Галпер Експерименты по исследован 2014

являются как вторичные частицы, рожденные в распадах калибровочных бозонов и джетов – продуктов аннигиляции WIMP.

Обсудим вторую часть выражения для потока. Интегрирование вдоль луча зрения может быть проведено следующим образом:

гдеs0 – гелиоцентрическое расстояние, rt – приливный радиус (tidal radius).

Для того чтобы провести интегрирование, необходимо знать распределение плотности темной материи. Существует несколько общепринятых профилей плотности:

1.Модель Наварро–Фрэнка–Уайта (NFW):

ρdm (r) = (rrs )(1ρ+s rrs )2 .

2.Модель Эйнасто (Einasto):

3. Изотермическая модель (cored isothermal): ρdm (r) =1+(ρrs rs )2 .

Поток гамма-излучения от распада частиц темной материи рассчитывается по похожей формуле:

41

Плотность темной материи входит в интеграл в первой степени, и в формуле появилось время жизни WIMP.

Очевидно, что для вычисления потока гамма-излучения необходимо знать генерируемый частицами спектр. Как правило, такая задача решается численно с применением современных математи-

ческих пакетов, таких как PYTHIA, GALPROP, DarkSUSY и др.

3.2.4. Фоновое гамма-излучение

В центральной части и в диске Галактики, где сосредоточена основная масса остатков сверхновых, формируется диффузное галактическое гамма-излучение, состоящее из излучения дискретных источников и истинно диффузного гамма-излучения, возникающего при взаимодействии ускоренных космических лучей с межзвездным газом.

Гамма-кванты широкого диапазона энергий, составляющие фоновое излучение (рис. 3.7), возникают в самых разных процессах:

1.Обратное комптоновское рассеяние (Inverse Compton Scattering).

2.Тормозное излучение (Bremmstrahlung).

3.Синхротронное излучение лептонов.

4.Взаимодействие лептонов и первичных протонов с межзвездной средой (ISM).

5.Распады π0 -мезонов.

6.Диффузное экстрагалактическое излучение. Внегалактическое изотропное гамма-излучение состоит, в ос-

новном, из излучения распределенных дискретных источников и изотропного же (диффузного) внегалактического излучения.

42

Рис. 3.7. Компоненты фонового излучения в гамма-диапазоне (см. [41])

В экстрагалактическое излучение большой вклад (около 45 %) вносят блазары (квазары, джеты которых направлены на наблюдателя). При энергиях ниже 10 ГэВ значительно излучение звездообразующих галактик. Эти две компоненты способны удовлетворительно объяснить экспериментальный спектр вплоть до энергии 80 ГэВ (рис. П.18). Гамма-кванты более высоких энергий, видимо, создаются другими источниками. Таким источником может быть, например, аннигилирующая темная материя с массой около

500 ГэВ.

Как уже было сказано, значительный вклад в диффузное экстрагалактическое излучение (Е>30 МэВ) вносят активные ядра галактик, галактики, в которых идет звездообразование, и миллисекундные пульсары. Кроме того вклад могут вносить также активные ядра галактик (AGN), излучение которых лежит ниже порога регистрации; они могут быть найдены по анизотропии в гаммаизлучении.

43

3.2.5. Клампы

Аналитические и численные исследования [43] показали, что темная материя может формировать сгустки – клампы. Современные исследования предсказывают существование мелкомасштабных клампов в гало Галактики. Профиль плотности таких структур

ρ(r) r−β.

Согласно аналитическому подходу [43], коэффициентβ ≈1,7 −1,9 ,

причем он универсален для клампов и галактик. В то время как численное моделирование предсказывает, что данный коэффициент может быть вычислен лишь для относительно больших масштабов и варьируется в пределах β ≈1,−1,5 . Эта величина различна для

объектов с различной массой. Плотность темной материи в клампе сравнительно высока, поэтому поток гамма-квантов от аннигиляции или распада темной материи увеличивается.

Приведем рассмотрение усиления сигнала от аннигиляции темной материи вследствие существования клампов [44]. Темп аннигиляции темной материи в одиночном клампе дается выражением

Будем использовать следующую параметризацию профиля плотности клампа:

44

Используя такую параметризацию, можно получить выражение для S:

где xс = Rc R .

Распределение клампов в гало Галактикиncl (l,M , R) зависит по

крайней мере от трех параметров: массы M, радиуса R и расстояния от центра Галактики l. Поэтому плотность темной материи в гало

Сигнал от аннигиляции частиц темной материи в клампе, наблюдаемый с Земли, пропорционален величине:

где r – расстояние от Земли до клампа, ζ – угол между линией

наблюдения и направлением на галактический центр. Расстояние l между клампом и галактическим центром может быть получено из

формулыl =(r2 + r02 −2rr0 cosζ)1 2 ( r0 – расстояние от Солнца до

галактического центра), и rmax =(RH2 −r02 sin2 ζ)1 2 – максимальное расстояние от Солнца до внешней границы гало в направлении ζ, гдеRH ~100 кпк– вириальный радиус галактического гало и

r0 =8,5 кпк .

Усиление сигнала вследствие присутствия клампов выражается следующим образом:

45

где Ihom - дополнительный сигнал от равномерно распределенной

темной материи в гало Галактики.

Поиск таких объектов может быть проведен по анизотропии в гамма-излучении. Клампы могут быть расположены либо в нашей галактике, либо в экстрагалактических структурах.

Идеальный сигнал, который можно ожидать из региона с повышенной плотностью темной материи, имеет следующие свойства:

1.Сигнал должен быть постоянным, а не переменным.

2.В окрестности региона, откуда зарегистрирован сигнал, не должно быть астрофизических источников. Угловое разрешение телескопа должно быть достаточным, чтобы гарантировать это.

3.Источник такого сигнала должен быть не один, на небе их

должно быть некоторое количество с точно такими же свойствами.

Чтобы выделить такой сигнал из общего спектра, нужно очень четко представлять себе фоновое излучение, которое на энергиях порядка 100 ГэВ – 10 ТэВ создается в том числе точечными источниками, например сверхновыми, блазарами, пульсарами и квазарами.

3.2.6. Области поиска темной материи

Очень важно знать, в какой части небесной сферы проводить измерения, так как обилие темной материи сильно разнится в зависимости от региона наблюдения. Преобладают три точки зрения:

1.Необходимо проводить детектирование гамма-квантов от темной материи из галактического центра, поскольку плотность темной материи велика, а поток гамма-квантов от аннигиляции пропорционален квадрату плотности темной материи. В данном случае существуют серьезные проблемы с правильным вычислением фона, так как область галактического центра, во-первых, богата точечными источниками гамма-излучения, а во-вторых, существует излучение от сверхмассивной черной дыры в центре Галактики. Таким образом, если мы сосредоточим детектирование в данной

46

области, то перед нами встанет задача отделения сигнала темной материи от фонового и астрофизического гаммаизлучения.

2.Детектирование следует проводить из сферических карликовых галактик, которые должны обладать большим количеством темной материи. Несмотря на то, что поток гаммаквантов от них ожидается как минимум на порядок ниже, данные галактики не содержат астрофизических источников и их фоновое излучение хорошо известно, так что не будет большой проблемы в выделении сигнала от темной материи.

3.Также предполагается возможным детектирование темной материи на средних широтах, в так называемом «midlatitude» регионе нашей галактики, так как фоновое излучение данного региона хорошо известно, и это тоже существенно облегчает выделение сигнала от темной материи.

3.2.7.Основные результаты по проблеме поиска темной материи

Результаты измерений диффузного гамма-излучения от центральной части Галактики, а также сопоставления данных о потоках галактических позитронов, суммарном потоке электронов и позитронов и потоке антипротонов позволило рассматривать их как свидетельство в пользу существования частиц темной материи. Вследствие аннигиляции или распада частиц темной материи с испусканием электрон-позитронных пар может появиться избыток этих частиц. Следует указать, однако, что не исключено объяснение аномального превышения потока позитронов рождением элек- трон-позитронных пар в пульсарах в окрестности солнечной системы или на ударных волнах сверхновых. Изучение потоков высокоэнергичных позитронов и электронов сегодня представляется как реальный путь поиска природы темной материи.

Поиск темной материи – трудоемкая задача, и множество научных групп сосредоточило свои усилия на ее решении. Среди современных экспериментов наиболее продвинутыми возможностями обладает космический телескоп Fermi-LAT. Как говорилось выше, неоспоримым свидетельством существования темной мате-

47

рии являлось бы обнаружение гамма-линии от двухчастичной аннигиляции темной матери. Коллаборация Fermi-LAT заявила, что в диапазоне энергии 20–300 ГэВ телескоп Fermi-LAT с энергетическим разрешением ~10 % не обнаружил никаких линий на уровне достоверности 5 [45]. Однако существует работа, указывающая на существование гамма-линии на энергии 130 ГэВ [48].

Никакие из существующих наземных черенковских детекторов также не обладают достаточным энергетическим разрешением, чтобы выделить линию от аннигиляции. Это возвращает нас к необходимости иметь энергетическое разрешение детектора на уров-

не ~1 %.

Известно, что телескоп Fermi-LAT зарегистрировал более 1500 источников гамма-излучения, причем более 500 не удается идентифицировать, в том числе из-за недостаточности углового разрешения (угловое разрешение Fermi-LAT – 0,1 ). Данные Fermi-LAT в диапазоне энергий 1 – 30 ГэВ (излучение центра Галактики) могут быть интерпретированы двояко: существование темной материи с массой ~10 ГэВ (рис. 3.8) или вклад группировки миллисекундных пульсаров (рис. П.19) .

Рис. 3.8. Пример, иллюстрирующий, как излучение от аннигиляции темной материи может объяснить экспериментальные данные (см. [46])

48

Как говорилось выше, имеется указание [48] на существование гамма-линии, предположительно от аннигиляции или распада частиц темной материи. Поиск проводился по данным Fermi-LAT (за 43 месяца), находящимся в открытом доступе, и был сконцентрирован на диапазоне 20 – 300 ГэВ. В регионе близком к Галактическому центру имеется указание на существование линии (рис. 3.9) с энергией Eγ ≈130 ГэВ(около 50-ти фотонов). Если интерпретиро-

вать это как частицы темной материи, аннигилирующие в два гам-

Можно заключить, что необходимо повысить энергетическое разрешение экспериментальных установок (выше 3 %) при регистрации гамма-квантов, электронов и позитронов, а также увеличить режекцию протонов до 106.

Рис. 3.9. Спектр гамма-излучения в диапазоне энергий 80,5 – 210,1 ГэВ по данным FermiLAT (см. [48]) – указание на гамма-линию с энергией 130 ГэВ

49

3.3. Косвенное наблюдение темной материи по регистрации нейтрино

Предполагается, что нейтрино высоких энергий могут образовываться в результате WIMP-WIMP аннигиляции или их распада. Высокоэнергетические нейтринные обсерватории способны регистрировать такие нейтрино, превращая их в мощный инструмент по поиску WIMP и исследованию их свойств. В частности, эти нейтрино можно использовать для оценки значения сечения аннигиляции частиц-кандидатов в темную материю путем изучения аномальных нейтринных сигналов из галактического гало. Кроме того, WIMP могут гравитационно захватываться массивными телами, такими как Солнце. Если темп аннигиляции таких захваченных WIMP регулируется темпом захвата, то нейтринные телескопы можно использовать для изучения WIMP-нуклонного сечения взаимодействия.

Многие модели темной материи, пытающиеся описать экспери-

ментальные данные PAMELA-ATIC-Fermi-H.E.S.S., привлекают

WIMP тэвных масс, распадающиеся преимущественно в лептоны. В подобных моделях также образуются высокоэнергичные нейтринные потоки в результате распадов мюонов и τ-лептонов. Значительная доля нейтрино может возникать напрямую в процессе аннигиляции (о возможных каналах аннигиляции и распада см. гл.1). Такие моноэнергетические потоки нейтрино представляют особый интерес вследствие того, что их можно использовать для установления модельно-независимого предела на полное сечение аннигиляции частиц темной материи в области пространства параметров, где доминируют сигналы в гамма-диапазоне.

В статье (IceCube Collaboration, [29]) представлены результаты работы коллаборации IceCube (IceCube – нейтринная обсерватория, построенная на антарктической станции Амундсен-Скотт, начало работы – 2006 г.) по поиску нейтринных сигналов (сбор данных производился в течение 276 дней в 2007-2008 гг.), возникающих при аннигиляции или распаде частиц темной материи в галактическом гало. Поиск сосредоточен на внешнем гало Млечного Пути, где распределения плотностей темной материи довольно хорошо смоделированы. Область галактического центра не включена в рас-

50