenega grozda iz bližnjih virov, tako porazdeljenih (na primer do halo naše galaksije) in ne galaktičnih točkovnih virov, kar pa ne bi bilo treba storiti ročno, temveč samodejno. Druga subtilnost se nanaša na opredelitev rdečega premika za preračunavanje spektrov. Seveda je velikost rdečega premika mogoče najti iz optičnih opazovanj – navsezadnje so galaksije v vsaki skupini jasno vidne.Vendar ni zagotovila, da referenčni sistem vročega medgalaktičnega plina vedno sovpada s povprečnim referenčnim sistemom galaksij. Poleg tega je znan primer (Bullet Cluster), v katerem so plini in galaksije opazno ločeni drug od drugega. Zato za določitev rdečega pomika avtorji niso uporabili optičnih opazovanj, temveč iste rentgenske. V spektru vsakega grozda smo določili najsvetlejše linije sevanja železa, iz njih pa smo že izračunali rdeč pomik vročega medgalaktičnega plina.

Na sliki. 2 prikazuje nastale skupne spektre v energetskem območju od 1 do 10 keV. XMM-Newtonov satelit ima na sebi dve različni rentgenski občutljivi nizi (MOS in PN kamere), ki so prejeli neodvisne spektre. Ti spektri so precej gladke krivulje z največjim v območju 1 keV, ki se postopoma zmanjšujejo na visoke vire energije. V ozadju gladkih krivulj obstaja več močnih emisijskih linij, zlasti železnih linij. Podrobnejša analiza teh spektrov je omogočila zaznavanje številnih šibkih emisijskih linij v njej in primerjavo s podatki atomske fizike.Informacije o teh vrsticah so bile povzete iz AtomDB podatkovne zbirke atomske spektroskopije, skupno pa je bilo ugotovljenih 28 sevalnih linij v razponu od 2 do 10 keV, ki ustrezajo večplastnim ionom od aluminija do niklja.

Sl. 2 Skupni rentgenski spekter 73 gruč galaxij, dobljenih z MOS in PN kamerami observatorija XMM-Newton. Rdeče in črne črte – spektri, povezani s skupinami, zelene in modre črte – preostalo rentgensko ozadje v teh dveh zbornicah. Podpisane so najmočnejše smeri sevanja in njihova energija. Navpično tok je zamaknjen – število registriranih rentgenskih fotonov na sekundo v energijskem intervalu 1 keV. Slika iz obravnavanega članka E. Bulbul et al.

In po tem, ko so bile te linije identificirane in upoštevane, se je izkazalo, da je spekter prisoten še en presežek okoli 3,57 keV. Ta presežek je precej pomemben – njegova statistična pomembnost doseže 4-5 standardnih odklonov – in je precej podobna drugi šibki emisijski liniji. Edini problem je to nobenih ionov s takšno prehodno energijo ni znano. Odkritje te neznane lastnosti je glavni rezultat dela.

Povedati je treba, da s hitrim pogledom na spektre ta rezultat sploh ni presenetljiv; Poleg tega avtorji priznavajo, da je bil dosežen na meji občutljivosti instrumentov. Na sliki. 3, ločeno in v boljšem obsegu, kaže spektralno regijo od 3 do 4 keV.

Sl. 3 Zgoraj: Spekter MOS-kamer v regiji od 3 do 4 keV opazovalnice XMM-Newton. Ločeno črtice – rezultati opazovanja z napakami, rdeča krivulja – najboljša reprodukcija spektra ob upoštevanju le znanih linij sevanja ionov, modra krivulja – rezultat dodajanja druge, prej neznane linije sevanja. Spodaj spodaj: odstopanja podatkov opazovanja iz rdečih in modrih krivulj. Slika iz obravnavanega članka E. Bulbul et al.

Rdeča krivulja tukaj ustreza rezultatu, ki bi ga bilo treba pridobiti z upoštevanjem le znanih linij sevanja, pri čemer je modra rezultat, ki upošteva novo črto. Oko na zgornji sliki kaže tri hillocks, vendar v resnici v to področje spadajo 10 znanih črt, večina je prešibka, da bi izgledala kot tuberkuloza. Vseh 10 vrstic se uporablja pri konstruiranju rdečega grafa – in še vedno osrednji del sistematično odstopa od podatkov.Toda če dodate črto na 3,57 keV, je naključje s podatki idealno. To je še posebej jasno vidno v spodnji sliki, kjer je razvidno, da se opazovani podatki razlikujejo od gladkih krivulj: rdeče pike iz rdeče krivulje, modre pike iz modre barve.

Poiščite "običajno" razlago

Kot pri vseh dobrih eksperimentalnih delih, povezanih z obdelavo podatkov, je odkritje novega novega, najprej, signala za ponovno preverjanje vseh napak in predpostavk pri analizi podatkov. Navsezadnje je taka analiza polna delcev in mogoče je, da bo eden izmed njih razložil nepričakovani rezultat. Pravzaprav je večina člankov namenjena natančnemu opisu teh številnih pregledov.

Najprej je treba odpraviti možnost, da je to povsem statistično izsledljivo. Nova vrstica se pojavi v spektrih, pridobljenih na oboje kamere observatorija XMM-Newton. V spektru MOS kamere statistična pomembnost doseže 5σ, v spektru PN kamere je 4σ. Vendar obstaja rahlo neskladje med položajem nove črte na teh dveh spektrih, vendar to ni zelo pomembno. Verjetnost naključnosti dveh takih presežkov z zelo blizu energijsko vrednostjo je zanemarljiva.

Nadalje, če upoštevamo, da to ni statistična nihanja, ampak manifestacija nekega dejanskega procesa, ki se odvija v vseh (ali večjih) skupinah, najprej moramo preveriti, ali bi se lahko znana deformacija nekega znana črta bo izgledal kot odstopanje. Glavni sum pa pade na linijo emisije argona s 16 nabojem med dielektronsko rekombinacijo in na liniji kalija s 17 obremenitvami; so zelo blizu: pri energiji 3,62 keV in 3,51 keV. Avtorji so natančno proučili to priložnost in prišli do naslednjega sklepa. Da bi to linijo dodelili znanim linijam argona in kalija, je treba koncentracijo teh ionov povečati v desetkratni plazmi. Toda potem bi se spekter povečal tudi desetkrat in druge linije istih ionov – ker se iste vrste ionov manifestirajo v spektru na več vrsticah hkrati! Različne črte imajo lahko drugačno intenziteto, ki je odvisna od temperature, vendar še vedno ni mogoče izbrati pogojev za tako preprosto razlago odstopanja.

Zadnja vrzel je, da je lahko bizarna značilnost kateregakoli svetlega ogrodja galaksij.Da bi to potrdili, so avtorji razdelili ves spekter v tri skupine: (1) grozde Perzeja, najsvetlejše od celotnega vzorca, sl. 1; (2) trije drugi tesni in svetli grozdi; (3) preostalih 69 grozdov. Izkazalo se je, da se nova linija lahko opazi na ravni statistične pomembnosti več kot 3σ v vseh treh skupinah. Res, in v mazilu ni bilo muhe. Izkazalo se je, da je v istem samem Perzejevem grozdju linearna emisija argona pri 3,62 keV nekako nenormalno močna. To pomeni, da nekaj nejasnih lastnosti ostajajo v ločenih grozdih, vendar je še vedno nemogoče odpisati novo vrstico na njih.

Podrobnosti o drugem delu

Dobesedno nekaj dni po prvem sporočilu v e-print arhivu se je pojavil članek arXiv: 1402.4119 druge skupine (analizo sta izvedli dve ekipi neodvisno). Uporabil je tudi podatke XMM-Newton, vendar le iz dveh specifičnih virov – Cluster Perseus in megligo Andromeda (slika 4), ki je najbližja najbližji galaksiji. Rezultat člena je enak – v rentgenskem spektru teh dveh virov. "Dodatna" senzorska linija zaznana pri 3,52 keV, kar je zelo blizu podatkom prve skupine. Kumulativni statistični pomen tega signala je 4.4σ.Pri opazovanju teh virov ni bilo opaziti nove linije.

Sl. 4 Rentgenski spekter osrednjega dela magline Andromeda iz rezultatov opazovanja observatorija MOS-kamere XMM-Newton. Na levi: celoten spekter od 1 do 8 keV, na desni: regija od 3 do 4 keV. Oznake so enake kot pri sl. 3. Slika iz obravnavanega članka A. Boyarsky et al.

To delo je pokazalo še eno pomembno značilnost nove linije sevanja. Zaradi velikih kotnih dimenzij obeh virov je bilo mogoče izmeriti odvisnost svetlosti te črte na razdalji do središča vira v najugodnejšem približku. Postopoma se je zmanjševala z razdalje od centra, natančno s pričakovano hitrostjo od porazdelitve temne snovi, ne pa z vročim plinom.

Nova linija kot signal iz temne snovi

Če nova linija res kaže na nekaj povsem novega procesa, potem moramo priznati, da je zelo podoben signalom delcev temne snovi. Nahaja se po potrebi – v gručah galaksij in ne v nobeni, ampak v celotnem vzorcu. Je šibka, kar pomeni zelo majhno verjetnost razpada in dolgo življenjsko dobo teh delcev.Izgleda kot osamljena linija sevanja – kot bi morala biti za razpade v foton in nekaj drugih delcev. Nenazadnje je njegova prostorska porazdelitev bolj skladna s temno snovjo kot z vročim plinom.

Najbolj naraven kandidat za delce temne snovi s takšnimi lastnostmi je sterilni nevtrino. Tako se imenujejo nove, bolj masivne vrste nevtrinov, ki sami po sebi ne sodelujejo v kakršnih koli znanih interakcijah, razen gravitacije (torej besedo "sterilna"), in le zelo redko se lahko pretvorijo v običajen nevtrino. Sterilni nevtrin lahko razpade v normalni nevtrin in foton, od katerih vsak nosi polovico energije mirovanja nevtrina. Izkazalo se je, da mora biti masa sterilnega nevtrina za razlago nove emisijske črte 7,1 keV.

Takšna vrednost je v celoti dovoljena; masa delcev temne snovi je neznana, zato zdaj iščemo ultralahke in zelo težke delce (čeprav ultralahka ni več fermions). V teku so tudi iskanja manifestov temne snovi z maso več keV, vendar doslej ni bilo pozitivnih signalov od njih.Če predpostavimo, da je vsa temna snov takšna nevtrinoma, potem izmerjena intenzivnost emisione linije omogoča določanje količine mešanja med konvencionalnim in sterilnim nevtrinom. Izkazalo se je, da je nastalo mešanje zelo šibko in ne nasprotuje rezultatom teh iskanj. Vendar, čeprav se izkaže, da resnično vidimo propad sterilnih nevritinov, nihče seveda ne more celotno temna snov je samo njih.

Torej, kaj mora astrofizičar storiti zdaj, da bi to sporočilo pretvoril iz sumljivega signala v pravi občutek? Najprej ponovite isto analizo iz dveh drugih satelitov, Chandra in Suzaku. Opazovanja grozdov Perzeja in Device, ki jih izvaja Observatorij Chandra, so bili že analizirani v prvem od obravnavanih dokumentov. V grozdu Perzeja je ta vrstica poleg podobnih parametrov in v grozdu Virgo odsotna. Vendar pa skupni spekter iz velikega sklopa grozdov, ki jih preučuje Chandra, še ni pridobljen.

Drugič, zdaj astrofiziki bodo še bolj nestrpno pričakovali začetek novega rentgenskega observatorija Astro-H. Zahvaljujoč precej boljši ločljivosti energije, bo omogočil ne samo, da bi ločene zlonamerne črte 3,51 in 3,62 keV odNova linija, pa tudi v obliki črte, razume njen izvor – ali jo oddaja plazma ali oblak temne snovi. Če se potrdijo optimistična pričakovanja, bo to postalo močno odkritje v astrofiziki.

Viri:
1) E. Bulbul et al. Odkrivanje neidentificirane emisijske črte v zloženem rentgenskem spektru galaksijskih klastrov // e-print arXiv: 1402.2301 [astro-ph.CO].
2) A. Boyarsky, O. Ruchayskiy, D. Iakubovskyi, J. Franse. Rentgenski spektri galaksije Andromeda in grozde galaksije Perseus // e-print arXiv: 1402.4119 [astro-ph.CO].

Glej tudi:
Signal nevtrino temne snovi, razprave o delu v blogu Resonance.

Igor Ivanov


Like this post? Please share to your friends:
Dodaj odgovor

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