15 декабря 2014 года на сайте журнала Physical Review Letters была опубликована статья с описанием результатов рентгеновских наблюдений галактики Андромеда и скопления галактик в Персее, которые указывают на существование частиц темной материи. Мы попросили прокомментировать это исследование одного из авторов статьи астрофизика Олега Ручайского.

Многие ученые в мире занимаются поисками сигналов от темной материи. Обычно это работает так: имеется модель физики элементарных частиц, которая предсказывает стабильную (или очень долго живущую) частицу. Также эта частица должна быть нейтральной и массивной. Далее изучается вопрос о том, могла ли такая частица быть произведена в ранней Вселенной в рамках теории Большого взрыва. Если да, то каковы ее свойства сегодня? Например, если частица нестабильная, но ее время жизни превышает возраст Вселенной, то возникает вопрос о том, можно ли продукты ее распада зарегистрировать. Если частица абсолютно стабильная, то изучается вопрос о том, могут ли такие частицы аннигилировать со своими античастицами в областях, где плотность темной материи велика, например в центрах галактик.
Этим вопросом занимаются тысячи ученых во всем мире: тестируют разные модели, придумывают новые методы наблюдений, которые могли бы что-то нам сказать о свойствах этой темной материи, сравнивают модели наблюдения.

Когда мы этим занялись в 2005 году, нас интересовала конкретная модель (описанная, например, в этой работе), которая предсказывала, что темная материя сделана из стерильных нейтрино. Эти частицы «похожи» на нейтрино, но с двумя отличиями: во-первых, они взаимодействуют еще слабее, чем нейтрино; во-вторых, они значительно тяжелее. Для того чтобы быть темной материей, масса стерильного нейтрино должна быть больше, чем 0.5 кэВ (вообще-то, 0.5 кэВ — это не масса, а «энергия покоя» частицы, но я не буду различать эти понятия, все желающие могут перевести одно в другое знаменитой формулой E = m*c2). Для сравнения: электрон «весит» 511 кэВ, то есть стерильное нейтрино может быть в 1000 раз легче электрона, но все равно значительно тяжелее обычного нейтрино.
У этой частицы есть свойство: она распадается на фотон и обычное нейтрино. Оба «продукта распада» безмассовые, поэтому уносимая фотоном энергия равна половине энергии покоя частицы темной материи. Живет стерильное нейтрино в миллионы раз дольше, чем возраст Вселенной. Но все равно частиц темной материи во Вселенной столько, что такой сигнал можно было бы заметить. Для этого необходимо искать «монохроматический» сигнал на одной и той же энергии ото всех галактик и галактических скоплений. Если скопление «далеко», то надо делать поправку на красное смещение.
Потом мы поняли, что есть много моделей, которые такой сигнал предсказывают, и в этом смысле наши поиски носят «модельно-независимый характер».
Многие группы искали подобный сигнал. Поиски продолжались много лет начиная с 2005 года. Для обнаружения нужного сигнала необходимо использовать данные рентгеновских телескопов, поскольку при массе частицы в диапазоне кэВ фотоны будут рентгеновские. Так как атмосфера не пропускает рентгеновские лучи, то такие телескопы запускают в космос, откуда они передают данные на Землю. Любой человек может воспользоваться этой информацией, обработать ее и получить свои результаты. В НАСА и Европейском космическом агентстве принято за это денег не брать — даже наоборот, такая деятельность поддерживается, все данные и программы обработки предоставляются. Подобных спутников сейчас в небе летает три: Chandra (NASA), XMM-Newton (ESA) и Suzaku (JAXA). Для наших целей больше всего подходит европейский XMM-Newton (обычно его называют просто XMM, я в дальнейшем так и буду).

Последние несколько лет мы занимались следующим проектом: мы брали много рентгеновских наблюдений объектов, содержащих большое количество темной материи, и «складывали» их вместе в надежде, что хотя в каждом отдельном линия не видна, но в сумме что-то проявится. Это сложная технически работа. Один из авторов статьи, Дима Якубовский, защитил диссертацию в Лейдене, где он разрабатывал подобный метод. Но в рамках обсуждаемой работы мы взяли сначала галактику Андромеды. Это близкий и очень популярный у астрономов объект. В частности, XMM потратил несколько миллионов секунд своего наблюдательного времени на эту самую Андромеду (для сравнения: характерное время наблюдения одного объекта составляет 10–50 тысяч секунд). Сложив все наблюдения XMM’ом центра галактики Андромеды вместе, мы увидели спектр, структуру которого мы хорошо понимали. На фоне этого «ровного» спектра обнаружилась очень слабая непонятная линия на энергии около 3.5 кэВ. Чтобы проверить происхождение этой линии, мы взяли другой объект, который активно наблюдался с помощью XMM и в котором мы ожидали много темной материи — скопление галактик в Персее (Perseus galaxy cluster). Надо было проверить другой тип объекта: с точки зрения астрофизики, или, если хотите, «астрохимии», галактика и скопление — объекты очень разные, там разные элементы присутствуют, разная температура находящегося в них газа. А если происхождение этой линии действительно связано с темной материей, то сигнал должен быть универсален.
В Персее мы тоже эту линию обнаружили! Более того, скопление Персея находится от нас достаточно далеко, у него есть красное смещение, которое сдвигает линию примерно на 60 эВ. Смещение этой линии также было обнаружено. Мало того, скопление Персея занимает на небе несколько градусов, и XMM смотрел в разные его части — как в центр, так и на края. Нам известно, что плотность темной материи падает от центра к краю. Наши результаты продемонстрировали, что интенсивность линии тоже спадает от центра к краю примерно так, как мы бы ожидали от интенсивности линии темной материи. Отношение интенсивностей линий из галактики Андромеды и скопления Персея также было примерно такое, как мы ожидали, исходя из массы, попавшей в поле зрения XMM.
Это и есть краткое содержание нашей февральской статьи, которую на днях опубликовал Physical Review Letters, выбрав ее как «Editors suggestion». В то же время (даже на несколько дней раньше) другая группа из Гарварда и НАСА опубликовала статью, в которой сообщается о таком же результате. Один из главных авторов там — Максим Маркевич, который сейчас работает в НАСА, а раньше был сотрудником ИКИ РАН. Они обнаружили такую же линию на 3.5 кэВ, но видимую из другого набора объектов: они изучали только скопления, которых в их выборке было более 70. Причем в их случае было видно, что линия правильно ведет себя с красным смещением объекта, таким образом опровергая гипотезу, что данный эффект инструментальный. Эта работа сделана на независимых данных, и тем самым она сильно повышает уверенность, что видимый нами сигнал — это не ошибка обработки данных и не ошибка одной группы.
После февральской работы мы сделали еще несколько проверок гипотезы происхождения сигнала. Первым делом мы посмотрели на центр нашей Галактики. Идея проста: мы видели сигнал из центра Андромеды, наша Галактика похожа на Андромеду — следовательно, мы должны видеть сигнал и тут. Но галактический центр в 100 раз ближе, чем Андромеда. Значит, при том же самом телесном угле телескопа мы смотрим в «более центральную часть». Плотность темной материи должна быть наибольшей в центре, хотя насколько она сосредоточена — вопрос открытый. Поэтому, с одной стороны, сигнал от галактического центра должен быть «больше сигнала от Андромеды или равен» ему. С другой стороны, в нашей февральской работе мы сообщили, что не увидели сигнала из «антицентра», то есть из области нашей Галактики, противоположной центру, где ожидаемая плотность темной материи наименьшая. Значит, сигнал из центра не может быть слишком большим — отношение таких сигналов может быть от фактора около 3 до фактора 30–40, но не может быть произвольно велико. Тем самым мы получали предсказание на ограничение на поток в линии «сверху». Искомый сигнал был найден, что уже само по себе было важно, к тому же он попал в отведенный ему интервал интенсивности. Это было еще одно, пусть и косвенное, подтверждение гипотезы о происхождении сигнала. Эти результаты изложены в нашей августовской работе.
Затем последовала ноябрьская работа, в которой было проверено, что подобное отношение сигналов между Млечным Путем и Андромедой, а также между центром и «антицентром» нашей Галактики — это то, что мы бы ожидали, исходя из численного моделирования галактических структур. Также был определен ожидаемый вклад в сигнал от одной из карликовых галактик, летающей внутри гало Млечного Пути.
Другими учеными высказывались альтернативные мнения насчет происхождения данной линии в рентгеновском диапазоне. Есть две основные версии:
1) Флуктуация. Да, редко, но бывает, все-таки каждый отдельный сигнал порядка трех статистических отклонений (то есть примерно 0.3% вероятность того, что это случайная флуктуация фона). Но тот факт, что многие объекты показывают сигнал в одном и том же месте, — это, конечно, усиливает статистическую значимость эффекта. В подобное объяснение мне верится мало. Я практически уверен, что линия существует.

2) Часть спектра излучения какого-то иона. Плазма в галактиках и скоплениях галактик ионизирована, имеет температуру в миллионы градусов. К тому же там летает половина таблицы Менделеева. На этих энергиях есть линия частично ионизованного калия — K XVIII. То, что калий там есть, — это факт. Но сколько его там, никто точно не знает — этот вопрос так детально никто не изучал. Для объяснения этой линии его должно оказаться «много» (больше, чем мы бы «наивно» думали). К тому же его соотношение с другими элементами, такими как аргон, кальций, сера, которых там тоже много и линии от которых мы видим, должно быть аномально большим. Несколько групп, кстати, подтвердили, что линия 3.5 кэВ есть в центре Галактики, но пытались утверждать, что это именно калий. Работает такое объяснение плохо, так как приходится утверждать, что «в Андромеде линии нет совсем — флуктуация», в «галактическом центре линия есть, но это калий», в скоплении Персея — это калий, да еще и хлор (его ион тоже умеет излучать на нужной энергии).
Что поможет решить этот вопрос? Во-первых, в следующем году мы подали заявку на наблюдение карликовой галактики в созвездии Дракона (Draco dwarf spheroidal galaxy) при помощи XMM-Newton. Она была удовлетворена, причем нам предоставили много наблюдательного времени — почти 1.5 мегасекунды, 10% годового наблюдательного бюджета спутника.
Если мы увидим сигнал там, то объяснение в виде калия или других атомных линий не пройдет. В «карлике», с одной стороны, много темной материи, а с другой — «холодно» по космическим меркам, а значит, не возбуждаются нужные ионы. Думаю, тогда в происхождение этой линии из распада темной материи поверят даже скептики. Если же не найдем, то с такой длительностью наблюдения мы сможем исключить происхождение линии от распада темной материи. Во-вторых, в 2015 году космическое агентство Японии запустит рентгеновский спутник нового поколения Astro-H. Он будет обладать способностью очень точно мерить энергии фотонов и сможет отличить по длине волны ионы калия (или чего угодно другого) от линии распада темной материи. Так что максимум в 2016 году эта «загадка» будет разрешена тем или иным способом.

Олег Ручайский
PhD, научный сотрудник лаборатории физики частиц и космологии Института теоретической физики Федеральной политехнической школы Лозанны, Швейцария