مشاهدات خوشه‌ی «گلوله» و ماده‌ی تاریک

0 0 0 0

توسط آزاده کیوانی , 12 جولای 2015

جستجوی ماده‌ی تاریک در دو مبحث اخترفیزیک و فیزیک ذرات حائز اهمیت است. به نظر می‌رسد، ماده‌ی تاریک به شکل ذراتی باشد که با ماده‌ی عادی و نور واکنش ضعیفی دارد. بهترین کاندید اخترفیزیکی برای جستجوی ماده‌ی تاریک، خوشه‌های کهکشانی هستند. هم‌چنین مرکز کهکشان راه شیری و کهکشان‌های کوتوله‌ای که ماهواره‌های کهکشان راه شیری محسوب می‌شوند، کاندیدهای خوبی به شمار می‌آیند. در این مقاله، پرجرم‌ترین این کاندیدها یعنی خوشه‌های کهکشانی با جرم کلی بیش از ۱۰^۱۴  برابر جرم خورشید مورد بررسی قرار گرفته‌ شده‌اند. بیشتر این جرم شامل ماده‌ی تاریک است.

شکل ۱. تصویر مشاهدات NuSTAR از خوشه‌ی گلوله. منحنی‌های سیاه، تابش پرتوایکس توسط Chandra و منحنی‌های سبز همگرایی گرانشی ضعیف را نشان می‌دهند. دایره‌های سفید مناطق مشخص‌شده‌ی منابع را نشان می‌دهند. دایره‌های صورتی مناطق پس‌زمینه را نشان می‌دهند که مقدار مساوی تابش گاز با مناطق منابع دارد ولی جرم بسیار کم‌تری را داراست.

شکل ۲. طیف سه منطقه‌ی مختلف که در شکل ۱ آمده است. آبی مربوط به «قله»، سبز مربوط به «نیم‌قله»، و قرمز مربوط به «چپ» است. پرش مشاهده‌شده در منحنی‌ها که در جدود ۳۰ کیلوالکترون‌ولت رخ می‌دهد، از خطوط دستگاه می‌آید و تنها روش‌های مدل‌‌سازی پس‌زمینه‌ را تحت تاثیر قرار می‌دهد و نه تفریق پس‌زمینه را از داده‌ها.

علاوه بر بررسی منابع اخترفیزیکی ماده‌ی تاریک، پاسخ به این سؤال که خود ماده‌ی تاریک چیست بسیار مهم است. یکی از کاندیدهای ماده‌ی تاریک، نوترینوی sterile^۱  است. این نوع از نوترینو در مدل استاندارد فیزیک ذرات گنجانده نمی‌شود. به نظر می‌آید سبک‌ترین نوترینوی sterile از بین سه نوترینوی موجود، عامل اصلی سازنده‌ی ماده‌ی تاریک است. اصولا نوترینوی sterile می‌تواند به دو فوتون با انرژی مساوی تقسیم شود و در نتیجه یک خط نشری باریک به وجود آورد. پهنای این خط توسط پخش سرعت ذرات ماده‌ی تاریک مشخص می‌شود که برای خوشه‌های کهکشانی عموما از مرتبه‌ی ۱۰۰۰ کیلومتر بر ثانیه است که کوچک‌تر از دقت دستگاه‌های رصدخانه‌های موجود است. اما اگر بتوانیم شار تابش پرتو ایکس یک خط نشری را در انرژی مشخص محدود کنیم و فاصله‌ را تا خوشه بدانیم، می‌توانیم حدی برای درخشندگی خط نشری خوشه به دست آوریم. از آن‌جایی که جرم کل خوشه را نیز می‌دانیم، می‌توانیم تعداد نوترینوهای sterile با انرژی مشخص را تخمین بزنیم. نسبت حد درخشندگی خط نشری و تعداد نوترینوها، حدی برای آهنگ واپاشی ماده‌ی تاریک به دست می‌دهد.

اما از آن‌جایی که مدل نظری برای جرم نوترینوهای sterile ماده‌ی تاریک وجود ندارد، بهتر است در تمام باندهای طیفی پرتو ایکس در دسترس به جستجوی آن پرداخت. در این مقاله، نتایج جستجو در باند پرتو ایکس سخت گزارش می‌شود. برای این مطالعه از NuSTAR^۲  استفاده می‌شود. جستجوی ماده‌ی تاریک در محدوده‌ی ۳ تا ۸۰ کیلوالکترون‌ولت  و با مشاهده‌ی خوشه‌ی کهکشانی گلوله (در انتقال‌به‌سرخ ۰.۲۹۶) انجام می‌شود. این خوشه توسط NuSTAR در دو دوره و به مدت ۲۶۶ هزارثانیه رصد شده است. شکل ۱ این رصدها را نشان می‌دهد. مناطق نشان ‌داده‌شده در این شکل طوری انتخاب شده‌اند که مقدار ماده‌ی تاریک در آن‌ها بیشینه و مقدار تابش گاز در آن کمینه است. منطقه‌ی «قله» جرم بیشینه را داراست. منطقه‌ی «نیم قله»، فضای بیشتری را در بر دارد تا بتواند کیفیت فضایی پایین‌تر NuSTAR را نسبت به Chandra جبران کند. منطقه‌ی «چپ» تابش گاز کمتری دارد. طیف این سه منطقه در شکل ۲ نشان داده شده است.

شکل ۳. حدود به‌دست‌آمده برای زاویه‌ی ترکیب نوترینوی sterile برحسب تابع جرم که با حدود به‌دست‌آمده از مطالعات دیگر نیز مقایسه شده است. ناحیه‌ی خاکستری بالایی به علت تولید افراطی ماده‌ی تاریک قابل قبول نمی‌باشد و ناحیه‌ی پایینی به دلیل سنترهسته‌ای مهبانگ (رجوع شود به توضیحات متن). مناطق سایه‌دار رنگی حد مشاهدات مختلف را نشان می‌دهد.

با فرض این‌که تمام ماده‌ی تاریک از نوترینوهای sterile می‌آیند و با بررسی طیف مناطق بررسی‌شده در خوشه‌ی کهکشانی گلوله، پارامترهای نوترینوی sterile یعنی جرم و زاویه‌ی ترکیبی^۳ به دست می‌آیند. زاویه‌ی ترکیبی در واقع احتمال ترکیب با سبک‌ترین نوترینوی فعال را نشان می‌دهد. همان‌طور که در شکل ۳ نشان داده شده است، زوایای ترکیبی خیلی بزرگ منجر به تولید افراطی ماده‌ی تاریک می‌شوند که در نتیجه این مقادیر قابل قبول نیستند. هم‌چنین، مکانیسم‌های تولید رزونانس، نیازمند عدم تقارن لپتون‌های اولیه هستند که می‌توانند سنتز هسته‌ای و مقادیر عناصر کیهانی مهبانگ را تحت تاثیر قرار دهند.

حالت دیگر فرض کاندیدهای عمومی‌تر است؛ برای مثال، واپاشی ماده‌ی تاریک که منجر به تابش فوتون (دو فوتون در هر واپاشی) می‌شود. شکل ۴ حدهای به‌دست‌آمده را برای واپاشی ماده‌ی تاریک نشان می‌دهد. حدهای به‌دست‌آمده توسط مشاهدات NuSTAR به طور محسوسی حدهای فعلی را تغییر نمی‌دهند، اما در هر حال آزمایش خوبی بر صحت نتایج قبلی محسوب می‌شود. متاسفانه، ادعاهای رصد خط نشری موجود، در محدوده‌ی کم‌تر از مقدار حساسیت NuSTAR که ۳.۸۹ کیلوالترون‌ولت است قرار می‌گیرند.

شکل ۴.  حدود به‌دست‌آمده برای آهنگ واپاشی دو فوتون برحسب انرژی فوتون که با مقادیر به‌دست‌آمده از مطالعات دیگر نیز مقایسه شده است.

کهکشان راه شیری نیز در محدوده‌ی پرتو ایکس، حدهایی بر تابش خطوط قرار داده است. سود داشتن حدهای محلی، این است که منبع ماده‌ی تاریک در فاصله‌ی نزدیک‌تری است و مشاهدات بیشتری امکان‌پذیرند. اما نکته‌ی منفی آن این است که تعداد بیشتری منابع غیرگرمایی تابش پس‌زمینه وجود دارد و هم‌چنین مشکل خطای مشخصات جرم داخلی نیز وجود دارد. مشکل تابش پس‌زمینه با برداشتن منابع نقطه‌ای به مقدار زیادی از بین خواهد رفت و این با داشتن کیفیت فضایی لازم امکان‌پذیر خواهد بود. این موضوع با وجود NuSTAR امکان‌پذیر خواهد شد که در کارهای آینده‌ی این پژوهشگران منتشر خواهد شد.

به طور خلاصه در این مقاله، پژوهشگران مشاهدات خوشه‌ی گلوله توسط NuSTAR را برای تابش خط ماده‌ی تاریک (در محدوده‌ی ۳ تا ۸۰ کیلوالکترون‌ولت) به دقت مطالعه کرده‌اند. نتایج این مطالعات هیچ شار خط حائز اهمیتی را نشان نداده‌اند اما پژوهشگران حدود بالای شار تابش این خطوط را به دست آورده‌اند. با وجود این‌که قیود به‌دست‌آمده با قیود تحقیقات قبلی تفاوت چشم‌گیری ندارند، اما این اولین باری است که چینین جستجویی در این محدوده‌ی انرژی توسط مشاهدات متمرکز (بر یک نقطه از آسمان) انجام شده است. قیود به‌دست‌آمده می‌توانند با مشاهدات طولانی‌تر یا مطالعه‌ی منابع دیگر (مانند هاله‌ی کهشکان راه شیری) بهبود یابند.