Темная материя выдаст себя разогревом нейтронных звезд
Американские физики исследовали падение темной материи на нейтронную звезду и показали, что параметры взаимодействия частиц обычной и темной материи связаны с температурой звезды. Более того, для некоторых моделей этот способ позволяет получить оценки, которые превосходят существующие оценки, найденные в экспериментах по прямому поиску темной материи. Статья опубликована в Physical Review D.
Темная материя необходима для объяснения кривых вращения и гравитационного линзирования на галактиках с «недостающей» массой, и большинство физиков уверены в ее существовании. К сожалению, несмотря на сильные гравитационные свидетельства, в экспериментах по прямому детектированию частицы темной материи до сих пор не были найдены. На данный момент оценка сверху для сечения взаимодействия частиц обычной и темной материи составляет ничтожно малые 10−42 квадратных сантиметров. Это заставляет физиков задумываться о природе темной материи, а также искать альтернативные способы ее детектирования.
Например, в новой статье физики из Калифорнийского и Нотр-Дамского университетов предложили искать темную материю с помощью нейтронных звезд. Из-за огромной силы притяжения такие звезды должны очень эффективно захватывать частицы — поток темной материи, падающей на типичную нейтронную звезду, оценивается приблизительно в 25 грамм в секунду. Из-за этого нейтронные звезды должны заметно разогреваться, и наблюдая за ними в инфракрасном диапазоне, можно определить сечение взаимодействия частиц обычной и темной материи. В то же время, такой разогрев будет происходить в широком диапазоне параметров темной материи, а значит, позволит обнаружить гипотетические частицы как с малой массой, так и с большой.
По предыдущим оценкам авторов, вклад падающей темной материи в температуру нейтронной звезды пропорционален корню четвертой степени из параметра f, который зависит от сечения взаимодействия частиц темной материи с нуклонами σχn и от порогового сечения σt. В свою очередь, пороговое сечение определяется геометрическими размерами нейтронной звезды (чем больше звезда, тем легче ей захватить частицу) и массой гипотетических частиц mχ. Для слишком легких частиц импульс оказывается сравним с импульсом Ферми нейтронов звезды, и σt ~ 1/mχ. Напротив, массивные частицы (с массами более миллиона гигаэлектронвольт) имеют такой большой импульс, что захватываются звездой только после нескольких рассеяний, и пороговое сечение пропорционально числу таких рассеяний σt ~ mχ.
Однако самая важная часть зависимости «сидит» в сечении взаимодействия частиц темной материи с нейтронами σχn, поскольку она определяется природой темной материи и меняется от модели к модели. Здесь ученые считали частицы темной материи майорановскими фермионами (то есть частицами с полуцелым спином, которые являются собственной античастицей) и рассматривали четыре различных механизма, определяющих их взаимодействие с частицами обычной материи. Каждый из этих механизмов зависит от параметра обрезания Λ, который устанавливает характерный масштаб энергий, ниже которых взаимодействие почти не происходит.
Кроме того, нейтронная звезда может дополнительно разогреваться из-за аннигиляции захваченных частиц темной материи. В этом случае температура звезды тоже будет пропорциональна корню четвертной степени из параметра f, но с другим коэффициентом пропорциональности. Для этого время жизни звезды должно превышать время установления теплового равновесия между частицами темной материи и нейтронами, а также время, в течение которого звезда выходит на постоянную скорость захвата материи. Для двух из четырех рассмотренных механизмов это условие выполнялось, но для двух оставшихся нет, и их подробное исследование ученые отложили на будущее.
Наконец, ученые оценили, к каким ограничениям на параметр обрезания Λ в зависимости от массы частиц темной материи приводят различные значения параметра f, который можно определить по температуре звезды. Для этого они рассмотрели типичную нейтронную звезду массой около полутора масс Солнца и радиусом примерно десять километров. Оказалось, что для всех рассмотренных механизмов взаимодействия ограничения, определенные по нейтронным звездам, сравнимы с текущими экспериментами по прямому детектированию, а в некоторых случаях даже превосходят их (смотри графики).
Стоит отметить, что на данный момент у астрономов нет инструментов, с помощью которых можно было бы измерить температуру нейтронных звезд и увидеть предсказанное авторами статьи разогревание. Тем не менее, инфракрасный космический телескоп «Джеймс Уэбб», запуск которого планируется на весну 2019 года, сможет выполнить такие измерения. В этом случае наблюдения уже за одной-единственной нейтронной звездой будет достаточно, чтобы уточнить величину сечения взаимодействия частиц обычной и темной материи.
В ноябре прошлого года физик-теоретик из Брукхейвенской национальной лаборатории предложил объяснить неудачи экспериментов по прямому поиску темной материи тем, что частицы темной материи обходят Землю стороной, и детектировать попросту нечего. В своей статье он рассматривает гипотетическую силу отталкивания, которая быстро затухает (экспоненциально) при удалении от массивных объектов и становится незаметной на масштабах галактик, но не дает частицам темной материи приблизиться к таким телам, как Земля или Солнце. Если гипотеза физика верна (а подтверждений у нее пока что нет), работа американских физиков не имеет смысла, поскольку темная материя не будет падать на нейтронные звезды и разогревать их.
Дмитрий Трунин
Он распался на кислород <sup>24</sup>O и четыре нейтрона
Японские физики синтезировали самый тяжелый на сегодняшний день изотоп кислорода 28O с магическим числом и нейтронов, и протонов. Он оказался нестабильным, несмотря на предсказанные для него магические свойства, и моментально распадался на четыре нейтрона и кислород 24O. По мнению авторов статьи в Nature, эти результаты указывают на сложную структуру нейтронной оболочки 28O с близкими по энергии возбужденными состояниями. Стабильность изотопов физики описывают разными теоретическими моделями. В частности, некоторые из них предсказывают высокую стабильность изотопов с определенным — магическим — числом протонов и нейтронов. Для протонов магическими являются числа Z = 2, 8, 20, 50, 82, 114, 126, а для нейтронов — числа N = 2, 8, 20, 28, 50, 82, 126. В атомах с такими числами нейтронные и протонные оболочки ядра полностью заполнены, а основное и возбужденные состояния сильно отличаются по энергии — это приводит к повышенной стабильности ядра. Особенно устойчивыми являются дважды магические ядра, в которых одновременно заполнены и протонная, и нейтронная оболочки — например, самый распространенный изотоп кислорода 16O. Для кислорода также известны более тяжелые изотопы с большим количеством нейтронов. Все они, начиная с 19O и заканчивая 26O, неустойчивы. При этом, согласно теоретическим представлениям, дважды магическое ядро 28O может быть устойчивым, хотя оно и содержит очень большое количество нейтронов. Тем не менее получить этот изотоп до сих пор не получалось. Впервые синтезировать кислород 28O удалось физикам под руководством Ёсуке Кондо (Yosuke Kondo) из Института физико-химических исследований RINKA в Японии. Для этого ученые облучали вращающуюся мишень из бериллия 9Be пучком ядер кальция 48Ca. При этом получались разные легкие ядра, из которых с помощью спектрометра физики отсеяли ядра фтора 29F и направили их на мишень из жидкого водорода. При этом из фтора образовались изотопы кислорода 27O и 28O. Далее, с помощью спектрометров физики смогли детектировать продукты их быстрого распада — нейтроны и кислород 24O. Рассчитанная учеными энергия распада составила 0,5 мегаэлектронвольта для 28O и 1,09 мегаэлектронвольта для 27O. Исходя из того, что энергия распада 27O и 25O больше, чем у 28O, физики сделали вывод, что изотоп 28O разложился ступенчато — сначала образовался изотоп 26O и два нейтрона, а затем 26O превратился в 24O и еще два нейтрона. Далее, физики провели расчеты нуклонной структуры 28O на основе теории χEFT (chiral effective field theory) и метода связанных кластеров (coupled-cluster method). Расчеты показали, что нестабильность ядра 28O связана с нестандартным расположением его нейтронных оболочек, которое приводит к заселению возбужденных состояний ядра с низкой энергией (intruder states). В результате физики впервые получили изотоп кислорода 28O и провели теоретические расчеты, объясняющие его нестабильность нестандартной структурой нейтронных оболочек. Тем не менее, прямые доказательства немагичности нейтронной структуры 28O еще предстоит найти. Ранее мы рассказывали о том, как физики получили самый тяжелый изотоп кальция.