داده‌های آشکارسازهای AMS-02 و HESS چه قیدی بر الکترون‌های پرتوهای کیهانی و پرتو گامای پخشی می‌گذارند؟

0 0 0 0

توسط آزاده کیوانی , 15 دسامبر 2014

شکل ۱: آشکارساز AMS-02 که بر روی ایستگاه فضایی بین‌المللی نصب شده است و به رصد ذرات پرتوهای کیهانی و ماده‌ی تاریک می‌پردازد.

آشکارساز فیزیک ذرات AMS-02 بر روی ایستگاه فضایی بین‌المللی (ISS) قرار دارد (شکل ۱) و با آشکارسازی ضدماده و ماده‌ی تاریک و همین‌طور اندازه‌گیری دقیق طیف و ترکیب پرتوهای کیهانی، به مطالعه‌ی عالم و مبدأ آن می‌پردازد. از طرفی رصدخانه‌های زمینی متعددی، هر یک در محدوده‌ی انرژی خاص به آشکارسازی پرتوهای کیهانی و پرتو گاما می‌پردازند. احتمالا بارها در مطالب و مقالات مربوط به ذرات پرتوهای کیهانی یا پرتوهای گاما راجع به شار این ذرات برحسب انرژی یا «طیف انرژی» خوانده باشید که کمیت کلیدی و بسیار مهمی است. اما این کمیت چرا تا این حد حائز اهمیت است و چگونه به ما کمک می‌کند تا عالم اطرافمان را بهتر بشناسیم؟

شکل ۲: تلسکوپ‌های پرتوگامای HESS.

در مقاله‌ای که بررسی می‌کنیم، پژوهشگران با استفاده از داده‌های گرفته‌شده توسط آشکارسازهای مختلف و با محاسبه‌ی شار ذرات رسیده با انرژی‌های مختلف،‌ طیف ذرات را با هم مقایسه کرده و براساس آن به تحلیل وجود ضدماده‌ی مشاهده‌شده در عالم و ماده‌ی تاریک می‌پردازند. پس کمیت شار یا طیف انرژی می‌تواند اطلاعات مهمی از جمله میزان وجود ضدماده و ماده‌ی تاریک را در عالم به دست دهد. در این مقاله، به خصوص بر روی الکترون‌ و پوزیترون تمرکز شده است و از داده‌های سه آشکارساز HESS ،AMS-02 و Milagro برای به دست‌آوردن خصوصیات طیف الکترون‌های پرتوهای کیهانی و مبدأ آن‌ها استفاده شده است (شکل ۱، ۲ و ۳ را ببینید). هم‌چنین نتایج مطالعه‌ی پرتو گامای پخشی در کهکشان نیز در این مقاله گزارش شده است.

شکل ۳: رصدخانه‌ی پرتو کیهانی و گامای Milagro.

الکترون‌های پرتوهای کیهانی در کهکشان به طور کلی به دو دسته‌ی الکترون‌های اولیه و ثانویه تقسیم می‌شوند. الکترون‌های اولیه به آن‌هایی گفته می‌شود که در منابعی چون بقایای ابرنواخترها تولید می‌شوند و طیف توانی ساده‌ای دارند (به این معنی که تعداد آن‌ها با افزایش انرژی به صورت توانی با اندیس ثابتی کاهش می‌یابد). الکترون‌ها و هم‌چنین پوزیترون‌های ثانویه، آن‌هایی هستند که در برخوردهای هسته‌های عناصر دیگر پرتوهای کیهانی (که غالبا پروتون هستند) با گاز میان‌ستاره‌ای به وجود می‌آیند و آن‌ها نیز شکل طیفی ساده‌ای دارند. الکترون‌های اولیه و الکترون‌ها و پوزیترون‌های ثانویه معمولا به عنوان داده‌های پس‌زمینه‌ی اخترفیزیکی در نظر گرفته می‌شوند.

در سال‌های اخیر، مشاهدات گوناگون نشان داده‌اند که نسبت شار پوزیترون‌ در پرتوهای کیهانی به شار مجموع الکترون و پوزیترون در محدوده‌های انرژی‌ خاصی در حال افزایش است که این موضوع با داده‌های پس‌زمینه‌ی اخترفیزیکی معمول مطابقت ندارد و به آن اضافه یا «مازاد شار پوزیترون» گفته می‌شود. تعبیر این مازاد شار تنها مربوط به منابع اخترفیزیکی مانند پالسارها و بقایای ابرنواختری نمی‌شود، بلکه به ماده‌ی تاریک نیز مربوط است که از طریق واپاشی یا نابودی ذرات ماده‌ی تاریک تولید می‌شوند. به‌خصوص داده‌های اخیر AMS-02 به وضوح این مازاد شار پوزیترون‌ها را نشان می‌دهد.

از طرف دیگر، پرتوهای گامای پخشی در کهکشان با پرتوهای کیهانی (در برخورد با ماده‌ی میان‌ستاره‌ای که شامل گاز، میدان تابشی، میدان مغناطیسی و غیره است) مرتبطند. این پرتوها از سه روش مختلف ممکن است به وجود آیند. روش اول، برخورد پروتون‌های پرتوهای کیهانی با ماده‌ی میان‌ستاره‌ای است که طی فرآیندهایی در نهایت منجر به واپاشی پایون خنثی و تولید پرتو گامای پخشی می‌شوند. روش دوم و سوم مربوط به الکترون‌های پرتوهای کیهانی است که طی دو فرآیند عکس کامپتون و تابش ترمزی (رجوع شود به مقاله‌های قبلی: ۱ و ۲) پرتو گاما تولید می‌کنند. اگر بتوان روش اول را از روش دوم و سوم تفکیک کرد، آن‌وقت می‌توان در نبود داده‌های کافی پرتوهای کیهانی پرانرژی، از داده‌های پرتوهای گامای پخشی استفاده کرد تا طیف الکترون‌های پرتوهای کیهانی را به طور غیرمستقیم تحلیل نمود. در این مقاله، پژوهشگران هم‌چنین از داده‌های پرتو گامای پخشی رصدخانه‌ی Milagro استفاده می‌کنند تا الکترون‌های پرتوهای کیهانی را در انرژی‌های بالاتر از انرژی قابل دسترس HESS نیز بررسی کنند. آزمایش Milagro از یک آشکارساز چرنکوف آبی و آزمایش HESS از تلسکوپ‌های چرنکوف جوی استفاده می‌کنند.

در این مقاله براساس داده‌های موجود، ۴ ترکیب مختلف از داده مورد بررسی واقع می‌شود:
۱. AMS-02
۲. AMS-02 + HESS
۳. AMS-02 + HESS + Milagro
۴. AMS-02 + Milagro
که به ترتیب به آن‌ها مدل‌های A و ‌B و C و D گفته می‌شود. سه مدل اول به بررسی الکترون‌های پرتوهای کیهانی و مدل آخر به بررسی واپاشی پایون خنثی و تولید پرتو گامای پخشی می‌پردازند.

شکل ۴: سطر اول شار پروتون‌های پرتوهای کیهانی، سطر دوم شار نسبی عنصر بورون به کربن و سطر سوم شار الکترون‌های پرتوهای کیهانی را برحسب انرژی نشان می‌دهند. نمودارهای سمت چپ مربوط به مدل تفاضل الکترون و پوزیترون و نمودارهای سمت راست مربوط به مدل‌های الکترون هستند. توضیحات بیشتر را در متن بخوانید.

با حل عددی معادلات پخشی پرتوهای کیهانی برای هریک از این مدل‌ها می‌توان به بهترین برازش‌ و پارامترهای موجود در معادلات دست پیدا کرد. شکل ۴ شار پرتوهای کیهانی مربوط به مدل‌های A-D و اندازه‌گیری‌های رصدخانه‌های مختلف را نشان می‌دهد. دو نمودار بالا شار پروتون‌های پرتوهای کیهانی را برحسب انرژی نشان می‌دهند. دقت کنید که شار در مجذور انرژی ضرب شده است تا صرفا جزییات نمودار بهتر دیده شوند. دو نمودار میانی نسبت شار عنصر بورون به کربن برحسب انرژی را نشان می‌دهند. دو نمودار پایین شار الکترون‌های پرتوهای کیهانی را برحسب انرژی نشان می‌دهند. نمودارهای سمت چپ برای مدل‌هایی هستند که تفاضل الکترون و پوزیترون را در نظر می‌گیرند (همان الکترون‌های اولیه) و نمودارهای سمت راست فقط الکترون‌ها را در مدل‌ها منظور می‌کنند (همان الکترون‌های پرتوهای کیهانی). این شکل نشان می‌دهد که مدل‌های A-D در نمودارهای مربوط به شار پروتون و شار نسبی بورون به کربن تفاوت چندانی ندارند. نمودارهای آخر نشان می‌دهند که مدل‌های نظری شار الکترون‌ها با داده‌های AMS-02 بسیار منطبقند، اما مهم‌تر از آن نشان می‌دهند که شار الکترون‌ها در انرژی‌های مختلف توابع متفاوتی دارند. برای مثال در حدود ۱۰۰ GeV (صد میلیارد الکترون‌ولت) به اصطلاح یک شکستگی در طیف مشاهده می‌شود. می‌توان این منحنی را به سه بخش مختلف تقسیم و هر بخش آن را با یک تابع توانی برازش کرد؛ در نتیجه هر محدوده‌ی انرژی، اندیس توانی خود را خواهد داشت. نکته‌ی مهم و قابل توجه اینست که وقتی طیف الکترون‌های اولیه تنها با یک تابع توانی فیت نشود به این معنی است که وجود منابع دیگری برای توضیح طیف انرژی آن لازم است. این منابع می‌توانند بقایای ابرنواختری باشند یا ماده‌ی تاریک که به طور نامتقارن الکترون و پوزیترون تولید می‌کند.

شکل ۵: نمودار سمت چپ شار پوزیترون و نمودار سمت راست کسر پوزیترون‌ها که از تفاضل الکترون‌های پرتوهای کیهانی و الکترون‌های اولیه به دست می‌آیند.

شکل ۵ شار پرتوهای گامای پخشی را نشان می‌دهد که داده‌های دو رصدخانه و مدل‌های نظری با هم مقایسه شده‌اند. نتیجه‌ی مهمی که از این نمودارها می‌توان به دست آورد، اینست که مازاد شار پوزیترون با مازاد پرتوهای گاما مطابقت ندارد. هم‌چنین می‌توان فرآیندهای غالب را در هر محدوده‌ی انرژی بررسی کرد. مثلا فرآیند واپاشی پایون خنثی در محدوده‌ی انرژی ۰/۱ GeV تا ۱ TeV (ده به توان ۱۲ الکترون‌ولت) فرآیند غالب است و از ۵ TeV به بعد فرآیند عکس کامپتون غالب می‌شود.

به طور کلی می‌توان نتایج این پژوهش را در موارد زیر خلاصه کرد:
۱. در این مقاله پژوهشگران براساس مدل استاندارد پخشی پرتوهای کیهانی، مطالعه‌ی جامعی بر ویژگی‌های طیفی الکترون‌های پرتوهای کیهانی با استفاده از داده‌های رصدخانه‌های HESS ،AMS-02 و Milagro و استفاده از کد GALPROP انجام داده‌اند.
۲. نتایج نشان می‌دهند که الکترون‌های آشکارشده در AMS-02 ویژگی‌های اولیه‌ی طیف توانی را دارد و هم‌چنین الکترون‌های اولیه، بخش غالب الکترون‌های پرتوهای کیهانی رصدشده‌ را تشکیل می‌دهند.
۳. در حدود ۱۰۰ GeV یک شکستگی در طیف مشاهده می‌شود و به جای یک تابع توانی، داده‌ها را می‌توان با دو تابع توانی مختلف، قبل و بعد از این انرژی، برازش کرد.
۴. در انرژی‌های پایین‌تر نیز شکستگی دیگری مشاهده می‌شود که با تابع توانی سومی می‌توان آن را برازش کرد.
۵. وجود این شکستگی‌ها در طیف الکترونی حاکی از آن است که علاوه بر بقایای ابرنواختری منابع دیگری نیز برای تولید آن‌ها وجود دارد، مانند ماده‌ی تاریک که منجر به تولید نامساوی الکترون و پوزیترون شود.
۶. ویژگی‌های طیفی الکترون‌های پرتوهای کیهانی نشان می‌دهند که این الکترون‌ها تنها ناشی از پس‌زمینه‌ی اخترفیزیکی نیستند و شار مازادی از پوزیترون‌ها مشاهده می‌شود.
۷. با استفاده از تفاوت بین الکترون‌های پرتوهای کیهانی و الکترون‌های اولیه در داده‌های AMS-02 و HESS، محدوده‌های جدیدی برای وجود شار مازاد پوزیترون‌ها در انرژی‌های بالاتر از TeV نیز پیش‌بینی می‌شود.
۸. اگر ماده‌ی تاریک مسئول این مشاهدات باشد، باید مقدار نامتقارنی از بار داشته باشد؛ به این معنی که تعداد الکترون‌ها و پوزیترون‌های یکسانی تولید نکند.
۹. ویژگی‌های پیچیده‌ی طیف الکترون‌ها می‌تواند به خاطر چندگانگی منابع تولید آن‌ها باشد. مثلا بقایای ابرنواختری به همراه ماده‌ی تاریک، یا پالسارها و ماده‌ی تاریک، و یا ماده‌ی تاریک با چند مؤلفه‌ی مختلف.
۱۰. تابش پرتوی گامای پخشی در کهکشان عمدتا از برخوردهای پرتوهای کیهانی با ماده‌ی میان‌ستاره‌ای در کهکشان راه شیری به وجود می‌آید و به سه روش واپاشی پایون خنثی، عکس کامپتون و تابش ترمزی تولید می‌شود.
۱۱. براساس داده‌های موجود رصدخانه‌های مذکور، مطالعه‌ای بر منبع این پرتوهای گاما در این مقاله انجام شده است و نتایج نشان می‌دهند که الکترون‌های پرتوهای کیهانی که شامل مازاد شار پوزیترون هم می‌شود، مؤلفه‌ی اصلی تولید این پرتو گاما نیست.
۱۲. فرآیند واپاشی پایون خنثی در محدوده‌ی انرژی ۰/۱ GeV تا ۱ TeV فرآیند غالب است و از ۵ TeV به بعد فرآیند عکس کامپتون غالب می‌شود.