พบเส้นรังสีที่ไม่รู้จักในสเปกตรัมของกระจุกกาแลคซี• Igor Ivanov •ข่าววิทยาศาสตร์เกี่ยวกับ "Elements" • Astrophysics

พบเส้นรังสีที่ไม่รู้จักในสเปกตรัมของกระจุกกาแลคซี

มะเดื่อ 1 กระจุกกาแลคซีใน Perseus ในแสง (ด้านซ้าย) และใน X-ray (ด้านขวา) ช่วง ขนาดของภาพแตกต่างกัน: ภาพออปติคัลสอดคล้องกับส่วนกลางของรังสีเอกซ์ รังสีเอกซ์ไม่ได้มาจากกาแลคซีเอง แต่จากก้อนเมฆก๊าซร้อนซึ่งเป็นกาแลคซีเหล่านี้ถูกฝังอยู่ การวัดสเปกตรัมของการแผ่รังสีนี้ช่วยให้เราสามารถหาสภาวะทางกายภาพในสื่ออวกาศได้ ภาพในช่วงแสงนำมาจากเว็บไซต์ www.cosmotography.com ใน X-ray โดยมี heasarc.gsfc.nasa.gov

นักวิจัยสองกลุ่มได้รายงานว่ามีการตรวจพบสายรังสีใหม่ที่มีพลังงาน 3.57 keV ในรังสีเอกซ์จากกระจุกกาแลคซี การแผ่รังสีนี้ต้องมาจากก๊าซห้วยอวกาศที่ร้อนซึ่งเต็มไปด้วยกระจุกของกาแลคซี แต่แตกต่างจากเส้นรังสีที่ไม่สามารถระบุได้ว่ามีการเปลี่ยนแปลงอะตอมใด ๆ ถ้าต้นกำเนิดที่ไม่ได้มาตรฐานของเส้นนี้ได้รับการยืนยันอาจบ่งบอกถึงการสลายตัวของอนุภาคของสสารมืดด้วยมวล 7.1 keV

สภาพแวดล้อมอวกาศในกระจุกกาแลคซี

กระจุกกาแลคซีเป็นวัตถุที่มีความโน้มถ่วงมากที่สุดในจักรวาลมีกาแล็กซีนับร้อยพันกาแล็กซีบางครั้งฝังอยู่ในเมฆมืดทั่วไป อวกาศในกระจุกดาวอาจดูเหมือนว่างเปล่าถ้าถูกตัดสินด้วยการสังเกตการณ์ทางแสง แต่ในความเป็นจริงมันเต็มไปด้วยพลาสม่าที่ถูกทำให้แข็งตัวร้อนซึ่งมีอุณหภูมินับสิบล้านองศา (รูปที่ 1) พลาสม่านี้ในกลุ่มเป็นอย่างมาก; มวลรวมของดาวฤกษ์มีมวลมากกว่ามวลของดาวฤกษ์ในกาแลคซีทั้งหมดของกระจุกดาวตามลำดับความสำคัญ พลาสมานี้มีไฮโดรเจนและฮีเลียมไม่เพียงเท่านั้น แต่ยังรวมถึงธาตุหนักต่างๆที่สังเคราะห์ขึ้นในระหว่างการเผาไหม้ดาวและการระเบิดของซุปเปอร์โนวาและสะสมอยู่ในสื่อระหว่างอวกาศอีกด้วย การวาดภาพคล้ายคลึงกับธรณีวิทยาเราสามารถพูดได้ว่าองค์ประกอบของไอโซโทปของก๊าซอวกาศเป็นชั้น "astrophysical" ของสสารซึ่งจะมีการบันทึกเรื่องราวของวิวัฒนาการดาวฤกษ์ในกาแลคซีเป็นเวลาหลายพันล้านปี

เนื่องจากอุณหภูมิสูงพลาสม่าระหว่างกาแลคซีในกระจุกดาวในช่วงรังสีเอกซ์ รังสีนี้ได้รับการบันทึกอย่างดีจากดาวเทียมที่สังเกตการณ์ท้องฟ้าในรังสีเอกซ์และสามารถเรียกคืนองค์ประกอบของไอโซโทปและสภาวะทางกายภาพในสื่อนี้ได้ที่อุณหภูมิดังกล่าวอะตอมทั้งหมดจะมีไอออนไนซ์สูงและในสเปกตรัมของรังสีนี้จะเห็นเส้นหลาย ๆ อันที่สอดคล้องกับการเปลี่ยนผ่านระหว่างระดับอิเล็กตรอนต่างๆในไอออนต่างๆ การลงทะเบียนโฟตอนของรังสีเอกซ์และการวัดค่าพลังงานของพวกเขาเป็นไปได้ที่จะสร้างสเปกตรัมรังสีเอกซ์จากกระจุกดาวและลงทะเบียนสายการปล่อยไอเสียในแต่ละส่วน การเปรียบเทียบเส้นเหล่านี้กับเส้นการเปลี่ยนผ่านของไอออนที่มีประจุไฟฟ้าสูงรวมทั้งการวัดความเข้มของเส้นเหล่านี้เราสามารถหาองค์ประกอบและสภาวะต่างๆในสื่อระหว่างอวกาศภายในกลุ่มได้

เพื่อหลีกเลี่ยงการเข้าใจผิดจำเป็นต้องพูดถึงการเปลี่ยนสีแดงในทันที วัตถุอวกาศระยะไกลกำลังเคลื่อนห่างจากเราด้วยความเร็วที่สำคัญเนื่องจากการขยายตัวของจักรวาล จากนี้สเปกตรัมที่บันทึกโดยเราจะถูกเลื่อนไปยังขอบเขตของความยาวคลื่นขนาดใหญ่ (ไปยัง "พื้นที่สีแดง") เมื่อเทียบกับคลื่นความถี่ที่ปล่อยออกมา เมื่อนักดาราศาสตร์พูดถึงสเปกตรัมรังสีเอกซ์ของกลุ่มกาแลคซีพวกเขาหมายถึงสเปกตรัม โดยคำนึงถึงเรื่อง Redshiftนั่นคือสเปกตรัมจะถูกแปลงเป็นระบบอ้างอิงของแหล่งข้อมูล สเปกตรัมดังกล่าวสามารถนำมาเปรียบเทียบกับค่าตารางและกันได้

มีหอสังเกตการณ์ดาวเทียมหลายแห่งที่สามารถถ่ายรังสีเอกซ์ในพื้นที่พลังงานของเกาะเคย์ได้หลายแห่ง นี่คือหอสังเกตการณ์ชาวอเมริกันจันทราดาวเทียมของยุโรป XMM-Newton, ดาวเทียมญี่ปุ่น Suzaku; ในปีพ. ศ. 2015 จะมีการเปิดตัวหอดูดาว X-ray Astro-H แห่งใหม่ในประเทศญี่ปุ่นด้วย ข้อมูลจากดาวเทียมเหล่านี้ได้รับอนุญาตไม่เพียง แต่จะเห็นการปล่อยรังสีเอ๊กซ์ของกระจุกดาวกาแลคซี แต่ยังเพื่อตรวจจับเส้นของแต่ละองค์ประกอบ ได้แก่ ออกซิเจนนีออนอาร์กอนเหล็กและอื่น ๆ สำหรับกลุ่มที่ใกล้เคียงและสว่างที่สุดในรังสีเอกซ์ (ตัวอย่างเช่นสำหรับกลุ่ม Perseus ที่แสดงในรูปที่ 1) การกระจายตัวของอุณหภูมิองค์ประกอบของไอโซโทปและพารามิเตอร์พลาสม่าอื่น ๆ จะได้รับไม่เพียง แต่ในกลุ่มทั้งหมดเท่านั้น แต่ยังอยู่ในส่วนที่เป็นศูนย์กลางมากที่สุด โดยทั่วไปปริมาณข้อมูลที่มีอยู่แล้วในการปล่อยรังสีเอกซ์ของกระจุกกาแลคซีมีขนาดใหญ่มาก (จำนวนมากที่บันทึกไว้ของโฟตอนเอ็กซ์เรย์ที่บันทึกไว้) และนี่ทำให้เราสามารถค้นหาคุณลักษณะใหม่ ๆ ในข้อมูลเหล่านี้ได้

รายละเอียดของงานแรก

กลางเดือนกุมภาพันธ์บทความ arXiv: 1402.2301 ปรากฏอยู่ในที่เก็บถาวรของ e-prints ซึ่งการวิเคราะห์สเปกตรัมไม่ได้ดำเนินการสำหรับกลุ่มกาแลคซีแต่ละกลุ่ม แต่สำหรับซ้อนทับและสรุปข้อมูลของกลุ่มจำนวนมากการวิเคราะห์นี้ขึ้นอยู่กับแคตตาล็อกผลการสำรวจดาวเทียม XMM-Newton ซึ่งได้รับการคัดเลือก 73 กลุ่มที่สว่างพอ (โฟตอนที่ลงทะเบียนไว้แล้ว 10 พันครั้ง) และกลุ่มกาแลคซีที่อยู่ใกล้เคียงกับเรา (เปลี่ยนเป็นสีแดงตั้งแต่ 0.01 ถึง 0.35) เนื่องจากแหล่งที่มาเหล่านี้มีการเปลี่ยนสีที่ต่างกัน มองเห็นได้ สเปกตรัมจะเปลี่ยนไปเมื่อเทียบกับแต่ละอื่น ๆ และไม่สามารถเพิ่มสเปกตรัมดังกล่าวได้ อย่างไรก็ตามหลังจากที่สเปกตรัมทั้งหมดได้รับการคำนวณใหม่ในระบบอ้างอิงของแต่ละกลุ่มแล้วควรจัดแนวให้สอดคล้องกันและเป็นสเปกตรัมที่เกิดขึ้นในงาน

ความหมายของขั้นตอนสำหรับการสรุปสเปกตรัมค่อนข้างชัดเจน ขั้นแรกให้คุณสามารถเพิ่มสถิติข้อมูลได้ ถ้าสายการแผ่รังสีบางส่วนอ่อนแอเกินกว่าที่จะแยกแยะออกจากความผันผวนทางสถิติในสเปกตรัมของกระจุกดาวแต่ละดวงได้จะสามารถสังเกตเห็นได้มากขึ้นเมื่อมีการรวมสเปกตรัมเป็นจำนวนมากในรูปแบบเดียวกัน แน่นอนว่าด้วยผลรวมดังกล่าวคุณลักษณะเฉพาะของกาแลคซีแต่ละกลุ่มสามารถ "ยุบ" ได้ แต่ก่อนหน้านี้เส้นรังสีที่เป็นลักษณะของแหล่งข้อมูลส่วนใหญ่นั่นคือเส้นที่ตอบสนองต่อกระบวนการทางกายภาพสากลบางอย่างจะออกมา

ขั้นตอนที่สองขั้นตอนนี้จะช่วยลดความไม่แน่นอนของเครื่องมืออย่างหมดจด แม้ว่าตัวตรวจจับโฟตอนเอ็กซ์เรย์จะมีข้อบกพร่องที่ไม่ได้บันทึกไว้ในช่วงพลังงานบางข้อข้อบกพร่องนี้จะไม่ซ้อนทับซ้อนกันเมื่อสรุปค่าสเปกตรัมที่คำนวณใหม่ แต่กระจายไปทั่วบริเวณกว้าง อาร์กิวเมนต์เดียวกันนี้ใช้กับการส่องสว่างด้วยรังสีเอกซ์จากกาแลคซีของเรา ดังนั้นหากพบคุณสมบัติใหม่ในสเปกตรัมทั้งหมดพวกเขาจะระบุกระบวนการที่น่าสนใจบางอย่างในแหล่งข้อมูลและจะไม่เกี่ยวข้องกับตัวเครื่องเอง

เป็นประโยชน์ที่จะเน้นว่าในตัวเองได้รับสเปกตรัมทั้งหมดที่เกี่ยวข้องกับปัญหาทางเทคนิคต่างๆ ตัวอย่างเช่นต้องแยกการแผ่รังสีเอกซ์ออกจากกระจุกดาวห่างไกลจากแหล่งที่มาใกล้ชิดซึ่งกระจายไป (เช่นรัศมีของกาแลคซีของเรา) และแหล่งจุดที่ไม่ใช่แหล่งกาแลคซีและไม่ควรทำด้วยตนเอง แต่โดยอัตโนมัติ ความละเอียดอ่อนอื่น ๆ เกี่ยวกับความหมายของการเปลี่ยนสีแดงสำหรับการคำนวณสเปกตรัม แน่นอนขนาดของการเปลี่ยนสีแดงสามารถพบได้จากการสังเกตการณ์ทางแสง – หลังจากที่ทุกกาแลคซีในแต่ละกลุ่มจะมองเห็นได้ชัดเจนแต่ไม่มีการรับประกันว่าระบบอ้างอิงของก๊าซระหว่างอวกาศที่ร้อนจะเกิดขึ้นพร้อมกันกับระบบอ้างอิงเฉลี่ยของกาแลคซี นอกจากนี้ยังมีตัวอย่างที่มีชื่อเสียง (Bullet Cluster) ซึ่งก๊าซและกาแลคซีแยกออกจากกันอย่างเห็นได้ชัด ดังนั้นการตรวจหา redshift ผู้เขียนจึงไม่ใช้การสังเกตทางแสง แต่เป็นคนรังสีเอกซ์เดียวกัน ในสเปกตรัมของแต่ละกระจุกพบว่ามีการตรวจจับรังสีความร้อนของเหล็กและมีการคำนวณการเปลี่ยนแปลงของก๊าซหุงต้มที่ร้อนขึ้นจากพวกเขา

ในรูป 2 แสดงสเปกตรัมทั้งหมดที่เกิดขึ้นในช่วงพลังงานตั้งแต่ 1 ถึง 10 keV ดาวเทียม XMM-Newton ดำเนินการบนกระดานสองอาร์เรย์ที่ละเอียดอ่อน X-ray (MOS และ PN กล้อง) ที่ได้รับสเปกตรัมอิสระ สเปกตรัมเหล่านี้มีเส้นโค้งที่ค่อนข้างราบรื่นสูงสุดในพื้นที่ 1 keV ซึ่งค่อยๆลดลงเป็นพลังงานที่สูง กับพื้นหลังของเส้นโค้งเรียบมีหลายสายการปล่อยที่แข็งแกร่งโดยเฉพาะอย่างยิ่งสายเหล็ก การวิเคราะห์สเปกตรัมเหล่านี้ช่วยให้สามารถตรวจจับสายการแผ่รังสีที่อ่อนแอได้มากขึ้นและเปรียบเทียบกับข้อมูลของฟิสิกส์อะตอมข้อมูลเกี่ยวกับเส้นเหล่านี้ถูกนำมาจากฐานข้อมูลอะตอมมิกสเปกโตรสโกปีอะตอมและมีเส้นรังสีทั้งหมด 28 เส้นอยู่ในช่วงตั้งแต่ 2 ถึง 10 keV ซึ่งสอดคล้องกับไอออนที่เติมประจุจากอะลูมิเนียมไปเป็นนิกเกิล

มะเดื่อ 2 รวมรังสีเอกซ์จากกาแลคซีกลุ่มทั้งหมด 73 กลุ่มที่ได้จากกล้อง MOS และ PN ของหอสังเกตการณ์ XMM-Newton เส้นสีแดงและสีดำ – สเปกตรัมที่เกี่ยวข้องกับกลุ่ม, เส้นสีเขียวและสีน้ำเงิน – พื้นผิวรังสีเอกซ์ที่เหลืออยู่ในห้องทั้ง 2 ห้อง เส้นสายที่แข็งแกร่งที่สุดของรังสีและพลังงานของพวกเขาจะได้รับการลงนาม แนวตั้ง การไหลล่าช้า – จำนวนโฟตอนของรังสีเอกซ์ที่ลงทะเบียนต่อวินาทีต่อช่วงพลังงาน 1 keV ภาพจากบทความภายใต้หัวข้อ E. Bulbul et al.

หลังจากที่เส้นเหล่านี้ได้รับการระบุและนำเข้าบัญชีแล้วปรากฏว่ามีสเปกตรัมอยู่ อีกหนึ่งส่วนเกินประมาณ 3.57 KeV. ส่วนเกินนี้ค่อนข้างสำคัญ – นัยสำคัญทางสถิติมีค่าเบี่ยงเบนมาตรฐาน 4-5 และค่อนข้างคล้ายกับสายการเล็ดรอดอื่น ปัญหาเดียวก็คือ ไม่มีไอออนที่มีการเปลี่ยนแปลงพลังงานเช่นไม่เป็นที่รู้จัก. การค้นพบคุณลักษณะที่ไม่สามารถระบุตัวตนนี้เป็นผลงานหลักของผลงาน

ต้องบอกด้วยว่าไม่ได้มองไปที่สเปกตรัมผลนี้ไม่ได้เป็นที่น่าทึ่ง นอกจากนี้ผู้เขียนรับทราบว่าได้รับที่ขีด จำกัด ของความไวของตราสาร ในรูป 3 แยกกันและในระดับที่ดีขึ้นแสดงให้เห็นพื้นที่สเปกตรัมจาก 3 ถึง 4 KeV

มะเดื่อ 3 ขึ้น: สเปกตรัมของกล้อง MOS ในภูมิภาคจาก 3 ถึง 4 keV ของหอสังเกตการณ์ XMM-Newton แยก ชน – ผลของการสังเกตการณ์ที่มีข้อผิดพลาด เส้นโค้งสีแดง – การทำสำเนาที่ดีที่สุดของสเปกตรัมเมื่อคำนึงถึงเส้นที่รู้จักกันเฉพาะของรังสีของไอออน, เส้นโค้งสีฟ้า – ผลของการเพิ่มอีกสายรังสีที่ไม่รู้จักก่อนหน้านี้ ลงด้านล่าง: ความเบี่ยงเบนของข้อมูลการสังเกตจากเส้นโค้งสีแดงและสีน้ำเงิน ภาพจากบทความภายใต้หัวข้อ E. Bulbul et al.

เส้นโค้งสีแดงที่นี่สอดคล้องกับผลที่ควรได้รับโดยพิจารณาเส้นผ่านศูนย์กลางที่รู้จักกันเพียงเส้นสีฟ้าเป็นผลโดยคำนึงถึงบรรทัดใหม่ ตาในภาพด้านบนแสดงให้เห็นสามเนิน แต่ในความเป็นจริง 10 สายที่รู้จักตกอยู่ในบริเวณนี้ส่วนใหญ่อ่อนแอเกินกว่าที่จะมีลักษณะเหมือน tubercles ทั้งหมด 10 เส้นใช้ในการสร้างกราฟสีแดงและยังคงเป็นส่วนศูนย์กลางที่มีการเบี่ยงเบนจากข้อมูลอย่างเป็นระบบแต่ถ้าคุณเพิ่มบรรทัดที่ 3.57 keV บังเอิญกับข้อมูลที่เหมาะ นี่คือเห็นได้ชัดโดยเฉพาะอย่างยิ่งในตัวเลขด้านล่างซึ่งแสดงให้เห็นว่าข้อมูลที่สังเกตแตกต่างจากเส้นโค้งที่เรียบ: จุดสีแดงจากเส้นโค้งสีแดงและจุดสีน้ำเงินจากสีฟ้า

ค้นหาคำอธิบายแบบ "โลกีย์"

เช่นเดียวกับงานทดลองที่เกี่ยวข้องกับการประมวลผลข้อมูลการค้นพบสิ่งใหม่ ๆ คือสิ่งแรกคือสัญญาณเพื่อตรวจสอบข้อผิดพลาดและข้อสมมติฐานทั้งหมดที่ทำขึ้นในการวิเคราะห์ข้อมูล หลังจากทั้งหมดการวิเคราะห์ดังกล่าวเต็มไปด้วยรายละเอียดปลีกย่อยและเป็นไปได้ว่าหนึ่งในนั้นจะอธิบายผลที่ไม่คาดคิด จริงๆแล้วบทความส่วนใหญ่ได้ให้คำอธิบายโดยละเอียดเกี่ยวกับการตรวจสอบจำนวนมากเหล่านี้

ประการแรกมันเป็นสิ่งจำเป็นที่จะกำจัดความเป็นไปได้ว่านี่เป็นทางสถิติอย่างหมดจด บรรทัดใหม่ปรากฏในสเปกตรัมที่ได้รับ ของทั้งสอง หอสังเกตการณ์ XMM-Newton ในสเปกตรัมของกล้อง MOS ความสำคัญทางสถิติถึง5σในสเปกตรัมของกล้อง PN มันเป็น4σ อย่างไรก็ตามมีความแตกต่างเล็กน้อยระหว่างตำแหน่งของเส้นใหม่ในสองสเปกตรัม แต่ไม่สำคัญมาก ความน่าจะเป็นของความบังเอิญของความตึงเครียดที่เกิดขึ้นทั้งสองอย่างนี้มีค่าพลังงานใกล้เคียงกันอยู่เล็กน้อย

นอกจากนี้ถ้าเรายอมรับว่านี่ไม่ใช่ความผันผวนทางสถิติ แต่เป็นการแสดงออกถึงกระบวนการที่เกิดขึ้นจริงในทุกกลุ่ม (หรือมากที่สุด) แล้วก่อนอื่นเราจำเป็นต้องตรวจสอบว่าสายที่รู้จักกันดีบางแห่งอาจทำให้รูปร่างผิดรูปได้หรือไม่ จะมีลักษณะเป็นส่วนเบี่ยงเบนนี้ ข้อสงสัยหลักอยู่บนเส้นของการปล่อยก๊าซอาร์เรย์ชาร์จ 16 ในระหว่างการรวมตัวเป็นอิเลคทรอนิคส์และในสายของโพแทสเซียมค่าใช้จ่าย 17; ใกล้เคียงกัน: มีพลังงานเท่ากับ 3.62 keV และ 3.51 keV ตามลำดับ ผู้เขียนได้ศึกษาโอกาสนี้อย่างรอบคอบและได้ข้อสรุปดังต่อไปนี้ ในการกำหนดเส้นนี้ให้เป็นที่รู้จักของอาร์กอนและโพแทสเซียมจำเป็นต้องเพิ่มความเข้มข้นของไอออนเหล่านี้ในพลาสมาสิบเท่า แต่แล้วในสเปกตรัมก็จะเพิ่มขึ้นเป็นสิบเท่าและ สายอื่น ๆ ของไอออนเดียวกัน – เนื่องจากไอออนชนิดเดียวกันแสดงออกในสเปกตรัมหลายบรรทัดในครั้งเดียว! เส้นที่แตกต่างกันอาจมีความเข้มที่แตกต่างกันซึ่งขึ้นอยู่กับอุณหภูมิ แต่ก็ยังเป็นไปไม่ได้ที่จะเลือกเงื่อนไขสำหรับคำอธิบายง่ายๆเกี่ยวกับการเบี่ยงเบน

ช่องโหว่สุดท้ายคือว่ามันอาจเป็นลักษณะที่แปลกประหลาดของกาแลคซีกระจุกตัวหนึ่งอันใดอันหนึ่งผู้แต่งได้แบ่งสเปกตรัมทั้งหมดออกเป็น 3 กลุ่มคือ (1) กลุ่ม Perseus Cluster ที่สว่างที่สุดของตัวอย่างทั้งหมด Fig. 1; (2) กลุ่มที่ใกล้ชิดและสว่างอีกสามกลุ่ม (3) 69 กลุ่มที่เหลือ มันเปิดออกที่บรรทัดใหม่สามารถตรวจสอบที่ระดับนัยสำคัญทางสถิติของมากกว่า3σ ในทั้งสามกลุ่ม. จริงและไม่มีแมลงวันในครีม ปรากฏว่าในกลุ่ม Perseus เดียวกันกลุ่มเดียวสายการปล่อยก๊าซอาร์กอนที่ 3.62 keV มีความแข็งแกร่งอย่างผิดปกติ ซึ่งหมายความว่ารายละเอียดปลีกย่อยบางส่วนยังไม่ชัดเจนอยู่ในกลุ่มแยกต่างหาก แต่ก็ยังไม่สามารถเขียนบรรทัดใหม่ให้กับพวกเขาได้

รายละเอียดของงานชิ้นที่สอง

แท้จริงแล้วไม่กี่วันหลังจากข้อความแรกในที่เก็บข้อมูล e-print บทความ arXiv ปรากฏว่า: 1402.4119 ของกลุ่มอื่น (การวิเคราะห์ดำเนินการโดยทั้งสองทีมโดยอิสระ) นอกจากนี้ยังใช้ข้อมูล XMM-Newton แต่มีเฉพาะจากสองแหล่งคือ Perseus Cluster และ Andromeda Nebula (รูปที่ 4) ซึ่งเป็นกาแลคซีที่ใหญ่ที่สุดที่อยู่ใกล้ที่สุด ผลของบทความเหมือนกัน – ในสเปกตรัม X-ray ของทั้งสองแหล่ง สายรังสี "พิเศษ" ตรวจพบที่ 3.52 keVซึ่งใกล้เคียงกับข้อมูลของกลุ่มแรก ความสำคัญทางสถิติที่สะสมของสัญญาณนี้คือ4.4σเมื่อสังเกตจากแหล่งข้อมูลเหล่านี้ไม่พบบรรทัดใหม่

มะเดื่อ 4 สเปกตรัมของรังสีเอกซ์จากส่วนกลางของเนบิวลา Andromeda จากผลการสังเกตการณ์กล้อง MOS ของหอสังเกตการณ์ XMM-Newton ด้านซ้าย: สเปกตรัมทั้งหมดตั้งแต่ 1 ถึง 8 keV, ด้านขวาพื้นที่ตั้งแต่ 3 ถึง 4 KeV การกำหนดเช่นเดียวกับในรูป ภาพจากบทความกล่าว A. Boyarsky et al.

งานวิจัยชิ้นนี้แสดงให้เห็นถึงคุณลักษณะที่สำคัญอีกอย่างหนึ่งของการแผ่รังสีใหม่ เนื่องจากขนาดมุมเชิงมุมของทั้งสองแหล่งจึงเป็นไปได้ที่จะวัดการพึ่งพาความสว่างของเส้นนี้ในระยะทางไปยังศูนย์กลางของแหล่งที่มาในการประมาณค่าที่คร่าวๆ มันค่อยๆลดลงด้วยระยะทางจากใจกลางตรงอย่างแม่นยำอัตราที่คาดว่าจากการกระจายตัวของสสารมืดมากกว่าก๊าซร้อน

บรรทัดใหม่เป็นสัญญาณจากสสารมืด

ถ้าบรรทัดใหม่ชี้ไปที่กระบวนการใหม่อย่างสมบูรณ์เราต้องยอมรับว่าเป็นเหมือนสัญญาณจากอนุภาคสสารมืด มันตั้งอยู่ที่จำเป็น – ในกระจุกกาแลคซีและไม่อยู่ในที่ใด ๆ แต่ในตัวอย่างทั้งหมด มันอ่อนแอซึ่งหมายถึงความเป็นไปได้ที่จะเกิดการสลายตัวและมีชีวิตที่ยาวนานของอนุภาคเหล่านี้ดูเหมือนว่าจะมีสายรังสีที่แยกตัวออกมาซึ่งควรจะเป็นสำหรับการสลายตัวของโฟตอนและอนุภาคอื่น ๆ สุดท้ายการกระจายเชิงพื้นที่ของมันจะสอดคล้องกับสสารมืดมากยิ่งขึ้นกว่าเมื่อใช้ก๊าซร้อน

ผู้สมัครที่เป็นธรรมชาติมากที่สุดสำหรับอนุภาคของสสารมืดนั้นมีคุณสมบัติเช่นนี้ neutrino ที่ปราศจากเชื้อ. นี่เป็นวิธีใหม่ที่เรียกว่านิวทริโน่ชนิดใหญ่ซึ่งตัวเองไม่ได้มีส่วนร่วมกับปฏิสัมพันธ์ใด ๆ ที่รู้จักกันดีนอกเหนือจากแรงดึงดูด (เพราะฉะนั้นคำว่า "หมัน") และเพียงไม่ค่อยจะเปลี่ยนเป็นนิวทริโน่ธรรมดาได้ neutrino ที่ปราศจากเชื้อสามารถเน่าเปื่อยลงใน neutrino และโฟตอนซึ่งแต่ละส่วนจะมีพลังงานเหลืออยู่ครึ่งหนึ่งของ neutrino ปรากฎว่าเพื่ออธิบายบรรทัดการปล่อยใหม่มวลของ neutrino ที่ปราศจากเชื้อควรเป็น 7.1 keV

ค่าดังกล่าวได้รับอนุญาตอย่างสมบูรณ์ มวลของอนุภาคสสารมืดไม่เป็นที่รู้จักดังนั้นตอนนี้เรากำลังค้นหาอนุภาคที่มีน้ำหนักเบาและเบามาก (แม้ว่าแสงอัลตราไวโอเลตจะไม่เป็น fermions) การค้นหาการแสดงออกของสสารมืดด้วยมวลของ KeV จำนวนมากยังอยู่ระหว่างการดำเนินการ แต่จนถึงขณะนี้ยังไม่ได้รับสัญญาณบวกใด ๆ จากพวกเขาถ้าเราคิดว่าสารมืดทั้งหมดประกอบด้วยอนุภาคดังกล่าวแล้วความเข้มที่วัดได้ของสายการปล่อยก๊าซจะช่วยให้เราสามารถกำหนดปริมาณของการผสมระหว่าง neutrinos แบบเดิมและเป็นหมัน ผลการทดลองพบว่าการผสมที่เกิดขึ้นนั้นอ่อนแอมากและไม่ได้ขัดแย้งกับผลการค้นหาเหล่านี้ อย่างไรก็ตามแม้ว่าจะปรากฎว่าเราเห็นการสลายตัวของ neutrinos ที่ปราศจากเชื้อจริงๆไม่มีใครแน่นอนที่สามารถรับประกันได้ว่า ทั้งหมด สสารมืดประกอบด้วยเฉพาะของพวกเขา

ดังนั้นสิ่งที่นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์จำเป็นต้องทำตอนนี้เพื่อที่จะเปลี่ยนข้อความนี้จากสัญญาณที่น่าสงสัยเป็นความรู้สึกที่แท้จริง? ก่อนอื่นให้ทำซ้ำการวิเคราะห์เดียวกันจากดาวเทียมสองดวง Chandra และ Suzaku ข้อสังเกตของกลุ่ม Perseus และ Virgo ที่ดำเนินการโดย Chandra Observatory ได้รับการวิเคราะห์ในเอกสารฉบับแรกที่อยู่ระหว่างการสนทนา ในกลุ่ม Perseus เส้นนี้ยิ่งกว่านั้นด้วยพารามิเตอร์ที่คล้ายกันและในกลุ่มราศีกันย์ก็จะหายไป อย่างไรก็ตามยังไม่ได้รับสเปกตรัมทั้งหมดจากกระจุกดาวขนาดใหญ่ที่ศึกษาโดยจันทรา

ประการที่สองตอนนี้นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์กำลังรอคอยที่จะเปิดตัว Astro-H X-ray Observatory ใหม่ ด้วยความละเอียดของพลังงานที่ดีขึ้นจะช่วยให้ไม่เพียง แต่แยกเส้นทางที่ไม่ดีออกจาก 3.51 และ 3.62 keV ออกจากกันบรรทัดใหม่ แต่ยังอยู่ในรูปแบบของเส้นเพื่อให้เข้าใจถึงต้นกำเนิด – ไม่ว่าจะเป็นพลาสมาหรือเมฆมืด หากความคาดหวังในเชิงบวกได้รับการยืนยันจะกลายเป็นค้นพบที่มีประสิทธิภาพในดาราศาสตร์ฟิสิกส์

แหล่งที่มา:
1) E. Bulbul et al. การตรวจหาสายปล่อยไอเทมที่ไม่ได้ระบุในสเปกตรัมของรังสีเอกซ์แบบกองซ้อนของกระจุกกาแลคซี // e-print arXiv: 1402.2301 [astro-ph.CO]
2) A. Boyarsky O. Ruchayskiy, D. Iakubovskyi, J. Franse รังสีเอกซ์จากกาแลคซีอันโดรเมดาและกระจุกกาแลคซีของ Perseus // e-print arXiv: 1402.4119 [astro-ph.CO]

ดูเพิ่มเติม:
สัญญาณของสสารมืดนิวทริโนการอภิปรายเกี่ยวกับงานในบล็อก Resonaances.

Igor Ivanov


Like this post? Please share to your friends:
ใส่ความเห็น

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