Краткая история астрономии. Том 11. Темная материя

Глава 11-4-6
Физики предсказали «ураган» темной материи после столкновения Млечного Пути с другой галактикой

Ноябрь 2018

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.

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. Астрофизики не сомневаются, что основная масса галактики — темная материя. Следовательно, в результате столкновения с карликовой галактикой должен был возникнуть не только поток звезд, но и поток темной материи (авторы статьи называют его «ураганом»).

Группа ученых под руководством Василия Белокурова подробно исследовала эту гипотезу, рассмотрев различные теории темной материи и способы ее непосредственного детектирования. Для описания темной материи исследователи использовали Стандартную модель гало (standard halo model, SHM).

После общего теоретического анализа исследователи проверили конкретные сценарии, в которых можно заметить отклонения от распределения темной материи.

Были рассмотрены три вида детекторов темной материи.

1. Многотонные ксеноновые детекторы — основной тип, который используются в данный момент. В частности, к этому типу относятся детекторы XENON1T и PandaX-II. Такие детекторы могут отслеживать вимпы — слабо взаимодействующие частицы с массами более пяти масс протона. К сожалению, ксеноновые детекторы теряют информацию о направлении движения вимпа, а потому их сложно использовать для выделения потока темной материи от поглощенной галактики.

2. 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 частиц темной материи.

3. 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». 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 рассчитать скорость потока темной материи и сравнить ее скоростью потока звезд, измеренной независимо.

_{nplus1, 12 ноября 2018, Дмитрий Трунин}

_{https://nplus1.ru/news/2018/11/12/dark-hurricane}

_{Журнал Physical Review D, 2018}

_{Киаран Эй Джей О'Хара (Ciaran A. J. O'Hare), Василий Белокуров}

_{https://journals.aps.org/prd/abstract/10.1103/PhysRevD.98.103006}

_{https://arxiv.org/abs/1807.09004}