Dziesięciolecia po tym, jak stało się jasne, że widzialny wszechświat jest zbudowany na strukturze ciemnej materii, nadal nie wiemy, czym właściwie jest ciemna materia. W dużych skalach różne dowody wskazują na tak zwane WIMP: słabo oddziałujące masywne cząstki. Ale istnieje wiele szczegółów, które są trudne do wyjaśnienia za pomocą WIMP-ów, a dziesięciolecia poszukiwań cząstek nic nie dały, pozostawiając ludzi otwartych na pomysł, że coś innego niż WIMP jest zrobione z ciemnej materii.
Jednym z wielu kandydatów jest coś, co nazywa się axionem, cząstką przenoszącą siłę, która została zaproponowana do rozwiązania problemu w niezwiązanej dziedzinie fizyki. Są znacznie lżejsze niż WIMP-y, ale mają inne właściwości zgodne z ciemną materią, która utrzymuje niski poziom zainteresowania nimi. Teraz nowy artykuł dowodzi, że istnieją cechy soczewkowania grawitacyjnego (głównie produkt ciemnej materii), które można lepiej wyjaśnić właściwościami podobnymi do aksjonów.
cząsteczka czy fala?
Czym więc jest aksja? Na najprostszym poziomie jest to bardzo lekka cząstka bez spinu i działa jako nośnik siły. Pierwotnie zaproponowano je, aby zapewnić, że chromodynamika kwantowa, która opisuje zachowanie silnej siły, która wiąże ze sobą protony i neutrony, nie narusza zasady zachowania parzystości ładunku. Wykonano wystarczająco dużo pracy, aby upewnić się, że osie są kompatybilne z innymi ramami teoretycznymi, i przeprowadzono pewne badania, aby spróbować je rozgryźć. Ale aksjony w większości osłabły jako jedno z wielu potencjalnych rozwiązań problemu, którego jeszcze nie wymyśliliśmy.
Jednak wzbudziły pewne zainteresowanie jako potencjalne rozwiązania ciemnej materii. Ale zachowanie ciemnej materii najlepiej wyjaśnia ciężka cząstka – w szczególności słabo oddziałująca masywna cząstka. Oczekiwano, że aksjony będą po jaśniejszej stronie i mogą być tak lekkie jak prawie bezmasowe neutrina. Wyszukiwania na osiach mają tendencję do wykluczania również wielu ciężkich mas, co czyni problem jeszcze bardziej oczywistym.
Ale aksjony mogą pojawić się ponownie lub przynajmniej pozostać nieruchome, podczas gdy WIMP-y kładą się twarzą. Zbudowano wiele detektorów, aby spróbować zidentyfikować wskaźniki słabych interakcji WIMP-ów, ale okazały się one puste. Jeśli WIMP są cząstkami Modelu Standardowego, możemy wnioskować o ich istnieniu na podstawie masy utraconej w zderzaczach cząstek. Nie przedstawiono na to żadnych dowodów. To skłoniło ludzi do ponownego rozważenia, czy WIMP są najlepszym rozwiązaniem dla ciemnej materii.
W skali kosmicznej WIMP nadal bardzo dobrze dopasowują się do danych. Ale kiedy zejdziesz do poziomów poszczególnych galaktyk, istnieją pewne anomalie, które nie działają dobrze, chyba że halo ciemnej materii otaczające galaktykę ma złożoną strukturę. Podobne rzeczy brzmią prawdziwie, gdy próbujesz mapować ciemną materię poszczególnych galaktyk w oparciu o jej zdolność do tworzenia soczewki grawitacyjnej, która zakrzywia przestrzeń, tak że powiększa i zniekształca obiekty w tle.
Ciemna materia oparta na WIMP, modelowana po lewej, powoduje płynny rozkład od wysokiego (czerwony) do niskiego (niebieski) w miarę oddalania się od jądra galaktyki. W przypadku osi (po prawej) interferencja kwantowa tworzy znacznie bardziej nieregularny wzór.
Amrotha i in. the.
W nowej pracy podjęto próbę powiązania tych potencjalnych anomalii z różnicą między właściwościami WIMPS i osi. Jak sama nazwa wskazuje, WIMP muszą zachowywać się jak dyskretne cząstki, oddziałujące prawie wyłącznie grawitacyjnie. W przeciwieństwie do tego, aksjony muszą oddziaływać ze sobą poprzez interferencję kwantową, która tworzy falowe wzory w ich częstotliwości w całej galaktyce. Tak więc, podczas gdy częstotliwość WIMP-ów powinna delikatnie spadać wraz z odległością od jądra galaktyki, aksjony powinny tworzyć falę stojącą (technicznie rzecz biorąc, soliton), która zwiększa ich częstotliwość w pobliżu jądra galaktyki. Poza tym złożone wzorce interferencji powinny tworzyć obszary, w których osie są zasadniczo nieobecne, i inne obszary, w których są one obecne z dwukrotnie większą średnią intensywnością.
Trudno zlokalizować
Z pewnymi możliwymi wyjątkami ciemna materia stanowi większość masy galaktyki. Biorąc to pod uwagę, te wzorce interferencji muszą powodować, że przyciąganie grawitacyjne z różnych regionów galaktyki jest nierówne. Jeśli różnice między regionami są wystarczająco duże, prawdopodobnie objawi się to niewielkimi odchyleniami w oczekiwanym zachowaniu soczewkowania grawitacyjnego. Dlatego obiekty za galaktyką nadal muszą wyglądać jak obrazy soczewkowe; Może nie być uformowany tak, jak tego oczekujemy lub dokładnie w miejscu, w którym się spodziewamy.
Modelowanie wskazuje, że te aberracje są na tyle małe, że nawet Kosmiczny Teleskop Hubble’a nie był w stanie ich uchwycić. Ale może być możliwe wykrycie ich na falach radiowych poprzez połączenie danych z bardzo oddalonych radioteleskopów w coś, co jest zasadniczo jednym gigantycznym teleskopem. (To podejście umożliwiło Teleskopowi Horyzontu Zdarzeń stworzenie obrazu czarnej dziury).
I przynajmniej w jednym przypadku mamy te dane. HS 0810+2554 to masywna galaktyka eliptyczna, która leży między nami a aktywną czarną dziurą w sercu innej galaktyki. Soczewkowanie grawitacyjne utworzone przez galaktykę pierwszego planu tworzy cztery obrazy aktywnej galaktyki, każdy z jasnym jądrem galaktycznym i dwoma dużymi dżetami materii wychodzącymi z niego. Możliwe jest porównanie położenia i zniekształcenia tych czterech obrazów z tym, czego byśmy oczekiwali na podstawie obecności typowego halo ciemnej materii w galaktyce na pierwszym planie.
Z WIMP-ami jest to stosunkowo proste, ponieważ spodziewamy się tylko jednego wzoru: stopniowego spadku poziomu ciemnej materii w miarę oddalania się od jądra galaktyki. Prognozy obiektywów oparte na tym rozkładzie słabo radzą sobie z dopasowywaniem rzeczywistych danych dotyczących tego, gdzie obrazy pojawiają się na soczewkach.
Wyzwaniem jest przeprowadzenie tej samej analizy na podstawie wzorców interferencji chaotycznych osi: uruchom model dwa razy z różnymi warunkami początkowymi, a otrzymasz inny wzór interferencji. Tak więc szanse na to, że osoby z prawdziwej galaktyki robiące soczewki, są dość niewielkie. Zamiast tego zespół badawczy przeprowadził 75 różnych modeli z losowo wybranymi warunkami początkowymi. Przez przypadek stworzyłem niektóre z tych zniekształceń podobnych do tych obserwowanych w rzeczywistych danych, zwykle wpływających tylko na jedno z czterech zdjęć wykonanych obiektywem. Dlatego naukowcy doszli do wniosku, że zniekształcenia na obrazach soczewkowych są zgodne z halo ciemnej materii utworzonym przez kwantową interferencję osi.
Więc, czy to naprawdę aksjony?
Analiza pojedynczej galaktyki nie będzie krytycznym uderzeniem w nic, a jest wiele powodów, aby być bardziej ostrożnym. Na przykład naukowcy przyjęli pewne założenia dotyczące rozmieszczenia zwykłej i widzialnej materii w galaktyce, która również ma wpływ grawitacyjny. Uważa się, że galaktyki eliptyczne są wynikiem łączenia się mniejszych galaktyk, co może wpływać na rozkład ciemnej materii w subtelny sposób, trudny do wykrycia przez śledzenie rozkładu normalnej materii.
Wreszcie, tego rodzaju nakładający się wzór działa tylko w przypadku niezwykle lekkich osi – rzędu 10-22 elektronowolt. Natomiast masa samego elektronu wynosi około 500 000 elektronowoltów. To sprawiłoby, że aksjony byłyby znacznie lżejsze niż nawet neutrina.
Sami autorzy nowego artykułu są w większości ostrożni co do dowodów tutaj, kończąc swój artykuł zdaniem: „Określ, czy [WIMP- or axion-based dark matter] Lepsze odtworzenie obserwacji astrofizycznych przechyliłoby szalę w kierunku jednej z dwóch podobnych klas teorii nowej fizyki. Ale ich ostrożność znika w ostatnim zdaniu streszczenia, gdzie piszą: „Zdolność”. [axion-based dark matter] Rozdzielczość anomalii soczewki, nawet w trudnych przypadkach, takich jak HS 0810+2554, wraz z sukcesem w odtwarzaniu innych obserwacji astrofizycznych, przechyla szalę w kierunku nowych osi wywołujących fizykę. „
Bez wątpienia wkrótce przekonamy się, czy fizycy podzielają te odczucia poza autorami i recenzentami tego artykułu.
Astronomia naturalna, 2023. DOI: 10.1038 / s41550-023-01943-9 (o DOI).