Celooblohová mapa nejlépe padnoucího modelu „halo+disk“ 511 keV vyzařování gama paprsků. Obrazový kredit: INTEGRAL. Klikni pro zvětšení.
Pozitron, antihmotový protějšek elektronu, předpověděl Paul Dirac – v té době revoluční – kvantová vlnová rovnice pro elektron. O několik let později, v roce 1932, Carl Anderson objevil pozitron v kosmickém záření a Dirac dostal Nobelovu cenu v roce 1933 a Anderson v roce 1936.
Když se pozitron setká s elektronem, anihilují a produkují dvě gama paprsky. Někdy však anihilaci předchází vznik pozitronia, což je jako atom vodíku s protonem nahrazeným pozitronem (pozitronium má svůj vlastní symbol Ps). Pozitronium přichází ve dvou formách, je nestabilní a rozpadá se buď na dvě gama (během asi 0,1 nanosekundy) nebo tři (během asi 100 nanosekund).
Astronomové už od 70. let věděli, že ve vesmíru musí být hodně pozitronů. Proč? Protože když pozitron a elektron anihilují za vzniku dvou gama, oba mají stejnou vlnovou délku, asi 0,024 Å nebo 0,0024 nm (astronomové, stejně jako částicoví fyzici, nemluví o vlnových délkách gama záření, ale o jejich energii; 511 v tomto případě keV). Pokud se tedy podíváte na oblohu gama-paprskovým viděním – samozřejmě nad atmosférou! – víte, že tam bylo mnoho pozitronů, protože můžete vidět spoustu gama jedné „barvy“, 511 keV (je to podobné, jako byste usuzovali, že ve vesmíru je spousta vodíku, když si všimnete velkého množství červeného (1,9 eV) H alfa v noční obloha).
Ze spektra třígama rozpadu pozitronia ve srovnání s intenzitou čáry 511 keV astronomové před čtyřmi lety zjistili, že asi 93 % pozitronů, jejichž anihilaci vidíme, tvoří pozitronium ještě předtím, než se rozpadnou.
Kolik pozitronia? Ve výduti Mléčné dráhy je každou sekundu zničeno asi 15 miliard (tisíc milionů) tun pozitronů. To je tolik hmoty jako elektrony v desítkách bilionech tun látek, na které jsme zvyklí, jako jsou kameny nebo voda; asi tolik jako na středně velkém asteroidu o průměru 40 km.
Analýzou veřejně zveřejněných dat INTEGRAL (za přibližně jeden rok) Jürgen Kn?dlseder a jeho kolegové zjistili, že:
- pozitrony, které jsou anihilovány v disku Mléčné dráhy, s největší pravděpodobností pocházejí z beta+ (tj. pozitronového) rozpadu izotopů Aluminium-26 a Titanium-44, které samy byly produkovány v nedávných supernovách (pamatujte, astronomové nazývají dokonce před 10 miliony let 'nedávné')
- ve výduti Mléčné dráhy je však zničeno více pozitronů než v disku, a to pětinásobně
- zdá se, že neexistují žádné „bodové“ zdroje.
Pro vědce INTEGRAL samozřejmě nemá „bodový“ zdroj úplně stejný význam jako pro amatérského astronoma! Gama-paprskové vidění v pozitroniové linii je neuvěřitelně rozmazané, objekt o průměru šesti měsíců (3?) by vypadal jako ‚bod‘! Kn?dlseder a jeho tým astrofyzických detektivů jsou nicméně schopni říci, že „žádný ze zdrojů, které jsme hledali, neukázal významný tok 511 keV“; těchto 40 „obvyklých podezřelých“ zahrnuje pulsary, kvasary, černé díry, zbytky supernov, oblasti tvorby hvězd, bohaté kupy galaxií, satelitní galaxie a blazary. Ale stále hledají: „Skutečně jsme [naplánovali] pozorování INTEGRAL obvyklých podezřelých, jako jsou supernovy typu Ia (SN1006, Tycho) a LMXB (Cen X-4), která by mohla pomoci vyřešit tento problém. .“
Odkud se tedy bere 15 miliard tun pozitronů zničených každou sekundu ve výduti? 'Nejdůležitější věcí na anihilaci pozitronů je pro mě to, že hlavní zdroj je stále záhadou,' říká Kn?dlseder. 'Můžeme vysvětlit slabou emisi z disku rozpadem hliníku-26, ale většina pozitronů se nachází v oblasti vyboulení Galaxie a nemáme žádný zdroj, který by mohl snadno vysvětlit všechny pozorovací charakteristiky. Zejména pokud porovnáte oblohu 511 keV s oblohou pozorovanou na jiných vlnových délkách, poznáte, že obloha 511 keV je jedinečná! Neexistuje žádná jiná obloha, která by se podobala tomu, co pozorujeme.“
Tým INTEGRAL se domnívá, že může vyloučit masivní hvězdy, kolapsary, pulsary nebo interakce kosmického záření, protože pokud by tyto byly zdrojem vyboulených pozitronů, pak by byl disk mnohem jasnější ve světle 511 keV.
Vyboulené pozitrony mohou pocházet z nízkohmotných rentgenových dvojhvězd, klasických nov nebo supernov typu 1a prostřednictvím různých procesů. Výzvou v každém případě je pochopit, jak by dostatečné množství pozitronů vytvořených těmito mohlo přežít dostatečně dlouho poté a difundovat dostatečně daleko od svých rodišť.
A co kosmické struny? Zatímco nedávný článek Tanmay Vachaspatiho navrhující tyto jako možný zdroj vyboulených pozitronů vyšel příliš nedávno pro Kn?dlsedera a kol. zvážit pro svůj článek: „Přesto pro mě není zřejmé, že máme dostatek pozorovacích omezení, abychom mohli konstatovat, že kosmické struny vytvářejí 511 keV; ani nevíme, jestli vesmírné struny existují. Člověk by potřeboval jedinečnou charakteristiku kosmických strun, které vylučují všechny ostatní zdroje, a dnes si myslím, že od toho máme daleko.“
Snad nejvíce vzrušující je, že pozitrony mohou pocházet z anihilace částice temné hmoty o nízké hmotnosti a její antičástice, nebo jak uvádí Kn?dlseder et al. řekněme: „Anihilace lehké temné hmoty (1-100 MeV), jak nedávno navrhli Boehm et al. (2004), je pravděpodobně nejexotičtějším, ale také nejvíce vzrušujícím kandidátským zdrojem galaktických pozitronů. Tmavá hmota je ještě exotičtější než pozitronium; temná hmota není antihmota a nikdo ji nedokázal zachytit, natož studovat v laboratoři. Astronomové připouštějí, že je všudypřítomný a sledování jeho povahy je jedním z nejžhavějších témat jak v astrofyzice, tak ve fyzice částic. Pokud miliardy tun pozitronů za sekundu, které jsou anihilovány ve výduti Mléčné dráhy, nemohou pocházet z klasických nov nebo termonukleárních supernov, pak je možná na vině stará dobrá temná hmota.