Одним из наиболее перспективных кандидатов на роль темной материи являются легкие частицы, такие как аксионы. С JWST мы уже можем исключить многие из этих вариантов.
- Если взглянуть на Вселенную с астрофизической точки зрения, то гравитационные сигналы, которые мы видим, намного превосходят количество обычной атомной материи, которая могла бы там находиться.
- Основная субстанция, хотя она пока и не обнаружена напрямую, известна как темная материя, и ее существование подтверждается подавляющим набором косвенных наблюдательных данных.
- Но какова, в конечном счете, природа этой загадочной темной материи? Удивительно, но, просто наблюдая за галактиками, JWST может исключить ряд интересных возможностей.
от автора: Итан Сигел
Во всей Вселенной есть огромная загадка, решение которой остается неизвестным: тайна темной материи. Внутри каждой большой, массивной системы, которую мы исследуем, включая:
- спиральные галактики,
- эллиптические галактики,
- группы галактик,
- скопления галактик ,
- космические нити,
- и крупномасштабная космическая паутина,
просто недостаточно обычной материи, чтобы объяснить гравитационные сигналы, которые мы наблюдаем. От внутренних движений галактик до относительных движений галактик внутри скопления, от сигналов гравитационного линзирования, генерируемых этими объектами, до схем кластеризации галактик в самых больших космических масштабах , некий новый тип массы, который не поглощает и не испускает свет — темная материя — должен присутствовать, чтобы последовательно объяснить то, что мы наблюдаем. И все же все наши усилия напрямую обнаружить темную материю оказались пустыми , поскольку ключевые сигналы от коллайдеров частиц, экспериментов с космическими лучами и возможные признаки аннигиляции темной материи так и не появились. Это приводит к интересной возможности: возможно, если мы сможем измерить сигналы от Вселенной, которые возникли бы, если бы темная материя имела определенные специфические свойства (например, массу, поперечное сечение, вероятность взаимодействия, скорость распада и т. д.), то мы сможем либо найти эти сигналы, что даст нам подсказку о том, что такое темная материя, либо использовать отсутствие этих сигналов, чтобы научить нас, чем темная материя не является.
В новом захватывающем исследовании ученые из Fermilab Райан Джаниш и Елена Пинетти сделали именно это, используя данные с космического телескопа Джеймса Уэбба (JWST), чтобы выжать максимум из легких кандидатов на темную материю. Темная материя определенно существует, но некоторые сценарии с участием аксионов и аксионоподобных частиц теперь не в фаворе . Вот как они это сделали.
Автор : Э. Сигел; ESA/Planck и межведомственная целевая группа DOE/NASA/NSF по исследованию реликтового излучения
Когда мы берем все астрофизические данные, которые у нас есть о Вселенной, в совокупности, мы можем построить последовательную картину всего, что мы видим, просто применяя правильные правила и ингредиенты. Вот откуда возникает понятие нашей консенсусной космологии . Известная как ΛCDM-космология, ее ключевые ингредиенты включают:
- Λ, греческая лямбда, символ космологической постоянной Эйнштейна, как показатель темной энергии в нашей Вселенной (68% в настоящее время),
- CDM, холодная темная материя, большая часть массивного вещества в нашей Вселенной (27% в настоящее время),
- плюс все «нормальное вещество» в нашей Вселенной, или все, что состоит из известных частиц Стандартной модели, таких как протоны и нейтроны, электроны, нейтрино и фотоны (5%, в настоящее время),
- горячий Большой взрыв, произошедший 13,8 миллиардов лет назад, представляющий плотное, почти однородное состояние нашей ранней Вселенной,
- и предшествовавший ему период космической инфляции, в результате которого в начале горячего Большого взрыва в нашей Вселенной появились неоднородности плотности.
Единственный другой ингредиент прост: сами фундаментальные законы физики, включая ядерные взаимодействия, электромагнитное взаимодействие и гравитацию, управляемые общей теорией относительности Эйнштейна. Если вы знаете ингредиенты Вселенной, начальные условия, при которых она родилась, и законы, которые ею управляют, то сама физика (и в данном случае конкретно астрофизика) предскажет, что вы должны увидеть, когда посмотрите на нее позже, вплоть до сегодняшнего дня.
Кредит : Ральф Келер и Том Абель (KIPAC)/Оливер Хан
Когда дело доходит до темной материи, нам приходится полагаться на симуляции, чтобы узнать, какие типы структур она в итоге сформирует. Мы принципиально ограничены в типах симуляций, которые мы можем запустить; даже с мощными современными компьютерами в 2025 году, с сотнями миллиардов или даже триллионами частиц в одной симуляции, мы можем симулировать только один определенный набор масштабов за раз. Если мы хотим смоделировать крупномасштабную космическую паутину, мы можем это сделать, но для структур меньшего масштаба (отдельные галактики и ниже) такие моделирования не дадут достаточно надежных результатов. Если мы хотим смоделировать отдельное скопление галактик, мы можем это сделать и получить довольно хорошие результаты для отдельных галактик внутри него, но не обязательно для субструктуры этих галактик: распределения частиц темной материи, которые собираются в скоплениях, меньших, чем сама галактика. Но если мы перейдем к масштабам, в которых мы будем моделировать отдельную галактику, возможно, галактику, сопоставимую с Млечным Путем по общей массе, мы сможем не только получить представление о том, как должна выглядеть структура галактики с точки зрения распределения ее массы (включая темную материю), но и сможем понять, какой тип субструктуры темной материи должен существовать в каждой такой галактике .
Кредит : NASA, ESA, T. Brown и J. Tumlinson (STScI)
В то время как вы могли подумать, что темная материя будет следовать плавному распределению внутри галактики, это только грубая структура, которая получается из наших симуляций. Когда мы смотрим на более мелкие и мелкие детали, которые появляются, мы начинаем видеть, что есть эти сгустки, которые происходят в меньших масштабах внутри любой галактики: сотни относительно крупных сгустков, тысячи сгустков среднего размера и сотни тысяч или даже миллионы сгустков небольшого размера. Вы можете отмахнуться от такого рода работы как от чисто теоретической, поскольку она выводится только из моделирования, но это было бы ошибкой. Есть две линии доказательств, которые демонстрируют, что эта субструктура темной материи вполне реальна. Первая исходит из изучения скоплений галактик, которые не просто имеют «пятна света» там, где находятся галактики, но также и внутрикластерный свет: свет от звезд, которые были выброшены или вырваны из своих родительских галактик, которые прослеживают и следуют распределению темной материи по прошествии достаточного времени. Распределение этого внутрикластерного света ясно указывает на присутствие этой субструктуры темной материи, поскольку распределение света невозможно воспроизвести без нее. Но, возможно, еще более весомые доказательства дают системы мощных гравитационных линз с несколькими (как минимум четырьмя) отдельными изображениями фоновой, случайно выровненной галактики.
Авторы и права : НАСА, ЕКА, А. Ниренберг (Лаборатория реактивного движения) и Т. Треу (Калифорнийский университет в Лос-Анджелесе).
Когда мы видим эти галактики или, скорее, эти множественные изображения одной и той же галактики, мы должны признать, что многие из их наблюдаемых свойств:
- яркость,
- позиция,
- и степень их «растяжения»,
сильно зависят не только от массы галактики переднего плана, действующей как гравитационная линза, изгибая и искажая пространство, в котором они присутствуют, но и от того, как эта масса распределена внутри галактики переднего плана, осуществляя линзирование. Эти системы сильных линз, известные как четверные линзы , выявили самые маленькие «сгустки» или субструктуры темной материи, когда-либо обнаруженные наблюдательно. Итак, если это то, что мы имеем вокруг каждой галактики — грубое равномерное распределение темной материи в виде гало, соединенное с более мелкими сгустками субструктуры темной материи, — что это означает для природы темной материи? Сам по себе трезвый ответ, к сожалению, «не так уж и много». Однако мы можем включить в игру еще один элемент физики: тот факт, что согласно многим моделям темной материи ожидается, что она либо:
- самовзаимодействуют, что приводит к появлению фотонов,
- аннигилируют сами с собой, образуя два фотона, энергия которых равна энергии покоя частицы темной материи,
- или, в случае аксиона (или аксионоподобных частиц), напрямую преобразовываться в фотоны.
Кредит : E. Aprile et al. для XENON Collaboration, arXiv:2207.11330, 2022
Не обязательно, чтобы темная материя вела себя одним или несколькими из этих способов, но это сценарий, который не только разрешен; во многих моделях он неизбежен. Если темная материя — это частица, способная к этим взаимодействиям, производящим фотоны, это на самом деле замечательная новость. Это означало бы, во-первых, что темная материя не совсем темная, но может быть обнаружена — даже если это косвенно, например, через аннигиляцию в фотоны — с помощью света или электромагнитным путем. Во-вторых, если темная материя действительно самоуничтожается, это означает, что, измеряя энергию фотонов, которые производит аннигиляция темной материи, мы можем определить массу базовой частицы, ответственной за темную материю. В конце концов, всякий раз, когда частица и ее античастица, каждая из которых имеет массу m , аннигилируют друг с другом, они производят два фотона, каждый из которых имеет энергию E , как дано Эйнштейном E = mc² . Если темная материя имеет свойство быть своей собственной античастицей (свойство, которым обладают многие бозоны, включая фотон и Z-бозон), то всякий раз, когда две такие частицы взаимодействуют, у них будет шанс аннигилировать и произвести эти фотонные сигнатуры. Но это означает и нечто большее: если мы ищем фотонную сигнатуру, которая возникла бы, если бы темная материя была своей собственной античастицей, а этих фотонов там нет, то это либо говорит нам, чем темная материя не является, либо накладывает ограничения на то, чем темная материя может быть, а чем нет.
Кредит: kotoffei / Adobe Stock
Другими словами, нам не обязательно строить какой-то специализированный, причудливый детектор или специальный эксперимент для поиска определенных форм темной материи. Если мы поймем физику и астрофизику вполне реальных сред, которые у нас есть вокруг и внутри галактик в космосе, мы сможем использовать инструменты, которыми мы уже обладаем, для поиска темной материи. Если она там, мы достигнем момента «святого Грааля» в космологии и получим невероятно веские доказательства существования темной материи. А если ее там нет, мы все равно продвинем наше понимание Вселенной в глубоком смысле: используя отсутствие электромагнитных сигнатур для ограничения оставшихся возможностей того, чем может быть темная материя. Самое простое ограничение возникает, если взглянуть на центр нашего Млечного Пути: где темная материя локально плотнее всего, ближе всего к нашему местоположению. Если бы темная материя состояла из массивных частиц — частиц где-то около массы бозона Хиггса — то при их аннигиляции они производили бы гамма-лучи. Мы действительно видим гамма-лучи из галактического центра, но они, по-видимому, в первую очередь обусловлены пульсарами внутри Млечного Пути, а не темной материей. Фактически отсутствие сильной, высокоэнергетической линии излучения из галактического центра в гамма-лучах дает нам некоторые очень хорошие ограничения на сечение самоуничтожения темной материи WIMP: темной материи, возникающей из слабовзаимодействующей, массивной частицы.
Кредит : Центр космических полетов им. Маршалла НАСА/Дэниел Кочевски
Но при гораздо более низких энергиях, не только ниже гамма-лучей, но и ниже рентгеновских лучей и даже видимого света, мы спускаемся к инфракрасному свету. Имея менее одной миллиардной энергии на фотон, которой обладают гамма-лучи, инфракрасный свет во многих отношениях довольно непримечательный. Однако есть две вещи, которые у него есть.
- На самом деле у нас есть невероятно хорошие инфракрасные обсерватории во главе с флагманом НАСА JWST, который исследует обычные близлежащие структуры, такие как галактики, с лучшим разрешением и более слабыми величинами, чем любая другая обсерватория.
- И хотя темная материя, подобная WIMP, слишком тяжела и массивна, чтобы производить инфракрасные фотоны путем аннигиляции по закону Эйнштейна E = mc² , сценарии, включающие легкую темную материю — например, аксионы или аксионоподобные частицы (или даже легкие стерильные нейтрино) — производили бы «дополнительные» инфракрасные фотоны, если бы они присутствовали.
Другими словами, просто глядя на простые, нормальные, «плоские» области неба или области неба, где нет известных, обнаруживаемых объектов, мы можем выполнить поиск этих распадающихся, аннигилирующих или колеблющихся частиц темной материи достаточно малой массы. В частности, используя области, где были получены спектроскопические данные с помощью JWST, мы можем искать избыток инфракрасных фотонов на любой конкретной длине волны. Если избыток есть, это потенциальный признак темной материи; если нет, это говорит вам, что темной материи нет.
Кредит : NASA, ESA, CSA, STScI, Дж. Ли (STScI), Т. Уильямс (Оксфорд), команда PHANGS, Э. Уитли (STScI)
Отличная новость заключается в том, что JWST удалось получить изображения самых разных классов объектов в космосе, включая:
- туманности в нашей галактике,
- близлежащие галактики далеко за пределами Млечного Пути,
- и внегалактические глубины дальнего космоса.
Многие из этих изображений включают не только фотометрические данные, но и спектроскопические данные: где инфракрасный свет разбивается на отдельные длины волн компонентов. Хотя эти изображения были номинально сделаны для наблюдения за определенными астрономическими целями, большинство из тех, что находятся за пределами нашей собственной галактики, содержат компоненты изображения, которые просто имеют «пустое небо» внутри них: области без звезд, газа или пыли, галактик или других источников фотонов внутри них. Эти области «пустого неба» обычно используются для калибровки телескопа: они просто измеряют реакцию телескопа на сигнал «ничего», где все, что вы видите, это рассеянный свет и шум прибора. Но если мы посмотрим на эти области «пустого неба» и сложим их все, мы могли бы обнаружить избыток испускаемых фотонов: фотонов, которые предпочтительно существовали бы на одной определенной длине волны, если бы они выявили распадающиеся или аннигилирующие (или колеблющиеся) частицы темной материи! Даже в областях, которые находятся далеко от любой известной галактики, мы все еще встроены в галактическое гало Млечного Пути, поэтому такие сигналы, генерирующие фотоны, все еще возможны. С диапазоном JWST мы можем быть чувствительны к распадающейся, аннигилирующей или колеблющейся световой темной материи в диапазоне масс от 0,1 эВ до примерно 4,1 эВ , и авторы статьи не видят никаких доказательств положительного сигнала .
Кредит : Р. Джаниш и Э. Пинетти, JCAP, представлено arXiv:2310.15395, 2025
Это преподает нам несколько важных уроков, хотя JWST никогда не выделял времени для наблюдений за исследованиями, посвященными ограничению темной материи таким способом.
- Если темная материя является «легкой» в этом смысле, и особенно в узком диапазоне масс от 0,8 эВ до 2,5 эВ, то ее время жизни должно быть не менее ~1026 секунд , или примерно в миллиард раз больше возраста Вселенной.
- Если темная материя состоит из легких аксионов или аксионоподобных частиц в этом диапазоне масс, то ее связь с фотонами чрезвычайно мала: даже меньше, чем допускают ограничения, обусловленные звездной эволюцией.
На основании как общего потока, который будет чувствителен к широкому распаду, так и потока на отдельных длинах волн, который будет чувствителен к сигналу аннигиляции или колебания, мы можем наложить новые, самые жесткие ограничения на существование, распространенность и стабильность легкой темной материи. Самое замечательное в этой работе — это ограничения, которые мы можем наложить на темную материю с помощью масштабов JWST с тем, что мы называем временем интеграции: количеством времени, потраченным на созерцание определенной (даже пустой) области неба. В будущем мы, возможно, соберем значительно больше данных, особенно с учетом общей продолжительности наблюдения для JWST, которая, как ожидается, превысит 20 лет. Ограничения на продолжительность распада темной материи в этом соответствующем диапазоне масс будут увеличиваться как квадратный корень из времени наблюдения, в то время как ограничения на связь темной материи с фотонами (или ее сечение самовзаимодействия в случае аннигиляции) будут увеличиваться как четвертый корень (квадратный корень из квадратного корня) из времени наблюдения. Для времени наблюдения, которое будет, например, в 10 000 раз больше, чем использовано в настоящем исследовании, продолжительность распада может быть лучше ограничена коэффициентом 100, в то время как связь/сечение будет лучше ограничено коэффициентом 10. Но самым замечательным из всего является следующий факт: просто используя существующие данные JWST, мы можем сжать до предела те типы темной материи, которые все еще жизнеспособны. Для кандидатов на легкую темную материю эти ограничения значительно улучшатся в ближайшие годы, и единственным требованием будет то, чтобы JWST по-прежнему получал данные от объектов по всей Вселенной.
фото: Кредиты : NASA/JPL-Caltech/Университет Аризоны/STScI и NASA, ESA, CSA, STScI. Хотя инфракрасные изображения космического телескопа Spitzer могли бы раскрыть множество особенностей, таких как искривленный диск, в галактике Сомбреро, превосходные возможности размера, разрешения и длины волны JWST показывают большой набор особенностей, которые Spitzer просто не мог разрешить. Научные достижения, как и визуальные, доступны для всех нас, поскольку области «пустого неба» изображений JWST возвращают дополнительную науку о наличии «дополнительных» фотонов, которые могут быть результатом процессов, управляемых темной материей.