Игорь Иванов
Межгалактическая среда в скоплениях галактик
Скопления галактик являются самыми крупными гравитационно связанными объектами во Вселенной. Они содержат сотни, иногда тысячи галактик, погруженных в общее огромное облако темной материи. Межгалактическое пространство в скоплении может казаться совершенно пустым, если судить о нем только по оптическим наблюдениям, но на самом деле оно заполнено очень горячей разреженной плазмой с температурой в десятки миллионов градусов (рис. 1). Этой плазмы в скоплении очень много; ее суммарная масса на порядок превышает массу звезд во всех галактиках скопления. Плазма эта содержит не только водород и гелий, но и разнообразные тяжелые элементы, которые синтезировались в ходе горения звезд и взрывов сверхновых, а затем накапливались в межгалактической среде. Проводя аналогию с геологией, можно сказать, что изотопный состав межгалактического газа — это древний астрофизический «пласт» вещества, в котором записана летопись звездной эволюции в галактиках за миллиарды лет.
Скопление галактик в Персее в оптическом (слева) и в рентгеновском (справа) диапазонах Рис. 1. Скопление галактик в Персее в оптическом (слева) и в рентгеновском (справа) диапазонах. Масштаб изображений разный: оптическая картинка соответствует самой центральной части рентгеновской. Рентгеновское излучение идет не от самих галактик, а от всего облака горячего межгалактического газа, в которое эти галактики погружены. Спектроскопические измерения этого свечения позволяют узнать физические условия в межгалактической среде. Фотография в оптическом диапазоне взята с сайта www.cosmotography.com, в рентгеновском — с heasarc.gsfc.nasa.gov
Из-за своей высокой температуры межгалактическая плазма в скоплениях светится в рентгеновском диапазоне. Это излучение хорошо регистрируется спутниковыми обсерваториями, наблюдающими за небом в рентгене, и по нему можно восстановить изотопный состав и физические условия в этой среде. При таких температурах все атомы сильно ионизированы, и в спектре этого излучения видны многочисленные линии, отвечающие переходам между разными электронными уровнями в разнообразных ионах. Регистрируя рентгеновские фотоны и измеряя их энергию, можно построить спектр рентгеновского излучения от кластера и зарегистрировать в нем отдельные линии излучения. Сопоставляя эти линии с известными линиями перехода высокозарядных ионов, а также измеряя интенсивность этих линий, можно узнать состав и условия в межгалактической среде внутри скопления.
Чтобы не возникло недопонимания, сразу надо упомянуть про красное смещение. Далекие космические объекты удаляются от нас с существенной скоростью из-за расширения вселенной. От этого регистрируемый нами спектр оказывается сдвинут в область больших длин волн (в «красную область») по сравнению с исходным излученным спектром. Когда астрономы говорят про рентгеновские спектры галактических скоплений, они имеют в виду спектры с учетом красного смещения, то есть спектры, пересчитанные в систему отсчета источника. Именно такие спектры можно сравнивать с табличными значениями и друг с другом.
Есть несколько спутниковых обсерваторий, способных снимать рентгеновские спектры в области энергий несколько кэВ. Это американская обсерватория Chandra, европейский спутник XMM-Newton, японский спутник Suzaku; в 2015 году будет также запущена новая японская рентгеновская обсерватория Astro-H. Данные с этих спутников уже позволили не только увидеть рентгеновское свечение галактических скоплений, но и обнаружить в нем линии отдельных элементов — кислорода, неона, аргона, железа и других. Для самых близких и самых ярких в рентгене скоплений (например, для скопления Персея, показанного на рис. 1) были получены также пространственные распределения температуры, изотопного состава и прочих параметров плазмы не только во всем скоплении, но и в самой центральной его части. В целом, объем уже имеющихся данных по рентгеновскому свечению скоплений галактик достаточно большой (многие миллионы зарегистрированных рентгеновских фотонов), и это позволяет искать в этих данных новые особенности.
Подробности первой работы
В середине февраля в архиве е-принтов появилась статья arXiv:1402.2301, в которой спектральный анализ был проведен не для отдельных галактических скоплений, а для наложенных друг на друга и просуммированных спектров большого числа скоплений. В основу анализа был положен каталог результатов спутника XMM-Newton, из которого были выбраны 73 достаточно яркие (больше 10 тысяч зарегистрированных фотонов) и сравнительно близкие к нам (красные смещения от 0,01 до 0,35) скопления галактик. Поскольку эти источники находятся на разных красных смещениях, их видимые спектры сдвинуты относительно друг друга, и такие спектры складывать нельзя. Однако после того как все эти спектры пересчитаны в систему отсчета каждого скопления, они должны выровняться, и именно эти спектры и складывались в работе.
Смысл процедуры суммирования спектров довольно очевиден. Во-первых, он позволяет увеличить статистику данных. Если какая-то линия излучения слишком слаба для того, чтобы ее отличить от статистической флуктуации в спектре отдельного скопления, то она может стать намного заметнее при суммировании большого числа однотипных спектров. Конечно, при таком суммировании могут «раствориться» индивидуальные особенности каждого конкретного скопления галактик. Зато на первый план выйдут линии излучения, которые характерны для большинства источников, то есть те линии, которые отвечают каким-то универсальным физическим процессам.
Во-вторых, эта процедура позволяет уменьшить чисто инструментальные неопределенности. Даже если сам детектор рентгеновских фотонов обладает неучтенным дефектом в каком-то диапазоне энергии, этот дефект не будет накладываться сам на себя при суммировании пересчитанных спектров, а размажется по широкой области. Те же самые аргументы распространяются и на фоновую рентгеновскую засветку от нашей галактики. Таким образом, если в суммарном спектре будут обнаружены новые особенности, они будут указывать на какой-то интересный процесс в источниках и не будут связаны с самим инструментом.
Полезно подчеркнуть, что само по себе получение суммарного спектра сопряжено с разнообразными техническими трудностями. Например, требуется отделить рентгеновское свечение далекого скопления от более близких источников, как распределенных (например, гало нашей галактики), так и точечных внегалактических, причем делать это надо не вручную, а автоматически. Другая тонкость касается определения красного смещения для пересчета спектров. Конечно, величину красного смещения можно найти из оптических наблюдений — всё-таки галактики в каждом скоплении видны отлично. Но нет никакой гарантии, что система отсчета горячего межгалактического газа всегда совпадает с усредненной системой отсчета галактик. Более того, есть знаменитый пример (скопление Пуля), в котором газ и галактики заметно отделены друг от друга. Поэтому для определения красного смещения авторы использовали не оптические наблюдения, а те же рентгеновские. В спектре каждого скопления были определены самые яркие линии излучения железа, и уже по ним производился расчет красного смещения горячего межгалактического газа.
На рис. 2 показаны получившиеся суммарные спектры в области энергий от 1 до 10 кэВ. Спутник XMM-Newton несет на борту две разные рентгеновские чувствительные матрицы (MOS- и PN-камеры), которые получали независимые спектры. Эти спектры представляют собой довольно плавные кривые с максимумом в районе 1 кэВ, постепенно спадающие в область больших энергий. На фоне плавных кривых выделяются несколько сильных линий излучения, в особенности линии железа. Более внимательный анализ этих спектров позволил обнаружить в нем и сопоставить с данными атомной физики многочисленные слабые линии излучения. Информация об этих линиях бралась из базы данных по атомной спектроскопии AtomDB, а всего в области от 2 до 10 кэВ было идентифицировано 28 линий излучения, отвечающих многозарядным ионам от алюминия до никеля.
Рис. 2. Суммарный рентгеновский спектр 73 скоплений галактик, полученный MOS- и PN-камерами обсерватории XMM-Newton. Красная и черная линии — спектры, относящиеся к скоплениям, зеленая и синяя линии — остаточный рентгеновский фон в этих двух камерах. Подписаны наиболее сильные линии излучения и их энергии. По вертикали отложен поток — количество зарегистрированных рентгеновских фотонов в секунду в расчете на интервал энергий 1 кэВ. Изображение из обсуждаемой статьи E. Bulbul et al.
И вот после того, как все эти линии были опознаны и учтены, оказалось, что в спектре присутствует еще одно превышение в районе 3,57 кэВ. Это превышение довольно существенное — его статистическая значимость достигает 4–5 стандартных отклонений, — и оно вполне походит на еще одну слабую линию излучения. Проблема только в том, что никаких ионов с такой энергией перехода неизвестно. Обнаружение этой неидентифицированной особенности и является главным результатом работы.
Надо сказать, что при беглом взгляде на спектры этот результат вовсе не бросается в глаза; более того, авторы признают, что он получен на пределе чувствительности инструментов. На рис. 3 отдельно и в лучшем масштабе показана область спектра от 3 до 4 кэВ.
Рис. 3. Вверху: спектр MOS-камеры в области от 3 до 4 кэВ обсерватории XMM-Newton. Отдельные черточки — результаты наблюдения с погрешностями, красная кривая — наилучшее воспроизведение спектра при учете только известных линий излучения ионов, синяя кривая — результат добавки еще одной, неизвестной ранее линии излучения. Внизу: отклонения данных наблюдения от красной и синей кривых. Изображение из обсуждаемой статьи E. Bulbul et al.
Красная кривая здесь отвечает результату, который должен был бы получиться при учете только известных линий излучения, синяя — результат с учетом новой линии. Глазом на рисунке вверху видно три бугорка, но в реальности в эту область попадает 10 известных линий, просто большинство слишком слабы, чтобы выглядеть бугорками. Все 10 линий использованы при построении красного графика — и все равно его центральная часть систематически отклоняется от данных. Зато, если добавить линию при 3,57 кэВ, совпадение с данными получается идеальным. Это особенно хорошо видно на нижнем рисунке, где показано отличие наблюдательных данных от плавных кривых: красными точками — от красной кривой, синими точками — от синей.
Поиск «приземленного» объяснения
Как и во всякой добротной экспериментальной работе, связанной с обработкой данных, обнаружение чего-то нового является, прежде всего, сигналом для перепроверки всех погрешностей и предположений, сделанных при анализе данных. Ведь такой анализ полон тонкостей, и не исключено, что какая-то из них и даст объяснение неожиданному результату. Собственно, большая часть статьи посвящена как раз подробному описанию этих многочисленных проверок.
Прежде всего, надо устранить возможность того, что это чисто статистический выброс. Новая линия проявляется в спектрах, полученных на обеих камерах обсерватории XMM-Newton. В спектре MOS-камеры статистическая значимость достигает 5σ, в спектре PN-камеры — 4σ. Есть, правда, небольшое расхождение между положением новой линии на этих двух спектрах, но оно не слишком существенно. Вероятность случайного совпадения двух таких превышений с очень близкими значениями по энергии ничтожно мала.
Далее, если принять, что это не статистическая флуктуация, а проявление какого-то реального процесса, идущего во всех (или в большинстве) скоплений, то первым делом надо проверить, не может ли какая-то близкая известная линия так деформироваться, что в результате станет похожа на это отклонение. Главное подозрение падает на линию излучения 16-зарядного аргона при диэлектронной рекомбинации и на линию 17-зарядного калия; они находятся совсем рядом: при энергии 3,62 кэВ и 3,51 кэВ, соответственно. Авторы тщательно изучили эту возможность и пришли к следующему выводу. Чтобы приписать эту линию известным линиям аргона и калия, нужно повысить концентрацию этих ионов в плазме в десятки раз. Но тогда в спектре также в десятки раз усилились бы и другие линии тех же самых ионов — ведь один и тот же тип ионов проявляется в спектре сразу по нескольким линиям! Разные линии могут обладать разной интенсивностью, которая зависит от температуры, но все равно подобрать условия для такого простого объяснения отклонения не получается.
Последняя лазейка заключается в том, что это может быть причудливая особенность какого-то одного яркого скопления галактик. Для проверки этого авторы разделили весь спектр на три группы: (1) скопление Персея, самое яркое из всей выборки, рис. 1; (2) три других близких и ярких скопления; (3) остальные 69 скоплений. Оказалось, что новая линия прослеживается на уровне статистической значимости более 3σ во всех трех группах. Правда, и тут не обошлось без ложки дегтя. Оказалось, что в том же отдельно взятом скоплении Персея линия излучения аргона при 3,62 кэВ как-то ненормально сильна. Это означает, что остаются кое-какие не совсем понятные тонкости в отдельных скоплениях, но списать на них новую линию все равно не получается.
Подробности второй работы
Буквально через несколько дней после первого сообщения в архиве е-принтов появилась статья arXiv:1402.4119 уже другой группы (анализ выполнялся двумя коллективами независимо). В ней тоже использовались данные XMM-Newton, но только по двум конкретным источникам — скоплению Персея и туманности Андромеды (рис. 4), ближайшей к нам крупной галактики. Результат статьи такой же — в рентгеновском спектре этих двух источников обнаружена «лишняя» линия излучения при энергии 3,52 кэВ, что очень близко к данным первой группы. Совокупная статистическая значимость этого сигнала составляет 4,4σ. При наблюдении в стороне от этих источников никакой новой линии замечено не было.
Рис. 4. Рентгеновский спектр центральной части туманности Андромеды по результатам наблюдения MOS-камеры обсерватории XMM-Newton. Слева: весь спектр от 1 до 8 кэВ, справа: область от 3 до 4 кэВ. Обозначения такие же, как на рис. 3. Изображение из обсуждаемой статьи A. Boyarsky et al.
Эта работа вскрыла еще одну важную особенность новой линии излучения. Благодаря большим угловым размерам обоих источников удалось в самом грубом приближении измерить зависимости яркости этой линии от расстояния до центра источника. Она постепенно уменьшалась при удалении от центра, причем именно такими темпами, какие ожидаются от распределения темной материи, а не горячего газа.
Новая линия как сигнал от темной материи
Если новая линия действительно указывает на какой-то совершенно новый процесс, то надо признать, что она очень походит на сигнал от частиц темной материи. Она находится там, где надо — в скоплениях галактик, причем не в какой-то одной, а во всей выборке. Она слабая, что означает очень маленькую вероятность распада и большое время жизни этих частиц. Она выглядит как изолированная линия излучения — как и полагается для распадов на фотон и какую-нибудь другую частицу. Наконец, ее пространственное распределение больше согласуется с темной материей, чем с горячим газом.
Самым естественным кандидатом в частицы темной материи с такими свойствами являются стерильные нейтрино. Так называют новые, более массивные типы нейтрино, которые сами по себе не участвуют ни в каком известном взаимодействии, кроме гравитации (отсюда и слово «стерильные»), и только лишь очень редко могут превращаться в нейтрино обычного типа. Стерильное нейтрино может распадаться на обычное нейтрино и фотон, каждый из которых уносит половину энергии покоя нейтрино. Получается, для объяснения новой линии излучения масса стерильного нейтрино должна составлять 7,1 кэВ.
Такое значение вполне допускается; масса частиц темной материи неизвестна, поэтому сейчас ведутся поиски как сверхлегких, так и очень тяжелых частиц (правда, сверхлегкие уже не могут быть фермионами). Поиски проявлений темной материи с массой в несколько кэВ тоже ведутся, но до сих пор никаких положительных сигналов от них не поступало. Если предположить, что вся темная материя состоит из таких нейтрино, то измеренная интенсивность линии излучения позволяет определить величину смешивания между обычными нейтрино и стерильными. Оказалось, что полученное смешивание очень слабое и результатам этих поисков не противоречит. Впрочем, даже если окажется, что мы действительно видим распад стерильных нейтрино, никто, конечно, не сможет гарантировать, что вся темная материя состоит только из них.
Итак, что теперь требуется сделать астрофизикам для того, чтобы это сообщение из подозрительного сигнала превратилось в настоящую сенсацию? Во-первых, повторить тот же анализ по данным двух других спутников — Chandra и Suzaku. Наблюдения скоплений Персея и Девы, проведенные обсерваторией Chandra, уже проанализированы в первой из обсуждаемых работ. В скоплении Персея эта линия есть, причем с близкими параметрами, а в скоплении Девы отсутствует. Однако суммарного спектра от большого набора скоплений, изученных Chandra, пока не получено.
Во-вторых, теперь астрофизики будут с еще большим нетерпением ждать запуска новой рентгеновской обсерватории Astro-H. Благодаря намного лучшему энергетическому разрешению она позволит не только напрямую отделить злосчастные линии 3,51 и 3,62 кэВ от новой линии, но и по форме линии понять ее происхождение — излучается ли она плазмой или же облаком темной материи. Если оптимистичные ожидания подтвердятся, это станет мощнейшим открытием в астрофизике.
Источники:
1) E. Bulbul et al. Detection of An Unidentified Emission Line in the Stacked X-ray spectrum of Galaxy Clusters // е-принт arXiv:1402.2301 [astro-ph.CO].
2) A. Boyarsky, O. Ruchayskiy, D. Iakubovskyi, J. Franse. An unidentified line in X-ray spectra of the Andromeda galaxy and Perseus galaxy cluster // е-принт arXiv:1402.4119 [astro-ph.CO].
См. также:
Signal of neutrino dark matter, обсуждение работ в блоге Resonaances.
Источник Элементы
