Физики предсказали «ураган» темной материи после столкновения Млечного Пути с другой галактикой
Физики из Испании и Великобритании показали, что поток звезд в окрестностях Солнечной системы, который возник в результате столкновения Млечного пути и карликовой галактики, должен сопровождаться «ураганом» темной материи, а затем оценили, можно ли почувствовать его с помощью детекторов темной материи. Оказалось, что сильнее всего «ураган» скажется на экспериментальных данных в том случае, если темная материя состоит из легких аксионов. Статья опубликована в Physical Review D, кратко о ней сообщает Physics, препринт работы выложен на сайте arXiv.org.
В апреле прошлого года группа астрономов под руководством Сергея Копосова обнаружила, что звезды в окрестностях Солнечной системы движутся в сторону, противоположную направлению вращения нашей галактики. В то время как ожидаемая радиальная скорость «покоящейся» звезды в окрестностях Солнца составляет примерно 230 километров в секунду, средняя скорость звезд из открытого потока не превышает 115 километров в секунду. Кроме того, звезды из потока движутся под небольшим углом к плоскости галактики. Чтобы определить скорости и координаты звезд, исследователи использовали данные, которые собрал космический телескоп Gaia вместе с наземным 2,5-метровым телескопом SDSS. Это не первый поток звезд в Млечном пути, известный астрономам, однако он находится очень близко от Солнца и потому должен влиять на параметры его окружения.
В самом деле, ученые проанализировали химический состав звезд, рассчитали их возраст и пришли к выводу, что этот поток — остатки карликовой галактики (массой порядка 10 миллиардов масс Солнца), которая врезалась в Млечный Путь около девяти миллиардов лет назад. В настоящее время астрофизики не сомневаются, что основная масса галактики — в том числе карликовой — возникает из-за темной материи, которая не участвует в электромагнитном взаимодействии, но проявляет себя через гравитационные эффекты. В частности, эта гипотеза позволяет сравнительно легко объяснить кривые вращения галактик, гравитационное линзирование на галактических скоплениях и другие эффекты. Следовательно, в результате столкновения с карликовой галактикой должен был возникнуть не только поток звезд, но и поток темной материи (авторы статьи называют его «ураганом»), который теоретически можно зарегистрировать с помощью очень чувствительных детекторов.
Группа ученых под руководством Василия Белокурова подробно исследовала эту гипотезу, рассмотрев различные теории темной материи и способы ее непосредственного детектирования. Для этого физики предположили, что распределение звезд и гало темной материи задается распределением Максвелла, «обрезанным» на четвертой космической скорости, при которой звезды и частицы преодолевают притяжение галактики и покидают ее (около 550 километров в секунду). Для описания темной материи исследователи использовали Стандартную модель гало (standard halo model, SHM). Распределения для объектов галактики Млечный Путь и поглощенной карликовой галактики выглядят одинаково, однако имеют различные средние скорости. Из-за этого вид итогового распределения частиц темной материи в окрестностях Солнечной системы искажается, причем искажение тем сильнее, чем больше отношение плотности «основной» и поглощенной галактик. На этом этапе ученые отмечают, что в действительности поведение звезд и частиц темной материи может отличаться в деталях, однако в общих чертах должно совпадать, поэтому использование их приближений оправдано.
После общего теоретического анализа исследователи проверили конкретные сценарии, в которых можно заметить отклонения от распределения темной материи. Для начала ученые рассмотрели многотонные ксеноновые детекторы — основной тип детекторов темной материи, который используются в данный момент. В частности, к этому типу относятся детекторы XENON1T и PandaX-II, про результаты которых мы писали в этом году. Такие детекторы могут отслеживать вимпы — слабо взаимодействующие частицы с массами более пяти масс протона. Когда вимп сталкивается с ядрами ксенона, заполняющими детектор, в нем образуются фотоэлектроны и выделяется небольшое количество тепла, которые можно зафиксировать с помощью чувствительных датчиков. К сожалению, ксеноновые детекторы теряют информацию о направлении движения вимпа, а потому их сложно использовать для выделения потока темной материи от поглощенной галактики. По оценкам группы Белокурова, существование такого потока лишь незначительно увеличивает вероятность обнаружить частицы темной материи. Заметить этот поток удастся только том случае, если масса гипотетических частиц лежит в диапазоне от 5 до 25 масс протона, а сечение их взаимодействия с нуклонами превышает 10−46 квадратных сантиметров. В настоящее время этот диапазон практически исключен.
Поэтому ученые рассмотрели еще один способ детектирования вимпов — направленные детекторы темной материи. Такие детекторы регистрируют не только энергию столкновения вимпа и ядра, но и направления, в котором они разлетаются. Построить такой детектор очень сложно, и в настоящее время таких установок нет. Тем не менее, физики уже разработали несколько прототипов — например, детектор CYGNUS, который содержит от тысячи до 100 тысяч кубических метров газообразной смеси гелия и гексафторида серы. Предполагается, что по трекам частиц в этом детекторе можно будет оценить скорость и направление гипотетических частиц темной материи, причем результаты будут зависеть от того, есть у них спин или нет. По оценкам физиков, такой детектор может почувствовать поток темной материи от поглощенной галактики в гораздо более широком диапазоне: для этого масса вимпов должна быть не меньше массы протона, а сечение рассеяния — больше 10−44 квадратных сантиметров. С другой стороны, если детектор ничего не увидит, эти рассуждения можно будет использовать, чтобы ограничить параметры вимпов.
Наконец, физики рассмотрели модель аксионной темной материи, в которой частицы темной материи имеют очень маленькую массу (не больше одного миллиэлектронвольта). Для регистрации таких частиц ученые разработали галоскопы — «радио для темной материи». Подробно про устройство таких детекторов можно прочитать в наших новостях [1,2]. Расчеты ученых показывают, что в этой модели почувствовать поток темной материи проще всего. Во-первых, из-за него увеличивается дисперсия скорости аксионов, и чувствительность детектора резко возрастает. Во-вторых, если ученые действительно экспериментально зарегистрируют аксионы и измерят их массу, можно будет легко рассчитать скорость потока темной материи и сравнить ее скоростью потока звезд, измеренной независимо.
В прошлом месяце астрономы из Нидерландов и Франции показали, что основная часть внутреннего гало Млечного Пути сформировалась около 10 миллиардов лет назад в результате столкновения с менее массивной галактикой. Для этого ученые проанализировали химический состав, возраст, распределение и траекторию движения звезд из каталога, полученного телескопом Gaia. Еще одно крупное столкновение ждет нашу галактику примерно через четыре миллиарда лет, когда она сблизится с галактикой Андромеды (M31). Кроме того, в настоящий момент Млечный Путь поглощает карликовую эллиптическую галактику диаметром около 10 тысяч световых лет (SagDEG). Подробнее прочитать про столкновения галактик и посмотреть на фотографии этих процессов можно в материале «Космическое сумо».
Дмитрий Трунин
Физики подтвердили это экспериментально
Физики обнаружили, что вероятность оказаться в определенном конечном состоянии для квантов света на 5,9 процента меньше теоретического предсказания. Это противоречит гипотезе о прямолинейных траекториях фотонов. В эксперименте ученые наблюдали при помощи интерферометра и оптической системы за распространением фотонов из подготовленных квантово-механических состояний, которые характеризуются суперпозицией координаты и импульса. Статья опубликована в журнале Physical Review A. Граница применимости классических законов физики на малых масштабах — вопрос, который по-прежнему исследуют ученые. Ранее мы разбирались в интервью с Михаилом Кацнельсоном, профессором Университета Радбауда, как квантовая механика переходит в классическую и наоборот. Этот переход можно проиллюстрировать на примере свободного движения частицы. В квантовой механике движению частицы сопоставляется эволюция пространственного оператора x̂(t) со временем, которая описывается в терминах начального состояния x̂(0) и импульса p̂x по следующей формуле: x̂(t) = x̂(0) + p̂x/m t. Если в эту формулу подставить конкретные значения x и px это уравнение будет соответствовать классическому первому закону Ньютона, который гласит, что частица массы m будет двигаться равномерно и прямолинейно в случае отсутствия действия сил на эту частицу. В случае безмассовых фотонов масса m заменяется на выражение h/(cλ), где h — постоянная планка, c — скорость света, а λ — длина волны фотона. Однако из-за соотношения неопределенности Гейзенберга невозможно одновременно определить конкретные значения x и px, но можно рассчитать вероятности P(L) и P(B) этим величинам принимать значения из интервалов L и B соответственно. В предположении прямолинейного распространения, частица окажется в положении M = L + Bt/m с вероятностью P(M, t). В 2017 году профессор Университета Хиросимы Хольгер Хофман (Holger F. Hofmann) предложил идею эксперимента по оптимизации одновременного контроля положений и импульсов квантовых частиц, максимизируя вероятность нахождения их значений в пределах двух четко определенных интервалов. Хофман рассчитал, что нижний предел вероятности P(M, t) определяется формулой: P(M, t) ≥ P(L) + P(B) − 1 и показал теоретически, что этот нижний предел может нарушаться квантовыми суперпозициями состояний, ограниченными интервалами положения и импульса. Однако экспериментально гипотезу Хофмана до сих пор не проверяли. Физики Такафуми Оно (Takafumi Ono), Нигам Самантарай (Nigam Samantarray) и Джон Рарити (John G. Rarity) из Университета Бристоля решили проверить это, экспериментально получив вероятности P(M, t), P(L) и P(B) на основе статистических распределений частиц. Для этого они использовали интерферометр, оптическую систему из щелей и линз, а также лазер, способный работать в однофотонном режиме. Путь фотонов разделяли по двум плечам интерферометра. В одном из плеч ученые установили щель заданной ширины L, чтобы создать пространственное состояние |L⟩, примерно соответствующее изображению щели. В другом плече — установили щель шириной Lʹ и тонкую линзу на фокусном расстоянии за щелью. В параксиальном приближении информация об импульсе перед линзой соответствует изображению за ней. Таким образом, ученым удалось создать суперпозицию пространственного |L⟩ и импульсного |B⟩ состояний фотонов. Для начального состояния ученые определили экспериментально вероятности P(L) и P(B), для этого они регистрировали распределения частиц, проходящих каждое плечо интерферометра независимо. На основании этих наблюдений физики получили теоретическую вероятность обнаружить фотоны в конечном состоянии в 13,1 процента. Физики при помощи ПЗС матрицы регистрировали фотоны на расстоянии z от щелей, подобранном таким образом, чтобы предсказанное Хофманом отклонение вероятности было практически максимальным. Такафуми Оно и его коллеги наблюдали интерференцию квантовых состояний положения и импульса фотонов. По мнению ученых эта интерференция и привела к уменьшению наблюдаемой в эксперименте вероятности на 5,9 процента. Ученые подчеркивают, что их экспериментальные результаты не дают новых интерпретаций траекторий квантовых частиц. Вместо этого на основе наблюдаемой статистики физики количественно показали, что, по крайней мере, первый закон Ньютона примерно на 5,9 процента не соответствует квантово-механическим вероятностям из-за эффектов квантовой интерференции. Авторы считают, что их результаты являются важным шагом на пути дальнейшего развития квантовой теории. Интерференция квантовых состояний не только нарушает первый закон Ньютона, но и может быть использована как инструмент в физике высоких энергий. О том, как физики исследуют и борются с квантовой неопределенностью мы писали в нашем материале «Далеко ли до предела».